Qué cuerpos se llaman meteoritos y cuáles son asteroides. asteroides

En las cálidas noches de verano, es agradable caminar bajo el cielo estrellado, mirar las maravillosas constelaciones, pedir deseos al ver una estrella fugaz. ¿O fue un cometa? ¿O tal vez un meteorito? Probablemente, hay más expertos en astronomía entre los románticos y enamorados que entre los visitantes de los planetarios.

espacio misterioso

Las preguntas que surgen constantemente durante la contemplación requieren respuestas, y los acertijos celestiales requieren pistas y explicaciones científicas. Aquí, por ejemplo, ¿cuál es la diferencia entre un asteroide y un meteorito? No todos los estudiantes (e incluso un adulto) pueden responder inmediatamente a esta pregunta. Pero empecemos por orden.

asteroides

Para comprender en qué se diferencia un asteroide de un meteorito, debe definir el concepto de "asteroide". Esta palabra del griego antiguo se traduce como “como una estrella”, ya que estos cuerpos celestes, cuando se observan a través de un telescopio, se asemejan más a estrellas que a planetas. Los asteroides hasta 2006 a menudo se llamaban planetas menores. De hecho, el movimiento de los asteroides en su conjunto no difiere del movimiento planetario, porque también ocurre alrededor del Sol. Los asteroides difieren de los planetas ordinarios en su pequeño tamaño. Por ejemplo, el asteroide más grande, Ceres, tiene solo 770 km de diámetro.

¿Dónde se encuentran estos habitantes del espacio con forma de estrella? La mayoría de los asteroides se mueven en órbitas estudiadas durante mucho tiempo en el espacio entre Júpiter y Marte. Pero algunos planetas pequeños aún cruzan la órbita de Marte (como el asteroide Ícaro) y otros planetas, y algunas veces incluso se acercan más al Sol que Mercurio.

meteoritos

A diferencia de los asteroides, los meteoritos no son habitantes del espacio, sino sus mensajeros. Cada uno de los terrícolas puede ver el meteorito con sus propios ojos y tocarlo con sus propias manos. Un gran número de ellos se conservan en museos y colecciones privadas, pero hay que decir que los meteoritos parecen bastante poco atractivos. La mayoría de ellos son piezas de piedra y hierro de color gris o negro pardusco.

Entonces, logramos descubrir en qué se diferencia un asteroide de un meteorito. Pero, ¿qué puede unirlos? Se cree que los meteoritos son fragmentos de pequeños asteroides. Las piedras que se precipitan en el espacio chocan entre sí y sus fragmentos a veces alcanzan la superficie de la Tierra.

El meteorito más famoso de Rusia es el meteorito de Tunguska, que cayó en las profundidades de la taiga el 30 de junio de 1908. En el pasado reciente, es decir, en febrero de 2013, atrajo la atención de todos el meteorito de Chelyabinsk, cuyos numerosos fragmentos se encontraron cerca del lago Chebarkul en la región de Chelyabinsk.

Gracias a los meteoritos, peculiares invitados del espacio exterior, los científicos, y con ellos todos los habitantes de la Tierra, tienen una excelente oportunidad para conocer la composición de los cuerpos celestes y hacerse una idea del origen del universo.

Meteora

Las palabras "meteoro" y "meteorito" provienen de la misma raíz griega, que significa "celestial" en la traducción. Lo sabemos, y en qué se diferencia de un meteoro no es difícil de entender.

Un meteoro no es un objeto celeste específico, sino un fenómeno atmosférico que parece que ocurre cuando fragmentos de cometas y asteroides se queman en la atmósfera terrestre.

Un meteoro es una estrella fugaz. A los observadores les puede parecer que vuelan de regreso al espacio exterior o que se queman en la atmósfera de la Tierra.

Comprender en qué se diferencian los meteoros de los asteroides y los meteoritos también es fácil. Los dos últimos objetos celestes son concretamente tangibles (aunque teóricamente en el caso de un asteroide), y el meteoro es un resplandor resultante de la combustión de fragmentos cósmicos.

cometas

Un cuerpo celeste no menos maravilloso que un observador terrestre puede admirar es un cometa. ¿En qué se diferencian los cometas de los asteroides y meteoritos?

La palabra "cometa" también es de origen griego antiguo y se traduce literalmente como "peludo", "peludo". Los cometas provienen de la parte exterior del sistema solar y, en consecuencia, tienen una composición diferente a la de los asteroides que se formaron cerca del Sol.

Además de la diferencia en la composición, existe una diferencia más obvia en la estructura de estos cuerpos celestes. Al acercarse al Sol, un cometa, a diferencia de un asteroide, exhibe una capa de coma nebulosa y una cola que consiste en gas y polvo. Las sustancias volátiles del cometa, a medida que se calientan, se destacan activamente y se evaporan, convirtiéndolo en el objeto celeste luminoso más hermoso.

Además, los asteroides se mueven en órbitas, y su movimiento en el espacio exterior se asemeja al movimiento suave y medido de los planetas ordinarios. A diferencia de los asteroides, los cometas son más extremos en sus movimientos. Su órbita es muy alargada. El cometa se acerca mucho al Sol o se aleja de él a una distancia considerable.

Un cometa se diferencia de un meteorito en que está en movimiento. Un meteorito es el resultado de la colisión de un cuerpo celeste con la superficie terrestre.

El mundo celestial y el mundo terrenal

Hay que decir que observar el cielo nocturno es doblemente agradable cuando sus habitantes sobrenaturales son bien conocidos y comprensibles para ti. ¡Y qué placer contarle a su interlocutor sobre el mundo de las estrellas y los eventos inusuales en el espacio exterior!

Y ni siquiera se trata de la cuestión de en qué se diferencia un asteroide de un meteorito, sino de la conciencia de la estrecha conexión y la profunda interacción entre los mundos terrenal y cósmico, que debe establecerse tan activamente como la relación entre una persona y otra.

El contenido del artículo

METEORITO. La palabra "meteoro" en griego se usaba para describir varios fenómenos atmosféricos, pero ahora se refiere a fenómenos que ocurren cuando partículas sólidas del espacio ingresan a la atmósfera superior. En un sentido estricto, un "meteoro" es una banda luminosa a lo largo del camino de una partícula en descomposición. Sin embargo, en la vida cotidiana, esta palabra a menudo denota la partícula en sí, aunque científicamente se le llama meteoroide. Si parte del meteoroide llega a la superficie, entonces se llama meteorito. Los meteoritos son popularmente llamados "estrellas fugaces". Los meteoros muy brillantes se llaman bolas de fuego; a veces este término se refiere solo a eventos de meteoritos acompañados de fenómenos sonoros.

Frecuencia de aparición.

La cantidad de meteoros que un observador puede ver en un período de tiempo determinado no es constante. En buenas condiciones, lejos de las luces de la ciudad y en ausencia de la brillante luz de la luna, un observador puede ver de 5 a 10 meteoros por hora. Para la mayoría de los meteoros, el brillo dura alrededor de un segundo y se ve más débil que las estrellas más brillantes. Después de la medianoche, los meteoros aparecen con mayor frecuencia, ya que el observador en este momento se encuentra en el lado delantero de la Tierra en el curso del movimiento orbital, que recibe más partículas. Cada observador puede ver meteoros en un radio de unos 500 km a su alrededor. En solo un día, cientos de millones de meteoros aparecen en la atmósfera terrestre. La masa total de partículas que ingresan a la atmósfera se estima en miles de toneladas por día, una cantidad insignificante en comparación con la masa de la Tierra misma. Las mediciones de la nave espacial muestran que alrededor de 100 toneladas de partículas de polvo también caen sobre la Tierra por día, demasiado pequeñas para provocar la aparición de meteoros visibles.

Observación de meteoros.

Las observaciones visuales proporcionan una gran cantidad de datos estadísticos sobre los meteoros, pero se necesitan instrumentos especiales para determinar con precisión su brillo, altura y velocidad de vuelo. Durante casi un siglo, los astrónomos han utilizado cámaras para fotografiar las estelas de los meteoritos. Un obturador giratorio (obturador) frente a la lente de la cámara hace que el rastro del meteorito se vea como una línea punteada, lo que ayuda a determinar con precisión los intervalos de tiempo. Por lo general, este obturador realiza de 5 a 60 exposiciones por segundo. Si dos observadores, separados por una distancia de decenas de kilómetros, fotografían simultáneamente el mismo meteoro, entonces es posible determinar con precisión la altura del vuelo de la partícula, la longitud de su trayectoria y, en intervalos de tiempo, la velocidad de vuelo.

Desde la década de 1940, los astrónomos han estado observando meteoritos usando radares. Las partículas cósmicas en sí mismas son demasiado pequeñas para ser detectadas, pero a medida que viajan a través de la atmósfera dejan un rastro de plasma que refleja las ondas de radio. A diferencia de la fotografía, el radar es eficaz no solo de noche, sino también de día y con tiempo nublado. El radar detecta pequeños meteoroides que la cámara no puede ver. A partir de las fotografías, la ruta de vuelo se determina con mayor precisión y el radar le permite medir con precisión la distancia y la velocidad. Cm. RADAR; ASTRONOMÍA RADAR.

También se utilizan equipos de televisión para observar meteoros. Los tubos intensificadores de imagen permiten registrar meteoros débiles. También se utilizan cámaras con matrices CCD. En 1992, mientras grababa un evento deportivo en una cámara de video, se registró el vuelo de una bola de fuego brillante, que terminó en la caída de un meteorito.

velocidad y altura.

La velocidad con la que los meteoroides ingresan a la atmósfera se encuentra en el rango de 11 a 72 km/s. El primer valor es la velocidad que adquiere el cuerpo únicamente debido a la atracción de la Tierra. (Una nave espacial debe alcanzar la misma velocidad para salir del campo gravitatorio de la Tierra). Un meteoroide que llegó desde regiones distantes del sistema solar, debido a la atracción del Sol, adquiere una velocidad de 42 km/s cerca de la tierra. orbita. La velocidad orbital de la Tierra es de unos 30 km/s. Si el encuentro es de frente, entonces su velocidad relativa es de 72 km/s. Cualquier partícula proveniente del espacio interestelar debe tener una velocidad aún mayor. La ausencia de partículas tan rápidas prueba que todos los meteoroides son miembros del sistema solar.

La altura a la que el meteoro comienza a brillar o es detectado por el radar depende de la velocidad de entrada de la partícula. Para meteoroides rápidos, esta altura puede superar los 110 km, y la partícula se destruye por completo a una altitud de unos 80 km. Para meteoroides lentos, esto sucede más abajo, donde la densidad del aire es mayor. Los meteoritos, comparables en brillo a las estrellas más brillantes, están formados por partículas con una masa de décimas de gramo. Los meteoroides más grandes suelen tardar más en romperse y alcanzar altitudes bajas. Se ralentizan significativamente debido a la fricción en la atmósfera. Las partículas raras caen por debajo de los 40 km. Si un meteoroide alcanza alturas de 10 a 30 km, su velocidad se vuelve inferior a 5 km/s y puede caer a la superficie en forma de meteorito.

órbitas

Conociendo la velocidad del meteoroide y la dirección desde la que se acercó a la Tierra, un astrónomo puede calcular su órbita antes del impacto. La tierra y el meteoroide chocan si sus órbitas se cruzan y se encuentran simultáneamente en este punto de intersección. Las órbitas de los meteoroides son casi circulares y extremadamente elípticas, y van más allá de las órbitas planetarias.

Si un meteoroide se acerca lentamente a la Tierra, entonces se está moviendo alrededor del Sol en la misma dirección que la Tierra: en sentido antihorario, visto desde el polo norte de la órbita. La mayoría de las órbitas de los meteoroides van más allá de la órbita de la Tierra y sus planos no están muy inclinados hacia la eclíptica. La caída de casi todos los meteoritos está asociada a meteoroides que tenían velocidades inferiores a 25 km/s; sus órbitas se encuentran completamente dentro de la órbita de Júpiter. La mayor parte del tiempo estos objetos pasan entre las órbitas de Júpiter y Marte, en el cinturón de planetas menores - asteroides. Por lo tanto, se cree que los asteroides sirven como fuente de meteoritos. Desafortunadamente, solo podemos observar aquellos meteoroides que cruzan la órbita de la Tierra; obviamente, este grupo no representa completamente a todos los cuerpos pequeños del sistema solar.

En los meteoroides rápidos, las órbitas son más alargadas y más inclinadas hacia la eclíptica. Si un meteoroide vuela a una velocidad de más de 42 km/s, entonces se mueve alrededor del Sol en dirección opuesta a la dirección de los planetas. El hecho de que muchos cometas se muevan en tales órbitas indica que estos meteoroides son fragmentos de cometas.

lluvias de meteoros

En algunos días del año, los meteoros aparecen con mucha más frecuencia de lo habitual. Este fenómeno se llama lluvia de meteoros, cuando se observan decenas de miles de meteoros por hora, creando un asombroso fenómeno de "lluvia de estrellas" en todo el cielo. Si trazas las trayectorias de los meteoros en el cielo, parecerá que todos vuelan desde el mismo punto, llamado el radiante de la lluvia. Este fenómeno de perspectiva, similar a los rieles que convergen en el horizonte, indica que todas las partículas se mueven a lo largo de caminos paralelos.

Los astrónomos han identificado varias docenas de lluvias de meteoritos, muchas de las cuales muestran una actividad anual que dura desde unas pocas horas hasta varias semanas. La mayoría de las corrientes reciben el nombre de la constelación en la que se encuentra su radiante, por ejemplo, las Perseidas, que tienen un radiante en la constelación de Perseo, las Gemínidas, con un radiante en Géminis.

Después de la sorprendente lluvia de estrellas provocada por la lluvia de Leónidas en 1833, W. Clark y D. Olmstead sugirieron que estaba asociada con cierto cometa. A principios de 1867, K. Peters, D. Schiaparelli y T. Oppolzer demostraron de forma independiente esta conexión al establecer la similitud de las órbitas del cometa 1866 I (Cometa Temple-Tutl) y la lluvia de meteoros Leónidas 1866.

Las lluvias de meteoros se observan cuando la Tierra cruza la trayectoria de un enjambre de partículas formadas durante la destrucción de un cometa. Al acercarse al Sol, el cometa es calentado por sus rayos y pierde materia. Durante varios siglos, bajo la influencia de las perturbaciones gravitatorias de los planetas, estas partículas forman un enjambre alargado a lo largo de la órbita del cometa. Si la Tierra cruza esta corriente, podemos observar una lluvia de estrellas cada año, incluso si el propio cometa está lejos de la Tierra en ese momento. Debido a que las partículas se distribuyen de manera desigual a lo largo de la órbita, la intensidad de la lluvia puede variar de un año a otro. Los antiguos arroyos están tan dilatados que la Tierra los cruza durante varios días. En la sección transversal, algunos arroyos se parecen más a una cinta que a una cuerda.

La capacidad de observar el flujo depende de la dirección de llegada de las partículas a la Tierra. Si el radiante está ubicado en lo alto del cielo del norte, entonces la corriente no es visible desde el hemisferio sur de la Tierra (y viceversa). Las lluvias de meteoritos solo se pueden ver si el radiante está por encima del horizonte. Si el radiante incide en el cielo diurno, los meteoros no son visibles, pero pueden ser detectados por el radar. Las corrientes estrechas bajo la influencia de los planetas, especialmente de Júpiter, pueden cambiar sus órbitas. Si al mismo tiempo ya no cruzan la órbita terrestre, se vuelven inobservables.

La lluvia de las Gemínidas de diciembre está asociada con los restos de un planeta menor o el núcleo inactivo de un viejo cometa. Hay indicios de que la Tierra está colisionando con otros grupos de meteoroides generados por asteroides, pero estos flujos son muy débiles.

bolas de fuego

Los meteoritos que son más brillantes que los planetas más brillantes a menudo se denominan bolas de fuego. Las bolas de fuego a veces se observan más brillantes que la luna llena y muy raramente aquellas que brillan más que el sol. Los bólidos surgen de los meteoroides más grandes. Entre ellos hay muchos fragmentos de asteroides, que son más densos y fuertes que los fragmentos de núcleos de cometas. Pero aún así, la mayoría de los meteoroides de asteroides se destruyen en las densas capas de la atmósfera. Algunos de ellos caen a la superficie en forma de meteoritos. Debido al alto brillo del flash, las bolas de fuego parecen mucho más cercanas que en la realidad. Por lo tanto, es necesario comparar las observaciones de bolas de fuego de diferentes lugares antes de organizar una búsqueda de meteoritos. Los astrónomos han estimado que alrededor de 12 bolas de fuego alrededor de la Tierra todos los días terminan en la caída de más de un kilogramo de meteoritos.

procesos físicos.

La destrucción de un meteoroide en la atmósfera ocurre por ablación, es decir separación a alta temperatura de los átomos de su superficie bajo la acción de las partículas de aire entrantes. La estela de gas caliente que queda detrás del meteoroide emite luz, pero no como resultado de reacciones químicas, sino como resultado de la recombinación de átomos excitados por impactos. Los espectros de los meteoros muestran muchas líneas de emisión brillantes, entre las que predominan las líneas de hierro, sodio, calcio, magnesio y silicio. También son visibles líneas de nitrógeno y oxígeno atmosféricos. La composición química de los meteoroides determinada a partir del espectro es coherente con los datos de cometas y asteroides, así como con el polvo interplanetario recogido en la atmósfera superior.

Muchos meteoros, especialmente los rápidos, dejan un rastro luminoso detrás de ellos que se observa durante uno o dos segundos y, a veces, durante mucho más tiempo. Cuando caían grandes meteoritos, se observaba el rastro durante varios minutos. El resplandor de los átomos de oxígeno a altitudes de aprox. 100 km pueden explicarse por huellas que no duran más de un segundo. Las estelas más largas se deben a la compleja interacción del meteoroide con los átomos y moléculas de la atmósfera. Las partículas de polvo a lo largo del camino del bólido pueden formar un rastro brillante si la atmósfera superior donde se dispersan está iluminada por el Sol cuando el observador debajo tiene un crepúsculo profundo.

Las velocidades de los meteoritos son hipersónicas. Cuando un meteoroide alcanza capas relativamente densas de la atmósfera, surge una poderosa onda de choque y los sonidos fuertes pueden transportarse por decenas o más kilómetros. Estos sonidos recuerdan a truenos o cañonazos lejanos. Debido a la distancia, el sonido llega uno o dos minutos después de que aparece el automóvil. Durante varias décadas, los astrónomos han estado discutiendo sobre la realidad del sonido anómalo que algunos observadores escucharon directamente en el momento de la aparición de la bola de fuego y lo describieron como un crujido o un silbido. Los estudios han demostrado que el sonido es causado por perturbaciones en el campo eléctrico cerca de la bola de fuego, bajo cuya influencia los objetos cercanos al observador emiten sonido: cabello, piel, árboles.

peligro de meteorito.

Los meteoritos grandes pueden destruir las naves espaciales y las pequeñas partículas de polvo desgastan constantemente su superficie. El impacto de incluso un pequeño meteoroide puede dar al satélite una carga eléctrica que desactivará los sistemas electrónicos. El riesgo es generalmente bajo, pero aun así, los lanzamientos de naves espaciales a veces se retrasan si se espera una fuerte lluvia de meteoritos.

Órbitas de meteoros y meteoritos.

Hasta la fecha, los observadores soviéticos y extranjeros han publicado varios catálogos de radiantes y órbitas de meteoritos, cada uno con varios miles de meteoritos. Así que hay material más que suficiente para su análisis estadístico.

Uno de los resultados más importantes de este análisis es que casi todos los meteoroides pertenecen al sistema solar, y no son ajenos a los espacios interestelares. Aquí está cómo mostrarlo.

Incluso si un cuerpo de meteorito viniera a nosotros desde los límites mismos del sistema solar, su velocidad relativa al Sol a una distancia de la órbita terrestre será igual a la velocidad parabólica a esta distancia, que es varias veces mayor que la circular. . La tierra se mueve con una velocidad casi circular de 30 km/s, por lo tanto, la velocidad parabólica en la región de la órbita terrestre es 30=42 km/s. Incluso si un meteoroide vuela hacia la Tierra, su velocidad relativa a la Tierra será igual a 30+42=72 km/s. Este es el límite superior de la velocidad geocéntrica de los meteoros.

¿Cómo se determina su límite inferior? Deje que el cuerpo del meteorito se mueva cerca de la Tierra a lo largo de su órbita con la misma velocidad que la Tierra. La velocidad geocéntrica de tal cuerpo será inicialmente cercana a cero. Pero gradualmente, bajo la influencia de la gravedad de la Tierra, la partícula comenzará a caer a la Tierra y acelerará hasta la conocida segunda velocidad cósmica de 11,2 km/s. Con esta velocidad, entrará en la atmósfera terrestre. Este es el límite inferior de la velocidad extraatmosférica de los meteoros.

Es más difícil determinar las órbitas de los meteoritos. Ya hemos dicho que las caídas de meteoritos son fenómenos extremadamente raros y, además, impredecibles. Nadie puede decir de antemano cuándo y dónde caerá el meteorito. El análisis de los testimonios de testigos presenciales aleatorios de la caída proporciona una precisión extremadamente baja para determinar el radiante, y es completamente imposible determinar la velocidad de esta manera.

Pero el 7 de abril de 1959, varias estaciones del servicio de meteoros de Checoslovaquia fotografiaron una brillante bola de fuego, que acabó con la caída de varios fragmentos del meteorito Pribram. La trayectoria atmosférica y la órbita en el sistema solar de este meteorito se han calculado con precisión. Este evento inspiró a los astrónomos. En las praderas de los Estados Unidos, se organizó una red de estaciones, equipadas con el mismo tipo de conjuntos de cámaras, especialmente para disparar bolas de fuego brillantes. Lo llamaron la red de la pradera. Otra red de estaciones, europea, se desplegó en el territorio de Checoslovaquia, la RDA y la RFA.

La red de praderas durante 10 años de trabajo registró el vuelo de 2500 bolas de fuego brillantes. Los científicos estadounidenses esperaban que, al continuar con sus trayectorias descendentes, pudieran encontrar al menos docenas de meteoritos caídos.

Sus expectativas no se cumplieron. Solo una (!) de 2500 bolas de fuego terminó el 4 de enero de 1970 con la caída del meteorito de Ciudad Perdida. Siete años después, cuando ya no funcionaba Prairie Network, se fotografió desde Canadá el vuelo del meteorito Inisfree. Esto sucedió el 5 de febrero de 1977. De las bolas de fuego europeas, ninguna (después de Pribram) terminó en lluvia de meteoritos. Mientras tanto, entre las bolas de fuego fotografiadas, muchas eran muy brillantes, muchas veces más brillantes que la luna llena. Pero los meteoritos no cayeron después de su paso. Este misterio se resolvió a mediados de los años 70, del que hablaremos a continuación.

Por lo tanto, junto con muchos miles de órbitas de meteoritos, solo tenemos tres (!) órbitas de meteoritos exactas. A estos podemos agregar varias docenas de órbitas aproximadas calculadas por I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkov y otros astrónomos basados ​​en un análisis del testimonio de testigos presenciales.

En el análisis estadístico de los elementos de las órbitas de los meteoros, se deben tener en cuenta varios factores selectivos, lo que lleva a que algunos meteoros se observen con más frecuencia que otros. Asi que, factor geométricoPAG 1 determina la visibilidad relativa de meteoros con diferentes distancias cenitales radiantes. Para los meteoros registrados por radar (los llamados meteoros de radio), lo que importa es la geometría de la reflexión de las ondas de radio a partir de la traza ion-electrón y el patrón de radiación de la antena. Factor físico P 2 determina la dependencia de la visibilidad del meteorito en la velocidad. Es decir, como veremos más adelante, cuanto mayor sea la velocidad del meteoroide, más brillante se observará el meteoro. El brillo de un meteoro, observado visualmente o registrado fotográficamente, es proporcional a la cuarta o quinta potencia de la velocidad. Esto significa, por ejemplo, que un meteoro con una velocidad de 60 km/s será 400-1000 veces más brillante que un meteoro con una velocidad de 15 km/s (si las masas de los meteoroides que los generan son iguales). Para los meteoros de radio, existe una dependencia similar de la intensidad de la señal reflejada (brillo de radio del meteoro) con la velocidad, aunque es más compleja. Finalmente, hay más factor astronómico P 3 , cuyo significado es que el encuentro de la Tierra con partículas de meteoritos que se mueven en el sistema solar en diferentes órbitas tiene una probabilidad diferente.

Después de tener en cuenta los tres factores, es posible construir la distribución de los meteoros sobre los elementos de sus órbitas, corregida por efectos selectivos.

Todos los meteoros se dividen en en línea, es decir, los pertenecientes a lluvias de meteoros conocidas, y esporádico, componentes del fondo del meteorito. La línea entre ellos es hasta cierto punto condicional. Se conocen unas veinte lluvias de meteoritos importantes. Se denominan por los nombres latinos de las constelaciones donde se encuentra el radiante: Perseidas, Líridas, Oriónidas, Acuáridas, Gemínidas. Si dos o más lluvias de meteoritos operan en una constelación determinada en momentos diferentes, se designan con la estrella más cercana: (-Acuáridas, -Acuáridas, -Perseidas, etc.

El número total de lluvias de meteoros es mucho mayor. Así, el catálogo de A. K. Terent'eva, compilado a partir de las mejores observaciones visuales y fotográficas hasta 1967, contiene 360 ​​lluvias de meteoros. Del análisis de 16.800 órbitas de meteoritos de radio, V. N. Lebedinets, V. N. Korpusov y A. K. Sosnova identificaron 715 lluvias de meteoritos y asociaciones (una asociación de meteoritos es un grupo de órbitas de meteoritos, cuya proximidad genética se ha establecido con menos confianza que en el caso de una lluvia de meteoritos).

Para una serie de lluvias de meteoritos, su relación genética con los cometas se ha establecido de forma fiable. Así, la órbita de la lluvia de meteoros Leónidas, observada anualmente a mediados de noviembre, coincide prácticamente con la órbita del cometa 1866 I. Una vez cada 33 años se observan espectaculares lluvias de meteoros con un radiante en la constelación de Leo. Las lluvias más intensas se observaron en 1799, 1832 y 1866. Luego, durante dos períodos (1899-1900 y 1932-1933) no hubo lluvias de meteoros. Aparentemente, la posición de la Tierra durante el período de su encuentro con el flujo fue desfavorable para las observaciones: no atravesó la parte más densa del enjambre. Pero el 17 de noviembre de 1966 se repitió la lluvia de meteoros Leónidas. Fue observado por astrónomos e invernales estadounidenses desde 14 estaciones polares soviéticas en el Ártico, donde en ese momento era la noche polar (en el territorio principal de la URSS en ese momento era de día). El número de meteoros llegó a 100.000 por hora, pero la lluvia de meteoros duró sólo 20 minutos, mientras que en 1832 y 1866. continuó durante varias horas. Esto se puede explicar de dos maneras: o bien el enjambre consiste en cúmulos separados de nubes de varios tamaños y la Tierra en diferentes años pasa a través de una u otra nube, o en 1966 la Tierra cruzó el enjambre no en diámetro, sino a lo largo de un pequeño acorde. Cometa 1866 También tiene un período orbital de 33 años, lo que confirma aún más su papel como el cometa progenitor del enjambre.

Del mismo modo cometa 1862 III es el antepasado de la lluvia de meteoritos August Perseid. A diferencia de las Leónidas, las Perseidas no producen lluvias de meteoros. Esto significa que la materia del enjambre se distribuye más o menos uniformemente a lo largo de su órbita. Por lo tanto, se puede suponer que las Perseidas son una inundación de meteoros "más antigua" que las Leónidas.

Hace relativamente poco tiempo, se formó la lluvia de meteoritos Dracónidas, dando espectaculares lluvias de meteoritos el 9 y 10 de octubre de 1933 y 1946. El antepasado de esta corriente es el cometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Su periodo es de 6,5 años, por lo que se observaron lluvias de meteoros a intervalos de 13 años (los dos periodos del cometa corresponden casi exactamente a 13 revoluciones de la Tierra). Pero ni en 1959 ni en 1972 se observaron lluvias de meteoritos Dracónidas. Durante estos años, la Tierra pasó lejos de la órbita del enjambre. Para 1985, el pronóstico era más favorable. En efecto, en la tarde del 8 de octubre se observó en el Lejano Oriente una espectacular lluvia de meteoros, aunque inferior en número y duración a la lluvia de 1946. Era de día en la mayor parte del territorio de nuestro país, pero los astrónomos de Dushanbe y Kazan observaron la lluvia de meteoritos utilizando instalaciones de radar.

El cometa Biela, que se dividió en dos partes ante los ojos de los astrónomos en 1846, ya no se observó en 1872, pero los astrónomos presenciaron dos poderosas lluvias de meteoritos, en 1872 y 1885. Esta corriente se llamó Andrómeda (por la constelación) o Bielida (por el cometa). Desgraciadamente, durante todo un siglo no se ha vuelto a repetir, aunque el periodo de revolución de este cometa también es de 6,5 años. El cometa de Biela es uno de los perdidos: no se ha observado durante 130 años. Lo más probable es que realmente se derrumbó, dando lugar a la lluvia de meteoritos de Andrómedida.

El famoso cometa Halley está asociado con dos lluvias de meteoritos: las Acuáridas observadas en mayo (radiante en Acuario) y las Oriónidas observadas en octubre (radiante en Orión). Esto significa que la órbita de la Tierra se cruza con la órbita del cometa no en un punto, como la mayoría de los cometas, sino en dos. En relación con el acercamiento del cometa Halley al Sol ya la Tierra a principios de 1986, la atención de los astrónomos y astrónomos aficionados se centró en estas dos corrientes. Las observaciones de la lluvia de Acuáridas en mayo de 1986 en la URSS confirmaron su mayor actividad con predominio de meteoros brillantes.

Así, de las conexiones establecidas entre las lluvias de meteoros y los cometas, se desprende una importante conclusión cosmogónica: los cuerpos de meteoros de las corrientes no son más que productos de la destrucción de los cometas. En cuanto a los meteoros esporádicos, lo más probable es que sean los restos de corrientes desintegradas. De hecho, la trayectoria de las partículas de los meteoritos se ve fuertemente afectada por la atracción de los planetas, especialmente los planetas gigantes del grupo de Júpiter. Las perturbaciones de los planetas conducen a la disipación y luego a la completa descomposición del flujo. Es cierto que este proceso lleva miles, decenas y cientos de miles de años, pero funciona de manera constante e inexorable. Todo el complejo de meteoros se está actualizando gradualmente.

Pasemos a la distribución de las órbitas de los meteoritos según los valores de sus elementos. En primer lugar, notamos el hecho importante de que estas distribuciones diferente para meteoros registrados por fotométodo (fotometeoros) y radar (radiometeoros). La razón de esto es que el método de radar permite registrar meteoros mucho más débiles que la fotografía, lo que significa que los datos de este método (después de tener en cuenta el factor físico) se refieren en promedio a cuerpos mucho más pequeños que los datos de la fotografía. método. Los meteoros brillantes que se pueden fotografiar corresponden a cuerpos con una masa de más de 0,1 g, mientras que los meteoros de radio recopilados en el catálogo de B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints y M. F. Lagutin corresponden a cuerpos con una masa de 10 -3 ~ 10 - 4 y.

El análisis de las órbitas de los meteoritos de este catálogo mostró que todo el complejo de meteoritos se puede dividir en dos componentes: plano y esférico. La componente esférica incluye órbitas con inclinaciones arbitrarias a la eclíptica, con predominio de órbitas con grandes excentricidades y semiejes. El componente plano incluye órbitas con pequeñas inclinaciones ( i < 35°), небольшими размерами (un< 5 a. e.) y excentricidades bastante grandes. En 1966, V. N. Lebedinets planteó la hipótesis de que los cuerpos de meteoritos con un componente esférico se forman debido a la descomposición de los cometas de período largo, pero sus órbitas cambian mucho bajo la influencia del efecto Poynting-Robertson.

Este efecto es el siguiente. Las partículas pequeñas se ven afectadas de manera muy efectiva no solo por la atracción del Sol, sino también por la presión de la luz. Por qué la presión de la luz actúa con precisión sobre las partículas pequeñas queda claro a partir de lo siguiente. La presión de los rayos del sol es proporcional. área de superficie partícula, o el cuadrado de su radio, mientras que la atracción del Sol es su masa, o en última instancia, su volumen, es decir, el cubo del radio. La relación entre la presión de la luz (más precisamente, la aceleración impartida por ella) y la aceleración de la fuerza gravitatoria será, pues, inversamente proporcional al radio de la partícula y será mayor en el caso de partículas pequeñas.

Si una pequeña partícula gira alrededor del Sol, entonces, debido a la suma de las velocidades de la luz y la partícula, de acuerdo con la regla del paralelogramo, la luz caerá ligeramente al frente (Para los lectores familiarizados con la teoría de la relatividad, esta interpretación puede plantear objeciones: después de todo, la velocidad de la luz no se suma a la velocidad de la fuente o del receptor de la luz. Pero una consideración rigurosa de este fenómeno, así como el fenómeno de la aberración anual de la luz estelar (el desplazamiento aparente de las estrellas hacia delante el movimiento de la Tierra) cerca de ella en la naturaleza, en el marco de la teoría de la relatividad conduce al mismo resultado. un cambio en la dirección del rayo que incide sobre la partícula debido a su transición de un marco de referencia a otro.) y ralentizará ligeramente su movimiento alrededor del Sol. Debido a esto, la partícula en una espiral muy suave se acercará gradualmente al Sol, su órbita se deformará. Este efecto fue descrito cualitativamente en 1903 por J. Poynting y fundamentado matemáticamente en 1937 por G. Robertson. Nos encontraremos con manifestaciones de este efecto más de una vez.

Basándose en el análisis de los elementos de las órbitas de cuerpos de meteoritos con componente esférico, VN Lebedinets desarrolló un modelo para la evolución del polvo interplanetario. Calculó que para mantener el estado de equilibrio de este componente, los cometas de período largo deberían expulsar un promedio de 10 15 g de polvo al año. Esta es la masa de un cometa relativamente pequeño.

En cuanto a los cuerpos de meteoros del componente plano, aparentemente se forman como resultado de la descomposición de cometas de período corto. Sin embargo, no todo está claro todavía. Las órbitas típicas de estos cometas difieren de las órbitas de los meteoros del componente plano (los cometas tienen grandes distancias de perihelio y excentricidades más pequeñas), y su transformación no puede explicarse por el efecto Poynting-Robertson. No tenemos conocimiento de cometas con órbitas tales como lluvias de meteoritos activas de las Gemínidas, Ariétidas, Acuáridas y otras. Mientras tanto, para reponer el componente plano, es necesario que se forme un nuevo cometa con una órbita de este tipo una vez cada varios cientos de años. Estos cometas, sin embargo, tienen una vida extremadamente corta (principalmente debido a las pequeñas distancias del perihelio y los cortos períodos orbitales), y tal vez por eso ni un solo cometa de este tipo ha entrado todavía en nuestro campo de visión.

Un análisis de las órbitas de los fotometeoros realizado por los astrónomos estadounidenses F. Whipple, R. McCroskey y A. Posen mostró resultados significativamente diferentes. La mayoría de los meteoroides grandes (con masas superiores a 1 g) se mueven en órbitas similares a las de los cometas de período corto ( un < 5 а. е., i< 35° mi> 0.7). Aproximadamente el 20% de estos cuerpos tienen órbitas cercanas a las de los cometas de período largo. Aparentemente, cada componente de los cuerpos de meteoritos de tales tamaños es producto de la descomposición de los cometas correspondientes. Al pasar a cuerpos más pequeños (hasta 0,1 g), el número de órbitas de tamaños pequeños aumenta notablemente (un< 2 a. mi.). Esto es consistente con el hecho descubierto por los científicos soviéticos de que tales órbitas predominan en los meteoros de radio del componente plano.

Pasemos ahora a las órbitas de los meteoritos. Como ya se mencionó, se han determinado las órbitas exactas de solo tres meteoritos. Sus elementos se dan en la tabla. uno ( v es la velocidad a la que el meteorito entra en la atmósfera, q, q" - distancias del Sol en el perihelio y el afelio).

La gran similitud entre las órbitas de Lost City y el meteorito Inisfree y alguna diferencia entre ellos en la órbita del meteorito Pribram es sorprendente. Pero lo más importante es que los tres meteoritos en afelio cruzan el llamado cinturón de asteroides (planetas menores), cuyos límites corresponden condicionalmente a distancias de 2,0 a 4,2 AU. E. Las inclinaciones orbitales de los tres meteoritos son pequeñas, a diferencia de la mayoría de los meteoroides pequeños.

¿Pero tal vez es solo una coincidencia? Después de todo, tres órbitas es muy poco material para las estadísticas y cualquier conclusión. A. N. Simonenko en 1975-1979 estudió más de 50 órbitas de meteoritos, determinadas por un método aproximado: el radiante se determinó a partir del testimonio de testigos presenciales, y la velocidad de entrada se estimó a partir de la ubicación del radiante en relación con apéndice(El punto en la esfera celeste, hacia el cual se dirige actualmente el movimiento de la Tierra en su órbita). Obviamente, para los meteoritos que se aproximan (rápidos), el radiante debe ubicarse no lejos del vértice, y para los meteoritos que adelantan (lentos), cerca del punto de la esfera celeste opuesto al ápice. antiápice.

Tabla 1. Elementos de las órbitas exactas de tres meteoritos

Resultó que los radiantes de los 50 meteoritos se agrupan alrededor del antiápex y no se pueden separar de él más de 30-40 o. Esto significa que todos los meteoritos están alcanzando, que se mueven alrededor del Sol en dirección hacia adelante (como la Tierra y todos los planetas) y sus órbitas no pueden tener una inclinación a la eclíptica superior a 30-40 °.

Seamos realistas, esta conclusión no está estrictamente justificada. En sus cálculos de los elementos de las órbitas de 50 meteoritos, A. N. Simonenko partió de la suposición previamente formulada por ella y B. Yu. Levin de que la velocidad de entrada de los cuerpos formadores de meteoritos en la atmósfera terrestre no puede exceder los 22 km/s. Esta suposición se basó primero en el análisis teórico de B. Yu. Levin, quien allá por 1946; mostró que a altas velocidades, un meteoroide que ingresa a la atmósfera debe destruirse por completo (debido a la evaporación, aplastamiento, fusión) y no cae en forma de meteorito. Esta conclusión fue confirmada por los resultados de las observaciones de las redes de bolas de fuego de Prairie y European, cuando ninguno de los grandes meteoroides que volaron a velocidades superiores a 22 km/s cayó en forma de meteorito. La velocidad del meteorito Pribram, como se puede ver en la Tabla. 1 está cerca de este límite superior, pero todavía no lo alcanza.

Habiendo tomado el valor de 22 km/s como el límite superior para la velocidad de entrada de los meteoritos, ya predeterminamos que solo los meteoritos que adelantan pueden atravesar la "barrera atmosférica" ​​y caer a la Tierra como meteoritos. Esta conclusión significa que aquellos meteoritos que recolectamos y estudiamos en nuestros laboratorios se movieron en el sistema solar a lo largo de órbitas de una clase estrictamente definida (su clasificación se discutirá más adelante). Pero eso no significa en absoluto que agoten todo el complejo de cuerpos del mismo tamaño y masa (y, posiblemente, de la misma estructura y composición, aunque esto no es del todo necesario) que se mueven en el sistema solar. Es posible que muchos cuerpos (e incluso la mayoría de ellos) se muevan en órbitas completamente diferentes y simplemente no puedan atravesar la "barrera atmosférica" ​​de la Tierra. El porcentaje insignificante de meteoritos que cayeron en comparación con el número de bolas de fuego brillantes fotografiadas por ambas redes de bolas de fuego (alrededor del 0,1%) parece respaldar tal conclusión. Pero llegamos a conclusiones diferentes si adoptamos otros métodos de análisis de las observaciones. Uno de ellos, basado en la determinación de la densidad de los meteoroides desde la altura de su destrucción, se discutirá más adelante. Otro método se basa en una comparación de las órbitas de meteoritos y asteroides. Dado que el meteorito cayó a la Tierra, es obvio que su órbita se cruzó con la órbita de la Tierra. De toda la masa de asteroides conocidos (alrededor de 2500), solo 50 tienen órbitas que se cruzan con la órbita de la Tierra. Los tres meteoritos con órbitas precisas en el afelio cruzaron el cinturón de asteroides (Fig. 5). Sus órbitas están cerca de las órbitas de los asteroides de los grupos Amur y Apolo, pasando cerca de la órbita de la Tierra o cruzándola. Se conocen alrededor de 80 asteroides de este tipo. Las órbitas de estos asteroides generalmente se dividen en cinco grupos: 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-órbitas pequeñas; V es una gran inclinación de las órbitas. Entre grupos YO- II y II- III intervalos notables, llamados las escotillas de Venus y la Tierra. La mayoría de los asteroides (20) pertenecen al grupo III, pero esto se debe a la conveniencia de observarlos cerca del perihelio, cuando se acercan a la Tierra y están en oposición al Sol.

Si distribuimos las 51 órbitas de meteoritos que conocemos en los mismos grupos, entonces 5 de ellos se pueden atribuir al grupo YO; 10 - al grupo II, 31 - al grupo III y 5 - al grupo IV. Ninguno de los meteoritos pertenece al grupo. V. Se puede ver que aquí, también, la gran mayoría de las órbitas pertenecen al grupo III, aunque aquí no se aplica el factor de conveniencia de la observación. Pero no es difícil darse cuenta de que los fragmentos de asteroides de este grupo deben ingresar a la atmósfera terrestre a velocidades muy bajas y, por lo tanto, deben experimentar una destrucción relativamente débil en la atmósfera. Los meteoritos Lost City e Inisfree pertenecen a este grupo, mientras que Pribram pertenece al grupo II.

Todas estas circunstancias, junto con algunas otras (por ejemplo, con una comparación de las propiedades ópticas de las superficies de asteroides y meteoritos), nos permiten sacar una conclusión muy importante: los meteoritos son fragmentos de asteroides, y no cualquiera, sino pertenecientes a los grupos Amur y Apolo. Esto nos brinda inmediatamente la oportunidad de juzgar la composición y estructura de los asteroides en función del análisis de la sustancia de los meteoritos, lo que es un importante paso adelante para comprender la naturaleza y el origen de ambos.

Pero debemos sacar inmediatamente otra conclusión importante: los meteoritos han otro origen, que los cuerpos que crean el fenómeno de los meteoros: los primeros son fragmentos de asteroides, los segundos son los productos de descomposición de los cometas.

Arroz. 5. Órbitas de los meteoritos Pribram, Lost City e Inisfree. Los puntos de su encuentro con la Tierra están marcados

Por lo tanto, los meteoros no pueden considerarse "pequeños meteoritos", además de la diferencia terminológica entre estos conceptos, que se mencionó al comienzo del libro (el autor de este libro, allá por 1940, propuso (junto con G. O. Zateishchikov) llamar el propio cuerpo cósmico meteorito, y el fenómeno de una "estrella fugaz" - vuelo de meteoritos Sin embargo, esta propuesta, que simplificó mucho la terminología de los meteoritos, no fue aceptada). También existe una diferencia genética entre los cuerpos que crean el fenómeno de los meteoros y los meteoritos: se forman de diferentes maneras, debido a la descomposición de varios cuerpos de el sistema solar.

Arroz. 6. Diagrama de distribución de órbitas de cuerpos pequeños en coordenadas ae

Puntos: bolas de fuego de la red Prairie; círculos - lluvias de meteoritos (según V. I. Tsvetkov)

La cuestión del origen de los meteoroides se puede abordar de otra manera. Construyamos un diagrama (Fig. 6), trazando a lo largo del eje vertical los valores del semieje mayor de la órbita. un(o 1/ un), a en la horizontal - la excentricidad de la órbita mi. Por valores un, mi Tracemos puntos en este diagrama correspondientes a las órbitas de cometas, asteroides, meteoritos, bolas de fuego brillantes, lluvias de meteoros y meteoros de varias clases conocidos. Dibujemos también dos líneas muy importantes correspondientes a las condiciones q=1 y q" = 1. Es obvio que todos los puntos para los meteoroides estarán ubicados entre estas líneas, ya que solo dentro de la región delimitada por ellas, se realiza la condición de intersección de la órbita del meteoroide con la órbita de la Tierra.

Muchos astrónomos, empezando por F. Whipple, intentaron encontrar y trazar en un- e-diagrama en forma de líneas, criterios que delimitan las órbitas de los tipos de asteroides y cometas. El investigador de meteoritos checoslovaco L. Kresak hizo una comparación de estos criterios. Dado que dan resultados similares, hemos llevado a cabo en la Fig. 6 una "línea de contacto" promediada q"= 4.6. Arriba ya la derecha hay órbitas de tipo cometa, abajo ya la izquierda, asteroides. En este gráfico, trazamos puntos correspondientes a 334 autos de carrera del catálogo de R. McCrosky, K. Shao y A. Posen. Puede verse que la mayoría de los puntos se encuentran por debajo de la línea de demarcación. Solo 47 de 334 puntos se ubican por encima de esta línea (15%), y con un ligero desplazamiento hacia arriba, su número disminuirá a 26 (8%). Estos puntos probablemente corresponden a cuerpos de origen cometario. Es interesante que muchos puntos parecen "acurrucarse" a la línea q = 1, y dos puntos incluso van más allá del área delimitada. Esto significa que las órbitas de estos dos cuerpos no cruzaron la órbita de la Tierra, sino que pasaron cerca, pero la gravedad de la Tierra obligó a estos cuerpos a caer sobre ella, dando lugar al espectacular fenómeno de las bolas de fuego brillantes.

Es posible hacer otra comparación de las características orbitales de los pequeños cuerpos del Sistema Solar. al construir un- mi- diagramas, no tomamos en cuenta el tercer elemento importante de la órbita - su inclinación a la eclíptica i. Se prueba que alguna combinación de elementos de las órbitas de los cuerpos del Sistema Solar, llamada constante de Jacobi y expresada por la fórmula

donde un- el semieje mayor de la órbita en unidades astronómicas conserva su valor, a pesar del cambio en los elementos individuales bajo la influencia de las perturbaciones de los planetas mayores. Valor tu tiene el significado de alguna velocidad, expresada en unidades de la velocidad circular de la Tierra. Es fácil probar que es igual a la velocidad geocéntrica de un cuerpo que cruza la órbita terrestre.

Figura 7. Distribución de las órbitas de los asteroides (1), bolas de fuego de la Prairie Network ( 2 ), meteoritos (3), cometas (4) y lluvias de meteoritos (3) por la constante de Jacobi tu y eje principal un

Construyamos un nuevo diagrama (Fig. 7), trazando la constante de Jacobi a lo largo del eje vertical tu (adimensional) y la correspondiente velocidad geocéntrica v 0 , y a lo largo del eje horizontal - 1/ un. Tracemos puntos en él correspondientes a las órbitas de asteroides de los grupos Amur y Apolo, meteoritos, cometas de período corto (los cometas de período largo van más allá del diagrama) y bolas de fuego de los catálogos McCrosky, Shao y Posen (los bólidos son marcados con cruces, que corresponden a los cuerpos más friables, ver más abajo),

Podemos notar inmediatamente las siguientes propiedades de estas órbitas. Las órbitas de las bolas de fuego están cerca de las órbitas de los asteroides de los grupos Amur y Apolo. Las órbitas de los meteoritos también están cerca de las órbitas de los asteroides de estos grupos, pero para ellos tu <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 una. Solo el cometa de Encke cayó en medio de las órbitas de las bolas de fuego (Existe una hipótesis presentada por I. T. Zotkin y desarrollada por L. Kresak de que el meteorito de Tunguska es un fragmento del cometa de Encke. Para obtener más detalles, consulte el final del Capítulo 4).

La similitud de las órbitas de los asteroides del grupo Apolo con las órbitas de algunos cometas de período corto y su marcada diferencia con las órbitas de otros asteroides llevó al astrónomo irlandés E. Epik (de nacionalidad estonia) en 1963 a la conclusión inesperada que estos asteroides no son pequeños planetas, sino núcleos "secos" de cometas. De hecho, las órbitas de los asteroides Adonis, Sisyphus y 1974 MA son muy cercanas a las del cometa Encke, el único cometa "vivo" que podría asignarse al grupo Apolo por sus características orbitales. Al mismo tiempo, se conocen cometas que conservaron su apariencia cometaria típica solo en la primera aparición. El cometa Arend-Rigo ya en 1958 (segunda aparición) tenía un aspecto totalmente estrellado, y, de haber sido descubierto en 1958 o 1963, bien podría haber sido catalogado como un asteroide. Lo mismo puede decirse de los cometas Kulin y Neuimin-1.

Según Epic, el tiempo de pérdida de todos los componentes volátiles por el núcleo del cometa Encke se mide en miles de años, mientras que el tiempo dinámico de su existencia se mide en millones de años. Por lo tanto, un cometa debe pasar la mayor parte de su vida en un estado "seco", en forma de asteroide del grupo Apolo. Aparentemente, el cometa de Encke se ha estado moviendo en su órbita por no más de 5000 años.

La lluvia de meteoritos Gemínidas cae sobre el diagrama en la región del asteroide, y el asteroide Ícaro tiene la órbita más cercana. Para las Gemínidas, el cometa progenitor es desconocido. Según Epic, la lluvia de las Gemínidas es el resultado de la ruptura de un cometa del mismo grupo que el cometa Encke, que alguna vez existió.

A pesar de su originalidad, la hipótesis de Epik merece una consideración seria y una prueba cuidadosa. La forma directa de tal verificación es el estudio del cometa de Encke y los asteroides del grupo Apolo desde estaciones interplanetarias automáticas.

La objeción más importante a la hipótesis anterior es que no solo los meteoritos pétreos (Pribram, Lost City, Inisfree), sino también los de hierro (Sikhote-Alin) tienen órbitas cercanas a las de los asteroides del grupo Apolo. Pero un análisis de la estructura y composición de estos meteoritos (ver más abajo) muestra que se formaron en las profundidades de cuerpos progenitores de decenas de kilómetros de diámetro. Es poco probable que estos cuerpos puedan ser núcleos de cometas. Además, sabemos que los meteoritos nunca se asocian ni con cometas ni con lluvias de meteoritos. Por lo tanto, llegamos a la conclusión de que entre los asteroides del grupo Apolo debería haber al menos dos subgrupos: núcleos de cometas que forman meteoritos y "secos". Los asteroides se pueden asignar al primer subgrupo. YO- IV clases mencionadas anteriormente, con la excepción de tales asteroides Yo clasifico como Adonis y Daedalus teniendo demasiado valor tu. El segundo subgrupo incluye asteroides del tipo Ícaro y 1974 MA (el segundo de ellos pertenece a clase V, Ícaro queda fuera de esta clasificación).

Por lo tanto, la cuestión del origen de los grandes meteoroides aún no puede considerarse completamente aclarada. Sin embargo, volveremos a su naturaleza más adelante.

La afluencia de materia meteórica a la Tierra

Una gran cantidad de meteoroides caen constantemente a la Tierra. Y el hecho de que la mayoría de ellos se evapore o se rompa en pequeños granos en la atmósfera no cambia las cosas: debido a la lluvia de meteoritos, la masa de la Tierra aumenta constantemente. Pero, ¿qué es este aumento en la masa de la Tierra? ¿Puede tener un significado cosmogónico?

Para estimar la afluencia de materia meteórica a la Tierra, es necesario determinar cómo es la distribución de masa de los meteoroides, en otras palabras, cómo cambia el número de meteoroides con la masa.

Durante mucho tiempo se ha establecido que la distribución de los meteoroides por masa se expresa mediante la siguiente ley de potencia:

N·m= norte 0 METRO - S,

donde norte 0 - número de cuerpos meteóricos de unidad de masa, N·m - número de cuerpos de masa METRO y más S es el llamado índice de masa integral. Este valor se ha determinado repetidamente para varias lluvias de meteoros, meteoros esporádicos, meteoritos y asteroides. Sus valores para varias definiciones se presentan en la Fig. 8, tomado del famoso investigador canadiense de meteoritos P. Millman. Cuando S=1 el flujo de masa traído por los cuerpos meteóricos es el mismo en cualquier intervalo igual del logaritmo de masa; Si S>1, entonces la mayor parte del flujo másico es suministrado por cuerpos pequeños, si S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S toma diferentes valores en diferentes rangos de masa, pero promedioS=1. Para meteoros visuales y fotográficos sobre muchos datos S\u003d 1.35, para bolas de fuego, según R. McCrosky, S=0,6. En la región de las partículas pequeñas (M<10 -9 г) S también disminuye a 0,6.

Arroz. 8. Cambiar parámetro Scon la masa de los cuerpos pequeños del sistema solar (según P. Millman)

1 - cráteres lunares; 2- partículas de meteoros (datos satelitales); 3 - meteoros; 4 - meteoritos; 5 - asteroides

Una forma de estudiar la distribución de masa de las partículas de pequeños meteoros es estudiar microcráteres en superficies especialmente expuestas para este fin en el espacio interplanetario o en la Luna, ya que se ha comprobado que todos los cráteres lunares pequeños y la gran mayoría de los grandes son de impacto, origen del meteorito. Pasando de diámetros de cráter D a los valores de la masa de los cuerpos que los formaron se produce por la fórmula

D= kilómetros 1/ b,

donde en el sistema cgs k=3.3, para cuerpos pequeños (10 -4 cm o menos) b=3, para cuerpos grandes (hasta metro) b=2,8.

Sin embargo, hay que tener en cuenta que los microcráteres en la superficie de la Luna pueden destruirse debido a diversas formas de erosión: meteorito, del viento solar, destrucción térmica. Por lo tanto, su número observado puede ser menor que el número de cráteres formados.

Combinando todos los métodos de estudio de la materia meteórica: conteo de microcráteres en naves espaciales, lecturas de contadores de partículas de meteoritos en satélites, radar, observaciones visuales y fotográficas de meteoritos, conteo de caídas de meteoritos, estadísticas de asteroides, es posible elaborar un gráfico resumen de la distribución de meteoroides por masa y calcular la entrada total de materia meteórica al suelo. Presentamos aquí un gráfico (Fig. 9) construido por V. N. Lebedints sobre la base de numerosas series de observaciones por diferentes métodos en diferentes países, así como curvas de resumen y teóricas. El modelo de distribución adoptado por V. N. Lebedints se muestra como una línea sólida. Se llama la atención sobre el quiebre de esta curva cerca METRO=10 -6 gy una notable desviación en el rango de masas 10 -11 -10 -15 g.

Esta desviación se explica por el ya conocido efecto Poynting-Robertson. Como sabemos, la presión de la luz ralentiza el movimiento orbital de partículas muy pequeñas (sus dimensiones son del orden de 10 -4 -10 -5 cm) y hace que caigan gradualmente sobre el Sol. Por lo tanto, en este rango de masas, la curva tiene una desviación. Incluso las partículas más pequeñas tienen diámetros comparables o más pequeños que la longitud de onda de la luz, y la presión de la luz no actúa sobre ellas: debido al fenómeno de la difracción, las ondas de luz las rodean sin ejercer presión.

Pasemos a estimar la entrada de masa total. Vamos a querer determinar este influjo en el intervalo de masa de METRO 1 a M 2 , y METRO 2 > METRO 1 Luego, de la ley de distribución de masa escrita anteriormente, se deduce que la entrada de masa Ф m es igual a:

en S 1

en S=1

Arroz. Fig. 9. Distribución de meteoroides por masa (según VN Lebedints) La “caída” en el rango de masas 10 -11 -10 -15 g está asociada con el efecto Poynting-Robertson; norte-número de partículas por metro cuadrado por segundo del hemisferio celeste

Estas fórmulas tienen una serie de propiedades notables. Es decir, en S=1 flujo de masa Ф m depende solo de la relación de masa METRO 2 METRO 1(dado No) ; en S<1 y METRO 2 >> METRO 1 f m depende prácticamente sólo del valor mayor masa M 2 y no depende de METRO 1 ; en S>1 y METRO 2 > METRO 1 flujo F m depende prácticamente sólo del valor masa más pequeñaMETRO 1 y no depende de M 2 Estas propiedades de las fórmulas de afluencia masiva y la variabilidad S, mostrado en la fig. 8, muestra claramente lo peligroso que es promediar el valor S y enderezar la curva de distribución en la Fig. 9, que algunos investigadores ya han intentado hacer. Los cálculos de la entrada de masa deben hacerse a intervalos y luego sumar los resultados.

Tabla 2. Estimaciones de la afluencia de material meteorito a la Tierra en base a datos astronómicos

Varios científicos, utilizando diferentes métodos de análisis, recibieron diferentes estimaciones, sin embargo, no muy divergentes entre sí. En mesa. La Tabla 2 muestra las estimaciones más razonables para los últimos 20 años.

Como puede ver, los valores extremos de estas estimaciones difieren en casi 10 veces, y las dos últimas estimaciones, en 3 veces. Sin embargo, VN Lebedinets considera que el número obtenido por él es solo el más probable e indica los límites extremos posibles de la entrada de masa (0,5-6) 10 4 t/año. El perfeccionamiento de la estimación de la afluencia de material meteorítico a la Tierra es una tarea para el futuro próximo.

Además de los métodos astronómicos para determinar esta importante cantidad, también existen métodos cosmoquímicos basados ​​en el cálculo del contenido de elementos cosmogénicos en ciertos sedimentos, concretamente en sedimentos de aguas profundas: limos y arcillas rojas, glaciares y depósitos de nieve en la Antártida, Groenlandia y otros lugares. Muy a menudo, se determina el contenido de hierro, níquel, iridio, osmio, isótopos de carbono 14 C, helio 3 He, aluminio 26 A1, cloro 38 C l, algunos isótopos de argón. Para calcular el influjo de masa por este método, se determina el contenido total del elemento en estudio en la muestra tomada (núcleo), luego se resta el contenido promedio del mismo elemento o isótopo en las rocas terrestres (el llamado fondo terrestre). de eso. El número resultante se multiplica por la densidad del núcleo, por la tasa de sedimentación (es decir, la acumulación de aquellos depósitos de los que se tomó el núcleo) y por el área superficial de la Tierra y se divide por el contenido relativo de este elemento en la clase más común de meteoritos - en condritas. El resultado de tal cálculo es la afluencia de materia meteórica a la Tierra, pero determinada por medios cosmoquímicos. Llamémoslo FK.

Aunque el método cosmoquímico se ha utilizado durante más de 30 años, sus resultados no concuerdan entre sí y con los resultados obtenidos por el método astronómico. Cierto, J. Barker y E. Anders, al medir el contenido de iridio y osmio en arcillas de aguas profundas en el fondo del Océano Pacífico, obtenido en 1964 y 1968. estimaciones de entrada de masa (5 - 10) 10 4 t/año, que está cerca de las estimaciones más altas obtenidas por el método astronómico. En 1964, O. Schaeffer y colaboradores determinaron el valor del ingreso másico de 4 10 4 t/año a partir del contenido de helio-3 en las mismas arcillas. Pero para el cloro-38 también recibieron un valor 10 veces mayor. E. V. Sobotovich y sus colaboradores sobre el contenido de osmio en arcillas rojas (del fondo del Océano Pacífico) obtuvieron FK = 10 7 t/año, y sobre el contenido del mismo osmio en los glaciares del Cáucaso - 10 6 t/año. Los investigadores indios D. Lal y V. Venkatavaradan calcularon Fc = 4 10 6 t/año a partir del contenido de aluminio-26 en los sedimentos de aguas profundas, y J. Brokas y J. Picciotto lo calcularon a partir del contenido de níquel en los depósitos de nieve de la Antártida. - (4-10) 10 6 t/año.

¿A qué se debe la baja precisión del método cosmoquímico, que da discrepancias de tres órdenes de magnitud? Las siguientes explicaciones para este hecho son posibles:

1) la concentración de los elementos medidos en la mayor parte de la materia meteórica (que, como hemos visto, es principalmente de origen cometario) es diferente de la aceptada para las condritas;

2) hay procesos que no tenemos en cuenta que aumentan la concentración de los elementos medidos en los sedimentos del fondo (por ejemplo, vulcanismo submarino, liberación de gases, etc.);

3) la tasa de sedimentación se determina incorrectamente.

Obviamente, los métodos cosmoquímicos todavía necesitan ser mejorados. Partiremos, pues, de los datos de los métodos astronómicos. Aceptemos la estimación de la afluencia de materia meteórica obtenida por el autor y veamos cuánto de esta materia cayó durante todo el tiempo de existencia de la Tierra como planeta. Multiplicando la afluencia anual (5 10 4 t) por la edad de la Tierra (4,6 10 9 años), obtenemos aproximadamente 2 10 14 t a lo largo de todo este período. Recuerda que la masa de la Tierra es de 6 10 21 toneladas Nuestra estimación del aumento es una fracción insignificante (una trigésima millonésima) de la masa de la Tierra. Sin embargo, si aceptamos la estimación de la afluencia de materia meteórica obtenida por V. N. Lebedints, esta fracción se reducirá a la cien millonésima. Por supuesto, este aumento no jugó ningún papel en el desarrollo de la Tierra. Pero esta conclusión se refiere al período moderno. Anteriormente, especialmente en las primeras etapas de la evolución del sistema solar y de la Tierra como planeta, la lluvia de restos de una nube de polvo preplanetaria y fragmentos más grandes indudablemente jugaron un papel importante no solo en el aumento de la masa de la Tierra, sino también en su calentamiento. Sin embargo, no consideraremos este tema aquí.

La estructura y composición de los meteoritos.

Los meteoritos generalmente se dividen en dos grupos según el método de su detección: caídas y hallazgos. Las caídas son meteoritos observados durante la caída y recogidos inmediatamente después. Los hallazgos son meteoritos encontrados por casualidad, a veces durante excavaciones y trabajos de campo o durante caminatas, excursiones, etc. (El meteorito encontrado es de gran valor para la ciencia. Por lo tanto, debe enviarse de inmediato al Comité de Meteoritos de la Academia de la URSS de Ciencias: Moscú, 117312, M. Ulyanova St., 3. Aquellos que encuentran un meteorito reciben un premio en efectivo. Si el meteorito es muy grande, es necesario romperlo y enviar un trozo pequeño. Antes de recibir un aviso del Comité de Meteoritos o hasta la llegada de un representante del Comité, una piedra sospechosa de origen cósmico en ningún caso debe ser dividida en pedazos, entregada, dañada. Es necesario tomar todas las medidas para preservar esta piedra o piedras, si se recolectan varias, y también para recordar o marcar los lugares de los hallazgos).

Según su composición, los meteoritos se dividen en tres clases principales: pedregosos, pétreos-hierros y férreos. Para realizar sus estadísticas, solo se utilizan las caídas, ya que la cantidad de hallazgos depende no solo de la cantidad de meteoritos que cayeron una vez, sino también de la atención que atraen de los testigos oculares casuales. Aquí, los meteoritos de hierro tienen una ventaja innegable: es más probable que una persona preste atención a un trozo de hierro, además de una apariencia inusual (fundido, con hoyos), que a una piedra que se diferencia poco de las piedras comunes.

Entre las caídas, el 92% son meteoritos pétreos, el 2% son pétreos de hierro y el 6% son de hierro.

A menudo, los meteoritos se rompen en varios fragmentos (a veces en muchos) y luego lluvia de meteoros. Es costumbre considerar una lluvia de meteoros la caída simultánea de seis o más copias individuales meteoritos (como es costumbre llamar a los fragmentos que caen a la Tierra cada uno por separado, en contraste con fragmentos, formado durante el aplastamiento de meteoritos al golpear el suelo).

Las lluvias de meteoritos suelen ser de piedra, pero ocasionalmente también caen lluvias de meteoritos de hierro (por ejemplo, la Sikhote-Alin, que cayó el 12 de febrero de 1947 en el Lejano Oriente).

Pasemos a la descripción de la estructura y composición de los meteoritos por tipos.

meteoritos de piedra. La clase más común de meteoritos pétreos son los llamados condritas(ver incluido). Más del 90% de los meteoritos pétreos les pertenecen. Estos meteoritos obtuvieron su nombre de los granos redondeados: condro, de que están compuestos. Los cóndrulos tienen diferentes tamaños: desde microscópicos hasta centimétricos, representan hasta el 50% del volumen del meteorito. El resto de la sustancia (intercondral) no difiere en composición de la sustancia de los cóndrulos.

El origen de los cóndrulos aún no ha sido dilucidado. Nunca se encuentran en los minerales terrestres. Es posible que los cóndrulos sean gotitas congeladas formadas durante la cristalización de la materia del meteorito. En las rocas terrestres, tales granos deben ser aplastados por la presión monstruosa de las capas que se encuentran encima, mientras que los meteoritos se formaron en las profundidades de los cuerpos parentales de decenas de kilómetros de tamaño (el tamaño promedio de los asteroides), donde la presión incluso en el centro es relativamente pequeña.

Básicamente, las condritas están compuestas de silicatos de hierro y magnesio. Entre ellos, el primer lugar lo ocupa el olivino ( Fe, magnesio) 2 Si0 4: representa del 25 al 60% de la sustancia de los meteoritos de esta clase. En segundo lugar se encuentran la hiperstena y la broncita ( Fe, magnesio) 2 Si2O6 (20-35%). Níquel hierro (kamacita y taenita) es de 8 a 21%, sulfito de hierro FeS - troilita - 5%.

Las condritas se dividen en varias subclases. Entre ellos, se distinguen las condritas ordinarias, enstatitas y carbonáceas. Las condritas ordinarias, a su vez, se dividen en tres grupos: H - con un alto contenido de hierro de níquel (16-21%), L-con bajo (alrededor del 8%) y LL-c es muy bajo (menos del 8%). En las condritas de enstatita, los componentes principales son la enstatita y la clinoenstatita. Mg2 Sí 2 Q 6 , que representan el 40-60% de la composición total. Las condritas de enstatita también se distinguen por un alto contenido de kamacita (17-28%) y troilita (7-15%). También contienen plagioclasa. PAGNaAlSi 3 O 8 - metro CaAlSi 2 O 8 - hasta 5-10%.

Las condritas carbonáceas se destacan. Se distinguen por su color oscuro, por lo que obtuvieron su nombre. Pero este color no les es dado por un mayor contenido de carbono, sino por granos de magnetita finamente divididos. Fe3 O 4 . Las condritas carbonáceas contienen muchos silicatos hidratados como la montmorillonita ( Alabama, magnesio) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8 , serpentina magnesio 6 ( OH) 8 Sí 4 O 10 y, como resultado, mucha agua ligada (hasta un 20%). Con la transición de condritas carbonáceas de tipo C yo para escribir C III, la proporción de silicatos hidratados disminuye y dan paso a olivino, clinohipersteno y clinoenstatita. Materia carbonosa en condritas tipo C I es 8%, C II - 5%, para C III - 2%.

Los cosmogonistas consideran que la sustancia de las condritas carbonáceas es la composición más cercana a la sustancia primaria de la nube preplanetaria que una vez rodeó al Sol. Por lo tanto, estos meteoritos muy raros están sujetos a un análisis cuidadoso, incluido el análisis isotópico.

A partir de los espectros de los meteoros brillantes, a veces es posible determinar la composición química de los cuerpos que los originan. Una comparación de las proporciones del contenido de hierro, magnesio y sodio en cuerpos de meteoritos de la corriente Draconid y en condritas de varios tipos, realizada en 1974 por el meteoritólogo soviético A. A. Yavnel, mostró que los cuerpos incluidos en la corriente Draconid están cerca en composición a las condritas carbonáceas de la clase Con I. En 1981, el autor de este libro, continuando su investigación según el método de A. A. Yavnel, demostró que los meteoroides esporádicos son similares en composición a las condritas C I, y los que forman la corriente de las Perseidas, a la clase C tercero Lamentablemente, los datos sobre los espectros de los meteoros, que permiten determinar la composición química de los cuerpos que los originan, son todavía insuficientes.

Otra clase de meteoritos pedregosos - acondritas- caracterizado por la ausencia de cóndrulos, un bajo contenido de hierro y elementos cercanos (níquel, cobalto, cromo). Hay varios grupos de acondritas, que se diferencian en los principales minerales (ortoenstatita, olivino, ortopiroxeno, pigeonita). Todas las acondritas representan alrededor del 10% de los meteoritos pétreos.

Es curioso que si tomas la sustancia de las condritas y la derrites, se forman dos fracciones que no se mezclan entre sí: una de ellas es níquel hierro, similar en composición a los meteoritos de hierro, la otra es silicato, que está cerca en composición a las acondritas. Dado que el número de ambos es casi el mismo (entre todos los meteoritos, el 9% son acondritas y el 8% son hierro y piedra de hierro), se puede pensar que estas clases de meteoritos se forman durante la refundición de la sustancia condrítica en las entrañas del cuerpos de los padres.

meteoritos de hierro(ver foto) son 98% níquel hierro. Este último tiene dos modificaciones estables: pobre en níquel kamacita(6-7% níquel) y rico en níquel taenita(30-50% de níquel). La kamacita está dispuesta en forma de cuatro sistemas de placas paralelas separadas por capas intermedias de taenita. Las placas de kamacita están ubicadas a lo largo de las caras de un octaedro (octaedro), por lo que estos meteoritos se llaman octaedritas. Menos comunes son los meteoritos de hierro. hexaedritas, que tiene una estructura cristalina cúbica. Aún más raro ataxitas- meteoritos, desprovistos de toda estructura ordenada.

El grosor de las placas de kamacita en octaedritas varía desde unos pocos milímetros hasta centésimas de milímetro. Según este espesor, se distinguen octaedritas de estructura gruesa y fina.

Si una parte de la superficie de una octaedrita se tritura y la sección se graba con ácido, aparecerá un patrón característico en forma de un sistema de bandas que se cruzan, llamado Cifras de Widmanstätten(ver incluido) llamado así por el científico A. Widmanstetten, quien los descubrió por primera vez en 1808. Estas figuras aparecen solo en octaedritas y no se observan en meteoritos de hierro de otras clases y en hierro terrestre. Su origen está asociado a la estructura kamacita-taenita de las octaedritas. Según las cifras de Widmashnettten, uno puede establecer fácilmente la naturaleza cósmica de la pieza de hierro "sospechosa" encontrada.

Otro rasgo característico de los meteoritos (tanto de hierro como de piedra) es la presencia en la superficie de muchas fosas con bordes lisos de aproximadamente 1/10 del tamaño del propio meteorito. Estos hoyos, claramente visibles en la fotografía (ver incl.), se llaman regmagliptos. Ya se forman en la atmósfera como resultado de la formación de vórtices turbulentos cerca de la superficie del cuerpo que ha ingresado, que, por así decirlo, raspan hoyos-regmaglipts (Esta explicación fue propuesta y fundamentada por el autor de este libro en 1963).

El tercer signo externo de los meteoritos es la presencia en su superficie de un oscuro corteza derritiéndose espesor de centésimas a un milímetro.

Meteoritos de piedra de hierro mitad metal, mitad silicato. Se dividen en dos subclases: pallasitas, en el que la fracción metálica forma una especie de esponja, en cuyos poros se encuentran los silicatos, y mesosideritas, donde, por el contrario, los poros de la esponja de silicato están llenos de hierro de níquel. En las pallasitas, los silicatos consisten principalmente en olivino, en las mesosideritas, en ortopiroxeno. Las palasitas obtuvieron su nombre del primer meteorito de hierro de Palas encontrado en nuestro país. Este meteorito fue descubierto hace más de 200 años y llevado de Siberia a San Petersburgo por el académico PS Pallas.

El estudio de los meteoritos permite reconstruir su historia. Ya hemos señalado que la estructura de los meteoritos indica su aparición en el interior de los cuerpos progenitores. La proporción de fases, por ejemplo, de níquel-hierro (kamacite-taenite), la distribución de níquel a través de las capas intermedias de taenite y otros rasgos característicos incluso permiten juzgar el tamaño de los cuerpos primarios. En la mayoría de los casos, se trataba de cuerpos con un diámetro de 150 a 400 km, es decir, como los asteroides más grandes. Los estudios sobre la estructura y composición de los meteoritos obligan a rechazar la hipótesis, muy popular entre los no especialistas, sobre la existencia y descomposición entre las órbitas de Marte y Júpiter del hipotético planeta Faetón, de varios miles de kilómetros de tamaño. Meteoritos cayendo a la Tierra formados en las profundidades muchos cuerpos de los padres diferente tamaños El análisis de las órbitas de los asteroides realizado por el académico de la Academia de Ciencias de la República Socialista Soviética de Azerbaiyán G. F. Sultanov lleva a la misma conclusión (sobre la multiplicidad de cuerpos parentales).

Por la proporción de isótopos radiactivos y sus productos de descomposición en meteoritos, también se puede determinar su edad. Los isótopos con vidas medias más largas, como el rubidio-87, el uranio-235 y el uranio-238, nos dan la edad sustancias meteoritos Resulta ser igual a 4.500 millones de años, lo que corresponde a la edad de las rocas terrestres y lunares más antiguas y se considera la edad de todo nuestro sistema solar (más precisamente, el período transcurrido desde que se completó la formación de los planetas) .

Los isótopos anteriores, en descomposición, forman respectivamente estroncio-87, plomo-207 y plomo-206. Estas sustancias, al igual que los isótopos originales, se encuentran en estado sólido. Pero hay un gran grupo de isótopos cuyos productos finales de descomposición son gases. Entonces, el potasio-40, en descomposición, forma argón-40 y uranio y torio, helio-3. Pero con un fuerte calentamiento del cuerpo original, el helio y el argón escapan y, por lo tanto, las edades de potasio-argón y uranio-helio dan solo el tiempo del enfriamiento lento posterior. Un análisis de estas edades muestra que a veces se miden en miles de millones de años (pero a menudo mucho menos de 4.500 millones de años) y, a veces, en cientos de millones de años. Para muchos meteoritos, la edad del uranio-helio es de 1 a 2 mil millones de años menor que la edad del potasio-argón, lo que indica colisiones repetidas de este cuerpo principal con otros cuerpos. Tales colisiones son las fuentes más probables de calentamiento repentino de cuerpos pequeños a temperaturas de cientos de grados. Y dado que el helio se volatiliza a temperaturas más bajas que el argón, el envejecimiento del helio puede indicar el momento de una colisión posterior, no muy fuerte, cuando el aumento de temperatura no fue suficiente para volatilizar el argón.

Todos estos procesos fueron experimentados por la sustancia del meteorito incluso durante su permanencia en el cuerpo progenitor, por así decirlo, antes de su nacimiento como cuerpo celeste independiente. Pero aquí el meteorito, de una forma u otra, separado del cuerpo progenitor, "nació en el mundo". ¿Cuando sucedió? El tiempo transcurrido desde este evento se llama era espacial meteorito.

Para determinar las edades cósmicas se utiliza un método basado en el fenómeno de la interacción de un meteorito con los rayos cósmicos galácticos. Este es el nombre dado a las partículas energéticas cargadas (la mayoría de las veces protones) provenientes de las extensiones ilimitadas de nuestra Galaxia. Al penetrar en el cuerpo de un meteorito, dejan sus huellas (huellas). A partir de la densidad de las huellas, se puede determinar el momento de su acumulación, es decir, la edad espacial del meteorito.

La edad cósmica de los meteoritos de hierro es de cientos de millones de años, y la de los meteoritos de piedra es de millones y decenas de millones de años. Lo más probable es que esta diferencia se deba a la menor fuerza de los meteoritos rocosos, que se separan al chocar entre sí en pedazos pequeños y "no viven" hasta la edad de cien millones de años. Una confirmación indirecta de este punto de vista es la relativa abundancia de lluvias de meteoritos de piedra en comparación con las de hierro.

Concluyendo esta revisión de nuestro conocimiento de los meteoritos, pasemos ahora a lo que nos brinda el estudio de los fenómenos de los meteoritos.

Los objetos del sistema solar, de acuerdo con las reglas de la Unión Astronómica Internacional, se dividen en las siguientes categorías:

planetas - los cuerpos que giran alrededor del Sol están en equilibrio hidrostático (es decir, tienen una forma cercana a la esférica), y también han despejado la vecindad de su órbita de otros objetos más pequeños. Hay ocho planetas en el sistema solar: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno.

planetas enanos También giran alrededor del Sol y tienen forma esférica, pero su gravedad no es suficiente para despejar su trayectoria de otros cuerpos. Hasta ahora, la Unión Astronómica Internacional ha reconocido cinco planetas enanos: Ceres (un antiguo asteroide), Plutón (un antiguo planeta), así como Haumea, Makemake y Eris.

satélites planetarios- cuerpos que no giran alrededor del Sol, sino alrededor de los planetas.

cometas- cuerpos que giran alrededor del sol y consisten principalmente en gas congelado y hielo. Cuando se acercan al Sol, tienen una cola, cuya longitud puede alcanzar millones de kilómetros, y una coma, una capa de gas esférica alrededor de un núcleo sólido.

asteroides- todos los demás cuerpos de piedra inertes. Las órbitas de la mayoría de los asteroides se concentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, en el cinturón principal de asteroides. Más allá de la órbita de Plutón, hay un cinturón exterior de asteroides: el cinturón de Kuiper.

Meteora- fragmentos de objetos espaciales, partículas de unos pocos centímetros de tamaño, que ingresan a la atmósfera a una velocidad de decenas de kilómetros por segundo y se queman, dando lugar a una llamarada brillante: una estrella fugaz. Los astrónomos conocen muchas lluvias de meteoritos asociadas con las órbitas de los cometas.

Meteorito- un objeto espacial o su fragmento, que logró "sobrevivir" al vuelo a través de la atmósfera y cayó al suelo.

bola de fuego- un meteoro muy brillante, más brillante que Venus. Es una bola de fuego con una cola humeante detrás de ella. El vuelo de la bola de fuego puede ir acompañado de sonidos atronadores, puede terminar con una explosión y, a veces, con la lluvia de meteoritos. Numerosos videoclips filmados por residentes de Chelyabinsk muestran exactamente el vuelo del bólido.

damoloideos- cuerpos celestes del sistema solar que tienen órbitas similares a las de los cometas en cuanto a parámetros (gran excentricidad e inclinación al plano de la eclíptica), pero que no muestran actividad cometaria en forma de coma o cola cometaria. El nombre Damocloids recibió su nombre del primer representante de la clase: el asteroide (5335) Damocles. En enero de 2010, se conocían 41 damocloides.

Los damocloides son relativamente pequeños: el más grande de ellos, 2002 XU 93, tiene un diámetro de 72 km y el diámetro promedio es de unos 8 km. Las mediciones del albedo de cuatro de ellos (0,02-0,04) mostraron que los damocloides se encuentran entre los cuerpos más oscuros del sistema solar, teniendo, sin embargo, un tinte rojizo. Debido a sus grandes excentricidades, sus órbitas son muy alargadas, y en el afelio están más lejos que Urano (hasta 571,7 AU en 1996 PW), y en el perihelio están más cerca que Júpiter y, a veces, incluso Marte.

Se cree que los damocloides son los núcleos de los cometas tipo Halley, que se originaron en la nube de Oort y perdieron sus sustancias volátiles. Esta hipótesis se considera correcta porque bastantes objetos que se consideraban damocloides posteriormente se encontraron en estado de coma y se clasificaron como cometas. Otra evidencia convincente es que las órbitas de la mayoría de los damocloides están fuertemente inclinadas con respecto al plano de la eclíptica, a veces más de 90 grados, es decir, algunas de ellas giran alrededor del Sol en dirección opuesta al movimiento de los planetas principales, lo cual los distingue de los asteroides. El primero de estos cuerpos, descubierto en 1999, se denominó (20461) Diorets - "asteroide" al revés.

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

Asteroides, cometas, meteoros, meteoritos: objetos astronómicos que parecen iguales para los no iniciados en los conceptos básicos de la ciencia de los cuerpos celestes. De hecho, difieren en varios aspectos. Las propiedades que caracterizan a los asteroides, cometas, son fáciles de recordar. También tienen una cierta similitud: estos objetos se clasifican como cuerpos pequeños, a menudo clasificados como basura espacial. Sobre qué es un meteoro, en qué se diferencia de un asteroide o un cometa, cuáles son sus propiedades y su origen, se tratará a continuación.

vagabundos de cola

Los cometas son objetos espaciales que consisten en gases congelados y piedra. Se originan en áreas remotas del sistema solar. Los científicos modernos sugieren que las principales fuentes de cometas son el cinturón de Kuiper interconectado y el disco disperso, así como el hipotéticamente existente

Los cometas tienen órbitas muy alargadas. A medida que se acercan al Sol, forman una coma y una cola. Estos elementos consisten en la evaporación de sustancias gaseosas amoníaco, metano), polvo y piedras. La cabeza de un cometa, o coma, es una capa de partículas diminutas, que se distinguen por su brillo y visibilidad. Tiene forma esférica y alcanza su tamaño máximo cuando se acerca al Sol a una distancia de 1,5-2 unidades astronómicas.

Delante de la coma está el núcleo del cometa. Por regla general, tiene un tamaño relativamente pequeño y una forma alargada. A una distancia considerable del Sol, el núcleo es todo lo que queda del cometa. Se compone de gases congelados y rocas.

tipos de cometas

La clasificación de estos se basa en la periodicidad de su circulación alrededor de la estrella. Los cometas que vuelan alrededor del Sol en menos de 200 años se denominan cometas de período corto. La mayoría de las veces, caen en las regiones internas de nuestro sistema planetario desde el cinturón de Kuiper o el disco disperso. Los cometas de período largo giran con un período de más de 200 años. Su "patria" es la nube de Oort.

"Planetas menores"

Los asteroides están formados por rocas sólidas. En tamaño, son muy inferiores a los planetas, aunque algunos representantes de estos objetos espaciales tienen satélites. La mayoría de los planetas menores, como se les llamaba antes, se concentran en el principal situado entre las órbitas de Marte y Júpiter.

El número total de tales cuerpos cósmicos conocidos en 2015 superó los 670.000. A pesar de un número tan impresionante, la contribución de los asteroides a la masa de todos los objetos del sistema solar es insignificante: solo 3-3.6 * 10 21 kg. Esto es solo el 4% del parámetro similar de la Luna.

No todos los cuerpos pequeños se clasifican como asteroides. El criterio de selección es el diámetro. Si supera los 30 m, el objeto se clasifica como asteroide. Los cuerpos con dimensiones más pequeñas se llaman meteoroides.

Clasificación de asteroides

La agrupación de estos cuerpos cósmicos se basa en varios parámetros. Los asteroides se agrupan según las características de sus órbitas y el espectro de luz visible que se refleja en su superficie.

Según el segundo criterio, se distinguen tres clases principales:

• carbono (C);
• silicato (S);
• metálico (M).

Aproximadamente el 75% de todos los asteroides conocidos hoy en día pertenecen a la primera categoría. Con la mejora del equipo y un estudio más detallado de tales objetos, la clasificación se está expandiendo.

meteoroides

Un meteoroide es otro tipo de cuerpo cósmico. No son asteroides, cometas, meteoros o meteoritos. La peculiaridad de estos objetos es su pequeño tamaño. Los meteoroides en sus dimensiones se ubican entre los asteroides y el polvo cósmico. Así, incluyen cuerpos con un diámetro de menos de 30 m. Algunos científicos definen un meteoroide como un cuerpo sólido con un diámetro de 100 micras a 10 m. Por su origen, son primarios o secundarios, es decir, formados después de la destrucción. de objetos más grandes.

Al entrar en la atmósfera terrestre, el meteoroide comienza a brillar. Y aquí ya nos acercamos a la respuesta a la pregunta de qué es un meteoro.

Estrella fugaz

A veces, entre las estrellas parpadeantes en el cielo nocturno, una de repente se enciende, describe un pequeño arco y desaparece. Cualquiera que haya visto esto al menos una vez sabe lo que es un meteoro. Estas son "estrellas fugaces" que no tienen nada que ver con las estrellas reales. Un meteoro es en realidad un fenómeno atmosférico que se produce cuando pequeños objetos (los mismos meteoroides) entran en la capa de aire de nuestro planeta. El brillo observado del destello depende directamente de las dimensiones iniciales del cuerpo cósmico. Si el brillo de un meteoro excede el quinto, se le llama bola de fuego.

Observación

Tales fenómenos solo pueden ser admirados desde planetas con atmósfera. Los meteoritos en la Luna o en Mercurio no se pueden observar, ya que no tienen capa de aire.

En las condiciones adecuadas, se pueden ver "estrellas fugaces" todas las noches. Lo mejor es admirar los meteoros con buen tiempo ya una distancia considerable de una fuente de luz artificial más o menos potente. Además, no debería haber luna en el cielo. En este caso, será posible notar hasta 5 meteoros por hora a simple vista. Los objetos que dan lugar a tales "estrellas fugaces" individuales giran alrededor del Sol en una variedad de órbitas. Por lo tanto, el lugar y la hora de su aparición en el cielo no se pueden predecir con precisión.

arroyos

Los meteoritos, cuyas fotos también se presentan en el artículo, por regla general, tienen un origen ligeramente diferente. Son parte de uno de varios enjambres de pequeños cuerpos cósmicos que giran alrededor de la estrella a lo largo de una determinada trayectoria. En su caso, el período ideal para la observación (el momento en que, mirando al cielo, cualquiera puede entender rápidamente qué es un meteoro) está bastante bien definido.

Un enjambre de objetos espaciales similares también se llama lluvia de meteoritos. La mayoría de las veces se forman durante la destrucción del núcleo de un cometa. Las partículas individuales del enjambre se mueven paralelas entre sí. Sin embargo, desde la superficie de la Tierra, parecen estar volando desde cierta pequeña área del cielo. Esta sección se llama el radiante de la corriente. El nombre del enjambre de meteoritos, por regla general, viene dado por la constelación en la que se encuentra su centro visual (radiante), o por el nombre del cometa, cuya desintegración condujo a su aparición.

Los meteoritos, cuyas fotografías son fáciles de obtener con un equipo especial, pertenecen a corrientes tan grandes como las Perseidas, las Cuadrántidas, las Eta Acuáridas, las Líridas y las Gemínidas. En total, hasta la fecha se ha reconocido la existencia de 64 arroyos, y unos 300 más están a la espera de confirmación.

piedras celestiales

Meteoritos, asteroides, meteoros y cometas son conceptos relacionados según determinados criterios. Los primeros son objetos espaciales que han caído a la Tierra. La mayoría de las veces, su fuente son los asteroides, con menos frecuencia, los cometas. Los meteoritos transportan datos invaluables sobre varios rincones del sistema solar fuera de la Tierra.

La mayoría de estos cuerpos que han caído sobre nuestro planeta son muy pequeños. Los meteoritos más impresionantes en términos de sus dimensiones dejan rastros después del impacto, que son bastante perceptibles incluso después de millones de años. Bien conocido es el cráter cerca de Winslow, Arizona. La caída de un meteorito en 1908 supuestamente provocó el fenómeno de Tunguska.

Objetos tan grandes "visitan" la Tierra cada pocos millones de años. La mayoría de los meteoritos encontrados son de tamaño bastante modesto, pero no pierden valor para la ciencia.

Según los científicos, tales objetos pueden decir mucho sobre el momento de la formación del sistema solar. Presumiblemente, llevan partículas de la sustancia de la que estaban hechos los planetas jóvenes. Algunos meteoritos nos llegan desde Marte o la Luna. Tales vagabundos del espacio te permiten aprender algo nuevo sobre objetos cercanos sin grandes gastos para expediciones distantes.

Para memorizar las diferencias entre los objetos descritos en el artículo, es posible resumir la transformación de dichos cuerpos en el espacio. Un asteroide, que consiste en roca sólida, o un cometa, que es un bloque de hielo, cuando se destruye da lugar a meteoroides que, al entrar en la atmósfera del planeta, estallan como meteoros, se queman en ella o caen, convirtiéndose en meteoritos. Estos últimos enriquecen nuestro conocimiento de todos los anteriores.

Meteoritos, cometas, meteoros, así como asteroides y meteoritos son partícipes del continuo movimiento cósmico. El estudio de estos objetos contribuye en gran medida a nuestra comprensión del universo. A medida que mejora el equipo, los astrofísicos reciben más y más datos sobre tales objetos. La misión de la sonda Rosetta, recientemente completada, demostró inequívocamente cuánta información se puede obtener de un estudio detallado de tales cuerpos cósmicos.