Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

^{Рис. 6.4. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации для астероидов диаметром 0,2 км}

^{Рис. 6.5. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации для астероидов диаметром 0,5 км}

^{Рис. 6.6. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации для астероидов диаметром 1 км}

Внутренние астероиды могут быть доступны для наземных наблюдений при величине элонгации, начиная примерно с 45°. Ниже представлены (табл. 6.3.) вычисленные значения видимой звездной величины астероидов разных размеров d на разных гелиоцентрических расстояниях r при величине элонгации = 60°. Два значения звездной величины соответствуют двум разным положениям астероида на орбите при одном и том же значении угла (рис. 6.3 б). Зависимость размера объекта 24 звездной величины от расстояния до него показана на рис. 6.7.

Таблица 6.3. Значения видимой звездной величины астероидов ( = 60°)

^{Рис. 6.7. Зависимость диаметра r обнаружимого объекта 24 звездной величины от расстояния до него R (величины r и R — в м,  — альбедо)}

Расстояние  = 0,2 а.е. = 30 млн км следует признать в качестве допустимого «последнего рубежа» обнаружения приближающихся опасных астероидов. При скорости сближения 10 км/с астероид пройдет это расстояние за месяц. В случае обнаружения опасного объекта на более близком расстоянии времени, остающегося до столкновения, может не хватить на приведение в действие средств защиты. Для обнаружения опасных астероидов крупнее 0,1–0,2 км на этом предельном расстоянии наблюдательные средства должны иметь проницающую способность не хуже 22^m. Такой блеск имеют астероиды крупнее 0,1–0,2 км при их расстояниях от Земли 0,2–0,5 а.е. и углах элонгации более 45–60°, т. е. находящиеся на ночном небе вне заревого сегмента.

Какого диаметра необходим телескоп, чтобы обнаруживать астероиды 22 звездной величины и слабее? Предельная звездная величина, регистрируемая телескопом c ПЗС-камерой, может быть определена следующим выражением:

где S — эффективная площадь телескопа в см²,  — квантовая эффективность ПЗС-матрицы, T — время накопления в секундах, — поперечник изображения звезды в угловых секундах, точнее, сторона квадрата из целого числа элементов изображения (пикселов), накрываемых изображением звезды на матрице, k — отношение сигнала к шуму, µ — фон неба в звездных величинах на квадратную секунду дуги.

Вычисления показывают (и это подтверждает опыт наблюдений с ПЗС-камерами; см., напр., табл. 6.3), что для уверенной регистрации объектов 22 звездной величины нужен телескоп диаметром 1,2–1,5 м, а телескопы диаметром от 0,5 до 1,0 м позволяют наблюдать объекты 20–21 звездной величины.

Все малые тела Солнечной системы являются несамосветящимися и видны лишь благодаря рассеиванию ими падающего на них солнечного света. Вследствие этого такие тела можно наблюдать в оптическом диапазоне электромагнитных волн, поскольку на него приходится большая часть солнечного излучения. Однако наиболее эффективны наблюдения в инфракрасном (ИК) диапазоне, поскольку вследствие низкого альбедо в видимом диапазоне астероиды переизлучают солнечную энергию в основном именно в ИК-диапазоне. Возможности радиолокаторов лучше всего проявляются при изучении отдельных крупных объектов, положение которых на небе известно достаточно хорошо, чтобы на них можно было направить узкий луч радиоизлучения; для поиска новых объектов радиолокаторы мало применимы, поскольку их эффективность обратно пропорциональна четвертой степени расстояния до объекта, а искать объекты необходимо на больших расстояниях от Земли. Поэтому ниже рассмотрены вопросы поисковых наблюдений по большей части оптическими телескопами.