Kurie kūnai vadinami meteoritais, o kurie – asteroidais. asteroidai

Šiltomis vasaros naktimis malonu vaikščioti po žvaigždėtu dangumi, žiūrėti į nuostabius jo žvaigždynus, kelti linkėjimus pamačius krentančią žvaigždę. O gal tai buvo kometa? O gal meteoritas? Ko gero, tarp romantikų ir įsimylėjėlių astronomijos žinovų yra daugiau nei tarp planetariumų lankytojų.

paslaptinga erdvė

Klausimai, kurie nuolat kyla kontempliacijos metu, reikalauja atsakymų, o dangiškos mįslės reikalauja užuominų ir mokslinių paaiškinimų. Štai, pavyzdžiui, kuo skiriasi asteroidas ir meteoritas? Ne kiekvienas studentas (ir net suaugęs) gali iš karto atsakyti į šį klausimą. Bet pradėkime iš eilės.

asteroidai

Norėdami suprasti, kuo asteroidas skiriasi nuo meteorito, turite apibrėžti „asteroido“ sąvoką. Šis žodis iš senovės graikų kalbos yra išverstas kaip „kaip žvaigždė“, nes šie dangaus kūnai, stebimi pro teleskopą, labiau primena žvaigždes, o ne planetas. Asteroidai iki 2006 m. dažnai buvo vadinami mažosiomis planetomis. Iš tiesų, asteroidų judėjimas apskritai nesiskiria nuo planetų judėjimo, nes jis taip pat vyksta aplink Saulę. Asteroidai skiriasi nuo įprastų planetų savo mažu dydžiu. Pavyzdžiui, didžiausio asteroido Cereros skersmuo yra tik 770 km.

Kur yra šie į žvaigždes panašūs kosmoso gyventojai? Dauguma asteroidų juda ilgai tyrinėtomis orbitomis erdvėje tarp Jupiterio ir Marso. Tačiau kai kurios mažos planetos vis dar kerta Marso orbitą (kaip asteroidas Ikaras) ir kitas planetas, o kartais net priartėja prie Saulės nei Merkurijus.

meteoritai

Skirtingai nuo asteroidų, meteoritai yra ne kosmoso gyventojai, o jo pasiuntiniai. Kiekvienas iš žemiečių meteoritą gali pamatyti savo akimis ir paliesti jį savo rankomis. Nemažai jų saugoma muziejuose ir privačiose kolekcijose, tačiau reikia pasakyti, kad meteoritai atrodo gana nepatraukliai. Dauguma jų – pilki arba rusvai juodi akmens ir geležies gabalai.

Taigi, mums pavyko išsiaiškinti, kuo asteroidas skiriasi nuo meteorito. Bet kas gali juos suvienyti? Manoma, kad meteoritai yra mažų asteroidų fragmentai. Kosmose besiveržiantys akmenys susiduria vienas su kitu, o jų skeveldros kartais pasiekia ir Žemės paviršių.

Garsiausias meteoritas Rusijoje yra Tunguskos meteoritas, nukritęs gilioje taigoje 1908 metų birželio 30 dieną. Netolimoje praeityje, būtent 2013 metų vasarį, visų dėmesį patraukė Čeliabinsko meteoritas, kurio daugybė fragmentų buvo rasta prie Čebarkul ežero Čeliabinsko srityje.

Meteoritų dėka savotiški svečiai iš kosmoso, mokslininkai, o kartu ir visi Žemės gyventojai, turi puikią galimybę sužinoti apie dangaus kūnų sudėtį ir susidaryti supratimą apie visatos kilmę.

Meteora

Žodžiai „meteoras“ ir „meteoritas“ kilę iš tos pačios graikiškos šaknies, reiškiančios „dangiškasis“. Mes žinome, o kuo jis skiriasi nuo meteoro, nesunku suprasti.

Meteoras yra ne konkretus dangaus objektas, o atmosferos reiškinys, panašus į Jis atsiranda, kai Žemės atmosferoje sudega kometų ir asteroidų fragmentai.

Meteoras yra krentanti žvaigždė. Stebėtojams gali atrodyti, kad jis skris atgal į kosmosą arba sudegs Žemės atmosferoje.

Taip pat lengva suprasti, kuo meteorai skiriasi nuo asteroidų ir meteoritų. Paskutiniai du dangaus objektai yra konkrečiai apčiuopiami (net jei teoriškai asteroido atveju), o meteoras yra švytėjimas, atsirandantis degant kosminiams fragmentams.

Kometos

Ne mažiau nuostabus dangaus kūnas, kuriuo gali grožėtis žemiškasis stebėtojas, yra kometa. Kuo kometos skiriasi nuo asteroidų ir meteoritų?

Žodis „kometa“ taip pat yra senovės graikų kilmės ir pažodžiui verčiamas kaip „plaukuotas“, „apšepęs“. Kometos kilusios iš išorinės Saulės sistemos dalies, todėl jų sudėtis skiriasi nuo asteroidų, susiformavusių šalia Saulės.

Be sudėties skirtumo, yra akivaizdesnis šių dangaus kūnų struktūros skirtumas. Artėjant prie Saulės, kometa, skirtingai nei asteroidas, demonstruoja miglotą komos apvalkalą ir uodegą, susidedančią iš dujų ir dulkių. Lakiosios kometos medžiagos kaitindamos aktyviai išsiskiria ir išgaruoja, paversdamos ją gražiausiu šviečiančiu dangaus objektu.

Be to, asteroidai juda orbitomis, o jų judėjimas kosminėje erdvėje primena sklandų ir išmatuotą paprastų planetų judėjimą. Skirtingai nuo asteroidų, kometų judėjimas yra ekstremalesnis. Jo orbita yra labai pailga. Kometa arba priartėja prie Saulės, arba nutolsta nuo jos dideliu atstumu.

Kometa nuo meteorito skiriasi tuo, kad ji juda. Meteoritas yra dangaus kūno susidūrimo su žemės paviršiumi rezultatas.

Dangiškasis pasaulis ir žemiškas pasaulis

Reikia pasakyti, kad stebėti naktinį dangų yra dvigubai malonu, kai nežemiški jo gyventojai tau gerai žinomi ir suprantami. O koks malonumas savo pašnekovui papasakoti apie žvaigždžių pasaulį ir neįprastus įvykius kosmose!

Ir tai net ne apie klausimą, kuo asteroidas skiriasi nuo meteorito, o apie žemiškojo ir kosminio pasaulių glaudaus ryšio ir gilios sąveikos suvokimą, kuris turi būti užmegztas taip pat aktyviai, kaip ir santykiai tarp vieno ir kito žmogaus.

Straipsnio turinys

METEORAS.Žodis „meteoras“ graikų kalboje buvo vartojamas įvairiems atmosferos reiškiniams apibūdinti, tačiau dabar juo vadinami reiškiniai, atsirandantys, kai kietosios dalelės iš kosmoso patenka į viršutines atmosferos dalis. Siaurąja prasme „meteoras“ yra šviečianti juosta, esanti irstančios dalelės kelyje. Tačiau kasdieniame gyvenime šis žodis dažnai žymi pačią dalelę, nors moksliškai ji vadinama meteoroidu. Jei dalis meteoroido pasiekia paviršių, tada jis vadinamas meteoritu. Meteorai liaudyje vadinami „krintančiomis žvaigždėmis“. Labai ryškūs meteorai vadinami ugnies kamuoliais; kartais šis terminas reiškia tik meteorų įvykius, lydimus garso reiškinių.

Išvaizdos dažnis.

Meteorų skaičius, kurį stebėtojas gali pamatyti per tam tikrą laikotarpį, nėra pastovus. Esant geroms sąlygoms, toliau nuo miesto šviesos ir nesant ryškios mėnulio šviesos, stebėtojas gali pamatyti 5–10 meteorų per valandą. Daugumos meteorų švytėjimas trunka apie sekundę ir atrodo silpnesnis nei ryškiausių žvaigždžių. Po vidurnakčio meteorai pasirodo dažniau, nes stebėtojas šiuo metu yra priekinėje Žemės pusėje, orbitinio judėjimo metu, kuris gauna daugiau dalelių. Kiekvienas stebėtojas gali pamatyti meteorus maždaug 500 km spinduliu aplink save. Vos per dieną Žemės atmosferoje pasirodo šimtai milijonų meteorų. Bendra į atmosferą patenkančių dalelių masė skaičiuojama tūkstančiais tonų per dieną – nereikšmingas kiekis, palyginti su pačios Žemės mase. Erdvėlaivių matavimai rodo, kad per dieną Žemėje taip pat nukrenta apie 100 tonų dulkių dalelių, per mažų, kad galėtų atsirasti matomų meteorų.

Meteorų stebėjimas.

Vizualiniai stebėjimai suteikia daug statistinių duomenų apie meteorus, tačiau norint tiksliai nustatyti jų ryškumą, aukštį ir skrydžio greitį, reikalingi specialūs prietaisai. Beveik šimtmetį astronomai naudoja kameras meteorų pėdsakams fotografuoti. Prieš fotoaparato objektyvą besisukantis užraktas (užraktas) meteoro pėdsaką padaro kaip punktyrinę liniją, kuri padeda tiksliai nustatyti laiko intervalus. Paprastai šis užraktas daro nuo 5 iki 60 ekspozicijų per sekundę. Jei du stebėtojai, atskirti dešimčių kilometrų atstumu, vienu metu fotografuoja tą patį meteorą, tuomet galima tiksliai nustatyti dalelės skrydžio aukštį, jos pėdsako ilgį, o laiko intervalais – ir skrydžio greitį.

Nuo 1940-ųjų astronomai meteorus stebėjo radaru. Pačios kosminės dalelės yra per mažos, kad jas būtų galima aptikti, tačiau keliaujant per atmosferą jos palieka plazmos pėdsaką, atspindintį radijo bangas. Skirtingai nei fotografuojant, radaras efektyvus ne tik naktį, bet ir dieną bei debesuotu oru. Radaras aptinka mažus meteoroidus, kurių kamera nemato. Iš nuotraukų tiksliau nustatoma skrydžio trajektorija, o radaras leidžia tiksliai išmatuoti atstumą ir greitį. Cm. RADARAS; RADARŲ ASTRONOMIJA.

Meteorams stebėti naudojama ir televizijos įranga. Vaizdo stiprintuvai leidžia registruoti silpnus meteorus. Taip pat naudojamos kameros su CCD matricomis. 1992 m., filmuojant sporto renginį vaizdo kamera, buvo užfiksuotas ryškaus ugnies kamuolio skrydis, pasibaigęs meteorito kritimu.

greitis ir aukštis.

Greitis, kuriuo meteoroidai patenka į atmosferą, yra nuo 11 iki 72 km/s. Pirmoji reikšmė – greitis, kurį kūnas įgyja tik dėl Žemės traukos. (Erdvėlaivis turi įgyti tokį patį greitį, kad galėtų išsiveržti iš Žemės gravitacinio lauko.) Iš tolimų Saulės sistemos regionų atskridęs meteoroidas dėl traukos prie Saulės įgyja 42 km/s greitį netoli žemės. Orbita. Žemės orbitos greitis yra apie 30 km/s. Jei susitikimas vyksta kaktomuša, tai jų santykinis greitis yra 72 km/s. Bet kuri dalelė, ateinanti iš tarpžvaigždinės erdvės, turi turėti dar didesnį greitį. Tokių greitų dalelių nebuvimas įrodo, kad visi meteoroidai yra Saulės sistemos nariai.

Aukštis, kuriame meteoras pradeda švytėti arba kurį pastebi radaras, priklauso nuo dalelės patekimo greičio. Greitiems meteoroidams šis aukštis gali viršyti 110 km, o dalelė visiškai sunaikinama maždaug 80 km aukštyje. Lėtiesiems meteoroidams tai atsitinka žemiau, kur oro tankis didesnis. Meteorus, kurių ryškumas prilygsta ryškiausių žvaigždžių, sudaro dalelės, kurių masė yra dešimtosios gramo. Didesni meteoroidai paprastai užtrunka ilgiau, kad suirtų ir pasiektų mažą aukštį. Jie žymiai sulėtėja dėl trinties atmosferoje. Retos dalelės nukrenta žemiau 40 km. Jei meteoroidas pasiekia 10–30 km aukštį, jo greitis tampa mažesnis nei 5 km/s ir gali iškristi į paviršių meteorito pavidalu.

Orbitos.

Žinodamas meteoroido greitį ir kryptį, iš kurios jis artėjo prie Žemės, astronomas gali apskaičiuoti jo orbitą prieš susidūrimą. Žemė ir meteoroidas susiduria, jei jų orbitos susikerta ir jie tuo pačiu metu atsiduria šiame susikirtimo taške. Meteoroidų orbitos yra beveik apskritos ir itin elipsės, peržengiančios planetų orbitas.

Jei meteoroidas lėtai artėja prie Žemės, tai jis juda aplink Saulę ta pačia kryptimi kaip ir Žemė: prieš laikrodžio rodyklę, žiūrint iš šiaurinio orbitos ašigalio. Dauguma meteoroidinių orbitų išeina už Žemės orbitos ribų, o jų plokštumos nėra labai linkusios į ekliptiką. Beveik visų meteoritų kritimas yra susijęs su meteoroidais, kurių greitis buvo mažesnis nei 25 km/s; jų orbitos yra visiškai Jupiterio orbitoje. Didžiąją laiko dalį šie objektai praleidžia tarp Jupiterio ir Marso orbitų, mažųjų planetų – asteroidų – juostoje. Todėl manoma, kad asteroidai yra meteoritų šaltinis. Deja, galime stebėti tik tuos meteoroidus, kurie kerta Žemės orbitą; akivaizdu, kad ši grupė visiškai neatspindi visų mažų Saulės sistemos kūnų.

Greituose meteoroiduose orbitos yra labiau pailgos ir labiau linkusios į ekliptiką. Jei meteoroidas skrenda didesniu nei 42 km/s greičiu, tada jis juda aplink Saulę priešinga planetų krypčiai. Tai, kad tokiomis orbitomis juda daug kometų, rodo, kad šie meteoroidai yra kometų fragmentai.

meteorų lietus.

Kai kuriomis metų dienomis meteorai pasirodo daug dažniau nei įprastai. Šis reiškinys vadinamas meteorų lietumi, kai per valandą stebima dešimtys tūkstančių meteorų, sukuriančių nuostabų „žvaigždėto lietaus“ reiškinį visame danguje. Jei atseksite meteorų kelius danguje, atrodys, kad jie visi išskrenda iš to paties taško, vadinamo lietaus spinduliu. Šis perspektyvinis reiškinys, kaip horizonte susiliejantys bėgiai, rodo, kad visos dalelės juda lygiagrečiais takais.

Astronomai nustatė kelias dešimtis meteorų lietaus, iš kurių daugelis rodo metinį aktyvumą, trunkantį nuo kelių valandų iki kelių savaičių. Dauguma upelių pavadinti pagal žvaigždyną, kuriame glūdi jų spindulys, pavyzdžiui, perseidai, kurių spindulys yra Persėjo žvaigždyne, Geminids, o spindulys – Dvyniuose.

Po nuostabaus žvaigždžių lietaus, kurį sukėlė Leonido lietus 1833 m., W. Clarkas ir D. Olmsteadas užsiminė, kad tai buvo siejama su tam tikra kometa. 1867 metų pradžioje K. Petersas, D. Schiaparelli ir T. Oppolzeris savarankiškai įrodė šį ryšį, nustatydami 1866 I kometos (Kometos Temple-Tutl) ir Leonido meteorų srauto 1866 orbitų panašumą.

Meteorų lietus stebimas, kai Žemė kerta spiečiaus dalelių, susidariusių sunaikinant kometą, trajektoriją. Artėjant prie Saulės, kometa įkaista nuo jos spindulių ir praranda materiją. Keletą šimtmečių planetų gravitacinių perturbacijų įtakoje šios dalelės sudaro pailgą spiečius išilgai kometos orbitos. Jei Žemė kerta šį srautą, kasmet galime stebėti žvaigždžių lietų, net jei pati kometa tuo metu yra toli nuo Žemės. Kadangi dalelės orbitoje pasiskirsto netolygiai, lietaus intensyvumas kiekvienais metais gali skirtis. Senieji upeliai taip išsiplėtę, kad Žemė juos kerta kelias dienas. Skerspjūviu kai kurie srautai labiau primena juostelę nei laidą.

Galimybė stebėti srautą priklauso nuo dalelių atvykimo į Žemę krypties. Jei spinduliuotė yra aukštai šiauriniame danguje, tai srautas nėra matomas iš pietinio Žemės pusrutulio (ir atvirkščiai). Meteorų lietus gali būti matomas tik tada, kai spinduliuotė yra virš horizonto. Jei radiantas patenka į dienos dangų, meteorai nėra matomi, tačiau juos galima aptikti radaru. Siauri srautai, veikiami planetų, ypač Jupiterio, gali pakeisti savo orbitas. Jei tuo pat metu jie nebekerta žemės orbitos, jie tampa nepastebimi.

Gruodžio mėnesio Geminidų lietus yra susijęs su mažosios planetos liekanomis arba neaktyviu senos kometos branduoliu. Yra požymių, kad Žemė susiduria su kitomis meteoroidų grupėmis, kurias sukuria asteroidai, tačiau šie srautai yra labai silpni.

Ugnies kamuoliai.

Meteorai, kurie yra ryškesni už ryškiausias planetas, dažnai vadinami ugnies kamuoliais. Ugnies kamuoliai kartais stebimi ryškesni nei pilnatis ir labai retai tie, kurie plinta ryškiau už saulę. Bolidai kyla iš didžiausių meteoroidų. Tarp jų yra daug asteroidų fragmentų, kurie yra tankesni ir stipresni už kometų branduolių fragmentus. Tačiau vis tiek dauguma asteroidų meteoroidų sunaikinami tankiuose atmosferos sluoksniuose. Dalis jų iškrenta į paviršių meteoritų pavidalu. Dėl didelio blykstės ryškumo ugnies kamuoliai atrodo daug arčiau nei iš tikrųjų. Todėl prieš organizuojant meteoritų paiešką būtina palyginti ugnies kamuolių stebėjimus iš skirtingų vietų. Astronomai apskaičiavo, kad apie 12 ugnies kamuolių aplink Žemę kasdien nukrenta daugiau nei kilogramui meteoritų.

fiziniai procesai.

Meteoroido sunaikinimas atmosferoje vyksta abliacijos būdu, t.y. aukštos temperatūros atomų atskyrimas nuo jo paviršiaus, veikiant įeinančioms oro dalelėms. Už meteoroido likęs karštų dujų takas skleidžia šviesą, bet ne dėl cheminių reakcijų, o dėl smūgių sužadintų atomų rekombinacijos. Meteorų spektrai rodo daug ryškių emisijos linijų, tarp kurių vyrauja geležies, natrio, kalcio, magnio ir silicio linijos. Taip pat matomos atmosferos azoto ir deguonies linijos. Pagal spektrą nustatyta meteoroidų cheminė sudėtis atitinka duomenis apie kometas ir asteroidus, taip pat apie tarpplanetines dulkes, surinktas viršutiniuose atmosferos sluoksniuose.

Daugelis meteorų, ypač greitų, palieka po savęs šviesų pėdsaką, kuris stebimas sekundę ar dvi, o kartais ir daug ilgiau. Nukritus dideliems meteoritams, pėdsakas buvo stebimas kelias minutes. Deguonies atomų švytėjimas maždaug aukštyje virš jūros lygio. 100 km galima paaiškinti ne ilgiau kaip sekundę trunkančiais pėdsakais. Ilgesni takai atsiranda dėl sudėtingos meteoroido sąveikos su atmosferos atomais ir molekulėmis. Dulkių dalelės išilgai bolido kelio gali sudaryti ryškų pėdsaką, jei viršutinė atmosfera, kurioje jos yra išsibarsčiusios, yra apšviesta Saulės, kai stebėtojas apačioje yra gilioje prieblandoje.

Meteoroidų greitis yra hipergarsinis. Meteoroidui pasiekus gana tankius atmosferos sluoksnius, kyla galinga smūginė banga, stiprūs garsai gali nukeliauti dešimtis ir daugiau kilometrų. Šie garsai primena griaustinį ar tolimą patranką. Dėl atstumo garsas pasigirsta praėjus minutei ar dviem po automobilio pasirodymo. Keletą dešimtmečių astronomai ginčijasi dėl anomalinio garso, kurį kai kurie stebėtojai išgirdo tiesiogiai pasirodant ugnies kamuoliui ir apibūdino kaip traškesį ar švilpimą, tikrovės. Tyrimai parodė, kad garsą sukelia elektrinio lauko sutrikimai šalia ugnies kamuolio, kurių įtakoje garsą skleidžia arti stebėtojo esantys objektai – plaukai, kailiai, medžiai.

meteorito pavojus.

Dideli meteoroidai gali sunaikinti erdvėlaivius, o mažos dulkių dalelės nuolat dilina jų paviršių. Net nedidelio meteoroido smūgis gali suteikti palydovui elektros krūvį, kuris išjungs elektronines sistemas. Rizika paprastai yra maža, tačiau vis tiek erdvėlaivių paleidimas kartais atidedamas, jei numatomas stiprus meteorų lietus.

Meteorų ir meteoritų orbitos

Iki šiol sovietų ir užsienio stebėtojai yra išleidę kelis meteorų spindulių ir orbitų katalogus, kurių kiekviename yra keli tūkstančiai meteorų. Taigi jų statistinei analizei medžiagos yra daugiau nei pakankamai.

Vienas iš svarbiausių šios analizės rezultatų yra tai, kad beveik visi meteoroidai priklauso Saulės sistemai ir nėra ateiviai iš tarpžvaigždinių erdvių. Štai kaip tai parodyti.

Net jei meteoro kūnas atkeliautų pas mus iš pačių Saulės sistemos ribų, jo greitis Saulės atžvilgiu Žemės orbitos atstumu bus lygus paraboliniam greičiui šiuo atstumu, kuris kelis kartus didesnis nei apskritimo. . Žemė juda beveik apskritimu 30 km/s greičiu, todėl parabolinis greitis žemės orbitos srityje yra 30=42 km/s. Net jei meteoroidas skris link Žemės, jo greitis Žemės atžvilgiu bus lygus 30+42=72 km/s. Tai yra viršutinė meteorų geocentrinio greičio riba.

Kaip nustatoma jo apatinė riba? Tegul meteoro kūnas juda šalia Žemės savo orbita tokiu pat greičiu kaip ir Žemė. Tokio kūno geocentrinis greitis iš pradžių bus artimas nuliui. Tačiau palaipsniui, veikiama Žemės gravitacijos, dalelė pradės kristi į Žemę ir įsibėgės iki gerai žinomo antrojo kosminio greičio – 11,2 km/s. Tokiu greičiu jis pateks į Žemės atmosferą. Tai yra apatinė meteorų greičio už atmosferos riba.

Sunkiau nustatyti meteoritų orbitas. Jau sakėme, kad meteoritų kritimas yra itin retas ir, be to, nenuspėjamas reiškinys. Niekas iš anksto negali pasakyti, kada ir kur meteoritas nukris. Atsitiktinių kritimo liudininkų parodymų analizė duoda itin mažą spinduliuotės nustatymo tikslumą, o greičio nustatyti tokiu būdu visiškai neįmanoma.

Tačiau 1959 m. balandžio 7 d. kelios Čekoslovakijos meteorologijos tarnybos stotys nufotografavo ryškų ugnies kamuoliuką, kuris baigėsi kelių Pribramo meteorito fragmentų kritimu. Šio meteorito atmosferos trajektorija ir orbita Saulės sistemoje buvo tiksliai apskaičiuoti. Šis įvykis įkvėpė astronomus. JAV prerijose buvo organizuotas stočių tinklas, aprūpintas tokio paties tipo fotoaparatais, ypač skirtas šaudyti ryškiais ugnies kamuoliais. Jie tai pavadino Prairie Web. Kitas stočių tinklas – Europos – buvo dislokuotas Čekoslovakijos, VDR ir VFR teritorijoje.

Prerijų tinklas per 10 darbo metų užfiksavo 2500 ryškių ugnies kamuolių skrydį. Amerikiečių mokslininkai tikėjosi, kad, tęsdami žemyn nukreiptas trajektorijas, pavyks rasti bent dešimtis nukritusių meteoritų.

Jų lūkesčiai nepasiteisino. Tik vienas (!) iš 2500 ugnies kamuolių baigėsi 1970 m. sausio 4 d., nukritus Lost City meteoritui. Po septynerių metų, kai Prairie Network nebeveikė, meteorito „Inisfree“ skrydis buvo nufotografuotas iš Kanados. Tai atsitiko 1977 m. vasario 5 d. Iš Europos ugnies kamuolių nė vienas (po Pribramo) baigėsi meteorito iškritimu. Tuo tarpu tarp nufotografuotų ugnies kamuolių daugelis buvo labai ryškūs, daug kartų šviesesni už pilnatį. Tačiau meteoritai neiškrito po jų praėjimo. Ši paslaptis buvo išspręsta aštuntojo dešimtmečio viduryje, kurią aptarsime toliau.

Taigi, kartu su daugybe tūkstančių meteoritų orbitų turime tik tris (!) tikslias meteoritų orbitas. Prie jų galime pridėti kelias dešimtis apytikslių orbitų, apskaičiuotų I. S. Astapovičiaus, A. N. Simonenkos, V. I. Cvetkovo ir kitų astronomų, remiantis liudininkų parodymų analize.

Atliekant meteorų orbitų elementų statistinę analizę, reikia atsižvelgti į keletą selektyvių veiksnių, lemiančių, kad vieni meteorai stebimi dažniau nei kiti. Taigi, geometrinis veiksnysP 1 nustato santykinį meteorų su skirtingais spinduliavimo zenito atstumais matomumą. Radaro užfiksuotiems meteorams (vadinamieji radijo meteorai), svarbu yra radijo bangų atspindžio geometrija nuo jonų-elektronų pėdsakų ir antenos spinduliavimo modelis. Fizinis faktorius P 2 nustato meteoro matomumo priklausomybę nuo greičio. Būtent, kaip matysime vėliau, kuo didesnis meteoroido greitis, tuo ryškesnis meteoras bus stebimas. Meteoro ryškumas, stebimas vizualiai arba užfiksuotas fotografuojant, yra proporcingas 4 arba 5 greičio laipsniai. Tai reiškia, kad, pavyzdžiui, 60 km/s greičio meteoras bus 400-1000 kartų šviesesnis už 15 km/s greitį (jei juos generuojančių meteoroidų masės bus lygios). Radijo meteorų atveju yra panaši atspindėto signalo intensyvumo (meteoro radijo ryškumo) priklausomybė nuo greičio, nors ji yra sudėtingesnė. Galiausiai yra daugiau astronominis faktorius P 3 , kurios prasmė ta, kad Žemės susitikimas su meteorų dalelėmis, judančiomis Saulės sistemoje skirtingomis orbitomis, turi skirtingą tikimybę.

Atsižvelgus į visus tris veiksnius, galima sukonstruoti meteorų pasiskirstymą pagal jų orbitos elementus, pakoreguotą pagal selektyvų poveikį.

Visi meteorai skirstomi į in-line, y., priklausantys žinomiems meteorų lietų, ir atsitiktinis, meteoro fono komponentai. Riba tarp jų tam tikru mastu yra sąlyginė. Yra žinoma apie dvidešimt didelių meteorų liūčių. Jie vadinami lotyniškais žvaigždynų, kuriuose yra spinduliuotė, pavadinimais: Perseidai, Lyridai, Orionidai, Vandeniai, Geminidai. Jei tam tikrame žvaigždyne skirtingu laiku veikia du ar daugiau meteorų lietų, jie žymimi artimiausia žvaigžde: (-Akvaridai, -Akvaridai, -Perseidai ir kt.

Bendras meteorų liūčių skaičius yra daug didesnis. Taigi A. K. Terentjevos kataloge, sudarytame remiantis fotografiniais ir geriausiais vaizdiniais stebėjimais iki 1967 m., yra 360 meteorų liūčių. Iš 16 800 radijo meteorų orbitų analizės V. N. Lebedinecas, V. N. Korpusovas ir A. K. Sosnova nustatė 715 meteorų srautų ir asociacijų (meteorų asociacija – tai meteorų orbitų grupė, kurios genetinis artumas nustatytas mažiau patikimai nei 2000 m. meteorų lietus).

Daugelio meteorų lietaus atveju jų genetinis ryšys su kometomis buvo patikimai nustatytas. Taigi kasmet lapkričio viduryje stebimo Leonido meteorų srauto orbita praktiškai sutampa su 1866 m. kometos orbita. I. Kartą per 33 metus Liūto žvaigždyne stebimas įspūdingas meteorų lietus su spinduliu. Intensyviausios liūtys buvo stebimos 1799, 1832 ir 1866 metais. Tada per du laikotarpius (1899-1900 ir 1932-1933) meteorų lietaus nebuvo. Matyt, Žemės padėtis jos susitikimo su srautu laikotarpiu buvo nepalanki stebėjimams – ji nepraėjo per tankiausią spiečiaus dalį. Tačiau 1966 metų lapkričio 17 dieną Leonido meteorų lietus pasikartojo. Ją stebėjo JAV astronomai ir žiemotojai iš 14 sovietinių poliarinių stočių Arktyje, kur tuo metu buvo poliarinė naktis (pagrindinėje SSRS teritorijoje tuo metu buvo diena). Meteorų skaičius siekė 100 000 per valandą, tačiau meteorų lietus truko tik 20 minučių, kai tuo tarpu 1832 ir 1866 m. tai tęsėsi kelias valandas. Tai galima paaiškinti dvejopai: arba spiečius susideda iš atskirų įvairaus dydžio spiečių-debesų ir Žemė skirtingais metais pereina per vienus ar kitus debesis, arba 1966 metais Žemė spiečius kirto ne skersmeniu, o išilgai nedidelio. akordas. Kometa 1866 Taip pat turiu 33 metų orbitos periodą, dar labiau patvirtinantį jo, kaip spiečiaus pirmtakės kometos, vaidmenį.

Panašiai kometa 1862 m III yra rugpjūčio Perseidų meteorų lietaus protėvis. Skirtingai nei Leonidai, Perseidai negamina meteorų lietaus. Tai reiškia, kad spiečiaus medžiaga daugiau ar mažiau tolygiai pasiskirsto savo orbitoje. Todėl galima daryti prielaidą, kad perseidai yra „senesnis“ meteorų potvynis nei Leonidai.

Palyginti neseniai susiformavo Drakonidų meteorų lietus, kuris 1933 m. spalio 9–10 d. ir 1946 m. Šio srauto protėvis yra kometa Giacobini-Zinner (1926 m VI). Jo laikotarpis yra 6,5 ​​metų, todėl meteorų lietus buvo stebimas kas 13 metų (du kometos periodai beveik tiksliai atitinka 13 Žemės apsisukimų). Tačiau nei 1959 m., nei 1972 m. Drakonidų meteorų lietus nebuvo pastebėtas. Per šiuos metus Žemė toli praėjo nuo spiečiaus orbitos. 1985 m. prognozė buvo palankesnė. Išties, spalio 8-osios vakarą Tolimuosiuose Rytuose buvo stebimas įspūdingas meteorų lietus, nors skaičiumi ir trukme jis buvo prastesnis už 1946 metų lietų. Didžiojoje mūsų šalies teritorijos dalyje buvo diena, tačiau astronomai Dušanbė ir Kazanė stebėjo meteorų srautą naudodami radarų įrenginius.

1846 metais astronomų akyse į dvi dalis subyrėjusi Biela kometa 1872 metais nebestebėta, tačiau astronomai išvydo du galingus meteorų lietų – 1872 ir 1885 metais. Šis upelis buvo vadinamas Andromeda (pagal žvaigždyną) arba Bielida (pagal kometą). Deja, visą šimtmetį tai nepasikartojo, nors šios kometos revoliucijos laikotarpis taip pat yra 6,5 ​​metų. Bielos kometa yra viena iš dingusių – ji nebuvo pastebėta jau 130 metų. Labiausiai tikėtina, kad jis tikrai subyrėjo, todėl prasidėjo Andromedid meteorų lietus.

Su garsiąja Halley kometu siejami du meteorų lietus: gegužę pastebėti Vandeniai (spindi Vandenyje) ir orionidai, pastebėti spalį (spindintys Orione). Tai reiškia, kad Žemės orbita su kometos orbita susikerta ne viename taške, kaip dauguma kometų, o dviejuose. Dėl Halley kometos artėjimo prie Saulės ir Žemės 1986 m. pradžioje astronomų ir astronomų mėgėjų dėmesį patraukė šie du srautai. 1986 m. gegužę SSRS įvykusio Vandenio lietaus stebėjimai patvirtino jo aktyvumą, kai vyrauja ryškūs meteorai.

Taigi iš nustatytų ryšių tarp meteorų lietaus ir kometų išplaukia svarbi kosmogoninė išvada: upelių meteorų kūnai yra ne kas kita, kaip kometų naikinimo produktai. Kalbant apie sporadinius meteorus, tai greičiausiai jie yra iširusių upelių liekanos. Iš tiesų, meteorų dalelių trajektoriją stipriai veikia planetų, ypač Jupiterio grupės milžiniškų planetų, trauka. Planetų trikdžiai veda prie išsisklaidymo, o vėliau ir iki visiško srauto nykimo. Tiesa, šis procesas trunka tūkstančius, dešimtis ir šimtus tūkstančių metų, tačiau veikia nuolat ir nenumaldomai. Visas meteorų kompleksas palaipsniui atnaujinamas.

Pereikime prie meteorų orbitų pasiskirstymo pagal jų elementų reikšmes. Visų pirma, atkreipiame dėmesį į svarbų faktą, kad šie paskirstymai skirtinga fotometodu (fotometeorai) ir radaru (radiometrai) užfiksuotiems meteorams. Taip yra todėl, kad radaro metodas leidžia registruoti daug silpnesnius meteorus nei fotografuojant, o tai reiškia, kad šio metodo duomenys (atsižvelgiant į fizikinį faktorių) vidutiniškai nurodo daug mažesnius kūnus nei fotografinio duomenys. metodas. Ryškūs meteorai, kuriuos galima fotografuoti, atitinka kūnus, kurių masė didesnė nei 0,1 g, o radijo meteorai, surinkti į B. L. Kaščejevo, V. N. Lebedinto ir M. F. Lagutino katalogą, atitinka kūnus, kurių masė 10 -3 ~ 10 - 4 m.

Šio katalogo meteorų orbitų analizė parodė, kad visą meteorų kompleksą galima suskirstyti į du komponentus: plokščią ir sferinį. Į sferinį komponentą įeina orbitos su savavališkais polinkiais į ekliptiką, kuriose vyrauja orbitos su dideliais ekscentricitetais ir pusiau ašimis. Plokščiasis komponentas apima orbitas su mažais polinkiais ( i < 35°), небольшими размерами (a< 5 a. e.) ir gana didelius ekscentriškumus. 1966 metais V. N. Lebedinetsas iškėlė hipotezę, kad meteorų kūnai, turintys sferinį komponentą, susidaro dėl ilgo periodo kometų irimo, tačiau jų orbitos, veikiant Poynting-Robertson efektui, labai pasikeičia.

Šis poveikis yra toks. Smulkias daleles labai efektyviai veikia ne tik Saulės trauka, bet ir lengvas slėgis. Kodėl lengvas slėgis veikia būtent mažas daleles, aišku iš toliau pateiktų dalykų. Saulės spindulių slėgis yra proporcingas paviršiaus plotas dalelė arba jos spindulio kvadratas, o Saulės trauka yra jos masė arba galiausiai jos masė tūris, y. spindulio kubas. Šviesos slėgio (tiksliau, jo suteikiamo pagreičio) ir gravitacinės jėgos pagreičio santykis tokiu būdu bus atvirkščiai proporcingas dalelės spinduliui, o mažų dalelių atveju – didesnis.

Jei aplink Saulę sukasi maža dalelė, tai dėl šviesos ir dalelės greičių pridėjimo pagal lygiagretainio taisyklę šviesa šiek tiek kris į priekį (Skaitytojams, susipažinusiems su reliatyvumo teorija, šis aiškinimas gali kilti prieštaravimai: juk šviesos greitis neprilygsta šviesos šaltinio ar imtuvo greičiui, tačiau reikia atidžiai apsvarstyti šį reiškinį, taip pat kasmetinės žvaigždžių šviesos aberacijos reiškinį (tariamas žvaigždžių poslinkis į priekį). Žemės judėjimas) artimas jai gamtoje, reliatyvumo teorijos rėmuose veda prie to paties rezultato. į dalelę krintančio pluošto krypties pasikeitimą dėl jos perėjimo iš vienos atskaitos sistemos į kitą.) ir bus. šiek tiek sulėtinti jo judėjimą aplink Saulę. Dėl to dalelė labai švelnia spirale pamažu artės prie Saulės, jos orbita deformuosis. Šį efektą 1903 metais kokybiškai aprašė J. Poyntingas, o matematiškai pagrindė G. Robertsonas 1937 m. Su šio poveikio apraiškomis susidursime ne kartą.

Remdamasis meteorų kūnų, turinčių sferinį komponentą, orbitų elementų analize, V. N. Lebedinetsas sukūrė tarpplanetinių dulkių evoliucijos modelį. Jis apskaičiavo, kad norint išlaikyti šio komponento pusiausvyrą, ilgo periodo kometos kasmet turėtų išmesti vidutiniškai 10 15 g dulkių. Tai palyginti mažos kometos masė.

Kalbant apie plokščiojo komponento meteorų kūnus, jie, matyt, susidaro dėl trumpalaikių kometų irimo. Tačiau dar ne viskas aišku. Šių kometų tipinės orbitos skiriasi nuo plokščiojo komponento meteorų orbitų (kometos turi didelius perihelio atstumus ir mažesnius ekscentriškumus), o jų transformacijos negalima paaiškinti Poynting-Robertson efektu. Mes nežinome apie kometas su tokiomis orbitomis kaip aktyvūs Geminidų, Arietidų, Vandenių ir kitų meteorų lietus. Tuo tarpu plokščiajam komponentui papildyti būtina, kad kartą per kelis šimtus metų susidarytų viena nauja tokio tipo orbita kometa. Tačiau šios kometos yra labai trumpaamžės (daugiausia dėl mažų perihelio atstumų ir trumpų orbitos periodų), ir galbūt todėl į mūsų regėjimo lauką dar nepateko nė vienos tokios kometos.

Amerikiečių astronomų F. Whipple'o, R. McCroskey ir A. Posen atlikta fotometeorų orbitų analizė parodė gerokai skirtingus rezultatus. Dauguma didelių meteoroidų (kurių masė didesnė nei 1 g) juda orbitomis, panašiomis į trumpalaikių kometų orbitas. a < 5 а. е., i< 35° e> 0,7). Maždaug 20 % šių kūnų orbitos yra artimos ilgalaikių kometų orbitoms. Matyt, kiekvienas tokio dydžio meteorų kūnų komponentas yra atitinkamų kometų irimo produktas. Perkeliant į mažesnius kūnus (iki 0,1 g), pastebimai padidėja mažų dydžių orbitų skaičius (a< 2 a. e.). Tai atitinka faktą, kurį atrado sovietų mokslininkai, kad tokios orbitos vyrauja plokščiojo komponento radijo meteoruose.

Dabar pažiūrėkime į meteoritų orbitas. Kaip jau minėta, tikslios orbitos nustatytos tik trims meteoritams. Jų elementai pateikti lentelėje. vienas ( v yra greitis, kuriuo meteoritas patenka į atmosferą, q, q" - atstumai nuo Saulės perihelyje ir afelyje).

Stebina glaudus Lost City ir Inisfree meteorito orbitų panašumas ir tam tikras skirtumas nuo jų Pribramo meteorito orbitoje. Tačiau svarbiausia, kad visi trys meteoritai afelyje kerta vadinamąją asteroidų juostą (mažosios planetos), kurios ribos sąlyginai atitinka 2,0-4,2 AU atstumus. e. Visų trijų meteoritų orbitos polinkiai yra maži, skirtingai nei daugumos mažų meteoroidų.

Bet gal tai tik sutapimas? Juk trys orbitos – per mažai medžiagos statistikai ir bet kokioms išvadoms. A. N. Simonenko 1975–1979 m ištyrė daugiau nei 50 meteoritų orbitų, nustatytų apytiksliu metodu: radiantas nustatytas pagal liudininkų parodymus, o įėjimo greitis – pagal radianto vietą, palyginti su viršūnė(Dangaus sferos taškas, į kurį šiuo metu savo orbitoje nukreiptas Žemės judėjimas). Akivaizdu, kad artėjančių (greitų) meteoritų spinduliuotė turėtų būti ne toli nuo viršūnės, o aplenkiant (lėtus) meteoritus - šalia dangaus sferos taško, priešingo viršūnei - antiapex.

1 lentelė. Trijų meteoritų tikslių orbitų elementai

Paaiškėjo, kad visų 50 meteoritų spinduliuotės yra sugrupuotos aplink antiapeksą ir negali būti nuo jos atskirtos toliau nei 30-40 o. Tai reiškia, kad visi meteoritai vejasi, kad jie juda aplink Saulę į priekį (kaip ir Žemė bei visos planetos) ir jų orbitos polinkis į ekliptiką negali viršyti 30-40°.

Pripažinkime, ši išvada nėra griežtai pagrįsta. Skaičiuodamas 50 meteoritų orbitų elementus, A. N. Simonenko rėmėsi anksčiau jos ir B. Yu Levino suformuluota prielaida, kad meteoritus formuojančių kūnų patekimo į Žemės atmosferą greitis negali viršyti 22 km/s. Ši prielaida pirmiausia buvo pagrįsta B. Yu. Levino teorine analize, kuri dar 1946 m. parodė, kad dideliu greičiu į atmosferą patekęs meteoroidas turi būti visiškai sunaikintas (dėl garavimo, trupinimo, tirpimo) ir neiškrenta meteorito pavidalu. Šią išvadą patvirtino Prerijų ir Europos ugnies kamuolių tinklų stebėjimų rezultatai, kai nė vienas iš didelių meteoroidų, atskridusių didesniu nei 22 km/s greičiu, neiškrito meteorito pavidalu. Pribramo meteorito greitis, kaip matyti iš lentelės. 1 yra arti šios viršutinės ribos, bet vis tiek jos nepasiekia.

Atsižvelgdami į 22 km/s vertę kaip viršutinę meteoritų patekimo greičio ribą, mes jau iš anksto nustatome, kad tik lenkiantys meteoroidai gali pralaužti „atmosferos barjerą“ ir nukristi į Žemę kaip meteoritai. Ši išvada reiškia, kad tie meteoritai, kuriuos renkame ir tiriame savo laboratorijose, judėjo Saulės sistemoje griežtai apibrėžtos klasės orbitomis (jų klasifikacija bus aptarta vėliau). Bet tai visai nereiškia, kad jie išsekina visą Saulės sistemoje judančių vienodo dydžio ir masės (ir galbūt tokios pat struktūros ir sudėties, nors tai visai nebūtina) kūnų kompleksą. Gali būti, kad daugelis kūnų (ir net dauguma jų) juda visiškai skirtingomis orbitomis ir tiesiog negali prasibrauti pro Žemės „atmosferos barjerą“. Panašu, kad tokią išvadą patvirtina nežymus kritusių meteoritų procentas, palyginti su abiejų ugnies kamuolių tinklų nufotografuotų ryškių ugnies kamuolių skaičiumi (apie 0,1 %). Tačiau mes darome kitokias išvadas, jei pasirenkame kitus stebėjimų analizės metodus. Vienas iš jų, pagrįstas meteoroidų tankio nustatymu iš jų sunaikinimo aukščio, bus aptartas toliau. Kitas metodas pagrįstas meteoritų ir asteroidų orbitų palyginimu. Kadangi meteoritas nukrito į Žemę, akivaizdu, kad jo orbita susikirto su Žemės orbita. Iš visos žinomų asteroidų masės (apie 2500) tik 50 turi orbitas, kurios kerta Žemės orbitą. Visi trys meteoritai, turintys tikslią orbitą ties afeliu, kirto asteroidų juostą (5 pav.). Jų orbitos yra artimos Amūro ir Apolono grupių asteroidų orbitoms, skriejančių šalia Žemės orbitos arba ją kertančių. Tokių asteroidų žinoma apie 80. Šių asteroidų orbitos paprastai skirstomos į penkias grupes: 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-mažos orbitos; V yra didelis orbitų pokrypis. Tarp grupių aš- II ir II- III pastebimi intervalai, vadinami Veneros ir Žemės liukais. Dauguma asteroidų (20) priklauso grupei III, bet taip yra dėl patogumo juos stebėti netoli perihelio, kai jie priartėja prie Žemės ir yra priešpriešoje Saulei.

Jei 51 mums žinomą meteoritų orbitą paskirstysime į tas pačias grupes, tai grupei galima priskirti 5 iš jų aš; 10 - į grupę II, 31 - į grupę III ir 5 – į grupę IV. Nė vienas meteoritas nepriklauso grupei V. Matyti, kad ir čia didžioji dauguma orbitų priklauso grupei III, nors čia netinka stebėjimo patogumo veiksnys. Tačiau nesunku suvokti, kad šios grupės asteroidų fragmentai į Žemės atmosferą turi patekti labai mažais greičiais, todėl atmosferoje turi patirti gana silpną sunaikinimą. Šiai grupei priklauso meteoritai Lost City ir Inisfree, o Pribramas – grupei II.

Visos šios aplinkybės kartu su kai kuriomis kitomis (pavyzdžiui, palyginus asteroidų ir meteoritų paviršių optines savybes) leidžia padaryti labai svarbią išvadą: meteoritai yra asteroidų fragmentai, ir ne bet kokie, o priklausantys. į Amūro ir Apolono grupes. Tai iš karto suteikia mums galimybę spręsti apie asteroidų sudėtį ir struktūrą remiantis meteoritų medžiagos analize, o tai yra svarbus žingsnis į priekį siekiant suprasti abiejų prigimtį ir kilmę.

Tačiau iš karto turime padaryti kitą svarbią išvadą: meteoritai turi kitos kilmės, nei kūnai, sukuriantys meteorų fenomeną: pirmieji – asteroidų fragmentai, antrieji – kometų skilimo produktai.

Ryžiai. 5. Meteoritų Pribramo, Lost City ir Inisfree orbitos. Pažymėti jų susitikimo su Žeme taškai

Taigi meteorai negali būti laikomi „mažais meteoritais“ – be terminų skirtumo tarp šių sąvokų, kuris buvo paminėtas knygos pradžioje (šios knygos autorius dar 1940 m. pasiūlė (kartu su G. O. Zateiščikovu) vadinti pats kosminis kūnas meteoras, ir „krentančios žvaigždės“ fenomenas – meteorų skrydis. Tačiau šis pasiūlymas, labai supaprastinęs meteorų terminologiją, nebuvo priimtas.), yra ir genetinis skirtumas tarp meteorų ir meteoritų reiškinį sukuriančių kūnų: jie formuojasi skirtingais būdais, dėl įvairių kūnų irimo. Saulės sistema.

Ryžiai. 6. Mažų kūnų orbitų pasiskirstymo koordinatėmis diagrama a-e

Taškai - Prairie tinklo ugnies kamuoliai; apskritimai - meteorų lietus (pagal V. I. Cvetkovą)

Meteoroidų kilmės klausimą galima spręsti ir kitaip. Sukurkime diagramą (6 pav.), išilgai vertikalios ašies nubraižydami orbitos pusiau pagrindinės ašies reikšmes a(arba 1/ a), a ant horizontalės – orbitos ekscentriškumas e. Pagal vertybes a, eŠioje diagramoje nubraižykime taškus, atitinkančius žinomų kometų, asteroidų, meteoritų, ryškių ugnies kamuolių, meteorų srautų ir įvairių klasių meteorų orbitas. Taip pat nubrėžkime dvi labai svarbias sąlygas atitinkančias linijas q=1 ir q" = 1. Akivaizdu, kad tarp šių linijų bus visi meteoroidų taškai, nes tik jų ribojamo regiono viduje realizuojama meteoroidų orbitos susikirtimo su Žemės orbita sąlyga.

Daugelis astronomų, pradedant F. Whipple'u, bandė surasti ir planuoti a- el. diagrama linijų pavidalu, kriterijai, ribojantys asteroidinių ir kometų tipų orbitas. Šiuos kriterijus palygino Čekoslovakijos meteorų tyrinėtojas L. Kresakas. Kadangi jie duoda panašius rezultatus, mes atlikome Fig. 6 viena vidutinė "kontaktinė linija" q"= 4.6. Virš ir į dešinę nuo jo yra kometos tipo orbitos, apačioje ir kairėje – asteroidinės. Šiame grafike nubrėžėme taškus, atitinkančius 334 lenktyninius automobilius iš R. McCrosky, K. Shao ir A. Posen katalogo. Matyti, kad dauguma taškų yra žemiau demarkacijos linijos. Virš šios linijos yra tik 47 iš 334 taškų (15 proc.), o šiek tiek pasislinkus į viršų, jų skaičius sumažės iki 26 (8 proc.). Šie taškai tikriausiai atitinka kometinės kilmės kūnus. Įdomu tai, kad daugelis taškų tarsi „priglunda“ prie linijos q = 1, o du taškai net išeina už ribojamo ploto. Tai reiškia, kad šių dviejų kūnų orbitos nekirto Žemės orbitos, o tik prasilenkė arti, tačiau Žemės gravitacija privertė šiuos kūnus ant jos kristi, todėl atsirado įspūdingas ryškių ugnies kamuolių reiškinys.

Galima dar kartą palyginti mažųjų Saulės sistemos kūnų orbitines charakteristikas. Statant a- e- diagramos, mes neatsižvelgėme į trečią svarbų orbitos elementą - jos polinkį į ekliptiką i. Įrodyta, kad kai kurie Saulės sistemos kūnų orbitų elementų deriniai, vadinami Jacobi konstanta ir išreikšti formule

kur a- Pusiau pagrindinė orbitos ašis astronominiuose vienetuose išlaiko savo vertę, nepaisant atskirų elementų pokyčių, kuriuos įtakoja pagrindinių planetų perturbacijos. Vertė U e turi tam tikro greičio reikšmę, išreikštą Žemės apskritimo greičio vienetais. Nesunku įrodyti, kad jis lygus kūno, kertančio Žemės orbitą, geocentriniam greičiui.

7 pav. Asteroidų orbitų pasiskirstymas (1), Prairie Network ugnies kamuoliai ( 2 ), meteoritai (3), kometos (4) ir meteorų lietus (3) pagal Jacobi konstantą U e ir pagrindinė ašis a

Sukurkime naują diagramą (7 pav.), brėždami Jacobi konstantą išilgai vertikalios ašies U e (be matmenų) ir atitinkamą geocentrinį greitį v 0 , ir išilgai horizontalios ašies - 1/ a. Nubraižykime ant jo taškus, atitinkančius Amūro ir Apolono grupių asteroidų, meteoritų, trumpalaikių kometų (ilgo periodo kometų viršija diagramą) ir McCrosky, Shao ir Posen katalogų ugnies kamuolius (bolidai yra pažymėtas kryželiais, atitinkančiais trapiausius kūnus, žr. toliau),

Iš karto galime pastebėti šias šių orbitų savybes. Ugnies kamuolių orbitos yra artimos Amūro ir Apolono grupių asteroidų orbitoms. Meteoritų orbitos taip pat artimos šių grupių asteroidų orbitoms, bet jiems 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. Tik Enkės kometa pateko į ugnies kamuolių orbitų tirštą (Yra I. T. Zotkino iškelta ir L. Kresako sukurta hipotezė, kad Tunguskos meteoritas yra Enkės kometos fragmentas. Plačiau žr. 4 skyriaus pabaigoje).

Apolono grupės asteroidų orbitų panašumas su kai kurių trumpalaikių kometų orbitomis ir ryškus jų skirtumas nuo kitų asteroidų orbitų privedė airių astronomą E. Epiką (pagal tautybę estą) 1963 metais prie netikėtos išvados. kad šie asteroidai yra ne mažos planetos, o „išdžiūvę“ kometų branduoliai . Iš tiesų, asteroidų Adonis, Sizifas ir 1974 MA orbitos yra labai artimos Encke kometai – vienintelei „gyvai“ kometai, kuri pagal savo orbitines charakteristikas gali būti priskirta „Apollo“ grupei. Tuo pačiu metu žinomos kometos, kurios išlaikė savo tipišką kometos išvaizdą tik pirmą kartą. Kometa Arend-Rigo jau 1958 m. (antrasis pasirodymas) buvo visiškai panaši į žvaigždę ir, jei ji buvo atrasta 1958 ar 1963 m., ją būtų galima priskirti asteroidų kategorijai. Tą patį galima pasakyti apie kometas Kulin ir Neuimin-1.

Epic teigimu, laikas, per kurį Encke kometos branduolys praranda visus lakiuosius komponentus, matuojamas tūkstančiais metų, o dinaminis jos egzistavimo laikas – milijonais metų. Todėl didžiąją savo gyvenimo dalį kometa turi praleisti „išdžiūvusioje“ būsenoje – „Apollo“ grupės asteroido pavidalu. Regis, Enkės kometa savo orbita juda ne daugiau kaip 5000 metų.

Geminidų meteorų lietus patenka į diagramą asteroidų srityje, o asteroidas Ikaras turi artimiausią orbitą. Geminidams kometos pirmtakė nežinoma. Anot Epic, Geminidų lietus yra kažkada egzistavusios tos pačios grupės kaip Encke kometos irimo rezultatas.

Nepaisant originalumo, Epiko hipotezė nusipelno rimto svarstymo ir kruopštaus patikrinimo. Tiesioginis tokio patikrinimo būdas yra Encke kometos ir Apollo grupės asteroidų tyrimas iš automatinių tarpplanetinių stočių.

Svarbiausias prieštaravimas minėtai hipotezei yra tai, kad ne tik akmeninių meteoritų (Pribram, Lost City, Inisfree), bet ir geležinių (Sikhote-Alin) orbitos yra artimos Apollo grupės asteroidų orbitoms. Tačiau šių meteoritų struktūros ir sudėties analizė (žr. toliau) rodo, kad jie susiformavo dešimčių kilometrų skersmens pirminių kūnų gelmėse. Mažai tikėtina, kad šie kūnai galėtų būti kometų branduoliai. Be to, žinome, kad meteoritai niekada nesusiję nei su kometomis, nei su meteorų lietumi. Todėl darome išvadą, kad tarp Apolono grupės asteroidų turėtų būti bent du pogrupiai: meteoritus formuojantys ir „išdžiūvę“ kometų branduoliai. Asteroidai gali būti priskirti pirmajam pogrupiui aš- Pirmiau minėtos IV klasės, išskyrus tokius asteroidus Man patinka Adonis ir Dedalas, turintys per daug vertės U e. Antrajam pogrupiui priklauso Ikaro tipo ir 1974 MA asteroidai (antrasis iš jų priklauso V klasė, Ikaras iš šios klasifikacijos iškrenta).

Taigi didelių meteoroidų kilmės klausimas dar negali būti laikomas iki galo išaiškintu. Tačiau prie jų prigimties grįšime vėliau.

Meteorinės medžiagos antplūdis į Žemę

Į Žemę nuolat krenta daugybė meteoroidų. O tai, kad dauguma jų atmosferoje išgaruoja arba suskyla į mažyčius grūdelius, nieko nekeičia: dėl meteoroidų iškritimo Žemės masė nuolat didėja. Bet kas yra šis Žemės masės padidėjimas? Ar tai gali turėti kosmogoninę reikšmę?

Norint įvertinti meteorinės medžiagos antplūdį į Žemę, reikia nustatyti, kaip atrodo meteoroidų masės pasiskirstymas, kitaip tariant, kaip meteoroidų skaičius kinta priklausomai nuo masės.

Jau seniai nustatyta, kad meteoroidų pasiskirstymas pagal masę išreiškiamas tokiu galios dėsniu:

N m= N 0 M - S,

kur N 0 - vienetinės masės meteorinių kūnų skaičius, N m - masės kūnų skaičius M ir dar S yra vadinamasis integralinis masės indeksas. Ši vertė buvo ne kartą nustatyta įvairiems meteorų lietui, atsitiktiniams meteoritams, meteoritams ir asteroidams. Jo reikšmės daugeliui apibrėžimų pateiktos Fig. 8, pasiskolintas iš garsaus Kanados meteorų tyrinėtojo P. Millmano. Kada S=1 meteorinių kūnų atnešamas masės srautas yra vienodas bet kuriais vienodais masės logaritmo intervalais; jeigu S>1, tai didžiąją masės srauto dalį tiekia maži kūnai, jei S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина Sįgauna skirtingas vertes skirtinguose masės diapazonuose, tačiau vidutinisS=1. Vaizdiniams ir fotografiniams meteorams per daug duomenų S\u003d 1,35, ugnies kamuoliams, pasak R. McCrosky, S=0,6. Mažų dalelių srityje (M<10 -9 г) S taip pat sumažėja iki 0,6.

Ryžiai. 8. Pakeiskite parametrą Ssu mažų Saulės sistemos kūnų mase (pagal P. Millmaną)

1 - Mėnulio krateriai; 2- meteorų dalelės (palydovo duomenys); 3 - meteorai; 4 - meteoritai; 5 - asteroidai

Vienas iš būdų tirti mažų meteorų dalelių masės pasiskirstymą yra tirti mikrokraterius ant specialiai tam skirtų paviršių tarpplanetinėje erdvėje arba Mėnulyje, nes buvo įrodyta, kad visi maži ir didžioji dauguma didžiųjų Mėnulio kraterių yra veikiami. meteorito kilmė. Nuo kraterio skersmens D prie juos sudariusių kūnų masės verčių gaunama pagal formulę

D= km 1/ b,

kur cgs sistemoje k= 3,3, mažiems kūnams (10–4 cm ar mažiau) b=3, dideliems kėbulams (iki metro) b=2,8.

Tačiau reikia nepamiršti, kad mikrokrateriai Mėnulio paviršiuje gali būti sunaikinti dėl įvairių erozijos formų: meteorito, nuo saulės vėjo, terminio destrukcijos. Todėl jų stebimas skaičius gali būti mažesnis nei susiformavusių kraterių skaičius.

Derinant visus meteorinės medžiagos tyrimo metodus: mikrokraterių skaičiavimą erdvėlaiviuose, meteorų dalelių skaitiklių rodmenis palydovuose, radarą, vizualinius ir fotografinius meteorų stebėjimus, meteoritų kritimų skaičiavimą, asteroidų statistiką, galima sudaryti apibendrintą pasiskirstymo grafiką. meteoroidų masės ir apskaičiuokite bendrą meteorinės medžiagos antplūdį į žemę. Pateikiame grafiką (9 pav.), kurį V. N. Lebedints sudarė remiantis daugybe stebėjimų serijomis įvairiais metodais įvairiose šalyse, taip pat apibendrinančiomis ir teorinėmis kreivėmis. Ištisine linija pavaizduotas V. N. Lebedinto priimtas paskirstymo modelis. Atkreipiamas dėmesys į šios kreivės pertrauką M=10 -6 g ir pastebimas įlinkis masės intervale 10 -11 -10 -15 g.

Ši deformacija paaiškinama jau žinomu Poynting-Robertson efektu. Kaip žinome, lengvas slėgis sulėtina labai mažų dalelių (jų matmenys yra 10–4–10–5 cm) judėjimą orbitoje ir priverčia jas palaipsniui iškristi į Saulę. Todėl šiame masių diapazone kreivė turi nuokrypį. Net mažesnių dalelių skersmuo yra panašus į šviesos bangos ilgį arba mažesnis už šviesos bangos ilgį, o šviesos slėgis jų neveikia: dėl difrakcijos reiškinio šviesos bangos jas apeina nedarydami slėgio.

Pereikime prie bendros masės srauto įvertinimo. Norime nustatyti šį antplūdį masės intervale nuo M 1 iki M 2 ir M 2 > M 1 Tada iš aukščiau parašyto masės pasiskirstymo dėsnio išplaukia, kad masės Ф m antplūdis yra lygus:

adresu S 1

adresu S=1

Ryžiai. 9 pav. Meteoroidų pasiskirstymas pagal masę (pagal V. N. Lebedintsą) „Nukritimas“ masės diapazone 10 -11 -10 -15 g siejamas su Poynting-Robertson efektu; N-dalelių skaičius kvadratiniame metre per sekundę iš dangaus pusrutulio

Šios formulės turi daugybę nuostabių savybių. Būtent, pas S=1 masės srautas Ф m priklauso tik nuo masių santykio M 2 M 1(duota Nr) ; adresu S<1 ir M 2 >> M 1 f m priklauso praktiškai tik nuo reikšmės didesnė masė M2 ir nepriklauso nuo M 1 ; adresu S>1 ir M 2 > M 1 srautas F m priklauso praktiškai tik nuo reikšmės mažesnė masėM 1 ir nepriklauso nuo M 2Šios masės antplūdžio formulių ir kintamumo savybės S, parodyta pav. 8, aiškiai parodykite, kaip pavojinga nustatyti vidutinę vertę S ir ištiesinkite pasiskirstymo kreivę Fig. 9, ką kai kurie tyrinėtojai jau bandė padaryti. Masės pritekėjimas turi būti skaičiuojamas tam tikrais intervalais, tada sumuojant rezultatus.

2 lentelė. Meteorinės medžiagos antplūdžio į Žemę įverčiai remiantis astronominiais duomenimis

Įvairūs mokslininkai, taikydami skirtingus analizės metodus, gavo skirtingus vertinimus, tačiau nedaug skyrėsi vienas nuo kito. Lentelėje. 2 lentelėje pateikti pagrįstiausi įverčiai per pastaruosius 20 metų.

Kaip matote, šių įverčių kraštutinės vertės skiriasi beveik 10 kartų, o paskutiniai du įverčiai - 3 kartus. Tačiau V. N. Lebedinets jo gautą skaičių laiko tik labiausiai tikėtinu ir nurodo kraštutines galimas masės įtekėjimo ribas (0,5-6) 10 4 t/metus. Meteorinės medžiagos antplūdžio į Žemę įvertinimo patikslinimas yra artimiausios ateities užduotis.

Be astronominių metodų šiam svarbiam kiekiui nustatyti, yra ir kosmocheminių metodų, pagrįstų kosmogeninių elementų kiekio skaičiavimais tam tikrose nuosėdose, būtent giliavandenėse nuosėdose: dumbluose ir raudonuosiuose moliuose, ledynuose ir sniego nuosėdose Antarktidoje, Grenlandijoje ir Kitos vietos. Dažniausiai nustatomas geležies, nikelio, iridžio, osmio, anglies izotopų 14 C, helio 3 He, aliuminio 26 A1, chloro 38 C kiekis. l, kai kurie argono izotopai. Norint apskaičiuoti masės antplūdį šiuo metodu, nustatomas bendras tiriamo elemento kiekis paimtame mėginyje (šerdyje), tada atimamas vidutinis to paties elemento arba izotopo kiekis sausumos uolienose (vadinamasis žemės fonas). iš jo. Gautas skaičius padauginamas iš šerdies tankio, iš sedimentacijos greičio (t. y. tų telkinių, iš kurių buvo paimta šerdis, kaupimosi) ir iš Žemės paviršiaus ploto ir padalytas iš santykinio jo kiekio. elementas labiausiai paplitusioje meteoritų klasėje – chondrituose. Tokio skaičiavimo rezultatas – meteorinės medžiagos antplūdis į Žemę, tačiau nulemtas kosmocheminėmis priemonėmis. Pavadinkime tai FK.

Nors kosmocheminis metodas naudojamas daugiau nei 30 metų, jo rezultatai prastai sutampa tarpusavyje ir su astronominiu metodu gautais rezultatais. Tiesa, J. Barkeris ir E. Andersas, Ramiojo vandenyno dugne išmatavę iridžio ir osmio kiekį giliavandeniuose moliuose, gautuose 1964 ir 1968 m. masinio pritekėjimo įverčiai (5 - 10) 10 4 t/metus, o tai artima didžiausiems astronominiu metodu gautiems įverčiams. 1964 m. O. Schaefferis su bendradarbiais iš helio-3 kiekio tuose pačiuose moliuose nustatė 4 10 4 t/metų masės įtekėjimo vertę. Tačiau chloro-38 vertė taip pat buvo 10 kartų didesnė. E. V. Sobotovičius ir jo bendradarbiai dėl osmio kiekio raudonuosiuose moliuose (iš Ramiojo vandenyno dugno) gavo FK = 10 7 t/metus, o dėl to paties osmio kiekio Kaukazo ledynuose - 10 6 t/metus. Indijos tyrinėtojai D. Lal ir V. Venkatavaradan apskaičiavo Fc = 4 10 6 t/metus pagal aliuminio-26 kiekį giliavandenėse nuosėdose, o J. Brokas ir J. Picciotto apskaičiavo pagal nikelio kiekį Antarktidos sniego telkiniuose. - (4-10) 10 6 t/metus.

Kokia yra tokio mažo kosmocheminio metodo tikslumo, dėl kurio atsiranda trijų dydžių neatitikimų, priežastis? Galimi šie šio fakto paaiškinimai:

1) išmatuotų elementų koncentracija daugumoje meteorinių medžiagų (kuri, kaip matėme, daugiausia yra kometinės kilmės) skiriasi nuo priimtos chondritų;

2) yra procesai, į kuriuos neatsižvelgiame, kurie padidina išmatuojamų elementų koncentraciją dugno nuosėdose (pavyzdžiui, povandeninis vulkanizmas, dujų išsiskyrimas ir pan.);

3) neteisingai nustatytas sedimentacijos greitis.

Akivaizdu, kad kosmocheminius metodus dar reikia tobulinti. Todėl vadovausimės astronominių metodų duomenimis. Priimkime autoriaus gautą meteorinės medžiagos antplūdžio įvertį ir pažiūrėkime, kiek šios medžiagos iškrito per visą Žemės, kaip planetos, egzistavimo laiką. Metinį antplūdį (5 10 4 t) padauginus iš Žemės amžiaus (4,6 10 9 m.), per visą šį laikotarpį gauname maždaug 2 10 14 t. Prisiminkite, kad Žemės masė yra 6 10 21 tona. Mūsų apskaičiuotas padidėjimas yra nereikšminga dalis (viena trisdešimt milijono dalis) Žemės masės. Tačiau jei priimsime V. N. Lebedinto gautą meteorinės medžiagos antplūdžio įvertį, ši dalis sumažės iki šimto milijoninės dalies. Žinoma, šis padidėjimas neturėjo jokio vaidmens Žemės vystymuisi. Tačiau ši išvada susijusi su šiuolaikiniu laikotarpiu. Anksčiau, ypač ankstyvosiose Saulės sistemos ir Žemės, kaip planetos, evoliucijos stadijose, priešplanetinio dulkių debesies likučių ir didesnių fragmentų iškritimas ant jos neabejotinai turėjo reikšmingą vaidmenį ne tik didinant debesų masę. žemę, bet ir jos šildymą. Tačiau šio klausimo čia nenagrinėsime.

Meteoritų struktūra ir sudėtis

Meteoritai dažniausiai skirstomi į dvi grupes pagal jų aptikimo būdą: kritimus ir radinius. Kritimai yra meteoritai, pastebėti kritimo metu ir pakelti iškart po jo. Radiniai – tai meteoritai, rasti atsitiktinai, kartais kasinėjimų ir lauko darbų metu arba pėsčiųjų žygių, ekskursijų metu ir pan. (Rastas meteoritas turi didelę vertę mokslui. Todėl nedelsiant siunčiamas į SSRS akademijos Meteoritų komitetą). Mokslai: Maskva , 117312, M. Uljanova g., 3. Radusiems meteoritą išmokamas piniginis prizas.Jei meteoritas labai didelis, reikia jį nulaužti ir atsiųsti nedidelį gabalėlį.Prieš gaunant Meteoritų komiteto pranešimu arba kol atvyks Komiteto atstovas, kosminės kilmės įtariamo akmens jokiu būdu negalima skaldyti, išdalinti, sugadinti. Būtina imtis visų priemonių šiam akmeniui išsaugoti arba akmenys, jei surinkti keli, taip pat prisiminti ar pažymėti radinių vietas.)

Pagal savo sudėtį meteoritai skirstomi į tris pagrindines klases: akmeninius, akmeninius-geležinius ir geležinius. Jų statistikai atlikti naudojami tik kritimai, nes radinių skaičius priklauso ne tik nuo kažkada nukritusių meteoritų skaičiaus, bet ir nuo atsitiktinių liudininkų dėmesio, kurį jie patraukia. Čia geležiniai meteoritai turi neabejotiną pranašumą: žmogus labiau linkęs atkreipti dėmesį į geležies gabalą, be to, neįprastos išvaizdos (išlydytą, su duobutėmis), nei į akmenį, kuris mažai skiriasi nuo įprastų akmenų.

Tarp kritimų 92% yra akmeniniai meteoritai, 2% yra akmeniniai geležies ir 6% yra geležies.

Dažnai meteoritai skrendant skyla į keletą (kartais labai daug) fragmentų, o tada meteorų lietus.Įprasta meteorų lietumi laikyti, kai vienu metu krinta šeši ar daugiau atskiros kopijos meteoritai (kaip įprasta į Žemę krentančius fragmentus vadinti kiekvieną atskirai, priešingai fragmentai, susidariusios sutraiškant meteoritus atsitrenkus į žemę).

Meteorų lietus dažniausiai būna akmeninis, tačiau retkarčiais iškrenta ir geležies meteorų lietus (pavyzdžiui, Sikhote-Alin, nukritęs 1947 m. vasario 12 d. Tolimuosiuose Rytuose).

Pereikime prie meteoritų struktūros ir sudėties aprašymo pagal tipus.

akmeniniai meteoritai. Labiausiai paplitusi akmeninių meteoritų klasė yra vadinamoji chondritai(žr. įskaitant). Jiems priklauso daugiau nei 90% akmeninių meteoritų. Šie meteoritai gavo savo pavadinimą iš apvalių grūdų - chondrus, iš kurių jie sudaryti. Vamzdžiai yra įvairių dydžių: nuo mikroskopinių iki centimetrų, jie sudaro iki 50% meteorito tūrio. Likusi medžiaga (tarpchondrinė) savo sudėtimi nesiskiria nuo chondrulių medžiagos.

Chondrulių kilmė dar neišaiškinta. Jie niekada nerandami sausumos mineraluose. Gali būti, kad chondrulės yra sustingę lašeliai, susidarę kristalizacijos metu meteorito medžiagai. Sausumos uolienose tokius grūdus turi sutraiškyti didžiulis aukščiau esančių sluoksnių slėgis, o meteoritai susidarė dešimčių kilometrų dydžio pirminių kūnų gelmėse (vidutinis asteroidų dydis), kur slėgis net centre yra santykinai. mažas.

Iš esmės chondritai susideda iš geležies ir magnio silikatų. Tarp jų pirmąją vietą užima olivinas ( Fe, Mg) 2 Si0 4 – sudaro 25–60 % šios klasės meteoritų medžiagos. Antroje vietoje yra hiperstenas ir bronzitas ( Fe, Mg) 2 Si2O6 (20-35%). Nikelio geležis (kamacitas ir taenitas) yra nuo 8 iki 21%, geležies sulfitas FeS - troilitas - 5%.

Chonditai skirstomi į keletą poklasių. Tarp jų išskiriami paprastieji, enstatitiniai ir anglies chondritai. Įprasti chondritai savo ruožtu skirstomi į tris grupes: H - su dideliu nikelio geležies kiekiu (16-21%), L-su žemu (apie 8%) ir LL-c yra labai mažas (mažiau nei 8%). Enstatito chondrituose pagrindiniai komponentai yra enstatitas ir klinoenstatitas. Mg2 Si 2 Q 6 , kurie sudaro 40–60 % visos sudėties. Enstatito chondritai taip pat išsiskiria dideliu kamacito (17-28%) ir troilito (7-15%) kiekiu. Juose taip pat yra plagioklazės. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - iki 5-10%.

Anglies chondritai išsiskiria. Jie išsiskiria tamsia spalva, dėl kurios ir gavo savo vardą. Tačiau tokią spalvą jiems suteikia ne padidėjęs anglies kiekis, o smulkiai susmulkinti magnetito grūdeliai. Fe3 O 4. Anglies chondrituose yra daug hidratuotų silikatų, tokių kaip montmorilonitas ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8, serpantinas Mg 6 ( Oi) 8 Si 4 O 10 ir dėl to daug surišto vandens (iki 20%). Anglies chondritams perėjus iš C tipo Aš rašau C III, hidratuotų silikatų dalis mažėja, ir jie užleidžia vietą olivinui, klinohiperstenui ir klinoenstatitui. Anglies medžiaga C tipo chondrituose Aš esu 8%, C II - 5%, C III – 2 proc.

Kosmogonistai mano, kad anglies chondritų medžiaga savo sudėtimi yra artimiausia pirminei priešplanetinio debesies medžiagai, kuri kadaise supo Saulę. Todėl šie labai reti meteoritai yra kruopščiai analizuojami, įskaitant izotopinę analizę.

Iš šviesių meteorų spektrų kartais galima nustatyti juos sukeliančių kūnų cheminę sudėtį. Geležies, magnio ir natrio kiekio santykio palyginimas Drakonidų upelio meteorų kūnuose ir įvairių tipų chondrituose, kurį 1974 metais atliko sovietų meteoritologas A. A. Yavnelis, parodė, kad į Drakonidų srautą patenkantys kūnai yra artimi. sudėtis iki anglies turinčių chondritų klasės su I. 1981 m. šios knygos autorius, tęsdamas savo tyrimus pagal A. A. Yavnelio metodą, įrodė, kad sporadiniai meteoroidai savo sudėtimi yra panašūs į chondritus C. Aš ir tie, kurie sudaro Perseidų srautą, priklauso C klasei III. Deja, duomenų apie meteorų spektrus, leidžiančius nustatyti juos sukeliančių kūnų cheminę sudėtį, vis dar nepakanka.

Kita akmeninių meteoritų klasė - achondritai- pasižymi chondrulių nebuvimu, mažu geležies ir jai artimų elementų (nikelio, kobalto, chromo) kiekiu. Yra keletas achondritų grupių, kurios skiriasi pagrindiniais mineralais (ortoenstatitas, olivinas, ortopiroksenas, pigeonitas). Visi achondritai sudaro apie 10% akmeninių meteoritų.

Įdomu, kad paėmus chondritų medžiagą ir ją ištirpinus, susidaro dvi tarpusavyje nesimaišančios frakcijos: viena iš jų yra nikelio geležis, savo sudėtimi panaši į geležies meteoritus, kita – silikatas, kuris yra artimas. sudėtis į achondritus. Kadangi abiejų yra beveik vienodas (tarp visų meteoritų 9% yra achondritai ir 8% yra geležis ir geležis akmuo), galima manyti, kad šios meteoritų klasės susidaro perlydant chondrito medžiagas. tėvų organai.

geležies meteoritai(žr. nuotrauką) yra 98% nikelio geležies. Pastarasis turi dvi stabilias modifikacijas: skursta nikelio kamacitas(6-7% nikelio) ir daug nikelio taenitas(30-50% nikelio). Kamacitas yra išdėstytas keturių lygiagrečių plokščių sistemų, atskirtų taenito tarpsluoksniais, pavidalu. Kamacito plokštės yra išilgai oktaedro (oktaedro) paviršių, todėl tokie meteoritai vadinami oktaedritai. Mažiau paplitę yra geležies meteoritai. heksahedritai, turintis kubinę kristalinę struktūrą. Dar rečiau ataksitai- meteoritai, neturintys jokios tvarkingos struktūros.

Kamacito plokščių storis oktaedrituose svyruoja nuo kelių milimetrų iki šimtųjų milimetro dalių. Pagal šį storį skiriami stambios ir smulkios struktūros oktaedritai.

Jei dalis oktaedrito paviršiaus bus nušlifuota, o pjūvis išgraviruotas rūgštimi, atsiras būdingas raštas susikertančių juostų sistemos pavidalu, vadinamas Widmanstätten figūros(žr. įsk.) pavadintas mokslininko A. Widmanstetten vardu, kuris pirmą kartą jas atrado 1808 m. Šios figūros yra tik oktaedrituose ir nėra stebimos kitų klasių geležies meteorituose ir antžeminėje geležyje. Jų kilmė siejama su kamacito-taenito oktaedritų sandara. Remiantis Widmashnettten duomenimis, galima nesunkiai nustatyti rasto „įtartino“ geležies gabalo kosminę prigimtį.

Kitas būdingas meteoritų (tiek geležies, tiek akmens) bruožas yra daugybė duobių, kurių kraštai lygūs, maždaug 1/10 paties meteorito dydžio. Šios duobės, aiškiai matomos nuotraukoje (žr. įsk.), vadinamos regmaglypts. Jie susidaro jau atmosferoje dėl to, kad šalia į jį patekusio kūno paviršiaus susidaro turbulentiški sūkuriai, kurie tarsi išgraužia duobes-regmagliptus (Šį paaiškinimą pasiūlė ir pagrindė šio straipsnio autorius knyga 1963 m.).

Trečiasis išorinis meteoritų požymis yra tamsos buvimas jų paviršiuje tirpstanti pluta storis nuo šimtųjų iki vieno milimetro.

Geležies akmens meteoritai pusiau metalinis, pusiau silikatas. Jie skirstomi į du poklasius: palazitai, kurioje metalo frakcija sudaro savotišką kempinę, kurios porose yra silikatų ir mezosideritai, kur atvirkščiai – silikatinės kempinės poros užpildytos nikelio geležimi. Palazituose silikatai daugiausia susideda iš olivino, mezosiderituose - iš ortopirokseno. Pallazitai gavo savo pavadinimą nuo pirmojo mūsų šalyje rasto Pallas geležies meteorito. Šį meteoritą daugiau nei prieš 200 metų atrado ir iš Sibiro į Sankt Peterburgą išvežė akademikas P. S. Pallasas.

Meteoritų tyrimas leidžia atkurti jų istoriją. Jau pažymėjome, kad meteoritų struktūra rodo jų atsiradimą pirminių kūnų viduje. Fazių santykis, pavyzdžiui, nikelio geležies (kamacito-taenito), nikelio pasiskirstymas tarp taenito sluoksnių ir kitos būdingos savybės netgi leidžia spręsti apie pirminių pirminių kūnų dydį. Daugeliu atvejų tai buvo 150–400 km skersmens kūnai, t.y. kaip didžiausi asteroidai. Meteoritų sandaros ir sudėties tyrimai verčia atmesti tarp ne specialistų labai populiarią hipotezę apie hipotetinės kelių tūkstančių kilometrų dydžio Faetono planetos Marso ir Jupiterio orbitų egzistavimą ir skilimą. Į Žemę krentantys meteoritai susiformavo gelmėse daugelis tėvų organai skirtinga dydžiai. Azerbaidžano SSR mokslų akademijos akademiko G. F. Sultanovo atlikta asteroidų orbitų analizė leidžia daryti tą pačią išvadą (apie pirminių kūnų įvairovę).

Pagal radioaktyviųjų izotopų ir jų skilimo produktų santykį meteorituose galima nustatyti ir jų amžių. Ilgiausio pusinės eliminacijos periodo izotopai, tokie kaip rubidis-87, uranas-235 ir uranas-238, suteikia mums amžių. medžiagų meteoritai. Pasirodo, jis yra lygus 4,5 milijardo metų, o tai atitinka seniausių sausumos ir mėnulio uolienų amžių ir yra laikomas visos mūsų saulės sistemos amžiumi (tiksliau, laikotarpis, praėjęs nuo planetų susidarymo pabaigos) .

Aukščiau minėti izotopai irdami sudaro atitinkamai stroncį-87, šviną-207 ir šviną-206. Šios medžiagos, kaip ir pirminiai izotopai, yra kietos būsenos. Tačiau yra didelė izotopų grupė, kurių galutiniai skilimo produktai yra dujos. Taigi, kalis-40, irdamas, sudaro argoną-40, o uranas ir toris - helią-3. Tačiau staigiai kaitinant pagrindinį kūną, helis ir argonas išsiskiria, todėl kalio-argono ir urano-helio amžius suteikia tik vėlesnio lėto aušinimo laiką. Šių amžių analizė rodo, kad kartais jie matuojami milijardais metų (bet dažnai daug mažiau nei 4,5 milijardo metų), o kartais – šimtais milijonų metų. Daugelio meteoritų urano ir helio amžius yra 1–2 milijardais metų mažesnis nei kalio ir argono amžius, o tai rodo pasikartojančius šio pirminio kūno susidūrimus su kitais kūnais. Tokie susidūrimai yra labiausiai tikėtini mažų kūnų staigaus įkaitimo iki šimtų laipsnių temperatūros šaltiniai. O kadangi helis išgaruoja žemesnėje temperatūroje nei argonas, helio amžius gali rodyti vėlesnio, nelabai stipraus susidūrimo laiką, kai temperatūros padidėjimo nepakako argonui išgarinti.

Visus šiuos procesus meteorito medžiaga patyrė net jam būnant pirminiame kūne, taip sakant, prieš gimstant kaip savarankiškam dangaus kūnui. Tačiau čia meteoritas vienaip ar kitaip atsiskyrė nuo motininio kūno, „gimė į pasaulį“. Kada tai nutiko? Laikotarpis, praėjęs nuo šio įvykio, vadinamas kosminis amžius meteoritas.

Kosminiams amžiams nustatyti naudojamas metodas, pagrįstas meteorito sąveikos su galaktikos kosminiais spinduliais reiškiniu. Taip vadinamos energingai įkrautos dalelės (dažniausiai protonai), kylančios iš beribių mūsų Galaktikos platybių. Įsiskverbę į meteorito kūną, jie palieka savo pėdsakus (pėdsakus). Iš pėdsakų tankio galima nustatyti jų susikaupimo laiką, t.y., meteorito kosminį amžių.

Geležies meteoritų kosminis amžius siekia šimtus milijonų metų, o akmeninių – milijonus ir dešimtis milijonų metų. Tokį skirtumą greičiausiai lemia mažesnis akmeninių meteoritų stiprumas, kurie nuo susidūrimų vienas su kitu skyla į mažus gabalėlius ir „negyvena“ iki šimto milijonų metų. Netiesioginis šios nuomonės patvirtinimas yra santykinis akmeninių meteoritų liūčių gausumas, palyginti su geležiniais.

Baigdami šią mūsų žinių apie meteoritus apžvalgą, pereikime prie to, ką mums suteikia meteorų reiškinių tyrimas.

Saulės sistemos objektai pagal Tarptautinės astronomijos sąjungos taisykles skirstomi į šias kategorijas:

planetos - kūnai, besisukantys aplink Saulę, yra hidrostatinėje pusiausvyroje (tai yra, jų forma yra artima sferinei), taip pat išvalė savo orbitos apylinkes nuo kitų mažesnių objektų. Saulės sistemoje yra aštuonios planetos – Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas.

nykštukinės planetos taip pat sukasi aplink Saulę ir turi sferinę formą, tačiau jų gravitacijos nepakanka, kad jų trajektorija būtų pašalinta nuo kitų kūnų. Iki šiol Tarptautinė astronomų sąjunga pripažino penkias nykštukines planetas – Cererą (buvęs asteroidas), Plutoną (buvusią planetą), taip pat Haumea, Makemake ir Erisą.

planetiniai palydovai– kūnai, kurie sukasi ne aplink Saulę, o aplink planetas.

Kometos- kūnai, besisukantys aplink saulę ir daugiausia sudaryti iš sušalusių dujų ir ledo. Artėjant prie Saulės jie turi uodegą, kurios ilgis gali siekti milijonus kilometrų, ir komą – sferinį dujų apvalkalą aplink kietą šerdį.

asteroidai- visi kiti inertiniai akmeniniai kūnai. Daugumos asteroidų orbitos yra sutelktos tarp Marso ir Jupiterio orbitų – pagrindinėje asteroidų juostoje. Už Plutono orbitos yra išorinė asteroidų juosta – Kuiperio juosta.

Meteora- kosminių objektų fragmentai, kelių centimetrų dydžio dalelės, kurios dešimčių kilometrų per sekundę greičiu patenka į atmosferą ir perdega, sukeldamos ryškų pliūpsnį – krentančią žvaigždę. Astronomai žino apie daugybę meteorų lietų, susijusių su kometų orbitomis.

Meteoritas– kosminis objektas ar jo fragmentas, sugebėjęs „išgyventi“ skrydį per atmosferą ir nukritęs ant žemės.

ugnies kamuolys- labai ryškus meteoras, ryškesnis už Venerą. Tai ugnies kamuolys su dūminiu uodega už jo. Ugnies kamuolio skrydį gali lydėti griaustiniai garsai, jis gali baigtis sprogimu, o kartais ir meteoritų iškritimu. Daugybė vaizdo klipų, nufilmuotų Čeliabinsko gyventojų, tiksliai parodo bolido skrydį.

Damokloidai- Saulės sistemos dangaus kūnai, kurių orbitos yra panašios į kometų pagal parametrus (didelis ekscentriškumas ir polinkis į ekliptikos plokštumą), tačiau nerodo kometos aktyvumo komos ar kometos uodegos pavidalu. Damokloidų pavadinimas buvo pavadintas pirmojo klasės atstovo - asteroido (5335) Damoklo vardu. 2010 m. sausio mėn. buvo žinomas 41 damokloidas.

Damokloidai yra palyginti nedideli – didžiausio iš jų, 2002 XU 93, skersmuo siekia 72 km, o vidutinis skersmuo – apie 8 km. Keturių iš jų albedo matavimai (0,02–0,04) parodė, kad damokloidai yra vieni tamsiausių Saulės sistemos kūnų, tačiau vis dėlto turi rausvą atspalvį. Dėl didelių ekscentricijų jų orbitos yra labai pailgos, o afelyje jie yra toliau nei Uranas (iki 571,7 AU 1996 m. PW), o perihelyje yra arčiau nei Jupiteris, o kartais net Marsas.

Manoma, kad damokloidai yra Halley tipo kometų branduoliai, atsiradę Oorto debesyje ir praradę lakiąsias medžiagas. Ši hipotezė laikoma teisinga, nes vėliau buvo nustatyta, kad nemažai objektų, kurie buvo laikomi damokloidais, ištiko koma ir buvo klasifikuojami kaip kometos. Kitas tvirtas įrodymas yra tai, kad daugumos damokloidų orbitos yra stipriai pasvirusios į ekliptikos plokštumą, kartais daugiau nei 90 laipsnių – tai yra, kai kurie iš jų sukasi aplink Saulę priešinga kryptimi, nei didžiųjų planetų judėjimas, kuris smarkiai. skiria juos nuo asteroidų. Pirmasis iš šių kūnų, atrastas 1999 m., buvo pavadintas (20461) Diorets - "asteroidas" atvirkščiai.

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

Asteroidai, kometos, meteorai, meteoritai – astronominiai objektai, kurie dangaus kūnų mokslo pagrinduose nesuvokiam atrodo vienodi. Tiesą sakant, jie skiriasi keliais būdais. Asteroidams, kometoms būdingas savybes lengva prisiminti. Jie taip pat turi tam tikrą panašumą: tokie objektai priskiriami mažiems kūnams, dažnai priskiriami kosminėms šiukšlėms. Apie tai, kas yra meteoras, kuo jis skiriasi nuo asteroido ar kometos, kokios jų savybės ir kilmė, bus aptarta toliau.

uodegos klajokliai

Kometos yra kosminiai objektai, susidedantys iš sušalusių dujų ir akmens. Jie atsiranda atokiose Saulės sistemos vietose. Šiuolaikiniai mokslininkai teigia, kad pagrindiniai kometų šaltiniai yra tarpusavyje sujungtas Kuiperio diržas ir išsklaidytas diskas, taip pat hipotetiškai egzistuojantis

Kometos turi labai pailgas orbitas. Artėjant prie Saulės, susidaro koma ir uodega. Šie elementai susideda iš išgaruojančių dujinių medžiagų amoniako, metano), dulkių ir akmenų. Kometos galva, arba koma, yra mažų dalelių apvalkalas, išsiskiriantis ryškumu ir matomumu. Jis yra sferinės formos ir pasiekia didžiausią dydį, kai artėja prie Saulės 1,5–2 astronominių vienetų atstumu.

Prieš komą yra kometos branduolys. Paprastai jis yra palyginti mažo dydžio ir pailgos formos. Esant dideliam atstumui nuo Saulės, iš kometos lieka tik branduolys. Jį sudaro sušalusios dujos ir uolienos.

Kometų rūšys

Jų klasifikacija pagrįsta jų cirkuliacijos aplink žvaigždę periodiškumu. Kometos, kurios aplink Saulę apskrieja greičiau nei per 200 metų, vadinamos trumpojo periodo kometomis. Dažniausiai jie patenka į vidinius mūsų planetų sistemos regionus iš Kuiperio juostos arba išsklaidyto disko. Ilgo periodo kometos sukasi daugiau nei 200 metų. Jų „tėvynė“ yra Oorto debesis.

"Mažosios planetos"

Asteroidai sudaryti iš kietų uolienų. Dydžiu jie daug prastesni už planetas, nors kai kurie šių kosminių objektų atstovai turi palydovus. Dauguma mažųjų planetų, kaip jos buvo vadinamos anksčiau, yra sutelktos pagrindinėje, esančioje tarp Marso ir Jupiterio orbitų.

Bendras tokių kosminių kūnų skaičius, žinomas 2015 m., viršijo 670 000. Nepaisant tokio įspūdingo skaičiaus, asteroidų indėlis į visų Saulės sistemos objektų masę yra nereikšmingas - tik 3-3,6 * 10 21 kg. Tai tik 4% panašaus Mėnulio parametro.

Ne visi maži kūnai priskiriami asteroidams. Pasirinkimo kriterijus yra skersmuo. Jei jis viršija 30 m, tada objektas priskiriamas asteroidui. Mažesnių matmenų kūnai vadinami meteoroidais.

Asteroidų klasifikacija

Šių kosminių kūnų grupavimas pagrįstas keliais parametrais. Asteroidai grupuojami pagal jų orbitų ypatybes ir matomos šviesos spektrą, kuris atsispindėjo nuo jų paviršiaus.

Pagal antrąjį kriterijų išskiriamos trys pagrindinės klasės:

• anglis (C);
• silikatas (S);
• metalas (M).

Maždaug 75% visų šiandien žinomų asteroidų patenka į pirmą kategoriją. Tobulėjant įrangai ir detaliau tiriant tokius objektus, klasifikacija plečiasi.

meteoroidai

Meteoroidas yra dar vienas kosminio kūno tipas. Jie nėra asteroidai, kometos, meteorai ar meteoritai. Šių objektų ypatumas yra jų mažas dydis. Meteoroidai savo matmenimis yra tarp asteroidų ir kosminių dulkių. Taigi į juos patenka kūnai, kurių skersmuo mažesnis nei 30 m. Kai kurie mokslininkai meteoroidą apibrėžia kaip kietą kūną, kurio skersmuo nuo 100 mikronų iki 10 m. Pagal kilmę jie yra pirminiai arba antriniai, tai yra susiformavę po sunaikinimo didesnių objektų.

Patekęs į Žemės atmosferą meteoroidas pradeda švytėti. Ir čia jau artėjame prie atsakymo į klausimą, kas yra meteoras.

Krentanti žvaigždė

Kartais tarp mirgančių žvaigždžių naktiniame danguje staiga užsidega, aprašo nedidelį lanką ir dingsta. Kas yra bent kartą tai matęs, žino, kas yra meteoras. Tai „krentančios žvaigždės“, neturinčios nieko bendra su tikromis žvaigždėmis. Meteoras iš tikrųjų yra atmosferos reiškinys, atsirandantis, kai maži objektai (tie patys meteoroidai) patenka į mūsų planetos oro apvalkalą. Stebimas blykstės ryškumas tiesiogiai priklauso nuo pradinių kosminio kūno matmenų. Jei meteoro ryškumas viršija penktąjį, jis vadinamas ugnies kamuoliu.

Stebėjimas

Tokiais reiškiniais galima grožėtis tik iš atmosferą turinčių planetų. Meteorai Mėnulyje ar Merkurijuje negali būti stebimi, nes jie neturi oro apvalkalo.

Esant tinkamoms sąlygoms, „krentančias žvaigždes“ galima pamatyti kiekvieną naktį. Meteorais geriausia grožėtis esant geram orui ir dideliu atstumu nuo daugiau ar mažiau galingo dirbtinės šviesos šaltinio. Be to, danguje neturėtų būti mėnulio. Tokiu atveju per valandą plika akimi bus galima pastebėti iki 5 meteorų. Objektai, iš kurių susidaro tokios pavienės „krintančios žvaigždės“, sukasi aplink Saulę įvairiomis orbitomis. Todėl negalima tiksliai numatyti jų pasirodymo danguje vietos ir laiko.

srautai

Meteorai, kurių nuotraukos taip pat pateikiamos straipsnyje, paprastai turi šiek tiek kitokią kilmę. Jie yra vieno iš kelių mažų kosminių kūnų, besisukančių aplink žvaigždę tam tikra trajektorija, dalis. Jų atveju idealus stebėjimo laikotarpis (laikas, kai pažvelgęs į dangų kiekvienas gali greitai suprasti, kas yra meteoras) yra gana gerai apibrėžtas.

Panašių kosminių objektų spiečius dar vadinamas meteorų lietumi. Dažniausiai jie susidaro naikinant kometos branduolį. Atskiros spiečių dalelės juda lygiagrečiai viena kitai. Tačiau nuo Žemės paviršiaus atrodo, kad jie išskrenda iš tam tikro mažo dangaus ploto. Ši atkarpa vadinama upelio spinduliu. Meteorų spiečiaus pavadinimą, kaip taisyklė, suteikia žvaigždynas, kuriame yra jo regėjimo centras (spinduliavimas), arba kometos, kurios suirimas lėmė jos atsiradimą, pavadinimą.

Meteorai, kurių nuotraukas lengva gauti naudojant specialią įrangą, priklauso tokiems dideliems srautams kaip Perseidai, Kvadrantidai, Eta Akvaridai, Lyridai, Geminidai. Iš viso iki šiol buvo pripažintas 64 srautų egzistavimas, o dar apie 300 laukia patvirtinimo.

dangaus akmenys

Meteoritai, asteroidai, meteorai ir kometos yra susijusios sąvokos pagal tam tikrus kriterijus. Pirmieji – į Žemę nukritę kosminiai objektai. Dažniausiai jų šaltinis yra asteroidai, rečiau – kometos. Meteoritai turi neįkainojamų duomenų apie įvairius Saulės sistemos kampelius už Žemės ribų.

Dauguma šių į mūsų planetą nukritusių kūnų yra labai maži. Įspūdingiausi pagal savo matmenis meteoritai po smūgio palieka pėdsakus, kurie gana pastebimi net po milijonų metų. Gerai žinomas krateris netoli Vinslou, Arizonoje. Teigiama, kad 1908 m. meteorito kritimas sukėlė Tunguskos fenomeną.

Tokie dideli objektai Žemėje „aplanko“ kas kelis milijonus metų. Dauguma rastų meteoritų yra gana nedidelio dydžio, tačiau netampa mažiau vertingi mokslui.

Pasak mokslininkų, tokie objektai gali daug pasakyti apie Saulės sistemos susidarymo laiką. Manoma, kad juose yra dalelės medžiagos, iš kurios buvo sudarytos jaunos planetos. Kai kurie meteoritai pas mus atkeliauja iš Marso ar Mėnulio. Tokie kosminiai klajūnai leidžia sužinoti ką nors naujo apie šalia esančius objektus be didelių išlaidų tolimoms ekspedicijoms.

Norint įsiminti skirtumus tarp straipsnyje aprašytų objektų, galima apibendrinti tokių kūnų transformaciją erdvėje. Asteroidas, susidedantis iš kietos uolienos, arba kometos, kuri yra ledo luitas, sunaikinus, susidaro meteoroidai, kurie, patekę į planetos atmosferą, suliepsnoja kaip meteorai, jame perdega arba nukrenta, virsdami meteoritais. Pastarieji praturtina mūsų žinias apie visas ankstesnes.

Meteoritai, kometos, meteorai, taip pat asteroidai ir meteoroidai yra nuolatinio kosminio judėjimo dalyviai. Šių objektų tyrimas labai prisideda prie mūsų supratimo apie visatą. Tobulėjant įrangai, astrofizikai gauna vis daugiau duomenų apie tokius objektus. Palyginti neseniai baigta Rosetta zondo misija neabejotinai parodė, kiek informacijos galima gauti išsamiai ištyrus tokius kosminius kūnus.