Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Шустов Борис (читать книги онлайн полностью TXT) 📗

Таким образом, следующим шагом в изучении популяции потенциально опасных для Земли небесных тел является задача массового обнаружения объектов с размерами более 100 м. Для того чтобы обеспечить массовость обнаружения и выполнение задачи каталогизации 90 % тел с размерами свыше 100 м, необходимо построить телескопы обнаружения с проницающей способностью не хуже 24^m и включить в программы мониторинга многие традиционные астрономические телескопы. Подробнее о перспективных средствах обнаружения таких тел см. в разделе 6.2.

Обработка всей поступающей информации о наблюденных положениях объектов, присвоение объектам предварительных обозначений, идентификация объектов, определение предварительных орбит и их последующее уточнение в настоящее время полностью выполняются Центром малых планет (ЦМП, Кембридж, штат Массачусетс) Международного астрономического союза (http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html). Центр также публикует информацию об объектах, которые нуждаются в дополнительных наблюдениях для подтверждения их открытия, уточнения орбит и других характеристик.

^{Примечание. Некоторые несовпадения данных (диаметров телескопов) в табл. 6.1 и 6.2 связаны с тем, что иногда используется диаметр главного зеркала, а иногда — диаметр входного зрачка.}

Большая часть этой работы выполняется любителями астрономии, проводящими наблюдения на профессиональном уровне.

Прогнозирование движения потенциально опасных объектов, поиск их тесных сближений с Землей и получение оценки вероятности столкновений на протяжении ближайших десятилетий регулярно осуществляется в Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института, США (http://neo.jpl.nasa.gov/risk/) и в Пизанском университете, Италия (http://newton.dm.unipi.it/neodys/).

6.2. Условия наблюдений и требования к перспективным наблюдательным системам

Рассмотрим подробнее условия наблюдений и требования к современным и будущим системам наблюдений.

Для осуществления мероприятий по защите Земли от столкновений с астероидами система наблюдений должна обнаруживать опасные объекты, когда они находятся еще на достаточно большом расстоянии от Земли.

Условия видимости астероида P на геоцентрической небесной сфере зависят от расстояний r (Солнце — астероид) и Δ (Земля — астероид), а также от величины угла ψ между направлениями Земля — Солнце и Земля — астероид, называемого элонгацией астероида, и угла φ между направлениями астероид — Земля и астероид — Солнце (угла фазы). Наилучшие условия видимости с Земли для внешнего астероида имеют место в оппозиции (при ψ, близком к 180°), а для внутреннего — в случае, когда элонгация астероида максимальна (ψ от 60° до 90°) (рис. 6.3).

^{Рис. 6.3. Взаимное расположение наблюдаемого астероида P и Земли E относительно}

Солнца S в двух характерных случаях: a — для внешнего астероида (r > R) и б — для внутреннего (r < R)

Видимая звездная величина астероида m зависит от его поперечного размера d, отражательной способности его поверхности (альбедо) γ, расстояния от астероида до Солнца и Земли, а также от фазы следующим образом:

Здесь f(φ) = -2,5 lg[(1 — G)Φ₁ + Φ₂],

В общем случае можно принять для всех астероидов в качестве среднего значения величину альбедо γ = 0,15 и G = 0,15 и считать астероиды сферическими.

На рис. 6.4–6.6 представлены значения видимой звездной величины астероидов разных размеров (0,2 км, 0,5 км и 1 км) в зависимости от элонгации, вычисленные для разных значений гелиоцентрических расстояний r — от 1,1 а.е. до 2 а.е.

Видно, что блеск астероида километрового размера может лежать в пределах m = 13 при расстоянии r = 1,1 а.е. в оппозиции (Δ = 0,1 a.e.) до m = 22 при r = 2,0 а.е. и ψ = 45°. Астероид диаметром 0,1 км при тех же условиях слабее первого на 5 звездных величин.

^{Рис. 6.4. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 0,2 км}

^{Рис. 6.5. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 0,5 км}

^{Рис. 6.6. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 1 км}

Внутренние астероиды могут быть доступны для наземных наблюдений при величине элонгации, начиная примерно с 45°. Ниже представлены (табл. 6.3.) вычисленные значения видимой звездной величины астероидов разных размеров d на разных гелиоцентрических расстояниях r при величине элонгации ψ = 60°. Два значения звездной величины соответствуют двум разным положениям астероида на орбите при одном и том же значении угла ψ (рис. 6.3 б). Зависимость размера объекта 24 звездной величины от расстояния до него показана на рис. 6.7.

^{Рис. 6.7. Зависимость диаметра r обнаружимого объекта 24 звездной величины от расстояния до него R (величины r и R — в м, γ — альбедо)}

Расстояние Δ = 0,2 а.е. = 30 млн км следует признать в качестве допустимого «последнего рубежа» обнаружения приближающихся опасных астероидов. При скорости сближения 10 км/с астероид пройдет это расстояние за месяц. В случае обнаружения опасного объекта на более близком расстоянии времени, остающегося до столкновения, может не хватить на приведение в действие средств защиты. Для обнаружения опасных астероидов крупнее 0,1–0,2 км на этом предельном расстоянии наблюдательные средства должны иметь проницающую способность не хуже 22^m. Такой блеск имеют астероиды крупнее 0,1–0,2 км при их расстояниях от Земли 0,2–0,5 а.е. и углах элонгации более 45–60°, т. е. находящиеся на ночном небе вне заревого сегмента.

Какого диаметра необходим телескоп, чтобы обнаруживать астероиды 22 звездной величины и слабее? Предельная звездная величина, регистрируемая телескопом c ПЗС-камерой, может быть определена следующим выражением:

где S — эффективная площадь телескопа в см², η — квантовая эффективность ПЗС-матрицы, T — время накопления в секундах,Δ — поперечник изображения звезды в угловых секундах, точнее, сторона квадрата из целого числа элементов изображения (пикселов), накрываемых изображением звезды на матрице, k — отношение сигнала к шуму, µ — фон неба в звездных величинах на квадратную секунду дуги.

Вычисления показывают (и это подтверждает опыт наблюдений с ПЗС-камерами; см., напр., табл. 6.3), что для уверенной регистрации объектов 22 звездной величины нужен телескоп диаметром 1,2–1,5 м, а телескопы диаметром от 0,5 до 1,0 м позволяют наблюдать объекты 20–21 звездной величины.