Meteoriții sunt corpuri cerești. Care este diferența dintre un asteroid și un meteorit. O poveste despre aceștia și mulți alți locuitori ai spațiului. asteroizi. Meteoriți. Meteora

METEOR
Cuvântul „meteor” greacă folosit pentru a descrie diferite fenomene atmosferice, dar acum ele denotă fenomene care apar atunci când particulele solide din spațiu intră în atmosfera superioară. Într-un sens restrâns, un „meteor” este o bandă luminoasă de-a lungul traseului unei particule în descompunere. Cu toate acestea, în viața de zi cu zi, acest cuvânt desemnează adesea particula în sine, deși științific este numit meteoroid. Dacă o parte a meteoritului ajunge la suprafață, atunci se numește meteorit. Meteorii sunt numiți popular „stele căzătoare”. Meteorii foarte strălucitori se numesc bile de foc; uneori acest termen se referă doar la evenimente meteoritice însoțite de fenomene sonore.
Frecvența apariției. Numărul de meteori pe care un observator îi poate vedea într-o anumită perioadă de timp nu este constant. LA condiții bune, departe de luminile orașului și în absența luminii strălucitoare a lunii, un observator poate vedea 5-10 meteori pe oră. Pentru majoritatea meteorilor, strălucirea durează aproximativ o secundă și arată mai slabă decât cele mai strălucitoare stele. După miezul nopții, meteorii apar mai des, deoarece observatorul în acest moment este situat pe partea din față a Pământului în cursul mișcării orbitale, care primește mai multe particule. Fiecare observator poate vedea meteori pe o rază de aproximativ 500 km în jurul lui. Într-o singură zi, sute de milioane de meteori apar în atmosfera Pământului. Masa completa particulele care zboară în atmosferă sunt estimate la mii de tone pe zi - o cantitate nesemnificativă în comparație cu masa Pământului însuși. Măsurătorile efectuate de nave spațiale arată că aproximativ 100 de tone de particule de praf cad și pe Pământ pe zi, prea mici pentru a provoca apariția meteorilor vizibili.
Observarea meteorilor. Observațiile vizuale oferă o mulțime de date statistice despre meteori, dar sunt necesare instrumente speciale pentru a le determina cu precizie luminozitatea, înălțimea și viteza de zbor. Timp de aproape un secol, astronomii au folosit camere pentru a fotografia urmele de meteoriți. Un obturator rotativ (obturator) în fața obiectivului camerei face ca traseul de meteoriți să arate ca o linie punctată, ceea ce ajută la determinarea cu precizie a intervalelor de timp. De obicei, acest obturator face 5 până la 60 de expuneri pe secundă. Dacă doi observatori, separați de o distanță de zeci de kilometri, fotografiază simultan același meteor, atunci este posibil să se determine cu exactitate înălțimea zborului particulei, lungimea traseului acesteia și - în intervale de timp - viteza de zbor. Din anii 1940, astronomii au observat meteorii folosind radar. Particulele cosmice în sine sunt prea mici pentru a fi detectate, dar pe măsură ce călătoresc prin atmosferă lasă o urmă de plasmă care reflectă undele radio. Spre deosebire de fotografie, radarul este eficient nu numai noaptea, ci și ziua și pe vreme înnorată. Radarul detectează meteoriți mici pe care camera nu îi poate vedea. Din fotografii, traiectoria de zbor este determinată mai precis, iar radarul vă permite să măsurați cu precizie distanța și viteza.
Vezi RADIOLOCALIZARE;
ASTRONOMIE RADAR. Echipamentele de televiziune sunt, de asemenea, folosite pentru a observa meteorii. Tuburile intensificatoare de imagine fac posibilă înregistrarea meteorilor slabi. Se folosesc și camere cu matrice CCD. În 1992, în timp ce înregistra un eveniment sportiv pe o cameră video, a fost înregistrat un zbor al unei mingi de foc strălucitoare, care s-a terminat cu o cădere de meteorit.
viteza si inaltimea. Viteza cu care meteoroizii intră în atmosferă se află în intervalul de la 11 la 72 km/s. Prima valoare este viteza dobândită de corp doar datorită atracției Pământului. (Aceeași viteză pe care trebuie să o obțină o navă spațială pentru a scăpa de câmpul gravitațional al Pământului.) Un meteoroid care a sosit din regiuni îndepărtate sistem solar, datorită atracției către Soare, capătă o viteză de 42 km/s în apropierea orbitei pământului. Viteza orbitală a Pământului este de aproximativ 30 km/s. Dacă întâlnirea are loc frontal, atunci viteza relativă a acestora este de 72 km/s. Orice particulă care vine din spațiul interstelar trebuie să aibă o viteză și mai mare. Absența unor astfel de particule rapide demonstrează că toți meteoroizii sunt membri ai sistemului solar.

Înălțimea la care meteorul începe să strălucească sau este observată de radar depinde de viteza de intrare a particulei. Pentru meteoroizii rapizi, această înălțime poate depăși 110 km, iar particula este complet distrusă la o altitudine de aproximativ 80 km. Pentru meteoroizii lenți, acest lucru se întâmplă mai jos, unde densitatea aerului este mai mare. Meteorii, comparabili ca luminozitate cu cele mai strălucitoare stele, sunt formați din particule cu o masă de zecimi de gram. Meteoroizii mai mari durează de obicei mai mult să se despartă și să ajungă la altitudini joase. Ele sunt încetinite semnificativ din cauza frecării din atmosferă. Particulele rare cad sub 40 km. Dacă meteoridul atinge înălțimi de 10-30 km, atunci viteza lui devine mai mică de 5 km/s și poate cădea la suprafață sub forma unui meteorit.
Orbite. Cunoscând viteza meteoroidului și direcția din care s-a apropiat de Pământ, un astronom își poate calcula orbita înainte de impact. Pământul și meteoridul se ciocnesc dacă orbitele lor se intersectează și se găsesc simultan în acest punct de intersecție. Orbitele meteoroizilor sunt atât aproape circulare, cât și extrem de eliptice, trecând dincolo de orbitele planetare. Dacă un meteoroid se apropie încet de Pământ, atunci se mișcă în jurul Soarelui în aceeași direcție cu Pământul: în sens invers acelor de ceasornic, văzut de la polul nord al orbitei. Majoritatea orbitelor meteoroidelor trec dincolo de orbita Pământului, iar planurile lor nu sunt foarte înclinate spre ecliptică. Căderea aproape tuturor meteoriților este asociată cu meteoriți care au avut viteze mai mici de 25 km/s; orbitele lor se află în întregime pe orbita lui Jupiter. De cele mai multe ori aceste obiecte petrec între orbitele lui Jupiter și Marte, în centura planetelor minore - asteroizi. Prin urmare, se crede că asteroizii servesc ca sursă de meteoriți. Din păcate, putem observa doar acei meteoroizi care traversează orbita Pământului; evident, acest grup nu reprezintă pe deplin toate corpurile mici ale sistemului solar.
Vezi si ASTEROID. La meteoroizii rapidi, orbitele sunt mai alungite și mai înclinate față de ecliptică. Dacă un meteoroid zboară cu o viteză mai mare de 42 km/s, atunci se mișcă în jurul Soarelui în direcția opusă direcției planetelor. Faptul că multe comete se mișcă pe astfel de orbite indică faptul că acești meteoroizi sunt fragmente de comete.
Vezi si COMETĂ.
ploi de meteori.În unele zile ale anului, meteorii apar mult mai des decât de obicei. Acest fenomen se numește ploaie de meteoriți, când se observă zeci de mii de meteori pe oră, creând un fenomen uimitor de „ploaie înstelată” pe tot cerul. Dacă urmăriți căile meteoriților pe cer, se va părea că toți zboară din același punct, numit radiant al curentului. Acest fenomen de perspectivă, similar șinelor care converg la orizont, indică faptul că toate particulele se mișcă pe căi paralele.

NIVEL CURSURI DE METEOR

Astronomii au identificat câteva zeci de ploi de meteoriți, dintre care multe arată o activitate anuală care durează de la câteva ore până la câteva săptămâni. Majoritatea fluxurilor sunt numite după constelația în care se află radiația lor, de exemplu, Perseidele, care au un radiant în constelația Perseus, Geminidele, cu un radiant în Gemeni. După uimitoarea ploaie de stele provocată de ploaia Leonidului din 1833, W. Clark și D. Olmstead au sugerat că era asociată cu o anumită cometă. La începutul anului 1867, K. Peters, D. Schiaparelli și T. Oppolzer au dovedit în mod independent această legătură prin stabilirea asemănării orbitelor cometei 1866 I (Comet Temple-Tutl) și a ploii de meteoriți Leonid 1866.

Ploile de meteoriți sunt observate atunci când Pământul traversează traiectoria unui roi de particule formate în timpul distrugerii unei comete. Apropiindu-se de Soare, cometa este încălzită de razele sale și pierde materie. Timp de câteva secole, sub influența perturbațiilor gravitaționale de la planete, aceste particule formează un roi alungit de-a lungul orbitei cometei. Dacă Pământul traversează acest flux, putem observa o ploaie de stele în fiecare an, chiar dacă cometa în sine este departe de Pământ în acel moment. Deoarece particulele sunt distribuite neuniform de-a lungul orbitei, intensitatea ploii poate varia de la an la an. Pârâurile vechi sunt atât de extinse încât Pământul le traversează timp de câteva zile. În secțiune transversală, unele fluxuri sunt mai mult ca o panglică decât un șnur. Capacitatea de a observa fluxul depinde de direcția de sosire a particulelor pe Pământ. Dacă radiantul este situat sus pe cerul nordic, atunci fluxul nu este vizibil din emisfera sudică a Pământului (și invers). Ploile de meteori pot fi văzute doar dacă radiantul este deasupra orizontului. Dacă radiantul lovește cerul în timpul zilei, atunci meteorii nu sunt vizibili, dar pot fi detectați de radar. Fluxurile înguste sub influența planetelor, în special a lui Jupiter, își pot schimba orbitele. Dacă în același timp nu mai traversează orbita pământului, devin inobservabile. Ploaia Geminidelor din decembrie este asociată cu rămășițele unei planete minore sau cu nucleul inactiv al unei comete vechi. Există indicii că Pământul se ciocnește cu alte grupuri de meteoroizi generate de asteroizi, dar aceste fluxuri sunt foarte slabe.
Mingi de foc. Meteorii care sunt mai strălucitori decât cele mai strălucitoare planete sunt adesea denumiți bile de foc. Mingele de foc sunt uneori observate mai strălucitoare decât luna plină și extrem de rar cele care fulgeră mai strălucitoare decât soarele. Bolidele apar din cei mai mari meteoroizi. Printre acestea se numără multe fragmente de asteroizi, care sunt mai dense și mai puternice decât fragmentele de nuclee cometare. Dar totuși, majoritatea meteoroizilor asteroizi sunt distruși în straturile dense ale atmosferei. Unele dintre ele cad la suprafață sub formă de meteoriți. Datorită luminozității ridicate a blițului, mingile de foc par mult mai aproape decât în ​​realitate. Prin urmare, este necesar să se compare observațiile mingilor de foc din diferite locuri înainte de a organiza o căutare de meteoriți. Astronomii au estimat că aproximativ 12 bile de foc în jurul Pământului în fiecare zi ajung în căderea a peste un kilogram de meteoriți.
procese fizice. Distrugerea unui meteorid în atmosferă are loc prin ablație, adică. separarea la temperatură ridicată a atomilor de pe suprafața sa sub acțiunea particulelor de aer care intră. Urma de gaz fierbinte care rămâne în spatele meteoroidului emite lumină, dar nu ca rezultat al reacțiilor chimice, ci ca urmare a recombinării atomilor excitați de impacturi. Spectrele meteorilor prezintă multe linii de emisie strălucitoare, printre care predomină liniile de fier, sodiu, calciu, magneziu și siliciu. Sunt vizibile și linii de azot și oxigen atmosferic. Definit de spectru compoziție chimică meteoroizi este în concordanță cu datele despre comete și asteroizi, precum și cu praful interplanetar colectat în atmosfera superioară. Mulți meteori, în special cei rapizi, lasă în urmă o urmă luminoasă care este observată pentru o secundă sau două, și uneori pentru mult mai mult timp. Când au căzut meteoriți mari, traseul a fost observat timp de câteva minute. Strălucirea atomilor de oxigen la altitudini de aprox. 100 km poate fi explicat prin urme care nu durează mai mult de o secundă. Traseele mai lungi se datorează interacțiunii complexe a meteoroidului cu atomii și moleculele atmosferei. Particulele de praf de-a lungul traseului bolidului pot forma o dâră luminoasă dacă atmosfera superioară în care sunt împrăștiate este iluminată de Soare atunci când observatorul de dedesubt are amurg adânc. Vitezele meteoroidelor sunt hipersonice. Când un meteoroid atinge straturi relativ dense ale atmosferei, apare o undă de șoc puternică, iar sunetele puternice pot fi transportate pe zeci sau mai mulți kilometri. Aceste sunete amintesc de tunete sau canonade îndepărtate. din cauza distanta lunga sunetul vine la un minut sau două după ce apare mașina. De câteva decenii, astronomii s-au certat cu privire la realitatea sunetului anormal pe care unii observatori l-au auzit direct în momentul apariției mingii de foc și l-au descris ca un trosnet sau un fluier. Studiile au arătat că sunetul este cauzat de perturbări în câmpul electric din apropierea globului de foc, sub influența căruia obiectele apropiate de observator emit sunet - păr, blană, copaci.
pericol de meteorit. Meteoroizii mari pot distruge navele spațiale, iar particulele mici de praf le uzează în mod constant suprafața. Impactul chiar și al unui meteorid mic poate spune satelitului incarcare electrica care va distruge sistemele electronice. Riscul este în general scăzut, dar totuși, lansările navelor spațiale sunt uneori întârziate dacă se așteaptă o ploaie puternică de meteoriți.
LITERATURĂ
Getman V.S. Nepoții Soarelui. M., 1989

Enciclopedia Collier. - Societate deschisă. 2000 .

Sinonime:

Vedeți ce este „METEOR” în alte dicționare:

17F45 Nr. 101 Client ... Wikipedia

- (greacă). Orice fenomen aerian, de exemplu, tunete, fulgere, curcubeu, ploaie. Dicţionar cuvinte străine incluse în limba rusă. Chudinov A.N., 1910. METEORUL este un fenomen aerian, în general, orice modificare a stării atmosferei și orice se întâmplă în ... Dicționar de cuvinte străine ale limbii ruse

meteor- a, m. météore m., germ. Meteor n. lat. meteoron gr. meteori situati la inaltime, in aer. 1. Fenomenul aerian, în general, orice modificare a stării atmosferei și orice fenomen care are loc în aceasta. Pavlenkov 1911. trad. El… … Dicționar istoric al galicismelor limbii ruse

1) un sistem spațial meteorologic, inclusiv sateliții Pământeni artificiali Cosmos și Meteor, puncte pentru primirea, procesarea și distribuirea informațiilor meteorologice, servicii de monitorizare și control pentru sistemele de bord ale sateliților Pământeni artificiali. ... ... Dicţionar enciclopedic mare

METEOR, meteor, soț. (meteorii greci). 1. Orice fenomen atmosferic, de exemplu. ploaie, zăpadă, curcubeu, fulger, miraj (meteor). 2. La fel ca meteoritul (aster). || trans. În comparații despre ceva care apare brusc, produce un efect și rapid ... ... Dicţionar Uşakov

- (stea căzătoare), o fâșie subțire de lumină care apare pe cerul nopții pentru o perioadă scurtă de timp ca urmare a invaziei atmosferei superioare a unui meteorid (particulă solidă, de obicei de dimensiunea unui grăunte de praf), zburând la de mare viteză. Meteorii apar pe ...... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

METEOR, a, soț. 1. Flash al unui mic corp ceresc care zboară în atmosfera superioară din spațiu. A fulgerat ca m. (a aparut brusc, a disparut). 2. Hidrofoilă pentru pasageri de mare viteză, rachetă (în 3 valori). | adj. meteor, oh, oh ...... Dicționar explicativ al lui Ozhegov

soț. în general, fiecare fenomen aerian, tot ce se distinge în lume, atmosfera; apă: ploaie și zăpadă, grindină, ceață etc. foc: furtună, stâlpi, mingi și pietre; aer: vânturi, vârtejuri, ceață; lumină: curcubeu, uniuni ale soarelui, cercuri lângă lună etc. ... ... Dicţionarul explicativ al lui Dahl

Există, număr de sinonime: 19 bile de foc (2) flash (24) invitat din spațiu (2) ... Dicţionar de sinonime

meteor- verde (Nilus); înfocat (Zhadovskaya); orbitor (Nilus); epilepsie (Bryusov); lumină (Maikov) Epitete de vorbire literară rusă. M: Furnizorul curții Majestății Sale, parteneriatul tipografiei A. A. Levenson. A. L. Zelenetsky. 1913... Dicţionar de epitete

asteroizi. Meteoriți. Meteora.

Asteroid

ASTEROID - un mic corp ceresc asemănător unei planete al sistemului solar, care se mișcă pe orbită în jurul soarelui. Asteroizii, cunoscuți și ca planete minore, sunt mult mai mici decât planetele.

Definiții.

Termenul de asteroid (din greaca veche - „ca o stea”) a fost introdus de William Herschel pe baza faptului că aceste obiecte, atunci când sunt observate cu ajutorul unui telescop, arătau ca puncte de stele - spre deosebire de planete, care, atunci când sunt observate printr-un telescop, arata ca niste discuri. Definiția exactă a termenului „asteroid” nu este încă stabilită. Termenul " planetă minoră” (sau „planetoid”) nu este potrivit pentru determinarea asteroizilor, deoarece indică și locația unui obiect în sistemul solar. Cu toate acestea, nu toți asteroizii sunt planete minore.

O modalitate de a clasifica asteroizii este după dimensiune. Clasificarea actuală definește asteroizii ca obiecte cu diametrul mai mare de 50 m, separându-i de meteoroizi care arată ca niște roci mari sau pot fi chiar mai mici. Clasificarea se bazează pe afirmația că asteroizii pot supraviețui intrând în atmosfera Pământului și pot ajunge la suprafața acesteia, în timp ce meteorii, de regulă, ard complet în atmosferă.

Ca urmare, un „asteroid” poate fi definit ca un obiect din sistemul solar, constând din materiale dure, care este mai mare decât un meteor.

Asteroizii din sistemul solar

Până în prezent, zeci de mii de asteroizi au fost descoperiți în sistemul solar. La 26 septembrie 2006, în bazele de date erau 385.083 de obiecte, 164.612 aveau orbite precise și li s-a dat un număr oficial. 14077 dintre ei aveau în acel moment nume aprobate oficial. Se presupune că în sistemul solar pot exista între 1,1 și 1,9 milioane de obiecte mai mari de 1 km. Majoritatea celebrilor acest moment asteroizii sunt concentrați în centura de asteroizi situată între orbitele lui Marte și Jupiter.

Ceres a fost considerat cel mai mare asteroid din sistemul solar, măsurând aproximativ 975 × 909 km, dar din 24 august 2006 a primit statutul de planetă pitică. Ceilalți doi asteroizi cei mai mari, 2 Pallas și 4 Vesta, au un diametru de ~500 km. 4 Vesta este singurul obiect din centura de asteroizi care poate fi văzut cu ochiul liber. Asteroizii care se deplasează pe alte orbite pot fi observați și în perioada de trecere în apropierea Pământului (ex. 99942 Apophis).

Masa totală a tuturor asteroizilor din centura principală este estimată la 3,0-3,6×1021 kg, ceea ce reprezintă doar aproximativ 4% din masa Lunii. Masa lui Ceres este de 0,95 × 1021 kg, adică aproximativ 32% din total, iar împreună cu cei mai mari trei asteroizi 4 Vesta (9%), 2 Pallas (7%), 10 Hygiea (3%) - 51% , adică majoritatea absolută asteroizii au o masă neglijabilă.

Explorarea asteroizilor

Studiul asteroizilor a început după descoperirea planetei Uranus în 1781 de către William Herschel. Distanța sa medie heliocentrică s-a dovedit a fi în concordanță cu regula Titius-Bode.

La sfârșitul secolului al XVIII-lea, Franz Xaver von Zach a organizat un grup de 24 de astronomi. Din 1789, acest grup caută o planetă care, conform regulii Titius-Bode, ar fi trebuit să se afle la o distanță de aproximativ 2,8 unități astronomice de Soare - între orbitele lui Marte și Jupiter. Sarcina a fost de a descrie coordonatele tuturor stelelor din regiune constelații zodiacale pentru un moment dat. În nopțile următoare, coordonatele au fost verificate, iar obiectele care s-au deplasat la o distanță mai mare au fost evidențiate. Deplasarea estimată a planetei căutate trebuie să fi fost de aproximativ 30 de secunde de arc pe oră, ceea ce ar fi trebuit observat cu ușurință.

În mod ironic, primul asteroid, 1 Ceres, a fost descoperit de italianul Piazzi, care nu a fost implicat în acest proiect, întâmplător, în 1801, chiar în prima noapte a secolului. Alte trei - 2 Pallas, 3 Juno și 4 Vesta au fost descoperite în următorii câțiva ani - ultimul, Vesta, în 1807. După alți 8 ani de căutări inutile, majoritatea astronomilor au decis că nu mai era nimic altceva acolo și au încetat să mai cerceteze.

Cu toate acestea, Karl Ludwig Henke a persistat, iar în 1830 a reluat căutarea de noi asteroizi. Cinci ani mai târziu, a descoperit Astrea, primul asteroid nou din ultimii 38 de ani. De asemenea, a descoperit-o pe Hebe la mai puțin de doi ani mai târziu. După aceea, alți astronomi s-au alăturat căutării și apoi a fost descoperit cel puțin un nou asteroid pe an (cu excepția anului 1945).

În 1891, Max Wolf a fost primul care a folosit metoda astrofotografiei pentru a căuta asteroizi, în care asteroizii lăsau linii scurte de lumină în fotografiile cu o perioadă lungă de expunere. Această metodă a crescut semnificativ numărul de detecții în comparație cu metodele de observare vizuală utilizate anterior: Wolf a descoperit de unul singur 248 de asteroizi, începând cu 323 Brucia, în timp ce puțin mai mult de 300 au fost descoperiți înaintea lui. Acum, un secol mai târziu, doar câțiva mii de asteroizi au fost identificați, numerotați și numiți. Se cunosc mult mai multe despre ei, dar oamenii de știință nu se îngrijorează prea mult în privința studierii lor, numind asteroizii „paraziți ai cerului”.

Numirea asteroizilor

La început, asteroizilor li s-au dat numele eroilor din mitologia romană și greacă, ulterior descoperitorii au primit dreptul de a-i spune cum le place, de exemplu, cu propriul nume. La început, asteroizii au fost administrați în principal nume feminine, nume masculine a primit doar asteroizi cu orbite neobișnuite (de exemplu, Icar, care se apropie de Soare mai aproape decât Mercur). Ulterior, această regulă nu a mai fost respectată.

Nu orice asteroid poate primi un nume, ci doar unul a cărui orbită este calculată mai mult sau mai puțin fiabil. Au existat cazuri când unui asteroid a primit un nume la zeci de ani de la descoperirea sa. Până când se calculează o orbită, asteroidului i se dă un număr de serie care reflectă data la care a fost descoperit, cum ar fi 1950 DA. Cifrele indică anul, prima literă este numărul semilunii din anul în care a fost descoperit asteroidul (în exemplul de mai sus, aceasta este a doua jumătate a lunii februarie). A doua literă indică numărul de serie al asteroidului din semiluna indicată; în exemplul nostru, asteroidul a fost descoperit primul. Deoarece există 24 de semilune și 26 de litere englezești, două litere nu sunt folosite în denumire: I (datorită asemănării cu unitatea) și Z. Dacă numărul de asteroizi descoperiți în timpul semilunii depășește 24, acestea revin la început. a alfabetului din nou, atribuind a doua literă index 2, următoarea revenire - 3 și așa mai departe.

După primirea numelui, denumirea oficială a asteroidului constă dintr-un număr (număr de serie) și un nume - 1 Ceres, 8 Flora etc.

centura de asteroizi

Orbitele majorității planetelor minore numerotate (98%) sunt situate între orbitele planetelor Marte și Jupiter. Distanțele lor medii față de Soare sunt între 2,2 și 3,6 UA. Ei formează așa-numita centură principală de asteroizi. Toate planetele mici, ca și cele mari, se deplasează într-o direcție înainte. Perioadele revoluției lor în jurul Soarelui sunt, în funcție de distanță, de la trei până la nouă ani. Este ușor de calculat că viteza liniară este aproximativ egală cu 20 km/s. Orbitele multor planete minore sunt vizibil alungite. Excentricitățile depășesc rar 0,4, dar, de exemplu, asteroidul 2212 Hephaestus o are egală cu 0,8. Majoritatea orbitelor sunt situate aproape de planul ecliptic, adică. la planul orbitei Pământului. Pantele sunt de obicei de câteva grade, dar există și excepții. Astfel, orbita lui Ceres are o înclinare de 35°, fiind cunoscute și înclinații mari.

Poate că, pentru noi, locuitorii Pământului, este cel mai important să cunoaștem asteroizii, ale căror orbite se apropie îndeaproape de orbita planetei noastre. Există de obicei trei familii de asteroizi din apropierea Pământului. Ele sunt numite după reprezentanți tipici - planete minore: 1221 Amur, 1862 Apollo, 2962 Aton. Familia Amur include asteroizi ale căror orbite la periheliu aproape ating orbita Pământului. Apolo traversează orbita Pământului din exterior, distanța lor de perhelie este mai mică de 1 UA. „Atonienii” au orbite cu semiaxa majoră mai mică decât cea a pământului și traversează orbita pământului din interior. Reprezentanții tuturor acestor familii pot întâlni Pământul. În ceea ce privește pasajele apropiate, acestea se întâmplă destul de des.

De exemplu, asteroidul Amur la momentul descoperirii se afla la 16,5 milioane de kilometri de Pământ, 2101 Adonis s-a apropiat de 1,5 milioane de kilometri, 2340 Hathor - 1,2 milioane de kilometri. Astronomii de la multe observatoare au observat trecerea asteroidului 4179 Tautatis de către Pământ. Pe 8 decembrie 1992 se afla la 3,6 milioane de kilometri de noi.

Majoritatea asteroizilor sunt concentrați în centura principală, dar există excepții importante. Cu mult înainte de descoperirea primului asteroid, matematicianul francez Joseph Louis Lagrange a studiat așa-numita problemă a trei corpuri, adică. a studiat modul în care trei corpuri se mișcă sub influența forțelor gravitaționale. Problema este foarte complexă și nu a fost încă rezolvată în termeni generali. Totuși, Lagrange a reușit să constate că în sistemul de trei corpuri gravitatoare (Soare - planetă - corp mic) există cinci puncte în care mișcarea unui corp mic este stabilă. Două dintre aceste puncte se află pe orbita planetei, formând triunghiuri echilaterale cu ea și cu Soarele.

Mulți ani mai târziu, deja în secolul al XX-lea, construcțiile teoretice au devenit realitate. În apropierea punctelor lagrangiene de pe orbita lui Jupiter, au fost descoperiți aproximativ două duzini de asteroizi, cărora li sa dat numele eroilor războiului troian. Asteroizii - „grecii” (Achille, Ajax, Ulise etc.) sunt înaintea lui Jupiter cu 60 °, „troienii” urmează la aceeași distanță în spate. Potrivit estimărilor, numărul de asteroizi din apropierea punctelor Lagrange poate ajunge la câteva sute.

Dimensiuni și compoziția materialului

Pentru a afla dimensiunea oricărui obiect astronomic (dacă se cunoaște distanța până la acesta), este necesar să se măsoare unghiul la care este vizibil de pe Pământ. Cu toate acestea, nu este o coincidență faptul că asteroizii sunt numiți planete minore. Chiar și în telescoape mari în condiții atmosferice excelente, folosind tehnici foarte complexe și laborioase, este posibil să se obțină contururi destul de neclare ale discurilor doar câtorva dintre cei mai mari asteroizi. Metoda fotometrică s-a dovedit a fi mult mai eficientă. Există instrumente foarte precise care măsoară luciul, adică. mărimea stelară a corpului ceresc. În plus, este bine cunoscută iluminarea creată de Soare pe un asteroid. Alte condiţii egale luminozitatea unui asteroid este determinată de aria discului său. Este necesar, totuși, să știm câtă lumină reflectă o anumită suprafață. Această reflectivitate se numește albedo. Au fost dezvoltate metode pentru determinarea lui prin polarizarea luminii de la asteroizi, precum și prin diferența de luminozitate în regiunea vizibilă a spectrului și în domeniul infraroșu. În urma măsurătorilor și calculelor, s-au obținut următoarele dimensiuni ale celor mai mari asteroizi.

Orbite de meteoriți și meteoriți

Până în prezent, observatorii sovietici și străini au publicat mai multe cataloage de radianți și orbite de meteori, fiecare numărând câteva mii de meteori. Deci există material mai mult decât suficient pentru analiza lor statistică.

Unul dintre cele mai importante rezultate ale acestei analize este că aproape toți meteoroizii aparțin sistemului solar și nu sunt extratereștri din spațiile interstelare. Iată cum să o arăți.

Chiar dacă un corp de meteor a venit la noi chiar de la granițele sistemului solar, viteza lui în raport cu Soarele la o distanță de orbita pământului va fi egală cu viteza parabolică la această distanță, care este de câteva ori mai mare decât cea circulară. . Pământul se mișcă cu o viteză aproape circulară de 30 km/s, prin urmare, viteza parabolică în regiunea orbitei pământului este de 30=42 km/s. Chiar dacă un meteorid zboară spre Pământ, viteza lui în raport cu Pământul va fi egală cu 30+42=72 km/s. Aceasta este limita superioară a vitezei geocentrice a meteorilor.

Cum se determină limita sa inferioară? Lăsați corpul meteorului să se miște lângă Pământ de-a lungul orbitei sale cu aceeași viteză ca Pământul. Viteza geocentrică a unui astfel de corp va fi inițial aproape de zero. Dar treptat, sub influența gravitației Pământului, particula va începe să cadă pe Pământ și să accelereze până la a doua viteză cosmică binecunoscută de 11,2 km/s. Cu această viteză, va intra în atmosfera Pământului. Aceasta este limita inferioară a vitezei extra-atmosferice a meteorilor.

Este mai dificil de determinat orbitele meteoriților. Am spus deja că căderile de meteoriți sunt fenomene extrem de rare și, în plus, imprevizibile. Nimeni nu poate spune dinainte când și unde va cădea meteoritul. Analiza mărturiilor martorilor oculari întâmplători ai căderii oferă o precizie extrem de scăzută în determinarea radiantului și este complet imposibil să se determine viteza în acest fel.

Dar pe 7 aprilie 1959, mai multe stații ale serviciului de meteori din Cehoslovacia au fotografiat o minge de foc strălucitoare, care s-a încheiat cu căderea mai multor fragmente din meteoritul Pribram. Traiectoria atmosferică și orbita din sistemul solar a acestui meteorit au fost calculate cu precizie. Acest eveniment i-a inspirat pe astronomi. Pe preriile Statelor Unite s-a organizat o rețea de stații, dotate cu același tip de aparate foto, special pentru tragerea de mingi de foc strălucitoare. L-au numit Prairie Web. O altă rețea de stații – europeană – a fost desfășurată pe teritoriul Cehoslovaciei, RDG și RFG.

Rețeaua de prerie timp de 10 ani de muncă a înregistrat zborul a 2500 de bile de foc strălucitoare. Oamenii de știință americani au sperat că, continuându-și traiectoria descendentă, vor putea găsi cel puțin zeci de meteoriți căzuți.

Aşteptările lor nu au fost îndeplinite. Doar una (!) din 2500 de mingi de foc s-a încheiat pe 4 ianuarie 1970 odată cu căderea meteoritului Orașului Pierdut. Șapte ani mai târziu, când Rețeaua Prairie nu mai funcționa, zborul meteoritului Inisfree a fost fotografiat din Canada. Acest lucru s-a întâmplat pe 5 februarie 1977. Dintre mingile de foc europene, nici unul (după Pribram) nu s-a terminat într-un meteorit. Între timp, printre globurile de foc fotografiate, multe erau foarte strălucitoare, de multe ori mai strălucitoare decât luna plină. Dar meteoriții nu au căzut după trecerea lor. Acest mister a fost rezolvat la mijlocul anilor '70, despre care vom discuta mai jos.

Astfel, alături de multe mii de orbite de meteoriți, avem doar trei (!) orbite exacte de meteoriți. La acestea se pot adăuga câteva zeci de orbite aproximative calculate de I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkov și alți astronomi pe baza unei analize a mărturiilor martorilor oculari.

În analiza statistică a elementelor orbitelor meteorilor trebuie luați în considerare mai mulți factori selectivi, ceea ce duce la faptul că unii meteori sunt observați mai des decât alții. Asa de, factor geometricP 1 determină vizibilitatea relativă a meteorilor cu diferite distanțe zenitale radiante. Pentru meteorii înregistrați de radar (așa-numitul meteori radio), ceea ce contează este geometria reflexiei undelor radio din urma ion-electron și diagrama de radiație a antenei. Factorul fizic P 2 determină dependența vizibilității meteorilor de viteză. Și anume, așa cum vom vedea mai târziu, cu cât viteza meteoroidului este mai mare, cu atât meteorul va fi observat mai strălucitor. Luminozitatea unui meteor, observată vizual sau înregistrată fotografic, este proporțională cu puterea a 4-a sau a 5-a a vitezei. Aceasta înseamnă, de exemplu, că un meteor cu o viteză de 60 km/s va fi de 400-1000 de ori mai strălucitor decât un meteor cu o viteză de 15 km/s (dacă masele meteoroizilor care le generează sunt egale). Pentru meteorii radio, există o dependență similară a intensității semnalului reflectat (luminozitatea radio a meteorului) de viteză, deși este mai complexă. În sfârșit, mai sunt factorul astronomic P 3 , al cărui sens este că întâlnirea Pământului cu particulele de meteori care se mișcă în sistemul solar pe orbite diferite are o probabilitate diferită.

După luarea în considerare a toți cei trei factori, este posibil să se construiască distribuția meteorilor pe elementele orbitelor lor, corectate pentru efecte selective.

Toți meteorii sunt împărțiți în in linie, adică cele aparținând ploilor de meteori cunoscute și sporadic, componente ale fundalului de meteoriți. Linia dintre ele este într-o oarecare măsură condiționată. Sunt cunoscute aproximativ douăzeci de ploi de meteori majore. Ele sunt numite prin denumirile latine ale constelațiilor în care se află radiantul: Perseide, Liride, Orionide, Acvaride, Geminide. Dacă două sau mai multe ploi de meteori operează într-o constelație dată în momente diferite, acestea sunt desemnate de cea mai apropiată stea: (-Acvaride, -Acvaride, -Perseide etc.

Numărul total de ploi de meteori este mult mai mare. Astfel, catalogul lui A. K. Terent'eva, întocmit pe baza observațiilor fotografice și cele mai bune vizuale până în 1967, conține 360 ​​de ploi de meteori. Dintr-o analiză a 16.800 de orbite de meteori radio, V. N. Lebedinets, V. N. Korpusov și A. K. Sosnova au identificat 715 ploi de meteori și asociații (o asociație de meteori este un grup de orbite de meteori a căror proximitate genetică a fost stabilită cu mai puțină încredere decât în ​​cazul unui meteorit). duș).

Pentru o serie de ploi de meteori, relația lor genetică cu cometele a fost stabilită în mod fiabil. Astfel, orbita ploii de meteori Leonide, observată anual la mijlocul lunii noiembrie, coincide practic cu orbita cometei 1866. I. O dată la 33 de ani se observă ploi de meteori spectaculoase cu un radiant în constelația Leului. Cele mai intense ploi au fost observate în 1799, 1832 și 1866. Apoi, în două perioade (1899-1900 și 1932-1933) nu au fost ploi de meteoriți. Aparent, poziția Pământului în perioada de întâlnire cu fluxul a fost nefavorabilă pentru observații - nu a trecut prin partea cea mai densă a roiului. Dar pe 17 noiembrie 1966 s-a repetat ploaia de meteoriți Leonid. A fost observată de astronomii americani și iernii din 14 stații polare sovietice din Arctica, unde era la acea oră noaptea polară (pe teritoriul principal al URSS la acea oră era zi). Numărul de meteori a ajuns la 100.000 pe oră, dar ploaia de meteori a durat doar 20 de minute, în timp ce în 1832 și 1866. a durat câteva ore. Acest lucru poate fi explicat în două moduri: fie roiul este format din grupuri separate-nori de diferite dimensiuni, iar Pământul în ani diferiti trece fie prin unul sau altul nor, fie în 1966 Pământul a traversat roiul nu în diametru, ci de-a lungul unei coarde minore. Cometa 1866 I are, de asemenea, o perioadă orbitală de 33 de ani, confirmând și mai mult rolul său de cometă progenitoare a roiului.

În mod similar, cometa 1862 III este strămoșul ploii de meteoriți Perseide din august. Spre deosebire de Leonide, Perseidele nu produc ploi de meteori. Aceasta înseamnă că materia roiului este distribuită mai mult sau mai puțin uniform de-a lungul orbitei sale. Prin urmare, se poate presupune că Perseidele sunt un potop de meteori „mai vechi” decât Leonidele.

Relativ recent, s-a format ploaia de meteori Draconide, dând ploi de meteori spectaculoase în perioada 9-10 octombrie 1933 și 1946. Strămoșul acestui curent este cometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Perioada sa este de 6,5 ani, așa că ploile de meteoriți au fost observate la intervale de 13 ani (cele două perioade ale cometei corespund aproape exact la 13 revoluții ale Pământului). Dar nici în 1959, nici în 1972 nu s-au observat ploi de meteori Draconizi. În acești ani, Pământul a trecut departe de orbita roiului. Pentru 1985, prognoza era mai favorabilă. Într-adevăr, în seara zilei de 8 octombrie, Orientul îndepărtat s-a observat o ploaie spectaculoasă de meteori, deși inferioară ca număr și durată ploii din 1946. Era zi în cea mai mare parte a teritoriului țării noastre, dar astronomii din Dușanbe și Kazan au observat ploaia de meteori cu ajutorul instalațiilor radar.

Cometa Biela, care s-a rupt în 1846 sub ochii astronomilor în două părți, nu a mai fost observată în 1872, dar astronomii au asistat la două puternice ploi de meteori - în 1872 și 1885. Acest curent a fost numit Andromeda (după constelație) sau Bielida (după cometă). Din păcate, timp de un secol întreg nu s-a repetat, deși perioada de revoluție a acestei comete este tot de 6,5 ani. Cometa Biela este una dintre cele pierdute - nu a fost observată de 130 de ani. Cel mai probabil, s-a prăbușit cu adevărat, dând naștere ploii de meteoriți Andromedid.

Celebra cometă a lui Halley este asociată cu două ploi de meteori: Acvaridele observate în luna mai (radiante în Vărsător) și Orionidele observate în octombrie (radiante în Orion). Aceasta înseamnă că orbita Pământului se intersectează cu orbita cometei nu într-un punct, ca majoritatea cometelor, ci în două. În legătură cu apropierea cometei Halley de Soare și Pământ la începutul anului 1986, atenția astronomilor și a astronomilor amatori a fost atrasă asupra acestor două fluxuri. Observațiile ploii Aquarid din mai 1986 în URSS au confirmat activitatea sa crescută cu o predominanță a meteorilor strălucitori.

Astfel, din legăturile stabilite între ploile de meteoriți și comete, rezultă o concluzie cosmogonică importantă: corpurile de meteori ale fluxurilor nu sunt altceva decât produse ale distrugerii cometelor. În ceea ce privește meteorii sporadici, ei sunt cel mai probabil rămășițele unor fluxuri dezintegrate. Într-adevăr, traiectoria particulelor de meteori este puternic afectată de atracția planetelor, în special a planetelor gigantice din grupul Jupiter. Tulburările de pe planete duc la disipare și apoi la dezintegrarea completă a fluxului. Adevărat, acest proces durează mii, zeci și sute de mii de ani, dar funcționează constant și inexorabil. Întregul complex de meteori este actualizat treptat.

Să ne întoarcem la distribuția orbitelor meteorilor în funcție de valorile elementelor lor. În primul rând, observăm faptul important că aceste distribuții diferit pentru meteorii inregistrati prin fotometoda (fotometeori) si radar (radiometeori). Motivul pentru aceasta este că metoda radar face posibilă înregistrarea meteorilor mult mai slabi decât fotografia și, prin urmare, datele acestei metode se referă (după luarea în considerare a factorului fizic) în medie la corpuri mult mai mici decât datele metoda fotografica. Meteorii strălucitori care pot fi fotografiați corespund unor corpuri cu o masă mai mare de 0,1 g, în timp ce meteorii radio colectați în catalogul lui B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints și M. F. Lagutin corespund corpurilor cu o masă de 10 -3 ~ 10 - 4 y.

Analiza orbitelor de meteori din acest catalog a arătat că întreg complexul de meteori poate fi împărțit în două componente: plană și sferică. Componenta sferică include orbite cu înclinații arbitrare față de ecliptică, cu o predominanță a orbitelor cu excentricități mari și semiaxe. Componenta plană include orbite cu înclinații mici ( i < 35°), mărime mică (A< 5 a. e.) și excentricități destul de mari. În 1966, V. N. Lebedinets a emis ipoteza că corpurile de meteori cu o componentă sferică se formează din cauza dezintegrarii cometelor cu perioadă lungă, dar orbitele lor sunt mult modificate sub influența efectului Poynting-Robertson.

Acest efect este după cum urmează. Particulele mici sunt afectate foarte eficient nu numai de atracția Soarelui, ci și de presiunea ușoară. De ce presiunea ușoară acționează exact asupra particulelor mici este clar din următoarele. Presiune razele de soare proporţional suprafață particulă sau pătratul razei sale, în timp ce atracția Soarelui este masa sa, sau în cele din urmă a acesteia volum, adică cubul razei. Raportul dintre presiunea ușoară (mai precis, accelerația conferită de aceasta) și accelerația forței gravitaționale va fi astfel invers proporțional cu raza particulei și va fi mai mare în cazul particulelor mici.

Dacă o particulă mică se învârte în jurul Soarelui, atunci datorită adăugării vitezei luminii și a particulei, conform regulii paralelogramului, lumina va cădea ușor în față (Pentru cititorii familiarizați cu teoria relativității, această interpretare poate ridica obiecții: la urma urmei, viteza luminii nu se adună cu viteza sursei sau receptorului de lumină. Dar o luare în considerare strictă a acestui fenomen, precum și a fenomenului de aberație anuală a luminii stelelor (deplasarea aparentă a stelelor înainte de-a lungul mișcarea Pământului) apropiată de acesta în natură în cadrul teoriei relativității, duce la același rezultat. vorbim nu mai este vorba despre „adăugarea” vitezelor, ci despre schimbarea direcției fasciculului incident asupra particulei datorită trecerii acesteia de la un cadru de referință la altul.) și își va încetini ușor mișcarea în jurul Soarelui. Din această cauză, particula într-o spirală foarte blândă se va apropia treptat de Soare, orbita sa se va deforma. Acest efect a fost descris calitativ în 1903 de J. Poynting și fundamentat matematic în 1937 de G. Robertson. Ne vom întâlni cu manifestări ale acestui efect de mai multe ori.

Pe baza analizei elementelor orbitelor corpurilor meteoritice cu componentă sferică, VN Lebedinets a dezvoltat un model pentru evoluția prafului interplanetar. El a calculat că, pentru a menține starea de echilibru a acestei componente, cometele cu perioadă lungă ar trebui să ejecteze în medie 10 15 g de praf anual. Aceasta este masa unei comete relativ mici.

În ceea ce privește corpurile de meteori ale componentei plate, acestea se formează aparent ca urmare a dezintegrarii cometelor de scurtă perioadă. Cu toate acestea, nu totul este încă clar. Orbitele tipice ale acestor comete diferă de orbitele meteorilor componentei plate (cometele au distanțe mari de periheliu și excentricități mai mici), iar transformarea lor nu poate fi explicată prin efectul Poynting-Robertson. Nu suntem conștienți de comete cu astfel de orbite precum ploile active de meteori ale Geminidelor, Arietidelor, Acvaridelor și altora. Între timp, pentru a reumple componenta plată, este necesar ca o nouă cometă cu o orbită de acest tip să se formeze o dată la câteva sute de ani. Aceste comete, totuși, au o viață extrem de scurtă (în principal din cauza distanțelor mici de periheliu și a perioadelor orbitale scurte), și poate de aceea nici o astfel de cometă nu a intrat încă în câmpul nostru vizual.

O analiză a orbitelor fotometeorilor de către astronomii americani F. Whipple, R. McCroskey și A. Posen a arătat rezultate semnificativ diferite. Majoritatea meteoroizilor mari (cu mase mai mari de 1 g) se deplasează pe orbite similare cu cele ale cometelor cu perioadă scurtă ( A < 5 а. е., i< 35° e> 0,7). Aproximativ 20% dintre aceste corpuri au orbite apropiate de cele ale cometelor cu perioade lungi. Aparent, fiecare componentă a corpurilor de meteori de asemenea dimensiuni este un produs al dezintegrarii cometelor corespunzătoare. Când se deplasează către corpuri mai mici (până la 0,1 g), numărul de orbite de dimensiuni mici crește considerabil (A< 2 a. e.). Acest lucru este în concordanță cu faptul descoperit de oamenii de știință sovietici că astfel de orbite predomină în meteoriții radio ai componentei plate.

Să ne întoarcem acum la orbitele meteoriților. După cum sa menționat deja, au fost determinate orbite exacte pentru doar trei meteoriți. Elementele lor sunt date în tabel. unu ( v este viteza cu care meteoritul intră în atmosferă, q, q" - distante fata de Soare la periheliu si afeliu).

Asemănarea strânsă dintre orbitele orașului pierdut și meteoritul Inisfree și o diferență față de acestea în orbita meteoritului Pribram este izbitoare. Dar cel mai important lucru este că toți cei trei meteoriți din afeliu traversează așa-numita centură de asteroizi (planete minore), ale cărei limite corespund în mod condiționat distanțelor de 2,0-4,2 UA. e. Înclinațiile orbitale ale tuturor celor trei meteoriți sunt mici, spre deosebire de majoritatea meteoroizilor mici.

Dar poate e doar o coincidență? La urma urmei, trei orbite sunt prea puțin material pentru statistici și orice concluzie. A. N. Simonenko în 1975-1979 a studiat peste 50 de orbite de meteoriți, determinate printr-o metodă aproximativă: radiantul a fost determinat din mărturia martorilor oculari, iar viteza de intrare a fost estimată din locația radiantului în raport cu apex(Punctul de pe sfera cerească, spre care este direcționată în prezent mișcarea Pământului pe orbita sa). Evident, pentru meteoriții care se apropie (rapidi), radiantul ar trebui să fie situat nu departe de vârf, iar pentru depășirea meteoriților (lenti) - în apropierea punctului sferei cerești opus vârfului - antiapex.

Tabelul 1. Elemente ale orbitelor exacte a trei meteoriți

Meteorit	v , km /c	A, a.u.	e	i	q , a.u.	q ', a.u.
Pribram	20.8	2.42	0.67	10.4 despre	0.79	4.05
Orașul pierdut		1.66	0.42	12.0 aproximativ	0.97	2.35
inisfree		1.77	0.44	11.8 aproximativ	0.99	2.56

S-a dovedit că radianții tuturor celor 50 de meteoriți sunt grupați în jurul antiapexului și nu pot fi separați de acesta mai mult de 30-40 o. Aceasta înseamnă că toți meteoriții ajung din urmă, că se mișcă în jurul Soarelui în direcția înainte (precum Pământul și toate planetele) și orbitele lor nu pot avea o înclinație față de ecliptică care să depășească 30-40 °.

Să recunoaștem, această concluzie nu este strict justificată. În calculele sale ale elementelor orbitelor a 50 de meteoriți, A. N. Simonenko a pornit de la ipoteza formulată anterior de ea și B. Yu. Levin că viteza de intrare a corpurilor care formează meteoriți în atmosfera Pământului nu poate depăși 22 km/s. Această presupunere sa bazat mai întâi pe analiza teoretică a lui B. Yu. Levin, care în 1946; a arătat că la viteze mari un meteorid care intră în atmosferă trebuie să fie complet distrus (din cauza evaporării, strivirii, topirii) și nu cade sub formă de meteorit. Această concluzie a fost confirmată de rezultatele observațiilor rețelelor de foc din Prairie și din Europa, când niciunul dintre meteoriții mari care au zburat cu viteze mai mari de 22 km/s nu a căzut sub forma unui meteorit. Viteza meteoritului Pribram, așa cum se poate vedea din tabel. 1 este aproape de această limită superioară, dar tot nu o atinge.

Luând valoarea de 22 km/s ca limită superioară a vitezei de intrare a meteoriților, am predeterminat deja că numai meteoriții care depășesc „bariera atmosferică” pot cădea pe Pământ ca meteoriți. Această concluzie înseamnă că acei meteoriți pe care îi colectăm și studiem în laboratoarele noastre s-au deplasat în sistemul solar de-a lungul orbitelor unei clase strict definite (clasificarea lor va fi discutată mai târziu). Dar nu înseamnă deloc că epuizează întregul complex de corpuri de aceeași dimensiune și masă (și, eventual, aceeași structură și compoziție, deși acest lucru nu este deloc necesar) care se deplasează în sistemul solar. Este posibil ca multe corpuri (și chiar majoritatea dintre ele) să se miște pe orbite complet diferite și pur și simplu să nu poată trece prin „bariera atmosferică” a Pământului. Procentul neglijabil de meteoriți care au căzut în comparație cu numărul de mingi de foc strălucitoare fotografiate de ambele rețele de mingi de foc (aproximativ 0,1%) pare să susțină o astfel de concluzie. Dar ajungem la concluzii diferite dacă adoptăm alte metode de analiză a observațiilor. Unul dintre ele, bazat pe determinarea densității meteoroizilor de la înălțimea distrugerii lor, va fi discutat în continuare. O altă metodă se bazează pe o comparație a orbitelor meteoriților și asteroizilor. Din moment ce meteoritul a căzut pe Pământ, este evident că orbita lui sa intersectat cu orbita Pământului. Din întreaga masă de asteroizi cunoscuți (aproximativ 2500), doar 50 au orbite care intersectează orbita Pământului. Toți cei trei meteoriți cu orbite precise la afeliu au traversat centura de asteroizi (Fig. 5). Orbitele lor sunt apropiate de orbitele asteroizilor din grupele Amur și Apollo, trecând pe lângă orbita Pământului sau traversând-o. Sunt cunoscuți aproximativ 80 de astfel de asteroizi.Orbitele acestor asteroizi sunt de obicei împărțite în cinci grupe: 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-orbite mici; V este o înclinare mare a orbitelor. Între grupuri eu- II și II- III intervale vizibile, numite trapele lui Venus și ale Pământului. Majoritatea asteroizilor (20) aparțin grupului III, dar acest lucru se datorează confortului de a le observa în apropierea periheliului, când se apropie de Pământ și sunt în opoziție cu Soarele.

Dacă distribuim cele 51 de orbite de meteoriți cunoscute nouă în aceleași grupuri, atunci 5 dintre ele pot fi atribuite grupului eu; 10 - către grup II, 31 - grupului III și 5 - către grup IV. Niciunul dintre meteoriți nu aparține grupului V. Se poate observa că și aici marea majoritate a orbitelor aparțin grupului III, deși factorul de comoditate al observației nu se aplică aici. Dar nu este greu de realizat că fragmentele de asteroizi din acest grup trebuie să intre în atmosfera Pământului la viteze foarte mici și, prin urmare, trebuie să experimenteze o distrugere relativ slabă în atmosferă. Meteoriții Lost City și Inisfree aparțin acestui grup, în timp ce Pribram aparține grupului II.

Toate aceste circumstanțe, împreună cu altele (de exemplu, cu o comparație a proprietăților optice ale suprafețelor asteroizilor și meteoriților), ne permit să tragem o concluzie foarte importantă: meteoriții sunt fragmente de asteroizi și nu oricare, ci aparținând. la grupurile Amur şi Apollo. Acest lucru ne oferă imediat posibilitatea de a judeca compoziția și structura asteroizilor pe baza analizei substanței meteoriților, ceea ce este un pas important înainte în înțelegerea naturii și originii ambilor.

Dar trebuie să tragem imediat o altă concluzie importantă: meteoriții au altă origine, decât corpurile care creează fenomenul meteorilor: primul sunt fragmente de asteroizi, al doilea sunt produsele de descompunere a cometelor.

Orez. 5. Orbitele meteoriților Pribram, Lost City și Inisfree. Punctele întâlnirii lor cu Pământul sunt marcate

Astfel, meteorii nu pot fi considerați „meteoriți mici” - pe lângă diferența terminologică dintre aceste concepte, care a fost menționată la începutul cărții (autorul acestei cărți, încă din 1940, a propus (împreună cu G. O. Zateishchikov) să numească corpul cosmic însuși meteor,și fenomenul unei „stele căzătoare” - zbor de meteorit. Cu toate acestea, această propunere, care a simplificat foarte mult terminologia meteorilor, nu a fost acceptată.), există și o diferență genetică între corpurile care creează fenomenul meteorilor și meteoriților: ele se formează în moduri diferite, datorită dezintegrarii diferitelor corpuri de sistemul solar.

Orez. 6. Diagrama de distribuție a orbitelor corpurilor mici în coordonate a-e

Puncte - bile de foc ale rețelei Prairie; cercuri - ploi de meteoriți (conform lui V. I. Tsvetkov)

Problema originii meteoroizilor poate fi abordată în alt mod. Să construim o diagramă (Fig. 6), trasând de-a lungul axei verticale valorile semi-axei ​​majore a orbitei A(sau 1/ A), a pe orizontală - excentricitatea orbitei e. După valori a, e Să reprezentăm pe această diagramă punctele corespunzătoare orbitelor cometelor cunoscute, asteroizilor, meteoriților, mingilor de foc strălucitoare, ploilor de meteoriți și meteorilor de diferite clase. Să tragem și două linii foarte importante corespunzătoare condițiilor q=1 și q" = 1. Este evident că toate punctele pentru corpurile meteorice vor fi situate între aceste linii, deoarece numai în interiorul regiunii delimitate de acestea se realizează condiția de intersecție a orbitei meteorice cu orbita Pământului.

Mulți astronomi, începând cu F. Whipple, au încercat să găsească și să comploteze mai departe A- e-diagrama sub formă de linii, criterii de delimitare a orbitelor de tip asteroid și cometar. O comparație a acestor criterii a fost făcută de cercetătorul cehoslovac de meteori L. Kresak. Deoarece dau rezultate similare, am efectuat în Fig. 6 o „linie de contact” medie q"= 4.6. Deasupra și în dreapta acesteia sunt orbite de tip cometă, dedesubt și în stânga - asteroidal. Pe această diagramă, am trasat punctele corespunzătoare la 334 de mașini de curse din catalogul lui R. McCrosky, K. Shao și A. Posen. Se poate observa că majoritatea punctelor se află sub linia de demarcație. Doar 47 din 334 de puncte sunt situate deasupra acestei linii (15%), iar cu o ușoară deplasare în sus, numărul acestora va scădea la 26 (8%). Aceste puncte corespund probabil corpurilor de origine cometă. Este interesant că multe puncte par să „se ghemuiască” la linie q = 1, și două puncte chiar trec dincolo de zona delimitată. Aceasta înseamnă că orbitele acestor două corpuri nu au traversat orbita Pământului, ci au trecut doar aproape, dar gravitația Pământului a forțat aceste corpuri să cadă pe ea, dând naștere unui fenomen spectaculos de bile de foc strălucitoare.

Este posibil să se facă o altă comparație a caracteristicilor orbitale ale corpurilor mici ale Sistemului Solar. La construirea A- e- diagrame, nu am luat în considerare cel de-al treilea element important al orbitei - înclinarea acestuia spre ecliptică i. Se dovedește că o combinație de elemente ale orbitelor corpurilor Sistemului Solar, numită constantă Jacobi și exprimată prin formula

Unde A- semiaxa majoră a orbitei în unități astronomice, își păstrează valoarea, în ciuda modificării elementelor individuale sub influența perturbațiilor de pe planetele majore. Valoare U e are sensul unei oarecare viteze, exprimată în unități ale vitezei circulare a Pământului. Este ușor de demonstrat că este egală cu viteza geocentrică a unui corp care traversează orbita Pământului.

Fig.7. Distribuția orbitelor asteroizilor (1), mingii de foc ale rețelei Prairie ( 2 ), meteoriți (3), comete (4) și ploi de meteoriți (3) prin constanta Jacobi U eși axa principală A

Să construim o nouă diagramă (Fig. 7), trasând constanta Jacobi de-a lungul axei verticale U e (adimensional) și viteza geocentrică corespunzătoare v 0 , și de-a lungul axei orizontale - 1/ A. Să reprezentăm pe el puncte care corespund orbitelor asteroizilor grupurilor Amur și Apollo, meteoriților, cometelor cu perioadă scurtă (cometele cu perioadă lungă depășesc diagrama) și bilelor de foc din cataloagele McCrosky, Shao și Posen (bolidele sunt marcate cu cruci, care corespund celor mai friabile corpuri, vezi mai jos),

Putem observa imediat următoarele proprietăți ale acestor orbite. Orbitele mingilor de foc sunt apropiate de orbitele asteroizilor din grupele Amur și Apollo. Orbitele meteoriților sunt, de asemenea, apropiate de orbitele asteroizilor acestor grupuri, dar pentru ei 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 A. Doar cometa lui Encke a căzut în grosimea orbitelor mingii de foc (Există o ipoteză înaintată de I. T. Zotkin și dezvoltată de L. Kresak că meteoritul Tunguska este un fragment al cometei lui Encke. Pentru mai multe detalii, vezi sfârșitul capitolului 4).

Asemănarea orbitelor asteroizilor din grupul Apollo cu orbitele unor comete de scurtă perioadă și diferența lor accentuată față de orbitele altor asteroizi l-au determinat pe astronomul irlandez E. Epik (estone de naționalitate) în 1963 la o concluzie neașteptată. că acești asteroizi nu sunt planete mici, ci nuclee „uscate” de comete. Într-adevăr, orbitele asteroizilor Adonis, Sisyphus și 1974 MA sunt foarte apropiate de cele ale cometei Encke, singura cometă „vie” care ar putea fi atribuită grupului Apollo prin caracteristicile sale orbitale. În același timp, sunt cunoscute cometele care și-au păstrat aspectul tipic de cometă doar la prima apariție. Cometa Arend-Rigo deja în 1958 (a doua apariție) avea un aspect complet în formă de stea și, dacă ar fi fost descoperită în 1958 sau 1963, ar fi putut foarte bine să fie clasificată ca un asteroid. Același lucru se poate spune despre cometele Kulin și Neuimin-1.

Potrivit lui Epic, timpul de pierdere a tuturor componentelor volatile de către nucleul cometei lui Encke este măsurat în mii de ani, în timp ce timpul dinamic al existenței sale este măsurat în milioane de ani. Prin urmare, o cometă trebuie să-și petreacă cea mai mare parte a vieții într-o stare „uscata”, sub forma unui asteroid din grupul Apollo. Aparent, cometa lui Encke se mișcă pe orbita sa de cel mult 5.000 de ani.

Ploaia de meteoriți Geminide cade pe diagramă în regiunea asteroidului, iar asteroidul Icar are cea mai apropiată orbită de aceasta. Pentru Geminide, cometa progenitoare este necunoscută. Potrivit lui Epic, ploaia Geminidelor este rezultatul ruperii unei comete care exista odinioară din același grup ca și cometa Encke.

În ciuda originalității sale, ipoteza lui Epik merită o analiză serioasă și o testare atentă. Calea directă a unei astfel de verificări este studiul cometei lui Encke și al asteroizilor din grupul Apollo din stații interplanetare automate.

Cea mai importantă obiecție la ipoteza de mai sus este că nu numai meteoriții pietroși (Pribram, Lost City, Inisfree), ci și cei de fier (Sikhote-Alin) au orbite apropiate de orbitele asteroizilor din grupul Apollo. Dar o analiză a structurii și compoziției acestor meteoriți (vezi mai jos) arată că aceștia s-au format în adâncurile corpurilor părinte de zeci de kilometri în diametru. Este puțin probabil ca aceste corpuri să fie nucleele cometelor. În plus, știm că meteoriții nu sunt niciodată asociați nici cu comete, nici cu ploi de meteoriți. Prin urmare, ajungem la concluzia că printre asteroizii grupului Apollo ar trebui să existe cel puțin două subgrupe: nucleele de comete formatoare de meteoriți și „uscate”. Asteroizii pot fi alocați primului subgrup eu- Clasele IV menționate mai sus, cu excepția unor astfel de asteroizi Clasez ca Adonis și Daedalus având prea multă valoare U e. Al doilea subgrup include asteroizi de tip Icarus și 1974 MA (al doilea dintre ei aparține Clasa V, Icar iese din această clasificare).

Astfel, problema originii meteoroizilor mari nu poate fi considerată încă pe deplin clarificată. Cu toate acestea, vom reveni la natura lor mai târziu.

Afluxul de materie meteorică pe Pământ

Un număr mare de meteoriți cad în mod constant pe Pământ. Și faptul că cele mai multe dintre ele se evaporă sau se descompun în granule minuscule în atmosferă nu schimbă lucrurile: din cauza precipitațiilor meteoroizilor, masa Pământului crește constant. Dar care este această creștere a masei Pământului? Poate avea semnificație cosmogonică?

Pentru a estima afluxul de materie meteorică pe Pământ, este necesar să se determine cum arată distribuția de masă a meteoroizilor, cu alte cuvinte, cum se modifică numărul meteoroizilor cu masa.

S-a stabilit de mult timp că distribuția meteoroizilor în masă este exprimată prin următoarea lege a puterii:

N m= N 0 M - S,

Unde N 0 - numărul de corpuri meteorice de unitate de masă, N m - numărul de corpuri de masă Mși altele S este așa-numitul indice de masă integral. Această valoare a fost determinată în mod repetat pentru diferite ploi de meteoriți, meteoriți sporadici, meteoriți și asteroizi. Valorile sale pentru o serie de definiții sunt prezentate în Fig. 8, împrumutat de la celebrul cercetător canadian de meteori P. Millman. Când S=1 fluxul de masă adus de corpurile meteorice este același în orice intervale egale ale logaritmului de masă; dacă S>1, atunci cea mai mare parte a fluxului de masă este furnizată de corpuri mici, dacă S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S ia valori diferite în diferite intervale de masă, dar in medieS=1. Pentru meteori vizuali și fotografici peste multe date S\u003d 1,35, pentru mingi de foc, conform lui R. McCrosky, S=0,6. În regiunea particulelor mici (M<10 -9 г) S scade de asemenea la 0,6.

Orez. 8. Modificați parametrul Scu masa corpurilor mici ale sistemului solar (după P. Millman)

1 - cratere lunare; 2- particule de meteori (date din satelit); 3 - meteori; 4 - meteoriți; 5 - asteroizi

O modalitate de a studia distribuția de masă a particulelor mici de meteori este de a studia microcraterele de pe suprafețele expuse special în acest scop în spațiul interplanetar sau pe Lună, deoarece s-a dovedit că toate micile și marea majoritate a craterelor lunare mari au impact, originea meteoritilor. Mergând de la diametrele craterelor D la valorile masei corpurilor care le-au format se produce prin formula

D= km 1/ b,

unde în sistemul cgs k=3,3, pentru corpuri mici (10 -4 cm sau mai puțin) b=3, pentru corpuri mari (până la metru) b=2,8.

Totuși, trebuie avut în vedere că microcraterele de pe suprafața Lunii pot fi distruse din cauza diferitelor forme de eroziune: meteorit, de la vântul solar, distrugere termică. Prin urmare, numărul lor observat poate fi mai mic decât numărul de cratere formate.

Combinând toate metodele de studiere a materiei meteorice: numărarea microcraterelor pe nave spațiale, citirea contoarelor de particule de meteoriți pe sateliți, radar, observații vizuale și fotografice ale meteorilor, numărarea căderilor de meteoriți, statisticile asteroizilor, este posibil să se întocmească un grafic rezumat al distribuției. de meteoroizi în masă și calculați afluxul total de materie meteorică către sol. Prezentăm aici un grafic (Fig. 9) construit de V. N. Lebedints pe baza a numeroase serii de observații prin diferite metode în diferite țări, precum și a curbelor rezumative și teoretice. Modelul de distribuție adoptat de V. N. Lebedints este prezentat ca o linie continuă. Se atrage atenția asupra ruperii acestei curbe în apropiere M=10 -6 g și o deformare vizibilă în intervalul de masă 10 -11 -10 -15 g.

Această deviație este explicată prin efectul Poynting-Robertson deja cunoscut. După cum știm, presiunea ușoară încetinește mișcarea orbitală a particulelor foarte mici (dimensiunile lor sunt de ordinul 10 -4 -10 -5 cm) și le face să cadă treptat pe Soare. Prin urmare, în acest interval de mase, curba are o deformare. Chiar și particulele mai mici au diametre comparabile sau mai mici decât lungimea de undă a luminii, iar presiunea luminii nu acționează asupra lor: datorită fenomenului de difracție, undele luminoase le înconjoară fără a exercita presiune.

Să trecem la estimarea fluxului total de masă. Să dorim să determinăm acest influx în intervalul de masă de la M 1 la M2, și M2 > M1 Apoi, din legea distribuției de masă scrisă mai sus rezultă că influxul de masă Ф m este egal cu:

la S 1

la S=1

Orez. Fig. 9. Distribuția meteoroizilor în funcție de masă (după VN Lebedints) „Scăderea” în intervalul de masă 10 -11 -10 -15 g este asociată cu efectul Poynting-Robertson; N-numarul de particule pe metru patrat pe secunda din emisfera cereasca

Aceste formule au o serie de proprietăți remarcabile. Și anume, la S=1 flux de masă Ф m depinde numai de raportul de masă M 2 M 1(dat Nu) ; la S<1 și M 2 >> M 1 f m depinde practic doar de valoare masa mai mare M2 si nu depinde de M 1 ; la S>1 și M2 > M1 fluxul F m depinde practic doar de valoare masa mai micaM 1 si nu depinde de M 2 Aceste proprietăți ale formulelor de aflux de masă și variabilitate S, prezentată în fig. 8, arată clar cât de periculos este să mediați valoarea S și îndreptați curba de distribuție din Fig. 9, pe care unii cercetători au încercat deja să o facă. Calculele debitului de masă trebuie făcute la intervale, apoi însumând rezultatele.

Tabelul 2. Estimări ale afluxului de materie meteoritică pe Pământ pe baza datelor astronomice

	Metodă de cercetare	F m 10 -4 t/an
F. Whipple, 1967	Observații fotografice și vizuale
G. Fechtig, M. Feuerstein, 1970	Detectarea și colectarea particulelor pe rachete
G. Fechtig, 1971	Generalizarea datelor satelitare, observații optice, numărarea craterelor lunare
YU. Donagny, 1970	Teorie (din starea de staționaritate a complexului de meteoriți)	2-8,5
A. N. Simonenko, B. Yu. Levin, 1972	Generalizarea datelor din observații optice și radar
V. N. Lebedineţ, 1981	Generalizarea datelor din observații optice și radar, măsurători pe sateliți, numărări de cratere lunare etc.	1,65
V. A. Bronshten, 1982	La fel

Diferiți oameni de știință, folosind diferite metode de analiză, au primit estimări diferite, însă nu prea diverge unele de altele. În tabel. Tabelul 2 prezintă cele mai rezonabile estimări pentru ultimii 20 de ani.

După cum puteți vedea, valorile extreme ale acestor estimări diferă de aproape 10 ori, iar ultimele două estimări - de 3 ori. Cu toate acestea, VN Lebedinets consideră că numărul obținut de el este doar cel mai probabil și indică limitele extreme posibile ale fluxului de masă (0,5-6) ​​10 4 t/an. Rafinarea estimării afluxului de materie meteoritică pe Pământ este o sarcină pentru viitorul apropiat.

Pe lângă metodele astronomice de determinare a acestei cantități importante, există și metode cosmochimice bazate pe calcule ale conținutului de elemente cosmogene din anumite zăcăminte și anume în sedimentele de adâncime: nămoluri și argile roșii, ghețari și zăpadă din Antarctica, Groenlanda și alte locuri. Cel mai adesea, se determină conținutul de fier, nichel, iridiu, osmiu, izotopi de carbon 14 C, heliu 3 He, aluminiu 26 A1, clor 38 C. l, niște izotopi ai argonului. Pentru a calcula influxul de masă prin această metodă, se determină conținutul total al elementului studiat în proba prelevată (miez), apoi se scade conținutul mediu al aceluiași element sau izotop din rocile terestre (așa-numitul fond pământesc). din ea. Numărul rezultat este înmulțit cu densitatea miezului, cu rata de sedimentare (adică, acumularea acelor depozite din care a fost luat miezul) și cu aria suprafeței Pământului și împărțit la conținutul relativ al acestuia. element din cea mai comună clasă de meteoriți - în condrite. Rezultatul unui astfel de calcul este afluxul de materie meteorică pe Pământ, dar determinat prin mijloace cosmochimice. Să-i spunem FK.

Deși metoda cosmochimică este folosită de mai bine de 30 de ani, rezultatele ei sunt în concordanță slabă între ele și cu rezultatele obținute prin metoda astronomică. Adevărat, J. Barker și E. Anders privind măsurătorile conținutului de iridiu și osmiu din argilele de adâncime de la fund Oceanul Pacific primit în 1964 și 1968. estimări ale fluxului de masă (5 - 10) 10 4 t/an, ceea ce se apropie de cele mai mari estimări obţinute prin metoda astronomică. În 1964, O. Schaeffer și colaboratorii au determinat valoarea afluxului de masă de 4 10 4 t/an din conținutul de heliu-3 din aceleași argile. Dar pentru clorul-38 au primit și o valoare de 10 ori mai mare. E. V. Sobotovich și colaboratorii săi asupra conținutului de osmiu în argile roșii (din fundul Oceanului Pacific) au obținut FK = 10 7 t/an, iar asupra conținutului aceluiași osmiu din ghețarii caucazieni - 10 6 t/an. Cercetătorii indieni D. Lal și V. Venkatavaradan au calculat Fc = 4 10 6 t/an din conținutul de aluminiu-26 din sedimentele de adâncime, iar J. Brokas și J. Picciotto au calculat din conținutul de nichel din depozitele de zăpadă din Antarctica. - (4-10) 10 6 t/an.

Care este motivul pentru o precizie atât de scăzută a metodei cosmochimice, care dă discrepanțe în trei ordine de mărime? Următoarele explicații pentru acest fapt sunt posibile:

1) concentrația elementelor măsurate în majoritatea materiei meteorice (care, după cum am văzut, este în principal de origine cometă) este diferită de cea acceptată pentru condrite;

2) există procese pe care nu le luăm în considerare care cresc concentrația elementelor măsurate în sedimentele de fund (de exemplu, vulcanismul subacvatic, eliberarea de gaze etc.);

3) viteza de sedimentare este determinată incorect.

Evident, metodele cosmochimice trebuie încă îmbunătățite. Vom pleca deci din datele metodelor astronomice. Să acceptăm estimarea afluxului de materie meteorică obținută de autor și să vedem cât de mult din această materie a căzut pe toată durata existenței Pământului ca planetă. Înmulțind afluxul anual (5 10 4 t) cu vârsta Pământului (4,6 10 9 ani), obținem aproximativ 2 10 14 t. pe toată această perioadă. Amintiți-vă că masa Pământului este de 6 10 21 tone. Estimarea noastră a creșterii este o fracțiune nesemnificativă (o treizeci de milioane) din masa Pământului. Dacă totuși acceptăm estimarea afluxului de materie meteorică obținută de V. N. Lebedints, această fracțiune va scădea la o sută de milione. Desigur, această creștere nu a jucat niciun rol în dezvoltarea Pământului. Dar această concluzie se referă la perioada modernă. Anterior, mai ales în primele etape ale evoluției sistemului solar și a Pământului ca planetă, căderea pe acesta a rămășițelor unui nor preplanetar de praf și a fragmentelor mai mari a jucat, fără îndoială, un rol semnificativ nu numai în creșterea masei. a Pământului, dar și în încălzirea acestuia. Cu toate acestea, nu vom lua în considerare această problemă aici.

Structura și compoziția meteoriților

Meteoriții sunt de obicei împărțiți în două grupe în funcție de metoda de detectare: căderi și descoperiri. Căderile sunt meteoriți observați în timpul căderii și ridicați imediat după aceasta. Descoperirile sunt meteoriți găsiți întâmplător, uneori în timpul săpăturilor și lucrărilor de teren sau în timpul drumețiilor, excursiilor etc. (Meteoritul găsit este de mare valoare pentru știință. Prin urmare, ar trebui trimis imediat Comitetului pentru meteoriți al Academiei URSS de Științe: Moscova , 117312, M. Ulyanova St., 3. Cei care găsesc meteoritul sunt plătiți cu un premiu în bani. Dacă meteoritul este foarte mare, este necesar să-l rupeți și să trimiteți o bucată mică. Înainte de a primi un aviz de la Comisia pentru meteoriți sau până la sosirea unui reprezentant al Comitetului, o piatră suspectată de origine cosmică nu trebuie în niciun caz despicată, înmânată, deteriorată. Este necesar să se ia toate măsurile pentru conservarea acestei pietre sau pietre, dacă sunt adunate mai multe, și, de asemenea, pentru a aminti sau a marca locurile descoperirilor.)

După compoziția lor, meteoriții sunt împărțiți în trei clase principale: pietroși, pietroși-fier și fier. Pentru a-și efectua statisticile, se folosesc doar căderi, deoarece numărul de descoperiri depinde nu numai de numărul de meteoriți care au căzut odată, ci și de atenția pe care o atrag de la martorii oculari întâmplători. Aici, meteoriții de fier au un avantaj incontestabil: o persoană are mai multe șanse să acorde atenție unei bucăți de fier, în plus, cu aspect neobișnuit (topită, cu gropi), decât unei pietre care diferă puțin de pietrele obișnuite.

Dintre căderi, 92% sunt meteoriți pietroși, 2% sunt fier pietros și 6% sunt fier.

Adesea, meteoriții se despart în zbor în mai multe fragmente (uneori foarte multe) și apoi Ploaia de meteoriți. Se obișnuiește să se considere că o ploaie de meteoriți este căderea simultană a șase sau mai mult copii individuale meteoriți (cum se obișnuiește să se numească fragmentele care cad pe Pământ fiecare separat, spre deosebire de fragmente, formate în timpul zdrobirii meteoriților de la lovirea pământului).

Ploile de meteori sunt cel mai adesea de piatră, dar ocazional cad și ploi de meteoriți de fier (de exemplu, Sikhote-Alin, care a căzut la 12 februarie 1947 în Orientul Îndepărtat).

Să trecem la descrierea structurii și compoziției meteoriților pe tipuri.

meteoriți de piatră. Cea mai comună clasă de meteoriți pietroși sunt așa-numiții condrite(vezi incl.). Peste 90% dintre meteoriții pietroși le aparțin. Acești meteoriți și-au primit numele de la boabele rotunjite - condru, din care sunt compuse. Condrule au diferite dimensiuni: de la microscopic la centimetru, ele reprezintă până la 50% din volumul meteoritului. Restul substanței (intercondrale) nu diferă ca compoziție de substanța condrulelor.

Originea condrulelor nu a fost încă elucidată. Nu se găsesc niciodată în mineralele terestre. Este posibil ca condrulele să fie picături înghețate formate în timpul cristalizării materiei meteoritice. În rocile terestre, astfel de boabe trebuie zdrobite de presiunea monstruoasă a straturilor aflate deasupra, în timp ce meteoriții s-au format în adâncurile corpurilor părinte de zeci de kilometri în dimensiune ( dimensiunea medie asteroizi), unde presiunea chiar și în centru este relativ mică.

Practic, condritele sunt compuse din silicati fier-magneziani. Printre acestea, primul loc este ocupat de olivina ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - reprezintă 25 până la 60% din substanța meteoriților din această clasă. Pe locul doi se află hiperstena și bronzitul ( Fe, Mg) 2 Si206 (20-35%). Nichel de fier (kamacit și taenit) este de la 8 la 21%, sulfit de fier FeS - troilit - 5%.

Condritele sunt împărțite în mai multe subclase. Printre acestea, se disting condritele obișnuite, enstatita și carbonice. Condritele obișnuite, la rândul lor, sunt împărțite în trei grupe: H - cu un conținut ridicat de fier nichel (16-21%), L-jos(aproximativ 8%) și LL-c este foarte scăzut (mai puțin de 8%). În condritele enstatita, componentele principale sunt enstatita și clinoenstatita. Mg2 Si 2 Q6, care reprezintă 40-60% din compoziția totală. Condritele enstatita se remarcă și printr-un conținut ridicat de kamacit (17-28%) și troilit (7-15%). Conțin și plagioclază. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - până la 5-10%.

Condritele carbonice stau deoparte. Ele diferă culoare inchisa pentru care și-au primit numele. Dar această culoare le este dată nu de un conținut crescut de carbon, ci de boabe de magnetit fin divizate. Fe3 O 4 . Condritele carbonice conțin mulți silicați hidratați, cum ar fi montmorillonitul ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8 , serpentină Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10 , și, ca rezultat, multă apă legată (până la 20%). Odată cu trecerea condritelor carbonice de la tipul C I să tastați C III, proporția de silicați hidratați scade, iar aceștia lasă loc olivinei, clinohiperstenei și clinoenstatitei. Materia carbonică în condritele de tip C I este 8%, C II - 5%, pentru C III - 2%.

Cosmogoniștii consideră că substanța condritelor carbonice este cea mai apropiată ca compoziție de substanța primară a norului preplanetar care înconjura odinioară Soarele. Prin urmare, acești meteoriți foarte rari sunt supuși unei analize atente, inclusiv analizei izotopice.

Din spectrele meteorilor strălucitori, uneori este posibil să se determine compoziția chimică a corpurilor care le dau naștere. O comparație a raporturilor conținutului de fier, magneziu și sodiu în meteoroizi din fluxul Draconid și în condrite de diferite tipuri, efectuată în 1974 de meteoritologul sovietic A. A. Yavnel, a arătat că corpurile incluse în fluxul Draconid sunt apropiate de compoziţie la condritele carbonice din clasa FROM I. În 1981, autorul acestei cărți, continuându-și cercetările după metoda lui A. A. Yavnel, a demonstrat că meteoroizii sporadici sunt asemănători ca compoziție cu condritele C. Eu, și cei care formează pârâul Perseid, la clasa C III. Din păcate, datele despre spectrele meteorilor, care permit determinarea compoziției chimice a corpurilor care le dau naștere, sunt încă insuficiente.

O altă clasă de meteoriți pietroși - acondrite- caracterizat prin absența condrulelor, un conținut scăzut de fier și elemente apropiate acestuia (nichel, cobalt, crom). Există mai multe grupe de acondrite, care diferă în principalele minerale (ortoenstatit, olivină, ortopiroxen, pigeonit). Toate acondritele reprezintă aproximativ 10% din meteoriții pietroși.

Este curios că dacă luați substanța condriților și o topiți, atunci se formează două fracții care nu se amestecă între ele: una dintre ele este fierul de nichel, asemănătoare ca compoziție cu meteoriții de fier, cealaltă, silicatul, este aproape în compoziţia la acondrite. Deoarece numărul ambilor este aproape același (dintre toți meteoriții 9% sunt acondrite și 8% sunt fier și piatră de fier), se poate crede că aceste clase de meteoriți se formează în timpul topirii substanței condrite în intestinele părintelui. corpuri.

meteoriți de fier(vezi foto) sunt 98% fier nichel. Acesta din urmă are două modificări stabile: sărac în nichel kamacite(6-7% nichel) și bogat în nichel taenita(30-50% nichel). Kamacitul este aranjat sub forma a patru sisteme de plăci paralele separate prin straturi intermediare de taenită. Plăcile de kamacit sunt situate de-a lungul fețelor unui octaedru (octaedru), de aceea astfel de meteoriți sunt numiți octaedrite. Mai puțin frecvente sunt meteoriții de fier. hexahedrite, având o structură cristalină cubică. Chiar mai rar ataxiti- meteoriti, lipsiti de orice structura ordonata.

Grosimea plăcilor de kamacit în octaedrite variază de la câțiva milimetri la sutimi de milimetru. După această grosime, se disting octaedritele cu structură grosieră și fină.

Dacă o parte a suprafeței unui octaedrit este măcinată și secțiunea este gravată cu acid, atunci va apărea un model caracteristic sub forma unui sistem de benzi care se intersectează, numit Cifrele Widmanstätten(vezi incl.) numit după omul de știință A. Widmanstetten, care le-a descoperit pentru prima dată în 1808. Aceste figuri apar numai în octaedrite și nu sunt observate la meteoriții de fier din alte clase și în fierul terestru. Originea lor este asociată cu structura kamacite-taenită a octaedritelor. Conform cifrelor Widmashnettten, se poate stabili cu ușurință natura cosmică a piesei „suspecte” de fier găsită.

O altă trăsătură caracteristică a meteoriților (atât cei de fier, cât și de piatră) este prezența pe suprafață a multor gropi cu margini netede de aproximativ 1/10 din dimensiunea meteoritului în sine. Aceste gropi, vizibile clar în fotografie (vezi incl.), sunt numite regmaglypts. Ele sunt deja formate în atmosferă ca urmare a formării de vârtejuri turbulente în apropierea suprafeței corpului care a pătruns în ea, care, așa cum ar fi, răzuiesc gropi-regmaglipts (Această explicație a fost propusă și fundamentată de autorul acestei carte în 1963).

Al treilea semn extern al meteoriților este prezența pe suprafața lor a unui întuneric crusta de topire grosime de la sutimi la un milimetru.

Meteoriți din piatră de fier jumătate metal, jumătate silicat. Ele sunt împărțite în două subclase: palazite,în care fracțiunea metalică formează un fel de burete, în ai cărui pori se află silicații și mezosiderite, unde, dimpotrivă, porii buretelui de silicat sunt umpluți cu fier de nichel. În palaziți, silicații constau în principal din olivină, în mezosiderite - din ortopiroxen. Palaziții și-au primit numele de la primul meteorit Pallas Iron găsit în țara noastră. Acest meteorit a fost descoperit în urmă cu mai bine de 200 de ani și dus din Siberia la Sankt Petersburg de către academicianul PS Pallas.

Studiul meteoriților face posibilă reconstituirea istoriei lor. Am observat deja că structura meteoriților indică apariția lor în interiorul corpurilor părinte. Raportul de fază al, de exemplu, nichel-fier (kamacit-taenit), distribuția nichelului în straturile de taenită și alte trăsături caracteristice fac chiar posibilă aprecierea dimensiunii corpurilor parentale primare. În cele mai multe cazuri, acestea au fost corpuri cu un diametru de 150-400 km, adică, ca cei mai mari asteroizi. Studiile asupra structurii și compoziției meteoriților ne obligă să respingem ipoteza care este foarte populară în rândul nespecialiștilor despre existența și dezintegrarea între orbitele lui Marte și Jupiter ale ipoteticei planete Phaethon, de câteva mii de kilometri. Meteoriții căzuți pe Pământ s-au format în adâncuri mulți corpurile părinte diferit dimensiuni. Analiza orbitelor asteroizilor efectuată de academicianul Academiei de Științe din Azerbaidjan SSR G. F. Sultanov conduce la aceeași concluzie (despre multiplicitatea corpurilor părinte).

Prin raportul dintre izotopii radioactivi și produsele lor de descompunere în meteoriți, se poate determina și vârsta acestora. Izotopii cu cel mai lung timp de înjumătățire, cum ar fi rubidiu-87, uraniu-235 și uraniu-238, ne dau vârsta substante meteoriți. Se dovedește a fi 4,5 miliarde de ani, ceea ce corespunde vârstei celor mai vechi roci terestre și lunare și este considerată vârsta întregului nostru sistem solar (mai precis, perioada scursă de la finalizarea formării planetelor).

Izotopii de mai sus, în descompunere, formează respectiv stronțiu-87, plumb-207 și plumb-206. Aceste substanțe, ca și izotopii originali, sunt în stare solidă. Dar există un grup mare de izotopi ai căror produse finale de degradare sunt gaze. Deci, potasiul-40, în descompunere, formează argon-40, iar uraniu și toriu - heliu-3. Dar cu o încălzire bruscă a corpului părinte, heliul și argonul scapă și, prin urmare, vârstele potasiu-argon și uraniu-heliu dau doar timpul de răcire lentă ulterioară. O analiză a acestor vârste arată că ele sunt măsurate uneori în miliarde de ani (dar adesea mult mai puțin de 4,5 miliarde de ani), iar uneori în sute de milioane de ani. Pentru mulți meteoriți, vârsta uraniu-heliu este cu 1-2 miliarde de ani mai mică decât vârsta potasiu-argon, ceea ce indică ciocniri repetate ale acestui corp părinte cu alte corpuri. Astfel de ciocniri sunt cele mai probabile surse de încălzire bruscă a corpurilor mici la temperaturi de sute de grade. Și din moment ce heliul scapă la mai mult temperaturi scăzute decât argonul, vârstele heliului pot indica momentul unei coliziuni ulterioare, nu foarte puternice, când creșterea temperaturii a fost insuficientă pentru a volatiliza argonul.

Toate aceste procese au fost experimentate de substanța meteoritului chiar și în timpul șederii sale în corpul părinte, ca să spunem așa, înainte de nașterea sa ca corp ceresc independent. Dar aici meteoritul, într-un fel sau altul, separat de corpul părinte, „s-a născut în lume”. Când s-a întamplat? Se numește perioada scursă de la acest eveniment era spatiala meteorit.

Pentru determinarea vârstelor cosmice se folosește o metodă bazată pe fenomenul de interacțiune a unui meteorit cu razele cosmice galactice. Acesta este numele dat particulelor încărcate energetic (cel mai adesea protoni) care provin din întinderile nemărginite ale galaxiei noastre. Pătrunzând în corpul unui meteorit, își lasă urmele (urmele). Din densitatea urmelor, se poate determina momentul acumulării lor, adică epoca spațială a meteoritului.

Vârsta cosmică a meteoriților de fier este de sute de milioane de ani, iar cea a meteoriților de piatră este de milioane și zeci de milioane de ani. Această diferență se datorează cel mai probabil rezistenței mai scăzute a meteoriților pietroși, care se despart din ciocniri între ei în bucăți mici și „nu trăiesc” până la vârsta de o sută de milioane de ani. O confirmare indirectă a acestei opinii este abundența relativă a ploilor de meteoriți de piatră în comparație cu cele de fier.

Încheind această trecere în revistă a cunoștințelor noastre despre meteoriți, să ne întoarcem acum la ceea ce ne oferă studiul fenomenelor meteorologice.

La 1 ianuarie 1801, astronomul italian Giuseppe Piazzi, prin telescopul său, a descoperit un nou corp ceresc care arăta ca o stea. Ea și corpurile similare, descoperite mai târziu, au fost numiți asteroizi, care înseamnă „asemănător unei stele” (din cuvintele grecești „aster” – stea, „oidos” – vedere).

Peste 5.000 de asteroizi au fost descoperiți până acum. De obicei, acestea sunt corpuri cerești mici, de formă neregulată, cu un diametru de la unu până la câteva zeci de kilometri.

Desigur, asteroizii nu sunt stele. La fel ca planetele, ele nu emit propria lor lumină și se învârt în jurul soarelui. Prin urmare, ele sunt numite și planete minore.

Asteroizii fac parte din sistemul solar. Majoritatea se deplasează între orbitele lui Marte și Jupiter.

Originea asteroizilor nu a fost încă pe deplin elucidată. Multă vreme, oamenii de știință au presupus că acestea erau rămășițele unei planete prăbușite. Dar studiile recente arată că, cel mai probabil, acestea sunt rămășițele acelei „ material de construcții Din care s-au format cândva toate planetele sistemului solar cunoscut de noi.

Comete

Aceste corpuri cerești și-au primit numele de la cuvântul grecesc „comete”, care înseamnă „păros”.

Puține fenomene naturale i-au speriat pe oameni precum apariția unei comete strălucitoare. Era considerat un prevestitor al diferitelor necazuri, precum epidemii, foamete, războaie.

Dar, treptat, oamenii de știință au acumulat cunoștințe despre aceste corpuri cerești neobișnuite, iar acum se știe că ele fac parte din sistemul solar. Cometele se deplasează pe orbite alungite, uneori apropiindu-se de Soare, alteori îndepărtându-se de acesta.

Partea principală a unei comete este un nucleu solid. Diametrul său este de obicei de la 1 la 10 km. Miezul este format din gheață, gaze înghețate și particule solide din alte substanțe.

Pe măsură ce cometa se apropie de Soare, nucleul se încălzește, iar substanțele sale încep să se evapore. În jurul nucleului se formează un înveliș de gaz și apoi apare o coadă lungă. Coada unei comete se poate întinde milioane de kilometri! Este întotdeauna îndreptată departe de Soare și constă din gaze și praf fin. Pe măsură ce o cometă se îndepărtează de Soare, coada ei și învelișul de gaz dispar treptat.

În timp, sub influența căldurii solare, multe comete sunt complet distruse. Particulele lor sunt împrăștiate în spațiul cosmic.

Cometele vizibile cu ochiul liber sunt rare.
Dar cu ajutorul telescoapelor, oamenii de știință le observă destul de des.

Meteora

O cantitate imensă de așa-numit praf cosmic se mișcă în spațiul interplanetar. În cele mai multe cazuri, acestea sunt rămășițele cometelor prăbușite. Din când în când izbucnesc în Pământ și fulgeră, măturand cerul negru cu o linie luminoasă strălucitoare: se pare

că o stea cade. Aceste fulgerări de lumină se numesc meteori (din cuvântul grecesc „meteoros” - plutind în aer).

Particulele cosmice sunt încălzite ca urmare a frecării cu atmosfera, se ard și se ard. Acest lucru se întâmplă de obicei la o altitudine de 80-100 km deasupra Pământului.

meteoriți

Pe lângă praful cosmic, în spațiul interplanetar se mișcă și corpuri mai mari, în principal fragmente de asteroizi. Intrând în atmosfera Pământului, ei nu au timp să se ard în ea. Rămășițele lor cad pe . Corpurile spațiale care au căzut pe Pământ se numesc meteoriți. Meteoriții sunt împărțiți în trei clase majore: pietroși, fier și pietroși-fier.

Căderea unor meteoriți mari pe Pământ este un fenomen destul de rar. De obicei, masa lor variază de la sute de grame la câteva kilograme. Cel mai mare meteorit găsit vreodată cântărea peste 60 de tone.

Oamenii de știință studiază cu atenție acești „extratereștri”, deoarece ei ne permit să judecăm compoziția corpurilor cerești, procesele care au loc în spațiu.

Vecinii misterioși ai Soarelui

Cel mai mare dintre asteroizi - Ceres - are un diametru de aproximativ 1000 km. El a fost primul care a deschis. Masa totală a tuturor asteroizilor este de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii. În ciuda acestui fapt, ele reprezintă un pericol pentru planeta noastră. Oamenii de știință nu exclud ca unul dintre asteroizi să se ciocnească de Pământ. Acest lucru ar duce la un dezastru teribil. Acum se dezvoltă modalități de a proteja Pământul de acest pericol.

Cea mai faimoasă cometă, cometa Halley, se apropie de Soare o dată la 76 de ani. În acest moment, zboară relativ aproape de Pământ și poate fi observat cu ochiul liber. Ultima dată când oamenii au văzut această cometă a fost în 1986. Următoarea ei apariție este așteptată în 2062.

Aproximativ 2.000 de meteoriți cad pe Pământ în fiecare an. Căderea unor meteoriți mari este însoțită de o explozie. La locul exploziei se formează un crater de meteorit. Unul dintre cele mai mari cratere de meteoriți este situat în SUA (Arizona), diametrul său este de 1200 m, adâncimea este de aproape 200 m.

1. În ce parte a sistemului solar călătoresc majoritatea asteroizilor?
2. Care este structura unei comete? Din ce este alcătuit miezul său?
3. Cum se schimbă aspect cometă în timpul orbitei sale?
4. Ce este un meteor; meteorit?

Sistemul solar este format din asteroizi și comete. Particulele de praf spațial și corpurile mai mari - fragmente de asteroizi - se mișcă în spațiul interplanetar. Flashurile de lumină care apar atunci când particulele de praf cosmic ard în atmosfera pământului sunt numite meteoriți, iar corpurile cosmice care au căzut pe Pământ sunt numite meteoriți.

Aș fi recunoscător dacă ați distribui acest articol pe rețelele de socializare:

Cautare site.

meteor -

Cuvântul „meteor” în greacă a fost folosit pentru a descrie diferite fenomene atmosferice, dar acum se referă la fenomene care apar atunci când particulele solide din spațiu intră în atmosfera superioară. Într-un sens restrâns, un „meteor” este o bandă luminoasă de-a lungul traseului unei particule în descompunere. Cu toate acestea, în viața de zi cu zi, acest cuvânt desemnează adesea particula în sine, deși științific este numit meteoroid. Dacă o parte a meteoritului ajunge la suprafață, atunci se numește meteorit. Meteorii sunt numiți popular „stele căzătoare”. Meteorii foarte strălucitori se numesc bile de foc; uneori acest termen se referă doar la evenimente meteoritice însoțite de fenomene sonore.

Frecvența apariției. Numărul de meteori pe care un observator îi poate vedea într-o anumită perioadă de timp nu este constant. În condiții bune, departe de luminile orașului și în absența luminii strălucitoare a lunii, un observator poate vedea 5-10 meteori pe oră. Pentru majoritatea meteorilor, strălucirea durează aproximativ o secundă și arată mai slabă decât cele mai strălucitoare stele. După miezul nopții, meteorii apar mai des, deoarece observatorul în acest moment este situat pe partea din față a Pământului în cursul mișcării orbitale, care primește mai multe particule. Fiecare observator poate vedea meteori pe o rază de aproximativ 500 km în jurul lui. Într-o singură zi, sute de milioane de meteori apar în atmosfera Pământului. Masa totală a particulelor care intră în atmosferă este estimată la mii de tone pe zi - o cantitate nesemnificativă în comparație cu masa Pământului însuși. Măsurătorile efectuate de nave spațiale arată că aproximativ 100 de tone de particule de praf cad și pe Pământ pe zi, prea mici pentru a provoca apariția meteorilor vizibili.

Observarea meteorilor. Observațiile vizuale oferă o mulțime de date statistice despre meteori, dar sunt necesare instrumente speciale pentru a le determina cu precizie luminozitatea, înălțimea și viteza de zbor. Timp de aproape un secol, astronomii au folosit camere pentru a fotografia urmele de meteoriți. Un obturator rotativ (obturator) în fața obiectivului camerei face ca traseul de meteoriți să arate ca o linie punctată, ceea ce ajută la determinarea cu precizie a intervalelor de timp. De obicei, acest obturator face 5 până la 60 de expuneri pe secundă. Dacă doi observatori, separați de o distanță de zeci de kilometri, fotografiază simultan același meteor, atunci este posibil să se determine cu exactitate înălțimea zborului particulei, lungimea traseului acesteia și - în intervale de timp - viteza de zbor.

Din anii 1940, astronomii au observat meteorii folosind radar. Particulele cosmice în sine sunt prea mici pentru a fi detectate, dar pe măsură ce călătoresc prin atmosferă lasă o urmă de plasmă care reflectă undele radio. Spre deosebire de fotografie, radarul este eficient nu numai noaptea, ci și ziua și pe vreme înnorată. Radarul detectează meteoriți mici pe care camera nu îi poate vedea. Din fotografii, traiectoria de zbor este determinată mai precis, iar radarul vă permite să măsurați cu precizie distanța și viteza. Vezi RADIOLOCALIZARE
; ASTRONOMIE RADAR
.

Echipamentele de televiziune sunt, de asemenea, folosite pentru a observa meteorii. Tuburile intensificatoare de imagine fac posibilă înregistrarea meteorilor slabi. Se folosesc și camere cu matrice CCD. În 1992, în timp ce înregistra un eveniment sportiv pe o cameră video, a fost înregistrat un zbor al unei mingi de foc strălucitoare, care s-a terminat cu o cădere de meteorit.

viteza si inaltimea. Viteza cu care meteoroizii intră în atmosferă se află în intervalul de la 11 la 72 km/s. Prima valoare este viteza dobândită de corp doar datorită atracției Pământului. (O navă spațială trebuie să obțină aceeași viteză pentru a ieși din câmpul gravitațional al Pământului.) Un meteoroid sosit din regiuni îndepărtate ale sistemului solar, datorită atracției către Soare, capătă o viteză de 42 km/s în apropierea Pământului. orbită. Viteza orbitală a Pământului este de aproximativ 30 km/s. Dacă întâlnirea are loc frontal, atunci viteza relativă a acestora este de 72 km/s. Orice particulă care vine din spațiul interstelar trebuie să aibă o viteză și mai mare. Absența unor astfel de particule rapide demonstrează că toți meteoroizii sunt membri ai sistemului solar.

Înălțimea la care meteorul începe să strălucească sau este observată de radar depinde de viteza de intrare a particulei. Pentru meteoroizii rapizi, această înălțime poate depăși 110 km, iar particula este complet distrusă la o altitudine de aproximativ 80 km. Pentru meteoroizii lenți, acest lucru se întâmplă mai jos, unde densitatea aerului este mai mare. Meteorii, comparabili ca luminozitate cu cele mai strălucitoare stele, sunt formați din particule cu o masă de zecimi de gram. Meteoroizii mai mari durează de obicei mai mult să se despartă și să ajungă la altitudini joase. Ele sunt încetinite semnificativ din cauza frecării din atmosferă. Particulele rare cad sub 40 km. Dacă meteoridul atinge înălțimi de 10-30 km, atunci viteza lui devine mai mică de 5 km/s și poate cădea la suprafață sub forma unui meteorit.

Orbite. Cunoscând viteza meteoroidului și direcția din care s-a apropiat de Pământ, un astronom își poate calcula orbita înainte de impact. Pământul și meteoridul se ciocnesc dacă orbitele lor se intersectează și se găsesc simultan în acest punct de intersecție. Orbitele meteoroizilor sunt atât aproape circulare, cât și extrem de eliptice, trecând dincolo de orbitele planetare.

Dacă un meteoroid se apropie încet de Pământ, atunci se mișcă în jurul Soarelui în aceeași direcție cu Pământul: în sens invers acelor de ceasornic, văzut de la polul nord al orbitei. Majoritatea orbitelor meteoroidelor trec dincolo de orbita Pământului, iar planurile lor nu sunt foarte înclinate spre ecliptică. Căderea aproape tuturor meteoriților este asociată cu meteoriți care au avut viteze mai mici de 25 km/s; orbitele lor se află în întregime pe orbita lui Jupiter. De cele mai multe ori aceste obiecte petrec între orbitele lui Jupiter și Marte, în centura planetelor minore - asteroizi. Prin urmare, se crede că asteroizii servesc ca sursă de meteoriți. Din păcate, putem observa doar acei meteoroizi care traversează orbita Pământului; evident, acest grup nu reprezintă pe deplin toate corpurile mici ale sistemului solar. Vezi și ASTEROID
.

La meteoroizii rapidi, orbitele sunt mai alungite și mai înclinate față de ecliptică. Dacă un meteoroid zboară cu o viteză mai mare de 42 km/s, atunci se mișcă în jurul Soarelui în direcția opusă direcției planetelor. Faptul că multe comete se mișcă pe astfel de orbite indică faptul că acești meteoroizi sunt fragmente de comete. Vezi și COMET
.

ploi de meteori. În unele zile ale anului, meteorii apar mult mai des decât de obicei. Acest fenomen se numește ploaie de meteoriți, când se observă zeci de mii de meteori pe oră, creând un fenomen uimitor de „ploaie înstelată” pe tot cerul. Dacă urmăriți căile meteoriților pe cer, se va părea că toți zboară din același punct, numit radiant al curentului. Acest fenomen de perspectivă, similar șinelor care converg la orizont, indică faptul că toate particulele se mișcă pe căi paralele.

Meteor

Cuvântul „meteor” în greacă a fost folosit pentru a descrie diferite fenomene atmosferice, dar acum se referă la fenomene care apar atunci când particulele solide din spațiu intră în atmosfera superioară. Într-un sens restrâns, un „meteor” este o bandă luminoasă de-a lungul traseului unei particule în descompunere. Cu toate acestea, în viața de zi cu zi, acest cuvânt desemnează adesea particula în sine, deși științific este numit meteoroid. Dacă o parte a meteoritului ajunge la suprafață, atunci se numește meteorit. Meteorii sunt numiți popular „stele căzătoare”. Meteorii foarte strălucitori se numesc bile de foc; uneori acest termen se referă doar la evenimente meteoritice însoțite de fenomene sonore. Frecvența apariției. Numărul de meteori pe care un observator îi poate vedea într-o anumită perioadă de timp nu este constant. În condiții bune, departe de luminile orașului și în absența luminii strălucitoare a lunii, un observator poate vedea 5-10 meteori pe oră. Pentru majoritatea meteorilor, strălucirea durează aproximativ o secundă și arată mai slabă decât cele mai strălucitoare stele. După miezul nopții, meteorii apar mai des, deoarece observatorul în acest moment este situat pe partea din față a Pământului în cursul mișcării orbitale, care primește mai multe particule. Fiecare observator poate vedea meteori pe o rază de aproximativ 500 km în jurul lui. Într-o singură zi, sute de milioane de meteori apar în atmosfera Pământului. Masa totală a particulelor care intră în atmosferă este estimată la mii de tone pe zi - o cantitate nesemnificativă în comparație cu masa Pământului însuși. Măsurătorile efectuate de nave spațiale arată că aproximativ 100 de tone de particule de praf cad și pe Pământ pe zi, prea mici pentru a provoca apariția meteorilor vizibili. Observarea meteorilor. Observațiile vizuale oferă o mulțime de date statistice despre meteori, dar sunt necesare instrumente speciale pentru a le determina cu precizie luminozitatea, înălțimea și viteza de zbor. Timp de aproape un secol, astronomii au folosit camere pentru a fotografia urmele de meteoriți. Un obturator rotativ (obturator) în fața obiectivului camerei face ca traseul de meteoriți să arate ca o linie punctată, ceea ce ajută la determinarea cu precizie a intervalelor de timp. De obicei, acest obturator face 5 până la 60 de expuneri pe secundă. Dacă doi observatori, separați de o distanță de zeci de kilometri, fotografiază simultan același meteor, atunci este posibil să se determine cu exactitate înălțimea zborului particulei, lungimea traseului acesteia și - în intervale de timp - viteza de zbor. Din anii 1940, astronomii au observat meteorii folosind radar. Particulele cosmice în sine sunt prea mici pentru a fi detectate, dar pe măsură ce călătoresc prin atmosferă lasă o urmă de plasmă care reflectă undele radio. Spre deosebire de fotografie, radarul este eficient nu numai noaptea, ci și ziua și pe vreme înnorată. Radarul detectează meteoriți mici pe care camera nu îi poate vedea. Din fotografii, traiectoria de zbor este determinată mai precis, iar radarul vă permite să măsurați cu precizie distanța și viteza. Vezi RADIOLOCALIZARE; ASTRONOMIE RADAR. Echipamentele de televiziune sunt, de asemenea, folosite pentru a observa meteorii. Tuburile intensificatoare de imagine fac posibilă înregistrarea meteorilor slabi. Se folosesc și camere cu matrice CCD. În 1992, în timp ce înregistra un eveniment sportiv pe o cameră video, a fost înregistrat un zbor al unei mingi de foc strălucitoare, care s-a terminat cu o cădere de meteorit. viteza si inaltimea. Viteza cu care meteoroizii intră în atmosferă se află în intervalul de la 11 la 72 km/s. Prima valoare este viteza dobândită de corp doar datorită atracției Pământului. (O navă spațială trebuie să obțină aceeași viteză pentru a ieși din câmpul gravitațional al Pământului.) Un meteoroid sosit din regiuni îndepărtate ale sistemului solar, datorită atracției către Soare, capătă o viteză de 42 km/s în apropierea Pământului. orbită. Viteza orbitală a Pământului este de aproximativ 30 km/s. Dacă întâlnirea are loc frontal, atunci viteza relativă a acestora este de 72 km/s. Orice particulă care vine din spațiul interstelar trebuie să aibă o viteză și mai mare. Absența unor astfel de particule rapide demonstrează că toți meteoroizii sunt membri ai sistemului solar. Înălțimea la care meteorul începe să strălucească sau este observată de radar depinde de viteza de intrare a particulei. Pentru meteoroizii rapizi, această înălțime poate depăși 110 km, iar particula este complet distrusă la o altitudine de aproximativ 80 km. Pentru meteoroizii lenți, acest lucru se întâmplă mai jos, unde densitatea aerului este mai mare. Meteorii, comparabili ca luminozitate cu cele mai strălucitoare stele, sunt formați din particule cu o masă de zecimi de gram. Meteoroizii mai mari durează de obicei mai mult să se despartă și să ajungă la altitudini joase. Ele sunt încetinite semnificativ din cauza frecării din atmosferă. Particulele rare cad sub 40 km. Dacă meteoridul atinge înălțimi de 10-30 km, atunci viteza lui devine mai mică de 5 km/s și poate cădea la suprafață sub forma unui meteorit. Orbite. Cunoscând viteza meteoroidului și direcția din care s-a apropiat de Pământ, un astronom își poate calcula orbita înainte de impact. Pământul și meteoridul se ciocnesc dacă orbitele lor se intersectează și se găsesc simultan în acest punct de intersecție. Orbitele meteoroizilor sunt atât aproape circulare, cât și extrem de eliptice, trecând dincolo de orbitele planetare. Dacă un meteoroid se apropie încet de Pământ, atunci se mișcă în jurul Soarelui în aceeași direcție cu Pământul: în sens invers acelor de ceasornic, văzut de la polul nord al orbitei. Majoritatea orbitelor meteoroidelor trec dincolo de orbita Pământului, iar planurile lor nu sunt foarte înclinate spre ecliptică. Căderea aproape tuturor meteoriților este asociată cu meteoriți care au avut viteze mai mici de 25 km/s; orbitele lor se află în întregime pe orbita lui Jupiter. De cele mai multe ori aceste obiecte petrec între orbitele lui Jupiter și Marte, în centura planetelor minore - asteroizi. Prin urmare, se crede că asteroizii servesc ca sursă de meteoriți. Din păcate, putem observa doar acei meteoroizi care traversează orbita Pământului; evident, acest grup nu reprezintă pe deplin toate corpurile mici ale sistemului solar. Vezi și ASTEROID. La meteoroizii rapidi, orbitele sunt mai alungite și mai înclinate față de ecliptică. Dacă un meteoroid zboară cu o viteză mai mare de 42 km/s, atunci se mișcă în jurul Soarelui în direcția opusă direcției planetelor. Faptul că multe comete se mișcă pe astfel de orbite indică faptul că acești meteoroizi sunt fragmente de comete. Vezi și COMET. ploi de meteori. În unele zile ale anului, meteorii apar mult mai des decât de obicei. Acest fenomen se numește ploaie de meteoriți, când se observă zeci de mii de meteori pe oră, creând un fenomen uimitor de „ploaie înstelată” pe tot cerul. Dacă urmăriți căile meteoriților pe cer, se va părea că toți zboară din același punct, numit radiant al curentului. Acest fenomen de perspectivă, similar șinelor care converg la orizont, indică faptul că toate particulele se mișcă pe căi paralele.