Текст книги "Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра"

Автор книги: Борис Иванов

Соавторы: Юрий Медведев,Леонид Соколов,Владимир Светцов,Андрей Витязев,Вадим Поль,Лидия Рыхлова,Нелли Куликова,Виктор Шор,Дмитрий Глазачев,Сергей Барабанов
сообщить о нарушении

Текущая страница: 4 (всего у книги 35 страниц) [доступный отрывок для чтения: 13 страниц]

2.5. Свидетельства столкновений малых тел с планетами, их спутниками и между собой

Увы, я был лучшего мнения об этом светиле. Оказывается, оно щербатое, с изъеденными краями, как поднос последнего поденщика.

Л. Лагин. «Старик Хоттабыч»

Столкновение малых тел Солнечной системы с твердой поверхностью планет и их спутников приводит к образованию на ней ударных кратеров. Со временем на поверхности, первоначально свободной от кратеров, возникает все большее число кратеров. Современные популяции кратеров на участках поверхностей, таких, например, как лунные возвышенности или моря, являются результатом длительной метеоритной бомбардировки. Кратеры сильно варьируются по размеру, часть из них – относительно молодые кратеры с четкими валами, протяженными светлыми лучами, в то время как другие кратеры имеют разную степень деградации. На некоторых безатмосферных телах, таких, например, как Луна, главный фактор деградации – новые удары. На прочих телах Солнечной системы действие атмосферы, воды и тектонических процессов типа субдукции уничтожает кратеры за короткий промежуток времени после их образования. Это приводит к ландшафтам, близким к земным.

2.5.1. Кратеры на Земле. Начиная со второй половины XIX в. в штате Аризона в США известен кратер Каньон дьявола (он же кратер Метеор, кратер Бэрринджера, Аризонский метеоритный кратер; см. рис. 2.9 на вклейке). Его диаметр 1240 м, а глубина – 170 м. Ранее существовали разные гипотезы о его происхождении: одни считали кратер вулканическим, другие – результатом взрыва водяного пара, третьи принимали его за карстовый провал. У индейцев, коренных жителей Аризоны, существовала легенда о том, что некогда огненный бог на огненной колеснице спустился на землю, и кратер – место его «приземления». В 1906 г. геолог Д. Бэрринджер доказал, что Аризонский кратер имеет ударное, а не вулканическое происхождение. При многочисленных исследованиях было найдено около 12 т метеоритного вещества. Кратер возник около 50 тыс. лет назад в результате падения на Землю железо-никелевого метеорита диаметром около 60 м со скоростью 20 км/с. Энергия взрыва при образовании кратера оценивается в 10–20 мегатонн тринитротолуола. Аризонский кратер далеко не единственный метеоритный кратер, обнаруженный на поверхности Земли.

Ударные кратеры большего размера сначала воспринимались не как результат столкновения небесного тела с Землей, а как нечто совершенно иное. Начиная с первого исследования В. Бушером кратера Серпент-Маунд диаметром 6 км (штат Огайо, США), причиной образования таких кратеров признавался взрыв, но единственным известным источником взрыва считался вулканизм. Поскольку ни в самом кратере, ни в его окрестностях не было обнаружено никаких следов вулканизма, то этому феномену было дано название «криптовулканизм» (т. е. скрытый вулканизм). Бушер и другие геологи описали много «криптовулканических» кратеров, таких как Штайнхайм (Германия), Флин-Крик и Сьерра-Мадера (США), Вредефорт (ЮАР) и другие.

В 1936 г. Дж. Бун и К. Албриттон выдвинули предположение о том, что «криптовулканические» структуры – это «шрамы» древних метеоритных ударов. Во всех этих кратерах были обнаружены следы ударных волн в породе и минералы, способные образоваться только при очень высоких давлениях (такие как коэсит, стишовит и т. п.). При вулканических взрывах подобные образования невозможны.

К настоящему времени на поверхности Земли известно около 200 больших ударных кратеров – их называют астроблемами («звездые раны»). Наибольшие из них имеют диаметр до 200 км. Далеко не вся поверхность Земли обследована, особенно дно океанов. Даже на поверхности суши могут быть открыты многочисленные новые кратеры и астроблемы. Более подробное описание кратеров и последствий падения тел на Землю дано в главах 8 и 9; в приложении 6 приводится каталог ударных кратеров.

2.5.2. Кратеры на Луне. Вся поверхность Луны испещрена кратерами (рис. 2.10). Только на видимой с Земли половине поверхности Луны известно около 300 тысяч лунных кратеров с поперечным размером 1 км и более, в том числе почти 15 тысяч кратеров диаметром свыше 10 км. Можно сказать, что изучение лунных кратеров началось в 1609 г., когда Галилео Галилей направил свой первый телескоп на Луну и увидел там круглые «пятна». Первые рассуждения о природе лунных кратеров сделаны Робертом Гуком в его книге «Микрография», опубликованной в 1665 г. Гук сравнил лунные кратеры с ямками на поверхности кипящего алебастра и предположил, что кратеры образовались в результате вулканической активности. Гук рассматривал также ударное происхождение кратеров. Однако в то время космическое пространство считалось пустым, и Гук отверг ударную гипотезу, поскольку не мог себе представить, откуда могут взяться тела, ударяющие по поверхности Луны. Истинная – метеоритная – природа кратеров на Луне была выявлена лишь в 1924 г. А. Гиффордом.

Начиная с 1959 г. к Луне было совершено более 50 полетов космических аппаратов. В результате на поверхности Луны выявлены кратеры размерами от нескольких сантиметров до более чем 1000 км. Составлена подробная карта всей ее поверхности. Оказалось, что молодых кратеров на обратной стороне Луны почти в два раза больше, чем на видимой. Кроме того, именно на обратной стороне Луны располагаются гигантские ударные бассейны, такие как безымянный полукольцевой бассейн рядом с Морем Восточным (диаметром около 1100 км), кратеры Герцшпрунг (645 км), Королев (525 км) и Аполлон (485 км).

^{Рис. 2.10. Поверхность Луны (www.astrosurf.com/cidadao/moon_obs.htm)}

Кратеры на поверхности спутников планет имеют диаметры до 1/3 диаметра спутника. При скорости астероида 20 км/с при столкновении со спутником планеты объем кратера может составить до 1500 объемов астероида. Скорости выброса вещества спутника из кратера относительно невелики, и может образоваться рой частиц с орбитой, близкой к спутнику. При более высоких скоростях столкновения осколки с поверхности спутника, преодолев гравитационное притяжение спутника, могут быть выброшены внутрь Солнечной системы.

2.5.3. Кратеры на Меркурии. Начиная с 1973 г. с пролетной траектории космического аппарата «Маринер-10» была сфотографирована почти вся поверхность Меркурия с разрешением до 100 метров. Это позволило увидеть Меркурий примерно так же, как Луну в большой телескоп с Земли (рис. 2.11). Обилие кратеров – наиболее очевидная черта его поверхности, которую по первому впечатлению даже специалисты-селенологи приняли за поверхность Луны. Действительно, морфология кратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает сомнения. Но в целом меркурианские кратеры по сравнению с лунными менее глубокие, что, очевидно, объясняется различием ускорения силы тяжести.

^{Рис. 2.11. Поверхность Меркурия (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/ima-ges/browse/mercury/)}

^{Рис. 2.12. Поверхность Венеры (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/captions/venus/)}

2.5.4. Кратеры на Венере. Венера окружена очень плотной атмосферой; ее плотность почти в 100 раз превышает плотность атмосферы Земли. Атмосфера Венеры непрозрачна и не позволяет увидеть какие-либо детали ее поверхности в оптическом диапазоне. Защитная роль ее атмосферы от внешнего (космического) воздействия подобна водному океану глубиной 1 км или слою скальных пород мощностью 300 м. Облик поверхности Венеры, выявленный с помощью космических аппаратов «Венера-15» (рис. 2.12), «Венера-16» и «Пионер-Венера», разительно отличается от облика Меркурия. На Венере очень мало кольцевых кратерных структур. На территории 115 млн км², снятой радарной съемкой с высоким разрешением, выявлено всего около полутора сотен кратеров с поперечным размером до 150 км. Но глубина этих кратеров очень мала (несколько сотен метров). Мелкие кратеры с размерами менее 8 км отсутствуют. В связи с тем, что разрешающая способность радарных измерений низка, нельзя сделать окончательного вывода о соотношении вулканизма и космической бомбардировки в формировании ландшафта Венеры.

2.5.5. Кратеры на Марсе. Планета Марс имеет довольно прозрачную и очень разреженную атмосферу, что позволяет видеть поверхность Марса в телескоп с Земли. Детали поверхности Марса изучались в течение столетий. Большая часть марсианской поверхности покрыта яркими областями красно-оранжевого цвета. Имеются также темные образования – их назвали марсианскими морями. Наблюдавшие Марс астрономы иногда видели слабые полосы или линии, пересекающие поверхность. Итальянский астроном Дж. Скиапарелли в 1877 г. нанес на карту эти линии и назвал их «каналами». Наличие каналов породило легенду о существовании марсианской цивилизации. Первые снимки Марса, полученные с космических аппаратов в середине 1960-х гг., показали, что его поверхность изобилует кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и немного напоминающими лунные. Большая часть марсианских кратеров имеет ударное происхождение, хотя имеются и вулканические кратеры. Ударные кратеры (см. рис. 2.13 на вклейке), как правило, имеют следы выглаживания. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне или Меркурии, но значительно более глубокие, чем на Венере.

Подтверждением того, что в прошлом происходили столкновения малых тел с Марсом, являются находки на Земле метеоритов с Марса (см. рис. 2.14 на вклейке). Расчеты показывают, что только при таких столкновениях возможны выбросы марсианского вещества со скоростями, достаточными для того, чтобы покинуть эту планету.

2.5.6. Кратеры на астероидах. Практически все детальные фотографии астероидов служат прямым доказательством падения на них небесных объектов. Например, карта астероида Веста (диаметр астероида 500 км) была сделана на основе снимков, полученных космическим телескопом им. Хаббла (см. рис. 2.15 на вклейке). На карте видно, что на поверхности выделяется кратер протяженностью во всю длину астероида. Этот огромный кратер находится в нижней части изображения. Исследования показали, что астероид Веста испытал мощное разрушительное соударение около миллиарда лет назад.

^{Рис. 2.16. Астероид Итокава (http://galspace.spb.ru/)}

Еще один пример – астероид (25143) Итокава (рис. 2.16). Этот астероид является одним из довольно подробно исследованных астероидов [Hirata et al., 2009; Barnouin-Jha et al., 2008; Cheng and Barnouin-Jha, 2007]. Орбита астероида находится между орбитами Марса и Земли. Этот астероид был выбран объектом исследования зонда «Хаябуса» и впоследствии получил свое современное название по имени основателя японской космической программы профессора Хидэо Итокавы. Астероид Итокава относится к астероидам класса S(IV) (см. главу 3). Длина астероида составляет 548 м, средняя плотность – 2,1 г/см³.

Астероид вращается вокруг оси с периодом 12,32 ч, имеет неправильную форму, его можно рассматривать как состоящий из двух частей. На его поверхности можно выделить 2 типа ландшафта: пересеченную местность, покрытую большим количеством камней и валунов, и ровные реголитовые равнины у «перешейка». На Итокаве обнаружено более десятка ярко выраженных ударных структур круговой формы. Одной из крупнейших является Малая Вумера диаметром около 50 м. Большинство кратеров малого размера заполнены пылью и по внешнему виду напоминают «пруды», обнаруженные на поверхности астероида Эрос. Главной особенностью Итокавы является наличие очень большого количества камней и валунов. Всего было выявлено более 1000 валунов размерами более 5 м, а максимальный размер некоторых глыб достигает ∼ 50 м. С помощью рентгеновского спектрометра, установленного на аппарате «Хаябуса», удалось исследовать состав астероида, четко идентифицировать линии Mg, Si, Al.

Краткое описание основных типов малых тел Солнечной системы, составляющее содержание этой главы, позволяет сделать несколько выводов. Во-первых, имеющиеся знания о происхождении и миграции малых тел все еще фрагментарны, а гипотезы не стали теориями. В некоторых областях исследования только начинаются. Во-вторых, хотя мы уже определенно понимаем, что все популяции опасных космических объектов динамичны и непрерывно пополняются, но механизмы такого пополнения изучены пока недостаточно. Наконец, едва ли возможно полностью каталогизировать всю популяцию малых тел, особенно комет и крупных метеороидов.

Глава 3
Астероиды

Зевс молнией разбил колесницу…

По всему небу разбросаны осколки колесницы…

А Фаэтон… пронесся по воздуху,

подобно падающей звезде,

и упал в воды реки Эридана…

Н. А. Кун. «Легенды и мифы Древней Греции»

3.1. Историческое введение

Точки-пятнышки на пластинке

Да полосчатый пестрый спектр…

Крохи света, миров искринки…

Что ты ищешь в них, человек?!

А. Соловьев

В данной главе рассмотрены сведения об астероидах как об источнике астероидно-кометной опасности.

Наряду с кометами и метеороидами, астероиды, или малые планеты, относят к малым телам Солнечной системы. В отличие от больших планет, известных с глубокой древности, история их открытия и изучения едва превышает двести лет. Иоганн Кеплер, открывший законы движения планет, в самом конце XV в. обратил внимание на непропорционально большое расстояние между орбитами Марса и Юпитера по сравнению с расстояниями между орбитами других известных в то время планет. Он заподозрил существование в этом месте неизвестной планеты. В середине XVIII в. сначала И. Тициус, а затем И. Боде сформулировали правило планетных расстояний, согласно которому расстояния от планет до Солнца возрастают в определенной закономерности. В соответствии с ней в промежутке между Марсом и Юпитером на расстоянии 2,8 а.е. от Солнца должна была существовать планета. После открытия в 1781 г. У. Гершелем ранее неизвестной планеты Уран, расположенной за Сатурном на расстоянии от Солнца, соответствующем правилу Тициуса – Боде, уже мало кто сомневался в его справедливости. Убежденность была столь велика, что осенью 1800 г. решено было организовать отряд «небесной полиции» для поимки неизвестной планеты.

Но реальные события опередили планы. В ночь на 1 января 1801 г. сицилианский астроном Дж. Пиацци, до которого известие о его включении в состав «небесной полиции» еще не успело дойти, обнаружил на небе новое небесное тело, которое не значилось в выверяемом им звездном каталоге. Перемещение тела относительно звезд указывало на его принадлежность к Солнечной системе, и Пиацци решил, что он открыл новую комету. Но дальнейшие наблюдения показали, что «комета» не обнаруживает характерной для этого типа тел туманной оболочки (комы). Пиацци стал догадываться, что он открыл нечто более значительное. Он продолжал наблюдения за новым телом до 10 февраля, после чего прекратил их по причине болезни. Посланные им сообщения другим астрономам о новом открытии достигли их с опозданием из-за военных действий в Италии. Время было упущено, и тело уже стало невозможно наблюдать из-за того, что оно приблизилось к Солнцу до малого углового расстояния.

Между тем, первые же попытки определить орбиту нового тела по наблюдениям Пиацци показали, что оно движется на среднем расстоянии от Солнца около 2,8 а.е., что в точности соответствовало значению большой полуоси для неизвестной планеты согласно правилу Тициуса – Боде. Недостающая планета была открыта и тут же потеряна! Предстояло вновь охотиться за ней после того, как она станет доступной для наблюдений уже по другую сторону Солнца. Задача предвычисления положения планеты по наблюдениям Пиацци была блестяще решена молодым математиком и астрономом К. Ф. Гауссом, который разработал с этой целью метод определения орбиты по трем положениям небесного тела. По вычисленной Гауссом эфемериде потерянная планета была вновь найдена, спустя ровно год после ее открытия.

Пиацци назвал открытую им планету Ceres Ferdinandea (Церера Фердинандова) в честь древнеримской богини, небесной покровительницы Сицилии Цереры и короля Неаполитанского и Сицилии Фердинанда, но исторически за новой планетой закрепилась только первая часть имени.

Сопоставляя блеск Цереры и расстояние до нее с этими величинами для других планет, можно было заключить, что ее размеры много меньше, чем у прочих известных планет. Но закон планетных расстояний не накладывал ограничений на их размеры. Главное, что «пропущенная» планета была найдена и порядок в Солнечной системе восторжествовал. Но уже через три месяца после повторного обнаружения Цереры немецкий астроном Г. Ольберс открыл еще одну планету, названную Палладой, которая, по вычислениям Гаусса, двигалась по орбите на расстоянии от Солнца, очень близком к орбите Цереры, но имела большой наклон орбиты к эклиптике. Ольберс высказал догадку, что обе планеты являются обломками одной некогда существовавшей планеты, распавшейся на части по какой-то причине. Это предположение, казалось, получило подтверждение, когда в 1804 г. немецкий астроном К. Гардинг, а в 1807 г. сам Ольберс открыли еще две небольшие по размеру планеты – Юнону и Весту, орбиты которых также располагались между Марсом и Юпитером.

По предложению Гершеля, вновь открытые тела стали называть астероидами, то есть звездоподобными, поскольку в телескопы невозможно было рассмотреть у них характерные для планет диски, но наряду с этим в научной литературе для нового класса тел Солнечной системы продолжали использовать термин «малые планеты».

Только через 38 лет была открыта следующая по счету малая планета – Астрея. Но после нее новые малые планеты стали открывать практически ежегодно. Этому способствовало появление новых более точных и более подробных звездных карт. К 1850 г. было открыто уже 13 малых планет, движущихся в той же области пространства между Марсом и Юпитером. Открытие новых планет привлекало много внимания астрономов и широкой публики, их тщательно и подолгу наблюдали, орбиты вычислялись по большому числу наблюдений. Открытые планеты сразу получали имена. Но уже с середины XIX в. новым планетам стали присваивать сначала порядковые номера, а затем уже названия. По мере того как число открытий росло, следить за малыми планетами становилось все труднее. В 1869 г. открытая малая планета впервые оказалась потерянной, так как для нее не сумели вычислить орбиту из-за недостаточного количества наблюдений. Впоследствии такие случаи стали повторяться все чаще и чаще. Особенно они участились после 1891 г., когда для наблюдений малых планет стал применяться фотографический метод. Количество обнаруживаемых новых тел вследствие этого резко возросло и следить за всеми оказалось практически невозможно. Ввиду этого вновь открытым телам стали присваивать сначала лишь предварительные обозначения и лишь потом, если удавалось продолжить наблюдения и определить орбиту, планета получала номер.

До 1925 г. не существовало общепринятой системы предварительных обозначений малых планет, что вносило путаницу при использовании наблюдений. В 1925 г. Э. Боуэр предложил систему предварительных обозначений малых планет, которая используется до наших дней. Остановимся на ней подробнее.

Обозначение астероидов. Предварительное обозначение состоит из номера года открытия малой планеты и двух букв латинского алфавита, которые могут сопровождаться однозначным или многозначным индексом. Первая буква соответствует номеру «полумесяца», в котором произошло открытие. Так, планеты, открытые с 1 по 15 января, имеют в предварительном обозначении первую букву A, планеты, открытые с 16 по 31 января, имеют первую букву B и т. д. Так как число полумесяцев в году равно 24, а в латинском алфавите 26 букв, то принято в предварительных обозначениях в качестве первой буквы не использовать буквы I и Z (табл. 3.1).

Вторая буква предварительного обозначения присваивается планете в порядке открытия в данном полумесяце (точнее говоря, в порядке поступления сообщения об ее открытии в центр, ведающий присвоением предварительных обозначений малым планетам). При этом исключается только буква I. Таким образом, 25-я малая планета, открытая во второй половине сентября 2004 г., получила предварительное обозначение 2004 SZ. Дальнейшие 25 открытий в данном полумесяце получили предварительные обозначения, в которых вторая буква cнова пробегает значения от A до Z (исключая I), но теперь она сопровождается индексом 1.

Если число открытий превышает 50, то вторая буква кода опять циклически меняется, но теперь она сопровождается индексом 2 и т. д. В настоящее время, когда в течение полумесяца предварительные обозначения могут получить несколько тысяч объектов, нередко встречаются предварительные обозначения, в которых вторая буква сопровождается трехзначными индексами, например 2002 T C₃₀₂ (часто пишут T C302).

Таблица 3.1. Кодировка предварительных обозначений малых планет в зависимости от времени их открытия

Наблюдение астероидов. Периодом, наиболее удобным для наблюдения обычной малой планеты, орбита которой располагается между орбитами Марса и Юпитера, является ближайшая по времени окрестность ее оппозиции с Солнцем, когда геоцентрические долготы планеты и Солнца различаются на 180°. В окрестности оппозиции малая планета оказывается на минимальном в данном году расстоянии от Земли и потому ее блеск максимален. Угол фазы (угол между направлением из центра планеты на Солнце и на Землю) при этом близок к минимальному, и планета кульминирует около полуночи. По мере увеличения углового расстояния планеты от точки оппозиции в обе стороны условия для наблюдений постепенно ухудшаются вплоть до полной невозможности продолжения наблюдений. В зависимости от среднего движения малой планеты и эксцентриситета орбиты ее оппозиции следуют одна за другой в среднем с интервалами 14–17 месяцев. В настоящее время в силу широкого использования экваториальных координат для малых планет термин «оппозиция» понимается в смысле «оппозиция по прямому восхождению», но сказанного выше это практически не затрагивает.

Для того чтобы иметь возможность наблюдать малую планету в последующих после ее открытия оппозициях, необходимо заранее предвычислить ее положения на небе для ряда моментов времени, т. е. вычислить ее эфемериду. Эфемерида вычисляется на основе элементов орбиты, найденных по имеющимся наблюдениям. Знание элементов орбиты никогда не бывает абсолютно точным, поскольку элементы определяются по наблюдениям, обремененным случайными и систематическими ошибками. Ошибки элементов орбит возникают также из-за недостаточного учета возмущений, оказывающих влияние на движение малой планеты. В результате эфемерида не вполне точно предсказывает реальные положения тела, которое в силу этого может быть не найдено или неправильно отождествлено. Но даже если тело будет найдено, орбита его может нуждаться в исправлении с учетом

разностей между наблюденными и предвычисленными положениями. Слежение за большим числом открытых малых планет, а их число к началу XX в. приблизилось к 500, являлось, таким образом, весьма трудоемкой задачей, требующей определенной международной организации и разделения труда. Возникла необходимость создать международную службу малых планет, в задачи которой входили бы сбор и публикация наблюдений малых планет, присвоение вновь открываемым телам предварительных обозначений, а затем постоянных номеров и названий, если их орбиты определены достаточно надежно, регулярное исправление элементов орбит на основе новых наблюдений, вычисление эфемерид малых планет на предстоящие оппозиции и их публикация. Во втором десятилетии XX в. такая служба была создана на базе Вычислительного института в Берлине, который и ранее активно работал в этой области. Начиная с 1915 г. Вычислительный институт стал издавать ежегодник «Kleine Planeten», в котором публиковались эфемериды всех занумерованных малых планет, имеющих оппозицию в очередном году, а также элементы орбит занумерованных планет и их названия. Работа по уточнению орбит и вычислению эфемерид была организована на кооперативных началах. В этой работе активное участие принимал созданный в 1919 г. в Петрограде Вычислительный институт, который позже был преобразован в Астрономический институт.

Во время Второй мировой войны были разрушены многие обсерватории и институты, принимавшие участие в службе малых планет. Берлинский вычислительный институт также прекратил свое существование. Подготовленный в очень тяжелых условиях том «Kleine Planeten» на 1946 г. так и не дошел до наблюдателей. Служба малых планет оказалась полностью дезорганизованной. Необходимо было воссоздавать ее заново. С этой целью в 1946 г. в Цинциннати (штат Огайо, США) был создан Центр малых планет, который стал выполнять функции, ранее входившие в круг обязанностей Вычислительного института в Берлине. В то же время функцию вычисления и публикации ежегодных эфемерид малых планет взял на себя Институт теоретической астрономии (ИТА) АН СССР, в который был преобразован ранее существовавший Астрономический институт. Начиная с 1948 г. ИТА стал публиковать ежегодник «Эфемериды малых планет», содержащий наиболее полную и точную информацию об элементах орбит всех занумерованных малых планет и их эфемериды. В 1978 г. Центр малых планет переместился из Цинциннати в Кембридж (штат Массачусетс). В 1998 г. ИТА вошел в состав Института прикладной астрономии РАН, и его функции по подготовке и публикации «Эфемерид» были переданы этому институту.

За более чем двухсотлетнюю историю исследования малых планет существенно изменились представления о той области околосолнечного пространства, где происходит их движение. Популяция малых планет оказалась значительно более многочисленной и разнообразной, чем это представлялось вначале. Благодаря усилиям многих поколений наблюдателей, профессионалов и любителей и хорошо налаженной службе малых планет число занумерованных планет постоянно возрастало, а точность определения элементов их орбит увеличивалась. Таблица 3.2 дает представление о том, как изменялось число занумерованных планет с течением времени.

Таблица 3.2. Число занумерованных малых планет на начало соответствующего года

В связи с осознанием проблемы астероидно-кометной опасности в середине последнего десятилетия прошлого века на многих обсерваториях начался целенаправленный поиск астероидов, сближающихся с Землей, и в связи с этим произошло бурное увеличение числа ежегодно занумерованных тел. В настоящее время число малых планет, получивших постоянный номер, превысило 200 000 и продолжает ежегодно увеличиваться более чем на 25 000. В Центре малых планет накоплены миллионы наблюдений занумерованных планет и тел, имеющих пока лишь предварительные обозначения. В главе 6 более подробно рассмотрены существующие возможности наблюдения малых тел.