2.9. Буферные слои на границах планетарных частотных воронок.

Вопрос о том, как организованы границы, разделяющие области планетарного и солнечного тяготения, заслуживает отдельного разговора. Если планетарные и солнечный частотные склоны порождаются чисто программными средствами, то и толщину переходного слоя – разделяющего планетарную частотную воронку и солнечный частотный склон – можно было задать программными средствами. Мы обращаем внимание на то, что, при малости толщины переходного слоя, прохождение сквозь него физических тел сопровождалось бы серьёзными проблемами. Эти проблемы связаны с тем, что неодинаковость локально-абсолютных скоростей у различных элементарных объёмчиков тела, пересекающего переходный слой, порождала бы механические напряжения в теле – и, при достаточно малой толщине переходного слоя, эти напряжения могли бы разрушить тело.

Проиллюстрируем это на примере влёта космического аппарата, запущенного с Земли, в область тяготения Марса. Энергетически наиболее выгодная траектория полёта к Марсу (т.н. гомановская, [Л4]) – это околосолнечный полуэллипс, с перигелием в области орбиты Земли и с афелием на орбите Марса. Гелиоцентрическая скорость аппарата, достигшего орбиты Марса, составляет при этом около 20 км/с, а орбитальная скорость Марса есть 24 км/с, и тогда влёт в марсианскую частотную воронку возможен лишь через переднюю полусферу её границы. Сразу после пересечения этой границы, планетоцентрическая скорость аппарата составит, по правилам векторного сложения [Л4], 4 км/с. Если толщина переходного слоя l была бы меньше, чем размер аппарата, то возникала бы ситуация, при которой части аппарата, находящиеся по внешнюю и по внутреннюю стороны переходного слоя, имели бы локально-абсолютные скорости, соответственно, V₀=20 км/с и V₁=4 км/с. Эквивалентное ускорение было бы равно a=(V₀²-V₁²)/2l. Так, при l=1 ⁸ м/с², ⁷ g! В такой ситуации, аппарат разнесло бы в пыль.

Как нам представляется, для возможности более «мягкого» прохождения тел сквозь границу области планетарного тяготения, эта граница представляет собой довольно толстый буферный слой, на котором задано такое согласующее изменение локально-абсолютной скорости, чтобы результирующие механические напряжения были не слишком разрушительны. Сделаем оценку для толщины буферного слоя в центральной части передней полусферы частотной воронки Марса, которая обеспечивала бы пролёт объекта с

Рис.2.9

характерным размером L=100 м при механических напряжениях, соответствующих ускорению не более чем a_max=5g. Полный размах приращения локально-абсолютной скорости на толщине буферного слоя должен равняться орбитальной скорости Марса, т.е. V_orb=24 км/с. Подчеркнём, что это приращение локально-абсолютной скорости, согласующее её значения по обе стороны от буферного слоя, возможно обеспечить лишь программными средствами! Пусть согласующая функция составлена из двух «встречных» ветвей одинаковых квадратичных парабол – ОВ и СВ (см. Рис.2.9). Здесь область отрицательных значений абсцисс соответствует области тяготения Марса, область абсцисс ОА соответствует буферному слою, область больших абсцисс – области солнечного тяготения. Наибольшая скорость изменения крутизны согласующей функции, приводящая к наибольшим механическим напряжениям в теле, приходится, очевидно, на центральную часть буферного слоя. Искомая результирующая толщина буферного слоя есть D= V_orb(2L/a_max)^1/2, для нашего случая она составляет около 84 км – что на четыре порядка меньше радиуса планетарной частотной воронки. Хотя этот результат выглядит правдоподобно, он имеет, конечно, исключительно ориентировочный характер.

Заметим, что буферный слой на границе планетарной частотной воронки может защищать планету от крупных астероидов. Параметры буферного слоя могут быть заданы таким образом, чтобы достаточно крупные астероиды, влетающие в область планетарного тяготения, разрушались на более мелкие фрагменты. Не исключено, что дробление астероидов или комет, на влёте в область планетарного тяготения, является одним из сценариев, по которому образуются метеорные потоки в Солнечной системе.