На 1 јануари 1801 година, италијанскиот астроном Џузепе Пјаци го користел својот телескоп за да открие ново небесно тело кое личело на ѕвезда. Таа и сличните тела, откриени подоцна, биле наречени астероиди, што значи „ѕвездести“ (од грчките зборови „астер“ - ѕвезда, „оидос“ - вид).

Во моментов се откриени повеќе од 5.000 астероиди. Обично тоа се мали небесни тела со неправилна форма со дијаметар од еден до неколку десетици километри.

Се разбира, астероидите не се ѕвезди. Како планети, тие не испуштаат сопствена светлина и се вртат околу Сонцето. Затоа се нарекуваат и помали планети.

Астероидите се дел од Сончевиот систем. Повеќето од нив се движат помеѓу орбитите на Марс и Јупитер.

Потеклото на астероидите сè уште не е целосно разјаснето. Долго време, научниците претпоставуваа дека тоа се остатоци од некоја урната планета. Но, неодамнешните истражувања покажуваат дека, најверојатно, ова се остатоци од „градежен материјал“ од кој некогаш биле формирани сите планети од Сончевиот систем познати за нас.

Кометите

Овие небесни тела го добиле своето име од грчкиот збор комети, што значи влакнести.

Малку природни феномени ги исплашија луѓето колку појавата на светла комета. Се сметаше за предвесник на разни неволји, како што се епидемии, глад и војна.

Но, постепено научниците акумулираа знаење за овие необични небесни тела, а сега е познато дека тие се дел од Сончевиот систем. Кометите се движат во издолжени орбити, понекогаш се приближуваат до Сонцето, понекогаш се оддалечуваат од него.

Главниот дел од кометата е цврстото јадро. Неговиот дијаметар обично се движи од 1 до 10 km. Јадрото се состои од мраз, замрзнати гасови и цврсти честички на некои други супстанции.

Како што кометата се приближува до Сонцето, јадрото се загрева и неговите супстанции почнуваат да испаруваат. Околу јадрото се формира гасна обвивка, а потоа се појавува долга опашка. Опашката на комета може да се протега на милиони километри! Секогаш е насочен подалеку од Сонцето и се состои од гасови и ситна прашина. Како што кометата се оддалечува од Сонцето, нејзината опашка и гасната обвивка постепено исчезнуваат.

Со текот на времето, многу комети се целосно уништени од сончевата топлина. Нивните честички се расфрлани во вселената.

Кометите видливи со голо око ретко се појавуваат.
Но, со помош на телескопи, научниците ги набљудуваат доста често.

Метеори

Огромна количина на таканаречена космичка прашина се движи во меѓупланетарниот простор. Во повеќето случаи, ова се остатоци од уништени комети. На моменти тие пукаат во Земјата и се разгоруваат, зафаќајќи го црното небо како светла прозрачна линија: се чини

дека ѕвезда паѓа. Овие блесоци на светлина се нарекуваат метеори (од грчкиот збор „метеорос“ - лебдат во воздухот).

Космичките честички се загреваат како резултат на триење со атмосферата, се разгоруваат и горат. Ова обично се случува на надморска височина од 80-100 km над Земјата.

Метеорити

Покрај космичката прашина, во меѓупланетарниот простор се движат и поголеми тела, главно фрагменти од астероиди. Кога ќе влезат во атмосферата на Земјата, немаат време да изгорат во неа. Нивните останки паѓаат. Вселенските тела кои паѓаат на Земјата се нарекуваат метеорити. Метеоритите се поделени во три големи класи: камен, железо и камено-железо.

Падот на големи метеорити на Земјата е прилично редок феномен. Обично нивната тежина се движи од стотици грама до неколку килограми. Најголемиот пронајден метеорит тежел повеќе од 60 тони.

Научниците внимателно ги проучуваат овие вселенски „вонземјани“, бидејќи ни овозможуваат да го процениме составот на небесните тела и процесите што се случуваат во вселената.

Мистериозни соседи на Сонцето

Најголемиот од астероидите, Церера, има дијаметар од околу 1000 km. Прво беше отворена. Вкупната маса на сите астероиди е приближно 20 пати помала од масата на Месечината. И покрај тоа, тие претставуваат одредена опасност за нашата планета. Научниците не исклучуваат дека еден од астероидите може да се судри со Земјата. Ова би довело до страшна катастрофа. Сега се развиваат начини за заштита на Земјата од оваа опасност.

Најпознатата комета Халеевата комета се приближува до Сонцето еднаш на секои 76 години. Во тоа време, тој лета релативно блиску до Земјата и може да се набљудува со голо око. Последен пат луѓето ја виделе оваа комета во 1986 година. Нејзиното следно појавување се очекува во 2062 година.

Во текот на една година, околу 2.000 метеорити паѓаат на Земјата. Падот на големи метеорити е проследен со експлозија. На местото на експлозијата се формира кратер од метеорит. Еден од најголемите кратери на метеорит се наоѓа во САД (Аризона), неговиот дијаметар е 1200 m, неговата длабочина е скоро 200 m.

  1. Во кој дел од Сончевиот систем се движат повеќето астероиди?
  2. Каква е структурата на кометата? Од што се состои неговото јадро?
  3. Како се менува изгледот на кометата додека се движи низ нејзината орбита?
  4. Што е метеор? метеорит?

Сончевиот систем вклучува астероиди и комети. Честички од космичка прашина и поголеми тела - фрагменти од астероиди - се движат во меѓупланетарниот простор. Светлосните блесоци што се појавуваат кога честичките од космичката прашина согоруваат во земјината атмосфера се нарекуваат метеори, а космичките тела што паѓаат на Земјата се нарекуваат метеорити.

Би бил благодарен доколку ја споделите оваа статија на социјалните мрежи:


Пребарување на страницата.

Орбити на метеори и метеорити

До денес, советските и странските набљудувачи имаат објавено неколку каталози на зрачења и орбити на метеори, кои броеле по неколку илјади метеори. Значи има повеќе од доволно материјал за нивна статистичка анализа.

Еден од најважните резултати од оваа анализа е дека речиси сите метеороиди припаѓаат на Сончевиот систем и не се вонземјани од меѓуѕвездените простори. Еве како да го покажете.

Дури и ако тело на метеорит дојде кај нас од самите граници на Сончевиот систем, неговата брзина во однос на Сонцето на растојание од орбитата на Земјата ќе биде еднаква на параболичната брзина на ова растојание, што е пати поголема од кружната брзина. Земјата се движи со речиси кружна брзина од 30 km/s, според тоа, параболичната брзина во регионот на Земјината орбита е 30 = 42 km/s. Дури и ако метеороид лета кон Земјата, неговата брзина во однос на Земјата ќе биде еднаква на 30+42=72 km/s. Ова е горната граница на геоцентричната брзина на метеорите.

Како се одредува нејзината долна граница? Нека метеороид се движи блиску до Земјата во својата орбита со иста брзина како и Земјата. Геоцентричната брзина на такво тело прво ќе биде блиску до нула. Но, постепено, под влијание на Земјината гравитација, честичката ќе почне да паѓа на Земјата и ќе се забрза до добро познатата втора космичка брзина од 11,2 km/s. Со оваа брзина ќе влезе во атмосферата на Земјата. Ова е долната граница на екстра-атмосферската брзина на метеорите.

Потешко е да се одредат орбитите на метеоритите. Веќе рековме дека паѓањата на метеорити се исклучително ретки и, згора на тоа, непредвидливи појави. Никој не може однапред да каже кога и каде ќе падне метеорит. Анализата на сведочењето на случајни очевидци на падот дава исклучително мала точност во одредувањето на зрачењето, а брзината на овој начин е сосема невозможно да се одреди.

Но, на 7 април 1959 година, неколку сервисни станици за метеори во Чехословачка фотографираа светла огнена топка, која заврши со пад на неколку фрагменти од метеоритот Прибрам. Атмосферската траекторија и орбитата во Сончевиот систем на овој метеорит се прецизно пресметани. Овој настан ги инспирираше астрономите. Во прериите на САД беше организирана мрежа на станици, опремени со слични комплети камери, специјално за фотографирање светли огнени топки. Се викаше Прериска мрежа. Друга мрежа на станици - европската - беше распоредена на територијата на Чехословачка, ГДР и Сојузна Република Германија.

Во текот на 10 години работа, мрежата на преријата забележа летот од 2.500 светли огнени топки. Американските научници се надеваа дека со продолжување на нивните надолни траектории, ќе можат да пронајдат најмалку десетици паднати метеорити.

Нивните очекувања не се исполнија. Само една (!) од 2500 огнени топки заврши на 4 јануари 1970 година со падот на метеоритот Изгубен град. Седум години подоцна, кога мрежата на Prairie повеќе не функционираше, летот на метеоритот Inisfree беше фотографиран од Канада. Ова се случи на 5 февруари 1977 година. Од европските огнени топки, ниту една (по Прибрам) не заврши со паѓање на метеорит. Во меѓувреме, меѓу фотографираните огнени топки, многумина беа многу светли, многу пати посветли од полната Месечина. Но, метеоритите не паднале по нивното поминување. Оваа мистерија беше решена во средината на 70-тите, за што ќе разговараме подолу.

Така, заедно со многу илјади орбити на метеори, имаме само три (!) точни орбити на метеорити. На нив може да се додадат неколку десетици приближни орбити пресметани од И.С. Астапович, А.Н.

При статистичка анализа на елементите на орбитите на метеорите, неопходно е да се земат предвид неколку селективни фактори кои водат до фактот дека некои метеори се набљудуваат почесто од другите. Значи, геометриски факторП 1 ја одредува релативната забележливост на метеорите со различни зрачења во зенитот. За метеори откриени со радар (т.н радио метеори),Она што е важно е геометријата на рефлексијата на радио брановите од јонско-електронската трага и шемата на зрачење на антената. Физички фактор P 2ја одредува зависноста на забележливоста на метеорите од брзината. Имено, како што ќе видиме подоцна, колку е поголема брзината на метеороидот, толку посветла ќе се набљудува метеорот. Светлината на метеорот, набљудувана визуелно или снимена фотографски, е пропорционална на 4-5-та моќност на брзината. Ова значи, на пример, дека метеор со брзина од 60 km/s ќе биде 400-1000 пати посветол од метеор со брзина од 15 km/s (ако масите на метеороидите што ги создаваат се еднакви). За радио метеорите, постои слична зависност на интензитетот на рефлектираниот сигнал (радио осветленоста на метеорот) од брзината, иако е посложена. Конечно, има уште астрономски фактор P 3,чие значење е дека средбата на Земјата со метеорски честички кои се движат во различни орбити во Сончевиот систем има различна веројатност.

Откако ќе се земат предвид сите три фактори, можно е да се конструира распределба на метеорите според елементите на нивните орбити, поправени за селективни ефекти.

Сите метеори се поделени на во линија,односно припаѓаат на познати метеорски дождови и спорадични,компоненти на „метеорската позадина“. Границата меѓу нив е до одреден степен произволна. Познати се дваесетина големи метеорски дождови. Тие се нарекуваат со латинските имиња на соѕвездијата каде што се наоѓа зрачењето: Персеиди, Лириди, Ориониди, Аквариди, Геминиди. Ако два или повеќе метеорски дождови се активни во дадено соѕвездие во различно време, тие се означени со најблиската ѕвезда: (-Аквариди, -Аквариди, -Персеиди итн.

Вкупниот број на метеорски дождови е многу поголем. Така, каталогот на А.К. Терентјева, составен од фотографски и најдобри визуелни набљудувања до 1967 година, содржи 360 метеорски дождови. Од анализа на 16.800 радио орбити на метеорите, В.Н. поток).

За голем број метеорски дождови, нивната генетска врска со кометите е со сигурност утврдена. Така, орбитата на метеорскиот дожд Леонид, набљудувана секоја година во средината на ноември, практично се совпаѓа со орбитата на кометата 1866 година. I. Еднаш на секои 33 години се забележуваат спектакуларни метеорски дождови со зрачење во соѕвездието Лав. Најинтензивни дождови биле забележани во 1799, 1832 и 1866 година. Потоа за два периода (1899-1900 и 1932-1933) немаше метеорски дождови. Очигледно, позицијата на Земјата за време на нејзината средба со протокот била неповолна за набљудувања - таа не поминала низ најгустиот дел од ројот. Но, на 17 ноември 1966 година, метеорскиот дожд Леонид се повтори. Тоа беше забележано од американски астрономи и зимски работници на 14 советски поларни станици на Арктикот, каде што во тоа време имаше поларна ноќ (во тоа време беше дневна светлина на главната територија на СССР). Бројот на метеори достигна 100.000 на час, но метеорскиот дожд траеше само 20 минути, додека во 1832 и 1866 г. траеше неколку часа. Ова може да се објасни на два начина: или ројот се состои од одделни купчиња облаци со различна големина и Земјата во различни години поминува низ едниот или другиот облаци, или во 1966 година Земјата го премина ројот не по дијаметар, туку по мал акорд. Комета 1866 година Имам и орбитален период од 33 години, што дополнително ја потврдува нејзината улога како прогениторна комета на ројот.

Исто така, кометата 1862 година III е предок на метеорскиот дожд август Персеиди. За разлика од Леонидите, Персеидите не произведуваат метеорски дождови. Тоа значи дека материјалот на ројот е повеќе или помалку рамномерно распореден по неговата орбита. Затоа може да се претпостави дека Персеидите се „постар“ метеорски потоп од Леонидите.

Метеорскиот дожд Драконид се формирал релативно неодамна, создавајќи спектакуларни метеорски дождови на 9-10 октомври 1933 и 1946 година. Предок на овој туш е кометата Џакобини-Зинер (1926). VI). Нејзиниот период е 6,5 години, така што метеорските дождови биле забележани во интервали од 13 години (двата периода на кометата речиси точно одговараат на 13 вртежи на Земјата). Но, ниту во 1959 година ниту во 1972 година не биле забележани драконски метеорски дождови. Во текот на овие години, Земјата помина далеку од орбитата на ројот. За 1985 година, прогнозата беше поповолна. Навистина, вечерта на 8 октомври, на Далечниот исток беше забележан спектакуларен метеорски дожд, иако беше инфериорен по број и времетраење од дождот од 1946 година. Во тоа време на поголемиот дел од територијата на нашата земја беше бел ден, но астрономите во Душанбе и Казан го набљудувале метеорскиот дожд користејќи радарски инсталации.

Кометата Биела, која се распадна на два дела пред астрономите во 1846 година, повеќе не беше забележана во 1872 година, но астрономите беа сведоци на два моќни метеорски дождови - во 1872 и 1885 година. Овој поток бил наречен Андромедиди (по соѕвездието) или Биелиди (по кометата). За жал, тој не се повтори цел век, иако орбиталниот период на оваа комета е исто така 6,5 години. Кометата Биела е една од изгубените комети - не е забележана 130 години. Најверојатно, навистина се распадна на парчиња, што доведе до метеорскиот дожд Андромеда.

Постојат два метеорски дождови поврзани со познатата комета Халеј: Водолиите, забележани во мај (зрачени во Водолија) и Ориониди, забележани во октомври (зрачени во Орион). Ова значи дека орбитата на Земјата се вкрстува со орбитата на кометата не во една точка, како повеќето комети, туку во две. Во врска со приближувањето на кометата Халеј кон Сонцето и кон Земјата во почетокот на 1986 година, вниманието на астрономите и љубителите на астрономијата го привлекоа овие два текови. Набљудувањата на дождот Акварид во мај 1986 година во СССР потврдија зголемување на неговата активност со доминација на светли метеори.

Така, од воспоставените врски на метеорските дождови со комети, следува важен космогониски заклучок: метеорските тела на потоците не се ништо повеќе од производи на уништување на комети. Што се однесува до спорадичните метеори, тоа најверојатно се остатоци од распаднати потоци. На крајот на краиштата, на траекторијата на метеорските честички силно влијае гравитацијата на планетите, особено џиновските планети од групата Јупитер. Нарушувањата од планетите доведуваат до дисипација, а потоа и до целосно распаѓање на протокот. Навистина, овој процес трае илјадници, десетици и стотици илјади години, но тој работи постојано и незапирливо. Целиот метеорски комплекс постепено се ажурира.

Да се ​​свртиме кон распределбата на орбитите на метеорите според вредностите на нивните елементи. Пред сè, го забележуваме важниот факт дека овие распределби различниза метеори снимени со фотографија (фотометеори) и радар (радиометеори). Причината за тоа е што радарскиот метод може да детектира многу побледи метеори од фотографијата, што значи дека податоците од овој метод се однесуваат (по земање предвид на физичкиот фактор) во просек на многу помали тела од податоците од фотографскиот метод. Светлите метеори кои можат да се фотографираат одговараат на тела со маса поголема од 0,1 g, додека радио метеорите собрани во каталогот на B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints и M. F. Lagutin одговараат на тела со маса од 10 -3 ~10 - 4 години

Анализата на орбитите на метеорите во овој каталог покажа дека целиот метеорски комплекс може да се подели на две компоненти: рамен и топчест. Сферичната компонента вклучува орбити со произволни наклонетости кон еклиптиката, со доминација на орбити со големи ексцентрицитети и полуоски. Рамната компонента вклучува орбити со мали наклонети ( јас < 35°), небольшими размерами (А< 5 а. д.) и доста големи ексцентричности. Во 1966 година, В. Н. Лебединец претпостави дека метеороидните тела од сферичната компонента се формираат поради распаѓањето на долгопериодните комети, но нивните орбити се значително променети под влијание на ефектот Појнтинг-Робертсон.

Овој ефект е како што следува. Не само привлечноста на Сонцето, туку и лесен притисок делува многу ефикасно на малите честички. Зошто светлиот притисок делува конкретно на малите честички е јасно од следново. Притисокот на сончевите зраци е пропорционален на површиначестичка, или квадрат на нејзиниот радиус, додека привлечноста на Сонцето е неговата маса, или на крајот нејзината волумен,односно коцката со радиус. Односот на светлосниот притисок (поточно, забрзувањето што го дава) со забрзувањето на гравитацијата ќе биде обратно пропорционален на радиусот на честичката и ќе биде поголем во случај на мали честички.

Ако мала честичка се врти околу Сонцето, тогаш поради додавањето на брзините на светлината и честичката според правилото за паралелограм, светлината ќе падне малку напред (За читателите запознаени со теоријата на релативност, ова толкување може да предизвика приговори : на крајот на краиштата, брзината на светлината не се собира со брзината на изворот или примачот на светлината. напред според движењето на Земјата) во рамките на теоријата на релативност доведува до истиот резултат.Само што веќе не зборуваме за „додавање“ на брзините, туку за промена на насоката на ударот на зракот на честичката поради до нејзиниот премин од една референтна рамка во друга.) и малку ќе го забави неговото движење околу Сонцето. Поради ова, честичката постепено ќе се приближува до Сонцето во многу нежна спирала, а нејзината орбита ќе се деформира. Овој ефект беше квалитативно опишан во 1903 година од J. Poynting и математички потврден во 1937 година од G. Robertson. Ќе се сретнеме со манифестации на овој ефект повеќе од еднаш.

Врз основа на анализа на орбиталните елементи на метеорските тела со сферична компонента, V. N. Lebedinets разви модел за еволуција на меѓупланетарната прашина. Тој пресметал дека за да се одржи рамнотежната состојба на оваа компонента, кометите со долг период мора годишно да исфрлаат во просек 10,15 g прашина. Ова е масата на релативно мала комета.

Што се однесува до метеороидите со рамна компонента, тие очигледно се формирани како резултат на распаѓањето на комети со краток период. Сепак, тука сè уште не е сè јасно. Типичните орбити на овие комети се разликуваат од орбитите на метеорските тела во рамната компонента (кометите имаат големи растојанија на перихелот и помали ексцентрицитети), а нивната трансформација не може да се објасни со ефектот Појнтинг-Робертсон. Не знаеме никакви комети со такви орбити како оние на активните метеорски дождови Геминиди, Ариетиди, Аквариди и други. Во меѓувреме, за да се надополни рамната компонента, потребно е еднаш на неколку стотини години да се формира по една нова комета со орбита од овој тип. Овие комети, сепак, се екстремно краткотрајни (главно поради малите растојанија на перихелот и кратките орбитални периоди), и можеби затоа ниту една таква комета сè уште не дошла во нашето видно поле.

Анализата на орбитите на фотометеорите што ја извршија американските астрономи Ф. Випл, Р. Меккроски и А. Позен покажа значително различни резултати. Повеќето големи метеороиди (со маса поголема од 1 g) се движат во орбити слични на орбитите на кометите со краток период ( А < 5 а. е., јас< 35°, e> 0,7). Приближно 20% од овие тела имаат орбити блиски до оние на долготрајните комети. Очигледно, секоја компонента на метеороидите со оваа големина е производ на распаѓањето на соодветните комети. Кога се движите кон помали тела (до 0,1 g), бројот на мали орбити значително се зголемува (А< 2 а. д.). Ова е во согласност со фактот откриен од советските научници дека таквите орбити преовладуваат кај радио метеорите со рамна компонента.

Сега да се свртиме кон орбитите на метеоритите. Како што веќе споменавме, точните орбити се одредени само за три метеорити. Нивните елементи се дадени во табела. 1 ( v- брзина на влегување на метеорит во атмосферата, q, q" - растојанија од Сонцето во перихел и афел).

Впечатлива е блиската сличност на орбитите на метеоритите Изгубениот град и Инисфри и малата разлика од нив во орбитата на метеоритот Прибрам. Но, најважно е што сите три метеорити во афелот го преминуваат таканаречениот астероиден појас (мали планети), чии граници конвенционално одговараат на растојанија од 2,0-4,2 AU. д) Орбиталните склоности на сите три метеорити се мали, за разлика од повеќето мали метеороиди.

Но, можеби ова е само случајност? На крајот на краиштата, трите орбити се премалку материјал за статистика и какви било заклучоци. A. N. Simonenko во 1975-1979 година проучувал повеќе од 50 орбити на метеорити утврдени со приближен метод: зрачењето е одредено според сведочењето на очевидците, а брзината на влезот била проценета според локацијата на зрачењето во однос на врвот(Точката на небесната сфера кон која моментално е насочено движењето на Земјата по нејзината орбита). Очигледно е дека за претстојните (брзи) метеорити зрачењето треба да се наоѓа во близина на врвот, а за претекнување (бавни) метеорити - во близина на точката на небесната сфера спроти врвот - анти-апекс.

Табела 1. Елементи на точните орбити на три метеорити

Метеорит

v , км / в

А, а.е.

д

јас

q , а.е.

q “, а.е.

Прибрам

20.8

2.42

0.67

10,4 o

0.79

4.05

Изгубен град

1.66

0.42

12,0 o

0.97

2.35

Inisfree

1.77

0.44

11,8 o

0.99

2.56

Се покажа дека зрачењето на сите 50 метеорити се групирани околу антиапексот и не можат да бидат подалеку од 30-40 o од него. Ова значи дека сите метеорити се стигнуваат, дека се движат околу Сонцето во насока напред (како Земјата и сите планети) и нивните орбити не можат да имаат наклон кон еклиптиката над 30-40°.

Да кажеме искрено дека овој заклучок не е строго потврден. Во нејзините пресметки на орбиталните елементи на 50 метеорити, А.Н.Симоненко продолжи од претпоставката претходно формулирана од неа и Б. Ју. Оваа претпоставка беше заснована прво на теоретската анализа на Б. Ју. Левин, кој уште во 1946 г. покажа дека при големи брзини, метеороидот што влегува во атмосферата мора целосно да се уништи (поради испарување, дробење, топење) и да не испадне во форма на метеорит. Овој заклучок беше потврден со резултатите од набљудувањата на мрежите на Prairie и европските огнени топки, кога ниту еден од големите метеороиди кои летаат со брзина поголема од 22 km/s не падна како метеорит. Брзината на метеоритот Прибрам, како што може да се види од табелата. 1 е блиску до оваа горна граница, но сепак не ја достигнува.

Земајќи ја вредноста од 22 km/s како горна граница за влезната брзина на метеоритите, на тој начин однапред одредуваме дека само фаќањето метеороиди може да ја пробие „атмосферската бариера“ и да падне на Земјата како метеорити. Овој заклучок значи дека оние метеорити што ги собираме и проучуваме во нашите лаборатории се преселиле во Сончевиот систем во орбити од строго дефинирана класа (нивната класификација ќе се дискутира подоцна). Но, тоа воопшто не значи дека тие го исцрпуваат целиот комплекс на тела со иста големина и маса (и, можеби, иста структура и состав, иако тоа воопшто не е неопходно) што се движат во Сончевиот систем. Можно е многу тела (па дури и повеќето од нив) да се движат во сосема различни орбити и едноставно да не можат да ја пробијат „атмосферската бариера“ на Земјата. Незначителниот процент на паднати метеорити во споредба со бројот на светли огнени топки фотографирани од двете мрежи на огнени топки (околу 0,1%) се чини дека го поддржува овој заклучок. Но, доаѓаме до различни заклучоци ако усвоиме други методи на анализа на набљудувањата. Ќе зборуваме за еден од нив, врз основа на одредување на густината на метеороидите врз основа на висината на нивното уништување. Друг метод се заснова на споредување на орбитите на метеоритите и астероидите. Бидејќи метеоритот паднал на Земјата, очигледно е дека неговата орбита се вкрстувала со орбитата на Земјата. Од вкупната маса на познати астероиди (околу 2500), само 50 имаат орбити што ја сечат орбитата на Земјата. Сите три метеорити со прецизни орбити на афел го преминаа астероидниот појас (сл. 5). Нивните орбити се блиску до орбитите на астероидите од групите Амур и Аполо, поминувајќи во близина на орбитата на Земјата или преминувајќи ја. Познати се околу 80 такви астероиди.Орбитите на овие астероиди обично се поделени во пет групи: 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-мали орбити; V - висока орбитална наклонетост. Помеѓу групите јас- II и II- III, забележливи се интервали наречени Венера и Земјини отвори. Повеќето астероиди (20) припаѓаат на групата III.

Ако ги дистрибуираме 51 орбита на метеорити кои ни се познати во истите групи, тогаш 5 од нив може да се припишат на групата јас; 10 - до групата II, 31 - на групата III и 5 - да се групираат IV. Ниту еден од метеоритите не припаѓа на групата V. Може да се забележи дека и овде огромното мнозинство орбити припаѓаат на групата III, иако факторот на практичност на набљудувањето не важи овде. Но, не е тешко да се разбере дека фрагменти од астероиди од оваа група треба да навлезат во атмосферата на Земјата со многу мали брзини и затоа треба да доживеат релативно слабо уништување во атмосферата. Во оваа група спаѓаат метеоритите „Изгубениот град“ и „Инисфри“, додека во групата „Прибрам“. II.

Сите овие околности, заедно со некои други (на пример, споредба на оптичките својства на површините на астероидите и метеоритите) ни овозможуваат да извлечеме многу важен заклучок: метеоритите се фрагменти од астероиди, и тоа не било какви астероиди, туку оние што припаѓаат на групите Амур и Аполо. Ова веднаш ни дава можност да го процениме составот и структурата на астероидите врз основа на анализата на материјалот од метеоритите, што претставува важен чекор напред во разбирањето на природата и потеклото на двете.

Но, веднаш мораме да извлечеме уште еден важен заклучок: метеоритите имаат различно потекло,отколку телата кои го создаваат феноменот на метеорите: првите се фрагменти од астероиди, вторите се производите на распаѓање на комети.

Ориз. 5. Орбити на метеорити Прибрам, Изгубен град и Инисфри. Означени се точките на нивната средба со Земјата

Така, метеорите не можат да се сметаат за „мали метеорити“ - покрај терминолошката разлика помеѓу овие концепти, која беше дискутирана на почетокот на книгата (Авторот на оваа книга уште во 1940 година предложи (заедно со Г. О. Затејшчиков) да се нарече космичка самото тело метеори феноменот на „ѕвезда што паѓа“ - лет на метеор.Меѓутоа, овој предлог, кој во голема мера ја поедностави терминологијата за метеори, не беше прифатен.), постои и генетска разлика меѓу телата што го создаваат феноменот на метеори и метеорити: тие се формираат на различни начини, поради распаѓањето на различни тела на Сончевиот систем.

Ориз. 6. Дијаграм на распределба на орбити на мали тела во координати а-е

Точки - огнени топки од мрежата на прерии; кругови - дождови од метеорити (според В.И. Цветков)

На прашањето за потеклото на метеороидите може да се пристапи и на друг начин. Ајде да конструираме дијаграм (слика 6), исцртувајќи ги вредностите на полу-главната оска на орбитата по вертикалната оска А(или 1/ а), хоризонтално - орбитална ексцентричност д. По вредности а, дДозволете ни да ги нацртаме на овој дијаграм точките што одговараат на орбитите на познатите комети, астероиди, метеорити, светли огнени топки, метеорски дождови и метеори од различни класи. Дозволете ни да повлечеме две многу важни линии што одговараат на условите q=1 и q" = 1. Очигледно е дека сите точки за метеорски тела ќе бидат лоцирани помеѓу овие линии, бидејќи само во областа ограничена од нив може да се оствари условот за пресек на орбитата на метеорското тело со орбитата на Земјата.

Многу астрономи, почнувајќи од Ф. Випл, се обидоа да најдат и заговор А- е-дијаграм во форма на линии, критериуми за разграничување на орбитите на астероидните и кометните типови. Споредба на овие критериуми беше спроведена од чехословачкиот истражувач на метеори Л. Кресак. Бидејќи тие даваат слични резултати, го извршивме на сл. 6 една просечна „линија на разграничување“ q"= 4.6. Над и десно од него се орбити од типот на комета, долу и лево се астероидни. На овој графикон нацртавме точки што одговараат на 334 огнени топки од каталогот на R. McCroskey, K. Shao и A. Posen. Се гледа дека повеќето точки лежат под демаркационата линија. Само 47 точки од 334 се наоѓаат над оваа линија (15%), а со мало поместување нагоре нивниот број ќе се намали на 26 (8%). Овие точки веројатно одговараат на тела од кометарно потекло. Интересно е што многу точки се чини дека се „притиснати“ на линијата q = 1, а две точки дури ја надминуваат областа ограничена со него. Тоа значи дека орбитите на овие две тела не ја преминале Земјината орбита, туку само поминале блиску, но Земјината гравитација предизвикала овие тела да паднат врз неа, што го довело до спектакуларниот феномен на светли огнени топки.

Може да се направи уште една споредба на орбиталните карактеристики на малите тела на Сончевиот систем. При градење А- д-дијаграми не ги земавме предвид третиот важен елемент на орбитата - нејзината наклонетост кон еклиптиката јас. Докажано е дека одредена комбинација на орбитални елементи на телата на Сончевиот систем, наречена Јакобиева константа и изразена со формулата

Каде А- полуглавна оска на орбитата во астрономски единици, ја задржува својата вредност и покрај промените во поединечните елементи под влијание на нарушувања од големите планети. Магнитуда У е има значење на одредена брзина, изразена во единици на кружната брзина на Земјата. Не е тешко да се докаже дека е еднаква на геоцентричната брзина на телото што ја преминува орбитата на Земјата.

Сл.7. Распределба на орбити на астероиди (1), Огнени топки од Prairie Network ( 2 ), метеорити (3), комети (4) и метеорски дождови (3) според константата на Јакоби У еи главната оска А

Ајде да конструираме нов дијаграм (сл. 7), исцртувајќи ја константата Јакоби по вертикалната оска У е (бездимензионална) и соодветната геоцентрична брзина v 0 , и по хоризонталната оска - 1/ а. Дозволете ни да ги нацртаме на него точките што одговараат на орбитите на астероидите на групите Амур и Аполо, метеорити, комети со краток период (кометите со долг период го надминуваат дијаграмот) и огнените топки од каталогот Меккроски, Шао и Позен (огнените топки кои одговараат на најлабавите тела се означени со крстови, видете подолу),

Веднаш можеме да ги забележиме следните својства на овие орбити. Орбитите на огнените топки се блиску до орбитите на астероидите од групите Амур и Аполо. Орбитите на метеоритите се исто така блиску до орбитите на астероидите на овие групи, но за нив У е <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 А.Само кометата Енке падна во дебелината на орбитите на огнената топка (Постои хипотеза изнесена од И. Т. Зоткин и развиена од Л. Кресак дека метеоритот Тунгуска е фрагмент од кометата Енке. За повеќе информации за ова, видете го крајот на Поглавје 4 ).

Сличноста на орбитите на астероидите од групата Аполо со орбитите на некои комети со краток период и нивната остра разлика од орбитите на другите астероиди го навеле ирскиот астроном E. Epic (Естонец по националност) во 1963 година до неочекуван заклучок дека овие астероиди не се мали планети, туку „исушени“ јадра на комети. Навистина, орбитите на астероидите Адонис, Сизиф и 1974 MA се многу блиску до орбитата на кометата Енке, единствената „жива“ комета што може да се класифицира во групата Аполо врз основа на нејзините орбитални карактеристики. Во исто време, познати се комети кои го задржуваат типичниот изглед на кометата само при првото појавување. Кометата Аренда-Ригауд веќе во 1958 година (второ појавување) имаше изглед целосно во облик на ѕвезда и, доколку беше откриена во 1958 или 1963 година, можеше да се класифицира како астероид. Истото може да се каже и за кометите Кулин и Неуимин-1.

Според Epic, времето потребно за јадрото на кометата Енке да ги изгуби сите свои испарливи компоненти се мери во илјадници години, додека динамичкото време на неговото постоење се мери во милиони години. Затоа, кометата би требало да го помине поголемиот дел од својот живот во „сушена“ состојба, во форма на астероид од групата Аполо. Очигледно, кометата Енке се движи во својата орбита не повеќе од 5.000 години.

Метеорскиот дожд Геминиди паѓа на дијаграмот во астероидниот алпски регион, при што астероидот Икар има најблиска орбита до него. За Геминидите, прогениторната комета е непозната (неодамна беше откриен астероидот 1983 ТВ, чија орбита речиси се совпаѓа со орбитата на потокот Геминиди. Овој факт сега активно се дискутира од научниците). Според Epic, дождот на Геминидите е резултат на распаѓањето на некогаш постоечката комета од истата група како и кометата Енке.

И покрај нејзината оригиналност, хипотезата на Epic заслужува сериозно разгледување и внимателно тестирање. Директен начин за таква верификација е проучувањето на кометата Енке и астероидите од групата Аполо од автоматските меѓупланетарни станици.

Најубедливиот приговор на наведената хипотеза е дека не само камените метеорити (Прибрам, Изгубениот град, Инисфри), туку и железните (Сихоте-Алин) имаат орбити блиску до орбитите на астероидите од групата Аполо. Но, анализата на структурата и составот на овие метеорити (види подолу) покажува дека тие се формирани во длабочините на матичните тела со дијаметар од десетици километри. Малку е веројатно дека овие тела би можеле да бидат јадра на комети. Освен тоа, знаеме дека метеоритите никогаш не се поврзуваат со комети или метеорски дожд. Затоа, доаѓаме до заклучок дека меѓу астероидите од групата Аполо мора да има најмалку две подгрупи: јадра што формираат метеорити и „исушени“ јадра на комети. Првата подгрупа може да вклучува астероиди јас- IV класи споменати погоре, со исклучок на таквите астероиди Јас клас, како Адонис и Дедалус, имам преголеми вредности У е. Втората подгрупа вклучува астероиди како Icarus и 1974 MA (втората од нив припаѓа на V класа, Икар испаѓа од оваа класификација).

Така, прашањето за потеклото на големите метеорски тела сè уште не може да се смета за целосно разјаснето. Сепак, на нивната природа ќе се вратиме подоцна.

Прилив на метеорски материјал кон Земјата

Огромен број метеороиди постојано паѓаат на Земјата. И фактот дека повеќето од нив испаруваат или се дробат во ситни зрна во атмосферата не ја менува работата: поради падот на метеороидите, масата на Земјата постојано се зголемува. Но, какво е ова зголемување на масата на Земјата? Дали може да има космогониско значење?

За да се процени приливот на метеорска материја на Земјата, неопходно е да се одреди како изгледа распределбата на метеорските тела по маса, со други зборови, како се менува бројот на метеорски тела со маса.

Долго време е утврдено дека распределбата на метеороидните тела по маса се изразува со следниот закон за моќност:

Nm= Н 0 М - С,

Каде Н 0 - број на метеороиди со единица маса, Nm - број на тела со маса Ми повеќе С- таканаречениот интегрален индекс на маса. Оваа вредност е повеќепати одредена за разни дождови од метеори, спорадични метеори, метеорити и астероиди. Неговите вредности според голем број дефиниции се претставени на сл. 8, позајмена од познатиот канадски истражувач на метеори П. Милман. Кога С=1 масениот флукс што го придонесуваат метеороидите е ист во сите еднакви интервали на логаритамот на масата; Ако С>1, тогаш најголемиот дел од масовниот проток го обезбедуваат мали тела, ако С<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина Сзема различни вредности во различни опсези на маса, но просекС=1. За визуелни и фотографски метеори според многу податоци С=1,35, за огнени топки, според R. McCroskey, С=0,6. Во регионот на мали честички (М<10 -9 г) Систо така се намалува на 0,6.

Ориз. 8. Промена на параметарот Ссо масата на малите тела на Сончевиот систем (според П. Милман)

1 - лунарни кратери; 2- метеорски честички (сателитски податоци); 3 - метеори; 4 - метеорити; 5 - астероиди

Еден начин да се проучи дистрибуцијата на мали метеорски честички по маса е да се проучуваат микрократери на површини специјално изложени за оваа намена во меѓупланетарниот простор или на Месечината, бидејќи е докажано дека сите мали и огромното мнозинство големи лунарни кратери се на удар. , метеоритско потекло. Премин од дијаметри на кратери Д до масените вредности на телата што ги формирале се прави со помош на формулата

Д= кМ 1/ б,

каде во GHS системот к=3,3, за мали тела (10 -4 cm или помалку) б=3, за големи тела (големина до метар) б=2,8.

Сепак, мора да имаме на ум дека микрократите на површината на Месечината можат да бидат уништени поради различни форми на ерозија: метеорит, сончев ветер, термичко уништување. Затоа, нивниот набљудуван број може да биде помал од бројот на формирани кратери.

Со комбинирање на сите методи за проучување на метеорската материја: броење на микрократери на вселенски летала, читање на бројачи на метеорски честички на сателити, радар, визуелни и фотографски набљудувања на метеори, брои за падови на метеорити, статистика на астероиди, можно е да се изготви збирен графикон. на распределбата на метеорските тела по маса и да се пресмета вкупниот прилив на метеорска материја во земјата. Ви претставуваме графикон (сл. 9) конструиран од В.Н. Моделот на дистрибуција усвоен од В.Н.Лебединец е нацртан како солидна линија. Забележете го прекинот на оваа крива наоколу М=10 -6 g и забележливо отклонување во опсегот на масата 10 -11 -10 -15 g.

Ова отклонување се објаснува со ефектот Појнтинг-Робертсон, веќе познат за нас. Како што знаеме, светлосниот притисок го забавува орбиталното движење на многу мали честички (нивните големини се од редот на 10-4-10-5 cm) и предизвикува нивно постепено паѓање на Сонцето. Затоа, во овој опсег на маса кривата има отклон. Дури и помалите честички имаат дијаметри споредливи со или помали од брановата должина на светлината, а светлосниот притисок не делува на нив: поради феноменот на дифракција, светлосните бранови се наведнуваат околу нив без да вршат притисок.

Ајде да продолжиме со проценката на вкупниот масовен прилив. Да претпоставиме дека сакаме да го одредиме овој прилив во опсегот на масата од М 1 до М 2 и М 2 > М 1Тогаш од законот за распределба на масата напишан погоре, следува дека приливот на маса F m е еднаков на:

на С 1

на S=1

Ориз. 9. Распределба на телата на метеорите по маса (според В.Н. Лебединец) „Потопувањето“ во областа на масата од 10 -11 -10 -15 g е поврзано со ефектот Појнтинг-Робертсон; Н-број на честички по квадратен метар во секунда од небесната хемисфера

Овие формули имаат голем број на извонредни својства. Точно, кога С=1 масен проток F m зависи само од односот на масата М 2 М 1(дадено N o) ; на С<1 И М 2 >> М 1 f m зависи речиси само од вредноста поголема маса М2и не зависи од М 1 ; на С>1 и М 2 > М 1проток Ф m зависи речиси само од вредноста помала масаМ 1 и не зависи од М 2Овие својства на масовниот прилив формули и варијабилност С, прикажано на сл. 8 јасно покажува колку е опасно да се просекува вредноста С и исправете ја кривата на дистрибуција на сл. 9, што некои истражувачи веќе се обиделе да го направат. Пресметките на масовниот прилив треба да се прават во интервали, а потоа да се сумираат добиените резултати.

Табела 2. Проценки на приливот на метеорска материја на Земјата врз основа на астрономски податоци

Метод на истражување

F m 10 -4 t/година

Ф. Випл, 1967 година

Фотографски и визуелни набљудувања

G. Fechtig, M. Feuerstein, 1970 година

Откривање и собирање честички на ракети

Г. Фехтиг, 1971 година

Генерализација на сателитски податоци, оптички набљудувања, броење на лунарни кратери

ЈУ. Донањи, 1970 година

Теорија (од состојбата на стационарност на метеороидниот комплекс)

2-8,5

А.Н. Симоненко, Б. Ју. Левин, 1972 година

Генерализација на оптички и радарски податоци за набљудување

В.Н. Лебединец, 1981 година

Генерализација на податоците од оптички и радарски набљудувања, мерења на сателити, брои на лунарни кратери итн.

1,65

В. А. Бронштен, 1982 година

Исто

Различни научници, користејќи различни методи на анализа, добија различни проценки, кои, сепак, не се разликуваа многу едни од други. Во табелата 2 ги прикажува најразумните проценки за последните 20 години.

Како што можеме да видиме, екстремните вредности на овие проценки се разликуваат за речиси 10 пати, а последните две проценки се разликуваат за 3 пати. Сепак, В.Н. Лебединец смета дека бројот што го добил е само најверојатен и укажува на екстремните можни граници на масовен прилив (0,5-6) 10 4 t/год. Усовршувањето на проценката на приливот на метеорска материја на Земјата е задача за блиска иднина.

Покрај астрономските методи за одредување на оваа важна количина, постојат и космохемиски методи кои се засноваат на пресметки за содржината на космогените елементи во одредени седименти, имено во седименти на длабоко море: тиња и црвени глини, глечери и снежни наслаги на Антарктикот, Гренланд и други места. Најчесто се одредува содржината на железо, никел, иридиум, осмиум, изотопи на јаглерод 14 C, хелиум 3 He, алуминиум 26 A1, хлор 38 С. l, некои изотопи на аргон. За да се пресмета приливот на маса со помош на овој метод, се одредува вкупната содржина на елементот што се проучува во земениот примерок (јадро), потоа од него се одзема просечната содржина на истиот елемент или изотоп во карпите на земјата (т.н. позадината на земјата). Добиениот број се множи со густината на јадрото, со брзината на седиментација (т.е. акумулацијата на тие седименти од кои е земено јадрото) и со површината на Земјата и се дели со релативната содржина на даден елемент во најчестата класа на метеорити - кај хондритите. Резултатот од таквата пресметка е приливот на метеорска материја на Земјата, но одреден со космохемиски средства. Да го наречеме ФК.

Иако космохемискиот метод се користи повеќе од 30 години, неговите резултати слабо се согласуваат едни со други и со резултатите добиени со астрономскиот метод. Точно, Џ. Баркер и Е. Андерс добија мерења на содржината на иридиум и осмиум во длабокоморските глини на дното на Тихиот Океан во 1964 и 1968 година. Проценките за масовниот прилив се (5 - 10) 10 4 t/годишно, што е блиску до највисоките проценки добиени со астрономскиот метод. Во 1964 година, О. Шефер и неговите колеги од содржината на хелиум-3 во истите глини ја утврдија вредноста на масовниот прилив од 4 10 4 t/годишно. Но, за хлор-38 тие добија вредност 10 пати поголема. Соботович и неговите колеги добиле F K = 10 7 t/годишно од содржината на осмиум во црвените глини (од дното на Тихиот Океан) и 10 6 t/годишно од содржината на истиот осмиум во кавкаските глечери. Индиските истражувачи Д.Лал и В. 4-10) 10 6 t/год.

Која е причината за толку ниската точност на космохемискиот метод, кој дава несовпаѓања во рамките на три реда на големина? Следниве објаснувања за овој факт се можни:

1) концентрацијата на измерените елементи во поголемиот дел од метеорската материја (која, како што видовме, главно е од кометарно потекло) е различна од онаа прифатена за хондритите;

2) постојат процеси кои не ги земаме предвид кои ја зголемуваат концентрацијата на измерените елементи во седиментите на дното (на пример, подводен вулканизам, ослободување гас итн.);

3) стапката на седиментација е погрешно одредена.

Очигледно е дека космохемиските методи сè уште имаат потреба од подобрување. Затоа ќе продолжиме од овие астрономски методи. Да ја прифатиме проценката за приливот на метеорска материја добиена од авторот и да видиме колку од оваа материја паднала за време на целото постоење на Земјата како планета. Помножувајќи го годишниот прилив (5 10 4 тони) со возраста на Земјата (4,6 10 9 години), добиваме приближно 2 10 14 тони. Ова е вкупниот пораст на масата на Земјата во текот на целиот период на нејзиното постоење, ако, се разбира, го сметаме приливот на метеорска материја константен во текот на целиот овој период. Да потсетиме дека масата на Земјата е 6 10 21 тони. Нашата проценка за зголемувањето е незначителен дел (една триесет милионити дел) од масата на Земјата. Ако ја прифатиме проценката за приливот на метеорска материја добиена од В.Н.Лебединец, овој удел ќе падне на сто милионити дел. Се разбира, ова зголемување не одигра никаква улога во развојот на Земјата. Но, овој заклучок се однесува на современиот период. Претходно, особено во раните фази на еволуцијата на Сончевиот систем и Земјата како планета, падот на остатоците од предпланетарен облак прашина и поголеми фрагменти врз него, несомнено одиграа значајна улога не само во зголемувањето на масата на Земјата, но и во нејзиното загревање. Сепак, ние нема да го разгледаме ова прашање овде.

Структура и состав на метеорити

Метеоритите, според начинот на нивното откривање, обично се поделени во две групи: падови и наоди. Падот се метеорити забележани за време на падот и собрани веднаш по него. Наодите се метеорити пронајдени случајно, понекогаш при ископување и работа на терен или при планинарење, екскурзии и сл. Наука: Москва , 117312, улица М. Улјанова, 3. На оние кои ќе го најдат метеоритот им се плаќа паричен бонус. Доколку метеоритот е многу голем, потребно е да се откине мало парче од него и да се испрати мало парче. се добива известување од Комитетот за метеорити или пред доаѓањето на претставник на Комитетот, камен за кој постои сомневање дека има космичко потекло Во никој случај не смее да се дели на парчиња, да се подари или оштети.Потребно е да се преземат сите мерки за зачувување овој камен или камења, ако се собрани неколку од нив, а исто така запомнете или означете ги локациите на наоди.)

Врз основа на нивниот состав, метеоритите се поделени во три главни класи: камени, камено-железни и железни. За извршување на нивната статистика, се користат само падови, бидејќи бројот на наоди зависи не само од бројот на метеорити што некогаш паднале, туку и од вниманието што го привлекуваат од случајни очевидци. Овде, железните метеорити имаат непобитна предност: поверојатно е човекот да обрне внимание на парче железо, а исто така и од необичен тип (стопено, со јами), отколку на камен што малку се разликува од обичните камења.

Меѓу водопадите, 92% се камени метеорити, 2% се камено-железни метеорити и 6% се железни метеорити.

Метеоритите често се распаѓаат при летот на неколку (понекогаш многу) фрагменти, а потоа паѓаат на Земјата. метеор Дожд.Општо е прифатено да се смета дождот од метеорити за истовремен пад на шест или повеќе поединечни копииметеорити (ова е името дадено на фрагменти кои паѓаат на Земјата поединечно, наспроти фрагменти,се формираат кога метеоритите се смачкаат кога ќе удрат во земјата).

Метеорските дождови најчесто се камени, но повремено се појавуваат и дождови од железни метеорити (на пример, Сихоте-Алин, кој падна на 12 февруари 1947 година на Далечниот Исток).

Ајде да продолжиме со описот на структурата и составот на метеоритите по типови.

Камени метеорити. Најчестата класа на камени метеорити се т.н хондрити(види вкл.). Ним им припаѓаат повеќе од 90% од камените метеорити. Овие метеорити го добиле своето име по нивните заоблени зрна - хондрили,од кои се составени. Хондрулите имаат различни големини: од микроскопски до сантиметар, тие сочинуваат до 50% од волуменот на метеоритот. Остатокот од супстанцијата (интерхондријална) не се разликува во составот од супстанцијата на хондрилите.

Потеклото на хондрилите сè уште не е разјаснето. Тие никогаш не се наоѓаат во земните минерали. Можно е хондрилите да се замрзнати капки формирани за време на кристализацијата на метеоритската материја. Во копнените карпи, таквите зрна мора да бидат згмечени од монструозниот притисок на слоевите горе, додека метеоритите се формирале во длабочините на матичните тела со големина од десетици километри (просечната големина на астероидите), каде притисокот дури и во центарот е релативно низок.

Хондритите главно се составени од феромагнезиски силикати. Меѓу нив, првото место го зазема оливинот ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - сочинува од 25 до 60% од супстанцијата на метеоритите од оваа класа. На второ место се хиперстенот и бронзитот ( Fe, Mg) 2 Si 2 O 6 (20-35%). Никелното железо (камацит и тенит) се движи од 8 до 21%, железо сулфит FeS - тролит - 5%.

Хондритите се поделени во неколку подкласи. Меѓу нив се издвојуваат обични, енстатитни и јаглеродни хондрити. Обичните хондрити, пак, се поделени во три групи: H - со висока содржина на никел железо (16-21%), L-ниско (околу 8%) и LL-многу низок (помалку од 8%). Главните компоненти на енстатитните хондрити се енстатит и клиноенстатит. Mg 2 Си 2 П 6, кои сочинуваат 40-60% од вкупниот состав. Енстатитните хондрити се одликуваат и со висока содржина на камацит (17-28%) и троилит (7-15%). Тие исто така содржат плагиоклаза ПNaAlSi 3 O 8 - м CaAlSi 2 О 8 - до 5-10%.

Јаглеродните хондрити се издвојуваат. Тие се одликуваат со темната боја, поради што го добиле името. Но, оваа боја им се дава не од зголемената содржина на јаглерод, туку од ситно смачканите зрна магнетит Фе 3 О4. Јаглеродните хондрити содржат многу хидрирани силикати како монморилонит ( Ал, Mg) 3 (0 Ж) 4 Si 4 0 8, серпентина Mg 6 ( OH) 8 Си 4 O 10, и, како последица на тоа, многу врзана вода (до 20%). Како што јаглеродните хондрити преминуваат од типот Ц Јас да напишам В III, процентот на хидрирани силикати се намалува и тие го отстапуваат местото на оливин, клинохиперстен и клиноенстатит. Јаглеродни материи во хондрити од типот Ц Јас сум 8%, за Ц II - 5%, за Ц III - 2%.

Космогонистите сметаат дека супстанцијата на јаглеродните хондрити е најблиска во составот до примарната супстанција на предпланетарниот облак што некогаш го опкружувал Сонцето. Затоа, овие многу ретки метеорити се подложени на внимателна анализа, вклучително и изотопска анализа.

Од спектрите на светлите метеори понекогаш е можно да се одреди хемискиот состав на телата што ги создаваат. Споредбата на односот на содржината на железо, магнезиум и натриум во метеороидните тела од потокот Драконид и во хондритите од различни типови, спроведена во 1974 година од советскиот метеоритолог А. А. Јавнел, покажа дека телата вклучени во потокот Драконид се блиски во составот до јаглеродните хондрити од класата СО I. Во 1981 година, авторот на оваа книга, продолжувајќи го истражувањето користејќи го методот на А. А. Јавнел, докажа дека спорадичните метеороиди се блиски во составот на хондритите Ц Јас, и оние што го формираат тушот Персеиди сме класа Ц III. За жал, сè уште нема доволно податоци за спектрите на метеорите за да се одреди хемискиот состав на телата што ги создаваат.

Друга класа на камени метеорити е ахондрити- се карактеризира со отсуство на хондрили, ниска содржина на железо и елементи блиски до него (никел, кобалт, хром). Постојат неколку групи на ахондрити, кои се разликуваат по главните минерали (ортоенстатит, оливин, ортопироксен, гулаб). Уделот на сите ахондрити сочинува околу 10% од камените метеорити.

Љубопитно е што ако ја земете супстанцијата на хондритите и ја стопите, тогаш се формираат две фракции кои не се мешаат една со друга: едната е никелово железо, по состав блиску до железните метеорити, другата е силикатна, блиска по состав. до ахондрити. Бидејќи бројот на обајцата е речиси ист (меѓу сите метеорити, 9% се ахондрити, а 8% се железо и камено-железо), може да се мисли дека овие класи на метеорити се формираат со топење на хондритната материја во длабочините на нивната матичните тела.

Железни метеорити(види слика) се 98% никел железо. Вториот има две стабилни модификации: сиромашно со никел камацит(6-7% никел) и богат со никел тенит(30-50% никел). Камацитот е распореден во форма на четири системи на паралелни плочи, одделени со слоеви од тенит. Камацитните плочи се наоѓаат покрај лицата на октаедарот (октаедар), поради што таквите метеорити се нарекуваат октаедрити.Железни метеорити се поретки хексаедрити,има кубна кристална структура. Уште поретко атаксити- на метеорити им недостига подредена структура.

Дебелината на камацитните плочи во октаедритите се движи од неколку милиметри до стотинки од милиметар. Врз основа на оваа дебелина, се разликуваат груби и фино структурирани октаедрити.

Ако сомелете дел од површината на октаедритот и го гравирате делот со киселина, ќе се појави карактеристична шема во форма на систем на пресечни ленти, т.н. Фигури на Widmanstätten(види вкл.) именуван по научникот А. Видманштатен, кој прв ги открил во 1808 година. Овие бројки се појавуваат само кај октаедритите и не се забележани кај железните метеорити од други класи и кај копненото железо. Нивното потекло е поврзано со структурата на камацит-таенит на октаедритите. Врз основа на видливите фигури, лесно може да се утврди космичката природа на пронајденото „сомнително“ парче железо.

Друга карактеристика на метеоритите (и железо и камен) е присуството на површината на многу јами со мазни рабови приближно 1/10 од големината на самиот метеорит. Овие јами, јасно видливи на фотографијата (види вкл.), се нарекуваат регмаглипта.Тие се веќе формирани во атмосферата како резултат на формирање на турбулентни вртлози на површината на телото што влегло во него, кои изгледаат како да ги гребат јамите од регмаглипт (Ова објаснување беше предложено и поткрепено од авторот на оваа книга во 1963 година) .

Третиот надворешен знак на метеорити е присуството на нивната темна површина топење на корадебелина од стотинки до еден милиметар.

Камено-железни метеоритиТие се половина метални и половина силикатни. Тие се поделени во две подкласи: палазити,во кој металната фракција формира еден вид сунѓер, во чии пори се наоѓаат силикати, и мезосидерити,каде што, напротив, порите на силикатниот сунѓер се исполнети со никелово железо. Кај палазитите силикатите се состојат главно од оливин, во мезосидеритите - од ортопироксен. Палазитите го добиле своето име по првиот метеорит пронајден кај нас, Железото Палас. Овој метеорит е откриен пред повеќе од 200 години и од Сибир во Санкт Петербург е однесен од академик П. С. Палас.

Студиите на метеоритите овозможуваат реконструкција на нивната историја. Веќе забележавме дека структурата на метеоритите укажува на нивното потекло во длабочините на матичните тела. Односот на фазите, на пример, на никелово железо (камацит-таенит), дистрибуцијата на никел низ таенитните слоеви и другите карактеристични карактеристики дури овозможуваат да се процени големината на примарните матични тела. Во повеќето случаи, тоа беа тела со дијаметар од 150-400 km, т.е., како најголемите астероиди. Студиите за структурата и составот на метеоритите нè принудуваат да ја отфрлиме хипотезата, многу популарна меѓу неспецијалистите, за постоењето и распаѓањето помеѓу орбитите на Марс и Јупитер на хипотетичката планета Фаетон со големина од неколку илјади километри. Метеорити кои паѓаат на Земјата се формирани во длабочините на многуматичните тела различниголемини. Анализата на орбитите на астероидите спроведена од академик на Академијата на науките на Азербејџанската ССР Г.Ф. Султанов, исто така, води до истиот заклучок (за мноштвото на матичните тела).

Врз основа на односот на радиоактивните изотопи и нивните продукти на распаѓање во метеоритите, може да се одреди нивната старост. Изотопи со најдолг полуживот, како што се рубидиум-87, ураниум-235 и ураниум-238, ни ја даваат нашата возраст супстанцииметеорити. Излегува дека е еднакво на 4,5 милијарди години, што одговара на староста на најстарите копнени и лунарни карпи и се смета за старост на целиот наш Сончев систем (поточно, периодот што помина од завршувањето на формирањето на планети).

Горенаведените изотопи, кои се распаѓаат, формираат соодветно стронциум-87, олово-207 и олово-206. Овие супстанции, како и оригиналните изотопи, се во цврста состојба. Но, постои голема група на изотопи чиишто финални продукти на распаѓање се гасови. Така, калиум-40, во распаѓање, формира аргон-40, а ураниум и ториум - хелиум-3. Но, со нагло загревање на матичното тело, хелиумот и аргонот се испаруваат, и затоа староста на калиум-аргон и ураниум-хелиум обезбедуваат само време за последователно бавно ладење. Анализата на овие возрасти покажува дека тие понекогаш се мерат во милијарди години (но често значително помалку од 4,5 милијарди години), а понекогаш и во стотици милиони години. Кај многу метеорити, староста на ураниум-хелиум е 1-2 милијарди години помала од староста на калиум-аргон, што укажува на повторени судири на ова родителско тело со други тела. Ваквите судири се најверојатниот извор на ненадејно загревање на мали тела до температури од стотици степени. И бидејќи хелиумот испарува на пониски температури од аргонот, староста на хелиумот може да го означи времето на подоцнежен, помалку насилен судир, кога зголемувањето на температурата не беше доволно за испарување на аргонот.

Супстанцијата на метеоритот ги доживеала сите овие процеси за време на нејзиниот престој во матичното тело, така да се каже, пред неговото раѓање како независно небесно тело. Но, тогаш метеоритот, на еден или друг начин, се одвоил од родителското тело и бил „роден во светот“. Кога се случи тоа? Периодот што помина од овој настан обично се нарекува космичка добаметеорит

За одредување на космичките векови се користи метод кој се заснова на феноменот на интеракција на метеорит со галактичките космички зраци. Ова е името дадено на енергетските наелектризирани честички (најчесто протони) кои доаѓаат од безграничните пространства на нашата Галаксија. Продирајќи во телото на метеорит, тие оставаат свои траги (траги). Врз основа на густината на патеките, може да се одреди времето на нивната акумулација, односно космичката старост на метеоритот.

Вселенската старост на железните метеорити е стотици милиони години, камените метеорити се милиони и десетици милиони години. Оваа разлика најверојатно се објаснува со помалата јачина на камените метеорити, кои се распаѓаат на мали парчиња од судири еден со друг и „не преживуваат“ за да достигнат старост од сто милиони години. Индиректна потврда на овој став е релативното изобилство на дождови од камени метеорити во споредба со железните.

Завршувајќи го овој преглед на нашето знаење за метеоритите, сега да се свртиме кон она што ни го дава проучувањето на метеорските феномени.

Објектите на Сончевиот систем, во согласност со правилата на Меѓународната астрономска унија, се поделени во следните категории:

планети -телата кои орбитираат околу Сонцето се во хидростатска рамнотежа (т.е. имаат сферична форма), а исто така ја исчистиле околината на својата орбита од други помали објекти. Во Сончевиот систем има осум планети - Меркур, Венера, Земја, Марс, Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Џуџести планетиисто така се вртат околу Сонцето и имаат сферична форма, но нивната гравитација не е доволна за да ја исчисти нивната траекторија од другите тела. Меѓународната астрономска унија во моментов препознава пет џуџести планети - Церера (поранешен астероид), Плутон (порано планета), како и Хаумеа, Макемаке и Ерис.

Сателити на планетите- тела кои орбитираат не околу Сонцето, туку околу планетите.

Кометите- тела кои се вртат околу Сонцето и се состојат главно од замрзнат гас и мраз. Кога се приближуваат до Сонцето, тие развиваат опашка, чија должина може да достигне милиони километри, а кома - сферична гасна обвивка околу цврсто јадро.

Астероиди- сите други инертни камени тела. Орбитите на повеќето астероиди се концентрирани помеѓу орбитите на Марс и Јупитер - во главниот астероиден појас. Надвор од орбитата на Плутон постои надворешен појас на астероиди - Кајперовиот појас.

Метеори- фрагменти од вселенски објекти, честички со големина од неколку сантиметри, кои влегуваат во атмосферата со брзина од десетици километри во секунда и изгоруваат, предизвикувајќи светла експлозија - стрелачка ѕвезда. Астрономите знаат за многу метеорски дождови кои се поврзани со орбитите на кометите.

Метеорит- вселенски објект или негов фрагмент кој успеал да го „преживее“ својот лет низ атмосферата и паднал на земја.

Болиде- многу светол метеор, посветол од Венера. Ова е огнена топка со зачадена опашка зад неа. Летот на огнената топка може да биде проследен со громогласни звуци, може да заврши со експлозија, а понекогаш и со паѓање на метеорити. Бројни видеа снимени од жители на Челјабинск го покажуваат летот на автомобилот.

Дамоклоиди- небесни тела од Сончевиот систем кои имаат орбити слични на орбитите на кометите во однос на параметрите (голема ексцентричност и наклон кон еклиптичката рамнина), но не покажуваат активност на комет во форма на кома или опашка на кометата. Дамоклоидите биле именувани по првиот претставник на класата - астероидот (5335) Дамокле. Од јануари 2010 година, беа познати 41 Дамоклоид.

Дамоклоидите се релативно мали по големина - најголемиот од нив, 2002 XU 93, има дијаметар од 72 km, а просечниот дијаметар е околу 8 km. Мерењата на албедо на четири од нив (0,02-0,04) покажаа дека Дамоклоидите се меѓу најтемните тела во Сончевиот систем, но сепак поседуваат црвеникава нијанса. Поради големите ексцентричности, нивните орбити се многу издолжени, а во афелот тие се подалеку од Уран (до 571,7 AU во 1996 PW), а во перихел тие се поблиску од Јупитер, а понекогаш дури и од Марс.

Се верува дека дамоклоидите се јадра на комети од типот Халеј кои потекнуваат од Ортовиот облак и ги изгубиле своите испарливи материи. Оваа хипотеза се смета за точна затоа што неколку предмети кои се сметаат за Дамоклоиди подоцна беа откриени дека се во кома и класифицирани како комети. Друга убедлива потврда е дека орбитите на повеќето Дамоклоиди се силно наклонети кон еклиптичката рамнина, понекогаш и повеќе од 90 степени - односно, некои од нив орбитираат околу Сонцето во спротивна насока од движењето на главните планети, што остро ги разликува од астероиди. Првото од овие тела, откриено во 1999 година, беше именувано (20461) Диореца - „астероид“ наназад.

РИА Новости http://ria.ru/science/20130219/923705193.html#ixzz3byxzmfDT

Содржината на статијата

МЕТЕОР.Зборот „метеор“ на грчки се користел за опишување на различни атмосферски феномени, но сега се однесува на феномени што се случуваат кога честичките од вселената влегуваат во горниот дел од атмосферата. Во потесна смисла, „метеор“ е светлечка лента по патеката на честичка што се распаѓа. Меѓутоа, во секојдневниот живот овој збор често се однесува на самата честичка, иако научно се нарекува метеороид. Ако дел од метеороидот стигне до површината, тој се нарекува метеорит. Метеорите популарно се нарекуваат „ѕвезди што пукаат“. Многу светлите метеори се нарекуваат огнени топки; Понекогаш овој термин се однесува само на настани од метеор придружени со звучни феномени.

Фреквенција на појава.

Бројот на метеори кои набљудувачот може да ги види во даден временски период не е константен. Во добри услови, далеку од градските светла и во отсуство на силна месечева светлина, набљудувачот може да забележи 5-10 метеори на час. Повеќето метеори светат околу една секунда и изгледаат послаби од најсветлите ѕвезди. По полноќ, метеорите се појавуваат почесто, бидејќи набљудувачот во овој момент се наоѓа на напредната страна на Земјата долж орбиталното движење, кое прима повеќе честички. Секој набљудувач може да види метеори во радиус од околу 500 km околу себе. Вкупно, стотици милиони метеори се појавуваат во атмосферата на Земјата секој ден. Вкупната маса на честички кои влегуваат во атмосферата се проценува на илјадници тони дневно - незначителна количина во споредба со масата на самата Земја. Мерењата од вселенските летала покажуваат дека околу 100 тони честички прашина, премногу мали за да предизвикаат појава на видливи метеори, исто така ја погодуваат Земјата дневно.

Набљудување на метеори.

Визуелните набљудувања даваат многу статистички податоци за метеорите, но потребни се специјални инструменти за точно да се одреди нивната осветленост, висина и брзина на летот. Астрономите користат камери за фотографирање на траги од метеори околу еден век. Ротирачката бленда пред објективот на камерата ја прави патеката на метеорот да изгледа како линија со точки, што помага прецизно да се одредат временските интервали. Вообичаено, оваа бленда се користи за да се направат 5 до 60 експозиции во секунда. Ако двајца набљудувачи, разделени со растојание од десетици километри, истовремено фотографираат ист метеор, тогаш е можно точно да се одреди висината на летот на честичката, должината на нејзината патека и, врз основа на временските интервали, брзината на летот.

Од 1940-тите, астрономите набљудувале метеори користејќи радар. Самите космички честички се премногу мали за да се откријат, но додека летаат низ атмосферата оставаат трага од плазма што ги рефлектира радио брановите. За разлика од фотографијата, радарот е ефикасен не само ноќе, туку и во текот на денот и во облачно време. Радарот детектира мали метеороиди кои се недостапни за камерата. Фотографиите помагаат попрецизно да се одреди патеката на летот, а радарот ви овозможува прецизно мерење на растојанието и брзината. Цм. РАДАР; РАДАРСКА АСТРОНОМИЈА.

Телевизиската опрема се користи и за набљудување на метеорите. Електронско-оптичките конвертори овозможуваат регистрирање на слаби метеори. Се користат и камери со CCD матрици. Во 1992 година, додека снимаше спортски натпревар на видео камера, беше снимен летот на светла огнена топка, завршувајќи со пад на метеорит.

Брзина и надморска височина.

Брзината со која метеороидите влегуваат во атмосферата се движи од 11 до 72 km/s. Првата вредност е брзината што телото ја добива само поради гравитацијата на Земјата. (Вселенското летало мора да ја постигне истата брзина за да избега од Земјиното гравитационо поле.) Метеороид кој пристигнува од далечни региони на Сончевиот систем, поради привлечноста кон Сонцето, стекнува брзина од 42 km/s во близина на Земјината орбита. Орбиталната брзина на Земјата е околу 30 km/s. Ако средбата се случи директно, тогаш нивната релативна брзина е 72 km/s. Секоја честичка што пристигнува од меѓуѕвездениот простор мора да има уште поголема брзина. Отсуството на такви брзи честички докажува дека сите метеороиди се членови на Сончевиот систем.

Висината на која метеорот почнува да свети или е откриен од радарот зависи од брзината на влезот на честичката. За брзите метеороиди оваа висина може да надмине 110 километри, а честичката е целосно уништена на надморска височина од околу 80 километри. Кај метеороидите кои бавно се движат, ова се случува пониско надолу, каде што густината на воздухот е поголема. Метеорите, споредливи по сјај со најсветлите ѕвезди, се формираат од честички со маса од десетини од грам. На поголемите метеороиди обично им е потребно подолго време да се распаднат и да стигнат до помали височини. Тие се значително забавени поради триењето во атмосферата. Ретки честички паѓаат под 40 km. Ако метеороидот достигне височина од 10–30 km, тогаш неговата брзина станува помала од 5 km/s и може да падне на површината како метеорит.

Орбити.

Знаејќи ја брзината на метеороидот и правецот од кој се приближил до Земјата, астрономот може да ја пресмета неговата орбита пред ударот. Земјата и метеороидот се судираат кога нивните орбити се вкрстуваат и тие истовремено се наоѓаат на оваа раскрсница. Орбитите на метеороидите можат да бидат или речиси кружни или екстремно елиптични, кои се протегаат надвор од планетарните орбити.

Ако метеороид полека се приближува до Земјата, тоа значи дека се движи околу Сонцето во иста насока како и Земјата: спротивно од стрелките на часовникот, како што се гледа од северниот пол на орбитата. Повеќето орбити на метеороиди се протегаат надвор од орбитата на Земјата, а нивните рамнини не се многу наклонети кон еклиптиката. Падот на речиси сите метеорити е поврзан со метеороиди кои имале брзина помала од 25 km/s; нивните орбити лежат целосно во орбитата на Јупитер. Овие објекти поголемиот дел од своето време го поминуваат помеѓу орбитите на Јупитер и Марс, во појасот на помали планети - астероиди. Затоа, се верува дека астероидите служат како извор на метеорити. За жал, можеме да набљудуваме само метеороиди кои ја минуваат орбитата на Земјата; Очигледно, оваа група не ги претставува целосно сите мали тела на Сончевиот систем.

Брзите метеороиди имаат повеќе издолжени орбити и се повеќе наклонети кон еклиптиката. Ако метеороидот се приближи со брзина поголема од 42 km/s, тогаш тој се движи околу Сонцето во насока спротивна од насоката на планетите. Фактот дека многу комети се движат во такви орбити укажува дека овие метеороиди се фрагменти од комети.

Метеорски дождови.

Во некои денови од годината метеорите се појавуваат многу почесто од вообичаено. Овој феномен се нарекува метеорски дожд, каде што се забележуваат десетици илјади метеори на час, создавајќи неверојатен феномен „ѕвезден дожд“ на целото небо. Ако ги следите патеките на метеорите на небото, ќе ви се чини дека сите тие излетуваат од една точка, наречена зрачењето на дождот. Овој феномен на перспектива, како шините што се спојуваат на хоризонтот, укажува дека сите честички се движат по паралелни траектории.

Астрономите идентификуваа неколку десетици дождови од метеори, од кои многу покажуваат годишна активност која трае од неколку часа до неколку недели. Повеќето дождови се именувани по соѕвездието во кое лежи нивното зрачење, на пример, Персеидите, кои имаат зрачење во соѕвездието Персеј и Геминидите, кои имаат зрачење во Близнаците.

По неверојатниот ѕвезден дожд предизвикан од тушот Леонид во 1833 година, В. Кларк и Д. Олмстед сугерираа дека е поврзан со одредена комета. На почетокот на 1867 година, К. Петерс, Д. Скиапарели и Т. Ополцер независно ја докажаа оваа врска, утврдувајќи ја сличноста на орбитите на кометата 1866 I (Храмот на кометата–Таутл) и метеорскиот дожд Леонид од 1866 година.

Метеорските дождови се забележуваат кога Земјата ќе го премине патот на рој честички формиран од уништување на комета. Приближувајќи се кон Сонцето, кометата се загрева од нејзините зраци и ја губи материја. Во текот на неколку векови, под влијание на гравитационите нарушувања од планетите, овие честички формираат издолжен рој долж орбитата на кометата. Ако Земјата го премине овој поток, можеме да набљудуваме дожд од ѕвезди секоја година, дури и ако самата комета е далеку од Земјата во тој момент. Бидејќи честичките не се рамномерно распоредени по орбитата, интензитетот на дождот може да варира од година во година. Старите текови се толку проширени што Земјата ги поминува неколку дена. Во пресекот, некои нишки повеќе личат на лента отколку на врвка.

Способноста да се набљудува протокот зависи од насоката на пристигнување на честичките на Земјата. Ако зрачењето се наоѓа високо на северното небо, тогаш потокот не е видлив од јужната хемисфера на Земјата (и обратно). Метеорите од дождот можат да се видат само ако зрачењето е над хоризонтот. Ако зрачењето го погоди дневното небо, тогаш метеорите не се видливи, но тие можат да бидат откриени со радар. Тесните потоци под влијание на планетите, особено на Јупитер, можат да ги променат нивните орбити. Ако повеќе не ја минуваат орбитата на Земјата, стануваат незабележливи.

Декемврискиот туш со Геминиди е поврзан со остатоци од мала планета или неактивно јадро на стара комета. Постојат индикации дека Земјата се судира со други групи метеороиди генерирани од астероиди, но овие потоци се многу слаби.

Огнени топки.

Метеорите кои се посветли од најсветлите планети често се нарекуваат огнени топки. Понекогаш огнените топки се забележани посветли од полната месечина и исклучително ретко оние што светкаат посветли од сонцето. Огнените топки произлегуваат од најголемите метеороиди. Меѓу нив има многу фрагменти од астероиди, кои се погусти и посилни од фрагменти од јадра на кометите. Но, сепак, повеќето астероидни метеороиди се уништени во густите слоеви на атмосферата. Некои од нив паѓаат на површината како метеорити. Поради високата осветленост на ракетите, огнените топки се појавуваат многу поблиску отколку што навистина се. Затоа, неопходно е да се споредат набљудувањата на огнените топки од различни места пред да се организира потрага по метеорити. Астрономите проценуваат дека секој ден околу Земјата околу 12 огнени топки завршуваат со паѓање на метеорити од повеќе од еден килограм.

Физички процеси.

Уништувањето на метеороид во атмосферата се случува со аблација, т.е. високотемпературно одвојување на атомите од неговата површина под влијание на упадните воздушни честички. Трагата на жешкиот гас што останува зад метеороидот емитира светлина, но не како резултат на хемиски реакции, туку како резултат на рекомбинација на атомите возбудени од ударите. Во спектрите на метеорите се видливи многу светли емисиони линии, меѓу кои преовладуваат линиите на железо, натриум, калциум, магнезиум и силициум. Видливи се и атмосферските линии на азот и кислород. Хемискиот состав на метеороидите утврден од спектарот е конзистентен со податоците за комети и астероиди, како и за меѓупланетарната прашина собрана во горниот дел од атмосферата.

Многу метеори, особено брзите, оставаат зад себе прозрачна трага што е видлива секунда или две, а понекогаш и многу подолго. Кога паднале големи метеорити, патеката била набљудувана неколку минути. Сјајот на атомите на кислород на надморска височина од прибл. 100 километри може да се објаснат со патеки кои траат не повеќе од една секунда. Подолгите патеки произлегуваат од сложената интеракција на метеороидот со атомите и молекулите на атмосферата. Честичките прашина по должината на траекторијата на болидот може да формираат светла трага ако горните слоеви на атмосферата, каде што се расфрлани, се осветлени од Сонцето, кога набљудувачот долу е во длабок самрак.

Брзините на метеороидите се хиперсонични. Кога метеороидот ќе достигне релативно густи слоеви на атмосферата, се јавува моќен ударен бран, а силните звуци можат да се носат на десетици километри или повеќе. Овие звуци потсетуваат на гром или далечна канонада. Поради големата оддалеченост, звукот пристигнува минута или две откако ќе се појави автомобилот. Неколку децении, астрономите дебатираа за реалноста на аномалниот звук, кој некои набљудувачи го слушнаа директно во моментот кога се појави огнената топка и го опишаа како звук на крцкање или свиркање. Истражувањата покажаа дека звукот е предизвикан од пореметувања во електричното поле во близина на автомобилот, под чие влијание предметите блиски до набљудувачот - коса, крзно, дрвја - произведуваат звук.

Опасност од метеорит.

Големите метеороиди можат да уништат вселенски летала, а малите честички прашина постојано ја трошат нивната површина. Ударот на дури и мал метеороид може да предизвика електрично полнење на сателитот, што ќе ги оневозможи електронските системи. Ризикот е генерално низок, но лансирањето на вселенските летала сепак понекогаш се одложуваат доколку се очекува силен метеорски дожд.

Во топлите летни ноќи е пријатно да се шета под ѕвезденото небо, да се гледаат прекрасните соѕвездија на него и да се желби кога ќе се види ѕвезда што паѓа. Или тоа беше комета што минуваше? Или можеби метеорит? Веројатно има повеќе експерти за астрономија меѓу романтичарите и љубовниците отколку меѓу посетителите на планетариумот.

Мистериозен простор

Прашањата кои постојано се појавуваат при контемплација бараат одговори, а небесните мистерии бараат решенија и научни објаснувања. На пример, која е разликата помеѓу астероид и метеорит? Не секој ученик (или дури и возрасен) ќе може веднаш да одговори на ова прашање. Но, да почнеме по ред.

Астероиди

За да ја разберете разликата помеѓу астероид и метеорит, треба да го дефинирате концептот на „астероид“. Овој збор од старогрчки е преведен како „ѕвездест“, бидејќи овие небесни тела, кога се набљудуваат преку телескоп, повеќе личат на ѕвезди отколку на планети. До 2006 година, астероидите често се нарекуваа мали планети. Навистина, движењето на астероидите воопшто не се разликува од планетарното движење, бидејќи се случува и околу Сонцето. Астероидите се разликуваат од обичните планети по нивната мала големина. На пример, најголемиот астероид, Церера, е широк само 770 километри.

Каде се овие вселенски жители слични на ѕвезди? Повеќето астероиди се движат по долго проучени орбити во просторот помеѓу Јупитер и Марс. Но, некои мали планети сè уште ја преминуваат орбитата на Марс (како што е астероидот Икар) и други планети, а понекогаш дури и се приближуваат до Сонцето отколку Меркур.

Метеорити

За разлика од астероидите, метеоритите не се жители на вселената, туку неговите гласници. Секој земен човек може да види метеорит со свои очи и да го допре со свои раце. Голем број од нив се чуваат во музеи и приватни колекции, но мора да се каже дека метеоритите изгледаат прилично незабележливо. Повеќето од нив се сиви или кафеаво-црни парчиња камен и железо.

Така, успеавме да откриеме како астероидот се разликува од метеоритот. Но, што може да ги обедини? Се верува дека метеоритите се фрагменти од мали астероиди. Камењата кои летаат во вселената се судираат еден со друг, а нивните фрагменти понекогаш стигнуваат до површината на Земјата.

Најпознатиот метеорит во Русија е метеоритот Тунгуска, кој падна во далечната тајга на 30 јуни 1908 година. Во неодамнешното минато, имено во февруари 2013 година, вниманието на сите го привлече метеоритот Челјабинск, чии бројни фрагменти беа пронајдени во областа на езерото Чебаркул во регионот Чељабинск.

Благодарение на метеоритите, уникатните гости од вселената, научниците, а со нив и сите жители на Земјата, имаат одлична можност да се запознаат со составот на небесните тела и да добијат идеја за потеклото на универзумот.

Метеори

Зборовите „метеор“ и „метеорит“ потекнуваат од истиот грчки корен, што значи „небесен“. Знаеме, и како се разликува од метеор не е тешко да се разбере.

Метеорот не е специфичен небесен објект, туку атмосферски феномен што изгледа како Се јавува кога фрагменти од комети и астероиди согоруваат во атмосферата на Земјата.

Метеорот е ѕвезда што паѓа. Може да им се појави на набљудувачите, да лета назад во вселената или да изгори во атмосферата на Земјата.

Исто така, не е тешко да се разбере како метеорите се разликуваат од астероидите и метеоритите. Последните два небесни објекти се конкретно опипливи (дури и ако теоретски во случај на астероид), а метеорот е сјај што произлегува од согорувањето на космичките фрагменти.

Кометите

Подеднакво прекрасно небесно тело на кое земниот набљудувач може да му се восхитува е комета. Како кометите се разликуваат од астероидите и метеоритите?

Зборот „комета“ е исто така од старогрчко потекло и буквално е преведен како „влакнест“, „бушав“. Кометите доаѓаат од надворешниот Сончев систем и затоа имаат различен состав од астероидите кои се формирале во близина на Сонцето.

Покрај разликата во составот, постои поочигледна разлика во структурата на овие небесни тела. Кога се приближува до Сонцето, кометата, за разлика од астероидот, покажува маглива обвивка од кома и опашка составена од гас и прашина. Како што се загрева кометата, нејзините испарливи материи активно се ослободуваат и испаруваат, претворајќи ја во прекрасен прозрачен небесен објект.

Покрај тоа, астероидите се движат во орбити, а нивното движење во вселената наликува на непречено и измерено движење на обичните планети. За разлика од астероидите, кометата е поекстремна во своите движења. Нејзината орбита е многу издолжена. Кометата или блиску се приближува до Сонцето или се оддалечува од него на значително растојание.

Кометата се разликува од метеоритот по тоа што е во движење. Метеорит е резултат на судир на небесно тело со површината на земјата.

Небесен мир и земски мир

Мора да се каже дека гледањето на ноќното небо е двојно пријатно кога неговите вонземни жители се добро познати и разбирливи за вас. Какво задоволство е да му кажете на вашиот соговорник за светот на ѕвездите и необичните настани во вселената!

А поентата не е ни во прашањето како астероидот се разликува од метеоритот, туку во свесноста за блиската поврзаност и длабоката интеракција помеѓу земниот и космичкиот свет, што мора да се воспостави исто толку активно како врската меѓу една личност и друга. .