Таким образом, следующим шагом в изучении популяции потенциально опасных для Земли небесных тел является задача массового обнаружения объектов с размерами более 100 м. Для того чтобы обеспечить массовость обнаружения и выполнение задачи каталогизации 90 % тел с размерами свыше 100 м, необходимо построить телескопы обнаружения с проницающей способностью не хуже 24m и включить в программы мониторинга многие традиционные астрономические телескопы. Подробнее о перспективных средствах обнаружения таких тел см. в разделе 6.2.

Обработка всей поступающей информации о наблюденных положениях объектов, присвоение объектам предварительных обозначений, идентификация объектов, определение предварительных орбит и их последующее уточнение в настоящее время полностью выполняются Центром малых планет (ЦМП, Кембридж, штат Массачусетс) Международного астрономического союза . Центр также публикует информацию об объектах, которые нуждаются в дополнительных наблюдениях для подтверждения их открытия, уточнения орбит и других характеристик.

Примечание. Некоторые несовпадения данных (диаметров телескопов) в табл. 6.1 и 6.2 связаны с тем, что иногда используется диаметр главного зеркала, а иногда — диаметр входного зрачка.

Большая часть этой работы выполняется любителями астрономии, проводящими наблюдения на профессиональном уровне.

Прогнозирование движения потенциально опасных объектов, поиск их тесных сближений с Землей и получение оценки вероятности столкновений на протяжении ближайших десятилетий регулярно осуществляется в Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института, США и в Пизанском университете, Италия .

Рассмотрим подробнее условия наблюдений и требования к современным и будущим системам наблюдений.

Для осуществления мероприятий по защите Земли от столкновений с астероидами система наблюдений должна обнаруживать опасные объекты, когда они находятся еще на достаточно большом расстоянии от Земли.

Условия видимости астероида P на геоцентрической небесной сфере зависят от расстояний r (Солнце — астероид) и (Земля — астероид), а также от величины угла между направлениями Земля — Солнце и Земля — астероид, называемого элонгацией астероида, и угла между направлениями астероид — Земля и астероид — Солнце (угла фазы). Наилучшие условия видимости с Земли для внешнего астероида имеют место в оппозиции (при , близком к 180°), а для внутреннего — в случае, когда элонгация астероида максимальна ( от 60° до 90°) (рис. 6.3).

Рис. 6.3. Взаимное расположение наблюдаемого астероида P и Земли E относительно

Солнца S в двух характерных случаях: a — для внешнего астероида (r > R) и б — для внутреннего (r < R)

Видимая звездная величина астероида m зависит от его поперечного размера d, отражательной способности его поверхности (альбедо) , расстояния от астероида до Солнца и Земли, а также от фазы следующим образом:

Здесь f = -2,5 lg[(1 — G)1 + 2],

В общем случае можно принять для всех астероидов в качестве среднего значения величину альбедо = 0,15 и G = 0,15 и считать астероиды сферическими.

На рис. 6.4–6.6 представлены значения видимой звездной величины астероидов разных размеров (0,2 км, 0,5 км и 1 км) в зависимости от элонгации, вычисленные для разных значений гелиоцентрических расстояний r — от 1,1 а.е. до 2 а.е.

Видно, что блеск астероида километрового размера может лежать в пределах m = 13 при расстоянии r = 1,1 а.е. в оппозиции ( = 0,1 a.e.) до m = 22 при r = 2,0 а.е. и = 45°. Астероид диаметром 0,1 км при тех же условиях слабее первого на 5 звездных величин.

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