Která tělesa se nazývají meteority a která jsou asteroidy. asteroidy

Za teplých letních nocí je příjemné procházet se pod hvězdnou oblohou, dívat se na nádherná souhvězdí na ní, přát si při pohledu na padající hvězdu. Nebo to byla kometa? Nebo snad meteorit? Pravděpodobně mezi romantiky a milovníky je více odborníků na astronomii než mezi návštěvníky planetárií.

tajemný prostor

Otázky, které se neustále objevují během kontemplace, vyžadují odpovědi a nebeské hádanky vyžadují vodítka a vědecká vysvětlení. Zde například jaký je rozdíl mezi asteroidem a meteoritem? Ne každý student (a dokonce i dospělý) dokáže na tuto otázku okamžitě odpovědět. Ale začněme pěkně popořadě.

asteroidy

Abyste pochopili, jak se asteroid liší od meteoritu, musíte definovat pojem „asteroid“. Toto slovo ze starověkého řeckého jazyka se překládá jako „jako hvězda“, protože tato nebeská tělesa při pozorování dalekohledem připomínají spíše hvězdy než planety. Asteroidy až do roku 2006 byly často nazývány menšími planetami. Pohyb asteroidů jako celku se skutečně neliší od pohybu planet, protože k němu dochází i kolem Slunce. Asteroidy se od běžných planet liší svou malou velikostí. Například největší asteroid Ceres má průměr pouhých 770 km.

Kde se tito hvězdní obyvatelé vesmíru nacházejí? Většina asteroidů se pohybuje po dlouho studovaných drahách v prostoru mezi Jupiterem a Marsem. Některé malé planety však stále překračují oběžnou dráhu Marsu (jako asteroid Icarus) a dalších planet a někdy se dokonce přiblíží ke Slunci blíže než Merkur.

meteority

Na rozdíl od asteroidů nejsou meteority obyvateli vesmíru, ale jeho posly. Každý z pozemšťanů může meteorit vidět na vlastní oči a dotknout se ho vlastníma rukama. Velké množství z nich je uchováváno v muzeích a soukromých sbírkách, ale nutno říci, že meteority vypadají poněkud nevábně. Většinou se jedná o šedé nebo hnědočerné kusy kamene a železa.

Takže se nám podařilo zjistit, jak se liší asteroid od meteoritu. Co je ale může spojovat? Předpokládá se, že meteority jsou fragmenty malých asteroidů. Kameny řítící se vesmírem na sebe narážejí a jejich úlomky se někdy dostávají až na povrch Země.

Nejznámějším meteoritem v Rusku je tunguzský meteorit, který spadl do hluboké tajgy 30. června 1908. V nedávné minulosti, konkrétně v únoru 2013, upoutal pozornost všech Čeljabinský meteorit, jehož četné úlomky byly nalezeny u jezera Čebarkul v Čeljabinské oblasti.

Díky meteoritům mají svérázní hosté z vesmíru, vědci a s nimi všichni obyvatelé Země vynikající příležitost dozvědět se o složení nebeských těles a udělat si představu o původu vesmíru.

Meteora

Slova „meteor“ a „meteorit“ pocházejí ze stejného řeckého kořene, což v překladu znamená „nebeský“. Víme, a jak se liší od meteoru, není těžké pochopit.

Meteor není konkrétní nebeský objekt, ale atmosférický jev, který vypadá, že k němu dochází, když v zemské atmosféře shoří úlomky komet a asteroidů.

Meteor je padající hvězda. Pozorovatelům se může zdát, že letí zpět do vesmíru nebo shoří v zemské atmosféře.

Pochopení toho, jak se meteory liší od asteroidů a meteoritů, je také snadné. Poslední dva nebeské objekty jsou konkrétně hmatatelné (i když teoreticky v případě asteroidu) a meteor je záře vznikající spalováním kosmických úlomků.

Komety

Neméně nádherné nebeské těleso, které může pozemský pozorovatel obdivovat, je kometa. Jak se komety liší od asteroidů a meteoritů?

Slovo "kometa" je také starořeckého původu a doslovně se překládá jako "chlupatý", "chlupatý". Komety pocházejí z vnější části sluneční soustavy, a proto mají jiné složení než asteroidy, které se zformovaly v blízkosti Slunce.

Kromě rozdílu ve složení je zjevnější rozdíl ve stavbě těchto nebeských těles. Když se kometa přiblíží ke Slunci, na rozdíl od asteroidu, vykazuje mlhovinu kómatu a ohon sestávající z plynu a prachu. Těkavé látky komety, jak se zahřívají, aktivně vystupují a vypařují se a proměňují ji v nejkrásnější světelný nebeský objekt.

Asteroidy se navíc pohybují po drahách a jejich pohyb v kosmickém prostoru připomíná plynulý a odměřený pohyb běžných planet. Na rozdíl od asteroidů jsou komety extrémnější ve svých pohybech. Jeho oběžná dráha je velmi protáhlá. Kometa se ke Slunci buď přibližuje těsně, nebo se od něj vzdaluje na značnou vzdálenost.

Kometa se od meteoritu liší tím, že je v pohybu. Meteorit je výsledkem srážky nebeského tělesa se zemským povrchem.

Nebeský svět a pozemský svět

Nutno říci, že pozorování noční oblohy je dvojnásob příjemné, když jsou vám její nadpozemskí obyvatelé dobře známí a srozumitelní. A jaké potěšení je vyprávět svému partnerovi o světě hvězd a neobvyklých událostech ve vesmíru!

A nejde ani tak o otázku, jak se liší asteroid od meteoritu, ale o vědomí úzkého spojení a hluboké interakce mezi pozemským a vesmírným světem, které je třeba nastolit stejně aktivně jako vztah mezi jedním člověkem a druhým.

Obsah článku

METEOR. Slovo "meteor" v řečtině bylo použito k popisu různých atmosférických jevů, ale nyní se vztahuje na jevy, ke kterým dochází, když pevné částice z vesmíru vstoupí do horní atmosféry. V užším smyslu je „meteor“ svítící pás podél dráhy rozpadající se částice. V každodenním životě však toto slovo často označuje samotnou částici, ačkoli vědecky se nazývá meteoroid. Pokud část meteoroidu dosáhne povrchu, pak se nazývá meteorit. Meteorům se lidově říká „padající hvězdy“. Velmi jasné meteory se nazývají ohnivé koule; někdy tento termín označuje pouze meteorické jevy doprovázené zvukovými jevy.

Frekvence vzhledu.

Počet meteorů, které může pozorovatel za dané časové období vidět, není konstantní. Za dobrých podmínek, daleko od městských světel a bez jasného měsíčního světla, může pozorovatel vidět 5–10 meteorů za hodinu. U většiny meteorů záře trvá asi sekundu a vypadá slabší než nejjasnější hvězdy. Po půlnoci se meteory objevují častěji, protože pozorovatel se v této době nachází na přední straně Země v průběhu orbitálního pohybu, která přijímá více částic. Každý pozorovatel může vidět meteory v okruhu asi 500 km kolem sebe. Během jediného dne se v zemské atmosféře objeví stovky milionů meteorů. Celková hmotnost částic vstupujících do atmosféry se odhaduje na tisíce tun za den – ve srovnání s hmotností samotné Země je to zanedbatelné množství. Měření z kosmických lodí ukazují, že na Zemi dopadá také asi 100 tun prachových částic denně, což je příliš malé množství na to, aby způsobilo výskyt viditelných meteorů.

Pozorování meteorů.

Vizuální pozorování poskytuje mnoho statistických údajů o meteorech, ale k přesnému určení jejich jasnosti, výšky a rychlosti letu jsou zapotřebí speciální přístroje. Téměř sto let používají astronomové fotoaparáty k fotografování stop meteorů. Otočná závěrka (závěrka) před objektivem fotoaparátu způsobuje, že stopa meteoru vypadá jako tečkovaná čára, což pomáhá přesně určit časové intervaly. Obvykle tato závěrka dělá 5 až 60 expozic za sekundu. Pokud dva pozorovatelé, vzdálení od sebe vzdálenost desítek kilometrů, současně fotografují stejný meteor, pak je možné přesně určit výšku letu částice, délku její dráhy a v časových intervalech i rychlost letu.

Od 40. let 20. století astronomové pozorovali meteory pomocí radaru. Samotné kosmické částice jsou příliš malé na to, aby je bylo možné detekovat, ale jak cestují atmosférou, zanechávají plazmatickou stopu, která odráží rádiové vlny. Na rozdíl od fotografie je radar účinný nejen v noci, ale i ve dne a za oblačného počasí. Radar detekuje malé meteoroidy, které kamera nevidí. Z fotografií se přesněji určí dráha letu a radar umožňuje přesně měřit vzdálenost a rychlost. Cm. RADAR; RADAROVÁ ASTRONOMIE.

Televizní zařízení se také používá k pozorování meteorů. Trubice zesilovače obrazu umožňují registrovat slabé meteory. Používají se také kamery s CCD matricemi. V roce 1992, při natáčení sportovní události na videokameru, byl zaznamenán let jasné ohnivé koule, který skončil pádem meteoritu.

rychlost a výška.

Rychlost, kterou se meteoroidy dostávají do atmosféry, leží v rozmezí od 11 do 72 km/s. První hodnota je rychlost, kterou tělo získá pouze díky přitažlivosti Země. (Kosmická loď musí získat stejnou rychlost, aby se vymanila ze zemského gravitačního pole.) Meteoroid, který přiletěl ze vzdálených oblastí sluneční soustavy, díky přitažlivosti ke Slunci, získá rychlost 42 km/s blízko zemského obíhat. Oběžná rychlost Země je asi 30 km/s. Pokud se setkání uskuteční čelně, pak je jejich relativní rychlost 72 km/s. Jakákoli částice přicházející z mezihvězdného prostoru musí mít ještě větší rychlost. Absence takto rychlých částic dokazuje, že všechny meteoroidy jsou členy sluneční soustavy.

Výška, ve které meteor začne zářit nebo je zaznamenán radarem, závisí na rychlosti vstupu částice. U rychlých meteoroidů může tato výška přesáhnout 110 km a částice je zcela zničena ve výšce asi 80 km. U pomalých meteoroidů se to děje níže, kde je hustota vzduchu větší. Meteory, jasností srovnatelné s nejjasnějšími hvězdami, jsou tvořeny částicemi o hmotnosti desetin gramu. Větším meteoroidům obvykle trvá déle, než se rozpadnou a dostanou se do nízkých výšek. Jsou výrazně zpomaleny v důsledku tření v atmosféře. Vzácné částice klesají pod 40 km. Pokud meteoroid dosáhne výšky 10–30 km, jeho rychlost klesne pod 5 km/s a může spadnout na povrch ve formě meteoritu.

Orbity.

Když astronom zná rychlost meteoroidu a směr, ze kterého se přiblížil k Zemi, může vypočítat jeho dráhu před dopadem. Země a meteoroid se srazí, pokud se jejich dráhy protnou a oni se současně ocitnou v tomto průsečíku. Dráhy meteoroidů jsou jak téměř kruhové, tak extrémně eliptické, přesahující oběžné dráhy planet.

Pokud se meteoroid přibližuje k Zemi pomalu, pak se pohybuje kolem Slunce ve stejném směru jako Země: proti směru hodinových ručiček, při pohledu ze severního pólu oběžné dráhy. Většina drah meteoroidů jde za dráhu Země a jejich roviny nejsou příliš nakloněny ekliptice. Pád téměř všech meteoritů je spojen s meteoroidy, které měly rychlosti menší než 25 km/s; jejich oběžné dráhy leží zcela uvnitř oběžné dráhy Jupitera. Většinu času tráví tyto objekty mezi drahami Jupitera a Marsu, v pásu planetek - asteroidů. Proto se věří, že asteroidy slouží jako zdroj meteoritů. Bohužel můžeme pozorovat pouze ty meteoroidy, které křižují oběžnou dráhu Země; tato skupina zjevně plně nezastupuje všechna malá tělesa sluneční soustavy.

U rychlých meteoroidů jsou dráhy více protáhlé a více nakloněny k ekliptice. Letí-li meteoroid nahoru rychlostí vyšší než 42 km/s, pak se pohybuje kolem Slunce v opačném směru, než je směr planet. Skutečnost, že se mnoho komet pohybuje po takových drahách, naznačuje, že tyto meteoroidy jsou fragmenty komet.

meteorické roje.

V některých dnech roku se meteory objevují mnohem častěji než obvykle. Tomuto jevu se říká meteorický roj, kdy jsou za hodinu pozorovány desítky tisíc meteorů, které vytvářejí úžasný jev „hvězdného deště“ na celé obloze. Pokud budete sledovat dráhy meteorů na obloze, bude se vám zdát, že všechny vylétají ze stejného bodu, který se nazývá radiant roje. Tento perspektivní jev, podobný kolejím sbíhajícím se na horizontu, ukazuje, že všechny částice se pohybují po paralelních drahách.

Astronomové identifikovali několik desítek meteorických rojů, z nichž mnohé vykazují roční aktivitu trvající od několika hodin do několika týdnů. Většina toků se jmenuje podle souhvězdí, ve kterém leží jejich radiant, například Perseidy, které mají radiant v souhvězdí Persea, Geminidy, s radiantem v Blížencích.

Po úžasné hvězdné sprše způsobené rojem Leonid v roce 1833 W. Clark a D. Olmstead navrhli, že to bylo spojeno s určitou kometou. Počátkem roku 1867 K. Peters, D. Schiaparelli a T. Oppolzer nezávisle na sobě dokázali toto spojení zjištěním podobnosti drah komety 1866 I (Comet Temple-Tutl) a meteorického roje Leonid 1866.

Meteorické přeháňky jsou pozorovány, když Země protíná trajektorii roje částic vzniklých během ničení komety. Při přiblížení ke Slunci se kometa jejími paprsky zahřívá a ztrácí hmotu. Po několik staletí, pod vlivem gravitačních poruch z planet, tyto částice tvoří podél oběžné dráhy komety protáhlý roj. Pokud Země překročí tento proud, můžeme každý rok pozorovat spršku hvězd, i když samotná kometa je v tu chvíli daleko od Země. Protože jsou částice po oběžné dráze rozmístěny nerovnoměrně, může se intenzita deště rok od roku lišit. Staré toky jsou tak rozšířené, že je Země křižuje několik dní. V průřezu některé proudy připomínají spíše stuhu než šňůru.

Schopnost pozorovat proudění závisí na směru příletu částic k Zemi. Pokud se radiant nachází vysoko na severní obloze, pak proud není viditelný z jižní polokoule Země (a naopak). Meteorické přeháňky lze vidět pouze tehdy, je-li radiant nad obzorem. Pokud radiant zasáhne denní oblohu, pak meteory nejsou viditelné, ale lze je detekovat radarem. Úzké toky pod vlivem planet, zejména Jupiteru, mohou měnit své dráhy. Pokud zároveň již nepřekročí oběžnou dráhu Země, stanou se nepozorovatelnými.

Prosincový roj Geminid je spojován se zbytky planetky nebo neaktivním jádrem staré komety. Existují náznaky, že Země se sráží s jinými skupinami meteoroidů generovaných asteroidy, ale tyto proudy jsou velmi slabé.

ohnivé koule.

Meteory, které jsou jasnější než nejjasnější planety, se často označují jako ohnivé koule. Ohnivé koule jsou někdy pozorovány jasnější než Měsíc v úplňku a extrémně zřídka ty, které září jasněji než Slunce. Bolidy pocházejí z největších meteoroidů. Mezi nimi je mnoho fragmentů asteroidů, které jsou hustší a silnější než fragmenty kometárních jader. Ale přesto je většina meteoroidů asteroidů zničena v hustých vrstvách atmosféry. Některé z nich dopadají na povrch ve formě meteoritů. Vzhledem k vysoké jasnosti blesku se ohnivé koule zdají mnohem blíže než ve skutečnosti. Proto je nutné před organizováním pátrání po meteoritech porovnat pozorování ohnivých koulí z různých míst. Astronomové odhadli, že asi 12 ohnivých koulí kolem Země každý den skončí pádem více než kilogramu meteoritů.

fyzikální procesy.

K destrukci meteoroidu v atmosféře dochází ablací, tzn. vysokoteplotní odštěpování atomů z jeho povrchu působením přicházejících částic vzduchu. Stopa horkého plynu, která zůstala za meteoroidem, vyzařuje světlo, ale ne v důsledku chemických reakcí, ale v důsledku rekombinace atomů excitovaných nárazy. Spektra meteorů vykazují mnoho jasných emisních čar, mezi nimiž převládají čáry železa, sodíku, vápníku, hořčíku a křemíku. Viditelné jsou také čáry atmosférického dusíku a kyslíku. Chemické složení meteoroidů určené ze spektra je v souladu s údaji o kometách a asteroidech a také o meziplanetárním prachu shromážděném v horních vrstvách atmosféry.

Mnoho meteorů, zejména těch rychlých, za sebou zanechává světelnou stopu, kterou lze pozorovat sekundu nebo dvě a někdy i mnohem déle. Když spadly velké meteority, stopa byla pozorována několik minut. Záře atomů kyslíku ve výškách cca. 100 km lze vysvětlit stopami, které netrvají déle než jednu sekundu. Delší dráhy jsou způsobeny složitou interakcí meteoroidu s atomy a molekulami atmosféry. Částice prachu podél dráhy bolidu mohou tvořit jasnou stopu, pokud je horní vrstva atmosféry, kde jsou rozptýleny, osvětlena Sluncem, když je pozorovatel pod hlubokým soumrakem.

Rychlosti meteoroidů jsou hypersonické. Když meteoroid dosáhne relativně hustých vrstev atmosféry, vznikne silná rázová vlna a silné zvuky se mohou nést na desítky i více kilometrů. Tyto zvuky připomínají hřmění nebo vzdálenou kanonádu. Kvůli vzdálenosti zvuk přichází minutu nebo dvě poté, co se objeví auto. Již několik desetiletí se astronomové dohadují o realitě anomálního zvuku, který někteří pozorovatelé slyšeli přímo v době objevení se ohnivé koule a popisovali jej jako praskání nebo pískání. Studie prokázaly, že zvuk je způsoben poruchami elektrického pole v blízkosti ohnivé koule, pod jejichž vlivem vydávají zvuk předměty v blízkosti pozorovatele – vlasy, srst, stromy.

nebezpečí meteoritů.

Velké meteoroidy mohou zničit kosmické lodě a malé prachové částice neustále opotřebovávají jejich povrch. Dopad i malého meteoroidu může satelitu dodat elektrický náboj, který deaktivuje elektronické systémy. Riziko je obecně nízké, ale přesto jsou starty kosmických lodí někdy zpožděny, pokud se očekává silný meteorický roj.

Dráhy meteorů a meteoritů

Sovětští a zahraniční pozorovatelé dosud vydali několik katalogů meteorických radiantů a drah, každý čítající několik tisíc meteorů. Materiálu pro jejich statistickou analýzu je tedy více než dost.

Jedním z nejdůležitějších výsledků této analýzy je, že téměř všechny meteoroidy patří do sluneční soustavy a nejsou mimozemšťany z mezihvězdných prostorů. Zde je návod, jak to ukázat.

I kdyby k nám meteorické těleso přišlo od samých hranic Sluneční soustavy, jeho rychlost vůči Slunci ve vzdálenosti zemské oběžné dráhy bude rovna parabolické rychlosti v této vzdálenosti, která je několikanásobně větší než ta kruhová. . Země se pohybuje téměř kruhovou rychlostí 30 km/s, proto je parabolická rychlost v oblasti oběžné dráhy Země 30=42 km/s. I když meteoroid letí směrem k Zemi, jeho rychlost vůči Zemi bude rovna 30+42=72 km/s. To je horní hranice geocentrické rychlosti meteorů.

Jak se určuje její spodní hranice? Nechte těleso meteoru pohybovat se v blízkosti Země po své oběžné dráze stejnou rychlostí jako Země. Geocentrická rychlost takového tělesa bude zpočátku blízká nule. Ale postupně pod vlivem zemské gravitace začne částice padat k Zemi a zrychlovat se na známou druhou kosmickou rychlost 11,2 km/s. Touto rychlostí vstoupí do zemské atmosféry. To je spodní hranice mimoatmosférické rychlosti meteorů.

Obtížnější je určit dráhy meteoritů. Již jsme řekli, že pády meteoritů jsou extrémně vzácné a navíc nepředvídatelné jevy. Nikdo nemůže dopředu říct, kdy a kam meteorit spadne. Analýza výpovědí náhodných očitých svědků pádu dává extrémně nízkou přesnost při určování radiantu a určit rychlost tímto způsobem je zcela nemožné.

Ale 7. dubna 1959 několik stanic meteorické služby Československa vyfotografovalo jasnou ohnivou kouli, která skončila pádem několika úlomků příbramského meteoritu. Atmosférická trajektorie a oběžná dráha tohoto meteoritu ve sluneční soustavě byly přesně vypočteny. Tato událost inspirovala astronomy. Na prériích Spojených států byla zorganizována síť stanic vybavených stejným typem kamerových sad, zejména pro natáčení jasných ohnivých koulí. Říkali tomu Prairie Web. Další síť stanic - evropská - byla rozmístěna na území Československa, NDR a NSR.

Síť prérií za 10 let práce zaznamenala let 2500 jasných ohnivých koulí. Američtí vědci doufali, že pokud budou pokračovat v sestupných trajektoriích, budou schopni najít alespoň desítky padlých meteoritů.

Jejich očekávání se nenaplnilo. Pouze jedna (!) z 2500 ohnivých koulí skončila 4. ledna 1970 pádem meteoritu Lost City. O sedm let později, když už síť Prairie nefungovala, byl let meteoritu Inisfree vyfotografován z Kanady. Stalo se tak 5. února 1977. Z evropských ohnivých koulí ani jedna (po Příbrami) neskončila pádem meteoritu. Mezi vyfotografovanými ohnivými koulemi byly mnohé velmi jasné, mnohokrát jasnější než Měsíc v úplňku. Meteority však po průchodu nevypadly. Tato záhada byla vyřešena v polovině 70. let, o čemž budeme hovořit níže.

Spolu s mnoha tisíci oběhy meteoritů máme tedy pouze tři (!) přesné oběhy meteoritů. K nim můžeme přidat několik desítek přibližných drah vypočítaných I. S. Astapovičem, A. N. Simonenkem, V. I. Cvetkovem a dalšími astronomy na základě analýzy očitých svědectví.

Při statistické analýze prvků drah meteorů je třeba vzít v úvahu několik selektivních faktorů, které vedou k tomu, že některé meteory jsou pozorovány častěji než jiné. Tak, geometrický faktorP 1 určuje relativní viditelnost meteorů s různými radiantovými zenitovými vzdálenostmi. U meteorů zaznamenaných radarem (tzv rádiové meteory), důležitá je geometrie odrazu rádiových vln od stopy iontů a elektronů a vyzařovací diagram antény. Fyzikální faktor P2 určuje závislost viditelnosti meteoru na rychlosti. Totiž, jak uvidíme později, čím větší rychlost meteoroidu, tím jasnější meteor bude pozorován. Jas meteoru, pozorovaný vizuálně nebo zaznamenaný fotograficky, je úměrný 4. nebo 5. mocnině rychlosti. To znamená, že například meteor s rychlostí 60 km/s bude 400-1000krát jasnější než meteor s rychlostí 15 km/s (pokud se hmotnosti meteoroidů, které je generují, budou rovny). U rádiových meteorů je podobná závislost intenzity odraženého signálu (rádiový jas meteoru) na rychlosti, i když je složitější. Konečně je toho víc astronomický faktor P 3 , jehož smyslem je, že setkání Země s částicemi meteorů pohybujících se ve sluneční soustavě po různých drahách má různou pravděpodobnost.

Po zohlednění všech tří faktorů je možné sestrojit rozložení meteorů na prvky jejich drah, korigované o selektivní vlivy.

Všechny meteory se dělí na v souladu, tj. ty, které patří ke známým meteorickým rojům, a sporadický, složky meteorického pozadí. Hranice mezi nimi je do jisté míry podmíněná. Je známo asi dvacet velkých meteorických rojů. Nazývají se latinskými názvy souhvězdí, kde se radiant nachází: Perseidy, Lyridy, Orionidy, Akvaridy, Geminidy. Pokud v daném souhvězdí působí dva nebo více meteorických rojů v různých časech, jsou označeny nejbližší hvězdou: (-Akvaridy, -Aquaridy, -Perseidy atd.

Celkový počet meteorických rojů je mnohem větší. Katalog A. K. Terent'eva, sestavený na základě fotografických a nejlepších vizuálních pozorování do roku 1967, tedy obsahuje 360 ​​meteorických rojů. Z analýzy 16 800 drah radiových meteorů identifikovali V. N. Lebedinec, V. N. Korpusov a A. K. Sosnová 715 meteorických rojů a asociací (meteorická asociace je skupina meteorických drah, jejichž genetická blízkost byla stanovena s menší jistotou než v případě meteorický roj).

U řady meteorických rojů byla spolehlivě prokázána jejich genetická příbuznost s kometami. Dráha meteorického roje Leonid, pozorovaná každoročně v polovině listopadu, se tedy prakticky shoduje s dráhou komety v roce 1866 I. Jednou za 33 let jsou pozorovány velkolepé meteorické roje s radiantem v souhvězdí Lva. Nejintenzivnější deště byly pozorovány v letech 1799, 1832 a 1866. Poté během dvou období (1899-1900 a 1932-1933) nebyly žádné meteorické roje. Zřejmě poloha Země v období jejího setkání s prouděním byla pro pozorování nepříznivá – neprošla nejhustší částí roje. Ale 17. listopadu 1966 se meteorický roj Leonid opakoval. Pozorovali ho američtí astronomové a zimáci ze 14 sovětských polárních stanic v Arktidě, kde byla v tu dobu polární noc (na hlavním území SSSR v té době byl den). Počet meteorů dosáhl 100 000 za hodinu, ale meteorický roj trval pouze 20 minut, zatímco v letech 1832 a 1866. trvalo to několik hodin. To lze vysvětlit dvěma způsoby: buď se roj skládá ze samostatných shluků-oblaků různých velikostí a Země v různých letech prochází jedním nebo druhým mračnem, nebo v roce 1966 Země překročila roj nikoli v průměru, ale po malém akord. Kometa 1866 Mám také oběžnou dobu 33 let, což dále potvrzuje jeho roli progenitorové komety roje.

Podobně kometa 1862 III je předchůdcem srpnového meteorického roje Perseid. Na rozdíl od Leonid neprodukují Perseidy meteorické roje. To znamená, že rojová hmota je po své dráze víceméně rovnoměrně rozložena. Dá se tedy předpokládat, že Perseidy jsou „starší“ meteorickou potopou než Leonidy.

Relativně nedávno se zformoval meteorický roj Draconids, který ve dnech 9. až 10. října 1933 a 1946 přinesl velkolepé meteorické roje. Předchůdcem tohoto proudu je kometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Její perioda je 6,5 roku, takže meteorické roje byly pozorovány v intervalech 13 let (dvě periody komety téměř přesně odpovídají 13 otáčkám Země). Ale ani v roce 1959, ani v roce 1972 nebyly pozorovány meteorické roje Draconid. Během těchto let Země minula daleko od orbity roje. Pro rok 1985 byla předpověď příznivější. A skutečně, 8. října večer byl na Dálném východě pozorován velkolepý meteorický roj, i když byl co do počtu a trvání nižší než déšť v roce 1946. Na většině území naší země byl den, ale astronomové Dušanbe a Kazan pozorovali meteorický roj pomocí radarových zařízení.

Kometa Biela, která se v roce 1846 před očima astronomů rozpadla na dvě části, již nebyla v roce 1872 pozorována, ale astronomové byli svědky dvou silných meteorických rojů – v letech 1872 a 1885. Tento proud se nazýval Andromeda (podle souhvězdí) nebo Bielida (podle komety). Bohužel za celé století se to neopakovalo, i když doba revoluce této komety je také 6,5 roku. Bielova kometa je jednou ze ztracených – nebyla pozorována 130 let. S největší pravděpodobností se skutečně rozpadl a dal vzniknout meteorickému roji Andromedid.

Se slavnou Halleyho kometou jsou spojeny dva meteorické roje: Aquaridy pozorované v květnu (zářící ve Vodnáři) a Orionidy pozorované v říjnu (zářící v Orionu). To znamená, že dráha Země se protíná s dráhou komety nikoli v jednom bodě, jako u většiny komet, ale ve dvou. V souvislosti s přiblížením Halleyovy komety ke Slunci a k ​​Zemi počátkem roku 1986 upoutaly pozornost astronomů i amatérských astronomů právě tyto dva proudy. Pozorování roje Aquarid v květnu 1986 v SSSR potvrdila jeho zvýšenou aktivitu s převahou jasných meteorů.

Z navázaných spojení meteorických rojů a komet tedy vyplývá důležitý kosmogonický závěr: meteorická tělesa proudů nejsou nic jiného než produkty destrukce komet. Pokud jde o sporadické meteory, jedná se s největší pravděpodobností o zbytky rozpadlých toků. Trajektorie meteorických částic je totiž silně ovlivněna přitažlivostí planet, zejména obřích planet skupiny Jupiter. Rušení z planet vedou k rozptýlení a poté k úplnému rozpadu toku. Pravda, tento proces trvá tisíce, desítky a stovky tisíc let, ale funguje neustále a neúprosně. Celý meteorický komplex je postupně aktualizován.

Pojďme k rozdělení drah meteorů podle hodnot jejich prvků. Nejprve si všimneme důležité skutečnosti, že tyto distribuce odlišný pro meteory zaznamenané fotometodou (fotometeory) a radarem (radiometeory). Důvodem je to, že radarová metoda umožňuje registrovat mnohem slabší meteory než fotografie, což znamená, že data této metody (po zohlednění fyzikálního faktoru) se v průměru vztahují k mnohem menším tělesům, než jsou data fotografická. metoda. Jasné meteory, které lze vyfotografovat, odpovídají tělesům o hmotnosti větší než 0,1 g, zatímco rádiové meteory shromážděné v katalogu B. L. Kashcheeva, V. N. Lebedintse a M. F. Lagutina odpovídají tělesům o hmotnosti 10 -3 ~ 10 - 4 y.

Analýza drah meteorů tohoto katalogu ukázala, že celý meteorický komplex lze rozdělit na dvě složky: plochou a kulovou. Sférická složka zahrnuje dráhy s libovolnými sklony k ekliptice, s převahou drah s velkými excentricitami a poloosami. Plochá složka zahrnuje oběžné dráhy s malými sklony ( i < 35°), небольшими размерами (A< 5a. e.) a poměrně velké výstřednosti. V. N. Lebedinets předpokládal v roce 1966 hypotézu, že meteorická tělesa s kulovou složkou vznikají v důsledku rozpadu dlouhoperiodických komet, ale jejich dráhy jsou značně změněny vlivem Poynting-Robertsonova jevu.

Tento efekt je následující. Na malé částice velmi účinně působí nejen přitažlivost Slunce, ale také světelný tlak. Proč lehký tlak působí přesně na malé částice, je zřejmé z následujícího. Tlak slunečních paprsků je úměrný plocha povrchučástice nebo čtverec jejího poloměru, zatímco přitažlivost Slunce je jeho hmotnost, nebo nakonec jeho hlasitost, tj. krychle poloměru. Poměr tlaku světla (přesněji jím udělovaného zrychlení) ke zrychlení gravitační síly tak bude nepřímo úměrný poloměru částice a bude větší v případě malých částic.

Pokud se malá částice otáčí kolem Slunce, pak v důsledku sečtení rychlostí světla a částice podle pravidla rovnoběžníku bude světlo mírně klesat vpředu (Pro čtenáře obeznámené s teorií relativity může tato interpretace zvýšit námitky: rychlost světla se koneckonců nesčítá s rychlostí zdroje nebo přijímače světla, ale pečlivé zvážení tohoto jevu, stejně jako jevu roční aberace hvězdného světla (zdánlivý posun hvězd dopředu podél pohyb Země) jemu v přírodě blízký, v rámci teorie relativity vede ke stejnému výsledku.změna směru paprsku dopadajícího na částici v důsledku jejího přechodu z jedné vztažné soustavy do druhé.) a vůle mírně zpomalit jeho pohyb kolem Slunce. Částice ve velmi jemné spirále se kvůli tomu bude postupně přibližovat ke Slunci, její dráha se zdeformuje. Tento efekt byl kvalitativně popsán v roce 1903 J. Poyntingem a matematicky doložen v roce 1937 G. Robertsonem. S projevy tohoto efektu se nejednou setkáme.

Na základě analýzy prvků drah meteorických těles s kulovou složkou vyvinul VN Lebedinets model pro vývoj meziplanetárního prachu. Vypočítal, že pro udržení rovnovážného stavu této složky by dlouhoperiodické komety měly ročně vyvrhnout průměrně 10 15 g prachu. To je hmotnost relativně malé komety.

Pokud jde o meteorická tělesa ploché složky, ta zřejmě vznikají v důsledku rozpadu krátkoperiodických komet. Ještě však není vše jasné. Typické dráhy těchto komet se liší od drah meteorických těles ploché složky (komety mají velké perihéliové vzdálenosti a menší excentricity) a jejich přeměnu nelze vysvětlit Poyntingovým-Robertsonovým jevem. Nejsou nám známy komety s takovými drahami, jako jsou aktivní meteorické roje Geminidy, Arietidy, -Aquaridy a další. Mezitím je pro doplnění ploché složky nutné, aby jednou za několik set let vznikla jedna nová kometa s oběžnou dráhou tohoto typu. Tyto komety však mají extrémně krátkou životnost (hlavně kvůli malým perihéliovým vzdálenostem a krátkým oběžným dobám), a možná právě proto se do našeho zorného pole dosud nedostala ani jedna taková kometa.

Analýza drah fotometeorů americkými astronomy F. Whippleem, R. McCroskeym a A. Posenem ukázala výrazně odlišné výsledky. Většina velkých meteoroidů (s hmotností větší než 1 g) se pohybuje po drahách podobných drahám krátkoperiodických komet ( A < 5 а. е., i< 35° e> 0,7). Přibližně 20 % těchto těles má oběžné dráhy blízké orbitám dlouhoperiodických komet. Každá složka meteorických těles takových velikostí je zjevně produktem rozpadu odpovídajících komet. Při přechodu na menší tělesa (do 0,1 g) se počet oběžných drah malých velikostí znatelně zvyšuje (A< 2a. E.). To je v souladu se skutečností objevenou sovětskými vědci, že takové dráhy převládají u rádiových meteorů ploché složky.

Vraťme se nyní k drahám meteoritů. Jak již bylo zmíněno, přesné dráhy byly určeny pouze pro tři meteority. Jejich prvky jsou uvedeny v tabulce. jeden ( proti je rychlost, kterou meteorit vstupuje do atmosféry, q, q" - vzdálenosti od Slunce v perihéliu a aféliu).

Úzká podobnost mezi drahami Ztraceného města a meteoritu Inisfree a určitý rozdíl od nich v dráze příbramského meteoritu je nápadná. Nejdůležitější však je, že všechny tři meteority v aféliu překračují takzvaný pás asteroidů (minorplanety), jehož hranice podmíněně odpovídají vzdálenostem 2,0-4,2 AU. e. Sklony oběžné dráhy všech tří meteoritů jsou malé, na rozdíl od většiny malých meteoroidů.

Ale možná je to jen náhoda? Tři oběžné dráhy jsou totiž příliš málo materiálu pro statistiky a jakékoli závěry. A. N. Simoněnko v letech 1975-1979 studovali více než 50 oběhů meteoritů, určených přibližnou metodou: radiant byl určen na základě svědectví očitých svědků a vstupní rychlost byla odhadnuta z polohy radiantu vzhledem k vrchol(Bod na nebeské sféře, do kterého aktuálně směřuje pohyb Země na její dráze). Je zřejmé, že pro blížící se (rychlé) meteority by radiant měl být umístěn nedaleko od vrcholu a pro předbíhající (pomalé) meteority - v blízkosti bodu nebeské sféry naproti vrcholu - antiapex.

Tabulka 1. Prvky přesných drah tří meteoritů

Ukázalo se, že radianty všech 50 meteoritů jsou seskupeny kolem antiapexu a nelze je od něj oddělit dále než 30-40o. To znamená, že všechny meteority dobíhají, že se pohybují kolem Slunce v dopředném směru (jako Země a všechny planety) a jejich dráhy nemohou mít sklon k ekliptice větší než 30-40°.

Přiznejme si, že tento závěr není striktně opodstatněný. A. N. Simonenko ve svých výpočtech prvků drah 50 meteoritů vycházela z předpokladu, který dříve formulovala ona a B. Yu.Levin, že rychlost vstupu meteoritů do zemské atmosféry nesmí překročit 22 km/s. Tento předpoklad byl založen nejprve na teoretické analýze B. Yu Levina, který již v roce 1946; ukázal, že při vysokých rychlostech musí být meteoroid vstupující do atmosféry zcela zničen (v důsledku vypařování, drcení, tání) a nevypadne ve formě meteoritu. Tento závěr potvrdily výsledky pozorování sítě Prairie a European Fireball, kdy žádný z velkých meteoroidů, které přilétaly rychlostí větší než 22 km/s, nevypadl v podobě meteoritu. Rychlost příbramského meteoritu, jak je vidět z tabulky. 1 se blíží této horní hranici, ale stále jí nedosahuje.

Vezmeme-li hodnotu 22 km/s jako horní hranici pro vstupní rychlost meteoritů, již předem předurčujeme, že „atmosférickou bariéru“ mohou prorazit a spadnout na Zemi jako meteority pouze předjíždějící meteoroidy. Tento závěr znamená, že meteority, které sbíráme a studujeme v našich laboratořích, se pohybovaly ve sluneční soustavě po drahách přesně definované třídy (jejich klasifikace bude diskutována později). To ale vůbec neznamená, že vyčerpávají celý komplex těles stejné velikosti a hmotnosti (a případně i stejné stavby a složení, i když to není vůbec nutné), pohybujících se ve sluneční soustavě. Je možné, že mnoho těles (a dokonce i většina z nich) se pohybuje po zcela jiných drahách a „atmosférickou bariéru“ Země prostě nedokáže prorazit. Zdá se, že zanedbatelné procento spadlých meteoritů ve srovnání s počtem jasných ohnivých koulí vyfotografovaných oběma sítěmi ohnivých koulí (asi 0,1 %) takový závěr podporuje. Pokud však přijmeme jiné metody analýzy pozorování, dojdeme k jiným závěrům. Jeden z nich, založený na stanovení hustoty meteoroidů z výšky jejich destrukce, bude diskutován dále. Další metoda je založena na srovnání drah meteoritů a asteroidů. Vzhledem k tomu, že meteorit spadl na Zemi, je zřejmé, že se jeho dráha protnula s dráhou Země. Z celé hmoty známých asteroidů (asi 2500) má pouze 50 dráhy, které protínají dráhu Země. Všechny tři meteority s přesnými drahami v aféliu prošly pásem asteroidů (obr. 5). Jejich dráhy jsou blízké drahám asteroidů skupiny Amur a Apollo, procházejí blízko dráhy Země nebo ji křižují. Takových asteroidů je známo asi 80. Dráhy těchto asteroidů se obvykle dělí do pěti skupin: 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-malé oběžné dráhy; V je velký sklon oběžných drah. Mezi skupinami já- II a II- III znatelné intervaly, nazývané poklopy Venuše a Země. Většina asteroidů (20) patří do této skupiny III, ale je to kvůli pohodlí jejich pozorování v blízkosti perihélia, když se přiblíží k Zemi a jsou v opozici se Sluncem.

Pokud rozdělíme 51 nám známých drah meteoritů do stejných skupin, pak 5 z nich lze přiřadit skupině I; 10 - do skupiny II, 31 - do skupiny III a 5 - do skupiny IV. Žádný z meteoritů do této skupiny nepatří V. Je vidět, že i zde naprostá většina orbit patří do skupiny III, i když faktor pohodlí pozorování zde neplatí. Není ale těžké si uvědomit, že úlomky asteroidů této skupiny musí vstupovat do zemské atmosféry velmi nízkou rychlostí, a proto musí v atmosféře zaznamenat relativně slabou destrukci. Do této skupiny patří meteority Lost City a Inisfree, zatímco Příbram patří do skupiny II.

Všechny tyto okolnosti, spolu s některými dalšími (například s porovnáním optických vlastností povrchů planetek a meteoritů), nám umožňují vyvodit velmi důležitý závěr: meteority jsou fragmenty asteroidů, a ne ledajakých, ale patřících ke skupinám Amur a Apollo. To nám okamžitě dává příležitost posoudit složení a strukturu asteroidů na základě analýzy substance meteoritů, což je důležitý krok vpřed v pochopení podstaty a původu obou.

Ale musíme okamžitě vyvodit další důležitý závěr: meteority ano jiný původ, než tělesa vytvářející fenomén meteorů: první jsou úlomky asteroidů, druhá jsou produkty rozpadu komet.

Rýže. 5. Dráhy meteoritů Příbram, Lost City a Inisfree. Body jejich setkání se Zemí jsou označeny

Meteory tedy nelze považovat za „malé meteority“ - kromě terminologického rozdílu mezi těmito pojmy, který byl zmíněn na začátku knihy (autor této knihy již v roce 1940 navrhl (spolu s G. O. Zateishchikovem) nazývat samotné kosmické tělo meteor, a fenomén "padající hvězdy" - let meteoru. Tento návrh, který značně zjednodušil meteorologickou terminologii, však nebyl přijat.), existuje také genetický rozdíl mezi tělesy vytvářejícími fenomén meteorů a meteoritů: vznikají různými způsoby v důsledku rozpadu různých těles sluneční soustava.

Rýže. 6. Schéma rozložení drah malých těles v souřadnicích a-e

Body - ohnivé koule sítě Prairie; kruhy - meteorické roje (podle V. I. Tsvetkova)

K otázce původu meteoroidů lze přistoupit i jinak. Vytvořme diagram (obr. 6), vykreslující podél svislé osy hodnoty hlavní poloosy oběžné dráhy A(nebo 1/ A), a na horizontále - excentricita oběžné dráhy E. Podle hodnot a, e Zakreslete body do tohoto diagramu odpovídající drahám známých komet, asteroidů, meteoritů, jasných ohnivých koulí, meteorických rojů a meteorů různých tříd. Nakreslete také dvě velmi důležité čáry odpovídající podmínkám q=1 a q" = 1. Je zřejmé, že všechny body pro meteoroidy se budou nacházet mezi těmito čarami, protože pouze uvnitř jimi ohraničené oblasti je splněna podmínka protnutí dráhy meteoroidu s dráhou Země.

Mnoho astronomů, počínaje F. Whipplem, se snažilo najít a vykreslit A- e-diagram ve formě čar, kritéria vymezující dráhy asteroidních a kometárních typů. Srovnání těchto kritérií provedl československý meteorolog L. Kresák. Protože poskytují podobné výsledky, provedli jsme na obr. 6 jedna zprůměrovaná "kontaktní čára" q"= 4.6. Nahoře a napravo od něj jsou dráhy typu komety, dole a vlevo - asteroidní. Do tohoto grafu jsme vynesli body odpovídající 334 závodním vozům z katalogu R. McCroskyho, K. Shao a A. Posena. Je vidět, že většina bodů leží pod demarkační čárou. Nad touto hranicí se nachází pouze 47 z 334 bodů (15 %) a při mírném posunu směrem nahoru se jejich počet sníží na 26 (8 %). Tyto body pravděpodobně odpovídají tělesům kometárního původu. Zajímavé je, že mnoho bodů se jakoby „přitulí“ k čáře q = 1, a dva body dokonce přesahují ohraničenou oblast. To znamená, že oběžné dráhy těchto dvou těles zemskou dráhu neprotínaly, ale pouze těsně prošly, ale zemská gravitace donutila tato tělesa na ni dopadnout a vznikl tak velkolepý jev jasných ohnivých koulí.

Je možné provést další srovnání orbitálních charakteristik malých těles Sluneční soustavy. Při stavbě A- E- diagramy, nebrali jsme v úvahu třetí důležitý prvek dráhy - její sklon k ekliptice i. Je dokázáno, že nějaká kombinace prvků oběžných drah těles Sluneční soustavy, nazývaná Jacobiho konstanta a vyjádřená vzorcem

kde A- hlavní poloosa oběžné dráhy v astronomických jednotkách si zachovává svou hodnotu, i přes změnu jednotlivých prvků pod vlivem poruch z velkých planet. Hodnota U e má význam nějaké rychlosti, vyjádřené v jednotkách kruhové rychlosti Země. Je snadné dokázat, že se rovná geocentrické rychlosti tělesa protínajícího oběžnou dráhu Země.

Obr.7. Rozložení drah asteroidů (1), ohnivé koule sítě Prairie Network ( 2 ), meteority (3), komety (4) a meteorické roje (3) Jacobiho konstantou U e a hlavní náprava A

Sestavíme nový diagram (obr. 7), vyneseme Jacobiho konstantu podél svislé osy U e (bezrozměrná) a odpovídající geocentrická rychlost proti 0 , a podél vodorovné osy - 1/ A. Zakreslime na něj body odpovídající drahám asteroidů skupin Amur a Apollo, meteoritů, krátkoperiodických komet (dlouhoperiodické komety přesahují diagram) a ohnivých koulí z katalogů McCrosky, Shao a Posen (bolidy jsou označené křížky, které odpovídají nejvíce drobivým tělům, viz níže),

Okamžitě si můžeme všimnout následujících vlastností těchto drah. Dráhy ohnivých koulí jsou blízké drahám asteroidů skupiny Amur a Apollo. Dráhy meteoritů jsou také blízké drahám asteroidů těchto skupin, ale pro ně 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. Pouze Enckeho kometa spadla do hustých oběžných drah ohnivé koule (Existuje hypotéza předložená I. T. Zotkinem a vyvinutá L. Kresakem, že Tunguzský meteorit je fragmentem Enckeovy komety. Další podrobnosti viz konec 4. kapitoly).

Podobnost drah asteroidů skupiny Apollo s drahami některých krátkoperiodických komet a jejich ostrá odlišnost od drah jiných planetek vedla v roce 1963 irského astronoma E. Epika (Estonce podle národnosti) k nečekanému závěru. že tyto asteroidy nejsou malé planety, ale „vysušená“ jádra komet . Dráhy asteroidů Adonis, Sisyphus a 1974 MA jsou skutečně velmi blízké dráhám komety Encke, jediné „živé“ komety, kterou lze svými orbitálními charakteristikami přiřadit ke skupině Apollo. Zároveň jsou známy komety, které si svůj typický kometární vzhled zachovaly pouze při prvním výskytu. Kometa Arend-Rigo již v roce 1958 (druhé objevení) měla zcela hvězdný vzhled, a pokud by byla objevena v roce 1958 nebo v roce 1963, mohla by být klasifikována jako asteroid. Totéž lze říci o kometách Kulin a Neuimin-1.

Podle Epica se doba ztráty všech těkavých složek jádrem Enckeovy komety měří na tisíce let, zatímco dynamická doba její existence se měří na miliony let. Kometa proto musí většinu svého života strávit v „vyschlém“ stavu, v podobě asteroidu skupiny Apollo. Enckeho kometa se po své dráze zřejmě nepohybuje déle než 5000 let.

Meteorický roj Geminid dopadá na diagram v oblasti asteroidů a nejbližší dráhu k němu má asteroid Icarus. Pro Geminidy je progenitorová kometa neznámá. Podle Epic je sprcha Geminid výsledkem rozpadu kdysi existující komety stejné skupiny jako kometa Encke.

Navzdory své originalitě si Epikova hypotéza zaslouží vážné zvážení a pečlivé testování. Přímým způsobem takového ověření je studium Enckeovy komety a asteroidů skupiny Apollo z automatických meziplanetárních stanic.

Nejzávažnější námitkou proti výše uvedené hypotéze je, že nejen kamenné meteority (Pribram, Lost City, Inisfree), ale i železné (Sikhote-Alin) mají oběžné dráhy blízké asteroidům skupiny Apollo. Ale analýza struktury a složení těchto meteoritů (viz níže) ukazuje, že vznikly v hlubinách mateřských těles o průměru desítek kilometrů. Je nepravděpodobné, že by tato tělesa mohla být jádry komet. Kromě toho víme, že meteority nejsou nikdy spojeny s kometami ani meteorickými rojemi. Proto docházíme k závěru, že mezi asteroidy skupiny Apollo by měly být alespoň dvě podskupiny: meteorit tvořící a „vysušená“ kometární jádra. Asteroidy lze zařadit do první podskupiny já- IV třídy uvedené výše, s výjimkou takových asteroidů I třídím jako Adonis a Daedalus, kteří mají příliš velkou hodnotu U e. Do druhé podskupiny patří asteroidy typu Icarus a 1974 MA (druhá z nich patří do V třída, Icarus z této klasifikace vypadne).

Otázku původu velkých meteoroidů tedy zatím nelze považovat za zcela vyjasněnou. K jejich povaze se však vrátíme později.

Příliv meteorické hmoty na Zemi

Na Zemi neustále padá obrovské množství meteoroidů. Na věci nic nemění ani fakt, že se většina z nich vypařuje nebo se rozpadá v atmosféře na drobná zrnka: v důsledku spadu meteoroidů hmota Země neustále narůstá. Ale jaký je tento nárůst hmotnosti Země? Může mít kosmogonický význam?

Abychom mohli odhadnout příliv meteorické hmoty na Zemi, je nutné určit, jak vypadá hmotnostní rozložení meteoroidů, jinými slovy, jak se mění počet meteoroidů s hmotností.

Dlouho bylo zjištěno, že hmotnostní rozložení meteoroidů je vyjádřeno následujícím mocninným zákonem:

Nm= N 0 M - S,

kde N 0 - počet meteorických těles o jednotkové hmotnosti, Nm - počet hmotných těles M a více S je tzv. integrální hmotnostní index. Tato hodnota byla opakovaně stanovena pro různé meteorické roje, sporadické meteory, meteority a asteroidy. Jeho hodnoty pro řadu definic jsou uvedeny na Obr. 8, vypůjčený od známého kanadského výzkumníka meteorů P. Millmana. Když S=1 hmotnostní tok přinášený meteorickými tělesy je stejný v libovolných stejných intervalech logaritmu hmotnosti; -li S>1, pak většinu hmotnostního toku dodávají malá tělesa, pokud S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S nabývá různých hodnot v různých hmotnostních rozsazích, ale průměrnýS=1. Pro vizuální a fotografické meteory nad mnoha daty S\u003d 1,35 pro ohnivé koule, podle R. McCroskyho, S= 0,6. V oblasti malých částic (M<10 -9 г) S také klesá na 0,6.

Rýže. 8. Změňte parametr Ss hmotností malých těles sluneční soustavy (podle P. Millmana)

1 - měsíční krátery; 2- meteorické částice (satelitní data); 3 - meteory; 4 - meteority; 5 - asteroidy

Jedním ze způsobů, jak studovat rozložení hmoty malých meteorických částic, je studovat mikrokrátery na površích speciálně exponovaných pro tento účel v meziplanetárním prostoru nebo na Měsíci, protože bylo prokázáno, že všechny malé a velká většina velkých lunárních kráterů jsou impaktní. původ meteoritu. Vycházíme z průměrů kráterů D k hodnotám hmotnosti těles, která je tvořila, je produkována vzorcem

D= km 1/ b,

kde v systému cgs k= 3,3, pro malá těla (10 -4 cm nebo méně) b=3, pro velká těla (až metr) b=2,8.

Je však třeba mít na paměti, že mikrokrátery na povrchu Měsíce mohou být zničeny v důsledku různých forem eroze: meteorit, sluneční vítr, tepelná destrukce. Proto jejich pozorovaný počet může být menší než počet vytvořených kráterů.

Kombinací všech metod studia meteorické hmoty: počítání mikrokráterů na kosmických lodích, odečty počítadel meteorických částic na satelitech, radar, vizuální a fotografická pozorování meteorů, počítání pádů meteoritů, statistika asteroidů, je možné sestavit souhrnný graf rozložení hmotnosti meteoroidů a vypočítat celkový příliv meteorické hmoty na zem. Uvádíme zde graf (obr. 9) sestrojený V. N. Lebedintsem na základě četných sérií pozorování různými metodami v různých zemích a také souhrnných a teoretických křivek. Distribuční model přijatý V. N. Lebedintsem je znázorněn jako plná čára. Pozornost je věnována blízkému zlomu této křivky M=10 -6 g a znatelný průhyb v hmotnostním rozsahu 10 -11 -10 -15 g.

Toto vychýlení se vysvětluje již známým Poynting-Robertsonovým efektem. Jak víme, světelný tlak zpomaluje oběžný pohyb velmi malých částic (jejich rozměry jsou řádově 10 -4 -10 -5 cm) a způsobuje jejich postupné vypadávání na Slunce. Proto v tomto rozsahu hmotností má křivka průhyb. Ještě menší částice mají průměry srovnatelné nebo menší než je vlnová délka světla a nepůsobí na ně tlak světla: vlivem jevu difrakce je světelné vlny obcházejí, aniž by vyvíjely tlak.

Přejděme k odhadu celkového přítoku hmoty. Chceme určit tento příliv v hmotnostním intervalu od M 1 až M 2 a M2 > M1 Z výše napsaného zákona o rozložení hmoty pak vyplývá, že příliv hmoty Ф m se rovná:

v S 1

v S=1

Rýže. Obr. 9. Rozložení meteoroidů podle hmotnosti (podle VN Lebedintse) „Pokles“ v hmotnostním rozmezí 10 -11 -10 -15 g je spojen s Poynting-Robertsonovým jevem; N-počet částic na metr čtvereční za sekundu z nebeské polokoule

Tyto vzorce mají řadu pozoruhodných vlastností. Totiž v S=1 hmotnostní tok Ф m závisí pouze na hmotnostním poměru M 2 M 1(dáno Ne) ; v S<1 a M 2 >> M 1 f m závisí prakticky jen na hodnotě větší hmotnost M2 a nezávisí na M 1 ; v S>1 a M2 > M1 tok F m závisí prakticky pouze na hodnotě menší hmotnostM 1 a nezávisí na M 2 Tyto vlastnosti vzorce a variability přílivu hmoty S, znázorněno na Obr. 8, jasně ukazují, jak nebezpečné je průměrování hodnoty S a narovnejte distribuční křivku na Obr. 9, o což se již někteří badatelé pokusili. Výpočty přítoku hmoty je třeba provádět v intervalech a poté sečíst výsledky.

Tabulka 2. Odhady přílivu meteorické hmoty na Zemi na základě astronomických dat

Různí vědci, používající různé metody analýzy, získali různé odhady, které se však od sebe příliš neliší. V tabulce. Tabulka 2 ukazuje nejrozumnější odhady za posledních 20 let.

Jak vidíte, extrémní hodnoty těchto odhadů se liší téměř 10krát a poslední dva odhady - 3krát. VN Lebedinets však považuje jím získané číslo pouze za nejpravděpodobnější a udává krajní možné hranice přítoku hmoty (0,5-6) 10 4 t/rok. Zpřesnění odhadu přílivu meteorické hmoty na Zemi je úkolem blízké budoucnosti.

Kromě astronomických metod pro stanovení této důležité veličiny existují i ​​kosmochemické metody založené na výpočtech obsahu kosmogenních prvků v určitých sedimentech, a to v hlubokomořských sedimentech: bahnech a červených jílech, ledovcích a sněhových nánosech v Antarktidě, Grónsku a jiná místa. Nejčastěji se stanovuje obsah železa, niklu, iridia, osmia, izotopů uhlíku 14 C, helia 3 He, hliníku 26 A1, chloru 38 C l, některé izotopy argonu. Pro výpočet přílivu hmoty touto metodou se stanoví celkový obsah zkoumaného prvku v odebraném vzorku (jádru), poté se odečte průměrný obsah stejného prvku nebo izotopu v zemských horninách (tzv. zemské pozadí). z toho. Výsledné číslo se vynásobí hustotou jádra, rychlostí sedimentace (tj. akumulací těch ložisek, ze kterých bylo jádro odebráno) a povrchem Země a vydělí se relativním obsahem tohoto prvek v nejběžnější třídě meteoritů - v chondritech. Výsledkem takového výpočtu je příliv meteorické hmoty na Zemi, ale určený kosmochemickými prostředky. Říkejme tomu FK.

Přestože se kosmochemická metoda používá již více než 30 let, její výsledky jsou ve špatné shodě mezi sebou i s výsledky získanými astronomickou metodou. Pravda, J. Barker a E. Anders, měřením obsahu iridia a osmia v hlubokomořských jílech na dně Tichého oceánu, získaných v letech 1964 a 1968. odhady přítoku hmoty (5 - 10) 10 4 t/rok, což se blíží nejvyšším odhadům získaným astronomickou metodou. V roce 1964 O. Schaeffer se spolupracovníky stanovil z obsahu helia-3 ve stejných jílech hodnotu hmotnostního přítoku 4 10 4 t/rok. Ale pro chlór-38 také získaly hodnotu 10krát vyšší. E. V. Sobotovič a jeho spolupracovníci o obsahu osmia v červených jílech (ze dna Tichého oceánu) získali FK = 10 7 t/rok a o obsahu téhož osmia v kavkazských ledovcích - 10 6 t/rok. Indičtí badatelé D. Lal a V. Venkatavaradan vypočítali Fc = 4 10 6 t/rok z obsahu hliníku-26 v hlubokomořských sedimentech a J. Brokas a J. Picciotto vypočítali z obsahu niklu ve sněhových nánosech Antarktidy. - (4-10) 10 6 t/rok.

Co je důvodem tak nízké přesnosti kosmochemické metody, která dává nesrovnalosti v rozmezí tří řádů? Pro tuto skutečnost jsou možná následující vysvětlení:

1) koncentrace měřených prvků ve většině meteorické hmoty (která, jak jsme viděli, je převážně kometárního původu) je odlišná od koncentrace akceptované pro chondrity;

2) existují procesy, které nezohledňujeme a které zvyšují koncentraci měřených prvků ve spodních sedimentech (například podvodní vulkanismus, uvolňování plynů apod.);

3) rychlost sedimentace je určena nesprávně.

Je zřejmé, že kosmochemické metody je stále třeba zlepšovat. Budeme tedy vycházet z údajů astronomických metod. Přijměme odhad přílivu meteorické hmoty získaný autorem a podívejme se, jak velké množství této hmoty vypadlo za celou dobu existence Země jako planety. Vynásobením ročního přílivu (5 10 4 t) stářím Země (4,6 10 9 let) dostaneme za celé toto období přibližně 2 10 14 t. Připomeňme, že hmotnost Země je 6 10 21 t. Náš odhad nárůstu je nevýznamný zlomek (jedna třicetimiliontina) hmotnosti Země. Pokud však přijmeme odhad přílivu meteorické hmoty získaný V. N. Lebedintsem, klesne tento zlomek na stomiliontinu. Tento nárůst samozřejmě nehrál ve vývoji Země žádnou roli. Ale tento závěr se vztahuje k moderní době. Dříve, zejména v raných fázích vývoje Sluneční soustavy a Země jako planety, spad na ní zbytků předplanetárního oblaku prachu a větších úlomků nepochybně sehrál významnou roli nejen ve zvyšování hmotnosti Zemi, ale také v jejím ohřevu. Tímto problémem se zde však zabývat nebudeme.

Struktura a složení meteoritů

Meteority se obvykle dělí do dvou skupin podle způsobu jejich detekce: pády a nálezy. Pády jsou meteority pozorované během pádu a zachycené bezprostředně po něm. Nálezy jsou meteority nalezené náhodně, někdy při výkopových a terénních pracích nebo při pěších výletech, exkurzích apod. (Nalezený meteorit má pro vědu velkou hodnotu. Proto by měl být neprodleně zaslán Výboru pro meteority Akademie SSSR Sciences: Moskva, 117312, M. Uljanova ul., 3. Ti, kteří najdou meteorit, dostanou peněžní odměnu. Pokud je meteorit velmi velký, je nutné jej odlomit a poslat malý kousek. Před obdržením oznámení Výboru pro meteority nebo do příjezdu zástupce Výboru kámen podezřelý z kosmického původu v žádném případě neštípat, rozdávat, poškozovat. Je nutné učinit všechna opatření k uchování tohoto kamene popř. kamenů, je-li jich nasbíráno více, a také k zapamatování nebo označení míst nálezů.)

Podle složení se meteority dělí do tří hlavních tříd: kamenité, kamenitoželezité a železné. K provádění jejich statistik se používají pouze pády, protože počet nálezů závisí nejen na počtu meteoritů, které kdysi spadly, ale také na pozornosti, kterou přitahují náhodných očitých svědků. Zde mají železné meteority nepopiratelnou výhodu: člověk spíše věnuje pozornost kousku železa, navíc neobvyklého vzhledu (roztavené, s důlky), než kamenu, který se jen málo liší od běžných kamenů.

Mezi vodopády tvoří 92 % kamenité meteority, 2 % kamenité železo a 6 % železo.

Často se meteority během letu rozpadají na několik (někdy velmi mnoho) fragmentů a pak meteorický déšť. Je obvyklé považovat meteorický roj za současný pád šesti nebo více jednotlivé kopie meteority (jak je zvykem nazývat úlomky padající na Zemi každý zvlášť, na rozdíl od fragmenty, vznikající při drcení meteoritů dopadem na zem).

Meteorické roje jsou nejčastěji kamenné, ale občas padnou i železné meteorické roje (např. Sikhote-Alin, který spadl 12. února 1947 na Dálném východě).

Pojďme k popisu struktury a složení meteoritů podle typů.

kamenné meteority. Nejběžnější třídou kamenných meteoritů jsou tzv chondrity(viz vč.). Patří k nim více než 90 % kamenných meteoritů. Tyto meteority dostaly své jméno podle zaoblených zrn - chondrus, ze kterých se skládají. Chondruly mají různé velikosti: od mikroskopických po centimetry, tvoří až 50 % objemu meteoritu. Zbytek látky (interchondrální) se složením neliší od látky chondrulí.

Původ chondrul nebyl dosud objasněn. Nikdy se nenacházejí v pozemských minerálech. Je možné, že chondruly jsou zmrzlé kapičky vzniklé během krystalizace meteoritové hmoty. V pozemských horninách musí být taková zrna rozdrcena monstrózním tlakem výše ležících vrstev, zatímco meteority vznikaly v hlubinách mateřských těles o velikosti desítek kilometrů (průměrná velikost planetek), kde je tlak i ve středu relativně malý.

V zásadě jsou chondrity složeny ze železo-hořečnatých silikátů. Mezi nimi je na prvním místě olivín ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - tvoří 25 až 60 % hmoty meteoritů této třídy. Na druhém místě jsou hypersten a bronzit ( Fe, Mg) 2 Si206 (20-35 %). Železo niklu (kamacit a taenit) je od 8 do 21 %, siřičitan železa FeS - troilite - 5%.

Chondrity se dělí do několika podtříd. Mezi nimi se rozlišují běžné, enstatitové a uhlíkaté chondrity. Běžné chondrity se zase dělí do tří skupin: H - s vysokým obsahem niklu (16-21%), L-s nízkým (asi 8 %) a LL-c je velmi nízký (méně než 8 %). V enstatitových chondritech jsou hlavními složkami enstatit a klinoenstatit. Mg2 Si 2 Q6, které tvoří 40-60 % celkového složení. Enstatitové chondrity se také vyznačují vysokým obsahem kamacitu (17-28 %) a troilitu (7-15 %). Obsahují také plagioklas. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - až 5-10%.

Uhlíkaté chondrity jsou odděleny. Vyznačují se tmavou barvou, pro kterou dostaly své jméno. Tuto barvu jim ale nedává zvýšený obsah uhlíku, ale jemně rozmělněná zrna magnetitu. Fe3 O 4 . Uhlíkaté chondrity obsahují mnoho hydratovaných silikátů, jako je montmorillonit ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8, hadovitý Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10 a v důsledku toho hodně vázané vody (až 20 %). S přechodem uhlíkatých chondritů z typu C Já na typ C III se snižuje podíl hydratovaných silikátů a ustupují olivínu, klinohyperstenu a klinoenstatitu. Uhlíkaté látky v chondritech typu C Já je 8 %, C II - 5 %, pro C III - 2 %.

Kosmogonisté považují látku uhlíkatých chondritů za složením nejbližší primární látce předplanetárního oblaku, který kdysi obklopoval Slunce. Proto jsou tyto velmi vzácné meteority podrobeny pečlivé analýze, včetně izotopové analýzy.

Ze spekter jasných meteorů lze někdy určit chemické složení těles, která je dávají vzniknout. Porovnání poměrů obsahu železa, hořčíku a sodíku v meteorických tělesech z proudu Drakonid a v chondritech různých typů, které provedl v roce 1974 sovětský meteoritolog A. A. Yavnel, ukázalo, že tělesa zařazená do proudu Drakonid jsou blízko sebe. složením na uhlíkaté chondrity třídy With I. V roce 1981 autor této knihy, pokračující ve výzkumu podle metody A. A. Yavnela, dokázal, že sporadické meteoroidy jsou svým složením podobné chondritům C Já a ty, které tvoří proud Perseid, do třídy C III. Data o spektrech meteorů, která umožňují určit chemické složení těles, z nichž vznikají, jsou bohužel stále nedostatečné.

Další třída kamenných meteoritů - achondrity- vyznačující se absencí chondrul, nízkým obsahem železa a prvků jemu blízkých (nikl, kobalt, chrom). Existuje několik skupin achondritů, které se liší hlavními minerály (ortoenstatit, olivín, ortopyroxen, pigeonit). Všechny achondrity tvoří asi 10 % kamenných meteoritů.

Je zvláštní, že pokud vezmete látku chondritů a roztavíte ji, vytvoří se dvě frakce, které se navzájem nemísí: jedna z nich je nikl-železo, podobné složení jako železné meteority, druhá je silikát, který je blízko. ve složení k achondritům. Protože počet obou je téměř stejný (mezi všemi meteority je 9 % achondrity a 8 % železo a železný kámen), lze si myslet, že tyto třídy meteoritů vznikají při přetavování chondritové látky v útrobách rodičovská těla.

železné meteority(viz foto) jsou z 98% nikl železo. Ten má dvě stabilní modifikace: chudý na nikl kamacit(6-7 % niklu) a bohaté na nikl taenite(30-50% niklu). Kamacit je uspořádán ve formě čtyř systémů rovnoběžných desek oddělených mezivrstvami taenitu. Kamacitové desky jsou umístěny podél stěn osmistěnu (oktaedru), proto se takové meteority nazývají oktaedrity. Méně časté jsou železné meteority. hexaedrity, mající kubickou krystalovou strukturu. Ještě vzácnější ataxity- meteority, postrádající jakoukoli uspořádanou strukturu.

Tloušťka kamacitových desek v oktahedritech se pohybuje od několika milimetrů do setin milimetru. Podle této tloušťky se rozlišují oktaedrity s hrubou a jemnou strukturou.

Pokud je část povrchu oktahedritu rozemleta a řez je naleptán kyselinou, objeví se charakteristický obrazec v podobě systému protínajících se pásů, tzv. Postavy Widmanstätten(viz vč.) pojmenované po vědci A. Widmanstettenovi, který je poprvé objevil v roce 1808. Tyto obrazce se objevují pouze v oktaedritech a nejsou pozorovány u železných meteoritů jiných tříd a v pozemském železe. Jejich původ je spojen s kamacito-taenitovou strukturou oktahedritů. Podle Widmashnetttenových čísel lze snadno zjistit kosmickou povahu nalezeného "podezřelého" kusu železa.

Dalším charakteristickým znakem meteoritů (železných i kamenných) je přítomnost mnoha jam s hladkými okraji o velikosti přibližně 1/10 velikosti samotného meteoritu na povrchu. Tyto jámy, jasně viditelné na fotografii (viz vč.), se nazývají regmaglypty. Vznikají již v atmosféře jako důsledek tvorby turbulentních vírů poblíž povrchu tělesa, které do ní vstoupilo, které jakoby vyškrabují důlky-regmaglipty (Toto vysvětlení navrhl a doložil autor tohoto kniha v roce 1963).

Třetím vnějším znakem meteoritů je přítomnost tmy na jejich povrchu tající kůra tloušťka od setin do jednoho milimetru.

Železné kamenné meteority napůl kov, napůl silikát. Jsou rozděleny do dvou podtříd: pallasity, ve kterém kovová frakce tvoří jakousi houbu, v jejíchž pórech se nacházejí silikáty a mezosiderity, kde jsou naopak póry silikátové houby vyplněny niklželezem. V pallasitech se silikáty skládají hlavně z olivínu, v mezosideritech - z ortopyroxenu. Pallasity dostaly své jméno podle prvního meteoritu Pallas Iron nalezeného u nás. Tento meteorit byl objeven před více než 200 lety a odvezen ze Sibiře do Petrohradu akademikem PS Pallasem.

Studium meteoritů umožňuje rekonstruovat jejich historii. Již jsme si všimli, že struktura meteoritů naznačuje jejich výskyt v nitru mateřských těles. Fázový poměr např. niklu železa (kamacite-taenit), rozložení niklu ve vrstvách taenitu a další charakteristické znaky dokonce umožňují posoudit velikost primárních mateřských těles. Ve většině případů se jednalo o tělesa o průměru 150-400 km, tedy jako největší asteroidy. Studium struktury a složení meteoritů nás nutí odmítnout mezi laiky velmi oblíbenou hypotézu o existenci a rozpadu mezi drahami Marsu a Jupiteru hypotetické planety Phaeton o velikosti několika tisíc kilometrů. V hlubinách se vytvořily meteority dopadající na Zemi mnoho rodičovská těla odlišný velikosti. Ke stejnému závěru (o mnohosti mateřských těles) vede i analýza drah asteroidů, kterou provedl akademik Akademie věd Ázerbájdžánské SSR G. F. Sultanov.

Poměrem radioaktivních izotopů a produktů jejich rozpadu v meteoritech lze určit i jejich stáří. Izotopy s nejdelším poločasem rozpadu, jako je rubidium-87, uran-235 a uran-238, nám dávají věk látek meteority. Ukazuje se, že je to 4,5 miliardy let, což odpovídá stáří nejstarších pozemských a měsíčních hornin a je považováno za stáří celé naší sluneční soustavy (přesněji období, které uplynulo od dokončení formování planet).

Výše uvedené izotopy se rozkládají a tvoří stroncium-87, olovo-207 a olovo-206. Tyto látky jsou stejně jako původní izotopy v pevném skupenství. Existuje však velká skupina izotopů, jejichž konečnými produkty rozpadu jsou plyny. Takže draslík-40, rozpadající se, tvoří argon-40 a uran a thorium - helium-3. Jenže prudkým zahřátím mateřského tělesa helium a argon uniknou, a proto draselné-argonové a uranovo-heliové stáří dává jen dobu následného pomalého ochlazování. Analýza těchto věků ukazuje, že se někdy měří na miliardy let (ale často mnohem méně než 4,5 miliardy let) a někdy na stovky milionů let. U mnoha meteoritů je stáří uranu a hélia o 1-2 miliardy let nižší než stáří draslíku a argonu, což ukazuje na opakované srážky tohoto mateřského tělesa s jinými tělesy. Takové srážky jsou nejpravděpodobnějším zdrojem náhlého zahřátí malých těles na teploty stovek stupňů. A protože helium těká při nižších teplotách než argon, může helium stárne naznačovat dobu pozdější nepříliš silné srážky, kdy zvýšení teploty nestačilo k těkání argonu.

Všechny tyto procesy prožívala látka meteoritu ještě během pobytu v mateřském tělese, takříkajíc před svým zrodem jako samostatné nebeské těleso. Ale zde se meteorit tak či onak oddělil od mateřského těla, "narodil se na svět." Kdy se to stalo? Doba uplynulá od této události se nazývá vesmírný věk meteorit.

K určení kosmických věků se používá metoda založená na jevu interakce meteoritu s galaktickým kosmickým zářením. Tak se nazývají energetické nabité částice (nejčastěji protony) pocházející z neomezených oblastí naší Galaxie. Když proniknou do těla meteoritu, zanechají své stopy (stopy). Z hustoty stop lze určit dobu jejich akumulace, tedy vesmírný věk meteoritu.

Kosmický věk železných meteoritů je stovky milionů let a stáří kamenných meteoritů miliony a desítky milionů let. Tento rozdíl je pravděpodobně způsoben nižší pevností kamenných meteoritů, které se při vzájemných srážkách rozpadají na malé kousky a „nedožijí se“ stáří sta milionů let. Nepřímým potvrzením tohoto názoru je relativní hojnost kamenných meteoritových rojů ve srovnání s železnými.

Na závěr tohoto přehledu našich znalostí o meteoritech se nyní vraťme k tomu, co nám dává studium meteorických jevů.

Objekty sluneční soustavy jsou v souladu s pravidly Mezinárodní astronomické unie rozděleny do následujících kategorií:

planety - tělesa, která se točí kolem Slunce, jsou v hydrostatické rovnováze (to znamená, že mají tvar blízký kulovému) a také vyčistila okolí své dráhy od jiných menších objektů. Ve sluneční soustavě je osm planet – Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

trpasličí planety také obíhají kolem Slunce a mají kulový tvar, ale jejich gravitace nestačí k tomu, aby vyčistila jejich trajektorii od ostatních těles. Mezinárodní astronomická unie zatím uznala pět trpasličích planet - Ceres (bývalý asteroid), Pluto (bývalá planeta) a také Haumea, Makemake a Eris.

planetární satelity- tělesa, která neobíhají kolem Slunce, ale kolem planet.

Komety- tělesa, která se točí kolem Slunce a sestávají převážně ze zmrzlého plynu a ledu. Při přiblížení ke Slunci mají ohon, jehož délka může dosáhnout milionů kilometrů, a komu - sférický plynový obal kolem pevného jádra.

asteroidy- všechna ostatní inertní kamenná těla. Dráhy většiny asteroidů jsou soustředěny mezi dráhami Marsu a Jupiteru – v hlavním pásu asteroidů. Za oběžnou dráhou Pluta se nachází vnější pás asteroidů – Kuiperův pás.

Meteora- úlomky vesmírných objektů, částice o velikosti několika centimetrů, které se dostávají do atmosféry rychlostí desítek kilometrů za sekundu a vyhoří, čímž vznikne jasná erupce - padající hvězda. Astronomové si jsou vědomi mnoha meteorických rojů, které jsou spojeny s drahami komet.

Meteorit- vesmírný objekt nebo jeho fragment, který dokázal "přežít" průlet atmosférou a spadl na zem.

ohnivá koule- velmi jasný meteor, jasnější než Venuše. Je to ohnivá koule, za kterou se vleče kouřový ocas. Let ohnivé koule může být doprovázen dunivými zvuky, může skončit výbuchem a někdy i pádem meteoritů. Četné videoklipy natočené obyvateli Čeljabinsku přesně ukazují let bolidu.

Damokloidy- nebeská tělesa Sluneční soustavy, která mají z hlediska parametrů dráhy podobné jako komety (velká excentricita a sklon k rovině ekliptiky), ale nevykazují kometární aktivitu v podobě komy nebo kometárního ohonu. Název Damocloids byl pojmenován po prvním zástupci třídy - asteroidu (5335) Damocles. K lednu 2010 bylo známo 41 damokloidů.

Damokloidy jsou relativně malé - největší z nich, 2002 XU 93, má průměr 72 km a průměrný průměr je asi 8 km. Měření albeda čtyř z nich (0,02-0,04) ukázalo, že damokloidy patří mezi nejtmavší tělesa ve sluneční soustavě, nicméně mají načervenalý odstín. Díky velkým excentricitám jsou jejich dráhy velmi protáhlé a v aféliu jsou dále než Uran (až 571,7 AU v roce 1996 PW) a v perihéliu jsou blíže než Jupiter a někdy i Mars.

Předpokládá se, že damokloidy jsou jádry komet Halleyova typu, které vznikly v Oortově oblaku a ztratily své těkavé látky. Tato hypotéza je považována za správnou, protože u mnoha objektů, které byly považovány za damokloidy, bylo následně zjištěno, že mají kóma a byly klasifikovány jako komety. Dalším pádným důkazem je, že dráhy většiny damocloidů jsou silně nakloněny k rovině ekliptiky, někdy i více než 90 stupňů – to znamená, že některé z nich se točí kolem Slunce v opačném směru, než je pohyb velkých planet, který prudce odlišuje je od asteroidů. První z těchto těles, objevené v roce 1999, bylo pojmenováno (20461) Diorets – „asteroid“ obráceně.

RIA Novosti http://ria.ru/science/20130219/923705193.html#ixzz3byxzmfDT

Asteroidy, komety, meteory, meteority – astronomické objekty, které se nezasvěceným v základech vědy o nebeských tělesech zdají stejné. Ve skutečnosti se liší v několika ohledech. Vlastnosti, které charakterizují asteroidy, komety, jsou snadno zapamatovatelné. Mají také určitou podobnost: takové objekty jsou klasifikovány jako malá tělesa, často klasifikovaná jako vesmírný odpad. O tom, co je meteor, jak se liší od asteroidu nebo komety, jaké jsou jejich vlastnosti a původ, a bude diskutováno níže.

ocasatí poutníci

Komety jsou vesmírné objekty sestávající ze zmrzlých plynů a kamene. Pocházejí ze vzdálených oblastí sluneční soustavy. Moderní vědci naznačují, že hlavními zdroji komet jsou propojený Kuiperův pás a rozptýlený disk, stejně jako hypoteticky existující

Komety mají velmi protáhlé dráhy. Když se přiblíží ke Slunci, vytvoří koma a ocas. Tyto prvky tvoří odpařující se plynné látky čpavek, metan), prach a kameny. Hlava komety nebo koma je skořápka malých částic, která se vyznačuje jasem a viditelností. Má kulovitý tvar a maximální velikosti dosahuje při přiblížení ke Slunci na vzdálenost 1,5-2 astronomických jednotek.

Před komou je jádro komety. Zpravidla má relativně malou velikost a podlouhlý tvar. Ve značné vzdálenosti od Slunce je z komety pouze jádro. Skládá se ze zmrzlých plynů a hornin.

Typy komet

Klasifikace těchto je založena na periodicitě jejich oběhu kolem hvězdy. Komety, které proletí kolem Slunce za méně než 200 let, se nazývají krátkoperiodické komety. Nejčastěji spadají do vnitřních oblastí našeho planetárního systému z Kuiperova pásu nebo rozptýleného disku. Dlouhoperiodické komety rotují s periodou více než 200 let. Jejich „vlastí“ je Oortův oblak.

"Mini planety"

Asteroidy se skládají z pevných hornin. Ve velikosti jsou mnohem nižší než planety, ačkoli někteří zástupci těchto vesmírných objektů mají satelity. Většina malých planetek, jak se jim dříve říkalo, je soustředěna na hlavní planetě, která se nachází mezi drahami Marsu a Jupiteru.

Celkový počet takových vesmírných těles známých v roce 2015 přesáhl 670 000. Navzdory tak působivému číslu je příspěvek asteroidů k ​​hmotnosti všech objektů ve sluneční soustavě zanedbatelný - pouze 3-3,6 * 10 21 kg. To jsou pouze 4 % podobného parametru Měsíce.

Ne všechna malá tělesa jsou klasifikována jako asteroidy. Kritériem výběru je průměr. Pokud přesahuje 30 m, pak je objekt klasifikován jako asteroid. Tělesa s menšími rozměry se nazývají meteoroidy.

Klasifikace asteroidů

Seskupení těchto kosmických těles je založeno na několika parametrech. Asteroidy jsou seskupeny podle vlastností jejich drah a spektra viditelného světla, které se odráželo od jejich povrchu.

Podle druhého kritéria se rozlišují tři hlavní třídy:

• uhlík (C);
• silikát (S);
• kov (M).

Přibližně 75 % všech dnes známých asteroidů spadá do první kategorie. Se zdokonalováním vybavení a podrobnějším studiem takových objektů se klasifikace rozšiřuje.

meteoroidy

Meteoroid je dalším typem vesmírného tělesa. Nejsou to asteroidy, komety, meteory nebo meteority. Zvláštností těchto objektů je jejich malá velikost. Meteoroidy se ve svých rozměrech nacházejí mezi asteroidy a kosmickým prachem. Zahrnují tedy tělesa o průměru menším než 30 m. Někteří vědci definují meteoroid jako pevné těleso o průměru 100 mikronů až 10 m. Svým původem jsou primární nebo sekundární, tedy vzniklé po destrukci větších objektů.

Při vstupu do zemské atmosféry začne meteoroid zářit. A zde se již blížíme k odpovědi na otázku, co je meteor.

Padající hvězda

Občas se mezi mihotavými hvězdami na noční obloze jedna náhle rozzáří, opíše malý oblouk a zmizí. Kdo to alespoň jednou viděl, ví, co je meteor. Jedná se o „padající hvězdy“, které nemají se skutečnými hvězdami nic společného. Meteor je vlastně atmosférický jev, ke kterému dochází, když malé objekty (stejné meteoroidy) vstoupí do vzdušného obalu naší planety. Pozorovaná jasnost záblesku přímo závisí na počátečních rozměrech vesmírného tělesa. Pokud jasnost meteoru překročí pátou, nazývá se ohnivá koule.

Pozorování

Takové jevy lze obdivovat pouze z planet s atmosférou. Meteory na Měsíci nebo na Merkuru nelze pozorovat, protože nemají vzduchový obal.

Za správných podmínek jsou „padající hvězdy“ k vidění každou noc. Meteory je nejlepší obdivovat za dobrého počasí a ve značné vzdálenosti od více či méně výkonného zdroje umělého světla. Na obloze by také neměl být žádný měsíc. V tomto případě bude možné pouhým okem zaznamenat až 5 meteorů za hodinu. Objekty, z nichž vznikly takové jednotlivé „padající hvězdy“, obíhají kolem Slunce na různých drahách. Místo a čas jejich výskytu na obloze proto nelze přesně předpovědět.

proudy

Meteory, jejichž fotografie jsou také uvedeny v článku, mají zpravidla trochu jiný původ. Jsou součástí jednoho z několika rojů malých vesmírných těles obíhajících kolem hvězdy po určité trajektorii. Ideální období pro pozorování (doba, kdy pohledem na oblohu každý rychle pochopí, co je meteor) je v jejich případě celkem dobře definované.

Roj podobných vesmírných objektů se také nazývá meteorický roj. Nejčastěji vznikají při zániku jádra komety. Jednotlivé částice roje se pohybují vzájemně paralelně. Zdá se však, že z povrchu Země vylétají z určité malé oblasti oblohy. Tento úsek se nazývá radiant proudu. Název meteorického roje je zpravidla dán souhvězdím, ve kterém se nachází jeho zorný střed (radiant), nebo jménem komety, jejíž rozpad vedl k jeho vzniku.

Meteory, jejichž fotografie lze snadno získat speciálním vybavením, patří k tak velkým tokům, jako jsou Perseidy, Kvadrantidy, Eta Aquaridy, Lyridy, Geminidy. Celkem byla k dnešnímu dni uznána existence 64 streamů a asi 300 dalších čeká na potvrzení.

nebeské kameny

Meteority, asteroidy, meteory a komety jsou podle určitých kritérií příbuzné pojmy. První jsou vesmírné objekty, které spadly na Zemi. Nejčastěji jsou jejich zdrojem asteroidy, méně často - komety. Meteority nesou neocenitelná data o různých koutech sluneční soustavy mimo Zemi.

Většina těchto těles, která spadla na naši planetu, je velmi malá. Nejpůsobivější meteority svými rozměry zanechávají po dopadu stopy, které jsou i po milionech let zcela patrné. Známý je kráter poblíž Winslow v Arizoně. Pád meteoritu v roce 1908 údajně způsobil Tunguzský jev.

Takto velké objekty „navštíví“ Zemi každých pár milionů let. Většina nalezených meteoritů je spíše skromných, ale pro vědu se nestávají méně cennými.

Podle vědců mohou takové objekty hodně napovědět o době vzniku sluneční soustavy. Pravděpodobně nesou částice látky, ze které byly vyrobeny mladé planety. Některé meteority k nám přicházejí z Marsu nebo Měsíce. Takoví vesmírní tuláci vám umožní dozvědět se něco nového o blízkých objektech bez velkých výdajů na vzdálené expedice.

Pro zapamatování rozdílů mezi objekty popsanými v článku je možné shrnout proměnu takových těles ve vesmíru. Asteroid sestávající z pevné horniny nebo kometa, což je ledový blok, po zničení dává vzniknout meteoroidům, které při vstupu do atmosféry planety vzplanou jako meteory, shoří v ní nebo spadnou a změní se v meteority. Ty druhé obohacují naše znalosti o všech předchozích.

Meteority, komety, meteory, stejně jako asteroidy a meteoroidy jsou účastníky nepřetržitého kosmického pohybu. Studium těchto objektů značně přispívá k našemu chápání vesmíru. Jak se vybavení zlepšuje, astrofyzikové dostávají stále více dat o takových objektech. Relativně nedávno ukončená mise sondy Rosetta jednoznačně prokázala, jaké množství informací lze získat z podrobného studia takových vesmírných těles.