Кои тела се наричат ​​метеорити и кои са астероиди. астероиди

В топлите летни нощи е приятно да се разхождате под звездното небе, да гледате прекрасните съзвездия върху него, да си пожелавате желания при вида на падаща звезда. Или беше комета? Или може би метеорит? Вероятно сред романтиците и влюбените има повече експерти по астрономия, отколкото сред посетителите на планетариумите.

мистериозно пространство

Въпросите, които постоянно възникват по време на съзерцанието, изискват отговори, а небесните гатанки изискват улики и научни обяснения. Ето, например, каква е разликата между астероид и метеорит? Не всеки ученик (и дори възрастен) може веднага да отговори на този въпрос. Но нека започнем по ред.

астероиди

За да разберете как астероидът се различава от метеорита, трябва да дефинирате понятието "астероид". Тази дума от древногръцкия език се превежда като „като звезда“, тъй като тези небесни тела, наблюдавани през телескоп, приличат по-скоро на звезди, отколкото на планети. Астероидите до 2006 г. често се наричаха малки планети. Всъщност движението на астероидите като цяло не се различава от движението на планетата, защото се случва и около Слънцето. Астероидите се различават от обикновените планети по малкия си размер. Например, най-големият астероид Церера е с диаметър само 770 км.

Къде се намират тези звездоподобни космически обитатели? Повечето астероиди се движат по дълго проучени орбити в пространството между Юпитер и Марс. Но някои малки планети все още пресичат орбитата на Марс (като астероида Икар) и други планети, а понякога дори се приближават по-близо до Слънцето, отколкото Меркурий.

метеорити

За разлика от астероидите, метеоритите не са обитатели на космоса, а са негови пратеници. Всеки от земните жители може да види метеорита със собствените си очи и да го докосне със собствените си ръце. Голям брой от тях се съхраняват в музеи и частни колекции, но трябва да се каже, че метеоритите изглеждат доста непривлекателни. Повечето от тях са сиви или кафеникаво-черни парчета камък и желязо.

И така, успяхме да разберем как астероидът се различава от метеорита. Но какво може да ги обедини? Смята се, че метеоритите са фрагменти от малки астероиди. Камъни, които се втурват в космоса, се сблъскват един с друг и техните фрагменти понякога достигат повърхността на Земята.

Най-известният метеорит в Русия е Тунгусският метеорит, паднал в дълбоката тайга на 30 юни 1908 г. В близкото минало, а именно през февруари 2013 г., вниманието на всички привлече Челябинският метеорит, чиито многобройни фрагменти бяха открити близо до езерото Чебаркул в Челябинска област.

Благодарение на метеоритите, особени гости от космоса, учените, а с тях и всички жители на Земята, имат отлична възможност да научат за състава на небесните тела и да получат представа за произхода на Вселената.

Метеора

Думите "метеор" и "метеорит" идват от един и същи гръцки корен, което означава "небесен" в превод. Знаем и как се различава от метеор не е трудно да се разбере.

Метеорът не е специфичен небесен обект, а атмосферно явление, което изглежда, че възниква, когато фрагменти от комети и астероиди изгорят в земната атмосфера.

Метеорът е падаща звезда. На наблюдателите може да изглежда, че лети обратно в космоса или изгаря в земната атмосфера.

Разбирането как метеорите се различават от астероидите и метеоритите също е лесно. Последните два небесни обекта са конкретно осезаеми (дори теоретично в случай на астероид), а метеорът е сияние, получено от изгарянето на космически фрагменти.

Комети

Не по-малко прекрасно небесно тяло, на което земният наблюдател може да се възхищава, е кометата. По какво се различават кометите от астероидите и метеоритите?

Думата "комета" също е от древногръцки произход и буквално се превежда като "космат", "рошав". Кометите идват от външната част на Слънчевата система и съответно имат различен състав от астероидите, образували се близо до Слънцето.

В допълнение към разликата в състава, има по-очевидна разлика в структурата на тези небесни тела. Кометата, когато се приближава до Слънцето, за разлика от астероид, показва мъглива обвивка на кома и опашка, състояща се от газ и прах. Летливите вещества на кометата, докато се нагряват, активно се открояват и се изпаряват, превръщайки я в най-красивия светещ небесен обект.

Освен това астероидите се движат по орбити и движението им в космическото пространство наподобява плавното и премерено движение на обикновените планети. За разлика от астероидите, кометите са по-екстремни в своите движения. Орбитата му е силно удължена. Кометата или се приближава до Слънцето, или се отдалечава от него на значително разстояние.

Кометата се различава от метеорита по това, че е в движение. Метеоритът е резултат от сблъсък на небесно тяло със земната повърхност.

Небесният свят и земният свят

Трябва да се каже, че гледането на нощното небе е двойно приятно, когато неземните му обитатели са добре познати и разбираеми за вас. И какво удоволствие е да разкажете на събеседника си за света на звездите и необичайните събития в космоса!

И дори не става въпрос за това как астероидът се различава от метеорита, а за осъзнаването на тясната връзка и дълбокото взаимодействие между земния и космическия свят, което трябва да се установява толкова активно, колкото и връзката между един човек и друг.

Съдържанието на статията

МЕТЕОР.Думата "метеор" на гръцки е била използвана за описване на различни атмосферни явления, но сега се отнася до явления, които възникват, когато твърди частици от космоса навлизат в горните слоеве на атмосферата. В тесен смисъл "метеор" е светеща лента по пътя на разпадаща се частица. Въпреки това, в ежедневието тази дума често обозначава самата частица, въпреки че научно се нарича метеороид. Ако част от метеороида достигне повърхността, тогава той се нарича метеорит. Метеорите обикновено се наричат ​​​​"падащи звезди". Много ярките метеори се наричат ​​огнени топки; понякога този термин се отнася само до метеорни събития, придружени от звукови явления.

Честота на външния вид.

Броят на метеорите, които наблюдателят може да види за даден период от време, не е постоянен. При добри условия, далеч от градските светлини и при липса на ярка лунна светлина, наблюдателят може да види 5-10 метеора на час. За повечето метеори сиянието продължава около секунда и изглежда по-слабо от най-ярките звезди. След полунощ метеорите се появяват по-често, тъй като наблюдателят в този момент се намира от предната страна на Земята в хода на орбиталното движение, което получава повече частици. Всеки наблюдател може да види метеори в радиус от около 500 км около себе си. Само за един ден в земната атмосфера се появяват стотици милиони метеори. Общата маса на частиците, влизащи в атмосферата, се оценява на хиляди тонове на ден - незначително количество в сравнение с масата на самата Земя. Измерванията от космически кораб показват, че около 100 тона прахови частици също падат на Земята на ден, твърде малки, за да предизвикат появата на видими метеори.

Наблюдение на метеори.

Визуалните наблюдения предоставят много статистически данни за метеорите, но са необходими специални инструменти за точно определяне на тяхната яркост, височина и скорост на полета. В продължение на почти век астрономите използват камери за заснемане на метеорни пътеки. Въртящ се затвор (затвор) пред обектива на камерата прави следата от метеора да изглежда като пунктирана линия, което помага за точното определяне на интервалите от време. Обикновено този затвор прави от 5 до 60 експонации в секунда. Ако двама наблюдатели, разделени от разстояние от десетки километри, снимат едновременно един и същ метеор, тогава е възможно точно да се определи височината на полета на частицата, дължината на нейната следа и, на интервали от време, скоростта на полета.

От 40-те години на миналия век астрономите наблюдават метеори с помощта на радар. Самите космически частици са твърде малки, за да бъдат открити, но докато пътуват през атмосферата, те оставят плазмена следа, която отразява радиовълните. За разлика от фотографията, радарът е ефективен не само през нощта, но и през деня и при облачно време. Радарът открива малки метеороиди, които камерата не може да види. Снимките определят по-точно пътя на полета, а радарът ви позволява точно да измерите разстоянието и скоростта. См. РАДАР; РАДАРНА АСТРОНОМИЯ.

Телевизионното оборудване се използва и за наблюдение на метеори. Тръбите за усилване на изображението правят възможно регистрирането на слаби метеори. Използват се и камери с CCD матрици. През 1992 г. при запис на спортно събитие на видеокамера е записан полет на ярко огнено кълбо, завършващ с падане на метеорит.

скорост и височина.

Скоростта, с която метеороидите навлизат в атмосферата, е в диапазона от 11 до 72 km/s. Първата стойност е скоростта, придобита от тялото само поради привличането на Земята. (Космически кораб трябва да получи същата скорост, за да се измъкне от гравитационното поле на Земята.) Метеороид, пристигнал от далечни райони на Слънчевата система, поради привличане към Слънцето, придобива скорост от 42 km/s близо до земната орбита. Орбиталната скорост на Земята е около 30 km/s. Ако срещата се проведе челно, тогава тяхната относителна скорост е 72 km/s. Всяка частица, идваща от междузвездното пространство, трябва да има още по-голяма скорост. Липсата на такива бързи частици доказва, че всички метеороиди са членове на Слънчевата система.

Височината, на която метеорът започва да свети или се забелязва от радара, зависи от скоростта на влизане на частицата. За бързите метеороиди тази височина може да надхвърли 110 км, а частицата е напълно унищожена на височина от около 80 км. При бавни метеороиди това се случва по-ниско, където плътността на въздуха е по-голяма. Метеорите, сравними по яркост с най-ярките звезди, се образуват от частици с маса десети от грама. По-големите метеороиди обикновено отнемат повече време, за да се разпаднат и да достигнат ниска надморска височина. Те се забавят значително поради триенето в атмосферата. Редките частици падат под 40 км. Ако метеороидът достигне височина от 10-30 km, тогава скоростта му става по-малка от 5 km/s и той може да падне на повърхността под формата на метеорит.

Орбити.

Знаейки скоростта на метеороида и посоката, от която се е приближил до Земята, астрономът може да изчисли орбитата му преди удара. Земята и метеороидът се сблъскват, ако орбитите им се пресичат и те едновременно се окажат в тази пресечна точка. Орбитите на метеороидите са както почти кръгови, така и изключително елиптични, надхвърлящи орбитите на планетите.

Ако метеороид се приближава към Земята бавно, тогава той се движи около Слънцето в същата посока като Земята: обратно на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на орбитата. Повечето метеороидни орбити излизат извън орбитата на Земята и техните равнини не са много наклонени към еклиптиката. Падането на почти всички метеорити се свързва с метеороиди със скорости под 25 km/s; техните орбити лежат изцяло в орбитата на Юпитер. По-голямата част от времето тези обекти прекарват между орбитите на Юпитер и Марс, в пояса на малките планети - астероиди. Поради това се смята, че астероидите служат като източник на метеорити. За съжаление можем да наблюдаваме само онези метеороиди, които пресичат орбитата на Земята; очевидно тази група не представлява напълно всички малки тела на Слънчевата система.

При бързите метеороиди орбитите са по-издължени и по-наклонени към еклиптиката. Ако метеороидът лети нагоре със скорост повече от 42 km / s, тогава той се движи около Слънцето в посока, обратна на посоката на планетите. Фактът, че много комети се движат по такива орбити, показва, че тези метеороиди са фрагменти от комети.

метеорни дъждове.

В някои дни от годината метеорите се появяват много по-често от обикновено. Това явление се нарича метеорен дъжд, когато се наблюдават десетки хиляди метеори на час, създавайки удивителен феномен „звезден дъжд“ по цялото небе. Ако проследите пътеките на метеорите в небето, ще изглежда, че всички те летят от една и съща точка, наречена радиантът на дъжда. Това перспективно явление, подобно на релсите, които се събират на хоризонта, показва, че всички частици се движат по успоредни пътища.

Астрономите са идентифицирали няколко десетки метеорни дъждове, много от които показват годишна активност с продължителност от няколко часа до няколко седмици. Повечето потоци са кръстени на съзвездието, в което се намира радиантът им, например Персеидите, които имат радиант в съзвездието Персей, Геминидите, с радиант в Близнаци.

След невероятния звезден дъжд, причинен от душа Леонид през 1833 г., У. Кларк и Д. Олмстед предполагат, че той е свързан с определена комета. В началото на 1867 г. К. Петерс, Д. Скиапарели и Т. Ополцер независимо доказват тази връзка, като установяват сходството на орбитите на кометата 1866 I (Комета Темпъл-Тутл) и метеорния поток Леонид 1866 г.

Метеорните дъждове се наблюдават, когато Земята пресича траекторията на рояк от частици, образуван при унищожаването на комета. Приближавайки се до Слънцето, кометата се нагрява от неговите лъчи и губи материя. В продължение на няколко века под въздействието на гравитационните смущения от планетите тези частици образуват удължен рояк по орбитата на кометата. Ако Земята пресече този поток, ние можем да наблюдаваме дъжд от звезди всяка година, дори ако самата комета е далеч от Земята в този момент. Тъй като частиците са неравномерно разпределени по орбитата, интензивността на дъжда може да варира от година на година. Старите потоци са толкова разширени, че Земята ги пресича за няколко дни. В напречно сечение някои потоци приличат повече на лента, отколкото на шнур.

Възможността за наблюдение на потока зависи от посоката на пристигане на частиците към Земята. Ако радиантът е разположен високо в северното небе, тогава потокът не се вижда от южното полукълбо на Земята (и обратно). Метеорните дъждове могат да се видят само ако радиантът е над хоризонта. Ако радиантът удари дневното небе, тогава метеорите не се виждат, но могат да бъдат открити от радар. Тесни потоци под влиянието на планетите, особено на Юпитер, могат да променят орбитите си. Ако в същото време вече не пресичат земната орбита, те стават ненаблюдаеми.

Декемврийският душ Геминиди се свързва с остатъците от малка планета или неактивното ядро ​​на стара комета. Има индикации, че Земята се сблъсква с други групи метеороиди, генерирани от астероиди, но тези потоци са много слаби.

Огнени топки.

Метеорите, които са по-ярки от най-ярките планети, често се наричат ​​огнени топки. Огнените топки понякога се наблюдават по-ярки от пълната луна и изключително рядко тези, които пламват по-ярко от слънцето. Болидите възникват от най-големите метеороиди. Сред тях има много фрагменти от астероиди, които са по-плътни и по-силни от фрагменти от кометни ядра. Но все пак повечето астероидни метеороиди са унищожени в плътните слоеве на атмосферата. Някои от тях падат на повърхността под формата на метеорити. Поради високата яркост на светкавицата огнените топки изглеждат много по-близо, отколкото в действителност. Ето защо е необходимо да се сравнят наблюденията на огнени топки от различни места, преди да се организира търсене на метеорити. Астрономите са изчислили, че около 12 огнени топки около Земята всеки ден завършват при падането на повече от килограм метеорити.

физически процеси.

Разрушаването на метеороид в атмосферата става чрез аблация, т.е. високотемпературно отцепване на атомите от повърхността му под действието на входящите въздушни частици. Следата от горещ газ, останала зад метеороида, излъчва светлина, но не в резултат на химични реакции, а в резултат на рекомбинация на атоми, възбудени от удари. Спектрите на метеорите показват множество ярки емисионни линии, сред които преобладават линиите на желязо, натрий, калций, магнезий и силиций. Виждат се и линии от атмосферен азот и кислород. Химичният състав на метеороидите, определен от спектъра, е в съответствие с данните за комети и астероиди, както и за междупланетен прах, събран в горните слоеве на атмосферата.

Много метеори, особено бързите, оставят след себе си светеща следа, която се наблюдава за секунда-две, а понякога и за много по-дълго. Когато паднаха големи метеорити, следата се наблюдаваше няколко минути. Сиянието на кислородните атоми на височини от прибл. 100 км, следи с продължителност не повече от секунда могат да бъдат обяснени. По-дългите следи се дължат на сложното взаимодействие на метеороида с атомите и молекулите на атмосферата. Праховите частици по пътя на болида могат да образуват ярка следа, ако горната атмосфера, където са разпръснати, е осветена от Слънцето, когато наблюдателят отдолу има дълбок здрач.

Скоростите на метеороидите са хиперзвукови. Когато метеороидът достигне относително плътни слоеве на атмосферата, възниква мощна ударна вълна и силни звуци могат да се разнасят на десетки или повече километри. Тези звуци напомнят на гръм или далечна канонада. Заради разстоянието звукът пристига минута-две след появата на колата. В продължение на няколко десетилетия астрономите спорят за реалността на аномалния звук, който някои наблюдатели чуват директно в момента на появата на огненото кълбо и описват като пукане или свистене. Проучванията показват, че звукът се причинява от смущения в електрическото поле в близост до огненото кълбо, под въздействието на което обектите, близки до наблюдателя, излъчват звук - коси, козина, дървета.

опасност от метеорит.

Големите метеороиди могат да унищожат космически кораби, а малките прахови частици постоянно износват повърхността им. Ударът дори на малък метеороид може да даде на спътника електрически заряд, който ще деактивира електронните системи. Рискът като цяло е нисък, но все пак изстрелванията на космически кораби понякога се забавят, ако се очаква силен метеорен дъжд.

Орбити на метеорити и метеорити

Към днешна дата съветски и чуждестранни наблюдатели са публикували няколко каталози на метеорни радианти и орбити, всеки от които наброява няколко хиляди метеора. Така че има повече от достатъчно материал за техния статистически анализ.

Един от най-важните резултати от този анализ е, че почти всички метеороиди принадлежат към Слънчевата система и не са извънземни от междузвездните пространства. Ето как да го покажете.

Дори ако метеоритно тяло дойде при нас от самите граници на Слънчевата система, неговата скорост спрямо Слънцето на разстояние от земната орбита ще бъде равна на параболичната скорост на това разстояние, която е няколко пъти по-голяма от кръговата . Земята се движи с почти кръгова скорост от 30 km/s, следователно, параболичната скорост в областта на земната орбита е 30=42 km/s. Дори метеороид да лети към Земята, скоростта му спрямо Земята ще бъде равна на 30+42=72 km/s. Това е горната граница на геоцентричната скорост на метеорите.

Как се определя долната му граница? Нека метеорното тяло се движи близо до Земята по своята орбита със същата скорост като Земята. Геоцентричната скорост на такова тяло първоначално ще бъде близка до нула. Но постепенно, под влияние на земната гравитация, частицата ще започне да пада към Земята и да се ускори до добре познатата втора космическа скорост от 11,2 km/s. С тази скорост той ще влезе в земната атмосфера. Това е долната граница на извънатмосферната скорост на метеорите.

По-трудно е да се определят орбитите на метеоритите. Вече казахме, че падането на метеорити е изключително рядко и освен това непредвидими явления. Никой не може да каже предварително кога и къде ще падне метеоритът. Анализът на показанията на случайни очевидци на падането дава изключително ниска точност при определяне на радианта и е напълно невъзможно да се определи скоростта по този начин.

Но на 7 април 1959 г. няколко станции на метеорната служба на Чехословакия заснеха ярко огнено кълбо, което завърши с падането на няколко фрагмента от метеорита Прибрам. Атмосферната траектория и орбитата в Слънчевата система на този метеорит са точно изчислени. Това събитие вдъхнови астрономите. В прериите на Съединените щати беше организирана мрежа от станции, оборудвани със същия тип комплекти камери, особено за заснемане на ярки огнени топки. Нарекоха го Prairie Web. Друга мрежа от станции - европейска - беше разгърната на територията на Чехословакия, ГДР и ФРГ.

Мрежата на прериите за 10 години работа записа полета на 2500 ярки огнени топки. Американски учени се надяваха, че като продължат низходящите си траектории, ще успеят да намерят поне десетки паднали метеорити.

Очакванията им не се оправдаха. Само едно (!) от 2500 огнени топки завършва на 4 януари 1970 г. с падането на метеорита Изгубеният град. Седем години по-късно, когато Prairie Network вече не работи, полетът на метеорита Inisfree е заснет от Канада. Това се случи на 5 февруари 1977 г. От европейските огнени топки нито едно (след Прибрам) не завърши с падане на метеорит. Междувременно сред сниманите огнени топки много от тях бяха много ярки, много пъти по-ярки от пълната луна. Но метеоритите не паднаха след преминаването им. Тази мистерия беше разрешена в средата на 70-те, което ще обсъдим по-долу.

Така, заедно с много хиляди метеоритни орбити, имаме само три (!) точни метеоритни орбити. Към тях можем да добавим няколко десетки приблизителни орбити, изчислени от И. С. Астапович, А. Н. Симоненко, В. И. Цветков и други астрономи въз основа на анализ на показанията на очевидци.

При статистическия анализ на елементите на орбитите на метеорите трябва да се вземат предвид няколко селективни фактора, водещи до факта, че някои метеори се наблюдават по-често от други. Така, геометричен факторП 1 определя относителната видимост на метеори с различни радиационни зенитни разстояния. За метеори, записани от радар (т.нар радиометеори),това, което има значение, е геометрията на отражението на радиовълните от йонно-електронната следа и диаграмата на излъчване на антената. Физически фактор P 2определя зависимостта на метеорната видимост от скоростта. А именно, както ще видим по-късно, колкото по-голяма е скоростта на метеороида, толкова по-ярък ще се наблюдава метеоритът. Яркостта на метеор, наблюдавана визуално или записана фотографски, е пропорционална на 4-та или 5-та степен на скоростта. Това означава например, че метеор със скорост 60 km/s ще бъде 400-1000 пъти по-ярък от метеор със скорост 15 km/s (ако масите на метеороидите, които ги генерират, са равни). При радиометеорите има подобна зависимост на интензитета на отразения сигнал (радиояростта на метеора) от скоростта, макар че е по-сложна. И накрая, има още астрономически фактор P 3 ,смисълът на който е, че срещата на Земята с метеоритни частици, движещи се в Слънчевата система по различни орбити, има различна вероятност.

След като се вземат предвид и трите фактора, е възможно да се конструира разпределението на метеорите по елементите на техните орбити, коригирано за селективни ефекти.

Всички метеори са разделени на в редица,т.е. тези, които принадлежат към известни метеорни потоци, и спорадичен,компоненти на фона на метеорите. Границата между тях е до известна степен условна. Известни са около двадесет големи метеорни дъждове. Наричат ​​се с латинските имена на съзвездията, където се намира радиантът: Персеиди, Лириди, Ориониди, Аквариди, Геминиди. Ако два или повече метеорни потока действат в дадено съзвездие по различно време, те се обозначават с най-близката звезда: (-Аквариди, -Аквариди, -Персеиди и др.

Общият брой на метеорните потоци е много по-голям. Така каталогът на А. К. Терентьева, съставен от фотографски и най-добри визуални наблюдения до 1967 г., съдържа 360 метеорни потока. От анализа на 16 800 радиометеорни орбити, В. Н. Лебединец, В. Н. Корпусов и А. К. Соснова идентифицираха 715 метеорни потока и асоциации (метеорна асоциация е група от метеорни орбити, генетичната близост на които е установена с по-малко увереност, отколкото в случая на метеорен дъжд).

За редица метеорни потоци генетичната им връзка с кометите е надеждно установена. Така орбитата на метеорния поток Леонид, наблюдаван ежегодно в средата на ноември, практически съвпада с орбитата на кометата от 1866 г. I. Веднъж на 33 години се наблюдават грандиозни метеорни дъждове с радиант в съзвездието Лъв. Най-интензивните дъждове са наблюдавани през 1799, 1832 и 1866 г. Тогава през два периода (1899-1900 и 1932-1933) не е имало метеорни потоци. Очевидно положението на Земята през периода на срещата й с потока е било неблагоприятно за наблюдения - тя не е преминала през най-гъстата част на рояка. Но на 17 ноември 1966 г. метеорният поток Леонид се повтори. Наблюдавано е от американски астрономи и зимници от 14 съветски полярни станции в Арктика, където по това време беше полярната нощ (на основната територия на СССР по това време беше ден). Броят на метеорите достига 100 000 на час, но метеорният дъжд продължава само 20 минути, докато през 1832 и 1866г. продължи няколко часа. Това може да се обясни по два начина: или роят се състои от отделни гроздове-облаци с различни размери и Земята през различните години преминава през единия или другия облак, или през 1966 г. Земята пресича рояка не в диаметър, а по малка акорд. Комета 1866г Имам и орбитален период от 33 години, което допълнително потвърждава ролята му на комета-предшественик на рояка.

По същия начин кометата 1862г III е предшественикът на метеорния поток август Персеиди. За разлика от Леонидите, Персеидите не произвеждат метеорни потоци. Това означава, че материята на рояка е била повече или по-малко равномерно разпределена по орбитата си. Следователно може да се предположи, че Персеидите са „по-стар“ метеорен потоп от Леонидите.

Сравнително наскоро се образува метеорният поток Дракониди, който даде зрелищни метеорни дъждове на 9-10 октомври 1933 и 1946 г. Прародител на този поток е кометата Джакобини-Цинер (1926г VI). Неговият период е 6,5 години, така че метеорните потоци са наблюдавани на интервали от 13 години (два периода на кометата почти точно отговарят на 13 оборота на Земята). Но нито през 1959 г., нито през 1972 г. не са наблюдавани метеорни потоци Дракониди. През тези години Земята премина далеч от орбитата на рояка. За 1985 г. прогнозата е по-благоприятна. И наистина, вечерта на 8 октомври в Далечния изток беше наблюдаван грандиозен метеорен дъжд, макар и по-нисък по брой и продължителност от дъжда от 1946 г. В по-голямата част от територията на страната ни беше през деня, но астрономите на Душанбе и Казан наблюдаваха метеорния поток с помощта на радарни инсталации.

Кометата Биела, която се разпадна през 1846 г. пред очите на астрономите на две части, вече не се наблюдава през 1872 г., но астрономите станаха свидетели на два мощни метеорни потока - през 1872 и 1885 г. Този поток се е наричал Андромеда (на името на съзвездието) или Биелида (на името на кометата). За съжаление, в продължение на цял век това не се е повторило, въпреки че периодът на революция на тази комета също е 6,5 години. Кометата на Биела е една от изгубените – не е наблюдавана от 130 години. Най-вероятно той наистина се разпадна, което доведе до метеорния поток Андромедиди.

Два метеорни потока са свързани с известната комета на Халей: Акваридите, наблюдавани през май (лъчисти във Водолей) и Орионидите, наблюдавани през октомври (лъчисти в Орион). Това означава, че орбитата на Земята се пресича с орбитата на кометата не в една точка, както повечето комети, а в две. Във връзка с приближаването на кометата на Халей към Слънцето и Земята в началото на 1986 г. вниманието на астрономи и астрономи любители е привлечено към тези два потока. Наблюденията на дъжда Аквариди през май 1986 г. в СССР потвърдиха повишената му активност с преобладаване на ярки метеори.

Така от установените връзки между метеорните потоци и кометите следва важен космогоничен извод: метеорните тела на потоците не са нищо друго освен продукти от унищожаването на кометите. Що се отнася до спорадичните метеори, те най-вероятно са остатъци от разпаднали се потоци. Всъщност траекторията на метеорните частици е силно повлияна от привличането на планетите, особено планетите-гиганти от групата на Юпитер. Смущенията от планетите водят до разсейване, а след това и до пълно разпадане на потока. Наистина, този процес отнема хиляди, десетки и стотици хиляди години, но работи постоянно и неумолимо. Целият метеорен комплекс постепенно се обновява.

Нека се обърнем към разпределението на метеорните орбити според стойностите на техните елементи. На първо място, ние отбелязваме важния факт, че тези разпределения различноза метеори, записани по фотометод (фотометеори) и радар (радиометеори). Причината за това е, че радарният метод позволява да се регистрират много по-слаби метеори от фотографията, което означава, че данните от този метод (след като се вземе предвид физическият фактор) се отнасят средно за много по-малки тела от данните на фотографските метод. Ярките метеори, които могат да се снимат, съответстват на тела с маса над 0,1 g, докато радиометеори, събрани в каталога на B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints и M. F. Lagutin, съответстват на тела с маса от 10 -3 ~ 10 - 4 y.

Анализът на орбитите на метеорите от този каталог показа, че целият метеорен комплекс може да бъде разделен на два компонента: плосък и сферичен. Сферичният компонент включва орбити с произволни наклони към еклиптиката, с преобладаване на орбити с големи ексцентриситети и полуоси. Плоският компонент включва орбити с малки наклони ( и < 35°), небольшими размерами (но< 5 а. д.) и доста големи ексцентриситети. През 1966 г. В. Н. Лебединец изказа хипотезата, че метеорните тела със сферичен компонент се образуват поради разпадането на дългопериодични комети, но орбитите им са силно променени под влияние на ефекта на Пойнтинг-Робъртсън.

Този ефект е както следва. Малките частици се влияят много ефективно не само от привличането на Слънцето, но и от светлинния натиск. Защо светлинният натиск действа точно върху малки частици, става ясно от следното. Налягането на слънчевите лъчи е пропорционално на площчастица, или квадратът на нейния радиус, докато привличането на Слънцето е неговата маса или в крайна сметка неговата сила на звука,кубът на радиуса. Следователно съотношението на светлинното налягане (по-точно ускорението, придадено от него) към ускорението на гравитационната сила ще бъде обратно пропорционално на радиуса на частицата и ще бъде по-голямо при малките частици.

Ако малка частица се върти около Слънцето, тогава поради добавянето на скоростите на светлината и частицата, според правилото на паралелограма, светлината ще падне леко отпред (За читатели, запознати с теорията на относителността, тази интерпретация може да повдигне възражения: в края на краищата скоростта на светлината не съвпада със скоростта на източника или приемника на светлината, но стриктното разглеждане на този феномен, както и на феномена на годишната аберация на звездната светлина (видимото изместване на звездите напред по протежение на движението на Земята) близко до нея в рамките на теорията на относителността води до същия резултат. промяна в посоката на падащия върху частицата лъч поради прехода му от една отправна система към друга.) и ще леко забавя движението си около Слънцето. Поради това частицата в много нежна спирала постепенно ще се приближи до Слънцето, орбитата й ще се деформира. Този ефект е качествено описан през 1903 г. от Дж. Пойнтинг и математически обоснован през 1937 г. от Г. Робъртсън. Ще се срещнем с прояви на този ефект повече от веднъж.

Въз основа на анализа на елементите на орбитите на метеорни тела със сферичен компонент, В. Н. Лебединец разработи модел за еволюцията на междупланетния прах. Той изчисли, че за да се поддържа равновесното състояние на този компонент, дългопериодичните комети трябва да изхвърлят средно 10 15 g прах годишно. Това е масата на сравнително малка комета.

Що се отнася до метеорните тела на плоския компонент, те очевидно са се образували в резултат на разпадането на краткопериодични комети. Все още обаче не всичко е ясно. Типичните орбити на тези комети се различават от орбитите на метеорите от плоския компонент (кометите имат големи перихелийни разстояния и по-малки ексцентриситети) и тяхната трансформация не може да се обясни с ефекта на Пойнтинг-Робъртсън. Не са ни известни комети с такива орбити като активни метеорни потоци Геминиди, Ариетиди, -Аквариди и други. Междувременно, за да се попълни плоския компонент, е необходимо една нова комета с орбита от този тип да се образува веднъж на няколкостотин години. Тези комети обаче са изключително краткотрайни (главно поради малки разстояния от перихелий и къси орбитални периоди) и може би затова нито една такава комета все още не е попаднала в нашето зрително поле.

Анализ на орбитите на фотометеорите от американските астрономи Ф. Уипъл, Р. Маккроски и А. Позен показа значително различни резултати. Повечето големи метеороиди (с маси по-големи от 1 g) се движат в орбити, подобни на тези на краткопериодичните комети ( но < 5 а. е., и< 35° e> 0,7). Приблизително 20% от тези тела имат орбити, близки до тези на дългопериодичните комети. Очевидно всеки компонент от метеорни тела с такива размери е продукт на разпадането на съответните комети. При движение към по-малки тела (до 0,1 g), броят на орбитите с малки размери се увеличава значително (но< 2 а. д.). Това е в съответствие с факта, открит от съветски учени, че такива орбити преобладават в радиометеори от плоския компонент.

Нека сега се обърнем към орбитите на метеоритите. Както вече споменахме, точните орбити са определени само за три метеорита. Техните елементи са дадени в табл. един ( vе скоростта, с която метеоритът навлиза в атмосферата, q, q" - разстояния от Слънцето в перихелий и афелий).

Поразително е близкото сходство между орбитите на Изгубения град и метеорита Инисфрий и известна разлика от тях в орбитата на метеорита Прибрам. Но най-важното е, че и трите метеорита в афелия пресичат така наречения астероиден пояс (малки планети), чиито граници условно съответстват на разстояния от 2,0-4,2 AU. д. Орбиталните наклони и на трите метеорити са малки, за разлика от повечето малки метеороиди.

Но може би това е просто съвпадение? В крайна сметка трите орбити са твърде малко материал за статистика и всякакви заключения. А. Н. Симоненко през 1975-1979 г изследва повече от 50 орбити на метеорити, определени по приблизителен метод: радиантът е определен от показанията на очевидци, а скоростта на влизане е оценена от местоположението на радианта спрямо връх(Точката от небесната сфера, към която в момента е насочено движението на Земята в нейната орбита). Очевидно за настъпващи (бързи) метеорити радиантът трябва да се намира недалеч от върха, а за изпреварващи (бавни) метеорити - близо до точката на небесната сфера, противоположна на върха - антиапекс.

Таблица 1. Елементи на точните орбити на три метеорита

Оказа се, че радиантите на всичките 50 метеорита са групирани около антиапекса и не могат да се отделят от него на повече от 30-40 o. Това означава, че всички метеорити наваксват, че се движат около Слънцето в посока напред (като Земята и всички планети) и орбитите им не могат да имат наклон към еклиптиката по-голям от 30-40°.

Нека си го кажем, това заключение не е строго обосновано. В своите изчисления на елементите на орбитите на 50 метеорита А. Н. Симоненко изхожда от предположението, формулирано по-рано от нея и Б. Ю. Левин, че скоростта на навлизане на метеоритни тела в земната атмосфера не може да надвишава 22 km/s. Това предположение се основава първо на теоретичния анализ на Б. Ю. Левин, който още през 1946 г.; показа, че при високи скорости метеороид, влизащ в атмосферата, трябва да бъде напълно унищожен (поради изпаряване, смачкване, топене) и не пада под формата на метеорит. Това заключение беше потвърдено от резултатите от наблюденията на прериите и европейските огнени топки, когато нито един от големите метеороиди, които долетяха със скорост по-голяма от 22 km/s, не падна под формата на метеорит. Скоростта на метеорита Прибрам, както се вижда от табл. 1 е близо до тази горна граница, но все още не я достига.

Приемайки стойността от 22 km/s като горна граница за скоростта на влизане на метеоритите, ние по този начин вече предопределяме, че само изпреварващи метеороиди могат да пробият „атмосферната бариера“ и да паднат на Земята като метеорити. Това заключение означава, че онези метеорити, които събираме и изучаваме в нашите лаборатории, са се движили в Слънчевата система по орбити от строго определен клас (класификацията им ще бъде разгледана по-късно). Но това изобщо не означава, че те изчерпват целия комплекс от тела с еднакъв размер и маса (и вероятно със същата структура и състав, въпреки че това изобщо не е необходимо), движещи се в Слънчевата система. Възможно е много тела (и дори повечето от тях) да се движат по напълно различни орбити и просто да не могат да пробият „атмосферната бариера“ на Земята. Пренебрежимо малкият процент паднали метеорити в сравнение с броя на ярките огнени топки, заснети от двете мрежи на огнени топки (около 0,1%) изглежда подкрепя подобно заключение. Но стигаме до различни заключения, ако приемем други методи за анализ на наблюденията. Един от тях, базиран на определянето на плътността на метеороидите по височината на тяхното унищожаване, ще бъде разгледан по-нататък. Друг метод се основава на сравнение на орбитите на метеорити и астероиди. Тъй като метеоритът падна на Земята, е очевидно, че орбитата му се пресича с орбитата на Земята. От цялата маса известни астероиди (около 2500) само 50 имат орбити, които пресичат орбитата на Земята. И трите метеорита с точни орбити в афелия прекосиха астероидния пояс (фиг. 5). Техните орбити са близки до орбитите на астероидите от групите Амур и Аполон, минават близо до орбитата на Земята или я пресичат. Такива астероиди са известни около 80. Орбитите на тези астероиди обикновено се разделят на пет групи: 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-малки орбити; V е голям наклон на орбитите. Между групи аз- II и II- III видими интервали, наречени люкове на Венера и Земята. Повечето астероиди (20) принадлежат към групата III, но това се дължи на удобството да ги наблюдаваме близо до перихелий, когато се приближават до Земята и са в опозиция на Слънцето.

Ако разпределим познатите ни 51 метеоритни орбити в едни и същи групи, тогава 5 от тях могат да бъдат приписани на групата аз; 10 - към групата II, 31 - към групата III и 5 - към групата IV. Нито един от метеоритите не принадлежи към групата V. Вижда се, че и тук по-голямата част от орбитите принадлежат към групата III, въпреки че факторът за удобство за наблюдение не важи тук. Но не е трудно да се разбере, че фрагменти от астероиди от тази група трябва да влязат в земната атмосфера с много ниски скорости и следователно те трябва да претърпят относително слабо разрушение в атмосферата. Тази група включва метеоритите Lost City и Inisfree, докато Pribram принадлежи към групата II.

Всички тези обстоятелства, заедно с някои други (например със сравнение на оптичните свойства на повърхностите на астероиди и метеорити), ни позволяват да направим много важно заключение: метеоритите са фрагменти от астероиди, и то не всякакви, а принадлежащи към групите Амур и Аполон. Това веднага ни дава възможност да съдим за състава и структурата на астероидите на базата на анализа на веществото на метеоритите, което е важна стъпка напред в разбирането на природата и произхода и на двата.

Но веднага трябва да направим друго важно заключение: метеоритите имат друг произход,отколкото телата, които създават феномена на метеорите: първите са фрагменти от астероиди, вторите са продукти от разпада на комети.

Ориз. 5. Орбити на метеоритите Pribram, Lost City и Inisfree. Маркирани са точките на срещата им със Земята

По този начин метеорите не могат да се считат за „малки метеорити“ - в допълнение към терминологичната разлика между тези понятия, която беше спомената в началото на книгата (авторът на тази книга, още през 1940 г., предложи (заедно с Г. О. Затейщиков) да се нарече самото космическо тяло метеор,и феноменът на "падаща звезда" - метеорен полет.Това предложение обаче, което значително опростява метеорологията, не беше прието.), има и генетична разлика между телата, които създават феномена на метеорите и метеоритите: те се образуват по различни начини, поради разпадането на различни тела на Слънчевата система.

Ориз. 6. Диаграма на разпределение на орбитите на малки тела в координати а-е

Точки - огнени топки от мрежата на прериите; кръгове - метеорни потоци (по В. И. Цветков)

Към въпроса за произхода на метеороидите може да се подходи и по друг начин. Изграждаме диаграма (фиг. 6), начертавайки по вертикалната ос стойностите на голямата полуос на орбитата но(или 1/ а), а по хоризонтала - ексцентриситетът на орбитата д. По стойности а, дНека начертаем точки на тази диаграма, съответстващи на орбитите на известни комети, астероиди, метеорити, ярки огнени топки, метеорни потоци и метеори от различни класове. Нека също така начертаем две много важни линии, съответстващи на условията q=1 и q" = 1. Очевидно е, че всички точки за метеороиди ще бъдат разположени между тези линии, тъй като само вътре в областта, ограничена от тях, се реализира условието за пресичане на орбитата на метеороида с орбитата на Земята.

Много астрономи, като се започне с Ф. Уипъл, се опитаха да намерят и да зачертаят но- електронна диаграма под формата на линии, критерии, ограничаващи орбитите на астероиден и кометен тип. Сравнение на тези критерии е направено от чехословашкия метеоролог Л. Кресак. Тъй като те дават сходни резултати, ние направихме на фиг. 6 една осреднена "линия за контакт" q"= 4.6. Отгоре и вдясно от него са орбити от кометен тип, отдолу и вляво - астероидни. На тази графика начертахме точки, съответстващи на 334 състезателни автомобила от каталога на R. McCrosky, K. Shao и A. Posen. Вижда се, че повечето от точките лежат под демаркационната линия. Само 47 от 334 точки са разположени над тази линия (15%), като при леко изместване нагоре броят им ще намалее до 26 (8%). Тези точки вероятно съответстват на тела от кометен произход. Интересно е, че много точки сякаш се „притискат“ към линията q = 1, и две точки дори излизат отвъд ограничената област. Това означава, че орбитите на тези две тела не са пресичали орбитата на Земята, а само са минавали близо, но гравитацията на Земята е принудила тези тела да паднат върху нея, пораждайки грандиозния феномен на ярки огнени топки.

Възможно е да се направи още едно сравнение на орбиталните характеристики на малките тела на Слънчевата система. При изграждане но- д- диаграми, не взехме предвид третия важен елемент на орбитата - нейния наклон към еклиптиката и. Доказано е, че някаква комбинация от елементи от орбитите на телата на Слънчевата система, наречена константа на Якоби и изразена с формулата

където но- голямата полуос на орбитата в астрономически единици, запазва стойността си, въпреки промяната на отделните елементи под влияние на смущения от големите планети. Стойност U e има значението на някаква скорост, изразена в единици от кръговата скорост на Земята. Лесно е да се докаже, че тя е равна на геоцентричната скорост на тяло, пресичащо орбитата на Земята.

Фиг.7. Разпределение на астероидните орбити (1), огнени топки от мрежата на прериите ( 2 ), метеорити (3), комети (4) и метеорни дъждове (3) чрез константата на Якоби U eи основна ос но

Нека построим нова диаграма (фиг. 7), като начертаем константата на Якоби по вертикалната ос U e (безразмерна) и съответната геоцентрична скорост v 0 , и по хоризонталната ос - 1/ а. Нека начертаем върху него точки, съответстващи на орбитите на астероиди от групите Амур и Аполон, метеорити, краткопериодични комети (комети с дълъг период излизат извън диаграмата) и огнени топки от каталозите Маккроски, Шао и Позен (болидите са маркирани с кръстове, които съответстват на най-ронливите тела, вижте по-долу),

Веднага можем да отбележим следните свойства на тези орбити. Орбитите на огнените топки са близки до орбитите на астероидите от групите Амур и Аполон. Орбитите на метеоритите също са близки до орбитите на астероидите от тези групи, но за тях 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 но.Само кометата на Енке падна в дебелото на орбитите на огнено кълбо (Има хипотеза, изложена от И. Т. Зоткин и развита от Л. Кресак, че Тунгусският метеорит е фрагмент от кометата на Енке. За повече подробности вижте края на глава 4).

Приликата на орбитите на астероидите от групата Аполо с орбитите на някои краткопериодични комети и тяхната рязка разлика от орбитите на други астероиди довеждат ирландския астроном Е. Епик (естонец по националност) през 1963 г. до неочаквания извод че тези астероиди не са малки планети, а "изсушени" ядра на комети. Всъщност орбитите на астероидите Адонис, Сизиф и 1974 MA са много близки до тези на кометата Енке, единствената „жива“ комета, която може да бъде причислена към групата на Аполон по своите орбитални характеристики. В същото време са известни комети, които са запазили типичния си кометен вид само при първата поява. Кометата Аренд-Риго още през 1958 г. (втора поява) имаше напълно звездоподобен вид и ако бъде открита през 1958 г. или през 1963 г., тя може да бъде класифицирана като астероид. Същото може да се каже и за кометите Кулин и Неуимин-1.

Според Epic времето на загубата на всички летливи компоненти от ядрото на кометата на Енке се измерва в хиляди години, докато динамичното време на нейното съществуване се измерва в милиони години. Следователно кометата трябва да прекара по-голямата част от живота си в "изсушено" състояние, под формата на астероид от групата на Аполон. Очевидно кометата на Енке се движи по орбитата си не повече от 5000 години.

Метеорният поток Геминиди пада върху диаграмата в астероидната област, а астероидът Икар има най-близката орбита до него. За Геминидите кометата-предшественик е неизвестна. Според Epic, душът Геминиди е резултат от разпадането на някога съществуваща комета от същата група като кометата Енке.

Въпреки оригиналността си, хипотезата на Epik заслужава сериозно разглеждане и внимателно тестване. Директният начин за такава проверка е изследването на кометата на Енке и астероидите от групата Аполон от автоматични междупланетни станции.

Най-тежкото възражение срещу горната хипотеза е, че не само каменните метеорити (Pribram, Lost City, Inisfree), но и железните (Sikhote-Alin) имат орбити, близки до тези на астероидите от групата на Аполон. Но анализът на структурата и състава на тези метеорити (виж по-долу) показва, че те са се образували в дълбините на родителски тела с диаметър десетки километри. Малко вероятно е тези тела да са ядрата на комети. Освен това знаем, че метеоритите никога не са свързани нито с комети, нито с метеоритни потоци. Следователно стигаме до заключението, че сред астероидите от групата на Аполон трябва да има поне две подгрупи: образуващи метеорити и „изсушени“ кометни ядра. Астероидите могат да бъдат причислени към първата подгрупа аз- IV класове, споменати по-горе, с изключение на такива астероиди Аз харесвам Адонис и Дедал, които имат твърде голяма стойност U e. Втората подгрупа включва астероиди от типа Икар и 1974 MA (вторият от тях принадлежи на V клас, Икар отпада от тази класификация).

По този начин въпросът за произхода на големите метеороиди все още не може да се счита за напълно изяснен. По-късно обаче ще се върнем към тяхната същност.

Притокът на метеорна материя към Земята

Огромен брой метеороиди непрекъснато падат към Земята. И фактът, че повечето от тях се изпаряват или се разпадат на малки зърна в атмосферата, не променя нещата: поради падането на метеороиди масата на Земята непрекъснато се увеличава. Но какво е това увеличение на масата на Земята? Може ли да има космогонично значение?

За да се оцени притока на метеорна материя към Земята, е необходимо да се определи как изглежда разпределението на масата на метеороидите, с други думи, как броят на метеороидите се променя с масата.

Отдавна е установено, че разпределението на метеороидите по маса се изразява със следния степенен закон:

N m= н 0 М - С,

където н 0 - брой метеорни тела с единица маса, N m - брой тела с маса Ми още Се така нареченият интегрален масов индекс. Тази стойност е определяна многократно за различни метеорни потоци, спорадични метеорити, метеорити и астероиди. Неговите стойности за редица дефиниции са представени на фиг. 8, заимстван от известния канадски изследовател на метеорите П. Милман. Кога С=1 масовият поток, донесен от метеоритни тела, е еднакъв през всички равни интервали от масовия логаритъм; ако С>1, тогава по-голямата част от масовия поток се доставя от малки тела, ако С<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина Сприема различни стойности в различни масови диапазони, но средно аритметичноС=1. За визуални и фотографски метеори над много данни С\u003d 1,35, за огнени топки, според Р. Маккроски, С=0,6. В областта на малките частици (M<10 -9 г) Ссъщо намалява до 0,6.

Ориз. 8. Промяна на параметъра Сс масата на малките тела на Слънчевата система (според П. Милман)

1 - лунни кратери; 2- метеорни частици (сателитни данни); 3 - метеори; 4 - метеорити; 5 - астероиди

Един от начините за изследване на масовото разпределение на малките метеорни частици е да се изследват микрократери върху повърхности, специално изложени за тази цел в междупланетното пространство или на Луната, тъй като е доказано, че всички малки и огромното мнозинство от големите лунни кратери са с въздействие, произход на метеорита. Изхождайки от диаметрите на кратера д до стойностите на масата на телата, които са ги образували, се получава по формулата

д= км 1/ б,

къде в системата cgs к=3,3, за малки тела (10 -4 cm или по-малко) б=3, за големи тела (до метър) б=2,8.

Трябва обаче да се има предвид, че микрократерите на повърхността на Луната могат да бъдат унищожени поради различни форми на ерозия: метеорит, от слънчевия вятър, термично разрушаване. Следователно наблюдаваният им брой може да бъде по-малък от броя на образуваните кратери.

Комбинирайки всички методи за изследване на метеоритната материя: броене на микрократери на космически кораб, показания на броячи на метеорни частици на спътници, радар, визуални и фотографски наблюдения на метеори, броене на падане на метеорити, статистика на астероиди, е възможно да се изготви обобщена графика на разпределението на метеороиди по маса и да изчисли общия приток на метеоритно вещество към земята. Представяме тук графика (фиг. 9), изградена от В. Н. Лебединц на базата на множество серии от наблюдения по различни методи в различни страни, както и обобщени и теоретични криви. Моделът на разпространение, възприет от В. Н. Лебединц, е начертан с плътна линия. Обръща се внимание на прекъсването на тази крива в близост М=10 -6 g и забележимо отклонение в диапазона на масата 10 -11 -10 -15 g.

Това отклонение се обяснява с вече известния ефект на Пойнтинг-Робъртсън. Както знаем, светлинният натиск забавя орбитите на много малки частици (размерите им са от порядъка на 10 -4 -10 -5 см) и ги кара постепенно да изпадат към Слънцето. Следователно в този диапазон от маси кривата има отклонение. Дори по-малките частици имат диаметри, сравними или по-малки от дължината на вълната на светлината, и светлинният натиск не действа върху тях: поради явлението на дифракция, светлинните вълни ги обикалят, без да упражняват натиск.

Нека да преминем към оценката на общия масов приток. Нека искаме да дефинираме този приток в масовия интервал от М 1 до M 2 и M 2 > M 1Тогава от закона за разпределението на масата, написан по-горе, следва, че притокът на маса Ф m е равен на:

в С 1

в S=1

Ориз. 9. Разпределение на метеороидите по маса (по В. Н. Лебединц) "Понижаването" в масовия диапазон 10 -11 -10 -15 g се свързва с ефекта на Пойнтинг-Робъртсън; н-брой частици на квадратен метър в секунда от небесното полукълбо

Тези формули имат редица забележителни свойства. А именно, при С=1 масов поток Ф m зависи само от масовото съотношение М 2 М 1(предоставено Не) ; в С<1 И M 2 >> M 1 f m зависи практически само от стойността по-голяма маса M 2и не зависи от М 1 ; в С>1 и M 2 > M 1поток F m зависи практически само от стойността по-малка масаМ 1 и не зависи от М 2Тези свойства на формули за масов приток и променливост С, показано на фиг. 8, ясно показват колко опасно е осредняването на стойността С и изправете кривата на разпределение на фиг. 9, което някои изследователи вече са се опитали да направят. Изчисленията на масовия приток трябва да се правят на интервали, след което да се сумират резултатите.

Таблица 2. Оценки за притока на метеорна материя към Земята въз основа на астрономически

Различни учени, използвайки различни методи за анализ, получиха различни оценки, но не много, разминаващи се един от друг. В табл. Таблица 2 показва най-разумните оценки за последните 20 години.

Както можете да видите, екстремните стойности на тези оценки се различават почти 10 пъти, а последните две оценки - с 3 пъти. Въпреки това, В. Н. Лебединец смята полученото от него число за само най-вероятното и посочва крайните възможни граници на масовия приток (0,5-6) 10 4 тона / година. Прецизирането на оценката за притока на метеорна материя към Земята е задача за близко бъдеще.

Освен астрономически методи за определяне на тази важна величина, съществуват и космохимични методи, базирани на изчисления на съдържанието на космогенни елементи в определени седименти, а именно в дълбоководни седименти: тиня и червени глини, ледници и снежни отлагания в Антарктида, Гренландия и други места. Най-често се определя съдържанието на желязо, никел, иридий, осмий, изотопи на въглерод 14 C, хелий 3 He, алуминий 26 A1, хлор 38 C л, някои изотопи на аргон. За изчисляване на масовия приток по този метод се определя общото съдържание на изследвания елемент във взетата проба (ядро), след което се изважда средното съдържание на същия елемент или изотоп в земните скали (т.нар. земен фон). от него. Полученото число се умножава по плътността на ядрото, по скоростта на утаяване (т.е. натрупването на онези отлагания, от които е взето ядрото) и по повърхността на Земята и се разделя на относителното съдържание на това елемент в най-разпространения клас метеорити – в хондритите. Резултатът от такова изчисление е притокът на метеорна материя към Земята, но определен с космохимични средства. Да го наречем FK.

Въпреки че космохимичният метод се използва повече от 30 години, неговите резултати са в лошо съгласие помежду си и с резултатите, получени от астрономическия метод. Вярно, J. Barker и E. Anders, чрез измерване на съдържанието на иридий и осмий в дълбоководни глини на дъното на Тихия океан, получени през 1964 и 1968 г. оценки на масовия приток (5 - 10) 10 4 t/год., което се доближава до най-високите оценки, получени по астрономическия метод. През 1964 г. О. Шефер и сътрудници определят стойността на масовия приток от 4 10 4 t/година от съдържанието на хелий-3 в същите глини. Но за хлор-38 те също получиха стойност 10 пъти по-голяма. Е. В. Соботович и неговите сътрудници за съдържанието на осмий в червените глини (от дъното на Тихия океан) са получили FK = 10 7 t/год., а за съдържанието на същия осмий в кавказките ледници - 10 6 t/год. Индийските изследователи Д. Лал и В. Венкатаварадан изчислиха Fc = 4 10 6 t/година от съдържанието на алуминий-26 в дълбоководни седименти, а J. Brokas и J. Picciotto изчислиха от съдържанието на никел в снежните отлагания на Антарктида - (4-10) 10 6 т/год.

Каква е причината за толкова ниската точност на космохимичния метод, който дава несъответствия в рамките на три порядъка? Възможни са следните обяснения за този факт:

1) концентрацията на измерените елементи в повечето метеоритно вещество (което, както видяхме, е предимно от кометен произход) е различно от приетото за хондрити;

2) има процеси, които не отчитаме, които повишават концентрацията на измерените елементи в дънните седименти (например подводен вулканизъм, отделяне на газ и др.);

3) скоростта на утаяване е определена неправилно.

Очевидно космохимичните методи все още трябва да бъдат подобрени. Затова ще изхождаме от данните на астрономическите методи. Нека приемем получената от автора оценка на притока на метеорна материя и да видим колко от тази материя е изпаднала през цялото време на съществуване на Земята като планета. Умножавайки годишния приток (5 10 4 t) по възрастта на Земята (4,6 10 9 години), получаваме приблизително 2 10 14 t. през целия този период. Припомнете си, че масата на Земята е 6 10 21 т. Нашата оценка за увеличението е незначителна част (една тридесет и милионна) от масата на Земята. Ако обаче приемем оценката за притока на метеорна материя, получена от В. Н. Лебединц, тази фракция ще намалее до една стомилионна. Разбира се, това увеличение не играе никаква роля в развитието на Земята. Но това заключение се отнася до съвременния период. Преди това, особено в ранните етапи на еволюцията на Слънчевата система и Земята като планета, отпадналите върху нея остатъци от предпланетен облак прах и по-големи фрагменти несъмнено са играли значителна роля не само за увеличаване на масата на Земята, но и в нейното нагряване. Тук обаче няма да разглеждаме този въпрос.

Структурата и съставът на метеоритите

Метеоритите обикновено се разделят на две групи според метода на тяхното откриване: падания и находки. Паданията са метеорити, наблюдавани по време на падането и взети веднага след него. Находките са метеорити, открити случайно, понякога по време на изкопни и теренни работи или по време на туристически пътувания, екскурзии и др. (Намереният метеорит е от голяма стойност за науката. Затова трябва незабавно да бъде изпратен на Комитета по метеорити на Академията на СССР Науки: Москва, 117312, ул. М. Улянова, 3. На открилите метеорит се изплаща парична награда. Ако метеоритът е много голям, е необходимо да го отчупите и да изпратите малко парче. Преди да получите предизвестие от Комитета по метеоритите или до пристигането на представител на комитета, камък, за който се предполага, че има космически произход, в никакъв случай не трябва да бъде разцепен на парчета, раздаван, повреден. Необходимо е да се вземат всички мерки за запазване на този камък или камъни, ако са събрани няколко, а също и за запомняне или отбелязване на местата на находки.)

Според състава си метеоритите се делят на три основни класа: каменисти, каменисто-железни и железни. За провеждане на тяхната статистика се използват само падания, тъй като броят на находките зависи не само от броя на падналите веднъж метеорити, но и от вниманието, което те привличат от случайни очевидци. Тук железните метеорити имат неоспоримо предимство: човек е по-вероятно да обърне внимание на парче желязо, освен това с необичаен външен вид (разтопено, с ями), отколкото на камък, който се различава малко от обикновените камъни.

Сред водопадите 92% са каменисти метеорити, 2% са каменно желязо и 6% са желязо.

Често метеоритите се разпадат на няколко (понякога много) фрагменти по време на полет и след това метеорен дъжд.Обичайно е да се счита за метеоритен дъжд едновременно падане на шест или повече отделни копияметеорити (както е обичайно да се наричат ​​фрагменти, падащи на Земята всеки поотделно, за разлика от фрагменти,образувани по време на смачкването на метеорити от удрянето на земята).

Метеорните потоци най-често са каменни, но понякога падат и железни метеорни потоци (например Сихоте-Алин, паднал на 12 февруари 1947 г. в Далечния изток).

Нека преминем към описанието на структурата и състава на метеоритите по видове.

каменни метеорити. Най-разпространеният клас каменисти метеорити са т.нар хондрити(виж вкл.). Към тях принадлежат над 90% от каменните метеорити. Тези метеорити са получили името си от заоблени зърна - хондрус,от които са съставени. Хондрите имат различни размери: от микроскопични до сантиметър, те представляват до 50% от обема на метеорита. Останалата част от веществото (интерхондрално) не се различава по състав от веществото на хондрите.

Произходът на хондрите все още не е изяснен. Те никога не се срещат в земните минерали. Възможно е хондрите да са замръзнали капчици, образувани по време на кристализацията на метеоритната материя. В земните скали такива зърна трябва да бъдат смачкани от чудовищния натиск на лежащите отгоре слоеве, докато метеоритите са се образували в дълбините на родителските тела с размери десетки километри (средния размер на астероидите), където налягането дори в центъра е относително малък.

По принцип хондритите са съставени от желязо-магнезиеви силикати. Сред тях първо място заема оливин ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - той представлява 25 до 60% от веществото на метеоритите от този клас. На второ място са хиперстенът и бронзитът ( Fe, Mg) 2 Si2O6 (20-35%). Никелово желязо (камасит и тенит) е от 8 до 21%, железен сулфит FeS - троилит - 5%.

Хондритите са разделени на няколко подкласа. Сред тях се разграничават обикновени, енстатитни и въглеродни хондрити. Обикновените хондрити от своя страна са разделени на три групи: H - с високо съдържание на никелово желязо (16-21%), L-с ниски (около 8%) и LL-c е много нисък (по-малко от 8%). В енстатитните хондрити основните компоненти са енстатит и клиноенстатит. Mg2 Si 2 Q 6, които представляват 40-60% от общия състав. Енстатитовите хондрити също се отличават с високо съдържание на камацит (17-28%) и троилит (7-15%). Те също съдържат плагиоклаз. ПNaAlSi 3 O 8 - м CaAlSi 2 O 8 - до 5-10%.

Въглеродните хондрити стоят отделно. Отличават се с тъмния си цвят, заради който са получили името си. Но този цвят им се придава не от повишено съдържание на въглерод, а от фино разделени зърна магнетит. Fe3 O 4 . Въглеродните хондрити съдържат много хидратирани силикати като монтморилонит ( Ал, Mg) 3 (0 з) 4 Si 4 0 8 , серпантин Mg 6 ( О) 8 Си 4 O 10 и в резултат на това много свързана вода (до 20%). С преминаването на въглеродните хондрити от тип С Аз да напиша C III, делът на хидратираните силикати намалява и те отстъпват място на оливин, клинохиперстен и клиноенстатит. Въглеродно вещество в хондрити тип С I е 8%, C II - 5%, за C III - 2%.

Космогонистите смятат, че веществото на въглеродните хондрити е най-близкото по състав до основното вещество на предпланетарния облак, който някога е заобикалял Слънцето. Ето защо тези много редки метеорити се подлагат на внимателен анализ, включително изотопен анализ.

От спектрите на ярките метеори понякога е възможно да се определи химичният състав на телата, които ги пораждат. Сравнение на съотношенията на съдържанието на желязо, магнезий и натрий в метеороиди от Драконидския дъжд и в хондрити от различни видове, извършено през 1974 г. от съветския метеоритолог А. А. Явнел, показа, че телата, включени в потока Драконид, са близки в състав до въглеродни хондрити от клас ОТ I. През 1981 г. авторът на тази книга, продължавайки изследванията си по метода на А. А. Явнел, доказа, че спорадичните метеороиди са сходни по състав с хондритите C Аз и тези, които образуват потока Персеиди, към клас C III. За съжаление данните за спектрите на метеорите, които позволяват да се определи химичния състав на телата, които ги пораждат, все още са недостатъчни.

Друг клас каменисти метеорити - ахондрити- характеризира се с липса на хондри, ниско съдържание на желязо и близки до него елементи (никел, кобалт, хром). Има няколко групи ахондрити, които се различават по основните минерали (ортоенстатит, оливин, ортопироксен, пигеонит). Всички ахондрити представляват около 10% от каменистите метеорити.

Любопитно е, че ако вземете веществото от хондрити и го разтопите, тогава се образуват две фракции, които не се смесват помежду си: едната е никелово желязо, подобна по състав на железните метеорити, другата е силикатна, която е близка по състав до ахондрити. Тъй като броят на двете е почти еднакъв (сред всички метеорити 9% са ахондрити и 8% са желязо и желязо-камен), може да се мисли, че тези класове метеорити се образуват при претопяването на хондритно вещество в недрата на родителски тела.

железни метеорити(виж снимката) са 98% никелово желязо. Последният има две стабилни модификации: бедни на никел камацитет(6-7% никел) и богати на никел таенит(30-50% никел). Камацитът е подреден под формата на четири системи от успоредни плочи, разделени от междинни слоеве от тенит. Камацитните плочи са разположени по протежение на лицата на октаедър (октаедър), поради което такива метеорити се наричат октаедрити.По-рядко се срещат железните метеорити. хексаедрити,има кубична кристална структура. Още по-рядко атаксити- метеорити, лишени от подредена структура.

Дебелината на камацитните плочи в октаедритите варира от няколко милиметра до стотни от милиметъра. Според тази дебелина се разграничават грубо- и финоструктурирани октаедрити.

Ако част от повърхността на октаедрита се смила и участъкът се гравира с киселина, тогава ще се появи характерен модел под формата на система от пресичащи се ленти, наречени Фигури на Widmanstätten(виж вкл.) на името на учения А. Видманщетен, който ги открива за първи път през 1808 г. Тези фигури се появяват само в октаедрити и не се наблюдават в железни метеорити от други класове и в земно желязо. Произходът им се свързва с камацит-тенитната структура на октаедритите. Според фигурите на Widmashnettten лесно може да се установи космическата природа на намереното "подозрително" парче желязо.

Друга характерна особеност на метеоритите (както железни, така и каменни) е наличието на повърхността на множество ями с гладки ръбове приблизително 1/10 от размера на самия метеорит. Тези ями, ясно видими на снимката (виж вкл.), се наричат регмаглипти.Те се образуват вече в атмосферата в резултат на образуването на турбулентни вихри близо до повърхността на тялото, което е влязло в нея, които сякаш изстъргват ями-регмаглипти (Това обяснение е предложено и обосновано от автора на това книга от 1963 г.).

Третият външен признак на метеоритите е наличието на тъмнина върху повърхността им топяща се корадебелина от стотни до един милиметър.

Железно-каменни метеоритинаполовина метал, наполовина силикат. Те са разделени на два подкласа: паласити,в която металната фракция образува вид гъба, в порите на която се намират силикати, и мезосидерити,където, напротив, порите на силикатната гъба са запълнени с никелово желязо. При паласитите силикатите се състоят главно от оливин, в мезосидеритите - от ортопироксен. Паласитите са получили името си от първия железен метеорит Палас, открит у нас. Този метеорит е открит преди повече от 200 години и отведен от Сибир в Санкт Петербург от академик П. С. Палас.

Изследването на метеоритите дава възможност да се реконструира тяхната история. Вече отбелязахме, че структурата на метеоритите показва появата им във вътрешността на родителските тела. Съотношението на фазите, например, на никелово желязо (камасит-тенит), разпределението на никела в междинните слоеве на тенита и други характерни особености дори позволяват да се прецени размера на първичните родителски тела. В повечето случаи това са тела с диаметър 150-400 km, т.е. като най-големите астероиди. Изследванията на структурата и състава на метеоритите ни принуждават да отхвърлим много популярната сред неспециалистите хипотеза за съществуването и разпадането между орбитите на Марс и Юпитер на хипотетичната планета Фаетон с размери няколко хиляди километра. Метеоритите, падащи на Земята, се образуват в дълбините многородителски тела различноразмери. Анализът на орбитите на астероидите, извършен от акад. на Академията на науките на Азербайджанската ССР Г. Ф. Султанов, води до същото заключение (за множеството на родителските тела).

По съотношението на радиоактивните изотопи и продуктите от разпада в метеоритите може да се определи и тяхната възраст. Изотопи с най-дълъг период на полуразпад, като рубидий-87, уран-235 и уран-238, ни дават възрастта веществаметеорити. Оказва се, че е равно на 4,5 милиарда години, което съответства на възрастта на най-старите земни и лунни скали и се счита за възрастта на цялата ни слънчева система (по-точно периодът, изминал от завършването на формирането на планетите) .

Горните изотопи, разпадайки се, образуват съответно стронций-87, олово-207 и олово-206. Тези вещества, подобно на оригиналните изотопи, са в твърдо състояние. Но има голяма група от изотопи, чиито крайни продукти на разпад са газове. И така, калий-40, разпадайки се, образува аргон-40, а уран и торий - хелий-3. Но при рязко нагряване на изходното тяло хелият и аргонът излизат и следователно калиево-аргоновата и уран-хелиевата възраст дават само времето на последващо бавно охлаждане. Анализът на тези възрасти показва, че понякога се измерват в милиарди години (но често много по-малко от 4,5 милиарда години), а понякога и в стотици милиони години. За много метеорити уран-хелиевата възраст е с 1-2 милиарда години по-малка от калиево-аргоновата, което показва многократни сблъсъци на това родителско тяло с други тела. Такива сблъсъци са най-вероятните източници на внезапно нагряване на малки тела до температури от стотици градуси. И тъй като хелият се изпарява при по-ниски температури от аргона, възрастта на хелия може да показва времето на по-късен, не много силен сблъсък, когато повишаването на температурата не е достатъчно, за да изпари аргон.

Всички тези процеси са били изпитани от веществото на метеорита през периода на престоя му в родителското тяло, така да се каже, преди раждането му като самостоятелно небесно тяло. Но тук метеоритът по един или друг начин, отделен от родителското тяло, „се роди в света“. Кога се случи това? Нарича се периодът, изтекъл от това събитие космическа ераметеорит.

За определяне на космическите възрасти се използва метод, базиран на феномена на взаимодействието на метеорит с галактическите космически лъчи. Това е името на енергийно заредените частици (най-често протони), идващи от безкрайните простори на нашата Галактика. Прониквайки в тялото на метеорит, те оставят своите следи (следи). От плътността на следите може да се определи времето на тяхното натрупване, т.е. космическата епоха на метеорита.

Космическата възраст на железните метеорити е стотици милиони години, а тази на каменните е милиони и десетки милиони години. Тази разлика най-вероятно се дължи на по-ниската якост на каменистите метеорити, които се разпадат при сблъсъци помежду си на малки парченца и "не живеят" на възраст от сто милиона години. Косвено потвърждение на това мнение е относителното изобилие на каменни метеоритни дъждове в сравнение с железните.

Завършвайки този преглед на нашите познания за метеоритите, нека сега да се обърнем към това, което ни дава изследването на метеорните явления.

Обектите на Слънчевата система, в съответствие с правилата на Международния астрономически съюз, са разделени в следните категории:

планети -телата, които се въртят около Слънцето, са в хидростатично равновесие (тоест имат форма, близка до сферична), и също така са изчистили околностите на своята орбита от други по-малки обекти. В Слънчевата система има осем планети – Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

планети джуджетасъщо се въртят около Слънцето и имат сферична форма, но тяхната гравитация не е достатъчна, за да изчисти траекторията им от други тела. Досега Международният астрономически съюз е признал пет планети джуджета - Церера (бивш астероид), Плутон (бивша планета), както и Хаумеа, Макемаке и Ерис.

планетарни спътници- тела, които не се въртят около Слънцето, а около планетите.

Комети- тела, които се въртят около слънцето и се състоят главно от замръзнал газ и лед. При приближаване до Слънцето те имат опашка, чиято дължина може да достигне милиони километри, и кома - сферична газообразна обвивка около твърдо ядро.

астероиди- всички други инертни каменни тела. Орбитите на повечето астероиди са концентрирани между орбитите на Марс и Юпитер - в главния астероиден пояс. Отвъд орбитата на Плутон има външен пояс от астероиди - поясът на Кайпер.

Метеора- фрагменти от космически обекти, частици с размери няколко сантиметра, които навлизат в атмосферата със скорост от десетки километри в секунда и изгарят, предизвиквайки ярка изригване - падаща звезда. Астрономите са наясно с много метеорни потоци, които са свързани с орбитите на кометите.

Метеорит- космически обект или негов фрагмент, който успя да "оцелее" при полета през атмосферата и падна на земята.

огнено кълбо- много ярък метеор, по-ярък от Венера. Това е огнено кълбо с опушена опашка, влачаща се зад него. Полетът на огненото кълбо може да бъде придружен от гръмотевични звуци, може да завърши с експлозия, а понякога и с падане на метеорити. Многобройни видеоклипове, заснети от жители на Челябинск, показват точно полета на болида.

Дамоклоиди- небесни тела от Слънчевата система, които имат орбити, подобни на тези на кометите по отношение на параметрите (голям ексцентриситет и наклон към равнината на еклиптиката), но не показват кометна активност под формата на кома или кометна опашка. Името Дамоклоиди е кръстено на първия представител на класа - астероида (5335) Дамокъл. Към януари 2010 г. са известни 41 дамоклоида.

Дамоклоидите са сравнително малки - най-големият от тях, 2002 XU 93, е с диаметър 72 km, а средният диаметър е около 8 km. Измерванията на албедото на четири от тях (0,02-0,04) показаха, че дамоклоидите са сред най-тъмните тела в Слънчевата система, като въпреки това имат червеникав оттенък. Поради големия си ексцентриситет орбитите им са много удължени и в афелия са по-далеч от Уран (до 571,7 AU през 1996 PW), а в перихелий са по-близо от Юпитер, а понякога дори и от Марс.

Смята се, че дамоклоидите са ядрата на комети от тип Халей, които са възникнали в облака на Оорт и са загубили своите летливи вещества. Тази хипотеза се счита за вярна, тъй като впоследствие е установено, че доста обекти, които се считат за дамоклоиди, имат кома и са класифицирани като комети. Друго силно доказателство е, че орбитите на повечето дамоклоиди са силно наклонени към равнината на еклиптиката, понякога повече от 90 градуса - тоест някои от тях се въртят около Слънцето в посока, обратна на движението на големите планети, което рязко отличава ги от астероидите. Първото от тези тела, открито през 1999 г., е наречено (20461) Diorets - "астероид" в обратна посока.

РИА Новости http://ria.ru/science/20130219/923705193.html#ixzz3byxzmfDT

Астероиди, комети, метеори, метеорити - астрономически обекти, които изглеждат еднакви за непосветените в основите на науката за небесните тела. Всъщност те се различават по няколко начина. Свойствата, които характеризират астероидите, кометите, са лесни за запомняне. Те също имат известно сходство: такива обекти се класифицират като малки тела, често класифицирани като космически отпадъци. За това какво е метеор, как се различава от астероид или комета, какви са техните свойства и произход и ще бъде разгледано по-долу.

опашати скитници

Кометите са космически обекти, състоящи се от замръзнали газове и камък. Те произхождат от отдалечени райони на Слънчевата система. Съвременните учени предполагат, че основните източници на комети са взаимосвързаният пояс на Кайпер и разпръснат диск, както и хипотетично съществуващите

Кометите имат силно удължени орбити. Приближавайки се до Слънцето, те образуват кома и опашка. Тези елементи се състоят от изпаряващи се газообразни вещества амоняк, метан), прах и камъни. Главата на комета, или кома, е обвивка от малки частици, отличаващи се с яркост и видимост. Има сферична форма и достига максималните си размери при приближаване до Слънцето на разстояние 1,5-2 астрономически единици.

Пред комата е ядрото на кометата. Той, като правило, има сравнително малък размер и удължена форма. На значително разстояние от Слънцето ядрото е всичко, което остава от кометата. Състои се от замръзнали газове и скали.

Видове комети

Класификацията им се основава на периодичността на тяхната циркулация около звездата. Кометите, които летят около Слънцето за по-малко от 200 години, се наричат ​​краткопериодични комети. Най-често те попадат във вътрешните региони на нашата планетарна система от пояса на Кайпер или разпръснат диск. Дългопериодичните комети се въртят с период от повече от 200 години. Тяхната "родина" е облакът на Оорт.

"Малки планети"

Астероидите са изградени от твърди скали. По размер те са много по-ниски от планетите, въпреки че някои представители на тези космически обекти имат спътници. Повечето от малките планети, както ги наричаха преди, са съсредоточени в главната, разположена между орбитите на Марс и Юпитер.

Общият брой на такива космически тела, известни през 2015 г., надхвърли 670 000. Въпреки толкова впечатляващ брой, приносът на астероидите към масата на всички обекти в Слънчевата система е незначителен - само 3-3,6 * 10 21 кг. Това е само 4% от сходния параметър на Луната.

Не всички малки тела са класифицирани като астероиди. Критерият за избор е диаметърът. Ако надвишава 30 m, тогава обектът се класифицира като астероид. Телата с по-малки размери се наричат ​​метеороиди.

Класификация на астероидите

Групирането на тези космически тела се основава на няколко параметъра. Астероидите са групирани според характеристиките на техните орбити и спектъра на видимата светлина, която е отразена от повърхността им.

Според втория критерий се разграничават три основни класа:

• въглерод (С);
• силикат (S);
• метал (M).

Приблизително 75% от всички известни днес астероиди попадат в първата категория. С подобряването на оборудването и по-подробното проучване на такива обекти класификацията се разширява.

метеороиди

Метеороидът е друг вид космическо тяло. Те не са астероиди, комети, метеорити или метеорити. Особеността на тези обекти е малкият им размер. Метеороидите в своите размери се намират между астероидите и космическия прах. Така те включват тела с диаметър по-малък от 30 м. Някои учени определят метеороида като твърдо тяло с диаметър от 100 микрона до 10 м. По своя произход те са първични или вторични, тоест образувани след унищожаването на по-големи обекти.

При навлизане в земната атмосфера метеороидът започва да свети. И тук вече се приближаваме до отговора на въпроса какво е метеор.

Падаща звезда

Понякога сред трептящите звезди в нощното небе една изведнъж пламва, описва малка дъга и изчезва. Всеки, който е виждал това поне веднъж, знае какво е метеор. Това са "падащи звезди", които нямат нищо общо с истинските звезди. Метеорът всъщност е атмосферно явление, което възниква, когато малки обекти (същите метеороиди) навлизат във въздушната обвивка на нашата планета. Наблюдаваната яркост на светкавицата пряко зависи от първоначалните размери на космическото тяло. Ако яркостта на метеор надвишава петата, той се нарича огнено кълбо.

Наблюдение

На подобни явления могат да се възхищаваме само от планети с атмосфера. Метеори на Луната или на Меркурий не могат да бъдат наблюдавани, тъй като те нямат въздушна обвивка.

При подходящи условия всяка вечер могат да се видят „падащи звезди“. Най-добре е да се любувате на метеорите при хубаво време и на значително разстояние от повече или по-малко мощен източник на изкуствена светлина. Освен това на небето не трябва да има луна. В този случай ще бъде възможно да се забележат до 5 метеора на час с просто око. Обектите, които пораждат такива единични "падащи звезди", се въртят около Слънцето в различни орбити. Следователно мястото и времето на появата им в небето не могат да бъдат точно предвидени.

потоци

Метеорите, снимките на които също са представени в статията, като правило, имат малко по-различен произход. Те са част от един от няколкото рояци малки космически тела, които се въртят около звездата по определена траектория. В техния случай идеалният период за наблюдение (времето, когато, гледайки небето, всеки може бързо да разбере какво е метеор) е доста добре дефиниран.

Рояк от подобни космически обекти се нарича още метеорен дъжд. Най-често те се образуват при разрушаването на ядрото на кометата. Отделните частици на рояка се движат успоредно една на друга. От повърхността на Земята обаче изглежда, че идват от определен малък участък от небето. Този участък се нарича радиант на потока. Името на метеорния рой, като правило, се дава от съзвездието, в което се намира неговият визуален център (радиант), или от името на кометата, чието разпадане е довело до появата й.

Метеорите, снимки на които е лесно да се получат със специално оборудване, принадлежат към такива големи потоци като Персеидите, Квадрантидите, Ета Акваридите, Лиридите, Геминидите. Общо съществуването на 64 потока е признато до момента, а още около 300 чакат потвърждение.

небесни камъни

Метеорити, астероиди, метеори и комети са свързани понятия според определени критерии. Първите са космически обекти, паднали на Земята. Най-често техният източник са астероиди, по-рядко - комети. Метеоритите носят безценни данни за различни ъгли на Слънчевата система извън Земята.

Повечето от тези тела, които са паднали на нашата планета, са много малки. Най-впечатляващите като размери метеорити оставят следи след удара, които са доста забележими дори след милиони години. Добре известен е кратерът близо до Уинслоу, Аризона. Твърди се, че падането на метеорит през 1908 г. е причинило Тунгуския феномен.

Такива големи обекти "посещават" Земята на всеки няколко милиона години. Повечето от намерените метеорити са доста скромни по размер, но в същото време не стават по-малко ценни за науката.

Според учените подобни обекти могат да разкажат много за времето на формиране на Слънчевата система. Предполага се, че те носят частици от веществото, от което са направени младите планети. Някои метеорити идват при нас от Марс или Луната. Такива космически скитници ви позволяват да научите нещо ново за близките обекти без огромни разходи за далечни експедиции.

За да запомните разликите между обектите, описани в статията, е възможно да се обобщи трансформацията на такива тела в пространството. Астероид, състоящ се от твърда скала, или комета, която е леден блок, когато се унищожи, поражда метеороиди, които, навлизайки в атмосферата на планетата, избухват като метеори, изгарят в нея или падат, превръщайки се в метеорити. Последните обогатяват познанията ни за всички предишни.

Метеорити, комети, метеори, както и астероиди и метеороиди са участници в непрекъснатото космическо движение. Изучаването на тези обекти допринася значително за нашето разбиране за Вселената. С подобряването на оборудването астрофизиците получават все повече данни за такива обекти. Сравнително наскоро завършената мисия на сондата Rosetta недвусмислено демонстрира колко информация може да се получи от подробно изследване на подобни космически тела.