Что такое метеор? Метеоры: фото. Астероиды, кометы, метеоры, метеориты. Астероиды. Кометы. Метеоры. Метеориты Строение и состав метеоритов

Астероиды. Метеориты. Метеоры.

Астероид

АСТЕРОИД- небольшое планетоподобное небесное тело Солнечной системы, движущееся по орбите вокруг Солнца. Астероиды, известные также как малые планеты, значительно уступают по размерам планетам.

Определения.

Термин астероид (от др.-греч.- «подобный звезде») был введён Уильямом Гершелем на основании того, что эти объекты при наблюдении в телескоп выглядели как точки звёзд - в отличие от планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят дисками. Точное определение термина «астероид» до сих пор не является установившимся. Термин «малая планета» (или «планетоид») не подходит для определения астероидов, так как указывает и на расположение объекта в Солнечной системе. Однако не все астероиды являются малыми планетами.

Одним из способов классификации астероидов является определение размера. Действующая классификация определяет астероиды, как объекты с диаметром более 50 м, отделяя их от метеорных тел, которые выглядят как крупные камни, или могут быть ещё меньше. Классификация опирается на утверждение, что астероиды могут уцелеть при входе в атмосферу Земли и достигнуть её поверхности, в то время, как метеоры, как правило, полностью сгорают в атмосфере.

В результате «астероид» можно определить как объект Солнечной системы, состоящий из твёрдых материалов, который по размерам больше метеора.

Астероиды в Солнечной системе

На настоящий момент в Солнечной системе обнаружены десятки тысяч астероидов. По состоянию на 26 сентября 2006 в базах данных насчитывалось 385083 объекта, у 164612 точно определены орбиты и им присвоен официальный номер. 14077 из них на этот момент имели официально утверждённые наименования. Предполагается, что в Солнечной системе может находиться от 1.1 до 1.9 миллиона объектов, имеющих размеры более 1 км. Большинство известных на данный момент астероидов сосредоточено в пределах пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера.

Самым крупным астероидом в Солнечной системе считалась Церера, имеющая размеры приблизительно 975×909 км, однако с 24 августа 2006 года она получила статус карликовой планеты. Два других крупнейших астероида 2 Паллада и 4 Веста имеют диаметр ~500 км. 4 Веста является единственным объектом пояса астероидов, который можно наблюдать невооружённым глазом. Астероиды, движущиеся по другим орбитам, также могут быть наблюдаемы в период прохождения вблизи Земли (например 99942 Апофис).

Общая масса всех астероидов главного пояса оценивается в 3.0-3.6×1021 кг, что составляет всего около 4 % от массы Луны. Масса Цереры - 0.95×1021 кг, то есть около 32 % от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами 4 Веста (9 %), 2 Паллада (7 %), 10 Гигея (3 %) - 51 %, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную массу.

Изучение астероидов

Изучение астероидов началось после открытия в 1781 Уильямом Гершелем планеты Уран. Его среднее гелиоцентрическое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса-Боде.

В конце XVIII века Франц Ксавер (Franz Xaver von Zach) организовал группу, включавшую 24 астрономов. С 1789 эта группа занималась поисками планеты, которая, согласно правилу Тициуса-Боде, должна была находиться на расстоянии около 2,8 астрономических единиц от Солнца - между орбитами Марса и Юпитера. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи координаты проверялись, и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что должно было быть легко замечено.

По иронии судьбы первый астероид, 1 Церера, был обнаружен итальянцем Пиацци, не участвовавшим в этом проекте, случайно, в 1801, в первую же ночь столетия. Три других - 2 Паллада, 3 Юнона и 4 Веста были обнаружены в последующие несколько лет - последний, Веста, в 1807. Ещё через 8 лет бесплодных поисков большинство астрономов решило, что там больше ничего нет, и прекратило исследования.

Однако, Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, и в 1830 возобновил поиск новых астероидов. Пять лет спустя он обнаружил Астрею, первый новый астероид за 38 лет. Он также обнаружил Гебу менее чем через два года. После этого другие астрономы подключились к поискам, и далее обнаруживалось не менее одного нового астероида в год (за исключением 1945).

В 1891 Макс Вольф впервые использовал для поиска астероидов метод астрофотографии, при котором на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии. Этот метод значительно увеличил количество обнаружений по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с 323 Бруция, тогда как до него было обнаружено немногим более 300. Сейчас, век спустя, только несколько тысяч астероидов идентифицировано, пронумеровано и проименовано. Известно об их гораздо большем количестве, однако учёные не очень беспокоятся об их изучении, называя астероиды «космическим сбродом» («vermin of the skies»).

Именование астероидов

Сначала астероидам давали имена героев римской и греческой мифологии, позднее открыватели получили право называть его как угодно, например - своим именем. Вначале астероидам давались преимущественно женские имена, мужские имена получали только астероиды, имеющие необычные орбиты (например, Икар, приближающийся к Солнцу ближе Меркурия). Позднее и это правило перестало соблюдаться.

Получить имя может не любой астероид, а лишь тот, орбита которого более или менее надёжно вычислена. Были случаи, когда астероид получал имя спустя десятки лет после открытия. До тех пор, пока орбита не вычислена, астероиду даётся порядковый номер, отражающий дату его открытия, например, 1950 DA. Цифры обозначают год, первая буква - номер полумесяца в году, в котором астероид был открыт (в приведённом примере это вторая половина февраля). Вторая буква обозначает порядковый номер астероида в указанном полумесяце, в нашем примере астероид был открыт первым. Так как полумесяцев 24, а английских букв - 26, в обозначении не используются две буквы: I (из-за сходства с единицей) и Z. Если количество астероидов, открытых в течение полумесяца, превысит 24, вновь возвращаются к началу алфавита, приписывая второй букве индекс 2, при следующем возвращении - 3, и т. д.

После получения имени официальное именование астероида состоит из числа (порядкового номера) и названия - 1 Церера, 8 Флора и т. д.

Пояс астероидов

Орбиты большинства пронумерованных малых планет (98%) расположены между орбитами планет Марса и Юпитера. Их средние расстояния от Солнца составляют от 2,2 до 3,6 а.е. Они образуют так называемый главный пояс астероидов. Все малые планеты, как и большие, движутся в прямом направлении. Периоды их обращения вокруг Солнца составляют в зависимости от расстояния от трех до девяти лет. Нетрудно сосчитать, что линейная скорость приблизительно равна 20 км/с. Орбиты многих малых планет заметно вытянуты. Эксцентриситеты редко превышают 0,4, но, например, у астероида 2212 Гефест он равен 0,8. Большинство орбит располагается близко к плоскости эклиптики, т.е. к плоскости орбиты Земли. Наклоны обычно составляют несколько градусов, однако бывают и исключения. Так, орбита Цереры имеет наклом 35°, известны и большие наклонения.

Возможно, нам жителям Земли, наиболее важно знать астероиды, орбиты которых близко подходят к орбите нашей планеты. Обычно выделяют три семейства сближающихся с Землей астероидов. Они названы по имени типичных представителей - малых планет: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962 Атон. К семейству Амура относятся астероиды, орбиты которых в перигелии почти касаются орбиты Земли. "Аполлонцы" пересекают земную орбиту с внешней стороны, их перегелийное расстояние меньше 1 а.е. "Атонцы" имеют орбиты с большой полуосью меньше земной и пересекают земную орбиту изнутри. Представители всех указанных семейств могут встретиться с Землей. Что же касается близких прохождений, то они случаются нередко.

Например, астероид Амур в момент открытия находился в 16,5 млн километров от Земли, 2101 Адонис приблизился на 1,5 млн километров, 2340 Хатхор - на 1,2 млн километров. Астрономы многих обсерваторий наблюдали прохождение мимо Земли астероида 4179 Таутатис. 8 декабря 1992 г. он был от нас на расстоянии 3,6 млн километров.

Основное количество астероидов сосредоточено в главном поясе, но имеется важные исключения. Задолго до открытия первого астероида французский математик Жозеф Луи Лагранж изучал так называемую задачу трех тел, т.е. исследовал, как движутся три тела под действием сил тяготения. Задача очень сложна и в общем виде не решена до сих пор. Однако Лагранжу удалось найти, что в системе трех гравитирующих тел (Солнце - планета - малое тело) существует пять точек, где движение малого тела оказывается устойчивым. Две из этих точек находятся на орбите планеты, образуя с ней и Солнцем равносторонние треугольники.

Спустя много лет, уже в XX в., теоретические построения воплотились в реальность. Вблизи лагранжевых точек на орбите Юпитера было открыто около двух десятков астероидов, которым дали имена героев Троянской войны. Астероиды - "греки" (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°, "троянцы" следуют на таком же расстоянии сзади. Согласно оценкам, число астероидов около точек Лагранжа может достигать нескольких сот.

Размеры и вещественный состав

Чтобы узнать размер какого-либо астрономического объекта (если расстояние до него известно), необходимо измерить угол, под которым он виден с Земли. Однако не случайно астероиды называются малыми планетами. Даже в крупные телескопы при отличных атмосферных условиях, применяя очень сложные, трудоемкие методики, удается получить довольно нечеткие очертания дисков лишь нескольких самых крупных астероидов. Гораздо эффективнее оказался фотометрический метод. Существуют весьма точные приборы, измеряющие блеск, т.е. звездную величину небесного светила. Кроме того, хорошо известна освещенность, создаваемая Солнцем на астероиде. При прочих равных условиях блеск астероида определяется площадью его диска. Необходимо, правда, знать, какую долю света отражает данная поверхность. Эта отражательная способность называется альбедо. Разработаны методы его определения по поляризации света астероидов, а также по различию яркости в видимой области спектра и в инфракрасном диапазоне. В результате измерений и расчетов получены следующие размеры самых крупных астероидов.

Метеоры – это частички межпланетного материала, проходящие через атмосферу Земли и нагревающиеся до накаливания трением. Эти объекты называются метеорными телами и мчатся через космос, становясь метеорами. За несколько секунд они пересекают небо, создавая светящиеся тропы.

Метеорные потоки
Ученые подсчитали, что 44 тонны метеоритного вещества падает на Землю каждый день. Несколько метеоров в час, как правило, можно наблюдать любой ночью. Иногда количество резко возрастает - эти явления называются метеорными потоками. Некоторые происходят ежегодно или через определенные промежутки времени, когда Земля проходит через след пыльного мусора, оставленного кометой.

Метеорный поток Леониды

Метеорные потоки, как правило, называют в честь звезды или созвездия, которое ближе всего к тому месту, где метеоры появляются в небе. Пожалуй, наиболее известными являются Персеиды, которые появляются 12 августа каждый год. Каждый метеор - Персеид - это крошечный кусочек кометы Свифта-Туттля, которая оборачивается вокруг Солнца за 135 лет.

Другие метеоритные дожди и связанные с ними кометы - это Леониды (Темпеля-Туттля), Аквариды и Ориониды (Галлея) и Тауриды (Энке). Большая часть кометной пыли в метеорных дождях сгорает в атмосфере, не достигнув поверхности Земли. Часть этой пыли улавливается самолетами и анализируется в лабораториях НАСА.

Метеориты
Куски камня и металла с астероидов и других космических тел, которые выживают после путешествия через атмосферу и падают на землю, называются метеоритами. Большинство метеоритов, найденных на Земле галечные, размером с кулак, но некоторые из них больше, чем здания. Когда-то Земля пережила множество серьезных метеоритных атак, которые вызвали значительные разрушения.

Одним из самых сохранившихся кратеров является кратер метеорита Барринджер в Аризоне, около 1 км (0,6 мили) в диаметре, образовавшийся в результате падения куска железо-никелевого металла примерно 50 метров (164 фута) в диаметре. Ему 50000 лет и он так хорошо сохранился, что используется для изучения метеоритных ударов. С тех пор, как это место было признано таким ударным кратером в 1920 году, около 170 кратеров были найдены на Земле.

Метеоритный кратер Барринджер

Серьезный удар астероида 65 миллионов лет назад, который создал 300 километров в ширину (180 миль) кратер Chicxulub на полуострове Юкатан, способствовал вымиранию около 75 процентов морских и сухопутных животных на Земле в то время, включая динозавров.

Документально зафиксированных свидетельств причинения метеоритом ущерба или смерти мало. В первом известном случае внеземной объект травмировал человека в США. Энн Ходжес из Sylacauga, Алабама, получила травмы после попадания 3,6 килограммового (8 фунтов) каменного метеорита в крышу ее дома в ноябре 1954 года.

Метеориты могут быть похожи на земные камни, но они обычно имеют горелую поверхность. Эта горелая корочка появляется в результате плавления метеорита за счет трения, во время прохождения через атмосферу. Есть три основных типа метеоритов: серебристые, каменные и каменисто-серебристые. Хотя большинство метеоритов, которые падают на Землю каменные, больше метеоритов, обнаруженных в последнее время – серебристые. Эти тяжелые предметы легче отличить от пород Земли, чем каменные метеориты.

Это изображение метеорита было сделано марсоходом Opportunity в Сентябре 2010 года

Метеориты падают также на другие тела Солнечной системы. Марсоход Opportunity исследовал метеориты разного типа на другой планете, когда он обнаружил железо-никелевый метеорит размером с баскетбольный мяч на Марсе в 2005 году, а затем нашел гораздо больше и тяжелее железо-никелевый метеорит в 2009 году в той же области. В целом, Марсоход Opportunity открыл шесть метеоритов в ходе своего путешествия по Марсу.

Источники метеоритов
Более 50000 метеоритов были найдены на Земле. Из них 99,8% пришли из Пояса астероидов. Доказательства их происхождения из астероидов включают в себя вычисленные из фотографических наблюдений орбиты падения метеорита, спроецированной обратно на пояс астероидов. Анализ нескольких классов метеоритов показал совпадение с некоторыми классами астероидов и они также имеют возраст от 4,5 до 4,6 млрд. лет.

Исследователи обнаружили новый метеорит в Антарктиде

Тем не менее, мы можем найти соответствие только одной группы метеоритов определенному типу астероидов - eucrite, diogenite и howardite. Эти магматические метеориты происходят из третьего по величине астероида Весты. Астероиды и метеориты, которые падают на Землю, не являются частями планеты, что распалась, но состоят из оригинальных материалов, из которых планеты образовались. Изучение метеоритов рассказывает нам об условиях и процессах при формировании и ранней истории Солнечной системы, таких, как возраст и состав твердых тел, природа органического вещества, температуры, достигнутые на поверхности и внутри астероидов и форма, в которую эти материалы были приведены в результате столкновения.

Остальные 0,2 процента метеоритов можно разделить примерно поровну на метеориты с Марса и Луны. Более чем 60 известных марсианских метеоритов были выброшены с Марса в результате метеоритного дождя. Все они - магматические породы, которые кристаллизовались из магмы. Камни очень похожи на земные, с некоторыми отличительными чертами, которые указывают на марсианское происхождение. Почти 80 лунных метеоритов схожи по минералогии и составу лунных камней с миссии Аполлон, но достаточно отличаются, чтобы показать, что они пришли из разных частей Луны. Исследования лунных метеоритов и марсианских дополняют исследования пород Луны миссии Аполлон и роботизированных исследований Марса.

Виды метеоритов
Довольно часто обычный человек представляя, как выглядит метеорит, думает о железе. И это легко объяснить. Железные метеориты плотные, очень тяжелые и часто принимают необычные, и даже впечатляющие формы во время падения и плавления в атмосфере нашей планеты. И хотя железо, ассоциируется у большинства людей с типичным составом космических камней, железные метеориты это один из трёх основных видов метеоритов. И они довольно редки по сравнению с каменными метеоритами, особенно с самой распространенной их группой – одинарными хондритами.

Три основных вида метеоритов
Существует большое количество видов метеоритов, разделенных на три основные группы: железные, каменные, каменно-железные. Почти все метеориты содержат внеземной никель и железо. Те из них которые совсем не содержат железа на столько редки, что даже если мы обратимся за помощью по выявлению возможных космических камней, мы скорее всего не найдём ни чего, что не содержит большое количество метала. Классификация метеоритов, по факту, основывается на количестве железа, содержащемся в образце.

Пример железного метеорита

У большинства образцов этой группы, железная составляющая примерно 90%-95%, остальное никель и рассеянные микроэлементы. Железные метеориты подразделяются на классы по химическому составу и структуре. Структурные классы определяются путём изучения двух компонентов железоникелевых сплавов: камасит и тэнит.

Эти сплавы имеют сложную кристаллическую структуру, известную как видманштеттеновая структура, названная в честь графа Алоиза фон Видманштеттена описавшего феномен в 19 веке. Эта решёткоподобная структура очень красива и хорошо видна, если железный метеорит нарезать пластинами, отполировать и потом протравить в слабом растворе азотной кислоты. У камаситовых кристаллов, обнаруженных в процессе этого, измеряют среднюю ширину полос, полученную цифру используют для разделения железных метеоритов на структурные классы. Железо с тонкой полосой (менее 1 мм) называют «тонкоструктурный октаэдрит», с широкой полосой «грубый октаэдрит».

Каменные метеориты
Крупнейшая группа метеоритов - каменные, они сформировались из внешней коры планеты или астероида. Множество каменных метеоритов, особенно те, которые находятся на поверхности нашей планеты долгое время, очень сильно похожи на обычные земные камни, и нужен опытный глаз, чтобы найти такой метеорит в поле. Недавно упавшие камни отличаются черной сияющей поверхностью, которая образовалась в результате горения поверхности в полете, и подавляющее большинство камней содержит достаточно железа, чтобы притягиваться к мощному магниту.

Типичный представитель хондритов

Некоторые каменные метеориты содержат маленькие, красочные, зерноподобные включения известные, как «хондры». Эти крошечные крупинки произошли из солнечной туманности, следовательно, ещё до формирования нашей планеты и всей Солнечной Системы, что делает их древнейшей известной материей доступной для изучения. Каменные метеориты, содержащие эти хондры, называются «хондриты».

Космические камни без хондр называются «ахондриты». Это вулканические камни, сформированные вулканической активностью на их «родительских» космических объектах, где плавление и рекристаллизация стерли все следы древних хондр. Ахондриты содержат мало железа или не содержат его совсем, что делает трудными его поиски по сравнению с другими метеоритами, хотя его образцы часто покрыты глянцевой корочкой, которая выглядит как эмалевая краска.

Каменные метеориты с Луны и Марса
Действительно ли, мы можем найти лунные и марсианские камни на поверхности нашей собственной планеты? Ответ - да, но они чрезвычайно редкие. Более сто тысяч лунных и примерно тридцать марсианских метеоритов были обнаружены на Земле, и все они относятся к ахондритовой группе.

Лунный метеорит

Столкновение поверхности Луны и Марса с другими метеоритами, выкинуло осколки в открытый космос и некоторые из них упали на Землю. С финансовой точки зрения лунные и марсианские образцы находятся среди самых дорогих метеоритов. На рынках коллекционеров их цена доходит до тысячи долларов за грамм, что делает их в несколько раз более дорогими, чем, если бы они были из золота.

Каменно-железные метеориты
Наименее распространенный из трёх основных видов – каменно-железный, насчитывает менее 2% от всех известных метеоритов. Они состоят из примерно одинаковых частей железа-никеля и камня, и делятся на два класса: палласиты и мезосидериты. Каменно-железные метеориты образовались на границе коры и мантии своих «родительских» тел.

Пример каменно-железного метеорита

Палласиты, пожалуй, самый заманчивый из всех метеоритов и определенно представляет большой интерес среди частных коллекционеров. Палласит состоит из железоникелевой матрицы, заполненной кристаллами оливина. Когда кристаллы оливина достаточно чистые, и отображаются изумрудно-зелёным цветом, они известны как драгоценный камень перодот. Палласиты получили своё название в честь немецкого зоолога Питера Палласа, который описал русский метеорит Красноярск, найденный возле столицы Сибири в 18 веке. Если кристалл палласита разрезать на пластины и отполировать, он становится полупрозрачным, что дает ему неземную красоту.

Мезосидериты – меньшая из двух каменно-железных групп. Они состоят из железа-никеля и силикатов, и обычно привлекательно выглядят. Высокий контраст серебристой и черной матрицы, если отрезать пластину и отшлифовать, и случайных вкраплений, приводит к очень необычному виду. Слово мезосидерит произошло от греческого «половина» и «железо», и они очень редкие. В тысячах официальных каталогов метеоритов, мезосидеритов менее сотни.

Классификация метеоритов
Классификация метеоритов комплексный и технический предмет и сказанное выше предназначено только в качестве краткого обзора темы. Методы классификации изменялись несколько раз за последние годы; известные метеориты переклассифицировали в другой класс.

Марсианские метеориты
Марсианский метеорит - редкий вид метеоров, который прилетел с планеты Марс. До ноября 2009 года на Земле было найдено более 24 000 метеоров, но только 34 из них марсианских. Марсианское происхождение метеоров было известно по составу изотопного газа, который содержится в метеорах в микроскопическом количестве, анализ марсианской атмосферы, был произведен аппаратами «Викинг».

Возникновение марсианского метеорита Нахла
В 1911 году в египетской пустыне был найден первый марсианский метеорит под названием «Нахла». Возникновение и принадлежность метеорита к Марсу установили намного позже. И установили его возраст - 1,3 миллиардов лет. Данные камни появились в космосе после падения на Марс больших астероидов или при массивных извержениях вулканов. Сила взрыва была такая, что выкинутые кусочки породы приобрели скорость, необходимую для того, чтобы превзойти притяжение планеты Марс и оставить его орбиту (5 км/с). В наше время на Землю падает до 500 кг марсианских камней за один год.

Две части метеорита Нахла

В августе 1996 года в журнале Science опубликовали статью об исследовании метеорита ALH 84001, найденного в Антарктиде в 1984 году. Началась новая работа, сосредоточена вокруг метеорита обнаруженного в леднике Антарктиды. Исследование проводили при помощи сканирующего электронного микроскопа, они выявили «биогенные структуры» внутри метеора, которые теоретически имели возможность быть образованы жизнью на Марсе.

Изотопная дата продемонстрировала, что метеор появился около 4,5 млрд. лет назад, и попав в межпланетное пространство, упал на Землю 13 тыс. лет назад.

"Биогенные структуры", обнаруженные на срезе метеорита

Изучая метеор с помощью электронного микроскопа, эксперты нашли микроскопические окаменелости, подсказывающие бактериальные колонии, состоящие из отдельных частей объемом приблизительно 100 нм. Еще были отысканы следы препаратов, возникающих при разложении микроорганизмов. Доказательство возникновения марсианского метеора требует микроскопического изучения и особых химических анализов. Засвидетельствовать марсианское возникновение метеора может специалист сообразно наличию минералов, оксидов, фосфатов кальция, кремния и сульфида железа.

Известные образцы являются бесценными находками, поскольку представляют собой типичные капсулы времени из геологического прошлого Марса. Данные марсианские метеориты мы получили без всяких космических миссий.

Самые большие метеориты, упавшие на Землю
На Землю время от времени падают космические тела… больше и не очень, из камня или металла. Некоторые из них не более песчинки, другие весят несколько сотен килограмм или даже тонн. Ученые Астрофизического института города Оттава (Канада) утверждают, что в год нашу планету посещает несколько сотен твердых инопланетных тел общей массой более 21 тонны. Вес большинства метеоритов не превышает нескольких грамм, однако есть и те, которые весят несколько сотен килограмм или даже тонн.

Места падения метеоритов либо огораживают, либо наоборот открывают для всеобщего обозрения, чтобы каждый желающий смог притронуться к внеземному «гостю».

Некоторые путают кометы и метеориты из-за того, что оба этих небесных тела имеют огненную оболочку. В древности люди считали кометы и метеориты плохим предзнаменованием. Места падения метеоритов люди старались избегать, считая их проклятой зоной. К счастью, в наше время, подобных случаев уже не наблюдается, а даже наоборот - места падения метеоритов вызывают огромнейший интерес у жителей планеты.

Вспомним 10 наиболее крупных метеоритов, которые падали на нашу планету.

Метеорит упал на нашу планету 22 апреля 2012-го года, скорость болида составляла 29 км/сек. Пролетел над штатами Калифорния и Невада, метеорит разбросал свои горящие осколки на десятки километров и разорвался в небе над столицей США. Мощность взрыва относительно небольшая – 4 килотонны (в тротиловом эквиваленте). Для сравнения, взрыв знаменитого челябинского метеорита по мощность составил 300 килотонн в тротиле.

По мнению ученых, метеорит Саттер Милл был сформирован в момент зарождения нашей Солнечной системы, космическому телу более 4566,57 млн. лет назад.

11 февраля 2012-го года над территорией КНР пролетели сотни крохотных метеоритных камней и упали на площадь свыше 100 км в южных районах Китая. Наиболее крупный из них весил порядка 12.6 кг. По мнению ученых, метеориты прилетели из астероидного пояса между Юпитером и Марсом.

15-го сентября 2007 года метеорит упал у озера Титикака (Перу) рядом с границей Боливией. По утвержденью очевидцев, событию предшествовал сильный шум. Потом они увидели падающее охваченное огнем тело. Метеорит оставил яркий след в небе и струйку дыма, который было видно спустя несколько часов после падения болида.

На месте падения образовался огромный кратер 30 метров в диаметре и 6 в глубину. В метеорите содержались токсичные вещества, поскольку у людей живущих рядом начались головные боли.

На Землю чаще всего падают метеориты из камня (92% от общего количества), состоящие из силикатов. Челябинский метеорит – исключение, он был железным.

Метеорит упал 20 июня 1998 года рядом с туркменским городом Куня-Ургенч, отсюда и произошло его название. Перед падением местные жители видели яркую вспышку. Самая большая часть болида весит 820 кг, этот кусок упал в поле и образовал воронку в 5 метров.

По данным геологов, возраст этого небесного тела составляет порядка 4-х млрд лет. Метеорит Куня-Ургенч сертифицирован Международным метеоритным обществом и считается наиболее крупным всех болидов падавших на территории СНГ и стран третьего мира.

Болид из железа Стерлитамак, чей вес составлял более 300 кг, упал 17 мая 1990 года на поле совхоза западнее города Стерлитамак. При падении небесного тела образовался кратер в 10 метров.

Вначале были обнаружены небольшие металлические обломки, спустя год ученым удалось извлечь самый крупный фрагмент метеорита весом 315 кг. В настоящее время метеорит находится в Музее этнографии и археологии Уфимского научного центра.

Произошло это событие в марте 1976-го года в провинции Цзилинь на востоке Китая. Крупнейший метеоритный дождь длился более получаса. Космические тела падали со скоростью 12 км в секунду.

Лишь спустя несколько месяцев были найдены около сотни метеоритов, самый большой - Цзилинь (Гирин), весил 1.7 т.

Этот метеорит упал 12 февраля 1947-го года на Дальнем Востоке в городе Сихотэ-Алинь. Болид был раздроблен в атмосфере на мелкие железные куски, которые рассыпались на площади 15 кв.км.

Образовалось несколько десятков кратеров глубиной 1-6 метров и диаметром от 7 до 30 метров. Геологи собрали несколько десятков тонн метеоритного вещества.

Метеорит Гоба (1920 год)

Знакомьтесь, Гоба - один из самых крупных найденных метеоритов! На Землю он упал 80 тыс. лет назад, однако был найден в 1920 году. Настоящий гигант из железа весил порядка 66 тонн и имел объём 9 куб.м. Кто знает, с какими мифами связывали падение этого метеорита жившие в то время люди.

Состав метеорита. На 80% это небесное тело состоит из железа, считается наиболее тяжелым из всех метеоритов, когда-либо падавших на нашу планету. Ученые взяли пробы, но не стали транспортировать весь метеорит. Сегодня он находится на месте падения. Это – один из самых больших кусков железа на Земле внеземного происхождения. Метеорит постоянно уменьшается: эрозия, вандализм и научные исследования сделали свое дело: метеора снизился на 10%.

Вокруг него создали специальное ограждение и теперь Гоба известен всей планете, к нему приезжает множество туристов.

Загадка тунгусского метеора (1908 год)

Самый известный российский метеорит. Летом 1908-го года над территорией Енисея пролетел огромный огненный шар. Метеорит взорвался на высоте 10 км над тайгой. Взрывная волна два раза обогнула Землю и зафиксировалась всеми обсерваториями.

Мощность взрыва просто чудовищна и оценивается в 50 мегатонн. Полет космического гиганта – сотня километров в секунду. Вес, по разным оценкам варьируется - от 100 тыс. до одного млн. тонн!

К счастью при этом никто не пострадал. Метеорит взорвался над тайгой. В близлежащих населенных пунктах взрывной волной выбило окно.

В результате взрыва повалились деревья. Территории леса в 2 000 кв. превратилась в щебки. Взрывная волна убила животных в радиусе более 40 км. Несколько дней над территорией центральной Сибири наблюдались артефакты – светящиеся облака и свечение неба. По мнению ученых это было вызвано инертными газами, которые были высвобождены в момент входа метеорита в атмосферу Земли.

Что же это было? Метеорит оставил бы на месте падения огромный кратер как минимум в 500 метров глубиной. Ни одна экспедиция не смогла найти ничего подобного…

Тунгусский метеор, с одной стороны - хорошо изученное явление, с другой - одна из самых больших загадок. Небесное тело разорвалось в воздухе, куски сгорели в атмосфере, и на Земле не осталось никаких остатков.

Рабочее название «Тунгусский метеорит» появилось потому, что это – наиболее простое и понятное объяснение пролетевшего горящего шара, вызвавшего эффект взрыва. Тунгусский метеорит называли и разбившимся инопланетным кораблем, и природной аномалией, и взрывом газа. Чем же он был в реальности - остается только догадываться и строить гипотезы.

Метеоритный дождь в США (1833 год)

13 ноября 1833-го года в США над восточной территорией прошел метеоритный дождь. Длительность метеоритного дождя - 10 часов! На поверхность нашей планеты за это время упало около 240 тыс. мелких и средних метеоритов. Метеоритный дождь 1833 года - самый мощный из всех известных метеорных потоков.

Каждый день десятки метеоритных потоков пролетают рядом с нашей планетой. Известны около 50 потенциально опасных комет, которые могут пересечь орбиту Земли. Столкновение нашей планеты с небольшими (не способными нанести большой вред) космическими телами происходят раз в 10-15 лет. Особая опасность для нашей планеты - падение астероида.

Челябинский метеорит
Прошло уже почти два года, как южноуральцы оказались очевидцами космического катаклизма - падение челябинского метеорита, ставшее впервые в современной истории случаем, который причинил существенный ущерб местному населению.

Падение астероида произошло в 2013 году, 15 февраля. Вначале южноуральцам показалось, будто взорвался «малопонятный объект», многие видели странные зарницы, освещающие небо. Вот к какому мнению пришли учёные, изучившие данное происшествие в течение года.

Данные о метеорите
В местности близ Челябинска упала достаточно обычная комета. Падения космических объектов именно подобного характера случаются один раз за столетие. Хотя по другим сведениям, они случаются неоднократно, в среднем до 5 раз в 100 лет. По предположениям учёных, в атмосферу нашей Земли ориентировочно раз в год залетают кометы величиной порядка 10 м., что больше в 2 раза челябинского меторита, однако зачастую это происходит над регионами с малым количеством населения или над океанами. При чём кометы сгорают и разрушаются на огромной высоте, не нанося никакого ущерба.

Шлейф от Челябинского метеорита на небе

До падения масса челябинского аэролита равнялась от 7 до 13 тысяч тонн, а его параметры достигали предположительно 19.8 м. Проведя анализ, учёные выяснили, что на поверхность земли всего свалилось порядка 0.05% от начальной массы, это 4-6 тонн. В настоящее время собрано из данного количества чуть более одной тонны, учитывая и один из крупных осколков аэролита массой в 654 кг., поднятого со дна Чебаркульского озера.

Исследование челябинского маеторита по геохимическим показателям выявило, что он принадлежит типу обычных хондритов класса LL5. Это самая часто встречающаяся подгруппа каменных метеоритов. Все ныне обнаруженные метеориты, порядка 90%, являются именно хондритами. Они получили своё название ввиду наличия в них хондр - сферических оплавленных образований диаметром в 1 мм.

Показания инфразвуковых станций свидетельствуют, что в минуту сильного торможения челябинского аэролита, когда до земли оставалось примерно 90 км., произошёл мощнейший взрыв силой равный тротиловому эквиваленту 470-570 килотонн, что сильнее в 20-30 раз атомного взрыва в Хиросиме, однако по взрывной мощи он уступает падению Тунгусского метеорита (примерно от 10 до 50 мегатонн) больше чем в 10 раз.

Падение челябинского метеорита сразу сотворило сенсацию и по времени и по месту. В современной истории этот космический объект является первым упавшим метеоритом в столь плотнонаселённый район, вследствие чего, повлекший за собой значительный ущерб. Так при взрыве метеорита были выбиты стёкла более 7 тысяч домов, более полутора тысяч человек обратилось за медицинской помощью, из них 112 госпитализированы.

Помимо значительного урона, падение метеорита также принесло и положительные результаты. На сегодня это событие лучше всего задокументировано. К тому же одна видеокамера засняла фазу падения в Чебаркульское озеро одного из больших осколков астероида.

Откуда прилетел челябинский метеорит?
Для учёных данный вопрос не составил особого труда. Он появился из основного пояса астероидов нашей Солнечной системы, зоны посреди орбит Юпитера и Марса, где пролегают пути большинства малых тел. Орбиты отдельных из них, к примеру, астероидов группы Атона или Аполлона продолговаты и могут проходить через орбиту Земли.

Учёные-астрономы достаточно точно смогли определить траекторию полёта «челябинца», благодаря множеству фото- и видеозаписям, а также спутниковым фотоснимкам, запечатлевшим падение. Затем астрономы продолжили путь метеорита в обратную сторону, за атмосферу, с целью выстроить полную орбиту данного объекта.

Размеры фрагментов Челябинского метеорита

Несколько групп астрономов пытались определить путь челябинского метеорита до его удара с Землёй. По их вычислениям можно увидеть, что большая полуось орбиты упавшего метеорита равнялась примерно 1.76 а.е. (астрономическая единица), это средний радиус земной орбиты; близкая к Солнцу точка орбиты - перигелий, был на дистанции 0.74 а.е., а наиболее удалённая от Солнца точка - афелий, или апогелий, на 2.6 а.е.

Данные цифры позволили учёным попытаться найти челябинского метеорита в астрономических каталогах уже выявленных малых космических объектов. Понятно, что большинство ранее установленных астероидов через какое-то время вновь «выпадают из вида», а затем некоторых «потеряшек» умудряются «открыть» по второму разу. Астрономы не отбрасывали и этот вариант, что упавший метеорит, возможно, и есть «потеряшка».

Родичи челябинского метеорита
Пусть полного сходства при поисках не выявилось, астрономы всё же сыскали ряд вероятных «родичей» астероида из Челябинска. Учёные из Испании Рауль и Карлос де ла Флуэнте Маркос, просчитав все вариации орбит «челябинца», выискали его предполагаемого праотца - астероид 2011 ЕО40. На их взгляд, челябинский метеорит оторвался от него порядка 20-40 тысяч лет.

Ещё одна команда (Астрономический институт АН Чехии) во главе с Иржи Боровичкой, вычислив глиссаду челябинского метеорита, установила, что она сильно сходна с орбитой астероида 86039 (1999 NC43) размером 2.2 км. К примеру, большая полуось орбиты и того, и другого объекта равна 1.72 и 1.75 а.е., а расстояние перигелия равняется 0.738 и 0.74.

Трудный жизненный путь
По упавшим на поверхность земли осколкам челябинского метеорита учёные «определили» его жизненную историю. Оказывается, челябинский метеорит является сверстником нашей Солнечной системы. При исследовании пропорций изотопов урана и свинца выяснилось, что ему приблизительно 4.45 миллиарда лет.

Фрагмент Челябинского метеорита, обнаруженного на озере Чебаркуль

На его трудную биографию указывают тёмные нити в толще метеорита. Они возникли при оплавлении веществ, попавших внутрь в результате сильнейшего удара. Это показывает, что ориентировочно 290 миллионов лет тому назад этот астероид выдержал мощное столкновение с каким-то космическим объектом.

Как заявляют учёные Института геохимии и аналитической химии им. Вернадского РАН, столкновение заняло по времени примерно несколько минут. На это указывают потёки ядер железа, которые не успели до конца оплавиться.

Одновременно с этим, учёные из ИГМ СО РАН (Институт геологии и минералогии) не отклоняют факт того, что следы плавления, возможно, появились из-за чрезмерного сближения космического тела с Солнцем.

Метеорные потоки
Несколько раз в год метеорные потоки, будто звезды, освещают чистое ночное небо. Но они на самом деле не имеют ничего общего со звездами. Эти небольшие космические частицы метеоритов являются в буквальном смысле небесным мусором.

Метеороид, метеор или метеорит?
Всякий раз, когда метеороид входит в атмосферу Земли, он генерирует вспышку света, называющуюся метеором или «падающей звездой». Высокие температуры, вызванные трением между метеором и газом в атмосфере Земли, нагревает метеорит до точки, когда он начинает светиться. Это то самое свечение, которое делает метеор видимым с поверхности Земли.

Метеоры обычно светятся в течение очень короткого периода времени - они, как правило, полностью сжигаются до удара поверхности Земли. Если метеор не распадается при прохождении через атмосферу Земли и падает на поверхность, тогда он известен как метеорит. Метеориты, как полагают, происходят из Пояса астероидов, хотя некоторые части мусора были идентифицированы как принадлежащие к Луне и Марсу.

Что такое метеорные потоки?
Иногда метеоры падают огромным потоком, известным как метеорные потоки. Метеорные потоки возникают, когда комета приближается к Солнцу и оставляет мусор позади себя в виде своеобразных «хлебных крошек». Когда орбита Земли и кометы пересекаются, на Землю падает метеорный поток.

Так метеоры, которые образуют метеорный поток, перемещаются на параллельном пути и с той же скоростью, поэтому для наблюдателей они исходят из одной точки в небе. Эта точка известна как «радиант». По соглашению, метеоритные потоки, особенно регулярные, названы в честь созвездия, из которого они приходят.

Орбиты метеоров и метеоритов

К настоящему времени советскими и зарубежными наблюдателями опубликовано несколько каталогов метеорных радиантов и орбит, насчитывающих по нескольку тысяч метеоров каждый. Так что материала для их статистического анализа более чем достаточно.

Один из важнейших результатов этого анализа состоит в том, что практически все метеорные тела принадлежат Солнечной системе, а не являются пришельцами из межзвездных просторов. Вот как это можно показать.

Если даже метеорное тело пришло к нам от самых границ Солнечной системы, его скорость относительно Солнца на расстоянии земной орбиты будет равна параболической скорости на этом расстоянии, которая в раз больше круговой. Земля движется с почти круговой скоростью 30 км/с, следовательно, параболическая скорость в районе земной орбиты равна 30=42 км/с. Если даже метеорное тело летит навстречу Земле, его скорость относительно Земли будет равна 30+42=72 км/с. Это и есть верхний предел геоцентрической скорости метеоров.

Как же определяется ее нижний предел? Пусть метеорное тело движется недалеко от Земли по ее орбите с той же скоростью, что и Земля. Геоцентрическая скорость такого тела сперва будет близка к нулевой. Но постепенно под действием притяжения Земли частица начнет падать на Землю и разгонится до хорошо известной всем второй космической скорости 11,2 км/с. С этой скоростью она и войдет в атмосферу Земли. Это и есть нижний предел внеатмосферной скорости метеоров.

Труднее определять орбиты метеоритов. Мы уже говорили, что падения метеоритов - крайне редкие и притом непредсказуемые явления. Никто заранее не может сказать, когда и где упадет метеорит. Анализ показаний случайных очевидцев падения дает крайне низкую точность в определении радианта, а скорость определить таким образом и вовсе невозможно.

Но вот 7 апреля 1959 г. несколько станций службы метеоров Чехословакии сфотографировали яркий болид, завершившийся падением нескольких осколков метеорита Пршибрам. Атмосферная траектория и орбита в Солнечной системе этого метеорита были точно вычислены. Это событие воодушевило астрономов. В прериях США была организована сеть станций, оснащенных однотипными комплектами фотокамер, специально для съемки ярких болидов. Ее назвали Прерийной сетью. Другая сеть станций - Европейская - была развернута на территории Чехословакии, ГДР и ФРГ.

Прерийная сеть за 10 лет работы зафиксировала полет 2500 ярких болидов. Американские ученые рассчитывали, что, продолжая их траектории вниз, они смогут найти по крайней мере десятки выпавших метеоритов.

Их ожидания не оправдались. Только один (!) из 2500 болидов завершился 4 января 1970 г. падением метеорита Лост Сити. Спустя семь лет, когда Прерийная сеть уже не работала, с территории Канады был сфотографирован полет метеорита Инисфри. Это произошло 5 февраля 1977 г. Из европейских болидов ни один (после Пршибрама) не завершился выпадением метеорита. А между тем среди сфотографированных болидов многие были очень яркими, во много раз ярче полной Луны. Но метеориты после их пролета не выпали. Эта загадка получила свое разрешение в середине 70-х годов, о чем мы расскажем ниже.

Таким образом, наряду с многими тысячами орбит метеоров мы имеем только три (!) точных орбиты метеоритов. К ним можно добавить несколько десятков приближенных орбит, вычисленных И. С. Астаповичем, А. Н. Симоненко, В. И. Цветковым и другими астрономами на основании анализа показаний очевидцев.

При статистическом анализе элементов орбит метеоров приходится учитывать несколько избирательных факторов, приводящих к тому, что одни метеоры наблюдаются чаще других. Так, геометрический фактор P 1 определяет относительную замечаемость метеоров с различным зенитным расстоянием радианта. Для метеоров, регистрируемых радиолокатором (так называемых радиометеоров), имеет значение геометрия отражения радиоволн от ионно-электронного следа и диаграмма направленности антенны. Физический фактор Р 2 определяет зависимость замечаемости метеоров от скорости. Именно, как мы убедимся дальше, чем больше скорость метеороида, тем более яркий метеор будет наблюдаться. Яркость метеора, наблюдаемого визуально или регистрируемого фотографически, пропорциональна 4-5-й степени скорости. Это значит, например, что метеор, имеющий скорость 60 км/с, будет ярче метеора со скоростью 15 км/с (при равенстве масс порождающих их метеороидов) в 400-1000 раз. Для радиометеоров существует аналогичная зависимость интенсивности отраженного сигнала (радиояркости метеора) от скорости, хотя она и носит более сложный характер. Наконец, есть еще астрономический фактор Р 3 , смысл которого состоит в том, что встреча Земли с метеорными частицами, движущимися в Солнечной системе по разным орбитам, имеет различную вероятность.

После учета всех трех факторов можно строить распределение метеоров по элементам их орбит, исправленное за избирательные эффекты.

Все метеоры делятся на поточные, т. е. принадлежащие к известным метеорным потокам, и спорадические, составляющие «метеорный фон». Грань между ними до некоторой степени условна. Крупных метеорных потоков известно около двадцати. Их называют по латинским названиям созвездий, где расположен радиант: Персеиды, Лириды, Ориониды, Аквариды, Геминиды. Если в данном созвездии в разное время действуют два или больше метеорных потока, их обозначают по ближайшей звезде: ( -Аквариды, -Аквариды, -Персеиды и т. д.

Общее число метеорных потоков гораздо больше. Так, в каталоге А. К. Терентьевой, составленном по фотографическим и лучшим визуальным наблюдениям до 1967 г., содержится 360 метеорных потоков. Из анализа 16 800 орбит радиометеоров В. Н. Лебединец, В. Н. Корпусов и А. К. Соснова выявили 715 метеорных потоков и ассоциаций (метеорная ассоциация - это группа метеорных орбит, генетическая близость которых установлена с меньшей достоверностью, чем в случае потока).

Для целого ряда метеорных потоков надежно установлено их генетическое родство с кометами. Так, орбита метеорного потока Леонид, наблюдающегося ежегодно в середине ноября, практически совпадает с орбитой кометы 1866 I. Один раз в 33 года наблюдаются эффектные метеорные дожди с радиантом в созвездии Льва. Наиболее интенсивные дожди наблюдались в 1799, 1832 и 1866 гг. Потом в течение двух периодов (1899-1900 и 1932- 1933 гг.) метеорных дождей не было. По-видимому, положение Земли в период ее встречи с потоком было неблагоприятно для наблюдений - она не прошла через самую плотную часть роя. Но 17 ноября 1966 г. метеорный дождь Леонид повторился. Его наблюдали астрономы США и зимовщики 14 советских полярных станций в Арктике, где была в это время полярная ночь (на основной территории СССР в это время был день). Численность метеоров достигала 100 000 в час, но метеорный дождь длился лишь 20 мин, в то время как в 1832 и 1866 гг. он продолжался несколько часов. Это можно объяснить двояко: либо рой состоит из отдельных сгустков-облаков различных размеров и Земля в разные годы проходит то через одни, то через другие облака, либо в 1966 г. Земля пересекла рой не по диаметру, а по малой хорде. Комета 1866 I также имеет период обращения в 33 года, что еще раз подтверждает ее роль кометы-прародительницы роя.

Точно так же комета 1862 III является родоначальницей августовского метеорного потока Персеид. В отличие от Леонид Персеиды не дают метеорных дождей. Это означает, что вещество роя более или менее равномерно распределилось вдоль его орбиты. Можно поэтому предполагать, что Персеиды - более «старый» метеорный потоп, чем Леониды.

Сравнительно недавно образовался метеорный поток Дракониды, давший эффектные метеорные дожди 9- 10 октября 1933 и 1946 гг. Родоначальница этого потока - комета Джакобини-Циннера (1926 VI). Ее период 6,5 года, поэтому метеорные дожди наблюдались с интервалом 13 лет (два периода кометы почти точно соответствуют 13 оборотам Земли). Но ни в 1959, ни в 1972 г. метеорные дожди Драконид не наблюдались. В эти годы Земля проходила далеко от орбиты роя. На 1985 г. прогноз был более благоприятный. И действительно, вечером 8 октября на Дальнем Востоке наблюдался эффектный метеорный дождь, хотя и уступавший по численности и длительности дождю 1946 г. На большей части территории нашей страны в это время был день, но астрономы Душанбе и Казани наблюдали метеорный дождь с помощью радиолокационных установок.

Распавшаяся в 1846 г. на глазах у астрономов на две части комета Биэлы в 1872 г. уже не наблюдалась, зато астрономы стали свидетелями двух мощных метеорных дождей - в 1872 и 1885 гг. Этот поток получил название Андромедиды (по созвездию) или Биэлиды (по комете). К сожалению, в течение целого столетия он уже не повторялся, хотя период обращения этой кометы тоже равен 6,5 года. Комета Биэлы относится к числу утерянных - она не наблюдалась уже 130 лет. Скорее всего, она действительно распалась на части, дав начало метеорному потоку Андромедид.

Со знаменитой кометой Галлея связаны два метеорных потока: -Аквариды, наблюдающиеся в мае (радиант в Водолее), и Ориониды, наблюдающиеся в октябре (радиант в Орионе). Это значит, что орбита Земли пересекается с орбитой кометы не в одной точке, как у большинства комет, а в двух. В связи с приближением кометы Галлея к Солнцу и к Земле в начале 1986 г. внимание астрономов и любителей астрономии было привлечено к этим двум потокам. Наблюдения потока Акварид в мае 1986 г. в СССР подтвердили усиление его активности с преобладанием ярких метеоров.

Таким образом, из установленных связей метеорных потоков с кометами следует важный космогонический вывод: метеорные тела потоков - не что иное, как продукты разрушения комет. Что касается спорадических метеоров, то, скорее всего, это остатки распавшихся потоков. Ведь на траектории метеорных частиц сильно действует притяжение планет, особенно планет-гигантов группы Юпитера. Возмущения от планет приводят к диссипации, а затем и к полному распаду потока. Правда, этот процесс занимает тысячи, десятки и сотни тысяч лет, но он работает постоянно и неумолимо. Весь метеорный комплекс постепенно обновляется.

Обратимся к распределению метеорных орбит по значениям их элементов. Прежде всего отметим важный факт, что эти распределения различны для метеоров, регистрируемых фотоспособом (фотометеоров) и радиолокацией (радиометеоров). Причина этого заключается в том, что радиолокационный метод позволяет регистрировать гораздо более слабые метеоры, чем фотография, а, значит, данные этого метода относятся (после учета физического фактора) в среднем к гораздо более мелким телам, чем данные фотографического метода. Яркие метеоры, доступные фотографированию, соответствуют телам с массой более 0,1 г, тогда как радиометеоры, собранные в каталоге Б. Л. Кащеева, В. Н. Лебединца и М. Ф. Лагутина, соответствуют телам массой 10 -3 ~10 -4 г.

Анализ орбит метеоров этого каталога показал, что весь метеорный комплекс можно разделить на две составляющие: плоскую и сферическую. К сферической составляющей относятся орбиты с произвольными наклонами к эклиптике, с преобладанием орбит с большими эксцентриситетами и полуосями. К плоской составляющей относятся орбиты с небольшими наклонами (i < 35°), небольшими размерами (а< 5 а. е.) и довольно большими эксцентриситетами. В 1966 г. В. Н. Лебединец высказал гипотезу о том, что метеорные тела сферической составляющей образуются за счет распада долгопериодичееких комет, однако их орбиты сильно изменены под действием эффекта Пойнтинга-Робертсона.

Эффект этот заключается в следующем. На малые частицы весьма эффективно действует не только притяжение Солнца, но и световое давление. Почему световое давление действует именно на малые частицы, ясно из следующего. Давление солнечных лучей пропорционально площади поверхности частицы, или квадрату ее радиуса, тогда как притяжение Солнца - ее массе или в конечном счете ее объему, т. е. кубу радиуса. Отношение светового давления (точнее, сообщаемого им ускорения) к ускорению силы тяготения будет, таким образом, обратно пропорционально радиусу частицы и будет больше в случае малых частиц.

Если малая частица обращается вокруг Солнца, то из-за сложения скоростей света и частицы по правилу параллелограмма свет будет падать немного спереди (У читателей, знакомых с теорией относительности, такая трактовка может вызвать возражения: ведь скорость света не складывается со скоростью источника или приемника света. Но строгое рассмотрение этого явления, а также близкого ему по природе явления годичной аберрации света звезд (кажущегося смещения звезд вперед по движению Земли) в рамках теории относительности приводит к такому же результату. Только речь идет уже не о «сложении» скоростей, а об изменении направления падающего на частицу луча в связи с ее переходом из одной системы отсчета в другую.) и будет слегка притормаживать ее движение вокруг Солнца. Из-за этого частица по очень пологой спирали будет постепенно приближаться к Солнцу, ее орбита будет деформироваться. Этот эффект был качественно описан в 1903 г. Дж. Пойнтингом и математически обоснован в 1937 г. Г. Робертсоном. С проявлениями этого эффекта мы еще не раз встретимся.

На основании анализа элементов орбит метеорных тел сферической составляющей В. Н. Лебединец разработал модель эволюции межпланетной пыли. Он подсчитал, что для поддержания равновесного состояния этой составляющей долгопериодические кометы должны ежегодно выбрасывать в среднем 10 15 г пыли. Это масса сравнительно небольшой кометы.

Что касается метеорных тел плоской составляющей, то они образуются, по-видимому, в результате распада короткопериодических комет. Однако не все пока здесь ясно. Типичные орбиты этих комет отличаются от орбит метеорных тел плоской составляющей (у комет большие перигелийные расстояния и меньшие эксцентриситеты), и их превращение невозможно объяснить эффектом Пойнтинга-Робертсона. Нам неизвестны кометы с такими орбитами, как у активных метеорных потоков Геминид, Ариетид, -Акварид и других. Между тем для пополнения плоской составляющей необходимо, чтобы раз в несколько сотен лет образовывалась одна новая комета с орбитой такого типа. Кометы эти, однако, крайне недолговечны (в основном из-за малых перигелийных расстояний и небольших периодов обращения), и, возможно, именно поэтому в поле нашего зрения пока не попала ни одна подобная комета.

Анализ орбит фотометеоров, выполненный американскими астрономами Ф. Уипплом, Р. Мак-Кроски и А. Позен, показал существенно иные результаты. Большинство крупных метеорных тел (с массами больше 1 г) движется по орбитам, сходным с орбитами короткопериодических комет (а < 5 а. е., i < 35°, е> 0,7). Примерно 20% этих тел имеет орбиты, близкие к орбитам долгопериодических комет. По-видимому, каждая составляющая метеорных тел таких размеров является продуктом распада соответствующих комет. При переходе к более мелким телам (до 0,1 г) заметно увеличивается число орбит малых размеров (а< 2 а. е.). Это согласуется с обнаруженным советскими учеными фактом преобладания таких орбит у радиометеоров плоской составляющей.

Обратимся теперь к орбитам метеоритов. Как уже говорилось, точные орбиты определены только для трех метеоритов. Их элементы приведены в табл. 1 (v - скорость входа метеорита в атмосферу, q , q " - расстояния от Солнца в перигелии и афелии).

Бросается в глаза близкое сходство орбит метеоритов Лост Сити и Инисфри и некоторое отличие от них орбиты метеорита Пршибрам. Но самое главное заключается в том, что все три метеорита в афелии пересекают так называемый пояс астероидов (малых планет), границы которого условно соответствуют расстояниям 2,0-4,2 а. е. Наклоны орбит у всех трех метеоритов малы в отличие от большинства мелких метеорных тел.

Но может быть это простое совпадение? Ведь три орбиты - слишком небольшой материал для статистики и каких-либо выводов. А. Н. Симоненко в 1975-1979 гг. изучила более 50 орбит метеоритов, определенных приближенным методом: радиант определялся по показаниям очевидцев, а скорость входа оценивалась по расположению радианта относительно апекса (Точка на небесной сфере, к которой в данный момент направлено движение Земли по ее орбите). Очевидно, что у встречных (быстрых) метеоритов радиант должен быть расположен недалеко от апекса, а у догоняющих (медленных) - вблизи противоположной апексу точки небесной сферы - антиапекса.

Таблица 1. Элементы точных орбит трех метеоритов

Оказалось, что радианты всех 50 метеоритов группируются вокруг антиапекса и не могут отстоять от него далее чем на 30-40 о. Это означает, что все метеориты догоняющие, что они движутся вокруг Солнца в прямом направлении (как Земля и все планеты) и их орбиты не могут иметь наклон к эклиптике, превышающий 30-40°.

Скажем прямо, что этот вывод не является строго обоснованным. В своих расчетах элементов орбит 50 метеоритов А. Н. Симоненко исходила из заранее сформулированного ею и Б. Ю. Левиным допущения, что скорость входа метеоритообразующих тел в атмосферу Земли не может превышать 22 км/с. Это допущение основывалось сначала на теоретическом анализе Б. Ю. Левина, который еще в 1946 г; показал, что при больших скоростях вошедший в атмосферу метеороид должен полностью разрушиться (за счет испарения, дробления, плавления) и в виде метеорита не выпадает. Подтверждением этого вывода явились результаты наблюдений Прерийной и Европейской болидных сетей, когда ни один из крупных метеороидов, влетевших со скоростями, большими 22 км/с, не выпал в виде метеорита. Скорость метеорита Пршибрам, как видно из табл. 1, близка к этому верхнему пределу, но все же не достигает его.

Приняв в качестве верхнего предела скорости входа метеоритов значение 22 км/с, мы тем самым уже предопределяем, что только догоняющие метеороиды могут пробиться сквозь «атмосферный барьер» и выпасть на Землю как метеориты. Этот вывод означает, что те метеориты, которые мы собираем и исследуем в наших лабораториях, двигались в Солнечной системе по орбитам строго определенного класса (об их классификации речь будет впереди). Но он вовсе не означает, что ими исчерпывается весь комплекс тел таких же размеров и массы (и, возможно, таких же строения и состава, хотя это совсем не обязательно), движущихся в Солнечной системе. Возможно, что многие тела (и даже большинство их) движутся по совсем иным орбитам и просто не могут пробить «атмосферный барьер» Земли. Ничтожный процент выпавших метеоритов по сравнению с числом ярких болидов, сфотографированных обеими болидными сетями (около 0,1%), как будто говорит в пользу такого заключения. Но мы приходим к иным выводам, если примем другие методы анализа наблюдений. Об одном из них, основанном на определении плотности метеороидов по высоте их разрушения, мы расскажем дальше. Другой метод основан на сопоставлении орбит метеоритов и астероидов. Поскольку метеорит упал на Землю, очевидно, что его орбита пересекалась с орбитой Земли. Из всей массы известных астероидов (около 2500) только 50 имеют орбиты, пересекающие орбиту Земли. Все три метеорита с точными орбитами в афелии пересекали пояс астероидов (рис. 5). Их орбиты близки к орбитам астероидов групп Амура и Аполлона, проходящим вблизи орбиты Земли или пересекающим ее. Таких астероидов известно около 80. Орбиты этих астероидов принято делить на пять групп: I - 0,42<q <0,67 а. е.; II -0,76<q <0,81 а. е.; III - 1,04< q <1,20 а. е.; IV-малые орбиты; V -большой наклон орбит. Между группами I-II и II-III заметны интервалы, называемые люками Венеры и Земли. Больше всего астероидов (20) принадлежит к группе III, но это связано с удобством их наблюдения вблизи перигелия, когда они подходят близко к Земле и находятся в противостоянии с Солнцем.

Если распределить по этим же группам известные нам 51 орбиту метеоритов, то 5 из них можно отнести к группе I; 10 - к группе II, 31 - к группе III и 5 - к группе IV. Ни один из метеоритов не относится к группе V. Можно заметить, что и здесь подавляющее большинство орбит принадлежит к группе III, хотя фактор удобства наблюдений здесь не действует. Но нетрудно сообразить, что обломки астероидов этой группы должны входить в атмосферу Земли с очень малыми скоростями, а потому они должны испытывать сравнительно слабое разрушение в атмосфере. К этой группе относятся метеориты Лост Сити и Инисфри, тогда как Пршибрам относится к группе II.

Все эти обстоятельства наряду с некоторыми другими (например, с сопоставлением оптических свойств поверхностей астероидов и метеоритов) позволяют сделать очень важный вывод: метеориты являются осколками астероидов, притом не любых, а принадлежащих к группам Амура и Аполлона. Это сразу же дает нам возможность судить о составе и строении астероидов на основании анализа вещества метеоритов, что представляет собой важный шаг вперед в понимании природы и происхождения тех и других.

Но мы тут же должны сделать еще один важный вывод: метеориты имеют иное происхождение, чем тела, создающие явление метеоров: первые - обломки астероидов, вторые - продукты распада комет.

Рис. 5. Орбиты метеоритов Пршибрам, Лост Сити и Инисфри. Отмечены точки их встречи с Землей

Таким образом, нельзя считать метеоры «маленькими метеоритами» - помимо терминологического различия между этими понятиями, о котором говорилось в начале книги (Автор этой книги еще в 1940 г. предложил (совместно с Г. О. Затейщиковым) само космическое тело называть метеором, а явление «падающей звезды» - полетом метеора. Однако это предложение, сильно упрощавшее метеорную терминологию, принято не было.), между телами, создающими явление метеоров, и метеоритами существует и генетическое различие: они образуются разными путями, за счет распада различных тел Солнечной системы.

Рис. 6. Диаграмма распределения орбит малых тел в координатах а-е

Точки - болиды Прерийной сети; кружки - метеоритные дожди (по В. И. Цветкову)

К вопросу о происхождении метеорных тел можно подойти и иным путем. Построим диаграмму (рис. 6), отложив по вертикальной оси значения большой полуоси орбиты а (или 1/a ), a по горизонтальной - эксцентриситет орбиты е . По значениям а, е нанесем на эту диаграмму точки, соответствующие орбитам известных комет, астероидов, метеоритов, ярких болидов, метеорных потоков и метеоров различных классов. Проведем также две очень важные линии, соответствующие условиям q =1 и q " = 1. Очевидно, что все точки для метеорных тел расположатся между этими линиями, поскольку только внутри области, ими ограниченной, реализуется условие пересечения орбиты метеорного тела с земной орбитой.

Многие астрономы, начиная с Ф. Уиппла, пытались найти и нанести на а - е-диаграмму в виде линий критерии, разграничивающие орбиты астероидального и кометного типов. Сравнение этих критериев было выполнено чехословацким исследователем метеоров Л. Кресаком. Поскольку они дают близкие результаты, мы провели на рис. 6 одну усредненную «линию разграничения» q "= 4.6. Выше и правее ее располагаются орбиты кометного типа, ниже и левее - астероидального. На этот график мы нанесли точки, соответствующие 334 болидам каталога Р. Мак-Кроски, К. Шао и А. Позен. Видно, что большинство точек лежат ниже линии разграничения. Лишь 47 точек из 334 расположены выше этой линии (15%), причем при небольшом сдвиге ее вверх их количество уменьшится до 26 (8%). Эти точки, вероятно, соответствуют телам кометного происхождения. Интересно, что многие точки как бы «прижимаются» к линии q = 1, а две точки даже выходят за пределы ограниченной ею области. Это означает, что орбиты этих двух тел не пересекали земную орбиту, а лишь проходили вблизи, но притяжение Земли заставило эти тела упасть на нее, породив эффектное явление ярких болидов.

Можно провести другое сопоставление орбитальных характеристик малых тел Солнечной системы. При построении а - е -диаграммы мы не учитывали третий важный элемент орбиты - ее наклон к эклиптике i . Доказано, что некоторая комбинация элементов орбит тел Солнечной системы, называемая постоянной Якоби и выражаемая формулой

где а - большая полуось орбиты в астрономических единицах, сохраняет свое значение, несмотря на изменение отдельных элементов под действием возмущений от больших планет. Величина U e имеет смысл некоторой скорости, выраженной в единицах круговой скорости Земли. Нетрудно доказать, что она равна геоцентрической скорости тела, пересекающего орбиту Земли.

Рис.7. Распределение орбит астероидов (1), болидов Прерийной сети (2 ), метеоритов (3), комет (4) и метеорных потоков (3) по постоянной Якоби U e и большой полуоси а

Построим новую диаграмму (рис. 7), отложив по вертикальной оси постоянную Якоби U e (безразмерную) и соответствующую ей геоцентрическую скорость v 0 , а по горизонтальной оси - 1/a . Нанесем на нее точки, соответствующие орбитам астероидов групп Амура и Аполлона, метеоритам, короткопериодическим кометам (долгопериодические выходят за пределы диаграммы) и болидам каталога Мак-Кроски, Шао и Позен (крестиками выделены болиды, которым соответствуют наиболее рыхлые тела, см. ниже),

Можно сразу отметить следующие свойства этих орбит. Орбиты болидов близки к орбитам астероидов групп Амура и Аполлона. Орбиты метеоритов также близки к орбитам астероидов этих групп, но для них U e <0,6 (геоцентрическая скорость меньше 22 км/с, о чем мы уже говорили выше). Орбиты комет расположены значительно левее орбит прочих тел, т. е. у них больше значения а. Только комета Энке попала в гущу орбит болидов (Существует гипотеза, выдвинутая И. Т. Зоткиным и развитая Л. Кресаком, о том, что Тунгусский метеорит является осколком кометы Энке. Подробнее об этом см. конец главы 4).

Сходство орбит астероидов группы Аполлона с орбитами некоторых короткопериодических комет и их резкое отличие от орбит других астероидов привели ирландского астронома Э. Эпика (эстонца по национальности) в 1963 г. к неожиданному выводу, что эти астероиды не малые планеты, а «высохшие» ядра комет. Действительно, орбиты астероидов Адонис, Сизиф и 1974 МА очень близки к орбите кометы Энке, единственной «живой» кометы, которую можно было бы отнести по ее орбитальным характеристикам к группе Аполлона. В то же время известны кометы, сохранявшие свой типично кометный вид только в первое появление. Комета Аренда-Риго уже в 1958 г. (второе появление) имела совершенно звездообразный вид, и, будь она открыта в 1958 или в 1963 г., ее вполне могли бы отнести к числу астероидов. То же можно сказать и о кометах Кулина и Неуймина-1.

Согласно Эпику, время потери ядром кометы Энке всех летучих компонентов измеряется тысячами лет, тогда как динамическое время ее существования - миллионами лет. Поэтому большую часть срока жизни комета должна провести в «высохшем» состоянии, в виде астероида группы Аполлона. По-видимому, комета Энке движется по своей орбите не более 5000 лет.

Метеорный поток Геминид попадает на диаграмму в астероидальпую область, причем наиболее близкой орбитой к нему обладает астероид Икар. Для Геминид комета-прародительница неизвестна (Недавно открыт астероид 1983 ТВ, орбита которого почти совпадает с орбитой потока Геминид. Этот факт сейчас оживленно обсуждается учеными,). По мнению Эпика, поток Геминид - результат распада когда-то существовавшей кометы той же группы, что и комета Энке.

Несмотря на свою оригинальность, гипотеза Эпика заслуживает серьезного отношения и тщательной проверки. Прямой путь такой проверки - изучение кометы Энке и астероидов группы Аполлона с автоматических межпланетных станций.

Наиболее веское возражение против изложенной гипотезы состоит в том, что не только каменные метеориты (Пршибрам, Лост Сити, Инисфри), но и железные (Сихотэ-Алинский) имеют орбиты, близкие к орбитам астероидов группы Аполлона. Но анализ структуры и состава этих метеоритов (см. ниже) показывает, что они образовались в недрах родительских тел диаметром в десятки километров. Вряд ли этими телами могли быть ядра комет. Кроме того, мы знаем, что метеориты никогда не бывают связаны ни с кометами, ни с метеорными потоками. Поэтому мы приходим к выводу, что среди астероидов группы Аполлона должны быть по крайней мере две подгруппы: метеоритообразующие и «высохшие» ядра комет. К первой подгруппе могут быть отнесены астероиды I-IV классов, о которых говорилось выше, за исключением таких астероидов I класса, как Адонис и Дедал, имеющих слишком большие значения U e . Ко второй подгруппе можно отнести астероиды типа Икара и 1974 МА (второй из них принадлежит к V классу, Икар же выпадает из этой классификации).

Таким образом, вопрос о происхождении крупных метеорных тел еще не может считаться выясненным до конца. Впрочем, к их природе мы еще вернемся.

Приток метеорного вещества на Землю

На Землю непрерывно падает громадное количество метеорных тел. И то, что большинство из них испаряется или дробится на мельчайшие крупинки в атмосфере, не меняет дела: за счет выпадения метеорных тел масса Земли беспрерывно возрастает. Но чему равен этот прирост массы Земли? Может ли он иметь космогоническое значение?

Для того чтобы оценить приток метеорного вещества на Землю, надо определить, как выглядит распределение метеорных тел по массе, иначе говоря, как изменяется количество метеорных тел с массой.

Уже давно удалось установить, что распределение метеорных тел по массам выражается следующим степенным законом:

N m = N 0 M - S ,

где N 0 - число метеорных тел единичной массы, N m - число тел массы М и большей, S - так называемый интегральный масс-индекс. Эта величина неоднократно определялась для различных метеорных потоков, спорадических метеоров, метеоритов, астероидов. Ее значения по ряду определений представлены на рис. 8, заимствованном у известного канадского исследователя метеоров П. Миллмана. В случае S =1 поток массы, привносимый метеорными телами, одинаков в любых равных интервалах логарифма массы; если S >1, то большую часть потока массы поставляют малые тела, если S <1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S в разных диапазонах масс принимает разные значения, но в среднем S =1. Для визуальных и фотографических метеоров по многим данным S =1,35, для болидов, по Р. Мак-Кроски, S =0,6. В области малых частиц (М<10 -9 г) S также уменьшается до 0,6.

Рис. 8. Изменение параметра S с массой у малых тел Солнечной системы (по П. Миллману)

1 - лунные кратеры; 2- метеорные частицы (данные ИСЗ); 3 - метеоры; 4 - метеориты; 5 - астероиды

Одним из способов изучить распределение малых метеорных частиц по массе является исследование микрократеров на поверхностях, специально с этой целью выставленных в межпланетном пространстве или на Луне, поскольку доказано, что все малые и подавляющее большинство больших лунных кратеров ударного, метеоритного происхождения. Переход от диаметров кратеров D к значениям массы образовавших их тел производится по формуле

D = kM 1/ b ,

где в системе СГС k =3,3, для малых тел (10 -4 см и менее) b =3, для больших тел (вплоть до метровых) b =2,8.

Однако надо иметь в виду, что микрократеры на поверхности Луны могут быть разрушены за счет различных форм эрозии: метеоритной, от солнечного ветра, термических разрушений. Поэтому их наблюдаемое количество может быть меньше числа возникших кратеров.

Объединяя все методы исследования метеорной материи: подсчеты микрократеров на космических аппаратах, показания счетчиков метеорных частиц на ИСЗ, радиолокационные, визуальные и фотографические наблюдения метеоров, подсчеты падений метеоритов, статистику астероидов, можно составить сводный график распределения метеорных тел по массе и подсчитать общий приток метеорного вещества на Землю. Приводим здесь график (рис.9), построенный В. Н. Лебединцом на основе многочисленных рядов наблюдений разными методами в разных странах, а также сводных и теоретических кривых. Принятая В. Н. Лебединцом модель распределения проведена сплошной линией. Обращают на себя внимание излом этой кривой около M =10 -6 г и заметный прогиб в интервале масс 10 -11 -10 -15 г.

Этот прогиб объясняется уже известным нам эффектом Пойнтинга-Робертсона. Как мы знаем, световое давление тормозит движение по орбитам очень малых частиц (их размеры имеют порядок 10 -4 -10 -5 см) и заставляет их постепенно выпадать на Солнце. Поэтому в этом диапазоне масс кривая имеет прогиб. Еще более мелкие частицы имеют диаметры, сравнимые или меньшие длины световой волны, и на них световое давление не действует: из-за явления дифракции световые волны их огибают, не оказывая давления.

Перейдем к оценке общего притока массы. Пусть мы хотим определить этот приток в интервале масс от M 1 до M 2 , причем М 2 >М 1 Тогда из написанного выше закона распределения по массам следует, что приток массы Ф м равен:

при S 1

при S=1

Рис. 9. Распределение метеорных тел по массе (по В. Н. Лебединцу) «Провал» в области масс 10 -11 -10 -15 г связан с эффектом Пойнтинга - Робертсона; N -число частиц на квадратный метр в секунду с небесной полусферы

Эти формулы имеют ряд замечательных свойств. Именно, при S =1 поток массы Ф м зависит только от отношения масс М 2 М 1 (при данном N o ) ; при S <1 и М 2 >>М 1 Ф м зависит практически только от значения большей массы М 2 и не зависит от M 1 ; при S >1 и М 2 >М 1 поток Ф м зависит практически только от значения меньшей массы M 1 и не зависит от М 2 Эти свойства формул притока массы и изменяемость S , изображенная на рис. 8, ясно показывают, насколько опасно усреднять значение S и спрямлять кривую распределения на рис. 9, что уже пытались делать некоторые исследователи. Подсчеты притока массы приходится делать по интервалам, суммируя затем получаемые результаты.

Таблица 2. Оценки притока метеорного вещества на Землю по астрономическим дачным

Различные ученые, применяя разные методы анализа, получали различные оценки, не сильно, впрочем, расходящиеся между собой. В табл. 2 приведены наиболее обоснованные оценки за последние 20 лет.

Как видим, крайние значения этих оценок расходятся почти в 10 раз, а две последние оценки - в 3 раза. Впрочем, В. Н. Лебединец считает полученное им число лишь наиболее вероятным и указывает крайние возможные пределы притока массы (0,5-6) 10 4 т/год. Уточнение оценки притока метеорной материи на Землю - задача ближайшего будущего.

Кроме астрономических методов определения этой важной величины, существуют еще космохимические методы, основанные на подсчетах содержания космогенных элементов в тех или иных отложениях, а именно в глубоководных осадках: илах и красных глинах, ледниках и снеговых отложениях в Антарктиде, Гренландии и других местах. Чаще всего определяют содержание железа, никеля, иридия, осмия, изотопов углерода 14 С, гелия 3 Не, алюминия 26 А1, хлора 38 Сl, некоторых изотопов аргона. Чтобы вычислить этим методом приток массы, определяют общее содержание исследуемого элемента во взятом образце (керне), затем вычитают из него среднее содержание того же элемента или изотопа в земных породах (так называемый земной фон). Полученное число умножают на плотность керна, на скорость осадконакопления (т. е. накопления тех отложений, из которых взят керн) и на площадь поверхности Земли и делят на относительное содержание данного элемента в наиболее распространенном классе метеоритов - в хондритах. Результат такого расчета и есть приток метеорного вещества па Землю, но определенный космохимическим путем. Обозначим его Ф К.

Хотя космохимический метод применяется уже более 30 лет, его результаты плохо согласуются друг с другом и с результатами, полученными астрономическим методом. Правда, Дж. Баркер и Э. Андерс по измерениям содержания иридия и осмия в глубоководных глинах на дне Тихого океана получили в 1964 и 1968 гг. оценки притока массы (5 - 10) 10 4 т/год, что близко к самым высоким оценкам, полученным астрономическим методом. О. Шеффер с сотрудниками в 1964 г. по содержанию гелия-3 в тех же глинах определили значение притока массы 4 10 4 т/год. Но по хлору-38 они же получили значение в 10 раз большее. Э. В. Соботович и его сотрудники по содержанию осмия в красных глинах (со дна Тихого океана) получили Ф К =10 7 т/год, а по содержанию того же осмия в кавказских ледниках - 10 6 т/год. Индийские исследователи Д. Лал и В. Венкатаварадан по содержанию алюминия-26 в глубоководных осадках рассчитали Ф к = 4 10 6 т/год, а Дж. Брокас и Дж. Пиччиотто по содержанию никеля в снеговых отложениях Антарктиды - (4-10) 10 6 т/год.

В чем же причина такой низкой точности космохимического метода, дающего расхождения в пределах трех порядков? Возможны следующие объяснения этого факта:

1) концентрация измеряемых элементов в большей части метеорного вещества (имеющего, как мы видели, в основном кометное происхождение) иная, чем принимается для хондритов;

2) существуют не учитываемые нами процессы, повышающие концентрацию измеряемых элементов в донных отложениях (например, подводный вулканизм, выход газов и т. д.);

3) скорость осадконакопления определяется неправильно.

Очевидно, что космохимические методы еще нуждаются в усовершенствовании. Будем поэтому исходить из данных астрономических методов. Примем оценку притока метеорной материи, полученную автором, и посмотрим, сколько же выпало этой материи за все время существования Земли как планеты. Перемножив годовой приток (5 10 4 т) на возраст Земли (4,6 10 9 лет), мы получим примерно 2 10 14 т. Таков общий прирост массы Земли за все время ее существования, если, разумеется, считать приток метеорной материи постоянным в течение всего этого периода. Напомним, что масса Земли составляет 6 10 21 т. Полученная нами оценка прироста составляет ничтожную долю (одну тридцатимиллионную) массы Земли. Если же принять оценку притока метеорной материи, полученную В. Н. Лебединцом, эта доля упадет до одной стомиллионной. Конечно, никакой роли в развитии Земли эта прибавка не играла. Но этот вывод относится к современному периоду. Прежде, особенно на ранних этапах эволюции Солнечной системы и Земли как планеты, выпадение на нее остатков допланетного облака пыли и более крупных фрагментов несомненно играло значительную роль не только в увеличении массы Земли, но и в ее разогреве. Однако мы не будем здесь рассматривать этот вопрос.

Строение и состав метеоритов

Метеориты по способу их обнаружения принято делить на две группы: падения и находки. Падения - это метеориты, наблюдавшиеся при падении и подобранные непосредственно после него. Находки - это метеориты, найденные случайно, иногда при земляных и полевых работах или во время туристических походов, экскурсий и т. д. (Найденный метеорит представляет собой большую ценность для науки. Поэтому его следует немедленно переслать в Комитет по метеоритам Академии наук СССР: Москва, 117312, ул. М. Ульяновой, д. 3. Нашедшим метеорит выплачивается денежная премия. Если метеорит очень велик, надо отколоть от него и выслать небольшой кусочек. До получения извещения от Комитета по метеоритам или до приезда представителя Комитета подозреваемый в космическом происхождении камень ни в коем случае нельзя раскалывать на части, раздавать по рукам, повреждать. Необходимо принять все меры для сохранения этого камня или камней, если их будет собрано несколько, а также запомнить или пометить места находок.)

По составу метеориты делятся на три основных класса: каменные, железокаменные и железные. Чтобы провести их статистику, используют только падения, поскольку число находок зависит не только от количества когда-то упавших метеоритов, но и от того внимания, которое они привлекают у случайных очевидцев. Здесь железные метеориты имеют неоспоримое преимущество: на кусок железа, к тому же необычного вида (оплавленный, с ямками), человек скорее обратит внимание, чем на камень, мало отличающийся от обычных камней.

Среди падений 92% составляют каменные метеориты, 2% - железокаменные и 6% - железные.

Нередко метеориты раскалываются в полете на несколько (иногда на очень много) фрагментов, и тогда на Землю выпадает метеоритный дождь. Принято считать метеоритным дождем одновременное выпадение шести и более индивидуальных экземпляров метеоритов (так принято называть фрагменты, падающие на Землю каждый в отдельности, в отличие от осколков, образующихся при дроблении метеоритов от удара о землю).

Метеоритные дожди бывают чаще всего каменные, но иззредка выпадают и железные метеоритные дожди (например, Сихотэ-Алинский, выпавший 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке).

Перейдем к описанию структуры и состава метеоритов по типам.

Каменные метеориты . Самым распространенным классом каменных метеоритов являются так называемые хондриты (см. вкл.). К ним принадлежит более 90% каменных метеоритов. Свое название эти метеориты получили от округлых зерен - хондр, из которых они состоят. Хондры имеют различные размеры: от микроскопических до сантиметровых, на их долю приходится до 50% объема метеорита. Остальное вещество (межхондровое) не отличается по составу от вещества хондр.

Происхождение хондр не выяснено до сих пор. В земных минералах они никогда не встречаются. Возможно, что хондры - застывшие капельки, образовавшиеся при кристаллизации вещества метеорита. В земных породах такие зерна должны быть раздавлены чудовищным давлением лежащих выше слоев, метеориты же образовались в недрах родительских тел размерами в десятки километров (средний размер астероидов), где давление даже в центре сравнительно невелико.

В основном хондриты состоят из железомагнезиальных силикатов. Среди них первое место занимает оливин (Fe, Mg) 2 Si0 4 -на его долю приходится от 25 до 60% вещества метеоритов этого класса. На втором месте - гиперстен и бронзит (Fe, Mg) 2 Si 2 О 6 (20-35%). Никелистое железо (камасит и тэнит) составляет от 8 до 21%, сульфит железа FeS - троилит - 5 %.

Хондриты делятся на несколько подклассов. Среди них различают обыкновенные, энстатитовые и углистые хондриты. Обыкновенные хондриты, в свою очередь, разделяются на три группы: Н - с высоким содержанием никелистого железа (16-21%), L-с низким (около 8%) и LL-с очень низким (менее 8%). В энстатитовых хондритах главными компонентами являются энстатит и клиноэнстатит Mg 2 Si 2 Q 6 , на долю которых приходится 40-60% всего состава. Энстатитовые хондриты отличаются также высоким содержанием камасита (17-28%) и троилита (7-15 %). В них присутствует также плагиоклаз п NaAlSi 3 O 8 -m CaAlSi 2 O 8 - до 5-10% .

Особняком стоят углистые хондриты. Они отличаются темным цветом, за что и получили свое название. Но этот цвет им придает не повышенное содержание углерода, а тонкораздробленные зерна магнетита Fe 3 O 4 . Углистые хондриты содержат много гидратированных силикатов, таких как монтмориллонит (Al, Mg) 3 (0H) 4 Si 4 0 8 , серпентин Mg 6 (OH) 8 Si 4 O 10 , и, как следствие, много связанной воды (до 20%). По мере перехода углистых хондритов от типа С I к типу С III доля гидратированных силикатов падает, и они уступают место оливину, клиногиперстену и клиноэнстатиту. Углистое вещество у хондритов типа С I составляет 8%, у С II - 5%, у С III - 2%.

Вещество углистых хондритов космогонисты считают наиболее близким по составу к первичному веществу допланетного облака, окружавшего когда-то Солнце. Поэтому эти весьма редкие метеориты подвергаются тщательному анализу, в том числе изотопному.

По спектрам ярких метеоров иногда удается определить химический состав порождающих их тел. Сравнение отношений содержания железа, магния и натрия в метеорных телах из потока Драконид и в хондритах разных типов, выполненное в 1974 г. советским метеоритологом А. А. Явнелем, показало, что тела, входящие в поток Драконид, близки по составу к углистым хондритам класса С I. В 1981 г. автор этой книги, продолжая иследование по методу А. А. Явнеля, доказал, что и спорадические метеороиды близки по составу к хондритам С I, а те, что образуют поток Персеид,-к классу С III. К сожалению, данных о спектрах метеоров, позволяющих определять химический состав порождающих их тел, еще недостаточно.

Другой класс каменных метеоритов - ахондриты - отличается отсутствием хондр, малым содержанием железа и близких к нему элементов (никеля, кобальта, хрома). Есть несколько групп ахондритов, различающихся основными минералами (ортоэнстатит, оливин, ортопироксен, пижонит). На долю всех ахондритов приходится около 10% каменных метеоритов.

Любопытно, что если взять вещество хондритов и расплавить его, то образуются две не смешивающиеся между собой фракции: одна из них - никелистое железо, близкое по составу к железным метеоритам, другая - силикатная - близка по составу к ахондритам. Поскольку количество тех и других почти одинаково (среди всех метеоритов 9% составляют ахондриты и 8% -железные и железокаменные), можно думать, что эти классы метеоритов образуются при переплавлении хондритового вещества в недрах родительских тел.

Железные метеориты (см. фото) на 98% состоят из никелистого железа. Последнее имеет две устойчивые модификации: бедный никелем камасит (6-7% никеля) и богатый никелем тэнит (30-50% никеля). Камасит располагается в виде четырех систем параллельных пластин, разделенных прослойками из тэнита. Камаситовые пластины располагаются по граням октаэдра (восьмигранника), поэтому такие метеориты называют октаэдритами. Реже встречаются железные метеориты гексаэдриты, имеющие кубическую кристаллическую структуру. Еще более редки атакситы - метеориты, лишенные какой-либо упорядоченной структуры.

Толщина камаситовых пластин в октаэдритах колеблется от нескольких миллиметров до сотых долей миллиметра. По этой толщине различают грубо- и тонкоструктурные октаэдриты.

Если сошлифовать часть поверхности октаэдрита и протравить шлиф кислотой, то появится характерный узор в виде системы перекрещивающихся полос, называемый видманштеттеновыми фигурами (см. вкл.) по имени ученого А. Видманштеттена, впервые обнаружившего их в 1808 г. Эти фигуры проявляются только у октаэдритов и не наблюдаются у железных метеоритов других классов и у земного железа. Их происхождение связано с камаситово-тэнитовой структурой октаэдритов. По видмашнтеттеновым фигурам можно без труда установить космическую природу найденного «подозрительного» куска железа.

Другой характерный признак метеоритов (как железных, так и каменных) - наличие на поверхности множества ямок с гладкими краями размерами примерно в 1/10 размеров самого метеорита. Эти ямки, хорошо заметные на фотографии (см. вкл.), называются регмаглиптами. Они образуются уже в атмосфере в результате формирования у поверхности вошедшего в нее тела турбулентпых вихрей, которые как бы выскабливают ямки-регмаглипты (Это объяснение было предложено и обосновано автором этой книги в 1963 г.).

Третьим внешним признаком метеоритов является наличие на их поверхности темной коры плавления толщиной от сотых долей до одного миллиметра.

Железокаменные метеориты состоят наполовину из металла, наполовину из силикатов. Они делятся на два подкласса: палласиты, у которых металлическая фракция образует своеобразную губку, в порах которой располагаются силикаты, и мезосидериты, где, наоборот, поры силикатной губки заполнены никелистым железом. В палласитах силикаты состоят в основном из оливина, в мезосидеритах - из ортопироксена. Палласиты получили свое название от первого найденного в нашей стране метеорита Палласово Железо. Этот метеорит был обнаружен более 200 лет тому назад и вывезен из Сибири в Петербург академиком П. С. Палласом.

Исследования метеоритов дают возможность реконструировать их историю. Мы уже отмечали, что структура метеоритов указывает на их возникновение в недрах родительских тел. Соотношение фаз, например, никелистого железа (камасит-тэнит), распределение никеля поперек прослоек тэнита и другие характерные признаки позволяют даже судить о размерах первичных родительских тел. В большинстве случаев это были тела диаметром 150-400 км, т. е. как самые большие астероиды. Исследования структуры и состава метеоритов заставляют отвергнуть весьма популярную среди неспециалистов гипотезу о существовании и распаде между орбитами Марса и Юпитера гипотетической планеты Фаэтон размерами в несколько тысяч километров. Падающие на Землю метеориты образовались в недрах многих родительских тел разных размеров. К тому же выводу (о множественности родительских тел) приводит и анализ орбит астероидов, выполненный академиком АН Азербайджанской ССР Г. Ф. Султановым.

По соотношению радиоактивных изотопов и продуктов их распада в метеоритах можно определить и их возраст. Изотопы с наиболее длительными периодами полураспада, такие, как рубидий-87, уран-235 и уран-238, дают нам возраст вещества метеоритов. Он получается равным 4,5 млрд. лет, что соответствует возрасту старейших земных и лунных пород и считается возрастом всей нашей Солнечной системы (точнее, сроком, прошедшим от завершения формирования планет).

Названные выше изотопы, распадаясь, образуют соответственно стронций-87, свинец-207 и свинец-206. Эти вещества, как и исходные изотопы, находятся в твердом состоянии. Но есть большая группа изотопов, конечными продуктами распада которых являются газы. Так, калий-40, распадаясь, образует аргон-40, а уран и торий - гелий-3. Но при резком разогревании родительского тела гелий и аргон улетучиваются, и поэтому калий-аргоновый и уран-гелиевый возрасты дают лишь время последующего медленного остывания. Анализ этих возрастов показывает, что они измеряются иногда миллиардами лет (но часто значительно меньше 4,5 млрд. лет), а порой сотнями миллионов лет. У многих метеоритов уран-гелиевый возраст на 1-2 млрд. лет меньше калий-аргонового, что указывает на неоднократные столкновения данного родительского тела с другими телами. Такие столкновения - наиболее вероятные источники внезапного разогрева малых тел до температур в сотни градусов. А поскольку гелий улетучивается при более низких температурах, чем аргон, гелиевые возрасты могут обозначать время более позднего, не очень сильного столкновения, когда повышение температуры оказалось недостаточным для улетучивания аргона.

Все эти процессы вещество метеорита испытывало еще в период его пребывания в родительском теле, так сказать, до его рождения как самостоятельного небесного тела. Но вот метеорит тем или иным путем отделился от родительского тела, «родился на свет». Когда это произошло? Срок, прошедший от этого события, принято называть космическим возрастом метеорита.

Для определения космических возрастов используют метод, основанный на явлении взаимодействия метеорита с галактическими космическими лучами. Так называют энергичные заряженные частицы (чаще всего протоны), приходящие из безграничных просторов нашей Галактики. Пронизывая тело метеорита, они оставляют свои следы (треки). По плотности треков можно определить время их накопления, т. е. космический возраст метеорита.

Космический возраст железных метеоритов - сотни миллионов лет, каменных - миллионы и десятки миллионов лет. Эта разница объясняется, скорее всего, меньшей прочностью каменных метеоритов, которые раскалываются от столкновений друг с другом на мелкие части и «не доживают» до возраста в сто миллионов лет. Косвенным подтверждением этого взгляда является относительное обилие каменных метеоритных дождей по сравнению с железными.

Заканчивая на этом обзор наших знаний о метеоритах, обратимся теперь к тому, что дает нам изучение метеорных явлений.

1 января 1801 г. итальянский астроном Джузеппе Пиацци в свой телескоп обнаружил новое небесное тело, которое выглядело как звезда. Оно и подобные ему тела, открытые позже, получили название астероиды, что означает «звездоподобные» (от греческих слов «астер» - звезда, «оидос» - вид).

В настоящее время обнаружено более 5000 астероидов. Обычно это небольшие, неправильной формы небесные тела диаметром от одного до нескольких десятков километров.

Конечно, астероиды - это не звёзды. Как и планеты, они не испускают собственного света и обращаются вокруг Солнца. Поэтому их ещё называют малыми планетами.

Астероиды - часть Солнечной системы. Большинство из них движется между орбитами Марса и Юпитера.

Происхождение астероидов до конца ещё не выяснено. Долгое время учёные предполагали, что это остатки некой разрушившейся планеты. Но последние исследования показывают, что, скорее всего, это остатки того «строительного материала», из которого когда-то образовались все известные нам планеты Солнечной системы.

Кометы

Эти небесные тела получили своё название от греческого слова «кометес», что значит «волосатая».

Не многие природные явления пугали людей так, как появление яркой кометы. Оно считалось предвестником различных бед, таких как эпидемии, голод, войны.

Но постепенно учёные накапливали знания об этих необычных небесных телах, и теперь известно, что они - часть Солнечной системы. Кометы движутся по вытянутым орбитам, то приближаясь к Солнцу, то удаляясь от него.

Главная часть кометы - твёрдое ядро. Его диаметр обычно бывает от 1 до 10 км. Состоит ядро из льда, замёрзших газов и твёрдых частичек некоторых других веществ.

По мере приближения кометы к Солнцу ядро нагревается, и его вещества начинают испаряться. Вокруг ядра образуется газовая оболочка, а затем появляется длинный хвост. Хвост кометы может вытягиваться на миллионы километров! Он всегда направлен в сторону от Солнца и состоит из газов и мелкой пыли. Когда комета удаляется от Солнца, её хвост и газовая оболочка постепенно исчезают.

Со временем под действием солнечного тепла многие кометы полностью разрушаются. Их частички рассеиваются в космическом пространстве.

Кометы, заметные невооружённым глазом, появляются редко.
Но при помощи телескопов учёные наблюдают их довольно часто.

Метеоры

В межпланетном пространстве движется огромное количество так называемой космической пыли. В большинстве случаев это остатки разрушившихся комет. Временами они врываются в Земли и вспыхивают, проносясь по чёрному небу яркой светящейся чёрточкой: кажется,

что падает звезда. Эти световые вспышки называют метеорами (от греческого слова «метеорос» - парящий в воздухе).

Космические частицы раскаляются в результате трения об атмосферу, вспыхивают и сгорают. Обычно это происходит на высоте 80-100 км над Землёй.

Метеориты

Кроме космической пыли, в межпланетном пространстве движутся и более крупные тела, в основном это обломки астероидов. Попадая в атмосферу Земли, они не успевают в ней сгореть. Их остатки падают на . Упавшие на Землю космические тела называют метеоритами. Метеориты делят на три больших класса: каменные, железные и железокаменные.

Падение крупных метеоритов на Землю - явление довольно редкое. Обычно их масса колеблется от сотен граммов до нескольких килограммов. Самый большой из найденных метеоритов весил более 60 т.

Учёные внимательно изучают этих космических «пришельцев», так как они позволяют судить о составе небесных тел, о процессах, происходящих в космосе.

Таинственные соседи Солнца

Самый большой из астероидов - Церера - имеет диаметр около 1000 км. Он и был открыт первым. Общая масса всех астероидов примерно в 20 раз меньше массы Луны. Несмотря на это, они представляют некоторую опасность для нашей планеты. Учёные не исключают, что какой-нибудь из астероидов может столкнуться с Землёй. Это привело бы к страшной катастрофе. Сейчас разрабатываются способы защиты Земли от этой опасности.

Самая известная комета - комета Галлея - подходит к Солнцу один раз в 76 лет. В это время она пролетает сравнительно недалеко от Земли, и её можно наблюдать невооружённым глазом. В последний раз люди видели эту комету в 1986 г. Следующее её появление ожидается в 2062 г.

На протяжении года на Землю падает около 2000 метеоритов. Падение крупных метеоритов сопровождается взрывом. На месте взрыва образуется метеоритный кратер. Один из самых больших метеоритных кратеров находится в США (штат Аризона), его диаметр 1200 м, глубина почти 200 м.

1. В какой части Солнечной системы движется большинство астероидов?
2. Каково строение кометы? Из чего состоит её ядро?
3. Как изменяется внешний вид кометы за время её движения по орбите?
4. Что такое метеор; метеорит?

В состав Солнечной системы входят астероиды и кометы. В межпланетном пространстве движутся частицы космической пыли и более крупные тела - обломки астероидов. Вспышки света, возникающие при сгорании в земной атмосфере частичек космической пыли, называют метеорами, а космические тела, упавшие на Землю, - метеоритами.

Поиск по сайту.

метеор -

Слово "метеор" в греческом языке использовали для описания различных атмосферных феноменов, но теперь им обозначают явления, возникающие при попадании в верхние слои атмосферы твердых частиц из космоса. В узком смысле "метеор" - это светящаяся полоса вдоль трассы распадающейся частицы. Однако в обиходе этим словом часто обозначают и саму частицу, хотя по-научному она называется метеороидом. Если часть метеороида достигает поверхности, то ее называют метеоритом. В народе метеоры называют "падающими звездами". Очень яркие метеоры называют болидами; иногда этим термином обозначают только метеорные события, сопровождающиеся звуковыми явлениями.

Частота появления. Количество метеоров, которые может увидеть наблюдатель за определенный период времени, не постоянно. В хороших условиях, вдали от городских огней и при отсутствии яркого лунного света, наблюдатель может заметить 5-10 метеоров в час. У большинства метеоров свечение продолжается около секунды и выглядит слабее самых ярких звезд. После полуночи метеоры появляются чаще, поскольку наблюдатель в это время располагается на передней по ходу орбитального движения стороне Земли, на которую попадает больше частиц. Каждый наблюдатель может видеть метеоры в радиусе около 500 км вокруг себя. Всего же за сутки в атмосфере Земли возникают сотни миллионов метеоров. Полная масса влетающих в атмосферу частиц оценивается в тысячи тонн в сутки - ничтожная величина по сравнению с массой самой Земли. Измерения с космических аппаратов показывают, что за сутки на Землю попадает также около 100 т пылевых частиц, слишком мелких, чтобы вызывать появление видимых метеоров.

Наблюдение метеоров. Визуальные наблюдения дают немало статистических данных о метеорах, но для точного определения их яркости, высоты и скорости полета необходимы специальные приборы. Уже около века астрономы используют камеры для фотографирования метеорных следов. Вращающаяся заслонка (обтюратор) перед объективом фотокамеры делает след метеора похожим на пунктирную линию, что помогает точно определять интервалы времени. Обычно с помощью этой заслонки делают от 5 до 60 экспозиций в секунду. Если два наблюдателя, разделенные расстоянием в десятки километров, одновременно фотографируют один и тот же метеор, то можно точно определить высоту полета частицы, длину ее следа и - по интервалам времени - скорость полета.

Начиная с 1940-х годов астрономы наблюдают метеоры с помощью радара. Сами космические частицы слишком малы, чтобы их зарегистрировать, но при полете в атмосфере они оставляют плазменный след, который отражает радиоволны. В отличие от фотографии радар эффективен не только ночью, но также днем и в облачную погоду. Радар замечает мелкие метеороиды, недоступные фотокамере. По фотографиям точнее определяется траектория полета, а радар позволяет точно измерять расстояние и скорость. См. РАДИОЛОКАЦИЯ
; РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ
.

Для наблюдения метеоров используют и телевизионную технику. Электронно-оптические преобразователи позволяют регистрировать слабые метеоры. Используются и камеры с ПЗС-матрицами. В 1992 при записи на видеокамеру спортивных соревнований был зафиксирован полет яркого болида, закончившийся падением метеорита.

Скорость и высота. Скорость, с которой метеороиды влетают в атмосферу, заключена в пределах от 11 до 72 км/с. Первое значение - это скорость, приобретаемая телом только за счет притяжения Земли. (Такую же скорость должен получить космический аппарат, чтобы вырваться из гравитационного поля Земли.) Метеороид, прибывший из далеких областей Солнечной системы, вследствие притяжения к Солнцу приобретает вблизи земной орбиты скорость 42 км/с. Орбитальная скорость Земли около 30 км/с. Если встреча происходит "в лоб", то их относительная скорость 72 км/с. Любая частица, прилетевшая из межзвездного пространства, должна иметь еще большую скорость. Отсутствие столь быстрых частиц доказывает, что все метеороиды - члены Солнечной системы.

Высота, на которой метеор начинает светиться или отмечается радаром, зависит от скорости входа частицы. Для быстрых метеороидов эта высота может превышать 110 км, а полностью частица разрушается на высоте около 80 км. У медленных метеороидов это происходит ниже, где больше плотность воздуха. Метеоры, сравнимые по блеску с ярчайшими звездами, образуются частицами с массой в десятые доли грамма. Более крупные метеороиды обычно разрушаются дольше и достигают малых высот. Они существенно тормозятся из-за трения в атмосфере. Редкие частицы опускаются ниже 40 км. Если метеороид достигает высот 10-30 км, то его скорость становится менее 5 км/с, и он может упасть на поверхность в виде метеорита.

Орбиты. Зная скорость метеороида и направление, с которого он подлетел к Земле, астроном может вычислить его орбиту до столкновения. Земля и метеороид сталкиваются в том случае, если их орбиты пересекаются и они одновременно оказываются в этой точке пересечения. Орбиты метеороидов бывают как почти круговыми, так и предельно эллиптичными, уходящими дальше планетных орбит.

Если метеороид приближается к Земле медленно, значит, он движется вокруг Солнца в том же направлении, что и Земля: против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса орбиты. Большинство орбит метеороидов выходит за пределы земной орбиты, и их плоскости наклонены к эклиптике не очень сильно. Падение почти всех метеоритов связано с метеороидами, имевшими скорости менее 25 км/с; их орбиты полностью лежат внутри орбиты Юпитера. Большую часть времени эти объекты проводят между орбитами Юпитера и Марса, в поясе малых планет - астероидов. Поэтому считается, что астероиды служат источником метеоритов. К сожалению, мы можем наблюдать только те метеороиды, которые пересекают орбиту Земли; очевидно, эта группа недостаточно полно представляет все малые тела Солнечной системы. См. также АСТЕРОИД
.

У быстрых метеороидов орбиты более вытянуты и сильнее наклонены к эклиптике. Если метеороид подлетает со скоростью более 42 км/с, то он движется вокруг Солнца в направлении, противоположном направлению движения планет. Тот факт, что по таким орбитам движутся многие кометы, указывает, что эти метеороиды являются осколками комет. См. также КОМЕТА
.

Метеорные потоки. В некоторые дни года метеоры появляются гораздо чаще, чем обычно. Это явление называют метеорным потоком, когда наблюдаются десятки тысяч метеоров в час, создавая изумительное явление "звездного дождя" по всему небу. Если проследить на небе пути метеоров, то покажется, что все они вылетают из одной точки, называемой радиантом потока. Это явление перспективы, подобное сходящимся у горизонта рельсам, указывает, что все частицы движутся по параллельным траекториям.

Метеор

Слово "метеор" в греческом языке использовали для описания различных атмосферных феноменов, но теперь им обозначают явления, возникающие при попадании в верхние слои атмосферы твердых частиц из космоса. В узком смысле "метеор" - это светящаяся полоса вдоль трассы распадающейся частицы. Однако в обиходе этим словом часто обозначают и саму частицу, хотя по-научному она называется метеороидом. Если часть метеороида достигает поверхности, то ее называют метеоритом. В народе метеоры называют "падающими звездами". Очень яркие метеоры называют болидами; иногда этим термином обозначают только метеорные события, сопровождающиеся звуковыми явлениями. Частота появления. Количество метеоров, которые может увидеть наблюдатель за определенный период времени, не постоянно. В хороших условиях, вдали от городских огней и при отсутствии яркого лунного света, наблюдатель может заметить 5-10 метеоров в час. У большинства метеоров свечение продолжается около секунды и выглядит слабее самых ярких звезд. После полуночи метеоры появляются чаще, поскольку наблюдатель в это время располагается на передней по ходу орбитального движения стороне Земли, на которую попадает больше частиц. Каждый наблюдатель может видеть метеоры в радиусе около 500 км вокруг себя. Всего же за сутки в атмосфере Земли возникают сотни миллионов метеоров. Полная масса влетающих в атмосферу частиц оценивается в тысячи тонн в сутки - ничтожная величина по сравнению с массой самой Земли. Измерения с космических аппаратов показывают, что за сутки на Землю попадает также около 100 т пылевых частиц, слишком мелких, чтобы вызывать появление видимых метеоров. Наблюдение метеоров. Визуальные наблюдения дают немало статистических данных о метеорах, но для точного определения их яркости, высоты и скорости полета необходимы специальные приборы. Уже около века астрономы используют камеры для фотографирования метеорных следов. Вращающаяся заслонка (обтюратор) перед объективом фотокамеры делает след метеора похожим на пунктирную линию, что помогает точно определять интервалы времени. Обычно с помощью этой заслонки делают от 5 до 60 экспозиций в секунду. Если два наблюдателя, разделенные расстоянием в десятки километров, одновременно фотографируют один и тот же метеор, то можно точно определить высоту полета частицы, длину ее следа и - по интервалам времени - скорость полета. Начиная с 1940-х годов астрономы наблюдают метеоры с помощью радара. Сами космические частицы слишком малы, чтобы их зарегистрировать, но при полете в атмосфере они оставляют плазменный след, который отражает радиоволны. В отличие от фотографии радар эффективен не только ночью, но также днем и в облачную погоду. Радар замечает мелкие метеороиды, недоступные фотокамере. По фотографиям точнее определяется траектория полета, а радар позволяет точно измерять расстояние и скорость. См. РАДИОЛОКАЦИЯ; РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ. Для наблюдения метеоров используют и телевизионную технику. Электронно-оптические преобразователи позволяют регистрировать слабые метеоры. Используются и камеры с ПЗС-матрицами. В 1992 при записи на видеокамеру спортивных соревнований был зафиксирован полет яркого болида, закончившийся падением метеорита. Скорость и высота. Скорость, с которой метеороиды влетают в атмосферу, заключена в пределах от 11 до 72 км/с. Первое значение - это скорость, приобретаемая телом только за счет притяжения Земли. (Такую же скорость должен получить космический аппарат, чтобы вырваться из гравитационного поля Земли.) Метеороид, прибывший из далеких областей Солнечной системы, вследствие притяжения к Солнцу приобретает вблизи земной орбиты скорость 42 км/с. Орбитальная скорость Земли около 30 км/с. Если встреча происходит "в лоб", то их относительная скорость 72 км/с. Любая частица, прилетевшая из межзвездного пространства, должна иметь еще большую скорость. Отсутствие столь быстрых частиц доказывает, что все метеороиды - члены Солнечной системы. Высота, на которой метеор начинает светиться или отмечается радаром, зависит от скорости входа частицы. Для быстрых метеороидов эта высота может превышать 110 км, а полностью частица разрушается на высоте около 80 км. У медленных метеороидов это происходит ниже, где больше плотность воздуха. Метеоры, сравнимые по блеску с ярчайшими звездами, образуются частицами с массой в десятые доли грамма. Более крупные метеороиды обычно разрушаются дольше и достигают малых высот. Они существенно тормозятся из-за трения в атмосфере. Редкие частицы опускаются ниже 40 км. Если метеороид достигает высот 10-30 км, то его скорость становится менее 5 км/с, и он может упасть на поверхность в виде метеорита. Орбиты. Зная скорость метеороида и направление, с которого он подлетел к Земле, астроном может вычислить его орбиту до столкновения. Земля и метеороид сталкиваются в том случае, если их орбиты пересекаются и они одновременно оказываются в этой точке пересечения. Орбиты метеороидов бывают как почти круговыми, так и предельно эллиптичными, уходящими дальше планетных орбит. Если метеороид приближается к Земле медленно, значит, он движется вокруг Солнца в том же направлении, что и Земля: против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса орбиты. Большинство орбит метеороидов выходит за пределы земной орбиты, и их плоскости наклонены к эклиптике не очень сильно. Падение почти всех метеоритов связано с метеороидами, имевшими скорости менее 25 км/с; их орбиты полностью лежат внутри орбиты Юпитера. Большую часть времени эти объекты проводят между орбитами Юпитера и Марса, в поясе малых планет - астероидов. Поэтому считается, что астероиды служат источником метеоритов. К сожалению, мы можем наблюдать только те метеороиды, которые пересекают орбиту Земли; очевидно, эта группа недостаточно полно представляет все малые тела Солнечной системы. См. также АСТЕРОИД. У быстрых метеороидов орбиты более вытянуты и сильнее наклонены к эклиптике. Если метеороид подлетает со скоростью более 42 км/с, то он движется вокруг Солнца в направлении, противоположном направлению движения планет. Тот факт, что по таким орбитам движутся многие кометы, указывает, что эти метеороиды являются осколками комет. См. также КОМЕТА. Метеорные потоки. В некоторые дни года метеоры появляются гораздо чаще, чем обычно. Это явление называют метеорным потоком, когда наблюдаются десятки тысяч метеоров в час, создавая изумительное явление "звездного дождя" по всему небу. Если проследить на небе пути метеоров, то покажется, что все они вылетают из одной точки, называемой радиантом потока. Это явление перспективы, подобное сходящимся у горизонта рельсам, указывает, что все частицы движутся по параллельным траекториям.