4.1. Кометы как опасность для Земли

Кометы, как и астероиды, относятся к малым телам Солнечной системы. Размеры ядер известных комет действительно малы: как правило, они не превышают 50 км, хотя нельзя исключить, что размеры ядер могут достигать сотен километров. Так, диаметр очень яркой кометы Хейла — Боппа (С/Hale — Bopp), которая была в 1000 раз ярче, чем комета Галлея (1P/Halley), приблизительно равен 40 км. Здесь и в дальнейшем мы будем употреблять названия комет, написанные кириллицей, а в скобках при первом упоминании кометы приводить ее латинское название. Кроме этого, в скобках латинская буква и косая черта указывают на вид орбиты кометы: С/ — непериодическая комета или комета, имеющая период обращения вокруг Солнца больше 200 лет, P/ — короткопериодическая комета — период меньше или равен 200 лет. Для короткопериодических комет перед обозначением вида орбиты приводится номер по каталогу Марсдена [Marsden and Williams, 2003].

Доказательством существования больших ядер комет могут служить две занумерованные малые планеты, которые обнаруживают признаки кометной активности. По этой причине они входят также в кометные каталоги. Это малые планеты (2060) Хирон и (4015) Вильсон — Харрингтон, они же комета Хирон (95P/Chiron) и комета Вильсона — Харрингтона (107P/Wilson — Harrington). По имеющимся оценкам (Fernandez et al., 2002), диаметр Хирона составляет около 150 км. Кроме того, считается, что объекты, открытые в поясе Эджворта — Койпера, являются кометами. Этот пояс располагается на периферии нашей Солнечной системы за орбитой планеты Нептун. К настоящему времени обнаружено более 1000 объектов в этом поясе, большинство из которых имеет поперечный размер в несколько сотен километров, а у десяти крупнейших диаметр превышает 1000 км.

Выделяют следующие структурные составляющие кометы при ее движении вокруг Солнца: ядро, кому — газопылевую оболочку, окружающую ядро, газовый хвост, направленный в противоположную от Солнца сторону, и пылевой хвост, как правило, отклоняющийся от направления Солнце — кометное ядро. Строение обычной кометы показано на рис. 4.1.

Рис. 4.1. Структурные составляющие кометы

Имеются отличительные особенности, которые выделяют кометы из остального ряда малых тел Солнечной системы.

1. Кометы движутся по сильно вытянутым эллиптическим (близпараболическим) орбитам. В результате этого кометы достаточно часто сближаются и даже сталкиваются с планетами. Ярким примером столкновения кометы с планетой явилось столкновение кометы Шумейкеров — Леви 9 (D/Shoemaker — Levy 9; D означает, что комета разрушилась) с Юпитером в 1994 г. Однако существуют и короткопериодические кометы, периоды движения которых вокруг Солнца не больше 200 лет, и они движутся по эллиптическим орбитам с умеренными эксцентриситетами.

2. В ядрах комет имеется большое количество легкоплавких веществ. Поэтому при приближении кометы к Солнцу такие вещества сублимируют (т. е. испаряются, минуя жидкую фазу), и вокруг ядра образуется оболочка — туманная область, называемая комой. Вместе с молекулами с поверхности кометного ядра в кому выносится большое количество мелкой пыли органической и неорганической природы. Под действием давления солнечных лучей и солнечного ветра пылинки и молекулы газа увлекаются в противоположную от Солнца сторону, образуя хвост.

Эта последняя особенность делает кометы одними из самых ярких и впечатляющих объектов на земном небосводе (рис. 4.2). Средние размеры комы составляют порядка 100 тыс. км. Хвосты комет имеют длину 10 млн км, а у некоторых комет достигают 150 млн км. Однако концентрация частиц в коме и хвосте очень низкая — несколько пылинок на сотни кубических метров. Неслучайно кометы иногда называют «видимым ничто».

3. В результате сублимации вещества возникает реактивное давление на поверхность ядра, которое приводит к изменению поступательного и вращательного движения ядра кометы.

Рис. 4.2. Комета Хиакутаки, апрель 1996 г. Снимок получен на камере ВАУ Звенигородской обсерватории ИНАСАН

4. Ядра комет отличаются нестабильностью. Периодически у части комет наблюдаются вспышки яркости, отделение достаточно значительных фрагментов. У нескольких комет ядра разрушились полностью.

Кометы в течение долгого времени были и все еще остаются источником многих страхов и предрассудков. Появление на небе яркой кометы, ее необычный вид с древнейших времен привлекал внимание людей. Слово «комета» появилось очень давно и является производным от греческого слова «кометис» — волосатая. Большой интерес к кометам всегда проявляли астрологи. По сравнению со сложными астрологическими связями планет, астрология комет относительно проста — это небесный беспорядок. По мнению Уильяма Шекспира, появление кометы предвещает перемены времени и состояний, является предвестницей всяческих неприятностей, особенно для людей с высоким положением. Во времена Древнего Рима на роль жертвы лучше всего подходил император. Поэтому, когда в 60 г. нашей эры на небе появилась яркая комета, не было сомнений, кому она несет несчастье. Историк Тацит писал: «Начали говорить о том, кого избрать в преемники Нерону, как будто его уже свергли».

У Нерона было свое мнение о значении появления этой кометы, он обратил свой гнев против самых именитых своих подданных и родственников. Он убил свою мать, двух своих жен и большую часть своих родственников. Такой же ужас вызывали появления комет в китайском императорском дворе. Император окружил занятия астрономией глубочайшей тайной, чтобы недоброжелатели не смогли нанести вред императору и его двору. Легенда рассказывает о двух астрономах — Хи и Хо, которые отпраздновали возлияниями очередное открытие звезды и пропустили солнечное затмение. За это император приказал отрубить им головы. К XVII в. значение астрологии и страх перед кометами значительно уменьшились. Так, Оксфордский и Кембриджский университеты перестали включать астрологию в свои учебные программы. В начале XIX в. король Англии Георг VI установил закон, согласно которому «каждый, кто берется или обещает предсказывать судьбу, или же использует иные хитрые способы или средства, прибегая к хиромантии и тому подобному, чтобы обманывать и обирать подданных Его Величества, признается Мошенником и Бродягой в смысле, определяемом и караемом этим Законом». Здесь надо отметить, что и в наши дни газеты и журналы непрерывно нарушают этот закон, помещая астрологические материалы. Астрология остается всемирным и очень доходным способом выкачивания денег у доверчивых людей.

Для понимания природы комет понадобились усилия многих поколений ученых. Неожиданные появления комет на небе, их необычный по сравнению с другими светилами вид, ставил в тупик древних философов и ученых. Так, Аристотель считал, что кометы — это сгустившиеся испарения в атмосфере Земли. Первым, кто обнаружил, что кометы располагаются значительно дальше Луны, был Тихо Браге. Искуснейший наблюдатель, он со своими учениками наблюдал движение яркой кометы из двух удаленных друг от друга обсерваторий и определил ее параллакс относительно звезд, что позволило оценить расстояние от кометы до Земли. Однако и после того, как кометы заняли место в Солнечной системе наравне с планетами, их природа и даже их траектории были загадками для ученых. И. Кеплер считал, что движение комет происходит по прямым линиям. Наиболее тщательная разработка теории прямолинейного движения комет была дана в труде польского астронома Яна Гевелия «Cometographia», опубликованном в 1668 г. Только И. Ньютон, наблюдая комету 1680 г., пришел к выводу, что ее истинный путь в Солнечной системе представляет собой параболу. Согласно закону всемирного тяготения, открытому Ньютоном, движение небесных тел вокруг Солнца может происходить по любому коническому сечению, в фокусе которого находится Солнце.

Английский астроном Э. Галлей, современник и друг Ньютона, занялся поисками комет, которые возвращались в прошлом к Солнцу через примерно равные промежутки времени. Обработав наблюдения более 20 комет, Галлей обратил внимание на то, что орбиты комет, наблюдавшихся в 1531, 1607 и 1682 гг., одинаково ориентированы в пространстве, движение комет — обратное, и их появления разделены примерно одинаковыми интервалами времени.

Галлей сделал вывод о том, что это были не три кометы, а одна, движущаяся по очень вытянутой эллиптической орбите и возвращающаяся к Солнцу каждые 75–76 лет, и предсказал ее следующее появление в 1758 г. Комета, которая действительно была переоткрыта в 1758 г., получила название «комета Галлея».

Уже в конце XVII в. высказывались предположения о возможных столкновениях комет с Землей и неизбежном в результате такого столкновения «конце света». В 1770 г. комета Лекселя (D/Lexell) прошла на расстоянии от Земли в 2,25 млн км, что всего в 6 раз больше расстояния от Земли до Луны, подтвердив тем самым реальность угрозы. Большой переполох у жителей Земли вызвало возвращение кометы Галлея в 1910 г. По расчетам астрономов комета должна была сблизиться с Землей на расстояние 22 млн км 20 мая 1910 г. В этот момент комета должна была находиться на прямой линии Земля — Солнце, как бы заслоняя Солнце от земных наблюдателей (рис. 4.3).

Вследствие такого расположения кометы в момент сближения пылинки и молекулы газа, вылетающие с поверхности ядра и образующие хвост кометы, могли долетать до атмосферы Земли. Сообщение об этой возможности вызвало большую тревогу, а в некоторых местах и панику обывателей. В газетах выдвигалось предположение, что погружение Земли в хвост кометы Галлея вызовет отравление и гибель всего живого на Земле. Однако хвост кометы был настолько разрежен, что прохождение Земли через него не вызвало никаких изменений в земной атмосфере.

Рис. 4.3. Положение кометы Галлея в момент ее тесного сближения с Землей 20 мая 1910 г.

Наиболее вероятным зафиксированным фактом столкновения Земли с ядром кометы, произошедшим в течение прошедшего столетия, является Тунгусское явление. 30 июня 1908 г. произошло уникальное событие — огромный болид вошел в плотные слои земной атмосферы и взорвался на высоте около 10 км, вызвав значительные разрушения в сибирской тайге. Кометная природа этого тела подтверждается многочисленными наблюдаемыми особенностями этого небесного феномена [Гладышева, 2008; Никольский и др., 2008]. Грандиозным событием в Солнечной системе явилось уже упомянутое столкновение фрагментов кометы Шумейкеров — Леви 9 с Юпитером в 1994 г. В июле 1992 года эта комета прошла на расстоянии менее 100 тыс. км от Юпитера и распалась на два десятка фрагментов (см. рис. 4.4 на вклейке).

В период с 16 по 22 июля 1994 г. все фрагменты кометы Шумейкеров— Леви 9, как было предсказано заранее [Клумов и др., 1994], упали на Юпитер, вызвав значительные возмущения в его атмосфере. Пятно (см. рис. 4.5 на вклейке), образовавшееся на диске Юпитера в результате падения фрагмента G (все фрагменты кометы были обозначены буквами английского алфавита), уже через 1 ч 45 мин после падения достигло диаметра 9 тыс. км (1,5 радиуса Земли). Оценки размера ядра материнского тела, сделанные на основании анализа движения отдельных фрагментов, лежат в диапазоне от 2 до 10 км в диаметре [Chernetenko and Medvedev, 1994]. Общее количество энергии, выделившееся при падении осколков кометы, по оценкам различных авторов, находится в диапазоне 1028–1030 эрг или 105–107 мегатонн тротилового эквивалента.

Хотя опасных для Земли комет гораздо меньше, чем АСЗ, динамические и физические особенности комет таковы, что опасность эта вполне реальна. Если учитывать, что фактор внезапности, непредсказуемости появления опасного объекта играет важную роль в проблеме астеродно-кометной опасности, то наибольшую опасность представляют близпараболические кометы. Среднее количество таких комет, открываемых в год, за последние несколько лет составило 10–15. Однако это число — величина не постоянная. Существуют предположения, что периодически в окрестности Солнца могут наблюдаться «кометные ливни» — явление, когда число близпараболических комет значительно возрастает. Это связано с возмущениями, действующими на ледяные небесные тела, находящиеся на периферии нашей Солнечной системы. Время от времени возмущения заставляют двигаться ледяные тела в направлении Солнца.

По оценкам Бейли [Bailey, 1992], доля ударных кратеров на земной поверхности, вызванных столкновениями с кометами, может достигать 10 % и выше. Особенно интенсивной бомбардировке Земля подвергалась на ранней стадии своего образования.

Кроме того, как уже отмечалось, наклоны орбит комет могут принимать значения от 0 до 180° (в отличие от короткопериодических комет, наклоны орбит большинства которых невелики), а это означает, что для части комет возможно столкновение с Землей на встречных траекториях. При этом скорость столкновения может достигать 72 км/с. Раннее обнаружение близпараболических комет является единственной гарантией того, что в распоряжении землян будет от нескольких месяцев до нескольких лет для предотвращения их возможного столкновения с Землей.

Таблица 4.1. Кеплеровские элементы орбиты и звездные величины комет, MOID которых меньше 0,1 а.е.

Примечание. H — абсолютная звездная величина, T — момент прохождения через перигелий, e — эксцентриситет орбиты, q — перигелийное расстояние в а.е., ω — аргумент перигелия, Ω — долгота восходящего узла, i — наклон орбиты к плоскости эклиптики (последние три величины даны в градусах).

В табл. 4.1. приводятся элементы орбит и звездные величины короткопериодических комет, минимальные расстояния между орбитами которых и орбитой Земли (MOID, Minimum Object Intersection Distance) меньше 0,1 а.е. Эти кометы можно считать потенциально опасными для Земли, поскольку из-за наличия плохо моделируемых воздействий на ядра комет их орбиты могут достаточно быстро меняться. Такие кометы имеют ненулевую вероятность столкновения с Землей. Уже состоявшиеся известные близкие прохождения комет вблизи Земли приводятся в приложении 2.

 

4.2. Физические характеристики, строение ядра

В последнее десятилетие наши знания о кометах и о процессах, происходящих на них, значительно расширились. Резкому повышению интереса к кометам способствовали подготовка и проведение международного космического эксперимента — полета космических аппаратов к комете Галлея. Целая флотилия космических станций — советские «Вега-1» и «Вега-2», западноевропейская «Джотто», японская «Суисей» (Планета-А) — исследовала комету Галлея. В ходе этих исследований были получены уникальные данные о составе и физических процессах, происходящих на поверхности ядра кометы, впервые с близкого расстояния было сфотографировано ядро кометы. Данные, полученные с космических станций, в основном подтвердили ледяную модель кометного ядра, разрабатываемую Ф. Уипплом с 1950 г. В книге [Comets II, 2005] обсуждаются четыре модели кометного ядра (рис. 4.6).

Рис. 4.6. Модели кометных ядер [Comets II, 2005]: а ) — «конгломерат льдов» [Weissman and Kieffer, 1981]; б ) — «агрегат фракталов» [Donn and Hughes, 1986]; в ) — «изначально смерзшийся щебень» [Weissman, 1986]; г ) — «склеенные льды» [Gombosi and Houpis, 1986]

Низкие оценки плотности кометного ядра, полученные из анализа движения кометы Галлея, можно объяснить кластерным механизмом образования кометного ядра, разработанным Донном (рис. 4.6, модель б) и в дальнейшем развитым Гринбергом. Согласно этому механизму, ядро кометы образуется в результате налипания друг на друга отдельных гранул (зерен), представляющих собой частицы, по составу близкие к углистым хондритам. Промежутки между зернами заполнены легкосублимирующим веществом. По этой модели ядро кометы представляет собой очень рыхлое образование, подобное гигантскому снежному кому, и по структуре близко к частицам межпланетной пыли. В модели в, названной Вейссманом «изначально смерзшийся щебень», предполагается наличие некоторого количества крупных ледяных фрагментов, смерзшихся в единое тело. В момент сближения такого ядра с Солнцем в результате нагрева часть осколков может терять механический контакт и образовывать компактный метеорный рой. Эта модель представляет собой развитие идей Фесенкова о существовании кратных кометных ядер и позволяет объяснить распад ядра кометы Шумейкеров — Леви 9 на несколько десятков фрагментов в окрестности Юпитера в 1992 г. Нельзя исключить, что для части ледяных тел верна модель а, когда ядро представляет собой ледяной монолит. Модель г — «склеенные льды» — была разработана по результатам пролетов космических аппаратов около ядра кометы Галлея.

Альтернативными моделями являются модель каменистого монолита, разработанная Б. Ю. Левиным, и модель кометного ядра в виде облака частиц, которую в разное время и в различных модификациях отстаивали Дубяго [Дубяго, 1942], Воронцов-Вельяминов [Воронцов-Вельяминов, 1945], Рихтер [Richter, 1963] и Литтлтон [Lyttleton, 1977]. Интересна модель Литтлтона, которая дает механизм образования таких роев. Согласно его исследованиям, местом образования подобных роев может быть область антиапекса, где в результате гравитационного действия Солнца должна наблюдаться повышенная концентрация межзвездного вещества. Солнце, двигаясь сквозь межзвездное газопылевое облако, действует подобно гигантской линзе, фокусируя частицы в антиапексной области. Частицы огибают Солнце по гиперболам, пересекающимся в области антиапекса. Столкнувшись в этой области, они частично гасят свои скорости, и если полная скорость будет меньше параболической, то столкнувшаяся материя оказывается захваченной Солнцем.

Однако надо отметить, что и модель каменистого монолита, и модель кометного ядра в виде облака частиц наталкиваются на определенные трудности.

Приведем основные доводы в пользу ледяной модели:

1) негравитационные эффекты в движении комет лучше объясняются ледяной моделью;

2) газопроизводительность ядра должна обеспечивать поток вещества на уровне 1028–1030 молекул в секунду со всей поверхности при гелиоцентрическом расстоянии 1 а.е. и должна оставаться примерно постоянной на интервале нескольких десятков оборотов кометы вокруг Солнца;

3) наблюдения комет, «царапающих Солнце» (имеющих очень небольшое перигелийное расстояние), до и после перигелия дают нижнюю границу размера ядра в несколько метров;

4) приливные силы и световое давление резко ограничивают время существования плотного роя частиц на кометных орбитах.

Итак, общепринятой моделью ядра кометы в настоящее время является ледяная модель. При приближении ядра кометы к Солнцу ледяное ядро нагревается и начинается испарение газов. Процесс сублимации вещества играет большую роль в определении как физических, так и динамических характеристик ядра. В результате сублимации вещества, как уже отмечалось, возникает достаточно плотная газовая и пылевая атмосфера (кома) кометы. Наличие у комет газовой оболочки позволяет изучать химический состав ядер комет спектроскопическим способом. Уже первые спектроскопические наблюдения показали, что спектры комет состоят из непрерывного фона и эмиссионных молекулярных полос. Непрерывный спектр наблюдается, главным образом, в центральной части головы кометы и в пылевых хвостах. Непрерывный спектр обусловлен рассеянием солнечного света частицами пыли на поверхности ядра и в кометной атмосфере.

По эмиссионным молекулярным полосам в спектре головы кометы различными наблюдателями были отождествлены C2, CH, CN, NH, NH2 и OH+, в хвосте — CO+, CO+2, N+2. Отмечены многочисленные случаи отождествления молекулярных полос с NO, O2, O+2 и др. Кроме того, предполагается наличие в голове кометы большого количества атомарного водорода. Все молекулы кометных атмосфер, как правило, принадлежат к свободным радикалам и появляются в результате диссоциации и ионизации некоторых первичных, или «материнских», молекул. Всесторонний анализ спектральных данных, выполненный Фаулером, Бальде, Аделем, Свингсом, Арпиньи и многими другими, постепенно сформировал список родительских молекул:

H 2 O, CO 2 , CH 4 , NH 3 , C 2 H 2 .

В дальнейшем этот список постоянно дополнялся. Так, в качестве источников амина и имина Дельземме предлагает гидроксиламин NH2OH, формамид HCONH2, глицин NH2CH2COOH. В спектрах комет Остина, Леви и Свифта — Туттля обнаружены такие углеродсодержащие вещества, как метанол CH3OH и формальдегид CH2O.

В моменты сближений комет с Солнцем в спектрах комет отождествлены некоторые металлы: железо Fe, хром Cr, марганец Mn, никель Ni, кобальт Co и ряд других. В работе Дельземме [Delsemme and Miller, 1971] указан примерный процентный химический состав ядра кометы, который воспроизведен в табл. 4.2.

Таблица 4.2. Химический состав ядра кометы

Как видно из табл. 4.2, кометы состоят из четырех основных элементов: водорода, углерода, азота и кислорода. Для некоторых из них сюда можно добавить серу, обнаруженную в форме молекул S2 в кометах ИРАС — Араки — Олкока, Черниса и Галлея, и в форме сульфида водорода H2S в кометах Остина и Леви.

В 1995 г. была открыта комета Хейла — Боппа. Ее особенностью было достаточно большое, более 40 км в диаметре, ядро. Это обусловило большую газопроизводительность и возможность наблюдения кометы в радиоспектре. Во время наблюдений кометы в радиоспектре были обнаружены 8 новых молекул, ранее не наблюдавшихся в кометах: SO, SO2, H2CS, HC3N, HNCO, NCONH2 [Чурюмов, 2009].

В зависимости от химического состава сублимирующего вещества устанавливаются равновесная температура на поверхности ядра и величина потока сублиманта. В табл. 4.3 приведены газопроизводительность кометы для различных веществ, определяющих процесс сублимации.

Таблица 4.3. Интенсивность сублимации для различных веществ

Примечание. Z 0  — число молекул сублимирующего вещества с единичной площадки, находящейся в подсолнечной точке (местное зенитное расстояние Солнца равно 0°), в единицу времени, T 0  — равновесная температура для невращающегося ядра, T 1  — средняя эффективная температура для вращающегося ядра, r 0  — расстояние, на котором процесс сублимации для данного вещества прекращается.

По данным, полученным с борта «Джотто», были определены примерный процентный состав газовой компоненты комы кометы Галлея: 80 % — водяной пар H2O; 10–12 % — окись углерода CO; 2 % — метан CH4; 1,5 % — углекислый газ CO2; 1–2 % — аммиак NH3; 1–2 % — формальдегид CH2O, а также общая газопроизводительность кометы — 18 т/с, и пылепроизводительность — 20 т/с.

Важной физической характеристикой ядра кометы является его масса. Обычно средняя масса комет оценивается как 4 1013 кг [Levison et al., 2002]. Но, во-первых, имеется большой разброс в размерах индивидуальных комет. Так, в обзорной работе по современным определениям размеров кометных ядер [Lamy et al., 2005] найдены оценки эффективных радиусов ядер — от 0,2 км до 37 км. Основная проблема заключается в том, что практически отсутствуют прямые определения масс комет. Большинство оценок масс сделано на основе рассмотрения негравитационных ускорений в моделях с большим числом неопределенных параметров. Прямые же измерения масс во время четырех космических миссий были невозможны из-за очень малого влияния кометного притяжения на траектории космических аппаратов [Weissman and Lowry, 2008]. Последние оценки, полученные для кометы Темпеля 1 на основе рассмотрения скорости выброса вещества во время эксперимента Deep Impact, дали массу 4,5 1013 кг для объекта с эффективным радиусом 3,0 км [A’Hearn, 2008].

Из-за отсутствия прямых определений массы кометы Галлея и существования некоторой неопределенности в оценке плотности ядра кометы — от 0,2 до 1 г/см3 — масса этой кометы оценивается в пределах 0,6 1014–4,2 1014 кг.

Вещество ядра кометы очень пористое (средняя плотность составляет около 0,5 г/см3), его можно сравнить с огромным снежным комом. При приближении кометы к Солнцу под действием солнечной радиации происходит сублимация летучей составляющей ядра, а на его поверхности образуется корка из нелетучего вещества. Иногда под давлением испаряющихся газов часть корки может быть сброшена, что приводит к вспышкам блеска или даже фрагментации кометного ядра. Ядро кометы может полностью распасться с образованием нескольких крупных фрагментов и большого количества более мелких обломков, что, например, произошло с кометой Веста (C/West) при ее приближении к Солнцу в 1976 г. (рис. 4.7).

Рис. 4.7. Фрагменты кометы Веста [Колдер, 1984]

На рис. 4.8 показаны 3 фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann — Wachmann), разрушение которой на пять больших фрагментов (A, B, C, D, E) произошло в 1995 г.

Рис. 4.8. Три фрагмента кометы Швассмана — Вахмана 3. Изображение получено на Европейской южной обсерватории в Чили 31 января 1996 г. (http://www.eso.org/public/images/eso9608a/)

При появлении в 2006 г. произошло дальнейшее разрушение крупных фрагментов кометы Швассмана — Вахмана 3. На рис. 4.9 приводятся изображения фрагмента B (слева) и фрагмента G (справа), полученные космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г.

Чем больше прохождений вблизи Солнца совершила комета, тем большую часть поверхности может занимать корка, препятствующая дальнейшей сублимации. В конце концов, комета становится «потухшей» и для наблюдателя выглядит так же, как астероид. Такие «потухшие» кометные ядра, как это уже отмечалось, вполне могут быть частью популяции АСЗ.

Рис. 4.9. Дезинтеграция кометы Швассмана — Вахмана 3: фрагмент B (слева) и фрагмент G (справа). Снимки получены космическим телескопом Хаббла 18 апреля 2006 г. (http://www.hubblesite.org)

Возможен и другой сценарий эволюции кометного ядра, когда его размер постепенно уменьшается до превращения кометы в мини-комету, а затем и полной ее дезинтеграции.

Кометные ядра имеют форму, заметно отличающуюся от шарообразной и напоминающую неправильную форму некоторых небольших астероидов. Она вполне может являться результатом неравномерной инсоляции и неравномерного испарения вещества с поверхности ядра, вращающегося вокруг некоторой произвольным образом ориентированной в пространстве оси. В результате испарения вещества меняются моменты инерции ядра, что приводит к сложной эволюции его вращения.

В работе [Jessberger and Kotthaus, 1991] представлены основные физические характеристики кометного вещества и ядра в целом. Некоторые основные физические характеристики ядра кометы приведены в табл. 4.4.

Таблица 4.4. Основные физические характеристики кометного ядра (минимальное, наиболее вероятное и максимальное значения)

 

4.3. Негравитационные эффекты. Космические экспедиции к ядрам комет

В отличие от астероидов, кометы обнаруживают в своем движении характерные особенности, которые принято называть негравитационными эффектами. Под негравитационными эффектами понимаются явления, связанные с испарением вещества с поверхности ядра кометы. Под воздействием испаряющегося с его поверхности вещества ядро кометы испытывает реактивное давление, что, в свою очередь, вызывает ускорение ядра. Это ускорение называется негравитационным, и оно может как уменьшать, так и увеличивать скорость движения кометы вокруг Солнца в зависимости от комбинации целого ряда факторов, таких как направление собственного вращения ядра, рельеф поверхности ядра, распределение на поверхности областей активной сублимации и другие. Поэтому определение значений негравитационных ускорений представляет собой весьма важную задачу. Кроме того, вектор результирующего негравитационного ускорения не обязательно проходит через центр ядра, что вызывает изменение скорости вращения ядра, вынужденную прецессию, а значит, изменяет величины негравитационных ускорений. Реактивные силы, вызывающие ускорение (или замедление) движения кометы, заметно действуют только в довольно небольшой части орбиты кометы, располагающейся в окрестности Солнца; на остальной части орбиты комета движется практически только под действием гравитационных сил. Эта особенность действия негравитационных сил дала возможность в прошлом применять достаточно простые методики учета негравитационных ускорений. Так, Маковер предположил, что среднее движение кометы меняется мгновенно в момент прохождения кометой перигелия [Маковер, 1955]. Дубяго разработал свой метод, который нашел широкое применение в прошлом веке [Дубяго, 1950]. Он предположил, что вблизи перигелия мгновенно изменяются все элементы орбиты. Однако эти методы не позволяли получать непрерывную траекторию кометы. Марсден [Marsden, 1969] предложил следующую зависимость непрерывно действующих негравитационных сил от гелиоцентрического расстояния r:

a i = G i e -r/c r -α , G i = A i e -Biτ ,

где ai — компоненты негравитационного ускорения, Ai, Bi — постоянные, τ — время от начальной эпохи (в сутках), деленное на 104, c и α — неотрицательные постоянные. Дельземме и Миллер [Delsemme and Miller, 1971] получили зависимость испарения различных льдов от гелиоцентрического расстояния. Сравнение этих зависимостей со световыми кривыми некоторых комет показало, что они очень близки к кривым газовой производительности водяного снега. Для учета влияния негравитационных сил на движение комет С. Секанина предложил эмпирическую зависимость скорости испарения водяного снега от гелиоцентрического расстояния:

где r0 = 2,808 а.е., k = 4,6142, n = 5,093, m = 2,15, α = 0,1113.

Марсден [Marsden et al., 1973] применил эту зависимость для нахождения негравитационных параметров многих комет. В дальнейшем за этим методом закрепилось название «метод Марсдена». В этом методе составляющие негравитационного возмущающего ускорения в орбитальной системе координат направлены соответственно по радиус-вектору, перпендикулярно радиус-вектору в плоскости орбиты и перпендикулярно к плоскости орбиты:

a i = G i g(r), G i = A i e -Biτ (i = 1, 2, 3),

где Ai, Bi — постоянные, определяемые из наблюдений для каждой кометы, τ — время, прошедшее от начальной эпохи. В настоящее время этот метод активно используется при моделировании действий негравитационных ускорений.

Негравитационные ускорения могут изменять период обращения кометы на величину до нескольких дней. Так, например, орбита кометы Галлея, полученная по наблюдениям 1835 и 1910 гг. без учета негравитационных эффектов, дает ошибку в моменте прохождения кометой перигелия в 1759 г. в 4,3 сут. Для расчетов возможного столкновения кометы с Землей такая ошибка является существенной.

Недостаточно точное знание негравитационных эффектов в движении комет является одной из основных причин, до настоящего времени затрудняющих описание динамики многих комет. Подробные исследования негравитационных ускорений в движении комет были проделаны Секаниной в работах [Sekanina, 1979; 1986], в которых рассматривались различные возможные механизмы, вызывающие отклонение движения комет от гравитационного закона. Им же выдвигались предположения, что эти отклонения могут быть вызваны взрывным процессом, проявляющимся «толчком», заметным в движении кометного ядра. Секанина предложил наряду с орбитальным учитывать и вращательное движение кометного ядра.

Однако негравитационное ускорение является не единственным фактором, влияющим на точность определения орбит комет. Как уже отмечалось, в результате сублимации вещества с поверхности кометы в кому выносится большое количество газа и пыли. Это вещество окружает ядро достаточно плотным облаком, центр яркости которого далеко не всегда совпадает с ядром кометы. Это явление получило в научной литературе название смещения фотоцентра кометы. Впервые оно было зафиксировано визуально во время наблюдения кометы Свифта — Туттля (109P/Swift — Tuttle) в 1862 г. Наблюдатели отмечали появление яркого вторичного ядра. Позднее Бютнер [Buttner, 1918], исследовавший движение кометы 1853 III, отметил, что ошибка наблюдений уменьшается, если предположить, что наблюдения кометы имеют систематическое смещение относительно ядра в сторону Солнца. По его оценкам величина этого смещения была постоянна и равна 2000 км. В дальнейшем исследователи движения комет неоднократно обращались к этому предположению при обработке наблюдений комет. Так, Ситарский [Sitarski, 1984] показал, что с учетом смещения фотоцентра наблюдения комет 1960 II, Григга — Шьеллерупа (26P/Grigg — Skjellerup) и Кирнса — Кви (59P/Kearns — Kwee) представляются лучше, чем без его учета. Йоманс и Шодас [Yeomans and Chodas, 1989], исследуя движение кометы Галлея на интервале трех и четырех появлений кометы, нашли, что величина смещения фотоцентра кометы равна 880 км, при этом они предполагали, что величина смещения изменяется обратно пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния. В работе [Medvedev, 1993] для объяснения явления смещения фотоцентра кометы относительно центра инерции ядра была предложена гипотеза о существовании в голове кометы точки относительного равновесия, в которой накапливается пыль, выносимая с поверхности кометы газом. Показано, что такая точка существует, расположена на линии комета — Солнце и асимптотически устойчива для движений вдоль линии комета — Солнце. Получена простая формула, позволяющая вычислять величину расстояния от этой точки до ядра кометы в зависимости от газопроизводительности и гелиоцентрического расстояния кометы.

Еще одним из эффектов сублимации вещества с поверхности ядра кометы является уменьшение массы и изменение формы кометного ядра. По исследованиям, проведенным в ходе последнего прохождения кометы Галлея через перигелий, эта комета теряет 0,1–0,2 % своей массы за один оборот вокруг Солнца. Учитывая, что средний радиус ядра кометы Галлея составляет 5 км, получаем, что со всей его поверхности в результате сублимации уносится слой толщиной примерно 2,5 м за одно появление кометы, а для комет группы Крейца (см. раздел 4.6) эта величина достигает 20 м. Поэтому время жизни комет на короткопериодической орбите (с периодом обращения меньше 200 лет) ограничено.

Наиболее вероятны три сценария эволюции формы кометного ядра в зависимости от его состава.

1. Ядро кометы ледяное с относительно небольшой долей твердых примесей, не влияющих на сублимацию кометного вещества (модель Уиппла). В этом случае возможно полное испарение кометного ядра. Такая возможность была рассмотрена в работе [Лебединец и др., 1983]. Авторы считали, что ядро имеет сферическую форму и вследствие быстрого вращения вокруг своей оси сохраняет форму вплоть до полного испарения. Кроме этого, в работе указывается на возможность образования астероида группы Аполлона при наличии внутри кометы осколка скальной породы.

2. Ядро кометы — конгломерат льдов и нелетучей составляющей силикатной и углеродной природы. При испарении летучих веществ часть вещества остается в виде пылевой матрицы на поверхности, ослабляя со временем газопроизводительность кометы. Со временем на поверхности ядра кометы образуется мощная пылевая корка, препятствующая испарению вещества.

В работе [Rickman, 1987] рассмотрена эволюция кометного ядра с учетом пылевой составляющей. Рассматривались два варианта физической эволюции кометного ядра:

а) полная дезинтеграция и образование метеорного потока на орбите кометы;

б) образование астероидоподобного небесного тела с орбитой, похожей на

орбиты астероидов группы Аполлона. При этом, по мнению автора, форма кометного ядра не претерпевает заметных изменений и близка к сферической.

3. Кроме того, необходимо упомянуть случаи, когда ядро кометы состоит из нескольких крупных ледяных фрагментов, смерзшихся в единое тело (модель «конгломерат льдов») или нескольких каменных глыб, «cклееных» льдом. В момент сближения такого ядра с Солнцем в результате нагрева ядра солнечным излучением часть осколков может терять механический контакт и образовывать компактный метеорный поток. Форма кометного ядра при такой эволюции полностью определяется расположением этих осколков в теле кометы.

Наши знания о форме кометных ядер (до исследования кометы Галлея с близкого расстояния) были чрезвычайно скудны, наземные наблюдения не давали однозначного ответа. Только после того, как впервые комета Галлея была сфотографирована с близкого расстояния, были получены достоверные сведения о форме ее ядра. Оказалось, что это ядро имеет вытянутую форму. Вскоре появилась работа Джуита и Мич [Jewitt and Meech, 1988], в которой утверждалось, что вытянутая форма ядра кометы скорее правило, чем исключение. В указанной работе приводятся результаты фотометрических наблюдений ряда комет и астероидов, проведенных с использованием ПЗС-матриц, и на основании этих наблюдений проведено сравнение физических характеристик этих объектов. Сделан вывод о том, что ядра комет в среднем имеют более вытянутую форму, чем астероиды. На рис. 4.10 приведены фотографии ядер комет Галлея и Борелли (19P/Borrelly), полученные с борта космического аппарата (КА), подтверждающие предположение о вытянутой форме кометных ядер.

Рис. 4.10. а ) Ядро кометы Галлея (16×8×8 км); б ) ядро кометы Борелли (максимальный размер составляет ∼ 8 км) (http://www.jpl.nasa.gov/neo/images.html)

В работе [Medvedev, 1993] показано, что удлиненные кометные ядра являются естественным продуктом динамической эволюции фигуры и вращения ядра в условиях сублимации.

Здесь следует отметить, что наши знания о кометах постоянно пополняются и уточняются. Наиболее продуктивной формой исследования комет являются космические миссии к их ядрам. Кроме уже упомянутой космической миссии к комете Галлея, в последние десятилетия были проведены и проводятся несколько космических экспедиций к кометам.

Во-первых, это экспедиция Stardust, организованная НАСА. В рамках этой экспедиции исследовалась комета Вильда 2 (81P/Wild 2). Это периодическая комета c периодом обращения вокруг Солнца, равным 6,1 года. Комета была открыта относительно недавно — 6 января 1978 г. Ее открыл швейцарский астроном Пауль Вильд, работающий в Бернской университетской обсерватории. Интересна орбита этой кометы, точнее ее эволюция. 9 сентября 1974 г. комета имела очень тесное сближение с Юпитером; в этот момент комета сблизилась с Юпитером на расстояние 0,006 а.е. В результате этого сближения орбита кометы изменилась. Если до сближения с Юпитером комета двигалась по орбите с перигелийным расстоянием, равным 5 а.е., то в результате сближения комета была переброшена на орбиту с перигелийным расстоянием, равным 1,5 а.е. На рис. 4.11 приведены орбиты кометы Вильда 2 до и после сближения с Юпитером.

2 января 2004 г. КА проекта Stardust пролетел на расстоянии 236 км от ядра кометы. Ядро кометы Вильда 2 оказалось неправильной формы. На изображениях кометы имеются остроконечные пики высотой 100 м и кратеры глубиной более 150 м. Размеры ядра равны 1,65 × 2,00 × 2,75 км (приведенные значения соответствуют осям ядра при аппроксимации его трехосным эллипсоидом). Размер самого большого кратера, получившего название «Left Foot» («Левая ступня») из-за своеобразной формы, равен 1 км, что составляет пятую часть всего диаметра ядра кометы. Немного меньший размер имеет другой кратер, названный «Right Foot» (см. рис. 4.12 на вклейке).

Рис. 4.11. Эволюция орбиты кометы Вильда 2 (рисунок подготовлен с помощью «Электронного каталога орбит комет» [Бондаренко, 2009])

Кроме того, на поверхности ядра было обнаружено большое количество активных областей — источников интенсивной сублимации вещества, и джетов — струй газа, выбрасываемых их этих областей. Интенсивность и скорость истечения вещества в отдельных джетах была столь велика, что их можно было сравнить со струями воды, вытекающими из мощного брандспойта. Эти джеты были серьезным испытанием и проверкой на прочность для КА. В момент сближения аппарат подвергся бомбардировке частицами, вылетающими с поверхности ядра кометы. 12 таких частиц пробили верхний слой защитного экрана КА. Однако аппарат уцелел и получил уникальную информацию о пылинках, вылетающих с поверхности ядра. КА был снабжен устройствами, позволяющими улавливать космические и кометные пылинки. Для изготовления этого устройства было использовано специальное вещество очень низкой плотности — пористое стекло, плотность которого примерно в 1000 раз меньше плотности обычного стекла. Применение этого вещества, названного авторами аэрогелем, позволяло улавливать частицы, движущиеся с очень большой скоростью. Несмотря на сложности, миссия была успешно выполнена, и капсула с кометными и межзвездными пылинками благополучно вернулась на Землю 15 января 2005 г. После вскрытия капсулы на Земле были обнаружены сотни частиц. Анализ найденных в аэрогеле кометных частиц показал, что в них присутствуют «высокотемпературные» материалы, т. е. соединения, образовавшиеся в результате нагрева до температуры свыше тысячи градусов. Этот факт говорит о том, что ядра комет представляют собой смесь компонентов, сформировавшихся в различных областях Солнечной системы, как на ее периферии, так и вблизи центра. Космический аппарат проекта Stardust и установленные на нем приборы оказались столь надежными, что было решено продолжить эту миссию. КА был переориентирован на полет к комете Темпеля 1 (9P/Tempel 1). Предполагается, что в 2011 г. КА сблизится с ядром этой кометы и сфотографирует искусственный кратер на ее ядре, образовавшийся вследствие удара снаряда-ударника, запущенного с КА миссии Deep Impact.

Deep Impact — это первая космическая миссия для изучения внутреннего строения ядра кометы и исследования состава ее поверхности. Для реализации задач полета была выбрана комета Темпеля 1. Космический аппарат к комете Темпеля 1 был запущен 12 января 2005 г. Для достижения кометы потребовалось 174 дня, за которые было преодолено 429 млн км. 3 июля 2005 г. КА приблизился к орбите кометы, после чего от него отделился снаряд-ударник (наполовину состоящий из меди), который спустя сутки столкнулся с кометой. Снаряд имел массу 370 кг и двигался относительно кометы со скоростью 10,3 км/с, кинетическая энергия столкновения составила 1,96 1010 Дж. В результате столкновения из ядра кометы произошел

выброс вещества, а на его поверхности образовался кратер. Размеры кратера не были измерены непосредственно из-за большого количества пыли в выбросе [A’Hearn et al., 2005]. Полагают, что диаметр кратера равен 110 м, а глубина — 27 м. Снимки показывают (рис. 4.13 а), что поверхность ядра кометы покрыта несколькими десятками кольцевых структур размерами от нескольких десятков до нескольких сотен метров явно ударного характера. Их количество и общее распределение согласуются с ударными кратерами на поверхностях других тел Солнечной системы.

Период вращения ядра вокруг собственной оси равен 41 ч. Форму ядра полностью определить не удалось из-за его медленного вращения и большой относительной скорости КА. Размеры ядра оцениваются эллипсоидом вращения с полуосями 7,6 и 4,9 км. Результаты наблюдений кометы после столкновения во многом оказались неожиданными. Главная неожиданность этой миссии — большой выброс вещества после столкновения с ядром кометы (рис. 4.13 б). Нельзя исключить, что объяснением этому может служить гипотеза Э. М. Дробышевского, согласно которой в ядре кометы в результате электролиза могут накапливаться газы — молекулы кислорода и водорода. В результате внешних воздействий эта смесь может взорваться, что и наблюдалось после столкновения ударника с поверхностью ядра кометы Темпеля 1. Существуют и другие объяснения этому большому выбросу вещества, сводящиеся к особенностям верхнего и внутреннего слоев ядра кометы.

Рис. 4.13. Изображение кометы Темпеля 1: а ) на снимке ядро кометы за 60 с до столкновения; б ) снимок сделан в момент столкновения (www.nasa.gov)

Следующим проектом исследования кометы с близкого расстояния является проект Rosetta. КА Rosetta стартовал 2 марта 2004 г. к ядру короткопериодической кометы Чурюмова — Герасименко (67P/Churyumov — Gerasimenko). Эта комета была открыта 9 сентября 1969 г. К. И. Чурюмовым и С. И. Герасименко. Как и в случае кометы Вильда 2, эта комета за 10 лет до открытия имела тесное сближение с Юпитером, в результате чего перигелийное расстояние кометы уменьшилось более чем в два раза — с 2,8 до 1,3 а.е. Кроме того, уменьшился наклон орбиты кометы к плоскости эклиптики (рис. 4.14). Поэтому полет к этой комете оказался энергетически выгодным.

Рис. 4.14. Эволюция орбиты кометы Чурюмова — Герасименко (рисунок подготовлен с помощью «Электронного каталога орбит комет» [Бондаренко, 2009])

Полет к комете представляет собой целый ряд гравитационных маневров, в результате которых КА набирает скорость в результате сближений с Землей и Марсом. Сейчас аппарат совершает свой второй оборот вокруг Солнца. В конце первого оборота КА пролетел вблизи Земли, совершив первый гравитационный маневр. 26 марта 2007 г. аппарат пролетел вблизи Марса, получив от него второй ускоряющий импульс, а затем опять вблизи Земли. В результате этой серии гравитационных маневров КА вышел на орбиту, позволившую ему достигнуть пояса астероидов. 5 сентября 2008 г. КА приблизился к астероиду (2867) Штейнс и передал на Землю его изображение. В ноябре 2009 г. КА вновь вернулся к Земле и, совершив свой четвертый гравитационный маневр, перешел на траекторию встречи с кометой Чурюмова — Герасименко. 10 июля 2010 г. КА пролетит вблизи крупного астероида (21) Лютеция и исследует его. После сближения КА с астероидом Лютеция все приборы будут переведены в ожидающий режим почти на 4 года до подлета к ядру кометы. В мае 2014 г. скорость КА относительно ядра кометы будет уменьшена до 2 м/с и КА перейдет на орбиту искусственного спутника ядра кометы со средним расстоянием от него 25 км. В ноябре 2014 г. должен произойти самый сложный этап проекта — посадка спускаемого модуля. На модуле установлен целый ряд приборов, позволяющих исследовать химический состав и физические свойства кометного ядра. В момент посадки будет выброшен специальный гарпун, который будет решать несколько задач. Во-первых, он будет служить своеобразным якорем для закрепления аппарата на поверхности ядра, во-вторых, с его помощью планируется исследовать вещество, которое находится под поверхностным слоем ядра. С посадочного модуля данные будут передаваться на основной аппарат проекта Rosetta, а затем с помощью радиотелескопа будут передаваться на Землю. Предполагается, что при проведении этих исследований будут получены уникальные данные, позволяющие существенным образом пополнить наши знания о кометах.

 

4.4. Орбитальные параметры комет

Если орбиты большинства астероидов имеют умеренные значения эксцентриситетов и наклонов, то большинство комет имеет вытянутые орбиты со значительными эксцентриситетами, вплоть до почти параболических с эксцентриситетом, близким к единице, и даже слабогиперболических с эксцентриситетами, немного превышающими единицу. Главным параметром, по которому обычно наблюдаемые кометы разделяют на группы, является их период обращения вокруг Солнца или большая полуось, которые связаны третьим законом Кеплера:

2πa 3/2 = kP ,

где a — большая полуось в а.е., P — период обращения в сутках, k = 0,01720209895 (постоянная Гаусса), масса кометы не учитывается вследствие ее чрезвычайной малости.

По этому критерию кометы подразделяются на короткопериодические (P < 200 лет) и долгопериодические (P > 200 лет). В основе такого деления лежит то обстоятельство, что за последние 200 лет, в течение которых кометы наблюдаются очень активно, короткопериодические кометы имели возможность наблюдаться в нескольких появлениях. Но и по динамическим характеристикам имеется различие между этими классами комет. Для читателя, знакомого с современной теорией динамических систем, укажем, что в движении короткопериодических комет, несмотря на возможные сближения с планетами, сохраняются регулярные свойства на определенных интервалах времени, а движение долгопериодических комет похоже на случайный процесс диффузионного типа.

В каталоге [Marsden and Williams, 2008] содержатся сведения о 2844 кометах, причем 1490 из них составляют отдельную необычную группу комет (вне зависимости от периода), «царапающих Солнце», — с очень малыми перигелийными расстояними. Особенности этих комет подробно рассматриваются в разделе 4.6. Из остальных (типичных) комет 406 являются короткопериодическими. Необходимо отметить, что элементы орбит, определенные вблизи перигелия из наблюдений, лишь приблизительно отражают те начальные орбиты, с которых эти объекты пришли. Это связано с тем, что на пути от афелия до перигелия кометы испытывают гравитационное притяжение планет. Поэтому в каталоге [Marsden and Williams, 2008] для долгопериодических

комет с наиболее точными орбитами приводятся и «первоначальные» орбиты, которые относятся к тому моменту времени, когда объект находится очень далеко от планетной системы.

Анализ «первоначальных» орбит показывает, во-первых, что почти все кометы имеют эллиптические орбиты. Превышение единицы у эксцентриситетов орбит комет встречается редко, что вполне может объясняться ошибками определения орбит, которые вызваны действием негравитационных эффектов, описанных выше. Таким образом, можно утверждать, что кометы являются частью Солнечной системы, хотя и могут уходить на расстояния порядка сотни тысяч астрономических единиц от Солнца. Еще одной особенностью распределения долгопериодических комет является то, что они сконцентрированы в области a > 10 000 а.е. Тщательный анализ этого факта, впервые выполненный Оортом [Oort, 1950], привел к построению модели кометного резервуара, называемого сейчас облаком Оорта.

В некотором смысле словом «облако» пытаются отразить тот факт, что наклоны орбит долгопериодических комет имеют значения от 0 до 180° (специалисты в этой области часто используют термин «изотропное распределение орбит»).

Что касается короткопериодических комет, то их долгое время пытались отнести к различным семействам по расположению афелиев орбит вблизи орбит больших планет. Во многом это было связано с попытками найти подтверждение гипотезы, наиболее поддерживаемой Всехсвятским [Всехсвятский, 1967], о происхождении комет в спутниковых системах планет. Однако в дальнейшем было показано, что доминирующим фактором в движении всех короткопериодических комет является возмущающее действие Юпитера. На рис. 4.15 показано распределение кометных орбит по афелийным расстояниям в интервале от 3 до 60 а.е. Семейство Юпитера проявляется очень отчетливо, а взаимосвязь с другими планетами не наблюдается.

Рис. 4.15. Распределение кометных орбит по афелийным расстояниям Q: а ) от 3 до 12 а.е.; б ) от 10 до 60 а.е.

Поэтому короткопериодические кометы разделяют на кометы семейства Юпитера с периодами P < 20 лет и кометы галлеевского типа (последний термин происходит от кометы Галлея — наиболее яркого представителя этого класса комет) с периодами 20 < P < 200 лет. Кометы данных классов различаются не только периодами (и, соответственно, большими полуосями орбит), но имеют большие различия и в наклонах орбит. Кометы семейства Юпитера движутся по прямым орбитам с малыми наклонами к плоскости эклиптики, а кометы галлеевского типа имеют как прямые, так и обратные орбиты с разнообразными наклонами, подобно долгопериодическим кометам. Чтобы отразить эти свойства, в современной литературе чаще в качестве критерия, определяющего кометы семейства Юпитера и кометы галлеевского типа, берут параметр Тиссерана

где aJ — большая полуось орбиты Юпитера. Данная величина мало изменяется при эволюции орбит малых тел в отличие от их периодов. В этом состоит еще одно преимущество классификации, основанной на параметре Тиссерана. При такой классификации кометами семейства Юпитера называют объекты с T > 2 (подавляющее большинство этих комет имеют P < 20 лет), а объекты с T < 2 относят к кометам галлеевского типа.

 

4.5. Источники околоземных комет

Из вышесказанного ясно, что в околоземном пространстве наблюдаются кометы, принадлежащие различным динамическим классам. Рассмотрим, что же известно в данный момент об источниках комет с такими разными орбитальными параметрами и о тех динамических процессах, которые приводят эти объекты в околоземное пространство.

Один источник мы уже упомянули — это облако Оорта. Для того чтобы показать, что кометы действительно приходят из этой далекой области, рассмотрим более подробно распределение орбит долгопериодических комет. На рис. 4.16 показана зависимость числа N комет с точными орбитами (класс I согласно каталогу [Marsden and Williams, 2003]) от величины w = 1/a, где a — большая полуось. Пик в распределении почти параболических комет является очень узким по сравнению с типичной величиной планетных возмущений за один оборот вокруг Солнца (∼ 5 10-4 a.e.-1). Это свидетельствует о том, что большинство наблюдаемых комет с w < 10-4 а.е.-1 являются «новыми», т. е. совершают первое прохождение вблизи Земли. Необходимо отметить, что в обнаружении этого источника наблюдателям помог тот факт, что кометы со временем угасают. Если бы яркость комет не убывала с течением времени, то поток объектов, проникающих вследствие планетных возмущений на орбиты с относительно короткими периодами, был бы сопоставим с потоком из облака Оорта, и мы не видели бы столь явно этот источник.

Поскольку «новые» кометы приходят из очень далеких областей Солнечной системы, то очевидным является динамический механизм, который направляет эти объекты в околоземное пространство — гравитационное действие близко проходящих отдельных звезд и поля Галактики. Вследствие звездных и галактических возмущений орбиты комет изменяются, и для некоторых из них перигелийные расстояния становятся столь малыми, что кометы проникают в планетную область. Такие «новые» кометы создают наблюдаемый поток почти параболических комет.

Рис. 4.16. Наблюдаемое распределение комет вблизи малых значений w

После введения концепции облака Оорта [Oort, 1950] в течение длительного времени обсуждался вопрос об этом образовании как источнике и короткопериодических комет. Многие из короткопериодических комет наблюдались в нескольких появлениях, что способствовало исследованию их динамических и физических характеристик. В настоящее время не вызывает сомнения, что время как физической, так и динамической жизни этих объектов очень мало́ по сравнению с возрастом Солнечной системы, поэтому должен существовать источник, из которого постоянно пополняется семейство короткопериодических комет. Происхождение комет галлеевского типа вполне объясняется обычной диффузией больших полуосей для объектов из потока почти параболических комет. Однако интенсивные расчеты динамической эволюции комет из облака Оорта показали, что распределение орбит комет, захваченных из потока почти параболических комет с перигелиями в области внутренних планет, не согласуется с распределением орбит наблюдаемых комет семейства Юпитера [Duncan et al., 1988; Quinn et al., 1990; Bailey, 1992]. Поэтому были выдвинуты идеи об иных источниках комет семейства Юпитера.

В работе [Fernandez, 1980] было предположено, что основным источником короткопериодических комет семейства Юпитера является пояс объектов за орбитой Нептуна, введенный в моделях образования Солнечной системы [Edgeworth, 1943; Kuiper, 1951]. Поиск таких объектов увенчался успехом в 1992 г., когда был открыт первый, после Плутона, транснептуновый объект 1992 QB1. На начальных этапах изучения транснептуновой области казалось, что предсказываемый пояс Койпера, содержащий объекты на орбитах с малыми эксцентриситетами и наклонами, и есть основной источник комет семейства Юпитера. В работе [Levison and Duncan, 1997] было показано, что из-за слабой динамической неустойчивости некоторые объекты пояса Койпера могут проникать к орбите Нептуна и в результате дальнейшей динамической эволюции под действием планетных возмущений превращаться в короткопериодические кометы семейства Юпитера.

Но в настоящее время, когда открыто более тысячи объектов за орбитой Нептуна, уже ясно, что структура транснептуновой зоны оказалась значительно сложнее, чем ожидалось ранее. Наиболее примечательной особенностью является существование наряду с объектами предсказываемого пояса Койпера, имеющими большие полуоси орбит a < 50 а.е., не менее многочисленного класса объектов, движущихся по очень вытянутым орбитам. Перигелии наблюдаемых орбит этого класса располагаются в области пояса Койпера (30–45 а.е.), а большие полуоси достигают нескольких сотен астрономических единиц. Именно эти объекты, движущиеся по орбитам с большими эксцентриситетами, являются основным источником тел, проникающих из транснептуновой зоны в планетную область. Для того чтобы убедиться в этом, достаточно рассмотреть распределение транснептуновых объектов, которые могут достигать околонептунного пространства. На рис. 4.17, взятом из работы [Emel’yanenko et al., 2004], представлены объекты, наблюдавшиеся в нескольких оппозициях и имеющие перигелии орбит в окрестности орбиты Нептуна. Видно, что все объекты с a < 50 а.е. находятся в резонансе 2:3 или 1:2 с Нептуном, что предохраняет их от сближений с этой планетой. Таким образом, очевидно, что в планетную область захватываются в основном транснептуновые объекты с a > 50 а.е.

Детальное изучение взаимосвязи транснептуновых объектов и короткопериодических комет было проведено в работах [Duncan and Levison, 1997; Emel’yanenko et al., 2004]. Эти исследования показали хорошее согласие наблюдаемого распределения орбитальных параметров комет семейства Юпитера с распределением объектов, захваченных из транснептуновой зоны с сильноэллиптических орбит. Однако для объяснения происхождения комет семейства Юпитера только из этого источника приходится предполагать, что в области 60 < a < 1000 а.е., 28 < q < 35,5 а.е. находится ∼ 1010 тел кометного размера. Это несколько больше, чем следует непосредственно из наблюдательных оценок. Имеются также явные несоответствия между наблюдаемым распределением кентавров и результатами исследования динамической эволюции транснептуновых объектов. Кроме того, вычисления показали, что транснептуновые объекты практически не производят комет галлеевского типа.

Рис. 4.17. Распределение объектов, наблюдавшихся в нескольких оппозициях, с пери-гелиями вблизи орбиты Нептуна

Все это заставляет опять вернуться к вопросу о вкладе облака Оорта в семейство комет, наблюдаемых в окрестности Земли. Какова структура этого образования? Может ли поток комет с перигелиями во внешней части планетной системы, не рассматривавшийся ранее, дать значительный вклад в семейство короткопериодических комет? Существует ли резкая граница между облаком Оорта и транснептуновой зоной, если в последней наблюдается большое число объектов на орбитах с большими эксцентриситетами?

Для ответа на эти вопросы в работе [Emel’yanenko et al., 2007] была построена модель распределения комет во внешней части Солнечной системы в предположении, что они имеют происхождение в планетной области. Оказалось, что орбитальное распределение комет в результате эволюции в течение 4,5 млрд лет приобретает характерный вид, показанный на рис. 4.18 и 4.19. Основные особенности этого распределения слабо зависят от начальных динамических характеристик тел на первых этапах формирования Солнечной системы и определяются главным образом длительным действием планетных, звездных и галактических возмущений.

Рисунки 4.18 и 4.19 показывают очень много важных особенностей структуры внешней части Солнечной системы. Во-первых, облако Оорта является естественным результатом длительной динамической эволюции объектов, выбрасываемых из планетной области. В результате действия звездных и галактических возмущений орбиты большинства объектов расположены в настоящее время далеко от планетной области, и лишь некоторые из них могут переходить на почти параболические орбиты. Наряду с внешней частью облака Оорта (a > 104 а.е.), откуда в настоящее время наблюдается поток «новых» комет, существует и внутренняя часть облака Оорта (103 < a < 104 а.е.), из которой кометы могут напрямую вбрасываться в околоземное пространство только при редких проникновениях звезд в эту область [Hills, 1981]. Во внешней части облака Оорта орбиты имеют изотропное распределение, а при a < 8 103 а.е. заметно преобладание прямых орбит.

Рис. 4.18. Распределение больших полуосей и перигелийных расстояний для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])

Рис. 4.19. Распределение больших полуосей и наклонов орбит для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])

Некоторые объекты, перигелии орбит которых расположены достаточно близко к планетной области, проникают из облака Оорта в область a < 103 а.е., образуя класс транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами. Хотя часть объектов могла остаться в транснептуновой области на орбитах с большими эксцентриситетами с начальных этапов формирования Солнечной системы, резкой границы между облаком Оорта и транснептуновой зоной не существует. Семейство транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами, является комбинацией объектов, находящихся здесь на протяжении времени существования Солнечной системы, и объектов, посещавших облако Оорта в течение своей динамической истории.

Объекты облака Оорта могут попадать и в область внешних планет, пополняя класс кентавров. Детальный анализ показал, что это может происходить как непосредственно, путем прямого изменения перигелийных расстояний под действием звездных и галактических возмущений, так и в результате длительной эволюции под действием планетных возмущений через стадию транснептуновых объектов с большими эксцентриситетами орбит. В дальнейшем большинство кентавров выбрасываются планетами из Солнечной системы, а некоторые могут переходить на короткопериодические орбиты. В последнем случае они в основном образуют класс комет семейства Юпитера, хотя относительно малая их доля может захватываться и на орбиты комет галлеевского типа. Таким образом, давно известный диффузионный механизм происхождения комет галлеевского типа из потока почти параболических комет с перигелиями, расположенными внутри орбиты Юпитера, не является единственным.

Сопоставление результатов моделирования с характеристиками потока «новых» комет позволяет оценить число кометных объектов различных классов, происхождение которых связано с облаком Оорта. Если полагать, что на расстоянии от Солнца q < 5 а.е. в год проходит перигелий приблизительно 15 «новых» комет [Bailey and Stagg, 1998; Fernandez and Gallardo, 1999; Weissman and Lowry, 2001], то в современную эпоху в облаке Оорта (a > 103 а.е.) должно находиться ∼ 1012 соответствующих кометных объектов, причем приблизительно половина из них расположена во внешней части (a > 104 а.е.).

В заключение этого раздела остановимся отдельно на проблеме числа комет галлеевского типа, важной при рассмотрении проблемы астероиднокометной опасности. Подробное изучение динамической эволюции комет из почти параболического потока в семейство комет галлеевского типа показало [Emel’yanenko and Bailey, 1998; Levison et al., 2002], что вероятность захвата комет галлеевского типа с перигелийными расстояниями q < 1,5 а.е. из потока «новых» комет с 0 < q < 4 а.е. равна 0,013. Тогда число объектов, захватываемых на орбиты галлеевского типа из облака Оорта, значительно превышает число наблюдаемых комет этого типа. Действительно, среднее число комет галлеевского типа NHT в любой момент времени удовлетворяет соотношению NHT = νHT LHT, где νHT — число комет, захватываемых на орбиты галлеевского типа в единицу времени, LHT — среднее время жизни комет галлеевского типа. Используем опять оценку, что в окрестности Земли приблизительно 3 «новые» кометы приходят в интервале перигелийных расстояний 1 а.е. Тогда, если ограничиться только потоком почти параболических комет с 0 < q < 4 а.е., νHT = 3 4 0,013 = 0,156 комет в год. Вычисления показывают, что среднее время динамической жизни комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. составляет 3 105 лет. Отсюда следует, что NHT ≈ 47 000. В настоящее время обнаружено лишь около 30 комет галлеевского типа с q < 1,5 а.е. Это противоречие может быть преодолено только на основе предположения об очень коротком (менее 200 оборотов вокруг Солнца) времени физической жизни комет галлеевского типа. Но тогда возникает вопрос о количестве и размерах тех тел, которые представляют собой продукты дезинтеграции многочисленных комет галлеевского типа. Решение этого вопроса является очень важным в проблеме астероидно-кометной опасности.

 

4.6. Кометы, «царапающие Солнце»

Первой обнаруженной кометой, прошедшей близко от Солнца, была так называемая Великая комета 1680 года (C/1680 V1) — первая комета, открытая с помощью телескопа немецким астрономом Готфридом Кирхом. Ее орбита, рассчитанная с помощью теории тяготения Ньютона, оказалась проходящей очень близко к Солнцу. Следующей кометой, «царапающей Солнце» (Sun-grazing comet), стала комета С/1843 D1 — Великая мартовская комета. Она была обнаружена в начале февраля 1843 г. и была видна до конца апреля того же года. В 1880 г. возле Солнца появилась комета C/188 °C1 — Великая южная комета. А в 1882 г. сразу несколько комет наблюдались около Солнца с интервалом в несколько месяцев. Открытие кометы X/1882 K1 — Кометы затмения 1882 года — стало полной неожиданностью для астрономов. 17 мая 1882 г. во время солнечного затмения наблюдатели в Египте заметили яркую полоску света рядом с Солнцем. По случайному стечению обстоятельств затмение совпало по времени с прохождением кометой своего перигелия. Только благодаря этому она и стала известной, поскольку комета является неяркой и при других условиях не видна на фоне Солнца. Иногда комету X/1882 K1 еще называют кометой Тевфика, в честь правителя Египта того времени.

Рис. 4.20. Великая сентябрьская комета 1882 года [Клейн, 1898]

Великая сентябрьская комета 1882 года — C/1882 R1 (рис. 4.20) — была открыта независимо сразу несколькими людьми, так как при своем появлении в начале сентября того года, буквально за считанные дни до прохождения перигелия, она была заметна даже без специального оборудования. Комета быстро набирала яркость и вскоре (16–17 сентября) стала видимой при свете дня и даже просвечивала сквозь легкие облака. После прохождения перигелия она оставалась яркой в течение нескольких недель. В октябре ее ядро, похоже, разделилось сначала на два, а потом на 5 фрагментов. Комета С/1882 R1 предположительно является частью кометы X/1106 C1, которую наблюдали Аристотель и Эфор в 371 г. до н. э. Кометы C/1843 D1 и C/1882 R1 были наиболее яркими в XIX в. Немецкий астроном Генрих Крейц в своих работах (1888, 1891, 1901 гг.) показал, что кометы 1843, 1880, 1882 годов являются частями некогда одной большой кометы. Эти кометы стали называть кометами семейства Крейца. В его работах было показано, что комета С/1680 V1 не принадлежит к семейству комет Крейца. В XX в. было открыто еще несколько околосолнечных комет — C/1945 X1 (комета дю Туа), C/1963 R1 (комета Перейры), C/1965 S1 (комета Икея — Секи), C/1970 K1 (комета Уайта — Ортиза — Болелли), которые также принадлежат семейству Крейца.

До недавнего времени была возможна ситуация, когда даже яркая комета Крейца могла пройти возле Солнца незамеченной, если ее перигелий приходился на промежуток с мая по август. В это время года для наблюдателя с Земли Солнце будет закрывать почти всю траекторию кометы, и та может быть видимой только близко от Солнца и только при условии, что будет очень яркой. После 1970 г. яркие кометы Крейца более не появлялись. Однако в течение 1980-х годов посредством двух спутников, исследующих Солнце, были неожиданно открыты несколько новых членов семейства: 10 из них открыты спутником P78–1 (Solwind) в 1979–1984 гг., еще 10 — спутником SMM (Solar Maximum Mission) в 1987–1989 гг.

4.6.1. SOHO-кометы. С запуском солнечной обсерватории SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) 2 декабря 1995 г. стало возможно проводить постоянные наблюдения околосолнечного пространства. С 1996 г. телескоп находится на околосолнечной орбите в точке Лагранжа L1 и постоянно ведет мониторинг процессов, происходящих на Солнце. Он круглосуточно делает снимки Солнца, и эти снимки позволяют следить за солнечными пятнами и регистрировать выбросы вещества с поверхности Солнца. В поле зрения камер SOHO попадает не только атмосфера Солнца, но и его окрестности, в частности кометы, огибающие Солнце или сгорающие в его атмосфере. Поэтому, хотя телескоп SOHO не был предназначен для поиска комет, он используется и для этих целей (см. рис. 4.21 на вклейке).

Внезатменный коронограф LASCO, установленный на борту солнечной обсерватории SOHO, позволил ученым регулярно получать изображения областей небесной сферы, труднодоступных для наблюдений с Земли из-за их близости к Солнцу. Оказалось, что в непосредственной близости от Солнца появляется неожиданно много комет.

Рис. 4.22. Орбиты комет семейства Марсдена (проекция на плоскость эклиптики) [Терентьева, Барабанов, 2008]

В открытии комет может участвовать каждый. Поиск SOHO-комет на снимках, регулярно и оперативно выкладываемых в Интернете на сайте http://soho.nascom.nasa.gov/, стал любимым занятием многочисленных астрономов-любителей. Пятисотая комета была открыта в Интернете 14 августа 2002 г. любителем астрономии из Германии Райнером Крахтом (Rainer Kracht). 1000-я (а также 999-я) комета была обнаружена итальянским любителем астрономии, учителем Тони Скармато (Toni Scarmato) 5 августа 2005 г. Многие из астрономов-любителей, специализирующихся на поиске комет в Интернете, демонстрируют высокую результативность. Так, 10 октября 2006 г. житель Китая Бо Чжу (Bo Zhou) «открыл» в Интернете свою 30-ю комету, ставшую одновременно 1200-й SOHO-кометой. Юбилейная пятисотая SOHO-комета, открытая Райнером Крахтом, стала его 63-й «личной» кометой. 25 июня 2008 г. с помощью полученных солнечной обсерваторией SOHO данных была открыта «юбилейная», полуторатысячная комета. Согласно сегодняшним оценкам, примерно 85 % всех комет, обнаруженных SOHO, относятся к так называемой группе Крейца и представляют собой результат фрагментации гигантской кометы, разрушившейся, вероятно, много столетий назад (см. раздел 4.6.3). В перигелии эти кометы приближаются к Солнцу на расстояние 1,5 млн км — это в сто раз меньше, чем расстояние от Земли до Солнца и составляет примерно диаметр самого Солнца.

4.6.2. Семейства околосолнечных комет. На сегодняшний день все околосолнечные кометы можно разделить на 4 большие группы в зависимости от их орбитальных параметров: кометы семейства Крейца (самая многочисленная группа), семейства Марсдена, семейства Крахта, семейства Мейера. Параметры семейств представлены в табл. 4.5; на рис. 4.22 для примера показаны орбиты семейства Марсдена.

Таблица 4.5. Параметры семейств околосолнечных комет [Knight, 2008]

Примечание. Приведены параметры средних орбит для каждой из групп: q — перигелийное расстояние, e — эксцентриситет, ω — аргумент перигелия, Ω — долгота восходящего узла, i — наклонение орбиты.

4.6.3. Происхождение околосолнечных комет. В своих работах Марсден [Marsden, 1989] обобщил сведения об околосолнечных кометах и попытался найти прародительницу этих комет. Он предположил, что почти все кометы, «царапающие Солнце», образовались от одной большой кометы, которая распадалась при каждом приближении к Солнцу. Это предположение в какой-то степени подтверждается наблюдениями кометы Икея — Секи в 1956 г. Японские астрономы, используя коронограф при наблюдениях, увидели, как комета Икея — Секи перед прохождением своего перигелия разделилась на 3 части. Все кометы, которые исследовал Марсден, имели схожие параметры орбиты (наклонение –144°, долгота перигелия 280–282°). Марсден обнаружил, что кометы можно разделить на 2 группы со схожими орбитальными параметрами, и объяснил это явление тем, что группы образовались в различные моменты времени, а общим телом могла быть комета, которую наблюдали Аристотель и Эфор в 371 г. до н. э. Из исследований Марсдена выпадает комета 1680 года, которая не может быть отнесена ни к одной из групп. Либо она образовалась задолго до распада кометы-прародительницы, либо она вообще не связана с этой «первокометой». Как видно из табл. 4.5, есть еще 59 комет, которые пока не отнесены ни к одной группе.

4.6.4. Связь SOHO-комет с метеорными роями с малым перигелийным расстоянием. В проблеме происхождения метеорных роев с малым перигелийным расстоянием наши знания остаются фрагментарными. В особенности это касается метеорных роев на орбитах небольших размеров (типа Ариетид и Геминид). Лебединец предложил и математически обосновал механизм образования короткопериодических метеорных роев такого типа [Лебединец, 1985]. Он показал, что кометные орбиты больших размеров могут трансформироваться в орбиты малых размеров метеорного типа в процессе испарения ледяных ядер комет под действием реактивного торможения. Альтернативный механизм образования метеорных орбит малого размера рассматривался на основе тесных сближений с внутренними планетами [Terent’eva and Bayuk, 1991; Andreev et al., 1990]. Источником дополнительных сведений в решении этой проблемы могут быть открытые в последнее время SOHO-кометы.

Таблица 4.6. Ассоциации метеорных роев с SOHO-кометами

Примечание. Теоретический кометный радиант дан для сближения кометной орбиты с земной при Все угловые величины для кометы даны на эпоху 2000,0, для метеорного роя — на эпоху 1950,0.

Среди более чем четырехсот метеорных и болидных роев (по оптическим и телевизионным наблюдениям) оказалось всего 20 роев с перигелийным расстоянием q 6 0,26 а.е. Исследование, проведенное в ИНАСАН [Терентьева, Барабанов, 2008], показало, что из 20 роев связь с SOHO-кометами могут иметь 2 метеорных роя: Скорпиониды и α-Виргиниды (табл. 4.6). С кометой C/SOHO (2001 D1), возможно, связан метеорный поток Скорпиониды [Терентьева, 1963; 1966] с большой площадью радиации, действующий с 1 по 19 мая (максимум активности 12 мая) (табл. 4.6). С этой же кометой может быть связан и АСЗ 2005 HC4, чья кометная активность пока не обнаружена, но элементы его орбиты и теоретический радиант близки к элементам орбиты и теоретическому радианту кометы C/SOHO (2001 D1). Комета имеет аппульс (точка на орбите кометы, ближайшая к орбите планеты) с орбитой Земли 26 марта в районе восходящего узла орбиты при расстоянии 0,0577 а.е., а при расстоянии 0,210 а.е. 8 мая (второе сближение орбит) теоретический кометный радиант сходен с радиантом потока Скорпиониды, в котором регистрируется много ярких метеоров и болидов. Для обоих моментов сближения кометной орбиты с земной по радиолокационным наблюдениям в Могадишо, Гарварде, Харькове, Обнинске и Аделаиде в общей сложности было выявлено 155 орбит метеорных тел, связанных с кометой C/SOHO (2001 D1). Два больших роя метеорных тел встречают Землю с 21 по 29 марта и с 3 по 21 мая. На рис. 4.23 представлено распределение радиантов майских радиометеоров. Скорее всего, мы имеем дело с достаточно широким (более 0,2 а.е.) роем метеорных тел, действующим непрерывно в течение двух месяцев.

Рис. 4.23. Распределение радиантов майских радиометеоров, связанных с кометой C/SOHO (2001 D1) (QQ′ — эклиптика) [Терентьева, Барабанов, 2008]

Рис. 4.24. Распределение радиантов радиометеоров, связанных с семейством Марсдена (QQ′ — эклиптика) [Терентьева, Барабанов, 2008]

Таким образом, короткопериодические метеорные рои могут образовываться на почти параболических кометных орбитах с малым перигелийным расстоянием q. Уменьшение размеров орбиты, даже от почти параболической до орбиты столь малых размеров, что ее афелийное расстояние оказывается около 2 а.е. (а возможно, и меньше), происходит при очень умеренном торможении частиц при выбросе из ядра кометы. Кроме того, в ИНАСАН были обнаружены обширные рои метеорных тел, связанные также с семействами SOHO-комет, а не только с отдельными SOHO-кометами.

По радиолокационным наблюдениям (в Аделаиде, Гарварде и Обнинске) [Lindblad, 1991] была найдена 191 орбита метеорных тел, связанных с кометным семейством Марсдена. Рисунок 4.24 иллюстрирует распределение радиантов этих радиометеоров. Весь рой мелких метеорных тел, порождающий сумеречный поток метеоров, встречает Землю в течение 20 дней, с 2 по 22 июня.