Применение современных технологий в организации астрономических наблюдений

Руководители: проф., д.ф.-м.н. И.А. Герасимов, д.ф.-м.н. Б.Р.Мушаилов
Исполнители по теме: м.н.с. Д.Ю. Клыков, вед. инж. И.Т. Зоткин, вед. инж. С.Н Маркова, вед. инж. А.А. Калошин, н.с. Г.В. Борисов

а) Использование интеллектуального устройства нового поколения (время-позиционный чувствительный детектор излучения) для наблюдений малых тел Солнечной системы.

Предполагается применение новой технической разработки для получения, в частности, неискаженных спектров метеорных и болидных потоков. На основе теоретических и наблюдательных результатов по распределению и эволюции метеорных потоков рассматривается фундаментальная проблема их происхождения и взаимосвязи с кометными орбитами, оценена роль "резонансных" комет и астероидов в образовании метеорных потоков.

В связи с проблемой кометно-астероидной опасности и со все возрастающим количеством запусков космических аппаратов в настоящее время весьма актуальными становятся систематические исследования распределения малых тел в околоземном пространстве. Из-за малых размеров непосредственные наблюдение многих из этих тел не представляется возможным. И только при вхождении их в атмосферу, сгорая, они становятся видимыми для наблюдателя. Практически до XIX века не признавалось космическое происхождение метеоритов и, соответственно, метеоры и болиды не идентифицировали с вторжением в земную атмосферу метеорных частиц и метеороидов. До сих пор метеорные явления не связывают напрямую с астрономией, поскольку они происходят в верхних слоях атмосферы. Однако мельчайшие частицы, вызывающие эти явления, имеют неземное происхождение [1, 2].

Метеорные потоки (метеороиды) являются своеобразными каналами, по которым кометное вещество попадает на Землю и становится доступным для исследования. Кометы состоят из остатков протопланетного вещества, практически не изменяющегося в их ядрах, поэтому исследования метеорных потоков (метеороидов) проливает свет на происхождение Солнечной системы.

Метеорные наблюдения в настоящее время проводят ряд отдельных профессиональных наблюдательных групп. Информация в данной области быстро устаревает, поскольку орбиты комет и метеорных потоков непостоянны, а регистрирующие технические устройства быстро совершенствуются.

В 60-е годы прошлого века на широкоугольных светосильных телескопах Шмидта, было получено множество качественных изображений метеоров (базисные наблюдения для определения высоты метеора). Многие посчитали, что на этом исследования позиционных и кинематических характеристик метеоров можно считать завершенными.
Однако это необоснованно. Дело в том, что метеорные потоки изменяют свою численность из-за неравномерного распределения частиц по орбите. Радианты метеорных потоков могут изменяться из-за воздействия на кометы-прародительницы больших планет. Часть потоков вообще являются нестационарными, действующими непостоянно. Наиболее известные из них Леониды, Дракониды. В перерывах между вспышками такие потоки проявляют себя слабо или не проявляют себя совсем. К последним относят, например, дождь Ситиусид (Канес - майорид), прошедший в 70-х годах XIV века. Его численность достигла 1800 метеоров в час! Поток в последующие годы перестал появляться. Еще один пример: поток Андромедид, прекрасно наблюдаемый в XX веке. Прародительница, комета Биэлы, распалась, а обломки испытали сближение с Юпитером и изменили орбиту. Сейчас этот поток проявляется в виде одного метеора в час.

К настоящему времени сделано несколько предположений о возможном проявлении в будущем новых потоков и о вспышках некоторых слабых потоков на основании расчетов эволюции орбит комет. Например, это гипотетический поток кометы Швассмана-Вахмана 3, которая должна сблизиться с орбитой Земли в 2006 и 2022 г.г., или кометы Вертанина (2018 г.)

Эволюция метеорных потоков

Моделирование распределения частиц метеорного вещества по орбите свидетельствует о концентрации их в виде узких и длинных струй, а не протяженных облаков(рис. 1), как предполагалось ранее. Поэтому потоки в одни годы могут давать значительное число метеоров, а в другие нет. Постоянный мониторинг метеорных потоков позволил бы уточнить правильность указанного предположения, а также осуществить проверку гипотезы о существовании сложных комплексов из комет, астероидов и метеорных потоков, связанных генетически.


Рис. 1. Изменение ZHR в ночь максимума потока Леонид 1999 г.

Частицы, составляющие метеорные потоки, движутся в пространстве по оскулирующим эллиптическим орбитам. Сопоставление орбитальных элементов метеорных потоков и комет позволило в ряде случаев установить общность их происхождения. Но гравитационные возмущения массивных тел Солнечной системы, и прежде всего больших планет, могут приводить к существенным изменениям орбит метеорных потоков и комет, а следовательно, к отсутствию либо к появлению между ними псевдокорреляций.

В связи с этим для установления истинной общности происхождения метеорных потоков и соответствующих комет помимо кинематических параметров необходимо сопоставление их физико-химических свойств, включая пространственное распределение сгустков метеорных частиц (определение их структуры).

Подобное сопоставление стало возможным с разработкой и созданием интеллектуального прибора нового поколения - "время-позиционного чувствительного детектора излучения", позволяющего получать изображения объектов с реальными пространственными координатами, а также высококачественными спектрами [3-5]. Этот детектор позволяет определять не только координаты, но и время прихода фотонов.

По чувствительности и разрешающей способности данное устройство на порядок превосходит современные высокочувствительные цифровые видеокамеры (с широким полем зрения), а также ПЗС-матрицы. На рисунке 2 приведены результаты наблюдения на зеркальном кассегреновском телескопе ГАИШ МГУ избранного участка неба без использования высокочувствительного детектора (рис. 2а) и с его применением (рис. 2б).


Рис. 2а, 2б.

После проведения лабораторного тестирования время-позиционного детектора с быстродвижущимися объектами, этот прибор был успешно применен при наблюдениях метеорного потока Лирид (21-22 апреля 2002 г.).

Список некоторых публикаций по теме

1. Мушаилов Б.Р. О проблеме кометно-астероидной опасности. Астрон. календарь на 1997 г. М.: Космоинформ. 1997. С.210-215.
2. Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. Динамическая эволюция кометно-астероидного вещества Солнечной системы. Земля и Вселенная. N 6. 2000. С. 28-38.
3. Yusupaliev U., Markova S., Shuteev S. Receiving volumetric objects imagect by means of PRD-laser system. 2001.
4. Yusupaliev U. etc. The intellectual device for determination of building deformation. 2000// Appl. phys. 4. pp.39-44.
5. Markova S.N., Mushailov B.R., Zotkin I.T. Research in meteor flows evolution using new intellectual device. GIREP 2002.


б) Поисковые исследования предвычисленных объектов на основе специализированной аппаратуры.

В Солнечной системе на расстоянии не превышающем 100 а.е. общее число малых тел, имеющих размеры более 1 км (тела меньших размеров принято именовать метеороидами), составляют величину порядка 1млн. По месту их происхождения, а следовательно, по физико-химическому составу, эти тела принято классифицировать на два типа: астероиды (малые планеты) и кометы.

Астероиды - тела, сформировавшиеся между орбитами Марса и Юпитера, а кометы образовались во внешней части Солнечной системы - за орбитами Урана и Нептуна (см. Герасимов 2000). Значительная часть астероидов располагается в тороидальном поясе (так называемый "основной пояс") между орбитами Марса и Юпитера. Среди них имеются астероиды, движущиеся по либрационно - устойчивым орбитам, обусловленным резонансами средних движений с Юпитером (группы Гекубы, Гильды, Туле) и с Марсом (см. Герасимов, 1992а). Астероиды с диаметрами, превосходящими ~100 км, устойчивы при дроблениях, а более мелкие астероиды могут являться продуктом дробления крупных тел.

Эксцентриситеты орбит для большинства астероидов основного пояса составляют 0,1-0,3, но в ряде случаев достигают 0,8. Благодаря этому, некоторые астероиды проникают внутрь орбит Марса и Земли.
Формирование комет на периферии планетной системы происходило вследствие гравитационной неустойчивости в пылевом субдиске, который фрагментировал на множество пылевых сгущений, трансформировавшихся в процессе их эволюции в ядра комет. В настоящее время большинство комет непосредственно примыкает к пограничной области Солнечной системы ( ~ 105 а.е.). Существенно ближе к Солнцу - с афелиями, располагающимися между орбитами Юпитера и Нептуна, наблюдается лишь несколько семейств комет (Маров, 1994).

Большая часть короткопериодических комет с мало наклоненными к плоскости эклиптики орбитами образовалась в поясе Койпера, находящимся на расстоянии ~ 35 - 70 а.е. от Солнца (Энеев, 1980). В настоящее время обнаружено более 500 объектов пояса Койпера с большими полуосями орбит от 35 до 50 а.е. Обнаруженные на расстоянии от 32 до 35 а.е. от Солнца девять объектов астероидного типа движутся по квазикруговым орбитам в окрестности устойчивых треугольных точек либрации Нептуна и являются "троянскими астероидами" семейства Нептуна. Эксцентриситеты орбит тел пояса Койпера оказались преимущественно малыми, а их диаметры составили 100-300 км. Диаметры наибольших объектов пояса Койпера могут достигать 1000 км (2000 WR106).

При определенных предположениях, за счет гравитационного влияния планет-гигантов и наиболее крупных тел занептунного пояса, некоторые объекты пояса Койпера могли за время существования Солнечной системы мигрировать к орбите Нептуна и далее к Солнцу. Конкретные оценки масс мигрирующего к Солнцу вещества из занептунного пояса зависят от распределения тел этого пояса по их массам и элементам орбит, которое в настоящее время неизвестно (Ипатов, 2000).

Наименее массивные объекты (кометные ядра) пояса Койпера оказываются способными мигрировать существенно ближе к Солнцу, нежели более массивные объекты этого пояса. Именно поэтому крупные ядра комет обнаруживаются с перигелиями орбит, располагающимися за орбитой Юпитера.

Резонансные зоны

Во внутренней части пояса Койпера значительную роль играют резонансы средних движений с Нептуном и Ураном.

Занептунные объекты могут существовать сколь-нибудь длительное время, если элементы их орбит соответствуют областям устойчивых движений (областям орбитальной устойчивости). В поясе Койпера могут сохраняться длительное время либрационные устойчивые объекты лишь в областях средних движений: 6''.9-7''.4, 8''.6-8''.8, 10''.7-11''.2, 12''.2-12''.4, 12''.8-13''.1, 14''.3-14''.6 (Герасимов, 1999). Их устойчивость связана с отсутствием "сближений", т.е. существованием ненулевой нижней границы расстояния между Нептуном, Ураном и либрационным объектом. Плутон также связан линдбладовским орбитальным резонансом 2:3 с Нептуном.

Как показано в работе Герасимова (1999) либрационные орбиты в резонансных зонах оказываются близкими к устойчивому стационарному решению, что и обеспечивает их "выживание". Следовательно, орбитальные резонансные эффекты взаимодействий приводят к устойчивости орбит, имеющих либрационный тип движений. Несмотря на вековые возмущения от планет-гигантов Урана, Сатурна, Юпитера, а также "резонансное воздействие" Урана и взаимные гравитационные влияния занептунных тел, эти тела могут быть захвачены Нептуном (и Ураном) в орбитальный резонанс и длительное время существовать, обладая орбитальной устойчивостью.

В предсказанных в цитируемой уже работе Герасимова (1999), в которой также оценены вероятности захватов в резонанс занептунных объектов, резонансных зонах в настоящее время обнаружено уже более 200 либрационно-устойчивых объектов, движущихся в орбитальных резонансах низших порядков с Нептуном и Ураном (Центр малых планет, 2002). В их числе более 50 объектов, размерами примерно в 100 км, квазикоорбитальных (с большими полуосями ~40 а.е.) с Плутоном и движущихся в линдбладовской орбитальной соизмеримости с Нептуном в отношении 2:3. Число подобных объектов, названных Плутино, может составлять несколько тысяч.

Открываемые, начиная с 1992 г., объекты пояса Койпера не позволяют объяснить дефицита наблюдаемой массы вещества Солнечной системы, даже с учетом того, что большая часть тел пояса Койпера еще недоступна наблюдениям. Количество этих объектов может составлять величину ~105 . Однако не исключено существование нескольких занептунных поясов в области 100 <  а < 2000 а.е. (Герасимов, 2000). Более того, обнаружение, по-видимому, очень крупного занептунного объекта 2000 WR106 диаметром около 1000 км. позволяет предположить наличие и больших планет за орбитой Нептуна. В работе Мушаилова (2001а) были вычислены 10 линдбладовских гипотетических резонансных зон (области средних движений) за поясом Койпера в интервале 60 < а < 2000 а.е.

Приведенные Бауэлом (2002) орбитальные элементы новых обнаруженных объектов:

Название объекта
Большая полуось
а (а.е.)
Эксцентриситет
е
Наклонение к эклиптике
io
2000 CQ 105 57.161 0.389 19.635
2000 YW 134 57.881 0.281 19.770
2000 YC 2 58.691 0.381 19.839
1999 RJ 215 59.393 0.417 19.742
2001 KG 77 59.574 0.426 15.627
1999 DG 8 63.096 0.050 34.531
2000 PS 30 63.786 0.452 2.773
1999 CF 119 90.319 0.572 19.665
1999 CY 118 91.278 0.621 25.567
2001 FZ 173 91.811 0.639 12.165
1996 GQ 21 92.994 0.589 13.361
2000 OM 67 97.646 0.598 23.392
1999 TD 10 98.857 0.876 5.957
1999 RZ 215 100.844 0.693 25.528
 1999 CZ 118 115.331 0.673 27.731
1995 CN 55 115.546 0.935 4.927
2000 PJ 30 118.749 0.759 5.726
1999 RD 215 119.467 0.683 25.912
2000 CR 105 231.069 0.809 22.708

свидетельствуют о том, что их средние движения принадлежат вычисленным в работе Мушаилова (2001а) резонансным зонам.

На основе аналитического решения ограниченной эллиптической задачи трех тел, с учетом перекрытий резонансных зон планет-гигантов (см. рис.1), в рамках концепции частичной детерминированности в работе Мушаилова (2001б) были определены зоны средних движений и оценены характеристики устойчивых орбит гипотетических резонансных объектов между орбитами Сатурна, Урана и Нептуна. Определяющее влияние на параметры подобных зон оказывают орбитальные резонансные взаимодействия с планетами-гигантами.
В настоящее время в предвычисленных резонансных зонах между Сатурном и Ураном уже обнаружены три объекта: 2001 SQ73 (a=17.504 a.e., e=0.178, i=170.449), Asbolus (17.910 a.e., 0.618, 170.637), 1999 XX143 (18.029 a.e., 0.460, 60.759), движущихся в орбитальной соизмеримости 2:5 с Сатурном, а между орбитами Урана и Нептуна - 9 объектов: 2000 SN331 (19.731a.e., 0.047, 110.554), 1998 QM107 (19.976 a.e., 0.134, 90.380), Pholus (20.334 a.e., 0.574, 240.703), 2001 XA255 (20.528 a.e., 0.266, 100.441), 2000 CO104 (22.146 a.e., 0.054, 30.233), Nessus (24.403 a.e., 0.517, 150.653), 2001 KF77 (24.410 a.e., 0.152, 40.432), 1996 RX33 (26.273 a.e., 0.289, 80.990), 1998 TF35 (26.354 a.e., 0.381, 120.621), связанных двухчастотными орбитальными резонансами 1:3 и 1:4 с Сатурном (см. Бауэл, 2002).

В рамках внешнего варианта ограниченной задачи трех тел при учете вековых возмущений от Сатурна и резонансных возмущений от Сатурна (внутренний вариант) в работах Герасимова (1992б, 1995а) были найдены наиболее вероятные орбиты гипотетических астероидов, находящихся в орбитальной соизмеримости с Юпитером и Сатурном между их орбитами. При этом оказалось, что суммарная зона резонансного эффекта (DS) для линдбладовских соизмеримостей с Юпитером в области между орбитами Юпитера (n1) и Сатурна (n2) имеет ненулевую меру: DS/(n1 - n2)=O[1].

По исходным значениям средних движений и элементам оскулирующих орбит были также вычислены экваториальные топоцентрические координаты областей локализации гипотетических объектов, связанных орбитальными резонансами с Юпитером и Сатурном (Мушаилов, 2001б).

В 2000г. на телескопе "Цейсс - 1000" Симеизской обсерватории РАН и телескопе "Цейсс - 2000" международной обсерватории МЦ АМЭИ на пике Терскол были начаты поисковые наблюдения в предвычисленных резонансных зонах. В настоящее время по данным Бауэла (2002) в предвычисленных зонах уже обнаружено четыре астероида, движущихся в орбитальных линдбладовских резонансах 1:2: 

2000 GM137 (a=7.867 a.e., e=0.120, i=150.858)
и 2:3:
2000 VU2 (6.951 a.e., 0.555, 130.744), 1998 HO121 (7.111 a.e., 0.587, 110.989), 2001 QF6 (7.123 a.e., 0.687, 240.302)

с Юпитером, а также один астероид, обладающий линдбладовским резонансом 2:1 (внутренний вариант соизмеримости) с Сатурном: 2000 QJ46 (5.911 a.e., 0.674, 40.382).

Минимальные значения видимых звездных величин, отвечающие наиболее благоприятным условиям для наблюдений, приведенных астероидов заключены в интервале 17m.2 - 18m.9, а максимальные достигают 25-ой звездной величины. Следует отметить, что калибровочные наблюдения объектов пояса Койпера на телескопе "Цейсс - 2000" обсерватории на пике Терскол, имеющих яркость, соответствующую 22 звездной величине, в полосе V приводят к ошибке определения одного положения, равной в среднем 0''.3 по каждой координате, так что обнаруженные резонансные объекты доступны для наблюдений на указанном инструменте.

Орбиты всех пяти приведенных астероидов располагаются в предвычисленных наиболее вероятных зонах поиска искомых резонансных объектов (см. рис.2).

Таким образом, в Солнечной системе наблюдается значительное число соизмеримостей (орбитальных резонансов) между средними движениями больших планет, спутников, астероидов, короткопериодических комет. Максимальные амплитуды резонансных эффектов достигаются при соизмеримостях низших порядков (см. Герасимов, 1992в; 1995б). Именно поэтому резонансы высоких порядков (четвертого и выше) в динамических системах не вызывают сколь-нибудь ощутимых эффектов.

Орбитальные резонансные взаимодействия приводят к устойчивости орбит, обладающих либрационным типом движения. Тела, захваченные в резонанс, могут длительное время существовать, обладая орбитальной устойчивостью.

Предсказанный в последнее десятилетие авторами настоящей работы новый класс объектов за орбитой Юпитера (между орбитами планет-гигантов Юпитером и Нептуном, а также занептунные резонансные объекты) в настоящее время нашел подтверждение. Развитие инструментальной базы и проведение систематических поисковых наблюдений позволит уже в ближайшее время пополнить открытое семейство "резонансных тел" Солнечной системы.

Исследование орбитальных резонансов представляется крайне актуальной задачей при решении фундаментальной космогонической проблемы, связанной с происхождением и эволюцией Солнечной системы.

Список некоторых публикаций по теме

Бауэл (Bowell E.). ftp://ftp.lowell.edu/pub/elgb/astorb.html. 18 Feb. 2002.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. Об эволюции орбит астероидов, находящихся в орбитальной соизмеримости с Марсом// Астрон. вестн. 1992. Т.26. N 4. С.32-38.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. Существование резонансных астероидов за орбитой Юпитера// Сборник научных трудов. Прикладная механика и математика. М.:МФТИ.1992.С.42-47.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. Некоторые вопросы динамической эволюции малых тел Солнечной системы// Препринт МО ГАИШ.№27.М.,1992.19с.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. О существовании либрационных астероидов за орбитой Юпитера// Космич. исслед. 1995. Т.33.№3.С.317-320.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. О кратности резонанса в задаче трех тел// Космич. исслед. 1995. Т.33. №1. С.109-110.
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. О существовании объектов пояса Койпера, связанных орбитальными резонансами с Нептуном// Вестн. Московского ун-та, серия "Физика и астрономия".1999. №1. С. 53-59. 
Герасимов И.А., Мушаилов Б.Р. О проблеме происхождения и динамической эволюции астероидов и комет в Солнечной системе. В сб. Околоземная астрономия и проблемы изучения малых тел Солнечной системы. М.: Космосинформ.2000.С.17-27.
Ипатов С.И. Миграция небесных тел в Солнечной системе. М.: Эдиториал УРСС. 2000. 320с.
Маров М.Я. Физические свойства и модели комет// Астрон. вестн. 1994. Т.28. №4-5. С. 5-85.
Мушаилов Б.Р. О множественности линдбладовских резонансных зон за поясом Койпера// Труды ГАИШ.2001. Т.70. С. 214-219.
Мушаилов Б.Р., Жуйко С.В. О существовании устойчивых резонансных зон за орбитами планет-гигантов Солнечной системы. В сборнике околоземная астрономия XXI века. М.: ГЕОС. 2001. С.180-185.
Сафронов В.С. Аккумуляция малых тел на внешней границе планетной системы// Астрон. вестн. 1996. Т.30. №4. С.291-298.
Центр малых планет (Minor Planet Center). 2002. http://cfa-www.harverd.edu/iau/mpc.htm
Энеев Т.М.//Письма в Астрон. журн. 1980. Т.6. №5. С.295-300. 2000 WR 106// IAUC №7554 January 2. http://cfa-www.harvard.edu/iauc/07500107554/html

(а)

(б)

(в)

Рисунок 1. Расположение резонансных зон различного порядка и кратности, отвечающих соизмеримости с Сатурном (а), Ураном (б) и Нептуном (в).

(а)

(б)

(в)

Рисунок 2. Области локализации резонансных астероидов между орбитами Юпитера и Сатурна: а - случай соизмеримости 1:2 с Юпитером, б - 2:3, в - резонанс 2:1 с Сатурном.

Вернуться