به کدام اجسام شهاب سنگ و کدام سیارک گفته می شود. سیارک ها

در شب های گرم تابستان، قدم زدن در زیر آسمان پرستاره، نگاه کردن به صورت های فلکی شگفت انگیز روی آن، آرزو کردن با دیدن یک ستاره تیرانداز لذت بخش است. یا دنباله دار بود؟ یا شاید یک شهاب سنگ؟ احتمالاً متخصصان نجوم در بین عاشقان و عاشقان بیشتر از بازدیدکنندگان افلاک نما هستند.

فضای مرموز

سؤالاتی که در حین تأمل دائماً مطرح می شوند نیاز به پاسخ دارند و معماهای آسمانی به سرنخ ها و توضیحات علمی نیاز دارند. در اینجا، برای مثال، تفاوت بین یک سیارک و یک شهاب سنگ چیست؟ هر دانش آموز (و حتی یک بزرگسال) نمی تواند بلافاصله به این سوال پاسخ دهد. اما بیایید به ترتیب شروع کنیم.

سیارک ها

برای درک تفاوت یک سیارک با یک شهاب سنگ، باید مفهوم "سیارک" را تعریف کنید. این کلمه از زبان یونانی باستان به عنوان "مانند یک ستاره" ترجمه شده است، زیرا این اجرام آسمانی، هنگامی که از طریق تلسکوپ مشاهده می شوند، به جای سیارات شبیه ستاره ها هستند. سیارک ها تا سال 2006 اغلب سیاره های کوچک نامیده می شدند. در واقع، حرکت سیارک ها به طور کلی با حرکت سیاره ای تفاوتی ندارد، زیرا در اطراف خورشید نیز رخ می دهد. سیارک ها از نظر اندازه کوچک با سیارات معمولی متفاوت هستند. به عنوان مثال، بزرگترین سیارک سرس تنها 770 کیلومتر عرض دارد.

این ساکنان فضایی ستاره مانند کجا قرار دارند؟ بیشتر سیارک ها در مدارهایی که مدت هاست در فضای بین مشتری و مریخ مورد مطالعه قرار گرفته اند حرکت می کنند. اما برخی از سیارات کوچک هنوز از مدار مریخ (مانند سیارک ایکاروس) و سیارات دیگر عبور می کنند و گاهی حتی از عطارد به خورشید نزدیکتر می شوند.

شهاب سنگ ها

برخلاف سیارک ها، شهاب سنگ ها ساکنان فضا نیستند، بلکه پیام رسان های آن هستند. هر یک از زمینیان می توانند شهاب سنگ را با چشمان خود ببینند و با دستان خود آن را لمس کنند. تعداد زیادی از آنها در موزه‌ها و مجموعه‌های خصوصی نگهداری می‌شوند، اما باید گفت که شهاب‌سنگ‌ها نسبتاً غیرجذاب به نظر می‌رسند. بیشتر آنها قطعات سنگ و آهن خاکستری یا سیاه مایل به قهوه ای هستند.

بنابراین، ما موفق شدیم بفهمیم که یک سیارک چه تفاوتی با یک شهاب سنگ دارد. اما چه چیزی می تواند آنها را متحد کند؟ اعتقاد بر این است که شهاب سنگ ها قطعاتی از سیارک های کوچک هستند. سنگ هایی که در فضا هجوم می آورند با یکدیگر برخورد می کنند و تکه های آنها گاهی به سطح زمین می رسد.

معروف ترین شهاب سنگ روسیه شهاب سنگ تونگوسکا است که در 30 ژوئن 1908 در تایگا عمیق سقوط کرد. در گذشته نزدیک، یعنی در فوریه 2013، شهاب سنگ چلیابینسک توجه همگان را به خود جلب کرد که قطعات متعدد آن در نزدیکی دریاچه چبارکول در منطقه چلیابینسک پیدا شد.

به لطف شهاب سنگ ها، مهمانان عجیب و غریب از فضا، دانشمندان و همراه با آنها همه ساکنان زمین، فرصتی عالی برای آشنایی با ترکیب اجرام آسمانی و دریافت ایده ای از منشاء جهان دارند.

شهاب سنگ

واژه های "شهاب" و "شهاب سنگ" از یک ریشه یونانی به معنای "آسمانی" در ترجمه آمده اند. ما می دانیم، و درک اینکه چگونه با یک شهاب سنگ متفاوت است، دشوار نیست.

شهاب یک جرم آسمانی خاص نیست، بلکه یک پدیده جوی است که به نظر می رسد زمانی رخ می دهد که قطعات دنباله دار و سیارک در جو زمین می سوزند.

شهاب یک ستاره در حال تیراندازی است. ممکن است به نظر ناظران این باشد که به فضای بیرون پرواز می کند یا در جو زمین می سوزد.

درک تفاوت شهاب‌ها با سیارک‌ها و شهاب‌سنگ‌ها نیز آسان است. دو جرم آسمانی آخر به طور ملموس قابل لمس هستند (حتی اگر از نظر تئوری در مورد یک سیارک باشد)، و شهاب درخششی است که از احتراق قطعات کیهانی حاصل می شود.

دنباله دارها

یک جرم آسمانی کمتر شگفت انگیز که یک ناظر زمینی می تواند آن را تحسین کند یک دنباله دار است. ستاره های دنباله دار چه تفاوتی با سیارک ها و شهاب سنگ ها دارند؟

کلمه "دنباله دار" نیز ریشه یونانی باستان دارد و به معنای واقعی کلمه "مودار"، "شگی" ترجمه می شود. دنباله دارها از قسمت بیرونی منظومه شمسی می آیند و بر این اساس، ترکیب متفاوتی نسبت به سیارک هایی دارند که در نزدیکی خورشید تشکیل شده اند.

علاوه بر تفاوت در ترکیب، تفاوت آشکارتری در ساختار این اجرام آسمانی وجود دارد. هنگامی که یک دنباله دار به خورشید نزدیک می شود، بر خلاف سیارک، یک پوسته کمای سحابی و یک دم متشکل از گاز و غبار را به نمایش می گذارد. مواد فرار دنباله دار، با گرم شدن، به طور فعال برجسته می شوند و تبخیر می شوند و آن را به زیباترین جرم آسمانی درخشان تبدیل می کنند.

علاوه بر این، سیارک ها در مدارها حرکت می کنند و حرکت آنها در فضای بیرونی شبیه حرکت صاف و اندازه گیری شده سیارات معمولی است. برخلاف سیارک‌ها، دنباله‌دارها در حرکات افراطی‌تر هستند. مدار آن بسیار کشیده است. دنباله دار یا از نزدیک به خورشید نزدیک می شود یا با فاصله قابل توجهی از آن دور می شود.

تفاوت یک دنباله دار با یک شهاب سنگ در حرکت آن است. شهاب سنگ حاصل برخورد یک جرم آسمانی با سطح زمین است.

عالم بهشتی و عالم زمینی

باید گفت تماشای آسمان شب زمانی لذتی دوچندان دارد که ساکنان غیرزمینی آن برای شما کاملا شناخته شده و قابل درک باشند. و چه لذتی دارد که به همکار خود در مورد دنیای ستارگان و رویدادهای غیرمعمول در فضا بگویید!

و این حتی در مورد این سوال نیست که چگونه یک سیارک با یک شهاب سنگ متفاوت است، بلکه در مورد آگاهی از ارتباط نزدیک و تعامل عمیق بین جهان زمینی و کیهانی است، که باید به همان اندازه فعالانه برقرار شود که رابطه بین یک فرد و فرد دیگر برقرار شود.

محتوای مقاله

شهاب سنگ.کلمه "شهاب" در زبان یونانی برای توصیف پدیده های جوی مختلف به کار می رفت، اما اکنون به پدیده هایی اطلاق می شود که با ورود ذرات جامد از فضا به بالای جو رخ می دهند. در معنای محدود، "شهاب" نوار نورانی در امتداد مسیر یک ذره در حال فروپاشی است. با این حال، در زندگی روزمره، این کلمه اغلب به خود ذره اشاره می کند، اگرچه از نظر علمی به آن شهاب سنگ می گویند. اگر بخشی از شهاب سنگ به سطح برسد، آن را شهاب سنگ می نامند. شهاب‌ها را معمولاً «ستاره‌های تیرانداز» می‌گویند. شهاب های بسیار درخشان را گلوله های آتشین می نامند. گاهی اوقات این اصطلاح فقط به رویدادهای شهاب سنگ همراه با پدیده های صوتی اشاره دارد.

فرکانس ظاهری

تعداد شهاب هایی که یک ناظر می تواند در یک بازه زمانی معین ببیند ثابت نیست. در شرایط خوب، دور از نورهای شهر و در غیاب نور درخشان ماه، یک ناظر می تواند 5 تا 10 شهاب را در ساعت ببیند. برای بیشتر شهاب‌ها، درخشش حدود یک ثانیه طول می‌کشد و از درخشان‌ترین ستاره‌ها ضعیف‌تر به نظر می‌رسد. پس از نیمه شب، شهاب ها بیشتر ظاهر می شوند، زیرا ناظر در این زمان در سمت جلوی زمین در جریان حرکت مداری قرار دارد که ذرات بیشتری را دریافت می کند. هر ناظری می تواند شهاب ها را در شعاع حدود 500 کیلومتری اطراف خود ببیند. تنها در یک روز، صدها میلیون شهاب در جو زمین ظاهر می شوند. مجموع جرم ذرات وارد شده به جو هزاران تن در روز تخمین زده می شود - مقدار ناچیز در مقایسه با جرم خود زمین. اندازه‌گیری‌های فضاپیما نشان می‌دهد که حدود 100 تن ذرات گرد و غبار نیز در روز بر روی زمین می‌افتد که برای ایجاد شهاب‌های قابل مشاهده بسیار ناچیز است.

رصد شهاب سنگ.

مشاهدات بصری داده های آماری زیادی در مورد شهاب ها ارائه می دهند، اما برای تعیین دقیق روشنایی، ارتفاع و سرعت پرواز آنها به ابزارهای خاصی نیاز است. نزدیک به یک قرن است که ستاره شناسان از دوربین ها برای عکاسی از مسیرهای شهاب سنگ استفاده می کنند. شاتر چرخشی (شاتر) در جلوی لنز دوربین، دنباله شهاب را مانند یک خط نقطه چین می کند که به تعیین دقیق فواصل زمانی کمک می کند. به طور معمول، این شاتر بین 5 تا 60 نوردهی در ثانیه انجام می دهد. اگر دو ناظر که با فاصله ده ها کیلومتری از هم فاصله دارند، همزمان از یک شهاب سنگ عکس بگیرند، آنگاه می توان ارتفاع پرواز ذره، طول مسیر آن و در فواصل زمانی، سرعت پرواز را به طور دقیق تعیین کرد.

از دهه 1940، ستاره شناسان با استفاده از رادار، شهاب ها را رصد می کردند. ذرات کیهانی خود بسیار کوچکتر از آن هستند که قابل تشخیص باشند، اما در حین حرکت در اتمسفر، دنباله پلاسمایی از خود بر جای می گذارند که امواج رادیویی را منعکس می کند. برخلاف عکاسی، رادار نه تنها در شب، بلکه در روز و در هوای ابری نیز موثر است. رادار شهاب‌سنگ‌های کوچکی را که دوربین نمی‌تواند ببیند، شناسایی می‌کند. از روی عکس ها، مسیر پرواز با دقت بیشتری مشخص می شود و رادار به شما امکان می دهد فاصله و سرعت را با دقت اندازه گیری کنید. سانتی متر. رادار نجوم رادار.

از تجهیزات تلویزیونی نیز برای رصد شهاب ها استفاده می شود. لوله های تشدید کننده تصویر ثبت شهاب های ضعیف را ممکن می سازد. از دوربین هایی با ماتریس CCD نیز استفاده می شود. در سال 1992، هنگام ضبط یک رویداد ورزشی روی دوربین فیلمبرداری، پرواز یک گلوله آتشین درخشان ثبت شد که به سقوط شهاب سنگ ختم شد.

سرعت و ارتفاع

سرعت ورود شهاب‌سنگ‌ها به جو در محدوده 11 تا 72 کیلومتر بر ثانیه است. اولین مقدار سرعتی است که بدن فقط به دلیل جاذبه زمین به دست می آورد. (یک فضاپیما برای بیرون آمدن از میدان گرانشی زمین باید به همان سرعت برسد.) شهاب سنگی که از مناطق دوردست منظومه شمسی رسیده است، به دلیل جاذبه به خورشید، سرعتی معادل 42 کیلومتر بر ثانیه در نزدیکی زمین به دست می آورد. مدار. سرعت مداری زمین حدود 30 کیلومتر بر ثانیه است. اگر جلسه رودررو برگزار شود، سرعت نسبی آنها 72 کیلومتر بر ثانیه است. هر ذره ای که از فضای بین ستاره ای می آید باید سرعت بیشتری داشته باشد. عدم وجود چنین ذرات سریع ثابت می کند که همه شهاب سنگ ها اعضای منظومه شمسی هستند.

ارتفاعی که شهاب در آن شروع به درخشش می کند یا توسط رادار مشخص می شود به سرعت ورود ذره بستگی دارد. برای شهاب‌سنگ‌های سریع، این ارتفاع می‌تواند بیش از 110 کیلومتر باشد و این ذره در ارتفاع حدود 80 کیلومتری به طور کامل نابود می‌شود. برای شهاب‌سنگ‌های کند، این اتفاق کمتر می‌افتد، جایی که چگالی هوا بیشتر است. شهاب‌ها که از نظر درخشندگی با درخشان‌ترین ستارگان قابل مقایسه هستند، توسط ذراتی با جرم یک دهم گرم تشکیل شده‌اند. شهاب‌سنگ‌های بزرگ‌تر معمولاً زمان بیشتری برای شکستن و رسیدن به ارتفاعات کم نیاز دارند. آنها به دلیل اصطکاک در جو به طور قابل توجهی کند می شوند. ذرات نادر به زیر 40 کیلومتر سقوط می کنند. اگر یک شهاب سنگ به ارتفاع 10 تا 30 کیلومتر برسد، سرعت آن کمتر از 5 کیلومتر بر ثانیه می شود و می تواند به شکل یک شهاب سنگ به سطح زمین بیفتد.

مدارها.

با دانستن سرعت شهاب سنگ و جهتی که از آن به زمین نزدیک شده است، یک ستاره شناس می تواند مدار آن را قبل از برخورد محاسبه کند. زمین و شهاب سنگ اگر مدارهایشان را قطع کنند و همزمان خود را در این نقطه تقاطع بیابند با هم برخورد می کنند. مدارهای شهاب‌سنگ‌ها هم تقریباً دایره‌ای و هم به شدت بیضوی هستند و از مدارهای سیاره‌ای فراتر می‌روند.

اگر یک شهاب‌سنگ به آرامی به زمین نزدیک می‌شود، آن‌طور که از قطب شمال مدار مشاهده می‌شود، در جهتی مشابه زمین به دور خورشید حرکت می‌کند. بیشتر مدارهای شهاب‌سنگ از مدار زمین فراتر می‌روند و هواپیماهای آنها تمایل چندانی به دایره البروج ندارند. سقوط تقریباً تمام شهاب‌سنگ‌ها با شهاب‌سنگ‌هایی همراه است که سرعت‌شان کمتر از 25 کیلومتر بر ثانیه است. مدار آنها به طور کامل در مدار مشتری قرار دارد. بیشتر اوقات این اجرام بین مدار مشتری و مریخ، در کمربند سیارات کوچک - سیارک ها می گذرانند. بنابراین، اعتقاد بر این است که سیارک ها به عنوان منبع شهاب سنگ ها عمل می کنند. متأسفانه، ما فقط می توانیم آن شهاب سنگ هایی را مشاهده کنیم که از مدار زمین عبور می کنند. بدیهی است که این گروه به طور کامل تمام اجرام کوچک منظومه شمسی را نشان نمی دهد.

در شهاب‌سنگ‌های سریع، مدارها کشیده‌تر و بیشتر به سمت دایره البروج متمایل هستند. اگر یک شهاب سنگ با سرعت بیش از 42 کیلومتر در ثانیه به بالا پرواز کند، در جهت مخالف جهت سیارات به دور خورشید حرکت می کند. این واقعیت که بسیاری از دنباله دارها در چنین مدارهایی حرکت می کنند نشان می دهد که این شهاب سنگ ها قطعاتی از دنباله دارها هستند.

بارش شهابی

در برخی از روزهای سال، شهاب ها بسیار بیشتر از حد معمول ظاهر می شوند. این پدیده را بارش شهابی می نامند، زمانی که ده ها هزار شهاب در ساعت مشاهده می شود و پدیده شگفت انگیزی از "باران ستاره ای" را در سراسر آسمان ایجاد می کند. اگر مسیر شهاب ها را در آسمان ردیابی کنید، به نظر می رسد که همه آنها از یک نقطه به نام تابش جریان خارج می شوند. این پدیده چشم انداز، شبیه به ریل هایی که در افق همگرا می شوند، نشان می دهد که همه ذرات در مسیرهای موازی حرکت می کنند.

ستاره شناسان ده ها بارش شهابی را شناسایی کرده اند که بسیاری از آنها فعالیت سالانه را از چند ساعت تا چند هفته نشان می دهند. نام بیشتر جویبارها برگرفته از صورت فلکی است که تابش آنها در آن قرار دارد، به عنوان مثال، پرسیدها، که دارای تابشی در صورت فلکی برسائوس، جوزاها، و تابشی در جوزا هستند.

پس از بارش ستارگان شگفت انگیز ناشی از باران لئونید در سال 1833، دبلیو کلارک و دی. اولمستد پیشنهاد کردند که با یک دنباله دار خاص مرتبط است. در آغاز سال 1867، K. Peters، D. Schiaparelli و T. Oppolzer به طور مستقل این ارتباط را با ایجاد شباهت مدارهای دنباله دار 1866 I (دنباله دار معبد-تاتل) و بارش شهابی لئونید در 1866 اثبات کردند.

بارش شهابی زمانی مشاهده می شود که زمین از مسیر انبوهی از ذرات تشکیل شده در هنگام نابودی یک دنباله دار عبور می کند. با نزدیک شدن به خورشید، دنباله دار با پرتوهای خود گرم می شود و ماده را از دست می دهد. برای چندین قرن، تحت تأثیر اغتشاشات گرانشی سیارات، این ذرات یک دسته دراز در امتداد مدار دنباله دار تشکیل می دهند. اگر زمین از این جریان عبور کند، ما می توانیم هر سال بارانی از ستاره ها را مشاهده کنیم، حتی اگر خود دنباله دار در آن لحظه از زمین دور باشد. از آنجایی که ذرات به طور ناموزون در طول مدار توزیع شده اند، شدت باران می تواند از سالی به سال دیگر متفاوت باشد. نهرهای قدیمی به قدری منبسط شده اند که زمین چندین روز از آنها عبور می کند. در مقطع، برخی از جریان ها بیشتر شبیه نوار هستند تا بند ناف.

توانایی مشاهده جریان بستگی به جهت رسیدن ذرات به زمین دارد. اگر تابش در ارتفاعات آسمان شمالی قرار داشته باشد، جریان از نیمکره جنوبی زمین قابل مشاهده نیست (و بالعکس). بارش شهابی تنها زمانی قابل مشاهده است که تابش در بالای افق باشد. اگر تابش به آسمان روز برخورد کند، شهاب‌ها قابل مشاهده نیستند، اما می‌توانند توسط رادار شناسایی شوند. نهرهای باریک تحت تأثیر سیارات، به ویژه مشتری، می توانند مدار خود را تغییر دهند. اگر در همان زمان دیگر از مدار زمین عبور نکنند، غیر قابل مشاهده می شوند.

بارش جوزاهای دسامبر با بقایای یک سیاره کوچک یا هسته غیرفعال یک دنباله دار قدیمی مرتبط است. نشانه هایی وجود دارد که زمین در حال برخورد با گروه های دیگر شهاب سنگ های تولید شده توسط سیارک ها است، اما این جریان ها بسیار ضعیف هستند.

گلوله های آتشین

شهاب‌هایی که از درخشان‌ترین سیارات درخشان‌تر هستند، اغلب به عنوان گلوله‌های آتشین شناخته می‌شوند. گاهی اوقات گلوله های آتش روشن تر از ماه کامل و به ندرت آنهایی که درخشان تر از خورشید می درخشند مشاهده می شوند. بولیدها از بزرگترین شهاب سنگ ها به وجود می آیند. در میان آنها قطعات بسیاری از سیارک ها وجود دارد که چگال تر و قوی تر از قطعات هسته های دنباله دار هستند. اما همچنان، بیشتر شهاب‌سنگ‌های سیارکی در لایه‌های متراکم جو از بین می‌روند. برخی از آنها به صورت شهاب سنگ به سطح زمین می افتند. با توجه به روشنایی بالا، گلوله های آتشین فلاش بسیار نزدیکتر از واقعیت به نظر می رسند. بنابراین، لازم است قبل از سازماندهی جستجو برای شهاب سنگ، مشاهدات گلوله های آتشین از مکان های مختلف را با هم مقایسه کنید. ستاره شناسان تخمین زده اند که حدود 12 گلوله آتشین در اطراف زمین هر روز به سقوط بیش از یک کیلوگرم شهاب سنگ ختم می شود.

فرآیندهای فیزیکی

تخریب یک شهاب سنگ در جو توسط فرسایش رخ می دهد، یعنی. جدا شدن در دمای بالا اتم ها از سطح آن تحت تأثیر ذرات هوای ورودی. دنباله گاز داغ باقی مانده در پشت شهاب سنگ، نور ساطع می کند، اما نه در نتیجه واکنش های شیمیایی، بلکه در نتیجه ترکیب مجدد اتم های برانگیخته شده توسط ضربه ها. طيف شهاب‌ها خطوط تابش روشن زيادي را نشان مي‌دهند كه در ميان آنها خطوط آهن، سديم، كلسيم، منيزيم و سيليكون غالب است. خطوط نیتروژن و اکسیژن اتمسفر نیز قابل مشاهده است. ترکیب شیمیایی شهاب‌سنگ‌ها که از این طیف تعیین می‌شود، با داده‌های مربوط به دنباله‌دارها و سیارک‌ها و همچنین گرد و غبار بین سیاره‌ای جمع‌آوری‌شده در اتمسفر فوقانی مطابقت دارد.

بسیاری از شهاب‌ها، به‌ویژه شهاب‌های سریع، دنباله‌ای نورانی در پشت خود به جای می‌گذارند که برای یک یا دو ثانیه و گاهی اوقات برای مدت طولانی‌تری مشاهده می‌شود. هنگامی که شهاب سنگ های بزرگ سقوط کرد، دنباله برای چند دقیقه مشاهده شد. درخشش اتم های اکسیژن در ارتفاعات تقریباً 100 کیلومتر را می توان با آثاری که بیش از یک ثانیه طول نمی کشد توضیح داد. مسیرهای طولانی تر به دلیل برهم کنش پیچیده شهاب سنگ با اتم ها و مولکول های جو است. ذرات غبار در امتداد مسیر بولید می‌توانند دنباله‌ای روشن ایجاد کنند، اگر اتمسفر بالایی که در آن پراکنده شده‌اند توسط خورشید روشن شود، زمانی که ناظر زیر گرگ و میش عمیق داشته باشد.

سرعت شهاب سنگ ها مافوق صوت است. هنگامی که یک شهاب سنگ به لایه های نسبتاً متراکم جو می رسد، یک موج ضربه ای قوی ایجاد می شود و صداهای قوی را می توان تا ده ها کیلومتر یا بیشتر حمل کرد. این صداها یادآور رعد و برق یا توپخانه از راه دور هستند. به دلیل دوری، صدا یکی دو دقیقه بعد از ظاهر شدن ماشین می رسد. برای چندین دهه، اخترشناسان درباره واقعیت صدای غیرعادی که برخی از رصدگران به طور مستقیم در زمان ظهور گلوله آتشین شنیده اند و به عنوان ترقه یا سوت توصیف می کنند، بحث می کنند. مطالعات نشان داده است که صدا ناشی از اختلال در میدان الکتریکی نزدیک گلوله آتشین است که تحت تأثیر آن اجسام نزدیک به ناظر صدا منتشر می کنند - مو، خز، درختان.

خطر شهاب سنگ

شهاب‌سنگ‌های بزرگ می‌توانند فضاپیماها را نابود کنند و ذرات ریز گرد و غبار دائماً سطح آن‌ها را از بین می‌برند. برخورد حتی یک شهاب سنگ کوچک می تواند بار الکتریکی به ماهواره بدهد که سیستم های الکترونیکی را از کار می اندازد. خطر به طور کلی کم است، اما با این حال، پرتاب فضاپیماها گاهی اوقات به تعویق می افتد اگر بارش شهابی شدیدی پیش بینی شود.

مدارهای شهاب سنگ ها و شهاب سنگ ها

تا به امروز، ناظران شوروی و خارجی کاتالوگ های متعددی از تشعشعات و مدارهای شهاب سنگ منتشر کرده اند که تعداد هر کدام به چندین هزار شهاب می رسد. بنابراین مطالب بیش از اندازه کافی برای تجزیه و تحلیل آماری آنها وجود دارد.

یکی از مهم ترین نتایج این تحلیل این است که تقریباً همه شهاب سنگ ها متعلق به منظومه شمسی هستند و بیگانگان فضاهای بین ستاره ای نیستند. در اینجا نحوه نشان دادن آن آمده است.

حتی اگر یک شهاب سنگ از همان مرزهای منظومه شمسی به ما بیاید، سرعت آن نسبت به خورشید در فاصله ای از مدار زمین برابر با سرعت سهموی در این فاصله خواهد بود که چندین برابر بیشتر از دایره ای است. . زمین با سرعت تقریبا دایره ای 30 کیلومتر بر ثانیه حرکت می کند، بنابراین سرعت سهموی در ناحیه مدار زمین 30=42 کیلومتر بر ثانیه است. حتی اگر یک شهاب سنگ به سمت زمین پرواز کند، سرعت آن نسبت به زمین برابر با 30+42=72 کیلومتر بر ثانیه خواهد بود. این حد بالایی سرعت زمین مرکزی شهاب هاست.

حد پایین آن چگونه تعیین می شود؟ اجازه دهید جسم شهاب‌سنگ با همان سرعتی که زمین دارد، در امتداد مدار خود در نزدیکی زمین حرکت کند. سرعت زمین مرکزی چنین جسمی در ابتدا نزدیک به صفر خواهد بود. اما به تدریج، تحت تأثیر گرانش زمین، این ذره شروع به سقوط به زمین می کند و به سرعت شناخته شده دوم کیهانی 11.2 کیلومتر بر ثانیه می رسد. با این سرعت وارد جو زمین می شود. این حد پایین تر از سرعت خارج از جوی شهاب ها است.

تعیین مدار شهاب سنگ ها دشوارتر است. قبلاً گفته‌ایم که سقوط شهاب‌سنگ پدیده‌ای بسیار نادر و غیرقابل پیش‌بینی است. هیچ کس نمی تواند از قبل بگوید این شهاب سنگ کی و کجا سقوط می کند. تجزیه و تحلیل شهادت شاهدان عینی تصادفی سقوط، دقت بسیار کمی در تعیین تابش می دهد و تعیین سرعت از این طریق کاملاً غیرممکن است.

اما در 7 آوریل 1959 چندین ایستگاه از خدمات شهاب سنگ چکسلواکی از یک گلوله آتشین درخشان عکس گرفتند که با سقوط چند قطعه از شهاب سنگ پریبرام به پایان رسید. مسیر و مدار جوی در منظومه شمسی این شهاب سنگ به طور دقیق محاسبه شده است. این رویداد الهام بخش ستاره شناسان شد. در دشت‌های ایالات متحده، شبکه‌ای از ایستگاه‌ها سازماندهی شد که مجهز به دوربین‌های مشابه، مخصوصاً برای تیراندازی از گلوله‌های آتشین روشن بودند. آنها آن را وب پریری نامیدند. شبکه دیگری از ایستگاه ها - اروپایی - در قلمرو چکسلواکی، GDR و FRG مستقر شد.

شبکه چمنزار برای 10 سال کار، پرواز 2500 گلوله آتشین درخشان را ثبت کرد. دانشمندان آمریکایی امیدوار بودند که با ادامه مسیر نزولی خود بتوانند حداقل ده ها شهاب سنگ سقوط کرده را پیدا کنند.

انتظارات آنها برآورده نشد. تنها یک (!) از 2500 گلوله آتشین در 4 ژانویه 1970 با سقوط شهاب سنگ شهر گمشده به پایان رسید. هفت سال بعد، زمانی که شبکه پریری دیگر کار نمی کرد، از پرواز شهاب سنگ Inisfree از کانادا عکسبرداری شد. این در 5 فوریه 1977 اتفاق افتاد. از میان گلوله های آتشین اروپایی، هیچ یک (پس از پریبرام) به ریزش شهاب سنگ ختم نشد. در همین حال، در میان گلوله های آتشین عکس گرفته شده، بسیاری از آنها بسیار درخشان بودند، چندین برابر درخشان تر از ماه کامل. اما شهاب سنگ ها پس از عبورشان سقوط نکردند. این معما در اواسط دهه 70 حل شد که در ادامه به آن خواهیم پرداخت.

بنابراین، در کنار هزاران مدار شهاب‌سنگ، تنها سه (!) مدار دقیق شهاب‌سنگ داریم. به این موارد می‌توانیم ده‌ها مدار تقریبی را اضافه کنیم که توسط I. S. Astapovich، A. N. Simonenko، V. I. Tsvetkov و سایر ستاره‌شناسان بر اساس تجزیه و تحلیل شهادت شاهدان عینی محاسبه شده‌اند.

در تجزیه و تحلیل آماری عناصر مدار شهاب‌ها، عوامل انتخابی متعددی باید در نظر گرفته شود که منجر به این واقعیت می‌شود که برخی از شهاب‌ها بیشتر از سایرین مشاهده می‌شوند. بنابراین، عامل هندسیپ 1 دید نسبی شهاب هایی با فواصل اوج تابشی متفاوت را تعیین می کند. برای شهاب های ثبت شده توسط رادار (به اصطلاح شهاب های رادیویی)آنچه مهم است هندسه بازتاب امواج رادیویی از ردیابی یون الکترون و الگوی تابش آنتن است. فاکتور فیزیکی P 2وابستگی دید شهاب را به سرعت تعیین می کند. یعنی همانطور که در ادامه خواهیم دید، هر چه سرعت شهاب سنگ بیشتر باشد، شهاب نیز درخشان‌تر خواهد بود. درخشندگی یک شهاب، که به صورت بصری یا عکاسی ثبت شده است، متناسب با توان چهارم یا پنجم سرعت است. این بدان معناست که مثلاً شهاب‌هایی با سرعت 60 کیلومتر بر ثانیه 400 تا 1000 برابر درخشان‌تر از شهاب‌هایی با سرعت 15 کیلومتر بر ثانیه خواهند بود (اگر جرم شهاب‌سنگ‌هایی که آنها را تولید می‌کنند برابر باشند). برای شهاب های رادیویی، وابستگی مشابهی از شدت سیگنال منعکس شده (روشنایی رادیویی شهاب) به سرعت وجود دارد، اگرچه پیچیده تر است. در نهایت، موارد بیشتری وجود دارد عامل نجومی P 3معنای آن این است که دیدار زمین با ذرات شهاب که در منظومه شمسی در مدارهای مختلف حرکت می کنند، احتمال متفاوتی دارد.

پس از در نظر گرفتن هر سه عامل، می توان توزیع شهاب ها را بر روی عناصر مدار آنها، اصلاح شده برای اثرات انتخابی، ساخت.

همه شهاب ها به دو دسته تقسیم می شوند در خط،یعنی آنهایی که متعلق به بارش های شهابی شناخته شده هستند و پراکنده،اجزای پس زمینه شهاب خط بین آنها تا حدی مشروط است. حدود بیست بارش شهابی بزرگ شناخته شده است. آنها با نام های لاتین صورت های فلکی که تابش در آن قرار دارد نامیده می شوند: Perseids، Lyrids، Orionids، Aquarids، Geminids. اگر دو یا چند بارش شهابی در یک صورت فلکی معین در زمان های مختلف انجام شود، آنها توسط نزدیکترین ستاره مشخص می شوند:-آکواریدها، -آکواریدها، -پرسیدها و غیره.

تعداد کل بارش های شهابی بسیار بیشتر است. بنابراین، کاتالوگ A. K. Terent'eva که از بهترین مشاهدات تصویری و عکاسی تا سال 1967 گردآوری شده است، شامل 360 بارش شهابی است. از تجزیه و تحلیل 16800 مدار شهاب‌سنگ رادیویی، V. N. Lebedinets، V. N. Korpusov و A. K. Sosnova 715 بارش و انجمن شهاب‌ها را شناسایی کردند (یک انجمن شهاب‌سنگ مجموعه‌ای از مدارهای شهاب‌سنگ است که نزدیکی ژنتیکی آن با اطمینان کمتری نسبت به مورد مورد بررسی شده است. بارش شهابی).

برای تعدادی از بارش های شهابی، رابطه ژنتیکی آنها با دنباله دارها به طور قابل اعتمادی ثابت شده است. بنابراین، مدار بارش شهابی لئونید، که سالانه در اواسط نوامبر مشاهده می شود، عملاً با مدار دنباله دار 1866 مطابقت دارد. 1- هر 33 سال یک بار بارش شهابی تماشایی با تابش در صورت فلکی شیر مشاهده می شود. شدیدترین باران ها در سال های 1799، 1832 و 1866 مشاهده شد. سپس طی دو دوره (1899-1900 و 1932-1933) بارش شهابی رخ نداد. ظاهراً موقعیت زمین در طول دوره ملاقات با جریان برای مشاهدات نامطلوب بود - از متراکم ترین قسمت ازدحام عبور نکرد. اما در 17 نوامبر 1966 بارش شهابی لئونید تکرار شد. توسط ستاره شناسان و زمستان گذران ایالات متحده از 14 ایستگاه قطبی شوروی در قطب شمال مشاهده شد، جایی که در آن زمان شب قطبی بود (در قلمرو اصلی اتحاد جماهیر شوروی در آن زمان روز بود). تعداد شهاب ها به 100000 در ساعت رسید، اما بارش شهابی تنها 20 دقیقه طول کشید، در حالی که در سال های 1832 و 1866. چندین ساعت ادامه داشت این را می توان به دو صورت توضیح داد: یا این ازدحام متشکل از خوشه ها-ابرهای جداگانه با اندازه های مختلف است و زمین در سال های مختلف از میان یکی یا ابرهای دیگر عبور می کند، یا در سال 1966 زمین از انبوه ازدحام عبور کرد نه از نظر قطر، بلکه در امتداد یک ابر کوچک. وتر دنباله دار 1866 من همچنین یک دوره مداری 33 ساله دارم که نقش آن را به عنوان دنباله دار مولد ازدحام بیشتر تایید می کند.

به طور مشابه دنباله دار 1862 III جد بارش شهابی اوت Perseid است. بر خلاف لئونیدها، پرسیدها بارش شهابی ایجاد نمی کنند. این بدان معنی است که ماده ازدحام در طول مدارش کم و بیش به طور مساوی توزیع شده است. بنابراین می توان فرض کرد که Perseids یک سیل شهاب سنگی "قدیمی"تر از لئونیدها هستند.

نسبتاً اخیراً، بارش شهابی Draconids شکل گرفت که در 9 تا 10 اکتبر 1933 و 1946 بارش های شهابی تماشایی به بار آورد. جد این جریان دنباله دار جاکوبینی-زینر (1926) است VI). دوره آن 6.5 سال است، بنابراین بارش شهابی در فواصل 13 ساله مشاهده شد (دو دوره از دنباله دار تقریباً دقیقاً با 13 چرخش زمین مطابقت دارد). اما نه در سال 1959 و نه در سال 1972 بارش شهابی دراکونید مشاهده نشد. در این سالها زمین از مدار انبوه ازدحام دور شد. برای سال 1985، پیش بینی مطلوب تر بود. در واقع، در غروب 8 اکتبر، یک بارش شهابی تماشایی در خاور دور مشاهده شد، اگرچه از نظر تعداد و مدت زمان کمتر از باران سال 1946 بود. در اکثر مناطق کشور ما روز بود، اما منجمان دوشنبه و کازان بارش شهابی را با استفاده از تاسیسات رادار مشاهده کردند.

دنباله دار Biela که در سال 1846 در مقابل چشمان ستاره شناسان به دو قسمت تقسیم شد، دیگر در سال 1872 مشاهده نشد، اما ستاره شناسان شاهد دو بارش شهابی قدرتمند - در سال های 1872 و 1885 بودند. این نهر آندرومدا (پس از صورت فلکی) یا بیلیدا (به نام دنباله دار) نامیده می شد. متأسفانه یک قرن تمام تکرار نشده است، اگرچه دوره انقلاب این دنباله دار نیز 6.5 سال است. دنباله‌دار بیلا یکی از گمشده‌ها است - 130 سال است که مشاهده نشده است. به احتمال زیاد، واقعاً از هم پاشید و باعث ایجاد بارش شهابی آندرومدید شد.

دنباله دار معروف هالی با دو بارش شهابی مرتبط است: آکواریدها که در ماه می (تابش در دلو) و شکارچیان مشاهده شده در اکتبر (تابش در شکارچی) مشاهده شدند. این بدان معنی است که مدار زمین با مدار دنباله دار نه در یک نقطه مانند اکثر دنباله دارها، بلکه در دو نقطه تلاقی می کند. در ارتباط با نزدیک شدن دنباله دار هالی به خورشید و زمین در اوایل سال 1986، توجه منجمان و ستاره شناسان آماتور به این دو جریان جلب شد. مشاهدات باران آکوارید در ماه می 1986 در اتحاد جماهیر شوروی، افزایش فعالیت آن را با غلبه شهاب های درخشان تأیید کرد.

بنابراین، از ارتباطات برقرار شده بین بارش شهابی و دنباله دارها، یک نتیجه کیهانی مهم به دست می آید: اجسام شهاب جوی ها چیزی جز محصول نابودی دنباله دارها نیستند. در مورد شهاب های پراکنده، آنها به احتمال زیاد بقایای جریان های متلاشی شده هستند. در واقع، مسیر حرکت ذرات شهاب به شدت تحت تأثیر جاذبه سیارات، به ویژه سیارات غول پیکر گروه مشتری است. اختلالات سیارات منجر به اتلاف و سپس به زوال کامل جریان می شود. درست است، این فرآیند هزاران، ده ها و صدها هزار سال طول می کشد، اما به طور مداوم و غیرقابل اجتناب کار می کند. کل مجموعه شهاب سنگ به تدریج به روز می شود.

اجازه دهید به توزیع مدارهای شهاب سنگ بر اساس مقادیر عناصر آنها بپردازیم. اول از همه، ما به این واقعیت مهم توجه می کنیم که این توزیع ها ناهمسانبرای شهاب های ثبت شده با روش فوتومتر (فتومتر) و رادار (رادیومتر). دلیل این امر این است که روش راداری امکان ثبت شهاب های بسیار کم نورتر از عکاسی را فراهم می کند، به این معنی که داده های این روش (پس از در نظر گرفتن عامل فیزیکی) به طور متوسط ​​به اجسام بسیار کوچکتر از داده های عکاسی اشاره دارد. روش. شهاب های درخشانی که می توان از آنها عکس گرفت مربوط به اجسامی با جرم بیش از 0.1 گرم است، در حالی که شهاب های رادیویی جمع آوری شده در کاتالوگ B. L. Kashcheev، V. N. Lebedints و M. F. Lagutin مربوط به اجسامی با جرم 10 -3 ~ 10 - 4 y هستند.

تجزیه و تحلیل مدارهای شهاب سنگ این کاتالوگ نشان داد که کل مجموعه شهاب سنگ را می توان به دو جزء مسطح و کروی تقسیم کرد. جزء کروی شامل مدارهایی با تمایلات دلخواه به دایره البروج، با غلبه مدارهایی با گریز از مرکز و نیم محورهای بزرگ است. جزء مسطح شامل مدارهایی با شیب های کوچک ( من < 35°), небольшими размерами (آ< 5 a. ه.) و گریز از مرکز نسبتاً بزرگ. در سال 1966، V. N. Lebedinets این فرضیه را مطرح کرد که اجسام شهاب سنگی با یک جزء کروی به دلیل فروپاشی دنباله دارهای دوره طولانی تشکیل می شوند، اما مدار آنها تحت تأثیر اثر پوینتینگ-رابرتسون به شدت تغییر می کند.

این اثر به شرح زیر است. ذرات کوچک نه تنها تحت تأثیر جاذبه خورشید، بلکه تحت تأثیر فشار نور نیز قرار می گیرند. اینکه چرا فشار نور دقیقاً بر روی ذرات کوچک تأثیر می گذارد، از موارد زیر مشخص است. فشار پرتوهای خورشید متناسب است مساحت سطحذره، یا مربع شعاع آن، در حالی که جاذبه خورشید جرم آن است، یا در نهایت آن جلد،یعنی مکعب شعاع. بنابراین نسبت فشار نور (به طور دقیق تر، شتاب ایجاد شده توسط آن) به شتاب نیروی گرانشی با شعاع ذره نسبت معکوس خواهد داشت و در مورد ذرات کوچک بیشتر خواهد بود.

اگر ذره کوچکی به دور خورشید بچرخد، به دلیل اضافه شدن سرعت نور و ذره، طبق قانون متوازی الاضلاع، نور کمی از جلو می افتد (برای خوانندگانی که با نظریه نسبیت آشنا هستند، این تفسیر ممکن است باعث شود ایرادها: به هر حال، سرعت نور با سرعت منبع یا گیرنده نور جمع نمی شود، اما بررسی دقیق این پدیده و همچنین پدیده انحراف سالانه نور ستاره ها (جابجایی ظاهری ستارگان به جلو در امتداد) حرکت زمین) نزدیک به آن در طبیعت، در چارچوب تئوری نسبیت به همین نتیجه منجر می شود. حرکت آن به دور خورشید را کمی کند می کند. به همین دلیل، ذره در یک مارپیچ بسیار ملایم به تدریج به خورشید نزدیک می شود، مدار آن تغییر شکل می دهد. این اثر به طور کیفی در سال 1903 توسط J. Poynting توصیف شد و در سال 1937 توسط G. Robertson به طور ریاضی اثبات شد. ما بیش از یک بار با مظاهر این تأثیر روبرو خواهیم شد.

VN Lebedinets بر اساس تجزیه و تحلیل عناصر مدار اجسام شهاب‌سنگ با یک جزء کروی، مدلی برای تکامل غبار بین سیاره‌ای ایجاد کرد. او محاسبه کرد که برای حفظ حالت تعادلی این جزء، دنباله‌دارهای بلند دوره باید به طور متوسط ​​سالانه 10/15 گرم گرد و غبار را خارج کنند. این جرم یک دنباله دار نسبتا کوچک است.

در مورد اجسام شهاب‌سنگ جزء مسطح، ظاهراً آنها در نتیجه فروپاشی دنباله‌دارهای کوتاه دوره تشکیل شده‌اند. با این حال، هنوز همه چیز روشن نیست. مدارهای معمولی این دنباله دارها با مدارهای شهاب های جزء مسطح متفاوت است (دنباله دارها فواصل حضیض بزرگ و گریزهای کوچکتر دارند) و تغییر شکل آنها را نمی توان با اثر پوینتینگ-رابرتسون توضیح داد. ما از دنباله‌دارهایی با مدارهایی مانند بارش‌های شهاب‌سنگ فعال جمینیدها، آریتیدها، آکواریدها و دیگران آگاهی نداریم. در همین حال، برای دوباره پر کردن جزء مسطح، لازم است که هر چند صد سال یک بار یک دنباله دار جدید با مداری از این نوع تشکیل شود. با این حال، این دنباله‌دارها بسیار کوتاه‌مدت هستند (عمدتاً به دلیل فواصل کوچک حضیض و دوره‌های مداری کوتاه)، و شاید به همین دلیل است که هنوز حتی یک دنباله‌دار به میدان دید ما نیامده است.

تجزیه و تحلیل مدار شهاب‌سنگ‌ها توسط اخترشناسان آمریکایی F. Whipple، R. McCroskey و A. Posen نتایج بسیار متفاوتی را نشان داد. بیشتر شهاب‌سنگ‌های بزرگ (با جرم بیشتر از 1 گرم) در مدارهایی مشابه مدارهای دنباله‌دارهای کوتاه دوره حرکت می‌کنند. آ < 5 а. е., من< 35 درجه e> 0.7). تقریباً 20 درصد از این اجرام مدارهای نزدیک به مدارهای دنباله دارهای دوره طولانی دارند. ظاهراً هر یک از اجزای اجسام شهاب‌سنگ با این اندازه‌ها محصول فروپاشی دنباله‌دارهای مربوطه است. هنگام حرکت به اجسام کوچکتر (تا 0.1 گرم)، تعداد مدارهای با اندازه های کوچک به طور قابل توجهی افزایش می یابد. (آ< 2 الف ه.). این با واقعیت کشف شده توسط دانشمندان شوروی مطابقت دارد که چنین مدارهایی در شهاب های رادیویی جزء مسطح غالب هستند.

اکنون به مدار شهاب سنگ ها می پردازیم. همانطور که قبلا ذکر شد، مدار دقیق تنها برای سه شهاب سنگ مشخص شده است. عناصر آنها در جدول آورده شده است. یکی ( vسرعت ورود شهاب سنگ به جو است، q, q" - فاصله از خورشید در حضیض و اپیلیون).

شباهت نزدیک بین مدارهای شهر گمشده و شهاب سنگ اینیسفری و تفاوت هایی با آنها در مدار شهاب سنگ پریبرام چشمگیر است. اما مهمترین چیز این است که هر سه شهاب سنگ در aphelion از به اصطلاح کمربند سیارکی (سیاره های کوچک) عبور می کنند که مرزهای آن مشروط به فواصل 2.0-4.2 AU مطابقت دارد. ه) تمایلات مداری هر سه شهاب‌سنگ بر خلاف اکثر شهاب‌سنگ‌های کوچک کوچک است.

اما شاید این فقط یک تصادف است؟ از این گذشته، سه مدار برای آمار و هر گونه نتیجه گیری بسیار کم است. A. N. Simonenko در 1975-1979 بیش از 50 مدار شهاب سنگ را مطالعه کرد که با روشی تقریبی تعیین شد: تابش از شهادت شاهدان عینی تعیین شد و سرعت ورود از محل تابش نسبت به تخمین زده شد. راس(نقطه ای روی کره آسمانی که در حال حاضر حرکت زمین در مدار خود به سمت آن هدایت می شود). بدیهی است که برای شهاب‌سنگ‌های (سریع) روبه‌رو، تابش باید نه چندان دور از راس قرار گیرد و برای سبقت از شهاب‌سنگ‌ها (آهسته) - در نزدیکی نقطه کره آسمانی مقابل راس - آنتی آپکس

جدول 1. عناصر مدار دقیق سه شهاب سنگ

مشخص شد که تشعشعات هر 50 شهاب سنگ در اطراف ضد راس گروه بندی شده اند و نمی توان آنها را بیشتر از 30-40 درجه از آن جدا کرد. این بدان معنی است که همه شهاب‌سنگ‌ها در حال نزدیک شدن هستند، آنها به دور خورشید در جهت جلو حرکت می‌کنند (مانند زمین و تمام سیارات) و مدار آنها نمی‌توانند بیش از 30-40 درجه به دایره البروج تمایل داشته باشند.

بیایید با آن روبرو شویم، این نتیجه گیری کاملاً موجه نیست. A. N. Simonenko در محاسبات خود از عناصر مدارهای 50 شهاب سنگ از این فرض که قبلاً توسط او و B. Yu. Levin فرموله شده بود استفاده کرد که سرعت ورود اجسام سازنده شهاب سنگ به جو زمین نمی تواند از 22 کیلومتر بر ثانیه تجاوز کند. این فرض ابتدا بر اساس تحلیل نظری B. Yu. Levin بود که در سال 1946; نشان داد که در سرعت های بالا شهاب سنگی که وارد جو می شود باید به طور کامل از بین برود (به دلیل تبخیر، خرد شدن، ذوب شدن) و به صورت شهاب سنگ سقوط نکند. این نتیجه‌گیری با نتایج مشاهدات شبکه‌های پریری و گلوله آتشین اروپایی تأیید شد، زمانی که هیچ یک از شهاب‌سنگ‌های بزرگی که با سرعت بیش از 22 کیلومتر بر ثانیه به داخل پرواز می‌کردند به شکل شهاب‌سنگ سقوط نکردند. سرعت شهاب سنگ پریبرام همانطور که از جدول مشخص است. 1 به این حد بالا نزدیک است، اما هنوز به آن نمی رسد.

با در نظر گرفتن مقدار 22 کیلومتر بر ثانیه به عنوان حد بالایی برای سرعت ورود شهاب‌سنگ‌ها، از قبل تعیین کرده‌ایم که تنها شهاب‌سنگ‌هایی که سبقت می‌گیرند می‌توانند از "سد جوی" عبور کرده و به عنوان شهاب‌سنگ به زمین سقوط کنند. این نتیجه گیری به این معنی است که آن شهاب سنگ هایی که ما در آزمایشگاه های خود جمع آوری و مطالعه می کنیم در منظومه شمسی در امتداد مدارهای یک کلاس کاملاً تعریف شده حرکت کردند (طبقه بندی آنها بعداً مورد بحث قرار خواهد گرفت). اما این به هیچ وجه به این معنی نیست که آنها کل مجموعه اجسام با همان اندازه و جرم (و احتمالاً ساختار و ترکیب یکسان، اگرچه اصلاً ضروری نیست) را که در منظومه شمسی حرکت می کنند خسته می کنند. این امکان وجود دارد که بسیاری از اجسام (و حتی اکثر آنها) در مدارهای کاملاً متفاوتی حرکت کنند و به سادگی نتوانند از "سد جوی" زمین عبور کنند. درصد ناچیز شهاب‌سنگ‌هایی که در مقایسه با تعداد گلوله‌های آتشین روشن عکس‌برداری شده توسط هر دو شبکه گلوله آتشین (حدود 0.1 درصد) به نظر می‌رسد چنین نتیجه‌گیری را تأیید می‌کند. اما اگر روش‌های دیگری را برای تحلیل مشاهدات اتخاذ کنیم، به نتایج متفاوتی می‌رسیم. یکی از آنها، بر اساس تعیین چگالی شهاب‌سنگ‌ها از اوج تخریب، بیشتر مورد بحث قرار خواهد گرفت. روش دیگر مبتنی بر مقایسه مدار شهاب‌سنگ‌ها و سیارک‌ها است. از آنجایی که شهاب سنگ به زمین سقوط کرد، واضح است که مدار آن با مدار زمین قطع شده است. از کل جرم سیارک های شناخته شده (حدود 2500)، تنها 50 سیارک دارای مدارهایی هستند که مدار زمین را قطع می کنند. هر سه شهاب سنگ با مدارهای دقیق در آفلیون از کمربند سیارک ها عبور کردند (شکل 5). مدار آنها نزدیک به مدار سیارک های گروه آمور و آپولو است که از نزدیک مدار زمین می گذرد یا از آن عبور می کند. حدود 80 سیارک از این دست شناخته شده است.مدار این سیارک ها معمولاً به پنج گروه تقسیم می شوند: 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-مدارهای کوچک؛ V یک شیب بزرگ از مدارها است. بین گروه ها من- II و II- III فواصل قابل توجه، به نام دریچه زهره و زمین. بیشتر سیارک ها (20) به این گروه تعلق دارند III، اما این به دلیل راحتی مشاهده آنها در نزدیکی حضیض است، زمانی که آنها به زمین نزدیک می شوند و در تقابل با خورشید قرار می گیرند.

اگر 51 مدار شهاب‌سنگ‌های شناخته شده را در گروه‌های مشابه توزیع کنیم، 5 مورد از آنها را می‌توان به گروه نسبت داد. من؛ 10 - به گروه II، 31 - به گروه III و 5 - به گروه IV. هیچ یک از شهاب سنگ ها متعلق به این گروه نیستند V- مشاهده می شود که در اینجا نیز اکثریت قریب به اتفاق مدارها متعلق به گروه است III، اگرچه عامل راحتی مشاهده در اینجا صدق نمی کند. اما درک این موضوع که قطعاتی از سیارک های این گروه باید با سرعت بسیار کم وارد جو زمین شوند، دشوار نیست و بنابراین باید تخریب نسبتا ضعیفی را در جو تجربه کنند. شهاب سنگ های Lost City و Inisfree متعلق به این گروه هستند، در حالی که Pribram متعلق به گروه است II.

همه این شرایط، همراه با برخی موارد دیگر (مثلاً با مقایسه خواص نوری سطوح سیارک ها و شهاب سنگ ها)، به ما اجازه می دهد تا یک نتیجه بسیار مهم بگیریم: شهاب سنگ ها قطعاتی از سیارک ها هستند، و نه هر کدام، بلکه متعلق به آنها. به گروه های آمور و آپولو. این بلافاصله به ما این فرصت را می دهد تا ترکیب و ساختار سیارک ها را بر اساس تجزیه و تحلیل ماده شهاب سنگ ها قضاوت کنیم که گام مهمی به جلو در درک ماهیت و منشاء هر دو است.

اما باید فوراً نتیجه مهم دیگری بگیریم: شهاب‌سنگ‌ها دارند منشا دیگر،نسبت به اجسامی که پدیده شهاب ها را ایجاد می کنند: اولی قطعاتی از سیارک ها، دومی محصولات فروپاشی دنباله دارها هستند.

برنج. 5. مدار شهاب‌سنگ‌های Pribram، Lost City و Inisfree. نقاط ملاقات آنها با زمین مشخص شده است

بنابراین، شهاب‌ها را نمی‌توان «شهاب‌سنگ‌های کوچک» در نظر گرفت - علاوه بر تفاوت اصطلاحی بین این مفاهیم، ​​که در ابتدای کتاب ذکر شد (نویسنده این کتاب، در سال 1940، پیشنهاد کرد (به همراه G. O. Zateishchikov) خود جسم کیهانی شهاب،و پدیده "ستاره تیرانداز" - پرواز شهاب سنگبا این حال، این پیشنهاد، که اصطلاحات شهاب‌سنگ را بسیار ساده می‌کرد، پذیرفته نشد.) همچنین بین اجسامی که پدیده شهاب‌سنگ‌ها و شهاب‌سنگ‌ها را ایجاد می‌کنند، تفاوت ژنتیکی وجود دارد: آنها به روش‌های مختلف به دلیل پوسیدگی اجسام مختلف تشکیل می‌شوند. منظومه شمسی.

برنج. 6. نمودار توزیع مدار اجسام کوچک در مختصات a-e

امتیاز - گلوله های آتشین شبکه پریری. دایره ها - بارش شهابی (طبق گفته V. I. Tsvetkov)

مسئله منشأ شهاب‌سنگ‌ها را می‌توان به گونه‌ای دیگر بررسی کرد. بیایید یک نمودار بسازیم (شکل 6) و مقادیر محور نیمه اصلی مدار را در امتداد محور عمودی رسم کنیم. آ(یا 1/ آ), a در افقی - گریز از مرکز مدار ه. بر اساس ارزش ها الف، هاجازه دهید نقاطی را در این نمودار ترسیم کنیم که مربوط به مدارهای ستاره های دنباله دار شناخته شده، سیارک ها، شهاب سنگ ها، گلوله های آتشین درخشان، بارش شهابی، و شهاب سنگ های کلاس های مختلف است. اجازه دهید دو خط بسیار مهم مربوط به شرایط را نیز ترسیم کنیم q=1 و q" = 1. بدیهی است که تمامی نقاط مربوط به اجسام شهاب‌سنگ بین این خطوط قرار خواهند گرفت، زیرا فقط در داخل منطقه محدود شده با آنها، شرط تلاقی مدار شهاب‌سنگ با مدار زمین محقق می‌شود.

بسیاری از اخترشناسان، از F. Whipple شروع کردند، سعی کردند آن را بیابند و نقشه بکشند آ- نمودار الکترونیکی به صورت خطوط، معیارهای تعیین کننده مدار انواع سیارکی و دنباله دار. مقایسه این معیارها توسط محقق چکسلواکی شهاب سنگ L. Kresak انجام شد. از آنجایی که آنها نتایج مشابهی ارائه می دهند، ما در شکل 1 را انجام داده ایم. 6 یک "خط تماس" متوسط q"= 4.6. در بالا و سمت راست آن مدارهایی از نوع دنباله دار، در پایین و سمت چپ - سیارکی قرار دارند. در این نمودار، ما نقاط مربوط به 334 ماشین مسابقه را از کاتالوگ R. McCrosky، K. Shao و A. Posen ترسیم کردیم. مشاهده می شود که بیشتر نقاط زیر خط مرزی قرار دارند. تنها 47 نقطه از 334 نقطه در بالای این خط قرار دارند (15%) و با یک جابجایی جزئی به سمت بالا تعداد آنها به 26 (8%) کاهش می یابد. این نقاط احتمالاً مربوط به اجسامی هستند که منشا دنباله دار دارند. جالب است که بسیاری از نقاط به نظر می رسد "خطوط" به خط q = 1, و دو نقطه حتی فراتر از منطقه محدود است. این بدان معناست که مدار این دو جسم از مدار زمین عبور نکرده، بلکه فقط از نزدیک عبور کرده است، اما گرانش زمین این اجسام را وادار کرده است که بر روی آن بیفتند و پدیده تماشایی گلوله های آتشین درخشان را به وجود آورد.

می توان مقایسه دیگری از ویژگی های مداری اجرام کوچک منظومه شمسی انجام داد. هنگام ساخت آ- ه- نمودارها، ما سومین عنصر مهم مدار - تمایل آن به دایره البروج را در نظر نگرفتیم. من. ثابت شده است که ترکیبی از عناصر مدار اجسام منظومه شمسی که ثابت ژاکوبی نامیده می شود و با فرمول بیان می شود.

جایی که آ- محور نیمه اصلی مدار در واحدهای نجومی، با وجود تغییر در عناصر منفرد تحت تأثیر اغتشاشات سیارات اصلی، ارزش خود را حفظ می کند. مقدار یو ای به معنای مقداری سرعت است که بر حسب واحد سرعت دایره ای زمین بیان می شود. به راحتی می توان ثابت کرد که برابر با سرعت زمین مرکزی جسمی است که از مدار زمین عبور می کند.

شکل 7. توزیع مدارهای سیارکی (1), گلوله های آتشین شبکه پریری ( 2 )، شهاب سنگ ها (3)، دنباله دارها (4) و بارش شهابی (3) توسط ثابت ژاکوبی یو ایو محور اصلی آ

بیایید یک نمودار جدید بسازیم (شکل 7) و ثابت جاکوبی را در امتداد محور عمودی رسم کنیم. یو ای (بدون بعد) و سرعت زمین مرکزی مربوطه v 0 , و در امتداد محور افقی - 1/ آ. اجازه دهید نقاط مربوط به مدار سیارک‌های گروه‌های آمور و آپولو، شهاب‌سنگ‌ها، دنباله‌دارهای دوره کوتاه (دنباله‌دارهای دوره طولانی فراتر از نمودار) و گلوله‌های آتشین کاتالوگ‌های مک کراسکی، شائو و پوزن را ترسیم کنیم. مشخص شده با صلیب ها، که مربوط به شکننده ترین بدن است، در زیر ببینید)

ما می توانیم فوراً به ویژگی های زیر این مدارها توجه کنیم. مدار گلوله های آتشین به مدار سیارک های گروه آمور و آپولو نزدیک است. مدار شهاب سنگ ها نیز به مدار سیارک های این گروه ها نزدیک است اما برای آنها یو ای <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 آ.فقط دنباله دار انکه در ضخامت مدارهای گلوله آتشین افتاد (فرضیه ای وجود دارد که توسط I. T. Zotkin ارائه شده و توسط L. Kresak توسعه یافته است مبنی بر اینکه شهاب سنگ Tunguska قطعه ای از دنباله دار انکه است. برای جزئیات بیشتر، به پایان فصل 4 مراجعه کنید).

شباهت مدارهای سیارک های گروه آپولو با مدار برخی از دنباله دارهای کوتاه دوره و تفاوت شدید آنها با مدار سایر سیارک ها، ستاره شناس ایرلندی E. Epik (از ملیت استونیایی) را در سال 1963 به نتیجه غیرمنتظره ای رساند. که این سیارک ها سیارات کوچک نیستند، بلکه هسته های "خشک شده" دنباله دارها هستند. در واقع، مدار سیارک‌های آدونیس، سیزیف، و 1974 MA بسیار نزدیک به مدار دنباله‌دار انکه، تنها دنباله‌داری «زنده» است که می‌توان به گروه آپولو با ویژگی‌های مداری‌اش نسبت داد. در همان زمان، دنباله‌دارهایی شناخته شده‌اند که ظاهر دنباله‌دار معمولی خود را فقط در اولین ظهور حفظ کردند. دنباله دار آرند-ریگو در سال 1958 (دومین ظهور) ظاهری کاملاً ستاره ای داشت و اگر در سال 1958 یا 1963 کشف می شد، می توانست به عنوان یک سیارک طبقه بندی شود. همین امر را می توان در مورد دنباله دارهای کولین و نویمین-1 نیز گفت.

به گزارش Epic، زمان از بین رفتن تمام اجزای فرار توسط هسته دنباله دار انکه هزاران سال اندازه گیری می شود، در حالی که زمان پویایی وجود آن با میلیون ها سال اندازه گیری می شود. بنابراین، یک دنباله دار باید بیشتر عمر خود را در حالت "خشک"، به شکل یک سیارک از گروه آپولو بگذراند. ظاهراً دنباله دار انکه بیش از 5000 سال است که در مدار خود حرکت می کند.

بارش شهابی Geminid بر روی نمودار در ناحیه سیارکی می‌بارد و سیارک ایکاروس نزدیک‌ترین مدار را به آن دارد. برای جمینیدها، دنباله دار اجداد ناشناخته است. به گزارش اپیک، بارش جوزا نتیجه شکسته شدن یک دنباله دار از همان گروه دنباله دار انکه است.

فرضیه اپیک علیرغم اصالتش، شایسته بررسی جدی و آزمایش دقیق است. راه مستقیم چنین تأییدی، مطالعه دنباله‌دار انکه و سیارک‌های گروه آپولو از ایستگاه‌های بین سیاره‌ای خودکار است.

سنگین ترین اعتراض به فرضیه فوق این است که نه تنها شهاب سنگ های سنگی (پریبرام، شهر گمشده، اینیسفری)، بلکه شهاب سنگ های آهنی (سیخوت-آلین) نیز دارای مدارهایی نزدیک به مدارهای سیارک های گروه آپولو هستند. اما تجزیه و تحلیل ساختار و ترکیب این شهاب سنگ ها (نگاه کنید به زیر) نشان می دهد که آنها در اعماق اجسام مادر به قطر ده ها کیلومتر تشکیل شده اند. بعید است که این اجسام بتوانند هسته دنباله دارها باشند. علاوه بر این، می دانیم که شهاب سنگ ها هرگز با ستاره های دنباله دار یا بارش شهابی مرتبط نیستند. بنابراین، به این نتیجه می رسیم که در بین سیارک های گروه آپولو حداقل باید دو زیر گروه وجود داشته باشد: هسته های شهاب سنگ و "خشک شده" دنباله دارها. سیارک ها را می توان به زیر گروه اول اختصاص داد من- طبقات IV که در بالا ذکر شد، به استثنای این گونه سیارک ها من کلاسی مثل آدونیس و ددالوس ارزش زیادی دارم یو ای. دومین زیرگروه شامل سیارک هایی از نوع ایکاروس و 1974 MA (دومین آنها متعلق به کلاس V، ایکاروس از این طبقه بندی خارج می شود).

بنابراین، هنوز نمی توان مسئله منشاء شهاب سنگ های بزرگ را کاملاً روشن دانست. با این حال بعداً به ماهیت آنها باز خواهیم گشت.

هجوم مواد شهاب سنگ به زمین

تعداد زیادی از شهاب سنگ ها به طور مداوم به زمین سقوط می کنند. و این واقعیت که بیشتر آنها تبخیر می شوند یا به دانه های ریز در جو تجزیه می شوند، چیزها را تغییر نمی دهد: به دلیل ریزش شهاب سنگ ها، جرم زمین دائما در حال افزایش است. اما این افزایش جرم زمین چیست؟ آیا می تواند اهمیت کیهانی داشته باشد؟

برای تخمین هجوم مواد شهاب‌سنگ به زمین، باید مشخص شود که توزیع جرم شهاب‌سنگ‌ها چگونه است، به عبارت دیگر، تعداد شهاب‌سنگ‌ها با جرم چگونه تغییر می‌کند.

مدتهاست ثابت شده است که توزیع شهاب سنگ ها بر حسب جرم با قانون توان زیر بیان می شود:

نیوتن متر= ن 0 م - اس,

جایی که ن 0 - تعداد اجسام شهاب سنگ واحد جرم، نیوتن متر - تعداد اجسام جرم مو بیشتر اسبه اصطلاح شاخص جرم انتگرال است. این مقدار بارها برای بارش های شهابی مختلف، شهاب های پراکنده، شهاب سنگ ها و سیارک ها تعیین شده است. مقادیر آن برای تعدادی از تعاریف در شکل ارائه شده است. 8، از محقق معروف کانادایی شهاب سنگ پی میلمن وام گرفته شده است. چه زمانی اس=1 شار جرمی که اجسام شهاب‌سنگ ایجاد می‌کنند در هر فواصل مساوی از لگاریتم جرم یکسان است. اگر اس> 1، سپس بیشتر جریان جرمی توسط اجسام کوچک تامین می شود، اگر اس<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина اسمقادیر متفاوتی در محدوده های جرمی مختلف به خود می گیرد، اما میانگیناس=1. برای شهاب های بصری و عکاسی بر روی بسیاری از داده ها اس\u003d 1.35، برای گلوله های آتشین، به گفته R. McCrosky، اس=0.6. در ناحیه ذرات کوچک (M<10 -9 г) اسهمچنین به 0.6 کاهش می یابد.

برنج. 8. تغییر پارامتر اسبا جرم اجرام کوچک منظومه شمسی (به گفته پی میلمن)

1 - دهانه های ماه؛ 2- ذرات شهاب (داده های ماهواره ای); 3 - شهاب سنگ ها 4 - شهاب سنگ ها؛ 5 - سیارک ها

یکی از راه‌های مطالعه توزیع جرم ذرات شهاب‌سنگ کوچک، مطالعه ریز دهانه‌ها بر روی سطوحی است که برای این منظور در فضای بین سیاره‌ای یا روی ماه قرار گرفته‌اند، زیرا ثابت شده است که تمام دهانه‌های کوچک و اکثریت قریب به اتفاق دهانه‌های بزرگ ماه در معرض برخورد هستند. منشا شهاب سنگ رفتن از قطر دهانه دی به مقادیر جرم اجسامی که آنها را تشکیل داده اند توسط فرمول تولید می شود

دی= کیلومتر 1/ ب,

جایی که در سیستم cgs ک=3.3، برای بدن های کوچک (10-4 سانتی متر یا کمتر) ب=3، برای بدن های بزرگ (تا متر) ب=2,8.

با این حال، باید در نظر داشت که میکروکرات ها در سطح ماه می توانند به دلیل اشکال مختلف فرسایش از بین بروند: شهاب سنگ، باد خورشیدی، تخریب حرارتی. بنابراین، تعداد مشاهده شده آنها ممکن است کمتر از تعداد دهانه های تشکیل شده باشد.

ترکیب تمام روش های مطالعه شهاب سنگ: شمارش ریز دهانه ها در فضاپیماها، قرائت شمارنده ذرات شهاب سنگ در ماهواره ها، رادار، مشاهدات بصری و عکاسی شهاب ها، شمارش سقوط شهاب سنگ، آمار سیارک ها، می توان نمودار خلاصه ای از توزیع را ترسیم کرد. از شهاب سنگ ها بر حسب جرم و محاسبه کل هجوم ماده شهاب سنگ به زمین. ما در اینجا نموداری را ارائه می کنیم (شکل 9) که توسط V. N. Lebedints بر اساس سری مشاهدات متعدد با روش های مختلف در کشورهای مختلف و همچنین منحنی های خلاصه و نظری ساخته شده است. مدل توزیع اتخاذ شده توسط V.N. Lebedints توسط یک خط ثابت ترسیم شده است. توجه به شکست این منحنی نزدیک جلب می شود م=10 -6 گرم و انحراف قابل توجه در محدوده جرم 10 -11 -10 -15 گرم.

این انحراف با اثر Poynting-Robertson از قبل شناخته شده توضیح داده شده است. همانطور که می دانیم، فشار نور، مدار ذرات بسیار کوچک را کند می کند (ابعاد آنها در حد 10-4-10-5 سانتی متر است) و باعث می شود که به تدریج به سمت خورشید بیفتند. بنابراین در این محدوده جرم، منحنی دارای انحراف است. حتی ذرات کوچکتر دارای قطرهایی قابل مقایسه یا کوچکتر از طول موج نور هستند و فشار نور بر آنها تأثیر نمی گذارد: به دلیل پدیده پراش، امواج نور بدون اعمال فشار به اطراف آنها می چرخند.

بیایید به تخمین کل ورودی جرم ادامه دهیم. اجازه دهید بخواهیم این هجوم را در فاصله جرمی از تعیین کنیم م 1 به M 2 و M 2 > M 1سپس از قانون توزیع جرم که در بالا نوشته شده است، نتیجه می شود که هجوم جرم Ф m برابر است با:

در اس 1

در S=1

برنج. 9. توزیع شهاب‌سنگ‌ها بر حسب جرم (طبق VN Lebedints) "شیب" در محدوده جرمی 10 -11 -10 -15 گرم با اثر پوینتینگ-رابرتسون مرتبط است. ن-تعداد ذرات در هر متر مربع در ثانیه از نیمکره آسمانی

این فرمول ها دارای تعدادی ویژگی قابل توجه هستند. یعنی در اس= 1 شار جرمی Ф m فقط به نسبت جرم بستگی دارد M 2 M 1(داده شده خیر) ; در اس<1 و M 2 >> M 1 f m عملا فقط به مقدار بستگی دارد جرم بیشتر M 2و به آن بستگی ندارد م 1 ; در اس> 1 و M 2 > M 1شار F m عملا فقط به مقدار بستگی دارد جرم کوچکترم 1 و به آن بستگی ندارد M 2این خواص فرمول هجوم جرم و تغییرپذیری است اس, نشان داده شده در شکل 8، به وضوح نشان می دهد که میانگین ارزش چقدر خطرناک است اس و منحنی توزیع را در شکل. 9، که برخی از محققان قبلاً سعی در انجام آن داشته اند. محاسبات جریان جرمی باید در فواصل زمانی انجام شود و سپس نتایج جمع آوری شود.

جدول 2. برآورد هجوم ماده شهاب سنگ به زمین بر اساس داده های نجومی

دانشمندان مختلف با استفاده از روش های مختلف تجزیه و تحلیل، تخمین های متفاوتی را دریافت کردند، اما تفاوت چندانی با یکدیگر نداشتند. روی میز. جدول 2 معقول ترین تخمین ها را در 20 سال گذشته نشان می دهد.

همانطور که می بینید، مقادیر شدید این تخمین ها تقریباً 10 برابر و دو تخمین آخر - 3 برابر متفاوت است. با این حال، V. N. Lebedinets عددی را که به دست آورده است تنها محتمل ترین می داند و محدودیت های شدید ممکن جریان انبوه (0.5-6) ​​10 4 تن در سال را نشان می دهد. اصلاح تخمین هجوم ماده شهاب سنگ به زمین وظیفه ای برای آینده نزدیک است.

علاوه بر روش‌های نجومی برای تعیین این کمیت مهم، روش‌های کیهان‌شیمیایی نیز وجود دارد که بر اساس محاسبات محتوای عناصر کیهان‌زایی در رسوبات خاص، یعنی در رسوبات اعماق دریا: سیلت‌ها و رس‌های قرمز، یخچال‌ها و رسوبات برف در قطب جنوب، گرینلند و مکان های دیگر. اغلب، محتوای آهن، نیکل، ایریدیوم، اسمیم، ایزوتوپ های کربن 14 C، هلیم 3 He، آلومینیوم 26 A1، کلر 38 C تعیین می شود. l، برخی ایزوتوپ های آرگون. برای محاسبه هجوم جرم با این روش، محتوای کل عنصر مورد مطالعه در نمونه گرفته شده (هسته) تعیین می شود، سپس میانگین محتوای همان عنصر یا ایزوتوپ در سنگ های زمینی (به اصطلاح پس زمینه زمین) کم می شود. از آن. عدد حاصل در چگالی هسته، با نرخ رسوب (یعنی تجمع آن دسته از رسوباتی که هسته از آنها گرفته شده) و در سطح زمین ضرب می شود و بر محتوای نسبی آن تقسیم می شود. عنصر در رایج ترین کلاس شهاب سنگ ها - در کندریت ها. نتیجه چنین محاسبه ای هجوم ماده شهاب سنگ به زمین است، اما با روش های کیهانی تعیین می شود. بیایید آن را FK بنامیم.

اگرچه روش کیهان‌شیمیایی بیش از 30 سال است که مورد استفاده قرار می‌گیرد، اما نتایج آن با یکدیگر و با نتایج به‌دست‌آمده از روش نجومی مطابقت ضعیفی دارد. درست است، J. Barker و E. Anders، با اندازه‌گیری محتوای ایریدیم و اسمیم در خاک‌های اعماق دریا در کف اقیانوس آرام، در سال‌های 1964 و 1968 به دست آمدند. تخمین دبی جرمی ورودی (5 - 10) 10 4 تن در سال که نزدیک به بالاترین برآوردهای بدست آمده با روش نجومی است. در سال 1964، O. Schaeffer و همکارانش مقدار ورودی جرم 4 10 4 تن در سال را از محتوای هلیوم-3 در همان خاک رس ها تعیین کردند. اما برای کلر-38، آنها همچنین مقدار 10 برابر بیشتر دریافت کردند. E. V. Sobotovich و همکارانش در مورد محتوای اسمیوم در خاک رس های قرمز (از کف اقیانوس آرام) FK = 107 تن در سال و میزان همین اسمیم در یخچال های قفقاز - 106 تن در سال به دست آوردند. محققین هندی D. Lal و V. Venkatavaradan Fc = 4 10 6 t / سال را از محتوای آلومینیوم 26 در رسوبات اعماق دریا محاسبه کردند و J. Brokas و J. Picciotto از محتوای نیکل در ذخایر برفی قطب جنوب محاسبه کردند. - (4-10) 10 6 تن در سال.

دلیل دقت پایین روش کیهانی که اختلافات در سه مرتبه بزرگی را نشان می دهد چیست؟ توضیحات زیر برای این واقعیت ممکن است:

1) غلظت عناصر اندازه‌گیری شده در بیشتر مواد شهاب‌سنگ (که همانطور که دیدیم عمدتاً منشأ دنباله‌داری دارند) با غلظتی که برای کندریت‌ها پذیرفته شده است متفاوت است.

2) فرآیندهایی وجود دارد که ما آنها را در نظر نمی گیریم که غلظت عناصر اندازه گیری شده را در رسوبات پایین افزایش می دهد (به عنوان مثال، آتشفشان زیر آب، انتشار گاز و غیره).

3) میزان رسوب به اشتباه تعیین شده است.

بدیهی است که روش های کیهان شیمیایی هنوز نیاز به بهبود دارند. بنابراین ما از داده های روش های نجومی استفاده خواهیم کرد. بیایید تخمین هجوم مواد شهاب‌سنگ را که نویسنده به دست آورده است بپذیریم و ببینیم چه مقدار از این ماده در تمام مدت وجود زمین به عنوان یک سیاره بیرون ریخته است. با ضرب هجوم سالانه (5 10 4 تن ) در سن زمین ( 4.6 10 9 سال ) ، تقریباً 2 10 14 تن در کل این دوره بدست می آید. به یاد بیاورید که جرم زمین 6 10 21 تن است. برآورد ما از افزایش کسری ناچیز (یک سی میلیونم) جرم زمین است. با این حال، اگر تخمین هجوم ماده شهاب‌سنگ به‌دست‌آمده توسط V. N. Lebedints را بپذیریم، این کسر به یکصد میلیونم کاهش می‌یابد. البته این افزایش هیچ نقشی در توسعه زمین نداشت. اما این نتیجه گیری به دوره مدرن اشاره دارد. پیش از این، به خصوص در مراحل اولیه تکامل منظومه شمسی و زمین به عنوان یک سیاره، ریزش بقایای یک ابر غبار پیش از سیاره و قطعات بزرگتر بر روی آن بدون شک نه تنها در افزایش جرم نقش مهمی داشت. زمین، بلکه در گرمایش آن. با این حال، ما در اینجا این موضوع را بررسی نمی کنیم.

ساختار و ترکیب شهاب سنگ ها

شهاب‌سنگ‌ها معمولاً از نظر روش تشخیص به دو گروه سقوط و یافت تقسیم می‌شوند. سقوط شهاب‌سنگ‌هایی هستند که در طول سقوط مشاهده می‌شوند و بلافاصله پس از آن برداشته می‌شوند. یافته‌ها شهاب‌سنگ‌هایی هستند که به‌طور تصادفی، گاهی در حفاری‌ها و کارهای صحرایی یا در سفرهای پیاده‌روی، گشت‌وگذار و غیره پیدا می‌شوند (شهاب سنگ یافت شده ارزش زیادی برای علم دارد. بنابراین باید فوراً به کمیته شهاب‌سنگ‌های آکادمی اتحاد جماهیر شوروی ارسال شود. علوم: مسکو، 117312، خیابان M. Ulyanova، 3. به کسانی که شهاب سنگی را پیدا کنند، جایزه نقدی پرداخت می شود. اگر شهاب سنگ بسیار بزرگ است، باید آن را بشکنید و یک قطعه کوچک ارسال کنید. قبل از دریافت یک شهاب سنگ. اخطار کمیته شهاب سنگ ها یا تا رسیدن نماینده کمیته، سنگ مشکوک به منشأ کیهانی به هیچ وجه نباید تکه تکه شود، تحویل داده شود، آسیب ببیند. سنگ ها، در صورت جمع آوری چندین، و همچنین به خاطر سپردن یا علامت گذاری مکان های یافت شده.)

شهاب‌سنگ‌ها با توجه به ترکیباتشان به سه دسته اصلی سنگی، سنگی-آهنی و آهنی تقسیم می‌شوند. برای انجام آمار آنها، فقط از سقوط استفاده می شود، زیرا تعداد یافته ها نه تنها به تعداد شهاب سنگ هایی که زمانی سقوط کرده اند، بلکه به توجه آنها از شاهدان عینی تصادفی نیز بستگی دارد. در اینجا، شهاب‌سنگ‌های آهنی یک مزیت غیرقابل انکار دارند: احتمال توجه فرد به یک تکه آهن، علاوه بر ظاهر غیرمعمول (ذوب شده، با حفره)، بیشتر از سنگی است که تفاوت کمی با سنگ‌های معمولی دارد.

از میان آبشارها 92 درصد شهاب سنگی، 2 درصد آهن سنگی و 6 درصد آهن است.

اغلب، شهاب‌سنگ‌ها در حین پرواز به چند قطعه (گاهی بسیار زیاد) تجزیه می‌شوند و سپس شهاب بارانمرسوم است که بارش شهابی را سقوط همزمان شش یا بیشتر در نظر بگیریم نسخه های فردیشهاب‌سنگ‌ها (همانطور که مرسوم است قطعاتی را که هرکدام به طور جداگانه به زمین می‌افتند، برخلاف قطعات،در هنگام له شدن شهاب سنگ ها از برخورد با زمین تشکیل شده است).

بارش شهابی اغلب سنگ است، اما گاهی اوقات بارش شهابی آهنی نیز می بارد (به عنوان مثال، سیخوت آلین، که در 12 فوریه 1947 در خاور دور سقوط کرد).

اجازه دهید به توضیح ساختار و ترکیب شهاب سنگ ها بر اساس انواع بپردازیم.

شهاب سنگ های سنگی. رایج ترین کلاس شهاب سنگ های سنگی به اصطلاح هستند کندریت ها(از جمله را ببینید). بیش از 90 درصد شهاب سنگ های سنگی متعلق به آنهاست. این شهاب سنگ ها نام خود را از دانه های گرد گرفته اند - کندروس،که از آن تشکیل شده اند. کندرول ها اندازه های مختلفی دارند: از میکروسکوپی تا سانتی متری، تا 50 درصد از حجم شهاب سنگ را تشکیل می دهند. بقیه ماده (اینترکندرال) از نظر ترکیب با ماده کندرول ها تفاوتی ندارد.

منشا کندرول ها هنوز مشخص نشده است. آنها هرگز در مواد معدنی زمین یافت نمی شوند. این احتمال وجود دارد که کندرول ها قطرات یخی هستند که در طی تبلور ماده شهاب سنگ ایجاد می شوند. در سنگ های زمینی، چنین دانه هایی باید توسط فشار هیولایی لایه های واقع در بالا خرد شوند، در حالی که شهاب سنگ ها در اعماق اجسام مادر به اندازه ده ها کیلومتر (اندازه متوسط ​​سیارک ها) تشکیل شده اند، جایی که فشار حتی در مرکز آن نسبتاً است. کم اهمیت.

اساسا کندریت ها از سیلیکات های آهن-منیزین تشکیل شده اند. در این میان، اولین جایگاه را الیوین ( آهن، Mg) 2 Si0 4 - 25 تا 60 درصد از شهاب سنگ های این کلاس را تشکیل می دهد. در رتبه دوم هیپراستن و برنزیت قرار دارند. آهن، Mg) 2 Si 2 O 6 (20-35%). آهن نیکل (کاماسیت و تانیت) از 8 تا 21 درصد، سولفیت آهن است. FeS - troilite - 5٪.

کندریت ها به چندین زیر کلاس تقسیم می شوند. در میان آنها کندریت های معمولی، انستاتیت و کربن دار متمایز می شوند. کندریت های معمولی به نوبه خود به سه گروه تقسیم می شوند: H - با محتوای بالای آهن نیکل (16-21٪)، L-با کم (حدود 8 درصد) و LL-c بسیار کم است (کمتر از 8٪). در کندریت های انستاتیت، اجزای اصلی انستاتیت و کلینو انستاتیت هستند. Mg2 Si 2 Q 6، که 40-60٪ از کل ترکیب را تشکیل می دهند. کندریت های انستاتیت همچنین با محتوای بالای کاماسیت (17-28٪) و تروئیل (7-15٪) متمایز می شوند. آنها همچنین حاوی پلاژیوکلاز هستند. پNaAlSi 3 O 8 - متر CaAlSi 2 O 8 - تا 5-10٪.

کندریت های کربن دار از هم جدا می شوند. آنها با رنگ تیره خود متمایز می شوند که نام خود را برای آن گرفته اند. اما این رنگ نه با افزایش محتوای کربن، بلکه با دانه های ریز تقسیم شده مگنتیت به آنها داده می شود. Fe3 O 4. کندریت های کربن دار حاوی سیلیکات های هیدراته زیادی مانند مونتموریلونیت هستند. ال، Mg) 3 (0 ح) 4 Si 4 0 8، مارپیچ Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10، و در نتیجه، مقدار زیادی آب محدود (تا 20٪). با انتقال کندریت های کربن دار از نوع C من تایپ کنم C III، نسبت سیلیکات‌های هیدراته کاهش می‌یابد و جای خود را به الیوین، کلینوهایپراستن و کلینو انستاتیت می‌دهند. ماده کربنی در کندریت های نوع C من 8 درصد هستم، C II - 5٪ برای C III - 2٪.

کیهان شناسان ماده کندریت های کربنی را نزدیک ترین ترکیب به ماده اولیه ابر پیش سیاره ای می دانند که زمانی خورشید را احاطه کرده بود. بنابراین، این شهاب‌سنگ‌های بسیار نادر مورد تجزیه و تحلیل دقیق از جمله تجزیه و تحلیل ایزوتوپی قرار می‌گیرند.

از طیف شهاب های درخشان، گاهی اوقات می توان ترکیب شیمیایی اجسامی را که باعث پیدایش آنها می شوند، مشخص کرد. مقایسه نسبت محتوای آهن، منیزیم و سدیم در اجسام شهاب‌سنگ از جریان دراکونید و در کندریت‌های انواع مختلف، که در سال 1974 توسط هواشناس شوروی A. A. Yavnel انجام شد، نشان داد که اجسام موجود در جریان دراکونید نزدیک هستند. در ترکیب به کندریت های کربنی از کلاس With در سال 1981 نویسنده این کتاب در ادامه تحقیقات خود به روش A. A. Yavnel ثابت کرد که شهاب سنگ های پراکنده از نظر ترکیب شبیه به کندریت های C هستند. من و آنهایی که جریان Perseid را تشکیل می دهند تا کلاس C III. متأسفانه، داده‌های مربوط به طیف شهاب‌ها، که امکان تعیین ترکیب شیمیایی اجسامی که آنها را به وجود می‌آورند، هنوز ناکافی است.

دسته دیگری از شهاب سنگ های سنگی - آکندریت ها- با عدم وجود کندرول ها، محتوای کم آهن و عناصر نزدیک به آن (نیکل، کبالت، کروم) مشخص می شود. گروه های مختلفی از آکندریت ها وجود دارد که در مواد معدنی اصلی (ارتوآنستاتیت، الیوین، ارتوپیروکسن، پیجونیت) متفاوت هستند. همه آکندریت ها حدود 10 درصد از شهاب سنگ های سنگی را تشکیل می دهند.

جالب است که اگر ماده کندریت ها را بگیرید و ذوب کنید، دو بخش تشکیل می شود که با یکدیگر مخلوط نمی شوند: یکی از آنها آهن نیکل است که از نظر ترکیب شبیه به شهاب سنگ های آهن است، دیگری سیلیکات است که نزدیک است. در ترکیب به آکندریت. از آنجایی که تعداد هر دو تقریباً یکسان است (در بین همه شهاب‌سنگ‌ها 9 درصد آکندریت و 8 درصد آهن و سنگ هستند)، می‌توان تصور کرد که این دسته از شهاب‌سنگ‌ها در جریان ذوب مجدد ماده کندریتی در روده‌ها تشکیل می‌شوند. بدن والدین

شهاب سنگ های آهنی(عکس را ببینید) 98٪ آهن نیکل است. دومی دارای دو تغییر پایدار است: نیکل ضعیف کاماسیت(6-7 درصد نیکل) و سرشار از نیکل تانیت(30-50٪ نیکل). کاماسیت به شکل چهار سیستم از صفحات موازی قرار گرفته است که توسط لایه‌های تانیت از هم جدا شده‌اند. صفحات کاماسیت در امتداد صورت یک هشت وجهی (هشت وجهی) قرار دارند، بنابراین چنین شهاب سنگ هایی نامیده می شوند. هشت وجهیشهاب سنگ های آهنی کمتر رایج هستند. هگزادریت ها،دارای ساختار کریستالی مکعبی حتی نادرتر آتاکسیت ها- شهاب سنگ ها، فاقد هر گونه ساختار منظم.

ضخامت صفحات کاماسیت در اکتاهدریت ها از چند میلی متر تا صدم میلی متر متغیر است. با توجه به این ضخامت، هشت وجهی های درشت و ریز ساختار متمایز می شوند.

اگر قسمتی از سطح یک هشت وجهی آسیاب شود و آن قسمت با اسید حکاکی شود، یک الگوی مشخص به شکل سیستمی از نوارهای متقاطع ظاهر می شود که به نام چهره های Widmanstätten(نگاه کنید به شامل) به نام دانشمند A. Widmanstetten، که اولین بار آنها را در سال 1808 کشف کرد. منشا آنها با ساختار کاماسیت-تانیت اکتاهدریت ها مرتبط است. بر اساس ارقام Widmashnettten، می توان به راحتی ماهیت کیهانی قطعه آهن "مشکوک" یافت شده را مشخص کرد.

یکی دیگر از ویژگی های مشخصه شهاب سنگ ها (اعم از آهن و سنگ) وجود روی سطح گودال های زیادی با لبه های صاف تقریباً 1/10 اندازه خود شهاب سنگ است. این حفره ها که به وضوح در عکس قابل مشاهده هستند (نگاه کنید به شامل.) نامیده می شوند رگگالیپت هاآنها قبلاً در جو در نتیجه تشکیل گردابهای متلاطم در نزدیکی سطح جسمی که وارد آن شده است تشکیل می شوند که به عنوان گودال-رگگلیپت ها را می خراشند (این توضیح توسط نویسنده این مقاله ارائه و اثبات شده است. کتاب در سال 1963).

سومین نشانه خارجی شهاب‌سنگ‌ها وجود تاریکی در سطح آنهاست ذوب پوستهضخامت از صدم تا یک میلیمتر

شهاب سنگ های آهنینیمی فلز، نیمی سیلیکات. آنها به دو زیر کلاس تقسیم می شوند: پالازیت هاکه در آن کسر فلزی نوعی اسفنج را تشکیل می دهد که در منافذ آن سیلیکات ها قرار دارد و مزوسیدیت ها،که در آن، برعکس، منافذ اسفنج سیلیکات با آهن نیکل پر شده است. در پالازیت ها، سیلیکات ها عمدتاً از الیوین و در مزوسیدیت ها از ارتوپیروکسن تشکیل شده اند. پالازیت ها نام خود را از اولین شهاب سنگ آهن پالاس که در کشور ما یافت شد گرفته اند. این شهاب سنگ بیش از 200 سال پیش کشف و توسط آکادمیک پی اس پالاس از سیبری به سن پترزبورگ برده شد.

مطالعه شهاب سنگ ها امکان بازسازی تاریخچه آنها را فراهم می کند. قبلاً متذکر شدیم که ساختار شهاب‌سنگ‌ها نشان‌دهنده وقوع آن‌ها در داخل بدن‌های مادر است. نسبت فاز، به عنوان مثال، آهن نیکل (کاماسیت-تانیت)، توزیع نیکل در سراسر لایه های تانیت، و سایر ویژگی های مشخصه حتی قضاوت در مورد اندازه بدنه های اصلی را ممکن می سازد. در بیشتر موارد، این اجسام با قطر 150-400 کیلومتر بودند، یعنی مانند بزرگترین سیارک ها. مطالعات ساختار و ترکیب شهاب‌سنگ‌ها ما را وادار می‌کند که فرضیه‌ای را که در بین غیرمتخصصان بسیار محبوب است درباره وجود و فروپاشی بین مدار مریخ و مشتری سیاره فرضی فایتون با اندازه چند هزار کیلومتر رد کنیم. شهاب سنگ هایی که به زمین می افتند در اعماق زمین شکل گرفتند زیادبدن والدین ناهمساناندازه ها تجزیه و تحلیل مدار سیارک ها که توسط آکادمی آکادمی علوم آذربایجان SSR G. F. Sultanov انجام شد به همین نتیجه می رسد (در مورد تعدد اجسام مادر).

با نسبت ایزوتوپ های رادیواکتیو و محصولات فروپاشی آنها در شهاب سنگ ها، می توان سن آنها را نیز تعیین کرد. ایزوتوپ هایی با طولانی ترین نیمه عمر، مانند روبیدیم-87، اورانیوم-235 و اورانیوم-238، سن را به ما می دهند. موادشهاب سنگ ها به نظر می رسد 4.5 میلیارد سال است که مربوط به سن قدیمی ترین سنگ های زمینی و قمری است و سن کل منظومه شمسی ما در نظر گرفته می شود (به طور دقیق تر، دوره سپری شده از تکمیل شکل گیری سیارات).

ایزوتوپ های فوق، در حال فروپاشی، به ترتیب استرانسیوم-87، سرب-207 و سرب-206 را تشکیل می دهند. این مواد مانند ایزوتوپ های اصلی در حالت جامد هستند. اما گروه بزرگی از ایزوتوپ ها وجود دارند که محصولات فروپاشی نهایی آنها گازها هستند. بنابراین، پتاسیم-40، در حال پوسیدگی، آرگون-40 و اورانیوم و توریم - هلیم-3 را تشکیل می دهد. اما با گرم شدن شدید بدن مادر، هلیوم و آرگون فرار می کنند و بنابراین سن پتاسیم-آرگون و اورانیوم-هلیوم فقط زمان خنک شدن آهسته بعدی را می دهد. تجزیه و تحلیل این سن ها نشان می دهد که آنها گاهی اوقات در میلیاردها سال (اما اغلب بسیار کمتر از 4.5 میلیارد سال) و گاهی در صدها میلیون سال اندازه گیری می شوند. برای بسیاری از شهاب سنگ ها، سن اورانیوم-هلیوم 1-2 میلیارد سال کمتر از سن پتاسیم-آرگون است که نشان دهنده برخوردهای مکرر این جسم مادر با اجسام دیگر است. چنین برخوردهایی محتمل ترین منبع گرمایش ناگهانی اجسام کوچک تا دمای صدها درجه هستند. و از آنجایی که هلیوم در دماهای پایین تر از آرگون تبخیر می شود، سن هلیوم ممکن است نشان دهنده زمان یک برخورد دیرتر و نه چندان قوی باشد، زمانی که افزایش دما برای تبخیر آرگون کافی نبود.

تمام این فرآیندها توسط ماده شهاب سنگ حتی در زمان اقامت آن در بدن مادر، به اصطلاح، قبل از تولدش به عنوان یک جرم آسمانی مستقل، تجربه شده است. اما در اینجا شهاب سنگ به یک طریق از بدن مادر جدا شده است، "در جهان متولد شد." کی اتفاق افتاد؟ دوره سپری شده از این رویداد نامیده می شود عصر فضاشهاب سنگ.

برای تعیین سنین کیهانی از روشی مبتنی بر پدیده برهمکنش یک شهاب سنگ با پرتوهای کیهانی کهکشانی استفاده می شود. این نامی است که به ذرات باردار پرانرژی (اغلب پروتون ها) که از گستره های بی کران کهکشان ما می آیند، داده می شود. با نفوذ به بدن یک شهاب سنگ، ردپای خود را به جا می گذارند. با توجه به تراکم مسیرها، می توان زمان تجمع آنها، یعنی سن فضایی شهاب سنگ را تعیین کرد.

سن کیهانی شهاب‌سنگ‌های آهنی صدها میلیون سال و شهاب‌سنگ‌های سنگی میلیون‌ها و ده‌ها میلیون سال است. این تفاوت به احتمال زیاد به دلیل قدرت کمتر شهاب‌سنگ‌های سنگی است که در اثر برخورد با یکدیگر به قطعات کوچک تقسیم می‌شوند و تا سن صد میلیون سال «زندگی نمی‌کنند». تأیید غیرمستقیم این دیدگاه، فراوانی نسبی بارش‌های شهاب سنگی در مقایسه با بارش‌های آهنی است.

در پایان این بررسی از دانش خود در مورد شهاب سنگ ها، اجازه دهید اکنون به آنچه که مطالعه پدیده های شهاب سنگ به ما می دهد بپردازیم.

اجرام منظومه شمسی مطابق با قوانین اتحادیه بین المللی نجوم به دسته های زیر تقسیم می شوند:

سیارات -اجسامی که به دور خورشید می چرخند در تعادل هیدرواستاتیکی هستند (یعنی شکلی نزدیک به کروی دارند) و همچنین مجاورت مدار خود را از سایر اجرام کوچکتر پاک کرده اند. هشت سیاره در منظومه شمسی وجود دارد - عطارد، زهره، زمین، مریخ، مشتری، زحل، اورانوس، نپتون.

سیارات کوتولههمچنین به دور خورشید می چرخند و شکل کروی دارند، اما گرانش آنها برای پاک کردن مسیر آنها از اجسام دیگر کافی نیست. تاکنون، اتحادیه بین المللی نجوم پنج سیاره کوتوله - سرس (سیارک سابق)، پلوتو (سیاره سابق)، و همچنین هائومیا، ماکماکه و اریس را به رسمیت شناخته است.

ماهواره های سیاره ای- اجسامی که به دور خورشید نمی چرخند، بلکه به دور سیارات می چرخند.

دنباله دارها- اجسامی که به دور خورشید می چرخند و عمدتاً از گاز و یخ منجمد تشکیل شده اند. هنگام نزدیک شدن به خورشید، آنها یک دم دارند که طول آن می تواند به میلیون ها کیلومتر برسد و یک کما - یک پوسته گاز کروی در اطراف یک هسته جامد.

سیارک ها- تمام بدنه های سنگی بی اثر دیگر. مدار اکثر سیارک ها بین مدارهای مریخ و مشتری - در کمربند اصلی سیارک ها متمرکز شده است. فراتر از مدار پلوتون، یک کمربند بیرونی از سیارک ها وجود دارد - کمربند کویپر.

شهاب سنگ- قطعاتی از اجسام فضایی، ذراتی به اندازه چند سانتی متر، که با سرعت ده ها کیلومتر در ثانیه وارد جو می شوند و می سوزند و باعث ایجاد یک شعله درخشان می شوند - یک ستاره تیرانداز. ستاره شناسان از بارش های شهابی زیادی که با مدار ستاره های دنباله دار مرتبط هستند، آگاه هستند.

شهاب سنگ- یک جسم فضایی یا قطعه آن که توانسته از پرواز در جو "بقا" کند و به زمین افتاد.

گلوله آتشین- یک شهاب بسیار درخشان، درخشان تر از زهره. این یک توپ آتشین است که دمی دودی در پشت آن قرار دارد. پرواز گلوله آتشین می تواند با صداهای رعد و برق همراه باشد، می تواند با انفجار و گاهی اوقات با ریزش شهاب سنگ ها به پایان برسد. کلیپ های ویدیویی متعددی که توسط ساکنان چلیابینسک فیلمبرداری شده است دقیقاً پرواز بولید را نشان می دهد.

داموکلویدها- اجرام آسمانی منظومه شمسی که مدارهایی مشابه مدارهای دنباله دارها از نظر پارامتر دارند (گریز از مرکز بزرگ و تمایل به صفحه دایره البروج)، اما فعالیت دنباله دار را به صورت کما یا دنباله دنباله دار نشان نمی دهند. نام Damocloids پس از اولین نماینده کلاس - سیارک (5335) Damocles نامگذاری شد. تا ژانویه 2010، 41 داموکلوید شناخته شده بود.

داموکلویدها نسبتا کوچک هستند - بزرگترین آنها، 2002 XU 93، قطر 72 کیلومتر و قطر متوسط ​​آن حدود 8 کیلومتر است. اندازه گیری آلبدوی چهار نفر از آنها (0.02-0.04) نشان داد که داموکلویدها از تاریک ترین اجرام در منظومه شمسی هستند، با این حال، رنگ مایل به قرمز دارند. به دلیل خارج از مرکز بزرگ، مدارهای آنها بسیار کشیده است و در آفلیون از اورانوس دورتر هستند (تا 571.7 واحد نجومی در سال 1996 PW)، و در حضیض از مشتری و گاهی حتی مریخ نزدیکتر هستند.

اعتقاد بر این است که داموکلوئیدها هسته دنباله دارهای نوع هالی هستند که از ابر اورت سرچشمه گرفته و مواد فرار خود را از دست داده اند. این فرضیه درست در نظر گرفته می شود زیرا تعداد زیادی از اجسام که داموکلوید در نظر گرفته می شدند متعاقباً به کما مبتلا شدند و به عنوان دنباله دار طبقه بندی شدند. شواهد قانع کننده دیگر این است که مدار اکثر داموکلویدها به شدت به صفحه دایره البروج متمایل است، گاهی اوقات بیش از 90 درجه - یعنی برخی از آنها به دور خورشید در جهت مخالف حرکت سیارات اصلی می چرخند، که به شدت آنها را از سیارک ها متمایز می کند. اولین مورد از این اجسام، که در سال 1999 کشف شد، (20461) Diorets - "سیارک" در معکوس نامگذاری شد.

ریا نووستی http://ria.ru/science/20130219/923705193.html#ixzz3byxzmfDT

سیارک‌ها، دنباله‌دارها، شهاب‌سنگ‌ها، شهاب‌سنگ‌ها - اجرام نجومی که در اصول علم اجرام آسمانی برای افراد ناآشنا یکسان به نظر می‌رسند. در واقع، آنها از چندین جهت متفاوت هستند. ویژگی هایی که سیارک ها، دنباله دارها را مشخص می کند، به راحتی قابل یادآوری است. آنها همچنین شباهت خاصی دارند: چنین اجسامی به عنوان اجسام کوچک طبقه بندی می شوند که اغلب به عنوان زباله های فضایی طبقه بندی می شوند. در مورد چیستی شهاب، تفاوت آن با سیارک یا دنباله دار، خواص و منشأ آنها چیست و در زیر مورد بحث قرار خواهد گرفت.

سرگردان دم

دنباله دارها اجرام فضایی هستند که از گازها و سنگ های منجمد تشکیل شده اند. آنها در مناطق دوردست منظومه شمسی سرچشمه می گیرند. دانشمندان مدرن پیشنهاد می کنند که منابع اصلی دنباله دارها کمربند کویپر به هم پیوسته و دیسک پراکنده و همچنین موجودات فرضی هستند.

دنباله دارها مدارهای بسیار کشیده ای دارند. با نزدیک شدن به خورشید، آنها به کما و دم تبدیل می شوند. این عناصر از تبخیر مواد گازی آمونیاک، متان، غبار و سنگ تشکیل شده است. سر دنباله دار یا کما، پوسته ای از ذرات ریز است که با روشنایی و دید متمایز می شوند. شکل کروی دارد و هنگام نزدیک شدن به خورشید در فاصله 1.5-2 واحد نجومی به حداکثر اندازه خود می رسد.

در جلوی کما، هسته دنباله دار قرار دارد. این، به عنوان یک قاعده، دارای اندازه نسبتا کوچک و شکل دراز است. در فاصله قابل توجهی از خورشید، هسته تمام چیزی است که از دنباله دار باقی مانده است. از گازها و سنگ های منجمد تشکیل شده است.

انواع دنباله دارها

طبقه بندی اینها بر اساس تناوب گردش آنها در اطراف ستاره است. دنباله‌دارهایی که در کمتر از 200 سال به دور خورشید می‌چرخند، دنباله‌دارهای دوره کوتاه نامیده می‌شوند. اغلب، آنها از کمربند کویپر یا دیسک پراکنده به مناطق داخلی منظومه سیاره ای ما سقوط می کنند. دنباله دارهای دوره طولانی با دوره ای بیش از 200 سال می چرخند. "وطن" آنها ابر اورت است.

"سیاره های کوچک"

سیارک ها از سنگ های جامد تشکیل شده اند. از نظر اندازه ، آنها بسیار پایین تر از سیارات هستند ، اگرچه برخی از نمایندگان این اجرام فضایی دارای ماهواره هستند. بیشتر سیارات کوچک، همانطور که قبلاً نامیده می شدند، در سیاره اصلی واقع بین مدارهای مریخ و مشتری متمرکز شده اند.

تعداد کل چنین اجرام کیهانی شناخته شده در سال 2015 از 670000 فراتر رفت. با وجود چنین عدد چشمگیری، سهم سیارک ها در جرم همه اجرام منظومه شمسی ناچیز است - فقط 3-3.6 * 10 21 کیلوگرم. این تنها 4 درصد از پارامتر مشابه ماه است.

همه اجرام کوچک به عنوان سیارک طبقه بندی نمی شوند. معیار انتخاب قطر است. اگر بیش از 30 متر باشد، آن شی به عنوان یک سیارک طبقه بندی می شود. اجسام با ابعاد کوچکتر شهاب سنگ نامیده می شوند.

طبقه بندی سیارک ها

گروه بندی این اجرام کیهانی بر اساس چندین پارامتر است. سیارک ها بر اساس ویژگی های مدارشان و طیف نور مرئی که از سطح آنها منعکس شده است، گروه بندی می شوند.

با توجه به معیار دوم، سه طبقه اصلی متمایز می شوند:

• کربن (C)؛
• سیلیکات (S)؛
• فلز (M).

تقریباً 75 درصد از تمام سیارک های شناخته شده امروزی در دسته اول قرار می گیرند. با بهبود تجهیزات و مطالعه دقیق تر چنین اشیایی، طبقه بندی در حال گسترش است.

شهاب سنگ ها

شهاب سنگ نوع دیگری از اجسام کیهانی است. آنها سیارک، دنباله دار، شهاب سنگ یا شهاب سنگ نیستند. ویژگی این اجسام اندازه کوچک آنهاست. شهاب سنگ ها در ابعاد خود بین سیارک ها و غبار کیهانی قرار دارند. بنابراین، آنها شامل اجسامی با قطر کمتر از 30 متر می شوند. برخی از دانشمندان شهاب سنگ را جسمی جامد با قطر 100 میکرون تا 10 متر تعریف می کنند که از نظر منشأ اولیه یا ثانویه هستند، یعنی پس از تخریب تشکیل شده اند. از اشیاء بزرگتر

شهاب سنگ هنگام ورود به جو زمین شروع به درخشش می کند. و در اینجا ما در حال نزدیک شدن به پاسخ به این سوال که شهاب سنگ چیست؟

ستاره دنباله دار

گاهی در میان ستارگان سوسوزن در آسمان شب، یکی ناگهان شعله ور می شود، قوس کوچکی را توصیف می کند و ناپدید می شود. هر کس حداقل یک بار این را دیده باشد می داند شهاب چیست. اینها "ستاره های تیرانداز" هستند که هیچ ربطی به ستاره های واقعی ندارند. شهاب در واقع یک پدیده جوی است که زمانی رخ می دهد که اجرام کوچک (همان شهاب سنگ ها) وارد پوسته هوایی سیاره ما شوند. روشنایی مشاهده شده فلاش به طور مستقیم به ابعاد اولیه جسم کیهانی بستگی دارد. اگر درخشندگی یک شهاب بیش از پنجم باشد به آن گلوله آتش می گویند.

مشاهده

چنین پدیده هایی را فقط می توان از سیارات دارای جو تحسین کرد. شهاب های ماه یا عطارد را نمی توان مشاهده کرد، زیرا آنها پوسته هوا ندارند.

در شرایط مناسب، هر شب می توان «ستاره های در حال تیراندازی» را دید. بهتر است شهاب ها را در هوای خوب و در فاصله قابل توجهی از منبع کم و بیش قدرتمند نور مصنوعی تحسین کنید. همچنین نباید ماه در آسمان وجود داشته باشد. در این صورت امکان مشاهده 5 شهاب در ساعت با چشم غیرمسلح وجود خواهد داشت. اجرامی که چنین "ستاره های تیرانداز" را پدید می آورند، در مدارهای مختلفی به دور خورشید می چرخند. بنابراین مکان و زمان ظهور آنها در آسمان را نمی توان به طور دقیق پیش بینی کرد.

جریان ها

شهاب سنگ ها که عکس های آنها نیز در مقاله ارائه شده است، به عنوان یک قاعده، منشأ کمی متفاوت دارند. آنها بخشی از یکی از چندین دسته از اجسام کوچک کیهانی هستند که در طول یک مسیر مشخص به دور ستاره می چرخند. در مورد آنها، دوره ایده آل برای رصد (زمانی که با نگاه کردن به آسمان، هر کسی می تواند به سرعت بفهمد شهاب چیست) به خوبی تعریف شده است.

به دسته ای از اجرام فضایی مشابه، بارش شهابی نیز گفته می شود. اغلب آنها در هنگام تخریب هسته یک دنباله دار تشکیل می شوند. ذرات انفرادی ازدحام به موازات یکدیگر حرکت می کنند. با این حال، از سطح زمین، به نظر می رسد که آنها از یک منطقه کوچک خاص از آسمان پرواز می کنند. این بخش را تابش جریان می نامند. نام ازدحام شهاب‌سنگ معمولاً توسط صورت فلکی که مرکز بصری آن (تابش) در آن قرار دارد، یا با نام دنباله‌داری که متلاشی شدن آن منجر به ظهور آن شد، داده می‌شود.

شهاب‌سنگ‌ها که عکس‌های آن‌ها به راحتی با تجهیزات ویژه به دست می‌آید، متعلق به جریان‌های بزرگی مانند Perseids، Quadrantids، Eta Aquarids، Lyrids، Geminids هستند. در مجموع، وجود 64 جریان تا به امروز شناخته شده است و حدود 300 جریان دیگر در انتظار تایید هستند.

سنگ های بهشتی

شهاب‌سنگ‌ها، سیارک‌ها، شهاب‌سنگ‌ها و دنباله‌دارها بر اساس معیارهای خاصی مفاهیم مرتبط هستند. اولی اشیای فضایی هستند که به زمین سقوط کرده اند. بیشتر اوقات ، منبع آنها سیارک ها است ، کمتر - دنباله دارها. شهاب‌سنگ‌ها داده‌های بسیار ارزشمندی را در مورد گوشه‌های مختلف منظومه شمسی در خارج از زمین حمل می‌کنند.

اکثر این اجسام که روی سیاره ما افتاده اند بسیار کوچک هستند. چشمگیرترین شهاب سنگ ها از نظر ابعاد پس از برخورد آثاری از خود بر جای می گذارند که حتی پس از میلیون ها سال کاملاً قابل توجه است. دهانه نزدیک وینسلو، آریزونا، به خوبی شناخته شده است. ظاهراً سقوط یک شهاب سنگ در سال 1908 باعث ایجاد پدیده تونگوسکا شده است.

چنین اجرام بزرگی هر چند میلیون سال یک بار از زمین بازدید می کنند. بیشتر شهاب‌سنگ‌های یافت شده از نظر اندازه نسبتاً متوسط ​​هستند، اما برای علم از ارزش کمتری برخوردار نیستند.

به گفته دانشمندان، چنین اجرامی می توانند چیزهای زیادی در مورد زمان شکل گیری منظومه شمسی بگویند. احتمالاً آنها ذرات ماده ای را حمل می کنند که سیارات جوان از آن ساخته شده اند. برخی از شهاب سنگ ها از مریخ یا ماه به ما می آیند. چنین سرگردان های فضایی به شما امکان می دهند بدون هزینه های هنگفت برای سفرهای دوردست، چیزهای جدیدی در مورد اشیاء نزدیک بیاموزید.

برای به خاطر سپردن تفاوت بین اشیاء شرح داده شده در مقاله، می توان به طور خلاصه تحول چنین اجسامی را در فضا خلاصه کرد. یک سیارک متشکل از سنگ جامد یا یک دنباله‌دار که یک بلوک یخی است، وقتی از بین می‌رود، شهاب‌سنگ‌هایی به وجود می‌آید که هنگام ورود به جو سیاره، به صورت شهاب‌ها شعله‌ور می‌شوند، در آن می‌سوزند یا سقوط می‌کنند و به شهاب‌سنگ تبدیل می‌شوند. دومی دانش ما را در مورد تمام موارد قبلی غنی می کند.

شهاب سنگ ها، دنباله دارها، شهاب سنگ ها و همچنین سیارک ها و شهاب سنگ ها در حرکت پیوسته کیهانی شرکت می کنند. مطالعه این اجسام کمک زیادی به درک ما از جهان می کند. با بهبود تجهیزات، اخترفیزیکدانان داده های بیشتری از چنین اجرامی دریافت می کنند. مأموریت نسبتاً اخیراً تکمیل شده کاوشگر روزتا به صراحت نشان داد که چقدر اطلاعات را می توان از مطالعه دقیق چنین اجرام کیهانی به دست آورد.