Борис Шустов - Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

Сделаем несколько замечаний относительно структуры «молодых» метеороидных роев. В большинстве случаев такие рои имеют общепризнанную связь с кометами — Леониды (комета 1866 I), Дракониды (комета Джакобини — Циннера), Андромедиды (комета Биэлы) и т. д. В этом случае основная часть метеорных тел роя все еще остается сконцентрированной на участке орбиты вблизи кометы-родоначальницы, что подтверждается наблюдаемой

заметной активностью таких потоков лишь в течение нескольких лет до и после максимума действия потока. В остальные годы такой поток характеризуется крайне малой интенсивностью. Короткая продолжительность потока свидетельствует о его малом поперечном сечении. Интервал интенсивного действия потока Дракониды в 1946 г. не превышал 6 ч, а ярко выраженный максимум интенсивности длился около 10 мин. По результатам наблюдения этого же потока в 1933 г. получено, что сечение его наиболее плотной центральной части, где плотность метеорных тел равна максимально наблюдавшейся, примерно в 5–6 раз меньше сечения всего потока. Аналогичные результаты получены и для потока Леониды. Кроме того, по результатам наблюдений потока Леониды в 1969 г. [Porubčan, 1974] отмечается наличие весьма неширокой (1,4·10 4км) плотной центральной части потока, в которой преобладают неслучайные группировки метеороидных тел. За пределами этой области распределение метеороидных тел в рое случайно. В центральной же части более 10 % всего состава метеороидного комплекса находится в парах или группах. Отсутствие подобных группировок в ежегодных потоках связано с распадом таких систем на фазе отделения от родительской кометы.

На основе данных о метеороидных роях и спорадических метеороидах строятся модели метеороидного вещества в межпланетном пространстве для обеспечения безопасности полетов космических аппаратов. В 1985 г. появились две модели метеороидного вещества в околоземном пространстве — это модель Грюна [Grьn et al., 1985] и ГОСТ 25645.128-85 «Вещество метеорное. Модель пространственного распределения» в СССР. С этого времени модели метеороидного вещества непрерывно модифицировались с учетом новых данных о метеороидах в околоземном и межпланетном пространстве. Новые данные дает применение более совершенных методов интерпретации наземных наблюдений метеоров и данных с космических аппаратов, находящихся в межпланетном пространстве, а также вблизи некоторых планет. К сожалению, в СССР и в России с 1985 г. не было создано постоянно действующих рабочих групп по модификации модели метеорного вещества, тогда как в NASA и ESA такие группы существуют и регулярно выпускают рабочие версии действующих моделей метеороидного вещества, которые используются при проектировании космических аппаратов и планировании различных космических миссий.

В мире для обязательного использования при проектировании космических полетов в разные периоды времени применялись четыре такие модели [Drolshagen et al., 2008]. Их характеристики приведены в табл. 5,4, в которую включена также модель ГОСТ 25645.128-85 «Вещество метеорное. Модель пространственного распределения».

Существуют также модели метеороидного вещества в окрестности других планет земной группы. В последние годы активно исследуется Марс космическими аппаратами NASA. Российская Федерация также планирует в ближайшее время запуск космического аппарата (КА) «Фобос-Грунт» к Марсу, одной из основных задач которого будет исследование спутника Марса Фобоса. Существуют модели метеороидного вещества вблизи Марса и Фобоса, которые позволяют более или менее реально определить степень риска столкновения КА с метеороидными частицами различных масс и размеров, оценить скорость такого столкновения и энергию удара. Одна из таких моделей развивается в Астрономическом институте Санкт-Петербургского государственного университета [Krivov et al., 1995].

К настоящему моменту наиболее признанной является концепция возникновения метеороидных роев как следствия полной или частичной дезинтеграции кометных ядер, существенно усиливающейся при приближении кометы к Солнцу (см. также главу 4). Впервые такое предположение высказал Дж. Скиапарелли (1866), когда отождествил орбиту потока Персеиды с орбитой кометы 1862 II. К 40-м гг. XX в. таких отождествлений было всего четыре: комета 1866 I (она же комета Темпеля — Туттля) — поток Леониды, комета 1862 II — поток Лириды, комета Энке — Баклунда — поток Тауриды, комета 1910 II (Галлея) — потоки Ориониды и η-Аквариды. Весьма интересными представляются флуктуации частот появления космических «пришельцев» в окрестности земной орбиты и непосредственно в биосфере Земли. На основе анализа более чем 8000 исторических свидетельств о пролете комет и болидов, падении метеоритов и метеорных дождях за прошедшие 2000 лет были выявлены особые интервалы 0–500 лет, 1000–1250 лет, 1450–1750 лет, изобилующие сообщениями о появлении комет. Была выявлена явная связь между кометами и метеорными потоками. Распад комет на отдельные фрагменты или их частичная дезинтеграция является наиболее активным процессом их эволюции. Он наблюдается у относительно ярких комет и обычно сопровождается различными проявлениями кометной активности. Так, за период с 1843 г. по 1971 г. наблюдалось около 16 случаев расщепления комет с последующим расхождением фрагментов. За последние годы к числу интересных явлений добавились ставшая весьма знаменательной комета Веста (1975 n), комета Когоутека (1973 f), комета Уилсона, яркая вспышка кометы Галлея после прохождения перигелия, комета Швассмана — Вахмана 3, Шумейкеров — Леви, Холмса и др. В 11 случаях распад произошел на гелиоцентрических расстояниях R 6 1,6 а.е., в двух случаях — в зоне астероидов и в трех — на расстоянии орбиты Юпитера. Применив метод дифференциальной коррекции для интерпретации наблюдений кометы Виртанена (1957 VI), Секанина [Sekanina, 1979] уточнил место расщепления этой кометы — 9 а.е. вместо 4,9 а.е., как принималось ранее. Кроме того, Секанина считает, что абсолютно достоверно распавшимися можно считать только шесть комет — 1881 I, 1914 IV, 1943 I, 1955 V, 1968 III, 1969 IX. Для двух комет — 1889 IV, 1896 V — имеются достаточные основания считать их распавшимися. Поскольку фрагменты около половины распавшихся ядер комет являются короткоживущими, можно предположить, что фрагменты малых размеров выбрасываются из родительских ядер значительно чаще. Однако наблюдение таких фрагментов затруднено вследствие малости их размеров. В случае кометы Таго — Сато — Косаки (1969 IX) Секанина установил, что ее распад совпадает с визуально наблюдавшейся вспышкой блеска и с внезапным увеличением истечений вещества из кометы.