Mely testeket nevezzük meteoritoknak és melyeket aszteroidáknak. aszteroidák

Meleg nyári éjszakákon kellemes sétálni a csillagos ég alatt, nézni a csodálatos csillagképeket rajta, kívánságokat megfogalmazni egy hullócsillag láttán. Vagy üstökös volt? Vagy esetleg meteorit? Valószínűleg több a csillagászat szakértője a romantikusok és szerelmesek között, mint a planetáriumok látogatói között.

titokzatos tér

Az elmélkedés során állandóan felmerülő kérdések válaszokat igényelnek, a mennyei talányok pedig nyomokat és tudományos magyarázatokat igényelnek. Itt például mi a különbség az aszteroida és a meteorit között? Nem minden diák (sőt felnőtt is) tud azonnal válaszolni erre a kérdésre. De kezdjük sorban.

aszteroidák

Ahhoz, hogy megértsük, miben különbözik az aszteroida a meteorittól, meg kell határoznia az „aszteroida” fogalmát. Ezt a szót az ógörög nyelvből úgy fordítják, hogy „mint egy csillag”, mivel ezek az égitestek, ha távcsövön keresztül nézzük, inkább csillagokra, mint bolygókra hasonlítanak. Az aszteroidákat 2006-ig gyakran nevezték kisbolygóknak. Valójában az aszteroidák mozgása összességében nem különbözik a bolygó mozgásától, mert a Nap körül is előfordul. Az aszteroidák kis méretükben különböznek a hétköznapi bolygóktól. Például a legnagyobb aszteroida, a Ceres mindössze 770 km átmérőjű.

Hol vannak ezek a csillagszerű űrlakók? A legtöbb aszteroida régóta vizsgált pályán mozog a Jupiter és a Mars közötti térben. De néhány kis bolygó még mindig áthalad a Mars pályáján (például az Ikarusz aszteroida) és más bolygók pályáján, és néha közelebb kerülnek a Naphoz, mint a Merkúr.

meteoritok

Az aszteroidákkal ellentétben a meteoritok nem az űr lakói, hanem hírvivői. A földlakók mindegyike saját szemével láthatja a meteoritot, és saját kezével megérintheti. Ezek nagy részét múzeumokban és magángyűjteményekben őrzik, de el kell mondanunk, hogy a meteoritok meglehetősen nem vonzóak. Legtöbbjük szürke vagy barnásfekete kő- és vasdarab.

Tehát sikerült kitalálni, miben különbözik egy aszteroida a meteorittól. De mi kötheti össze őket? Úgy gondolják, hogy a meteoritok kis aszteroidák töredékei. Az űrben rohanó kövek ütköznek egymással, töredékeik olykor a Föld felszínére is eljutnak.

Oroszország leghíresebb meteoritja a Tunguska meteorit, amely 1908. június 30-án esett a mély tajgába. A közelmúltban, nevezetesen 2013 februárjában mindenki figyelmét felkeltette a cseljabinszki meteorit, amelynek számos töredékét találták meg a cseljabinszki Csebarkul-tó közelében.

A meteoritoknak, a különleges világűrből érkező vendégeknek, a tudósoknak és velük együtt a Föld minden lakójának kiváló lehetőségük nyílik megismerni az égitestek összetételét, és képet kapni az univerzum eredetéről.

Meteora

A "meteor" és a "meteorit" szavak ugyanabból a görög gyökből származnak, ami fordításban "mennyei"-t jelent. Tudjuk, és nem nehéz megérteni, hogy miben különbözik a meteortól.

A meteor nem egy konkrét égi objektum, hanem egy olyan légköri jelenség, amely úgy néz ki, amikor üstökösök és aszteroidák töredékei égnek el a Föld légkörében.

A meteor egy hullócsillag. A megfigyelők számára úgy tűnhet, hogy visszarepül a világűrbe, vagy kiég a Föld légkörében.

Azt is könnyű megérteni, hogy a meteorok miben különböznek az aszteroidáktól és a meteoritoktól. Az utolsó két égi objektum konkrétan kézzelfogható (kisbolygó esetén még ha elméletileg is), a meteor pedig kozmikus töredékek égéséből származó izzás.

Üstökösök

Nem kevésbé csodálatos égitest, amelyet a földi megfigyelő megcsodálhat, az üstökös. Miben különböznek az üstökösök az aszteroidáktól és a meteoritoktól?

Az „üstökös” szó szintén ógörög eredetű, szó szerint „szőrös”, „bozontos”. Az üstökösök a Naprendszer külső részéből származnak, és ennek megfelelően más összetételűek, mint a Nap közelében kialakult aszteroidák.

Ezeknek az égitesteknek a felépítésében az összetételbeli különbségen túl nyilvánvalóbb különbség is van. A Naphoz közeledve az üstökös, az aszteroidával ellentétben, ködös kómahéjat és gázból és porból álló farkat mutat. Az üstökös illékony anyagai felmelegedésük során aktívan kiemelkednek és elpárolognak, és a legszebb világító égi objektummá változtatják.

Ezenkívül az aszteroidák pályán mozognak, és mozgásuk a világűrben a közönséges bolygók egyenletes és mért mozgásához hasonlít. Az aszteroidákkal ellentétben az üstökösök mozgása szélsőségesebb. Pályája erősen megnyúlt. Az üstökös vagy közel közelít a Naphoz, vagy jelentős távolságra távolodik tőle.

Az üstökös abban különbözik a meteorittól, hogy mozgásban van. A meteorit egy égitestnek a Föld felszínével való ütközésének eredménye.

Az égi világ és a földi világ

Azt kell mondanunk, hogy az éjszakai égboltot nézni kétszeresen kellemes, ha földöntúli lakói jól ismertek és érthetőek az Ön számára. És milyen öröm mesélni beszélgetőpartnerének a sztárok világáról és a világűr szokatlan eseményeiről!

És még csak nem is arról van szó, hogy miben különbözik az aszteroida a meteorittól, hanem a földi és a kozmikus világ szoros kapcsolatának és mély kölcsönhatásának tudatáról, amit éppolyan aktívan kell kialakítani, mint az ember és a másik kapcsolatát.

A cikk tartalma

METEOR. A görög „meteor” szót különféle légköri jelenségek leírására használták, most azonban olyan jelenségekre utal, amelyek akkor fordulnak elő, amikor az űrből származó szilárd részecskék bejutnak a felső légkörbe. Szűk értelemben a "meteor" egy világító sáv a bomló részecske útján. A mindennapi életben azonban ez a szó gyakran magát a részecskét jelöli, bár tudományosan meteoroidnak nevezik. Ha a meteoroid egy része eléri a felszínt, akkor meteoritnak nevezzük. A meteorokat népszerûen "hullócsillagoknak" nevezik. A nagyon fényes meteorokat tűzgolyóknak nevezik; néha ez a kifejezés csak a hangjelenségekkel kísért meteoreseményekre vonatkozik.

Megjelenési gyakoriság.

A meteorok száma, amelyeket egy megfigyelő egy adott időszakban láthat, nem állandó. Jó körülmények között, távol a városi fényektől és erős holdfény hiányában óránként 5-10 meteort láthat a megfigyelő. A legtöbb meteor esetében a ragyogás körülbelül egy másodpercig tart, és halványabbnak tűnik, mint a legfényesebb csillagok. Éjfél után gyakrabban jelennek meg a meteorok, mivel a megfigyelő ekkor a Föld elülső oldalán helyezkedik el a keringési mozgás során, amely több részecskét fogad. Minden megfigyelő körülbelül 500 km-es körzetben láthat meteorokat maga körül. Egy nap alatt több száz millió meteor jelenik meg a Föld légkörében. A légkörbe kerülő részecskék össztömegét napi több ezer tonnára becsülik – ez a Föld tömegéhez képest jelentéktelen mennyiség. Az űrhajók mérései szerint naponta körülbelül 100 tonna porrészecskék is hullanak a Földre, ami túl kicsi ahhoz, hogy látható meteorok megjelenését okozza.

Meteor megfigyelés.

A vizuális megfigyelések sok statisztikai adatot szolgáltatnak a meteorokról, de fényességük, magasságuk és repülési sebességük pontos meghatározásához speciális műszerekre van szükség. A csillagászok közel egy évszázada használnak kamerákat meteornyomok fényképezésére. A kamera lencséje előtt elforgatható redőny (shutter) szaggatott vonalszerűvé teszi a meteornyomot, ami segít az időintervallumok pontos meghatározásában. Ez a zár általában 5-60 expozíciót készít másodpercenként. Ha két, több tíz kilométeres távolságra elválasztott megfigyelő egyszerre fényképezi le ugyanazt a meteort, akkor pontosan meg lehet határozni a részecske repülési magasságát, nyomvonalának hosszát, és időközönként a repülési sebességet is.

Az 1940-es évek óta a csillagászok radar segítségével figyelték meg a meteorokat. Maguk a kozmikus részecskék túl kicsik ahhoz, hogy észlelni lehessen őket, de ahogy áthaladnak a légkörön, plazmanyomot hagynak hátra, amely visszaveri a rádióhullámokat. A fotózással ellentétben a radar nem csak éjszaka, hanem nappal és borús időben is hatékony. A radar kis meteoroidokat észlel, amelyeket a kamera nem lát. A fényképek alapján a repülési útvonalat pontosabban határozzák meg, a radar pedig lehetővé teszi a távolság és a sebesség pontos mérését. Cm. RADAR; RADARCSILLAGÁSZAT.

A meteorok megfigyelésére televíziós berendezéseket is használnak. A képerősítő csövek lehetővé teszik a gyenge meteorok regisztrálását. CCD-mátrixú kamerákat is használnak. 1992-ben egy sportesemény videokamerával történő rögzítése közben egy fényes tűzgolyó repülését rögzítették, amely meteoriteséssel végződött.

sebesség és magasság.

A meteoroidok légkörbe jutásának sebessége 11-72 km/s. Az első érték a test által csak a Föld vonzása miatt elért sebesség. (Az űrhajónak azonos sebességet kell elérnie ahhoz, hogy kitörjön a Föld gravitációs teréből.) A Naprendszer távoli területeiről érkezett meteoroid a Naphoz való vonzódás következtében 42 km/s sebességet ér el a Föld közelében. pálya. A Föld keringési sebessége körülbelül 30 km/s. Ha a találkozás frontálisan történik, akkor relatív sebességük 72 km/s. A csillagközi térből érkező részecskéknek még nagyobb sebességgel kell rendelkezniük. Az ilyen gyors részecskék hiánya azt bizonyítja, hogy minden meteoroid a Naprendszer tagja.

Az a magasság, amelyen a meteor világítani kezd, vagy a radar azt észleli, a részecske belépési sebességétől függ. A gyors meteoroidok esetében ez a magasság meghaladhatja a 110 km-t, és a részecske körülbelül 80 km-es magasságban teljesen megsemmisül. A lassú meteoroidok esetében ez alacsonyabban történik, ahol nagyobb a levegő sűrűsége. A meteorokat, amelyek fényessége a legfényesebb csillagokhoz hasonlítható, tizedgramm tömegű részecskék alkotják. A nagyobb meteoroidok általában hosszabb ideig tartanak, hogy feltörjenek és elérjék az alacsony magasságot. Jelentősen lelassulnak a légkör súrlódása miatt. A ritka részecskék 40 km alá esnek. Ha egy meteoroid eléri a 10-30 km-es magasságot, akkor sebessége 5 km/s alá csökken, és meteorit formájában zuhanhat a felszínre.

Keringők.

Ismerve a meteoroid sebességét és azt az irányt, ahonnan megközelítette a Földet, a csillagász kiszámíthatja a pályáját a becsapódás előtt. A Föld és a meteoroid ütközik, ha pályájuk metszi egymást, és egyszerre találják magukat ebben a metszéspontban. A meteoroidok pályái szinte kör alakúak és rendkívül elliptikusak, túlmutatva a bolygópályákon.

Ha egy meteoroid lassan közeledik a Föld felé, akkor a Nap körül a Földdel azonos irányban: az óramutató járásával ellentétes irányban, a pálya északi pólusáról nézve. A legtöbb meteoroid pálya túlmutat a Föld pályáján, és síkjaik nem nagyon hajlanak az ekliptikára. Szinte minden meteorit esése olyan meteoroidokhoz kapcsolódik, amelyek sebessége 25 km/s-nál kisebb volt; pályáik teljes egészében a Jupiter pályáján belül vannak. Az idő nagy részét ezek az objektumok a Jupiter és a Mars pályája között töltik, a kisebb bolygók - aszteroidák - övében. Ezért úgy gondolják, hogy az aszteroidák meteoritforrásként szolgálnak. Sajnos csak azokat a meteoroidokat tudjuk megfigyelni, amelyek áthaladnak a Föld pályáján; nyilvánvalóan ez a csoport nem reprezentálja teljes mértékben a Naprendszer összes kis testét.

A gyors meteoroidokban a pályák megnyúltak és jobban hajlanak az ekliptikára. Ha egy meteoroid 42 km/s-nál nagyobb sebességgel repül fel, akkor a bolygók irányával ellentétes irányban mozog a Nap körül. Az a tény, hogy sok üstökös mozog ilyen pályán, azt jelzi, hogy ezek a meteoroidok üstököstöredékek.

meteorzáporok.

Az év egyes napjain a szokásosnál sokkal gyakrabban jelennek meg a meteorok. Ezt a jelenséget meteorzápornak nevezik, amikor óránként több tízezer meteort figyelnek meg, ami egy csodálatos "csillagos eső" jelenséget hoz létre az égen. Ha nyomon követi a meteorok útját az égen, úgy tűnik, hogy mindegyik ugyanabból a pontból repül ki, amelyet a zápor sugárzójának neveznek. Ez a perspektivikus jelenség, hasonlóan a horizonton összefutó sínekhez, azt jelzi, hogy minden részecske párhuzamos pályákon mozog.

A csillagászok több tucat meteorrajt azonosítottak, amelyek közül sok néhány órától több hétig tart éves aktivitást. A legtöbb patak nevét arról a csillagképről kapta, amelyben sugárzója fekszik, például a Perseidák, amelyeknek a Perseus csillagképben van egy sugárzója, a Geminidák, és egy sugárzó az Ikrekben.

Az 1833-as Leonidák zápora által okozott csodálatos csillagzápor után W. Clark és D. Olmstead azt javasolta, hogy egy bizonyos üstököshöz kapcsolták. 1867 elején K. Peters, D. Schiaparelli és T. Oppolzer egymástól függetlenül bizonyították ezt az összefüggést az 1866 I üstökös (Temple-Tutl üstökös) és az 1866 Leonid meteorraj pályáinak hasonlóságának megállapításával.

Meteorzáporok akkor figyelhetők meg, amikor a Föld egy üstökös pusztulása során keletkezett részecskeraj pályáját keresztezi. A Naphoz közeledve az üstökös a sugaraitól felmelegszik, és anyagot veszít. A bolygók gravitációs perturbációinak hatására ezek a részecskék több évszázadon keresztül megnyúlt rajt alkotnak az üstökös pályája mentén. Ha a Föld keresztezi ezt a patakot, évente csillagzáport figyelhetünk meg, még akkor is, ha maga az üstökös abban a pillanatban messze van a Földtől. Mivel a részecskék egyenetlenül oszlanak el a pálya mentén, az eső intenzitása évről évre változhat. A régi patakok annyira kitágultak, hogy a Föld több napig keresztezi őket. Keresztmetszetben egyes patakok inkább szalaghoz, mint zsinórhoz hasonlítanak.

Az áramlás megfigyelésének képessége a részecskék Földre érkezésének irányától függ. Ha a sugárzó magasan található az északi égbolton, akkor a patak nem látható a Föld déli féltekéjéről (és fordítva). Meteorzápor csak akkor látható, ha a sugárzás a horizont felett van. Ha a sugárzó a nappali égboltot éri, akkor a meteorok nem láthatók, de radarral észlelhetők. A bolygók, különösen a Jupiter hatása alatt álló keskeny patakok megváltoztathatják pályájukat. Ha ugyanakkor már nem keresztezik a Föld pályáját, akkor megfigyelhetetlenné válnak.

A decemberi Geminid-zápor egy kisebb bolygó maradványaihoz vagy egy régi üstökös inaktív magjához kapcsolódik. A jelek szerint a Föld más, aszteroidák által generált meteoroidcsoportokkal ütközik, de ezek az áramlások nagyon gyengék.

Tűzgolyók.

A legfényesebb bolygóknál fényesebb meteorokat gyakran tűzgömböknek nevezik. A tűzgolyókat néha fényesebben figyelik meg, mint a telihold, és rendkívül ritkán olyanokat, amelyek fényesebben lobognak, mint a nap. A bolidok a legnagyobb meteoroidokból származnak. Köztük sok kisbolygótöredék található, amelyek sűrűbbek és erősebbek, mint az üstökösmagok töredékei. Ennek ellenére a legtöbb aszteroida meteoroid a légkör sűrű rétegeiben pusztul el. Némelyikük meteoritok formájában hull a felszínre. A vaku nagy fényerejének köszönhetően a tűzgolyók sokkal közelebbinek tűnnek, mint a valóságban. Ezért a meteoritok keresésének megszervezése előtt össze kell hasonlítani a különböző helyekről származó tűzgolyók megfigyeléseit. A csillagászok becslései szerint naponta körülbelül 12 tűzgolyó a Föld körül több mint egy kilogramm meteorit lehullásával végződik.

fizikai folyamatok.

A légkörben lévő meteoroid megsemmisítése ablációval, azaz ablációval történik. az atomok magas hőmérsékletű leszakadása a felületéről a beáramló levegő részecskék hatására. A meteoroid mögött maradó forró gáznyom fényt bocsát ki, de nem kémiai reakciók, hanem becsapódások által gerjesztett atomok rekombinációja eredményeként. A meteorok spektruma sok fényes emissziós vonalat mutat, amelyek között a vas, a nátrium, a kalcium, a magnézium és a szilícium vonalai dominálnak. A légköri nitrogén és oxigén vonalai is láthatók. A spektrumból meghatározott meteoroidok kémiai összetétele összhangban van az üstökösökre és aszteroidákra, valamint a felső légkörben összegyűlt bolygóközi porra vonatkozó adatokkal.

Sok meteor, különösen a gyors, fényes nyomot hagy maga után, amelyet egy-két másodpercig, sőt néha sokkal tovább is megfigyelnek. Amikor nagy meteoritok hullottak, a nyomot néhány percig megfigyelték. Az oxigénatomok izzása kb. 100 km legfeljebb egy másodpercig tartó nyomokkal magyarázható. A hosszabb nyomvonalak a meteoroidnak a légkör atomjaival és molekuláival való összetett kölcsönhatásának köszönhető. A bolid útja mentén lévő porszemcsék fényes nyomvonalat képezhetnek, ha a légkör felső részét, ahol szétszóródnak, megvilágítja a Nap, amikor a megfigyelő mély szürkületben van.

A meteoroid sebesség hiperszonikus. Amikor egy meteoroid eléri a légkör viszonylag sűrű rétegeit, erős lökéshullám keletkezik, és az erős hangok több tíz vagy több kilométeren keresztül továbbíthatók. Ezek a hangok mennydörgésre vagy távoli ágyúzásra emlékeztetnek. A távolság miatt a hang egy-két perccel az autó megjelenése után érkezik. A csillagászok több évtizede vitatkoznak azon rendellenes hang valóságáról, amelyet egyes megfigyelők közvetlenül a tűzgolyó megjelenésekor hallottak, és recsegésnek vagy fütyülésnek minősítettek. Tanulmányok kimutatták, hogy a hangot a tűzgömb közelében fellépő elektromos tér zavarai okozzák, amelyek hatására a megfigyelőhöz közeli tárgyak – haj, szőr, fák – bocsátanak ki hangot.

meteoritveszély.

A nagy meteoroidok elpusztíthatják az űrhajókat, a kis porszemcsék pedig folyamatosan koptatják felületüket. Még egy kis meteoroid becsapódása is olyan elektromos töltést adhat a műholdnak, amely letiltja az elektronikus rendszereket. A kockázat általában alacsony, de ennek ellenére az űrhajók kilövése néha késik, ha erős meteorzápor várható.

Meteorok és meteoritok pályái

A mai napig szovjet és külföldi megfigyelők több katalógust adtak ki a meteorsugárzásokról és -pályákról, amelyek mindegyike több ezer meteort tartalmaz. Statisztikai elemzésükhöz tehát bőven van anyag.

Ennek az elemzésnek az egyik legfontosabb eredménye, hogy szinte minden meteoroid a Naprendszerhez tartozik, és nem a csillagközi terekből származó idegen. Itt van, hogyan kell megmutatni.

Még akkor is, ha egy meteortest a Naprendszer határairól érkezett hozzánk, a Naphoz viszonyított sebessége a Föld keringési távolságától egyenlő lesz az ezen a távolságon lévő parabola sebességével, amely többszöröse a kör alakúnak. . A Föld közel 30 km/s körsebességgel mozog, ezért a parabola sebesség a Föld keringési tartományában 30=42 km/s. Még ha egy meteoroid a Föld felé repül is, a Földhöz viszonyított sebessége 30+42=72 km/s lesz. Ez a meteorok geocentrikus sebességének felső határa.

Hogyan határozható meg az alsó határa? Hagyja, hogy a meteortest olyan sebességgel mozogjon a Föld közelében a pályája mentén, mint a Föld. Egy ilyen test geocentrikus sebessége kezdetben nulla közelében lesz. De fokozatosan, a Föld gravitációjának hatására a részecske elkezd leesni a Földre, és felgyorsul a jól ismert második kozmikus sebességre, 11,2 km/s-ra. Ezzel a sebességgel bejut a Föld légkörébe. Ez a meteorok atmoszférán kívüli sebességének alsó határa.

A meteoritok pályáját nehezebb meghatározni. Azt már mondtuk, hogy a meteorithullás rendkívül ritka, ráadásul kiszámíthatatlan jelenség. Senki sem tudja előre megmondani, hogy mikor és hova esik a meteorit. A zuhanás véletlenszerű szemtanúinak vallomásának elemzése rendkívül alacsony pontosságot ad a sugárzás meghatározásában, és a sebesség ilyen módon történő meghatározása teljesen lehetetlen.

Ám 1959. április 7-én Csehszlovákia meteorszolgálatának több állomása fényes tűzgolyót fényképezett, amely a Pribram meteorit több töredékének lezuhanásával ért véget. Ennek a meteoritnak a légköri pályáját és pályáját a Naprendszerben pontosan kiszámították. Ez az esemény inspirálta a csillagászokat. Az Egyesült Államok prérin állomások hálózatát szervezték meg, amelyek ugyanolyan típusú kamerakészletekkel voltak felszerelve, különösen a fényes tűzgolyók felvételére. Prairie Webnek hívták. Egy másik - európai - állomáshálózatot telepítettek Csehszlovákia, az NDK és az NSZK területén.

A prérihálózat 10 éves munkája során 2500 fényes tűzgolyó repülését rögzítette. Az amerikai tudósok abban reménykedtek, hogy ha folytatják lefelé irányuló pályájukat, legalább tucatnyi lehullott meteoritot sikerül megtalálniuk.

Elvárásaik nem teljesültek. A 2500 tűzgolyó közül csak egy (!) ért véget 1970. január 4-én az elveszett város meteoritjának lezuhanásával. Hét évvel később, amikor a Prairie Network már nem működött, az Inisfree meteorit repülését Kanadából fényképezték le. Ez 1977. február 5-én történt. Az európai tűzgolyók közül egy sem (Pribram után) végzett meteoritkihullással. Eközben a lefényképezett tűzgolyók között sok nagyon fényes volt, sokszor fényesebb, mint a telihold. De a meteoritok nem estek ki az áthaladásuk után. Ez a rejtély a 70-es évek közepén megoldódott, amit az alábbiakban tárgyalunk.

Így sok ezer meteorpályával együtt mindössze három (!) pontos meteoritpályánk van. Ezekhez hozzáadhatunk több tucat hozzávetőleges pályát, amelyeket I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Cvetkov és más csillagászok számítottak ki szemtanúk vallomásai alapján.

A meteorpályák elemeinek statisztikai elemzésénél több szelektív tényezőt is figyelembe kell venni, ami azt eredményezi, hogy egyes meteorokat gyakrabban észlelünk, mint másokat. Így, geometriai tényezőP 1 meghatározza a különböző sugárzási zenittávolságú meteorok relatív láthatóságát. A radar által rögzített meteorokra (ún rádiómeteorok), ami számít, az a rádióhullámok ion-elektron nyomról való visszaverődésének geometriája és az antenna sugárzási mintája. P 2 fizikai tényező meghatározza a meteorláthatóság függését a sebességtől. Ugyanis, mint a későbbiekben látni fogjuk, minél nagyobb a meteoroid sebessége, annál fényesebb lesz a meteor megfigyelése. A meteor vizuálisan vagy fényképen rögzített fényessége arányos a sebesség 4. vagy 5. hatványával. Ez például azt jelenti, hogy egy 60 km/s sebességű meteor 400-1000-szer fényesebb lesz, mint a 15 km/s sebességű meteor (ha az őket generáló meteoroidok tömege egyenlő). A rádiómeteorok esetében a visszavert jel intenzitása (a meteor rádiófényessége) hasonló mértékben függ a sebességtől, bár ez összetettebb. Végül több is van csillagászati ​​tényező P 3, melynek jelentése, hogy a Föld találkozása a Naprendszerben különböző pályán mozgó meteorrészecskékkel eltérő valószínűséggel történik.

Mindhárom tényező figyelembe vétele után meg lehet alkotni a meteorok eloszlását a pályájuk elemei között, szelektív hatásokkal korrigálva.

Minden meteor fel van osztva Sorban, azaz az ismert meteorrajokhoz tartozók, ill szórványos, a meteor háttér összetevői. A köztük lévő határ bizonyos mértékig feltételes. Körülbelül húsz nagyobb meteorraj ismeretes. Azon csillagképek latin nevén nevezik őket, ahol a sugárzó található: Perseidák, Lyridák, Orionidák, Aquaridák, Geminidák. Ha két vagy több meteorraj működik egy adott csillagképben különböző időpontokban, akkor azokat a legközelebbi csillag jelöli: (-Aquaridák, -Aquaridák, -Perseidák stb.

A meteorrajok teljes száma sokkal nagyobb. Így A. K. Terent'eva katalógusa, amelyet fényképes és legjobb vizuális megfigyelések alapján állítottak össze 1967-ig, 360 meteorrajt tartalmaz. 16 800 rádiómeteorpálya elemzéséből V. N. Lebedinec, V. N. Korpusov és A. K. Szosznova 715 meteorrajt és asszociációt azonosított (a meteortársulás meteorpályák csoportja, amelyek genetikai közelségét kisebb biztonsággal állapították meg, mint a meteorzápor).

Számos meteorraj esetében megbízhatóan megállapították genetikai kapcsolatukat az üstökösökkel. Így az évente november közepén megfigyelt Leonid meteorraj pályája gyakorlatilag egybeesik az 1866-os üstökös pályájával. I. 33 évente egyszer látványos meteorzáporok figyelhetők meg egy sugárzóval az Oroszlán csillagképben. A legintenzívebb esőzéseket 1799-ben, 1832-ben és 1866-ban figyelték meg. Aztán két időszakban (1899-1900 és 1932-1933) nem volt meteorraj. Úgy tűnik, a Föld helyzete az áramlással való találkozás időszakában kedvezőtlen volt a megfigyelések számára - nem haladt át a raj legsűrűbb részén. De 1966. november 17-én megismétlődött a Leonida meteorraj. Amerikai csillagászok és telelők figyelték meg 14 szovjet sarki állomásról az Északi-sarkvidéken, ahol akkoriban sarki éjszaka volt (a Szovjetunió fő területén akkoriban nappal volt). A meteorok száma elérte a 100 ezret óránként, de a meteorraj csak 20 percig tartott, míg 1832-ben és 1866-ban. több órán keresztül ment. Ez kétféleképpen magyarázható: vagy a raj különálló, különböző méretű klaszterekből-felhőkből áll, és a Föld különböző években áthalad az egyik vagy a másik felhőn, vagy 1966-ban a Föld nem átmérőben, hanem egy kis mentén keresztezte a rajt. akkord. 1866-os üstökös 33 éves keringési periódusom is van, ami tovább erősíti a raj ősüstököseként betöltött szerepét.

Hasonlóképpen az 1862-es üstökös A III az augusztusi Perseida meteorraj őse. A Leonidákkal ellentétben a Perseidák nem termelnek meteorzáporokat. Ez azt jelenti, hogy a raj anyaga többé-kevésbé egyenletesen oszlik el a pályája mentén. Feltételezhető tehát, hogy a Perseidák egy "régebbi" meteoráradat, mint a Leonidák.

Viszonylag nemrég alakult ki a Draconids meteorraj, amely 1933. október 9-10-én és 1946-ban látványos meteorrajokat adott. Ennek a pataknak az őse a Giacobini-Zinner üstökös (1926 VI). Periódusa 6,5 ​​év, tehát meteorzáporokat 13 éves időközönként figyeltek meg (az üstökös két periódusa szinte pontosan megfelel a Föld 13 fordulatának). De sem 1959-ben, sem 1972-ben nem figyeltek meg Draconida meteorrajokat. Ezekben az években a Föld messze elhaladt a raj pályájától. 1985-re az előrejelzés kedvezőbb volt. Valóban, október 8-án este látványos meteorraj volt megfigyelhető a Távol-Keleten, bár számában és időtartamában elmaradt az 1946-os esőtől. Hazánk nagy részén nappal volt, de a csillagászok Dusanbe és Kazan radarberendezések segítségével figyelték meg a meteorrajt.

Az 1846-ban a csillagászok szeme láttára két részre szakadt Biela üstököst 1872-ben már nem figyelték meg, de a csillagászok két erős meteorrajnak voltak szemtanúi - 1872-ben és 1885-ben. Ezt a patakot Andromédának (a csillagkép után) vagy Bielidának (az üstökös után) hívták. Sajnos egy egész évszázada nem ismétlődött meg, pedig ennek az üstökösnek a forradalmi időszaka is 6,5 év. Biela üstököse az elveszettek közé tartozik – 130 éve nem figyelték meg. Valószínűleg tényleg szétesett, és az Andromedid meteorraj keletkezett.

Halley híres üstököséhez két meteorraj kapcsolódik: a májusban megfigyelt Aquaridák (a Vízöntőben sugároznak) és az októberben megfigyelt Orionidák (az Orionban sugároznak). Ez azt jelenti, hogy a Föld pályája nem egy pontban metszi az üstökös pályáját, mint a legtöbb üstökös, hanem kettőben. A Halley-üstökösnek a Naphoz és a Földhöz 1986 elején történő közeledése kapcsán a csillagászok és amatőrcsillagászok figyelmét ez a két folyam hívta fel. A Szovjetunióban 1986 májusában az Aquarid zápor megfigyelései megerősítették a megnövekedett aktivitást a fényes meteorok túlsúlyával.

A meteorrajok és az üstökösök között kialakult összefüggésekből tehát egy fontos kozmogonikus következtetés következik: a patakok meteortestei nem más, mint az üstökösök pusztulásának termékei. Ami a szórványos meteorokat illeti, azok nagy valószínűséggel szétesett patakok maradványai. Valóban, a meteorrészecskék pályáját erősen befolyásolja a bolygók vonzása, különösen a Jupiter csoport óriásbolygói. A bolygóktól származó zavarok disszipációhoz, majd az áramlás teljes lelassulásához vezetnek. Igaz, ez a folyamat több ezer, tíz és százezer évig tart, de folyamatosan és menthetetlenül működik. A teljes meteorkomplexumot fokozatosan frissítik.

Térjünk rá a meteorpályák eloszlására elemeik értéke szerint. Először is megjegyezzük azt a fontos tényt, hogy ezek az eloszlások különböző a fotometódussal (fotometeorok) és radarral (radiometeorok) rögzített meteorok esetében. Ennek az az oka, hogy a radar módszerrel sokkal halványabb meteorok regisztrálását teszi lehetővé, mint a fényképezés, ami azt jelenti, hogy ennek a módszernek az adatai (a fizikai tényező figyelembevétele után) átlagosan sokkal kisebb testekre vonatkoznak, mint a fényképezés adatai. módszer. A fényképezhető fényes meteorok 0,1 g-nál nagyobb tömegű testeknek felelnek meg, míg a B. L. Kascsejev, V. N. Lebedints és M. F. Lagutin katalógusában összegyűjtött rádiómeteorok 10 -3 ~ 10 - 4 év tömegű testeknek felelnek meg.

A katalógusban szereplő meteorok pályáinak elemzése azt mutatta, hogy a teljes meteorkomplexum két részre osztható: lapos és gömb alakú. A gömb alakú komponens az ekliptikához képest tetszőleges hajlású pályákat foglal magában, túlnyomórészt a nagy excentricitású és féltengelyű pályákat. A lapos komponens kis dőlésszögű pályákat tartalmaz ( én < 35°), небольшими размерами (a< 5 a. e.) és meglehetősen nagy különcségek. V. N. Lebedinets 1966-ban azt feltételezte, hogy a hosszú periódusú üstökösök bomlása miatt gömbkomponensű meteortestek keletkeznek, de pályájuk a Poynting-Robertson-effektus hatására nagymértékben megváltozik.

Ez a hatás a következő. A kis részecskékre nemcsak a Nap vonzása, hanem a fénynyomás is nagyon hatékonyan hat. Az alábbiakból világosan kiderül, hogy a könnyű nyomás miért hat pontosan a kis részecskékre. A napsugarak nyomása arányos felszíni terület részecske, vagy sugarának négyzete, míg a Nap vonzása a tömege, vagy végső soron annak hangerő, azaz a sugár kockája. A fénynyomás (pontosabban az általa keltett gyorsulás) és a gravitációs erő gyorsulásának aránya így fordítottan arányos a részecske sugarával, kis részecskék esetén pedig nagyobb lesz.

Ha egy kis részecske kering a Nap körül, akkor a fénysebesség és a részecske összeadása miatt a paralelogramma szabály szerint a fény kissé előre esik (A relativitáselméletben jártas olvasók számára ez az értelmezés felvetheti ellenvetések: elvégre a fénysebesség nem ad össze a fényforrás vagy a vevő sebességével, de ennek a jelenségnek a szigorú figyelembe vétele, valamint a csillagfény éves aberrációjának jelensége (a csillagok látszólagos elmozdulása előre). a Föld mozgása) a természetben hozzá közel álló, a relativitáselmélet keretein belül ugyanarra az eredményre vezet. a részecskére beeső sugár irányának változása az egyik vonatkoztatási rendszerből a másikba való átmenet következtében.) és az lesz. kissé lelassítja a Nap körüli mozgását. Emiatt a részecske egy nagyon finom spirálban fokozatosan megközelíti a Napot, pályája deformálódik. Ezt a hatást minőségileg 1903-ban írta le J. Poynting, és 1937-ben G. Robertson matematikailag alátámasztotta. Ennek a hatásnak a megnyilvánulásaival többször fogunk találkozni.

A gömbkomponensű meteortestek pályájának elemeinek elemzése alapján VN Lebedinets modellt dolgozott ki a bolygóközi por evolúciójára. Kiszámította, hogy ennek a komponensnek az egyensúlyi állapotának fenntartásához a hosszú periódusú üstökösöknek évente átlagosan 10 15 g port kell kidobniuk. Ez egy viszonylag kis üstökös tömege.

Ami a lapos komponens meteortesteit illeti, ezek nyilvánvalóan a rövid periódusú üstökösök bomlásának eredményeként jönnek létre. Azonban még nem minden világos. Ezeknek az üstökösöknek a tipikus pályája eltér a lapos komponens meteorjainak pályájától (az üstökösök perihéliumtávolsága nagy, excentricitásuk kisebb), átalakulásuk nem magyarázható a Poynting-Robertson-effektussal. Nem tudunk olyan üstökösökről, amelyek olyan keringő pályával rendelkeznek, mint a Geminidák, Arietidák, Aquaridák és mások aktív meteorzápora. Eközben a lapos komponens pótlásához több száz évenként egy ilyen típusú pályával rendelkező új üstökös létrejötte szükséges. Ezek az üstökösök azonban rendkívül rövid életűek (főleg a kis perihélium-távolságok és a rövid keringési periódusok miatt), és talán ez az oka annak, hogy még egyetlen ilyen üstökös sem került a látóterünkbe.

F. Whipple, R. McCroskey és A. Posen amerikai csillagászok fotometeorok pályájának elemzése jelentősen eltérő eredményeket mutatott. A legtöbb nagy meteoroid (1 g-nál nagyobb tömegű) a rövid periódusú üstökösökéhez hasonló pályán mozog. a < 5 а. е., én< 35° e> 0,7). Ezeknek a testeknek körülbelül 20%-ának pályája közel áll a hosszú periódusú üstökösökéhez. Nyilvánvalóan az ilyen méretű meteortestek minden egyes komponense a megfelelő üstökösök bomlásának szorzata. Kisebb testekre (legfeljebb 0,1 g-ig) áthelyezve a kis méretű pályák száma észrevehetően megnő (a< 2 a. e.). Ez összhangban van a szovjet tudósok által felfedezett ténnyel, miszerint az ilyen pályák túlsúlyban vannak a lapos komponens rádiómeteorjaiban.

Térjünk most át a meteoritok keringésére. Mint már említettük, mindössze három meteorit esetében sikerült pontos pályát meghatározni. Elemeiket a táblázat tartalmazza. egy ( v az a sebesség, amellyel a meteorit belép a légkörbe, q, q" - távolságok a Naptól a perihéliumban és az aphelionban).

Szembetűnő az Elveszett Város és az Inisfree meteorit pályája közötti szoros hasonlóság, valamint a Pribram meteorit pályája közötti némi különbség. De a legfontosabb dolog az, hogy mindhárom meteorit az aphelionban keresztezi az úgynevezett aszteroidaövet (kisbolygók), amelyek határai feltételesen 2,0-4,2 AU távolságnak felelnek meg. e) Mindhárom meteorit orbitális dőlése kicsi, ellentétben a legtöbb kis meteoroiddal.

De lehet, hogy ez csak véletlen? Végül is a három pálya túl kevés anyag a statisztikákhoz és a következtetésekhez. A. N. Simonenko 1975-1979-ben több mint 50 meteoritpályát tanulmányozott, közelítő módszerrel meghatározva: a sugárzót szemtanúk vallomásai alapján, a belépési sebességet pedig a sugárzó helyzetéből becsülték csúcs(Az égi szféra azon pontja, amelyre jelenleg a Föld mozgása irányul a pályáján). Nyilvánvalóan a közeledő (gyors) meteoritoknál a sugárzót a csúcstól nem messze kell elhelyezni, az előző (lassú) meteoritoknál pedig - az égi szféra csúcsával ellentétes pontjához közel - antiapex.

1. táblázat Három meteorit pontos keringésének elemei

Kiderült, hogy mind az 50 meteorit sugárzója az antiapex körül csoportosul, és 30-40 o-nál távolabb nem választható el tőle. Ez azt jelenti, hogy minden meteorit felzárkózik, előrefelé mozog a Nap körül (mint a Föld és az összes bolygó), és pályájuk 30-40°-nál nagyobb dőlésszögű ekliptikára nem képes.

Valljuk be, ez a következtetés nem szigorúan indokolt. Az 50 meteorit pályájának elemeire vonatkozó számításai során A. N. Simonenko abból a korábban általa és B. Yu Levin által megfogalmazott feltételezésből indult ki, miszerint a meteoritképző testek Föld légkörébe való bejutásának sebessége nem haladhatja meg a 22 km/s-ot. Ez a feltevés először B. Yu. Levin elméleti elemzésén alapult, aki még 1946-ban; kimutatta, hogy nagy sebességgel a légkörbe belépő meteoroidnak teljesen meg kell semmisülnie (párolgás, zúzás, olvadás miatt), és nem esik ki meteorit formájában. Ezt a következtetést megerősítették a Prairie és az európai tűzgömb hálózatok megfigyelésének eredményei, amikor a 22 km/s-nál nagyobb sebességgel berepülő nagy meteoroidok egyike sem esett ki meteorit formájában. A Pribram meteorit sebessége, amint az a táblázatból látható. 1 közel van ehhez a felső határhoz, de még mindig nem éri el.

Ha a meteoritok behatolási sebességének felső határaként a 22 km/s értéket vettük, akkor már előre meghatározzuk, hogy a „légköri gáton” csak az előző meteoroidok tudnak áttörni és meteoritként a Földre zuhanni. Ez a következtetés azt jelenti, hogy azok a meteoritok, amelyeket laboratóriumainkban gyűjtünk és tanulmányozunk, a Naprendszerben egy szigorúan meghatározott osztály pályái mentén mozogtak (besorolásukról később lesz szó). De ez egyáltalán nem jelenti azt, hogy kimerítik a Naprendszerben mozgó, azonos méretű és tömegű (és esetleg azonos szerkezetű és összetételű, bár ez egyáltalán nem szükséges) testek teljes komplexumát. Lehetséges, hogy sok test (sőt a legtöbb) teljesen más pályán mozog, és egyszerűen nem tud áttörni a Föld "légköri gátján". A meteoritok elhanyagolható százaléka, amelyek a két tűzgömb hálózat által fényképezett fényes tűzgömbök számához képest (körülbelül 0,1%) hullottak, alátámasztja ezt a következtetést. De más következtetésekre jutunk, ha a megfigyelések más elemzési módszereit alkalmazzuk. Az egyikről, amely a meteoroidok pusztulásuk magasságából történő sűrűségének meghatározásán alapul, a továbbiakban lesz szó. Egy másik módszer a meteoritok és aszteroidák pályájának összehasonlításán alapul. Mivel a meteorit a Földre esett, nyilvánvaló, hogy pályája metszett a Föld pályájával. Az ismert aszteroidák teljes tömegéből (körülbelül 2500) csak 50-nek van olyan pályája, amely metszi a Föld pályáját. Mindhárom meteorit pontos pályával az aphelionnál keresztezte az aszteroidaövet (5. ábra). Pályáik közel vannak az Amur és az Apollo csoportok aszteroidáinak pályájához, amelyek a Föld pályája közelében haladnak el vagy keresztezik azt. Körülbelül 80 ilyen aszteroidát ismerünk, ezeknek a kisbolygóknak a pályáját általában öt csoportra osztják: 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-kis pályák; V a pályák nagy dőlése. Csoportok között ÉN- II és II- III. észrevehető intervallumok, az úgynevezett Vénusz és a Föld kitörései. A legtöbb aszteroida (20) ebbe a csoportba tartozik III, de ez annak köszönhető, hogy a perihélium közelében kényelmesen megfigyelhetők, amikor közel érnek a Földhöz és szemben állnak a Nappal.

Ha az általunk ismert 51 meteorit pályáját ugyanazokba a csoportokba osztjuk, akkor ezek közül 5 a csoporthoz köthető. ÉN; 10 - a csoporthoz II, 31 - a csoportba III és 5 - a csoportba IV. Egyik meteorit sem tartozik a csoportba V. Látható, hogy itt is a pályák túlnyomó többsége a csoporthoz tartozik III, bár a megfigyelés kényelmét szolgáló tényező itt nem érvényesül. De nem nehéz felismerni, hogy ebbe a csoportba tartozó aszteroidák töredékeinek nagyon kis sebességgel kell bejutniuk a Föld légkörébe, és ezért viszonylag gyenge pusztulást kell tapasztalniuk a légkörben. A Lost City és az Inisfree meteoritok ebbe a csoportba tartoznak, míg a Pribram a csoportba tartozik II.

Mindezek a körülmények, néhány más körülmény mellett (például az aszteroidák és meteoritok felületének optikai tulajdonságainak összehasonlításával) egy nagyon fontos következtetés levonását teszik lehetővé: a meteoritok aszteroidák töredékei, és nem is akármelyik, hanem hozzátartoznak. az Amur és Apollo csoportokhoz. Ez azonnal lehetőséget ad arra, hogy a meteoritok anyagának elemzése alapján megítéljük az aszteroidák összetételét és szerkezetét, ami fontos előrelépés mindkettő természetének és eredetének megértésében.

De azonnal le kell vonnunk egy másik fontos következtetést: a meteoritoknak van más eredetű, mint a meteorok jelenségét létrehozó testek: az első aszteroidák töredékei, a második az üstökösök bomlástermékei.

Rizs. 5. A Pribram, Lost City és Inisfree meteoritok pályája. A Földdel való találkozásuk pontjai meg vannak jelölve

Így a meteorok nem tekinthetők „kis meteoritoknak” – a fogalmak közötti terminológiai különbségen túl, amely a könyv elején is megemlített (a könyv szerzője még 1940-ben azt javasolta (G. O. Zateishchikovval együtt), maga a kozmikus test meteor,és a "hullócsillag" jelensége - meteor repülés. Ezt a meteorterminológiát nagymértékben leegyszerűsítő javaslatot azonban nem fogadták el.), genetikai különbség is van a meteorok és meteoritok jelenségét létrehozó testek között: különböző módon alakulnak ki, a különböző testek bomlása miatt. a Naprendszer.

Rizs. 6. Kis testek pályáinak koordinátákban való eloszlásának diagramja a-e

Pontok - a Prairie hálózat tűzgolyói; körök - meteorrajok (V. I. Tsvetkov szerint)

A meteoroidok eredetének kérdése másképpen is megközelíthető. Készítsünk diagramot (6. ábra), a függőleges tengely mentén ábrázolva a pálya fél-nagy tengelyének értékeit a(vagy 1/ a), a vízszintesen - a pálya excentricitása e. Értékek szerint a, e Rajzoljunk pontokat ezen az ábrán, amelyek az ismert üstökösök, aszteroidák, meteoritok, fényes tűzgolyók, meteorrajok és különböző osztályú meteorok pályájának felelnek meg. A feltételeknek megfelelő két nagyon fontos vonalat is húzzunk q=1 és q" = 1. Nyilvánvaló, hogy a meteoroidok minden pontja e vonalak között fog elhelyezkedni, mivel csak az általuk határolt területen belül valósul meg a meteoroidpálya és a Föld pályájának metszéspontja.

Sok csillagász, F. Whipple-lel kezdve, megpróbált megtalálni és továbbtervezni a- e-diagram vonalak formájában, aszteroida és üstökös típusok pályáját határoló kritériumok. E kritériumok összehasonlítását L. Kresak csehszlovák meteorkutató végezte. Mivel hasonló eredményeket adnak, az ábrán elvégeztük. 6 egy átlagos "kontaktvonal" q"= 4.6. Felül és jobbra üstökös típusú pályák, alul és balra - aszteroidák. Ezen a grafikonon R. McCrosky, K. Shao és A. Posen katalógusából 334 versenyautónak megfelelő pontokat ábrázoltunk. Látható, hogy a legtöbb pont a demarkációs vonal alatt található. A 334 pontból mindössze 47 található e vonal felett (15%), enyhe felfelé tolódással ezek száma 26-ra (8%) csökken. Ezek a pontok valószínűleg üstökös eredetű testeknek felelnek meg. Érdekes, hogy sok pont úgy tűnik, hogy "bújik" a vonalhoz q = 1, és két pont még a behatárolt területen is túlmegy. Ez azt jelenti, hogy ennek a két testnek a pályája nem keresztezte a Föld pályáját, hanem csak közel haladt el, de a Föld gravitációja rákényszerítette ezeket a testeket, hogy rázuhanjanak, ami a fényes tűzgolyók látványos jelenségét idézte elő.

Lehetőség van a Naprendszer kis testeinek keringési jellemzőinek újabb összehasonlítására. Építéskor a- e- diagramok, nem vettük figyelembe a pálya harmadik fontos elemét - az ekliptikához való dőlését én. Bebizonyosodott, hogy a Naprendszer testeinek keringési pályájának elemeinek valamilyen kombinációja, amelyet Jacobi-állandónak neveznek, és a képlettel fejezzük ki

ahol a- a pálya fél-főtengelye csillagászati ​​egységekben megőrzi értékét, annak ellenére, hogy az egyes elemek megváltoznak a főbb bolygók perturbációinak hatására. Érték U e valami sebességet jelent, a Föld körsebességének egységeiben kifejezve. Könnyű bizonyítani, hogy egyenlő a Föld pályáját keresztező test geocentrikus sebességével.

7. ábra. Kisbolygópályák megoszlása (1), a Prairie Network tűzgolyói ( 2 ), meteoritok (3), üstökösök (4) és meteorzáporok (3) a Jacobi állandóval U eés főtengely a

Készítsünk egy új diagramot (7. ábra), ábrázolva a Jacobi-állandót a függőleges tengely mentén U e (dimenzió nélküli) és a megfelelő geocentrikus sebesség v 0 , és a vízszintes tengely mentén - 1/ a. Rajzoljunk rá pontokat, amelyek megfelelnek az Amur és Apollo csoportok aszteroidáinak, meteoritoknak, rövid periódusú üstökösöknek (a hosszú periódusú üstökösök túlmutatnak a diagramon), valamint a McCrosky, Shao és Posen katalógusok tűzgolyóinak (bolidok keresztekkel jelölve, amelyek megfelelnek a legtörékenyebb testeknek, lásd alább),

Azonnal megjegyezhetjük ezeknek a pályáknak a következő tulajdonságait. A tűzgolyók pályája közel van az Amur és az Apollo csoport aszteroidáinak pályájához. A meteoritok pályái is közel vannak e csoportok aszteroidáinak pályájához, de nekik U e <0,6 (геоцентрическая скорость меньше 22 км/с, о чем мы уже говорили выше). Орбиты комет расположены значительно левее орбит прочих тел, т. е. у них больше значения a. Egyedül Encke üstököse esett a tűzgolyópályák sűrűjébe (Van egy I. T. Zotkin által felvetett és L. Kresak által kidolgozott hipotézis, amely szerint a Tunguszka-meteorit Encke üstökösének töredéke. További részletekért lásd a 4. fejezet végén).

Az Apollo-csoport aszteroidáinak pályáinak hasonlósága néhány rövid periódusú üstökös pályájával, valamint más aszteroidák pályáitól való éles különbsége vezette E. Epik ír csillagászt (nemzetisége szerint észt) 1963-ban váratlan következtetésre. hogy ezek az aszteroidák nem kisbolygók, hanem üstökösök "kiszáradt" magjai. Valójában az Adonis, a Sziszifusz és az 1974 MA aszteroidák pályája nagyon közel áll az Encke üstökös pályájához, amely az egyetlen „élő” üstökös, amely keringési jellemzői alapján az Apollo-csoporthoz rendelhető. Ugyanakkor ismertek olyan üstökösök, amelyek csak az első megjelenéskor őrizték meg tipikus üstökös megjelenésüket. Az Arend-Rigo üstökös már 1958-ban (második megjelenése) teljesen csillagszerű megjelenésű volt, és ha 1958-ban vagy 1963-ban fedezik fel, akkor az aszteroida közé sorolható. Ugyanez mondható el a Kulin és a Neuimin-1 üstökösökről is.

Az Epic szerint az Encke-üstökös magja által az összes illékony komponens elvesztésének idejét több ezer évben, míg létezésének dinamikus idejét évmilliókban mérik. Ezért egy üstökösnek élete nagy részét "kiszáradt" állapotban kell töltenie, az Apollo-csoport aszteroidája formájában. Úgy tűnik, Encke üstököse legfeljebb 5000 éve mozog a pályáján.

A Geminid meteorraj az aszteroida régióba esik az ábrán, és az Icarus aszteroida kering hozzá legközelebb. A Geminidák számára az ős-üstökös ismeretlen. Az Epic szerint a Geminid zápor egy, az Encke üstökössel azonos csoporthoz tartozó, egykor létező üstökös felbomlásának eredménye.

Eredetisége ellenére Epik hipotézise komoly megfontolást és alapos tesztelést érdemel. Az ilyen ellenőrzés közvetlen módja az Encke-üstökös és az Apollo-csoport aszteroidáinak automatikus bolygóközi állomásokról történő tanulmányozása.

A fenti hipotézissel szemben a legsúlyosabb kifogás az, hogy nemcsak a köves meteoritok (Pribram, Lost City, Inisfree), hanem a vasak (Sikhote-Alin) is közel keringenek az Apollo-csoport aszteroidáihoz. De ezeknek a meteoritoknak a szerkezetének és összetételének elemzése (lásd alább) azt mutatja, hogy több tíz kilométer átmérőjű szülőtestek mélyén keletkeztek. Nem valószínű, hogy ezek a testek üstökösök magjai lehetnek. Ráadásul tudjuk, hogy a meteoritokat soha nem kötik sem üstökösökhöz, sem meteorrajokhoz. Ezért arra a következtetésre jutunk, hogy az Apolló-csoport aszteroidái között legalább két alcsoportnak kell lennie: meteoritképző és "kiszáradt" üstökösmagoknak. Az aszteroidák az első alcsoportba sorolhatók ÉN- A fent említett IV. osztályok, az ilyen aszteroidák kivételével Szeretem, ha Adonis és Daedalus túl sok értéket képvisel U e. A második alcsoportba az Icarus típusú és az 1974 MA típusú aszteroidák tartoznak (a második a V osztály, az Icarus kiesik ebből a besorolásból).

Így a nagy meteoroidok eredetének kérdése még nem tekinthető teljesen tisztázottnak. Természetükre azonban később még visszatérünk.

A meteorikus anyag beáramlása a Földre

Rengeteg meteoroid esik folyamatosan a Földre. Az pedig, hogy a legtöbbjük elpárolog vagy apró szemcsékre bomlik a légkörben, nem változtat a dolgon: a meteoroidok kihullása miatt a Föld tömege folyamatosan növekszik. De mi ez a Föld tömegének növekedése? Lehet-e kozmogonikus jelentősége?

Ahhoz, hogy megbecsülhessük a meteorikus anyag Földre való beáramlását, meg kell határozni, hogyan néz ki a meteoroidok tömegeloszlása, vagyis hogyan változik a meteoroidok száma a tömeggel.

Régóta megállapították, hogy a meteoroidok tömeg szerinti eloszlását a következő hatványtörvény fejezi ki:

Nm= N 0 M - S,

ahol N 0 - egységnyi tömegű meteortestek száma, Nm - tömegű testek száma Més több S az úgynevezett integrál tömegindex. Ezt az értéket többször meghatározták különböző meteorzáporokra, szórványos meteorokra, meteoritokra és aszteroidákra. Számos definícióhoz tartozó értékeit az ábra mutatja be. 8, P. Millman híres kanadai meteorkutatótól kölcsönözve. Mikor S=1 a meteortestek által hozott tömegáram a tömeglogaritmus bármely egyenlő intervallumában azonos; ha S>1, akkor a tömegáram nagy részét kistestek szolgáltatják, ha S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S különböző tömegtartományokban különböző értékeket vesz fel, de átlagosS=1. Vizuális és fényképes meteorokhoz sok adat felett S\u003d 1,35, tűzgolyóknál R. McCrosky szerint, S=0,6. A kis részecskék tartományában (M<10 -9 г) S szintén 0,6-ra csökken.

Rizs. 8. Paraméter módosítása Sa naprendszer kis testeinek tömegével (P. Millman szerint)

1 - holdkráterek; 2- meteorrészecskék (műholdas adatok); 3 - meteorok; 4 - meteoritok; 5 - aszteroidák

A kis meteorrészecskék tömegeloszlásának tanulmányozásának egyik módja a mikrokráterek vizsgálata speciálisan erre a célra kitett felületeken a bolygóközi térben vagy a Holdon, mivel bebizonyosodott, hogy minden kisméretű és a nagy holdkráterek túlnyomó többsége becsapódást okoz. meteorit eredet. A kráter átmérőjétől kezdve D az őket alkotó testek tömegének értékére a képlet állítja elő

D= km 1/ b,

hol a cgs rendszerben k= 3,3, kis testekhez (10-4 cm vagy kisebb) b=3, nagy testekhez (méterig) b=2,8.

Ugyanakkor szem előtt kell tartani, hogy a Hold felszínén lévő mikrokráterek az erózió különféle formái miatt elpusztulhatnak: meteorit, napszél, termikus pusztulás. Ezért megfigyelt számuk kisebb lehet, mint a kialakult kráterek száma.

A meteorikus anyag tanulmányozásának összes módszerét kombinálva: mikrokráterek számlálása űrhajókon, meteorrészecske-számlálók leolvasása műholdakon, radar, meteorok vizuális és fényképes megfigyelése, meteoritesések számlálása, aszteroidák statisztikái, összefoglaló grafikon készíthető az eloszlásról a meteoroidok tömegét, és számítsa ki a meteorikus anyag teljes földbeáramlását. Itt bemutatunk egy grafikont (9. ábra), amelyet V. N. Lebedints készített számos, különböző országokban, különböző módszerekkel végzett megfigyeléssorozat, valamint összefoglaló és elméleti görbék alapján. A V. N. Lebedints által elfogadott elosztási modellt folytonos vonallal ábrázoltuk. Fel kell hívni a figyelmet a görbe közeli megszakítására M=10 -6 g és észrevehető elhajlás a 10 -11 -10 -15 g tömegtartományban.

Ezt az elhajlást a már ismert Poynting-Robertson effektus magyarázza. Mint tudjuk, a fénynyomás lelassítja a nagyon kicsi részecskék keringési mozgását (méreteik 10 -4 -10 -5 cm nagyságrendűek), és fokozatosan kihullanak a Napra. Ezért ebben a tömegtartományban a görbének van elhajlása. Még a kisebb részecskék átmérője is összemérhető vagy kisebb, mint a fény hullámhossza, és a fénynyomás nem hat rájuk: a diffrakció jelensége miatt a fényhullámok nyomás kifejtése nélkül keringenek körülöttük.

Térjünk át a teljes tömegbeáramlás becslésére. Határozzuk meg ezt a beáramlást a tól származó tömegintervallumban M 1-től M 2 és M 2 > M 1 Ekkor a fent írt tömegeloszlási törvényből az következik, hogy a Ф m tömeg beáramlása egyenlő:

nál nél S 1

nál nél S=1

Rizs. 9. ábra A meteoroidok tömeg szerinti megoszlása ​​(VN Lebedints szerint) A 10 -11 -10 -15 g tömegtartományban bekövetkező „bemerülés” a Poynting-Robertson-effektushoz kapcsolódik; N-részecskék száma négyzetméterenként másodpercenként az égi féltekéről

Ezek a képletek számos figyelemre méltó tulajdonsággal rendelkeznek. Mégpedig at S=1 tömegáram Ф m csak a tömegaránytól függ M 2 M 1(adott Nem) ; nál nél S<1 és M 2 >> M 1 f m gyakorlatilag csak az értéktől függ nagyobb tömeg M2és nem függ attól M 1 ; nál nél S>1 és M 2 > M 1 fluxus F m gyakorlatilag csak az értéktől függ kisebb tömegM 1 és nem függ attól M 2 A tömegbeáramlási képletek és a változékonyság ezen tulajdonságai S, ábrán látható. A 8. ábrán jól látható, hogy mennyire veszélyes az érték átlagolása S ábrán látható eloszlási görbét egyenesítse ki. 9, amivel néhány kutató már próbálkozott. Időközönként el kell végezni a tömegbeáramlás számítását, majd az eredmények összegzését.

2. táblázat. A meteoranyag Földre való beáramlásának becslései csillagászati ​​adatok alapján

Különböző tudósok különböző elemzési módszereket alkalmazva eltérő becsléseket kaptak, de nem nagyon tértek el egymástól. táblázatban. A 2. táblázat az elmúlt 20 év legésszerűbb becsléseit mutatja be.

Amint láthatja, ezeknek a becsléseknek a szélső értékei közel 10-szer, az utolsó két becslés pedig 3-szor tér el. VN Lebedinets azonban csak az általa kapott számot tartja a legvalószínűbbnek, és jelzi a tömegbeáramlás szélső lehetséges határait (0,5-6) 10 4 t/év. A Földre beáramló meteoranyag becslésének pontosítása a közeljövő feladata.

E fontos mennyiség meghatározására a csillagászati ​​módszerek mellett léteznek olyan kozmokémiai módszerek is, amelyek a kozmogén elemek tartalmának számításán alapulnak bizonyos üledékekben, nevezetesen mélytengeri üledékekben: iszapokban és vörösagyagokban, gleccserekben és hólerakódásokban az Antarktiszon, Grönlandon és más helyek. Leggyakrabban vas, nikkel, irídium, ozmium, szén izotópok 14 C, hélium 3 He, alumínium 26 A1, klór 38 C tartalmát határozzák meg. l, az argon néhány izotópja. A tömegbeáramlás ezzel a módszerrel történő kiszámításához meg kell határozni a vizsgált elem teljes tartalmát a vett mintában (magban), majd kivonjuk ugyanannak az elemnek vagy izotópnak a szárazföldi kőzetekben lévő átlagos tartalmát (az ún. földi hátteret). ebből. A kapott számot megszorozzuk a mag sűrűségével, az ülepedési sebességgel (azaz azon lerakódások felhalmozódásával, amelyekből a magot vették) és a Föld felszínével, és elosztjuk ennek relatív tartalmával. elem a meteoritok leggyakoribb osztályában - a kondritokban. Egy ilyen számítás eredménye a meteorikus anyag beáramlása a Földre, de kozmokémiai eszközökkel határozzák meg. Nevezzük FK-nak.

Bár a kozmokémiai módszert már több mint 30 éve alkalmazzák, eredményei egymással és a csillagászati ​​módszerrel kapott eredményekkel is alig egyeznek. Igaz, J. Barker és E. Anders, a Csendes-óceán fenekén lévő mélytengeri agyagok irídium- és ozmiumtartalmának mérésével, amelyet 1964-ben és 1968-ban szereztek. tömegbeáramlás becslései (5 - 10) 10 4 t/év, ami közel áll a csillagászati ​​módszerrel kapott legmagasabb becslésekhez. 1964-ben O. Schaeffer és munkatársai 4 10 4 t/év tömegbeáramlás értékét határozták meg ugyanezen agyagok hélium-3 tartalmából. De a klór-38 esetében is tízszer nagyobb értéket kaptak. E. V. Sobotovich és munkatársai a vörös agyagokban (a Csendes-óceán fenekéről) FK = 10 7 t/év, ugyanezen ozmiumtartalomról a kaukázusi gleccserekben 10 6 t/év értéket értek el. D. Lal és V. Venkatavaradan indiai kutatók a mélytengeri üledékek alumínium-26-tartalmából Fc = 4 10 6 t/év, J. Brokas és J. Picciotto pedig az Antarktisz hólerakódásainak nikkeltartalmából számítottak ki. - (4-10) 10 6 t/év.

Mi az oka a kozmokémiai módszer ilyen alacsony pontosságának, amely három nagyságrenden belüli eltéréseket ad? Ennek a ténynek a következő magyarázatai lehetségesek:

1) a mért elemek koncentrációja a legtöbb meteorikus anyagban (amely, mint láttuk, főleg üstökös eredetű) eltér a kondritoknál elfogadotttól;

2) vannak olyan folyamatok, amelyeket nem veszünk figyelembe, és amelyek növelik a mért elemek koncentrációját a fenéküledékekben (például víz alatti vulkanizmus, gázkibocsátás stb.);

3) az üledékképződés sebességét hibásan határozták meg.

Nyilvánvaló, hogy a kozmokémiai módszereket még javítani kell. Ezért a csillagászati ​​módszerek adataiból indulunk ki. Fogadjuk el a szerző által a meteorikus anyag beáramlására vonatkozó becslést, és nézzük meg, hogy ebből az anyagból mennyi esett ki a Föld bolygóként való létezésének teljes ideje alatt. Az éves beáramlást (5 10 4 t) megszorozva a Föld életkorával (4,6 10 9 év), akkor a teljes időszak alatt megközelítőleg 2 10 14 tonnát kapunk. Emlékezzünk vissza, hogy a Föld tömege 6 10 21 tonna, a növekedésre vonatkozó becslésünk szerint a Föld tömegének jelentéktelen töredéke (egy harmincmilliomod része). Ha azonban elfogadjuk a meteorikus anyag beáramlásának V. N. Lebedints által kapott becslését, ez a hányad százmilliomodikra ​​csökken. Ez a növekedés természetesen nem játszott szerepet a Föld fejlődésében. De ez a következtetés a modern időszakra vonatkozik. Korábban, különösen a Naprendszer és a Föld mint bolygó evolúciójának korai szakaszában a bolygó előtti porfelhő maradványainak és nagyobb töredékeinek ráhullása kétségtelenül jelentős szerepet játszott nemcsak a bolygó tömegének növelésében. a Földet, hanem annak fűtésében is. Ezzel a kérdéssel azonban itt nem foglalkozunk.

A meteoritok szerkezete és összetétele

A meteoritokat általában két csoportra osztják kimutatásuk módja szerint: esésekre és leletekre. Az esések olyan meteoritok, amelyeket az esés során figyeltek meg, és közvetlenül azután felszednek. A leletek olyan meteoritok, amelyeket véletlenül találtak, esetenként ásatások és terepmunkák során vagy gyalogtúrák, kirándulások stb. során. (A talált meteorit nagy értékű a tudomány számára. Ezért azonnal el kell küldeni a Szovjetunió Akadémia Meteoritbizottságának. Tudományok: Moszkva, 117312, M. Ulyanova St., 3. Akik találnak meteoritot, pénzjutalomban részesülnek.Ha a meteorit nagyon nagy, akkor le kell törni, és el kell küldeni egy kis darabot. A Meteorit Bizottság értesítése vagy a bizottság képviselőjének megérkezéséig kozmikus eredetre gyanítható követ semmi esetre sem szabad darabokra bontani, kiosztani, megrongálni. Minden intézkedést meg kell tenni ennek a kőnek, ill. köveket, ha több kerül összegyűjtésre, és a lelethelyek megemlékezésére vagy megjelölésére is.)

Összetételük szerint a meteoritokat három fő osztályba sorolják: köves, köves-vas és vas. Statisztikáik elkészítéséhez csak eséseket használnak, mivel a leletek száma nemcsak az egykor lehullott meteoritok számától függ, hanem attól is, hogy milyen figyelmet vonnak magukra az alkalmi szemtanúk részéről. Itt a vasmeteoritoknak vitathatatlan előnyük van: az ember nagyobb valószínűséggel figyel egy vasdarabra, ráadásul szokatlan megjelenésű (olvadt, gödrös), mint egy olyan kőre, amely alig különbözik a közönséges kövektől.

A vízesések 92%-a köves meteorit, 2%-a köves vas és 6%-a vas.

Gyakran a meteoritok repülés közben több (néha nagyon sok) töredékre esnek szét, majd meteor eső. Szokásos meteorrajnak tekinteni hat vagy több egyidejű lehullását egyedi másolatok meteoritok (a Földre hulló töredékeket külön-külön szokás nevezni, ellentétben töredékek, meteoritok földbe csapódása során keletkezett).

A meteorzáporok leggyakrabban kőből állnak, de időnként vasmeteorrajok is hullanak (például a Sikhote-Alin, amely 1947. február 12-én esett a Távol-Keleten).

Térjünk át a meteoritok szerkezetének és összetételének típusonkénti leírására.

kő meteoritok. A köves meteoritok leggyakoribb osztálya az ún kondritok(lásd beleértve). A köves meteoritok több mint 90%-a hozzájuk tartozik. Ezek a meteoritok a nevüket lekerekített szemcsékről kapták - chondrus, amelyekből állnak. A kondulák különböző méretűek: a mikroszkopikustól a centiméteresig, a meteorit térfogatának akár 50% -át teszik ki. Az anyag többi része (interkondrális) összetételében nem különbözik a kondrulák anyagától.

A chondrulák eredete még nem tisztázott. Soha nem találhatók meg a földi ásványokban. Lehetséges, hogy a chondrulák a meteoritanyag kristályosodása során keletkező fagyott cseppek. A szárazföldi kőzetekben az ilyen szemcséket a felette lévő rétegek szörnyű nyomása kell összetörni, míg a meteoritok több tíz kilométeres szülőtestek mélyén keletkeztek (az aszteroidák átlagos mérete), ahol a nyomás még a középpontban is viszonylag nagy. kicsi.

A kondritok alapvetően vas-magnézium-szilikátokból állnak. Közülük az első helyet az olivin ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - az ebbe az osztályba tartozó meteoritok anyagának 25-60%-át teszi ki. A második helyen a hipersztén és a bronzit ( Fe, Mg) 2 Si206 (20-35%). A nikkelvas (kamacit és taenit) 8-21%, vas-szulfit FeS - troilit - 5%.

A kondritok több alosztályra oszthatók. Közülük megkülönböztetik a közönséges, az enstatit és a széntartalmú kondritokat. A közönséges kondritokat három csoportra osztják: H - magas nikkel-vastartalommal (16-21%), L- alacsony (kb. 8%) és Az LL-c nagyon alacsony (kevesebb, mint 8%). Az enstatit kondritokban a fő komponensek az enstatit és a klinoensztat. Mg2 Si 2 Q 6 , amelyek a teljes összetétel 40-60%-át teszik ki. Az enstatit-kondritokat magas kamacit (17-28%) és troilit (7-15%) tartalma is megkülönbözteti. Plagioklászt is tartalmaznak. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - akár 5-10%.

A széntartalmú kondritok elkülönülnek egymástól. Sötét színükkel különböztetik meg őket, ezért kapták a nevüket. De ezt a színt nem a megnövekedett széntartalom, hanem a finom eloszlású magnetitszemcsék adják nekik. Fe3 O 4. A széntartalmú kondritok sok hidratált szilikátot tartalmaznak, mint például a montmorillonit ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8, szerpentin Mg 6 ( Ó) 8 Si 4 O 10 , és ennek eredményeként sok kötött víz (akár 20%). A széntartalmú kondritok C típusból való átmenetével C-t írok III, a hidratált szilikátok aránya csökken, és átadják helyét az olivinnek, klinohiperszténnek és klinoensztatitnak. Széntartalmú anyag C típusú kondritokban 8%-os vagyok, C II - 5%, C esetében III - 2%.

A kozmogonisták szerint a széntartalmú kondritok anyaga áll a legközelebb a Napot egykor körülvevő bolygó előtti felhő elsődleges anyagához. Ezért ezeket a nagyon ritka meteoritokat gondos elemzésnek vetik alá, beleértve az izotópos elemzést is.

A fényes meteorok spektrumából időnként meg lehet határozni a keletkező testek kémiai összetételét. A Draconid-patakból származó meteortestekben és a különféle típusú kondritokban a vas-, magnézium- és nátrium-tartalom arányának összehasonlítása, amelyet A. A. Yavnel szovjet meteorológus 1974-ben végzett, azt mutatta, hogy a Draconid-patakba tartozó testek közel vannak egymáshoz. összetételében a With osztály széntartalmú kondritjaihoz I. 1981-ben ennek a könyvnek a szerzője, folytatva kutatásait A. A. Yavnel módszere szerint, bebizonyította, hogy a szórványos meteoroidok összetételében hasonlóak a C kondritokhoz Én és azok, amelyek a Perseida-folyamot alkotják, a C osztályba III. Sajnos a meteorok spektrumára vonatkozó adatok, amelyek lehetővé teszik a keletkező testek kémiai összetételének meghatározását, még mindig nem elegendőek.

A köves meteoritok másik osztálya - achondriták- Kondrulák hiánya, alacsony vas- és közeli elemek (nikkel, kobalt, króm) tartalom jellemzi. Az achondritoknak több csoportja van, amelyek a fő ásványi anyagokban különböznek egymástól (ortoensztatit, olivin, ortopiroxén, pigeonit). Az összes achondrit a köves meteoritok körülbelül 10%-át teszi ki.

Érdekes, hogy ha a kondritok anyagát megolvasztjuk, akkor két egymással nem keveredő frakció képződik: az egyik nikkelvas, összetételében hasonló a vas meteoritokhoz, a másik szilikát, amely közel van. összetételében az achondritokhoz. Mivel mindkettőnek a száma közel azonos (az összes meteorit közül 9% achondrit, 8% pedig vas és vaskő), úgy gondolhatjuk, hogy ezek a meteoritosztályok a kondritanyag újraolvadása során jönnek létre a bélben. szülői szervek.

vas meteoritok(lásd a fotót) 98%-ban nikkelvas. Ez utóbbinak két stabil módosítása van: nikkelszegény kamacit(6-7% nikkel) és nikkelben gazdag taenit(30-50% nikkel). A kamacit négy párhuzamos lemezrendszer formájában van elrendezve, amelyeket taenit közbenső rétegek választanak el. A kamacitlemezek egy oktaéder (oktaéder) lapjai mentén helyezkednek el, ezért az ilyen meteoritokat ún. oktaéderek. Kevésbé gyakoriak a vasmeteoritok. hexahedrit, köbös kristályszerkezettel rendelkezik. Még ritkább ataxiták- meteoritok, minden rendezett szerkezettől mentes.

Az oktaedritben lévő kamacitlemezek vastagsága néhány millimétertől a milliméter századrészig terjed. E vastagság szerint megkülönböztetünk durva és finom szerkezetű oktaédereket.

Ha egy oktaedrit felületének egy részét lecsiszoljuk és a metszetet savval maratjuk, akkor jellegzetes mintázat jelenik meg metsző sávrendszer formájában, ún. Widmanstätten figurák(lásd incl.) A. Widmanstetten tudósról nevezték el, aki először 1808-ban fedezte fel őket. Ezek az alakok csak oktaéderekben jelennek meg, és nem figyelhetők meg más osztályok vasmeteoritjaiban és a földi vasban. Eredetük az oktaedritek kamacit-taenit szerkezetével függ össze. A Widmashnettten-figurák szerint könnyen megállapítható a talált "gyanús" vasdarab kozmikus mivolta.

A meteoritok (a vas és a kő) másik jellemző tulajdonsága, hogy a felszínen sok gödör található, amelyek sima szélei körülbelül 1/10-ed akkora, mint maga a meteorit. Ezeket a fényképen jól látható gödröket (lásd beleértve) ún regmaglypts. Már a légkörben keletkeznek a bejutott test felszíne közelében turbulens örvények képződése következtében, amelyek mintegy kikaparják a gödröket-regmaglipteket (Ezt a magyarázatot a szerző javasolta és alátámasztotta könyv 1963-ban).

A meteoritok harmadik külső jele a sötétség jelenléte a felszínükön olvadó kéreg századtól egy milliméterig terjedő vastagság.

Vaskő meteoritok félig fém, félig szilikát. Két alosztályra oszthatók: pallaziták, amelyben a fémfrakció egyfajta szivacsot képez, amelynek pórusaiban szilikátok találhatók, és mezoszideriták, ahol éppen ellenkezőleg, a szilikátszivacs pórusai tele vannak nikkelvassal. A pallazitokban a szilikátok főként olivinből, a mezozideritekben ortopiroxénből állnak. A pallaziták az első hazánkban talált pallaszvas meteoritról kapták nevüket. Ezt a meteoritot több mint 200 éve fedezték fel, és PS Pallas akadémikus vitte el Szibériából Szentpétervárra.

A meteoritok tanulmányozása lehetővé teszi történetük rekonstrukcióját. Korábban már megjegyeztük, hogy a meteoritok szerkezete a szülőtestek belsejében való előfordulásukat jelzi. A fázisok aránya, például a nikkelvas (kamacit-taenit), a nikkel eloszlása ​​a taenit közbenső rétegeken és más jellemző tulajdonságok még az elsődleges anyatestek méretének megítélését is lehetővé teszik. A legtöbb esetben 150-400 km átmérőjű testekről volt szó, vagyis olyanokról, mint a legnagyobb aszteroidákról. A meteoritok szerkezetének és összetételének tanulmányozása arra késztet bennünket, hogy elutasítsuk azt a nem szakemberek körében igen népszerű hipotézist, amely a több ezer kilométeres Phaeton hipotetikus bolygó Mars és Jupiter pályája közötti létezéséről és bomlásáról szól. A Földre hulló meteoritok a mélyben keletkeztek sok szülői szervek különböző méretek. Az aszteroidák keringésének elemzése, amelyet az Azerbajdzsán SSR Tudományos Akadémia akadémikusa, G. F. Sultanov végzett, ugyanerre a következtetésre vezet (a szülőtestek sokaságáról).

A meteoritokban lévő radioaktív izotópok és bomlástermékeik aránya alapján meghatározható az életkoruk is. A leghosszabb felezési idejű izotópok, mint például a rubídium-87, az urán-235 és az urán-238 megadják a kort anyagokat meteoritok. Kiderül, hogy 4,5 milliárd év, ami megfelel a legrégebbi földi és holdi kőzetek korának, és az egész naprendszerünk korának tekinthető (pontosabban a bolygók kialakulásának befejeződésétől eltelt időszak) .

A fenti izotópok bomlva stroncium-87-et, ólom-207-et és ólom-206-ot képeznek. Ezek az anyagok az eredeti izotópokhoz hasonlóan szilárd állapotban vannak. De van egy nagy csoportja az izotópoknak, amelyek végső bomlástermékei gázok. Tehát a bomló kálium-40 argon-40-et, az urán és a tórium pedig hélium-3-at képez. De az anyatest éles felmelegedésével a hélium és az argon kiszabadul, ezért a kálium-argon és az urán-hélium kora csak a későbbi lassú lehűlés idejét adja. E korok elemzése azt mutatja, hogy néha évmilliárdokban (de gyakran sokkal kevesebb, mint 4,5 milliárd évben), néha pedig több százmillió évben mérik őket. Sok meteorit esetében az urán-hélium kora 1-2 milliárd évvel rövidebb, mint a kálium-argon kor, ami ennek az anyatestnek más testekkel való ismételt ütközését jelzi. Az ilyen ütközések a legvalószínűbb forrásai a kis testek hirtelen felmelegedésének több száz fokos hőmérsékletre. És mivel a hélium alacsonyabb hőmérsékleten elpárolog, mint az argon, a hélium kora egy későbbi, nem túl erős ütközés idejét jelezheti, amikor a hőmérséklet emelkedés nem volt elegendő az argon elpárolgásáig.

Mindezeket a folyamatokat a meteorit anyaga még az anyatestben való tartózkodása alatt, mondhatni önálló égitestként születése előtt is megtapasztalta. De itt a meteorit így vagy úgy elvált a szülőtesttől, "megszületett a világra". Mikor történt? Az eseménytől eltelt időszak ún űrkorszak meteorit.

A kozmikus korok meghatározásához egy meteorit és a galaktikus kozmikus sugarak kölcsönhatásának jelenségén alapuló módszert alkalmaznak. Így nevezik a Galaxisunk határtalan kiterjedéséből származó energetikai töltésű részecskéket (leggyakrabban protonokat). A meteorit testébe behatolva nyomokat (nyomokat) hagynak maguk után. A nyomok sűrűségéből meghatározható a felhalmozódásuk ideje, vagyis a meteorit űrkora.

A vasmeteoritok kozmikus kora több százmillió év, a kőmeteoritoké pedig millió és tízmillió év. Ez a különbség nagy valószínűséggel a köves meteoritok kisebb szilárdságából adódik, amelyek az egymással való ütközésből apró darabokra szakadnak, és százmillió éves korig "nem élnek meg". E nézet közvetett megerősítése a kőmeteorit-záporok relatív bősége a vasakhoz képest.

Befejezve a meteoritokkal kapcsolatos ismereteink áttekintését, térjünk át arra, hogy mit ad a meteorjelenségek tanulmányozása.

A Naprendszer objektumai a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió szabályai szerint a következő kategóriákba sorolhatók:

bolygók - A Nap körül keringő testek hidrosztatikus egyensúlyban vannak (azaz gömb alakúak), és megtisztították pályájuk környékét más kisebb objektumoktól is. A Naprendszerben nyolc bolygó található - Merkúr, Vénusz, Föld, Mars, Jupiter, Szaturnusz, Uránusz, Neptunusz.

törpebolygók a Nap körül is keringenek, és gömb alakúak, de gravitációjuk nem elegendő ahhoz, hogy megtisztítsák pályájukat más testektől. A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió eddig öt törpebolygót ismerte el – a Cerest (egykori aszteroida), a Plútót (egykori bolygó), valamint a Haumeát, a Makemake-et és az Erist.

bolygóműholdak- testek, amelyek nem a Nap, hanem a bolygók körül keringenek.

Üstökösök- a Nap körül keringő testek, amelyek főként fagyott gázból és jégből állnak. A Naphoz közeledve van egy farkuk, amelynek hossza elérheti a több millió kilométert, és egy kómája - egy gömb alakú gázhéj egy szilárd mag körül.

aszteroidák- minden más inert kőtest. A legtöbb aszteroida pályája a Mars és a Jupiter pályája között koncentrálódik - a fő aszteroidaövben. A Plútó pályáján túl van egy külső aszteroidák - a Kuiper-öv.

Meteora- űrobjektumok töredékei, néhány centiméter méretű részecskék, amelyek másodpercenként több tíz kilométeres sebességgel lépnek be a légkörbe, és kiégnek, fényes fáklyát okozva - hullócsillag. A csillagászok számos meteorrajról tudnak, amelyek az üstökösök keringésével kapcsolatosak.

Meteorit- egy űrobjektum vagy annak töredéke, amelynek sikerült "túlélnie" a légkörön keresztüli repülést és a földre esett.

tűzgömb- egy nagyon fényes meteor, fényesebb, mint a Vénusz. Ez egy tűzgolyó füstös farokkal mögötte. A tűzgolyó repülését mennydörgő hangok kísérhetik, végződhet robbanással, esetenként meteoritok kihullásával is. Számos cseljabinszki lakosok által forgatott videoklip pontosan mutatja a bolid repülését.

Damokloidok- a naprendszer olyan égitestei, amelyek pályájuk az üstökösökéhez hasonló paraméterekkel (nagy excentricitás és dőlés az ekliptika síkjához képest), de nem mutatnak üstököstevékenységet kóma vagy üstökösfarok formájában. A Damokloidok nevet az osztály első képviselője - a Damoklész aszteroida (5335) - után nevezték el. 2010 januárjában 41 damokloid volt ismert.

A damokloidok viszonylag kicsik - közülük a legnagyobb, a 2002-es XU 93 átmérője 72 km, az átlagos átmérője pedig körülbelül 8 km. Négyük albedójának mérése (0,02-0,04) azt mutatta, hogy a damokloidok a Naprendszer legsötétebb testei közé tartoznak, ennek ellenére vöröses árnyalatúak. Nagy excentricitásuk miatt pályájuk nagyon megnyúlt, és az aphelionnál messzebb vannak, mint az Uránusz (1996-ban 571,7 AU-ig), a perihéliumban pedig közelebb vannak a Jupiterhez, sőt néha a Marshoz is.

Úgy tartják, hogy a damokloidok a Halley-típusú üstökösök magjai, amelyek az Oort-felhőből származnak, és elvesztették illékony anyagaikat. Ezt a hipotézist helyesnek tartják, mert jó néhány damokloidnak tekintett objektumról kiderült, hogy később kómában szenved, és üstökösnek minősítették. Egy másik erős bizonyíték az, hogy a legtöbb damokloid pályája erősen hajlik az ekliptika síkjához, esetenként több mint 90 fokkal – vagyis némelyikük a nagy bolygók mozgásával ellentétes irányban kering a Nap körül, ami élesen. megkülönbözteti őket az aszteroidáktól. Az első ilyen testet, amelyet 1999-ben fedeztek fel, a (20461) Diorets - "aszteroida" -nak nevezték el.

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

Kisbolygók, üstökösök, meteorok, meteoritok – olyan csillagászati ​​objektumok, amelyek az égitestek tudományának alapjaiban avatatlanok számára azonosnak tűnnek. Valójában több szempontból is különböznek egymástól. Az aszteroidákat, üstökösöket jellemző tulajdonságok könnyen megjegyezhetők. Bizonyos hasonlóságuk is van: az ilyen tárgyakat kis testek közé sorolják, gyakran az űrtörmelékek közé. Arról, hogy mi a meteor, miben különbözik egy aszteroidától vagy üstököstől, milyen tulajdonságaik és eredetük, és az alábbiakban lesz szó.

farkú vándorok

Az üstökösök fagyott gázokból és kőből álló űrobjektumok. A Naprendszer távoli területeiről származnak. A modern tudósok azt sugallják, hogy az üstökösök fő forrásai az egymással összekapcsolt Kuiper-öv és a szétszórt korong, valamint a feltételezetten létező

Az üstökösök pályája nagyon megnyúlt. Ahogy közelednek a Naphoz, kómát és farkot alkotnak. Ezek az elemek elpárolgó gáznemű anyagokból, ammóniából, metánból), porból és kövekből állnak. Az üstökös feje vagy kóma apró részecskékből álló héj, amelyet fényesség és láthatóság különböztet meg. Gömb alakú, maximális méretét akkor éri el, ha 1,5-2 csillagászati ​​egység távolságra közelíti meg a Napot.

A kóma előtt van az üstökös magja. Általában viszonylag kis méretű és hosszúkás alakú. A Naptól jelentős távolságra az üstökösből csak az atommag marad. Fagyott gázokból és kőzetekből áll.

Az üstökösök fajtái

Ezek osztályozása a csillag körüli keringésük periodikusságán alapul. Azokat az üstökösöket, amelyek kevesebb, mint 200 év alatt repülnek körbe a Nap körül, rövid periódusú üstökösöknek nevezzük. Leggyakrabban bolygórendszerünk belső régióiba esnek a Kuiper-övből vagy a szétszórt korongból. A hosszú periódusú üstökösök több mint 200 éves periódussal keringenek. Az ő "hazájuk" az Oort-felhő.

"Kisbolygók"

Az aszteroidák szilárd kőzetekből állnak. Méretükben sokkal alacsonyabbak a bolygóknál, bár ezen űrobjektumok egyes képviselőinek műholdaik vannak. A legtöbb kisebb bolygó, ahogy korábban nevezték őket, a fő bolygón összpontosul, amely a Mars és a Jupiter pályája között található.

A 2015-ben ismert ilyen kozmikus testek száma meghaladta a 670 000-et. Az ilyen lenyűgöző szám ellenére az aszteroidák hozzájárulása a Naprendszer összes objektumának tömegéhez elhanyagolható - mindössze 3-3,6 * 10 21 kg. Ez csak 4%-a a Hold hasonló paraméterének.

Nem minden kis testet sorolnak aszteroidák közé. A kiválasztási kritérium az átmérő. Ha meghaladja a 30 métert, akkor az objektumot aszteroidának minősítik. A kisebb méretű testeket meteoroidoknak nevezzük.

Az aszteroidák osztályozása

E kozmikus testek csoportosítása több paraméteren alapul. Az aszteroidákat pályájuk jellemzői és a felületükről visszaverődő látható fény spektruma szerint csoportosítják.

A második kritérium szerint három fő osztályt különböztetnek meg:

• szén (C);
• szilikát (S);
• fém (M).

A ma ismert aszteroidák körülbelül 75%-a az első kategóriába tartozik. A berendezések fejlesztésével és az ilyen objektumok részletesebb tanulmányozásával az osztályozás bővül.

meteoroidok

A meteoroid egy másik típusú kozmikus test. Nem aszteroidák, üstökösök, meteorok vagy meteoritok. Ezeknek a tárgyaknak a sajátossága a kis méretük. A meteoroidok méretükben az aszteroidák és a kozmikus por között helyezkednek el. Így ezek közé tartoznak a 30 m-nél kisebb átmérőjű testek. Egyes tudósok a meteoroidot 100 mikron és 10 m közötti átmérőjű szilárd testként határozzák meg. Eredetük szerint elsődleges vagy másodlagosak, vagyis a pusztulás után keletkeztek nagyobb tárgyakról.

Amikor belép a Föld légkörébe, a meteoroid izzani kezd. És itt már közeledünk a válaszhoz arra a kérdésre, hogy mi is az a meteor.

Hullócsillag

Néha az éjszakai égbolton villódzó csillagok között az ember hirtelen fellángol, kis ívet ír le és eltűnik. Aki látta ezt legalább egyszer, tudja, mi az a meteor. Ezek "hullócsillagok", amelyeknek semmi közük az igazi sztárokhoz. A meteor tulajdonképpen egy légköri jelenség, amely akkor következik be, amikor kis tárgyak (ugyanazok a meteoroidok) belépnek bolygónk léghéjába. A vaku megfigyelt fényereje közvetlenül függ a kozmikus test kezdeti méreteitől. Ha egy meteor fényessége meghaladja az ötödiket, azt tűzgömbnek nevezzük.

Megfigyelés

Ilyen jelenségeket csak légkörrel rendelkező bolygókról lehet megcsodálni. A Holdon vagy a Merkúron meteorokat nem lehet megfigyelni, mivel nincs léghéjuk.

Megfelelő körülmények között minden este "hullócsillagok" láthatók. A meteorokat a legjobb jó időben és jelentős távolságra megcsodálni egy többé-kevésbé erős mesterséges fényforrástól. Ezenkívül nem szabad hold lenni az égen. Ebben az esetben óránként akár 5 meteort is lehet majd szabad szemmel észrevenni. Az ilyen egyedi "hullócsillagokat" létrehozó objektumok különféle pályákon keringenek a Nap körül. Ezért az égen való megjelenésük helyét és idejét nem lehet pontosan megjósolni.

patakok

A meteorok, amelyek fotóit a cikkben is bemutatják, általában kissé eltérő eredetűek. Részei a csillag körül egy bizonyos pályán keringő kis kozmikus testekből álló több raj egyikének. Esetükben az ideális megfigyelési időszak (az az idő, amikor az égre nézve bárki gyorsan megérti, mi az a meteor) elég jól meghatározott.

A hasonló űrobjektumok raját meteorzápornak is nevezik. Leggyakrabban egy üstökös magjának megsemmisítése során keletkeznek. Az egyes rajrészecskék egymással párhuzamosan mozognak. A Föld felszínéről azonban úgy tűnik, hogy az égbolt egy bizonyos kis területéről repülnek ki. Ezt a szakaszt a patak sugárzójának nevezzük. A meteorraj nevét általában az a csillagkép adja, amelyben vizuális központja (sugárzó) található, vagy az üstökös neve, amelynek szétesése a megjelenéséhez vezetett.

A meteorok, amelyek fotóit speciális felszereléssel könnyű megszerezni, olyan nagy patakokhoz tartoznak, mint a Perseidák, Kvadrantidák, Eta Aquaridák, Lyridák, Geminidák. Eddig összesen 64 stream létezését ismerték fel, és további mintegy 300 vár megerősítésre.

mennyei kövek

A meteoritok, aszteroidák, meteorok és üstökösök bizonyos kritériumok szerint rokon fogalmak. Az elsők a Földre zuhant űrobjektumok. Leggyakrabban forrásuk aszteroidák, ritkábban üstökösök. A meteoritok felbecsülhetetlen értékű adatokat hordoznak a Naprendszer különböző, a Földön kívül eső sarkairól.

A legtöbb ilyen test, amely a bolygónkra esett, nagyon kicsi. A méreteiket tekintve leglenyűgözőbb meteoritok a becsapódás után nyomokat hagynak maguk után, amelyek évmilliók után is jól érezhetők. Jól ismert az arizonai Winslow melletti kráter. Állítólag 1908-ban egy meteorit zuhanása okozta a Tunguszka-jelenséget.

Az ilyen nagy tárgyak néhány millió évente "látogatnak" a Földre. A talált meteoritok többsége meglehetősen szerény méretű, de nem válik értéktelenné a tudomány számára.

A tudósok szerint az ilyen objektumok sokat elárulhatnak a Naprendszer kialakulásának idejéről. Feltehetően annak az anyagnak a részecskéit hordozzák, amelyből a fiatal bolygók készültek. Néhány meteorit a Marsról vagy a Holdról érkezik hozzánk. Az ilyen űrvándorok lehetővé teszik, hogy valami újat tanuljon a közeli objektumokról anélkül, hogy hatalmas költségeket kellene fizetnie a távoli expedíciókhoz.

A cikkben leírt objektumok közötti különbségek memorizálása érdekében összefoglalhatjuk az ilyen testek térbeli átalakulását. Egy szilárd kőzetből álló aszteroida, vagy egy üstökös, amely jégtömb, elpusztulva meteoroidokat eredményez, amelyek a bolygó légkörébe kerülve meteorként fellángolnak, kiégnek benne vagy leesnek, meteoritokká alakulva. Ez utóbbiak az összes korábbi ismereteinket gazdagítják.

A meteoritok, üstökösök, meteorok, valamint aszteroidák és meteoroidok a folyamatos kozmikus mozgás résztvevői. Ezeknek a tárgyaknak a tanulmányozása nagyban hozzájárul az univerzum megértéséhez. A berendezések fejlődésével az asztrofizikusok egyre több adatot kapnak az ilyen objektumokról. A Rosetta szonda viszonylag nemrég befejezett küldetése egyértelműen bebizonyította, mennyi információhoz juthatunk az ilyen kozmikus testek részletes tanulmányozásával.