Гравитационная замочная скважина — это крошечная область пространства, где гравитация планеты изменит орбиту пролетающего астероида таким образом, что астероид столкнется с этой планетой на заданном будущем орбитальном проходе. Слово «замочная скважина» контрастирует с большой неопределенностью расчетов траектории (между временем наблюдения астероида и первой встречей с планетой) с относительно узким пучком(ами) критических траекторий. Термин был придуман П. У. Чодасом в 1999 году. Он привлек некоторый общественный интерес, когда в январе 2005 года стало ясно, что астероид 99942 Апофис пролетит мимо Земли в 2029 году, но может пройти через одну или другую замочную скважину, что приведет к ударам в 2036 или 2037 году. Однако с тех пор были проведены дальнейшие исследования, которые показали, что вероятность прохождения Апофиса через замочную скважину была крайне низкой. [1]
Замочные скважины для более близкого или более отдаленного будущего названы числами орбитальных периодов планеты и астероида, соответственно, между двумя встречами (например, « резонансная замочная скважина 7:6»). Есть еще больше, но меньших вторичных замочных скважин , с траекториями, включающими менее близкое промежуточное столкновение («bank shots»). Вторичные гравитационные замочные скважины ищутся с помощью выборки по важности : виртуальные траектории астероидов (или, скорее, их «начальные» значения во время первой встречи) выбираются в соответствии с их вероятностью, учитывая наблюдения за астероидом. Очень немногие из этих виртуальных астероидов являются виртуальными ударниками.
Из-за неточностей наблюдений, неточностей в системе отсчета звезд, смещения в весе крупных обсерваторий по сравнению с более мелкими и в значительной степени неизвестных негравитационных сил на астероиде, в основном эффекта Ярковского , его положение в предсказанное время встречи является неопределенным в трех измерениях. Обычно область вероятных положений формируется как волос, тонкий и вытянутый, потому что визуальные наблюдения дают двумерные положения на небе, но не расстояния. Если область не слишком протяженная, менее одного процента радиуса орбиты, ее можно представить как трехмерный эллипсоид неопределенности , а орбиты (без учета взаимодействия) аппроксимировать прямыми линиями.
Теперь представьте себе плоскость, движущуюся вместе с планетой и перпендикулярную входящей скорости астероида (не возмущенной взаимодействием). Эта целевая плоскость называется b-плоскостью по параметру столкновения b , который является расстоянием от точки на плоскости до планеты в ее начале координат. В зависимости от положения траектории в b-плоскости ее направление после столкновения и кинетическая энергия оказываются под влиянием. Орбитальная энергия напрямую связана с длиной большой полуоси , а также с орбитальным периодом. Если орбитальный период после столкновения астероида является дробным кратным орбитального периода планеты, то произойдет близкое столкновение в той же орбитальной позиции после заданного количества орбит.
Согласно теории близких сближений Эрнста Эпика , множество точек в плоскости b, приводящих к заданному резонансному отношению, образует окружность. На этой окружности лежат планета и две гравитационные замочные скважины, которые являются изображениями планеты в плоскости b будущего столкновения (или, скорее, немного большей площади водосбора из-за гравитационной фокусировки). Форма замочных скважин представляет собой небольшой круг, вытянутый и изогнутый вдоль окружности для заданного резонансного отношения. Замочная скважина, ближайшая к планете, меньше другой, потому что изменение отклонения становится круче с уменьшением параметра столкновения b .
Соответствующие замочные скважины находятся близко к эллипсоиду неопределенности, спроецированному на b-плоскость, где он становится вытянутым эллипсом. Эллипс сжимается и дрожит по мере добавления к оценке новых наблюдений астероида. Если вероятный путь астероида остается близким к замочной скважине, точное положение самой замочной скважины будет иметь значение. Оно меняется в зависимости от направления и скорости входящего астероида и от негравитационных сил, действующих на него между двумя встречами. Таким образом, «промах так же хорош, как миля» не применимо к замочной скважине шириной в несколько сотен метров. Однако изменение пути астероида на милю может быть сделано с помощью относительно небольшого импульса , если до первой встречи еще годы. Отклонение астероида после пролета потребует гораздо более сильного импульса.
Для быстро вращающейся планеты, такой как Земля, расчет траекторий, проходящих близко к ней, менее дюжины радиусов, должен включать сплюснутость планеты — ее гравитационное поле не является сферически симметричным. Для еще более близких траекторий гравитационные аномалии могут быть важны.
Для крупного астероида (или кометы), проходящего вблизи предела Роша , его размер, который выводится из его величины , влияет не только на предел Роша, но и на траекторию, поскольку центр гравитационной силы, действующей на тело, отклоняется от его центра масс, что приводит к возникновению приливной силы более высокого порядка, смещающей замочную скважину.