Астероиды — источники опасности и объекты исследований

Автор: 
Натан Эйсмонт, Антон Ледков

NASA/JPL-Calteh/UCLA

Иллюстрация: ESA/AOES Medialab

NASA/JPL-Calteh/UCLA

Солнечную систему воспринимают обычно как пустое пространство, в котором кружатся восемь планет, некоторые — со своими спутниками. Кто-то вспомнит о нескольких малых планетах, к которым недавно приписали Плутон, о поясе астероидов, о метеоритах, иногда падающих на Землю, и о кометах, изредка украшающих небосвод. Это представление вполне справедливо: ни один из многочисленных космических аппаратов не пострадал от столкновения с астероидом или кометой, — космос довольно просторен.                                                     Иллюстрация: ESA/AOES Medialab
И тем не менее в огромном объёме Солнечной системы содержатся не сотни тысяч и не десятки миллионов, а квадриллионы (единицы с пятнадцатью нулями) космических тел различных размеров и масс. Все они движутся и взаимодействуют по законам физики и небесной механики. Часть их образовалась в самой ранней Вселенной и состоит из её первозданного вещества, и это интереснейшие объекты астрофизических исследований. Но есть и очень опасные тела — крупные астероиды, столкновение которых с Землёй способно погубить на ней жизнь. Отслеживание и ликвидация астероидной опасности — не менее важное и увлекательное направление работы астрофизиков.

История открытия астероидов

Первый астероид обнаружил в 1801 году Джузеппе Пиази, директор обсерватории в Палермо (Сицилия). Назвал он его Церера и поначалу считал малой планетой. Термин «астероид», в переводе с древнегреческого — «подобный звезде», предложил астроном Уильям Гершель (см. «Наука и жизнь» №7, 2012 г., статья «Сказка о музыканте Уильяме Гершеле, который расширил космос вдвое»). Церера и аналогичные объекты (Паллада, Юнона и Веста), открытые в последующие шесть лет, были видны как точки, а не как диски в случае планет; в то же время, в отличие от неподвижных звёзд, они двигались подобно планетам. Следует отметить, что наблюдения, в результате которых были открыты эти астероиды, велись целенаправленно в попытках обнаружить «пропавшую» планету. Дело в том, что уже открытые планеты располагались на орбитах, отстоящих от Солнца на расстояниях, соответствующих закону Бодэ. В соответствии с ним между Марсом и Юпитером должна была находиться планета. Как известно, планеты на такой орбите не нашлось, зато примерно в этом районе позже обнаружили пояс астероидов, названный главным. К тому же и закон Бодэ, как оказалось, не имеет какого-либо физического обоснования и рассматривается в настоящее время просто как некое случайное сочетание чисел. Более того, открытый позже (1848) Нептун оказался на орбите, с ним не согласующейся.

После открытия четырёх упомянутых астероидов дальнейшие наблюдения за восемь лет не привели к успеху. Их прекратили из-за Наполеоновских войн, в ходе которых сгорел городок Лилиенталь близ Бремена, где проходили заседания астрономов — охотников за астероидами. Возобновились наблюдения в 1830 году, но успех пришёл лишь в 1845-м с открытием астероида Астрея. С этого времени астероиды стали открывать с частотой не менее одного в год. Бóльшая их часть принадлежит к главному поясу астероидов, между Марсом и Юпитером. К 1868 году насчитывалось уже около сотни открытых астероидов, к 1981-му — 10 000 и к 2000-му — более 100 000.

Десять астероидов, расположенные в порядке их открытия. Для наглядности астероиды показаны в масштабе кружочками соответствующего размера на фоне круга с диаметром Луны. NASA

Десять астероидов, расположенные в порядке их открытия. Для наглядности астероиды показаны в масштабе кружочками соответствующего размера на фоне круга с диаметром Луны. NASA

Химический состав, форма, размеры и орбиты астероидов

Если классифицировать астероиды по их расстоянию от Солнца, то в первую группу попадают вулканоиды — некий гипотетический пояс малых планет между Солнцем и Меркурием. Ни одного объекта из этого пояса до сих пор не обнаружено, и хотя на поверхности Меркурия наблюдаются многочисленные кратеры ударного происхождения, образованные падением астероидов, это не может служить доказательством существования указанного пояса. Ранее наличием там астероидов пытались объяснить аномалии в движении Меркурия, но затем их объяснили на основе учёта релятивистских эффектов. Так что окончательный ответ на вопрос о возможном присутствии Вулканоидов пока не получен. Далее следуют околоземные астероиды, принадлежащие четырём группам.

Слева: атиры — астероиды, орбита которых полностью находится внутри орбиты Земли. Справа: атоны — астероиды, чьё расстояние от Солнца в афелии больше перигелийного расстояния Земли, но большая полуось меньше земной, то есть их орбиты почти полностью (или целиком) находятся внутри орбиты Земли

Слева: атиры — астероиды, орбита которых полностью находится внутри орбиты Земли. Справа: атоны — астероиды, чьё расстояние от Солнца в афелии больше перигелийного расстояния Земли, но большая полуось меньше земной, то есть их орбиты почти полностью (или целиком) находятся внутри орбиты Земли. © AndrewBuck/Wikimedia Commons/CC-BY-SA и © Kaidor/Wikimedia Commons/CC-BY-SA

Астероиды главного пояса движутся по орбитам, находящимся между орбитами Марса и Юпитера, то есть на расстояниях от 2,1 до 3,3 астрономической единицы (а.е.) от Солнца. Плоскости их орбит находятся вблизи эклиптики, их наклонение к эклиптике лежит в основном до 20 градусов, доходя у некоторых до 35 градусов, эксцентриситеты — от нуля до 0,35. Очевидно, что первыми были открыты самые большие и яркие астероиды: средние диаметры Цереры, Паллады и Весты равны 952, 544 и 525 километрам соответственно. Чем меньше размер астероидов, тем их больше: только 140 астероидов главного пояса из 100 000 имеют средний диаметр больше 120 километров. Суммарная масса всех его астероидов относительно невелика, составляя всего около 4% массы Луны. Самый большой астероид — Церера — имеет массу 946·1015 тонн. Сама по себе величина кажется очень большой, но это всего лишь 1,3% массы Луны (735·1017 тонн). В первом приближении размер астероида можно определить по его яркости и по расстоянию от Солнца. Но надо учитывать и отражательные характеристики астероида — его альбедо. Если поверхность астероида тёмная, светится он слабее. Именно в силу этих причин в списке десяти астероидов, расположенных на рисунке в порядке их открытия, третий по размерам астероид Гигея находится на последнем месте.

Слева: аполлоны движутся по орбитам с расстоянием от Солнца в перигелии меньше афелийного расстояния Земли и с большой полуосью, превышающей астрономическую единицу. Справа: амуры — астероиды, у которых расстояние от Солнца в афелии больше афелийного расстояния Земли, но не превышает 1,3 а.е.

Слева: аполлоны движутся по орбитам с расстоянием от Солнца в перигелии меньше афелийного расстояния Земли и с большой полуосью, превышающей астрономическую единицу. Справа: амуры — астероиды, у которых расстояние от Солнца в афелии больше афелийного расстояния Земли, но не превышает 1,3 а.е. (а.е. равна 149 миллионам километров — среднему расстоянию Земли от Солнца). © AndrewBuck/Wikimedia Commons/CC-BY-SA

На рисунках, иллюстрирующих главный астероидный пояс, как правило, показывают множество булыжников, которые движутся довольно близко друг к другу. На самом деле картина весьма далека от действительности, поскольку, вообще говоря, небольшая суммарная масса пояса распределена по его большому объёму, так что пространство довольно пустое. Все запущенные к настоящему времени за пределы орбиты Юпитера космические аппараты пролетели сквозь астероидный пояс без ощутимого риска столкновения с астероидом. Однако по меркам астрономического времени столкновения астероидов друг с другом и с планетами уже не выглядят столь маловероятными, о чём можно судить по числу кратеров на их поверхностях.

Троянцы — астероиды, движущиеся вдоль орбит планет, первый из которых обнаружил в 1906 году немецкий астроном Макс Вульф. Астероид движется вокруг Солнца по орбите Юпитера, опережая его в среднем на 60 градусов. Далее была открыта целая группа небесных тел, движущихся впереди Юпитера.

Троянcкие астероиды Юпитера включают две группы: опережающие Юпитер (греки) и движущиеся следом за ним (троянцы). © Skrab/Wikimedia Commons/CC-BY-SA

Троянcкие астероиды Юпитера включают две группы: опережающие Юпитер (греки) и движущиеся следом за ним (троянцы). © Skrab/Wikimedia Commons/CC-BY-SA

Первоначально они получали имена в честь героев легенды о троянской войне, воевавших на стороне осаждавших Трою греков. Помимо опережающих Юпитер астероидов существует группа астероидов, отстающих от него примерно на тот же угол; они были названы троянцами в честь защитников Трои. В настоящее время астероиды обеих групп называют троянцами, и они движутся в окрестности точек Лагранжа L4 и L5, точек устойчивого движения в задаче трёх тел. Небесные тела, попавшие в их окрестности, совершают колебательное движение, не уходя слишком далеко. По необъяснённым пока причинам астероидов, опережающих Юпитер, примерно на 40% больше, чем отстающих. Подтвердили это выполненные совсем недавно американским спутником NEOWISE измерения с помощью 40-сантиметрового телескопа, снабжённого детекторами, работающими в инфракрасном диапазоне. Измерения в ИК-диапазоне существенно расширяют возможности изучения астероидов по сравнению с теми, что даёт видимый свет. Об их эффективности можно судить по числу астероидов и комет Солнечной системы, внесённых в каталоги с помощью NEOWISE. Их насчитывается более 158 000, и миссия аппарата продолжается. Интересно, что троянцы заметно отличаются от большей части астероидов главного пояса. Они имеют матовую поверхность, красновато-коричневатый цвет и относятся в основном к так называемому D-классу. Эти астероиды с очень низким альбедо, то есть со слабо отражающей поверхностью. Подобные им можно найти только во внешних областях главного пояса.

Точки Лагранжа

Точки Лагранжа

 Троянцы есть не только у Юпитера; другие планеты Солнечной системы, включая Землю (но не Венеру и Меркурий), также сопровождают троянцы, группирующиеся в окрестности их точек Лагранжа L4, L5. Астероид-троянец Земли 2010 ТК7 открыли с помощью телескопа NEOWISE совсем недавно — в 2010 году. Он движется, опережая Землю, при этом амплитуда его колебаний около точки L4 очень велика: астероид достигает точки, противоположной Земле в движении вокруг Солнца, и необычно далеко выходит из плоскости эклиптики.

Столь большая амплитуда колебаний приводит к возможному его сближению с Землёй вплоть до 20 миллионов километров. Однако столкновение с Землёй, по крайней мере в ближайшие 20 000 лет, полностью исключено. Движение земного троянца сильно отличается от движения троянцев Юпитера, которые не покидают на столь значительные угловые расстояния свои точки Лагранжа. Такой характер движения делает затруднительными миссии к нему космических аппаратов, поскольку вследствие значительного наклонения орбиты троянца к плоскости эклиптики для достижения астероида с Земли и посадки на него требуются слишком высокая характеристическая скорость и, следовательно, большие затраты топлива.

Пояс Койпера лежит за пределами орбиты Нептуна и простирается вплоть до 120 а.е. от Солнца. Он близок к плоскости эклиптики, населён огромным числом объектов, включающих в свой состав водяной лёд и замёрзшие газы, и служит источником так называемых короткопериодических комет. Первый объект из этой области был обнаружен в 1992 году, а к настоящему времени их открыто уже более 1300. Поскольку небесные тела пояса Койпера расположены очень далеко от Солнца, их размеры определить трудно. Делается это на базе измерений яркости отражаемого ими света, а точность расчёта зависит от того, насколько хорошо мы знаем величину их альбедо. Измерения в инфракрасном диапазоне намного надёжнее, поскольку дают уровни собственного излучения объектов. Такие данные были получены космическим телескопом Спитцер (Spitzer) для наиболее крупных объектов пояса Койпера.

Пояс Койпера расположен за орбитой Нептуна. © Рисунок Зои Флоринской

Пояс Койпера расположен за орбитой Нептуна. © Рисунок Зои Флоринской

Один из интереснейших объектов пояса — Хаумеа (Haumea), названный по имени гавайской богини плодородия и деторождения; он представляет собой часть семейства, образовавшегося в результате столкновений. Этот объект, по-видимому, столкнулся с другим, размером вдвое меньшим. Удар привёл к разбросу больших ледяных кусков и вызвал вращение Хаумеа с периодом около четырёх часов. Столь быстрое вращение придало ему форму мяча для американского футбола или дыни. Хаумеа сопровождают два спутника — Хииака (Hi’iaka) и Намака (Namaka).

Любопытный объект пояса Койпера — Хаумеа со спутниками Хииака и Намака. © A. Feild (Space Telescope Science Institute)

Любопытный объект пояса Койпера — Хаумеа со спутниками Хииака и Намака. © A. Feild (Space Telescope Science Institute)

Согласно принятым к настоящему времени теориям, около 90% объектов пояса Койпера движутся по удалённым круговым орбитам за орбитой Нептуна — там, где они образовались. Несколько десятков объектов этого пояса (их называют кентаврами, поскольку в зависимости от расстояния до Солнца они проявляют себя то как астероиды, то как кометы), возможно, образовались в более близких к Солнцу областях, а затем гравитационное воздействие Урана и Нептуна перевело их на высокие эллиптические орбиты с афелиями вплоть до 200 а.е. и большими наклонениями. Они образовали диск толщиной 10 а.е., но на самом деле внешняя кромка пояса Койпера до сих пор не определена. Ещё совсем недавно Плутон и Харон рассматривали как единственные примеры наиболее крупных объектов ледяных миров во внешней части Солнечной системы. Но в 2005 году было открыто ещё одно планетное тело — Эрида (по имени греческой богини раздора), диаметр которого чуть меньше диаметра Плутона (первоначально предполагали, что оно на 10% больше). Эрида движется по орбите с перигелием 38 а.е. и афелием 98 а.е. У неё есть небольшой спутник — Дисномия (Dysnomia). Сначала Эриду планировали считать десятой (вслед за Плутоном) планетой Солнечной системы, но затем вместо этого Международный астрономический союз исключил Плутон из списка планет, образовав новый класс, названный карликовыми планетами, куда вошли Плутон, Эрида и Церера. Предполагается, что в поясе Койпера находятся сотни тысяч ледяных тел с поперечником 100 километров и не менее триллиона комет. Однако эти объекты в основном сравнительно невелики — 10–50 километров в поперечнике — и не очень яркие. Период их обращения около Солнца составляет сотни лет, что сильно затрудняет их обнаружение. Если согласиться с предположением, что всего около 35 000 объектов пояса Койпера имеют диаметр больше 100 километров, то их общая масса в несколько сотен раз превышает массу тел такой величины из главного астероидного пояса. В августе 2006 года сообщалось, что в архиве данных по измерению рентгеновского излучения нейтронной звезды Скорпион Х-1 обнаружены её затмения небольшими объектами. Это дало основание утверждать, что число объектов пояса Койпера размерами около 100 метров и более составляет примерно квадриллион (1015). Первоначально, на более ранних стадиях эволюции Солнечной системы, масса объектов пояса Койпера была много больше, чем теперь, — от 10 до 50 масс Земли. В настоящее время суммарная масса всех тел пояса Койпера, а также расположенного ещё дальше от Солнца облака Оорта много меньше массы Луны. Как показывает компьютерное моделирование, почти вся масса первозданного диска за пределами 70 а.е. была утрачена из-за вызванных Нептуном столкновений, приведших к измельчению объектов пояса в пыль, которую вымел в межзвёздное пространство солнечный ветер. Все эти тела вызывают большой интерес, поскольку предполагается, что они сохранились в первозданном виде со времени образования Солнечной системы.

Получаемый затмением звезды силуэт астероида. © Рисунок Натана Эйсмонта

Получаемый затмением звезды силуэт астероида. © Рисунок Натана Эйсмонта

Облако Оорта содержит самые удалённые объекты Солнечной системы. Оно представляет собой сферическую область, которая простирается на расстояния от 5 до 100 тысяч а.е. от Солнца и рассматривается как источник долгопериодических комет, долетающих до внутренней области Солнечной системы. Само облако до 2003 года инструментально не наблюдалось. В марте 2004 года группа астрономов объявила об открытии планетоподобного объекта, который движется по орбите вокруг Солнца на рекордном удалении, что означает его уникально низкую температуру.

Облако Оорта — источник долгопериодических комет. © Westerkamp & Loenen/kosmoved.ru

Облако Оорта — источник долгопериодических комет. © Westerkamp & Loenen/kosmoved.ru

Этот объект (2003VB12), названный Седна (Sedna) по имени эскимосской богини, дающей жизнь обитателям арктических морских глубин, приближается к Солнцу на очень короткое время, двигаясь по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом 10 500 лет. Но даже во время сближения с Солнцем Седна не достигает внешней границы пояса Койпера, которая находится в 55 а.е. от Солнца: её орбита лежит в пределах от 76 (перигелий) до 1000 (афелий) а.е. Это позволило первооткрывателям Седны отнести её к впервые наблюдаемому небесному телу из облака Оорта, постоянно находящемуся за пределами пояса Койпера.

По спектральным характеристикам наиболее простая классификация распределяет астероиды на три группы:
C — углеродные (75% известных),
S — кремниевые (17% известных),
U — не входящие в первые две группы.

В настоящее время приведённая классификация всё более расширяется и детализируется, включая в себя новые группы. К 2002 году их число увеличилось до 24. Как пример новой группы можно указать М-класс в основном металлических астероидов. Однако следует учесть, что классификация астероидов по спектральным характеристикам их поверхности — задача очень трудная. Астероиды одного класса необязательно имеют идентичный химический состав.

Космические миссии к астероидам

Астероиды слишком малы для детального исследования с помощью наземных телескопов. Их изображения можно получить с использованием радаров, но для этого они должны подлететь к Земле достаточно близко. Довольно интересный метод определения размеров астероидов — наблюдение затмений астероидами звёзд из нескольких точек вдоль трассы на прямой звезда — астероид — точка на поверхности Земли. Метод состоит в том, что по известной траектории астероида вычисляют точки пересечения направления звезда — астероид с Землёй и вдоль этой трассы на некоторых удалениях от неё, определяемых предполагаемыми размерами астероида, устанавливаются телескопы, следящие за звездой. В какой-то момент астероид затеняет звезду, она пропадает для наблюдателя, а затем вновь появляется. По длительности времени затенения и известной скорости астероида определяют его поперечник, а при достаточном числе наблюдателей можно получить и силуэт астероида. В настоящее время организовано сообщество астрономов-любителей, которые успешно проводят скоординированные измерения.

Способ определения формы и размеров астероида наблюдением затмений звезды. © Рисунок Натана Эйсмонта

Способ определения формы и размеров астероида наблюдением затмений звезды. © Рисунок Натана Эйсмонта

Полёты космических аппаратов к астероидам открывают несравнимо больше возможностей для их исследования. Впервые астероид (951 Гаспра) был сфотографирован космическим аппаратом Галилео в 1991 году на пути к Юпитеру, затем в 1993-м он снял астероид 243 Ида и его спутник Дактиль. Но это было сделано, так сказать, попутно.

Первым специально разработанным для исследования астероидов аппаратом стал NEAR Shoemaker, который сфотографировал астероид 253 Матильда и далее вышел на орбиту около 433 Эроса с посадкой на его поверхность в 2001 году. Надо сказать, что посадка первоначально не планировалась, но после успешного исследования этого астероида с орбиты его спутника приняли решение попытаться совершить мягкую посадку. Хотя аппарат не был снабжён устройствами для посадки и его система управления не предусматривала таких операций, по командам с Земли удалось посадить аппарат, причём его системы продолжали функционировать и на поверхности. Кроме того, облёт Матильды позволил не только получить серию снимков, но и по возмущению траектории аппарата определить массу астероида.

В качестве попутной задачи (в ходе выполнения основной) аппарат Deep Space исследовал астероид 9969 Брайль в 1999 году и аппарат Stardust — астероид 5535 Аннафранк.

С помощью японского аппарата Хайабуса (в переводе — «ястреб») в июне 2010 года удалось вернуть на Землю образцы грунта с поверхности астероида 25 143 Итокава, который относится к околоземным астероидам (аполлоны) спектрального класса S (кремниевые). На фотографии астероида можно видеть пересечённую местность с множеством валунов и булыжников, из которых более 1000 имеют поперечник свыше 5 метров, а размер некоторых доходит до 50 метров. Далее мы вернёмся к этой особенности Итокавы.

Околоземный астероид Итокава относится к группе Аполлона и отличается необычной формой. © JAXA

Околоземный астероид Итокава относится к группе Аполлона и отличается необычной формой. © JAXA

Космический аппарат Розетта, запущенный Европейским космическим агентством в 2004 году к комете Чурюмова — Герасименко, 12 ноября 2014 года благополучно посадил на её ядро модуль Филы (Philae). По пути аппарат совершил облёт астероидов 2867 Штейнс (Steins) в 2008 году и 21 Лютеция (Lutetia) в 2010-м. Своё имя аппарат получил по названию камня (Розетта), найденного в Египте наполеоновскими солдатами вблизи древнего города Розетта на нильском острове Филы, давшем имя посадочному модулю. На камне высечены тексты на двух языках: древнеегипетском и древнегреческом, что дало ключ к раскрытию тайн цивилизации древних египтян — расшифровке иероглифов. Выбирая исторические названия, разработчики проекта подчёркивали цель миссии — раскрыть тайны происхождения и эволюции Солнечной системы.

В ноябре 2014 года аппарат Розетта с посадочным модулем Фила достиг кометы Чурюмова — Герасименко. © new.livestream.com

В ноябре 2014 года аппарат Розетта с посадочным модулем Фила достиг кометы Чурюмова — Герасименко. © new.livestream.com

Миссия интересна тем, что в момент посадки модуля Филы на поверхность ядра кометы та находилась далеко от Солнца и поэтому была неактивна. По мере приближения к Солнцу поверхность ядра разогревается и начинается выброс газов и пыли. Развитие всех этих процессов можно будет наблюдать, находясь в центре событий.

Очень интересна ныне продолжающаяся миссия Dawn (Рассвет), выполняемая по программе NASA. Аппарат был запущен в 2007 году, в июле 2011-го достиг астероида Веста, затем переведён на орбиту его спутника и проводил там исследования вплоть до сентября 2012 года. В настоящее время аппарат находится на пути к самому крупному астероиду — Церере. На нём стоит электроракетный ионный двигатель малой тяги. Его эффективность, определяемая скоростью истечения рабочего тела (ксенона), почти на порядок превышает эффективность традиционных химических двигателей (см. «Наука и жизнь» №9, 1999 г., статья «Космический электровоз»). Это и позволило перелететь с орбиты спутника одного астероида на орбиту спутника другого. Хотя астероиды Веста и Церера движутся по довольно близким орбитам главного пояса астероидов и самые крупные в нём, по физическим характеристикам они сильно различаются. Если Веста — это «сухой» астероид, то на Церере, согласно данным наземных наблюдений, обнаружены вода, сезонные полярные шапки из водяного льда и даже есть очень тонкий слой атмосферы.

Китайцы также внесли вклад в исследования астероидов, направив свой космический аппарат Чанъэ к астероиду 4179 Таутатис. Он сделал серию снимков его поверхности, при этом минимальное расстояние пролёта составило всего 3,2 километра; правда, лучший снимок был сделан на удалении 47 километров. На снимках видно, что астероид имеет неправильную вытянутую форму — 4,6 километра в длину и 2,1 километра в поперечнике. Масса астероида 50 миллиардов тонн, весьма любопытная его особенность — очень неравномерная плотность. Одна часть объёма астероида имеет плотность 1,95 г/см3, другая — 2,25 г/см3. В этой связи высказываются предположения, что Таутатис образовался в результате соединения двух астероидов.

Таутатис — астероид из группы Аполлона. © CNSA

Таутатис — астероид из группы Аполлона. © CNSA

Что касается проектов полётов к астероидам в ближайшем будущем, то можно начать с японского аэрокосмического агентства, которое планирует продолжить свою программу исследований запуском в 2015 году космического аппарата Хайабуса-2 с тем, чтобы вернуть на Землю в 2020 году образцы грунта астероида 1999 JU3. Астероид принадлежит спектральному классу C, находится на орбите, пересекающей орбиту Земли, его афелий почти достигает орбиты Марса.

Годом позже, то есть в 2016-м, стартует проект NASA OSIRIS-Rex, цель которого — возврат грунта с поверхности околоземного астероида 1999 RQ36, недавно получившего имя Бенну и отнесённого к спектральному классу C. Планируется, что аппарат достигнет астероида в 2018 году и в 2023-м доставит на Землю 59 граммов его породы.

Перечислив все эти проекты, невозможно не упомянуть астероид массой около 13 000 тонн, который 15 февраля 2013 года упал вблизи Челябинска, как бы подтвердив высказывание известного американского специалиста по астероидной проблеме Дональда Йоманса: «Если мы не летим к астероидам, то они летят к нам». Тем самым подчёркивалась важность ещё одной стороны исследования астероидов — астероидной опасности и решения задач, связанных с возможностью столкновения астероидов с Землёй.

Весьма неожиданный способ исследования астероидов был предложен проектом по перемещению астероида (Asteroid Redirect Mission), или, как его называют, проектом Keck. Его концепцию разработал Институт космических исследований имени Кека в Пасадене (Калифорния). Уильям Майрон Кек — известный американский филантроп, основавший в 1954 году фонд поддержки научных исследований в США. В проекте в качестве исходного условия принималось, что задача исследования астероида решается с участием человека, иначе говоря, миссия к астероиду должна быть пилотируемая. Но в этом случае длительность всего полёта с возвращением на Землю неизбежно составит по крайней мере несколько месяцев. И что самое неприятное для пилотируемой экспедиции, в случае аварийной ситуации это время не может быть сокращено до приемлемых пределов. Поэтому было предложено, вместо того чтобы лететь к астероиду, поступить наоборот: доставить, используя беспилотные аппараты, астероид к Земле. Но не на поверхность, как само собой получилось с челябинским астероидом, а на орбиту, подобную лунной, и отправить пилотируемый корабль к ставшему близким астероиду. Этот корабль сблизится с ним, захватит, и космонавты изучат его, возьмут образцы породы и доставят их на Землю. А при аварийной ситуации космонавты смогут вернуться на Землю за время в пределах недели. В качестве основного кандидата на роль перемещаемого таким образом астероида NASA уже выбрало околоземный астероид 2011 MD, относящийся к амурам. Его диаметр от 7 до 15 метров, плотность 1 г/см3, то есть он может выглядеть как рыхлая груда щебня массой около 500 тонн. Его орбита очень близка к орбите Земли, наклонена к эклиптике на 2,5 градуса, а период равен 396,5 суток, чему соответствует большая полуось в 1,056 а.е. Интересно отметить, что астероид открыли 22 июня 2011 года, а 27 июня он пролетел очень близко от Земли — всего в 12 000 километров.

В американском проекте по перемещению астероида (Asteroid Redirect Mission) предполагается при помощи беспилотного космического аппарата доставить астероид на орбиту, подобную лунной, поближе к Земле. Затем отправить к нему пилотируемый корабль, пристыковать его к астероиду и высадить на поверхность астронавтов-исследователей. Астронавты изучат астероид, возьмут образцы его пород и через несколько дней доставят их на Землю. Рисунок: NASA.

В американском проекте по перемещению астероида (Asteroid Redirect Mission) предполагается при помощи беспилотного космического аппарата доставить астероид на орбиту, подобную лунной, поближе к Земле. Затем отправить к нему пилотируемый корабль, пристыковать его к астероиду и высадить на поверхность астронавтов-исследователей. Астронавты изучат астероид, возьмут образцы его пород и через несколько дней доставят их на Землю. Рисунок: NASA.

Миссию по захвату астероида на орбиту спутника Земли планируют на начало 2020-х годов. Космический аппарат, предназначенный для захвата астероида и его перевода на новую орбиту, будет снабжён электроракетными двигателями малой тяги, работающими на ксеноне. В состав операций по изменению орбиты астероида входит и гравитационный манёвр у Луны. Суть этого манёвра состоит в таком управлении движением с помощью электроракетных двигателей, которое обеспечит пролёт окрестности Луны. При этом за счёт воздействия её гравитационного поля скорость астероида изменяется от начальной гиперболической (то есть приводящей к уходу из поля земного тяготения) до скорости спутника Земли.

Образование и эволюция астероидов

Как уже упоминалось в разделе об истории открытия астероидов, первые из них были обнаружены в ходе поисков гипотетической планеты, которая должна была в соответствии с законом Бодэ (сейчас он признан ошибочным) находиться на орбите между Марсом и Юпитером. Оказалось, что вблизи орбиты так и не обнаруженной планеты существует пояс астероидов. Это послужило основанием для построения гипотезы, согласно которой этот пояс образовался в результате её разрушения.

Планету назвали Фаэтон по имени сына древнегреческого бога Солнца Гелиоса. Расчёты, моделирующие процесс разрушения Фаэтона, не подтвердили эту гипотезу во всех её разновидностях, начиная от разрыва планеты гравитацией Юпитера и Марса и кончая столкновением с другим небесным телом.

Образование и эволюцию астероидов можно рассматривать только как составляющую процессов возникновения Солнечной системы в целом. В настоящее время общепринятая теория предполагает, что Солнечная система возникла из первозданного газопылевого скопления. Из скопления образовался диск, неоднородности которого привели к возникновению планет и малых тел Солнечной системы. В пользу этой гипотезы говорят современные астрономические наблюдения, позволяющие обнаруживать развитие планетных систем молодых звёзд в их ранних стадиях. Компьютерное моделирование также подтверждает её, конструируя картины, удивительно похожие на снимки планетных систем на определённых фазах их развития.

Процесс формирования планет у молодой звезды HL Tauri. ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Процесс формирования планет у молодой звезды HL Tauri. ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

На начальной стадии формирования планет возникали так называемые планетезимали — «зародыши» планет, на которые затем в силу гравитационного воздействия налипала пыль. В качестве примера такой изначальной фазы образования планет указывают на астероид Лютеция. Этот довольно большой астероид, достигающий в поперечнике 130 километров, состоит из твёрдой части и налипшего толстого (до километра) слоя пыли, а также разбросанных по поверхности валунов. По мере нарастания массы протопланет увеличивалась сила притяжения и вследствие этого сила сжатия формирующегося небесного тела. Происходили нагрев вещества и его расплавление, ведущее к расслоению протопланеты по плотности её материалов, и переход тела к сферической форме. Большинство исследователей склоняются к гипотезе, что в ходе начальных фаз эволюции Солнечной системы образовалось гораздо больше протопланет, чем планет и малых небесных тел, наблюдаемых сегодня. В то время образовавшиеся газовые гиганты — Юпитер и Сатурн — мигрировали внутрь системы, ближе к Солнцу. Это привнесло существенный беспорядок в движение возникающих тел Солнечной системы и вызвало развитие процесса, названного периодом тяжёлой бомбардировки. В результате резонансных воздействий со стороны главным образом Юпитера часть образовавшихся небесных тел была выкинута на окраины системы, а часть сброшена на Солнце. Этот процесс шёл от 4,1 до 3,8 миллиарда лет тому назад. Следы периода, который называют поздней стадией тяжёлой бомбардировки, остались в виде множества кратеров ударного происхождения на Луне и Меркурии. То же самое происходило с образующимися телами между Марсом и Юпитером: частота столкновений между ними была достаточно высокой, чтобы не дать им превратиться в объекты более крупные и более правильной формы, чем мы наблюдаем сегодня. Предполагается, что среди них есть фрагменты тел, которые прошли определённые фазы эволюции, а затем раскололись при столкновениях, а также объекты, которые не успели стать частями более крупных тел и, таким образом, представляют собой образцы более древних образований. Как упоминалось выше, астероид Лютеция именно такой образец. Подтверждением этому стали проведённые космическим аппаратом «Розетта» исследования астероида, включая съёмку во время близкого пролёта в июле 2010 года.

Таким образом, в эволюции главного астероидного пояса существенная роль принадлежит Юпитеру. В силу его гравитационного воздействия мы получили ныне наблюдаемую картину распределения астероидов внутри главного пояса. Что касается пояса Койпера, то к роли Юпитера здесь добавляется влияние Нептуна, приводящее к выбросу небесных объектов в эту удалённую область Солнечной системы. Предполагается, что влияние планет-гигантов простирается и на ещё более далёкое облако Оорта, которое, однако, сформировалось ближе к Солнцу, чем находится сейчас. На ранних фазах эволюции сближения с планетами-гигантами первородные объекты (планетезимали) в своём естественном движении выполняли то, что мы называем гравитационными манёврами, пополняя пространство, относимое к облаку Оорта. Будучи на столь больших расстояниях от Солнца, они подвержены воздействию и со стороны звёзд нашей Галактики — Млечного Пути, что приводит к их хаотическому переходу на траектории возвращения в близкую область околосолнечного пространства. Мы наблюдаем эти планетезимали как долгопериодические кометы. В качестве примера можно указать самую яркую комету ХХ столетия — комету Хейла—Боппа, открытую 23 июля 1995 года и достигшую перигелия в 1997-м. Период её обращения вокруг Солнца составляет 2534 года, а афелий находится на расстоянии 185 а.е. от Солнца.

Астероидно-кометная опасность

Многочисленные кратеры на поверхности Луны, Меркурия и других тел Солнечной системы часто упоминаются в качестве иллюстрации уровня астероидно-кометной опасности для Земли. Но такая ссылка не вполне корректна, поскольку подавляющая доля этих кратеров образовалась в «период тяжёлой бомбардировки». Тем не менее на поверхности Земли с помощью современных технологий, включая анализ спутниковой съёмки, можно обнаружить следы столкновений с астероидами, которые относятся к существенно более поздним периодам эволюции Солнечной системы. Наибольший и самый древний из известных кратеров — Вредефорт — находится в Южной Африке. Его диаметр около 250 километров, возраст оценивается в два миллиарда лет.

Кратер Вредефорт диаметром около 250 километров расположен в 120 километрах от Йоханнесбурга (ЮАР). © NASA

Кратер Вредефорт диаметром около 250 километров расположен в 120 километрах от Йоханнесбурга (ЮАР). © NASA

Кратер Чиксулуб на берегу полуострова Юкатан в Мексике образовался после удара астероида 65 миллионов лет назад, эквивалентного энергии взрыва в 100 тератонн (1012 тонн) тротила. В настоящее время полагают, что исчезновение динозавров было следствием этого катастрофического события, вызвавшего цунами, землетрясения, извержения вулканов и климатические изменения из-за образовавшегося в атмосфере пылевого слоя, закрывшего Солнце. Один из наиболее молодых — кратер Бэрринджера — находится в пустыне штата Аризона, США. Его диаметр 1200 метров, глубина 175 метров. Он возник 50 тысяч лет назад в результате удара железного метеорита диаметром около 50 метров и массой несколько сотен тысяч тонн.

Кратер Бэрринджера в американском штате Аризона. Железный метеорит, создавший его, пытались отыскать, но пока безуспешно. © NASA Earth Observatory

Кратер Бэрринджера в американском штате Аризона. Железный метеорит, создавший его, пытались отыскать, но пока безуспешно. © NASA Earth Observatory

Всего сейчас насчитывают около 170 кратеров ударного происхождения, образованных падением небесных тел. Наибольшее внимание привлекло событие под Челябинском, когда 15 февраля 2013 года в этом районе вошёл в атмосферу астероид, размер которого оценили примерно в 17 метров и массу в 13 000 тонн. Он взорвался в воздухе на высоте 20 километров, самая крупная его часть массой 600 килограммов упала в озеро Чебаркуль.

Астероид массой 13 тысяч тонн взрывается на высоте 20 километров над Челябинском. Видеокадр Александра Иванова

Астероид массой 13 тысяч тонн взрывается на высоте 20 километров над Челябинском. Видеокадр Александра Иванова

Его падение не привело к жертвам, разрушения были заметны, но не катастрофичны: на довольно обширной территории выбиты стёкла, обрушилась крыша Челябинского цинкового завода, осколками стёкол ранены около 1500 человек. Полагают, что катастрофы не случилось в силу элемента везения: траектория падения метеорита была пологой, в противном случае последствия оказались бы значительно тяжелее. Энергия взрыва эквивалентна 0,5 мегатонны тротила, что соответствует 30 бомбам, сброшенным на Хиросиму. Челябинский астероид стал наиболее подробно описанным событием такого масштаба после взрыва Тунгусского метеорита 17 (30) июня 1908 года. Согласно современным оценкам, падение небесных тел, подобных Челябинскому, во всем мире происходит примерно один раз в 100 лет. Что касается Тунгусского события, когда были выжжены и повалены деревья на площади диаметром 50 километров в результате взрыва на высоте 18 километров с энергией 10–15 мегатонн тротила, то такие катастрофы случаются примерно один раз в 300 лет. Однако известны случаи, когда тела меньшего размера, сталкивающиеся с Землёй чаще упомянутых, наносили заметный ущерб. В качестве примера можно назвать четырёхметровый астероид, упавший в Сихотэ-Алине к северо-востоку от Владивостока 12 февраля 1947 года. При том, что астероид был небольшим, он состоял почти целиком из железа и оказался крупнейшим из когда-либо наблюдавшихся на поверхности Земли железных метеоритов. На высоте 5 километров он взорвался, и вспышка была ярче Солнца. Территория эпицентра взрыва (его проекция на земную поверхность) была необитаемой, но на площади с поперечником 2 километра повреждён лес и образовалось более сотни кратеров диаметром до 26 метров. Если бы такой объект упал на крупный город, погибли бы сотни и даже тысячи людей.

В то же время совершенно очевидно, что вероятность гибели конкретного человека в результате падения астероида очень низка. Это не исключает того, что могут пройти сотни лет без существенных жертв, а затем падение крупного астероида приведёт к смерти миллионов людей. В табл. 1 даны вероятности падения астероида, соотнесённые с уровнем смертности от других событий.


<p><b>Таблица 1.</b> Вероятность смертельных событий</p>
<p>

Таблица 1. Вероятность смертельных событий

Неизвестно, когда случится следующее падение астероида, сопоставимое или более тяжёлое по своим последствиям с челябинским событием. Он может упасть и через 20 лет, и через несколько столетий, но может и завтра. Получение раннего предупреждения о событии вроде челябинского не просто желательно — оно необходимо для эффективного отклонения потенциально опасных объектов размером, скажем, более 50 метров. Что касается столкновений с Землёй астероидов меньших размеров, то эти события случаются чаще, чем нам кажется: примерно один раз в две недели. Это иллюстрирует приведённая карта падений астероидов размерами метр и более в течение последних двадцати лет, подготовленная НАСА.

Малые астероиды, разрушившиеся в земной атмосфере. События 1994–2013 годов. © NASA

Малые астероиды, разрушившиеся в земной атмосфере. События 1994–2013 годов. © NASA

Способы отклонения потенциально опасных околоземных объектов

Открытие в 2004 году астероида Апофис, вероятность столкновения которого с Землёй в 2036 году тогда рассматривали как довольно высокую, привело к существенному росту интереса к проблеме астероидно-кометной защиты. Были развёрнуты работы по обнаружению и каталогизации опасных небесных объектов, запущены программы исследований по решению задачи предотвращения их столкновений с Землёй. В результате резко выросло число найденных астероидов и комет, так что к настоящему времени их открыто больше, чем стало известно до начала работ по программе. Предлагались и различные способы отклонения астероидов от траекторий соударения с Землёй, включая довольно экзотические. Например, покрывать поверхности опасных астероидов краской, которая изменит их отражательные характеристики, приведя к требуемому отклонению траектории астероида за счёт давления солнечного света. Продолжались исследования по способам изменения траекторий опасных объектов путём столкновения с ними космических аппаратов. Последние способы представляются достаточно перспективными и не требующими применения технологий, выходящих за пределы возможностей современной ракетно-космической техники. Однако их эффективность ограничивается массой наводимого космического аппарата. Для наиболее мощного российского носителя «Протон-М» она не может превышать 5–6 тонн.

Оценим изменение скорости, например, Апофиса, масса которого около 40 миллионов тонн: соударение с ним космического аппарата массой 5 тонн при относительной скорости 10 км/с даст 1,25 миллиметра в секунду. Если удар нанести задолго до ожидаемого столкновения, создать требуемое отклонение можно, но это «задолго» составит много десятков лет. Так далеко спрогнозировать траекторию астероида с приемлемой точностью в настоящее время невозможно, особенно если учесть, что существует неопределённость в знании параметров динамики удара и, следовательно, в оценке ожидаемого изменения вектора скорости астероида. Таким образом, для отклонения опасного астероида от столкновения с Землёй требуется найти возможность направить на него более массивный снаряд. В качестве такового можно предложить другой астероид с массой, значительно превышающей массу космического аппарата, скажем 1500 тонн. Но для управления движением такого астероида понадобится слишком много топлива, чтобы на практике реализовать идею. Поэтому для требуемого изменения траектории астероида-снаряда предложили использовать так называемый гравитационный манёвр, не требующий сам по себе какого-либо расхода топлива.

Отклонение астероида Апофис. Рисунок Натана Эйсмонта

Отклонение астероида Апофис. Рисунок Натана Эйсмонта

Под гравитационным манёвром понимают облёт космическим объектом (в нашем случае — астероидом-снарядом) достаточно массивного тела — Земли, Венеры, других планет Солнечной системы, а также их спутников. Смысл манёвра заключается в таком выборе параметров траектории относительно облетаемого тела (высоты, начального положения и вектора скорости), который позволит за счёт его гравитационного воздействия изменить орбиту объекта (в нашем случае — астероида) вокруг Солнца так, что он окажется на траектории соударения. Иными словами, вместо того чтобы сообщить управляемому объекту импульс скорости с помощью ракетного двигателя, мы получаем этот импульс за счёт притяжения планеты, или, как его ещё называют, эффекта пращи. Причём величина импульса может быть значительной — 5 км/с и более. Чтобы его создать стандартным ракетным двигателем, необходимо затратить количество топлива, которое в 3,5 раза больше массы аппарата. А для метода гравитационного манёвра топливо необходимо лишь для того, чтобы вывести аппарат на расчётную траекторию манёвра, что уменьшает его расход на два порядка. Следует отметить, что такой способ изменения орбит космических аппаратов не нов: его предложил в начале тридцатых годов прошлого века пионер советской ракетной техники Ф.А. Цандер. В настоящее время такую методику широко применяют в практике космических полётов. Достаточно ещё раз назвать, например, европейский космический аппарат «Розетта»: при реализации миссии за десять лет он выполнил три гравитационных манёвра у Земли и один около Марса. Можно вспомнить советские космические аппараты «Вега-1» и «Вега-2», впервые облетевшие комету Галлея, — на пути к ней они совершили гравитационные манёвры с использованием поля тяготения Венеры. Для достижения Плутона в 2015 году космический аппарат НАСА «New Horizons» применил манёвр в поле Юпитера. Этими примерами список миссий, использующих гравитационный манёвр, далеко не исчерпывается.

Использовать гравитационный манёвр для наведения относительно небольших околоземных астероидов на опасные небесные объекты для их отклонения от траектории столкновения с Землёй предложили сотрудники Института космических исследований Российской академии наук на международной конференции по проблеме астероидной опасности, организованной на Мальте в 2009 году. А в следующем году появилась журнальная публикация с изложением этой концепции и её обоснованием.

Для подтверждения реализуемости концепции в качестве примера опасного небесного объекта был выбран астероид Апофис.

Изначально приняли условие, что опасность астероида устанавливается примерно за десять лет до предполагаемого его столкновения с Землёй. Соответственно строился сценарий отклонения астероида от траектории, проходящей через неё. Прежде всего из списка околоземных астероидов, орбиты которых известны, выбрали один, который переведут в окрестность Земли на орбиту, пригодную для выполнения гравитационного манёвра, обеспечивающего попадание астероида в Апофис не позже 2035 года. В качестве критерия отбора приняли величину импульса скорости, которую надо сообщить астероиду для перевода его на такую траекторию. Максимально допустимым посчитали импульс 20 м/с. Далее численный анализ возможных операций по наведению астероида на Апофис проводили в соответствии со следующим сценарием полёта.

После выведения головного блока ракеты-носителя «Протон-М» на низкую околоземную орбиту с помощью разгонного блока «Бриз-М» космический аппарат переводят на траекторию перелёта к астероиду-снаряду с последующей посадкой на его поверхность. Аппарат закрепляется на поверхности и движется вместе с астероидом до точки, в которой включает двигатель, сообщая астероиду импульс, переводящий его на рассчитанную траекторию гравитационного манёвра — облёта Земли. В процессе движения проводят необходимые измерения для определения параметров движения как астероида-цели, так и астероида-снаряда. По результатам измерений вычисляют траекторию снаряда и производят её коррекцию. С помощью двигательной установки аппарата астероиду сообщают импульсы скорости, исправляющие ошибки в параметрах траектории движения к цели. Такие же операции выполняются и на траектории перелёта аппарата к астероиду-снаряду. Ключевым параметром в разработке и оптимизации сценария служит импульс скорости, который нужно сообщить астероиду-снаряду. Для кандидатов на эту роль определяют даты сообщения импульса, прибытия астероида к Земле и соударения с опасным объектом. Эти параметры подбираются таким образом, чтобы величина импульса, сообщённого астероиду-снаряду, была минимальной. В процессе исследований в качестве кандидатов проанализирован весь список астероидов, параметры орбит которых к настоящему времени известны, — их около 11 000.

Схема полной миссии по отклонению астероида Апофис астероидом-снарядом 1994 GV. Рисунок Натана Эйсмонта

Схема полной миссии по отклонению астероида Апофис астероидом-снарядом 1994 GV. Рисунок Натана Эйсмонта

В результате расчётов нашли пять астероидов, характеристики которых, включая размеры, приведены в табл. 2. В неё попали астероиды, размеры которых заметно превышают величины, соответствующие максимально допустимой массе: 1500–2000 тонн. В этой связи нужно сделать два замечания. Первое: для анализа использовали далеко не полный список околоземных астероидов (11 000), в то время как, по современным оценкам, их по меньшей мере 100 000. Второе: рассматривается реальная возможность использовать в качестве снаряда не астероид целиком, а, например, находящиеся на его поверхности валуны, масса которых укладывается в обозначенные пределы (можно вспомнить астероид Итокава). Заметим, что именно такой подход оценивается как реалистичный в американском проекте по доставке малого астероида на лунную орбиту. Из табл. 2 видно, что наименьший импульс скорости — всего 2,38 м/с — необходим, если использовать в качестве снаряда астероид 2006 XV4. Правда, сам он великоват и превышает предполагаемый лимит в 1500 тонн. Но если использовать его фрагмент или валун на поверхности с такой массой (при его наличии), то указанный импульс создаст стандартный ракетный двигатель со скоростью истечения газов 3200 м/с, истратив 1,2 тонны топлива. Как показали расчёты, на поверхность этого астероида можно посадить аппарат с общей массой более 4,5 тонны, так что доставка топлива не создаст проблем. А применение электроракетного двигателя позволит снизить расход топлива (точнее — рабочего тела) до 110 килограммов.

<b>Таблица 2.</b> Параметры астероидов-снарядов

Таблица 2. Параметры астероидов-снарядов

Однако следует учитывать, что приведённые в таблице данные по необходимым импульсам скорости относятся к идеальному случаю, когда требуемое изменение вектора скорости реализуется абсолютно точно. На самом деле это не так, и, как уже отмечалось, необходимо иметь запас рабочего тела для коррекций орбиты. При достигнутых к настоящему времени точностях на коррекцию может потребоваться суммарно до 30 м/с, что превышает номинальные значения величины изменения скорости для решения задачи перехвата опасного объекта.

В качестве примера можно указать миссию Deep Impact наведения космического аппарата на ядро кометы Темпель 1 с последующим соударением, когда коррекцию произвёл импульс около 50 м/с, правда с использованием стандартного ракетного двигателя (см. «Наука и жизнь» №9, 2005 г., статья «В комету — как в яблочко»).

Миссия Deep Impact (<i>слева направо</i>: комета Темпель 1, ударное устройство Smart Impactor и перелётный космический аппарат, доставивший ударник к цели и наблюдавший удар). © NASA/JPL

Миссия Deep Impact (слева направо: комета Темпель 1, ударное устройство Smart Impactor и перелётный космический аппарат, доставивший ударник к цели и наблюдавший удар). © NASA/JPL

В нашем случае, когда управляемый объект имеет массу на три порядка больше, требуется другое решение. Оно существует — это применение электроракетного двигателя, позволяющее снизить расход рабочего тела в десять раз для того же корректирующего импульса. Кроме того, для повышения точности наведения предлагается использовать навигационную систему, включающую в себя небольшой аппарат, снабжённый приёмопередатчиком, который заблаговременно размещают на поверхности опасного астероида, и два субспутника, сопровождающие основной аппарат. С помощью приёмопередатчиков измеряют расстояние между аппаратами и их относительные скорости. Такая система позволяет обеспечить попадание астероида-снаряда в цель с отклонением в пределах 50 метров при условии использования на последней фазе подлёта к цели небольшого химического двигателя с тягой в несколько десятков килограммов, выдающего импульс скорости в пределах 2 м/с.

Момент соударения устройства Smart Impactor с кометой Темпель 1 в миссии Deep Impact. © NASA/JPL

Момент соударения устройства Smart Impactor с кометой Темпель 1 в миссии Deep Impact. © NASA/JPL

Из вопросов, возникающих при обсуждении реализуемости концепции использования малых астероидов для отклонения опасных объектов, существенен вопрос о риске столкновения с Землёй астероида, переведённого на траекторию гравитационного манёвра вокруг неё. В табл. 2 приводятся расстояния астероидов от центра Земли в перигее при выполнении гравитационного манёвра. Для четырёх они превышают 15 000 километров, а у астероида 1994 GV равно 7427,54 километра (средний радиус Земли — 6371 километр). Расстояния выглядят безопасными, но гарантировать отсутствие всякого риска всё же нельзя, если размеры астероида таковы, что он может достичь поверхности Земли, не сгорев в атмосфере. Как предельно допустимый размер рассматривают диаметр в 8–10 метров при условии, что астероид не железный. Радикальный способ решения проблемы — использовать для манёвра Марс или Венеру.

Захват астероидов для проведения исследований

Базовая идея проекта Asteroid Redirect Mission (ARM) — перевод астероида на другую орбиту, более удобную для проведения исследований с непосредственным участием человека. В качестве таковой была предложена орбита, близкая к лунной. Как ещё один вариант изменения астероидной орбиты в ИКИ РАН рассмотрены способы управления движением астероидов с использованием гравитационных манёвров у Земли, подобные тем, что были разработаны для наведения малых астероидов на опасные околоземные объекты.

В качестве цели таких манёвров рассматривают перевод астероидов на орбиты, резонансные с орбитальным движением Земли, в частности с соотношением периодов астероида и Земли 1:1. Среди околоземных астероидов есть тринадцать, которые можно перевести на резонансные орбиты в указанном соотношении и при нижнем допустимом пределе радиуса перигея — 6700 километров. Для этого любому из них достаточно сообщить импульс скорости, не превышающий 20 м/с. Их список представлен в табл. 3, где указаны величины импульсов скорости, переводящих астероид на траекторию гравитационного манёвра у Земли, в результате которого период его орбиты становится равный земному, то есть одному году. Там же приведены максимальные и минимальные достижимые манёвром скорости астероида в его гелиоцентрическом движении. Интересно отметить, что максимальные скорости могут быть очень велики, позволяя в результате манёвра забросить астероид довольно далеко от Солнца. Например, астероид 2012 VE77 удастся отправить на орбиту с афелием на расстоянии орбиты Сатурна, а остальные — за пределы орбиты Марса.

<b>Таблица 3.</b> Ключевые параметры перевода выбранных астероидов на резонансные орбиты

Таблица 3. Ключевые параметры перевода выбранных астероидов на резонансные орбиты

Преимущество резонансных астероидов в том, что они возвращаются в окрестность Земли ежегодно. Это даёт возможность хоть каждый год отправлять космический аппарат c посадкой на астероид и доставлять на Землю образцы грунта, причём на возврат спускаемого аппарата на Землю почти не требуется тратить топливо. В этом плане астероид на резонансной орбите имеет преимущества относительно астероида на орбите, подобной лунной, как планируется в проекте Keck, поскольку он для возвращения требуют заметный расход топлива. Для беспилотных миссий это может стать решающим, но для пилотируемых полётов, когда необходимо обеспечить как можно более быстрое возвращение аппарата на Землю в аварийной ситуации (в течение недели или даже раньше), преимущество может оказаться на стороне проекта ARM.

С другой стороны, ежегодное возвращение резонансных астероидов к Земле позволяет периодически проводить гравитационные манёвры, всякий раз изменяя их орбиту для оптимизации условий исследований. Орбита при этом должна оставаться резонансной, что несложно осуществить, совершая многократные гравитационные манёвры. Используя такой подход, можно перевести астероид на орбиту, идентичную земной, но немного наклонённую к её плоскости (к эклиптике). Тогда астероид станет сближаться с Землёй дважды в год. В семейство орбит, получаемых в результате последовательности гравитационных манёвров, входит орбита, плоскость которой лежит в эклиптике, но имеет очень больший эксцентриситет и, как у астероида 2012 VE77, достигает орбиты Марса.

Если далее развить технологию гравитационных манёвров у планет, включающую построение резонансных орбит, то возникает идея использовать Луну. Дело в том, что гравитационный манёвр у планеты в чистом виде не позволяет захватить объект на орбиту спутника, поскольку при облёте планеты энергия его относительного движения не изменяется. Если же при этом он облетит естественный спутник планеты (Луну), то его энергию можно уменьшить. Проблема в том, что уменьшение должно быть достаточным для перехода на орбиту спутника, то есть начальная скорость относительно планеты должна быть невелика. Если это требование не выполнено, объект покинет окрестность Земли навсегда. Но если выбрать геометрию комбинированного манёвра так, что в результате астероид останется на резонансной орбите, то через год можно повторить манёвр. Таким образом, существует возможность захватить астероид на орбиту спутника Земли, применив гравитационные манёвры у Земли с сохранением условия резонанса и координированный облёт Луны.

Семейство резонансных орбит для астероида 2012 VE77. Приведены эксцентриситет (<b>е</b>) и наклонение в градусах (<b>i</b>) для каждой орбиты. Рисунок Натана Эйсмонта

Семейство резонансных орбит для астероида 2012 VE77. Приведены эксцентриситет (е) и наклонение в градусах (i) для каждой орбиты. Рисунок Натана Эйсмонта

Очевидно, что отдельно взятые примеры, подтверждающие возможность реализации концепции управления движением астероидов с помощью гравитационных манёвров, не гарантируют решение проблемы астероидно-кометной опасности для любого небесного объекта, угрожающего столкновением с Землёй. Может случиться, что в конкретном случае не найдётся подходящего астероида, который можно на него направить. Но, как показывают последние результаты расчётов, проведённые с учётом самых «свежих» каталогизированных астероидов, при предельно допустимом импульсе скорости, необходимом для перевода астероида в окрестность планеты, равном 40 м/с, число подходящих астероидов составляет 29, 193 и 72 для Венеры, Земли и Марса соответственно. Они входят в список небесных тел, движением которых можно управлять средствами современной ракетно-космической техники. Список стремительно пополняется, поскольку в настоящее время открывают в среднем от двух до пяти астероидов в день. Так, за период с 1 по 21 ноября 2014 года открыто 58 околоземных астероидов. До сих пор на движение естественных небесных тел мы не могли влиять, но наступает новая фаза развития цивилизации, когда это становится возможным.