Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

Иванов Борис Федорович

Детальное изучение взаимосвязи транснептуновых объектов и короткопериодических комет было проведено в работах [Duncan and Levison, 1997; Emel’yanenko et al., 2004]. Эти исследования показали хорошее согласие наблюдаемого распределения орбитальных параметров комет семейства Юпитера с распределением объектов, захваченных из транснептуновой зоны с сильноэллиптических орбит. Однако для объяснения происхождения комет семейства Юпитера только из этого источника приходится предполагать, что в области 60 < a < 1000 а.е., 28 < q < 35,5 а.е. находится ~ 10¹⁰ тел кометного размера. Это несколько больше, чем следует непосредственно из наблюдательных оценок. Имеются также явные несоответствия между наблюдаемым распределением кентавров и результатами исследования динамической эволюции транснептуновых объектов. Кроме того, вычисления показали, что транснептуновые объекты практически не производят комет галлеевского типа.

^{Рис. 4.17.}

Распределение объектов, наблюдавшихся в нескольких оппозициях, с пери-гелиями вблизи орбиты Нептуна

Все это заставляет опять вернуться к вопросу о вкладе облака Оорта в семейство комет, наблюдаемых в окрестности Земли. Какова структура этого образования? Может ли поток комет с перигелиями во внешней части планетной системы, не рассматривавшийся ранее, дать значительный вклад в семейство короткопериодических комет? Существует ли резкая граница между облаком Оорта и транснептуновой зоной, если в последней наблюдается большое число объектов на орбитах с большими эксцентриситетами?

Для ответа на эти вопросы в работе [Emel’yanenko et al., 2007] была построена модель распределения комет во внешней части Солнечной системы в предположении, что они имеют происхождение в планетной области. Оказалось, что орбитальное распределение комет в результате эволюции в течение 4,5 млрд лет приобретает характерный вид, показанный на рис. 4.18 и 4.19. Основные особенности этого распределения слабо зависят от начальных динамических характеристик тел на первых этапах формирования Солнечной системы и определяются главным образом длительным действием планетных, звездных и галактических возмущений.

Рисунки 4.18 и 4.19 показывают очень много важных особенностей структуры внешней части Солнечной системы. Во-первых, облако Оорта является естественным результатом длительной динамической эволюции объектов, выбрасываемых из планетной области. В результате действия звездных и галактических возмущений орбиты большинства объектов расположены в настоящее время далеко от планетной области, и лишь некоторые из них могут переходить на почти параболические орбиты. Наряду с внешней частью облака Оорта (a > 10⁴ а.е.), откуда в настоящее время наблюдается поток «новых» комет, существует и внутренняя часть облака Оорта (10³ < a < 10⁴ а.е.), из которой кометы могут напрямую вбрасываться в околоземное пространство только при редких проникновениях звезд в эту область [Hills, 1981]. Во внешней части облака Оорта орбиты имеют изотропное распределение, а при a < 8 10³ а.е. заметно преобладание прямых орбит.

^{Рис. 4.18. Распределение больших полуосей и перигелийных расстояний для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])}

^{Рис. 4.19. Распределение больших полуосей и наклонов орбит для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])}

Некоторые объекты, перигелии орбит которых расположены достаточно близко к планетной области, проникают из облака Оорта в область a < 10³ а.е., образуя класс транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами. Хотя часть объектов могла остаться в транснептуновой области на орбитах с большими эксцентриситетами с начальных этапов формирования Солнечной системы, резкой границы между облаком Оорта и транснептуновой зоной не существует. Семейство транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами, является комбинацией объектов, находящихся здесь на протяжении времени существования Солнечной системы, и объектов, посещавших облако Оорта в течение своей динамической истории.

Объекты облака Оорта могут попадать и в область внешних планет, пополняя класс кентавров. Детальный анализ показал, что это может происходить как непосредственно, путем прямого изменения перигелийных расстояний под действием звездных и галактических возмущений, так и в результате длительной эволюции под действием планетных возмущений через стадию транснептуновых объектов с большими эксцентриситетами орбит. В дальнейшем большинство кентавров

выбрасываются планетами из Солнечной системы, а некоторые могут переходить на короткопериодические орбиты. В последнем случае они в основном образуют класс комет семейства Юпитера, хотя относительно малая их доля может захватываться и на орбиты комет галлеевского типа. Таким образом, давно известный диффузионный механизм происхождения комет галлеевского типа из потока почти параболических комет с перигелиями, расположенными внутри орбиты Юпитера, не является единственным.

Сопоставление результатов моделирования с характеристиками потока «новых» комет позволяет оценить число кометных объектов различных классов, происхождение которых связано с облаком Оорта. Если полагать, что на расстоянии от Солнца q < 5 а.е. в год проходит перигелий приблизительно 15 «новых» комет [Bailey and Stagg, 1998; Fernandez and Gallardo, 1999; Weissman and Lowry, 2001], то в современную эпоху в облаке Оорта (a > 10³ а.е.) должно находиться ~ 10¹² соответствующих кометных объектов, причем приблизительно половина из них расположена во внешней части (a > 10⁴ а.е.).

В заключение этого раздела остановимся отдельно на проблеме числа комет галлеевского типа, важной при рассмотрении проблемы астероиднокометной опасности. Подробное изучение динамической эволюции комет из почти параболического потока в семейство комет галлеевского типа показало [Emel’yanenko and Bailey, 1998; Levison et al., 2002], что вероятность захвата комет галлеевского типа с перигелийными расстояниями q < 1,5 а.е. из потока «новых» комет с 0 < q < 4 а.е. равна 0,013. Тогда число объектов, захватываемых на орбиты галлеевского типа из облака Оорта, значительно превышает число наблюдаемых комет этого типа. Действительно, среднее число комет галлеевского типа N_HT в любой момент времени удовлетворяет соотношению N_HT = _HT L_HT, где _HT — число комет, захватываемых на орбиты галлеевского типа в единицу времени, L_HT — среднее время жизни комет галлеевского типа. Используем опять оценку, что в окрестности Земли приблизительно 3 «новые» кометы приходят в интервале перигелийных расстояний 1 а.е. Тогда, если ограничиться только потоком почти параболических комет с 0 < q < 4 а.е., _HT = 3 4 0,013 = 0,156 комет в год. Вычисления показывают, что среднее время динамической жизни комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. составляет 3 10⁵ лет. Отсюда следует, что N_HT 47 000. В настоящее время обнаружено лишь около 30 комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. Это противоречие может быть преодолено только на основе предположения об очень коротком (менее 200 оборотов вокруг Солнца) времени физической жизни комет галлеевского типа. Но тогда возникает вопрос о количестве и размерах тех тел, которые представляют собой продукты дезинтеграции многочисленных комет галлеевского типа. Решение этого вопроса является очень важным в проблеме астероидно-кометной опасности.

4.6. Кометы, «царапающие Солнце»

Вокруг сияющего света, Что вечно льет источник дня, Кружатся легкие кометы, Как мотыльки вокруг огня. Несясь среди планетной сферы, Они недолго в ней живут, Семьи небесной эфемеры, Они свиданья с Солнцем ждут. Н. Морозов

Первой обнаруженной кометой, прошедшей близко от Солнца, была так называемая Великая комета 1680 года (C/1680 V1) — первая комета, открытая с помощью телескопа немецким астрономом Готфридом Кирхом. Ее орбита, рассчитанная с помощью теории тяготения Ньютона, оказалась проходящей очень близко к Солнцу. Следующей кометой, «царапающей Солнце» (Sun-grazing comet), стала комета С/1843 D1 — Великая мартовская комета. Она была обнаружена в начале февраля 1843 г. и была видна до конца апреля того же года. В 1880 г. возле Солнца появилась комета C/188 °C1 — Великая южная комета. А в 1882 г. сразу несколько комет наблюдались около Солнца с интервалом в несколько месяцев. Открытие кометы X/1882 K1 — Кометы затмения 1882 года — стало полной неожиданностью для астрономов. 17 мая 1882 г. во время солнечного затмения наблюдатели в Египте заметили яркую полоску света рядом с Солнцем. По случайному стечению обстоятельств затмение совпало по времени с прохождением кометой своего перигелия. Только благодаря этому она и стала известной, поскольку комета является неяркой и при других условиях не видна на фоне Солнца. Иногда комету X/1882 K1 еще называют кометой Тевфика, в честь правителя Египта того времени.