Cos'è un meteorite cometa meteorica. Asteroidi. Comete. Meteora. Meteoriti. Qualche pioggia di meteoriti

Nelle calde notti estive è piacevole camminarci sotto cielo stellato, considera meravigliose costellazioni su di esso, esprimi desideri alla vista di una stella cadente. O era una cometa? O forse un meteorite? Probabilmente, ci sono più esperti di astronomia tra i romantici e gli amanti che tra i visitatori dei planetari.

spazio misterioso

Le domande che sorgono costantemente durante la contemplazione richiedono risposte e enigmi celesti - indizi e spiegazioni scientifiche. Ecco, ad esempio, qual è la differenza tra un asteroide e un meteorite? Non tutti gli studenti (e anche un adulto) possono rispondere immediatamente a questa domanda. Ma cominciamo con ordine.

asteroidi

Per capire come si differenzia un asteroide da un meteorite, è necessario definire il concetto di "asteroide". Questa parola dall'antica lingua greca è tradotta come "come una stella", poiché questi corpi celesti, se osservati attraverso un telescopio, assomigliano a stelle piuttosto che a pianeti. Gli asteroidi fino al 2006 erano spesso chiamati pianeti minori. In effetti, il movimento degli asteroidi nel suo insieme non differisce dal movimento planetario, perché avviene anche attorno al Sole. Gli asteroidi differiscono dai pianeti ordinari per le loro piccole dimensioni. Ad esempio, il più grande asteroide Cerere ha un diametro di soli 770 km.

Dove si trovano questi abitanti dello spazio simili a stelle? La maggior parte degli asteroidi si muove in orbite a lungo studiate nello spazio tra Giove e Marte. Ma alcuni piccoli pianeti attraversano ancora l'orbita di Marte (come l'asteroide Icarus) e altri pianeti, e talvolta si avvicinano addirittura al Sole di Mercurio.

meteoriti

A differenza degli asteroidi, i meteoriti non sono abitanti dello spazio, ma suoi messaggeri. Ciascuno dei terrestri può vedere il meteorite con i propri occhi e toccarlo con le proprie mani. Un gran numero di loro è conservato in musei e collezioni private, ma va detto che i meteoriti sembrano piuttosto poco attraenti. La maggior parte di loro sono pezzi di pietra e ferro grigio o nero-brunastro.

Quindi, siamo riusciti a capire in che modo un asteroide differisce da un meteorite. Ma cosa può unirli? Si ritiene che i meteoriti siano frammenti di piccoli asteroidi. Le pietre che si precipitano nello spazio si scontrano tra loro e i loro frammenti a volte raggiungono la superficie della Terra.

Il meteorite più famoso in Russia è il meteorite Tunguska, caduto nella profonda taiga il 30 giugno 1908. Nel recente passato, precisamente nel febbraio 2013, il meteorite di Chelyabinsk ha attirato l'attenzione di tutti, i cui numerosi frammenti sono stati trovati vicino al lago Chebarkul nella regione di Chelyabinsk.

Grazie ai meteoriti, ospiti peculiari provenienti dallo spazio, gli scienziati e con loro tutti gli abitanti della Terra hanno un'eccellente opportunità per conoscere la composizione dei corpi celesti e avere un'idea dell'origine dell'universo.

Meteora

Le parole "meteore" e "meteorite" derivano dalla stessa radice greca, che significa "celeste" nella traduzione. Lo sappiamo, e come differisca da una meteora non è difficile da capire.

Una meteora non è un oggetto celeste specifico, ma un fenomeno atmosferico simile a quello che si verifica quando frammenti di comete e asteroidi bruciano nell'atmosfera terrestre.

Una meteora è una stella cadente. Agli osservatori può sembrare che voli indietro nello spazio o bruci nell'atmosfera terrestre.

Anche capire come le meteore differiscono dagli asteroidi e dai meteoriti è facile. Gli ultimi due oggetti celesti sono concretamente tangibili (anche se teoricamente nel caso di un asteroide), e la meteora è un bagliore risultante dalla combustione di frammenti cosmici.

Comete

Non meno meraviglioso corpo celeste che un osservatore terrestre può ammirare è una cometa. In che modo le comete sono diverse dagli asteroidi e dai meteoriti?

Anche la parola "cometa" è di origine greca antica e si traduce letteralmente come "pelosa", "irsuta". Le comete vengono dall'esterno sistema solare, e, di conseguenza, hanno una composizione diversa rispetto agli asteroidi formatisi vicino al Sole.

Oltre alla differenza di composizione, c'è una differenza più evidente nella struttura di questi corpi celesti. Quando si avvicina al Sole, una cometa, a differenza di un asteroide, mostra un guscio di coma nebuloso e una coda composta da gas e polvere. Le sostanze volatili della cometa, mentre si riscaldano, spiccano attivamente ed evaporano, trasformandola nel più bel oggetto celeste luminoso.

Inoltre, gli asteroidi si muovono in orbita e il loro movimento nello spazio esterno ricorda il movimento regolare e misurato dei pianeti ordinari. A differenza degli asteroidi, le comete sono più estreme nei loro movimenti. La sua orbita è molto allungata. La cometa si avvicina al Sole da vicino o si allontana da esso a una distanza considerevole.

Una cometa differisce da un meteorite in quanto è in movimento. Il meteorite è il risultato di una collisione corpo celestiale con la superficie terrestre.

Il mondo celeste e il mondo terreno

Va detto che guardare il cielo notturno è doppiamente piacevole quando i suoi abitanti ultraterreni sono ben noti e comprensibili per te. E che piacere raccontare al tuo interlocutore il mondo delle stelle e gli eventi insoliti nello spazio!

E non si tratta nemmeno della questione di come un asteroide differisca da un meteorite, ma della consapevolezza della stretta connessione e della profonda interazione tra il mondo terrestre e quello cosmico, che deve essere stabilita tanto attivamente quanto il rapporto tra una persona e l'altra.

Orbite di meteoriti e meteoriti

Ad oggi, osservatori sovietici e stranieri hanno pubblicato diversi cataloghi di raggi e orbite di meteoriti, ciascuno dei quali conta diverse migliaia di meteore. Quindi c'è materiale più che sufficiente per la loro analisi statistica.

Uno dei risultati più importanti di questa analisi è che quasi tutti i meteoroidi appartengono al sistema solare e non sono alieni dagli spazi interstellari. Ecco come mostrarlo.

Anche se un corpo meteoritico è arrivato a noi proprio dai confini del sistema solare, la sua velocità relativa al Sole a una distanza dall'orbita terrestre sarà uguale alla velocità parabolica a questa distanza, che è molte volte maggiore di quella circolare . La terra si muove con una velocità quasi circolare di 30 km/s, quindi la velocità parabolica nella regione dell'orbita terrestre è 30=42 km/s. Anche se un meteoroide vola verso la Terra, la sua velocità rispetto alla Terra sarà pari a 30+42=72 km/s. Questo è il limite superiore della velocità geocentrica delle meteore.

Come viene determinato il suo limite inferiore? Lascia che il corpo della meteora si muova vicino alla Terra lungo la sua orbita con la stessa velocità della Terra. La velocità geocentrica di un tale corpo sarà inizialmente prossima allo zero. Ma gradualmente, sotto l'influenza della gravità terrestre, la particella inizierà a cadere sulla Terra e ad accelerare fino al noto secondo velocità spaziale 11,2 km/s. Con questa velocità, entrerà nell'atmosfera terrestre. Questo è il limite inferiore della velocità extra-atmosferica delle meteore.

È più difficile determinare le orbite dei meteoriti. Abbiamo già detto che le cadute di meteoriti sono fenomeni estremamente rari e, per di più, imprevedibili. Nessuno può dire in anticipo quando e dove cadrà il meteorite. L'analisi delle testimonianze di testimoni oculari casuali della caduta fornisce un'accuratezza estremamente bassa nel determinare il radiante ed è completamente impossibile determinare la velocità in questo modo.

Ma il 7 aprile 1959, diverse stazioni del servizio meteorico della Cecoslovacchia hanno fotografato una palla di fuoco luminosa, che si è conclusa con la caduta di diversi frammenti del meteorite Pribram. La traiettoria atmosferica e l'orbita nel sistema solare di questo meteorite sono state calcolate accuratamente. Questo evento ha ispirato gli astronomi. Nelle praterie degli Stati Uniti è stata organizzata una rete di stazioni, dotate dello stesso tipo di set di telecamere, soprattutto per sparare palle di fuoco luminose. Lo chiamavano Prairie Web. Un'altra rete di stazioni - europea - è stata dispiegata sul territorio della Cecoslovacchia, della RDT e della Repubblica federale di Germania.

La rete della prateria per 10 anni di lavoro ha registrato il volo di 2500 palle di fuoco luminose. Gli scienziati americani speravano che, continuando le loro traiettorie discendenti, sarebbero stati in grado di trovare almeno dozzine di meteoriti caduti.

Le loro aspettative non sono state soddisfatte. Solo una (!) delle 2500 palle di fuoco terminò il 4 gennaio 1970 con la caduta del meteorite di Lost City. Sette anni dopo, quando la Prairie Network non funzionava più, il volo del meteorite Inisfree fu fotografato dal Canada. Questo è successo il 5 febbraio 1977. Delle palle di fuoco europee, nessuna (dopo Pribram) si è conclusa con una caduta di meteoriti. Nel frattempo, tra le palle di fuoco fotografate, molte erano molto luminose, molte volte più luminose della luna piena. Ma i meteoriti non sono caduti dopo il loro passaggio. Questo mistero è stato risolto a metà degli anni '70, di cui parleremo di seguito.

Quindi, insieme a molte migliaia di orbite meteoriche, abbiamo solo tre (!) orbite meteoritiche esatte. A questi possiamo aggiungere diverse dozzine di orbite approssimative calcolate da I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkov e altri astronomi sulla base di un'analisi di testimonianze oculari.

Nell'analisi statistica degli elementi delle orbite delle meteore, devono essere presi in considerazione diversi fattori selettivi, portando al fatto che alcune meteore vengono osservate più spesso di altre. Così, fattore geometricoP 1 determina la visibilità relativa di meteore con diverse distanze zenitali radianti. Per le meteore registrate dai radar (i cosiddetti meteore radiofoniche), ciò che conta è la geometria della riflessione delle onde radio dalla traccia ione-elettrone e il diagramma di radiazione dell'antenna. Fattore fisico P 2 determina la dipendenza della visibilità del meteorite dalla velocità. Vale a dire, come vedremo più avanti, maggiore è la velocità del meteoroide, più luminosa sarà la meteora. La luminosità di una meteora, osservata visivamente o registrata fotograficamente, è proporzionale alla 4a o 5a potenza della velocità. Ciò significa, ad esempio, che una meteora con velocità di 60 km/s sarà 400-1000 volte più luminosa di una meteora con velocità di 15 km/s (se le masse dei meteoroidi che le generano sono uguali). Per le meteore radio, esiste una dipendenza simile dell'intensità del segnale riflesso (luminosità radio della meteora) dalla velocità, sebbene sia più complessa. Infine, c'è di più fattore astronomico P 3 , il cui significato è che l'incontro della Terra con particelle di meteoriti che si muovono nel sistema solare in orbite diverse ha una probabilità diversa.

Dopo aver preso in considerazione tutti e tre i fattori, è possibile costruire la distribuzione delle meteore sugli elementi delle loro orbite, corretta per gli effetti selettivi.

Tutte le meteore sono divise in in linea, cioè quelli appartenenti a noti sciami meteorici, e sporadico, componenti dello sfondo meteorico. Il confine tra loro è in una certa misura condizionale. Si conoscono una ventina di grandi sciami meteorici. Sono chiamati con i nomi latini delle costellazioni in cui si trova il radiante: Perseidi, Liridi, Orionidi, Acquaridi, Geminidi. Se due o più sciami di meteoriti operano in una data costellazione in tempi diversi, sono designati dalla stella più vicina: (-Acquari, -Acquari, -Perseidi, ecc.

Il numero totale di sciami meteorici è molto maggiore. Pertanto, il catalogo di A. K. Terent'eva, compilato sulla base delle migliori osservazioni fotografiche e visive fino al 1967, contiene 360 ​​sciami di meteoriti. Dall'analisi di 16.800 orbite di meteoriti, V. N. Lebedinets, V. N. Korpusov e A. K. Sosnova hanno identificato 715 sciami di meteoriti e associazioni (un'associazione di meteoriti è un gruppo di orbite di meteoriti, la cui vicinanza genetica è stata stabilita con meno sicurezza rispetto al caso di una pioggia di meteoriti).

Per un certo numero di sciami meteorici, la loro relazione genetica con le comete è stata stabilita in modo affidabile. Pertanto, l'orbita dello sciame meteorico delle Leonidi, osservato annualmente a metà novembre, coincide praticamente con l'orbita della cometa 1866 I. Una volta ogni 33 anni si osservano spettacolari piogge meteoriche con un radiante nella costellazione del Leone. Le piogge più intense furono osservate nel 1799, 1832 e 1866. Poi durante due periodi (1899-1900 e 1932-1933) non ci furono piogge di meteoriti. Apparentemente, la posizione della Terra durante il periodo del suo incontro con il flusso era sfavorevole per le osservazioni: non è passata attraverso la parte più densa dello sciame. Ma il 17 novembre 1966 si ripeté lo sciame meteorico delle Leonidi. È stato osservato da astronomi e svernanti statunitensi da 14 stazioni polari sovietiche nell'Artico, dove si trovava in quel momento notte polare(sul territorio principale dell'URSS a quel tempo c'era un giorno). Il numero di meteore raggiunse i 100.000 all'ora, ma lo sciame meteorico durò solo 20 minuti, mentre nel 1832 e nel 1866. andò avanti per diverse ore. Questo può essere spiegato in due modi: o lo sciame è costituito da ammassi separati-nuvole di varie dimensioni e la Terra in anni diversi passa attraverso l'una o l'altra nuvola, oppure nel 1966 la Terra ha attraversato lo sciame non di diametro, ma lungo un piccolo accordo. Cometa 1866 I ha anche un periodo orbitale di 33 anni, confermando ulteriormente il suo ruolo di cometa progenitrice dello sciame.

Allo stesso modo cometa 1862 III è l'antenato dello sciame meteorico delle Perseidi di agosto. A differenza delle Leonidi, le Perseidi non producono sciami meteorici. Ciò significa che la materia dello sciame è distribuita più o meno uniformemente lungo la sua orbita. Si può quindi presumere che le Perseidi siano un'inondazione di meteoriti "più antica" delle Leonidi.

Relativamente di recente, si è formata la pioggia di meteoriti dei Draconidi, che ha dato spettacolari piogge di meteoriti il ​​9-10 ottobre 1933 e 1946. L'antenata di questa corrente è la cometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Il suo periodo è di 6,5 anni, quindi sono stati osservati sciami meteorici a intervalli di 13 anni (i due periodi della cometa corrispondono quasi esattamente a 13 rivoluzioni della Terra). Ma né nel 1959 né nel 1972 sono stati osservati sciami di meteoriti draconidi. Durante questi anni, la Terra è passata lontano dall'orbita dello sciame. Per il 1985 la previsione era più favorevole. Infatti, la sera dell'8 ottobre, Lontano estè stato osservato uno spettacolare sciame meteorico, anche se inferiore per numero e durata alla pioggia del 1946. Era giorno nella maggior parte del territorio del nostro paese, ma gli astronomi di Dushanbe e Kazan hanno osservato lo sciame meteorico con l'ausilio di installazioni radar.

La cometa Biela, che si spezzò in due parti nel 1846 davanti agli occhi degli astronomi, non fu più osservata nel 1872, ma gli astronomi furono testimoni di due potenti piogge di meteoriti - nel 1872 e nel 1885. Questo flusso era chiamato Andromeda (dalla costellazione) o Bielida (dalla cometa). Purtroppo per un intero secolo non si è ripetuto, sebbene anche il periodo di rivoluzione di questa cometa sia di 6,5 anni. La cometa di Biela è una delle perdute: non è stata osservata per 130 anni. Molto probabilmente, si è davvero disintegrato, dando origine alla pioggia di meteoriti di Andromediad.

Due piogge di meteoriti sono associate alla famosa cometa di Halley: le Acquaridi osservate a maggio (radianti in Acquario) e le Orionidi osservate ad ottobre (radianti ad Orione). Ciò significa che l'orbita della Terra si interseca con l'orbita della cometa non in un punto, come la maggior parte delle comete, ma in due. In connessione con l'avvicinamento della cometa di Halley al Sole e alla Terra all'inizio del 1986, l'attenzione di astronomi e astrofili è stata attirata su questi due flussi. Le osservazioni della doccia Aquarid nel maggio 1986 in URSS hanno confermato la sua maggiore attività con una predominanza di meteore luminose.

Pertanto, dalle connessioni stabilite tra sciami di meteoriti e comete, segue un'importante conclusione cosmogonica: i corpi meteorici dei flussi non sono altro che prodotti della distruzione delle comete. Per quanto riguarda le meteore sporadiche, molto probabilmente sono i resti di flussi disintegrati. Infatti, la traiettoria delle particelle meteoriche è fortemente influenzata dall'attrazione dei pianeti, in particolare dei pianeti giganti del gruppo di Giove. I disturbi dei pianeti portano alla dissipazione e quindi al completo decadimento del flusso. È vero, questo processo richiede migliaia, decine e centinaia di migliaia di anni, ma funziona costantemente e inesorabilmente. L'intero complesso meteorico viene gradualmente aggiornato.

Passiamo alla distribuzione delle orbite meteoriche in base ai valori dei loro elementi. Prima di tutto, notiamo il fatto importante che queste distribuzioni diverso per meteore registrate da fotometodo (fotometeore) e radar (radiometeore). La ragione di ciò è che il metodo radar consente di registrare meteore molto più deboli rispetto alla fotografia, il che significa che i dati di questo metodo sono (dopo aver preso in considerazione fattore fisico) in media a corpi molto più piccoli rispetto ai dati del metodo fotografico. Le meteore luminose che possono essere fotografate corrispondono a corpi con una massa superiore a 0,1 g, mentre le meteore radio raccolte nel catalogo di B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints e M. F. Lagutin corrispondono a corpi con una massa di 10 -3 ~ 10 - 4 anni.

L'analisi delle orbite meteoriche di questo catalogo ha mostrato che l'intero complesso meteorico può essere diviso in due componenti: piatta e sferica. La componente sferica comprende orbite con inclinazioni arbitrarie rispetto all'eclittica, con predominanza di orbite con grandi eccentricità e semiassi. La componente piana comprende orbite con piccole inclinazioni ( io < 35°), небольшими размерами (un< 5 a. e.) ed eccentricità piuttosto grandi. Nel 1966, V. N. Lebedinets ha ipotizzato che i corpi meteorici con una componente sferica si formino a causa del decadimento delle comete di lungo periodo, ma le loro orbite sono notevolmente cambiate sotto l'influenza dell'effetto Poynting-Robertson.

Questo effetto è il seguente. Le piccole particelle sono molto efficacemente influenzate non solo dall'attrazione del Sole, ma anche dalla leggera pressione. Perché la pressione leggera agisce precisamente su piccole particelle è chiaro da quanto segue. La pressione dei raggi solari è proporzionale superficie particella, o il quadrato del suo raggio, mentre l'attrazione del Sole è la sua massa, o in definitiva la sua volume, cioè il cubo del raggio. Il rapporto tra la pressione della luce (più precisamente l'accelerazione da essa impartita) e l'accelerazione della forza gravitazionale sarà quindi inversamente proporzionale al raggio della particella e sarà maggiore nel caso di particelle piccole.

Se una piccola particella ruota attorno al Sole, a causa dell'aggiunta delle velocità della luce e della particella, secondo la regola del parallelogramma, la luce cadrà leggermente davanti (per i lettori che hanno familiarità con la teoria della relatività, questa interpretazione può aumentare obiezioni: dopo tutto, la velocità della luce non si somma alla velocità della sorgente o del ricevitore della luce ma una rigorosa considerazione di questo fenomeno, così come il fenomeno dell'aberrazione annuale della luce stellare (l'apparente spostamento delle stelle in avanti lungo il moto della Terra) ad essa in natura nell'ambito della teoria della relatività, porta allo stesso risultato. noi stiamo parlando non si tratta più di "addizione" di velocità, ma di cambiare la direzione del raggio incidente sulla particella a causa della sua transizione da un sistema di riferimento a un altro.) e rallenterà leggermente il suo movimento attorno al Sole. Per questo motivo, la particella in una spirale molto delicata si avvicinerà gradualmente al Sole, la sua orbita sarà deformata. Questo effetto è stato qualitativamente descritto nel 1903 da J. Poynting e matematicamente confermato nel 1937 da G. Robertson. Incontreremo manifestazioni di questo effetto più di una volta.

Basandosi sull'analisi degli elementi delle orbite di corpi meteorici a componente sferica, VN Lebedinets ha sviluppato un modello per l'evoluzione delle polveri interplanetarie. Ha calcolato che per mantenere lo stato di equilibrio di questo componente, le comete di lungo periodo dovrebbero espellere una media di 10 15 g di polvere all'anno. Questa è la massa di una cometa relativamente piccola.

Per quanto riguarda i corpi meteorici della componente piatta, essi si sarebbero formati a seguito del decadimento di comete di breve periodo. Tuttavia, non tutto è ancora chiaro. Le orbite tipiche di queste comete differiscono dalle orbite delle meteore della componente piatta (le comete hanno grandi distanze del perielio ed eccentricità minori) e la loro trasformazione non può essere spiegata dall'effetto Poynting-Robertson. Non siamo a conoscenza di comete con orbite come sciami meteorici attivi di Geminidi, Arietidi, Acquaridi e altri. Nel frattempo, per ricostituire la componente piatta, è necessario che una nuova cometa con un'orbita di questo tipo si formi una volta ogni centinaia di anni. Queste comete, tuttavia, hanno una vita estremamente breve (principalmente a causa delle piccole distanze del perielio e dei brevi periodi orbitali), e forse è per questo che nessuna di queste comete è ancora entrata nel nostro campo visivo.

Un'analisi delle orbite delle fotometeore da parte degli astronomi americani F. Whipple, R. McCroskey e A. Posen ha mostrato risultati significativamente diversi. La maggior parte dei grandi meteoroidi (con masse maggiori di 1 g) si muovono in orbite simili a quelle delle comete di breve periodo ( un < 5 а. е., io< 35° e> 0,7). Circa il 20% di questi corpi ha orbite vicine a quelle delle comete di lungo periodo. Apparentemente, ogni componente di corpi meteorici di tali dimensioni è un prodotto del decadimento delle comete corrispondenti. Quando si passa a corpi più piccoli (fino a 0,1 g), il numero di orbite di piccole dimensioni aumenta notevolmente (un< 2 a. e.). Ciò è coerente con il fatto scoperto dagli scienziati sovietici che tali orbite predominano nelle meteore radio della componente piatta.

Passiamo ora alle orbite dei meteoriti. Come già accennato, le orbite esatte sono state determinate solo per tre meteoriti. I loro elementi sono riportati nella tabella. uno ( vè la velocità con cui il meteorite entra nell'atmosfera, q, q" - distanze dal Sole al perielio e all'afelio).

La stretta somiglianza tra le orbite della Città Perduta e del meteorite Inisfree e alcune differenze rispetto a quelle nell'orbita del meteorite Pribram è sorprendente. Ma la cosa più importante è che tutti e tre i meteoriti nell'afelio attraversino la cosiddetta cintura di asteroidi (pianeti minori), i cui confini corrispondono condizionatamente a distanze di 2,0-4,2 UA. e. Le inclinazioni orbitali di tutti e tre i meteoriti sono piccole, a differenza della maggior parte dei piccoli meteoroidi.

Ma forse è solo una coincidenza? Dopotutto, tre orbite sono troppo poco materiale per le statistiche e per qualsiasi conclusione. AN Simonenko nel 1975-1979 studiato più di 50 orbite di meteoriti, determinate con un metodo approssimativo: il radiante è stato determinato dalla testimonianza di testimoni oculari e la velocità di ingresso è stata stimata dalla posizione del radiante rispetto a apice(Il punto della sfera celeste, a cui è attualmente diretto il movimento della Terra nella sua orbita). Ovviamente, per meteoriti in arrivo (veloci), il radiante dovrebbe trovarsi non lontano dall'apice, e per meteoriti in sorpasso (lento) - vicino al punto della sfera celeste opposto all'apice - antiapice.

Tabella 1. Elementi delle orbite esatte di tre meteoriti

Meteorite	v , km /c	un, au	e	io	q , au	q ', au
Pribram	20.8	2.42	0.67	10.4 circa	0.79	4.05
Città perduta		1.66	0.42	12.0 circa	0.97	2.35
inisfree		1.77	0.44	11.8 circa	0.99	2.56

Si è scoperto che i radianti di tutti i 50 meteoriti sono raggruppati attorno all'antiapice e non possono essere separati da esso oltre 30-40 o. Ciò significa che tutti i meteoriti stanno recuperando terreno, che si muovono attorno al Sole in direzione in avanti (come la Terra e tutti i pianeti) e le loro orbite non possono avere un'inclinazione rispetto all'eclittica superiore a 30-40°.

Ammettiamolo, questa conclusione non è strettamente giustificata. Nei suoi calcoli degli elementi delle orbite di 50 meteoriti, A. N. Simonenko ha proceduto dall'ipotesi precedentemente formulata da lei e B. Yu. Levin che la velocità di ingresso dei corpi che formano meteoriti nell'atmosfera terrestre non può superare i 22 km/s. Questa ipotesi si basava in primo luogo su analisi teorica B. Yu. Levin, che nel 1946; ha mostrato che ad alta velocità un meteoroide che entra nell'atmosfera deve essere completamente distrutto (a causa dell'evaporazione, dello schiacciamento, della fusione) e non cade sotto forma di meteorite. Questa conclusione è stata confermata dai risultati delle osservazioni delle reti Prairie ed European fireball, quando nessuno dei grandi meteoroidi che volavano a velocità superiori a 22 km/s è caduto sotto forma di meteorite. La velocità del meteorite Pribram, come si può vedere dalla Tabella. 1 è vicino a questo limite superiore, ma non lo raggiunge ancora.

Avendo preso il valore di 22 km/s come limite superiore per la velocità di ingresso dei meteoriti, predeterminiamo già che solo i meteoroidi in sorpasso possono sfondare la "barriera atmosferica" ​​e cadere sulla Terra come meteoriti. Questa conclusione significa che quei meteoriti che raccogliamo e studiamo nei nostri laboratori si sono spostati nel sistema solare lungo orbite di una classe rigorosamente definita (la loro classificazione sarà discussa più avanti). Ma ciò non significa affatto che esauriscano l'intero complesso di corpi della stessa dimensione e massa (e, forse, della stessa struttura e composizione, sebbene ciò non sia affatto necessario) che si muovono nel sistema solare. È possibile che molti corpi (e anche la maggior parte di essi) si muovano su orbite completamente diverse e semplicemente non possano sfondare la "barriera atmosferica" ​​della Terra. La percentuale trascurabile di meteoriti caduti rispetto al numero di palle di fuoco luminose fotografate da entrambe le reti di palle di fuoco (circa 0,1%) sembra supportare tale conclusione. Ma giungiamo a conclusioni diverse se adottiamo altri metodi di analisi delle osservazioni. Uno di questi, basato sulla determinazione della densità dei meteoroidi dall'altezza della loro distruzione, sarà discusso ulteriormente. Un altro metodo si basa sul confronto delle orbite di meteoriti e asteroidi. Dal momento che il meteorite è caduto sulla Terra, è ovvio che la sua orbita si intersecava con l'orbita terrestre. Dell'intera massa di asteroidi conosciuti (circa 2500), solo 50 hanno orbite che intersecano l'orbita della Terra. Tutti e tre i meteoriti con orbite precise all'afelio hanno attraversato la cintura degli asteroidi (Fig. 5). Le loro orbite sono vicine alle orbite degli asteroidi dei gruppi Amur e Apollo, passando vicino all'orbita terrestre o attraversandola. Sono noti circa 80 di questi asteroidi Le orbite di questi asteroidi sono generalmente divise in cinque gruppi: 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-orbite piccole; V è una grande inclinazione delle orbite. Tra gruppi IO- II e II- III intervalli evidenti, chiamati i portelli di Venere e della Terra. La maggior parte degli asteroidi (20) appartiene al gruppo III, ma ciò è dovuto alla comodità di osservarli vicino al perielio, quando si avvicinano alla Terra e sono in opposizione al Sole.

Se distribuiamo le 51 orbite di meteoriti a noi note negli stessi gruppi, allora 5 di esse possono essere attribuite al gruppo IO; 10 - al gruppo II, 31 - al gruppo III e 5 - al gruppo IV. Nessuno dei meteoriti appartiene al gruppo V. Si può vedere che anche qui la stragrande maggioranza delle orbite appartiene al gruppo III, sebbene il fattore di convenienza dell'osservazione non si applichi qui. Ma non è difficile rendersi conto che frammenti di asteroidi di questo gruppo devono entrare nell'atmosfera terrestre a velocità molto basse, e quindi devono subire una distruzione relativamente debole nell'atmosfera. I meteoriti Lost City e Inisfree appartengono a questo gruppo, mentre Pribram appartiene al gruppo II.

Tutte queste circostanze, insieme ad alcune altre (ad esempio, con un confronto delle proprietà ottiche delle superfici di asteroidi e meteoriti), ci consentono di trarre una conclusione molto importante: i meteoriti sono frammenti di asteroidi, e non qualsiasi, ma appartenenti ai gruppi dell'Amur e dell'Apollo. Questo ci dà immediatamente l'opportunità di giudicare la composizione e la struttura degli asteroidi sulla base dell'analisi della sostanza dei meteoriti, che è un importante passo avanti nella comprensione della natura e dell'origine di entrambi.

Ma dobbiamo immediatamente trarre un'altra importante conclusione: i meteoriti hanno altra origine, rispetto ai corpi che creano il fenomeno delle meteore: i primi sono frammenti di asteroidi, i secondi sono i prodotti di decadimento delle comete.

Riso. 5. Orbite dei meteoriti Pribram, Lost City e Inisfree. I punti del loro incontro con la Terra sono segnati

Pertanto, le meteore non possono essere considerate "piccole meteoriti" - oltre alla differenza terminologica tra questi concetti, menzionata all'inizio del libro (l'autore di questo libro, nel 1940, propose (insieme a G. O. Zateishchikov) di chiamare il corpo cosmico stesso meteora, e il fenomeno della "stella cadente" - volo di meteoriti. Tuttavia, questa proposta, che ha notevolmente semplificato la terminologia delle meteore, non è stata accolta.), esiste anche una differenza genetica tra i corpi che creano il fenomeno delle meteore e dei meteoriti: si formano in modi diversi, a causa del decadimento di vari corpi di il sistema solare.

Riso. 6. Diagramma di distribuzione delle orbite di piccoli corpi in coordinate a-e

Punti - palle di fuoco della rete Prairie; cerchi - piogge di meteoriti (secondo V. I. Tsvetkov)

La questione dell'origine dei meteoroidi può essere affrontata in un altro modo. Costruiamo un diagramma (Fig. 6), tracciando lungo l'asse verticale i valori del semiasse maggiore dell'orbita un(o 1/ un), a sull'orizzontale - l'eccentricità dell'orbita e. Per valori un, e Tracciamo punti su questo diagramma corrispondenti alle orbite di comete, asteroidi, meteoriti, palle di fuoco luminose, sciami di meteoriti e meteore di varie classi note. Tracciamo anche due linee molto importanti corrispondenti alle condizioni q=1 e q" = 1. È ovvio che tutti i punti per i meteoroidi si troveranno tra queste linee, poiché solo all'interno della regione da esse delimitata si realizza la condizione di intersezione dell'orbita del meteoroide con l'orbita terrestre.

Molti astronomi, a cominciare da F. Whipple, hanno cercato di trovare e tramare un- diagramma elettronico sotto forma di linee, criteri che delimitano le orbite di tipo asteroidale e cometario. Un confronto di questi criteri è stato effettuato dal ricercatore di meteoriti cecoslovacco L. Kresak. Poiché danno risultati simili, abbiamo effettuato in Fig. 6 una "linea di contatto" media q"= 4.6. Sopra ea destra ci sono orbite di tipo cometa, sotto ea sinistra - asteroidi. In questo grafico, abbiamo tracciato i punti corrispondenti a 334 auto da corsa dal catalogo di R. McCrosky, K. Shao e A. Posen. Si può notare che la maggior parte dei punti si trova al di sotto della linea di demarcazione. Solo 47 punti su 334 si trovano sopra questa linea (15%) e con un leggero spostamento verso l'alto, il loro numero scenderà a 26 (8%). Questi punti probabilmente corrispondono a corpi di origine cometaria. È interessante notare che molti punti sembrano "coccolarsi" sulla linea q = 1, e due punti vanno anche oltre l'area delimitata. Ciò significa che le orbite di questi due corpi non hanno attraversato l'orbita terrestre, ma solo avvicinate, ma la gravità terrestre ha costretto questi corpi a cadere su di essa, dando origine allo spettacolare fenomeno delle palle di fuoco luminose.

È possibile fare un altro confronto delle caratteristiche orbitali dei piccoli corpi del Sistema Solare. Quando si costruisce un- e- diagrammi, non abbiamo tenuto conto del terzo elemento importante dell'orbita: la sua inclinazione all'eclittica io. È dimostrato che qualche combinazione di elementi delle orbite dei corpi del Sistema Solare, chiamata costante di Jacobi ed espressa dalla formula

dove un- il semiasse maggiore dell'orbita in unità astronomiche, conserva il suo valore, nonostante il cambiamento dei singoli elementi sotto l'influenza delle perturbazioni dei pianeti maggiori. Valore U e ha il significato di una certa velocità, espressa in unità della velocità circolare della Terra. È facile dimostrare che è uguale alla velocità geocentrica di un corpo che attraversa l'orbita terrestre.

Fig.7. Distribuzione delle orbite degli asteroidi (1), palle di fuoco della Prairie Network ( 2 ), meteoriti (3), comete (4) e piogge di meteoriti (3) dalla costante di Jacobi U e e asse maggiore un

Costruiamo un nuovo diagramma (Fig. 7), tracciando la costante di Jacobi lungo l'asse verticale U e (adimensionale) e la corrispondente velocità geocentrica v 0 , e lungo l'asse orizzontale - 1/ un. Tracciamo punti su di esso corrispondenti alle orbite degli asteroidi dei gruppi Amur e Apollo, meteoriti, comete di breve periodo (le comete di lungo periodo vanno oltre il diagramma) e palle di fuoco dei cataloghi McCrosky, Shao e Posen (i bolidi sono contrassegnati da croci, che corrispondono ai corpi più friabili, vedi sotto),

Possiamo immediatamente notare le seguenti proprietà di queste orbite. Le orbite delle palle di fuoco sono vicine alle orbite degli asteroidi dei gruppi Amur e Apollo. Le orbite dei meteoriti sono anche vicine alle orbite degli asteroidi di questi gruppi, ma per loro 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 un. Solo la cometa di Encke cadde nel fitto delle orbite della palla di fuoco (C'è un'ipotesi avanzata da I. T. Zotkin e sviluppata da L. Kresak che il meteorite Tunguska sia un frammento della cometa di Encke. Per maggiori dettagli, vedere la fine del Capitolo 4).

La somiglianza delle orbite degli asteroidi del gruppo Apollo con le orbite di alcune comete di breve periodo e la loro netta differenza rispetto alle orbite di altri asteroidi portò l'astronomo irlandese E. Epik (estone di nazionalità) nel 1963 a una conclusione inaspettata che questi asteroidi non sono piccoli pianeti, ma nuclei "secchi" di comete. In effetti, le orbite degli asteroidi Adonis, Sisyphus e 1974 MA sono molto vicine a quelle della cometa Encke, l'unica cometa "vivente" che potrebbe essere assegnata al gruppo Apollo per le sue caratteristiche orbitali. Allo stesso tempo, sono note comete che hanno mantenuto il loro tipico aspetto cometario solo alla prima apparizione. La cometa Arend-Rigo già nel 1958 (seconda apparizione) aveva un aspetto completamente a forma di stella e, se fosse stata scoperta nel 1958 o nel 1963, avrebbe potuto benissimo essere classificata come un asteroide. Lo stesso si può dire delle comete Kulin e Neuimin-1.

Secondo Epic, il tempo della perdita di tutti i componenti volatili da parte del nucleo della cometa di Encke è misurato in migliaia di anni, mentre il tempo dinamico della sua esistenza è misurato in milioni di anni. Pertanto, una cometa deve trascorrere la maggior parte della sua vita in uno stato "secco", sotto forma di un asteroide del gruppo Apollo. Apparentemente, la cometa di Encke si è mossa nella sua orbita per non più di 5.000 anni.

La pioggia di meteoriti Geminidi cade sul diagramma nella regione degli asteroidi e l'asteroide Icarus ha l'orbita più vicina ad esso. Per le Geminidi, la cometa progenitrice è sconosciuta. Secondo Epic, la pioggia di Geminidi è il risultato della rottura di una cometa un tempo esistente dello stesso gruppo della cometa Encke.

Nonostante la sua originalità, l'ipotesi di Epik merita seria considerazione e attenta verifica. La via diretta di tale verifica è lo studio della cometa di Encke e degli asteroidi del gruppo Apollo da stazioni interplanetarie automatiche.

L'obiezione più pesante all'ipotesi di cui sopra è che non solo i meteoriti pietrosi (Pribram, Lost City, Inisfree), ma anche quelli ferrosi (Sikhote-Alin) hanno orbite vicine a quelle degli asteroidi del gruppo Apollo. Ma un'analisi della struttura e della composizione di questi meteoriti (vedi sotto) mostra che si sono formati nelle profondità di corpi progenitori di decine di chilometri di diametro. È improbabile che questi corpi possano essere i nuclei delle comete. Inoltre, sappiamo che i meteoriti non sono mai associati né a comete né a sciami meteorici. Pertanto, giungiamo alla conclusione che tra gli asteroidi del gruppo Apollo dovrebbero esserci almeno due sottogruppi: i nuclei di comete che formano meteoriti e quelli "essiccati". Gli asteroidi possono essere assegnati al primo sottogruppo IO- Classi IV sopra menzionate, ad eccezione di tali asteroidi Classifico come Adonis e Daedalus avendo troppo valore U e. Il secondo sottogruppo comprende asteroidi del tipo Icarus e 1974 MA (il secondo appartiene a classe V, Icaro esce da questa classifica).

Pertanto, la questione dell'origine dei grandi meteoroidi non può ancora considerarsi del tutto chiarita. Tuttavia, torneremo alla loro natura in seguito.

L'afflusso di materia meteorica sulla Terra

Un numero enorme di meteoroidi cade costantemente sulla Terra. E il fatto che la maggior parte di essi evapori o si rompa in minuscoli granelli nell'atmosfera non cambia le cose: a causa della ricaduta dei meteoroidi, la massa della Terra è in costante aumento. Ma qual è questo aumento della massa della Terra? Può avere un significato cosmogonico?

Per stimare l'afflusso di materia meteorica sulla Terra, è necessario determinare come appare la distribuzione di massa dei meteoroidi, in altre parole, come cambia il numero di meteoroidi con la massa.

È stato a lungo stabilito che la distribuzione dei meteoroidi in massa è espressa dalla seguente legge di potenza:

Nm= N 0 M - S,

dove N 0 - numero di corpi meteorici di massa unitaria, Nm - numero di corpi di massa M e altro ancora Sè il cosiddetto indice di massa integrale. Questo valore è stato ripetutamente determinato per vari sciami meteorici, meteore sporadiche, meteoriti e asteroidi. I suoi valori per una serie di definizioni sono presentati in Fig. 8, preso in prestito dal famoso ricercatore canadese di meteoriti P. Millman. quando S=1 il flusso di massa portato dai corpi meteorici è lo stesso in tutti gli intervalli uguali del logaritmo di massa; Se S>1, quindi la maggior parte del flusso di massa è fornita da piccoli corpi, se S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S assume valori diversi in diversi intervalli di massa, ma mediaS=1. Per meteore visive e fotografiche su molti dati S\u003d 1.35, per palle di fuoco, secondo R. McCrosky, S=0,6. Nella regione delle piccole particelle (M<10 -9 г) S diminuisce anche a 0,6.

Riso. 8. Modificare il parametro Scon la massa dei piccoli corpi del sistema solare (secondo P. Millman)

1 - crateri lunari; 2- particelle meteoriche (dati satellitari); 3 - meteore; 4 - meteoriti; 5 - asteroidi

Un modo per studiare la distribuzione di massa di piccole particelle di meteore è studiare i microcrateri su superfici appositamente esposte per questo scopo nello spazio interplanetario o sulla Luna, poiché è stato dimostrato che tutti i piccoli e la stragrande maggioranza dei grandi crateri lunari impatto, origine meteorite. Partendo dai diametri dei crateri D ai valori della massa dei corpi che li formavano è prodotto dalla formula

D= km 1/ b,

dove nel sistema cgs K=3,3, per corpi piccoli (10 -4 cm o meno) b=3, per corpi grandi (fino al metro) b=2,8.

Bisogna però tenere presente che i microcrateri sulla superficie della Luna possono essere distrutti a causa di varie forme di erosione: meteorite, dal vento solare, distruzione termica. Pertanto, il loro numero osservato può essere inferiore al numero di crateri formati.

Combinando tutti i metodi di studio della materia meteorica: conteggio dei microcrateri su veicoli spaziali, letture dei contatori di particelle meteoriche sui satelliti, radar, osservazioni visive e fotografiche delle meteore, conteggio delle cadute di meteoriti, statistiche degli asteroidi, è possibile stilare un grafico riepilogativo della distribuzione di meteoroidi per massa e calcolare l'afflusso totale di materia meteorica al suolo. Presentiamo qui un grafico (Fig. 9) costruito da V. N. Lebedints sulla base di numerose serie di osservazioni con metodi diversi in diversi paesi, nonché curve riassuntive e teoriche. Il modello di distribuzione adottato da V. N. Lebedints è mostrato come una linea continua. Si richiama l'attenzione sull'interruzione di questa curva in prossimità M=10 -6 g e una notevole flessione nell'intervallo di massa 10 -11 -10 -15 g.

Questa deviazione è spiegata dal già noto effetto Poynting-Robertson. Come sappiamo, una leggera pressione rallenta il moto orbitale di particelle molto piccole (le loro dimensioni sono dell'ordine di 10 -4 -10 -5 cm) e le fa cadere gradualmente sul Sole. Pertanto, in questo intervallo di masse, la curva ha una deflessione. Anche le particelle più piccole hanno diametri paragonabili o inferiori alla lunghezza d'onda della luce, e su di esse non agisce la pressione della luce: a causa del fenomeno della diffrazione, le onde luminose le aggirano senza esercitare pressione.

Passiamo alla stima dell'afflusso di massa totale. Vogliamo determinare questo afflusso nell'intervallo di massa da M 1 a M2, e M2 > M1 Quindi dalla legge sulla distribuzione di massa scritta sopra segue che l'afflusso di massa Ф m è uguale a:

a S 1

a S=1

Riso. Fig. 9. Distribuzione dei meteoroidi per massa (secondo VN Lebedints) Il “dip” nell'intervallo di massa 10 -11 -10 -15 g è associato all'effetto Poynting-Robertson; N-numero di particelle per metro quadrato al secondo dall'emisfero celeste

Queste formule hanno una serie di proprietà notevoli. Vale a dire, a S=1 flusso di massa Ф m dipende solo dal rapporto di massa M 2 M 1(dato No) ; a S<1 e M2 >> M1 f m dipende praticamente solo dal valore massa maggiore M 2 e non dipende M 1 ; a S>1 e M2 > M1 il flusso F m dipende praticamente solo dal valore massa minoreM 1 e non dipende M2 Queste proprietà delle formule e della variabilità dell'afflusso di massa S, mostrato in fig. 8, mostrano chiaramente quanto sia pericoloso calcolare la media del valore S e raddrizzare la curva di distribuzione in Fig. 9, cosa che alcuni ricercatori hanno già provato a fare. I calcoli dell'afflusso di massa devono essere eseguiti a intervalli, quindi sommando i risultati.

Tabella 2. Stime dell'afflusso di materia meteorica sulla Terra sulla base di dati astronomici

	Metodo di ricerca	F m 10 -4 t/anno
F. Whipple, 1967	Osservazioni fotografiche e visive
G. Fechtig, M. Feuerstein, 1970	Rilevamento e raccolta di particelle sui razzi
G. Fechtig, 1971	Generalizzazione dei dati satellitari, osservazioni ottiche, conteggio dei crateri lunari
YU. Donagni, 1970	Teoria (dalla condizione di stazionarietà del complesso meteoroideo)	2-8,5
AN Simonenko, B. Yu Levin, 1972	Generalizzazione dei dati da osservazioni ottiche e radar
V. N. Lebedinets, 1981	Generalizzazione dei dati da osservazioni ottiche e radar, misurazioni su satelliti, conteggi di crateri lunari, ecc.	1,65
VA Bronshten, 1982	Stesso

Vari scienziati, utilizzando metodi di analisi differenti, hanno ricevuto stime differenti, non molto però divergenti l'una dall'altra. In tavola. La tabella 2 mostra le stime più ragionevoli per gli ultimi 20 anni.

Come puoi vedere, i valori estremi di queste stime differiscono di quasi 10 volte e le ultime due stime - di 3 volte. Tuttavia, VN Lebedinets considera il numero da lui ottenuto solo il più probabile e indica i limiti estremi possibili dell'afflusso di massa (0,5-6) 10 4 t/anno. L'affinamento della stima dell'afflusso di materia meteorica sulla Terra è un compito per il prossimo futuro.

Oltre ai metodi astronomici per determinare questa importante quantità, esistono anche metodi cosmochimici basati sul calcolo del contenuto di elementi cosmogenici in determinati sedimenti, in particolare nei sedimenti di acque profonde: limi e argille rosse, ghiacciai e depositi di neve in Antartide, Groenlandia e altri posti. Molto spesso viene determinato il contenuto di ferro, nichel, iridio, osmio, isotopi di carbonio 14 C, elio 3 He, alluminio 26 A1, cloro 38 C l, alcuni isotopi dell'argon. Per calcolare l'afflusso di massa con questo metodo, si determina il contenuto totale dell'elemento in studio nel campione prelevato (nucleo), quindi si sottrae il contenuto medio dello stesso elemento o isotopo nelle rocce terrestri (il cosiddetto fondo terrestre) da. Il numero risultante viene moltiplicato per la densità del nucleo, per la velocità di sedimentazione (cioè l'accumulo di quei depositi da cui è stato prelevato il nucleo) e per la superficie della Terra e diviso per il contenuto relativo di questo elemento nella classe più comune di meteoriti - nelle condriti. Il risultato di tale calcolo è l'afflusso di materia meteorica sulla Terra, ma determinato con mezzi cosmochimici. Chiamiamola FK.

Sebbene il metodo cosmochimico sia stato utilizzato per più di 30 anni, i suoi risultati sono in scarso accordo tra loro e con i risultati ottenuti dal metodo astronomico. Vero, J. Barker ed E. Anders sulle misurazioni del contenuto di iridio e osmio nelle argille di acque profonde sul fondo l'oceano Pacifico ricevuto nel 1964 e nel 1968. stime dell'afflusso di massa (5 - 10) 10 4 t/anno, che è vicino alle stime più elevate ottenute con il metodo astronomico. Nel 1964, O. Schaeffer e collaboratori determinarono il valore dell'afflusso di massa di 4 10 4 t/anno dal contenuto di elio-3 nelle stesse argille. Ma per il cloro-38, hanno anche ricevuto un valore 10 volte maggiore. E. V. Sobotovich e i suoi collaboratori sul contenuto di osmio nelle argille rosse (dal fondo dell'Oceano Pacifico) hanno ottenuto FK = 10 7 t/anno e sul contenuto dello stesso osmio nei ghiacciai del Caucaso - 10 6 t/anno. I ricercatori indiani D. Lal e V. Venkatavaradan hanno calcolato Fc = 4 10 6 t/anno dal contenuto di alluminio-26 nei sedimenti di acque profonde e J. Brokas e J. Picciotto hanno calcolato dal contenuto di nichel nei depositi di neve dell'Antartide - (4-10) 10 6 t/anno.

Qual è la ragione di una precisione così bassa del metodo cosmochimico, che fornisce discrepanze entro tre ordini di grandezza? Sono possibili le seguenti spiegazioni per questo fatto:

1) la concentrazione degli elementi misurati nella maggior parte della materia meteorica (che, come abbiamo visto, è prevalentemente di origine cometaria) è diversa da quella accettata per le condriti;

2) ci sono processi che non prendiamo in considerazione che aumentano la concentrazione degli elementi misurati nei sedimenti di fondo (ad esempio vulcanismo sottomarino, rilascio di gas, ecc.);

3) la velocità di sedimentazione è determinata in modo errato.

Ovviamente, i metodi cosmochimici devono ancora essere migliorati. Si procederà quindi dai dati dei metodi astronomici. Accettiamo la stima dell'afflusso di materia meteorica ottenuta dall'autore e vediamo quanta di questa materia è caduta durante tutto il tempo dell'esistenza della Terra come pianeta. Moltiplicando l'afflusso annuo (5 10 4 t) per l'età della Terra (4,6 10 9 anni), otteniamo circa 2 10 14 t durante l'intero periodo. Ricordiamo che la massa della Terra è di 6 10 21 tonnellate La nostra stima dell'aumento è una frazione insignificante (un trentamilionesimo) della massa della Terra. Se, tuttavia, accettiamo la stima dell'afflusso di materia meteorica ottenuta da V. N. Lebedints, questa frazione scenderà a centomilionesimo. Naturalmente, questo aumento non ha avuto alcun ruolo nello sviluppo della Terra. Ma questa conclusione si riferisce al periodo moderno. In precedenza, soprattutto nelle prime fasi dell'evoluzione del sistema solare e della Terra come pianeta, le ricadute su di esso dei resti di una nuvola di polvere pre-planetaria e di frammenti più grandi hanno indubbiamente giocato un ruolo significativo non solo nell'aumentare la massa di la Terra, ma anche nel suo riscaldamento. Tuttavia, non considereremo questo problema qui.

La struttura e la composizione dei meteoriti

I meteoriti sono generalmente divisi in due gruppi in base al metodo di rilevamento: cadute e ritrovamenti. Le cadute sono meteoriti osservati durante la caduta e raccolti subito dopo. I reperti sono meteoriti trovati per caso, a volte durante scavi e lavori sul campo o durante escursioni, escursioni, ecc. (Il meteorite trovato è di grande valore per la scienza. Pertanto, dovrebbe essere immediatamente inviato al Comitato per i meteoriti dell'Accademia dell'URSS di Scienze: Mosca , 117312, M. Ulyanova St., 3. Coloro che trovano un meteorite ricevono un premio in denaro. Se il meteorite è molto grande, è necessario romperlo e inviarne un piccolo pezzo. Prima di ricevere un avviso del Comitato Meteoriti o fino all'arrivo di un rappresentante del Comitato, una pietra sospetta di origine cosmica in nessun caso deve essere frantumata, distribuita, danneggiata. È necessario prendere tutte le misure per preservare questa pietra o pietre, se ne vengono raccolte diverse, e anche per ricordare o segnare i luoghi dei reperti.)

In base alla loro composizione, i meteoriti sono divisi in tre classi principali: pietrosi, pietrosi-ferro e ferro. Per condurre le loro statistiche, vengono utilizzate solo le cadute, poiché il numero di reperti dipende non solo dal numero di volte meteoriti caduti ma anche dall'attenzione che attirano da testimoni oculari casuali. Qui, i meteoriti di ferro hanno un innegabile vantaggio: è più probabile che una persona presti attenzione a un pezzo di ferro, per di più dall'aspetto insolito (fuso, con buche), che a una pietra che differisce poco dalle pietre ordinarie.

Tra le cascate, il 92% sono meteoriti pietrosi, il 2% sono ferro pietroso e il 6% sono ferro.

Spesso i meteoriti si rompono in volo in diversi (a volte moltissimi) frammenti, e poi pioggia di meteoriti.È consuetudine considerare una pioggia di meteoriti la caduta simultanea di sei o più singole copie meteoriti (come è consuetudine chiamare frammenti che cadono sulla Terra ciascuno separatamente, in contrasto con frammenti, formata durante lo schiacciamento dei meteoriti che colpiscono il suolo).

Gli acquazzoni di meteoriti sono spesso di pietra, ma occasionalmente cadono anche piogge di meteoriti di ferro (ad esempio, il Sikhote-Alin, caduto il 12 febbraio 1947 in Estremo Oriente).

Procediamo alla descrizione della struttura e della composizione dei meteoriti per tipo.

meteoriti di pietra. La classe più comune meteoriti di pietra sono i cosiddetti condriti(vedi incl.). Più del 90% dei meteoriti pietrosi appartiene a loro. Questi meteoriti hanno preso il nome dai grani arrotondati - condro, di cui sono composti. Le condrule hanno dimensioni diverse: da microscopiche a centimetriche, rappresentano fino al 50% del volume del meteorite. Il resto della sostanza (intercondrale) non differisce nella composizione dalla sostanza dei condri.

L'origine dei condri non è stata ancora chiarita. Non si trovano mai nei minerali terrestri. È possibile che i condri siano goccioline congelate formate durante la cristallizzazione della materia meteoritica. Nelle rocce terrestri, tali granelli devono essere schiacciati dalla pressione mostruosa degli strati sovrastanti, mentre i meteoriti si sono formati nelle profondità di corpi progenitori di dimensioni di decine di chilometri (la dimensione media degli asteroidi), dove la pressione anche al centro è relativamente piccolo.

Fondamentalmente, le condriti sono composte da silicati ferro-magnesiaci. Tra questi, il primo posto è occupato dall'olivina ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - rappresenta dal 25 al 60% della sostanza dei meteoriti di questa classe. Al secondo posto l'iperstene e la bronzite ( Fe, Mg) 2 Si 2 O 6 (20-35%). Il nichel ferro (kamacite e taenite) contiene dall'8 al 21%, solfito di ferro FeS - troilite - 5%.

I condriti sono divisi in diverse sottoclassi. Tra questi si distinguono condriti ordinarie, enstatite e carbonacee. Le condriti ordinarie, a loro volta, sono divise in tre gruppi: H - con un alto contenuto di nichel ferro (16-21%), L-basso(circa 8%) e LL-c è molto basso (meno dell'8%). Nelle condriti enstatite, i componenti principali sono l'enstatite e la clinoenstatite. Mg2 Si 2 Q 6 , che rappresentano il 40-60% della composizione totale. Le condriti enstatite si distinguono anche per un alto contenuto di kamacite (17-28%) e troilite (7-15%). Contengono anche plagioclasio. PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - fino al 5-10%.

Le condriti carboniose si distinguono. Si distinguono per il loro colore scuro, per il quale hanno preso il nome. Ma questo colore è dato loro non da un maggiore contenuto di carbonio, ma da grani di magnetite finemente divisi. Fe3 O 4 . Le condriti carboniose contengono molti silicati idratati come la montmorillonite ( Al, Mg) 3 (0 h) 4 Si 4 0 8 , serpentino Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10 e, di conseguenza, molta acqua legata (fino al 20%). Con il passaggio delle condriti carboniose dal tipo C io per digitare C III, la proporzione di silicati idrati diminuisce e lasciano il posto a olivina, clinoiperstene e clinoenstatite. Sostanza carboniosa nelle condriti di tipo C I è l'8%, C II - 5%, per C III - 2%.

I cosmogonisti considerano la sostanza delle condriti carboniose la composizione più vicina alla sostanza primaria della nuvola pre-planetaria che un tempo circondava il Sole. Pertanto, questi rarissimi meteoriti sono sottoposti ad un'attenta analisi, inclusa l'analisi isotopica.

Dagli spettri delle meteore luminose, a volte è possibile determinare Composizione chimica i corpi che li generano. Un confronto dei rapporti tra il contenuto di ferro, magnesio e sodio nei corpi meteorici del torrente Draconid e nelle condriti di vario tipo, effettuato nel 1974 dal meteorologo sovietico A. A. Yavnel, ha mostrato che i corpi inclusi nel torrente Draconid sono vicini in composizione a condriti carboniose della classe DA I. Nel 1981, l'autore di questo libro, continuando la sua ricerca secondo il metodo di A. A. Yavnel, ha dimostrato che i meteoroidi sporadici hanno una composizione simile alle condriti C I, e quelli che formano il torrente Perseid, alla classe C III. Purtroppo i dati sugli spettri delle meteore, che consentono di determinare la composizione chimica dei corpi che le danno origine, sono ancora insufficienti.

Un'altra classe di meteoriti pietrosi - acondriti- caratterizzato dall'assenza di condri, un basso contenuto di ferro e di elementi ad esso vicini (nichel, cobalto, cromo). Esistono diversi gruppi di acondriti, che differiscono per i principali minerali (ortoenstatite, olivina, ortopirosseno, piccione). Tutte le acondriti rappresentano circa il 10% dei meteoriti pietrosi.

È curioso che se prendi la sostanza delle condriti e la sciogli, si formano due frazioni che non si mescolano tra loro: una è il ferro nichel, simile nella composizione ai meteoriti di ferro, l'altra è il silicato, che è vicino in composizione ad acondriti. Poiché il numero di entrambi è quasi lo stesso (tra tutti i meteoriti, il 9% sono acondriti e l'8% sono ferro e ferro-pietra), si può pensare che queste classi di meteoriti si formino durante la rifusione della sostanza condritica nelle viscere del corpi genitori.

meteoriti di ferro(vedi foto) sono 98% ferro nichel. Quest'ultimo ha due modifiche stabili: povero di nichel kamacite(6-7% di nichel) e ricco di nichel taenite(30-50% di nichel). Kamacite è disposta sotto forma di quattro sistemi di piastre parallele separate da intercalari di taenite. Le placche di kamacite si trovano lungo le facce di un ottaedro (ottaedro), quindi tali meteoriti sono chiamati ottaedriti. Meno comuni sono i meteoriti di ferro. esaedriti, avente una struttura cristallina cubica. Ancora più raro atassiti- meteoriti, privi di qualsiasi struttura ordinata.

Lo spessore delle lastre di kamacite in ottaedriti varia da pochi millimetri a centesimi di millimetro. In base a questo spessore si distinguono ottaedriti a struttura grossolana e fine.

Se una parte della superficie di un ottaedrite viene macinata e la sezione viene incisa con acido, apparirà un motivo caratteristico sotto forma di un sistema di bande intersecanti, chiamato Figure di Widmanstätten(vedi incl.) dal nome dello scienziato A. Widmanstetten, che le scoprì per la prima volta nel 1808. Queste figure compaiono solo negli ottaedriti e non si osservano nei meteoriti di ferro di altre classi e nel ferro terrestre. La loro origine è associata alla struttura kamacite-taenite degli ottaedriti. Secondo le figure di Widmashnettten, si può facilmente stabilire la natura cosmica del pezzo di ferro "sospetto" trovato.

Un'altra caratteristica dei meteoriti (sia di ferro che di pietra) è la presenza sulla superficie di numerose fosse con bordi lisci circa 1/10 della dimensione del meteorite stesso. Questi pozzi, ben visibili nella fotografia (vedi incl.), sono chiamati remaglypts. Si formano già nell'atmosfera a seguito della formazione di vortici turbolenti vicino alla superficie del corpo che vi è entrato, che, per così dire, raschiano pozzi-regmaglipts (Questa spiegazione è stata proposta e motivata dall'autore di questo libro nel 1963).

Il terzo segno esterno dei meteoriti è la presenza sulla loro superficie di un'oscurità crosta che si scioglie spessore da centesimi a un millimetro.

Meteoriti di pietra di ferro mezzo metallo, mezzo silicato. Sono divisi in due sottoclassi: pallasiti, in cui la frazione metallica forma una specie di spugna, nei cui pori si trovano i silicati, e mesosideriti, dove, al contrario, i pori della spugna ai silicati sono riempiti di ferro nichel. Nei pallasiti, i silicati sono costituiti principalmente da olivina, nei mesosideriti - da ortopirosseno. I pallasiti hanno preso il nome dal primo meteorite di ferro di Pallade trovato nel nostro paese. Questo meteorite è stato scoperto più di 200 anni fa e portato dalla Siberia a San Pietroburgo dall'accademico PS Pallade.

Lo studio dei meteoriti permette di ricostruirne la storia. Abbiamo già notato che la struttura dei meteoriti indica la loro presenza all'interno dei corpi genitori. Il rapporto tra le fasi, ad esempio nichel ferro (kamacite-taenite), la distribuzione del nichel attraverso gli intercalari di taenite e altri caratteristiche ci permettono anche di giudicare la dimensione dei corpi dei genitori primari. Nella maggior parte dei casi si trattava di corpi con un diametro di 150-400 km, cioè come i più grandi asteroidi. Gli studi sulla struttura e la composizione dei meteoriti ci costringono a respingere l'ipotesi molto popolare tra i non specialisti sull'esistenza e il decadimento tra le orbite di Marte e Giove dell'ipotetico pianeta Fetonte, di diverse migliaia di chilometri di dimensioni. I meteoriti che cadono sulla Terra si sono formati nelle profondità molti corpi genitori diverso taglie. L'analisi delle orbite degli asteroidi effettuata dall'Accademico dell'Accademia delle scienze dell'Azerbaigian SSR G. F. Sultanov porta alla stessa conclusione (sulla molteplicità dei corpi genitori).

Dal rapporto tra gli isotopi radioattivi e i loro prodotti di decadimento nei meteoriti, si può anche determinare la loro età. Gli isotopi con l'emivita più lunga, come il rubidio-87, l'uranio-235 e l'uranio-238, ci danno l'età sostanze meteoriti. Risulta essere pari a 4,5 miliardi di anni, che corrisponde all'età delle più antiche rocce terrestri e lunari ed è considerata l'età dell'intero nostro sistema solare (più precisamente, il periodo trascorso dal completamento della formazione dei pianeti) .

Gli isotopi di cui sopra, decadendo, formano rispettivamente lo stronzio-87, il piombo-207 e il piombo-206. Queste sostanze, come gli isotopi originali, sono allo stato solido. Ma esiste un grande gruppo di isotopi i cui prodotti di decadimento finali sono gas. Quindi, potassio-40, in decomposizione, forma argon-40 e uranio e torio - elio-3. Ma con un forte riscaldamento del corpo genitore, elio e argon fuoriescono, e quindi le età potassio-argon e uranio-elio danno solo il tempo di un successivo lento raffreddamento. Un'analisi di queste età mostra che a volte sono misurate in miliardi di anni (ma spesso molto meno di 4,5 miliardi di anni) e talvolta in centinaia di milioni di anni. Per molti meteoriti, l'età dell'uranio-elio è di 1-2 miliardi di anni inferiore all'età del potassio-argon, il che indica ripetute collisioni di questo corpo genitore con altri corpi. Tali collisioni sono le fonti più probabili di riscaldamento improvviso di piccoli corpi a temperature di centinaia di gradi. E poiché l'elio fuoriesce di più basse temperature rispetto all'argon, l'invecchiamento dell'elio può indicare il momento di una collisione successiva, non molto forte, quando l'aumento della temperatura è stato insufficiente per volatilizzare l'argon.

Tutti questi processi sono stati vissuti dalla sostanza del meteorite anche durante la sua permanenza nel corpo genitore, per così dire, prima della sua nascita come corpo celeste indipendente. Ma qui il meteorite in un modo o nell'altro separato dal corpo genitore, "è nato nel mondo". Quando è successo? Viene chiamato il periodo trascorso da questo evento era spaziale meteorite.

Per determinare le età cosmiche viene utilizzato un metodo basato sul fenomeno dell'interazione di un meteorite con i raggi cosmici galattici. Questo è il nome dato alle particelle cariche di energia (il più delle volte protoni) provenienti dalle sconfinate distese della nostra Galassia. Penetrando nel corpo di un meteorite, lasciano le loro tracce (tracce). Dalla densità delle tracce si può determinare il tempo del loro accumulo, cioè l'età spaziale del meteorite.

L'età cosmica dei meteoriti di ferro è di centinaia di milioni di anni e quella dei meteoriti di pietra è di milioni e decine di milioni di anni. Questa differenza è molto probabilmente dovuta alla minore forza dei meteoriti pietrosi, che si rompono in piccoli pezzi per collisioni tra loro e "non vivono" fino all'età di cento milioni di anni. Una conferma indiretta di questa opinione è l'abbondanza relativa di sciami di meteoriti di pietra rispetto a quelli di ferro.

Concludendo questa rassegna della nostra conoscenza dei meteoriti, passiamo ora a ciò che ci offre lo studio dei fenomeni meteorici.

Gli oggetti del sistema solare, secondo le regole dell'Unione Astronomica Internazionale, sono suddivisi nelle seguenti categorie:

pianeti - i corpi che ruotano attorno al Sole sono in equilibrio idrostatico (cioè hanno una forma quasi sferica) e hanno anche liberato la vicinanza della loro orbita da altri oggetti più piccoli. Ci sono otto pianeti nel sistema solare: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.

pianeti nani ruotano anch'essi attorno al Sole e hanno una forma sferica, ma la loro gravità non è sufficiente per liberare la loro traiettoria dagli altri corpi. Al momento, l'Unione Astronomica Internazionale ha riconosciuto cinque pianeti nani: Cerere (un ex asteroide), Plutone ( ex pianeta), così come Haumea, Makemake ed Eris.

satelliti planetari- corpi che non ruotano attorno al Sole, ma attorno ai pianeti.

Comete- corpi che ruotano attorno al sole e sono costituiti principalmente da gas ghiacciato e ghiaccio. Quando si avvicinano al Sole, hanno una coda, la cui lunghezza può raggiungere milioni di chilometri, e un coma: un guscio di gas sferico attorno a un nucleo solido.

asteroidi- tutti gli altri corpi lapidei inerti. Le orbite della maggior parte degli asteroidi sono concentrate tra le orbite di Marte e Giove, nella fascia principale degli asteroidi. Oltre l'orbita di Plutone, c'è una cintura esterna di asteroidi: la cintura di Kuiper.

Meteora- frammenti di oggetti spaziali, particelle di pochi centimetri, che entrano nell'atmosfera a una velocità di decine di chilometri al secondo e si esauriscono, dando origine a un bagliore luminoso: una stella cadente. Gli astronomi sono a conoscenza di molti sciami meteorici associati alle orbite delle comete.

Meteorite- un oggetto spaziale o un suo frammento, che è riuscito a "sopravvivere" al volo attraverso l'atmosfera ed è caduto a terra.

bolide- una meteora molto luminosa, più luminosa di Venere. È una palla di fuoco con una coda fumosa che si trascina dietro. Il volo della palla di fuoco può essere accompagnato da suoni fragorosi, può finire con un'esplosione e talvolta con la ricaduta di meteoriti. Numerosi videoclip filmati dai residenti di Chelyabinsk mostrano esattamente il volo del bolide.

Damocloidi- corpi celesti del sistema solare che hanno orbite simili a quelle delle comete in termini di parametri (grande eccentricità e inclinazione rispetto al piano dell'eclittica), ma non mostrano attività cometaria sotto forma di chioma o coda di cometa. Il nome Damocloids prende il nome dal primo rappresentante della classe: l'asteroide (5335) Damocles. A gennaio 2010 erano noti 41 damocloidi.

I damocloidi sono relativamente piccoli: il più grande di loro, 2002 XU 93, ha un diametro di 72 km e il diametro medio è di circa 8 km. Le misurazioni dell'albedo di quattro di loro (0,02-0,04) hanno mostrato che i damocloidi sono tra i corpi più scuri del sistema solare, avendo, tuttavia, una tinta rossastra. A causa delle loro grandi eccentricità, le loro orbite sono molto allungate e all'afelio sono più lontane di Urano (fino a 571,7 AU nel 1996 PW), e al perielio sono più vicine di Giove e talvolta anche di Marte.

Si ritiene che i damocloidi siano i nuclei delle comete di tipo Halley, che hanno avuto origine nella nube di Oort e hanno perso le loro sostanze volatili. Questa ipotesi è considerata corretta perché diversi oggetti considerati damocloidi sono stati successivamente trovati in coma e sono stati classificati come comete. Un'altra forte evidenza è che le orbite della maggior parte dei damocloidi sono fortemente inclinate rispetto al piano dell'eclittica, a volte più di 90 gradi, ovvero alcuni di essi ruotano attorno al Sole nella direzione movimento opposto grandi pianeti, che li distingue nettamente dagli asteroidi. Il primo di questi corpi, scoperto nel 1999, è stato chiamato (20461) Diorets - "asteroide" al contrario.

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

Infografica dell'artista Tim Lillis sotto forma di disegno che descrive come una cometa differisce da un asteroide, un meteoroide, una meteora e un meteorite. La classificazione dei corpi celesti è spesso difficile.

Questi sono solitamente grandi massi che provengono dalla cintura di asteroidi situata tra le orbite di Marte e Giove. A volte le loro orbite cambiano e alcuni asteroidi finiscono per avvicinarsi al Sole e quindi alla Terra.

Comete

Sono molto simili agli asteroidi, ma contengono più ghiaccio, metano, ammoniaca e altri composti. Sviluppano gusci sfocati, simili a nuvole, chiamati coma - così come una coda - mentre volano più vicini al Sole.

Si ritiene che le comete provengano da due luoghi diversi: le comete di lungo periodo (quelle con un periodo di oltre 200 anni) provengono da Oort.

Le comete di breve periodo (quelle con un periodo orbitale inferiore a 200 anni) provengono dal Kuiper.

meteoroide

Vengono chiamati corpi spaziali più piccoli degli asteroidi ma più grandi della polvere interplanetaria meteoroidi. Di solito misurano meno di un chilometro e spesso sono solo pochi millimetri.

La maggior parte dei meteoroidi che entrano nell'atmosfera terrestre sono così piccoli che evaporano completamente e non raggiungono mai la superficie del pianeta.

Quando entrano nell'atmosfera terrestre, ricevono i seguenti nomi:

Meteora

Questo nome è comunemente usato per le cosiddette "stelle cadenti". I lampi di luce che vediamo nel cielo notturno sono prodotti quando un piccolo pezzo di detriti interplanetari brucia mentre attraversa l'atmosfera. Meteor è un termine applicato a un lampo di luce causato dalla caduta di detriti spaziali.

bolide

Una palla di fuoco è una meteora con una luminosità di almeno -4 m, o con notevole dimensioni angolari. L'Unione Astronomica Internazionale (MAK) non ha una definizione ufficiale del termine "bolide". Palle di fuoco particolarmente luminose sono talvolta chiamate superbolidi.

Meteorite

Foto in studio del meteorite di Chelyabinsk

Se una qualsiasi parte di una meteora sopravvive alla sua caduta attraverso l'atmosfera e sulla Terra, viene chiamata meteorite. Sebbene la stragrande maggioranza dei meteoriti sia molto piccola, le loro dimensioni possono variare da circa frazioni di grammo (delle dimensioni di un ciottolo) a 100 chilogrammi o più.

METEORA
La parola "meteore" in greco era usata per descrivere vari fenomeni atmosferici, ma ora si riferisce a fenomeni che si verificano quando particelle solide dallo spazio entrano nell'atmosfera superiore. A in senso stretto Una "meteora" è una striscia luminosa lungo il percorso di una particella in decomposizione. Tuttavia, nella vita di tutti i giorni, questa parola spesso denota la particella stessa, sebbene scientificamente sia chiamata meteoroide. Se parte del meteoroide raggiunge la superficie, viene chiamato meteorite. Le meteore sono comunemente chiamate "stelle cadenti". Le meteore molto luminose sono chiamate palle di fuoco; a volte questo termine si riferisce solo ad eventi meteorici accompagnati da fenomeni sonori.
Frequenza di apparizione. Il numero di meteore che un osservatore può vedere in un dato periodo di tempo non è costante. In buone condizioni, lontano dalle luci della città e in assenza di luce lunare intensa, un osservatore può vedere 5-10 meteore all'ora. Per la maggior parte delle meteore, il bagliore dura circa un secondo e sembra più debole delle stelle più luminose. Dopo la mezzanotte, le meteore appaiono più spesso, poiché l'osservatore in questo momento si trova sul lato anteriore della Terra nel corso del movimento orbitale, che riceve più particelle. Ogni osservatore può vedere le meteore entro un raggio di circa 500 km intorno a lui. In appena un giorno, centinaia di milioni di meteore compaiono nell'atmosfera terrestre. La massa totale di particelle che entrano nell'atmosfera è stimata in migliaia di tonnellate al giorno, una quantità insignificante rispetto alla massa della Terra stessa. Le misurazioni effettuate dai veicoli spaziali mostrano che sulla Terra cadono anche circa 100 tonnellate di particelle di polvere al giorno, troppo piccole per causare la comparsa di meteore visibili.
Osservazione meteorica. Le osservazioni visive forniscono molti dati statistici sulle meteore, ma sono necessari strumenti speciali per determinarne con precisione la luminosità, l'altezza e la velocità di volo. Per quasi un secolo, gli astronomi hanno utilizzato le fotocamere per fotografare le scie di meteoriti. Un otturatore rotante (otturatore) davanti all'obiettivo della fotocamera fa sembrare la scia meteorica una linea tratteggiata, che aiuta a determinare con precisione gli intervalli di tempo. In genere, questo otturatore effettua da 5 a 60 esposizioni al secondo. Se due osservatori, separati da una distanza di decine di chilometri, fotografano contemporaneamente la stessa meteora, è possibile determinare con precisione l'altezza del volo della particella, la lunghezza della sua traccia e, in intervalli di tempo, la velocità di volo. Dagli anni '40, gli astronomi osservano le meteore usando il radar. Le particelle cosmiche stesse sono troppo piccole per essere rilevate, ma mentre viaggiano attraverso l'atmosfera lasciano una scia di plasma che riflette le onde radio. A differenza della fotografia, il radar è efficace non solo di notte, ma anche di giorno e con tempo nuvoloso. Il radar rileva piccoli meteoroidi che la telecamera non può vedere. Dalle fotografie, la traiettoria di volo è determinata in modo più accurato e il radar consente di misurare con precisione distanza e velocità.
Vedi RADIOLOCAZIONE;
astronomia radar. Le apparecchiature televisive vengono utilizzate anche per osservare le meteore. I tubi intensificatori di immagine consentono di registrare meteore deboli. Vengono utilizzate anche telecamere con matrici CCD. Nel 1992, durante la registrazione di un evento sportivo su una videocamera, è stato registrato il volo di una palla di fuoco luminosa, che si è conclusa con una caduta di meteorite.
velocità e altezza. La velocità con cui i meteoroidi entrano nell'atmosfera è compresa tra 11 e 72 km/s. Il primo valore è la velocità acquisita dal corpo solo per l'attrazione della Terra. (Un veicolo spaziale deve ottenere la stessa velocità per uscire dal campo gravitazionale terrestre.) Un meteoroide arrivato da regioni lontane del sistema solare, a causa dell'attrazione verso il Sole, acquisisce una velocità di 42 km / s vicino a quella terrestre orbita. La velocità orbitale della Terra è di circa 30 km/s. Se l'incontro si svolge frontalmente, la loro velocità relativa è di 72 km/s. Qualsiasi particella proveniente dallo spazio interstellare deve avere una velocità ancora maggiore. L'assenza di particelle così veloci dimostra che tutti i meteoroidi sono membri del sistema solare.

L'altezza alla quale la meteora inizia a brillare o viene rilevata dal radar dipende dalla velocità di ingresso della particella. Per i meteoroidi veloci, questa altezza può superare i 110 km e la particella viene completamente distrutta a un'altitudine di circa 80 km. Per i meteoroidi lenti, questo accade più in basso, dove la densità dell'aria è maggiore. Le meteore, paragonabili in luminosità alle stelle più luminose, sono formate da particelle con una massa di decimi di grammo. I meteoroidi più grandi di solito impiegano più tempo per rompersi e raggiungere basse altitudini. Sono notevolmente rallentati a causa dell'attrito nell'atmosfera. Le particelle rare scendono al di sotto dei 40 km. Se il meteoroide raggiunge altezze di 10-30 km, la sua velocità diventa inferiore a 5 km/s e può cadere in superficie sotto forma di meteorite.
Orbite. Conoscendo la velocità del meteoroide e la direzione da cui si è avvicinato alla Terra, un astronomo può calcolare la sua orbita prima dell'impatto. La terra e il meteoroide si scontrano se le loro orbite si intersecano e si trovano simultaneamente in questo punto di intersezione. Le orbite dei meteoroidi sono sia quasi circolari che estremamente ellittiche, andando oltre le orbite planetarie. Se un meteoroide si sta avvicinando lentamente alla Terra, allora si sta muovendo attorno al Sole nella stessa direzione della Terra: in senso antiorario, visto dal polo nord dell'orbita. La maggior parte delle orbite dei meteoroidi vanno oltre l'orbita terrestre e i loro piani non sono molto inclinati rispetto all'eclittica. La caduta di quasi tutti i meteoriti è associata a meteoroidi che avevano velocità inferiori a 25 km/s; le loro orbite si trovano interamente all'interno dell'orbita di Giove. Il più delle volte questi oggetti trascorrono tra le orbite di Giove e Marte, nella cintura dei pianeti minori - gli asteroidi. Pertanto, si ritiene che gli asteroidi servano come fonte di meteoriti. Sfortunatamente, possiamo osservare solo quei meteoroidi che attraversano l'orbita terrestre; ovviamente, questo gruppo non rappresenta completamente tutti i piccoli corpi del sistema solare.
Guarda anche ASTEROIDE. Nei meteoroidi veloci, le orbite sono più allungate e più inclinate rispetto all'eclittica. Se un meteoroide vola verso l'alto a una velocità superiore a 42 km / s, si muove attorno al Sole nella direzione opposta a quella dei pianeti. Il fatto che molte comete si muovano in tali orbite indica che questi meteoroidi sono frammenti di comete.
Guarda anche COMETA.
piogge di meteoriti. In alcuni giorni dell'anno, le meteore compaiono molto più spesso del solito. Questo fenomeno è chiamato pioggia di meteoriti, quando si osservano decine di migliaia di meteore all'ora, creando uno straordinario fenomeno di "pioggia stellata" in tutto il cielo. Se si tracciano i percorsi delle meteore nel cielo, sembrerà che volino tutti fuori dallo stesso punto, chiamato radiante del flusso. Questo fenomeno prospettico, simile ai binari che convergono all'orizzonte, indica che tutte le particelle si stanno muovendo lungo percorsi paralleli.

ALCUNI FLUSSI DI METEOR

Gli astronomi hanno identificato diverse dozzine di sciami meteorici, molti dei quali mostrano un'attività annuale che dura da poche ore a diverse settimane. La maggior parte dei corsi d'acqua prendono il nome dalla costellazione in cui si trova il loro radiante, ad esempio le Perseidi, che hanno un radiante nella costellazione del Perseo, le Geminidi, con un radiante in Gemelli. Dopo la sorprendente pioggia di stelle causata dalla pioggia di Leonidi nel 1833, W. Clark e D. Olmstead hanno suggerito che fosse associata a una certa cometa. All'inizio del 1867, K. Peters, D. Schiaparelli e T. Oppolzer dimostrarono indipendentemente questa connessione stabilendo la somiglianza delle orbite della cometa 1866 I (Temple-Tutl Comet) e della pioggia di meteoriti Leonid 1866.

Gli sciami di meteoriti si osservano quando la Terra attraversa la traiettoria di uno sciame di particelle formatosi durante la distruzione di una cometa. Avvicinandosi al Sole, la cometa viene riscaldata dai suoi raggi e perde materia. Per diversi secoli, sotto l'influenza delle perturbazioni gravitazionali dei pianeti, queste particelle formano uno sciame allungato lungo l'orbita della cometa. Se la Terra attraversa questo flusso, possiamo osservare una pioggia di stelle ogni anno, anche se la cometa stessa è lontana dalla Terra in quel momento. Poiché le particelle sono distribuite in modo non uniforme lungo l'orbita, l'intensità della pioggia può variare di anno in anno. I vecchi corsi d'acqua sono così dilatati che la Terra li attraversa per diversi giorni. Nella sezione trasversale, alcuni ruscelli sono più simili a un nastro che a una corda. La capacità di osservare il flusso dipende dalla direzione di arrivo delle particelle sulla Terra. Se il radiante si trova in alto nel cielo settentrionale, il flusso non è visibile dall'emisfero sud della Terra (e viceversa). Gli sciami meteorici possono essere visti solo se il radiante è sopra l'orizzonte. Se il radiante colpisce il cielo diurno, le meteore non sono visibili, ma possono essere rilevate dal radar. I flussi stretti sotto l'influenza dei pianeti, in particolare di Giove, possono cambiare le loro orbite. Se allo stesso tempo non attraversano più l'orbita terrestre, diventano inosservabili. La pioggia di Geminidi di dicembre è associata ai resti di un pianeta minore o al nucleo inattivo di una vecchia cometa. Ci sono indicazioni che la Terra sia in collisione con altri gruppi di meteoroidi generati da asteroidi, ma questi flussi sono molto deboli.
Palle di fuoco. Le meteore che sono più luminose dei pianeti più luminosi sono spesso chiamate palle di fuoco. A volte si osservano palle di fuoco più luminose della luna piena ed estremamente raramente quelle che brillano più luminose del sole. I Bolidi derivano dai più grandi meteoroidi. Tra questi ci sono molti frammenti di asteroidi, che sono più densi e più forti dei frammenti di nuclei cometari. Tuttavia, la maggior parte dei meteoroidi degli asteroidi viene distrutta negli strati densi dell'atmosfera. Alcuni di loro cadono in superficie sotto forma di meteoriti. A causa dell'elevata luminosità del flash, le palle di fuoco sembrano molto più vicine che nella realtà. Pertanto, è necessario confrontare le osservazioni di palle di fuoco da luoghi diversi prima di organizzare una ricerca di meteoriti. Gli astronomi hanno stimato che circa 12 palle di fuoco intorno alla Terra ogni giorno finiscono nella caduta di più di un chilogrammo di meteoriti.
processi fisici. La distruzione di un meteoroide nell'atmosfera avviene per ablazione, ad es. scissione ad alta temperatura di atomi dalla sua superficie sotto l'azione delle particelle d'aria in entrata. La scia di gas caldo dietro il meteoroide emette luce, ma non come risultato di reazioni chimiche, ma a causa della ricombinazione di atomi eccitati dagli impatti. Gli spettri delle meteore mostrano molte righe di emissione luminose, tra le quali predominano le righe di ferro, sodio, calcio, magnesio e silicio. Sono visibili anche linee di azoto atmosferico e ossigeno. La composizione chimica dei meteoroidi determinata dallo spettro è coerente con i dati su comete e asteroidi, nonché sulla polvere interplanetaria raccolta nell'alta atmosfera. Molte meteore, soprattutto quelle veloci, lasciano dietro di sé una scia luminosa che viene osservata per un secondo o due, e talvolta per molto più tempo. Quando sono caduti grandi meteoriti, la scia è stata osservata per diversi minuti. Il bagliore degli atomi di ossigeno ad altitudini di ca. 100 km si spiegano con tracce che durano non più di un secondo. Le scie più lunghe sono dovute alla complessa interazione del meteoroide con gli atomi e le molecole dell'atmosfera. Le particelle di polvere lungo il percorso del bolide possono formare una scia luminosa se l'atmosfera superiore in cui sono sparse è illuminata dal Sole quando l'osservatore sottostante ha un crepuscolo profondo. Le velocità dei meteoroidi sono ipersoniche. Quando un meteoroide raggiunge strati relativamente densi dell'atmosfera, si genera una potente onda d'urto e suoni forti possono essere trasportati per decine o più chilometri. Questi suoni ricordano tuoni o cannonate lontane. A causa della distanza, il suono arriva un minuto o due dopo l'apparizione dell'auto. Per diversi decenni, gli astronomi hanno discusso sulla realtà del suono anomalo che alcuni osservatori hanno sentito direttamente nel momento in cui è apparsa la palla di fuoco e l'hanno descritto come uno schiocco o un fischio. Gli studi hanno dimostrato che il suono è causato da disturbi campo elettrico vicino alla palla di fuoco, sotto l'influenza della quale gli oggetti vicini all'osservatore emettono un suono: capelli, pelliccia, alberi.
pericolo di meteorite. I grandi meteoroidi possono distruggere i veicoli spaziali e le piccole particelle di polvere consumano costantemente la loro superficie. L'impatto anche di un piccolo meteoroide può dirlo al satellite carica elettrica che distruggerà i sistemi elettronici. Il rischio è generalmente basso, ma i lanci di veicoli spaziali a volte sono ritardati se è previsto un forte sciame meteorico.
LETTERATURA
Getman VS Nipoti del Sole. M., 1989

Enciclopedia Collier. - Società aperta. 2000 .

Sinonimi:

Guarda cos'è "METEOR" in altri dizionari:

17F45 N. 101 Cliente ... Wikipedia

- (greco). Qualsiasi fenomeno aereo, ad esempio tuoni, fulmini, arcobaleno, pioggia. Dizionario di parole straniere incluso nella lingua russa. Chudinov A.N., 1910. METEOR è un fenomeno aereo, in generale, qualsiasi cambiamento nello stato dell'atmosfera e tutto ciò che accade in ... Dizionario di parole straniere della lingua russa

meteora- a, m.météore m., germe. Meteora n. lat. meteora gr. meteore situato ad un'altezza, nell'aria. 1. Fenomeno dell'aria, in generale, qualsiasi cambiamento nello stato dell'atmosfera e qualsiasi fenomeno che si verifica in essa. Pavlenkov 1911. trad. Lui… … Dizionario storico gallicismi della lingua russa

1) meteorologico sistema spaziale, compresi i satelliti artificiali della Terra Kosmos e Meteor, punti di ricezione, elaborazione e distribuzione di informazioni meteorologiche, servizi di monitoraggio e controllo dei sistemi di bordo dei satelliti artificiali terrestri. ... ... Grande dizionario enciclopedico

METEOR, meteora, marito. (Meteore greco). 1. Qualsiasi fenomeno atmosferico, per esempio. pioggia, neve, arcobaleno, fulmini, miraggio (meteore). 2. Come meteorite (aster). || trans. Nei confronti di qualcosa che appare all'improvviso, produce un effetto e rapidamente ... ... Dizionario Ushakov

- (stella cadente), una sottile striscia di luce che appare per un breve periodo nel cielo notturno a seguito dell'invasione nell'alta atmosfera di un meteoroide (una particella solida, solitamente delle dimensioni di un granello di polvere), volante ad alta velocità. Le meteore si verificano su ... ... Dizionario enciclopedico scientifico e tecnico

METEOR, a, marito. 1. Lampo di un piccolo corpo celeste che vola nell'atmosfera superiore dallo spazio. Lampeggiava come M. (apparve all'improvviso, scomparve). 2. Aliscafo passeggeri ad alta velocità, razzo (in 3 valori). | agg. meteora, oh, oh ... ... Dizionario esplicativo di Ozhegov

Marito. in generale, ogni fenomeno aereo, tutto ciò che è discernibile nel mondo, l'atmosfera; acqua: pioggia e neve, grandine, nebbia, ecc. fuoco: temporale, pilastri, palle e pietre; aria: venti, trombe d'aria, foschia; luce: arcobaleno, unioni del sole, cerchi vicino alla luna, ecc. ... ... Dizionario esplicativo di Dahl

Exist., numero di sinonimi: 19 palle di fuoco (2) flash (24) ospite dallo spazio (2) ... Dizionario dei sinonimi

meteora- verde (Nilus); focoso (Zhadovskaya); abbagliante (Nilus); epilessia (Bryusov); light (Maikov) Epiteti del discorso letterario russo. M: Il fornitore della corte di Sua Maestà, la società della tipografia A. A. Levenson. AL Zelenetsky. 1913... Dizionario degli epiteti