.RU

Traces of a cometary material in peat from the 1908 Tunguska explosion area


^ Traces of a cometary material in peat from the 1908 Tunguska explosion area E. M. Kolesnikov Geological faculty of Moscow State University, Moscow, Russia
In peat from the 1908 Tunguska explosion area, anomalies in isotopic composition of C and H, presence of “dead” carbon, sharp increase in content of Ir and other PGEs and of volatile elements as well have been revealed. The effects observed are attributes of presence of a cometary material.

^ Эффективный способ противодействия астероидной угрозе – хозяйственное использование астероидов,
сближающихся с Землёй Ю. Г. Короткий1, Г. Л. Лиознов2, А. А. Расновский3 1ФГУП ГКНПЦ им. М. В. Хруничева, г. Москва, Россия
2ОАО «НПО Энергомаш им. акад. В. П. Глушко», г. Химки Моск. обл., Россия
3 ИЦ им. М. В. Келдыша, г. Москва, Россия
Ракетно-ядерное разоружение резко сократило финансирование ядерной и ракетно-космической отраслей СССР и США. В результате идея астероидной опасности была подхвачена ядерщиками и ракетчиками как один из способов улучшить положение отраслей. Аналогично к ней отнеслись и астрономы.

Но опора на единичное маловероятное событие ненадёжна с точки зрения стабильности инвестиций. Лучше найти устойчивый источник дохода, по величине и продолжительности сходный с гонкой вооружений, которая обеспечила создание мощных высокотехнологичных промышленных отраслей и бурный технический прогресс не только самих этих отраслей, но и других.

На базе идеи астероидной опасности такие результаты недостижимы. Но они возможны, если рассматривать астероиды как внеземные ресурсы для решения актуальных проблем человечества

Как перспективное направление развития космонавтики предлагается концепция создания орбитальной системы экологически безопасного энергоснабжения Земли (космической энерго-индустриальной системы — КЭИС) на основе двух основополагающих принципов [1]:

1. Использование для сооружения орбитальной системы внеземных материалов, а не готовых конструкций, доставляемых с Земли;

2. Поставка энергии на Землю — на первых стадиях создания орбитальной системы — в виде отраженного солнечного света, концентрируемого на заданных участках поверхности Земли, а не СВЧ-излучением.

В качестве источника внеземных материалов предусматривается использование железо-никелевых астероидов, доставляемых на высокие (залунные) околоземные орбиты воздействием на них серии ядерных взрывов вне сферы притяжения Земли и отчасти вблизи её границы. Для первого астероида это может быть обеспечено модифицированными компонентами ракетно-ядерного вооружения, демонтируемого по договорам о разоружении.

Согласно оценкам, 10 млн. тонн (диаметр железного шара около 130 м), при технологических потерях около 50 %, может оказаться достаточно для выведения 1-й стадии КЭИС на уровень, близкий к самоокупаемости.

Предлагаемая концепция КЭИС опирается на идеологию устойчивого развития [2,3], аналитические материалы [4] и результаты работ [5,6].

Рассматриваются основные аспекты в обоснование концепции КЭИС, ее потребительские характеристики, этапность сооружения первой стадии.

К сожалению, некоторые сторонники идеи астероидной опасности воспринимают концепцию полезного использования тех же астероидов конфронтационно. Необходимо выработать общую точку зрения и действовать совместно по обоим направлениям одновременно.

Это возможно, поскольку совместное решение обоих проблем на единой технико-технологической основе при создании КЭИС будет естественным образом обеспечено необходимостью развёртывания многочисленной флотилии космических аппаратов-перехватчиков АСЗ, оснащённых ядерными взрывными устройствами, которые и осуществляют доставку АСЗ на геоцентрические орбиты. В случае обнаружения угрожающего космического объекта, его отклонение или разрушение выполнят эти же перехватчики.

Очевидно, что уже на первой стадии создания КЭИС потребуется начать развёртывание более совершенных средств непрерывного мониторинга АСЗ и опасных комет, а также разработать и осуществить адекватные коллективные международные организационные и финансовые меры.

Поэтому целесообразно рассматривать единую проблему опасности и полезности АСЗ, объединив усилия заинтересованных специалистов и учёных.

Намечены некоторые первоочередные действия, которые необходимо предпринять в течение ближайших 2–3 лет, чтобы не упустить сложившуюся неповторимую возможность как для России, так и для всего человечества.
^ Список литературы
1. Расновский А. А. Способ достижения устойчивого развития и защиты Земли от опасных космических объектов и система для достижения устойчивого развития цивилизации: патент РФ на изобретение № 2112718. Б.И. 1998. № 16. С. 312.

2. Наше общее будущее. Всемирная комиссия по окружающей среде и развитию. Нью-Йорк: Организация Объединенных наций, 1987. С. 408.

3. Доклад Конференции Организации Объединенных наций по окружающей среде и развитию, Рио-де-Жанейро, 3–14 июня 1992года.. Том 1. Нью-Йорк: Организация Объединенных Наций,. 1993. С. 519.

4. World Energu Asessment. UN Development Programme, UN Department of Economic and Social Affairs, World Energy Counsil, New York, 2000. С. 508.

5. Лиознов Г. Л. Проблема энергодвигательного обеспечения доставки астероидов на околоземную орбиту. Российский космос. 2002. № 3. С. 20–23.

6. Simonenko V. A., Nogin V. N., Petrov D. V., Shubin O. N., Solem J. C. Defending the Earth against impacts form comet and asteroids. Hazards due to comets and asteroids. Tucson & London: University of Arizona Press, 1994. P. 929–954.
^ Effective way to counteract an asteroid danger — economical use of asteroids approaching to Earth Y. G. Korotky1, G. L. Lioznov2, A. A. Rasnovsky3 1Khrunitchev State Research and Production Space Center, Moscow, Russia
2 JSC “NPO Energomash named acad. V.P. Glushko”, Khimky, Moscow region, Russia
3 RC named M. V. Keldysh, Moscow, Russia
Now real possibilties are arising for use of ecologically safe sun power from space. These possibilities are related with missile-nuclear disarmament: significant power potential — weapon uranium of nuclear warheads of strategic missiles as well as these missiles themselves as means of delivery to orbit have become unused.

Power of nuclear explosions can be use for transfer of small iron asteroid with mass about tens million tons from heliocentric orbit to high (over Moon) geocentric orbit. Such an asteroid can be used as extraterrestrial construction material for creation of space power-industrial system, which will supply sun power to Earth at a rate sufficient for self-repayment. Mastering of asteroid transfer techology establishes preconditions for simultaneous solution of asteroid danger prevention.

Therefore it is rationally to study problems of danger and utility of asteroids approaching to Earth as integrated problem, joining efforts of concerned specialists and scientists.

^ Массы ряда астероидов, определенные
динамическим методом О. М. Кочетова, Ю. А. Чернетенко, В. А. Шор Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия
В работе определены массы ряда крупных малых планет, или астероидов, по их гравитационному воздействию на другие астероиды (пробные частицы). Результат представляется достаточно актуальным, поскольку в настоящее время известны независимые определения масс лишь для нескольких десятков астероидов.

Обычной практикой при выявлении астероидов, массы которых могут быть найдены динамическим способом, является поиск тесных сближений этих астероидов с другими (тестовыми) астероидами и рассмотрение возможных последующих изменений орбит тестовых частиц. В работе [1] был предложен новый подход к определению масс крупных астероидов и на ряде примеров показано, что заметные изменения орбит двух взаимодействующих астероидов могут иметь место и при отсутствии тесных (<0.05 а. е.) сближений в рассматриваемых парах. В особенности это проявляется для пар тел, находящихся в достаточно узкой окрестности точной соизмеримости их средних движений. Такие тела подолгу остаются в зоне взаимного влияния и их сближения периодически повторяются. Было показано также, что массу астероида целесообразно определять по большому числу (в иных случаях до нескольких сотен) пробных частиц, имеющих с возмущающей массой более или менее тесные сближения. Для эффективного подбора пробных частиц был предложен универсальный критерий, сводящийся к тому, что в уточнение массы крупного астероида должны включаться все пробные частицы, которые, взятые по отдельности, позволяют определить массу с ошибкой, меньшей наперед задаваемой величины.

В настоящей работе определение массы каждого тела производилось двумя несколько различающимися методами, которые, в принципе, должны давать близкие результаты:

а) как среднее взвешенное из отдельных определений массы астероида по наблюдениям различных пробных частиц;

б) из совместного взвешенного уравнивания условных уравнений, составленных по наблюдениям каждой отдельной пробной частицы, и их последующего решения по методу наименьших квадратов.

Таблица 1

Сравнение оценок масс, найденных при совместном определении по многим пробным частицам, со средним взвешенным значением

Астероид

Число пробных частиц,

число наблюдений,

критерий отбора

Совместное

решение

(10-10 MSun)

Среднее

взвешенное

(10-10 MSun)



(3) Юнона


87, 50771

σmass≤ 0.4x10-10 MSun



0.091±0.020


0.087±0.020



(7) Ирида


394, 174050

σmass ≤ 0.7x10-10 MSun



0.120±0.009


0.116±0.008


Результаты, приведенные в табл. 1 для планет Юнона и Ирида, подтверждают вышесказанное.

Поскольку динамические определения выполняются по многим частицам, представляет интерес рассмотрение вопроса, как получаемое решение зависит от их числа. Оказалось, что по мере увеличения числа используемых частиц происходит постепенная стабилизация результата и уменьшение ошибки средневзвешенного значения. Стабилизация для разных астероидов наступает при различном числе пробных частиц, но учет 100 – 150 пробных частиц для большинства астероидов оказался достаточным (см. рис. 1 а,б).

Ошибка средневзвешенного значения позволяет также получить представление о том, какая точность может быть достигнута в общем решении, и сделать вывод о целесообразности общего решения, что ценно из-за большой трудоемкости последнего.

Новый подход к задаче дал возможность определить массы трех десятков астероидов с точностью, более высокой, чем это было достигнуто в других работах по определению масс динамическим методом с использованием астероидов в качестве пробных частиц.

Было также проведено исследование нескольких пар астероидов, имеющих определенные особенности, которые представляют общий интерес при определении масс других тел. К числу их относятся пары астероидов (16) Психея – (1054) Форсайтия, (11) Партенопа – (17) Фетида и (444) Гиптис –(54) Александрия. Астероиды первой пары движутся почти в точной соизмеримости 1:1 средних движений (различие составляет 0."3/сутки). Орбиты их весьма близки друг к другу, и на интервале наблюдений 1907 – 2004 гг. их взаимное расстояние всегда оставалось в пределах 0.2 – 0.7 а. е.



Рис. 1. Cреднее взвешенное значение масс для планет a) Юнона и б) Ирида в зависимости от числа пробных частиц N. Частицы упорядочены по возрастанию ошибок
определения массы.


Поэтому, несмотря на отсутствие сколько-нибудь тесных сближений с Психеeй, Форсайтия большую часть времени находилась в пределах ее ощутимого влияния. В результате масса Психеи может быть найдена по движению Форсайтии с точностью более высокой, чем по любой другой пробной частице: M16 = (0.69±0.38)·10-11 MSun.

В паре (11) Партенопа – (17) Фетида астероиды, имеющие сравнимые диаметры (162 км и 93 км), сильно возмущают друг друга, так как движутся в близкой соизмеримости средних движений 1:1 и имеют на исследуемом интервале как очень тесные, так и умеренные сближения. Полученное значение массы Фетида: M17 = (0.033±0.007)·10-11 MSun.

Пара (444) Гиптис – (54) Александрия имеет почти одинаковые диаметры (170 км и 171 км) и очень тесное сближение в 1974 г. Как и в предыдущей паре, массы могут быть определены по взаимным возмущениям. Предварительное значение массы (54) Александрия: M54 = (0.28±0.13)·10-11 MSun.

Работа поддержана грантом РФФИ N 04-02-17423.

Список литературы

1. Кочетова О. М. Применение новых критериев отбора возмущаемых малых планет для определения масс возмущающих малых планет динамическим способом. Сообщения ИПА РАН. 2003. N 165. 43 С.
^ Masses of some asteroids determined by dynamic method O. M. Kochetova, Yu. A. Chernetenko, V. A. Shor Institute of Applied Astronomy of RAS, Saint Petersburg, Russia
Masses of thirty minor planets (asteroids) have been determined from observations of many test particles selected among asteroids close to commensurability 1:1 with considered asteroids. Two somewhat different methods were used for mass determination: 1) mass was obtained as the weighed mean of masses determined by the least square method from observations of different test particles; 2) as combined solution of weighed conditional equations formed from observations of different test particles.

Both methods give similar results as it can be seen from the Table 1. The Figure 1 demonstrates variation of solutions with number of test particles used for mass determination (particles were included in the averaging in the inverse order of mass determination error).

The behavior of the weighed mean shows that it is good practice to determine mass from observations of many test particles. Some interesting pairs of asteroids permitting their masses to be derived from mutual perturbations were found and studied.

^ Optimizing collision predictions and information of the public Leif Kahl Kristensen Institute of Physics and Astronomy, University of Aarhus, Denmark
For the near-Earth objects (NEO’s), to secure enough observations, to recover the object, and to estimate the probability of a collision with the Earth are the most important problems. That accurate predictions require the best astrometry is a matter of course. The final accuracy also depends on the times of observations which to a large extend are optional. The optimum distribution of the times of observation, which give the most accurate predictions, can be obtained numerically. For well-observed objects the positions of a possible impact may be predicted with great accuracy. This is illustrated by the predictions of the ground tracks of occultations of stars by asteroids which is a similar problem.
^ Collision probability
A very early application of probability theory was to compute the chance to hit a target in gunnery. The Gauss distribution of projectiles on the impact or target plane was obtained by test firing. The only difference with the present problem is that the Gauss distribution must be obtained theoretically by computing the error ellipse in the target plane from the mean errors of the observations used for orbit determination.

Define (X, Y, Z)-coordinates with center in the Earth and Z-axis in the direction of the relative velocity (planet minus Earth). The (X, Y) — plane is then the target plane and the main computational problem is to obtain X and Y around the time where Z ≈ 0. The observations are positions α and δ or geocentric radar distances . A small variation of any particular observation will give variations (dX, dY) in the target plane, for instance:

dX = A cosδ dα + B dδ dY = C cos δdα + D dδ (1)

Assume that the observations are statistically independent and that experience gives a realistic mean error σ, of order, say ±0.7". Adopt the mean error of unit of weight σ0, then the weight p of the observation is p = (σ0/ σ )2 . The variance of X is the statistical average and a sum over all observations

σx2 = σ02 > (A2 + B2) / p . (2)

Similar expressions are obtained for and the co-variance . By a rotation of (X, Y) the latter is zero and we obtain the error ellipse .

For illustration we consider a fictitious example similar to (4179) Toutatis. Two series of observations, I and II, are performed at dates t (JD2450000) with weights p according to the following table:

t

pI

pII

t

pI

pII




1290.5

0

2

2440.5

0

5

(3)

1320.5

12

0

3180.5

0

10

1790.5

1

0

3260.5

7

2

1910.5

3

0

3270.5

3

2

1970.5

0

5










A close encounter will happen at t = 3279.55. Weight 12 at 1320.5 means essentially that 12 observations are distributed during the week around this date, moving observations a few days has no perceptible effect. In the two cases the observational effort — the number of observations — and the interval of observation (T = 3.53 year) are the same, but the error ellipses in the impact plane are rather different:

I: 0.00225 2.9° 0.00131; II: 0.00545 58.2° 0.00616 (4)

Here the unit of length of the axes is the Earth radius R = 6378 km. The area of the error ellipse II is 11.4 times that of I, — a considerable improvement of the predictions can thus be obtained cheaply, only by a proper selection of the times of observation. Fortunately, the optimum times of observation can be computed numerically.
^ The best predictions
The problem of the optimum times of observation is solved in [3]. First a list of all the possible times of observation must be prepared. Then the weight p of the observation at time t will be determined, p = 0 means that no observations is performed at t. Assume, that the cost of an observation at time t is c and that the total cost allocated is the constant sum C:

Σ ct pt = C . (5)

We will minimize the point mean error + of the predicted position in the impact plane

Σ (A2 + B2 + C2 + D2)/ p . (6)

The problem is now to minimize the point mean error (6) under the condition (5). Small variations δp give the condition

Σ (–(A2 + B2 + C2 + D2)/p2 + λc) δp = 0, (7)

where λ is the Lagrange multiplier connected with the condition (5). The cruxial thing is, that the weights, which occur implicit in the coefficients A, B, C and D, need no variation in case the observations are combined by the principles of least squares [3]. The optimum solution is then

or p = 0, (8)

where the Lagrange multiplier is obtained from the condition (5). The equations (8) and (5) are very complicated due to the implicit occurrence of the weights in the coefficients A to D, however, a useful for practice solution is easily obtained by iterations. Start with giving equal weights to all the possible times of observation, then compute all the coefficients A....D and re-compute p from (8), — and repeat! After a few (5–10) iterations the weights of the observations, which contributes little, are reduced and the error ellipse is for all practical purposes optimal. The exact mathematical solution will have only few (3–5) observations which are obtained only after a great number of very slowly converging iterations. For all practical purposes it is more convenient to distribute the observations over more nights. Few days displacement of the observations may only affect the equations of condition if the geocentric distance is very small. The main problem is to avoid wasting resources on observations contributing very little to the accuracy of the prediction.
^ The expected accuracies
The above predicted impact position, within 14.4 × 8.4 km2, is not unrealistic. Predictions of ground tracks of occultations of stars by asteroids is a similar problem, the only difference is that the Z-axis is in the direction of the star rather than along the relative velocity. The (X, Y)-plane is then Bessel’s plane. Classical photographic observations with long focus instruments have errors of the order ± 30 km for a well observed object [2]. The many successful predictions of occultations shows to the general public that reliable predictions are daily routine.
^ Short warning times
In order to prevent catastrophic events, the object must be discovered long time before it is near the Earth. At time t before impact the daily motion of an object heading towards the Earth is less than [4]

1/2 k2t = 0.0085 t °/d ( k= 0.01720209895 rad/d ) , (9)

which maximum occurs at elongation 45° and 135°. The simple formula (9) is confirmed by extensive Monte Carlo simulations of Hills and Leonard ( see fig. 16 in [1]), and Rumyantsev (see Fig. 3 in [7] ). When t < 18 days, the motion of the object is so small, that its daily motion is not observable and the object will not be discovered. Not before 1–2 days before impact is the motion in parallax large enough to make the object observable, which may be insufficient warning time for countermeasures.

Near the Earth the relative motion is nearly linear and the prediction by least squares much simplified. Assume an object heading towards the Earth is found at time –^ T at the distance Δ = vT and N observations are uniformly distributed in the time interval –T to –T+t, where T >> t. The impact plane Z = 0 is hit at time t = 0 and observational mean errors are σ. The axes of the error ellipse at the impact plane can then be shown to be

. (10)

The distance from the Z-axis through the center of the Earth is in case of collision because the collision cross-section is increased due to the gravitational action of the Earth, the escape velocity of which is vesc = 11.3 km/s. The angle q and its time derivative with respect to the Z- axis (“Radiant”) are

q = arctan d/vt, dq/dt = v d/(Δ2 +d2). (11)

A collision requires

(12)

or

. (13)

Thus, for objects with a small daily motion and small geocentric distance Δ — real or adopted — the computations will show a collision.
^ Information of the public. The cases of 2004 AS1 and 2004 MN4
Proper dealing with mass-media and information of the general public is of great importance. False alarms and sensation-seeking must be avoided. A single parameter is too simplified. Palermo and Torino scales appear dramatic and theatrical. As a scale for preparedness for action the Torino scale is of little use. The authorities, who should make actions are outside the reach of astronomers. An estimation of the collision probability is absolutely necessary for all warnings, but it should be moderated with some remarks on the uncertainty of the orbit and the error ellipse.

Mishaps in 2004 were 2004 AS1 and 2004 MN4. 2004 AS1 was only observed during an interval T = 0.05 d with daily motion 0.6°/d. With so short an arc the geocentric distance Δ is absolutely indeterminate. Nevertheless, an astronomer on guard “determined” the distance as Δ = 0.026 [5]. This short distance combined with the small daily motion result in 25 % probability for a collision 1–2 days later (compare with eq. (13) above). There was a gross error in the probability because the distance was in reality guessed, so the probability should have been multiplied by the small probability of Δ = 0.026.

In the case of 2004 MN4 the probability was given to p = 0.027 for a hit in 2029. The Torino scale value was 4. After a “precovery” p was soon reduced to zero. Even though ultimately p = 0, such events are always extremely interesting for astronomers. If there was no gross error in the probability p = 0.027 (as in the case of 2004 AS1) this object will inevitably pass very near the Earth. If the axes of the error ellipse are of the same order of magnitude as mean radius R of the Earth, we have

0.027 = ½R2/(σxx. σyy)exp(–½(X/ σxx.)2 – ½(Y/σyy)2) < ½R2/σxx/σyy . (14)

If the error ellipse is not too elongated we can estimate the order of magnitude of the passing-by distance to

. (15)

To obtain reasonably accurate collision predictions the uncertainty (10) must be of the same order of magnitude or less than the radius R of the Earth, or

. (16)

In order to avoid false alarms, B. G. Marsden [4] proposes to use this “Purgatorio Ratio” (PR = t/T) as a discriminant and to require PR > 0.02 before a warning is issued. However, (16) contains the quality (σ) and number (N) of observations. Also there must be — for pure dimensional reasons — a length Δ to neutralize the radius R. The model on which (10) is based is over-simplified and the ratio t/T can not stand alone, as it says nothing at all about a collision probability. It would also not have excluded the 2004 AS1 alarm. The “Purgatorio Ratio” does not solve this difficult problem.
Conclusion
We have demonstrated that the optimum distribution of observations in time is obtained by iterating of eq. (8). In case quantities like Δ are guessed or adopted the collision probability must be multiplied by the likelihood of the adopted value or, better, a whole series of values with their respective probabilities should be investigated.
References
1. Hills J. G., Leonard P. J. T. Earth-crossing asteroids. Astron.. Journal, 109 (1995) P. 401–413.

2. Kristensen L. K. Predictions of occultations by minor planets as a test of accuracy. In J. L. Kovalevsky and V. A. Brumberg (eds.). Relativity in Celestial Mechanics and Astrometry, IAU, 1986. P. 113–116.

3. Kristensen L. K. Optimum observing strategies. Astron. Nachr. 322. 2001 P. 47–56.

4. Kristensen L. K. Apparent motion near the Earth. In Proceedings of the Berlin ACM 2002 Conference. (B. Warmbein ed.) European Space Agency SP-500, Noordwijk, Netherland. 2002. P. 829–832.

5. Marsden B. G. Devoid of sagacity, the AL00667 (=2004 AS1) saga Contineous. CCNet 2004 Feb. 23.

6. Marsden B. G. 2004 MN4 and the “Purgatory Ratio”. CCNet 2004 Dec. 30

7. Rumyantsev V. Parameters of apparent motion of asteroids which collide with the Earth. In Proceedings of the Berlin 2002 ACM Conference. (B. Warmbein ed.). European Space Agency SP-500, Noordwijk, Netherland 2002. P. 409–412.

^ Результаты фотометрии астероидов, сближающихся с Землей Ю. Н. Круглый Институт астрономии Харьковского национального университета им. В. Н. Каразина, Украина Введение
В НИИ астрономии ХНУ первые фотометрические наблюдения астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ) были проведены в 1985 г. Программа регулярных фотометрических ПЗС-наблюдений АСЗ была инициирована в 1995 г. в рамках сотрудничества с Планетным институтом DLR (Берлин, Германия).

Программа ставила основной задачей — определение периодов вращения и формы АСЗ. По возможности, наблюдения проводились в широком диапазоне фазовых углов (для получения фазовых зависимостей блеска астероидов, определения их абсолютного блеска и оценки размеров) и в широком диапазоне изменений аспекта наблюдений. Такой массив наблюдений позволяет определить ориентацию оси вращения астероида в пространстве и смоделировать его форму. Наблюдения также включали измерения показателей цвета с целью оптических определения свойств поверхности АСЗ.

Тесные сближения с Землей и соответствующая возможность наземных фотометрических наблюдений АСЗ нередко бывает один раз за несколько десятков лет, что тормозит процесс накопления информации об этих телах. С этой точки зрения, наиболее эффективным является проведение наблюдений АСЗ непосредственно сразу после их открытия, поскольку последние делаются, как правило, во время наиболее тесных сближений этих астероидов с Землей. Поэтому в ходе выполнения программы заметную часть составили фотометрические наблюдения вновь открытых АСЗ.
^ Аппаратура и методика наблюдений
Основные наблюдения выполнены на 70-см телескопе НИИ астрономии ХНУ. Были использованы ПЗС-камеры ST 6UV и IMG 1024S (начиная с 2001 г.), работающие в ньютоновском фокусе телескопа (f/4), и обеспечивающие поле зрения 8×10.5 угл. мин. и 30×30 угл. мин., соответственно. Дополнительно проводились наблюдения на 1-м телескопе Симеизской обсерватории, оборудованном фокальным редуктором и ПЗС-камерой ST-6 [1], что обеспечивает поле зрения 4.5×6 угл. мин.

Ставилась задача получения кривых блеска, поэтому каждый астероид наблюдался в максимальном интервале видимости в течение ночи. Для слежения за астероидом применялась частичная компенсация его движения по часовому углу, путем изменения скорости ведения телескопа. Время экспозиции отдельного снимка выбиралось в диапазоне от 10 до 360 c в зависимости от блеска астероида и звезд сравнения, а также в зависимости от скорости перемещения изображения астероида по полю ПЗС.

Редукции и измерения блеска на ПЗС-снимках выполнялась по стандартной методике с помощью пакета AstPhot [2]. Измерения блеска делались методом апертурной фотометрии и включали измерения астероида и нескольких звезд сравнения вблизи него. Кривая блеска астероида вычислялась по отношению к так называемой средней звезде сравнения, блеск которой определялся как средневзвешенное по всем звездам на данном снимке, с учетом измерений блеска этих звезд на всех имеющихся снимках данного поля [3].

Наблюдения проводились в стандартной фотометрической системе Джонсона-Козинса. В основном использовался R-фильтр, в котором чувствительность ПЗС-камер максимальна. Стандартизация наблюдений осуществлялась путем привязки блеска звезд сравнения к фотометрическим стандартам. Для этого в ходе наблюдений в хорошие фотометрические ночи звезды-стандарты наблюдались на тех же воздушных массах, что и звезды сравнения.
^ Результаты наблюдений
В результате фотометрических наблюдений был получен большой массив кривых блеска более 100 АСЗ. Впервые определены или существенно уточнены периоды вращения, а также сделаны оценки вытянутости формы более 50 АСЗ. Значения периодов большинства АСЗ находятся в интервале от 2.2 ч до 10 ч с концентрацией около 3 ч (быстрое вращение) и около 6 ч (среднее вращение). Среди наблюдавшихся АСЗ были три объекта с предельно медленным вращением, с периодами вращения более 100 ч: 4179 Toutatis, 38071 1999 GU3, 1999 JM8. У этих астероидов обнаружена прецессия оси вращения. В оппозиции 2003 и 2004 гг. проведены наблюдения астероида 54509 2000 PH5 со сверхбыстрым вращением, период которого составляет всего 12.17 мин. Столь быстрое вращение свидетельствует о монолитности тела астероида. Предполагается, что изучение вращения этого астероида на значительном промежутке времени в несколько лет позволит оценить влияние эффекта Ярковского.

Несколько АСЗ наблюдались при больших аспектных изменениях, что позволило определить ориентацию осей вращения и построить модели формы для 6-ти из них. Так, астероид 1980 Tezcatlipoca наблюдался в течение 20 ночей в период с 12 июня по 21 декабря 1997 г. За период наблюдений астероид прошел по небу дугу в более чем 150º, угол фазы изменялся в диапазоне от 26º до 67º. Анализ полученных кривых блеска совместно с данными в оппозициях 1992 и 1995 гг. позволил построить модель астероида [4].

Наблюдения ряда АСЗ проведены в широком диапазоне углов фаз. В результате получены фазовые зависимости блеска для 15 и сделаны оценки диаметров более 50 АСЗ. Для астероидов 433 Eros, 4179 Toutatis, 6489 Golevka удалось измерить фазовые зависимости блеска вплоть до фазовых углов менее 1º. Полученная фазовая кривая астероида 433 Eros была использована американскими коллегами для интерпретации данных, полученных с борта КА NEAR-Shoemaker [5].

Наблюдения нескольких АСЗ показали необычные вариации блеска. Для шести из них найдено присутствие двух различных периодов в изменениях блеска, что было интерпретировано в рамках модели двойного астероида. В результате сделаны оценки параметров этих систем. Обнаруженные двойные АСЗ показывают схожие особенности: компаньоны различаются по размерам, период вращения первичного тела лежит в диапазоне от 2.2 до 4 ч, орбитальный период больше 12 ч, вращение вторичного тела, предположительно, синхронное с орбитальным движением.
Выводы
Впервые на территории стран бывшего СССР были начаты регулярные ПЗС-наблюдения АСЗ, организованные в рамках Европейской программы обнаружения и изучения АСЗ ^ EUNEASO (EUropean Near-Earth Asteroids Search Observatories), направленной на решение проблемы «Астероидная опасность». Использование ПЗС-камеры на 70-см телескопе позволило наблюдать многие АСЗ с хорошей фотометрической точностью и выполнять астрометрию астероидов до 20 зв. вел. Проведена обширная программа фотометрических наблюдений, в результате которой исследовались более 100 АСЗ.

Интенсивные исследования АСЗ в последнее десятилетие привели к значительному росту данных о вращении этих тел. Найдено большое число медленно вращающихся АСЗ. Обнаружены астероиды со сверхбыстрым вращением, представляющие собой монолитные тела с характерными диаметрами менее 200 м. Открытие двойных АСЗ позволило определить массы этих астероидов и оценить их плотности.
^ Список литературы
1. Барабанов С. И., Неяченко Д. И., Николенко И. В. Наблюдения метеороидов и элементов космического мусора с оптическими системами на основе ПЗС-камер. Околоземная астрономия (космический мусор). Масевич А. Г. (ред.). М.: «Космоинформ», 1998. С. 231–244.

2. Krugly Yu. N., Belskaya I. N., Shevchenko V. G., et al. CCD photometry of near-Earth asteroids in 1996-1999. Icarus. 2002. V. 158. P. 294–304.

3. Круглый Ю. Н. Проблемы ПЗС-фотометрии быстродвижущихся астероидов. Астрон. Вестник. 2004. T. 38. № 3. С. 277–285.

4. Kaasalainen M., Pravec P., Krugly Yu. N., et al. Photometry and models of eigth near-Earth asteroids. Icarus. 2004. V. 167. P. 178–196.

5. Domingue D. L., Robinson M., Carcich B., et al. Disk-integrated photometry of 433 Eros. Icarus. 2002. V. 155. P. 205–219.
^ Results of near-Earth asteroid photometry Yu. N. Krugly Institute of Astronomy of Karazin Kharkiv National University, Ukraine
The results of determination of rotational parameters, shapes and optical properties of near-Earth asteroids (NEAs) obtained in frame of 10-years photometric observational program are presented. The observations were carried out at Institute of Astronomy of Karazin Kharkiv National University and partly at Simeiz Observatory in Crimea. More than 100 NEAs were observed with CCD-detectors. The rotational periods more than 50 NEAs have been determined for the first time or noticeably improved. Several NEAs were observed in a wide range of phase angles and aspects. Six NEAs have been found to show a two-period lightcurves, which have been interpreted as binary systems.

^ Определение круговой орбиты:
сравнение методов Гаусса и Лапласа В. Б. Кузнецов ЗАО «Фирма «Северная», г. Санкт-Петербург, Россия Введение
Определение предварительных орбит небесных тел часто бывает затруднительным из-за недостатка наблюдений. При наличии двух наблюдений весьма возможно вычисление круговой орбиты, особенно для тел движущихся по траекториям с небольшими эксцентриситетами (большинство малых планет и тел пояса Койпера). Наиболее известен метод Гаусса, основанный на выражении угла между радиус-векторами объекта из геометрии круговой орбиты и через угловую скорость тела; разность этих двух выражений позволяет получить трансцендентное уравнение относительно радиус-вектора круговой орбиты [1]. Если наблюдения разделены небольшим интервалом времени, например, ПЗС-наблюдения, то круговая орбита может быть также вычислена с помощью модифицированного метода Лапласа, который впервые был предложен Вильевым [2].

Метод основан на решении системы из двух уравнений:

,, (1)

где , (2)

, (3)

k — постоянная Гаусса, e = { = cos α cos δ, μ = sin α cos δ,  = sin δ} — единичный вектор направления на объект, R = {–X, –Y, –Z} — вектор положения центра притяжения относительно наблюдателя, r — вектор положения объекта относительно центра притяжения, r = |r|,  — расстояние между наблюдателем и объектом. Точками обозначены производные по времени. Первое уравнение определяет перпендикулярность векторов положения и скорости, второе выражает зависимость величины скорости от радиус-вектора. Система может быть сведена к уравнению 10-й степени относительно . Исследования Вильева и Поповича [3] показали возможность получения до 4-х решений.
^ Сравнение методов
Сравнение проводилось для астероидов с различными эксцентриситетами и большими полуосями: № 433 (e=0.22, a=1.45), № 673 (e=0.010, a=2.81), № 1566 (e=0.82, a=1.07) и №50000 (e=0.035, a=43.45), на интервалах от 0.001 до 1 суток. Оба метода показали близкие результаты. В случаях, когда один из корней решения близок к реальной величине, число корней для обоих методов совпадает. Если решение неточное, то число корней в методе Лапласа уступает числу корней в методе Гаусса. Таким образом, наряду с значениями «O–C», сравнение числа корней двух методов, может служить критерием применимости круговой орбиты к данным наблюдениям.
^ Список литературы
1. Субботин М. Ф. Введение в теоретическую астрономию. М. Наука,. 1968. С. 800.

2. Вильев М. А. Исследования по вопросу о числе решений основной задачи теоретической астрономии в связи с общим её положением в настоящее время. Уч. зап. Ленинградского ун-та. 1938. № 27. С. 81–252.

3. Popovic B. Esploradoj pri utiligebleco de cirklaj orbitoj de planetoj. Bull. De L’obs. Astr. de Beograd. 1959. V. 22. № 1–2. P. 19–30.
^ Determination of circular orbit:
a comparison of Laplacian and Gaussian methods V. B. Kuznetsov
The Laplacian and Gaussian methods for determination of initial circular orbit are compared. Examples of numbered asteroids with different values of eccentricities and semimajors were analyzed: № 433 (e=0.22, a=1.45), № 673 (e=0.010, a=2.81), № 1566 (e=0.82, a=1.07) and № 50000 (e=0.035, a=43.45). The time interval was taking from 0.001 to 1 day. It was found that both methods give similar results. In cases when one of several roots is close to real value, both methods give the same number of roots. On the other hand, when both methods lead to uncertain value of semimajor axis, then the number solutions by Laplacian method is less than by Gaussian one. Thus, comparison of number of solutions giving by these two methods can be a criterion of their applicability to considered data set.


^ Кометная опасность: что мы знаем о популяции тел
кометного происхождения, сближающихся с Землей М. Ю. Кузьмичева, Б. А. Иванов Институт динамики геосфер РАН, г. Москва, Россия Введение
Относительная роль комет в бомбардировке планет земной группы до сих пор остается предметом дискуссии. Неопределенность вносят, в основном, две проблемы. Первая состоит в плохом знании физических размеров ядер комет наблюдающихся, как правило, в период активной комы. Вторая проблема заключается в неизвестной с хорошей точностью доле «спящих» комет в наблюдаемой астрономами популяции тел, пересекающих орбиты планет.
^ Классификация и происхождение комет
Кометы разделяют по периоду обращения на долгопериодические (ДП) кометы с периодом более 200 лет и короткопериодические (КП) кометы с периодом менее 200 лет. В свою очередь КП кометы подразделяются на кометы семейства Юпитера с периодом менее 20 лет и на кометы типа кометы Галлея с промежуточным по величине периодом от 20 до 200 лет. Граница между ДП и КП кометами соответствует большой полуоси орбиты a = (200)2/3 а.е. = 34.2 а.е., что удобно, так как:

1) устанавливается различие между кометами, чьи афелии лежат внутри или рядом с планетной системой, и кометами, которые уходят дальше от Солнца;

2) орбитальный период в 200 лет примерно соответствует временному интервалу, в течение которого проводились наблюдения с помощью телескопов;

3) у комет с периодами обращения более 200 лет возмущения, вызываемые планетами, не скоррелированы с последовательными прохождениями перигелия (Wiegert, Tremaine, 1999).

В моделировании орбитальной эволюции комет используется классификация комет по инварианту Тиссерана по отношению к Юпитеру  (Levison, Duncan, 1997). Кометы, имеющие TJ >2 называют эклиптическими кометами, тела с TJ < 2 — почти изотропными кометами. У комет семейства Юпитера инвариант Тиссерана лежит в интервале: 2
Кометы, содержащие большое количество летучих элементов (50%-90% по массе), родились в зоне питания планет-гигантов и затем были рассеянны за счет гравитационных возмущений на границы Солнечной системы (облако Оорта) или в транснептуновую зону (эклиптический пояс Койпера–Эджворта). С 1992 по 2002 год астрономами было открыто около шестисот объектов с диаметрами свыше 100 км на транснептуновых орбитах. Хаббловским телескопом найдены и меньшие (~10 км) объекты (Cochran и др.,1995). Тела из пояса Койпера принято подразделять на классические, «рассеянные» и подобные Плутону (Plutino’s). «Рассеянными» называются транснептуновские объекты на вытянутых наклоненных орбитах с a > 50 а.е. и q 35 а.е. Случайные возмущения орбит, вызываемые влиянием Нептуна, могут отклонять эти тела в область, где их орбиты будут пересекаться с орбитами планет, т.е. именно популяция «рассеянных» тел является потенциальным источником КП комет.

Облако Оорта представляет собой наиболее удаленную популяцию тел. В целом оно представляет собой сообщество примерно 1012–1013 комет с большими полуосями между 103.5–104.5 а.е. Большинство изотропных комет приходит из облака Оорта.
^ Размеры комет
Определение размеров кометных ядер позволяет соотнести популяцию наблюдаемых комет с распределениями кратеров. Во внешней Солнечной системе именно кометы являются основной популяцией тел, бомбардирующей планеты и их спутники. По данным команды Галилео получены следующие кумулятивные распределения комет по размерам (Zahnle и др., 2003) для спутников Юпитера:

а) для ~100 кратеров на Европе с D > 1 км b = 0.9 для d < 1 км и, по-видимому, распределение становится круче при d > 1 км;

б) на Ганнимеде и Каллисто b = 1.7 для комет размером 2 < d < 5 км и b = 2.5 для тел с диаметрами 5 < d <20 км. Очевидно, что популяция кратерообразующих тел сильно обеднена малыми телами. Для спутника Нептуна Тритона распределение ударяющих тел по размерам много круче, хорошо соответствуя распределению с b = 2.5, формирующегося в результате каскада разрушительных соударений. Можно предположить, что многие малые тела исчезают по мере того, как мигрируют от Нептуна к Юпитеру, что подтверждается расчетами (Kuzmitcheva, Ivanov, 2002) времени жизни малых кометных тел на орбитах, характерных для комет семейства Юпитера.
^ Относительная роль комет и астероидов в образовании кратеров на Земле
Современные методы моделирования орбитальной эволюции в сочетании с прогрессом в астрономических наблюдениях малых тел позволило построить новую систему взглядов на эволюцию и интенсивность потока астероидов и комет (Levison и Duncan,1997), образующих ударные кратеры на планетах земной группы (Bottke и др.,, 2002).

Считая, что на каждую из ~190 периодических наблюдаемых комет приходится 4010 ненаблюдаемых комет, (Nakamura, Kurahashi, 1998) получили оценки частоты ударов комет семейства Юпитера по планетам земной группы и Юпитеру (табл. 1).

Таблица 1

Оценки частоты ударов периодических комет

Планета

Ср. вероятность столкновения одной кометыa), лет-1

Полная вероятность удара для популяции

N(D>1 км)~7000 a)

Средний интервал времени между ударами

Венера

4.010-11

~2810-6

~4 млн лет

Земля

5.010-11

~3510-6

~3 млн. лет б)

Марс

5.710-12

~410-6

~25 млн. лет

Юпитер

(3.6-4.5)10-7

~710-4

~400 лет

a)Оценки с учетом динамики орбиты периодической кометы (Nakamura, Kurahashi, 1998).

б) Для сравнения укажем, что средний интервал между столкновениями с Землей астероидов с Н<18 составляет 0.5–1 млн. лет, то есть в 3–6 раз чаще чем для комет сопоставимого размера.


Хотя все эти оценки верны с точностью множителя/делителя порядка 3, можно видеть насколько более редким событием является удар периодической кометы по Земле или Марсу по сравнению с ударом по Юпитеру, свидетелем которого человечество стало в 1994 г.
Заключение
Для Земли кометы не являются основной популяцией ударников. Однако поток комет во внутреннюю Солнечную систему моделируется с большими погрешностями вследствие удаленности кометных резервуаров. Ядра «старых комет» имеют низкие альбедо, их сложнее обнаружить, чем астероиды такого же размера. Если прогресс в наблюдении астероидов, населяющих внутреннюю часть Солнечной системы, рано или поздно позволит составить полный каталог потенциально опасных объектов, то появление «новых» комет все-таки останется непредсказуемым.

Работа поддержана грантом РФФИ (проект 04-05-64338).
^ Список литературы
1. Bottke J., William F., Morbidelli A., Jedicke R., et al. Debiased orbital and absolute magnitude distribution of the near-Earth objects. Icarus. 2002. V. 156(2). P. 399–433.

2. Cochran A. L., Levison H. F., Stern S. A., et al. The discovery of Halley-sized Kuiper belt objects using the Hubble space telescope. Astrophysical Journal. 1995. V. 455. P. 342–346.

3. Kuzmitcheva M. Y., Ivanov B. A. Probable populations of projectiles for Galilean moons. ESA SP-500: Asteroids, Comets, and Meteors: ACM 2002. 2002. P. 851–853.

4. Levison H. F., Duncan M. J. From the Kuiper belt to Jupiter-family comets: The spatial distribution of ecliptic comets. Icarus. 1997. V. 127. P. 13–32.

5. Nakamura T., Kurahashi H. Collisional probability of periodic comets with the terrestrial planets — an invalid case of analytic formulation. Astronomical Journal. 1998. V. 115. P. 848–854.

6. Wiegert P., Tremaine S. The evolution of long-period comets. Icarus. 1999. V. 137. P. 84–121.

7. Zahnle K., Schenk P., Levison H., et al. Cratering rates in the outer Solar system. Icarus. 2003. V. 163(2). P. 263–289.
^ Cometary hazard: what we know about NEOs of cometary origin M. Yu. Kuzmicheva, B. A. Ivanov Institute for Dynamics of Geospheres of RAS, Moscow, Russia
In this paper we review some modern aspects concerning problem of cometary impacts onto the Earth. We discuss the origin, size-frequency distribution and a relative role of comets in cratering rates.


^ Метеороидные комплексы как фактор космической
опасности естественного происхождения Н. В. Куликова Обнинский государственный технический университет атомной энергетики, г. Обнинск, Россия
Помимо большого количества техногенного мусора, который определяет опасность вблизи Земли, Солнечная система оказывается населена огромным количеством мусора естественного происхождения, одна из составляющих которого является результатом столкновений кометных ядер и крупных астероидов друг с другом. Детерминированная модель прогноза метеороидной составляющей космического мусора естественного происхождения позволяет не только качественно, но и в определенном смысле количественно оценить меру возможной опасности при прохождении искусственным телом определенной области космического пространства. Основной метод достижения поставленной цели — серии вычислительных экспериментов на основе универсальной компьютерной модели образования и эволюции метеороидного комплекса при конкретном родительском объекте. К проблемам, имеющим геокосмический характер, относятся проблемы вторжения в околоземное пространство небесных объектов естественного происхождения, включая все последствия катастрофического действия, возникающие в результате прохождения этих объектов через атмосферу Земли и выпадения самих объектов или фрагментов их распада на поверхность Земли. С другой стороны, в связи с расширением сферы исследований космического пространства и постоянным увеличением трасс космических полетов, резко возрастает интерес к населенности Солнечной системы и к динамике небесных тел в условиях неопределенности. Планируемые челночные полеты человека на такие небесные объекты, как планеты, спутники планет и астероиды, предполагают наличие максимально точных сведений о засоренности космического пространства малыми телами естественного и искусственного происхождения, а также об эволюции траекторий движения этих тел. Эти сведения необходимы для прокладывания космических трасс в наиболее безопасных зонах космического пространства и определения наилучших интервалов для старта и полета космических кораблей. Поскольку малые тела Солнечной системы в процессе эволюции проявляют сложное поведение, которое трудно описать и объяснить в рамках классической небесно-механической теории движения, то следовало разработать приемы формализации вероятностного процесса эжекции вещества из родительского тела в любой точке космического пространства и исследовать модели существования возникающих при этом новых классов малых тел. Кроме того, случайность — это существенная составляющая часть большинства происходящих в природе явлений и стохастический подход к решению поставленных задач вполне правомерен.

Актуальность поставленных задач обусловлена:

  1. необходимостью обеспечения безопасности запланированных на будущее продолжительных космических миссий;

  2. необходимостью изучения экстремальных явлений в атмосфере Земли, вызванных проникновением в нее плотных новообразований естественного и искусственного происхождения;

  3. космогоническим интересом к вопросу происхождения новых естественных образований.

Процессы выброса вещества являются стохастическими процессами, когда априори неизвестны начальные условия выброса. Следствием такого выброса может стать образование метеороидного роя или ассоциации. Одним из критериев установления генетической связи метеороидного образования с предполагаемым родительским телом является сходство орбит. Теоретические исследования в сочетании с компьютерным моделированием и привлечением значительного объема наблюдательных данных позволяют получать не только качественные, но и количественные характеристики при рассмотрении конкретных небесных объектов. В последние годы опубликовано довольно много сведений о целом ряде малых небесных тел, наблюдавшихся в течение длительных промежутков времени, что позволяет проводить вероятностное моделирование на основе более или менее достоверных с точки зрения человеческого знания начальных данных.

Проведен цикл вычислительных экспериментов по ряду наиболее известных в своих многократных появлениях комет. Анализ полученных результатов по исследуемым объектам позволяет сделать следующее заключение:

  1. метеороидные рои, образующиеся в результате выбросовых процессов из ядер комет имеют сложную внутреннюю структуру «слоеного пирога»;

  2. наиболее компактным такой рой является в довольно обширной области пространства, образующей дугу – 110° – + 110° с центром в перигелии. Далее орбиты фрагментов роя диссипируют как в плоскости роя так и по нормали к ней, занимая все больший объем пространства с максимумом в области афелия;

  3. вариации формы орбит фрагментов роя от орбиты родительского тела наиболее существенны в области перигелия, в то время как параметры ориентации орбит в пространстве подвержены изменениям в большей степени в районе афелия;

  4. вероятностные методы моделирования процессов эволюции небесно-механических систем в условиях неопределенности исходных параметров позволяют получить большой объем информации, недостижимый никакими другими способами. Сравнение результатов моделирования с данными наблюдений позволяет уточнить наши знания о космическом пространстве и расширить представление о его структурной организации.

Как правило, исследование структуры метеороидных роев основано на изучении наблюдательных данных метеорных потоков. Эти данные обычно получаются различными методами: радиолокационным, телевизионным, фотографическим, визуальным. Так как каждый метод имеет свою степень информативности и свои ошибки наблюдений и обработки, то ни один из них не может быть признан универсальным. Метеорный поток может быть определен в терминах геоцентрических или гелиоцентрических параметров, но при любом определении важна мера близости метеороидных орбит. Для вычисления значений меры общности траекторий фрагментарных тел, определяемой по трем различным алгоритмам, был разработан комплекс программ. Проведенные расчеты позволили определить пределы значений критериев общности, их временную и пространственную эволюцию. Отдельным элементом комплекса является программа представления полученных результатов в графическом изображении. Интерфейс рассчитан на не продвинутого пользователя.

Работа поддержана грантом РФФИ № 04-02-97244
^ Meteoroid complexes as a factor of natural space danger N. V. Kulikova Obninsk state technical university of nucler power engineering, Obninsk, Moscow region, Russia
The paper considers possible meteoroid complex formation during the life cycle of a particular parent body from stochastic simulation of cometary nuclear disintegration at any trajectory point. The results obtained allow to make certain conclusions on space distribution of such complexes and their inner structure. The values of a fragment generalization measure between fragments themselves and a parent body are determined; the values are calculated from three criteria (Southworth R. B. – Hawkins G. S., Drummond J. D., Jopek T. J.) and their limiting values are found.

^ Rocket and detonation conception of antiasteroid impact M. M. Lavrentyev1, Yu. A. Vedernikov1, B. I. Gutov1, V. F. Anisichkin2 1Institute of Computational Mathematics and Mathematical Geophysics, SB RAS;
2Lavrentyev Institute of Hydrodynamics, SB RAS, Novosibirsk, Russia
Based on the explosionplane of academician A. D. Sakharov [1] a three-stage construction design of antimeteorite rocket system is proposed. Instead of a nuclear explosive device one of the variety of spatial detonating systems is used for the first stage. In the second stage of the rocket a multisectional detonation engine with convergent air inlets is used that work in direct-flow pulsating mode. The head part of the third stage contains an intellectual piercer with a spatial explosion or detonating system at the stern for intensive dispersion of the destroyed meteorite’s fragments [2].

The mathematical model to compute the effectiveness of the antimeteorite system beginning from the start has been developed. As applied to the second stage of the rocket train the airplane design of a supersonic pulsating detonation engine has been theoretically transformed [3]. Sectional convergent air inlets with compression flow have been studied in computation and experiment. For the third stage of the rocket an analytical evaluation of optimal trajectories of approach to a dangerous meteorite has been performed. Using the individual particle method [4] the penetration of a meteorite by a remotely controlled piercer and the explosive action of the stern detonator have been investigated numerically. Within the same approach the peculiarities of ablation of meteorite fragments in group flight through the atmosphere have been studied. 

The summary comparison of the efficiencies of the purely rocket detonation design with the rocket system, in which a thermonuclear explosion is used at the start, has been conducted.
References
1. Novikov S. A. Useful Explosions. Sarov, VNIIEF, 2000. P. 294.

2. Alekseev A. S., Vedernikov Yu. A., Velichko I. I., Volkov V. A. The rocket interception of cumulative impact defense of the Earth against dangerous space objects. Impact Engineering, 1997, Nos 1–5. P. 1–12.

3. Aleksandrov V. G., Kraiko A. N. et al. New experimental and theoretical results on the organization of the process and the implementation of the idea of supersonic pulsating detonation direct-flow engine. Abstracts of the Papers of the International Conference “Fundamental Problems of High Velocity Flows”, Zhukovskiy, CAGI, 2004. P. 141–143.

4. Walters W. P., Zukas I. A. Fundamentals of shaped charges, Baltimore, CMC Press, 1989. P. 400.
^ Параметрический анализ эффективности воздействия
ядерных взрывов на астероид для перевода его
с гелиоцентрической траектории на геоцентрическую Г. Л. Лиознов1, А. А. Расновский2 1ОАО «НПО Энергомаш им. акад. В. П. Глушко», г. Химки Моск. обл., Россия
2Исследовательский Центр им. М. В. Келдыша, г. Москва, Россия Введение
В [1] предложена концепция создания экологически безопасной орбитальной системы энергоснабжения Земли, в основе которой лежит использование железо-никелевых астероидов, доставляемых на высокие геоцентрические орбиты с помощью воздействия на них серии ядерных взрывов, в качестве сырья для изготовления в космосе основных металлоконструкций.

В связи с этим представляет интерес исследование энергетического баланса взаимодействия приповерхностного ядерного взрыва и астероидного тела.
^ Методика анализа
Рассмотривается идеализированная схема (см. рис. 1) точечных ядерных взрывов, осуществляемых в космическом пространстве вблизи поверхности астероида на расстоянии L.

Форма астероида полагается шаровидной с радиусом Ra..

Скорость траекторного движения астероида Va.

Испаренная и нагретая до высокой температуры часть массы астероида расширяется в космическом вакууме и, приобретая большую скорость, образует реактивный поток, изменяющий импульс и кинетическую энергию астероида.

Таким образом, рассматриваемую систему можно назвать «астероид-ракета»; конечная масса астероида  — это полезный груз «астероида-ракеты». К этой системе применима формула Циолковского:

,

где  — изменение орбитальной скорости астероида (характеристическая скорость ) под воздействием серии ядерных взрывов,  — начальная масса астероида,  — среднее (по реактивной массе и времени импульсов взрывного воздействия на астероид) значение компонента вектора скорости реактивного потока, направленного по траектории движения астероида.

Коэффициент эффективности воздействия серии ядерных взрывов на астероид определим соотношением:

= ,

где  — изменение кинетической энергии полезного груза «астероида-ракеты»;  — суммарная энергия серии ядерных взрывов.

Найдено, что коэффициент эффективности воздействия серии ядерных взрывов на астероид может быть определен соотношением:

= , (1)

где  — коэффициент снижения кинетической энергии испаренной массы астероида из-за углового рассеяния реактивного потока относительно вектора Va.;  — реактивный кпд = ( — средняя кинетическая энергия реактивного потока, определяемая величиной скорости реактивного потока );  — коэффициент ослабления тепловой энергии, воспринятой астероидом, зависящий от расстояния точки ядерного взрыва от поверхности астероида (геометрический фактор);  — коэффициент ослабления тепловой энергии, воспринятой испаренной массой астероида, связанный с потерями на фазовые переходы материала астероида и на излучение.

Величина определялась соотношением , где  —теплосодержание испаренной массы астероида.

При оценке потерь на излучение приняты допущения, что испаренный материал астероида близок к идеальному газу [2], а тепловое излучение испаренного материала соответствует излучению черного тела.

Определены функциональные зависимости всех сомножителей соотношения (1) от определяющих параметров: ; ; (или ); (количество взрывов для осуществления операции перевода астероида с гелиоцентрической траектории на геоцентрическую); (продолжительность единичного эффективного взрывного воздействия на астероид); (степень ионизации испаренного материала астероида).

Исследование этих зависимостей позволило определить область достижимых (в том числе экстремальных) значений коэффициента эффективности энергии взрывов и необходимые для этого физические характеристики процесса взаимодействия ядерного взрыва и астероидного тела, которые должны быть обеспечены технологией процесса.
^ Результаты оценок
Численные оценки выполнены для следующих исходных данных:

= 10 млн т, материал астероида — железо; = 10 км/с = 104 м/с; = 2 и 26; 0.85 и 0.95; = 103 и 104 (меньшее значение выбрано из условия, чтобы каждое взрывное воздействие на астероид изменяло его скорость не более чем на 0.1 % от  — из соображений точности и безопасности; верхнее значение — из соображений возможной необходимости уменьшения зарядов для снижения риска ударного разрушения астероида); = 10-7 с.

максимально достижимый уровень составляет 0.22…0.24 при взрывах с углом охвата (см. рис. 1) =180о (т.е. непосредственно на поверхности астероида либо на некотором расстоянии при соответствующей вогнутой форме поверхности испарения). Величина быстро снижается с расстоянием (уменьшением угла охвата ); по-видимому, =90о является минимально допустимым значением.

Во всех вариантах максимум величины соответствует значениям параметра = 1,1…1,2, т.е. абсолютное значение оптимальной траекторной компонеты скорости реактивного потока испаренной массы астероида (при = 10 км/с) составляет = 8.3…9.1 км/с (соответственно значения = 3…3.5). Максимально допустимое значение составляет 40…50 км/с, при этом падает до уровня 0,04, а необходимое значение возрастает до 3 Гт, что не превышает накопленных до начала ядерного разоружения запасов ядерного оружия. Указанный для рассмотренного случая диапазон значений = 8…50 км/с является исходным при разработке конструкции зарядов и технологии взрывных операций.
^ Список литературы
1. Лиознов Г. Л., Расновский А. А., Симоненко В. А. О возможности эффективного использования ядерной взрывной энергетики: перспективное направление космонавтики. Международная конференция «Ядерная энергетика в космосе – 2005». Москва-Подольск, 1–3 марта 2005 г.

2. Кикоин И. K., Кикоин A. K. Молекулярная физика. Москва, ГИФМЛ, 1963 г.
^ Parametric analyses of the efficiency of nuclear explosion force
exerted on the asteroid for the transfer it from heliocentric
to geocentric orbit G. L. Lioznov1, A. A. Rasnovsky2 1JSC NPO Energomash named after acad. V. P. Glushko, Khimki, Moscow region, Russia,
2RC named after M. V. Keldysh, Moscow, Russia
The general energy balance investigation of the near asteroid surface nuclear explosion has been fulfilled in connection with the offer to create the ecology safe orbital power supply system of the Earth. Such system can use iron-nickel asteroids (as source of raw materials) delivered on high geocentric orbits by nuclear explosion set. The efficiency of nuclear explosion force exerted on asteroid has been determined and investigated as a function of principal parameters.
^ Система контроля космического пространства с помощью телескопов-роботов «МАСТЕР» В. М. Липунов Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Московское объединение «Оптика», Россия ^ Система МАСТЕР
Ученые Московского государственного университета им. М. В. Ломоно­сова и Московское производственное объединение «ОПТИКА» разработали первый и единственный пока в России телескоп-робот с уникальными характеристиками, превосходящими все имеющиеся российские и западные аналоги. Предлагается установить систему таких телескопов-роботов в нескольких (5–7) пунктах России.

Речь идет о полностью автоматизированной системе телескопов-роботов, подключенных к Интернету и способных регистрировать оптические транзиенты — астероиды (в том числе, приближающиеся к Земле), вспышки гамма-всплесков, сверхновые звезды, кометы и т.д.

Кроме всего прочего, такие системы способны проводить мониторинг космического пространства (спутники и космический мусор). При этом один телескоп МАСТЕР (Мобильная Астрономическая Система Телескопов Роботов, http://observ.pereplet.ru) превосходит по своим возможностям все имеющиеся отечественные системы, работающие в оптическом диапазоне.

Разработанная система МАСТЕР-I уже ведет около года активные наблюдения под Москвой. Научные результаты были доложены на международных симпозиумах в Германии и Испании (2004), на Всероссийской астрономической конференции (ВАК 2004) и опубликованы в 30 циркулярах GCN и статьях [1–2].

За год осмотрено все доступное небо до 19 звездной величины. Определены координаты около 10 000 астероидов. Отслеживаются неизвестные астероиды.

Каждая установка представляет собой несколько светосильных телескопов, установленных на одной монтировке. Поле зрения каждой трубы — 6 квадратных градусов. Приемником изображения служит одна из самых больших монолитных ПЗС-камер (16 Mпикс).

Система МАСТЕР имеет производительность обзора неба до 1 500 квадратных градусов/час до 20 звездной величины.

Обработка ведется в реальном времени c получением параметров со следующими характеристиками: астрометрия — до десятых долей угловой секунды, фотометрия — до 19–20 звездной величины. В реальном времени производится распознавание объектов и сортировка по классам: астероиды (известные и неизвестные), быстрые астероиды, сверхновые звезды, кометы, оптические транзиенты.

Система МАСТЕР позволяет решать фундаментальные задачи (открытие сверхновых звезд, исследование самых мощных во Вселенной взрывов — космических гамма-всплесков) и прикладные задачи — мониторинг ближнего и дальнего космоса — обнаружение неизвестных астероидов, в том числе потенциально опасных.
^ Список литературы
1. Lipunov V., Krylov A., Kornilov V., Borisov G., Kuvshinov D., Belinski A., Kuznetsov M., Potanin S., Antipov G., Tyurina N. V., Gorbovskoy E. S., Chilingarian I. MASTER: The Mobile Astronomical System of Telescope-Robots. Astronomische Nachrichten. 2004. Т. 325. С. 580–582.

2. Липунов В. М., Корнилов В. Г., Крылов А. В., Борисов Г. В., Кувшинов Д. А., Белинский А. А., Горбовской Е. С., Антипов Г. А., Тюрина Н. В., Витрищак В. М., Потанин С. А., Кузнецов М. В. Мобильная астрономическая система МАСТЕР. Оптические наблюдения гамма-всплесков. Астрофизика. 2005. Т. 3.
^ “Master” — space control system with the help
of telescopes-robots V. M. Lipunov Moscow State University, P. K. Sternberg Astronomical Institute, Moscow association “Optika”, Moscow, Russia
A new, designed in Russia, telescope-robot “Master” with unique characteristics is described. It is completely automatically operated system which is connected with www. The system is able to register objects up to 20m in the sky area of 1500 square degree per hour. The results of one year exploiting of the first copy of the system are presented.

^ О моделировании движения космического тела в атмосфере Б. Я. Локшин, Ю. М. Окунев, В. А. Садовничий, В. А. Самсонов Институт механики МГУ (НИИМ МГУ), г. Москва, Россия Введение
В последнее время в связи с потребностями построения оценок траекторий движения метеоритов (болидов) и их осколков возрос интерес к задаче о движении так называемых плохо обтекаемых тел в атмосфере [1]. Математическое моделирование полета болидов в полном объеме требует учета многих факторов (процессы тепломассообмена, унос массы, изменение формы тела, формирование нестационарного аэродинамического воздействия и т.д.). Естественно, возникает вопрос: а что может предсказать классическая механика в рамках «простых» постановок задачи?
^ Постановка задачи
В докладе обсуждается задача о движении с большой скоростью твердого недеформируемого тела в однородной неподвижной среде под действием сил со стороны среды в отсутствии сил другой природы (задача о торможении) [2]. При описании аэродинамического воздействия на тело учитываются лишь основные качественные особенности его формирования. Оказалось, что для тела с формой «общего положения» режим поступательного прямолинейного торможения невозможен.

В дальнейшем будем считать, что тело имеет специальную форму, которая позволяет ему совершать плоско-параллельное движение. Пусть это тело обладает режимом поступательного прямолинейного торможения. Показано, что при относительно малом коэффициенте боковой силы этот режим неустойчив.
^ Глобальный анализ
Анализ свойств движения «в большом» даже для таких тел — далеко не простая задача, так как требует подробного описания заведомо нелинейного аэродинамического воздействия. Поэтому ограничимся телом простой формы — шаром, центр масс которого не совпадает с геометрическим центром О. Для описания воздействия среды на шар примем квазистатическую модель: линия действия аэродинамической силы проходит через центр О шара, величина этой силы пропорциональна квадрату скорости точки О.

При этих предположениях существуют два режима поступательного прямолинейного движения шара, причем в каждом из них величина скорости монотонно убывает. Как и следовало ожидать, оба режима неустойчивы по отношению к возмущениям угла атаки и приведенной угловой скорости тела.

При дополнительном предположении о возможности плоско-параллельного движения шара проведен полный качественный анализ траекторий соответствующей нелинейной динамической системы. На фазовой плоскости указаны области, в которых требуется существенно усложнить модель воздействия среды, например, за счет введения силовых факторов типа силы Магнуса.

В случае, когда уменьшение скорости движения шара приводит к необходимости учета силы тяжести, описывается соответствующая перестройка семейства траекторий (фазового портрета) динамической системы.

Работа выполнялась при поддержке РФФИ (гранты № 03-01-00190) и Программы «Университеты России».
^ Список литературы
1. Азовский А. Н., Шувалов В. В. Влияние геометрической формы на движение фрагмента разрушенного метеороида. Астрономический вестник, 2002. Т. 36. № 4. С. 359–365.

2. Локшин Б. Я., Окунев Ю. М., Самсонов В. А. Влияние несимметрии тела на траекторию его движения в среде. В сб. научно-метод. статей «Теоретическая механика». Изд-во Московского университета, 2004. № 25. С. 133–139.
^ Modelling of motion of space body in atmosphere B. Ya. Lokshin, Yu. M. Okunev, V. A. Sadovnichij, V. A. Samsonov Institute of Mechanics of Lomonosov Moscow state University, Russia
The problem of dynamics of а rigid body in resisting medium is considered. It is shown that forward rectilinear braking for the body of any form is impossible. For bodies of special forms with low aerodynamic quality this motion can exist, but it is not stable. The detailed analysis of a phase portrait of dynamic system describing movement of a non-uniform sphere is carried out.


^ A new unified catalogue and a new map of the 1908 tree fall in the site of the Tunguska Cosmic Body explosion Giuseppe Longo1, Mario Di Martino2, Gennady Andreev3,
John Anfinogenov4, Larissa Budaeva3, Evgeny Kovrigin3 1 Dipartimento di Fisica, Universita’ di Bologna, Bologna, Italy
2 INAF — Osservatorio Astronomico di Torino, Pino Torinese, Italy
3 Tomsk State University, Tomsk, Russia
4 Tungussky State Natural Reserve, Vanavara, Evenkija, Russia Introduction
The 1908 tree fall is the principal source of information on the Tunguska Cosmic Body (TCB) explosion. The data on forest devastation give information on the energy emitted and on the height of the explosion. The directions of flattened trees make it possible to calculate the coordinates of the wave propagation centre(s) and to obtain information on the so-called epicentre(s) of the explosion. From the azimuth distribution of flattened trees, the final trajectory of the TCB, defined by its azimuth (α), the trajectory inclination (h) over the horizon and the height (H) of the explosion, can be obtained.
^ Fast map and catalogues
T
Fig. 1. Fallen tree distribution (1961) [3–4].
hough Kulik discovered the radial orientation of fallen trees since 1927, systematic measurements of fallen tree azimuths were begun only during the two great post-war expeditions organized by the Academy of Sciences in 1958 and 1961, and during the Tomsk 1959–1960 expeditions. Under the direction of Fast, with the help of Boyarkina, this work was continued for two decades during ten different expeditions from 1961 up to 1979. A total of 122 people, mainly from Tomsk University, participated in these on site measurements. The data collected have been published in a catalogue in two parts [1–2]: the first



Fig. 2. The lake Cheko in Kulik’s APS (left) and in Tunguska99 APS (right).

one contains the data obtained by six expeditions (1958–1965), which include the fallen tree azimuth averaged on trial areas equal to 2500 or 5000 m2, chosen throughout the whole devastated forest. In the second part, the data collected by the six subsequent expeditions (1968–1976) were given. Unfortunately, a map containing all the data [1–2] has never been published. In the last 40 years, the map of fallen tree azimuths used for comparison with theoretical models [e.g. 5–6] was the one constructed by A. Boyarkina, V. Fast and co-workers [3–4]. This map, reproduced in Fig. 1 contains only the data on the azimuths measured in 1958–1961.

Analysing the data on flattened tree directions from the first part of his catalogue [1], Fast obtained the epicentre coordinates 60°53'09" ± 06" N, 101°53'40" ± 13" E (single explosion). Subsequently [2], Fast found a trajectory azimuth α = 99° and Bronshten analyses gave a height of the explosion H = 7.5 ± 2.5 km and a trajectory inclination h = 15°.
^ The new map and catalogue
We have used three datasets to construct the new map of fallen tree directions: 1) revised Fast data [1–2], 2) data from Kulik 1938 aerophotosurvey, 3) the data collected in 1967 by Anfinogenov group. To analyse the 1938 aerophotosurvey (APS) and to link its photos to the ground, the Tunguska99 expedition carried out a new APS. The 1999 APS [7–8] covered a ~300 km2 surface between the latitudes 60° 50' 00" N and 60° 58' 30" N and between the longitudes 101°45' 00" E and 102° 05' 00" E, corresponding to an area a little larger than that of the 1938 APS (dashed line in Fig. 1). Finally, we carried complementary on-site measurements in July 1999 and 2002 to obtain the coordinates of different reference points in the same area. These data allowed us to recognise ground elements on the aerial pictures and to connect them to the regional topographic net. Photos of the lake Cheko shot in 1938 and in 1999 are shown in Fig. 2. Minor changes can be seen on the shores near the ingoing/outgoing Kimchu river.

The correspondence between the “kilometre coordinate system” used by Fast and the standard geographical coordinates has never been published. In the new unified catalogue, for each Fast azimuth we give its kilometre and geographical coordinates. The last ones have been obtained by using reference points recognised on the ground. Though part of Fast trial areas data was not used due to the rather poor statistics, the new catalogue includes 1165 azimuths extracted from Fast data [1–2] and published here after the introduction of the necessary corrections. To these



Fig. 3. The unified map of fallen tree azimuths.

data, 80 Anfinogenov azimuths and other 350 obtained from the digitalized photos of the 1938 APS have been added. Thus, the data we used are several times larger than those in Fig. 1 or those considered by Fast to obtain the mentioned TCB trajectory parameters. We have introduced a reliability degree for each trial area averaged azimuth. In Fig. 3, the white, gray and black areas correspond to a high, medium and low reliability, respectively. In the figure, the external frame represents the kilometer coordinates, while the inner — the geographical ones.

From the data on fallen tree directions in our new unified catalogue, we obtain a single body trajectory azimuth α = 110° ± 5°. The same data are compatible with the hypothesis that the cosmic body was composed by at least two bodies, falling independently but very close one to the other, with a trajectory azimuth ~135° and an inclination of the total combined shock wave axis between 30° and 50°. The first body, with a greater mass, emitted the maximal energy at a height of about 6–8 km. The second, of minor mass, flew a little higher, on the right side and behind the first body, following the azimuth ~135° in the direction of the lake Cheko.
^ List of references
1. Fast V. G., Boyarkina A. P., Baklanov M. V. Problema Tungusskogo meteorita, part 2. Tomsk: Izdatelstvo Tomskogo Universiteta, 1967. P. 62–104. (in Russian)

2. Fast V. G., Fast N. P., Golenberg N. A. Meteoritnyje i meteornyje issledovanija, Novosibirsk: Nauka, 1983. P. 24–74. (in Russian)

3. Florenskij K. P. Predvaritelnyje rezultaty Tungusskoj meteoritnoj kompleksnoj ekspeditsii 1961 g. Meteoritika 23. 1963. P. 3–29. (in Russian)

4. Boyarkina A. P., Diomin D. V., Zotkin I. T., Fast V. G. Izucheniye udarnoj volny Tungusskogo meteorita po vyzvannym yeyu razrusheniyam lesa. Meteoritika. V. XXIV. 1964. P. 112–140. (in Russian)

5. Korobeinikov V. P., Chushkin P. I., Shurshalov L. V. Tungusskij fenomen: gazodinamicheskoje modelirovanije. In: Sledy Kosmicheskih Vozdejstvij na Zemlju. Novosibirsk: Nauka, 1990. P. 59–79. (in Russian)

6. Boslough M. B. E. and Crawford D. A. (1997), Shoemaker-Levy 9 and plume-forming collisions on Earth, in Near-Earth Objects. Vol 822 of the Annals of the New York Academy of Sciences, 1997. P. 236–282.

7. Longo G., Di Martino M., Recalculation of the Tunguska Cosmic Body parameters on the basis of the 1938 and 1999 Aerophotosurveys. In Asteroids, Comets, Meteors 2002, (Warmbein B., ed.), ESA-SP 500. 2002. P. 843–846.

8. Longo G., Di Martino M. Remote sensing investigation of the Tunguska explosion area. In: Remote Sensing 2002, (Manfred O., D’Urso G., eds.), Washington: SPIE Press (United States) 4879. 2003. P. 326–333.


^ CCD observations of the Solar system objects Alvaro Lopez Garcia Astronomical Observatory of Valencia University, Astronomy and Astrophysics Dept. Valencia University, Spain Observation techniques
More than 950 photographic observations of bright asteroids were obtained between 1985 and 1998 with six inches Grubb refractor at Valencia University Observatory (OAUV) [1]. A new astronomical station ('Centro Astronomico del Alto Turia', CAAT) is operative since 1998 at a 1300 meters high plateau 110 km far from Valencia capital city. Telescopes at CAAT are 30–20 cm double refractor (1998) and TROBAR telescope (2003). CCD images were obtained with these telescopes in 2001, 2002, and 2004.

Other observations were obtained with a 30 cm Schmidt-Cassegrain telescope, placed at Valencia University Campus near Valencia. Optical distortions (holes, irregular illumination in the radial sense, etc.) need special algorithms for automatic centring of stellar images. We have developed algorithms for several kinds of observations, including ephemeris and orbit calculation, stellar maps presentation during observation sessions, measuring and reduction of CCD fields and residual calculation for asteroid and satellite observations. Algorithms for analysis of peculiar images, as obtained in differential motion, spikes shown by bright images of telescopes and existence of reticula in old plates (Carte du Ciel) have been also developed. Fields comparison and fields ‘mosaic’ getting and comparison are also done regularly.
^ Asteroids and satellites astrometry
In satellites work, ephemerides are obtained with ERA software [2]. CCD field size allows to make this kind of observations every day and special algorithm for detection and separation of satellite images has been developed. Field images identification is done in `automatic' way and complemented in `manual' way. Detection process includes algorithms for distorted images. After images measurement in CCD field, catalogue stars are identified and satellites are fitted with corresponding images. Asteroid image is selected manually and equatorial coordinates and magnitude are obtained. Process for similar and main satellites can be selected for each planet [3].
^ Fields comparison
Modern telescopes with robotic operation and wide field cameras allow to carry on standard observation programs for detection of variable objects in stellar or galactic fields. In particular, OAUV new telescope TROBAR (altazimuthal 60 cm Ritchey-Cretien telescope) placed at CAAT will be operated from Valencia headquarters and automatic detection programs applied with several CCD devices.

Algorithms for individual and 'mosaic' fields comparison have been developed, allowing the search and detection of objects with different positions or brightness (new asteroids, meteors and so on) in two CCD fields.
^ Fields overlapping
When CCD field is too small for our purposes, two ‘field mosaics’ of N by M 'field images' and 'reference images' are constructed. To do that, linking of adjacent fields allows to overlap them in order to obtain a single image. Links between frames are obtained from pairs of images corresponding to the same object.

Comparison of mosaic images is done by hand blinking. If it shows big differences, images of three object in both mosaics are selected and mosaics fitted considering rotation and translation [4].
Conclusions
We have developed algorithms for systematic observations of asteroids, comets and satellites. Automatic techniques for measurement of photographic plates, developed at OAUV since 1990, have been extended to detection and measuring of objects on CCD frames. Reference stars are got from several dense catalogues. New software for automatic observation of CCD fields will be applied to robotic telescopes. Field detection of asteroids, meteors, novae and variable stars will join to actual programs in astrometry and photometry of faint asteroids, using 60 cm telescope.

Field overlapping can be applied to wide field construction and comparison. It may be useful in automatic detection of moving or variable objects.
Bibliography
1. Lopez A., Ortiz A., Martinez J. M., Poliakov E. Automatic star images identification on astrographics Plates. Newsletter, n. 5 of IAU Working Group on Wide-Field Imaging. UK, 1994.

2. Krasinsky G. A., Vasiliev M. V. ERA Manual, Ed. IAA RAS. St. Petersburg, Russia, 2001.

3. Lopez A., Morano J. A., Yagudin L. I., Flores A. Photographic and CCD observations of minor planets from Valencia Observatory. Proceedings of Ceres 2001 Workshop b, October 9–12, (Observatoire de Paris, ed). Paris., France, 2001. P. 81.

4. Lopez A., Yershov V. N. Overlapping technique fo direct CCD astrometric imaging . Proceedings of the IV International Workshop on Positional Astrometry and Celestial Mechanics (OAUV, ed), Peniscola, Espana, 1998.
^ Некоторые вопросы, касающиеся проблемы
астероидно-кометной опасности Д. Ф. Лупишко1, Ж. А. Пожалова2 1НИИ астрономии Харьковского национального ун-та им. В. Н. Каразина, Украина
2НИИ «Николаевская астрономическая обсерватория», Украина Введение
Накопление и осмысление новых наблюдательных данных о малых телах Солнечной системы и связанных с ними теоретических оценок, обнаружение следов все большего числа космических катастроф на земной поверхности, недавние факты столкновения кометы Шумейкера-Леви с Юпитером — все это произвело существенный сдвиг в восприятии научными кругами и общественностью той реальной угрозы, которую представляют собой столкновения крупных космических тел с Землей. Возрастает понимание, что такие столкновения играли важную роль в эволюции жизни на Земле в прошлом и могут оказать решающее влияние на нее в будущем. Основная роль в процессе столкновения крупных космических тел с Землей принадлежит астероидам групп Аполлона и Атона, находящихся на нестабильных орбитах с перигелийными расстояниями q1,017 а.е. Сейчас в США, Европе, Японии и Австралии выполняется несколько программ по обнаружению астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), и существенным достижением в решении проблемы астероидно-кометной опасности (АКО) можно считать то, что к настоящему времени обнаружено и каталогизировано около 70 % АСЗ размерами 1 км. В двух центрах (в Италии и США) ведутся предвычисления возможных тесных сближений и вероятности столкновений вновь открываемых АСЗ по мере уточнения их орбит. Параллельно изучаются физические свойства этих объектов.
^ О важности исследования физических свойств АСЗ
Последствия столкновения зависят прежде всего от кинетической энергии АСЗ, т.е., его скорости относительно Земли и массы. Если относительная скорость сталкивающихся тел определяется параметрами их орбит, то массу ударника (АСЗ) из наземных наблюдений можно оценить только косвенным путем, зная его размеры и предполагая ту или иную плотность и пористость вещества. Для определения размеров и формы астероида используют данные фотометрических, поляриметрических, радиометрических, радарных и других наблюдений. А оценку объемной плотности астероида можно получить, определив его тип (S-силикатный, С-углистый, М-металлический и др.) и используя имеющиеся данные о плотности соответствующих метеоритных аналогов и пористости вещества астероидов. Тип астероида надежнее всего определяется из спектральных наблюдений, хотя фотометрические измерения цвета, а также фазовые зависимости блеска и поляризации, тоже пригодны для этой цели. Тип астероида (т.е. его плотность и прочность) и размер очень важны также для моделирования процесса взаимодействия его с атмосферой Земли (либо это фрагмент ядра кометы или тело типа «rubble piles», которое распадется в атмосфере Земли, либо же это прочный астероид М-типа, который выдержит торможение в атмосфере и достигнет поверхности Земли как одно тело). От этого сценария зависят масштабы ожидаемых последствий. Для предотвращения столкновения путем, например, посадки на астероид КА с термоядерным зарядом нужно знать кроме того форму тела, скорость и направление вращения, ориентацию оси вращения в пространстве. Эти данные получают из фотометрических и радарных измерений. Таким образом, нужны комплексные наземные, а лучше и космические, наблюдения и измерения.
^ Насколько контролируема ситуация с оценками реальной
опасности столкновений
Ясно, что контролируемой ситуация может быть лишь тогда, когда будут каталогизированы все опасные (100 м и крупнее) АСЗ. На данный момент, к счастью, мы не знаем такого АСЗ, который действительно угрожал бы столкновением с Землей. Но совершенно очевидно, что реально они могут существовать среди множества еще не обнаруженных объектов и, возможно, даже среди уже каталогизированных. Вспомним случай с АСЗ 2004 MN4. Этот 400-м объект был открыт 19 июня и переоткрыт 18 дек. 2004 г. Используя наблюдения за несколько ночей, обе автоматические системы (в НАСА и в Пизанском ун-те, Италия) независимо определили возможное столкновение его с Землей 13 апреля 2029 г. Имея новые наблюдения 23 декабря 2004 г., итальянская система определила лишь сближение астероида с Землей до расстояния 780 тыс. км. A.Milani подчеркивал, что при данной точности определения орбиты не исключено столкновение с вероятностью в 1/170, что соответствует показателю опасности по Туринской шкале TS=2. 24 декабря улучшенная орбита давала вероятность столкновения уже 1/60, а показатель опасности подпрыгнул до TS=4, чего раньше никогда не было. Астрономы продолжали наблюдать и уже 27 декабря D.Yeomans (CША) доложил, что ситуация улучшилась и астероид пройдет от Земли на расстоянии 60 тыс. км. Очередное уточнение орбиты по радарным данным 27–30 января 2005 г. показало, что минимальное расстояние уменьшится до 36350 км (высота геостационаров!), но столкновение исключается. В этой связи хочется надеяться, во-первых, что последующие уточнения орбиты (особенно перед сближением в 2029 г.) не ухудшат еще больше ситуацию, а во-вторых, что это сближение тоже не приведет к эволюции орбиты в направлении неизбежного столкновения. Подобная ситуация, но с любым конечным исходом, может иметь место с каждым открываемым АСЗ.
^ Падение крупных космических тел в воду
Такое событие может вызвать цунами, представляющее зловещую угрозу для жителей океанского побережья. Тому пример — цунами 26 дек. 2004 г. у побережья юго-восточной Азии, унесшее около 300 тыс. жизней. Причина его — подвижка плит океанского дна, совсем небольшое по сравнению с падением крупного АСЗ высвобождение энергии, которое породило волну у побережья высотой 10 м. В последние годы США и Япония заметно активизировали разработку и внедрение службы оповещения о зарождающемся цунами. Ведутся работы по моделированию возникновения цунами и их последствий. Ученые ун-та в Санта Круз в Калифорнии промоделировали падение в океан в 580 км от Атлантического побережья США нашумевшего астероида 1950 DA (D~1 км), столкновение с которым может произойти 16 марта 2880 г. Высота волны в эпицентре получилась равной 120 м, за 2 часа она достигает пляжей США, а через 8 часов волна высотой 10–15 м достигает берегов Европы. Вероятность этого события оценена в 0.3 %, но им пренебрегать нельзя, так как уровень потерь (количество жертв) может быть грандиозным. Подобных событий на Земле по оценкам специалистов за последние 65 млн. лет было порядка 600. Таким образом, цунами — это весьма вероятное и грозное последствие столкновений.

Рабочая группа «Comet/Asteroid Impacts and Human Society»

Под таким названием 29 ноября–1 декабря 2004 г. на Канарских о-вах (Тенерифе) состоялась РГ с участием представителей различных научных направлений. Обсуждался широкий круг вопросов, включая место АКО в ряду других возможных природных катастроф, вероятность и частота столкновений с телами разных размеров, масштабы возможных последствий, неопределенности в оценке размеров ударников и, следовательно, в частоте столкновений с ними, социально-экономические и политические последствия, роль прессы и др. В ходе активных дискуссий были уточнены следующие принципиальные величины: вклад комет составляет не более 4 % от общего числа потенциально опасных столкновений; минимальный размер астероида, способного вызвать глобальную катастрофу, составляет 2 км, а частота таких столкновений — одно в 106 лет; на момент проведения РГ доля открытых АСЗ размером более 1 км составила около 65 %; поиски таких АСЗ обходятся в 4 млн долларов США ежегодно, а поиски меньших объектов вплоть до 100 м в поперечнике будут стоить в 10 раз больше. Принято решение опубликовать результаты дискуссий и рекомендации международным и национальным организациям в «white paper», а доклады участников — в трудах РГ.
Заключение
АКО — это не только межнациональная проблема, которую надо решать объединенными усилиями многих стран, но и междисциплинарная, и поэтому должна решаться специалистами разных научных и технических направлений. Как только астрономы определят, что данный астероид (или комета) находится на траектории сближения и столкновения с Землей, он тут же становится не столько астрономическим, сколько военным («террористическим») объектом. И чтобы предотвратить или минимизировать последствия столкновения, необходимы совместные усилия военных, астрономов, геофизиков, специалистов по динамике атмосфер и гидродинамике, математиков, экономистов и др. Вот почему проведение конференций по проблеме АКО с участием специалистов различных наук представляется весьма необходимым.
^ On some problems concerning the asteroid-comet hazard D. F. Lupishkо1 and Zh. A. Pozhalova2 1Institute of Astronomy of Karazin Kharkov National University, Ukraine
2 Research Institute “Nikolaev Astronomical Observatory”, Ukraine
Due to the special programs of the Spaceguard Survey, initiated in the USA, Europe, Japan and Australia, the rate of near-Earth object discovery greatly increased and as a result about 65–70 % of NEAs larger than 1-km in diameter have been already detected. Such points as i) an importance of the study of NEA physical properties, ii) the situation with estimates of the real hazard of the discovered NEA, iii) about the impact of large NEAs into the ocean and generated tsunami are considered in this presentation in detail. Some information on the Workshop "Comet/Asteroid Impacts and Human Society" which was held at Tenerife (Canary Islands) on 29 Nov.–1 Dec., 2004 is given. The Workshop concluded in particular, that the threshold diameter of NEA for global catastrophe is around 2 km and an impact frequency of such events is about once per million years; the comets represent less than 4 % of the potential hazard of NEOs impacts.

^ Physical properties and mineralogy of near-Earth asteroids from the point of view of asteroid hazard problem D. F. Lupishkо1, М. Di Маrtinо2 1Institute of Astronomy of Karazin Kharkov National University, Ukraine
2INAF — Osservatorio Astronomico di Torino, Italy Introduction
The near-Earth asteroids (NEAs) are the objects of a special interest from the point of view not only of the basic science but of the applied science as well. On one hand, the sources of their origin, the mechanisms of transfer of the main-belt orbits into the Earth-approaching ones, their life-time, relationships with comets and meteors, etc. are very important for the solution of the cosmogonic problems of asteroid belt and the Solar system as a whole. On the other hand, there is no doubt that the Earth-crossing asteroids are bodies which strike our planet occasionally and therefore, they are a real threat to the Earth’s civilization. Hence, the asteroid-comet hazard as well as the forthcoming prospects of NEA utilization as the potential sources of raw materials in the nearest to the Earth space are directly related to the solving of the global applied problems of the humanity survival.

About 3,300 NEAs have been discovered until now and the rate of their discovery is continuously increasing. Recently the binary systems, bodies with superfast axis rotation, the parent bodies of the ordinary chondrites have been detected among the NEAs. Nevertheless, at present the rate of study of NEA physical properties remains noticeably behind the rate of their discovery and with respect to all population of discovered NEAs our data on their physical properties are becoming more and more scanty. That is why the study of physical properties of NEAs is now one of the priority directions of the Solar system investigations.
^ Sizes, masses and densities
The main difference of NEAs from main-belt asteroids (MBAs) is their relatively small sizes. The review [1] contains the most complete data-set on the NEA sizes obtained on the basis of photometric, polarimetric, radiometric, radar and other observations. The largest object of this population is amor-asteroid 1036 Ganymed (38.5 km) while the smallest cataloged ones are about 10 m across. Thus, NEAs are the smallest individually observable bodies in the Solar system. Among the Earth-crossing asteroids, which in principle can collide with the Earth, 1866 Sisyphus is the largest object with the diameter of about 9 km. The size distribution of NEA population can be approximated by a power law with an exponent b=3.5 which evidences in favour of the collisional origin of these bodies.

The estimates of bulk densities of NEAs are available only for a few of them [2]. The most accurate determination of bulk density was obtained due to a space mission NEAR for 433 Eros (2.670.03 g/cm3) which corresponds well to its S-type mineralogy taking into account its possible porosity of ~30 %. For other four objects (one of C-type, others of unknown types) there are only preliminary estimates from analysis of them as binaries. It is curious that all of them are within 1.4–1.9 g/cm3, that is closer to densities of C-type objects which are not common among NEAs. For the largest Earth-crossover 1866 Sisyphus (S-type) the calculated mass is about 1012 tons. The collision of it with the Earth at the velocity of 20 km/s leads to the energy release of about 21030 erg = 5107 Mt (Tunguska explosion was only about 15 Mt). Fortunately the frequency of such events is 107108 per year.
^ Shapes and axis rotations
The numerous data obtained by ground-based observations and NEAR-mission are evidence of the irregular and elongated shapes of NEAs. But the analysis of data [3] shows that NEAs on the average are elongated to the same extent as MBAs of corresponding sizes. Observations showed a striking diversity of NEAs shapes from nearly spherical (1943 Anteros, 2102 Tantalus) to very elongated (433 Eros, 1620 Geographos, 1865 Cerberus) and bifurcated (4179 Toutatis) and to contact-binary ones (4769 Castalia). The most elongated asteroid among observed NEAs is 1865 Cerberus (D=1.2 km), its axis ratio a:b is estimated to be equal to 3.2. The opinion that NEAs have more exotic shapes than MABs is mainly due to the fact that we know practically nothing about the shapes of MBAs having dimensions of  1 km.

The distributions of the rotation rates of the NEAs, in comparison with that for MBAs of comparative sizes, show that both asteroid samples have similar medians equal to 4.80 and 4.34 rev/day, respectively, and similar dispersions. At the same time the mean rotation rate of the large MBAs is equal to 2.900.12 rev/day. Thus, on the average NEAs rotate practically in the same manner as the small MBAs and considerably faster than large ones. The fastest rotators among the km-sized NEAs have rotation periods equal to 1–2 hrs (1998 EC3, 2000 EB14, 1566 Icarus), but the slowest ones rotate with the periods equal to 1–2 hundred hrs (4179 Toutatis – 129.8 hrs, 3102 Krok – 147.8 hrs, 1998 QR52 – 235 hrs). Recently among the small NEAs (30100 m across) the objects with superfast rotation were discovered, among them are 2000 PH5 – 0.203 hrs, 2000 AG6 – 0.077 hrs, 2000 DO8 – 0.022 hrs. It is clear that such fast-spinning bodies are beyond the rotational breakup limit for aggregates like “rubble piles” and they are monolithic fragments.

The second peculiarity is that among this population there are objects with very complex and non-principal axis rotation (“tumbling” asteroids). Among them is 4179 Toutatis (D3 km) which rotates around the longest axis and this axis has a precession motion with a period of 176.4 hrs. Two other objects 3288 Seleucus and 4486 Mithra show two or more harmonic frequencies in their lightcurves.
^ Taxonomy and mineralogy
Almost all taxonomic classes of MBAs are represented among classified near-Earth asteroids. About 70% of NEAs belong to S and Q classes (silicate), and the observed number of them exceeds the number of C (carbon) and other low-albedo NEAs as much as a factor of 5. But in the main belt the situation is quite opposite: 75 % of C-types and 15 % of S-types. Taking into account the observational selection effects it was shown [3] that the relative number of low-albedo objects among NEAs is ~2.5 times less than in the main belt. Today, having more complete data-set on NEA taxonomy, the calculations give the number not 2.5 but 4. The most immediate explanation of this result is that the NEAs are coming mostly from the inner regions of the main belt, where the relative abundance of the low-albedo objects is small.

Most of the NEAs represent differentiated assemblages. Among them there are objects with monomineral silicate composition and purely metallic ones. For example, small asteroid 1915 Quetzalcoatle appears to have little or no olivine, and diogenitic meteorites (Mg-pyroxenes) are the best analogs of it. 3199 Nefertity has the same content of pyroxene and its composition corresponds to that of stony-iron meteorites pallasites. At present we know three M-objects and one of which, 6178 1986 DA, has radar albedo clearly indicating the real metallic composition. 3103 Eger with very high albedo (0.53) corresponds to assemblages of iron-free silicate minerals, such as enstatite. Ten NEAs classified as V-class, have spectra identical to those of main-belt asteroid 4 Vesta, which is known to be a differentiated body and is covered by basaltic (pyroxene-rich) material. About 20 % of classified NEAs belong to Q-types which are the ordinary chondrite-like objects. The variety of taxonomic classes among NEAs reflects the diversity of their surface mineralogy and an overall analogy with the MBAs. Taking into account their small sizes, one might infer that they are the fragments of much larger differentiated bodies of main belt which were later injected in the present orbits by complex dynamics.
^ Optical properties and surface structure
The ground-based observation and space-mission data clearly demonstrate that NEAs display the same optical properties as MBAs (see Table below). The whole range of NEA albedos (0.040.60) is the same as that of MBAs and it corresponds to basically the same mineralogy within both populations. Besides, the strict similarity of phase coefficient , negative polarization Pmin, polarization slope h and inversion angle inv, which are also related to the surface structure, gives evidence of the similar surface structures at submicron scale.

Mean optical parameters of S-type asteroids in V-band [1]

Parameter

NEAs

N

MBAs, D>100 km

N

Albedo polarimetric

0.1830.011

9

0.1770.004

28

Albedo radiometric

0.1900.014

23

0.1660.006

27

U-B (mag)

0.4450.013

30

0.4530.008

28

B-V (mag)

0.8560.013

31

0.8590.006

28

 (mag/deg)

0.0290.002

9

0.0300.006

18

Pmin (%)

0.770.04

3

0.750.02

28

h (% deg)

0.0980.006

9

0.1050.003

23

inv (deg)

20.70.2

6

20.30.2

18


The data of radiometry, polarimetry and direct imaging of Eros evidence that most of NEAs are covered with regolith of low thermal inertia. But the conditions of formation, accumulation and evolution of regolith on NEAs are different from those on MBAs. As a result, the regolith of NEAs tends to be more coarse-grained than that of MBAs and a fortiori of the Moon. Radar data evidence that NEA surfaces are rougher than surfaces of large MBAs at the scale length of decimeters and meters and the porosity of NEA surface material is about 30-50%. Besides that the data of radiometric measurements evidence that about 30% of NEAs with dimensions range from 0.5 to 5 km satisfy a thermophysical model of an asteroid with high-thermal-inertia surface, such as bare rock that is, without developed regolith. The images of one of the largest NEAs 433 Eros obtained by the NEAR-spacecraft in 2000-2001 showed a surface covered with large number of craters of different sizes and a lot of boulders and rocks. Ground-based radar observations also showed that even the relatively small NEA 4179 Toutatis and 1999 JM8 (D3 km both) are cratered at about the same extent as MBAs 951 Gaspra and 243 Ida.

The physical properties and mineralogy of NEAs clearly indicate that the main asteroid belt is the principal source of their origin. The recent estimates based on the study of physical properties of NEAs, MBAs and comets evidence that no more than 10% of NEAs have a cometary origin.
References

  1. Binzel R. P., Lupishko D. F., Di Martino M., Whiteley R. J., Hahn G. J. Physical properties of near-Earth objects. Asteroids III (W. Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi, R. Binzel, eds.) Tucson: Univ. Arizona Press. 2002. P. 255–271.

  2. Hilton J. L. Asteroid masses and densities. Ibid. P. 103–112.

  3. Lupishko D. F., Di Martino M. Physical properties of near-Earth asteroids. Planet. Space Sci. 1998. V. 46. No. 1. P. 47–74.


^ Социально-психологические и правовые аспекты оповещения населения о возможном столкновении с небесным телом С. П. Малков1, Е. Е. Ромицына2 1Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия
2Научно-исследовательский психоневрологический институт им. В. М. Бехтерева, Санкт-Петербург, Россия
Рассмотрение социально-психологического аспекта проблемы астероидно-кометной опасности можно представить как попытку анализа психологических последствий переживания людьми ситуации, связанной с оповещением о возможном столкновении Земли с небесным телом. Угроза наступления подобного события способна коренным образом нарушить чувство безопасности индивида, вызывая переживания травматического стресса, психологические последствия которого могут быть для всего общества деструктивными.

Традиционно среди наиболее сильных экстремальных стрессоров на первый план выдвигаются разрушительные стихийные бедствия, влекущие массовую гибель людей. Психологическая реакция на ожидание подобного рода событий характеризуется, прежде всего, как развернутый во времени процесс. Опыт исследований поведения людей в катастрофических ситуациях показывает, что эмоциональная реакция на прогнозируемое событие распространяется тем шире среди населения, чем ближе во времени его наступление. При непосредственном приближении данного события наиболее вероятным прогнозом является возникновение паники.

В. М. Бехтерев описывал панику как «психическую эпидемию кратковременного свойства», которая возникает в виде «подавляющего аффекта», которому как бы «прививается идея о неминуемой смертельной опасности», обусловленной складывающимися обстоятельствами. Паника, по его мнению, неразрывно связана с инстинктом самосохранения, который не зависит от интеллектуального уровня личности. При возникновении паники каждый индивид негативно влияет на окружающих, и сам подвергается такому же негативному постороннему влиянию.

В случае глубокой степени охвата населения паническими настроениями можно предполагать его полную невменяемость. В этом состоянии человек полностью теряет сознательный контроль за своим поведением, совершает самые разнообразные хаотические действия, поступки, абсолютно исключающие их критическую оценку, рациональность и этичность. В случае получения информации о вероятном столкновении Земли с небесным телом, угрожающим развитием катастрофических последствий, речь может идти о развитии у населения паники среднего уровня с тенденцией к ее трансформации до уровня полной неуправляемости.

Таким образом, именно временной аспект является определяющим в вероятности развития паники среди населения, приводящей к общественно опасным действиям толпы, сопровождающимися такими проявлениями как насилие, погромы и т.п.

Приведенные доводы убедительно показывают, что несоизмеримо больший ущерб как отдельному региону, так и всей человеческой цивилизации в подобной ситуации способно причинить даже не столкновение с Землей опасного небесного тела, а реакция населения на информацию об этом. Поэтому представляется необходимым рассмотрение вопроса о целесообразности или нецелесообразности оповещения населения относительно такого события.

Соображения о важности предотвращения прогнозируемых массовых беспорядков диктуют необходимость ограничения доступа к информации об опасном сближении Земли с небесным телом и передачи этой информации под особый контроль компетентных правительственных органов. Здесь же следует отметить, что в условиях современного демократического государства возможность появления соответствующих публикаций в средствах массовой информации не исключается. В связи с этим потребуется разработать правовой механизм, регулирующий взаимоотношения правительственных органов и средств массовой информации, который обеспечил бы предотвращение распространения паники среди населения отдельного региона. Разработка и последующее эффективное функционирование такого механизма возможны при условии создания аналогичной законодательно-правовой базы в большей части государств — членов международного сообщества. Представляется, что создание такой нормативно-правовой базы может проходить двумя возможными способами: либо на внутригосударственном уровне, либо на уровне межправительственных отношений государств как субъектов международного права. В первом случае процесс нормотворчества охватывает лишь конкретное государство, в пределах которого разрабатываются и принимаются нормативно-правовые предписания. Во втором же случае формирование соответствующих международно-правовых норм может охватить конкретный регион, либо все международное сообщество при условии разработки универсального международно-правового документа в рамках Организации Объединенных Наций.

В процессе создания внутригосударственных правовых норм в нашей стране потребуется разработать ряд законодательных актов, регламентирующих решение рассматриваемого вопроса, и привести в соответствие определенные положения законов «О средствах массовой информации», «О государственной тайне», «О чрезвычайном положении». Следует особо обратить внимание на некоторые законодательно-правовые нормы, действующие в РФ, которые имеют непосредственное отношение к рассматриваемой проблеме. Так, ст. 29 Конституции РФ гарантирует свободу массовой информации и запрещает цензуру. Недопустимость цензуры, кроме этого, подтверждается и ст. 3 Закона РФ «О средствах массовой информации». Здесь же говорится, что под цензурой надлежит понимать «требование от редакции средства массовой информации со стороны должностных лиц, государственных органов, организаций, учреждений… предварительно согласовывать сообщения и материалы, … а равно наложение запрета на распространение сообщений и материалов, их отдельных частей». Вместе с тем, в соответствии со ст. 4 этого же Закона, «не допускается использование средств массовой информации … для разглашения сведений, составляющих государственную или иную специально охраняемую законом тайну».

Таким образом, для недопущения опубликования информации о возможном столкновении Земли с опасным небесным телом, эта информация должна пройти процедуру засекречивания. Принимая во внимание состояние действующего законодательства, надлежит отметить, что согласно ст. 7 Закона РФ «О государственной тайне», «не подлежат отнесению к государственной тайне и засекречиванию сведения о чрезвычайных происшествиях и катастрофах, угрожающих безопасности и здоровью граждан и их последствиях, а также о стихийных бедствиях, их официальных прогнозах и последствиях». Однако, принимая решение на государственно-правовом уровне о необходимости засекречивания информации об опасном сближении с Землей небесного тела, прежде всего надлежит руководствоваться соображениями безопасности всего общества. Поэтому потребуется провести всестороннее экспертное исследование возможных последствий как оповещения населения о предполагаемой катастрофе, так и возможных последствий при отсутствии такого оповещения. Так, ст. 6 Закона «О государственной тайне» устанавливает, что «обоснованность отнесения сведений к государственной тайне и их засекречивание заключается в установлении путем экспертной оценки целесообразности засекречивания конкретных сведений, вероятных экономических и иных последствий этого акта, исходя из баланса жизненно важных интересов государства, общества и граждан».

По этой причине, рассматривая приведенные положения Закона РФ «О государственной тайне» под углом проблемы астероидно-кометной опасности, следует признать, что они нуждаются в необходимой доработке. Отметим, что отечественное законодательство уже предусматривает возможность ограничения ряда гарантируемых прав и свобод в условиях чрезвычайного положения. Показательным примером здесь может послужить содержание п. «б» ст. 12 Федерального конституционного закона «О чрезвычайном положении». Данная законодательно-правовая норма допускает, что в условиях чрезвычайного положения возможно «ограничение свободы печати и других средств массовой информации путем введения предварительной цензуры с указанием условий и порядка ее осуществления».

Учитывая глобальный характер астероидно-кометной опасности, необходимо подчеркнуть, что предпринимаемые меры будут тем эффективнее, чем большее количество государств будет вовлечено в предлагаемый процесс правотворчества. В связи с этим международно-правовой уровень решения поставленной задачи представляется наиболее предпочтительным. Ведь принимая на себя международное обязательство, государство обязано обеспечить его фактическое выполнение на всей своей территории и всеми субъектами, находящимися под его юрисдикцией.

Не вызывает сомнений, что в лучшей степени осознать реальность астероидно-кометной опасности и произвести оценку последствий космической катастрофы для всего человечества сможет лишь международное сообщество ученых астрономов, объединяемых Международным астрономическим союзом. В связи с этим, первые шаги по разработке необходимого международно-правового акта на первом этапе могут быть сделаны именно этой научной организацией. Обладая правовым статусом международной неправительственной организации (ст. 1 Устава МАС), Международный астрономический союз не может рассматриваться как субъект международного права. Вместе с тем, международные неправительственные организации традиционно принимают участие в международном правотворческом процессе, оказывая влияние на позицию отдельных государств и разрабатывая проекты международных соглашений. Разработанный Международным астрономическим союзом проект такого соглашения может быть передан на рассмотрение государств и межправительственных организаций, включая и ООН.

В завершение следует отметить, что в рамках МАС уже разработан специальный порядок публикации сообщений о возможных столкновениях Земли с опасными небесными телами. МАС рекомендует исследователям воздерживаться от публикации сообщений о предполагаемых столкновениях до тех пор, пока их результаты не будут конфиденциально рассмотрены специально созданной группой экспертов и официальными лицами Международного астрономического союза.
Литература
1. Бехтерев В. М. Внушение и толпа. Гипноз, внушение, телепатия. М., 1994. С. 156–171.

2. Лебедев В. И. Личность в экстремальных условиях. М., 1989. C. 304.

3. Малков С. П. Международное космическое право. СПб., 2002. C. 344.

4. Малков С. П. Международно-правовое обеспечение создания и функционирования системы защиты Земли от астероидно-кометной опасности. Юридическая мысль. № 4 (17). 2003. С. 72–77.

5. Малков С. П. Правовые аспекты освоения небесных тел. Аэрокосмические приборные технологии. Третий международный симпозиум. Сборник материалов. Санкт-Петербург, 2–4 июня 2004 г. СПб., 2004. С. 334–339.

6. Марищук В. Л., Евдокимов Е. И. Поведение и саморегуляция человека в условиях стресса. СПб., 2001. C. 260.
^ Socially-psychological and legal aspects of dealing
with asteroid-comet hazard and mass-media S. P. Malkov 1, E. E. Romitsyna2 1 Institute of Applied Astronomy, Russian Academy of Sciences, Saint Petersburg, Russia
2 The V. M. Bekhterev Psycho-Neurological Research Institute, Saint Petersburg, Russia
Socially-psychological and legal aspects of dealing with asteroid-comet hazard and mass-media are considered. First of all psychological results of informing the population about threatening collision of the Earth with a dangerous celestial body are investigated. Scales of emotional reaction of the population depend on time of expected event's approach. One of possible results is occurrence of a large-scale panic. Negative reaction of the population and panic are capable to cause a society the big damage. It is necessary to consider the problem on expediency of the notification of the population. With the purpose of prevention of a panic it is offered to limit access to the information on expected space accident. Ways of creation of a necessary legal mechanism of mutual relations of the government with mass media are shown.
^ Detection of possible impact craters using
the digital elevation data processing. An. G. Marchuk1, K. V. Simonov2, S. A. Peretokin2 1Institute of Computational Mathematics and Mathematical Geophysics SB RAS, Novosibirsk, Russia
2Institute of Computational Modeling SB RAS, Krasnoyarsk, Russia
A new attempt for the detection of the impact craters and the other morphologic structures on the Earth’s surface was made using the modern computational technologies. For detection and allocation of such structures, a complex application of the fast two-dimensional wavelet transformation and the fast nonlinear multiparameter regression analysis were applied to the digital elevation data subsets and 3D shaded images. The organization of computing process for the solution of the indicated problem takes the form of a computational experiment and includes, in particular, the procedure of training on the known reliable impact structures, the procedure of testing of the constructed regression model and detection and identification of the required shapes on the Earth’s surface with their subsequent contrast improvement. This technology was used for the detection of the big circle structures on the territory of the Central Siberia. The obtained results seem to be promising. The known circle structures are effectively detected and clearly distinguished on the surface area under study. The quantitative information is represented in the convenient form for the subsequent processing and analysis.

Most land impact structures have been identified by a combination of criteria, including the observation of circular topographic and geological formations and finding out high pressure polymorphs and other shock debris [1]. In order to estimate correctly a big celestial bodies falling frequency it is necessary to reveal as many as possible traces from such falls and determine their ages [2]. In order to adjust appearance law of cosmic bodies impact it is necessary to discover another craters (in addition to existing catalog of reliable impact structures). These traces (impact structures) have some special features in comparison with the other circle structures on the Earth surface. There are some geological, geophysical and geomorphologic criterions for the structure being the impact crater. Usually such a structures are searching by investigation of Earth surface photos, made from satellites. But sometimes it is easier to do this using of global geophysical databases.

The most common way for the impact craters detection is the analyzing of satellite images of the Earth. But it is often very difficult to recognize the impact crater among the other surface roughness. As an example, the figure 1 shows the fragment of the Landsat image of the Zhamanshin crater (48.24’N,60.48’E). So the idea to search the possible impact structures using the digital models of the Earth relief have appeared.



Fig. 1. Landsat image of the Zhamanshin impact crater.

At present time there are some global databanks, which are present the Earth relief with different degree of detailization. The most known among them are ETOPO-5 and GTOPO-30 and SRTM 3 arcsec digital relief. The databank ETOPO-5 represents a relief of the Earth surface and ocean bottom in linking to a geographical coordinate grid with a spatial step of 5 geographical minutes, that is approximately about ten kilometers on latitude and from 10 km on a longitude on equator up to zero on poles (according to approachement of meridians). It is clear, that on such a grid only large-scale roughness’ of a relief can be detected, therefore for discovering of impact structures on the surface of the Earth it is necessary to use relief data with a spatial step not more than one kilometer. Those is the database GTOPO-30 representing an earthly relief also in linking to a geographical coordinate grid, but already with 30 geographical seconds spatial resolution, that is ten times more detailed, than database ETOPO-5. This databank contains elevation data only for land. These data allow to find out on the Earth surface the various structures of the size from 5 km and more. There is also 3-arcsecond resolution databank, which is 10 times more detailed, than GTOPO-30 data. The spatial resolution here is about 90 meters. The 3 and 1 arc seconds digital elevation data can help to discover rather small impact craters. As an examples the figures 2 and 3 show the 3-D and shaded 3-D visualization of “Upheaval” and the famous “Meteor” craters.



Fig. 2. Visualization of the Upheaval (left) and the Meteor (right) impact craters.

The algorithm for the quick obtaining of the wavelet-diagram bi-variable function and examples of its usage will be represented in this paragraph. Such a type of the wavelet filtering is able to discover the circle structures (depression or uplifting of the Earth surface) of the specified size. If the impact crater has some level depression as compared with the surrounding relief, then the location of this crater can be effectively defined using the proposed algorithm.

The program implementation of this algorithm is a part of the complex of programs for space geomorphological and topographical data processing, that is being developed for solution of wide range of problems, including the task of searching of the impact craters on the Earth surface.

Note, that the wavelet-transformation of one-dimensional signal is its decomposition on the basis constructed from the soliton-type function (wavelet), that possesses particular properties, with the help of changes and carries.

Well-localized function is one of the elements of wavelet transformation basis, quickly approaching zero out of a small interval. Therefore each function of this basis (base) characterizes both particular space (temporary) frequency, and its localization in the physical space (time). In case of two-dimensional data the mother wavelet is a surface with a central symmetry corresponding to the same set of the requirements, as in one-dimensional case. The Figure 3 represents the selected mother wavelet.



Fig. 3. An example of the mother wavelet.

As an example the method was used for the Popigai impact crater (71.35 N., 111.00 E) localization. The diameter is estimated approximately in 100 km, the age is about 39 million years. The basic wavelet is shown in the figure 3 and the results of the data processing are presented in figure 4.



Fig. 4. Step-by-step wavelet–filter of the Earth surface topography:
a — input data;
b — filter M30 (effective diameter of the “top” of wavelet is 30 km);
c—- filter |М30 |-М25;
d — results of filtering.

Thus, developed algorithm and the software showed their high efficiency in solving the task of search of a crater on the Earth surface.
References
1. Petrenko V. E., Lyapidevskaya Z. A. Data bank for impact structures of the Earth. Trudy IVM i MG SO RAN. Series: Mathematical modeling in geophysics (Issue 7). Novosibirsk, 1998. P. 161–185. (In Russian).

2. Petrenko V. E. Estimate techniques of cosmic bomblet frequency. Trudy IVM i MG SO RAN. Series: Mathematical modeling in geophysics (Issue 7). Novosibirsk, 1998. P. 131–151. (In Russian).


^ Динамика комет
c малыми перигелийными расстояниями Ю. Д. Медведев1, М. Д. Замарашкина2 1Военно-космическая академия им. А. Ф. Можайского, г. Санкт-Петербург, Россия
2Институт прикладной астрономии РАН, г. Санкт-Петербург, Россия
Работа посвящена изучению эволюции динамических и физических процессов, происходящих в кометных ядрах, близко подходящих к Солнцу, а также наиболее вероятных сценариев их распадов. В настоящее время известно 829 комет, имеющих перигелийное расстояние меньше 0.1 а.е. По мнению исследователей, большинство из них являются результатами распадов крупных ядер комет, случившихся в течение последних нескольких тысяч лет. Уверенно определяются 4 группы комет: кометы группы Крейца, группы Майера, Марсдена и Кречта. Близость элементов орбит отдельных комет указывает на генетическую связь комет в группах. Кометы с малыми перигелийными расстояниями наблюдаются только на очень короткой дуге в окрестности Солнца, что не позволяет определить их орбиту надежно. Поэтому все орбиты этих комет — параболические. В данной работе мы предполагаем, что наблюдаемые кометы являются результатом распада крупной кометы. Распад произошел в момент сближения кометы с Солнцем в результате действия приливных сил. Из-за этого распада, как и в случае кометы Шумейкеров-Леви 9, образовалось большое количество фрагментов. Возвращения этих фрагментов к Солнцу после одного или нескольких оборотов наблюдаются как отдельные кометы группы Крейца. Предполагая, что различие орбит фрагментов в основном обусловлено положениями фрагментов в родительском теле, и задавая размеры ядра, мы оцениваем периоды обращения фрагментов, и момент распада родительского тела. Показано, что при поэтапном делении материнского тела образуются семейства фрагментов, которые могут служить объяснением наблюдаемых групп комет. Рассмотрены возможность миграции продуктов распада в окрестности Земли, а также Меркурия и Венеры.
^ Dynamics of sungrazing comets Yu. D. Medvedev 1, M. D. Zamarashkina2 1Military Space Academy, St. Petersburg, Russia
2Institute of Applied Astronomy of RAS, St. Petersburg, Russia
Dynamics of short perihelion distance comets is investigated. The possibility of formation of such comets as a result of disintegration of the large cometary nuclei due to the tides produced by the Sun is considered. Using this supposition and assuming nucleus dimensions before the disintegration of the parent comet the orbital periods of fragments have been estimated. For explanation of observing classes of sungrazing comets the possibility of disintegration of the parent body by stages is investigated. The migration of products of disintegration to Earth, Mercury and Venus is considered.

^ Катастрофические последствия ударов
небольших астероидов и комет И. В. Немчинов Институт динамики геосфер РАН, г. Москва, Россия
Общепринято, что последствия ударов космических тел с размерами 1 км и более опасны для человечества. Проведенные в настоящее время наблюдения за такими телами, сближающимися с Землей, с помощью телескопов и радаров ставят своей целью определить их орбиты, занести в каталог и определить их вероятность падения на Землю, и при необходимости начать организовывать противодействие возникающей космической угрозе. Однако число тел с размерами 30–60 м (близкими к размерам тел для Тунгусского события 1908 г.) и вплоть до 0.5–1 км гораздо больше, чем число более крупных тел и вероятность их падения гораздо выше. Кроме того, наблюдения за такими более мелкими телами пока затруднены и не всегда позволяют надежно определить их траекторию. Вместе с тем, по мере увеличения размера космических тел и их энергии (от примерно 10–50 Мт до 103–5103 Мт) возрастает масштаб вызванной катастрофы — от локальной (за счет ударной и сейсмической волн, кратерообразования, действия теплового излучения и возникающих пожаров) до региональной (в основном за счет волн цунами при ударе в моря и океаны).

Действие этих факторов возрастает и за счет того, что на Земле, в том числе в прибрежных районах, имеется много опасных объектов (химических заводов и складов, атомных электростанций и хранилищ радиоактивных отходов, плотин и т.д.) и число их постоянно возрастает, как и плотность населения. Более того, проведенные в последнее время исследования возмущений ионосферы и магнитосферы за счет движения ионизованного плюма или ионизованных слоев самой ионосферы в магнитном поле Земли показывают, что такие возмущения могут быть глобальными. Происходят нарушения нормального функционирования спутников, радиосвязи, сбои в работе навигационных систем и других технических средств, на которых все более и более опирается современная цивилизация. Приводятся результаты оценок и более детальных расчетов соответствующих геофизических процессов. Отмечаются нерешенные задачи.

Что касается организации противодействия, то здесь надо обратить внимание на то, что спутниковые и наземные наблюдения за внедрением в атмосферу Земли тел размером 1–10 м (с энергией порядка 0.1–10 кт ТНТ), т.е. не слишком мелких по сравнению с теми, которые, с нашей точки зрения, являются опасными, показали, что такие тела обладают весьма низкой прочностью. Это накладывает ограничение на характер механического воздействия на эти объекты с целью изменения их траектории без разрушения самого тела

Из всего сказанного следует, что должны быть организованы систематические наблюдения за космическими телами с размерами менее 1 км и усилены исследования последствий ударов таких тел.
^ Catastrophic consequences of small asteroids
and comets impacts onto the Earth
I. V. Nemchinov

Institute for Dynamics of Geospheres RAS, Moscow, Russia

It is now widely accepted that consequences of impacts of cosmic bodies with sizes larger than about 1 km are grave. Observations with telescopes and radars of such objects are now conducted to determine their orbits and frequency of impacts. But the number of bodies with sizes of about 30-60 m (the Tunguska – class objects) and up to 0.5–1 km is much larger than for bigger bodies and probability of these impacts are also larger. Charges in their size and energy (from about 10–50 Mt up to 103–5·103 Mt TNT) increase the scale of the catastrophe — from local (due to shock and seismic waves, cratering, thermal radiation impulse and fires) up to regional (mainly due to tsunamis).

Action of these factors also increase, if there are many dangerous objects (chemical plants, atomic power stations, radioactive waste depositaries, dams etc). Moreover, recent investigations of ionospheric and magnetospheric disturbances caused by motion of the ionized plume or (and) ionized layers of the ionosphere show that such disturbances may become global. Normal work of satellites, information and navigation systems, and other technical means on which the modern civilization is more and more founded becomes disrupted. Results of estimates and more detailed numerical simulations of relevant geophysical processes are given. The unresolved problems are mentioned.

We should note that satellite and ground based observations of atmospheric entry processes of the bodies with the sizes about 1–10 m (with the energy of the order of 0.1–10 kt TNT) show then that these bodies have very low strength. That gives constraints of the character of mechanical action to be used to change their trajectory.
^ Влияние сближений с Юпитером на негравитационные
эффекты в движении комет О.Ф. Огнева Ярославский государственный технический университет, Ярославль, Россия
Исследуется проблема поступательно-вращательного движения ядра кометы, имеющей тесное сближение с Юпитером. Изучаются изменения параметров вращения ядра в момент сближения кометы с Юпитером и влияние этих изменений на сублимацию кометного вещества при прохождении перигелия. Сравниваются изменения параметров вращения, полученные при решении системы уравнений Белецкого и классических уравнений вращательного движения (уравнений Эйлера).

Во вращении ядра учитываются влияния возмущающих моментов гравитационного притяжения Солнца, Юпитера, а также момента реактивных сил, возникающих в результате сублимации кометного вещества с поверхности ядра. Кометное ядро аппроксимировано трехосным эллипсоидом с полуосями 1.0, 0.66 и 0.5 км. Ядро движется по орбите кометы Харрингтона-Абеля, имевшей тесное сближение с Юпитером.

В качестве параметров вращения ядра выбраны углы Эйлера и – элементы, связанные с вектором кинетического момента вращательного дви-жения ядра. Рассматриваются различные ориентации ядра кометы (Табл. 1).

Таблица 1

Начальные ориентации ядра









1.

1

0

2

2.

20

30

5

3.

45

30

45

stenogramma-rabochej-vstrechi-ekspertnoj-gruppi-po-opredeleniyu-indeksa-ustojchivosti-nekommercheskih-organizacij-sankt-peterburga-za-2010-god-11-aprelya-2011-goda-na-vstreche-prisutstvovali.html
stenogramma-selektornogo-soveshaniya-federalnogo-kaznachejstva-s-rukovoditelyami-upravlenij-federalnogo-kaznachejstva-po-subektam-rossijskoj-federacii-ot-18-oktyabrya-2006-goda.html
stenogramma-shestnadcatogo-ocherednogo-plenarnogo-zasedaniya-gosudarstvennogo-sobraniya-il-tumen-respubliki-saha-yakutiya-chetvertogo-soziva.html
stenogramma-viezdnogo-zasedaniya.html
stenogramma-vistupleniya-i-otvetov-na-voprosi-smi-ministra-inostrannih-del-rossii-informacionnij-byulleten-2-iyunya-2008-goda.html
stenogramma-vstrechi-studentov-i-rukovodstva.html
  • learn.bystrickaya.ru/forma.html
  • gramota.bystrickaya.ru/vserossijskaya-olimpiada-shkolnikov-po-obshestvoznaniyu-20102011-shkolnij-etap-11-klass-stranica-4.html
  • lesson.bystrickaya.ru/metodicheskie-ukazaniya-dlya-studenta-kurs-tendencii-razvitiya-afriki-v-postkolonialnij-period.html
  • klass.bystrickaya.ru/7-voprosi-k-zachyotu-uchebno-metodicheskij-kompleks-dlya-specialnosti-060400-finansi-i-kredit-ochnaya-forma-obucheniya.html
  • university.bystrickaya.ru/glava-xiv-logika-v-rossii-v-xviii-xix-vv-kniga-prinadlezhit-peru-vidayushegosya-sovetskogo-istorika-filosofii-vosnovu.html
  • spur.bystrickaya.ru/literatura-koncepcii-sovremennogo-estestvoznaniya-pod-red-s-i-samigina-rostov-nd-feniks-2000-576-s.html
  • university.bystrickaya.ru/glavax-ohrana-i-racionalnoe-ispolzovanie-zemel-semyanova-a-yu.html
  • report.bystrickaya.ru/iv-kak-uznat-volyu-gospodnyu-svyatitel-ioann-maksimovich-iliotropion-2010.html
  • zadachi.bystrickaya.ru/urok-literaturi-v-9-klasse-tema-chackij-v-poedinke-s-obshestvom.html
  • institut.bystrickaya.ru/tablica-osnovnih-minusov-pri-rabote-so-smetnoj-programmoj.html
  • uchebnik.bystrickaya.ru/voistinu-kak-svetlij-svetilnik-neveshestvennogo-sveta-kanoni-prazdniku-uspeniya-presvyatoj-vladichici-nashej-bogorodici.html
  • control.bystrickaya.ru/erih-fon-manshtejn-stranica-19.html
  • obrazovanie.bystrickaya.ru/pravovoe-regulirovanie-innovacionnoj-deyatelnosti-v-rossijskoj-federacii-12-00-03-grazhdanskoe-pravo-predprinimatelskoe-pravo-semejnoe-pravo-mezhdunarodnoe-chastnoe-pravo.html
  • klass.bystrickaya.ru/b3-professionalnij-cikl-zadachi-professionalnoj-deyatelnosti-vipusknika-3-kompetencii-vipusknika-formiruemie.html
  • university.bystrickaya.ru/glava-i-vvedenie-polozhenie-o-poryadke-sozdaniya-reorganizacii-i-likvidacii-municipalnogo-uchrezhdeniya.html
  • credit.bystrickaya.ru/plan-raboti-gou-sosh-925-na.html
  • knowledge.bystrickaya.ru/mezhdunarodno-pravovie-akti-o-pravah-i-svobodah-cheloveka-i-grazhdanina-chast-7.html
  • klass.bystrickaya.ru/anketa-uchastnika-razmesheniya-zakaza1-konkursnaya-dokumentaciya.html
  • thescience.bystrickaya.ru/intervyu-s-zamestitelem-predsedatelya-banka-rossii-predsedatelem-soveta-direktorov-ndc-konstantinom-korishenko.html
  • laboratornaya.bystrickaya.ru/rabochaya-uchebnaya-programma-po-discipline-tropicheskie-bolezni-dlya-specialnosti-lechebnoe-delo-fakulteta-vrachej-obshej-praktiki-kafedra-infekcionnih-boleznej-s-kursom-detskih-infekcij.html
  • thescience.bystrickaya.ru/iii-sushestvuyushee-polozhenie-samari-osnovnie-problemi-i-predposilki-gradostroitelnogo-razvitiya-gorodskogo-okruga.html
  • holiday.bystrickaya.ru/molodezh-irkutskoj-oblasti-v-cifrah-i-faktah.html
  • predmet.bystrickaya.ru/specialnie-disciplini-realizuyushih-obrazovatelnie-programmi-srednego-professionalnogo-obrazovaniya-na-20102011-uchebnij-god.html
  • obrazovanie.bystrickaya.ru/primer-komponovki-rbu-mv-40-l-tip-2-silosa-primer-komponovki-rbu-mv-40-i-tip-2-silosa-komplekt-postavki-oborudovaniya-rbu-mv-40-proizvoditelnostyu-35-40-mchas.html
  • zanyatie.bystrickaya.ru/obraz-nikolaya-rostova-v-romane-lntolstogo-vojna-i-mir.html
  • institute.bystrickaya.ru/glavnij-nauchnij-sotrudnik-kvalifikacionnij-spravochnik-dolzhnostej-rukovoditelej-specialistov-i-drugih-sluzhashih.html
  • upbringing.bystrickaya.ru/meshanskij-okrug-centralnij-administrativnij-okrug-goroda-moskvi.html
  • znaniya.bystrickaya.ru/radioprogramma-4-21052002-g-radioprogramma-1-09-04-2002-g-terror-i-dengi-terakti-v-ssha-kak-poslednij.html
  • write.bystrickaya.ru/fateev-k-v-f27-obespechenie-voennoj-bezopasnosti-rossijskoj-federacii-teoriya-i-praktika-pravovogo-regulirovaniya-stranica-20.html
  • portfolio.bystrickaya.ru/otchet-o-rezultatah-samoobsledovaniya-fakulteta-veterinarnoj-medicini-stranica-4.html
  • essay.bystrickaya.ru/belyakov-a-viii-mezhregionalnaya-nauchnaya-studencheskaya-konferenciya-25-aprelya-2006tezisi-tver-tverskoj-filial.html
  • lecture.bystrickaya.ru/8-848275-49-89-24-76-57-na-konkurs-prinimayutsya-materiali-programmi-opublikovannie-vishedshie-v-efir-s-1.html
  • crib.bystrickaya.ru/hitrost-i-sila-zamechaniya-v-otnoshenii-istochnikov-i-perevoda-mifa.html
  • writing.bystrickaya.ru/analiz-izderzhek-obrasheniya-v-torgovle-chast-2.html
  • institute.bystrickaya.ru/glava-8-eniologiya.html
  • © bystrickaya.ru
    Мобильный рефератник - для мобильных людей.