Kurus ķermeņus sauc par meteorītiem un kuri par asteroīdiem. asteroīdi

Siltās vasaras naktīs ir patīkami pastaigāties zem zvaigžņotajām debesīm, aplūkot brīnišķīgos zvaigznājus uz tām, izteikt vēlējumus, ieraugot krītošu zvaigzni. Vai arī tā bija komēta? Vai varbūt meteorīts? Droši vien romantiķu un mīlētāju vidū astronomijas zinātāju ir vairāk nekā planetāriju apmeklētāju vidū.

noslēpumaina telpa

Uz jautājumiem, kas pastāvīgi rodas kontemplācijas laikā, ir vajadzīgas atbildes, un debesu mīklas prasa pavedienus un zinātniskus skaidrojumus. Lūk, piemēram, kāda ir atšķirība starp asteroīdu un meteorītu? Ne katrs students (un pat pieaugušais) var uzreiz atbildēt uz šo jautājumu. Bet sāksim pēc kārtas.

asteroīdi

Lai saprastu, kā asteroīds atšķiras no meteorīta, jums jādefinē jēdziens "asteroīds". Šis sengrieķu valodas vārds tiek tulkots kā "kā zvaigzne", jo šie debess ķermeņi, novērojot caur teleskopu, drīzāk atgādina zvaigznes, nevis planētas. Asteroīdus līdz 2006. gadam bieži sauca par mazajām planētām. Patiešām, asteroīdu kustība kopumā neatšķiras no planētu kustības, jo tā notiek arī ap Sauli. Asteroīdi atšķiras no parastajām planētām ar savu mazo izmēru. Piemēram, lielākais asteroīds Ceres ir tikai 770 km diametrā.

Kur atrodas šie zvaigznēm līdzīgie kosmosa iemītnieki? Lielākā daļa asteroīdu pārvietojas pa ilgi pētītām orbītām telpā starp Jupiteru un Marsu. Bet dažas mazas planētas joprojām šķērso Marsa orbītu (piemēram, asteroīds Ikars) un citas planētas un dažreiz pat nonāk tuvāk Saulei nekā Merkurs.

meteorīti

Atšķirībā no asteroīdiem meteorīti nav kosmosa iemītnieki, bet gan tā vēstneši. Katrs no zemes iedzīvotājiem var redzēt meteorītu savām acīm un pieskarties tam ar savām rokām. Liela daļa no tiem glabājas muzejos un privātkolekcijās, taču jāsaka, ka meteorīti izskatās diezgan nepievilcīgi. Lielākā daļa no tiem ir pelēki vai brūngani melni akmens un dzelzs gabali.

Tātad, mums izdevās noskaidrot, kā asteroīds atšķiras no meteorīta. Bet kas viņus var vienot? Tiek uzskatīts, ka meteorīti ir mazu asteroīdu fragmenti. Kosmosā steidzīgie akmeņi saduras viens ar otru, un to fragmenti dažkārt sasniedz Zemes virsmu.

Slavenākais meteorīts Krievijā ir Tunguskas meteorīts, kas nokrita dziļajā taigā 1908. gada 30. jūnijā. Nesenā pagātnē, proti, 2013. gada februārī, ikviena uzmanību piesaistīja Čeļabinskas meteorīts, kura neskaitāmie fragmenti tika atrasti pie Čebarkulas ezera Čeļabinskas apgabalā.

Pateicoties meteorītiem, savdabīgiem viesiem no kosmosa, zinātniekiem un līdz ar viņiem visiem Zemes iedzīvotājiem ir lieliska iespēja uzzināt par debess ķermeņu sastāvu un gūt priekšstatu par Visuma rašanos.

Meteora

Vārdi "meteors" un "meteorīts" nāk no vienas grieķu saknes, kas tulkojumā nozīmē "debesu". Mēs zinām, un kā tas atšķiras no meteora, nav grūti saprast.

Meteors nav konkrēts debess objekts, bet atmosfēras parādība, kas izskatās pēc tā, ka Zemes atmosfērā sadeg komētu un asteroīdu fragmenti.

Meteors ir krītoša zvaigzne. Novērotājiem var šķist, ka tas lido atpakaļ kosmosā vai sadeg Zemes atmosfērā.

Ir arī viegli saprast, kā meteori atšķiras no asteroīdiem un meteorītiem. Pēdējie divi debess objekti ir konkrēti taustāmi (pat ja teorētiski asteroīda gadījumā), un meteors ir svelme, kas rodas kosmisko fragmentu sadegšanas rezultātā.

Komētas

Ne mazāk brīnišķīgs debess ķermenis, ko var apbrīnot zemes vērotājs, ir komēta. Kā komētas atšķiras no asteroīdiem un meteorītiem?

Vārdam "komēta" ir arī sengrieķu izcelsme, un tas burtiski tiek tulkots kā "matains", "pinkains". Komētas nāk no Saules sistēmas ārējās daļas, un attiecīgi tām ir atšķirīgs sastāvs nekā asteroīdiem, kas veidojās netālu no Saules.

Papildus sastāva atšķirībām ir acīmredzamāka atšķirība šo debess ķermeņu struktūrā. Tuvojoties Saulei, komēta, atšķirībā no asteroīda, uzrāda miglainu komas apvalku un asti, kas sastāv no gāzes un putekļiem. Komētas gaistošās vielas, uzkarstot, aktīvi izceļas un iztvaiko, pārvēršot to par skaistāko gaismas objektu.

Turklāt asteroīdi pārvietojas pa orbītām, un to kustība kosmosā atgādina parasto planētu vienmērīgu un izmērītu kustību. Atšķirībā no asteroīdiem, komētas ir ekstrēmākas savās kustībās. Tās orbīta ir ļoti iegarena. Komēta vai nu tuvu tuvojas Saulei, vai attālinās no tās ievērojamā attālumā.

Komēta no meteorīta atšķiras ar to, ka tā ir kustībā. Meteorīts ir debess ķermeņa sadursmes ar zemes virsmu rezultāts.

Debesu pasaule un zemes pasaule

Jāsaka, ka vērot naksnīgās debesis ir divtik patīkami, ja to pārdabiskie iemītnieki tev ir labi zināmi un saprotami. Un kāds prieks stāstīt sarunu biedram par zvaigžņu pasauli un neparastiem notikumiem kosmosā!

Un runa nav pat par jautājumu, ar ko asteroīds atšķiras no meteorīta, bet gan par zemes un kosmiskās pasaules ciešās saiknes un dziļās mijiedarbības apziņu, kas jāveido tikpat aktīvi kā attiecības starp cilvēku un otru.

Raksta saturs

METEORS. Vārds "meteors" grieķu valodā tika lietots, lai aprakstītu dažādas atmosfēras parādības, bet tagad tas attiecas uz parādībām, kas rodas, kad cietās daļiņas no kosmosa nonāk atmosfēras augšējos slāņos. Šaurā nozīmē "meteors" ir gaismas josla, kas atrodas pa bojājošās daļiņas ceļu. Taču ikdienā ar šo vārdu bieži apzīmē pašu daļiņu, lai gan zinātniski to sauc par meteoroīdu. Ja daļa meteoroīda sasniedz virsmu, tad to sauc par meteorītu. Meteorus tautā sauc par "krītošām zvaigznēm". Ļoti spilgtus meteorus sauc par ugunsbumbām; dažreiz šis termins attiecas tikai uz meteoru notikumiem, ko pavada skaņas parādības.

Izskatu biežums.

Meteoru skaits, ko novērotājs var redzēt noteiktā laika periodā, nav nemainīgs. Labos apstākļos, prom no pilsētas gaismas un spilgtas mēness gaismas, novērotājs var redzēt 5–10 meteorus stundā. Lielākajai daļai meteoru spīdums ilgst apmēram sekundi un izskatās vājāks nekā spožākās zvaigznes. Pēc pusnakts meteori parādās biežāk, jo novērotājs šajā laikā atrodas Zemes priekšpusē orbitālās kustības gaitā, kas saņem vairāk daļiņu. Katrs novērotājs var redzēt meteorus aptuveni 500 km rādiusā ap sevi. Tikai vienas dienas laikā Zemes atmosfērā parādās simtiem miljonu meteoru. Kopējā atmosfērā nonākušo daļiņu masa tiek lēsta tūkstošos tonnu dienā – tas ir niecīgs daudzums, salīdzinot ar pašas Zemes masu. Kosmosa kuģu veiktie mērījumi liecina, ka uz Zemes diennaktī nokrīt arī aptuveni 100 tonnas putekļu daļiņu, kas ir pārāk mazas, lai izraisītu redzamu meteoru parādīšanos.

Meteoru novērojumi.

Vizuālie novērojumi sniedz daudz statistikas datu par meteoriem, taču ir nepieciešami īpaši instrumenti, lai precīzi noteiktu to spilgtumu, augstumu un lidojuma ātrumu. Gandrīz gadsimtu astronomi ir izmantojuši kameras, lai fotografētu meteoru pēdas. Rotējošais aizvars (aizvars) kameras objektīva priekšā liek meteora pēdai izskatīties kā punktētai līnijai, kas palīdz precīzi noteikt laika intervālus. Parasti šis aizvars veic 5 līdz 60 ekspozīcijas sekundē. Ja divi novērotāji, kurus atdala desmitiem kilometru attālums, vienlaikus fotografē vienu un to pašu meteoru, tad ir iespējams precīzi noteikt daļiņas lidojuma augstumu, tās trases garumu un laika intervālos arī lidojuma ātrumu.

Kopš 1940. gadiem astronomi ir novērojuši meteorus, izmantojot radaru. Kosmiskās daļiņas pašas ir pārāk mazas, lai tās atklātu, taču, ceļojot pa atmosfēru, tās atstāj plazmas pēdas, kas atspoguļo radioviļņus. Atšķirībā no fotografēšanas radars ir efektīvs ne tikai naktī, bet arī dienā un mākoņainā laikā. Radars uztver mazus meteoroīdus, kurus kamera nevar redzēt. No fotogrāfijām lidojuma trajektorija tiek noteikta precīzāk, un radars ļauj precīzi izmērīt attālumu un ātrumu. Cm. RADARS; RADARU ASTRONOMIJA.

Meteoru novērošanai izmanto arī televīzijas aparatūru. Attēla pastiprinātāja lampas ļauj reģistrēt vājus meteorus. Tiek izmantotas arī kameras ar CCD matricām. 1992. gadā, videokamerā ierakstot sporta notikumu, tika fiksēts spilgtas ugunsbumbas lidojums, kas beidzās ar meteorīta krišanu.

ātrums un augstums.

Ātrums, ar kādu meteoroīdi nonāk atmosfērā, ir robežās no 11 līdz 72 km/s. Pirmā vērtība ir ātrums, ko ķermenis iegūst tikai Zemes pievilkšanas dēļ. (Kosmosa kuģim ir jāsaņem vienāds ātrums, lai izlauztos no Zemes gravitācijas lauka.) Meteorīds, kas ieradies no attāliem Saules sistēmas reģioniem, piesaistoties Saulei, iegūst ātrumu 42 km/s netālu no Zemes. orbītā. Zemes orbītas ātrums ir aptuveni 30 km/s. Ja tikšanās notiek aci pret aci, tad to relatīvais ātrums ir 72 km/s. Jebkurai daļiņai, kas nāk no starpzvaigžņu telpas, jābūt vēl lielākam ātrumam. Šādu ātru daļiņu trūkums pierāda, ka visi meteoroīdi ir Saules sistēmas locekļi.

Augstums, kurā meteors sāk spīdēt vai kuru atzīmē radars, ir atkarīgs no daļiņas iekļūšanas ātruma. Ātriem meteoroīdiem šis augstums var pārsniegt 110 km, un daļiņa tiek pilnībā iznīcināta aptuveni 80 km augstumā. Lēniem meteoroīdiem tas notiek zemāk, kur gaisa blīvums ir lielāks. Meteorus, kuru spilgtums ir salīdzināms ar spožākajām zvaigznēm, veido daļiņas, kuru masa ir grama desmitdaļas. Lielākiem meteoroīdiem parasti ir nepieciešams ilgāks laiks, lai tie sadalītos un sasniegtu mazu augstumu. Atmosfēras berzes dēļ tās ievērojami palēninās. Retas daļiņas nokrīt zem 40 km. Ja meteoroīds sasniedz 10–30 km augstumu, tad tā ātrums kļūst mazāks par 5 km/s, un tas var nokrist uz virsmas meteorīta veidā.

Orbītas.

Zinot meteoroīda ātrumu un virzienu, no kura tas tuvojās Zemei, astronoms var aprēķināt tā orbītu pirms trieciena. Zeme un meteoroīds saduras, ja to orbītas krustojas un viņi vienlaikus nonāk šajā krustošanās punktā. Meteoroīdu orbītas ir gan gandrīz apļveida, gan ārkārtīgi eliptiskas, pārsniedzot planētu orbītas.

Ja meteorīds tuvojas Zemei lēni, tad tas pārvietojas ap Sauli tajā pašā virzienā kā Zeme: pretēji pulksteņrādītāja virzienam, skatoties no orbītas ziemeļpola. Lielākā daļa meteoroīdu orbītu pārsniedz Zemes orbītu, un to plaknes nav ļoti sliecas pret ekliptiku. Gandrīz visu meteorītu krišana ir saistīta ar meteoroīdiem, kuru ātrums bija mazāks par 25 km/s; to orbītas pilnībā atrodas Jupitera orbītā. Lielāko daļu laika šie objekti pavada starp Jupitera un Marsa orbītām, mazo planētu - asteroīdu joslā. Tāpēc tiek uzskatīts, ka asteroīdi kalpo kā meteorītu avots. Diemžēl mēs varam novērot tikai tos meteoroīdus, kas šķērso Zemes orbītu; acīmredzot, šī grupa pilnībā neatspoguļo visus Saules sistēmas mazos ķermeņus.

Ātros meteoroīdos orbītas ir izstieptākas un vairāk sliecas pret ekliptiku. Ja meteorīds uzlido ar ātrumu, kas lielāks par 42 km/s, tad tas pārvietojas ap Sauli pretējā virzienā planētu virzienam. Tas, ka šādās orbītās pārvietojas daudzas komētas, liecina, ka šie meteoroīdi ir komētu fragmenti.

meteoru lietus.

Dažās gada dienās meteori parādās daudz biežāk nekā parasti. Šo parādību sauc par meteoru lietu, kad stundā tiek novēroti desmitiem tūkstošu meteoru, radot pārsteidzošu "zvaigžņotā lietus" fenomenu visā debesīs. Ja izsekosi meteoru ceļiem debesīs, šķitīs, ka tie visi izlido no viena un tā paša punkta, ko sauc par lietus starojumu. Šī perspektīvā parādība, tāpat kā sliedes, kas saplūst pie horizonta, norāda, ka visas daļiņas pārvietojas pa paralēliem ceļiem.

Astronomi ir identificējuši vairākus desmitus meteoru lietusgāzes, no kurām daudzas liecina par ikgadējo aktivitāti, kas ilgst no dažām stundām līdz vairākām nedēļām. Lielākā daļa strautu ir nosauktas pēc zvaigznāja, kurā atrodas to starojums, piemēram, Perseīdas, kurām ir starojums Perseja zvaigznājā, Geminids, bet starojums Dvīņos.

Pēc pārsteidzošās zvaigžņu lietus, ko izraisīja Leonīda lietusgāze 1833. gadā, V. Klārks un D. Olmsteds ierosināja, ka tā ir saistīta ar noteiktu komētu. 1867. gada sākumā K. Pīterss, D. Skjaparelli un T. Oppolcers neatkarīgi pierādīja šo saistību, konstatējot komētas 1866 I (Temple-Tutl komētas) un Leonīda meteoru plūsmas 1866 orbītu līdzību.

Meteoru lietusgāzes tiek novērotas, Zemei šķērsojot komētas iznīcināšanas laikā izveidojušos daļiņu bara trajektoriju. Tuvojoties Saulei, komēta tiek sakarsēta ar tās stariem un zaudē matēriju. Vairākus gadsimtus planētu radīto gravitācijas traucējumu ietekmē šīs daļiņas veido iegarenu baru pa komētas orbītu. Ja Zeme šķērso šo straumi, mēs katru gadu varam novērot zvaigžņu lietu, pat ja pati komēta tajā brīdī atrodas tālu no Zemes. Tā kā daļiņas ir nevienmērīgi sadalītas pa orbītu, lietus intensitāte katru gadu var atšķirties. Vecās straumes ir tik paplašinātas, ka Zeme tās šķērso vairākas dienas. Šķērsgriezumā dažas straumes vairāk atgādina lenti, nevis auklu.

Spēja novērot plūsmu ir atkarīga no daļiņu ierašanās virziena uz Zemi. Ja radiants atrodas augstu ziemeļu debesīs, tad straume nav redzama no Zemes dienvidu puslodes (un otrādi). Meteoru lietusgāzes var redzēt tikai tad, ja starojums atrodas virs horizonta. Ja starojums trāpa dienas debesīs, tad meteori nav redzami, bet tos var noteikt ar radaru. Šauras straumes planētu, īpaši Jupitera, ietekmē var mainīt to orbītas. Ja tajā pašā laikā tie vairs nešķērso Zemes orbītu, tie kļūst nenovērojami.

Decembra Geminīdu lietus ir saistīta ar nelielas planētas paliekām vai vecas komētas neaktīvo kodolu. Ir pazīmes, ka Zeme saduras ar citām asteroīdu radītajām meteoroīdu grupām, taču šīs plūsmas ir ļoti vājas.

Ugunsbumbas.

Meteorus, kas ir spožāki par spožākajām planētām, bieži dēvē par ugunsbumbām. Ugunsbumbas dažreiz tiek novērotas spilgtākas par pilnmēnesi un ārkārtīgi reti tās, kas uzliesmo spožāk par sauli. Bolīdi rodas no lielākajiem meteoroīdiem. Starp tiem ir daudz asteroīdu fragmentu, kas ir blīvāki un stiprāki nekā komētas kodolu fragmenti. Tomēr lielākā daļa asteroīdu meteoroīdu tiek iznīcināti blīvajos atmosfēras slāņos. Daži no tiem nokrīt virspusē meteorītu veidā. Zibspuldzes lielā spilgtuma dēļ ugunsbumbas šķiet daudz tuvākas nekā patiesībā. Tāpēc pirms meteorītu meklēšanas organizēšanas nepieciešams salīdzināt dažādu vietu ugunsbumbu novērojumus. Astronomi ir aprēķinājuši, ka aptuveni 12 ugunsbumbas ap Zemi katru dienu nonāk vairāk nekā kilograma meteorītu nokrišanā.

fiziski procesi.

Meteoroīda iznīcināšana atmosfērā notiek ar ablāciju, t.i. augstas temperatūras atomu atdalīšanās no tās virsmas ieplūstošo gaisa daļiņu ietekmē. Karstās gāzes taka, kas paliek aiz meteoroīda, izstaro gaismu, bet ne ķīmisku reakciju rezultātā, bet gan triecienu ierosinātu atomu rekombinācijas rezultātā. Meteoru spektros ir redzamas daudzas spilgtas emisijas līnijas, starp kurām dominē dzelzs, nātrija, kalcija, magnija un silīcija līnijas. Ir redzamas arī atmosfēras slāpekļa un skābekļa līnijas. Spektra noteiktais meteoroīdu ķīmiskais sastāvs atbilst datiem par komētām un asteroīdiem, kā arī par starpplanētu putekļiem, kas savākti atmosfēras augšējos slāņos.

Daudzi meteori, īpaši ātri, atstāj aiz sevis spožu pēdu, kas tiek novērota sekundi vai divas, un dažreiz arī daudz ilgāk. Nokrītot lieliem meteorītiem, taka tika novērota vairākas minūtes. Skābekļa atomu mirdzums augstumā apm. 100 km var izskaidrot ar pēdām, kas ilgst ne vairāk kā sekundi. Garākās takas ir saistītas ar meteoroīda sarežģīto mijiedarbību ar atmosfēras atomiem un molekulām. Putekļu daļiņas gar bolīda ceļu var veidot spilgtas pēdas, ja atmosfēras augšējos slāņus, kur tie ir izkaisīti, apgaismo Saule, kad novērotājam zemāk ir dziļa krēsla.

Meteoroīdu ātrumi ir hiperskaņas. Kad meteoroīds sasniedz relatīvi blīvus atmosfēras slāņus, rodas spēcīgs triecienvilnis, un spēcīgas skaņas var iznest desmitiem un vairāk kilometru. Šīs skaņas atgādina pērkonu vai tālu kanonādi. Attāluma dēļ skaņa atskan minūti vai divas pēc automašīnas parādīšanās. Jau vairākus gadu desmitus astronomi ir strīdējušies par anomālās skaņas realitāti, ko daži novērotāji dzirdēja tieši uguns bumbas parādīšanās brīdī un raksturoja kā sprakšķēšanu vai svilpošanu. Pētījumos noskaidrots, ka skaņu rada elektriskā lauka traucējumi ugunsbumbas tuvumā, kuru ietekmē skaņu izdala novērotājam tuvu esošie objekti - mati, kažokādas, koki.

meteorīta briesmas.

Lieli meteoroīdi var iznīcināt kosmosa kuģus, un mazas putekļu daļiņas pastāvīgi nolieto to virsmu. Pat neliela meteoroīda trieciens var radīt satelītam elektrisko lādiņu, kas atspējos elektroniskās sistēmas. Risks kopumā ir zems, bet tomēr kosmosa kuģu palaišana dažkārt tiek aizkavēta, ja ir gaidāma spēcīga meteoru lietusgāze.

Meteorītu un meteorītu orbītas

Līdz šim padomju un ārzemju novērotāji ir publicējuši vairākus meteoru starojumu un orbītu katalogus, kuros katrā ir vairāki tūkstoši meteoru. Tāpēc viņu statistiskajai analīzei ir vairāk nekā pietiekami daudz materiālu.

Viens no svarīgākajiem šīs analīzes rezultātiem ir tāds, ka gandrīz visi meteoroīdi pieder Saules sistēmai un nav citplanētieši no starpzvaigžņu telpām. Lūk, kā to parādīt.

Pat ja meteora ķermenis nonāca pie mums no pašām Saules sistēmas robežām, tā ātrums attiecībā pret Sauli Zemes orbītas attālumā būs vienāds ar parabolisko ātrumu šajā attālumā, kas ir vairākas reizes lielāks par apļveida ātrumu. . Zeme kustas ar gandrīz apļveida ātrumu 30 km/s, tāpēc paraboliskais ātrums zemes orbītas apgabalā ir 30=42 km/s. Pat ja meteorīds lido uz Zemes, tā ātrums attiecībā pret Zemi būs vienāds ar 30+42=72 km/s. Šī ir meteoru ģeocentriskā ātruma augšējā robeža.

Kā tiek noteikta tā apakšējā robeža? Ļaujiet meteora ķermenim pārvietoties tuvu Zemei pa savu orbītu ar tādu pašu ātrumu kā Zeme. Šāda ķermeņa ģeocentriskais ātrums sākotnēji būs tuvu nullei. Taču pamazām, Zemes gravitācijas ietekmē, daļiņa sāks krist uz Zemi un paātrinās līdz labi zināmajam otrajam kosmiskajam ātrumam 11,2 km/s. Ar šādu ātrumu tas nonāks Zemes atmosfērā. Tā ir meteoru ārpusatmosfēras ātruma apakšējā robeža.

Grūtāk ir noteikt meteorītu orbītas. Mēs jau teicām, ka meteorītu nokrišana ir ārkārtīgi reta un turklāt neparedzama parādība. Neviens nevar iepriekš pateikt, kad un kur meteorīts nokritīs. Izlases kritiena aculiecinieku liecību analīze sniedz ārkārtīgi zemu precizitāti starojuma noteikšanā, un šādā veidā ir pilnīgi neiespējami noteikt ātrumu.

Bet 1959. gada 7. aprīlī vairākas Čehoslovākijas meteoroloģiskā dienesta stacijas nofotografēja spilgtu ugunsbumbu, kas beidzās ar vairāku Pribramas meteorīta fragmentu nokrišanu. Šī meteorīta atmosfēras trajektorija un orbīta Saules sistēmā ir precīzi aprēķināta. Šis notikums iedvesmoja astronomus. Amerikas Savienoto Valstu prērijās tika organizēts staciju tīkls, kas aprīkots ar tāda paša veida kameru komplektiem, īpaši spožu ugunsbumbu fotografēšanai. Viņi to sauca par prēriju tīmekli. Cits staciju tīkls - Eiropas - tika izvietots Čehoslovākijas, VDR un VFR teritorijā.

Prēriju tīkls 10 gadu darba laikā reģistrēja 2500 spožu ugunsbumbu lidojumu. Amerikāņu zinātnieki cerēja, ka, turpinot lejupejošās trajektorijas, viņiem izdosies atrast vismaz desmitiem nokritušu meteorītu.

Viņu cerības neattaisnojās. Tikai viena (!) no 2500 ugunsbumbām beidzās 1970. gada 4. janvārī ar Lost City meteorīta krišanu. Septiņus gadus vēlāk, kad Prairie Network vairs nedarbojās, Inisfree meteorīta lidojums tika nofotografēts no Kanādas. Tas notika 1977. gada 5. februārī. No Eiropas ugunsbumbām neviena (pēc Pribrama) nebeidzās ar meteorīta nokrišanu. Tikmēr starp fotografētajām ugunsbumbām daudzas bija ļoti spilgtas, daudzkārt spožākas par pilnmēnesi. Bet meteorīti pēc to pārejas neizkrita. Šis noslēpums tika atrisināts 70. gadu vidū, par ko mēs runāsim tālāk.

Tādējādi kopā ar daudziem tūkstošiem meteorītu orbītu mums ir tikai trīs (!) precīzas meteorītu orbītas. Tam var pievienot vairākus desmitus aptuveno orbītu, ko aprēķinājuši I. S. Astapovičs, A. N. Simonenko, V. I. Cvetkovs un citi astronomi, pamatojoties uz aculiecinieku liecību analīzi.

Meteoru orbītu elementu statistiskajā analīzē ir jāņem vērā vairāki selektīvi faktori, kas noved pie tā, ka daži meteori tiek novēroti biežāk nekā citi. Tātad, ģeometriskais faktorsP 1 nosaka meteoru relatīvo redzamību ar dažādiem starojuma zenīta attālumiem. Meteoriem, kas reģistrēti ar radaru (tā saukto radio meteori), svarīga ir radioviļņu atstarošanas ģeometrija no jonu-elektronu pēdas un antenas starojuma shēma. Fizikālais faktors P 2 nosaka meteoru redzamības atkarību no ātruma. Proti, kā redzēsim vēlāk, jo lielāks būs meteoroīda ātrums, jo spožāks meteors tiks novērots. Vizuāli novērotais vai fotogrāfiski fiksētais meteora spilgtums ir proporcionāls ātruma 4. vai 5. pakāpei. Tas nozīmē, ka, piemēram, meteors ar ātrumu 60 km/s būs 400-1000 reižu spožāks par meteoru ar ātrumu 15 km/s (ja tos ģenerējošo meteoroīdu masas ir vienādas). Radiometeoriem ir līdzīga atstarotā signāla intensitātes (meteora radio spilgtuma) atkarība no ātruma, lai gan tā ir sarežģītāka. Visbeidzot, ir vairāk astronomiskais faktors P 3 , kuras nozīme ir tāda, ka Zemes satikšanās ar meteoru daļiņām, kas Saules sistēmā pārvietojas dažādās orbītās, ir atšķirīga varbūtība.

Ņemot vērā visus trīs faktorus, ir iespējams konstruēt meteoru sadalījumu pa to orbītu elementiem, koriģējot selektīvos efektus.

Visi meteori ir sadalīti rindā, i., tiem, kas pieder zināmām meteoru lietusgāzēm, un sporādiski, meteoru fona komponenti. Robeža starp tām zināmā mērā ir nosacīta. Ir zināmas apmēram divdesmit lielas meteoru plūsmas. Tos sauc to zvaigznāju latīņu nosaukumos, kuros atrodas starojums: Perseīdas, Lirīdas, Orionīdi, Ūdensvīri, Geminīdi. Ja konkrētajā zvaigznājā dažādos laikos darbojas divas vai vairākas meteoru plūsmas, tās apzīmē ar tuvāko zvaigzni: (-Aquarids, -Aquarids, -Perseīdas utt.

Kopējais meteoru lietus skaits ir daudz lielāks. Tādējādi A. K. Terentjeva katalogā, kas sastādīts, pamatojoties uz fotogrāfiskiem un labākajiem vizuālajiem novērojumiem līdz 1967. gadam, ir 360 meteoru lietus. Analizējot 16 800 radiometeorītu orbītu, V. N. Ļebedinets, V. N. Korpusovs un A. K. Sosnova identificēja 715 meteoru plūsmas un asociācijas (meteoru asociācija ir meteoru orbītu grupa, kuras ģenētiskais tuvums konstatēts ar mazāku pārliecību nekā gadījumā meteoru lietus).

Vairākām meteoru lietusgāzēm to ģenētiskā saistība ar komētām ir ticami noteikta. Tādējādi ik gadu novembra vidū novērotā Leonīda meteoru plūsmas orbīta praktiski sakrīt ar 1866. gada komētas orbītu. I. Reizi 33 gados ar kādu starojumu Lauvas zvaigznājā tiek novērotas iespaidīgas meteoru lietusgāzes. Visintensīvākās lietusgāzes tika novērotas 1799., 1832. un 1866. gadā. Tad divos periodos (1899-1900 un 1932-1933) meteoru lietus nebija. Acīmredzot Zemes novietojums tās satikšanās periodā ar plūsmu bija novērojumiem nelabvēlīgs - tā netika cauri bara blīvākajai daļai. Bet 1966. gada 17. novembrī Leonīdu meteoru plūsma atkārtojās. To novēroja ASV astronomi un ziemotāji no 14 padomju polārstacijām Arktikā, kur tobrīd bija polārā nakts (PSRS galvenajā teritorijā tobrīd bija diena). Meteoru skaits sasniedza 100 000 stundā, bet meteoru plūsma ilga tikai 20 minūtes, savukārt 1832. un 1866. g. tas turpinājās vairākas stundas. To var izskaidrot divējādi: vai nu bars sastāv no atsevišķiem dažāda lieluma klasteriem-mākoņiem un Zeme dažādos gados iet cauri vieniem vai otriem mākoņiem, vai arī 1966. gadā Zeme šķērsoja spietu nevis diametrā, bet gan pa mazu. akords. 1866. gada komēta Man ir arī 33 gadu orbitālais periods, kas vēl vairāk apstiprina tā lomu kā spieta cilmes komēta.

Līdzīgi komēta 1862 III ir augusta Perseīdu meteoru plūsmas sencis. Atšķirībā no Leonīdiem, Perseīdas nerada meteoru lietus. Tas nozīmē, ka bara viela ir vairāk vai mazāk vienmērīgi sadalīta pa savu orbītu. Tāpēc var pieņemt, ka perseīdas ir "vecāks" meteoru plūds nekā Leonīdi.

Salīdzinoši nesen izveidojās Drakonīdu meteoru plūsma, kas sniedza iespaidīgas meteoru plūsmas 1933. gada 9.-10. oktobrī un 1946. gadā. Šīs straumes priekštecis ir komēta Džakobini-Zinnera (1926 VI). Tās periods ir 6,5 gadi, tātad meteoru lietus tika novērotas ar 13 gadu intervālu (divi komētas periodi gandrīz precīzi atbilst 13 Zemes apgriezieniem). Taču ne 1959., ne 1972. gadā Drakonīdu meteoru lietus netika novērotas. Šajos gados Zeme pagāja tālu no spieta orbītas. 1985. gadam prognoze bija labvēlīgāka. Patiešām, 8. oktobra vakarā Tālajos Austrumos tika novērota iespaidīga meteoru lietusgāze, kas gan pēc skaita un ilguma bija zemāka par 1946. gada lietus. Lielākajā daļā mūsu valsts teritorijas bija dienas laiks, bet astronomi no plkst. Dušanbe un Kazaņa novēroja meteoru plūsmu, izmantojot radara iekārtas.

Komēta Biela, kas 1846. gadā astronomu acu priekšā sadalījās divās daļās, 1872. gadā vairs netika novērota, bet astronomi piedzīvoja divas spēcīgas meteoru plūsmas - 1872. un 1885. gadā. Šo straumi sauca par Andromedu (pēc zvaigznāja) vai Bielida (pēc komētas). Diemžēl veselu gadsimtu tas nav atkārtojies, lai gan arī šīs komētas revolūcijas periods ir 6,5 gadi. Biela komēta ir viena no pazudušajām – tā nav novērota 130 gadus. Visticamāk, tas tiešām izjuka, izraisot Andromedīdu meteoru lietu.

Ar Halija slaveno komētu ir saistītas divas meteoru plūsmas: maijā novērotie Ūdensvīri (staro Ūdensvīrā) un orionīdi, kas novēroti oktobrī (staro Orionā). Tas nozīmē, ka Zemes orbīta ar komētas orbītu krustojas nevis vienā punktā, kā vairums komētu, bet gan divos. Saistībā ar Halija komētas tuvošanos Saulei un Zemei 1986. gada sākumā astronomu un astronomu amatieru uzmanība tika pievērsta šīm divām straumēm. 1986. gada maijā PSRS notikušie ūdensūdens lietus novērojumi apstiprināja tā pastiprināto aktivitāti ar spožu meteoru pārsvaru.

Tādējādi no izveidotajām saiknēm starp meteoru lietusgāzēm un komētām izriet svarīgs kosmogonisks secinājums: straumju meteoru ķermeņi nav nekas cits kā komētu iznīcināšanas produkti. Kas attiecas uz sporādiskiem meteoriem, tie, visticamāk, ir sairušo straumju paliekas. Patiešām, meteoru daļiņu trajektoriju spēcīgi ietekmē planētu, īpaši Jupitera grupas milzu planētu, pievilkšanās. Traucējumi no planētām izraisa izkliedi un pēc tam pilnīgu plūsmas samazināšanos. Tiesa, šis process aizņem tūkstošiem, desmitiem un simtiem tūkstošu gadu, taču tas darbojas nepārtraukti un nepielūdzami. Viss meteoru komplekss tiek pakāpeniski atjaunināts.

Pievērsīsimies meteoru orbītu sadalījumam pēc to elementu vērtībām. Pirmkārt, mēs atzīmējam svarīgo faktu, ka šie sadalījumi savādāk meteoriem, kas fiksēti ar fotometodi (fotometeori) un radaru (radiometri). Iemesls tam ir tas, ka radara metode ļauj reģistrēt daudz vājākus meteorus nekā fotografēšana, kas nozīmē, ka šīs metodes dati (pēc fizikālā faktora ņemšanas vērā) attiecas vidēji uz daudz mazākiem ķermeņiem nekā fotografējamā. metodi. Spilgti meteori, kurus var fotografēt, atbilst ķermeņiem, kuru masa pārsniedz 0,1 g, savukārt radiometeori, kas apkopoti B. L. Kaščejeva, V. N. Ļebedinta un M. F. Lagutina katalogā, atbilst ķermeņiem ar masu 10 -3 ~ 10 - 4 g.

Šī kataloga meteoru orbītu analīze parādīja, ka visu meteoru kompleksu var iedalīt divās daļās: plakanā un sfēriskā. Sfēriskā sastāvdaļa ietver orbītas ar patvaļīgu slīpumu pret ekliptiku, pārsvarā ir orbītas ar lielām ekscentricitātēm un pusasīm. Plakanā sastāvdaļa ietver orbītas ar nelielu slīpumu ( i < 35°), небольшими размерами (a< 5 a. e.) un diezgan lielas ekscentritātes. 1966. gadā V. N. Lebedinets izvirzīja hipotēzi, ka meteoru ķermeņi ar sfērisku komponentu veidojas ilgstoša perioda komētu sabrukšanas dēļ, bet to orbītas Pointinga-Robertsona efekta ietekmē tiek ļoti izmainītas.

Šis efekts ir šāds. Mazās daļiņas ļoti efektīvi ietekmē ne tikai Saules pievilkšanās, bet arī gaismas spiediens. Kāpēc vieglais spiediens iedarbojas tieši uz mazām daļiņām, ir skaidrs no tālāk minētā. Saules staru spiediens ir proporcionāls virsmas laukums daļiņa vai tās rādiusa kvadrāts, savukārt Saules pievilcība ir tās masa vai galu galā tās masa skaļums, i., rādiusa kubs. Gaismas spiediena (precīzāk, tā radītā paātrinājuma) attiecība pret gravitācijas spēka paātrinājumu tādējādi būs apgriezti proporcionāla daļiņas rādiusam un būs lielāka mazu daļiņu gadījumā.

Ja maza daļiņa riņķo ap Sauli, tad gaismas ātruma un daļiņas pievienošanas dēļ, saskaņā ar paralelograma likumu, gaisma nedaudz kritīsies priekšā (Lasītājiem, kas pārzina relativitātes teoriju, šī interpretācija var paaugstināt iebildumi: galu galā gaismas ātrums nesaskan ar gaismas avota vai uztvērēja ātrumu, taču rūpīgi jāapsver šī parādība, kā arī ikgadējās zvaigžņu gaismas aberācijas parādība (zvaigznes šķietamā pārvietošanās uz priekšu). Zemes kustība) tuvu tai dabā, relativitātes teorijas ietvaros noved pie tāda paša rezultāta. uz daļiņu krītošā stara virziena maiņa tās pārejas dēļ no viena atskaites sistēmas uz otru.) un būs. nedaudz palēnināt tā kustību ap Sauli. Sakarā ar to daļiņa ļoti maigā spirālē pakāpeniski tuvosies Saulei, tās orbīta deformēsies. Šo efektu 1903. gadā kvalitatīvi aprakstīja Dž. Pointings un 1937. gadā matemātiski pamatoja G. Robertsons. Ar šī efekta izpausmēm mēs tiksimies vairāk nekā vienu reizi.

Balstoties uz meteorītu ķermeņu ar sfērisku komponentu orbītu elementu analīzi, VN Lebedinets izstrādāja starpplanētu putekļu evolūcijas modeli. Viņš aprēķināja, ka, lai saglabātu šīs sastāvdaļas līdzsvara stāvokli, ilgtermiņa komētām gadā vajadzētu izmest vidēji 10 15 g putekļu. Tā ir salīdzinoši nelielas komētas masa.

Kas attiecas uz plakanās sastāvdaļas meteoru ķermeņiem, tie acīmredzot veidojas īstermiņa komētu sabrukšanas rezultātā. Tomēr vēl ne viss ir skaidrs. Šo komētu tipiskās orbītas atšķiras no plakanās komponentes meteoru orbītām (komētām ir lieli perihēlija attālumi un mazākas ekscentricitātes), un to transformācija nav izskaidrojama ar Pointing-Robertson efektu. Mums nav zināmas komētas ar tādām orbītām kā geminīdu, arietīdu, akvārīdu un citu meteoru lietus. Tikmēr, lai papildinātu plakano komponentu, ir nepieciešams, lai reizi vairākos simtos gados tiktu izveidota viena jauna komēta ar šāda veida orbītu. Tomēr šīs komētas ir ārkārtīgi īslaicīgas (galvenokārt mazo perihēliju attālumu un īsu orbitālo periodu dēļ), un, iespējams, tāpēc mūsu redzes laukā vēl nav nonākusi neviena šāda komēta.

Fotometeoru orbītu analīze, ko veica amerikāņu astronomi F. Vipla, R. Makkroskija un A. Posena, uzrādīja būtiski atšķirīgus rezultātus. Lielākā daļa lielo meteoroīdu (kuru masa ir lielāka par 1 g) pārvietojas pa orbītām, kas ir līdzīgas īstermiņa komētu orbītām ( a < 5 а. е., i< 35° e> 0,7). Aptuveni 20% no šiem ķermeņiem ir orbītas, kas ir līdzīgas ilgtermiņa komētu orbītām. Acīmredzot katra šāda izmēra meteoru ķermeņu sastāvdaļa ir atbilstošo komētu sabrukšanas produkts. Pārejot uz mazākiem ķermeņiem (līdz 0,1 g), mazo izmēru orbītu skaits ievērojami palielinās (a< 2 a. e.). Tas atbilst padomju zinātnieku atklātajam faktam, ka šādas orbītas dominē plakanās sastāvdaļas radiometeoros.

Tagad pievērsīsimies meteorītu orbītām. Kā jau minēts, precīzas orbītas ir noteiktas tikai trim meteorītiem. To elementi ir norādīti tabulā. viens ( v ir ātrums, ar kādu meteorīts nonāk atmosfērā, q, q" - attālumi no Saules perihēlijā un afēlijā).

Pārsteidzoša ir pazudušās pilsētas un Inisfree meteorīta orbītu ciešā līdzība un dažas atšķirības no tām Pribramas meteorīta orbītā. Bet pats svarīgākais ir tas, ka visi trīs meteorīti afēlijā šķērso tā saukto asteroīdu joslu (mazās planētas), kuras robežas nosacīti atbilst attālumiem 2,0-4,2 AU. e. Atšķirībā no vairuma mazo meteorītu visu trīs meteorītu orbītas slīpumi ir mazi.

Bet varbūt tā ir tikai sakritība? Galu galā trīs orbītas ir pārāk maz materiāla statistikai un jebkādiem secinājumiem. A. N. Simonenko 1975.-1979 pētīja vairāk nekā 50 meteorītu orbītas, kas noteiktas ar aptuvenu metodi: radiants tika noteikts pēc aculiecinieku liecībām, un ieejas ātrums tika novērtēts pēc starojuma atrašanās vietas attiecībā pret virsotne(Punkts uz debess sfēras, uz kuru šobrīd tās orbītā ir vērsta Zemes kustība). Acīmredzot tuvojošiem (ātriem) meteorītiem starojumam jāatrodas netālu no virsotnes, bet apdzenamajiem (lēnajiem) meteorītiem - netālu no debess sfēras punkta, kas atrodas pretī virsotnei - antiapex.

1. tabula. Trīs meteorītu precīzu orbītu elementi

Izrādījās, ka visu 50 meteorītu starojumi ir sagrupēti ap antiapeksu un nav no tā atdalāmi tālāk par 30-40 o. Tas nozīmē, ka visi meteorīti tuvojas, ka tie pārvietojas ap Sauli virzienā uz priekšu (tāpat kā Zeme un visas planētas) un to orbītas slīpums pret ekliptiku nedrīkst pārsniegt 30-40°.

Atzīsim, šis secinājums nav strikti pamatots. Aprēķinos par 50 meteorītu orbītu elementiem A. N. Simonenko vadījusies no viņas un B. Ju. Levina iepriekš formulētā pieņēmuma, ka meteorītus veidojošo ķermeņu iekļūšanas ātrums Zemes atmosfērā nevar pārsniegt 22 km/s. Šis pieņēmums vispirms bija balstīts uz B. Ju. Levina teorētisko analīzi, kurš tālajā 1946. gadā; parādīja, ka lielā ātrumā meteoroīds, kas nonāk atmosfērā, ir pilnībā jāiznīcina (iztvaikošanas, drupināšanas, kušanas dēļ) un neizkrīt meteorīta veidā. Šo secinājumu apstiprināja Prēriju un Eiropas ugunsbumbu tīklu novērojumu rezultāti, kad neviens no lielajiem meteoroīdiem, kas ielidoja ar ātrumu, kas lielāks par 22 km/s, neizkrita meteorīta veidā. Pribramas meteorīta ātrums, kā redzams tabulā. 1 ir tuvu šai augšējai robežai, bet joprojām to nesasniedz.

Ņemot vērā meteorītu ienākšanas ātruma augšējo robežu 22 km/s, mēs jau iepriekš nosakām, ka tikai apdzīšanas meteoroīdi var izlauzties cauri “atmosfēras barjerai” un meteorītu veidā nokrist uz Zemi. Šis secinājums nozīmē, ka tie meteorīti, kurus mēs savācam un pētām savās laboratorijās, pārvietojās Saules sistēmā pa stingri noteiktas klases orbītām (to klasifikācija tiks apspriesta vēlāk). Bet tas nepavisam nenozīmē, ka tie izsmeļ visu Saules sistēmā kustīgo vienāda izmēra un masas (un, iespējams, tādas pašas struktūras un sastāva, lai gan tas nemaz nav nepieciešams) ķermeņu kompleksu. Iespējams, ka daudzi ķermeņi (un pat lielākā daļa) pārvietojas pa pilnīgi atšķirīgām orbītām un vienkārši nevar izlauzties cauri Zemes "atmosfēras barjerai". Šķiet, ka nokritušo meteorītu procentuālais daudzums, salīdzinot ar abu ugunsbumbu tīklu fotografēto spožu ugunsbumbu skaitu (apmēram 0,1%), apstiprina šādu secinājumu. Bet mēs nonākam pie atšķirīgiem secinājumiem, ja mēs pieņemam citas novērojumu analīzes metodes. Viens no tiem, pamatojoties uz meteoroīdu blīvuma noteikšanu no to iznīcināšanas augstuma, tiks apspriests tālāk. Vēl viena metode ir balstīta uz meteorītu un asteroīdu orbītu salīdzināšanu. Kopš meteorīts nokrita uz Zemi, ir acīmredzams, ka tā orbīta krustojās ar Zemes orbītu. No visas zināmās asteroīdu masas (apmēram 2500) tikai 50 ir orbītas, kas krustojas ar Zemes orbītu. Visi trīs meteorīti ar precīzām orbītām afēlijā šķērsoja asteroīdu joslu (5. att.). To orbītas atrodas tuvu Amūras un Apollo grupas asteroīdu orbītām, kas iet netālu no Zemes orbītas vai šķērso to. Ir zināmi aptuveni 80 šādu asteroīdu.Šo asteroīdu orbītas parasti iedala piecās grupās: 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-mazas orbītas; V ir liels orbītu slīpums. Starp grupām es- II un II- III pamanāmi intervāli, ko sauc par Veneras un Zemes lūkām. Lielākā daļa asteroīdu (20) pieder šai grupai III, bet tas ir saistīts ar ērtību tos novērot perihēlija tuvumā, kad tie tuvojas Zemei un atrodas opozīcijā Saulei.

Ja sadalām 51 mums zināmo meteorītu orbītu vienās un tajās pašās grupās, tad 5 no tām var attiecināt uz grupu es; 10 - uz grupu II, 31 - uz grupu III un 5 - uz grupu IV. Neviens no meteorītiem nepieder šai grupai V. Redzams, ka arī šeit lielais vairums orbītu pieder grupai III, lai gan novērošanas ērtības faktors šeit neattiecas. Taču nav grūti apzināties, ka šīs grupas asteroīdu fragmentiem Zemes atmosfērā jāiekļūst ļoti mazā ātrumā, un tāpēc tiem ir jāpiedzīvo salīdzinoši vāja iznīcināšana atmosfērā. Meteorīti Lost City un Inisfree pieder šai grupai, savukārt Pribram pieder grupai II.

Visi šie apstākļi kopā ar dažiem citiem (piemēram, ar asteroīdu un meteorītu virsmu optisko īpašību salīdzinājumu) ļauj izdarīt ļoti svarīgu secinājumu: meteorīti ir asteroīdu fragmenti, un ne visi, bet piederīgi. uz Amūras un Apollo grupām. Tas nekavējoties dod mums iespēju spriest par asteroīdu sastāvu un struktūru, pamatojoties uz meteorītu vielas analīzi, kas ir nozīmīgs solis uz priekšu abu rakstura un izcelsmes izpratnē.

Bet mums nekavējoties jāizdara vēl viens svarīgs secinājums: meteorītiem ir cita izcelsme, nekā ķermeņi, kas rada meteoru fenomenu: pirmie ir asteroīdu fragmenti, otrie ir komētu sabrukšanas produkti.

Rīsi. 5. Meteorītu Pribram, Lost City un Inisfree orbītas. Viņu tikšanās ar Zemi punkti ir atzīmēti

Līdz ar to meteorus nevar uzskatīt par “maziem meteorītiem” - papildus terminoloģiskajai atšķirībai starp šiem jēdzieniem, kas tika pieminēta grāmatas sākumā (šīs grāmatas autors vēl 1940. gadā ierosināja (kopā ar G. O. Zateiščikovu) saukt pats kosmiskais ķermenis meteors, un "krītošās zvaigznes" fenomens - meteoru lidojums. Tomēr šis priekšlikums, kas ievērojami vienkāršoja meteoru terminoloģiju, netika pieņemts.), pastāv arī ģenētiska atšķirība starp ķermeņiem, kas rada meteoru un meteorītu fenomenu: tie veidojas dažādos veidos, dažādu ķermeņu sabrukšanas dēļ. saules sistēma.

Rīsi. 6. Mazo ķermeņu orbītu sadalījuma koordinātēs diagramma a-e

Punkti - Pēriju tīkla ugunsbumbas; apļi - meteoru lietus (pēc V. I. Cvetkova)

Jautājumam par meteoroīdu izcelsmi var pieiet citādāk. Izveidosim diagrammu (6. att.), uzzīmējot pa vertikālo asi orbītas puslielās ass vērtības a(vai 1/ a), a uz horizontāles - orbītas ekscentriskums e. Pēc vērtībām a, eŠajā diagrammā uzzīmēsim punktus, kas atbilst zināmo komētu, asteroīdu, meteorītu, spožu ugunsbumbu, meteoru lietus un dažādu klašu meteoru orbītām. Novilksim arī divas ļoti svarīgas līnijas, kas atbilst nosacījumiem q=1 un q" = 1. Acīmredzami, ka visi meteoroīdu punkti atradīsies starp šīm līnijām, jo ​​tikai to norobežotajā apgabalā tiek realizēts meteoroīdu orbītas krustošanās nosacījums ar Zemes orbītu.

Daudzi astronomi, sākot ar F. Whipple, mēģināja atrast un plānot tālāk a- e-diagramma līniju veidā, kritēriji, kas norobežo asteroīdu un komētu tipu orbītas. Šo kritēriju salīdzinājumu veica Čehoslovākijas meteoru pētnieks L. Kresaks. Tā kā tie dod līdzīgus rezultātus, mēs esam veikuši attēlā. 6 viena vidējā "kontaktlīnija" q"= 4.6. Virs un pa labi no tā ir komētas tipa orbītas, zemāk un pa kreisi - asteroīdu. Šajā grafikā mēs uzzīmējām punktus, kas atbilst 334 sacīkšu automašīnām no R. Makkroska, K. Šao un A. Posena kataloga. Var redzēt, ka lielākā daļa punktu atrodas zem demarkācijas līnijas. Tikai 47 no 334 punktiem atrodas virs šīs līnijas (15%), un ar nelielu nobīdi uz augšu to skaits samazināsies līdz 26 (8%). Šie punkti, iespējams, atbilst komētas izcelsmes ķermeņiem. Interesanti, ka daudzi punkti it kā "pielīp" pie līnijas q = 1, un divi punkti pat pārsniedz ierobežoto laukumu. Tas nozīmē, ka šo divu ķermeņu orbītas nešķērsoja Zemes orbītu, bet tikai gāja tuvu garām, taču Zemes gravitācija piespieda šos ķermeņus uz tās nokrist, radot iespaidīgu spožu ugunsbumbu fenomenu.

Ir iespējams veikt vēl vienu Saules sistēmas mazo ķermeņu orbitālo īpašību salīdzinājumu. Būvējot a- e- diagrammas, mēs neņēmām vērā trešo svarīgo orbītas elementu - tā slīpumu pret ekliptiku i. Ir pierādīts, ka Saules sistēmas ķermeņu orbītu elementu kombinācija, ko sauc par Jakobi konstanti un izteikta ar formulu

kur a- orbītas daļēji galvenā ass astronomiskajās vienībās saglabā savu vērtību, neskatoties uz atsevišķo elementu izmaiņām galveno planētu traucējumu ietekmē. Vērtība U e ir kāda ātruma nozīme, kas izteikta Zemes apļveida ātruma vienībās. Ir viegli pierādīt, ka tas ir vienāds ar ķermeņa ģeocentrisko ātrumu, kas šķērso Zemes orbītu.

7. att. Asteroīdu orbītu izplatība (1), Fireballs of the Prairie Network ( 2 ), meteorīti (3), komētas (4) un meteoru lietus (3) pēc Jacobi konstantes U e un galvenā ass a

Izveidosim jaunu diagrammu (7. att.), uzzīmējot Jakobi konstanti pa vertikālo asi U e (bezizmēra) un atbilstošo ģeocentrisko ātrumu v 0 , un pa horizontālo asi - 1/ a. Uzzīmēsim punktus, kas atbilst Amūras un Apollo grupu asteroīdu orbītām, meteorītiem, īstermiņa komētas (ilgtermiņa komētas pārsniedz diagrammu) un McCrosky, Shao un Posen katalogu ugunsbumbām (bolīdi ir apzīmēti ar krustiņiem, kas atbilst trauslākajiem ķermeņiem, skatīt zemāk),

Mēs uzreiz varam atzīmēt šādas šo orbītu īpašības. Ugunsbumbu orbītas ir tuvu Amūras un Apollo grupu asteroīdu orbītām. Arī meteorītu orbītas ir tuvu šo grupu asteroīdu orbītām, bet tiem 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. Ugunsbumbu orbītu biezumā iekrita tikai Enkes komēta (I. T. Zotkina izvirzītā un L. Kresaka izstrādātā hipotēze, ka Tunguskas meteorīts ir Enkes komētas fragments. Sīkāk skatīt 4. nodaļas beigās).

Apollo grupas asteroīdu orbītu līdzība ar dažu īstermiņa komētu orbītām un krasā atšķirība no citu asteroīdu orbītām īru astronomu E. Epiku (pēc tautības igaunis) 1963. gadā noveda pie negaidīta secinājuma. ka šie asteroīdi nav mazas planētas, bet gan "izžuvuši" komētu kodoli. Patiešām, asteroīdu Adonis, Sisyphus un 1974 MA orbītas ir ļoti tuvas Encke komētas orbītas, kas ir vienīgā "dzīvā" komēta, kuru pēc tās orbītas īpašībām varētu iedalīt Apollo grupā. Tajā pašā laikā ir zināmas komētas, kuras saglabāja savu tipisko komētas izskatu tikai pirmajā parādīšanās reizē. Komētai Arend-Rigo jau 1958. gadā (otrajā parādībā) bija pilnīgi zvaigznei līdzīgs izskats, un, ja tā tika atklāta 1958. vai 1963. gadā, to varētu klasificēt kā asteroīdu. To pašu var teikt par komētām Kulin un Neuimin-1.

Saskaņā ar Epic, visu gaistošo komponentu zuduma laiks Enckes komētas kodolā tiek mērīts tūkstošos gadu, bet tās pastāvēšanas dinamiskais laiks ir mērāms miljonos gadu. Tāpēc komētai sava mūža lielākā daļa jāpavada "izkaltušajā" stāvoklī, Apollo grupas asteroīda formā. Acīmredzot Enkes komēta savā orbītā pārvietojas ne vairāk kā 5000 gadus.

Geminīdu meteoru plūsma nokrīt diagrammā asteroīdu reģionā, un asteroīdam Ikaram ir vistuvākā orbīta. Geminīdiem priekšteču komēta nav zināma. Saskaņā ar Epic teikto, Geminid duša ir kādreiz eksistējošas komētas no tās pašas grupas sabrukšanas rezultāts, kurā komēta Encke.

Neskatoties uz tās oriģinalitāti, Epika hipotēze ir pelnījusi nopietnu apsvēršanu un rūpīgu pārbaudi. Tiešais šādas pārbaudes veids ir Enkes komētas un Apollo grupas asteroīdu izpēte no automātiskajām starpplanētu stacijām.

Vissvarīgākais iebildums pret augstāk minēto hipotēzi ir tāds, ka ne tikai akmeņaino meteorītu (Pribram, Lost City, Inisfree), bet arī dzelzs meteorītu (Sikhote-Alin) orbītas ir tuvu Apollo grupas asteroīdu orbītām. Bet šo meteorītu struktūras un sastāva analīze (skatīt zemāk) liecina, ka tie veidojušies vecāku ķermeņu dziļumos desmitiem kilometru diametrā. Maz ticams, ka šie ķermeņi varētu būt komētu kodoli. Turklāt mēs zinām, ka meteorīti nekad nav saistīti ne ar komētām, ne ar meteoru lietusgāzēm. Tāpēc mēs nonākam pie secinājuma, ka starp Apollo grupas asteroīdiem vajadzētu būt vismaz divām apakšgrupām: meteorītu veidojošajiem un "izžuvušajiem" komētas kodoliem. Asteroīdus var iedalīt pirmajā apakšgrupā es- Iepriekš minētās IV klases, izņemot šādus asteroīdus Man patīk Adonis un Daedalus, kam ir pārāk liela vērtība U e. Otrajā apakšgrupā ietilpst Icarus tipa un 1974 MA asteroīdi (otra no tiem pieder V klase, Ikars izkrīt no šīs klasifikācijas).

Tādējādi jautājumu par lielo meteoroīdu izcelsmi vēl nevar uzskatīt par pilnībā noskaidrotu. Taču pie to būtības atgriezīsimies vēlāk.

Meteoriskās vielas pieplūdums uz Zemi

Uz Zemi pastāvīgi nokrīt milzīgs skaits meteoroīdu. Un tas, ka lielākā daļa no tiem atmosfērā iztvaiko vai sadalās sīkos graudos, neko nemaina: meteoroīdu nokrišņu dēļ Zemes masa nepārtraukti palielinās. Bet kāds ir šis Zemes masas pieaugums? Vai tam var būt kosmogoniska nozīme?

Lai novērtētu meteoroīdu pieplūdumu uz Zemi, ir jānosaka, kā izskatās meteoroīdu masas sadalījums, citiem vārdiem sakot, kā meteoroīdu skaits mainās līdz ar masu.

Jau sen ir noskaidrots, ka meteoroīdu sadalījumu pēc masas izsaka šāds spēka likums:

N m= N 0 M - S,

kur N 0 - masas vienības meteorisko ķermeņu skaits, N m - masas ķermeņu skaits M un vēl S ir tā sauktais integrālais masas indekss. Šī vērtība ir atkārtoti noteikta dažādām meteoru lietusgāzēm, sporādiskiem meteoriem, meteorītiem un asteroīdiem. Tās vērtības vairākām definīcijām ir parādītas attēlā. 8, aizgūts no slavenā kanādiešu meteoru pētnieka P. Milmena. Kad S=1 meteoru ķermeņu radītā masas plūsma ir vienāda jebkuros vienādos masas logaritma intervālos; ja S>1, tad lielāko daļu masas plūsmas piegādā mazie ķermeņi, ja S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S dažādos masas diapazonos iegūst dažādas vērtības, bet vidējiS=1. Vizuāliem un fotogrāfiskiem meteoriem daudzos datos S\u003d 1,35, ugunsbumbām, pēc R. Makkroska teiktā, S=0,6. Mazo daļiņu zonā (M<10 -9 г) S arī samazinās līdz 0,6.

Rīsi. 8. Mainiet parametru Sar Saules sistēmas mazo ķermeņu masu (pēc P. Milmena)

1 - Mēness krāteri; 2- meteoru daļiņas (satelīta dati); 3 - meteori; 4 - meteorīti; 5 - asteroīdi

Viens no veidiem, kā pētīt mazo meteoru daļiņu masas sadalījumu, ir pētīt mikrokrāterus uz virsmām, kas īpaši pakļautas šim nolūkam starpplanētu telpā vai uz Mēness, jo ir pierādīts, ka visi mazie un lielākā daļa lielo Mēness krāteru ir trieciena rezultātā. meteorīta izcelsme. No krātera diametriem D To veidojošo ķermeņu masas vērtībām tiek iegūta formula

D= km 1/ b,

kur cgs sistēmā k= 3,3, maziem korpusiem (10–4 cm vai mazāk) b=3, lieliem korpusiem (līdz metram) b=2,8.

Tomēr jāpatur prātā, ka mikrokrāteri uz Mēness virsmas var tikt iznīcināti dažādu erozijas veidu dēļ: meteorīts, no saules vēja, termiskā iznīcināšana. Tāpēc to novērotais skaits var būt mazāks par izveidoto krāteru skaitu.

Apvienojot visas meteoroloģiskās vielas izpētes metodes: mikrokrāteru skaitīšanu kosmosa kuģos, meteoru daļiņu skaitītāju rādījumus uz satelītiem, radaru, meteorītu vizuālos un fotogrāfiskos novērojumus, meteorītu kritienu skaitīšanu, asteroīdu statistiku, iespējams sastādīt kopsavilkuma sadalījuma grafiku. meteoroīdu masas un aprēķināt kopējo meteoroīdu pieplūdumu zemē. Šeit ir parādīts grafiks (9. att.), ko V. N. Lebedints ir izveidojis, pamatojoties uz daudzām novērojumu sērijām ar dažādām metodēm dažādās valstīs, kā arī kopsavilkuma un teorētiskās līknes. V. N. Lebedinta pieņemtais sadales modelis parādīts kā nepārtraukta līnija. Uzmanība tiek pievērsta šīs līknes pārtraukumam M=10 -6 g un jūtama novirze masas diapazonā 10 -11 -10 -15 g.

Šī novirze ir izskaidrojama ar jau zināmo Pointing-Robertson efektu. Kā zināms, gaismas spiediens palēnina ļoti mazu daļiņu (to izmēri ir aptuveni 10–4–10–5 cm) kustību orbītā un liek tām pakāpeniski izkrist uz Sauli. Tāpēc šajā masu diapazonā līknei ir novirze. Pat mazākām daļiņām diametrs ir salīdzināms vai mazāks par gaismas viļņa garumu, un gaismas spiediens uz tām neiedarbojas: difrakcijas fenomena dēļ gaismas viļņi iet ap tām, neizdarot spiedienu.

Pāriesim pie kopējās masas pieplūduma novērtēšanas. Ļaujiet mums noteikt šo pieplūdumu masas intervālā no M 1 līdz M 2 un M 2 > M 1 Tad no iepriekš uzrakstītā masas sadalījuma likuma izriet, ka masas pieplūdums Ф m ir vienāds ar:

plkst S 1

plkst S=1

Rīsi. 9. att. Meteorīdu sadalījums pēc masas (pēc V. N. Lebedinta) “Iekritums” masas diapazonā 10 -11 -10 -15 g ir saistīts ar Pointinga-Robertsona efektu; N-daļiņu skaits uz kvadrātmetru sekundē no debess puslodes

Šīm formulām ir vairākas ievērojamas īpašības. Proti, plkst S=1 masas plūsma Ф m ir atkarīga tikai no masu attiecības M 2 M 1(dots Nē) ; plkst S<1 un M 2 >> M 1 f m ir atkarīgs praktiski tikai no vērtības lielāka masa M2 un nav atkarīgs no M 1 ; plkst S>1 un M 2 > M 1 plūsma F m ir atkarīga praktiski tikai no vērtības mazāka masaM 1 un nav atkarīgs no M 2Šīs masas pieplūduma formulas un mainīguma īpašības S, attēlā parādīts. 8, skaidri parāda, cik bīstami ir vidējās vērtības noteikšana S un iztaisnojiet sadalījuma līkni attēlā. 9, ko daži pētnieki jau ir mēģinājuši izdarīt. Masas pieplūduma aprēķini jāveic ar intervāliem, pēc tam rezultātus summējot.

2. tabula. Meteoru vielas pieplūduma uz Zemi aplēses, pamatojoties uz astronomiskajiem datiem

Dažādi zinātnieki, izmantojot dažādas analīzes metodes, saņēma atšķirīgus aprēķinus, tomēr ne daudz, kas atšķiras viens no otra. Tabulā. 2. tabulā parādītas vissaprātīgākās aplēses par pēdējiem 20 gadiem.

Kā redzat, šo aplēšu galējās vērtības atšķiras gandrīz 10 reizes, bet pēdējās divas aplēses - 3 reizes. Taču V. N. Ļebedinets viņa iegūto skaitli uzskata tikai par ticamāko un norāda masas pieplūduma galējās iespējamās robežas (0,5-6) 10 4 t/gadā. Meteorvielas pieplūduma uz Zemi aplēses precizēšana ir tuvākās nākotnes uzdevums.

Papildus astronomiskām metodēm šī svarīgā daudzuma noteikšanai ir arī kosmoķīmiskās metodes, kuru pamatā ir kosmogēno elementu satura aprēķini noteiktos nogulumos, proti, dziļjūras nogulumos: nogulumos un sarkanajos mālos, ledāju un sniega nogulumos Antarktīdā, Grenlandē un citas vietas. Visbiežāk tiek noteikts dzelzs, niķeļa, irīdija, osmija, oglekļa izotopu 14 C, hēlija 3 He, alumīnija 26 A1, hlora 38 C saturs. l, daži argona izotopi. Lai ar šo metodi aprēķinātu masas pieplūdumu, nosaka kopējo pētāmā elementa saturu ņemtajā paraugā (kodolā), pēc tam atņem tā paša elementa vai izotopa vidējo saturu sauszemes iežos (tā sauktais zemes fons). no tā. Iegūtais skaitlis tiek reizināts ar kodola blīvumu, sedimentācijas ātrumu (t.i., to nogulumu uzkrāšanos, no kuriem kodols ņemts) un Zemes virsmas laukumu un dalīts ar tā relatīvo saturu. elements visizplatītākajā meteorītu klasē - hondritos. Šāda aprēķina rezultāts ir meteoriskās vielas pieplūdums uz Zemi, bet noteikts ar kosmoķīmiskiem līdzekļiem. Sauksim to par FK.

Lai gan kosmoķīmiskā metode tiek izmantota jau vairāk nekā 30 gadus, tās rezultāti slikti saskan savā starpā un ar astronomiskās metodes iegūtajiem rezultātiem. Tiesa, J. Bārkers un E. Anderss, mērot irīdija un osmija saturu dziļūdens mālos Klusā okeāna dzelmē, iegūti 1964. un 1968. gadā. masas pieplūduma aplēses (5 - 10) 10 4 t/gadā, kas ir tuvu augstākajām aplēsēm, kas iegūtas ar astronomisko metodi. 1964. gadā O. Šēfers un kolēģi noteica masas pieplūduma vērtību 4 10 4 t/gadā no hēlija-3 satura tajos pašos mālos. Bet attiecībā uz hloru-38 viņi arī saņēma 10 reizes lielāku vērtību. E. V. Sobotovičs un viņa līdzstrādnieki par osmija saturu sarkanajos mālos (no Klusā okeāna dibena) ieguva FK = 10 7 t/gadā, bet par šī paša osmija saturu Kaukāza ledājos - 10 6 t/gadā. Indijas pētnieki D. Lals un V. Venkatavaradans aprēķināja Fc = 4 10 6 t/gadā no alumīnija-26 satura dziļūdens nogulumos, bet J. Brokas un J. Picciotto aprēķināja no niķeļa satura Antarktīdas sniega nogulumos. - (4-10) 10 6 t/gadā.

Kāds ir iemesls tik zemai kosmoķīmiskās metodes precizitātei, kas rada neatbilstības trīs kārtu robežās? Šim faktam ir iespējami šādi skaidrojumi:

1) izmērīto elementu koncentrācija lielākajā daļā meteorisko vielu (kas, kā mēs redzējām, galvenokārt ir komētas izcelsme) atšķiras no tās, kas pieņemta hondrītiem;

2) ir procesi, kurus mēs neņemam vērā, kas palielina izmērīto elementu koncentrāciju grunts nogulumos (piemēram, zemūdens vulkānisms, gāzu izplūde utt.);

3) nepareizi noteikts sedimentācijas ātrums.

Acīmredzot kosmoķīmiskās metodes joprojām ir jāuzlabo. Tāpēc mēs balstīsimies uz astronomisko metožu datiem. Pieņemsim autora iegūto meteoriskās vielas pieplūduma aplēsi un paskatīsimies, cik daudz no šīs matērijas izkrita visā Zemes kā planētas pastāvēšanas laikā. Reizinot ikgadējo pieplūdumu (5 10 4 t) ar Zemes vecumu (4,6 10 9 gadi), visā šajā periodā iegūstam aptuveni 2 10 14 t. Atgādinām, ka Zemes masa ir 6 10 21 tonna.Mūsu aplēse par pieaugumu ir nenozīmīga daļa (viena trīsdesmit miljonā daļa) no Zemes masas. Ja tomēr pieņemsim V. N. Lebedinta iegūto meteoroloģiskās vielas pieplūduma aplēsi, šī daļa nokritīsies līdz simtmiljonajai daļai. Protams, šim pieaugumam nebija nekādas nozīmes Zemes attīstībā. Bet šis secinājums attiecas uz mūsdienu periodu. Iepriekš, īpaši Saules sistēmas un Zemes kā planētas evolūcijas sākumposmā, pirmsplanētu putekļu mākoņa palieku un lielāku fragmentu nokrišņiem uz tās neapšaubāmi bija nozīmīga loma ne tikai zemes masas palielināšanā. zemi, bet arī tās apkuri. Tomēr mēs šo jautājumu šeit neapskatīsim.

Meteorītu uzbūve un sastāvs

Meteorītus parasti iedala divās grupās pēc to noteikšanas metodes: kritieniem un atradumiem. Kritieni ir meteorīti, kas novēroti kritiena laikā un uzņemti uzreiz pēc tā. Atradumi ir nejauši atrasti meteorīti, dažkārt izrakumos un lauka darbos vai pārgājienos, ekskursijās u.c. (Atrastajam meteorītam ir liela zinātnes vērtība. Tāpēc nekavējoties jānosūta PSRS Meteorītu komitejai Zinātnes: Maskava , 117312, M. Uļjanova iela, 3. Meteorītu atradušajiem tiek izmaksāta naudas balva.Ja meteorīts ir ļoti liels, nepieciešams to nolauzt un nosūtīt nelielu gabalu.Pirms saņemšanas Meteorītu komitejas paziņojums vai līdz Komitejas pārstāvja ierašanās brīdim akmeni, kuram ir aizdomas par kosmisku izcelsmi, nekādā gadījumā nedrīkst šķelt gabalos, izsniegt, bojāt. Nepieciešams veikt visus pasākumus, lai šo akmeni saglabātu vai akmeņus, ja savākti vairāki, kā arī atcerēties vai atzīmēt atradumu vietas.)

Pēc sastāva meteorīti tiek iedalīti trīs galvenajās klasēs: akmeņains, akmeņains-dzelzs un dzelzs. Lai veiktu statistiku, tiek izmantoti tikai kritieni, jo atradumu skaits ir atkarīgs ne tikai no savulaik nokritušo meteorītu skaita, bet arī no nejaušo aculiecinieku uzmanības, ko tie piesaista. Šeit dzelzs meteorītiem ir nenoliedzama priekšrocība: cilvēks vairāk pievērš uzmanību dzelzs gabalam, turklāt neparastam izskatam (izkusušam, ar bedrēm), nevis akmenim, kas maz atšķiras no parastajiem akmeņiem.

Starp kritieniem 92% ir akmeņaini meteorīti, 2% ir akmeņainas dzelzs un 6% ir dzelzs.

Bieži vien meteorīti lidojuma laikā sadalās vairākos (dažreiz ļoti daudzos) fragmentos, un pēc tam meteoru lietus. Par meteoru lietu ir pieņemts uzskatīt, ka vienlaicīgi nokrīt seši vai vairāk atsevišķas kopijas meteorīti (kā pieņemts saukt uz Zemes krītošos fragmentus katru atsevišķi, atšķirībā no fragmenti, radās meteorītu sasmalcināšanas laikā no trieciena zemē).

Meteoru lietus visbiežāk ir akmeņu lietus, taču reizēm nokrīt arī dzelzs meteoru lietusgāzes (piemēram, Sikhote-Alin, kas Tālajos Austrumos nokrita 1947. gada 12. februārī).

Turpināsim ar meteorītu struktūras un sastāva aprakstu pa veidiem.

akmens meteorīti. Visizplatītākā akmeņaino meteorītu klase ir t.s hondrīti(sk. t.sk.). Viņiem pieder vairāk nekā 90% akmeņaino meteorītu. Šie meteorīti ieguva savu nosaukumu no noapaļotiem graudiem - hondrs, no kuriem tie sastāv. Hondrulēm ir dažādi izmēri: no mikroskopiskām līdz centimetriem, tās veido līdz pat 50% no meteorīta tilpuma. Pārējā viela (starphondrālā) pēc sastāva neatšķiras no hondrulu vielas.

Hondrulu izcelsme vēl nav noskaidrota. Tie nekad nav atrodami sauszemes minerālos. Iespējams, ka hondrulas ir sasaluši pilieni, kas veidojas meteorīta vielas kristalizācijas laikā. Sauszemes iežos šādi graudi ir jāsadrupina virs esošo slāņu milzīgā spiediena ietekmē, savukārt meteorīti veidojās desmitiem kilometru lielos pamatķermeņu dziļumos (asteroīdu vidējais izmērs), kur spiediens pat centrā ir relatīvi. mazs.

Pamatā hondrīti sastāv no dzelzs-magnija silikātiem. Starp tiem pirmo vietu ieņem olivīns ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - tas veido 25 līdz 60% no šīs klases meteorītu vielas. Otrajā vietā ir hiperstēns un bronzīts ( Fe, Mg) 2 Si2O6 (20-35%). Niķeļa dzelzs (kamacīts un taenīts) ir no 8 līdz 21%, dzelzs sulfīts FeS - troilīts - 5%.

Hondrīti ir sadalīti vairākās apakšklasēs. Starp tiem izšķir parastos, enstatītus un oglekļa hondrītus. Savukārt parastos hondrītus iedala trīs grupās: H - ar augstu niķeļa dzelzs saturu (16-21%), L-ar zemu (apmēram 8%) un LL-c ir ļoti zems (mazāk nekā 8%). Enstatīta hondrītos galvenās sastāvdaļas ir enstatīts un klinoenstatīts. Mg2 Si 2 Q 6 , kas veido 40-60% no kopējā sastāva. Enstatīta hondrīti izceļas arī ar augstu kamacīta (17-28%) un troilīta (7-15%) saturu. Tie satur arī plagioklāzi. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - līdz 5-10%.

Oglekļa hondrīti izceļas atsevišķi. Viņi izceļas ar tumšo krāsu, par kuru viņi ieguva savu vārdu. Bet šo krāsu viņiem piešķir nevis palielināts oglekļa saturs, bet gan smalki sadalīti magnetīta graudi. Fe3 O 4 . Oglekļa hondrīti satur daudz hidratētu silikātu, piemēram, montmorilonītu ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8, serpentīns Mg 6 ( Ak) 8 Si 4 O 10, un rezultātā daudz saistītā ūdens (līdz 20%). Ar oglekļa hondrītu pāreju no C tipa Es rakstīšu C III, hidratēto silikātu īpatsvars samazinās, un tie dod vietu olivīnam, klinohiperstēnam un klinoenstatam. Oglekļa viela C tipa hondrītos Es esmu 8%, C II - 5%, C III - 2%.

Kosmogonisti uzskata, ka oglekli saturošu hondrītu viela pēc sastāva ir vistuvākā pirmsplanētu mākoņa primārajai vielai, kas kādreiz bija ap Sauli. Tāpēc šie ļoti reti sastopamie meteorīti tiek rūpīgi analizēti, ieskaitot izotopu analīzi.

Pēc spožu meteoru spektriem dažkārt var noteikt to ķermeņu ķīmisko sastāvu, kas tos rada. Dzelzs, magnija un nātrija satura attiecību salīdzinājums Drakonīdu straumes meteoru ķermeņos un dažāda veida hondritos, ko 1974. gadā veica padomju meteoritologs A. A. Javnels, parādīja, ka Drakonīdu straumē iekļautie ķermeņi ir tuvu. sastāvā līdz oglekli saturošiem hondrītiem klases Ar I. 1981. gadā šīs grāmatas autors, turpinot pētījumus pēc A. A. Javneļa metodes, pierādīja, ka sporādiskie meteoroīdi pēc sastāva ir līdzīgi hondrītiem C. Es un tie, kas veido Perseīdu straumi, pieder C klasei III. Diemžēl dati par meteoru spektriem, kas ļauj noteikt to veidojošo ķermeņu ķīmisko sastāvu, joprojām ir nepietiekami.

Vēl viena akmeņaino meteorītu klase - ahondrīti- raksturojas ar hondruļu neesamību, zemu dzelzs un tam tuvu elementu (niķeļa, kobalta, hroma) saturu. Ir vairākas ahondrītu grupas, kas atšķiras pēc galvenajām minerālvielām (ortoenstatīts, olivīns, ortopiroksēns, pigeonīts). Visi ahondrīti veido apmēram 10% akmeņaino meteorītu.

Interesanti, ka, ja ņem hondrītu vielu un to izkausē, veidojas divas frakcijas, kas nesajaucas savā starpā: viena no tām ir niķeļa dzelzs, pēc sastāva līdzīga dzelzs meteorītiem, otra ir silikāts, kas ir tuvu. sastāvā līdz ahondrītiem. Tā kā abu skaits ir gandrīz vienāds (no visiem meteorītiem 9% ir ahondrīti un 8% ir dzelzs un dzelzs akmens), var domāt, ka šīs meteorītu klases veidojas hondrīta vielas pārkausēšanas laikā zarnās. vecāku iestādes.

dzelzs meteorīti(skatīt fotoattēlu) ir 98% niķeļa dzelzs. Pēdējam ir divas stabilas modifikācijas: maz niķeļa kamacīte(6-7% niķeļa) un bagāts ar niķeli taenīts(30-50% niķeļa). Kamacīts ir sakārtots četru paralēlu plākšņu sistēmu veidā, kuras atdala taenīta starpslāņi. Kamacīta plāksnes atrodas gar oktaedra (oktaedra) skaldnēm, tāpēc šādus meteorītus sauc oktaedrīti. Retāk sastopami dzelzs meteorīti. heksaedrīti, kam ir kubiskā kristāla struktūra. Vēl retāk ataksīti- meteorīti, bez sakārtotas struktūras.

Kamacīta plākšņu biezums oktaedrītos svārstās no dažiem milimetriem līdz milimetra simtdaļām. Pēc šī biezuma izšķir rupjas un smalkas struktūras oktaedrītus.

Ja oktaedrīta virsmas daļa ir noslīpēta un posms ir iegravēts ar skābi, tad parādīsies raksturīgs raksts krustojošu joslu sistēmas veidā, t.s. Vidmanštetenas figūras(sk. t.sk.) nosaukti zinātnieka A. Vidmanštetena vārdā, kurš tos pirmo reizi atklāja 1808. gadā. Šīs figūras parādās tikai oktaedrītos un nav novērotas citu klašu dzelzs meteorītos un sauszemes dzelzī. To izcelsme ir saistīta ar oktaedrītu kamacīta-taenīta struktūru. Saskaņā ar Widmashnettten skaitļiem var viegli noteikt atrastā "aizdomīgā" dzelzs gabala kosmisko raksturu.

Vēl viena meteorītu (gan dzelzs, gan akmens) raksturīga iezīme ir daudzu bedrīšu klātbūtne uz virsmas ar gludām malām, kas ir aptuveni 1/10 no paša meteorīta izmēra. Šīs bedres, kas skaidri redzamas fotogrāfijā (sk. t.sk.), sauc regmaglypts. Tie veidojas jau atmosfērā, veidojoties turbulentiem virpuļiem pie tajā iekļuvušā ķermeņa virsmas, kas it kā izskrāpē bedres-regmagliptus (Šo skaidrojumu ierosināja un pamatoja šī raksta autors grāmata 1963. gadā).

Trešā meteorītu ārējā pazīme ir tumsas klātbūtne uz to virsmas kūstoša garoza biezums no simtdaļām līdz vienam milimetram.

Dzelzs akmens meteorīti puse metāla, puse silikāta. Tie ir sadalīti divās apakšklasēs: pallazīti, kurā metāla frakcija veido sava veida sūkli, kura porās atrodas silikāti, un mezoziderīti, kur, gluži pretēji, silikāta sūkļa poras ir piepildītas ar niķeļa dzelzi. Pallazītos silikāti sastāv galvenokārt no olivīna, mezoziderītos - no ortopiroksēna. Pallasīti savu nosaukumu ieguvuši no pirmā mūsu valstī atrastā Pallas Iron meteorīta. Šo meteorītu pirms vairāk nekā 200 gadiem atklāja un no Sibīrijas uz Sanktpēterburgu aizveda akadēmiķis PS Pallass.

Meteorītu izpēte ļauj rekonstruēt to vēsturi. Mēs jau atzīmējām, ka meteorītu struktūra norāda uz to rašanos vecāku ķermeņu iekšpusē. Fāzu attiecība, piemēram, niķeļa dzelzs (kamacīts-taenīts), niķeļa sadalījums pa taenīta starpslāņiem un citas raksturīgas pazīmes pat ļauj spriest par primāro pamatķermeņu izmēru. Vairumā gadījumu tie bija ķermeņi ar diametru 150-400 km, t.i., kā lielākie asteroīdi. Meteorītu struktūras un sastāva pētījumi liek noraidīt nespeciālistu vidū ļoti populāro hipotēzi par hipotētiskās vairākus tūkstošus kilometrus lielās planētas Faetona Marsa un Jupitera pastāvēšanu un sabrukšanu. Uz Zemi krītošie meteorīti veidojās dzīlēs daudzi vecāku iestādes savādāk izmēriem. Asteroīdu orbītu analīze, ko veica Azerbaidžānas PSR Zinātņu akadēmijas akadēmiķis G. F. Sultanovs, noved pie tāda paša secinājuma (par vecāku ķermeņu daudzveidību).

Pēc radioaktīvo izotopu un to sabrukšanas produktu attiecības meteorītos var noteikt arī to vecumu. Izotopi ar garāko pussabrukšanas periodu, piemēram, rubīdijs-87, urāns-235 un urāns-238, nosaka vecumu vielas meteorīti. Izrādās, ka tas ir vienāds ar 4,5 miljardiem gadu, kas atbilst vecāko sauszemes un Mēness iežu vecumam un tiek uzskatīts par visas mūsu Saules sistēmas vecumu (precīzāk, periods, kas pagājis no planētu veidošanās pabeigšanas) .

Iepriekš minētie izotopi, sadaloties, veido attiecīgi stronciju-87, svinu-207 un svinu-206. Šīs vielas, tāpat kā sākotnējie izotopi, ir cietā stāvoklī. Bet ir liela izotopu grupa, kuru galīgie sabrukšanas produkti ir gāzes. Tātad, kālijs-40, sadaloties, veido argonu-40, bet urāns un torijs - hēliju-3. Bet, strauji karsējot pamatķermeni, izplūst hēlijs un argons, un tāpēc kālija-argona un urāna-hēlija vecums dod tikai laiku sekojošai lēnai dzesēšanai. Šo vecumu analīze liecina, ka dažkārt tos mēra miljardos gadu (bet bieži vien daudz mazāk par 4,5 miljardiem gadu) un dažreiz simtos miljonu gadu. Daudziem meteorītiem urāna-hēlija vecums ir par 1-2 miljardiem gadu mazāks nekā kālija-argona vecums, kas liecina par atkārtotām šī pamatķermeņa sadursmēm ar citiem ķermeņiem. Šādas sadursmes ir visticamākie mazu ķermeņu pēkšņas uzkaršanas avoti līdz simtiem grādu temperatūrai. Un tā kā hēlijs iztvaiko zemākā temperatūrā nekā argons, hēlija novecošanās var norādīt uz vēlākas, ne pārāk spēcīgas sadursmes laiku, kad temperatūras paaugstināšanās nebija pietiekama, lai argonu iztvaikotu.

Visus šos procesus meteorīta viela piedzīvoja pat laikā, kad tas atradās mātes ķermenī, tā teikt, pirms tā kā neatkarīga debess ķermeņa dzimšanas. Bet šeit meteorīts vienā vai otrā veidā atdalījās no mātes ķermeņa, "piedzima pasaulē". Kad tas notika? Laika posms, kas pagājis no šī notikuma, tiek saukts kosmosa laikmets meteorīts.

Lai noteiktu kosmiskos vecumus, tiek izmantota metode, kuras pamatā ir meteorīta mijiedarbības fenomens ar galaktikas kosmiskajiem stariem. Tā sauc enerģētiski lādētas daļiņas (visbiežāk protonus), kas nāk no mūsu Galaktikas neierobežotajiem plašumiem. Iekļūstot meteorīta ķermenī, tie atstāj savas pēdas (pēdas). Pēc pēdu blīvuma var noteikt to uzkrāšanās laiku, t.i., meteorīta kosmosa vecumu.

Dzelzs meteorītu kosmiskais vecums ir simtiem miljonu gadu, bet akmens meteorītu — miljoniem un desmitiem miljonu gadu. Šī atšķirība, visticamāk, ir saistīta ar akmeņaino meteorītu mazāku stiprumu, kas no sadursmēm viens ar otru sadalās mazos gabaliņos un "nenodzīvo" līdz simt miljonu gadu vecumam. Netiešs apstiprinājums šim uzskatam ir akmens meteorītu lietus relatīvais daudzums salīdzinājumā ar dzelzs lietusgāzēm.

Noslēdzot šo pārskatu par mūsu zināšanām par meteorītiem, tagad pievērsīsimies tam, ko mums sniedz meteoru parādību izpēte.

Saules sistēmas objekti saskaņā ar Starptautiskās Astronomijas savienības noteikumiem ir sadalīti šādās kategorijās:

planētas -ķermeņi, kas riņķo ap Sauli, atrodas hidrostatiskā līdzsvarā (tas ir, tiem ir sfēriska forma), un tie ir arī attīrījuši savu orbītas apkārtni no citiem mazākiem objektiem. Saules sistēmā ir astoņas planētas - Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns.

pundurplanētas arī riņķo ap Sauli un tiem ir sfēriska forma, taču to gravitācija nav pietiekama, lai attīrītu to trajektoriju no citiem ķermeņiem. Līdz šim Starptautiskā Astronomijas savienība ir atzinusi piecas pundurplanētas - Cereru (bijušais asteroīds), Plutonu (bijušo planētu), kā arī Haumea, Makemake un Erisu.

planētu pavadoņi- ķermeņi, kas negriežas ap Sauli, bet ap planētām.

Komētas- ķermeņi, kas riņķo ap sauli un sastāv galvenokārt no sasalušas gāzes un ledus. Tuvojoties Saulei, tiem ir aste, kuras garums var sasniegt miljoniem kilometru, un koma - sfērisks gāzes apvalks ap cietu kodolu.

asteroīdi- visi pārējie inertie akmens ķermeņi. Lielākajai daļai asteroīdu orbītas ir koncentrētas starp Marsa un Jupitera orbītām - galvenajā asteroīdu joslā. Aiz Plutona orbītas atrodas ārējā asteroīdu josla - Kuipera josta.

Meteora- kosmosa objektu fragmenti, dažus centimetrus lielas daļiņas, kas iekļūst atmosfērā ar ātrumu desmitiem kilometru sekundē un izdeg, radot spilgtu uzliesmojumu - krītošu zvaigzni. Astronomi ir informēti par daudzām meteoru lietusgāzēm, kas saistītas ar komētu orbītām.

Meteorīts- kosmosa objekts vai tā fragments, kuram izdevās "izdzīvot" lidojumu cauri atmosfērai un nokrita zemē.

uguns bumba- ļoti spilgts meteors, spožāks par Venēru. Tā ir uguns bumba ar dūmakainu asti, kas velkas aiz tās. Ugunsbumbas lidojumu var pavadīt pērkona skaņas, tas var beigties ar sprādzienu, dažreiz arī ar meteorītu nokrišanu. Daudzi Čeļabinskas iedzīvotāju filmētie videoklipi parāda tieši bolīda lidojumu.

Damokloīdi- Saules sistēmas debess ķermeņi, kuru orbītas pēc parametriem ir līdzīgas komētu orbītām (liela ekscentriskums un slīpums pret ekliptikas plakni), bet neuzrāda komētas aktivitāti komas vai komētas astes formā. Nosaukums Damokloīdi tika nosaukts pirmā klases pārstāvja - asteroīda (5335) Damokla vārdā. 2010. gada janvārī bija zināms 41 damokloīds.

Damokloīdi ir salīdzinoši nelieli – lielākā no tiem, 2002. gada XU 93, diametrs ir 72 km, bet vidējais diametrs ir aptuveni 8 km. Četru no tiem (0,02–0,04) albedo mērījumi parādīja, ka damokloīdi ir vieni no tumšākajiem Saules sistēmas ķermeņiem, tomēr tiem ir sarkanīga nokrāsa. Lielās ekscentritātes dēļ to orbītas ir ļoti izstieptas, un afēlijā tās atrodas tālāk par Urānu (līdz 571,7 AU 1996. gadā PW), un perihēlijā tās atrodas tuvāk par Jupiteru un dažreiz pat Marsu.

Tiek uzskatīts, ka damokloīdi ir Halija tipa komētu kodoli, kas radušies Orta mākonī un zaudējuši gaistošās vielas. Šī hipotēze tiek uzskatīta par pareizu, jo pēc tam tika konstatēts, ka daudziem objektiem, kas tika uzskatīti par damokloīdiem, ir koma un tie tika klasificēti kā komētas. Vēl viens pārliecinošs pierādījums ir tas, ka vairumam damokloīdu orbītas ir stipri noslieces pret ekliptikas plakni, dažkārt vairāk nekā 90 grādu leņķī – tas ir, daži no tiem griežas ap Sauli pretējā virzienā lielāko planētu kustībai, kas krasi. atšķir tos no asteroīdiem. Pirmais no šiem ķermeņiem, kas tika atklāts 1999. gadā, tika nosaukts (20461) Diorets - "asteroīds" otrādi.

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

Asteroīdi, komētas, meteori, meteorīti – astronomiski objekti, kas debess ķermeņu zinātnes pamatos nezinātājam šķiet vienādi. Patiesībā tie atšķiras vairākos veidos. Īpašības, kas raksturo asteroīdus, komētas, ir viegli atcerēties. Viņiem ir arī zināma līdzība: šādi objekti tiek klasificēti kā mazi ķermeņi, bieži vien klasificēti kā kosmosa atlūzas. Par to, kas ir meteors, kā tas atšķiras no asteroīda vai komētas, kādas ir to īpašības un izcelsme, un tas tiks apspriests tālāk.

astes klaidoņi

Komētas ir kosmosa objekti, kas sastāv no sasalušām gāzēm un akmens. To izcelsme ir attālos Saules sistēmas apgabalos. Mūsdienu zinātnieki norāda, ka galvenie komētu avoti ir savstarpēji saistītā Koipera josta un izkliedētais disks, kā arī hipotētiski esošais

Komētām ir ļoti iegarenas orbītas. Tuvojoties Saulei, tie veido komu un asti. Šie elementi sastāv no iztvaikojošām gāzveida vielām amonjaka, metāna), putekļiem un akmeņiem. Komētas galva jeb koma ir sīku daļiņu apvalks, kas izceļas ar spilgtumu un redzamību. Tam ir sfēriska forma un tas sasniedz maksimālo izmēru, tuvojoties Saulei 1,5-2 astronomisko vienību attālumā.

Komas priekšā atrodas komētas kodols. Tam, kā likums, ir salīdzinoši mazs izmērs un iegarena forma. Ievērojamā attālumā no Saules no komētas ir palicis tikai kodols. Tas sastāv no sasalušām gāzēm un akmeņiem.

Komētu veidi

To klasifikācija balstās uz to cirkulācijas periodiskumu ap zvaigzni. Komētas, kas aplido Sauli mazāk nekā 200 gadu laikā, sauc par īstermiņa komētām. Visbiežāk tie iekrīt mūsu planētu sistēmas iekšējos reģionos no Kuipera jostas vai izkliedētā diska. Ilga perioda komētas griežas ar vairāk nekā 200 gadu periodu. Viņu "dzimtene" ir Ortas mākonis.

"Mazās planētas"

Asteroīdus veido cieti akmeņi. Pēc izmēra tie ir daudz zemāki par planētām, lai gan dažiem šo kosmosa objektu pārstāvjiem ir satelīti. Lielākā daļa mazo planētu, kā tās sauca iepriekš, ir koncentrētas galvenajā, kas atrodas starp Marsa un Jupitera orbītām.

Kopējais zināmo šādu kosmisko ķermeņu skaits 2015. gadā pārsniedza 670 000. Neskatoties uz tik iespaidīgu skaitu, asteroīdu ieguldījums visu Saules sistēmas objektu masā ir niecīgs - tikai 3-3,6 * 10 21 kg. Tas ir tikai 4% no līdzīgā Mēness parametra.

Ne visi mazie ķermeņi tiek klasificēti kā asteroīdi. Izvēles kritērijs ir diametrs. Ja tas pārsniedz 30 m, tad objekts tiek klasificēts kā asteroīds. Ķermeņus ar mazākiem izmēriem sauc par meteoroīdiem.

Asteroīdu klasifikācija

Šo kosmisko ķermeņu grupēšana balstās uz vairākiem parametriem. Asteroīdi ir sagrupēti atbilstoši to orbītu iezīmēm un redzamās gaismas spektram, kas tika atstarots no to virsmas.

Saskaņā ar otro kritēriju izšķir trīs galvenās klases:

• ogleklis (C);
• silikāts (S);
• metāls (M).

Aptuveni 75% no visiem šodien zināmajiem asteroīdiem ietilpst pirmajā kategorijā. Uzlabojoties aprīkojumam un sīkāk izpētot šādus objektus, klasifikācija paplašinās.

meteoroīdi

Meteorīds ir cita veida kosmiskais ķermenis. Tie nav asteroīdi, komētas, meteori vai meteorīti. Šo objektu īpatnība ir to mazais izmērs. Meteoroīdi savos izmēros atrodas starp asteroīdiem un kosmiskajiem putekļiem. Tādējādi tajos ietilpst ķermeņi, kuru diametrs ir mazāks par 30 m. Daži zinātnieki meteoroīdu definē kā cietu ķermeni ar diametru no 100 mikroniem līdz 10 m. Pēc savas izcelsmes tie ir primāri vai sekundāri, tas ir, veidojas pēc iznīcināšanas. no lielākiem objektiem.

Ieejot Zemes atmosfērā, meteorīds sāk spīdēt. Un te jau tuvojamies atbildei uz jautājumu, kas ir meteors.

Krītoša zvaigzne

Dažreiz starp mirgojošajām zvaigznēm naksnīgajās debesīs pēkšņi uzliesmo, apraksta nelielu loku un pazūd. Ikviens, kurš kaut reizi to ir redzējis, zina, kas ir meteors. Tās ir "krītošās zvaigznes", kurām nav nekāda sakara ar īstām zvaigznēm. Meteors patiesībā ir atmosfēras parādība, kas rodas, kad mazi objekti (tie paši meteoroīdi) nonāk mūsu planētas gaisa apvalkā. Novērotais zibspuldzes spilgtums ir tieši atkarīgs no kosmiskā ķermeņa sākotnējiem izmēriem. Ja meteora spilgtums pārsniedz piekto, to sauc par ugunsbumbu.

Novērošana

Šādas parādības var apbrīnot tikai no planētām ar atmosfēru. Meteorus uz Mēness vai Merkura nevar novērot, jo tiem nav gaisa apvalka.

Piemērotos apstākļos katru nakti var redzēt "krītošās zvaigznes". Vislabāk ir apbrīnot meteorus labos laikapstākļos un ievērojamā attālumā no vairāk vai mazāk spēcīga mākslīgās gaismas avota. Turklāt debesīs nedrīkst būt mēness. Šajā gadījumā ar neapbruņotu aci būs iespējams pamanīt līdz 5 meteoriem stundā. Objekti, kas rada šādas atsevišķas "krītošās zvaigznes", riņķo ap Sauli dažādās orbītās. Tāpēc to parādīšanās vietu un laiku debesīs nevar precīzi paredzēt.

straumes

Meteoriem, kuru fotogrāfijas arī ir parādītas rakstā, parasti ir nedaudz atšķirīga izcelsme. Tie ir daļa no viena no vairākiem mazu kosmisko ķermeņu bariem, kas griežas ap zvaigzni pa noteiktu trajektoriju. Viņu gadījumā ideālais novērošanas periods (laiks, kad, skatoties debesīs, ikviens var ātri saprast, kas ir meteors) ir diezgan labi definēts.

Līdzīgu kosmosa objektu baru sauc arī par meteoru lietu. Visbiežāk tie veidojas komētas kodola iznīcināšanas laikā. Atsevišķas spieta daļiņas pārvietojas paralēli viena otrai. Tomēr no Zemes virsmas šķiet, ka tie izlido no noteiktas nelielas debess zonas. Šo posmu sauc par straumes starojumu. Meteoru spieta nosaukumu, kā likums, dod zvaigznājs, kurā atrodas tā vizuālais centrs (starotājs), vai arī komētas nosaukums, kuras sadalīšanās rezultātā tā parādījās.

Meteori, kuru fotogrāfijas ir viegli iegūt ar speciālu aprīkojumu, pieder pie tādām lielām plūsmām kā Perseīdas, Kvadrantīdas, Eta Akvarīdi, Lirīdas, Geminīdi. Kopumā līdz šim ir atzīta 64 straumju esamība, un vēl aptuveni 300 gaida apstiprinājumu.

debesu akmeņi

Meteorīti, asteroīdi, meteori un komētas ir saistīti jēdzieni saskaņā ar noteiktiem kritērijiem. Pirmie ir kosmosa objekti, kas nokrituši uz Zemes. Visbiežāk to avots ir asteroīdi, retāk - komētas. Meteorīti nes nenovērtējamus datus par dažādiem Saules sistēmas stūriem ārpus Zemes.

Lielākā daļa no šiem ķermeņiem, kas nokrituši uz mūsu planētas, ir ļoti mazi. Izmēru ziņā iespaidīgākie meteorīti pēc trieciena atstāj pēdas, kas ir diezgan pamanāmas arī pēc miljoniem gadu. Labi zināms ir krāteris netālu no Vinslovas, Arizonā. Meteorīta krišana 1908. gadā esot izraisījusi Tunguskas fenomenu.

Šādi lieli objekti Zemi "apciemo" ik pēc dažiem miljoniem gadu. Lielākajai daļai atrasto meteorītu ir diezgan pieticīgi izmēri, taču tie nekļūst mazāk vērtīgi zinātnei.

Pēc zinātnieku domām, šādi objekti var daudz pastāstīt par Saules sistēmas veidošanās laiku. Jādomā, ka tajās ir daļiņas no vielas, no kuras sastāvēja jaunās planētas. Daži meteorīti pie mums nonāk no Marsa vai Mēness. Šādi kosmosa klejotāji ļauj uzzināt kaut ko jaunu par tuvumā esošajiem objektiem bez milzīgiem izdevumiem tālām ekspedīcijām.

Lai iegaumētu atšķirības starp rakstā aprakstītajiem objektiem, ir iespējams apkopot šādu ķermeņu transformāciju telpā. Asteroīds, kas sastāv no cieta klints jeb komēta, kas ir ledus bloks, iznīcinot, rada meteoroīdus, kuri, nonākot planētas atmosfērā, uzliesmo kā meteori, izdeg tajā vai nokrīt, pārvēršoties meteorītos. Pēdējie bagātina mūsu zināšanas par visiem iepriekšējiem.

Meteorīti, komētas, meteori, kā arī asteroīdi un meteoroīdi ir nepārtrauktas kosmiskās kustības dalībnieki. Šo objektu izpēte lielā mērā veicina mūsu izpratni par Visumu. Iekārtām pilnveidojoties, astrofiziķi saņem arvien vairāk datu par šādiem objektiem. Salīdzinoši nesen pabeigtā zondes Rosetta misija nepārprotami parādīja, cik daudz informācijas var iegūt, veicot šādu kosmisko ķermeņu detalizētu izpēti.