Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Шустов Борис - Страница 66

В работе [Чернетенко, 2007] учет эффекта Ярковского в движении астероидов производился без каких-либо предположений о физических характеристиках этих тел. Предполагалось лишь, что зависимость этого эффекта от гелиоцентрического расстояния r имеет вид 1/r², а его величина характеризуется в общем случае тремя составляющими ускорения: радиальной, трансверсальной и нормальной, которые определяются из наблюдений (радарных и оптических) совместно с параметрами орбиты. При этом для астероида (6489) Голевка включение в число определяемых по наблюдениям запаздывания параметров трансверсальной составляющей A₂ позволило уменьшить ошибку единицы веса с 2,3 мкс до 0,5 мкс. Величина A₂ оказалась равной (-2,00 ± 0,14) 10^-14 а.е./сут².

При оценке влияния эффекта Ярковского на движение астероида Апофис было принято, что зависимость ускорения от гелиоцентрического расстояния имеет вид 1/r², а для A₂ принимались некоторые возможные значения (+2, –2, +6, –6) 10^-14 а.е./сут². Значения минимального расстояния от Апофиса до Земли и смещения астероида вдоль орбиты на 13 апреля 2029 г., полученные в результате уточнения параметров движения и последующего интегрирования, приведены в табл. 7.6.

Изменения смещения вдоль орбиты при A₂ = (+6,-6) 10^-14 а.е./сут² близки к оценкам, полученным в работе [Giorgini et al., 2008]. Конечно, подобные расчеты имеют только качественный характер, поскольку реальное значение A₂ из имеющихся наблюдений найти невозможно. Но метод может быть использован в будущем, если будет получено необходимое число достаточно точных наблюдений.

Оценим теперь, как влияет эффект Ярковского на положение эллипса рассеяния на плоскости цели и на вероятность столкновения Апофиса с Землей в 2036 г. Будем исходить из предположения, что величина A₂ для астероида равна -2 10^-14 а.е./сут², что приводит к сокращению его полуоси и к увеличению среднего движения. В результате к апрелю 2029 г. астероид сместится вдоль орбиты на величину +272 км (табл. 7.6). Таким образом, астероид, соответствующий номинальному решению, найденному с учетом дополнительного ускорения, пересечет плоскость цели несколько раньше, и его минимальное расстояние от Земли составит, как показано в табл. 7.6, 37 964 км по сравнению с расстоянием в 38 220,5 км, на котором астероид должен проследовать мимо Земли в 2029 г. согласно решению, полученному ИПА.

7.7.7. Перспективы уточнения орбиты Апофиса. Для планирования возможного изменения орбиты Апофиса в случае, если это изменение будет вести к неизбежному или весьма вероятному столкновению, важно иметь представление о том, каковы перспективы проведения дальнейших астрометрических и физических наблюдений данного астероида и какого уточнения модели движения астероида можно ожидать в предстоящий период. При рассмотрении данного вопроса важно иметь в виду, что активные действия по изменению орбиты Апофиса должны быть предприняты до 2029 г. Величина корректирующего одиночного импульса, прикладываемого к астероиду до апреля 2029 г., чтобы избегнуть столкновения в 2036 г., примерно на три порядка меньше необходимого импульса после сближения в 2029 г. [Ивашкин, Стихно, 2008]. Причина такого различия вполне понятна. В случае, если коррекция выполняется до 2029 г., необходимо лишь несколько изменить минимальное геоцентрическое расстояние астероида (изменить орбиту так, чтобы ее пересечение с плоскостью цели произошло вне ближайшей окрестности «замочной скважины» размером около 600 м). Остальную работу по изменению траектории выполнит гравитационное поле Земли. После 2029 г. гелиоцентрическую орбиту астероида придется смещать уже на величину порядка нескольких радиусов Земли.

Размеры астероида и особенности его орбиты таковы, что благоприятные условия для его наблюдения складываются лишь в определенные весьма непродолжительные периоды времени. На рисунках 7.6–7.8 показаны элонгация астероида Апофис от Солнца, его звездная величина и расстояние от Земли в период 2006–2024 гг. На протяжении 2009–2011 гг. видимая звездная величина астероида будет оставаться в пределах 19,5^m–22,1^m. Но относительно большой блеск имеет место при малых элонгациях от Солнца. Сомнительно, что при звездной величине, превышающей 21^m, астероид можно будет наблюдать в элонгациях, меньших 50°. Таким образом, ближайшее «окно» для оптических наблюдений откроется не ранее декабря 2011 г., когда элонгация превысит 50°, а звездная величина будет меньше 21^m.

^{Рис. 7.6. Элонгация астероида Апофис от Солнца}

Возможности проведения новых радиолокационных наблюдений Апофиса также очень ограничены. Для наиболее крупного 300-м радиолокатора в Аресибо (Пуэрто-Рико, США) предельно возможное расстояние приема отраженного от астероида сигнала (при заданных размерах астероида и значении радиоальбедо его поверхности) составляет 0,31 а.е. Для 70-м локатора в Голдстоуне (США) расстояние приема составляет всего 0,14 а.е.

^{Рис. 7.7. Видимая звездная величина астероида Апофис}

^{Рис. 7.8. Расстояние от астероида Апофис до Земли}

Примерно такие же возможности имеются у радиолокатора в Евпатории и модернизируемого радиотелескопа в Уссурийске. Таким образом, «окна» для радиолокационных наблюдений будут открыты только в конце 2012 г. — первой половине 2013 г., в октябре 2020 г. и феврале — августе 2021 г.

В работе [Chesley, 2005] предпринята попытка оценить, насколько точно может быть определена орбита Апофиса из возможных оптических и радиолокационных наблюдений, при условии, что из них будет получена не только астрометрическая информация о положениях Апофиса, но и найдено положение оси и направление вращения астероида. Как отмечалось ранее, две последние величины важны для оценки влияния эффекта Ярковского на движение астероида. В работе предполагается, что в периоды, наиболее благоприятные для наблюдений, каждую вторую ночь будет получено одно астрометрическое наблюдение со средней ошибкой в 0,2″, а в периоды, когда наблюдения будут менее доступны, но все еще возможны для крупных телескопов, одно наблюдение с той же ошибкой будет получено в течение каждой лунации. Далее предполагается, что в периоды 14–20 февраля и 6–10 июля 2013 г., а затем в периоды 9–12 октября 2020 г. и 16–20 марта 2021 г. с помощью радиолокатора в Аресибо будет выполнено в сумме 23 измерения расстояния до астероида с различной точностью в зависимости от расстояния. С учетом уже имеющихся наблюдений и предположительно осуществленных к исходу того или иного интервала можно оценить, с какой точностью определяется большая полуось эллипса рассеяния на плоскости цели в 2029 г. по всем имеющимся на рассматриваемый момент наблюдениям. Из вычислений Чизли следует, что к началу 2014 г. большая полуось эллипса рассеяния сократится примерно до 30 км, а к началу 2022 г. — до величины, несколько превышающей 10 км, если радарные наблюдения осуществлены не будут, и до 1 км, если они будут выполнены. Кроме того, в работе Чизли моделируется уточнение эллипса рассеяния с учетом годичного приема радиосигналов с эквивалентной точностью ±2 м от передатчика, доставленного на Апофис в 2019 г. С учетом радионаблюдений точность определения большой полуоси эллипса рассеяния повысится до 100 м.