Hangi cisimlere meteor, hangileri asteroit denir. asteroitler

Ilık yaz gecelerinde yıldızlı gökyüzünün altında yürümek, üzerindeki harika takımyıldızlara bakmak, kayan bir yıldız karşısında dileklerde bulunmak keyiflidir. Yoksa bir kuyruklu yıldız mıydı? Ya da belki bir göktaşı? Muhtemelen, romantikler ve aşıklar arasında, planetaryum ziyaretçileri arasında olduğundan daha fazla astronomi uzmanı vardır.

gizemli uzay

Tefekkür sırasında sürekli ortaya çıkan sorular cevap gerektirir ve ilahi bilmeceler ipuçları ve bilimsel açıklamalar gerektirir. Burada, örneğin, bir asteroit ile bir göktaşı arasındaki fark nedir? Her öğrenci (ve hatta bir yetişkin) bu soruyu hemen cevaplayamaz. Ama sırayla başlayalım.

asteroitler

Bir asteroidin bir göktaşından nasıl farklı olduğunu anlamak için "asteroid" kavramını tanımlamanız gerekir. Bu gök cisimleri teleskopla bakıldığında gezegenlerden çok yıldızlara benzediği için eski Yunancadan gelen bu kelime “yıldız gibi” olarak çevrilmiştir. 2006 yılına kadar asteroitler genellikle küçük gezegenler olarak adlandırılıyordu. Aslında, bir bütün olarak asteroitlerin hareketi, Güneş'in etrafında da meydana geldiği için gezegen hareketinden farklı değildir. Asteroitler, küçük boyutlarında sıradan gezegenlerden farklıdır. Örneğin, en büyük asteroit Ceres, yalnızca 770 km çapındadır.

Bu yıldız benzeri uzay sakinleri nerede bulunuyor? Çoğu asteroit, Jüpiter ve Mars arasındaki uzayda uzun süredir çalışılan yörüngelerde hareket eder. Ancak bazı küçük gezegenler hala Mars'ın (asteroit Icarus gibi) ve diğer gezegenlerin yörüngesini geçiyor ve hatta bazen Güneş'e Merkür'den daha yakın geliyor.

meteorlar

Asteroitlerin aksine, meteorlar uzayın sakinleri değil, habercileridir. Dünyalıların her biri göktaşını kendi gözleriyle görebilir ve ona kendi elleriyle dokunabilir. Birçoğu müzelerde ve özel koleksiyonlarda tutuluyor, ancak göktaşlarının oldukça çekici göründüğü söylenmelidir. Çoğu gri veya kahverengimsi siyah taş ve demir parçalarıdır.

Böylece, bir asteroidin bir göktaşından nasıl farklı olduğunu bulmayı başardık. Ama onları ne birleştirebilir? Göktaşlarının küçük asteroitlerin parçaları olduğuna inanılıyor. Uzayda hızla ilerleyen taşlar birbirleriyle çarpışır ve parçaları bazen Dünya'nın yüzeyine ulaşır.

Rusya'daki en ünlü göktaşı, 30 Haziran 1908'de derin taygaya düşen Tunguska göktaşıdır. Yakın geçmişte, yani Şubat 2013'te, Chelyabinsk bölgesindeki Chebarkul Gölü yakınında çok sayıda parçası bulunan Chelyabinsk göktaşı herkesin dikkatini çekti.

Göktaşları sayesinde, uzaydan gelen tuhaf konuklar, bilim adamları ve onlarla birlikte Dünya'nın tüm sakinleri, gök cisimlerinin bileşimi hakkında bilgi edinmek ve evrenin kökeni hakkında bir fikir edinmek için mükemmel bir fırsata sahipler.

meteor

"Meteor" ve "göktaşı" kelimeleri, çeviride "göksel" anlamına gelen aynı Yunanca kökten gelir. Biliyoruz ve bir meteordan nasıl farklı olduğunu anlamak zor değil.

Bir meteor belirli bir gök cismi değil, Dünya atmosferinde kuyruklu yıldız ve asteroit parçaları yandığında ortaya çıkana benzeyen atmosferik bir fenomendir.

Bir meteor kayan bir yıldızdır. Gözlemcilere uzaya geri uçmak veya Dünya atmosferinde yanmak gibi görünebilir.

Göktaşlarının asteroitlerden ve göktaşlarından nasıl farklı olduğunu anlamak da kolaydır. Son iki gök cismi somut olarak somuttur (bir asteroit durumunda teorik olarak bile olsa) ve meteor kozmik parçaların yanmasından kaynaklanan bir parıltıdır.

Kuyruklu yıldızlar

Dünyevi bir gözlemcinin hayran olabileceği daha az harika bir gök cismi kuyruklu yıldız değildir. Kuyruklu yıldızlar asteroitlerden ve meteorlardan nasıl farklıdır?

"Kuyruklu yıldız" kelimesi de eski Yunan kökenlidir ve kelimenin tam anlamıyla "tüylü", "tüylü" olarak tercüme edilir. Kuyruklu yıldızlar güneş sisteminin dış kısmından gelirler ve buna bağlı olarak Güneş'in yakınında oluşan asteroitlerden farklı bir bileşime sahiptirler.

Kompozisyon farklılığına ek olarak, bu gök cisimlerinin yapısında daha belirgin bir farklılık vardır. Bir kuyruklu yıldız, Güneş'e yaklaşırken, bir asteroidin aksine, bulutsu bir koma kabuğu ve gaz ve tozdan oluşan bir kuyruk sergiler. Kuyruklu yıldızın uçucu maddeleri, ısındıkça aktif olarak öne çıkar ve buharlaşarak onu en güzel parlak gök cismine dönüştürür.

Ek olarak, asteroitler yörüngelerde hareket eder ve uzaydaki hareketleri sıradan gezegenlerin pürüzsüz ve ölçülü hareketine benzer. Asteroitlerin aksine, kuyruklu yıldızlar hareketlerinde daha aşırıdır. Yörüngesi oldukça uzundur. Kuyruklu yıldız ya Güneş'e çok yaklaşır ya da ondan önemli ölçüde uzaklaşır.

Bir kuyruklu yıldız, hareket halinde olması bakımından bir göktaşından farklıdır. Bir göktaşı, bir gök cismi ile dünya yüzeyinin çarpışmasının sonucudur.

Göksel dünya ve dünyevi dünya

Gece gökyüzünü izlemenin, doğaüstü sakinleri sizin için iyi bilindiği ve anlaşılır olduğu zaman iki kat keyifli olduğu söylenmelidir. Ve muhatabınıza yıldızların dünyasını ve uzaydaki olağandışı olayları anlatmak ne büyük bir zevk!

Ve bu bir asteroitin bir göktaşından nasıl farklı olduğu sorusuyla bile ilgili değil, bir kişi ile diğeri arasındaki ilişki kadar aktif olarak kurulması gereken dünyevi ve kozmik dünyalar arasındaki yakın bağlantı ve derin etkileşimin farkındalığı ile ilgili.

makalenin içeriği

METEOR. Yunanca "meteor" kelimesi çeşitli atmosferik olayları tanımlamak için kullanılıyordu, ancak şimdi uzaydan gelen katı parçacıkların üst atmosfere girmesiyle ortaya çıkan fenomenlere atıfta bulunuyor. Dar anlamda, bir "meteor", çürüyen bir parçacığın yolu boyunca uzanan parlak bir banttır. Bununla birlikte, bilimsel olarak meteoroid olarak adlandırılsa da, günlük yaşamda bu kelime genellikle parçacığın kendisini ifade eder. Göktaşının bir kısmı yüzeye ulaşırsa, buna göktaşı denir. Meteorlara halk arasında "kayan yıldızlar" denir. Çok parlak meteorlara ateş topları denir; bazen bu terim sadece ses olaylarının eşlik ettiği meteor olaylarını ifade eder.

Görünüm sıklığı.

Bir gözlemcinin belirli bir zaman diliminde görebileceği meteorların sayısı sabit değildir. İyi koşullarda, şehir ışıklarından uzakta ve parlak ay ışığının yokluğunda, bir gözlemci saatte 5-10 meteor görebilir. Çoğu meteor için parlama yaklaşık bir saniye sürer ve en parlak yıldızlardan daha sönük görünür. Gece yarısından sonra, meteorlar daha sık görünür, çünkü şu anda gözlemci, daha fazla parçacık alan yörünge hareketi sırasında Dünya'nın ön tarafında bulunur. Her gözlemci, etrafındaki yaklaşık 500 km yarıçapındaki meteorları görebilir. Sadece bir günde, Dünya atmosferinde yüz milyonlarca meteor belirir. Atmosfere giren parçacıkların toplam kütlesinin günde binlerce ton olduğu tahmin ediliyor - Dünya'nın kütlesine kıyasla önemsiz bir miktar. Uzay aracından yapılan ölçümler, günde yaklaşık 100 ton toz parçacığının da Dünya'ya düştüğünü, görünür meteorların görünümüne neden olmak için çok küçük olduğunu gösteriyor.

Meteor gözlemi.

Görsel gözlemler meteorlar hakkında çok sayıda istatistiksel veri sağlar, ancak parlaklıklarını, yüksekliklerini ve uçuş hızlarını doğru bir şekilde belirlemek için özel araçlara ihtiyaç vardır. Yaklaşık bir asırdır gökbilimciler meteor izlerini fotoğraflamak için kameralar kullanıyorlar. Kamera merceğinin önündeki dönen bir deklanşör (obtüratör), meteor izinin noktalı bir çizgi gibi görünmesini sağlayarak zaman aralıklarını doğru bir şekilde belirlemeye yardımcı olur. Tipik olarak, bu deklanşör saniyede 5 ila 60 pozlama yapar. Onlarca kilometrelik bir mesafeyle ayrılan iki gözlemci aynı meteoru aynı anda fotoğraflıyorsa, parçacığın uçuşunun yüksekliğini, izinin uzunluğunu ve zaman aralıklarında uçuş hızını doğru bir şekilde belirlemek mümkündür.

1940'lardan beri, gökbilimciler radar kullanarak meteorları gözlemliyorlar. Kozmik parçacıkların kendileri tespit edilemeyecek kadar küçüktür, ancak atmosferde seyahat ederken radyo dalgalarını yansıtan bir plazma izi bırakırlar. Radar, fotoğrafçılıktan farklı olarak sadece geceleri değil, gündüzleri ve bulutlu havalarda da etkilidir. Radar, kameranın göremediği küçük meteoroidleri algılar. Fotoğraflardan uçuş yolu daha doğru belirlenir ve radar mesafe ve hızı doğru bir şekilde ölçmenizi sağlar. Santimetre. RADAR; RADAR ASTRONOMİ.

Meteorları gözlemlemek için televizyon ekipmanı da kullanılır. Görüntü yoğunlaştırıcı tüpler, zayıf meteorları kaydetmeyi mümkün kılar. CCD matrisli kameralar da kullanılmaktadır. 1992'de, bir video kameraya bir spor etkinliğini kaydederken, bir göktaşı düşüşüyle ​​​​sona eren parlak bir ateş topunun uçuşu kaydedildi.

hız ve yükseklik.

Meteoroidlerin atmosfere girme hızı 11 ila 72 km/s aralığındadır. İlk değer, vücudun yalnızca Dünya'nın çekiciliği nedeniyle elde ettiği hızdır. (Bir uzay aracının Dünya'nın çekim alanından çıkabilmesi için aynı hıza sahip olması gerekir.) Güneş sisteminin uzak bölgelerinden gelen bir meteoroid, Güneş'in çekimi nedeniyle, Dünya'nın yakınında 42 km/s hıza ulaşır. yörünge. Dünyanın yörünge hızı yaklaşık 30 km/s'dir. Karşılaşma kafa kafaya gerçekleşirse, göreli hızları 72 km/s'dir. Yıldızlararası uzaydan gelen herhangi bir parçacık daha da büyük bir hıza sahip olmalıdır. Bu kadar hızlı parçacıkların olmaması, tüm meteoroidlerin güneş sisteminin üyeleri olduğunu kanıtlıyor.

Meteorun parlamaya başladığı veya radar tarafından fark edildiği yükseklik, parçacığın giriş hızına bağlıdır. Hızlı meteoroidler için bu yükseklik 110 km'yi geçebilir ve parçacık yaklaşık 80 km yükseklikte tamamen yok edilir. Yavaş meteoroidler için bu, hava yoğunluğunun daha fazla olduğu yerlerde daha düşük olur. Parlaklık bakımından en parlak yıldızlarla karşılaştırılabilir meteorlar, bir gramın onda biri kütleye sahip parçacıklardan oluşur. Daha büyük meteoroidlerin parçalanması ve alçak irtifalara ulaşması genellikle daha uzun sürer. Atmosferdeki sürtünme nedeniyle önemli ölçüde yavaşlarlar. Nadir parçacıklar 40 km'nin altına düşer. Bir meteoroid 10-30 km yüksekliğe ulaşırsa, hızı 5 km/s'nin altına düşer ve bir göktaşı şeklinde yüzeye düşebilir.

yörüngeler.

Göktaşının hızını ve Dünya'ya yaklaşma yönünü bilen bir gökbilimci, çarpmadan önce yörüngesini hesaplayabilir. Dünya ve göktaşı yörüngeleri kesişirse çarpışır ve aynı anda kendilerini bu kesişme noktasında bulurlar. Meteoroidlerin yörüngeleri hem neredeyse dairesel hem de son derece eliptiktir ve gezegen yörüngelerinin ötesine geçer.

Bir meteoroid Dünya'ya yavaşça yaklaşıyorsa, Güneş'in etrafında Dünya ile aynı yönde hareket ediyor: yörüngenin kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünün tersine. Çoğu meteoroid yörüngesi, Dünya'nın yörüngesinin ötesine geçer ve uçakları ekliptik için çok eğimli değildir. Neredeyse tüm meteoritlerin düşüşü, hızları 25 km/s'den daha az olan meteoroidlerle ilişkilidir; yörüngeleri tamamen Jüpiter'in yörüngesi içindedir. Bu nesneler çoğu zaman Jüpiter ve Mars'ın yörüngeleri arasında, küçük gezegenlerin kuşağında - asteroitlerde geçirir. Bu nedenle, asteroitlerin bir meteor kaynağı olarak hizmet ettiğine inanılmaktadır. Ne yazık ki, sadece Dünya'nın yörüngesini geçen meteorları gözlemleyebiliriz; Açıkçası, bu grup güneş sisteminin tüm küçük bedenlerini tam olarak temsil etmiyor.

Hızlı meteoroidlerde yörüngeler daha uzundur ve ekliptik için daha eğimlidir. Bir meteoroid 42 km / s'den daha hızlı uçarsa, Güneş'in etrafında gezegenlerin yönünün tersi yönünde hareket eder. Birçok kuyruklu yıldızın bu tür yörüngelerde hareket etmesi, bu meteoroidlerin kuyruklu yıldız parçaları olduğunu gösterir.

meteor yağmuru.

Yılın bazı günlerinde meteorlar normalden çok daha sık görülür. Bu fenomene meteor yağmuru denir, saatte on binlerce meteor gözlemlendiğinde, gökyüzünde inanılmaz bir "yıldızlı yağmur" fenomeni yaratır. Gökyüzündeki göktaşlarının yollarını izlerseniz, hepsinin aynı noktadan, yağmurun ışıması denilen noktadan uçtuğu görülecektir. Rayların ufukta birleşmesine benzer bu perspektif fenomeni, tüm parçacıkların paralel yollar boyunca hareket ettiğini gösterir.

Gökbilimciler, birçoğu birkaç saatten birkaç haftaya kadar süren yıllık aktivite gösteren birkaç düzine meteor yağmuru tespit etti. Çoğu akarsu, radyanlarının bulunduğu takımyıldızın adını alır; örneğin, Perseus takımyıldızında bir radyant olan Perseidler, İkizler'de bir radyant ile İkizler.

1833'teki Leonid yağmurunun neden olduğu muhteşem yıldız yağmurundan sonra, W. Clark ve D. Olmstead, bunun belirli bir kuyruklu yıldızla ilişkili olduğunu öne sürdüler. 1867'nin başında, K. Peters, D. Schiaparelli ve T. Oppolzer, Comet 1866 I (Comet Temple-Tutl) ve Leonid meteor yağmuru 1866'nın yörüngelerinin benzerliğini belirleyerek bu bağlantıyı bağımsız olarak kanıtladılar.

Meteor yağmurları, Dünya bir kuyruklu yıldızın yok edilmesi sırasında oluşan bir parçacık sürüsünün yörüngesini geçtiğinde gözlemlenir. Güneşe yaklaşan kuyruklu yıldız, ışınları tarafından ısıtılır ve madde kaybeder. Birkaç yüzyıl boyunca, gezegenlerden gelen yerçekimi düzensizliklerinin etkisi altında, bu parçacıklar kuyruklu yıldızın yörüngesi boyunca uzun bir sürü oluşturur. Dünya bu akıntıyı geçerse, kuyruklu yıldızın kendisi o anda Dünya'dan uzakta olsa bile her yıl bir yıldız yağmuru gözlemleyebiliriz. Parçacıklar yörünge boyunca eşit olmayan bir şekilde dağıldığından, yağmurun yoğunluğu yıldan yıla değişebilir. Eski akarsular o kadar genişler ki, Dünya onları birkaç gün boyunca keser. Enine kesitte, bazı akarsular bir kordondan çok bir kurdele gibidir.

Akışı gözlemleme yeteneği, parçacıkların Dünya'ya varış yönüne bağlıdır. Radyan kuzey gökyüzünde yüksekse, o zaman akış Dünya'nın güney yarım küresinden görünmez (ve tersi). Meteor yağmurları sadece radyan ufkun üzerindeyse görülebilir. Işınım gündüz gökyüzüne çarparsa, meteorlar görünmez, ancak radar tarafından tespit edilebilirler. Jüpiter başta olmak üzere gezegenlerin etkisi altındaki dar akarsular yörüngelerini değiştirebilir. Aynı zamanda artık dünyanın yörüngesini geçmezlerse, gözlemlenemez hale gelirler.

Aralık İkizler duşu, küçük bir gezegenin kalıntıları veya eski bir kuyruklu yıldızın aktif olmayan çekirdeği ile ilişkilidir. Dünyanın asteroitler tarafından üretilen diğer meteoroid gruplarıyla çarpıştığına dair işaretler var, ancak bu akışlar çok zayıf.

Ateş topları.

En parlak gezegenlerden daha parlak olan meteorlara genellikle ateş topları denir. Ateş topları bazen dolunaydan daha parlak gözlenir ve son derece nadiren güneşten daha parlak parlayanlar. Bolitler en büyük meteoroidlerden doğar. Bunların arasında, kuyruklu yıldız çekirdeği parçalarından daha yoğun ve daha güçlü olan birçok asteroit parçası vardır. Ama yine de, çoğu asteroit meteoroidi atmosferin yoğun katmanlarında yok edilir. Bazıları göktaşı şeklinde yüzeye düşer. Flaşın yüksek parlaklığı nedeniyle ateş topları gerçekte olduğundan çok daha yakın görünüyor. Bu nedenle, göktaşları için bir arama düzenlemeden önce, farklı yerlerden ateş toplarının gözlemlerini karşılaştırmak gerekir. Gökbilimciler, her gün Dünya çevresinde yaklaşık 12 ateş topunun bir kilogramdan fazla göktaşı düşüşüyle ​​sonuçlandığını tahmin ediyor.

fiziksel süreçler.

Atmosferdeki bir meteoroidin yok edilmesi ablasyon ile gerçekleşir, yani. gelen hava parçacıklarının etkisi altında atomların yüzeyinden yüksek sıcaklıkta ayrılması. Göktaşının arkasında kalan sıcak gaz izi, ışık yayar, ancak kimyasal reaksiyonların bir sonucu olarak değil, çarpmalarla uyarılan atomların yeniden birleşmesinin bir sonucu olarak. Göktaşlarının spektrumları, aralarında demir, sodyum, kalsiyum, magnezyum ve silikon çizgilerinin baskın olduğu birçok parlak emisyon çizgisi gösterir. Atmosferik nitrojen ve oksijen hatları da görülebilir. Spektrumdan belirlenen meteoroidlerin kimyasal bileşimi, kuyruklu yıldızlar ve asteroitler ile üst atmosferde toplanan gezegenler arası toz hakkındaki verilerle tutarlıdır.

Birçok meteor, özellikle hızlı olanlar, arkalarında bir veya iki saniye ve bazen çok daha uzun süre gözlemlenen parlak bir iz bırakır. Büyük göktaşları düştüğünde, iz birkaç dakika boyunca gözlendi. Yaklaşık rakımlarda oksijen atomlarının parıltısı. 100 km, bir saniyeyi geçmeyen izlerle açıklanabilir. Daha uzun yollar, meteoroidin atmosferin atomları ve molekülleri ile karmaşık etkileşiminden kaynaklanmaktadır. Aşağıdaki gözlemci derin bir alacakaranlığa sahipken, dağıldıkları üst atmosfer Güneş tarafından aydınlatılırsa, bolidin yolu boyunca toz parçacıkları parlak bir iz oluşturabilir.

Meteoroid hızları hipersonik. Bir meteoroid atmosferin nispeten yoğun katmanlarına ulaştığında, güçlü bir şok dalgası ortaya çıkar ve güçlü sesler onlarca kilometre boyunca taşınabilir. Bu sesler gök gürültüsünü veya uzaktaki bir topun sesini andırıyor. Mesafe nedeniyle, araba göründükten bir iki dakika sonra ses geliyor. Birkaç on yıldır, gökbilimciler, bazı gözlemcilerin ateş topunun ortaya çıkması sırasında doğrudan duydukları ve çatırdama veya ıslık olarak tanımladıkları anormal sesin gerçekliği hakkında tartışıyorlar. Araştırmalar, sesin, gözlemciye yakın nesnelerin ses yaydığı - saç, kürk, ağaçlar - etkisi altında ateş topunun yakınındaki elektrik alanındaki rahatsızlıklardan kaynaklandığını göstermiştir.

göktaşı tehlikesi.

Büyük meteoroidler uzay aracını yok edebilir ve küçük toz parçacıkları sürekli olarak yüzeylerini aşındırır. Küçük bir meteoroidin etkisi bile uyduya elektronik sistemleri devre dışı bırakacak bir elektrik yükü verebilir. Risk genellikle düşüktür, ancak yine de, güçlü bir meteor yağmuru bekleniyorsa uzay aracı fırlatmaları bazen ertelenir.

Meteorların ve meteorların yörüngeleri

Bugüne kadar, Sovyet ve yabancı gözlemciler, her biri birkaç bin meteoru numaralandıran birkaç meteor ışıması ve yörünge kataloğu yayınladılar. Dolayısıyla, istatistiksel analizleri için fazlasıyla yeterli materyal var.

Bu analizin en önemli sonuçlarından biri, neredeyse tüm meteoroidlerin güneş sistemine ait olduğu ve yıldızlararası uzaylardan gelen uzaylılar olmadığıdır. İşte nasıl gösterileceği.

Bir meteor gövdesi bize güneş sisteminin sınırlarından gelse bile, dünyanın yörüngesinden uzaktaki Güneş'e göre hızı, bu mesafedeki parabolik hıza eşit olacaktır, bu da dairesel olandan birkaç kat daha fazladır. . Dünya 30 km/s'lik neredeyse dairesel bir hızla hareket etmektedir, bu nedenle dünyanın yörünge bölgesindeki parabolik hız 30=42 km/s'dir. Bir meteoroid Dünya'ya doğru uçsa bile, Dünya'ya göre hızı 30+42=72 km/s olacaktır. Bu, meteorların yer merkezli hızının üst sınırıdır.

Alt limiti nasıl belirlenir? Meteor gövdesinin yörüngesi boyunca Dünya ile aynı hızda Dünya'nın yakınında hareket etmesine izin verin. Böyle bir cismin yer merkezli hızı başlangıçta sıfıra yakın olacaktır. Ama yavaş yavaş, Dünya'nın yerçekiminin etkisi altında, parçacık Dünya'ya düşmeye başlayacak ve iyi bilinen 11,2 km/s'lik ikinci kozmik hıza hızlanacaktır. Bu hızla Dünya atmosferine girecek. Bu, meteorların ekstra atmosferik hızının alt sınırıdır.

Göktaşlarının yörüngelerini belirlemek daha zordur. Göktaşı düşmelerinin son derece nadir ve dahası öngörülemeyen fenomenler olduğunu zaten söylemiştik. Göktaşının ne zaman ve nereye düşeceğini kimse önceden söyleyemez. Düşüşün rastgele görgü tanıklarının ifadelerinin analizi, radyantın belirlenmesinde son derece düşük doğruluk sağlar ve hızı bu şekilde belirlemek tamamen imkansızdır.

Ancak 7 Nisan 1959'da Çekoslovakya meteor servisinin birkaç istasyonu, Pribram göktaşının birkaç parçasının düşmesiyle sona eren parlak bir ateş topunu fotoğrafladı. Bu göktaşının güneş sistemindeki atmosferik yörüngesi ve yörüngesi doğru bir şekilde hesaplanmıştır. Bu olay gökbilimcilere ilham verdi. Amerika Birleşik Devletleri'nin kırlarında, özellikle parlak ateş topları çekmek için aynı tür kamera setleriyle donatılmış bir istasyon ağı düzenlendi. Ona Çayır Ağı dediler. Başka bir istasyon ağı - Avrupa - Çekoslovakya, GDR ve FRG topraklarında konuşlandırıldı.

10 yıllık çalışma için kır ağı, 2500 parlak ateş topunun uçuşunu kaydetti. Amerikalı bilim adamları, aşağı doğru yörüngelerini sürdürerek en az düzinelerce düşen göktaşı bulabileceklerini umuyorlardı.

Beklentileri karşılanmadı. 2500 ateş topundan sadece biri (!) 4 Ocak 1970'de Lost City göktaşının düşmesiyle sona erdi. Yedi yıl sonra, Prairie Ağı artık çalışmadığında, Inisfree göktaşının uçuşu Kanada'dan fotoğraflandı. Bu, 5 Şubat 1977'de oldu. Avrupa ateş toplarından hiçbiri (Pribram'dan sonra) bir göktaşı serpintisiyle sonuçlanmadı. Bu arada, fotoğraflanan ateş toplarından birçoğu çok parlaktı, dolunaydan kat kat daha parlaktı. Ancak meteorlar geçişlerinden sonra düşmediler. Bu gizem, aşağıda tartışacağımız 70'lerin ortalarında çözüldü.

Bu nedenle, binlerce meteor yörüngesiyle birlikte, yalnızca üç (!) kesin göktaşı yörüngesine sahibiz. Bunlara, I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkov ve diğer gökbilimciler tarafından görgü tanıklarının ifadelerinin analizine dayalı olarak hesaplanan birkaç düzine yaklaşık yörünge ekleyebiliriz.

Meteorların yörüngelerinin elemanlarının istatistiksel analizinde, bazı meteorların diğerlerinden daha sık gözlemlenmesine yol açan çeşitli seçici faktörlerin dikkate alınması gerekir. Böyle, geometrik faktörP 1 farklı radyan zenit mesafelerine sahip meteorların göreli görünürlüğünü belirler. Radar tarafından kaydedilen meteorlar için (sözde radyo meteorları),önemli olan iyon-elektron izinden radyo dalgalarının yansımasının geometrisi ve antenin radyasyon modelidir. Fiziksel faktör P 2 meteor görünürlüğünün hıza bağımlılığını belirler. Yani daha sonra göreceğimiz gibi, meteoroidin hızı ne kadar büyükse, meteor o kadar parlak gözlemlenecektir. Görsel veya fotoğrafik olarak kaydedilen bir meteorun parlaklığı, hızın 4. veya 5. kuvveti ile orantılıdır. Bu, örneğin 60 km/s hıza sahip bir meteorun, 15 km/s hıza sahip bir meteordan 400-1000 kat daha parlak olacağı anlamına gelir (eğer onları oluşturan meteorların kütleleri eşitse). Radyo meteorları için, daha karmaşık olmasına rağmen, yansıyan sinyalin yoğunluğunun (meteorun radyo parlaklığı) hıza benzer bir bağımlılığı vardır. Son olarak, daha fazlası var astronomik faktör P 3 , bunun anlamı, Güneş sistemi içinde farklı yörüngelerde hareket eden meteor parçacıklarının Dünya ile karşılaşmasının farklı bir olasılığa sahip olmasıdır.

Üç faktörü de hesaba kattıktan sonra, göktaşlarının yörüngelerinin öğeleri üzerinde seçici etkiler için düzeltilmiş dağılımını oluşturmak mümkündür.

Tüm meteorlar ayrılır Çizgide, yani bilinen meteor yağmurlarına ait olanlar ve sporadik meteor arka planının bileşenleri. Aralarındaki çizgi bir dereceye kadar şartlı. Yaklaşık yirmi büyük meteor yağmuru bilinmektedir. Işığın bulunduğu takımyıldızların Latince isimleriyle adlandırılırlar: Perseids, Lyrids, Orionids, Aquarids, Geminidler. Belirli bir takımyıldızda farklı zamanlarda iki veya daha fazla meteor yağmuru meydana gelirse, bunlar en yakın yıldız tarafından belirlenir: (-Aquarids, -Aquarids, -Perseids, vb.

Toplam meteor yağmuru sayısı çok daha fazla. Böylece, A. K. Terent'eva'nın 1967'ye kadar fotoğrafik ve en iyi görsel gözlemlerden derlenen kataloğu 360 meteor yağmuru içeriyor. 16.800 radyo meteor yörüngesinin analizinden, V. N. Lebedinets, V. N. Korpusov ve A. K. Sosnova, 715 meteor yağmuru ve dernek tanımladı (bir meteor birliği, genetik yakınlığı, durumunda olduğundan daha az güvenle kurulmuş bir meteor yörüngeleri grubudur). meteor yağmuru).

Bir dizi meteor yağmuru için kuyruklu yıldızlarla genetik ilişkileri güvenilir bir şekilde kurulmuştur. Böylece, her yıl Kasım ayı ortasında gözlemlenen Leonid meteor yağmurunun yörüngesi, 1866 kuyruklu yıldızının yörüngesiyle pratik olarak çakışıyor. I. Her 33 yılda bir, Aslan takımyıldızında bir parlaklığa sahip muhteşem meteor yağmurları gözlemlenir. En yoğun yağışlar 1799, 1832 ve 1866 yıllarında gözlenmiştir. Daha sonra iki dönemde (1899-1900 ve 1932-1933) meteor yağmuru olmadı. Görünüşe göre, Dünya'nın akışla karşılaşması sırasındaki konumu gözlemler için elverişsizdi - sürünün en yoğun kısmından geçmedi. Ancak 17 Kasım 1966'da Leonid meteor yağmuru tekrarlandı. ABD'li gökbilimciler ve kışçılar tarafından, o zamanlar kutup gecesi olan Kuzey Kutbu'ndaki 14 Sovyet kutup istasyonundan gözlemlendi (o sırada SSCB'nin ana topraklarında gündüzdü). Meteorların sayısı saatte 100.000'e ulaştı, ancak meteor yağmuru 1832 ve 1866'da sadece 20 dakika sürdü. birkaç saat devam etti. Bu iki şekilde açıklanabilir: ya sürü, çeşitli büyüklükteki bulutlardan oluşur ve farklı yıllarda Dünya bir veya diğer bulutlardan geçer ya da 1966'da Dünya sürüyü çap olarak değil, küçük bir yol boyunca geçti. akor. 1866 kuyruklu yıldız Ayrıca 33 yıllık bir yörünge periyoduna sahibim, bu da sürünün ata kuyruklu yıldızı olarak rolünü doğruluyor.

Benzer şekilde kuyruklu yıldız 1862 III, Ağustos Perseid meteor yağmurunun atasıdır. Leonidlerin aksine, Perseidler meteor yağmuru üretmezler. Bu, sürü maddesinin yörüngesi boyunca aşağı yukarı eşit olarak dağıldığı anlamına gelir. Bu nedenle, Perseidlerin Leonidlerden daha "eski" bir meteor seli olduğu varsayılabilir.

Nispeten yakın zamanda, Draconids meteor yağmuru oluştu ve 9-10 Ekim 1933 ve 1946'da muhteşem meteor yağmurları verdi. Bu akımın atası kuyruklu yıldız Giacobini-Zinner'dir (1926). VI). Periyodu 6,5 yıldır, bu nedenle 13 yıllık aralıklarla meteor yağmurları gözlemlendi (kuyruklu yıldızın iki dönemi neredeyse tam olarak Dünya'nın 13 dönüşüne karşılık geliyor). Ancak ne 1959'da ne de 1972'de Draconid meteor yağmurları gözlemlenmedi. Bu yıllarda, Dünya sürünün yörüngesinden çok uzaklaştı. 1985 için tahmin daha olumluydu. Nitekim 8 Ekim akşamı, 1946 yağmuruna göre sayı ve süre bakımından yetersiz olmasına rağmen Uzakdoğu'da muhteşem bir meteor yağmuru gözlemlendi. Ülkemiz topraklarının çoğunda gündüzdü, ancak gökbilimciler Duşanbe ve Kazan meteor yağmurunu radar kurulumlarını kullanarak gözlemlediler.

1846'da gökbilimcilerin gözleri önünde iki parçaya ayrılan Biela Kuyruklu Yıldızı, 1872'de artık gözlemlenemedi, ancak gökbilimciler 1872 ve 1885'te olmak üzere iki güçlü meteor yağmuruna tanık oldular. Bu akıntıya Andromeda (takımyıldızdan sonra) veya Bielida (kuyruklu yıldızdan sonra) adı verildi. Ne yazık ki, bu kuyruklu yıldızın devrim süresi de 6.5 yıl olmasına rağmen, tam bir yüzyıl boyunca tekrarlanmadı. Biela'nın kuyruklu yıldızı kayıp olanlardan biri - 130 yıldır gözlemlenmiyor. Büyük olasılıkla, gerçekten parçalandı ve Andromed meteor yağmuruna yol açtı.

Halley'nin ünlü kuyruklu yıldızı iki meteor yağmuru ile ilişkilidir: Mayıs'ta gözlemlenen Aquaridler (Kova'da ışıldayan) ve Ekim'de gözlemlenen Orionidler (Orion'da ışıldayan). Bu, Dünya'nın yörüngesinin kuyruklu yıldızın yörüngesiyle çoğu kuyruklu yıldız gibi bir noktada değil, iki noktada kesiştiği anlamına gelir. Halley kuyruklu yıldızının 1986 başlarında Güneş'e ve Dünya'ya yaklaşmasıyla bağlantılı olarak, gökbilimcilerin ve amatör gökbilimcilerin dikkati bu iki akıntıya çekildi. Mayıs 1986'da SSCB'de Aquarid duşunun gözlemleri, artan aktivitesini parlak meteorların baskınlığı ile doğruladı.

Böylece, meteor yağmurları ve kuyruklu yıldızlar arasında kurulan bağlantılardan önemli bir kozmogonik sonuç çıkar: Akarsuların meteor cisimleri, kuyruklu yıldızların yok edilmesinin ürünlerinden başka bir şey değildir. Sporadik meteorlara gelince, bunlar büyük olasılıkla parçalanmış akıntıların kalıntılarıdır. Gerçekten de, meteor parçacıklarının yörüngesi, gezegenlerin, özellikle de Jüpiter grubunun dev gezegenlerinin çekiciliğinden güçlü bir şekilde etkilenir. Gezegenlerden kaynaklanan rahatsızlıklar, dağılmaya ve ardından akışın tamamen bozulmasına yol açar. Doğru, bu süreç binlerce, on binlerce ve yüz binlerce yıl alır, ancak sürekli ve amansız bir şekilde çalışır. Tüm meteor kompleksi yavaş yavaş güncelleniyor.

Gelelim meteor yörüngelerinin elementlerinin değerlerine göre dağılımına. Her şeyden önce, bu dağılımların önemli olduğunu not ediyoruz. farklı fotometot (fotometeorlar) ve radar (radyometeorlar) ile kaydedilen meteorlar için. Bunun nedeni, radar yönteminin fotoğrafçılıktan çok daha sönük meteorları kaydetmeyi mümkün kılmasıdır, yani bu yöntemin verileri (fiziksel faktör dikkate alındıktan sonra) ortalama olarak fotoğraf verilerinden çok daha küçük cisimlere atıfta bulunur. yöntem. Fotoğraflanabilen parlak meteorlar 0.1 g'dan fazla kütleye sahip cisimlere karşılık gelirken, B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints ve M. F. Lagutin kataloğunda toplanan radyo meteorları 10 -3 ~ 10 - 4 y kütleli cisimlere karşılık gelir.

Bu kataloğun meteor yörüngelerinin analizi, tüm meteor kompleksinin iki bileşene ayrılabileceğini gösterdi: düz ve küresel. Küresel bileşen, büyük eksantrikliklere ve yarı eksenlere sahip yörüngelerin baskın olduğu, ekliptik için keyfi eğimlere sahip yörüngeleri içerir. Düz bileşen, küçük eğimli yörüngeleri içerir ( ben < 35°), небольшими размерами (a< 5 bir. e.) ve oldukça büyük eksantriklikler. 1966'da V. N. Lebedinets, küresel bir bileşene sahip meteor cisimlerinin uzun dönemli kuyruklu yıldızların çürümesi nedeniyle oluştuğunu, ancak yörüngelerinin Poynting-Robertson etkisinin etkisi altında büyük ölçüde değiştiğini varsaydı.

Bu etki aşağıdaki gibidir. Küçük parçacıklar, yalnızca Güneş'in çekiminden değil, aynı zamanda hafif basınçtan da çok etkili bir şekilde etkilenir. Hafif basıncın neden küçük parçacıklar üzerinde tam olarak etki ettiği aşağıda açıklanmaktadır. Güneş ışınlarının basıncı orantılıdır yüzey alanı parçacık veya yarıçapının karesi, Güneş'in çekiciliği ise kütlesi veya nihayetinde Ses, yani yarıçapın küpü. Işık basıncının (daha doğrusu, onun verdiği ivmenin) yerçekimi kuvvetinin ivmesine oranı böylece parçacığın yarıçapı ile ters orantılı olacak ve küçük parçacıklar durumunda daha büyük olacaktır.

Küçük bir parçacık Güneş'in etrafında dönüyorsa, paralelkenar kuralına göre ışık ve parçacığın hızlarının eklenmesi nedeniyle ışık biraz öne düşecektir (Görelilik teorisine aşina olan okuyucular için bu yorum, itirazlar: sonuçta, ışığın hızı, ışık kaynağının veya alıcısının hızına eşit değildir. Dünya'nın hareketi) doğada ona yakın, görelilik teorisi çerçevesinde aynı sonuca yol açar. bir referans çerçevesinden diğerine geçişi nedeniyle parçacık üzerine gelen ışının yönünde bir değişiklik) ve Güneş etrafındaki hareketini biraz yavaşlatacak. Bu nedenle, çok yumuşak bir sarmaldaki parçacık yavaş yavaş Güneş'e yaklaşacak, yörüngesi deforme olacaktır. Bu etki, 1903'te J. Poynting tarafından niteliksel olarak tanımlanmış ve 1937'de G. Robertson tarafından matematiksel olarak doğrulanmıştır. Bu etkinin tezahürleriyle bir kereden fazla karşılaşacağız.

Küresel bir bileşene sahip meteor cisimlerinin yörüngelerinin elemanlarının analizine dayanarak, VN Lebedinets, gezegenler arası tozun evrimi için bir model geliştirdi. Bu bileşenin denge durumunu korumak için uzun dönemli kuyruklu yıldızların yılda ortalama 10 15 g toz çıkarması gerektiğini hesapladı. Bu nispeten küçük bir kuyruklu yıldızın kütlesidir.

Yassı bileşenin meteor gövdelerine gelince, görünüşe göre kısa periyotlu kuyruklu yıldızların bozunması sonucu oluşmuşlardır. Ancak, henüz her şey net değil. Bu kuyruklu yıldızların tipik yörüngeleri, düz bileşenin meteorlarının yörüngelerinden farklıdır (kuyruklu yıldızlar büyük günberi mesafelerine ve daha küçük eksantrikliklere sahiptir) ve dönüşümleri Poynting-Robertson etkisi ile açıklanamaz. Geminidler, Arietidler, -Aquarids ve diğerlerinin aktif meteor yağmurları gibi yörüngeleri olan kuyruklu yıldızların farkında değiliz. Bu arada, yassı bileşeni yenilemek için, her birkaç yüz yılda bir bu tür bir yörüngeye sahip yeni bir kuyruklu yıldızın oluşturulması gerekir. Bununla birlikte, bu kuyruklu yıldızlar son derece kısa ömürlüdür (esas olarak küçük günberi mesafeleri ve kısa yörünge periyotları nedeniyle) ve belki de bu yüzden henüz böyle bir kuyruklu yıldız henüz görüş alanımıza girmemiştir.

Amerikalı gökbilimciler F. Whipple, R. McCroskey ve A. Posen tarafından yapılan fotometeor yörüngelerinin bir analizi, önemli ölçüde farklı sonuçlar gösterdi. Çoğu büyük meteoroid (1 g'dan büyük kütleli) kısa periyotlu kuyruklu yıldızlara benzer yörüngelerde hareket eder. a < 5 а. е., ben< 35° e> 0.7). Bu cisimlerin yaklaşık %20'sinin yörüngeleri uzun periyotlu kuyruklu yıldızlarınkine yakındır. Görünüşe göre, bu büyüklükteki meteor gövdelerinin her bir bileşeni, karşılık gelen kuyruklu yıldızların çürümesinin bir ürünüdür. Daha küçük gövdelere (0,1 g'a kadar) taşınırken, küçük boyutlu yörüngelerin sayısı gözle görülür şekilde artar (a< 2 bir e.). Bu, Sovyet bilim adamları tarafından keşfedilen, bu tür yörüngelerin düz bileşenin radyo meteorlarında baskın olduğu gerçeğiyle tutarlıdır.

Şimdi göktaşlarının yörüngelerine dönelim. Daha önce de belirtildiği gibi, sadece üç meteorit için kesin yörüngeler belirlendi. Elemanları tabloda verilmiştir. 1 ( v göktaşının atmosfere girme hızıdır, q, q" - günberi ve günötesinde Güneş'ten uzaklıklar).

Lost City ve Inisfree göktaşı yörüngeleri arasındaki yakın benzerlik ve Pribram göktaşı yörüngesinde onlardan bazı farklılıklar dikkat çekicidir. Ancak en önemli şey, aphelion'daki üç göktaşının hepsinin, sınırları şartlı olarak 2.0-4.2 AU mesafelerine karşılık gelen asteroit kuşağı (küçük gezegenler) olarak adlandırılandan geçmesidir. e. Çoğu küçük meteoroidin aksine, üç göktaşının da yörünge eğimleri küçüktür.

Ama belki bu sadece bir tesadüf? Sonuçta, üç yörünge istatistik ve herhangi bir sonuç için çok az malzemedir. 1975-1979'da A. N. Simonenko yaklaşık bir yöntemle belirlenen 50'den fazla göktaşı yörüngesini inceledi: radyan, görgü tanıklarının ifadesinden belirlendi ve giriş hızı, radyanın konumuna göreli konumundan tahmin edildi. tepe(Dünya'nın hareketinin şu anda yörüngesinde yönlendirildiği gök küresi üzerindeki nokta). Açıkçası, yaklaşan (hızlı) göktaşları için radyan, tepe noktasından uzak olmayan ve sollayan (yavaş) göktaşları için - gök küresinin tepenin karşısındaki noktasına yakın - yerleştirilmelidir. antiapeks.

Tablo 1. Üç göktaşının tam yörüngelerinin unsurları

Tüm 50 meteoritin radyantlarının antiapeks çevresinde gruplandığı ve ondan 30-40 o'den daha fazla ayrılamayacağı ortaya çıktı. Bu, tüm göktaşlarının yetiştiği, Güneş'in etrafında ileri yönde hareket ettikleri (Dünya ve tüm gezegenler gibi) ve yörüngelerinin ekliptik 30-40 ° 'yi aşan bir eğime sahip olamayacağı anlamına gelir.

Kabul edelim, bu sonuç kesinlikle haklı değil. A. N. Simonenko, 50 göktaşının yörüngelerinin elemanlarına ilişkin hesaplamalarında, daha önce kendisi ve B. Yu Levin tarafından formüle edilen, göktaşı oluşturan cisimlerin Dünya atmosferine giriş hızının 22 km / s'yi geçemeyeceği varsayımından yola çıktı. Bu varsayım ilk olarak 1946'da B. Yu Levin'in teorik analizine dayanıyordu; yüksek hızlarda atmosfere giren bir meteoroidin (buharlaşma, ezilme, erime nedeniyle) tamamen yok edilmesi gerektiğini ve bir göktaşı şeklinde düşmediğini gösterdi. Bu sonuç, Prairie ve Avrupa ateş topu ağlarının gözlemlerinin sonuçlarıyla, 22 km / s'den daha yüksek hızlarda uçan büyük meteoroidlerin hiçbirinin bir göktaşı şeklinde düşmediği zaman doğrulandı. Tablodan görülebileceği gibi Pribram göktaşının hızı. 1 bu üst sınıra yakın ama yine de ulaşmıyor.

Göktaşlarının giriş hızı için üst sınır olarak 22 km/s değerini alarak, yalnızca sollayan meteoroidlerin “atmosferik bariyeri” kırabileceğini ve göktaşı olarak Dünya'ya düşebileceğini önceden belirledik. Bu sonuç, laboratuvarlarımızda topladığımız ve incelediğimiz göktaşlarının güneş sisteminde kesin olarak tanımlanmış bir sınıfın yörüngeleri boyunca hareket ettiği anlamına gelir (sınıflandırmaları daha sonra tartışılacaktır). Ancak bu, güneş sisteminde hareket eden aynı boyut ve kütleye (ve muhtemelen aynı yapı ve bileşime, ancak bu hiç de gerekli olmasa da) sahip tüm vücut kompleksini tükettikleri anlamına gelmez. Pek çok cismin (ve hatta çoğunun) tamamen farklı yörüngelerde hareket etmesi ve Dünya'nın "atmosferik bariyerini" aşamaması mümkündür. Her iki ateş topu ağı tarafından fotoğraflanan parlak ateş toplarının sayısına (yaklaşık %0,1) kıyasla düşen meteoritlerin ihmal edilebilir yüzdesi, böyle bir sonucu destekler gibi görünüyor. Ancak, başka gözlem analiz yöntemlerini benimsersek, farklı sonuçlara varırız. Bunlardan biri, meteoroidlerin yoğunluğunun yıkımlarının yüksekliğinden belirlenmesine dayanarak daha fazla tartışılacaktır. Başka bir yöntem, meteoritlerin ve asteroitlerin yörüngelerinin karşılaştırılmasına dayanmaktadır. Göktaşı Dünya'ya düştüğünden, yörüngesinin Dünya'nın yörüngesiyle kesiştiği açıktır. Bilinen tüm asteroit kütlesinin (yaklaşık 2500) sadece 50'si Dünya'nın yörüngesini kesen yörüngelere sahiptir. Aphelion'da kesin yörüngeleri olan üç göktaşı da asteroit kuşağını geçti (Şekil 5). Yörüngeleri, Amur ve Apollo gruplarının asteroitlerinin yörüngelerine yakın, Dünya'nın yörüngesinin yakınından geçiyor veya geçiyor. Bu tür yaklaşık 80 asteroit bilinmektedir.Bu asteroitlerin yörüngeleri genellikle beş gruba ayrılır: 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-küçük yörüngeler; V, yörüngelerin büyük bir eğimidir. Gruplar arasında İ- II ve II- III, Venüs ve Dünya'nın kapakları olarak adlandırılan göze çarpan aralıklar. Çoğu asteroit (20) gruba aittir III, ancak bu, onları Dünya'ya yaklaştıklarında ve Güneş'e karşı olduklarında günberi yakınında gözlemlemenin rahatlığından kaynaklanmaktadır.

Bildiğimiz 51 meteor yörüngesini aynı gruplara dağıtırsak, bunlardan 5'i gruba atfedilebilir. İ; 10 - gruba II, 31 - gruba III ve 5 - gruba IV. Göktaşlarının hiçbiri gruba ait değil V. Burada da yörüngelerin büyük çoğunluğunun gruba ait olduğu görülebilir. III, gözlem kolaylığı faktörü burada geçerli olmasa da. Ancak bu gruba ait asteroit parçalarının Dünya atmosferine çok düşük hızlarda girmesi gerektiğini ve bu nedenle atmosferde nispeten zayıf bir tahribat yaşamaları gerektiğini anlamak zor değil. Lost City ve Inisfree göktaşları bu gruba, Pribram ise gruba aittir. II.

Tüm bu koşullar, bazılarıyla birlikte (örneğin, asteroitlerin ve göktaşlarının yüzeylerinin optik özelliklerinin karşılaştırılmasıyla), çok önemli bir sonuca varmamızı sağlar: göktaşları, asteroitlerin parçalarıdır ve sadece herhangi biri değil, aynı zamanda aittir. Amur ve Apollo gruplarına. Bu bize, her ikisinin de doğasını ve kökenini anlamada önemli bir adım olan meteorit maddelerinin analizine dayanarak asteroitlerin bileşimini ve yapısını hemen yargılama fırsatı verir.

Ancak hemen başka bir önemli sonuca varmalıyız: göktaşları diğer köken, meteor fenomenini yaratan cisimlerden daha: birincisi asteroit parçaları, ikincisi kuyruklu yıldızların bozunma ürünleridir.

Pirinç. 5. Pribram, Lost City ve Inisfree meteorlarının yörüngeleri. Dünya ile buluşma noktaları işaretlendi

Bu nedenle, meteorlar “küçük göktaşları” olarak kabul edilemez - kitabın başında belirtilen bu kavramlar arasındaki terminolojik farklılığa ek olarak (bu kitabın yazarı, 1940'ta (G. O. Zateishchikov ile birlikte) aramayı önerdi. kozmik bedenin kendisi meteor, ve bir "kayan yıldız" olgusu - meteor uçuşu. Ancak meteor terminolojisini büyük ölçüde basitleştiren bu öneri kabul edilmedi.), meteor fenomenini yaratan cisimler ile meteoritler arasında da genetik bir fark vardır: çeşitli cisimlerin çürümesi nedeniyle farklı şekillerde oluşurlar. Güneş Sistemi.

Pirinç. 6. Küçük cisimlerin yörüngelerinin koordinatlarda dağılım şeması a-e

Puanlar - Prairie ağının ateş topları; daireler - meteor yağmurları (V. I. Tsvetkov'a göre)

Meteoroidlerin kökeni sorusuna başka bir şekilde yaklaşılabilir. Yörüngenin yarı ana ekseninin değerlerini dikey eksen boyunca çizerek bir diyagram oluşturalım (Şekil 6). a(veya 1/ a), a yatayda - yörüngenin eksantrikliği e. değerlere göre bir, e Bilinen kuyruklu yıldızların, asteroitlerin, göktaşlarının, parlak ateş toplarının, meteor yağmurlarının ve çeşitli sınıflardaki göktaşlarının yörüngelerine karşılık gelen noktaları bu diyagram üzerinde çizelim. Ayrıca koşullara karşılık gelen çok önemli iki çizgi çizelim. q=1 ve q" = 1. Meteoroidler için tüm noktaların bu çizgiler arasında yer alacağı açıktır, çünkü sadece bunlarla sınırlanan bölge içinde, meteoroid yörüngesinin Dünya yörüngesiyle kesişme durumu gerçekleşir.

F. Whipple ile başlayan birçok astronom, bulmaya ve plan yapmaya çalıştı. a- çizgiler şeklinde e-diyagram, asteroit ve kuyruklu yıldız türlerinin yörüngelerini sınırlayan kriterler. Bu kriterlerin bir karşılaştırması Çekoslovak meteor araştırmacısı L. Kresak tarafından yapılmıştır. Benzer sonuçlar verdikleri için Şekil 2'de gerçekleştirdik. 6 bir ortalama "temas hattı" q"= 4.6. Yukarıda ve sağında kuyruklu yıldız tipi yörüngeler, aşağıda ve solda - asteroit. Bu çizelgede R. McCrosky, K. Shao ve A. Posen kataloğundan 334 yarış arabasına karşılık gelen noktaları işaretledik. Noktaların çoğunun sınır çizgisinin altında olduğu görülebilir. 334 noktadan sadece 47'si bu çizginin (%15) üzerinde yer almaktadır ve hafif bir yukarı kayma ile sayıları 26'ya (%8) düşecektir. Bu noktalar muhtemelen kuyruklu yıldız kökenli cisimlere karşılık gelir. Birçok noktanın çizgiye "sıkışmış" görünmesi ilginçtir. q = 1, ve hatta iki nokta sınırlı alanın ötesine geçer. Bu, bu iki cismin yörüngelerinin Dünya'nın yörüngesini geçmediği, sadece yakınlarından geçtiği, ancak Dünya'nın yerçekiminin bu cisimleri üzerine düşmeye zorladığı ve muhteşem parlak ateş topları fenomenine yol açtığı anlamına gelir.

Güneş Sistemi'nin küçük cisimlerinin yörünge özelliklerinin bir başka karşılaştırmasını yapmak mümkündür. İnşa ederken a- e- diyagramlar, yörüngenin üçüncü önemli unsurunu hesaba katmadık - ekliptik eğilimi ben. Jacobi sabiti olarak adlandırılan ve formülle ifade edilen Güneş Sistemi cisimlerinin yörüngelerinin bazı unsurlarının birleşimlerinin olduğu kanıtlanmıştır.

nerede a- astronomik birimlerdeki yörüngenin yarı ana ekseni, ana gezegenlerden gelen bozulmaların etkisi altındaki bireysel elementlerdeki değişime rağmen değerini korur. Değer U e Dünyanın dairesel hızının birimlerinde ifade edilen bir hız anlamına gelir. Dünyanın yörüngesini geçen bir cismin yer merkezli hızına eşit olduğunu kanıtlamak kolaydır.

Şekil 7. Asteroit yörüngelerinin dağılımı (1), Prairie Ağının ateş topları ( 2 ), göktaşları (3), kuyruklu yıldızlar (4) ve meteor yağmurları (3) Jacobi sabiti ile U e ve ana aks a

Jacobi sabitini dikey eksen boyunca çizerek yeni bir diyagram oluşturalım (Şekil 7). U e (boyutsuz) ve ilgili yer merkezli hız v 0 , ve yatay eksen boyunca - 1/ a. Amur ve Apollo gruplarının asteroitlerinin, göktaşlarının, kısa periyotlu kuyruklu yıldızların (uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar diyagramın ötesine geçer) ve McCrosky, Shao ve Posen kataloglarının (bolitler) ateş toplarının yörüngelerine karşılık gelen noktaları çizelim. en kırılgan cisimlere karşılık gelen çarpılarla işaretlenmiştir, aşağıya bakınız),

Bu yörüngelerin aşağıdaki özelliklerini hemen not edebiliriz. Ateş toplarının yörüngeleri, Amur ve Apollo gruplarının asteroitlerinin yörüngelerine yakındır. Göktaşlarının yörüngeleri de bu grupların asteroitlerinin yörüngelerine yakındır, ancak onlar için 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. Yalnızca Encke kuyruklu yıldızı ateş topu yörüngelerinin kalınlığına düştü (I. T. Zotkin tarafından öne sürülen ve L. Kresak tarafından geliştirilen, Tunguska göktaşının Encke kuyruklu yıldızının bir parçası olduğu yönünde bir hipotez vardır. Daha fazla ayrıntı için 4. Bölüm'ün sonuna bakın).

Apollo grubunun asteroitlerinin yörüngelerinin bazı kısa dönemli kuyruklu yıldızların yörüngeleriyle benzerliği ve diğer asteroitlerin yörüngelerinden keskin farklılıkları, 1963'te İrlandalı gökbilimci E. Epik'i (vatandaşı bir Estonyalı) beklenmedik bir sonuca götürdü. bu asteroitler küçük gezegenler değil, kuyruklu yıldızların "kurutulmuş" çekirdekleridir. Aslında, Adonis, Sisyphus ve 1974 MA asteroitlerinin yörüngeleri, yörünge özellikleriyle Apollo grubuna atanabilecek tek "canlı" kuyruklu yıldız olan Comet Encke'nin yörüngelerine çok yakındır. Aynı zamanda, tipik kuyruklu yıldız görünümlerini yalnızca ilk görünümde koruyan kuyruklu yıldızlar da bilinmektedir. Arend-Rigo Kuyruklu Yıldızı 1958'de (ikinci görünüm) tamamen yıldız şeklinde bir görünüme sahipti ve 1958 veya 1963'te keşfedilmiş olsaydı, bir asteroit olarak sınıflandırılabilirdi. Aynı şey Kulin ve Neuimin-1 kuyruklu yıldızları için de söylenebilir.

Epic'e göre, Encke kuyruklu yıldızının çekirdeğinin tüm uçucu bileşenlerini kaybetme süresi binlerce yıl, varlığının dinamik zamanı ise milyonlarca yıl ile ölçülür. Bu nedenle, bir kuyruklu yıldız, yaşamının çoğunu Apollo grubunun bir asteroit şeklinde "kuru" bir durumda geçirmelidir. Görünüşe göre Encke'nin kuyruklu yıldızı 5.000 yıldan fazla bir süredir yörüngesinde hareket etmiyor.

İkizler meteor yağmuru, asteroidal bölgedeki diyagramda düşüyor ve asteroit Icarus ona en yakın yörüngeye sahip. İkizler için, progenitör kuyruklu yıldız bilinmiyor. Epic'e göre Geminid yağmuru, Comet Encke ile aynı gruptan bir zamanlar var olan bir kuyruklu yıldızın parçalanmasının sonucudur.

Orijinalliğine rağmen, Epik'in hipotezi ciddi bir değerlendirmeyi ve dikkatli bir testi hak ediyor. Böyle bir doğrulamanın doğrudan yolu, Encke'nin kuyruklu yıldızı ve Apollo grubunun asteroitlerinin otomatik gezegenler arası istasyonlardan incelenmesidir.

Yukarıdaki hipoteze en ağır itiraz, yalnızca taşlı göktaşlarının (Pribram, Kayıp Şehir, Inisfree) değil, aynı zamanda demir göktaşlarının da (Sikhote-Alin) Apollo grubunun asteroitlerine yakın yörüngelere sahip olmasıdır. Ancak bu göktaşlarının yapısının ve bileşiminin bir analizi (aşağıya bakınız), onlarca kilometre çapındaki ana gövdelerin derinliklerinde oluştuklarını göstermektedir. Bu cisimlerin kuyruklu yıldızların çekirdeği olması pek olası değildir. Ek olarak, meteorların hiçbir zaman kuyruklu yıldızlarla veya meteor yağmurlarıyla ilişkilendirilmediğini biliyoruz. Bu nedenle, Apollo grubunun asteroitleri arasında en az iki alt grup olması gerektiği sonucuna varıyoruz: göktaşı oluşturan ve "kuru" kuyruklu yıldız çekirdekleri. Asteroitler ilk alt gruba atanabilir İ- Bu tür asteroitler hariç yukarıda belirtilen IV sınıfları Adonis ve Daedalus gibi sınıflarım çok fazla değere sahip U e. İkinci alt grup, Icarus tipi asteroitleri ve 1974 MA'yı içerir (ikincisi V sınıfı, Icarus bu sınıflandırmanın dışında kalır).

Bu nedenle, büyük meteoroidlerin kökeni sorusu henüz tam olarak açıklığa kavuşturulamaz. Ancak, daha sonra onların doğasına döneceğiz.

Meteorik maddenin Dünya'ya akışı

Çok sayıda meteoroid sürekli olarak Dünya'ya düşüyor. Ve çoğunun atmosferde buharlaşması veya küçük taneciklere ayrılması gerçeği değiştirmiyor: meteorların serpilmesi nedeniyle, Dünya'nın kütlesi sürekli artıyor. Ama Dünya'nın kütlesindeki bu artış nedir? Kozmogonik bir anlamı olabilir mi?

Meteorik maddenin Dünya'ya akışını tahmin etmek için, meteoroidlerin kütle dağılımının neye benzediğini, başka bir deyişle meteoroid sayısının kütle ile nasıl değiştiğini belirlemek gerekir.

Meteoroidlerin kütleye göre dağılımının aşağıdaki güç yasası ile ifade edildiği uzun zamandır tespit edilmiştir:

N m= N 0 M - S,

nerede N 0 - birim kütleli meteorik cisimlerin sayısı, N m - kütle sayısı M ve dahası S sözde integral kütle indeksidir. Bu değer, çeşitli meteor yağmurları, düzensiz meteorlar, meteorlar ve asteroitler için tekrar tekrar belirlenmiştir. Bir dizi tanım için değerleri, Şek. 8, ünlü Kanadalı meteor araştırmacısı P. Millman'dan ödünç alındı. Ne zaman S=1 meteorik cisimlerin getirdiği kütle akısı, kütle logaritmasının herhangi bir eşit aralığında aynıdır; Eğer S>1, o zaman kütle akışının çoğu küçük cisimler tarafından sağlanır, eğer S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S farklı kütle aralıklarında farklı değerler alır, ancak ortalamaS=1. Birçok veri üzerinde görsel ve fotoğrafik meteorlar için S\u003d 1.35, ateş topları için, R. McCrosky'ye göre, S=0.6. Küçük parçacıklar bölgesinde (M<10 -9 г) S da 0.6'ya düşer.

Pirinç. 8. Parametreyi değiştir Sgüneş sisteminin küçük cisimlerinin kütlesi ile (P. Millman'a göre)

1 - ay kraterleri; 2- meteor parçacıkları (uydu verileri); 3 - meteorlar; 4 - meteorlar; 5 - asteroitler

Küçük meteor parçacıklarının kütle dağılımını incelemenin bir yolu, gezegenler arası uzayda veya Ay'da bu amaç için özel olarak maruz kalan yüzeylerde mikrokraterleri incelemektir, çünkü tüm küçük ve büyük ay kraterlerinin büyük çoğunluğunun çarpma etkisi olduğu kanıtlanmıştır. göktaşı kökenli. Krater çaplarından gidiş D onları oluşturan cisimlerin kütle değerlerine formül tarafından üretilir

D= km 1/ b,

cgs sisteminde nerede k=3.3, küçük gövdeler için (10 -4 cm veya daha az) b=3, büyük gövdeler için (metreye kadar) b=2,8.

Bununla birlikte, Ay'ın yüzeyindeki mikrokraterlerin çeşitli erozyon biçimleri nedeniyle yok edilebileceği unutulmamalıdır: göktaşı, güneş rüzgarından, termal yıkımdan. Bu nedenle, gözlemlenen sayıları, oluşan kraterlerin sayısından daha az olabilir.

Meteorik maddeyi incelemenin tüm yöntemlerini birleştirerek: uzay aracındaki mikrokraterleri sayma, uydulardaki meteor parçacık sayaçlarının okumaları, radar, meteorların görsel ve fotoğrafik gözlemleri, göktaşı düşmelerini sayma, asteroit istatistikleri, dağılımın bir özet grafiğini hazırlamak mümkündür. kütlece meteoroidlerin ve meteorik maddenin yere toplam akışını hesaplayın. Burada, V. N. Lebedints tarafından farklı ülkelerdeki farklı yöntemlerle çok sayıda gözlem serisine ve ayrıca özet ve teorik eğrilere dayalı olarak oluşturulmuş bir grafik (Şekil 9) sunuyoruz. V. N. Lebedints tarafından benimsenen dağıtım modeli düz bir çizgi olarak gösterilmiştir. Yakınlarda bu eğrinin kırılmasına dikkat çekilir. M=10 -6 g ve 10 -11 -10 -15 g kütle aralığında gözle görülür bir sapma.

Bu sapma, zaten bilinen Poynting-Robertson etkisi ile açıklanmaktadır. Bildiğimiz gibi, hafif basınç çok küçük parçacıkların (boyutları 10 -4 -10 -5 cm mertebesindedir) yörünge hareketlerini yavaşlatır ve yavaş yavaş Güneş üzerine düşmelerine neden olur. Bu nedenle, bu kütle aralığında eğri bir sapmaya sahiptir. Daha küçük parçacıkların bile ışığın dalga boyundan daha küçük veya karşılaştırılabilir çapları vardır ve ışık basıncı onlara etki etmez: kırınım olgusu nedeniyle, ışık dalgaları basınç uygulamadan etraflarında dolaşır.

Toplam kütle akışını tahmin etmeye devam edelim. Kütle aralığındaki bu akışı belirlemek isteyelim. M 1 ila M2 ve M2 > M1 O halde, yukarıda yazılan kütle dağılım kanunundan, kütle akışı Ф m şuna eşittir:

de S 1

de S=1

Pirinç. Şekil 9. Meteoroidlerin kütleye göre dağılımı (VN Lebedints'e göre) 10 -11 -10 -15 g kütle aralığındaki “dip” Poynting-Robertson etkisi ile ilişkilidir; N- göksel yarım küreden saniyede metrekare başına parçacık sayısı

Bu formüllerin bir takım dikkat çekici özellikleri vardır. yani, S=1 kütle akısı Ф m sadece kütle oranına bağlıdır M 2 M 1(verilen Numara) ; de S<1 ve M2 >> M1 f m pratikte sadece değere bağlıdır daha büyük kütle M 2 ve bağlı değildir M 1 ; de S>1 ve M2 > M1 akı F m pratikte sadece değere bağlıdır daha küçük kütleM 1 ve bağlı değildir M2 Kitlesel akış formüllerinin bu özellikleri ve değişkenliği S, Şek. 8, değeri ortalamanın ne kadar tehlikeli olduğunu açıkça gösterin S ve Şekil 1'deki dağılım eğrisini düzeltin. 9, bazı araştırmacıların zaten yapmaya çalıştığı. Kütle akışının hesaplamaları aralıklarla yapılmalı, ardından sonuçlar toplanmalıdır.

Tablo 2. Astronomik verilere dayalı olarak meteor maddesinin Dünya'ya akışının tahminleri

Farklı analiz yöntemleri kullanan çeşitli bilim adamları, birbirinden farklı olmakla birlikte, farklı tahminler aldı. Masada. Tablo 2, son 20 yıl için en makul tahminleri göstermektedir.

Gördüğünüz gibi, bu tahminlerin aşırı değerleri neredeyse 10 kat ve son iki tahmin - 3 kat farklılık gösteriyor. Bununla birlikte, VN Lebedinets, elde ettiği sayıyı yalnızca en olası olarak kabul eder ve kütle girişinin (0.5-6) ​​​​10 4 t/yıl aşırı olası sınırlarını belirtir. Meteor maddesinin Dünya'ya akışının tahmininin iyileştirilmesi yakın gelecek için bir görevdir.

Bu önemli miktarı belirlemek için astronomik yöntemlere ek olarak, belirli tortullardaki, yani derin deniz tortularındaki kozmojenik elementlerin içeriğinin hesaplanmasına dayanan kozmokimyasal yöntemler de vardır: Antarktika, Grönland ve Grönland'daki siltler ve kırmızı killer, buzullar ve kar birikintileri. diğer yerler. Çoğu zaman, demir, nikel, iridyum, osmiyum, karbon 14 C izotopları, helyum 3 He, alüminyum 26 A1, klor 38 C içeriği belirlenir. l, argonun bazı izotopları. Bu yöntemle kütle akışını hesaplamak için, alınan numunede (çekirdek) incelenen elementin toplam içeriği belirlenir, daha sonra aynı elementin veya izotopun karasal kayalardaki (sözde toprak arka planı) ortalama içeriği çıkarılır. ondan. Ortaya çıkan sayı, çekirdeğin yoğunluğu, sedimantasyon hızı (yani, çekirdeğin alındığı tortuların birikimi) ve Dünya'nın yüzey alanı ile çarpılır ve bunun nispi içeriğine bölünür. en yaygın meteorit sınıfındaki element - kondritlerde. Böyle bir hesaplamanın sonucu, meteorik maddenin Dünya'ya akışıdır, ancak kozmokimyasal yollarla belirlenir. FK diyelim.

Kozmokimyasal yöntem 30 yılı aşkın bir süredir kullanılmasına rağmen, sonuçları birbiriyle ve astronomik yöntemle elde edilen sonuçlarla zayıf bir uyum içindedir. True, J. Barker ve E. Anders, 1964 ve 1968'de Pasifik Okyanusu'nun dibindeki derin deniz killerindeki iridyum ve osmiyum içeriğini ölçerek elde ettiler. kütle giriş tahminleri (5 - 10) 10 4 t/yıl, astronomik yöntemle elde edilen en yüksek tahminlere yakındır. 1964 yılında O. Schaeffer ve arkadaşları aynı killerde helyum-3 içeriğinden 4 104 t/yıl kütle girişi değerini belirlemişlerdir. Ancak klor-38 için de 10 kat daha büyük bir değer aldılar. E. V. Sobotovich ve işbirlikçileri, kırmızı killerdeki (Pasifik Okyanusu'nun dibinden) osmiyum içeriği konusunda FK = 107 t/yıl ve aynı osmiyumun Kafkas buzullarındaki içeriği hakkında - 106 t/yıl elde etti. Hintli araştırmacılar D. Lal ve V. Venkatavaradan, derin deniz çökellerindeki alüminyum-26 içeriğinden Fc = 4 106 t/yıl hesapladı ve J. Brokas ve J. Picciotto, Antarktika'nın kar birikintilerindeki nikel içeriğinden hesapladı. - (4-10) 10 6 ton/yıl.

Üç büyüklük mertebesinde tutarsızlıklar veren kozmokimyasal yöntemin bu kadar düşük doğruluğunun nedeni nedir? Bu gerçek için aşağıdaki açıklamalar mümkündür:

1) çoğu meteorik maddede ölçülen elementlerin konsantrasyonu (gördüğümüz gibi, esas olarak kuyruklu yıldız kaynaklıdır) kondritler için kabul edilenden farklıdır;

2) Dip çökellerinde ölçülen elementlerin konsantrasyonunu artıran hesaba katmadığımız süreçler var (örneğin, su altı volkanizması, gaz salınımı, vb.);

3) Sedimantasyon hızı yanlış belirlenir.

Açıkçası, kozmokimyasal yöntemlerin hala iyileştirilmesi gerekiyor. Bu nedenle astronomik yöntemlerin verilerinden yola çıkacağız. Yazar tarafından elde edilen meteorik madde akışının tahminini kabul edelim ve Dünya'nın bir gezegen olarak varlığının tüm süresi boyunca bu maddenin ne kadarının düştüğünü görelim. Yıllık akını (5 10 4 t) Dünya'nın yaşı (4.6 109 yıl) ile çarparak, tüm bu süre boyunca yaklaşık 2 10 14 ton elde ederiz. Dünya'nın kütlesinin 6 10 21 ton olduğunu hatırlayın.Artışla ilgili tahminimiz, Dünya kütlesinin önemsiz bir kısmı (otuz milyonda biri). Bununla birlikte, V. N. Lebedints tarafından elde edilen meteorik madde akışının tahminini kabul edersek, bu kesir yüz milyonda birine düşecektir. Tabii ki bu artış, Dünya'nın gelişmesinde herhangi bir rol oynamadı. Ancak bu sonuç modern döneme atıfta bulunur. Önceleri, özellikle güneş sisteminin ve bir gezegen olarak Dünya'nın evriminin ilk aşamalarında, gezegen öncesi bir toz bulutunun kalıntılarının ve daha büyük parçaların üzerine serpilmesi, şüphesiz sadece kütlenin artmasında önemli bir rol oynamadı. değil, aynı zamanda ısınmasında. Ancak bu konuyu burada ele almayacağız.

Göktaşlarının yapısı ve bileşimi

Meteoritler, tespit yöntemlerine göre genellikle iki gruba ayrılır: düşmeler ve buluntular. Düşmeler, düşme sırasında gözlemlenen ve hemen ardından toplanan göktaşlarıdır. Buluntular, bazen kazı ve arazi çalışmaları sırasında veya yürüyüş gezileri, geziler vb. sırasında tesadüfen bulunan meteorlardır. (Bulunan göktaşı bilim için çok değerlidir. Bu nedenle, derhal SSCB Akademisi Meteoritler Komitesine gönderilmelidir. Sciences: Moskova , 117312, M. Ulyanova St., 3. Bir göktaşı bulanlara nakit para ödülü verilir. Göktaşı çok büyükse, onu kırıp küçük bir parça göndermek gerekir. Meteoritler Komitesi'nden veya Komite temsilcisinin gelişine kadar, kozmik kökenli olduğundan şüphelenilen bir taş hiçbir durumda parçalara ayrılmamalı, dağıtılmamalı, hasar görmemelidir. Bu taşı korumak için tüm önlemlerin alınması gerekir veya taşlar, birkaç tane toplanırsa ve ayrıca buluntu yerlerini hatırlamak veya işaretlemek için.)

Göktaşları bileşimlerine göre üç ana sınıfa ayrılır: taşlı, taşlı-demir ve demir. İstatistiklerini yürütmek için yalnızca düşmeler kullanılır, çünkü buluntuların sayısı yalnızca bir zamanlar düşen göktaşlarının sayısına değil, aynı zamanda sıradan görgü tanıklarının dikkatine de bağlıdır. Burada, demir göktaşlarının yadsınamaz bir avantajı vardır: bir kişinin, sıradan taşlardan çok az farklı olan bir taştan ziyade olağandışı bir görünüme (erimiş, çukurlarla) sahip bir demir parçasına dikkat etmesi daha olasıdır.

Düşmelerin %92'si taşlı göktaşları, %2'si taşlı demir ve %6'sı demirdir.

Çoğu zaman, meteorlar uçuş sırasında birkaç (bazen çok fazla) parçaya ayrılır ve sonra meteor yağmuru. Bir meteor yağmurunu aynı anda altı veya daha fazla düşüş olarak düşünmek gelenekseldir. bireysel kopyalar göktaşları (geleneksel olarak, Dünya'ya düşen parçaları ayrı ayrı adlandırmak, aksine parça, meteorların yere çarpması sonucu ezilmesi sırasında oluşan).

Meteor yağmurları çoğunlukla taştır, ancak bazen demir meteor yağmurları da düşer (örneğin, 12 Şubat 1947'de Uzak Doğu'da düşen Sikhote-Alin).

Göktaşlarının yapı ve kompozisyonunun türlerine göre tanımına geçelim.

taş meteorlar. Taşlı göktaşlarının en yaygın sınıfı sözde kondritler(bkz. dahil). Taşlı göktaşlarının %90'ından fazlası onlara aittir. Bu göktaşları isimlerini yuvarlak tanelerden almıştır - kondrus, bunlardan oluşur. Kondrüllerin farklı boyutları vardır: mikroskobikten santimetreye kadar, göktaşı hacminin %50'sini oluştururlar. Maddenin geri kalanı (interkondral), bileşimde kondrüllerin maddesinden farklı değildir.

Kondrüllerin kökeni henüz aydınlatılamamıştır. Karasal minerallerde asla bulunmazlar. Kondrüllerin, göktaşı maddesinin kristalleşmesi sırasında oluşan donmuş damlacıklar olması mümkündür. Karasal kayalarda, bu tür taneler, yukarıda uzanan katmanların korkunç basıncı tarafından ezilmelidir, göktaşları, merkezdeki basıncın bile nispeten olduğu, onlarca kilometre büyüklüğündeki (asteroitlerin ortalama boyutu) ana gövdelerin derinliklerinde oluşmuştur. küçük.

Temel olarak kondritler, demir-magnezyen silikatlardan oluşur. Bunlar arasında ilk sırada olivin yer almaktadır ( Fe, mg) 2 Si0 4 - bu sınıftaki meteoritlerin maddesinin %25 ila 60'ını oluşturur. İkinci sırada hipersten ve bronzit ( Fe, mg) 2 Si2O6 (%20-35). Nikel demir (kamasit ve taenit) %8 ila %21, demir sülfit FeS - trolit - %5.

Kondritler birkaç alt sınıfa ayrılır. Bunlar arasında sıradan, enstatit ve karbonlu kondritler ayırt edilir. Sıradan kondritler sırayla üç gruba ayrılır: H - yüksek oranda nikel demir içeriği (% 16-21), L-düşük (yaklaşık %8) ve LL-c çok düşüktür (%8'den az). Enstatit kondritlerde ana bileşenler enstatit ve klinoenstatittir. Mg2 2 Toplam bileşimin %40-60'ını oluşturan Q6. Enstatit kondritler ayrıca yüksek oranda kamasit (% 17-28) ve troilit (% 7-15) içeriği ile ayırt edilir. Ayrıca plajiyoklaz içerirler. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - %5-10'a kadar.

Karbonlu kondritler ayrı durur. Adlarını aldıkları koyu renkleriyle ayırt edilirler. Ancak bu renk onlara artan karbon içeriği ile değil, ince bölünmüş manyetit taneleri tarafından verilir. Fe3 O 4. Karbonlu kondritler, montmorillonit gibi birçok hidratlı silikat içerir. Al, mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8 , serpantin Mg 6 ( OH) 8 4 O 10 ve sonuç olarak çok fazla bağlı su (% 20'ye kadar). Karbonlu kondritlerin C tipinden geçişi ile ben c yazın III, hidratlı silikatların oranı azalır ve olivin, klinohipersten ve klinoenstatite yol açarlar. C tipi kondritlerde karbonlu madde Ben %8, C II - %5, C için III - %2.

Kozmogonistler, karbonlu kondritlerin maddesinin, bir zamanlar Güneş'i çevreleyen gezegen öncesi bulutun birincil maddesine bileşimde en yakın olduğunu düşünürler. Bu nedenle, bu çok nadir göktaşları, izotopik analiz de dahil olmak üzere dikkatli bir analize tabi tutulur.

Parlak meteorların tayflarından, bazen onları meydana getiren cisimlerin kimyasal bileşimini belirlemek mümkündür. 1974 yılında Sovyet meteorolog A. A. Yavnel tarafından Draconid akışından meteor cisimlerinde ve çeşitli tiplerdeki kondritlerde demir, magnezyum ve sodyum içeriği oranlarının karşılaştırılması, Draconid akışına dahil edilen cisimlerin yakın olduğunu gösterdi. ile sınıfın karbonlu kondritlerine bileşimde I. 1981 yılında, A. A. Yavnel'in yöntemine göre araştırmalarına devam eden bu kitabın yazarı, sporadik meteoroidlerin bileşimde kondrit C'ye benzer olduğunu kanıtladı. Ben ve Perseid akışını oluşturanlar, C sınıfına III. Ne yazık ki, meteorların tayflarına ilişkin ve onları meydana getiren cisimlerin kimyasal bileşimini belirlemeyi mümkün kılan veriler hala yetersizdir.

Başka bir taşlı göktaşı sınıfı - akondritler- kondrüllerin olmaması, düşük demir içeriği ve ona yakın elementler (nikel, kobalt, krom) ile karakterize edilir. Ana minerallerde (ortoenstatit, olivin, ortopiroksen, güvercinit) farklılık gösteren birkaç akondrit grubu vardır. Tüm akondritler, taşlı meteoritlerin yaklaşık %10'unu oluşturur.

Kondritlerin maddesini alıp eritirseniz, birbiriyle karışmayan iki fraksiyonun oluşması ilginçtir: bunlardan biri bileşimde demir meteoritlere benzer nikel demir, diğeri yakın olan silikattır. akondritlerin bileşiminde. Her ikisinin de sayıları hemen hemen aynı olduğu için (tüm meteoritlerin %9'u akondrit, %8'i demir ve demir-taş), bu sınıfların, kondrit maddesinin deniz kabuğunun bağırsaklarında yeniden erimesi sırasında oluştuğu düşünülebilir. ebeveyn organları.

demir göktaşları(fotoğrafa bakın) %98 nikel demirdir. İkincisinin iki kararlı modifikasyonu vardır: nikelde zayıf kamasit(%6-7 nikel) ve nikel açısından zengin taenit(%30-50 nikel). Kamasit, taenit ara katmanları ile ayrılmış dört paralel plaka sistemi şeklinde düzenlenmiştir. Kamasit plakaları bir oktahedronun (oktahedron) yüzleri boyunca yer alır, bu nedenle bu tür meteoritlere denir. oktahedritler. Daha az yaygın olan demir meteorlardır. altı yüzlüler, kübik kristal yapıya sahiptir. Daha da nadir ataksit- herhangi bir düzenli yapıdan yoksun göktaşları.

Oktahedritlerdeki kamasit levhaların kalınlıkları birkaç milimetre ile bir milimetrenin yüzde biri arasında değişmektedir. Bu kalınlığa göre kaba ve ince yapılı oktahedritler ayırt edilir.

Bir oktahedrit yüzeyinin bir kısmı öğütülürse ve bölüm asitle kazınırsa, o zaman kesişen bantlar sistemi şeklinde karakteristik bir desen görünecektir. Widmanstätten rakamları(bkz. dahil) adını 1808'de ilk keşfeden bilim adamı A. Widmanstetten'den almıştır. Bu rakamlar sadece oktahedritlerde görülür ve diğer sınıfların demir göktaşlarında ve karasal demirde gözlenmez. Kökenleri oktahedritlerin kamasit-taenit yapısı ile ilişkilidir. Widmashnettten rakamlarına göre, bulunan "şüpheli" demir parçasının kozmik doğası kolayca tespit edilebilir.

Göktaşlarının (hem demir hem de taş) bir diğer karakteristik özelliği, yüzeyinde göktaşının kendisinin yaklaşık 1/10'u büyüklüğünde düz kenarlı birçok çukurun bulunmasıdır. Fotoğrafta (bkz. dahil) açıkça görülen bu çukurlara denir. regmaglypt'ler. Atmosferde, içine giren cismin yüzeyine yakın türbülanslı girdapların oluşumunun bir sonucu olarak oluşurlar, bu da olduğu gibi çukurları-regmagliptleri sıyırır (Bu açıklama, bu kitabın yazarı tarafından önerildi ve doğrulandı). 1963 tarihli kitap).

Göktaşlarının üçüncü dış işareti, yüzeylerinde karanlık bir göktaşının varlığıdır. eriyen kabuk yüzde bir ila bir milimetre arasında kalınlık.

Demir taş göktaşları yarı metal, yarı silikat. İki alt sınıfa ayrılırlar: palazitler, metal fraksiyonun, gözeneklerinde silikatların bulunduğu bir tür sünger oluşturduğu ve mezosideritler, aksine, silikat süngerin gözenekleri nikel demir ile doldurulur. Pallasitlerde, silikatlar esas olarak olivinden, mezosideritlerde - ortopiroksenden oluşur. Pallasitler adını ülkemizde bulunan ilk Pallas Iron göktaşından almıştır. Bu göktaşı 200 yıldan daha uzun bir süre önce keşfedildi ve Akademisyen PS Pallas tarafından Sibirya'dan St. Petersburg'a götürüldü.

Göktaşlarının incelenmesi, tarihlerini yeniden yapılandırmayı mümkün kılar. Göktaşlarının yapısının, onların ana gövdelerin iç kısmında meydana geldiklerini gösterdiğini daha önce belirtmiştik. Fazlar oranı, örneğin nikel demiri (kamasit-taenit), nikelin taenit ara katmanları boyunca dağılımı ve diğer karakteristik özellikler, birincil ana gövdelerin boyutunu yargılamayı bile mümkün kılar. Çoğu durumda, bunlar 150-400 km çapında, yani en büyük asteroitler gibi gövdelerdi. Göktaşlarının yapısı ve bileşimi üzerine yapılan araştırmalar, bizi, birkaç bin kilometre büyüklüğündeki varsayımsal gezegen Phaeton'un Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki varlığı ve çürümesi hakkında uzman olmayanlar arasında çok popüler olan hipotezi reddetmeye zorluyor. Derinlerde oluşan Dünya'ya düşen meteorlar birçok ebeveyn organları farklı boyutlar. Azerbaycan SSR İlimler Akademisi Akademisyeni G. F. Sultanov tarafından yürütülen asteroitlerin yörüngelerinin analizi de aynı sonuca varıyor (ebeveynlerin çokluğu hakkında).

Meteoritlerdeki radyoaktif izotopların ve bozunma ürünlerinin oranı ile yaşları da belirlenebilir. Rubidyum-87, uranyum-235 ve uranyum-238 gibi en uzun yarı ömürlü izotoplar bize yaşını verir. maddeler meteorlar. En eski karasal ve ay kayalarının yaşına karşılık gelen ve tüm güneş sistemimizin yaşı olarak kabul edilen 4,5 milyar yıla eşit olduğu ortaya çıkıyor (daha doğrusu, gezegenlerin oluşumunun tamamlanmasından geçen süre) .

Yukarıdaki izotoplar, çürüyen, sırasıyla stronsiyum-87, kurşun-207 ve kurşun-206'yı oluşturur. Bu maddeler, orijinal izotoplar gibi katı haldedir. Ancak nihai bozunma ürünleri gaz olan büyük bir izotop grubu vardır. Böylece, çürüyen potasyum-40, argon-40 ve uranyum ve toryum - helyum-3 oluşturur. Ancak ana gövdenin keskin bir şekilde ısınmasıyla helyum ve argon kaçar ve bu nedenle potasyum-argon ve uranyum-helyum yaşları yalnızca sonraki yavaş soğuma zamanını verir. Bu yaşların analizi, bazen milyarlarca yıl (ancak genellikle 4,5 milyar yıldan çok daha az) ve bazen de yüz milyonlarca yıl olarak ölçüldüğünü gösterir. Birçok meteorit için uranyum-helyum yaşı, potasyum-argon yaşından 1-2 milyar yıl daha azdır, bu da bu ana gövdenin diğer cisimlerle tekrar tekrar çarpışmalarını gösterir. Bu tür çarpışmalar, küçük cisimlerin aniden yüzlerce derecelik sıcaklıklara ısınmasının en olası kaynaklarıdır. Ve helyum argondan daha düşük sıcaklıklarda uçtuğundan, helyum yaşları, sıcaklıktaki artışın argonun uçucu hale gelmesi için yeterli olmadığı daha sonraki, çok güçlü olmayan bir çarpışmanın zamanını gösterebilir.

Tüm bu süreçler, göktaşının özü tarafından, tabiri caizse, bağımsız bir gök cismi olarak doğmadan önce ana vücutta kaldığı süre boyunca deneyimlendi. Ama burada göktaşı bir şekilde ana vücuttan ayrılmış, "dünyaya doğmuştur." Ne zaman oldu? Bu olaydan itibaren geçen süreye denir. uzay çağı göktaşı.

Kozmik yaşları belirlemek için, bir göktaşının galaktik kozmik ışınlarla etkileşimi olgusuna dayanan bir yöntem kullanılır. Bu, Galaksimizin sınırsız genişliklerinden gelen enerjik yüklü parçacıklara (çoğunlukla protonlara) verilen addır. Bir göktaşının vücuduna nüfuz ederek izlerini (izlerini) bırakırlar. İzlerin yoğunluğundan, birikme zamanları, yani göktaşının uzay yaşı belirlenebilir.

Demir göktaşlarının kozmik yaşı yüz milyonlarca yıldır ve taş göktaşlarınınki milyonlarca ve on milyonlarca yıldır. Bu fark, büyük olasılıkla, birbirleriyle çarpışmalardan küçük parçalara ayrılan ve yüz milyon yıl öncesine kadar "yaşamayan" taşlı göktaşlarının daha düşük mukavemetinden kaynaklanmaktadır. Bu görüşün dolaylı bir teyidi, demir göktaşı yağmurlarına kıyasla taş göktaşı yağmurlarının göreceli bolluğudur.

Göktaşları hakkındaki bilgimizin bu incelemesini bitirerek, şimdi meteor fenomeni çalışmasının bize verdiği şeye dönelim.

Uluslararası Astronomi Birliği kurallarına göre güneş sisteminin nesneleri aşağıdaki kategorilere ayrılır:

gezegenler - Güneş'in etrafında dönen cisimler hidrostatik dengededir (yani küresele yakın bir şekle sahiptirler) ve ayrıca yörüngelerinin çevresini diğer küçük nesnelerden temizlemişlerdir. Güneş sisteminde sekiz gezegen vardır - Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün.

cüce gezegenler ayrıca Güneş'in etrafında dönerler ve küresel bir şekle sahiptirler, ancak kütleçekimleri yörüngelerini diğer cisimlerden temizlemek için yeterli değildir. Şimdiye kadar, Uluslararası Astronomi Birliği beş cüce gezegeni tanıdı - Ceres (eski bir asteroit), Pluto (eski bir gezegen), ayrıca Haumea, Makemake ve Eris.

gezegen uyduları- Güneş'in etrafında değil, gezegenlerin etrafında dönen cisimler.

Kuyruklu yıldızlar- güneşin etrafında dönen ve esas olarak donmuş gaz ve buzdan oluşan cisimler. Güneşe yaklaşırken, uzunluğu milyonlarca kilometreye ulaşabilen bir kuyruğa ve katı bir çekirdeğin etrafında küresel bir gaz kabuğu olan bir komaya sahiptirler.

asteroitler- diğer tüm inert taş gövdeler. Çoğu asteroitin yörüngeleri, ana asteroit kuşağında, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yoğunlaşmıştır. Plüton'un yörüngesinin ötesinde, bir dış asteroit kuşağı vardır - Kuiper kuşağı.

meteor- uzay nesnelerinin parçaları, atmosfere saniyede onlarca kilometre hızla giren ve yanan, parlak bir parlamaya yol açan birkaç santimetre büyüklüğünde parçacıklar - kayan bir yıldız. Gökbilimciler, kuyruklu yıldızların yörüngeleriyle ilişkili birçok meteor yağmurunun farkındadır.

Göktaşı- atmosferde uçuşta "hayatta kalmayı" başaran ve yere düşen bir uzay nesnesi veya parçası.

ateş topu- Venüs'ten daha parlak, çok parlak bir meteor. Arkasında dumanlı bir kuyruğu olan bir ateş topu. Ateş topunun uçuşuna gök gürültülü sesler eşlik edebilir, bir patlamayla ve bazen de meteorların serpilmesiyle sona erebilir. Çelyabinsk sakinleri tarafından çekilen çok sayıda video klip, tam olarak bolide uçuşunu gösteriyor.

Damokloidler- Parametreler (büyük eksantriklik ve ekliptik düzleme eğim) açısından kuyruklu yıldızların yörüngelerine benzer yörüngelere sahip olan, ancak koma veya kuyruklu yıldız kuyruğu şeklinde kuyruklu yıldız aktivitesi göstermeyen güneş sisteminin gök cisimleri. Damocloids adı, sınıfın ilk temsilcisi olan asteroit (5335) Demokles'in adını almıştır. Ocak 2010 itibariyle 41 damokloid biliniyordu.

Damokloidler nispeten küçüktür - bunların en büyüğü 2002 XU 93, 72 km çapa sahiptir ve ortalama çap yaklaşık 8 km'dir. Dördünün (0.02-0.04) albedo ölçümleri, damokloidlerin güneş sistemindeki en karanlık cisimler arasında olduğunu, ancak yine de kırmızımsı bir renk tonuna sahip olduğunu gösterdi. Büyük eksantriklikleri nedeniyle yörüngeleri çok uzundur ve aphelion'da Uranüs'ten daha uzaktadırlar (1996 PW'de 571.7 AU'ya kadar) ve günberide Jüpiter'den ve hatta bazen Mars'tan daha yakındırlar.

Damokloidlerin, Oort bulutundan kaynaklanan ve uçucu maddelerini kaybetmiş Halley tipi kuyruklu yıldızların çekirdeği olduğuna inanılmaktadır. Bu hipotez doğru kabul edilir, çünkü damokloid olarak kabul edilen birkaç nesnenin daha sonra komaya sahip olduğu ve kuyruklu yıldız olarak sınıflandırıldığı bulunmuştur. Bir başka inandırıcı kanıt, çoğu damokloidin yörüngelerinin ekliptik düzlemine güçlü bir şekilde, bazen 90 dereceden fazla eğimli olmasıdır - yani, bazıları, keskin bir şekilde keskin bir şekilde hareket eden ana gezegenlerin hareketinin tersi yönünde Güneş'in etrafında döner. onları asteroitlerden ayırır. 1999'da keşfedilen bu cisimlerin ilki, (20461) Diorets - tersine "asteroid" olarak adlandırıldı.

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

Asteroitler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar, göktaşları - gök cisimleri biliminin temellerinde deneyimsizlere aynı görünen astronomik nesneler. Aslında, birkaç yönden farklılık gösterirler. Asteroitleri, kuyruklu yıldızları karakterize eden özelliklerin hatırlanması kolaydır. Ayrıca belirli bir benzerlikleri vardır: bu tür nesneler genellikle uzay enkazı olarak sınıflandırılan küçük cisimler olarak sınıflandırılır. Bir meteorun ne olduğu, bir asteroit veya kuyruklu yıldızdan nasıl farklı olduğu, özellikleri ve kökenleri nelerdir ve aşağıda tartışılacaktır.

kuyruklu gezginler

Kuyruklu yıldızlar, donmuş gazlar ve taştan oluşan uzay nesneleridir. Güneş sisteminin uzak bölgelerinden kaynaklanırlar. Modern bilim adamları, kuyruklu yıldızların ana kaynaklarının birbirine bağlı Kuiper kuşağı ve dağınık diskin yanı sıra varsayımsal olarak mevcut olduğunu öne sürüyorlar.

Kuyruklu yıldızların oldukça uzun yörüngeleri vardır. Güneşe yaklaştıkça koma ve kuyruk oluştururlar. Bu elementler buharlaşan gaz halindeki maddeler amonyak, metan), toz ve taşlardan oluşur. Bir kuyruklu yıldızın veya komanın başı, parlaklık ve görünürlük ile ayırt edilen küçük parçacıkların bir kabuğudur. Küresel bir şekle sahiptir ve Güneş'e 1.5-2 astronomik birim mesafeden yaklaşırken maksimum boyutuna ulaşır.

Koma önünde kuyruklu yıldızın çekirdeği bulunur. Kural olarak, nispeten küçük bir boyuta ve uzun bir şekle sahiptir. Güneş'ten hatırı sayılır bir uzaklıkta, kuyruklu yıldızdan geriye kalan tek şey çekirdektir. Donmuş gazlardan ve kayalardan oluşur.

kuyruklu yıldız türleri

Bunların sınıflandırılması, yıldız etrafındaki dolaşımlarının periyodikliğine dayanmaktadır. Güneş'in etrafında 200 yıldan daha kısa sürede uçan kuyruklu yıldızlara kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar denir. Çoğu zaman, Kuiper kuşağından veya dağınık diskten gezegen sistemimizin iç bölgelerine düşerler. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar 200 yıldan fazla bir periyotla dönerler. Onların "vatanı" Oort bulutudur.

"Küçük gezegenler"

Asteroitler katı kayalardan oluşur. Boyut olarak, bu uzay nesnelerinin bazı temsilcilerinin uyduları olmasına rağmen, gezegenlerden çok daha düşüktürler. Küçük gezegenlerin çoğu, daha önce çağrıldıkları gibi, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında bulunan ana gezegende yoğunlaşmıştır.

2015 yılında bilinen bu tür kozmik cisimlerin toplam sayısı 670.000'i aştı. Böyle etkileyici bir sayıya rağmen, asteroitlerin güneş sistemindeki tüm nesnelerin kütlesine katkısı önemsizdir - sadece 3-3.6 * 10 21 kg. Bu, Ay'ın benzer parametresinin sadece %4'üdür.

Tüm küçük cisimler asteroit olarak sınıflandırılmaz. Seçim kriteri çaptır. 30 m'yi aşarsa, nesne bir asteroit olarak sınıflandırılır. Daha küçük boyutlu cisimlere meteoroid denir.

Asteroitlerin sınıflandırılması

Bu kozmik bedenlerin gruplandırılması birkaç parametreye dayanmaktadır. Asteroitler yörüngelerinin özelliklerine ve yüzeylerinden yansıyan görünür ışığın spektrumuna göre gruplandırılır.

İkinci kritere göre, üç ana sınıf ayırt edilir:

• karbon (C);
• silikat (S);
• metal (M).

Bugün bilinen tüm asteroitlerin yaklaşık %75'i ilk kategoriye giriyor. Ekipmanın iyileştirilmesi ve bu tür nesnelerin daha ayrıntılı bir şekilde incelenmesiyle, sınıflandırma genişlemektedir.

meteoroidler

Bir meteoroid, başka bir kozmik vücut türüdür. Bunlar asteroitler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar veya meteorlar değildir. Bu nesnelerin özelliği, küçük boyutlarıdır. Boyutlarındaki meteoroidler, asteroitler ve kozmik toz arasında bulunur. Böylece, çapı 30 m'den küçük olan cisimleri içerirler.Bazı bilim adamları, bir meteoroidi 100 mikron ila 10 m çapında katı bir cisim olarak tanımlarlar, kökenlerine göre, birincil veya ikincildir, yani yıkımdan sonra oluşurlar. daha büyük nesnelerden

Dünya atmosferine girerken, meteoroid parlamaya başlar. Ve işte şimdi meteor nedir sorusunun cevabına yaklaşıyoruz.

Kayan yıldız

Bazen, gece göğünde titreşen yıldızların arasında aniden parlar, küçük bir yay çizer ve gözden kaybolur. Bunu en az bir kez gören herkes meteorun ne olduğunu bilir. Bunlar, gerçek yıldızlarla hiçbir ilgisi olmayan "kayan yıldızlar". Bir meteor aslında küçük nesneler (aynı meteoroidler) gezegenimizin hava kabuğuna girdiğinde meydana gelen atmosferik bir fenomendir. Flaşın gözlenen parlaklığı doğrudan kozmik bedenin ilk boyutlarına bağlıdır. Bir meteorun parlaklığı beşinciyi aşarsa buna ateş topu denir.

Gözlem

Bu tür olaylar ancak atmosferi olan gezegenlerden izlenebilir. Ay'daki veya Merkür'deki meteorlar, hava kabuğuna sahip olmadıkları için gözlemlenemez.

Doğru koşullar altında, her gece "kayan yıldızlar" görülebilir. Meteorları iyi havalarda ve az ya da çok güçlü bir yapay ışık kaynağından oldukça uzakta görmek en iyisidir. Ayrıca, gökyüzünde ay olmamalıdır. Bu durumda çıplak gözle saatte 5 meteora kadar fark etmek mümkün olacak. Bu tür tek "kayan yıldızlara" neden olan nesneler, Güneş'in etrafında çeşitli yörüngelerde dönerler. Bu nedenle, gökyüzündeki görünümlerinin yeri ve zamanı tam olarak tahmin edilemez.

Canlı Yayınlar

Fotoğrafları da makalede sunulan meteorlar, kural olarak, biraz farklı bir kökene sahiptir. Belirli bir yörünge boyunca yıldızın etrafında dönen birkaç küçük kozmik cisim sürüsünden birinin parçasıdırlar. Onların durumunda, gözlem için ideal dönem (gökyüzüne bakarak herkesin bir meteorun ne olduğunu çabucak anlayabileceği zaman) oldukça iyi tanımlanmıştır.

Benzer uzay nesnelerinden oluşan bir kümeye meteor yağmuru da denir. Çoğu zaman bir kuyruklu yıldızın çekirdeğinin yok edilmesi sırasında oluşurlar. Bireysel sürü parçacıkları birbirine paralel hareket eder. Ancak, Dünya yüzeyinden, gökyüzünün belirli bir küçük alanından uçuyor gibi görünüyorlar. Bu bölüme akımın radyantı denir. Meteor sürüsünün adı, kural olarak, görsel merkezinin (ışıyan) bulunduğu takımyıldızı veya parçalanmasının ortaya çıkmasına neden olan kuyruklu yıldızın adıyla verilir.

Fotoğrafları özel ekipmanlarla elde edilmesi kolay olan meteorlar, Perseids, Quadrantids, Eta Aquarids, Lyrids, Geminidler gibi büyük akarsulara aittir. Toplamda, bugüne kadar 64 akışın varlığı kabul edildi ve yaklaşık 300 tane daha onay bekliyor.

göksel taşlar

Meteoritler, asteroitler, meteorlar ve kuyruklu yıldızlar belirli kriterlere göre ilişkili kavramlardır. Birincisi, Dünya'ya düşen uzay nesneleridir. Çoğu zaman, kaynakları asteroitler, daha az sıklıkla - kuyruklu yıldızlar. Meteoritler, güneş sisteminin Dünya dışındaki çeşitli köşeleri hakkında paha biçilmez veriler taşır.

Gezegenimize düşen bu cisimlerin çoğu çok küçüktür. Boyutları itibariyle en etkileyici göktaşları, çarpmanın ardından milyonlarca yıl sonra bile oldukça belirgin olan izler bırakır. İyi bilinen Winslow, Arizona yakınlarındaki kraterdir. 1908'de bir göktaşının düşmesinin Tunguska fenomenine neden olduğu iddia edildi.

Böyle büyük nesneler birkaç milyon yılda bir Dünya'yı "ziyaret eder". Bulunan göktaşlarının çoğu oldukça mütevazı boyuttadır, ancak bilim için daha az değerli hale gelmez.

Bilim adamlarına göre, bu tür nesneler güneş sisteminin oluşum zamanı hakkında çok şey söyleyebilir. Muhtemelen, genç gezegenlerin yapıldığı maddenin parçacıklarını taşıyorlar. Bazı meteorlar bize Mars'tan veya Ay'dan gelir. Bu tür uzay gezginleri, uzak keşifler için büyük masraflar olmadan yakındaki nesneler hakkında yeni bir şeyler öğrenmenize izin verir.

Makalede anlatılan nesneler arasındaki farkları ezberlemek için bu tür cisimlerin uzaydaki dönüşümünü özetlemek mümkün. Katı kayadan veya bir buz bloğu olan bir kuyruklu yıldızdan oluşan bir asteroit, yok edildiğinde, gezegenin atmosferine girerken meteorlar olarak parlayan, içinde yanan veya düşen, meteorlara dönüşen meteoroidlere yol açar. İkincisi, öncekilerin tümü hakkındaki bilgimizi zenginleştirir.

Göktaşları, kuyruklu yıldızlar, göktaşları, asteroitler ve meteoroidler sürekli kozmik hareketin katılımcılarıdır. Bu nesnelerin incelenmesi, evreni anlamamıza büyük ölçüde katkıda bulunur. Ekipman geliştikçe, astrofizikçiler bu tür nesneler hakkında giderek daha fazla veri alıyor. Rosetta sondasının nispeten yakın zamanda tamamlanan görevi, bu tür kozmik cisimlerin ayrıntılı bir çalışmasından ne kadar bilgi elde edilebileceğini açık bir şekilde gösterdi.