Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Шустов Борис - Страница 23

где G — гравитационная постоянная, m — масса сферического тела радиуса r, ω — его угловая скорость.

Из этого условия вытекает формула для периода вращения тела, выраженного в часах, при котором достигается равенство сил:

где ρ — средняя плотность тела, выраженная в г/см³.

Подставляя в последнюю формулу значение плотности, равное 2,25 г/см³, находим P_c = 2,2 ч. При большей скорости вращения частицы, находящиеся на экваторе, будут отделяться от тела, если их не удерживает сила сцепления с другими частицами.

Критическое значение скорости может быть уточнено, если учесть форму тела. В случае эллипсоидальной формы тела, вращающегося вокруг самой короткой оси, критический по величине период вращения оказывается приближенно равным [Pravec and Harris, 2000]:

где ΔV — полная амплитуда колебаний блеска за период вращения астероида.

На рис. 3.22 приведено распределение скоростей вращения АСЗ в зависимости от полной вариации блеска за период. Штриховые линии представляют критические значения скорости вращения при различных значениях плотности, отмеченных на рисунке. Как видно из рисунка, все астероиды с диаметрами больше 200 м имеют скорости вращения, качественно согласующиеся с формулой (3.10). Концентрация точек к линиям, соответствующим критическим скоростям вращения при различных плотностях, является свидетельством того, что тела, большие по размеру, чем несколько сотен метров, являются гравитационно связанными агрегатами, состоящими из отдельных фрагментов («rubble piles», буквально переводится как «груда булыжников»).

^{Рис. 3.22. Распределение скоростей вращения АСЗ в зависимости от полной вариации блеска за период [Pravec and Harris, 2000]}

Справа от линий критических скоростей на рисунке располагаются только два астероида. С учетом данных [Pravec et al., 2000] их пять. Размеры всех пяти астероидов лежат в пределах от 30 до 130 м, а периоды обращения — в пределах от 2,5 мин до 97,2 мин. Такие скорости вращения означают, что эти тела представляют собой монолитные образования, которые сохраняют целостность при быстром вращении за счет сцепления между частицами вещества.

Еще одной примечательной особенностью АСЗ с размерами от нескольких сотен метров до 10 км является корреляция между амплитудой колебаний блеска и скоростью вращения. На рис. 3.23 представлено среднее значение амплитуды колебаний блеска для таких астероидов в зависимости от скорости вращения. Вертикальными черточками отмечены средние ошибки отложенных значений величины средней амплитуды. Начиная со значения 5 оборотов в сутки намечается устойчивая тенденция к уменьшению средней амплитуды колебаний блеска. Эта тенденция, как и ранее рассмотренные особенности, свидетельствует в пользу того, что быстро вращающиеся астероиды представляют собой агрегаты слабо связанных обломков. Можно думать, что по мере увеличения скорости вращения сила, прижимающая обломки друг к другу, уменьшается, что ведет к их большей подвижности и постепенному уменьшению отношения самой большой из полуосей фигуры астероида к двум другим.

^{Рис. 3.23. Среднее значение амплитуды колебаний блеска АСЗ с размерами от нескольких сотен метров до 10 км в зависимости от скорости вращения [Pravec and Harris, 2000]}

Наконец, в данном разделе следует упомянуть о том, что ряд АСЗ, в том числе потенциально опасных астероидов, обнаруживает такие особенности световых кривых, которые не могут быть объяснены иначе, как явлениями затмений и покрытий в двойных системах (рис. 3.24). Глубокие минимумы на кривой блеска обусловлены прохождениями спутника и/или его тени по диску главного компонента двойного астероида, а менее глубокие плоские минимумы — прохождением спутника за диском астероида или попаданием его в тень, отбрасываемую главным компонентом. Изучение кривых блеска позволяет определить параметры двойной системы, такие как диаметр главного компонента, отношение диаметра спутника к диаметру главного компонента, большую полуось орбиты спутника, период вращения главного компонента и период обращения спутника и т. д. К настоящему времени среди АСЗ найдено около 35 двойных систем (http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html).

^{Рис. 3.24. Долгопериодическая составляющая кривой блеска АСЗ 1996 F G₃ [Pravec et al., 2000]. По вертикальной оси отложен блеск в лучах R, приведенный к единичным расстояниям от Земли и Солнца и углу фазы, равному 17°}

Количество двойных астероидов среди АСЗ оценивается как 17 % [Pravec et al., 1999]. Примерно такой же процент двойных АСЗ был определен в работе [Bottke and Melosh, 1996] на основе статистики двойных кратеров на поверхностях Венеры и Земли. Это очень большой процент, который нуждается в объяснении. В нескольких работах ([Bottke and Melosh, 1996] и др.) был предложен механизм, согласно которому двойные АСЗ образуются в результате приливного распада «rubble piles» во время их тесных сближений с планетами земной группы. Быстрое вращение астероидов может способствовать эффективности подобного механизма. Действительно, главные компоненты обнаруженных двойных АСЗ в большинстве случаев очень быстро вращаются. Многие двойные АСЗ имеют малую объемную плотность, что характерно для «rubble piles».

Различные приемники излучения, в том числе человеческий глаз, обладают различной чувствительностью к лучам различных длин волн. Человеческий глаз наиболее чувствителен к желтым и зеленым лучам, в то время как несенсибилизированная фотопластинка наиболее чувствительна к лучам синей и фиолетовой части спектра. Поэтому одно и то же светило в зависимости от цвета по-разному воспринимается глазом и фотопластинкой. Два светила различного цвета, воспринимаемые глазом как имеющие одинаковый блеск, на фотопластинке оставляют различные изображения. Чтобы иметь возможность сравнивать между собой оценки блеска светил, получаемые с помощью разных приемников излучений, в астрономии строятся фотометрические системы, характеризующиеся набором спектральных полос и их шириной. Единственной употребляемой в настоящее время для астероидов фотометрической системой является система UBV, разработанная Х. Джонсоном и У. Морганом [Johnson, 1955]. Эта система включает три основные полосы спектра: полосу U (ультрафиолетовая, эффективная длина волны 0,365 мкм, ширина 0,068 мкм), B (синяя, эффективная длина волны 0,440 мкм, ширина 0,098 мкм) и V (визуальная, эффективная длина волны 0,550 мкм, ширина полосы 0,089 мкм). Иногда их дополняют полосами в красной R и инфракрасной IR областях спектра. Напомним, что человеческий глаз воспринимает свет в интервале длин волн приблизительно от 0,4 до 0,7 мкм при максимуме чувствительности около 0,550 мкм. Отметим также, что звездные величины светил в различных полосах системы UBV принято обозначать теми же буквами, которые используются для обозначения полосы.

На практике фотометрическая шкала UBV может быть достаточно просто реализована с помощью системы фильтров, имеющих соответствующие полосы пропускания света.

Показателями цвета (колор-индексами) светил называют величины B-V и U-B, т. е. разности между звездными величинами светила в разных участках спектра. Показатели цвета могут служить характеристикой распределения энергии в спектре светила. Нуль-пункт фотометрической шкалы UBV подобран таким образом, чтобы для звезд спектрального класса A0 значения колор-индексов U-B и B-V были равны нулю. Для бело-голубых звезд спектральных классов O и B колор-индексы отрицательны, так как максимум излучения этих звезд смещен к ультрафиолетовому участку спектра и их звездные величины в лучах U меньше, чем в лучах B, а в лучах B меньше, чем в лучах V. Колор-индексы звезд спектральных классов F, G, K, M, более холодных, чем звезды класса A, положительны. Солнце (спекральный класс G2) имеет колор-индексы U-B = +0,10 и B-V = +0,63 [Герелс, 1974].