Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Коллектив авторов

Рис. 3.11. Распределение занумерованных астероидов в плоскости a, i. Четко выделяются люки вблизи значений большой полуоси 2,52 а.е. (897″), 2,82 а.е. (748″), 3,3 а.е. (598″). Тонкой сплошной линией показано расположение векового резонанса ν6, отделяющего планеты с большими наклонами (i > 20°) от остальной части пояса. Хорошо заметна группа Венгрии (большие наклоны, значения большой полуоси, близкие к 1,93 а.е.). Заметны также концентрации тел, соответствующих семействам астероидов Эвномии (a ≈ 2,53–2,72 a.e., i ≈ 11,1–15,8°), Эос (a ≈ 2,99–3,03 a.e., i ≈ 8–12°), Корониды (a ≈ 2,83–2,91 a.e., i ≈ 0,8–3,5°) и др.

На периферии области действия этого резонанса его эффект становится менее мощным, но все еще достаточным, чтобы позволить астероиду сближаться с Марсом в периоды наибольшего возрастания эксцентриситета [Morbidelli et al., 2002]. Дальнейшая эволюция к состоянию АСЗ протекает уже под влиянием сближений с Марсом, и темп ее существенно замедляется. Приведенные выше вероятностные оценки различных путей эволюции и продолжительности ее этапов получены с помощью метода симплектического интегрирования уравнений движения большого числа виртуальных астероидов с разнообразными начальными условиями.

Вековой резонанс ν6 является наиболее активным поставщиком астероидного материала в зону внутренних планет. Следующим по эффективности является резонанс средних движений 3:1 (a = 2,52 а.е., n = 897″). Но, так же как и в случае резонанса ν6, подавляющая часть астероидов выпадает не на поверхность планет земной группы, а в конечном счете на Солнце (70 %) или выбрасывается на гиперболические орбиты (28 %). Средняя продолжительность жизни тел, стартовавших из этого резонанса, несколько превышает 2 млн лет. Вероятность падения астероида на Землю составляет всего 2 10-3 [Morbidelli and Gladman, 1998].

В случае резонанса 5:2 (a = 2,82 а.е.) «накачка» эксцентриситета происходит очень быстро, и астероидный материал уже за время порядка 300 000 лет достигает района орбиты Земли. Но, с другой стороны, в афелии орбита тела приближается к орбите Юпитера или даже оказывается в ее пределах. В силу этого до 92 % астероидов выбрасывается на гиперболические орбиты, 8 % попадает на Солнце и только около 0,03 % в конце концов оказывается на Земле.

Хотя резонанс 2:1 (a = 3,28 а.е.) способен доставлять некоторое количество материала в район орбиты Земли, средняя продолжительность существования тел на таких орбитах исчисляется всего сотней тысяч лет, поскольку Юпитер быстро преобразует их орбиты в гиперболические.

Помимо перечисленных наиболее мощных резонансов в поясе астероидов присутствует множество других резонансов, оказывающих менее существенное, но тем не менее заметное влияние на движение тел. Эти резонансы обусловлены соизмеримостями средних движений тел с Юпитером более высоких порядков (например, соизмеримостями 7:2, 7:3, 9:4, 10:3), соизмеримостями средних движений с Марсом, Землей, кратными соизмеримостями, когда резонансные соотношения связывают средние движения трех тел (например, Юпитера, Сатурна и астероида [Nesvorny and Morbidelli, 1998]), а также разного рода вековыми резонансами. В результате этого большая часть орбит астероидов Главного пояса обнаруживает слабую хаотичность. Правда, эффект этой хаотичности невелик. Большие полуоси орбит колеблются в узкой окрестности резонансов, а эксцентриситеты и наклоны хаотически диффундируют в сторону увеличения. Эти процессы также способствуют транспортировке вещества из внутренней части пояса (a < 2,5 а.е.) в район планет земной группы, а во внешней части пояса способствуют сближению тел с Юпитером, и, в конечном счете, выбросу их из Солнечной системы. Но время этой транспортировки крайне велико – от десятков миллионов до миллиардов лет. Тем не менее, именно эти слабые резонансы в основном ответственны за постоянное пополнение популяции астероидов, пересекающих орбиту Марса – «марс-кроссеров» (MC, Mars Crossers Asteroids) (1,3 < q < 1,67 а.е.), которая примерно в четыре раза более многочисленна, чем популяция АСЗ. Эта популяция не может поддерживаться за счет сильных резонансов, так как возрастание эксцентриситета в них происходит слишком быстро и при сближениях с Марсом в популяцию марс-кроссеров захватывается незначительное число астероидов. В области a 6 2,06 а.е. отсутствуют сильные резонансы, способные превратить орбиты, пересекающие орбиту Марса, в орбиты, пересекающие орбиты Земли и Венеры. Поэтому астероиды, попавшие в эту область под действием диффузных резонансов, надолго застревают в ней. Только случайные сближения с Марсом способны вернуть их в область сильных резонансов, где они могут быть преобразованы в АСЗ.

Хотя источники пополнения популяции АСЗ рассмотрены выше достаточно полно, остаются вопросы о том, каков вклад каждого источника в реально наблюдаемую популяцию и насколько сильно характеристики этой популяции искажены наблюдательной селекцией. Эффективным способом ответа на эти вопросы является построение динамической модели устойчивого состояния популяции [Bottke et al., 2002b]. В этой работе численным путем была прослежена эволюция многочисленных виртуальных астероидов, берущих начало в разных источниках: резонансах 3:1 и ν6, диффузных резонансах и в кометах семейства Юпитера. В ходе вычислений регистрировалось время, проведенное каждым астероидом в различных ячейках трехмерной сетки a, e, i за период существования частицы до того или иного финала. Если популяция находится в динамически устойчивом состоянии, то суммарное время, проведенное различными астероидами в отдельных ячейках трехмерного пространства, пропорционально орбитальному распределению тел. Общее распределение АСЗ было найдено как линейная комбинация взвешенного вклада каждого источника.

Из построенной модели следует, что 37 ± 8 % всех АСЗ с абсолютными звездными величинами в пределах 13m < H < 22m приходят из резонанса ν6, 23 ± 9 % – из резонанса 3:1, 33 ± 3 % – из многочисленных диффузных резонансов и 6 ± 4 % происходят из комет семейства Юпитера (кометы из облака Оорта не учитывались).

Таким образом, в настоящее время в основном известны механизмы транспортировки астероидного вещества из разных областей, прежде всего из резонансных зон ν6 и 3:1. Естественно возникает вопрос, каким образом происходит пополнение вещества в резонансных зонах пояса: без пополнения они давно были бы близки к полному истощению. Между тем, исследование распределения кратеров на поверхности Луны и Земли свидетельствует об относительном постоянстве темпа бомбардировки этих тел астероидами, кометами и их обломками в течение последних трех миллиардов лет [Grieve and Shoemaker, 1994; Иванов, 2005]. Потенциальные источники должны обеспечивать более или менее равномерный приток вещества в резонансные зоны, притом в нужном количестве.

Легко допустить, что поставщиком вещества в резонансные зоны может являться постоянное дробление вещества астероидов в соседних с этими зонами областях пояса в результате столкновений с более мелкими телами. Помимо этой составляющей в истории пояса имели место катастрофические столкновения тел, которые вели к образованию наиболее многочисленных семейств астероидов [Zappalá et al., 2002]. Такие события также могли эпизодически вбрасывать астероидное вещество в резонансные зоны. Существует, однако, ряд наблюдательных фактов, которые противоречат столь простому объяснению рассматриваемой проблемы.

Начать можно с того, что, согласно современным численным экспериментам [Gladman et al., 1997], вещество, вброшенное в область действия наиболее мощных резонансов, очень быстро достигает района планет земной группы, где оно также не может существовать длительное время. В результате средняя продолжительность пребывания вещества в открытом космическом пространстве, вне тел, из недр которых оно было выброшено, до его попадания на Землю должна составлять всего лишь около десяти миллионов лет. Но эта оценка находится в явном противоречии с космическими возрастами метеоритов, надежно определяемыми по относительному содержанию изотопов, образующихся в их телах под воздействием космических лучей. Для каменных метеоритов эти возрасты лежат преимущественно в диапазоне 1–100 млн лет с максимумами распределения в области 20 и 50 млн лет для разных групп метеоритов, а для железных они составляют несколько сотен миллионов лет с максимумом около 800–900 млн лет (рис. 3.12).

Рис. 3.12. Космические возрасты каменных и железных метеоритов [Вуд, 1971]

Популяция АСЗ насчитывает около одной тысячи тел размером от одного километра и более. Для поддержания этой популяции в устойчивом состоянии динамического равновесия требуется, чтобы в поясе астероидов постоянно происходили катастрофические столкновения, так как только при таких столкновениях образующиеся тела километровых размеров могут получить достаточные по величине импульсы, чтобы достичь наиболее мощных резонансных зон. Но катастрофические столкновения – относительно редкие события. Возраст семейств, по общему мнению, составляет от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. Поскольку динамическое время жизни в окрестности мощных резонансов гораздо короче, память об этих событиях здесь давно стерлась. Таким образом, катастрофические столкновения не являются непосредственным поставщиком тел километровых размеров в резонансные зоны.