Gravitační klíčová dírka - Gravitational keyhole

Gravitační klíčové dírky je malá oblast prostoru, kde by se gravitace planety měnit dráhu potkávacího planetky tak, že asteroid by kolidovat s tímto planety na daném budoucím orbitální průchodu. Slovo „klíčová dírka“ staví do kontrastu velkou nejistotu výpočtů trajektorie (mezi časem pozorování asteroidu a prvním setkáním s planetou) s relativně úzkým svazkem (kritickými) trajektoriemi. Tento termín vytvořil PW Chodas v roce 1999. Získal určitý veřejný zájem, když v lednu 2005 vyšlo najevo, že asteroid 99942 Apophis bude v roce 2029 minout Zemi, ale může projít tou či onou klíčovou dírkou vedoucí k nárazům v roce 2036 nebo 2037 Od té doby byl proveden další výzkum, který odhalil, že pravděpodobnost, že Apophis projde klíčovou dírkou, byla extrémně nevýznamná.

Klíčové dírky pro bližší nebo další budoucnost jsou pojmenovány podle počtu oběžných dob planety a asteroidu mezi těmito dvěma setkáními (například „ rezonanční klíčová dírka 7: 6 “). Existuje ještě více, ale menších sekundárních klíčových děr , přičemž trajektorie zahrnují méně blízké mezilehlé setkání („bankovní výstřely“). Sekundární gravitační klíčové dírky jsou vyhledávány pomocí vzorkování důležitosti : virtuální trajektorie asteroidů (nebo spíše jejich 'počáteční' hodnoty v době prvního setkání) jsou vzorkovány podle jejich pravděpodobnosti dané pozorováním asteroidu. Jen velmi málo z těchto virtuálních asteroidů je virtuálních nárazových těles.

Pozadí

Kvůli pozorovacím nepřesnostem, nepřesnostem v rámci referenčních hvězd, předpojatosti ve vážení hlavních observatoří nad menšími a do značné míry neznámým gravitačním silám na asteroidu, hlavně Yarkovského efektu , je jeho poloha v předpokládané době setkání nejistá ve třech rozměrech. Typicky je oblast pravděpodobných poloh vytvořena jako chlup, tenká a protáhlá, protože vizuální pozorování přináší 2-dimenzionální polohy na obloze, ale žádné vzdálenosti. Pokud oblast není příliš rozšířená, menší než asi jedno procento poloměru orbity, může být reprezentována jako 3-dimenzionální nejistota elipsoidu a dráhy (ignorující interakci) aproximovány jako přímky.

Nyní si představte letadlo skládající se z planety a kolmé na přicházející rychlost asteroidu (nerušeného interakcí). Tato cílová rovina je pojmenována b-rovina podle kolizního parametru b , což je vzdálenost bodu v rovině k planetě na počátku souřadnic. V závislosti na poloze trajektorie v rovině b je ovlivněn její směr po setkání a kinetická energie. Orbitální energie je přímo úměrná délce poloosy a také oběžné době. Pokud je oběžná doba asteroidu po setkání zlomkovým násobkem oběžné doby planety, dojde po daném počtu oběžných drah k blízkému setkání ve stejné orbitální poloze.

Podle teorie blízkých setkání Ernsta Öpika tvoří množina bodů v rovině b vedoucí k danému poměru rezonance kruh. Na tomto kruhu leží planeta a dvě gravitační klíčové dírky, což jsou obrazy planety v rovině b budoucího setkání (nebo spíše o něco větší spádové oblasti díky gravitačnímu zaostřování). Klíčovými dírkami je malý kruh prodloužený a ohnutý podél kruhu pro daný rezonanční poměr. Klíčová dírka nejblíže planetě je menší než druhá, protože variace výchylky se s klesajícím parametrem kolize b stává strmější .

Vysoká nejistota ovlivňuje výpočet

Relevantní klíčové dírky jsou ty, které se nacházejí v blízkosti elipsoidu nejistoty promítaného na rovinu b, kde se stává prodlouženou elipsou. Elipsa se zmenšuje a chvěje, když jsou k hodnocení přidána nová pozorování asteroidu. Pokud by se pravděpodobná dráha asteroidu udržela blízko klíčové dírky, na přesné poloze klíčové dírky by záleželo. Mění se s příchozím směrem a rychlostí asteroidu a s působením negravitačních sil mezi těmito dvěma setkáními. Na klíčovou dírku o šířce několika stovek metrů tedy neplatí „chyba je jako míle“. Nicméně, změna dráhu asteroidu by míle lze dosáhnout s relativně malým impulsem v případě, že první setkání je stále roky daleko. Odklon asteroidu po průletu by vyžadoval mnohem silnější impuls.

U rychle rotujících planet, jako je Země, by měl výpočet trajektorií procházejících blízko ní, méně než tucet poloměrů, zahrnovat oblatitu planety - její gravitační pole není sféricky symetrické. Pro ještě bližší trajektorie mohou být důležité gravitační anomálie .

U velkého asteroidu (nebo komety) procházejícího blízko Rocheova limitu jeho velikost, která je odvozena z jeho velikosti , ovlivňuje nejen Rocheův limit, ale také trajektorii, protože těžiště gravitační síly na těle se odchyluje od jeho těžiště což má za následek, že přílivová síla vyššího řádu posouvá klíčovou dírku.

Viz také

Poznámky

Literatura