Które ciała nazywają się meteorytami, a które asteroidami. asteroidy

W ciepłe letnie noce przyjemnie jest spacerować pod rozgwieżdżonym niebem, patrzeć na cudowne konstelacje na nim, składać życzenia na widok spadającej gwiazdy. A może była to kometa? A może meteoryt? Prawdopodobnie wśród romantyków i zakochanych jest więcej znawców astronomii niż wśród odwiedzających planetaria.

tajemnicza przestrzeń

Pytania, które nieustannie pojawiają się podczas kontemplacji, wymagają odpowiedzi, a niebiańskie zagadki wymagają wskazówek i naukowych wyjaśnień. Tutaj, na przykład, jaka jest różnica między asteroidą a meteorytem? Nie każdy uczeń (a nawet dorosły) może od razu odpowiedzieć na to pytanie. Ale zacznijmy w kolejności.

asteroidy

Aby zrozumieć, czym asteroida różni się od meteorytu, należy zdefiniować pojęcie „asteroidy”. To słowo ze starożytnego języka greckiego jest tłumaczone jako „jak gwiazda”, ponieważ te ciała niebieskie oglądane przez teleskop przypominają bardziej gwiazdy niż planety. Asteroidy do 2006 roku były często nazywane mniejszymi planetami. Rzeczywiście, ruch planetoid jako całości nie różni się od ruchu planet, ponieważ występuje również wokół Słońca. Asteroidy różnią się od zwykłych planet niewielkimi rozmiarami. Na przykład największa asteroida Ceres ma średnicę zaledwie 770 km.

Gdzie znajdują się ci gwiezdni mieszkańcy kosmosu? Większość asteroid porusza się po dawno zbadanych orbitach w przestrzeni między Jowiszem a Marsem. Ale niektóre małe planety wciąż przecinają orbitę Marsa (jak asteroida Ikar) i inne planety, a czasem nawet zbliżają się do Słońca niż Merkurego.

meteoryty

W przeciwieństwie do asteroid meteoryty nie są mieszkańcami kosmosu, ale ich posłańcami. Każdy z Ziemian może zobaczyć meteoryt na własne oczy i dotknąć go własnymi rękami. Wiele z nich znajduje się w muzeach i kolekcjach prywatnych, ale trzeba przyznać, że meteoryty wyglądają raczej nieatrakcyjnie. Większość z nich to szare lub brązowo-czarne kawałki kamienia i żelaza.

Udało nam się więc dowiedzieć, czym asteroida różni się od meteorytu. Ale co może ich zjednoczyć? Uważa się, że meteoryty to fragmenty małych asteroid. Pędzące w kosmos kamienie zderzają się ze sobą, a ich fragmenty czasami docierają do powierzchni Ziemi.

Najsłynniejszym meteorytem w Rosji jest meteoryt Tunguska, który spadł w głębokiej tajdze 30 czerwca 1908 r. W niedalekiej przeszłości, a mianowicie w lutym 2013 roku, uwagę wszystkich przyciągnął meteoryt czelabiński, którego liczne fragmenty znaleziono w pobliżu jeziora Chebarkul w obwodzie czelabińskim.

Dzięki meteorytom osobliwi goście z kosmosu, naukowcy, a wraz z nimi wszyscy mieszkańcy Ziemi, mają doskonałą okazję do poznania składu ciał niebieskich i uzyskania wyobrażenia o pochodzeniu wszechświata.

Meteory

Słowa „meteor” i „meteoryt” pochodzą z tego samego greckiego rdzenia, co w tłumaczeniu oznacza „niebiański”. Wiemy i nietrudno zrozumieć, czym różni się od meteoru.

Meteor nie jest konkretnym obiektem niebieskim, ale zjawiskiem atmosferycznym, które wygląda tak, jakby zachodziło, gdy fragmenty komet i asteroid spalają się w ziemskiej atmosferze.

Meteor to spadająca gwiazda. Obserwatorom może się wydawać, że lecą z powrotem w kosmos lub spalają się w ziemskiej atmosferze.

Zrozumienie, czym meteoryty różnią się od asteroid i meteorytów, jest również łatwe. Ostatnie dwa ciała niebieskie są konkretnie namacalne (nawet jeśli teoretycznie w przypadku asteroidy), a meteor to poświata powstała w wyniku spalania fragmentów kosmosu.

Komety

Nie mniej cudownym ciałem niebieskim, które ziemski obserwator może podziwiać, jest kometa. Czym różnią się komety od asteroid i meteorytów?

Słowo „kometa” ma również starożytne greckie pochodzenie i dosłownie tłumaczy się jako „włochaty”, „kudłaty”. Komety pochodzą z zewnętrznej części Układu Słonecznego i w związku z tym mają inny skład niż asteroidy, które powstały w pobliżu Słońca.

Oprócz różnicy w składzie, istnieje bardziej oczywista różnica w budowie tych ciał niebieskich. Zbliżając się do Słońca, kometa, w przeciwieństwie do asteroidy, ukazuje mgławicową otoczkę warkocza i warkocz składający się z gazu i pyłu. Substancje lotne komety podczas jej nagrzewania aktywnie wyróżniają się i odparowują, zamieniając ją w najpiękniejszy świetlisty obiekt niebieski.

Ponadto asteroidy poruszają się po orbitach, a ich ruch w przestrzeni kosmicznej przypomina płynny i miarowy ruch zwykłych planet. W przeciwieństwie do asteroid, komety poruszają się bardziej ekstremalnie. Jego orbita jest bardzo wydłużona. Kometa albo zbliża się do Słońca blisko Słońca, albo oddala się od niego w znacznej odległości.

Kometa różni się od meteorytu tym, że jest w ruchu. Meteoryt jest wynikiem zderzenia ciała niebieskiego z powierzchnią Ziemi.

Świat niebiański i świat ziemski!

Trzeba przyznać, że oglądanie nocnego nieba jest podwójnie przyjemne, gdy jego nieziemski mieszkańcy są dla ciebie dobrze znani i zrozumiani. A co za przyjemność opowiadać rozmówcy o świecie gwiazd i niezwykłych wydarzeniach w kosmosie!

I nie chodzi nawet o pytanie, czym różni się asteroida od meteorytu, ale o świadomość ścisłego związku i głębokiej interakcji między światem ziemskim i kosmicznym, które muszą być ustanawiane tak aktywnie, jak relacje między jedną osobą a drugą.

Treść artykułu

METEOR. Słowo „meteor” w języku greckim było używane do opisywania różnych zjawisk atmosferycznych, ale teraz odnosi się do zjawisk, które występują, gdy cząstki stałe z kosmosu wchodzą do górnej atmosfery. W wąskim sensie „meteor” to świetlisty pas na drodze rozpadającej się cząstki. Jednak w życiu codziennym słowo to często oznacza samą cząstkę, chociaż naukowo nazywa się ją meteoroidem. Jeśli część meteoroidu dotrze do powierzchni, nazywa się to meteorytem. Meteory są popularnie nazywane „spadającymi gwiazdami”. Bardzo jasne meteory nazywane są kulami ognia; czasami termin ten odnosi się tylko do zdarzeń meteorowych, którym towarzyszą zjawiska dźwiękowe.

Częstotliwość pojawiania się.

Liczba meteorów, które obserwator może zobaczyć w danym okresie czasu, nie jest stała. W dobrych warunkach, z dala od świateł miasta i przy braku jasnego światła księżyca, obserwator może zobaczyć 5–10 meteorów na godzinę. W przypadku większości meteorów blask trwa około sekundy i wygląda słabiej niż najjaśniejsze gwiazdy. Po północy meteory pojawiają się częściej, gdyż obserwator w tym czasie znajduje się na przedniej stronie Ziemi w trakcie ruchu orbitalnego, która odbiera więcej cząstek. Każdy obserwator może zobaczyć meteory w promieniu około 500 km wokół siebie. W ciągu zaledwie jednego dnia w ziemskiej atmosferze pojawiają się setki milionów meteorów. Całkowitą masę cząstek dostających się do atmosfery szacuje się na tysiące ton dziennie - to znikoma ilość w porównaniu z masą samej Ziemi. Pomiary ze statku kosmicznego pokazują, że na Ziemię dziennie spada również około 100 ton cząstek pyłu, które są zbyt małe, aby spowodować pojawienie się widocznych meteorów.

Obserwacja meteorów.

Obserwacje wizualne dostarczają wielu danych statystycznych o meteorach, ale potrzebne są specjalne instrumenty, aby dokładnie określić ich jasność, wysokość i prędkość lotu. Od prawie wieku astronomowie używają kamer do fotografowania śladów meteorów. Obrotowa migawka (migawka) przed obiektywem aparatu sprawia, że ​​ślad meteoru wygląda jak linia przerywana, co pomaga precyzyjnie określić odstępy czasu. Zazwyczaj ta migawka wykonuje od 5 do 60 zdjęć na sekundę. Jeśli dwóch obserwatorów, oddalonych od siebie o kilkadziesiąt kilometrów, jednocześnie fotografuje ten sam meteor, to możliwe jest dokładne wyznaczenie wysokości lotu cząstki, długości jej toru oraz w odstępach czasu prędkości lotu.

Od lat czterdziestych astronomowie obserwują meteory za pomocą radaru. Same cząstki kosmiczne są zbyt małe, aby można je było wykryć, ale podróżując przez atmosferę pozostawiają ślad plazmy, który odbija fale radiowe. W przeciwieństwie do fotografii radar jest skuteczny nie tylko w nocy, ale także w dzień i przy pochmurnej pogodzie. Radar wykrywa małe meteoroidy, których kamera nie widzi. Na podstawie zdjęć tor lotu jest określany dokładniej, a radar pozwala dokładnie zmierzyć odległość i prędkość. Cm. RADAR; ASTRONOMIA RADAROWA.

Sprzęt telewizyjny służy również do obserwacji meteorów. Lampy wzmacniające obraz umożliwiają rejestrację słabych meteorów. Stosowane są również kamery z matrycami CCD. W 1992 roku, podczas nagrywania wydarzenia sportowego na kamerze wideo, zarejestrowano lot jasnej kuli ognia, kończący się spadkiem meteorytu.

prędkość i wysokość.

Prędkość, z jaką meteoroidy wnikają w atmosferę, mieści się w zakresie od 11 do 72 km/s. Pierwsza wartość to prędkość nabyta przez ciało tylko dzięki przyciąganiu Ziemi. (Statek kosmiczny musi osiągnąć tę samą prędkość, aby wyrwać się z pola grawitacyjnego Ziemi.) Meteoroid, który przybył z odległych regionów Układu Słonecznego, z powodu przyciągania do Słońca, osiąga prędkość 42 km / s w pobliżu Ziemi. orbita. Prędkość orbitalna Ziemi wynosi około 30 km/s. Jeśli spotkanie odbywa się na czoło, ich prędkość względna wynosi 72 km/s. Każda cząstka pochodząca z przestrzeni międzygwiazdowej musi mieć jeszcze większą prędkość. Brak tak szybkich cząstek dowodzi, że wszystkie meteoroidy należą do Układu Słonecznego.

Wysokość, na której meteor zaczyna świecić lub jest odnotowywana przez radar, zależy od prędkości wejścia cząstki. W przypadku szybkich meteoroidów wysokość ta może przekroczyć 110 km, a cząstka ulega całkowitemu zniszczeniu na wysokości około 80 km. W przypadku powolnych meteoroidów dzieje się to mniej, gdy gęstość powietrza jest większa. Meteory o jasności porównywalnej z najjaśniejszymi gwiazdami składają się z cząstek o masie dziesiątych części grama. Większe meteoroidy zwykle potrzebują więcej czasu na rozbicie się i osiągnięcie niskich wysokości. Są one znacznie spowolnione z powodu tarcia w atmosferze. Rzadkie cząstki spadają poniżej 40 km. Jeśli meteoroid osiągnie wysokość 10–30 km, jego prędkość spada poniżej 5 km/s i może spaść na powierzchnię w postaci meteorytu.

Orbity.

Znając prędkość meteoroidu i kierunek, z którego zbliżył się do Ziemi, astronom może obliczyć jego orbitę przed uderzeniem. Ziemia i meteoroid zderzają się, jeśli ich orbity przecinają się i jednocześnie znajdują się w tym punkcie przecięcia. Orbity meteoroidów są zarówno prawie okrągłe, jak i ekstremalnie eliptyczne, wykraczając poza orbity planet.

Jeśli meteoroid zbliża się do Ziemi powoli, to porusza się wokół Słońca w tym samym kierunku co Ziemia: w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc od północnego bieguna orbity. Większość orbit meteoroidów wykracza poza orbitę Ziemi, a ich płaszczyzny nie są zbytnio nachylone do ekliptyki. Upadek prawie wszystkich meteorytów jest związany z meteoroidami, które miały prędkość poniżej 25 km/s; ich orbity leżą całkowicie w obrębie orbity Jowisza. Większość czasu te obiekty spędzają między orbitami Jowisza i Marsa, w pasie mniejszych planet - asteroid. Dlatego uważa się, że asteroidy służą jako źródło meteorytów. Niestety, możemy obserwować tylko te meteoroidy, które przecinają orbitę Ziemi; oczywiście ta grupa nie reprezentuje w pełni wszystkich małych ciał Układu Słonecznego.

W szybkich meteoroidach orbity są bardziej wydłużone i bardziej nachylone do ekliptyki. Jeśli meteoroid leci z prędkością większą niż 42 km/s, to porusza się wokół Słońca w kierunku przeciwnym do kierunku planet. Fakt, że wiele komet porusza się po takich orbitach, wskazuje, że te meteoroidy są fragmentami komet.

deszcz meteorytów.

W niektóre dni w roku meteory pojawiają się znacznie częściej niż zwykle. Zjawisko to nazywa się deszczem meteorów, kiedy to obserwuje się dziesiątki tysięcy meteorów na godzinę, tworząc niesamowite zjawisko „gwiaździstego deszczu” na niebie. Jeśli prześledzisz ścieżki meteorów na niebie, wydaje się, że wszystkie wylatują z tego samego punktu, zwanego promienistym strumieniem. To perspektywiczne zjawisko, podobne do torów zbiegających się na horyzoncie, wskazuje, że wszystkie cząstki poruszają się po równoległych ścieżkach.

Astronomowie zidentyfikowali kilkadziesiąt deszczów meteorów, z których wiele wykazuje roczną aktywność trwającą od kilku godzin do kilku tygodni. Większość strumieni nosi nazwę konstelacji, w której znajduje się ich promień, na przykład Perseidy, które mają promień w konstelacji Perseusza, Bliźnięta, z promiennikiem w Bliźniętach.

Po niesamowitym deszczu gwiazd spowodowanym deszczem Leonidów w 1833 roku, W. Clark i D. Olmstead zasugerowali, że jest on powiązany z pewną kometą. Na początku 1867 K. Peters, D. Schiaparelli i T. Oppolzer niezależnie udowodnili to powiązanie, ustalając podobieństwo orbit komety 1866 I (Comet Temple-Tutl) i roju meteorów Leonidów 1866.

Deszcz meteorów obserwuje się, gdy Ziemia przecina trajektorię roju cząstek powstałych podczas niszczenia komety. Zbliżając się do Słońca, kometa jest ogrzewana przez jego promienie i traci materię. Od kilku stuleci pod wpływem perturbacji grawitacyjnych z planet cząstki te tworzą wydłużony rój wzdłuż orbity komety. Jeśli Ziemia przekroczy ten strumień, możemy co roku obserwować deszcz gwiazd, nawet jeśli sama kometa jest w tym momencie daleko od Ziemi. Ponieważ cząstki są nierównomiernie rozmieszczone na orbicie, intensywność deszczu może zmieniać się z roku na rok. Stare strumienie są tak rozbudowane, że Ziemia przecina je przez kilka dni. W przekroju niektóre strumienie przypominają bardziej wstążkę niż sznurek.

Możliwość obserwacji przepływu zależy od kierunku przybycia cząstek na Ziemię. Jeśli promieniujący znajduje się wysoko na północnym niebie, strumień nie jest widoczny z południowej półkuli Ziemi (i odwrotnie). Deszcze meteorów można zobaczyć tylko wtedy, gdy promieniowanie znajduje się nad horyzontem. Jeśli promiennik uderza w dzienne niebo, meteory nie są widoczne, ale można je wykryć za pomocą radaru. Wąskie strumienie pod wpływem planet, zwłaszcza Jowisza, mogą zmieniać swoje orbity. Jeśli jednocześnie nie przekraczają już orbity Ziemi, stają się nieobserwowalne.

Grudniowy deszcz Geminidów kojarzy się z pozostałościami małej planety lub nieaktywnym jądrem starej komety. Wiele wskazuje na to, że Ziemia zderza się z innymi grupami meteoroidów generowanych przez asteroidy, ale przepływy te są bardzo słabe.

Kule ognia.

Meteory, które są jaśniejsze niż najjaśniejsze planety, są często nazywane kulami ognia. Kule ognia są czasami obserwowane jaśniejsze niż księżyc w pełni i niezwykle rzadko te, które świecą jaśniej niż słońce. Z największych meteoroidów powstają bolidy. Wśród nich jest wiele fragmentów asteroid, które są gęstsze i silniejsze niż fragmenty jąder komet. Mimo to większość meteoroidów asteroid ulega zniszczeniu w gęstych warstwach atmosfery. Niektóre z nich opadają na powierzchnię w postaci meteorytów. Ze względu na dużą jasność błysku kule ognia wydają się znacznie bliższe niż w rzeczywistości. Dlatego przed zorganizowaniem poszukiwań meteorytów konieczne jest porównanie obserwacji kul ognistych z różnych miejsc. Astronomowie oszacowali, że każdego dnia około 12 kul ognia wokół Ziemi spada z ponad kilograma meteorytów.

procesy fizyczne.

Zniszczenie meteoroidu w atmosferze następuje przez ablację, tj. wysokotemperaturowe odszczepianie się atomów od powierzchni pod wpływem napływającego powietrza. Pozostający za meteoroidem ślad gorącego gazu emituje światło, ale nie w wyniku reakcji chemicznych, ale w wyniku rekombinacji atomów wzbudzonych uderzeniami. Widma meteorów pokazują wiele jasnych linii emisyjnych, wśród których dominują linie żelaza, sodu, wapnia, magnezu i krzemu. Widoczne są również linie atmosferycznego azotu i tlenu. Określony na podstawie widma skład chemiczny meteoroidów jest zgodny z danymi o kometach i asteroidach, a także o pyle międzyplanetarnym zebranym w górnych warstwach atmosfery.

Wiele meteorów, zwłaszcza szybkich, pozostawia za sobą świetlisty ślad, który obserwuje się przez sekundę lub dwie, a czasem znacznie dłużej. Kiedy spadły duże meteoryty, ślad był obserwowany przez kilka minut. Poświata atomów tlenu na wysokościach ok. 100 km można wytłumaczyć śladami trwającymi nie dłużej niż sekundę. Dłuższe ślady wynikają ze złożonej interakcji meteoroidu z atomami i cząsteczkami atmosfery. Cząsteczki pyłu na drodze bolidu mogą tworzyć jasne ślady, jeśli górna warstwa atmosfery, w której są rozproszone, jest oświetlana przez Słońce, gdy obserwator poniżej ma głęboki zmierzch.

Prędkości meteoroidów są naddźwiękowe. Kiedy meteoroid dociera do stosunkowo gęstych warstw atmosfery, powstaje potężna fala uderzeniowa i silne dźwięki mogą być przenoszone przez dziesiątki lub więcej kilometrów. Te dźwięki przypominają grzmoty lub odległą kanonadę. Ze względu na odległość dźwięk dochodzi minutę lub dwie po pojawieniu się samochodu. Od kilkudziesięciu lat astronomowie spierają się o rzeczywistość anomalnego dźwięku, który niektórzy obserwatorzy słyszeli bezpośrednio w momencie pojawienia się ognistej kuli i opisywali jako trzaski lub gwizdy. Badania wykazały, że dźwięk jest powodowany zakłóceniami w polu elektrycznym w pobliżu kuli ognia, pod wpływem których emitują dźwięk obiekty znajdujące się blisko obserwatora - włosy, futro, drzewa.

zagrożenie meteorytowe.

Duże meteoroidy mogą niszczyć statki kosmiczne, a małe cząsteczki pyłu nieustannie niszczą ich powierzchnię. Uderzenie nawet małego meteoroidu może dać satelitę ładunek elektryczny, który unieruchomi układy elektroniczne. Ryzyko jest generalnie niskie, ale mimo to starty statków kosmicznych są czasami opóźnione, jeśli spodziewany jest silny deszcz meteorów.

Orbity meteorów i meteorytów

Do tej pory sowieccy i zagraniczni obserwatorzy opublikowali kilka katalogów promieniowania i orbit meteorów, z których każdy zawiera kilka tysięcy meteorów. Jest więc więcej niż wystarczająco materiału do ich analizy statystycznej.

Jednym z najważniejszych wyników tej analizy jest to, że prawie wszystkie meteoroidy należą do Układu Słonecznego i nie są kosmitami z przestrzeni międzygwiazdowych. Oto jak to pokazać.

Nawet gdyby ciało meteoru przyleciało do nas z samych granic Układu Słonecznego, jego prędkość względem Słońca na odległości orbity Ziemi będzie równa prędkości parabolicznej na tej odległości, która jest kilkakrotnie większa od prędkości kołowej . Ziemia porusza się z prawie kołową prędkością 30 km/s, dlatego prędkość paraboliczna w obszarze orbity Ziemi wynosi 30=42 km/s. Nawet jeśli meteoroid leci w kierunku Ziemi, jego prędkość względem Ziemi będzie równa 30+42=72 km/s. Jest to górna granica prędkości geocentrycznej meteorów.

Jak określana jest jego dolna granica? Niech ciało meteoru porusza się w pobliżu Ziemi po swojej orbicie z taką samą prędkością jak Ziemia. Prędkość geocentryczna takiego ciała będzie początkowo bliska zeru. Ale stopniowo, pod wpływem ziemskiej grawitacji, cząstka zacznie spadać na Ziemię i przyspieszać do znanej drugiej prędkości kosmicznej 11,2 km/s. Z tą prędkością wejdzie w ziemską atmosferę. Jest to dolna granica prędkości meteorów poza atmosferą.

Trudniej jest określić orbity meteorytów. Powiedzieliśmy już, że upadki meteorytów to zjawiska niezwykle rzadkie, a ponadto nieprzewidywalne. Nikt nie może z góry powiedzieć, kiedy i gdzie spadnie meteoryt. Analiza zeznań przypadkowych naocznych świadków upadku daje niezwykle niską dokładność w wyznaczeniu promienistego, a wyznaczenie w ten sposób prędkości jest zupełnie niemożliwe.

Ale 7 kwietnia 1959 r. Kilka stacji służby meteorologicznej Czechosłowacji sfotografowało jasną kulę ognia, która zakończyła się upadkiem kilku fragmentów meteorytu Pribram. Trajektoria atmosfery i orbita w Układzie Słonecznym tego meteorytu zostały dokładnie obliczone. To wydarzenie zainspirowało astronomów. Na preriach Stanów Zjednoczonych zorganizowano sieć stacji wyposażonych w tego samego typu zestawy kamer, zwłaszcza do strzelania jasnymi kulami ognia. Nazwali to Prairie Web. Kolejna sieć stacji - europejska - została rozmieszczona na terenie Czechosłowacji, NRD i RFN.

Sieć prerii przez 10 lat pracy zarejestrowała lot 2500 jasnych ognistych kul. Amerykańscy naukowcy mieli nadzieję, że kontynuując swoje trajektorie w dół, będą w stanie znaleźć co najmniej dziesiątki upadłych meteorytów.

Ich oczekiwania nie zostały spełnione. Tylko jedna (!) z 2500 kul ognia zakończyła się 4 stycznia 1970 r. wraz z upadkiem meteorytu Lost City. Siedem lat później, gdy sieć Prairie przestała działać, lot meteorytu Inisfree został sfotografowany z Kanady. Stało się to 5 lutego 1977 r. Z europejskich kul ognia żadna (po Pribramie) nie zakończyła się opadem meteorytu. Tymczasem wśród sfotografowanych kul ognistych wiele było bardzo jasnych, wielokrotnie jaśniejszych niż księżyc w pełni. Ale meteoryty nie wypadły po ich przejściu. Ta tajemnica została rozwiązana w połowie lat 70., o czym będziemy rozmawiać poniżej.

Tak więc, wraz z wieloma tysiącami orbit meteorów, mamy tylko trzy (!) dokładne orbity meteorytów. Do tego możemy dodać kilkadziesiąt przybliżonych orbit obliczonych przez I. S. Astapovicha, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkova i innych astronomów na podstawie analizy zeznań naocznych świadków.

W analizie statystycznej elementów orbit meteorów należy wziąć pod uwagę kilka czynników selektywnych, prowadzących do tego, że niektóre meteory są obserwowane częściej niż inne. Więc, czynnik geometrycznyP 1 określa względną widoczność meteorów o różnych promienistych odległościach zenitalnych. dla meteorów zarejestrowanych przez radar (tzw meteoryty radiowe), liczy się geometria odbicia fal radiowych od śladu jonowo-elektronowego oraz charakterystyka promieniowania anteny. Czynnik fizyczny P 2 określa zależność widzialności meteoru od prędkości. Mianowicie, jak zobaczymy później, im większa prędkość meteoroidu, tym jaśniejszy meteoryt będzie obserwowany. Jasność meteoru, obserwowana wizualnie lub rejestrowana fotograficznie, jest proporcjonalna do czwartej lub piątej potęgi prędkości. Oznacza to na przykład, że meteor o prędkości 60 km/s będzie 400-1000 razy jaśniejszy od meteoru o prędkości 15 km/s (jeśli masy tworzących je meteoroidów są równe). W przypadku meteorów radiowych istnieje podobna zależność intensywności odbitego sygnału (jasność radiowa meteoru) od prędkości, chociaż jest ona bardziej złożona. Wreszcie jest więcej współczynnik astronomiczny P 3 , co oznacza, że ​​spotkanie Ziemi z cząsteczkami meteorów poruszającymi się w Układzie Słonecznym po różnych orbitach ma różne prawdopodobieństwo.

Po uwzględnieniu wszystkich trzech czynników możliwe jest skonstruowanie rozkładu meteorów na elementach ich orbit, skorygowanego o efekty selektywne.

Wszystkie meteory są podzielone na w linii, tj. należące do znanych deszczy meteorów, oraz sporadyczny, składniki tła meteoru. Granica między nimi jest do pewnego stopnia warunkowa. Znanych jest około dwudziestu głównych deszczów meteorów. Nazywa się je łacińskimi nazwami konstelacji, w których znajduje się promienny: Perseidy, Lirydy, Orionidy, Akwarydy, Geminidy. Jeżeli w danej konstelacji w różnym czasie działają dwa lub więcej deszcze meteorów, oznacza je najbliższa gwiazda: (-Akwarydy, -Akwarydy, -Perseidy itp.

Całkowita liczba deszczów meteorów jest znacznie większa. Tak więc katalog A. K. Terent'evy, skompilowany na podstawie fotograficznych i najlepszych obserwacji wizualnych do 1967 r., zawiera 360 deszczów meteorów. V. N. Lebedinec, V. N. Korpusov i A. K. Sosnova z analizy 16 800 orbit meteorów radiowych zidentyfikowali 715 deszczów i stowarzyszeń meteorowych (stowarzyszenie meteorowe to grupa orbit meteorów, których bliskość genetyczna została ustalona z mniejszym zaufaniem niż w przypadku deszcz meteorów).

W przypadku wielu deszczów meteorów ich genetyczny związek z kometami został wiarygodnie ustalony. Tak więc orbita roju meteorów Leonidów, obserwowana corocznie w połowie listopada, praktycznie pokrywa się z orbitą komety 1866 I. Raz na 33 lata obserwuje się spektakularne deszcze meteorów z promienistami w konstelacji Lwa. Najintensywniejsze deszcze zaobserwowano w 1799, 1832 i 1866 roku. Wtedy w dwóch okresach (1899-1900 i 1932-1933) nie było deszczów meteorytów. Najwyraźniej położenie Ziemi w okresie jej spotkania z prądem było niekorzystne dla obserwacji - nie przechodziła przez najgęstszą część roju. Ale 17 listopada 1966 r. deszcz meteorów Leonidów powtórzył się. Obserwowali go amerykańscy astronomowie i zimowcy z 14 sowieckich stacji polarnych w Arktyce, gdzie była wówczas noc polarna (na głównym terytorium ZSRR był wtedy dzień). Liczba meteorów osiągnęła 100 000 na godzinę, ale deszcz meteorów trwał tylko 20 minut, podczas gdy w latach 1832 i 1866. trwało to kilka godzin. Można to wytłumaczyć dwojako: albo rój składa się z oddzielnych gromad-chmur różnej wielkości i Ziemia w różnych latach przechodzi przez jedną lub drugą chmurę, albo w 1966 r. Ziemia przeszła przez rój nie średnicą, ale wzdłuż niewielkiej akord. Kometa 1866 Mam również 33-letni okres orbitalny, co dodatkowo potwierdza jego rolę jako prekursora komety roju.

Podobnie kometa 1862 III jest przodkiem sierpniowego deszczu meteorów Perseidów. W przeciwieństwie do Leonidów, Perseidy nie wytwarzają deszczów meteorów. Oznacza to, że materia roju jest mniej więcej równomiernie rozłożona na swojej orbicie. Można zatem założyć, że Perseidy są „starszym” powodzią meteorów niż Leonidy.

Stosunkowo niedawno uformował się deszcz meteorów Draconids, dając spektakularne deszcze meteorów w dniach 9-10 października 1933 i 1946 roku. Przodkiem tego strumienia jest kometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Jej okres wynosi 6,5 roku, więc deszcze meteorów były obserwowane w odstępach 13 lat (dwa okresy komety prawie dokładnie odpowiadają 13 obrotom Ziemi). Ale ani w 1959, ani w 1972 nie zaobserwowano deszczów meteorytów Drakonidów. W ciągu tych lat Ziemia oddaliła się daleko od orbity roju. Na rok 1985 prognoza była korzystniejsza. Rzeczywiście, wieczorem 8 października na Dalekim Wschodzie zaobserwowano spektakularny deszcz meteorów, chociaż był on gorszy pod względem liczby i czasu trwania niż deszcz z 1946 r. Na większości terytorium naszego kraju był dzień, ale astronomowie Duszanbe i Kazań obserwowali deszcz meteorów za pomocą instalacji radarowych.

Komety Biela, która rozpadła się w 1846 roku na oczach astronomów na dwie części, nie była już obserwowana w 1872 roku, ale astronomowie byli świadkami dwóch potężnych deszczów meteorów – w 1872 i 1885 roku. Strumień ten nazywał się Andromeda (od konstelacji) lub Bielida (od komety). Niestety przez całe stulecie się to nie powtarzało, choć okres rewolucji tej komety to również 6,5 roku. Kometa Bieli należy do zaginionych - nie była obserwowana od 130 lat. Najprawdopodobniej naprawdę się rozpadł, powodując deszcz meteorów Andromedid.

Słynna kometa Halleya jest powiązana z dwoma deszczami meteorów: Wodnikami obserwowanymi w maju (promiennymi w Wodniku) i Orionidami obserwowanymi w październiku (promiennymi w Orionie). Oznacza to, że orbita Ziemi przecina się z orbitą komety nie w jednym punkcie, jak większość komet, ale w dwóch. W związku ze zbliżaniem się komety Halleya do Słońca i Ziemi na początku 1986 roku, uwagę astronomów i astronomów amatorów przykuły te dwa strumienie. Obserwacje deszczu Aquarid w maju 1986 r. w ZSRR potwierdziły jego zwiększoną aktywność z przewagą jasnych meteorów.

Tak więc z ustalonych powiązań między deszczami meteorów a kometami wynika ważny kosmogoniczny wniosek: ciała meteorów strumieni są niczym innym, jak produktami destrukcji komet. Jeśli chodzi o sporadyczne meteory, to najprawdopodobniej są to pozostałości po zdezintegrowanych strumieniach. Rzeczywiście, na trajektorię cząstek meteorów silnie wpływa przyciąganie planet, zwłaszcza gigantycznych planet z grupy Jowisza. Zakłócenia z planet prowadzą do rozproszenia, a następnie całkowitego zaniku przepływu. To prawda, że ​​proces ten trwa tysiące, dziesiątki i setki tysięcy lat, ale działa nieustannie i nieubłaganie. Cały kompleks meteorów jest stopniowo aktualizowany.

Przejdźmy do rozkładu orbit meteorów według wartości ich pierwiastków. Przede wszystkim zwracamy uwagę na ważny fakt, że te dystrybucje różne dla meteorów zarejestrowanych fotometodą (fotometeory) i radarem (radiometeory). Dzieje się tak dlatego, że metoda radarowa umożliwia rejestrację meteorów znacznie słabszych niż fotografia, co oznacza, że ​​dane tej metody (po uwzględnieniu czynnika fizycznego) odnoszą się średnio do znacznie mniejszych ciał niż dane fotografa. metoda. Jasne meteory, które można sfotografować, odpowiadają ciałom o masie większej niż 0,1 g, natomiast meteory radiowe zebrane w katalogu B. L. Kashcheeva, V. N. Lebedintsa i M. F. Lagutina odpowiadają ciałom o masie 10 -3 ~ 10 - 4 lat.

Analiza orbit meteorów z tego katalogu wykazała, że ​​cały kompleks meteorów można podzielić na dwie składowe: płaską i sferyczną. Składnik kulisty obejmuje orbity o dowolnych nachyleniach do ekliptyki, z przewagą orbit o dużych mimośrodach i półosiach. Płaski element zawiera orbity o małych nachyleniach ( i < 35°), небольшими размерами (a< 5a. e.) i dość duże mimośrody. W 1966 V. N. Lebedinets postawił hipotezę, że ciała meteorów ze składnikiem kulistym powstają w wyniku rozpadu komet długookresowych, ale ich orbity ulegają znacznej zmianie pod wpływem efektu Poyntinga-Robertsona.

Ten efekt jest następujący. Na małe cząsteczki bardzo skutecznie wpływa nie tylko przyciąganie Słońca, ale także ciśnienie światła. Dlaczego lekki nacisk działa dokładnie na małe cząsteczki, jest jasne z poniższych. Nacisk promieni słonecznych jest proporcjonalny powierzchnia cząstka lub kwadrat jej promienia, podczas gdy przyciąganiem Słońca jest jego masa, czyli ostatecznie jego tom, czyli sześcian o promieniu. Stosunek ciśnienia światła (a dokładniej przyspieszenia przez nie nadanego) do przyspieszenia siły grawitacji będzie więc odwrotnie proporcjonalny do promienia cząstki i będzie większy w przypadku małych cząstek.

Jeśli mała cząstka krąży wokół Słońca, to dzięki zsumowaniu prędkości światła i cząstki, zgodnie z zasadą równoległoboku, światło opadnie nieco z przodu (dla czytelników zaznajomionych z teorią względności, ta interpretacja może podnieść zastrzeżenia: w końcu prędkość światła nie sumuje się z prędkością źródła lub odbiornika światła Ale rygorystyczne rozważenie tego zjawiska, a także zjawiska rocznej aberracji światła gwiazd (pozornego przesunięcia gwiazd do przodu wzdłuż ruch Ziemi) bliski jej w naturze, w ramach teorii względności prowadzi do tego samego rezultatu zmiana kierunku wiązki padającej na cząstkę w wyniku jej przejścia z jednego układu odniesienia do drugiego.) oraz nieznacznie spowolni swój ruch wokół Słońca. Z tego powodu cząsteczka w bardzo delikatnej spirali będzie stopniowo zbliżać się do Słońca, jej orbita zostanie zdeformowana. Efekt ten został jakościowo opisany w 1903 przez J. Poyntinga i uzasadniony matematycznie w 1937 przez G. Robertson. Z przejawami tego efektu spotkamy się nie raz.

Na podstawie analizy elementów orbit ciał meteorów z komponentem sferycznym VN Lebedinets opracował model ewolucji pyłu międzyplanetarnego. Obliczył, że aby utrzymać stan równowagi tego składnika, komety długookresowe powinny wyrzucać średnio 10-15 g pyłu rocznie. To masa stosunkowo małej komety.

Jeśli chodzi o ciała meteorów składnika płaskiego, najwyraźniej powstają one w wyniku rozpadu komet krótkookresowych. Jednak nie wszystko jest jeszcze jasne. Typowe orbity tych komet różnią się od orbit meteorów o składowej płaskiej (komety mają duże odległości peryhelium i mniejsze mimośrody), a ich transformacji nie da się wytłumaczyć efektem Poyntinga-Robertsona. Nie są nam znane komety o takich orbitach jak aktywne deszcze meteorów Geminidów, Arietidów, -Akwarydów i innych. Tymczasem, aby uzupełnić składową płaską, konieczne jest, aby jedna nowa kometa z orbitą tego typu była tworzona raz na kilkaset lat. Komety te są jednak niezwykle krótkotrwałe (głównie ze względu na małe odległości peryhelium i krótkie okresy orbitalne) i być może dlatego żadna taka kometa nie pojawiła się jeszcze w naszym polu widzenia.

Analiza orbit fotometeorów przeprowadzona przez amerykańskich astronomów F. Whipple'a, R. McCroskeya i A. Posena wykazała znacząco różne wyniki. Większość dużych meteoroidów (o masach większych niż 1 g) porusza się po orbitach podobnych do orbit komet krótkookresowych ( a < 5 а. е., i< 35° e> 0,7). Około 20% tych ciał ma orbity zbliżone do orbit komet długookresowych. Najwyraźniej każdy składnik ciał meteorów o takich rozmiarach jest produktem rozpadu odpowiednich komet. Przy przechodzeniu do mniejszych ciał (do 0,1 g) liczba orbit o małych rozmiarach zauważalnie wzrasta (a< 2a. mi.). Jest to zgodne z odkrytym przez sowieckich naukowców faktem, że takie orbity przeważają w meteorach radiowych o płaskim komponencie.

Przejdźmy teraz do orbit meteorytów. Jak już wspomniano, dokładne orbity zostały określone tylko dla trzech meteorytów. Ich elementy podano w tabeli. jeden ( v to prędkość, z jaką meteoryt wnika w atmosferę, q, q" - odległości od Słońca na peryhelium i aphelium).

Uderzające jest bliskie podobieństwo orbit meteorytu Zaginionego Miasta i Inisfree oraz pewna różnica w stosunku do nich w orbicie meteorytu Pribram. Ale najważniejsze jest to, że wszystkie trzy meteoryty w aphelium przecinają tak zwany pas asteroid (drobne planety), którego granice warunkowo odpowiadają odległościom 2,0-4,2 AU. e. Nachylenie orbit wszystkich trzech meteorytów jest małe, w przeciwieństwie do większości małych meteoroidów.

Ale może to tylko zbieg okoliczności? W końcu trzy orbity to za mało materiału na statystyki i jakiekolwiek wnioski. A. N. Simonenko w latach 1975-1979 zbadał ponad 50 orbit meteorytów, wyznaczony metodą przybliżoną: promienistość określono na podstawie zeznań naocznych świadków, a prędkość wejścia oszacowano na podstawie położenia promienistego względem wierzchołek(Punkt na sferze niebieskiej, do którego aktualnie skierowany jest ruch Ziemi na swojej orbicie). Oczywiście dla nadlatujących (szybkich) meteorytów promiennik powinien znajdować się niedaleko wierzchołka, a dla wyprzedzających (powolnych) meteorytów - w pobliżu punktu sfery niebieskiej przeciwnej do wierzchołka - przeciwwierzchołkowy.

Tabela 1. Elementy dokładnych orbit trzech meteorytów

Okazało się, że promienie wszystkich 50 meteorytów są zgrupowane wokół antyapeksu i nie można ich oddzielić dalej niż 30-40 o. Oznacza to, że wszystkie meteoryty doganiają, że poruszają się wokół Słońca w przód (tak jak Ziemia i wszystkie planety) i ich orbity nie mogą mieć nachylenia do ekliptyki przekraczającego 30-40 °.

Spójrzmy prawdzie w oczy, ten wniosek nie jest ściśle uzasadniony. W obliczeniach elementów orbit 50 meteorytów A. N. Simonenko wyszła z założenia sformułowanego wcześniej przez nią i B. Yu Levina, że ​​prędkość wchodzenia ciał tworzących meteoryty w ziemską atmosferę nie może przekraczać 22 km/s. Założenie to opierało się najpierw na analizie teoretycznej B. Yu Levina, który jeszcze w 1946 r.; wykazali, że przy dużych prędkościach meteoroid wchodzący w atmosferę musi ulec całkowitemu zniszczeniu (w wyniku parowania, zmiażdżenia, stopienia) i nie wypada w postaci meteorytu. Wniosek ten potwierdziły wyniki obserwacji sieci kul ognia Prairie i European, kiedy żaden z dużych meteoroidów, które przylatywały z prędkością większą niż 22 km/s, nie wypadł w postaci meteorytu. Prędkość meteorytu Pribram, jak widać z tabeli. 1 jest blisko tej górnej granicy, ale nadal jej nie osiąga.

Przyjmując wartość 22 km/s jako górną granicę prędkości wlotowej meteorytów, tym samym już wstępnie ustalamy, że tylko wyprzedzające meteoryty mogą przebić się przez „barierę atmosferyczną” i spaść na Ziemię jako meteoryty. Ten wniosek oznacza, że ​​te meteoryty, które zbieramy i badamy w naszych laboratoriach, poruszały się w Układzie Słonecznym po orbitach ściśle określonej klasy (ich klasyfikacja zostanie omówiona później). Ale to wcale nie znaczy, że wyczerpują cały kompleks ciał o tej samej wielkości i masie (i być może o tej samej budowie i składzie, chociaż wcale nie jest to konieczne) poruszających się w Układzie Słonecznym. Możliwe, że wiele ciał (a nawet większość z nich) porusza się po zupełnie innych orbitach i po prostu nie może przebić się przez „atmosferyczną barierę” Ziemi. Znikomy odsetek meteorytów, które spadły w porównaniu z liczbą jasnych kul sfotografowanych przez obie sieci ognistych kul (około 0,1%), wydaje się potwierdzać taki wniosek. Ale do innych wniosków dochodzimy, jeśli przyjmiemy inne metody analizy obserwacji. Jeden z nich, oparty na wyznaczeniu gęstości meteoroidów z wysokości ich zniszczenia, zostanie omówiony dalej. Inna metoda opiera się na porównaniu orbit meteorytów i asteroid. Ponieważ meteoryt spadł na Ziemię, oczywiste jest, że jego orbita przecinała się z orbitą Ziemi. Z całej masy znanych asteroid (około 2500) tylko 50 ma orbity przecinające orbitę Ziemi. Wszystkie trzy meteoryty o precyzyjnych orbitach przy aphelium przecinały pas asteroid (ryc. 5). Ich orbity są zbliżone do orbit planetoid grup Amur i Apollo, przechodzących w pobliżu orbity Ziemi lub przecinających ją. Znanych jest około 80 takich planetoid.Orbity tych planetoid dzieli się zwykle na pięć grup: 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-małe orbity; V to duże nachylenie orbit. Pomiędzy grupami I- II i II- III zauważalne odstępy, zwane włazami Wenus i Ziemi. Większość planetoid (20) należy do tej grupy III, ale wynika to z wygody obserwowania ich w pobliżu peryhelium, kiedy zbliżają się do Ziemi i znajdują się w opozycji do Słońca.

Jeśli podzielimy 51 znanych nam orbit meteorytów na te same grupy, to 5 z nich można przypisać do grupy I; 10 - do grupy II, 31 - do grupy III i 5 - do grupy IV. Żaden z meteorytów nie należy do tej grupy V. Widać, że i tutaj zdecydowana większość orbit należy do grupy III, chociaż nie ma tu zastosowania czynnik wygody obserwacji. Nietrudno jednak zdać sobie sprawę, że fragmenty asteroid z tej grupy muszą wchodzić w ziemską atmosferę z bardzo małymi prędkościami, a zatem muszą doznać stosunkowo słabej destrukcji w atmosferze. Do tej grupy należą meteoryty Lost City i Inisfree, a do tej grupy należy Pribram II.

Wszystkie te okoliczności, wraz z kilkoma innymi (np. porównaniem właściwości optycznych powierzchni planetoid i meteorytów), pozwalają na wyciągnięcie bardzo ważnego wniosku: meteoryty to fragmenty planetoid i to nie byle jakie, ale przynależne. do grup Amur i Apollo. Daje nam to natychmiast możliwość oceny składu i budowy asteroid na podstawie analizy substancji meteorytów, co jest ważnym krokiem naprzód w zrozumieniu natury i pochodzenia obu.

Ale musimy natychmiast wyciągnąć inny ważny wniosek: meteoryty mają inne pochodzenie, niż ciała tworzące zjawisko meteorów: pierwsze to fragmenty asteroid, drugie to produkty rozpadu komet.

Ryż. 5. Orbity meteorytów Pribram, Lost City i Inisfree. Zaznaczono punkty ich spotkania z Ziemią

Tak więc meteorytów nie można uznać za „małe meteoryty” - oprócz różnicy terminologicznej między tymi pojęciami, o której wspomniano na początku książki (autor tej książki, w 1940 r., zaproponował (wraz z G. O. Zateishchikovem), aby zadzwonić samo kosmiczne ciało meteor, oraz zjawisko „spadającej gwiazdy” - lot meteorów. Jednak ta propozycja, która znacznie uprościła terminologię meteorów, nie została przyjęta.) Istnieje również różnica genetyczna między ciałami tworzącymi zjawisko meteorytów i meteorytów: powstają one w różny sposób, w wyniku rozpadu różnych ciał układ Słoneczny.

Ryż. 6. Schemat rozkładu orbit małych ciał we współrzędnych a-e

Punkty - kule ognia sieci Prairie; kręgi - deszcze meteorów (według V. I. Tsvetkova)

Do kwestii pochodzenia meteoroidów można podejść w inny sposób. Zbudujmy diagram (ryc. 6), wykreślając wzdłuż osi pionowej wartości wielkiej półosi orbity a(lub 1/ a), a w poziomie - mimośród orbity mi. Według wartości a, e Wykreślmy na tym diagramie punkty odpowiadające orbitom znanych komet, asteroid, meteorytów, jasnych kul ognia, deszczów meteorów i meteorów różnych klas. Narysujmy też dwie bardzo ważne linie odpowiadające warunkom q=1 i q" = 1. Oczywiste jest, że wszystkie punkty dla ciał meteorytowych będą znajdować się pomiędzy tymi liniami, gdyż tylko w obszarze przez nie ograniczonym spełniony jest warunek przecięcia orbity meteoroidu z orbitą Ziemi.

Wielu astronomów, począwszy od F. Whipple'a, próbowało znaleźć i spiskować dalej a- e-diagram w postaci linii, kryteria wyznaczające orbity typu asteroid i komet. Porównanie tych kryteriów dokonał czechosłowacki meteorolog L. Kresak. Ponieważ dają podobne wyniki, przeprowadziliśmy na ryc. 6 jedna uśredniona „linia kontaktowa” q"= 4.6. Powyżej i po prawej stronie znajdują się orbity typu komet, poniżej i po lewej - asteroid. Na tym wykresie wykreśliliśmy punkty odpowiadające 334 samochodom wyścigowym z katalogu R. McCrosky, K. Shao i A. Posen. Widać, że większość punktów leży poniżej linii demarkacyjnej. Tylko 47 z 334 punktów znajduje się powyżej tej linii (15%), a przy niewielkim przesunięciu w górę ich liczba spadnie do 26 (8%). Punkty te prawdopodobnie odpowiadają obiektom pochodzenia kometarnego. Ciekawe, że wiele punktów wydaje się „przytulać” do linii q = 1, a dwa punkty wychodzą nawet poza obszar ograniczony. Oznacza to, że orbity tych dwóch ciał nie przecinały orbity Ziemi, a jedynie zbliżały się do niej, ale ziemska grawitacja zmusiła te ciała do opadania na nią, dając początek spektakularnemu zjawisku jasnych kul ognia.

Możliwe jest dokonanie kolejnego porównania charakterystyk orbitalnych małych ciał Układu Słonecznego. Podczas budowania a- mi- wykresy, nie uwzględniliśmy trzeciego ważnego elementu orbity - jego nachylenia do ekliptyki i. Udowodniono, że pewna kombinacja elementów orbit ciał Układu Słonecznego, zwana stałą Jacobiego i wyrażona wzorem

gdzie a- wielka półoś orbity w jednostkach astronomicznych zachowuje swoją wartość pomimo zmiany poszczególnych pierwiastków pod wpływem zaburzeń z głównych planet. Wartość U e ma znaczenie pewnej prędkości wyrażonej w jednostkach prędkości kołowej Ziemi. Łatwo udowodnić, że jest ona równa prędkości geocentrycznej ciała przecinającego orbitę Ziemi.

Rys.7. Rozkład orbit planetoid (1), ogniste kule Sieci Prairie ( 2 ), meteoryty (3), komety (4) i deszcze meteorów (3) przez stałą Jacobiego U e i główna oś a

Zbudujmy nowy wykres (ryc. 7), wykreślając stałą Jacobiego wzdłuż osi pionowej U e (bezwymiarowy) i odpowiednią prędkość geocentryczną v 0 , i wzdłuż osi poziomej - 1/ a. Wykreślmy na nim punkty odpowiadające orbitom asteroid z grup Amur i Apollo, meteorytów, komet krótkookresowych (komety długookresowe wykraczają poza schemat) oraz ognistych kul z katalogów McCrosky, Shao i Posen (bolidy są oznaczone krzyżykami, które odpowiadają najbardziej kruchym korpusom, patrz niżej),

Od razu możemy zauważyć następujące właściwości tych orbit. Orbity ognistych kul są zbliżone do orbit asteroid z grup Amur i Apollo. Orbity meteorytów są również zbliżone do orbit planetoid tych grup, ale dla nich 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. Tylko kometa Enckego wpadła w gęstwinę ognistych orbit (istnieje hipoteza postawiona przez I.T. Zotkina i opracowana przez L. Kresaka, że ​​meteoryt Tunguska jest fragmentem komety Enckego. Więcej szczegółów na końcu rozdziału 4).

Podobieństwo orbit planetoid grupy Apollo z orbitami niektórych krótkookresowych komet i ich wyraźna różnica w stosunku do orbit innych planetoid doprowadziło w 1963 roku irlandzkiego astronoma E. Epika (narodowości estońskiej) do nieoczekiwanego wniosku że te asteroidy to nie małe planety, ale „wysuszone” jądra komet. Rzeczywiście, orbity planetoid Adonis, Syzyf i 1974 MA są bardzo zbliżone do orbit komety Encke, jedynej „żywej” komety, którą można było przypisać grupie Apollo na podstawie jej charakterystyki orbity. Jednocześnie wiadomo, że komety zachowują swój typowy kometarny wygląd tylko przy pierwszym pojawieniu się. Kometa Arend-Rigo już w 1958 roku (drugie pojawienie się) miała całkowicie kształt gwiazdy i gdyby została odkryta w 1958 lub 1963 roku, równie dobrze mogłaby zostać sklasyfikowana jako asteroida. To samo można powiedzieć o kometach Kulin i Neuimin-1.

Według Epic, czas utraty wszystkich lotnych składników przez jądro komety Enckego mierzony jest w tysiącach lat, podczas gdy dynamiczny czas jej istnienia mierzony jest w milionach lat. Dlatego kometa większość życia musi spędzić w stanie „suchym”, w postaci asteroidy z grupy Apollo. Najwyraźniej kometa Enckego porusza się po swojej orbicie nie dłużej niż 5000 lat.

Deszcz meteorów Geminidów pada na diagram w rejonie asteroid, a asteroida Icarus ma najbliższą jej orbitę. Dla Geminidów protoplasta komety jest nieznana. Według Epic, deszcz Geminidów jest wynikiem rozpadu istniejącej niegdyś komety z tej samej grupy co kometa Encke.

Pomimo swojej oryginalności hipoteza Epika zasługuje na poważne rozważenie i dokładne przetestowanie. Bezpośrednim sposobem takiej weryfikacji jest badanie komety Enckego i asteroid z grupy Apollo z automatycznych stacji międzyplanetarnych.

Najważniejszym zarzutem wobec powyższej hipotezy jest to, że nie tylko kamienne meteoryty (Pribram, Lost City, Inisfree), ale także żelazne (Sikhote-Alin) mają orbity zbliżone do orbit asteroid z grupy Apollo. Jednak analiza struktury i składu tych meteorytów (patrz niżej) pokazuje, że powstały one w głębinach ciał macierzystych o średnicy kilkudziesięciu kilometrów. Jest mało prawdopodobne, aby ciała te mogły być jądrami komet. Ponadto wiemy, że meteoryty nigdy nie są powiązane ani z kometami, ani z deszczami meteorów. Dochodzimy zatem do wniosku, że wśród planetoid grupy Apollo powinny być co najmniej dwie podgrupy: jądra tworzące meteoryty i „suche” jądra komet. Asteroidy można przypisać do pierwszej podgrupy I- klasy IV wymienione powyżej, z wyjątkiem takich asteroid Klasyfikuję jak Adonis i Daedalus, które mają zbyt dużą wartość U e. Druga podgrupa obejmuje asteroidy typu Icarus i 1974 MA (druga z nich należy do klasa V, Icarus wypada z tej klasyfikacji).

Tak więc kwestia pochodzenia dużych meteoroidów nie może być jeszcze uznana za w pełni wyjaśnioną. Jednak do ich natury wrócimy później.

Napływ materii meteorytowej na Ziemię

Ogromna liczba meteoroidów nieustannie spada na Ziemię. A fakt, że większość z nich wyparowuje lub rozpada się na drobne ziarna w atmosferze, niczego nie zmienia: z powodu opadu meteoroidów masa Ziemi stale rośnie. Ale czym jest ten wzrost masy Ziemi? Czy może mieć znaczenie kosmogoniczne?

Aby oszacować napływ materii meteorytowej na Ziemię, konieczne jest ustalenie, jak wygląda rozkład masy meteoroidów, czyli jak zmienia się liczba meteoroidów wraz z masą.

Od dawna ustalono, że rozkład masy meteoroidów wyraża się następującym prawem potęgowym:

Nm= N 0 M - S,

gdzie N 0 - liczba ciał meteorytowych o masie jednostkowej, Nm - liczba ciał o masie M i więcej S to tak zwany całkowity wskaźnik masy. Wartość ta była wielokrotnie określana dla różnych deszczów meteorów, meteorytów sporadycznych, meteorytów i asteroid. Jego wartości dla wielu definicji przedstawiono na ryc. 8, zapożyczony od słynnego kanadyjskiego badacza meteorów P. Millmana. Kiedy S=1 strumień masy przynoszony przez ciała meteorytowe jest taki sam we wszystkich równych przedziałach logarytmu masy; jeśli S>1, to większość przepływu masowego jest dostarczana przez małe ciała, jeśli S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S przyjmuje różne wartości w różnych zakresach mas, ale przeciętnyS=1. W przypadku meteorów wizualnych i fotograficznych na wielu danych S\u003d 1,35, dla ognistych kul, według R. McCrosky'ego, S= 0,6. W obszarze małych cząstek (M<10 -9 г) S również spada do 0,6.

Ryż. 8. Zmień parametr Sz masą małych ciał Układu Słonecznego (wg P. Millmana)

1 - kratery księżycowe; 2- cząstki meteorów (dane satelitarne); 3 - meteory; 4 - meteoryty; 5 - asteroidy

Jednym ze sposobów badania rozkładu masy małych cząstek meteorów jest badanie mikrokraterów na powierzchniach specjalnie wyeksponowanych w tym celu w przestrzeni międzyplanetarnej lub na Księżycu, ponieważ udowodniono, że wszystkie małe i zdecydowana większość dużych kraterów księżycowych ma wpływ. pochodzenie meteorytu. Idąc od średnic krateru D do wartości masy ciał, które je utworzyły, wynika ze wzoru

D= km 1/ b,

gdzie w systemie cgs k=3,3, dla małych ciał (10 -4 cm lub mniej) b=3, dla dużych ciał (do metra) b=2,8.

Trzeba jednak pamiętać, że mikrokratery na powierzchni Księżyca mogą ulec zniszczeniu w wyniku różnych form erozji: meteorytu, wiatru słonecznego, zniszczenia termicznego. Dlatego ich obserwowana liczba może być mniejsza niż liczba utworzonych kraterów.

Łącząc wszystkie metody badania materii meteorytowej: liczenie mikrokraterów na statkach kosmicznych, odczyty liczników cząstek meteorów na satelitach, radarowe, wizualne i fotograficzne obserwacje meteorów, liczenie opadów meteorytów, statystyki asteroid, możliwe jest sporządzenie zbiorczego wykresu rozkładu meteoroidów według masy i oblicz całkowity dopływ materii meteorytowej do ziemi. Przedstawiamy tutaj wykres (ryc. 9) skonstruowany przez V. N. Lebedintsa na podstawie licznych serii obserwacji różnymi metodami w różnych krajach oraz krzywych sumarycznych i teoretycznych. Model rozkładu przyjęty przez V. N. Lebedintsa jest narysowany linią ciągłą. Zwraca się uwagę na załamanie tej krzywej w pobliżu M=10 -6 g oraz zauważalne ugięcie w zakresie mas 10 -11 -10 -15 g.

To ugięcie tłumaczy się znanym już efektem Poyntinga-Robertsona. Jak wiemy, lekkie ciśnienie spowalnia orbity bardzo małych cząstek (ich rozmiary są rzędu 10 -4 -10 -5 cm) i powoduje ich stopniowe opadanie na Słońce. Dlatego w tym zakresie mas krzywa ma ugięcie. Nawet mniejsze cząstki mają średnice porównywalne lub mniejsze niż długość fali światła, a ciśnienie światła na nie nie działa: ze względu na zjawisko dyfrakcji fale świetlne opływają je bez wywierania nacisku.

Przejdźmy do oszacowania całkowitego napływu masy. Niech chcemy wyznaczyć ten dopływ w przedziale mas od M 1 do M 2 i M 2 > M 1 Wtedy z opisanego powyżej prawa rozkładu masy wynika, że ​​dopływ masy Ф m jest równy:

w S 1

w S=1

Ryż. 9. Rozkład mas meteoroidów (według VN Lebedintsa) „Zapad” w zakresie mas 10 -11 -10 -15 g jest związany z efektem Poyntinga-Robertsona; N-liczba cząstek na metr kwadratowy na sekundę z półkuli niebieskiej

Te formuły mają szereg niezwykłych właściwości. Mianowicie, w S=1 strumień masy Ф m zależy tylko od stosunku mas M 2 M 1(dany Nie) ; w S<1 oraz M 2 >> M 1 f m zależy praktycznie tylko od wartości większa masa M 2 i nie zależy od M 1 ; w S>1 i M 2 > M 1 strumień F m zależy praktycznie tylko od wartości mniejsza masaM 1 i nie zależy od M 2 Te właściwości wzorów napływu masy i zmienności S, pokazano na ryc. 8, wyraźnie pokaż, jak niebezpieczne jest uśrednianie wartości S i wyprostuj krzywą rozkładu na ryc. 9, co niektórzy badacze już próbowali zrobić. Obliczenia dopływu masy należy wykonywać w odstępach czasu, a następnie sumować wyniki.

Tabela 2. Szacunki napływu materii meteorowej na Ziemię na podstawie danych astronomicznych

Różni naukowcy, stosujący różne metody analizy, otrzymali różne szacunki, niewiele jednak od siebie odbiegające. W tabeli. Tabela 2 przedstawia najbardziej rozsądne szacunki z ostatnich 20 lat.

Jak widać, skrajne wartości tych szacunków różnią się prawie 10 razy, a dwa ostatnie szacunki – 3 razy. Jednak V. N. Lebedinets uważa, że ​​uzyskana przez niego liczba jest tylko najbardziej prawdopodobna i wskazuje skrajne możliwe granice napływu masy (0,5-6) ​​10 4 ton / rok. Dopracowanie oszacowania napływu materii meteorowej na Ziemię to zadanie na najbliższą przyszłość.

Oprócz astronomicznych metod określania tej ważnej wielkości istnieją również metody kosmochemiczne oparte na obliczeniach zawartości pierwiastków kosmogenicznych w niektórych osadach, a mianowicie w osadach głębinowych: muły i gliny czerwone, lodowce i osady śniegu na Antarktydzie, Grenlandii i inne miejsca. Najczęściej oznacza się zawartość żelaza, niklu, irydu, osmu, izotopów węgla 14 C, helu 3 He, glinu 26 A1, chloru 38 C l, niektóre izotopy argonu. Aby obliczyć napływ masy tą metodą, określa się całkowitą zawartość badanego pierwiastka w pobranej próbce (rdzeniu), następnie odejmuje się średnią zawartość tego samego pierwiastka lub izotopu w skałach ziemskich (tzw. tło ziemskie) z tego. Otrzymaną liczbę mnoży się przez gęstość jądra, przez szybkość sedymentacji (tj. Nagromadzenie osadów, z których pobrano rdzeń) oraz przez pole powierzchni Ziemi i dzieli się przez względną zawartość tego pierwiastek w najpowszechniejszej klasie meteorytów - w chondrytach. Wynikiem takich obliczeń jest napływ materii meteorytowej na Ziemię, ale zdeterminowany środkami kosmochemicznymi. Nazwijmy to FK.

Chociaż metoda kosmochemiczna jest stosowana od ponad 30 lat, jej wyniki są słabo zgodne ze sobą oraz z wynikami uzyskanymi metodą astronomiczną. To prawda, J. Barker i E. Anders, mierząc zawartość irydu i osmu w glinach głębinowych na dnie Oceanu Spokojnego, uzyskanych w latach 1964 i 1968. szacunki dopływu masy (5 - 10) 10 4 t/rok, co jest zbliżone do najwyższych szacunków uzyskanych metodą astronomiczną. W 1964 r. O. Schaeffer i współpracownicy określili wartość dopływu masy 4 10 4 t/rok na podstawie zawartości helu-3 w tych samych glinach. Ale dla chloru-38 otrzymali również wartość 10 razy większą. E. V. Sobotovich i jego współpracownicy na zawartość osmu w czerwonych glinach (z dna Oceanu Spokojnego) uzyskali FK = 107 t/rok, a na zawartość tego samego osmu w lodowcach kaukaskich - 106 t/rok. Indyjscy badacze D. Lal i V. Venkatavaradan obliczyli Fc = 4 10 6 t/rok z zawartości glinu-26 w osadach głębinowych, a J. Brokas i J. Picciotto obliczyli z zawartości niklu w złożach śniegu Antarktydy - (4-10) 10 6 t/rok.

Jaki jest powód tak niskiej dokładności metody kosmochemicznej, która daje rozbieżności w granicach trzech rzędów wielkości? Możliwe są następujące wyjaśnienia tego faktu:

1) stężenie mierzonych pierwiastków w większości materii meteorytowej (która, jak widzieliśmy, ma głównie pochodzenie kometarne) różni się od przyjętej dla chondrytów;

2) istnieją procesy, których nie bierzemy pod uwagę, a które zwiększają stężenie mierzonych pierwiastków w osadach dennych (np. podwodny wulkanizm, uwalnianie gazów itp.);

3) błędnie określono szybkość sedymentacji.

Oczywiście metody kosmochemiczne wciąż wymagają udoskonalenia. Będziemy zatem bazować na danych metod astronomicznych. Przyjmijmy oszacowanie napływu materii meteorytowej uzyskane przez autora i zobaczmy, ile tej materii wypadło przez cały czas istnienia Ziemi jako planety. Mnożąc roczny napływ (5 10 4 t) przez wiek Ziemi (4,6 10 9 lat), otrzymujemy około 2 10 14 t przez cały ten okres. Przypomnijmy, że masa Ziemi wynosi 6 10 21 t. Według naszych szacunków wzrost stanowi nieznaczny ułamek (jedna trzydziestomilionowa) masy Ziemi. Jeśli jednak przyjmiemy oszacowanie napływu materii meteorytowej uzyskane przez V. N. Lebedintsa, ułamek ten spadnie do stumilionowej części. Oczywiście wzrost ten nie odegrał żadnej roli w rozwoju Ziemi. Ale ten wniosek odnosi się do okresu nowożytnego. Wcześniej, zwłaszcza we wczesnych stadiach ewolucji Układu Słonecznego i Ziemi jako planety, opad na nią pozostałości przedplanetarnej chmury pyłu i większych fragmentów niewątpliwie odgrywał znaczącą rolę nie tylko w zwiększaniu masy Ziemia, ale także w jej ogrzewaniu. Jednak nie będziemy tutaj rozważać tej kwestii.

Struktura i skład meteorytów

Meteoryty dzieli się zwykle na dwie grupy ze względu na sposób ich wykrywania: upadki i znaleziska. Upadki to meteoryty obserwowane podczas upadku i zbierane zaraz po nim. Znaleziska to meteoryty znalezione przypadkowo, czasami podczas wykopalisk i prac terenowych lub podczas wycieczek pieszych, wycieczek itp. (Znaleziony meteoryt ma wielką wartość naukową. Dlatego należy go natychmiast przesłać do Komitetu ds. Meteorytów Akademii ZSRR Nauki: Moskwa , 117312, ul. zawiadomienia Komitetu ds. Meteorytów lub do czasu przybycia przedstawiciela Komitetu, kamienia podejrzanego o pochodzenie kosmiczne w żadnym wypadku nie należy rozłupywać, rozdawać, uszkadzać. Należy podjąć wszelkie środki w celu zachowania tego kamienia lub kamieni, jeśli zebrano ich kilka, a także do zapamiętania lub zaznaczenia miejsc znalezisk.)

Ze względu na swój skład meteoryty dzielą się na trzy główne klasy: kamienne, kamienno-żelazne i żelazne. Do prowadzenia ich statystyk wykorzystuje się tylko upadki, ponieważ liczba znalezisk zależy nie tylko od liczby meteorytów, które kiedyś spadły, ale także od uwagi, jaką przyciągają przypadkowi naoczni świadkowie. Tutaj meteoryty żelazne mają niezaprzeczalną zaletę: człowiek chętniej zwróci uwagę na kawałek żelaza, zresztą o nietypowym wyglądzie (stopiony, z dołami), niż na kamień, który niewiele różni się od zwykłych kamieni.

Wśród wodospadów 92% to meteoryty kamienne, 2% to kamienne żelazo, a 6% to żelazo.

Często meteoryty rozpadają się w locie na kilka (czasem bardzo wiele) fragmentów, a następnie Deszcz meteorów. Przyjmuje się, że deszcz meteorów jest równoczesnym spadkiem sześciu lub więcej lat pojedyncze egzemplarze meteoryty (jak zwyczajowo nazywa się fragmenty spadające na Ziemię, każdy z osobna, w przeciwieństwie do paprochy, powstały podczas kruszenia meteorytów przed uderzeniem w ziemię).

Deszcze meteorów są najczęściej kamienne, ale czasami spadają również deszcze meteorów żelaznych (np. Sikhote-Alin, który spadł 12 lutego 1947 r. na Dalekim Wschodzie).

Przejdźmy do opisu budowy i składu meteorytów według typów.

kamienne meteoryty. Najpopularniejszą klasą meteorytów kamienistych są tzw chondryty(patrz wł.). Do nich należy ponad 90% kamienistych meteorytów. Te meteoryty mają swoją nazwę od zaokrąglonych ziaren - chondrus, z których się składają. Chondrule mają różne rozmiary: od mikroskopijnych do centymetrów, stanowią do 50% objętości meteorytu. Reszta substancji (międzychrzęstna) nie różni się składem od substancji chrzęstnych.

Pochodzenie chondr nie zostało jeszcze wyjaśnione. Nigdy nie występują w minerałach lądowych. Możliwe, że chondrule to zamrożone kropelki powstałe podczas krystalizacji materii meteorytowej. W skałach ziemskich takie ziarna muszą być kruszone przez monstrualne ciśnienie warstw leżących powyżej, podczas gdy meteoryty powstały w głębinach ciał macierzystych o rozmiarach dziesiątek kilometrów (średnia wielkość planetoid), gdzie ciśnienie nawet w centrum jest stosunkowo mały.

Zasadniczo chondryty składają się z krzemianów żelaza i magnezu. Wśród nich pierwsze miejsce zajmuje oliwin ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - stanowi od 25 do 60% substancji meteorytów tej klasy. Na drugim miejscu są hipersten i bronzyt ( Fe, Mg) 2 Si2O6 (20-35%). Żelazo niklu (kamacyt i taenit) to od 8 do 21%, siarczyn żelaza FeS - trojlit - 5%.

Chondryty dzielą się na kilka podklas. Wśród nich wyróżnia się chondryty zwykłe, enstatytowe i węglowe. Z kolei zwykłe chondryty dzielą się na trzy grupy: H - o wysokiej zawartości żelaza niklowego (16-21%), L-o niskim (około 8%) i LL-c jest bardzo niski (mniej niż 8%). W chondrytach enstatytowych głównymi składnikami są enstatyt i klinoenstatyt. Mg2 Si 2 Q 6 , które stanowią 40-60% całkowitego składu. Chondryty enstatytowe wyróżniają się również wysoką zawartością kamacytu (17-28%) oraz troilitu (7-15%). Zawierają również plagioklaz. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - do 5-10%.

Chondryty węglowe wyróżniają się. Wyróżniają się ciemnym kolorem, od którego otrzymali swoją nazwę. Ale ten kolor nadaje im nie zwiększona zawartość węgla, ale drobno rozdrobnione ziarna magnetytu. Fe3 O 4 . Chondryty węglowe zawierają wiele uwodnionych krzemianów, takich jak montmorylonit ( Glin, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8 , serpentyna Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10 , a co za tym idzie dużo wody związanej (do 20%). Wraz z przejściem chondrytów węglowych z typu C I wpisać C III, zmniejsza się udział uwodnionych krzemianów, które ustępują oliwinowi, klinohiperstenowi i klinnoenstatytowi. Materia węglowa w chondrytach typu C mam 8%, C II - 5%, dla C III - 2%.

Kosmogoniści uważają, że substancja chondrytów węglowych jest najbliższa składowi pierwotnej substancji obłoku przedplanetarnego, który kiedyś otaczał Słońce. Dlatego te bardzo rzadkie meteoryty poddawane są wnikliwej analizie, w tym analizie izotopowej.

Na podstawie widm jasnych meteorów czasami można określić skład chemiczny ciał, które je wywołują. Porównanie stosunków zawartości żelaza, magnezu i sodu w ciałach meteorów ze strumienia Drakonidów oraz w chondrytach różnych typów, przeprowadzone w 1974 roku przez radzieckiego meteorytologa A. A. Yavnela, wykazało, że ciała zawarte w strumieniu Drakonidów są zbliżone w składzie do chondrytów węglowych klasy With I. W 1981 roku autor tej książki, kontynuując badania metodą A. A. Yavnela, dowiódł, że sporadyczne meteoroidy mają podobny skład do chondrytów C ja i te, które tworzą strumień Perseidów, do klasy C III. Niestety dane o widmach meteorów, które pozwalają określić skład chemiczny ciał, które je wywołują, są wciąż niewystarczające.

Kolejna klasa kamiennych meteorytów - achondryty- charakteryzuje się brakiem chondr, niską zawartością żelaza i bliskich mu pierwiastków (nikiel, kobalt, chrom). Istnieje kilka grup achondrytów, różniących się głównymi minerałami (ortoenstatyt, oliwin, ortopiroksen, gołąb). Wszystkie achondryty stanowią około 10% kamienistych meteorytów.

Ciekawe, że jeśli weźmiesz substancję chondrytów i stopisz ją, wówczas powstają dwie frakcje, które się ze sobą nie mieszają: jedna z nich to żelazo niklowe, podobne w składzie do meteorytów żelaznych, druga to krzemian, który jest zbliżony w składzie do achondrytów. Ponieważ liczba obu jest prawie taka sama (wśród wszystkich meteorytów 9% to achondryty, a 8% to żelazo i kamień żelazny), można sądzić, że te klasy meteorytów powstają podczas przetapiania substancji chondrytowej w jelitach organy rodzicielskie.

meteoryty żelazne(patrz zdjęcie) to 98% niklu. Ten ostatni ma dwie stabilne modyfikacje: ubogi w nikiel kamacyt(6-7% niklu) i bogate w nikiel taenite(30-50% niklu). Kamacyt ułożony jest w postaci czterech systemów równoległych płyt oddzielonych przekładkami z taenitu. Płyty kamacytowe znajdują się wzdłuż ścian ośmiościanu (oktaedru), dlatego takie meteoryty nazywane są oktaedryty. Mniej powszechne są meteoryty żelazne. sześciany, o sześciennej strukturze krystalicznej. Jeszcze rzadsze ataksyci- meteoryty pozbawione jakiejkolwiek uporządkowanej struktury.

Grubość płyt kamacytowych w oktaedrytach waha się od kilku milimetrów do setnych części milimetra. W zależności od tej grubości rozróżnia się oktaedry o grubo- i drobnoziarnistej strukturze.

Jeśli część powierzchni oktaedrytu zostanie zeszlifowana, a odcinek wytrawiony kwasem, wówczas pojawi się charakterystyczny wzór w postaci układu przecinających się pasm, tzw. Figurki Widmanstätten(patrz m.in.) nazwane na cześć naukowca A. Widmanstettena, który jako pierwszy odkrył je w 1808 roku. Liczby te pojawiają się tylko w oktaedrytach i nie są obserwowane w meteorytach żelaznych innych klas ani w ziemskim żelazie. Ich pochodzenie wiąże się ze strukturą kamacytowo-taenitową oktaedrytów. Według danych Widmashnetttena można łatwo ustalić kosmiczną naturę znalezionego „podejrzanego” kawałka żelaza.

Inną charakterystyczną cechą meteorytów (zarówno żelaznych, jak i kamiennych) jest obecność na powierzchni wielu wgłębień o gładkich krawędziach około 1/10 wielkości samego meteorytu. Te doły, wyraźnie widoczne na zdjęciu (patrz m.in.), nazywają się regmaglypts. Powstają już w atmosferze w wyniku formowania się turbulentnych wirów w pobliżu powierzchni ciała, które w nią wpadły, które niejako wyskrobują doły-regmaglipty (wyjaśnienie to zaproponował i uzasadnił autor tego książka w 1963 r.).

Trzecią zewnętrzną oznaką meteorytów jest obecność na ich powierzchni ciemnej topienie skórki grubość od setnych do jednego milimetra.

Meteoryty z kamienia żelaznego pół metal, pół krzemian. Dzielą się na dwie podklasy: pallasyty, w której frakcja metaliczna tworzy rodzaj gąbki, w porach której znajdują się krzemiany, oraz mezosyderyty, gdzie przeciwnie, pory gąbki krzemianowej są wypełnione żelazem niklowym. W pallasytach krzemiany składają się głównie z oliwinu, w mezosyderytach z ortopiroksenu. Pallasyty wzięły swoją nazwę od pierwszego meteorytu Pallas Iron znalezionego w naszym kraju. Meteoryt ten został odkryty ponad 200 lat temu i przewieziony z Syberii do Petersburga przez akademika PS Pallasa.

Badanie meteorytów umożliwia rekonstrukcję ich historii. Zauważyliśmy już, że budowa meteorytów wskazuje na ich występowanie we wnętrzu ciał macierzystych. Stosunek faz, na przykład niklu i żelaza (kamacyt-taenit), rozkład niklu w warstwach taenitu i inne charakterystyczne cechy umożliwiają nawet ocenę wielkości pierwotnych ciał macierzystych. W większości przypadków były to ciała o średnicy 150-400 km, czyli jak największe asteroidy. Badania struktury i składu meteorytów zmuszają nas do odrzucenia popularnej wśród laików hipotezy o istnieniu i rozpadzie między orbitami Marsa i Jowisza hipotetycznej planety Faeton o wielkości kilku tysięcy kilometrów. Meteoryty spadające na Ziemię powstały w głębinach wiele ciała rodziców różne rozmiary. Do tego samego wniosku (o wielości ciał macierzystych) prowadzi analiza orbit asteroid przeprowadzona przez akademika Akademii Nauk Azerbejdżanu SSR G. F. Sułtanowa.

Poprzez stosunek izotopów promieniotwórczych i produktów ich rozpadu w meteorytach można również określić ich wiek. Izotopy o najdłuższym okresie półtrwania, takie jak rubid-87, uran-235 i uran-238, dają nam wiek Substancje meteoryty. Okazuje się, że ma ona 4,5 miliarda lat, co odpowiada wiekowi najstarszych skał ziemskich i księżycowych i jest uważane za wiek całego naszego Układu Słonecznego (a dokładniej okres, jaki upłynął od zakończenia formowania się planet).

Powyższe izotopy, rozkładając się, tworzą odpowiednio stront-87, ołów-207 i ołów-206. Substancje te, podobnie jak oryginalne izotopy, są w stanie stałym. Istnieje jednak duża grupa izotopów, których końcowymi produktami rozpadu są gazy. Tak więc potas-40, rozkładając się, tworzy argon-40, a uran i tor - hel-3. Ale przy gwałtownym ogrzaniu ciała macierzystego hel i argon uciekają, a zatem wieki potasowo-argonowe i uranowo-helowe dają tylko czas późniejszego powolnego ochłodzenia. Analiza tych wieków pokazuje, że czasami są one mierzone w miliardach lat (ale często znacznie mniej niż 4,5 miliarda lat), a czasami w setkach milionów lat. Dla wielu meteorytów wiek uranowo-helowy jest o 1-2 miliardy lat niższy niż wiek potasowo-argonowy, co wskazuje na powtarzające się zderzenia tego ciała macierzystego z innymi ciałami. Takie zderzenia są najbardziej prawdopodobnymi źródłami nagłego nagrzewania małych ciał do temperatur setek stopni. A ponieważ hel ulatnia się w niższych temperaturach niż argon, starzenie się helu może wskazywać na czas późniejszego, niezbyt silnego zderzenia, kiedy wzrost temperatury nie wystarczył do ulotnienia się argonu.

Wszystkie te procesy były doświadczane przez substancję meteorytu nawet podczas jego przebywania w ciele macierzystym, by tak rzec, przed jego narodzinami jako niezależne ciało niebieskie. Ale tutaj meteoryt w taki czy inny sposób oddzielony od ciała macierzystego „narodził się na świecie”. Kiedy to się stało? Okres, który upłynął od tego wydarzenia, nazywa się Era kosmosu meteoryt.

Do określenia wieków kosmicznych wykorzystuje się metodę opartą na zjawisku oddziaływania meteorytu z galaktycznym promieniowaniem kosmicznym. Tak nazywa się energetyczne naładowane cząstki (najczęściej protony) pochodzące z bezkresnych przestrzeni naszej Galaktyki. Wnikając w ciało meteorytu zostawiają swoje ślady (ślady). Z gęstości śladów można wyznaczyć czas ich nagromadzenia, czyli wiek kosmiczny meteorytu.

Kosmiczny wiek meteorytów żelaznych wynosi setki milionów lat, a meteorytów kamiennych miliony i dziesiątki milionów lat. Różnica ta wynika najprawdopodobniej z mniejszej wytrzymałości meteorytów kamiennych, które w wyniku zderzeń ze sobą rozpadają się na drobne kawałki i „nie dożywają” wieku stu milionów lat. Pośrednim potwierdzeniem tego poglądu jest względna obfitość deszczów kamiennych meteorytów w porównaniu z deszczami żelaznymi.

Kończąc ten przegląd naszej wiedzy o meteorytach, przejdźmy teraz do tego, co daje nam badanie zjawisk meteorowych.

Obiekty Układu Słonecznego, zgodnie z zasadami Międzynarodowej Unii Astronomicznej, dzielą się na następujące kategorie:

planety - ciała krążące wokół Słońca znajdują się w równowadze hydrostatycznej (to znaczy mają kształt zbliżony do kulistego), a także oczyściły okolice swojej orbity z innych mniejszych obiektów. W Układzie Słonecznym znajduje się osiem planet - Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun.

planety karłowate również krążą wokół Słońca i mają kulisty kształt, ale ich grawitacja nie jest wystarczająca, aby oczyścić ich trajektorię z innych ciał. Do tej pory Międzynarodowa Unia Astronomiczna rozpoznała pięć planet karłowatych – Ceres (była planetoida), Pluton (dawna planeta), a także Haumea, Makemake i Eris.

satelity planetarne- ciała, które nie krążą wokół Słońca, ale wokół planet.

Komety- ciała, które krążą wokół Słońca i składają się głównie z zamarzniętego gazu i lodu. Zbliżając się do Słońca, mają ogon, którego długość może sięgać milionów kilometrów, oraz komę - kulistą powłokę gazową wokół stałego jądra.

asteroidy- wszystkie inne obojętne ciała kamienne. Orbity większości planetoid koncentrują się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w głównym pasie planetoid. Poza orbitą Plutona znajduje się zewnętrzny pas asteroid – pas Kuipera.

Meteory- fragmenty obiektów kosmicznych, cząstki wielkości kilku centymetrów, które wpadają w atmosferę z prędkością kilkudziesięciu kilometrów na sekundę i wypalają się, dając początek jasnemu rozbłyskowi - spadająca gwiazda. Astronomowie zdają sobie sprawę z wielu deszczów meteorów związanych z orbitami komet.

Meteoryt- obiekt kosmiczny lub jego fragment, który zdołał "przeżyć" lot przez atmosferę i spadł na ziemię.

kula ognia- bardzo jasny meteor, jaśniejszy niż Wenus. To kula ognia, za którą ciągnie się przydymiony ogon. Lotowi ognistej kuli mogą towarzyszyć grzmiące dźwięki, może zakończyć się wybuchem, a czasem opadem meteorytów. Liczne wideoklipy nakręcone przez mieszkańców Czelabińska pokazują dokładnie lot bolidu.

Damokloidy- ciała niebieskie Układu Słonecznego, które mają orbity podobne do komet pod względem parametrów (duży mimośród i nachylenie do płaszczyzny ekliptyki), ale nie wykazują aktywności kometarnej w postaci komy lub warkocza kometarnego. Nazwa Damocloids została nazwana na cześć pierwszego przedstawiciela klasy - asteroidy (5335) Damokles. Według stanu na styczeń 2010 r. znanych było 41 damocloidów.

Damokloidy są stosunkowo niewielkie – największy z nich 2002 XU 93 ma średnicę 72 km, a średnia to około 8 km. Pomiary albedo czterech z nich (0,02-0,04) wykazały, że damokloidy należą do najciemniejszych ciał w Układzie Słonecznym, mają jednak czerwonawy odcień. Ze względu na duże mimośrody ich orbity są bardzo wydłużone, a w aphelium znajdują się dalej niż Uran (do 571,7 j.a. w 1996 r. PW), a na peryhelium są bliżej niż Jowisz, a czasem nawet Mars.

Uważa się, że damokloidy są jądrami komet typu Halleya, które powstały w obłoku Oorta i utraciły swoje lotne substancje. Hipotezę tę uważa się za słuszną, ponieważ wiele obiektów, które uznano za damocloidy, później okazało się mieć śpiączkę i zostały sklasyfikowane jako komety. Kolejnym przekonującym dowodem jest to, że orbity większości damokloidów są silnie nachylone do płaszczyzny ekliptyki, czasem ponad 90 stopni – to znaczy niektóre z nich krążą wokół Słońca w kierunku przeciwnym do ruchu głównych planet, które ostro odróżnia je od asteroid. Pierwsze z tych ciał, odkryte w 1999 roku, nosiło nazwę (20461) Diorets - "asteroida" w odwrotnej kolejności.

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

Asteroidy, komety, meteory, meteoryty - obiekty astronomiczne, które dla niewtajemniczonych wydają się takie same dla niewtajemniczonych w podstawach nauki o ciałach niebieskich. W rzeczywistości różnią się one na kilka sposobów. Właściwości charakteryzujące asteroidy, komety, są łatwe do zapamiętania. Mają też pewne podobieństwo: takie obiekty są klasyfikowane jako małe ciała, często klasyfikowane jako kosmiczne śmieci. O tym, czym jest meteor, czym różni się od asteroidy lub komety, jakie są ich właściwości i pochodzenie, omówimy poniżej.

ogoniaści wędrowcy

Komety to obiekty kosmiczne składające się z zamarzniętych gazów i kamienia. Pochodzą z odległych obszarów Układu Słonecznego. Współcześni naukowcy sugerują, że głównymi źródłami komet są połączony pas Kuipera i rozproszony dysk, a także hipotetycznie istniejący

Komety mają bardzo wydłużone orbity. Gdy zbliżają się do Słońca, tworzą śpiączkę i ogon. Pierwiastki te składają się z parujących substancji gazowych: amoniaku, metanu, pyłu i kamieni. Głowa komety, czyli komy, to powłoka z drobnych cząstek, wyróżniająca się jasnością i widocznością. Ma kulisty kształt i osiąga maksymalne rozmiary zbliżając się do Słońca na odległość 1,5-2 jednostek astronomicznych.

Przed komą znajduje się jądro komety. Z reguły ma stosunkowo niewielki rozmiar i wydłużony kształt. W znacznej odległości od Słońca jądro jest wszystkim, co pozostało z komety. Składa się z zamarzniętych gazów i skał.

Rodzaje komet

Ich klasyfikacja opiera się na okresowości ich obiegu wokół gwiazdy. Komety, które latają wokół Słońca w czasie krótszym niż 200 lat, nazywane są kometami krótkookresowymi. Najczęściej wpadają w wewnętrzne obszary naszego układu planetarnego z pasa Kuipera lub dysku rozproszonego. Komety długookresowe krążą z okresem ponad 200 lat. Ich „ojczyzną” jest chmura Oorta.

„Mniejsze planety”

Asteroidy składają się z litych skał. Pod względem wielkości są znacznie gorsze od planet, chociaż niektórzy przedstawiciele tych obiektów kosmicznych mają satelity. Większość mniejszych planet, jak je wcześniej nazywano, skupia się w głównej, znajdującej się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza.

Całkowita liczba takich kosmicznych ciał znanych w 2015 roku przekroczyła 670 tysięcy. Mimo tak imponującej liczby, udział asteroid w masie wszystkich obiektów Układu Słonecznego jest znikomy - tylko 3-3,6 * 10 21 kg. To tylko 4% podobnego parametru Księżyca.

Nie wszystkie małe ciała są klasyfikowane jako asteroidy. Kryterium wyboru jest średnica. Jeśli przekracza 30 m, obiekt jest klasyfikowany jako asteroida. Ciała o mniejszych wymiarach nazywane są meteoroidami.

Klasyfikacja asteroid

Grupowanie tych kosmicznych ciał opiera się na kilku parametrach. Asteroidy są pogrupowane według cech ich orbit oraz widma światła widzialnego odbitego od ich powierzchni.

Według drugiego kryterium wyróżnia się trzy główne klasy:

• węgiel (C);
• krzemian (S);
• metal (M).

Około 75% wszystkich znanych dziś asteroid należy do pierwszej kategorii. Wraz z ulepszaniem sprzętu i bardziej szczegółowym badaniem takich obiektów klasyfikacja się rozszerza.

meteoroidy

Meteoroid to inny rodzaj ciała kosmicznego. Nie są asteroidami, kometami, meteorami ani meteorytami. Osobliwością tych obiektów jest ich niewielki rozmiar. Meteoroidy w swoich wymiarach znajdują się pomiędzy asteroidami a kosmicznym pyłem. Obejmują więc ciała o średnicy mniejszej niż 30 m. Niektórzy naukowcy definiują meteoroid jako ciało stałe o średnicy od 100 mikronów do 10 m. Ze względu na swoje pochodzenie są pierwotne lub wtórne, to znaczy powstałe po zniszczeniu większych obiektów.

Wchodząc w atmosferę ziemską meteoroid zaczyna świecić. I tu już zbliżamy się do odpowiedzi na pytanie, czym jest meteor.

Spadająca gwiazda

Czasami wśród migoczących gwiazd na nocnym niebie nagle rozbłyskuje się, tworzy mały łuk i znika. Każdy, kto choć raz to widział, wie, czym jest meteor. To „spadające gwiazdy”, które nie mają nic wspólnego z prawdziwymi gwiazdami. Meteor to w rzeczywistości zjawisko atmosferyczne, które występuje, gdy małe obiekty (te same meteoroidy) dostają się do powłoki powietrznej naszej planety. Obserwowana jasność błysku zależy bezpośrednio od początkowych wymiarów ciała kosmicznego. Jeśli jasność meteoru przekracza piątą jasność, nazywa się to kulą ognia.

Obserwacja

Takie zjawiska można podziwiać tylko z planet z atmosferą. Meteory na Księżycu lub na Merkurym nie mogą być obserwowane, ponieważ nie mają powłoki powietrznej.

W odpowiednich warunkach „spadające gwiazdy” można zobaczyć każdej nocy. Meteory najlepiej podziwiać przy dobrej pogodzie i w znacznej odległości od mniej lub bardziej mocnego źródła sztucznego światła. Poza tym na niebie nie powinno być księżyca. W takim przypadku gołym okiem będzie można zauważyć do 5 meteorów na godzinę. Obiekty, które dają początek takim pojedynczym „spadającym gwiazdom”, krążą wokół Słońca po różnych orbitach. Dlatego nie da się dokładnie przewidzieć miejsca i czasu ich pojawienia się na niebie.

strumienie

Meteory, których zdjęcia są również prezentowane w artykule, mają z reguły nieco inne pochodzenie. Są częścią jednego z kilku rojów małych kosmicznych ciał krążących wokół gwiazdy po określonej trajektorii. W ich przypadku idealny okres do obserwacji (czas, w którym patrząc w niebo, każdy może szybko zrozumieć, czym jest meteoryt) jest dość dobrze zdefiniowany.

Rój podobnych obiektów kosmicznych nazywany jest również deszczem meteorów. Najczęściej powstają podczas niszczenia jądra komety. Poszczególne cząstki roju poruszają się równolegle do siebie. Jednak z powierzchni Ziemi wydają się wylatywać z pewnego niewielkiego obszaru nieba. Ta sekcja nazywa się promieniowaniem strumienia. Nazwę roju meteorów z reguły określa konstelacja, w której znajduje się jego wizualny środek (promieniowanie), lub nazwa komety, której rozpad doprowadził do jej pojawienia się.

Meteory, których zdjęcia można łatwo uzyskać za pomocą specjalnego sprzętu, należą do tak dużych strumieni, jak Perseidy, Kwadrantydy, Eta Aquarids, Lyrids, Geminids. W sumie do tej pory rozpoznano 64 strumienie, a około 300 czeka na potwierdzenie.

niebiańskie kamienie

Meteoryty, asteroidy, meteory i komety to pojęcia pokrewne według pewnych kryteriów. Pierwsze to obiekty kosmiczne, które spadły na Ziemię. Najczęściej ich źródłem są asteroidy, rzadziej - komety. Meteoryty niosą bezcenne dane o różnych zakątkach Układu Słonecznego poza Ziemią.

Większość z tych ciał, które spadły na naszą planetę, są bardzo małe. Najbardziej imponujące swoimi rozmiarami meteoryty pozostawiają ślady po uderzeniu, które są dość widoczne nawet po milionach lat. Dobrze znany jest krater w pobliżu Winslow w Arizonie. Upadek meteorytu w 1908 r. spowodował rzekomo zjawisko tunguski.

Tak duże obiekty „odwiedzają” Ziemię co kilka milionów lat. Większość znalezionych meteorytów jest dość skromnych rozmiarów, ale nie traci na wartości dla nauki.

Zdaniem naukowców takie obiekty mogą wiele powiedzieć o czasie powstania Układu Słonecznego. Przypuszczalnie przenoszą one cząsteczki substancji, z której zbudowane są młode planety. Niektóre meteoryty docierają do nas z Marsa lub Księżyca. Tacy kosmiczni wędrowcy pozwalają dowiedzieć się czegoś nowego o pobliskich obiektach bez ogromnych wydatków na dalekie wyprawy.

Aby zapamiętać różnice między opisanymi w artykule obiektami, można podsumować przemiany takich ciał w przestrzeni. Asteroida składająca się z litej skały lub kometa będąca bryłą lodu, po zniszczeniu powoduje powstawanie meteoroidów, które wchodząc w atmosferę planety rozbłyskują jak meteory, wypalają się w niej lub opadają, zamieniając się w meteoryty. Te ostatnie wzbogacają naszą wiedzę o wszystkich poprzednich.

Meteoryty, komety, meteory, a także asteroidy i meteoroidy są uczestnikami ciągłego ruchu kosmicznego. Badanie tych obiektów w znacznym stopniu przyczynia się do naszego zrozumienia wszechświata. Wraz z poprawą sprzętu astrofizycy otrzymują coraz więcej danych o takich obiektach. Stosunkowo niedawno zakończona misja sondy Rosetta jednoznacznie pokazała, jak wiele informacji można uzyskać ze szczegółowych badań takich ciał kosmicznych.