Říká se tomu meteor. Meteory a meteority. Podívejte se, co je „Meteor“ v jiných slovnících

meteoroid(meteor body) - nebeské těleso střední velikosti mezi meziplanetárním prachem a asteroidem.

Zde musíme porozumět trochu terminologii. Letící do zemské atmosféry velkou rychlostí, v důsledku tření se velmi zahřeje a shoří, čímž se změní na světelný meteor, nebo ohnivá koule, která může být viděna jako padající hvězda. Viditelná stopa meteoroidu vstupující do zemské atmosféry se nazývá meteor, a meteoroid dopadající na povrch Země je meteorit.
Sluneční soustava je plná těchto malých vesmírných odpadků, kterým se říká meteoroidy. Mohou to být skvrny prachu z komet, velké bloky kamene nebo dokonce úlomky rozbitých asteroidů.
Podle oficiální definice Mezinárodní meteorologické organizace (IMO) meteoroid- je pevný objekt pohybující se v meziplanetárním prostoru, podstatně větších rozměrů menší než asteroid, ale mnohem větší než atom. Britská královská astronomická společnost navrhla jinou formulaci, podle které je meteoroid těleso o průměru od 100 mikronů do 10 m.

- to není předmět, ale jev, tj. svítící meteoroidní stopa. Bez ohledu na to, zda odletí z atmosféry zpět do vesmíru, shoří v atmosféře nebo spadne na Zemi jako meteorit, tento jev se nazývá meteor.
Charakteristickými vlastnostmi meteoru, kromě hmotnosti a velikosti, jsou jeho rychlost, výška zážehu, délka stopy (viditelná dráha), jasnost a chemické složení (ovlivňuje barvu hoření).
Meteory jsou často seskupeny do meteorické roje- stálé hmotnosti meteorů objevujících se v určitou roční dobu, v určitém směru oblohy. Známé jsou meteorické roje Leonidy, Kvadrantidy a Perseidy. Všechny meteorické roje jsou generovány kometami v důsledku ničení během procesu tání při průchodu vnitřní sluneční soustavou.

Stopa meteoru obvykle zmizí během několika sekund, ale někdy může zůstat několik minut a pohybovat se s větrem ve výšce meteoru. Někdy Země protíná dráhy meteoroidů. Poté, když projdou zemskou atmosférou a zahřejí se, blikají jasnými pruhy světla, které se nazývají meteory nebo padající hvězdy.
Za jasné noci lze za hodinu vidět několik meteorů. A když Země prochází proudem prachových zrn, které za sebou zanechala prolétající kometa, lze každou hodinu vidět desítky meteorů.
Někdy jsou nalezeny kusy meteoroidů, které přežijí svůj průchod atmosférou jako meteory a padají k zemi jako ohořelé kameny. Obvykle jsou tmavé barvy a velmi těžké. Někdy se zdají rezavé. Stává se, že meteority prorazí střechy domů nebo spadnou do blízkosti domu. Ale nebezpečí zasažení meteoritem pro člověka je zanedbatelné. Jediný zdokumentovaný případ, kdy meteorit zasáhl člověka, se stal 30. listopadu 1954 v Alabamě. Meteorit o hmotnosti asi 4 kg prorazil střechu domu a odrazil Annu Elizabeth Hodgesovou na paži a stehně. Žena utrpěla modřiny.
Kromě vizuálních a fotografických metod pro studium meteorů se v poslední době vyvinuly metody elektronově-optické, spektrometrické a zejména radarové, založené na vlastnosti meteorické stopy rozptylovat rádiové vlny. Rádiové sondování meteorů a studium pohybu meteorických stop umožňuje získat důležité informace o stavu a dynamice atmosféry ve výškách kolem 100 km. Je možné vytvořit meteorické rádiové komunikační kanály.

Těleso kosmického původu, které dopadlo na povrch velkého nebeského objektu.
Většina nalezených meteoritů váží mezi několika gramy a několika kilogramy. Největší meteorit, jaký byl kdy nalezen, je Goba(hmotnost cca 60 tun). Předpokládá se, že na Zemi spadne 5-6 tun meteoritů denně, nebo 2 tisíce tun za rok.
Ruská akademie věd má nyní zvláštní výbor, který dohlíží na sběr, studium a skladování meteoritů. Výbor má velkou sbírku meteoritů.
Na místě pádu velkého meteoritu a kráter(astroblém). Jeden z nejznámějších kráterů na světě - arizonský. Předpokládá se, že největší meteoritový kráter na Zemi je Kráter Wilkes Land v Antarktidě(průměr cca 500 km).

Jak se to stane?

Těleso meteoru vstupuje do zemské atmosféry rychlostí od 11 do 72 km/s. Při této rychlosti se začne zahřívat a svítit. Kvůli ablace(spálení a odfouknutí přicházejícím tokem částic látky meteorického tělesa) může být hmotnost tělesa, které dosáhne povrchu, menší a v některých případech výrazně menší než jeho hmotnost na vstupu do atmosféry. Například malé těleso, které vstoupí do zemské atmosféry rychlostí 25 km/s nebo více, shoří téměř celé. Při takové rychlosti vstupu do atmosféry se z desítek a stovek tun počáteční hmoty dostane na povrch jen pár kilogramů nebo dokonce gramů hmoty. Stopy po spalování meteoroidu v atmosféře lze nalézt téměř po celé dráze jeho pádu.
Pokud meteorické těleso neshoří v atmosféře, pak při zpomalování ztrácí horizontální složku své rychlosti. To vede ke změně trajektorie pádu. Jak se zpomaluje, záře meteoritu klesá a ochlazuje se (často naznačují, že meteorit byl teplý a ne horký, když padal).
Kromě toho se tělo meteoritu může rozpadnout na fragmenty, což vede k meteorickým rojům.

Velké meteority objevené v Rusku

Tunguzský meteorit(v tuto chvíli není přesně jasné, odkud meteorit vznikl tunguzským jevem). Spadl 30. června 1908 v povodí řeky Podkamennaja Tunguska na Sibiři. Celková energie se odhaduje na 40-50 megatun ekvivalentu TNT.
Carevskij meteorit(meteor Déšť). Padl 6. prosince 1922 u vesnice Carev, Volgogradská oblast. Toto je skalní meteorit. Celková hmotnost shromážděných fragmentů je 1,6 tuny na ploše asi 15 metrů čtverečních. km. Hmotnost největšího padlého úlomku byla 284 kg.

Meteorit Sikhote-Alin(celková hmotnost úlomků je 30 tun, energie se odhaduje na 20 kilotun). Byl to železný meteorit. Padl v ussurijské tajze 12. února 1947.
Vitimský vůz. Spadl v noci z 24. na 25. září 2002 v oblasti vesnic Mama a Vitimsky, okres Mamsko-Chuysky, Irkutská oblast. Celková energie výbuchu meteoritu je zjevně relativně malá (200 tun Ekvivalent TNT s počáteční energií 2,3 kilotun, maximální počáteční hmotnost (před spalováním v atmosféře) je 160 tun a konečná hmotnost fragmentů je asi několik set kilogramů.
Ačkoli meteority často padají na Zemi, objev meteoritu je poměrně vzácný jev. Laboratoř meteoritů uvádí: „Celkem bylo na území Ruské federace za 250 let nalezeno pouze 125 meteoritů.

Meteory jsou jevy pozorované ve formě krátkodobých záblesků, ke kterým dochází při hoření malých meteorických objektů (například úlomků komet nebo asteroidů) v zemské atmosféře. Meteory se šíří po obloze a někdy za sebou na několik sekund zanechávají úzkou zářící stopu, než zmizí. V každodenním životě se jim často říká padající hvězdy. Dlouhou dobu byly meteory považovány za běžný atmosférický jev, jako jsou blesky. Teprve na samém konci 18. století byly díky pozorování stejných meteorů z různých bodů poprvé určeny jejich výšky a rychlosti. Ukázalo se, že meteory jsou vesmírná tělesa, která vstupují do zemské atmosféry zvenčí rychlostí od 11 km/s do 72 km/s a shoří v ní ve výšce asi 80 km. Astronomové začali vážně studovat meteory až ve 20. století.

Meteory a meteorické roje

rýže. Meteorický roj Perseid

Průměrně během dne vzplane v zemské atmosféře asi 108 meteorů jasnějších než 5. magnituda. Jasné meteory se vyskytují méně často, slabé častěji. Ohnivé koule (velmi jasné meteory) mohou být viditelné i ve dne. Někdy jsou ohnivé koule doprovázeny pády meteoritů. Vzhled ohnivé koule je často doprovázen poměrně silnou rázovou vlnou, zvukovými jevy a tvorbou kouřového ocasu. Původ a fyzická struktura velkých těles pozorovaných jako ohnivé koule budou pravděpodobně zcela odlišné ve srovnání s částicemi, které způsobují meteorické jevy. Jak již bylo zmíněno, rychlost meteorů v blízkosti Země obvykle dosahuje několika desítek km/s. Velikost skutečné heliocentrické rychlosti je poměrně obtížné odhadnout. Jasnost meteoru silně závisí na jeho rychlosti, takže rychlé meteory jsou obvykle pozorovány častěji než pomalé a jejich počet je menší. Je pravděpodobné, že většina meteorů obíhá v dopředném směru s heliocentrickými rychlostmi srovnatelnými se Zemí.

rýže. Meteorický roj komety Biela

Jaký je rozdíl mezi meteoritem a meteoritem?

3. LET METEORŮ V ATMOSFÉŘE ZEMĚ

Meteory se objevují ve výškách 130 km a níže a obvykle mizí kolem 75 km nadmořské výšky. Tyto hranice se mění v závislosti na hmotnosti a rychlosti meteoroidů pronikající atmosférou. Vizuální určování výšek meteorů ze dvou a více bodů (tzv. korespondujících) se týká především meteorů o magnitudě 0-3. S přihlédnutím k vlivu spíše významných chyb dávají vizuální pozorování následující hodnoty výšek meteorů: výška vzhledu H 1= 130-100 km, výška mizení H 2= 90 - 75 km, v polovině výšky H 0= 110 - 90 km (obr. 8).

Rýže. 8. Výšky ( H) meteorické jevy. Výškové limity(vlevo): začátek a konec cesty ohnivé koule ( B), meteory z vizuálních pozorování ( M) az radarových pozorování ( RM), teleskopické meteory podle vizuálního pozorování ( T); (M T) - oblast retence meteoritů. Distribuční křivky(napravo): 1 - střed dráhy meteorů podle radarových pozorování, 2 - totéž podle fotografických údajů, 2a A 2b- začátek a konec cesty podle fotografických údajů.

Mnohem přesnější fotografická určení výšky se obvykle vztahují k jasnějším meteorům, od -5. do 2. magnitudy, nebo k nejjasnějším částem jejich trajektorií. Podle fotografických pozorování v SSSR jsou výšky jasných meteorů v následujících mezích: H 1= 110-68 km, H 2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Radarová pozorování umožňují určovat samostatně H 1 A H 2 pouze pro nejjasnější meteory. Podle radarových dat pro tyto objekty H 1= 115-100 km, H 2= 85-75 km. Je třeba poznamenat, že radarové určování výšky meteorů se vztahuje pouze na tu část trajektorie meteoru, podél které se vytváří dostatečně intenzivní ionizační stopa. Proto se u stejného meteoru může výška podle fotografických dat výrazně lišit od výšky podle radarových dat.

U slabších meteorů lze pomocí radaru statisticky určit pouze jejich průměrnou výšku. Rozložení průměrných výšek meteorů převážně o magnitudě 1-6 získaných radarem je uvedeno níže:

S ohledem na faktografický materiál o určování výšek meteorů lze konstatovat, že podle všech údajů je naprostá většina těchto objektů pozorována ve výškovém pásmu 110-80 km. Ve stejné zóně jsou pozorovány teleskopické meteory, které podle A.M. Bakharev má výšky H 1= 100 km, H 2= 70 km. Nicméně podle teleskopických pozorování I.S. Astapovičovi a jeho kolegům v Ašchabadu je také pozorováno značné množství teleskopických meteorů pod 75 km, hlavně ve výškách 60-40 km. Jde zřejmě o pomalé a tedy slabé meteory, které začnou zářit až po dopadu hluboko do zemské atmosféry.

Když se přesuneme k velmi velkým objektům, zjistíme, že ohnivé koule se objevují ve výškách H 1= 135-90 km s výškou konečného bodu cesty H 2= 80-20 km. Ohnivé koule pronikající do atmosféry pod 55 km jsou doprovázeny zvukovými efekty a ty, které dosahují výšky 25-20 km, obvykle předcházejí pádu meteoritů.

Výšky meteorů závisí nejen na jejich hmotnosti, ale také na jejich rychlosti vůči Zemi, neboli tzv. geocentrické rychlosti. Čím vyšší je rychlost meteoru, tím výše začíná zářit, protože rychlý meteor se i ve řídké atmosféře sráží s částicemi vzduchu mnohem častěji než pomalý. Průměrná výška meteorů závisí na jejich geocentrické rychlosti následovně (obr. 9):

Při stejné geocentrické rychlosti meteorů závisí jejich výška na hmotnosti meteorického tělesa. Čím větší je hmotnost meteoru, tím níže proniká.

Viditelná část trajektorie meteoru, tzn. délka jeho dráhy v atmosféře je určena výškami jeho výskytu a mizení a také sklonem trajektorie k horizontu. Čím strmější je sklon dráhy k horizontu, tím kratší je zdánlivá délka dráhy. Délka dráhy obyčejných meteorů zpravidla nepřesahuje několik desítek kilometrů, ale u velmi jasných meteorů a ohnivých koulí dosahuje stovek a někdy i tisíců kilometrů.

Rýže. 10. Zenitová přitažlivost meteorů.

Meteory září během krátkého viditelného úseku své dráhy v zemské atmosféře dlouhého několik desítek kilometrů, kterým proletí za několik desetin sekundy (méně často za několik sekund). Na tomto úseku trajektorie meteoru se již projevuje vliv zemské gravitace a brzdění v atmosféře. Při přiblížení k Zemi se počáteční rychlost meteoru vlivem gravitace zvyšuje a dráha je zakřivena tak, že se jeho pozorovaný radiant posouvá k zenitu (zenit je bod nad hlavou pozorovatele). Vliv zemské gravitace na meteoroidy se proto nazývá zenitová gravitace (obr. 10).

Čím je meteor pomalejší, tím větší je vliv zenitové gravitace, jak je patrné z následující tabulky, kde PROTI G označuje počáteční geocentrickou rychlost, PROTI" G- stejnou rychlostí, zkreslenou zemskou gravitací a Δz- maximální hodnota zenitové přitažlivosti:

Při průniku do zemské atmosféry dochází i u meteorického tělesa k brzdění, zpočátku téměř neznatelnému, ale na konci cesty velmi výraznému. Podle sovětských a československých fotografických pozorování může brzdění na posledním úseku trajektorie dosáhnout 30-100 km/s2, zatímco na většině trajektorie se brzdění pohybuje od 0 do 10 km/s2. Pomalé meteory zažívají největší relativní ztrátu rychlosti v atmosféře.

Zdánlivá geocentrická rychlost meteorů, zkreslená zenitovou přitažlivostí a brzděním, je vhodně korigována tak, aby zohledňovala vliv těchto faktorů. Dlouhou dobu nebyly rychlosti meteorů známy dostatečně přesně, protože byly určeny z málo přesných vizuálních pozorování.

Fotografická metoda určování rychlosti meteorů pomocí závěrky je nejpřesnější. Bez výjimky všechna určení rychlosti meteorů získaná fotograficky v SSSR, Československu a USA ukazují, že meteoroidy se musí pohybovat kolem Slunce po uzavřených eliptických drahách (orbitách). Ukazuje se tedy, že drtivá většina meteorické hmoty, ne-li celá, patří do Sluneční soustavy. Tento výsledek je ve výborné shodě s daty radarových stanovení, ačkoliv fotografické výsledky se v průměru vztahují k jasnějším meteorům, tzn. k větším meteoroidům. Křivka rozložení rychlosti meteorů zjištěná pomocí radarových pozorování (obr. 11) ukazuje, že geocentrická rychlost meteorů leží převážně v rozmezí od 15 do 70 km/s (řada stanovení rychlosti přesahující 70 km/s je způsobena nevyhnutelnými chybami v pozorování ). To opět potvrzuje závěr, že meteoroidy se pohybují kolem Slunce po elipsách.

Faktem je, že rychlost oběhu Země je 30 km/s. Proto se blížící se meteory, které mají geocentrickou rychlost 70 km/s, pohybují vzhledem ke Slunci rychlostí 40 km/s. Ale ve vzdálenosti Země je parabolická rychlost (tj. rychlost potřebná k tomu, aby bylo těleso neseno podél paraboly mimo sluneční soustavu) 42 km/s. To znamená, že všechny rychlosti meteorů nepřesahují parabolickou rychlost, a proto jsou jejich dráhy uzavřené elipsami.

Kinetická energie meteoroidů vstupujících do atmosféry velmi vysokou počáteční rychlostí je velmi vysoká. Vzájemné srážky molekul a atomů meteoru a vzduchu intenzivně ionizují plyny ve velkém objemu prostoru kolem letícího meteorického tělesa. Částice, vytržené v hojnosti z meteorického tělesa, tvoří kolem něj jasně zářící slupku horké páry. Záře těchto par připomíná záři elektrického oblouku. Atmosféra ve výškách, kde se meteory objevují, je velmi řídká, takže proces opětovného spojování elektronů odtržených od atomů pokračuje poměrně dlouhou dobu, což způsobuje záři sloupce ionizovaného plynu, který trvá několik sekund a někdy i minut. To je povaha samosvítících ionizačních stop, které lze na obloze pozorovat po mnoha meteorech. Spektrum záře stopy se také skládá z čar stejných prvků jako spektrum samotného meteoru, ale neutrální, neionizované. Navíc ve stezkách září i atmosférické plyny. Naznačují to ty objevené v letech 1952-1953. ve spektrech meteorické stopy jsou čáry kyslíku a dusíku.

Spektra meteorů ukazují, že částice meteorů sestávají buď ze železa s hustotou přes 8 g/cm 3 , nebo jsou kamenné, což by mělo odpovídat hustotě 2 až 4 g/cm 3 . Jasnost a spektrum meteorů umožňuje odhadnout jejich velikost a hmotnost. Zdánlivý poloměr svítícího obalu meteorů 1.-3. magnitudy se odhaduje přibližně na 1-10 cm Poloměr svítícího obalu, určený rozptylem svítících částic, však daleko přesahuje poloměr vlastního tělesa meteoroidu. . Meteorická tělesa letící do atmosféry rychlostí 40-50 km/sec vytvářející jev nulové magnitudy meteory mají poloměr asi 3 mm a hmotnost asi 1 g. Jasnost meteorů je úměrná jejich hmotnosti, tzn. hmotnost meteoru nějaké velikosti je 2,5krát menší než u meteorů předchozí velikosti. Jasnost meteorů je navíc úměrná třetí mocnině jejich rychlosti vzhledem k Zemi.

Meteorické částice, které vstupují do zemské atmosféry vysokou počáteční rychlostí, se setkávají ve výškách 80 km nebo více v prostředí velmi vzácného plynu. Hustota vzduchu je zde stomilionkrát menší než na povrchu Země. Proto je v této zóně interakce meteorického tělesa s atmosférickým prostředím vyjádřena v bombardování tělesa jednotlivými molekulami a atomy. Jedná se o molekuly a atomy kyslíku a dusíku, protože chemické složení atmosféry v meteorické zóně je přibližně stejné jako na hladině moře. Při elastických srážkách se atomy a molekuly atmosférických plynů buď odrážejí, nebo pronikají do krystalové mřížky meteorického tělesa. Ten se rychle zahřívá, taje a odpařuje. Rychlost vypařování částic je nejprve nevýznamná, pak se zvyšuje na maximum a ke konci viditelné dráhy meteoru opět klesá. Vypařující se atomy vylétají z meteoru rychlostí několika kilometrů za sekundu a mají vysokou energii a často dochází ke srážkám s atomy vzduchu, což vede k zahřívání a ionizaci. Žhavý mrak odpařených atomů tvoří svítící obal meteoru. Některé atomy během srážek úplně ztratí své vnější elektrony, což má za následek vytvoření sloupce ionizovaného plynu s velkým počtem volných elektronů a kladných iontů kolem trajektorie meteoru. Počet elektronů v ionizované stopě je 10 10 -10 12 na 1 cm dráhy. Počáteční kinetická energie se spotřebuje na ohřev, žhavení a ionizaci přibližně v poměru 10 6:10 4:1.

Čím hlouběji meteor proniká do atmosféry, tím hustší je jeho horký obal. Jako velmi rychle letící projektil vytváří meteor rázovou vlnu hlavy; tato vlna doprovází meteor při jeho pohybu v nižších vrstvách atmosféry a ve vrstvách pod 55 km způsobuje zvukové jevy.

Stopy zanechané po průletu meteorů lze pozorovat jak pomocí radaru, tak vizuálně. Ionizační stopy meteorů můžete s úspěchem pozorovat zejména dalekohledy s vysokou aperturou nebo dalekohledy (tzv. kometové vyhledávače).

Stopy ohnivých koulí pronikající do nižších a hustých vrstev atmosféry se naopak skládají převážně z prachových částic, a proto jsou proti modré obloze viditelné jako tmavé kouřové mraky. Pokud je taková prachová stopa osvětlena paprsky zapadajícího Slunce nebo Měsíce, může být viditelná jako stříbřité pruhy na pozadí noční oblohy (obr. 12). Takové stopy lze pozorovat hodiny, dokud je nezničí proudění vzduchu. Stopy méně jasných meteorů, které se vytvořily ve výškách 75 km a více, obsahují jen velmi malý zlomek prachových částic a jsou viditelné pouze díky samoluminiscenci atomů ionizovaného plynu. Doba viditelnosti ionizační stopy pouhým okem je v průměru 120 sekund pro ohnivé koule -6. magnitudy a 0,1 sekundy pro meteor 2. magnitudy, zatímco trvání rádiového echa pro stejné objekty (při geocentrická rychlost 60 km/s) se rovná 1000 a 0,5 sec. respektive. Zánik stop ionizace je částečně způsoben přidáním volných elektronů k molekulám kyslíku (O 2) obsaženým v horních vrstvách atmosféry.

Za jasné temné noci, zejména v polovině srpna, listopadu a prosinci, můžete na obloze vidět „padající hvězdy“ – to jsou meteory, zajímavý přírodní úkaz, který člověk zná od nepaměti.

Meteory zejména v posledních letech přitahují velkou pozornost astronomické vědy. O naší sluneční soustavě a o Zemi samotné, zejména o zemské atmosféře, toho již řekli hodně.

Navíc meteory, obrazně řečeno, splatily dluh, vrátily prostředky vynaložené na jejich studium, čímž přispěly k řešení některých praktických problémů vědy a techniky.

Výzkum meteorů se aktivně rozvíjí v řadě zemí a některým z těchto výzkumů je věnována naše povídka. Začneme tím, že si ujasníme pojmy.

Objekt pohybující se v meziplanetárním prostoru a mající rozměry, jak se říká, „větší než molekulární, ale menší než asteroidní“, se nazývá meteoroid nebo meteoroid. Při invazi do zemské atmosféry se meteoroid (těleso meteoru) zahřeje, jasně září a přestane existovat, změní se v prach a páru.

Světelný jev způsobený hořením meteoroidu se nazývá meteor. Pokud má meteoroid relativně velkou hmotnost a je-li jeho rychlost relativně nízká, pak někdy část těla meteoroidu, která se nestihne úplně vypařit v atmosféře, spadne na povrch Země.

Tato spadlá část se nazývá meteorit. Extrémně jasné meteory, které vypadají jako ohnivá koule s ocasem nebo hořící značka, se nazývají ohnivé koule. Jasné ohnivé koule jsou někdy vidět i ve dne.

Proč jsou meteory studovány?

Meteory byly pozorovány a studovány po staletí, ale teprve v posledních třech nebo čtyřech desetiletích byly jasně pochopeny povaha, fyzikální vlastnosti, orbitální charakteristiky a původ těch kosmických těles, která jsou zdroji meteoritů. Zájem výzkumníků o meteorické jevy je spojen s několika skupinami vědeckých problémů.

Především studium trajektorie meteorů, procesů záře a ionizace hmoty meteoroidů je důležité pro objasnění jejich fyzikální podstaty a ony, meteoroidní tělesa, jsou koneckonců „testovacími částmi“ hmoty, která na Zemi dorazila ze vzdálených míst. oblastí Sluneční soustavy.

Dále studium řady fyzikálních jevů doprovázejících let meteorického tělesa poskytuje bohatý materiál pro studium fyzikálních a dynamických procesů probíhajících v tzv. meteorické zóně naší atmosféry, tedy ve výškách 60-120 km. Pozorují se zde především meteory.

Navíc pro tyto vrstvy atmosféry meteory možná zůstávají nejúčinnějším „výzkumným nástrojem“, a to i na pozadí současného rozsahu výzkumu pomocí kosmických lodí.

Přímé metody studia horních vrstev zemské atmosféry pomocí umělých družic Země a vysokohorských raket se začaly hojně využívat již před mnoha lety, od Mezinárodního geofyzikálního roku.

Umělé družice však poskytují informace o atmosféře ve výškách nad 130 km, v nižších družice prostě shoří v hustých vrstvách atmosféry. Co se týče raketových měření, provádějí se pouze přes pevné body na zeměkouli a jsou krátkodobého charakteru.

Meteorická tělesa jsou plnohodnotnými obyvateli sluneční soustavy, obíhají po geocentrických drahách, obvykle eliptického tvaru.

Posouzením toho, jak je celkový počet meteoroidů rozdělen do skupin s různými hmotnostmi, rychlostmi a směry, je možné nejen studovat celý komplex malých těles Sluneční soustavy, ale také vytvořit základ pro konstrukci teorie vznik a vývoj meteorické hmoty.

V poslední době se zájem o meteory zvýšil také díky intenzivnímu studiu blízkozemského prostoru. Důležitým praktickým úkolem se stalo posouzení tzv. nebezpečí meteorů na různých vesmírných trasách.

To je samozřejmě pouze zvláštní otázka; výzkum vesmíru a meteorů má mnoho společných bodů a studium meteorických částic se ve vesmírných programech pevně usadilo. Například pomocí družic, vesmírných sond a geofyzikálních raket se podařilo získat cenné informace o nejmenších meteoroidech pohybujících se v meziplanetárním prostoru.

Zde je jen jeden údaj: senzory instalované na kosmických lodích umožňují zaznamenávat dopady meteoroidů, jejichž velikosti se měří v tisícinách milimetru (!).

Jak se pozorují meteory

Za jasné bezměsíčné noci jsou vidět meteory až 5. a dokonce 6. magnitudy – mají stejnou jasnost jako nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem. Ale většinou jsou pouhým okem viditelné o něco jasnější meteory, jasnější než 4. magnituda; V průměru lze za hodinu vidět asi 10 takových meteorů.

Celkem je v zemské atmosféře asi 90 milionů meteorů denně, které lze vidět v noci. Celkový počet meteoroidů různých velikostí napadajících zemskou atmosféru za den dosahuje stovek miliard.

V meteorologické astronomii bylo dohodnuto rozdělení meteorů na dva typy. Meteory, které jsou pozorovány každou noc a pohybují se různými směry, se nazývají náhodné nebo sporadické. Dalším typem jsou periodické neboli proudové meteory, objevují se ve stejnou roční dobu a z určité malé oblasti hvězdné oblohy – radiantu. Toto slovo - radiant - v tomto případě znamená "vyzařující oblast".

Meteorická tělesa, která dávají vzniknout sporadickým meteorům, se pohybují v prostoru nezávisle na sobě po nejrůznějších drahách a periodická se pohybují po téměř paralelních drahách, které přesně vycházejí z radiantu.

Meteorické roje jsou pojmenovány podle souhvězdí, ve kterých se nacházejí jejich radianty. Například Leonidy jsou meteorický roj s radiantem v souhvězdí Lva, Perseidy - v souhvězdí Persea, Orionidy - v souhvězdí Orion a tak dále.

Při znalosti přesné polohy radiantu, okamžiku a rychlosti letu meteoru je možné vypočítat prvky dráhy meteoroidu, tedy zjistit charakter jeho pohybu v meziplanetárním prostoru.

Vizuální pozorování umožnilo získat důležité informace o denních a sezónních změnách v celkovém počtu meteorů a rozložení radiantů na nebeské sféře. Ke studiu meteorů se ale používají především fotografické, radarové a v posledních letech elektrooptické a televizní pozorovací metody.

Systematické fotografické zaznamenávání meteorů začalo zhruba před čtyřiceti lety, k tomuto účelu slouží tzv. meteorologické hlídky. Meteorická hlídka je systém několika fotografických jednotek a každá jednotka se obvykle skládá ze 4-6 širokoúhlých fotografických kamer, instalovaných tak, aby všechny dohromady pokrývaly co největší plochu oblohy.

Pozorováním meteoru ze dvou bodů vzdálených od sebe 30-50 km lze pomocí fotografií na pozadí hvězd snadno určit jeho výšku, dráhu v atmosféře a radiant.

Pokud se před kamery některé z hlídkových jednotek umístí závěrka, tedy otočná závěrka, pak lze určit rychlost meteoroidu - místo souvislé stopy na fotografickém filmu získáte tečkovaný čára a délka tahů bude přesně úměrná rychlosti meteoroidu.

Pokud jsou hranoly nebo difrakční mřížky umístěny před čočky fotoaparátu jiné jednotky, pak se na desce objeví spektrum meteoru, stejně jako se po průchodu hranolem objeví spektrum slunečního paprsku na bílé stěně. A ze spekter meteoru lze určit chemické složení meteoroidu.

Jednou z důležitých výhod radarových metod je možnost pozorovat meteory za každého počasí a nepřetržitě. Radar navíc umožňuje registrovat velmi slabé meteory o velikosti 12-15 hvězd, které generují meteoroidy o hmotnosti miliontin gramu nebo ještě méně.

Radar „nedetekuje“ samotné meteorické těleso, ale jeho stopu: při pohybu v atmosféře se odpařené atomy meteorického tělesa střetávají s molekulami vzduchu, jsou excitovány a mění se v ionty, tedy pohyblivé nabité částice.

Vznikají stopy ionizovaných meteorů, které mají délku několik desítek kilometrů a počáteční poloměry řádově metr; Jde o jakési závěsné (samozřejmě ne na dlouho!) atmosférické vodiče, přesněji řečeno polovodiče – na každý centimetr délky stopy dokážou napočítat od 106 do 1016 volných elektronů nebo iontů.

Tato koncentrace volných nábojů je dostačující k tomu, aby se od nich odrážely rádiové vlny v dosahu měřidla, jako od vodivého tělesa. Vlivem difúze a dalších jevů se ionizovaná stopa rychle rozpíná, její koncentrace elektronů klesá a vlivem větrů v horních vrstvách atmosféry se stopa rozptýlí.

To umožňuje použití radaru ke studiu rychlosti a směru proudění vzduchu, například ke studiu globální cirkulace horních vrstev atmosféry.

V posledních letech jsou stále aktivnější pozorování velmi jasných ohnivých koulí, které jsou někdy doprovázeny pády meteoritů. Několik zemí vytvořilo pozorovací sítě ohnivých koulí s celooblohovými kamerami.

Ve skutečnosti monitorují celou oblohu, ale zaznamenávají pouze velmi jasné meteory. Takové sítě zahrnují 15-20 bodů umístěných ve vzdálenosti 150-200 kilometrů; pokrývají velké oblasti, protože invaze zemské atmosféry velkým meteoroidem je poměrně vzácný jev.

A tady je to zajímavé: z několika stovek vyfotografovaných jasných ohnivých koulí byly pouze tři doprovázeny pádem meteoritu, i když rychlosti velkých meteoroidů nebyly příliš vysoké. To znamená, že nadzemní výbuch tunguzského meteoritu z roku 1908 je typickým jevem.

Struktura a chemické složení meteoroidů

Invazi meteoroidu do zemské atmosféry provázejí složité procesy jeho ničení – tání, vypařování, rozprašování a drcení. Atomy meteorické hmoty jsou při srážce s molekulami vzduchu ionizovány a excitovány: záře meteoru je spojena především s vyzařováním excitovaných atomů a iontů; pohybují se rychlostí samotného meteorického tělesa a mají kinetickou energii několika desítky až stovky elektronvoltů.

Fotografická pozorování meteorů metodou okamžité expozice (asi 0,0005 sec.), vyvinutá a poprvé na světě realizovaná v Dušanbe a Oděse, jasně ukázala různé typy fragmentace meteorických těles v zemské atmosféře.

Takovou fragmentaci lze vysvětlit jak složitou povahou procesů destrukce meteoroidů v atmosféře, tak volnou strukturou meteoroidů a jejich nízkou hustotou. Hustota meteoroidů kometárního původu je obzvláště nízká.

Spektra meteorů vykazují především jasné emisní čáry. Mezi nimi byly nalezeny linie neutrálních atomů železa, sodíku, manganu, vápníku, chrómu, dusíku, kyslíku, hliníku a křemíku a také linie ionizovaných atomů hořčíku, křemíku, vápníku a železa. Podobně jako meteority lze meteoroidy rozdělit do dvou velkých skupin – železné a kamenné, přičemž kamenných meteoroidů je podstatně více než železných.

Meteorický materiál v meziplanetárním prostoru

Analýza drah sporadických meteoroidů ukazuje, že meteorická hmota se soustřeďuje především v rovině ekliptiky (rovina, ve které leží oběžné dráhy planet) a pohybuje se kolem Slunce ve stejném směru jako samotné planety. To je důležitý závěr, který dokazuje společný původ všech těles ve Sluneční soustavě, včetně tak malých, jako jsou meteoroidy.

Pozorovaná rychlost meteoroidů vůči Zemi leží v rozmezí 11-72 km/sec. Ale rychlost pohybu Země na oběžné dráze je 30 km/s, což znamená, že rychlost meteoroidů vůči Slunci nepřesahuje 42 km/s. To znamená, že je menší než parabolická rychlost, která je nezbytná k opuštění sluneční soustavy.

Odtud tedy závěr – meteoroidy k nám nepřicházejí z mezihvězdného prostoru, patří do Sluneční soustavy a pohybují se kolem Slunce po uzavřených eliptických drahách. Na základě fotografických a radarových pozorování byly již určeny dráhy několika desítek tisíc meteoroidů.

Spolu s gravitační přitažlivostí Slunce a planet je pohyb meteoroidů, zejména malých, výrazně ovlivněn silami způsobenými vlivem elektromagnetického a korpuskulárního záření Slunce.

Zejména pod vlivem světelného tlaku jsou ze Sluneční soustavy vytlačovány nejmenší meteorické částice o velikosti menší než 0,001 mm. Pohyb malých částic je navíc výrazně ovlivňován brzdným účinkem radiačního tlaku (Poynting-Robertsonův jev), a proto se dráhy částic postupně „stlačují“, stále více se přibližují. Slunce.

Životnost meteoroidů ve vnitřních oblastech Sluneční soustavy je krátká, a proto se zásoby meteorické hmoty musí nějak neustále doplňovat.

Lze identifikovat tři hlavní zdroje takového doplňování:

1) rozpad kometárních jader;

2) fragmentace asteroidů (nezapomeňte, že se jedná o malé planety pohybující se převážně mezi drahami Marsu a Jupiteru) v důsledku jejich vzájemných srážek;

3) příliv velmi malých meteoroidů ze vzdáleného okolí Sluneční soustavy, kde jsou pravděpodobně zbytky materiálu, ze kterého byla Sluneční soustava vytvořena.

Od pradávna panovalo přesvědčení, že když si něco přejete při pohledu na padající hvězdu, určitě se vám splní. Přemýšleli jste někdy o povaze jevu padajících hvězd? V této lekci zjistíme, co jsou hvězdné roje, meteority a meteory.

Téma: Vesmír

Lekce: Meteory a meteority

Jevy pozorované ve formě krátkodobých záblesků, ke kterým dochází při spalování malých meteorických objektů (například úlomků komet nebo asteroidů) v zemské atmosféře. Meteory se šíří po obloze a někdy za sebou na několik sekund zanechávají úzkou zářící stopu, než zmizí. V každodenním životě se jim často říká padající hvězdy. Dlouhou dobu byly meteory považovány za běžný atmosférický jev, jako jsou blesky. Teprve na samém konci 18. století byly díky pozorování stejných meteorů z různých bodů poprvé určeny jejich výšky a rychlosti. Ukázalo se, že meteory jsou vesmírná tělesa, která vstupují do zemské atmosféry zvenčí rychlostí od 11 km/s do 72 km/s a shoří v ní ve výšce asi 80 km. Astronomové začali vážně studovat meteory až ve 20. století.

Rozmístění po obloze a četnost výskytu meteorů často nejsou jednotné. Systematicky dochází k tzv. meteorickým rojům, jejichž meteory se v určitou dobu (obvykle několik nocí) objevují na přibližně stejné části oblohy. Takovým proudům jsou dána jména souhvězdí. Například meteorický roj, který se každoročně vyskytuje přibližně od 20. července do 20. srpna, se nazývá Perseidy. Meteorické roje Lyrid (v polovině dubna) a Leonid (v polovině listopadu) jsou pojmenovány podle souhvězdí Lyry a Lva. V různých letech vykazují meteoritové roje různou aktivitu. Změna aktivity meteorických rojů se vysvětluje nerovnoměrným rozložením meteorických částic v proudech podél eliptické dráhy protínající zemskou.

Rýže. 2. Meteorický roj Perseid ()

Meteory, které nepatří k přeháňkám, se nazývají sporadické. Průměrně během dne vzplane v zemské atmosféře asi 108 meteorů jasnějších než 5. magnituda. Jasné meteory se vyskytují méně často, slabé častěji. Ohnivá koule(velmi jasné meteory) mohou být viditelné i ve dne. Někdy jsou ohnivé koule doprovázeny pády meteoritů. Vzhled ohnivé koule je často doprovázen poměrně silnou rázovou vlnou, zvukovými jevy a tvorbou kouřového ocasu. Původ a fyzická struktura velkých těles pozorovaných jako ohnivé koule budou pravděpodobně zcela odlišné ve srovnání s částicemi, které způsobují meteorické jevy.

Je třeba rozlišovat mezi meteority a meteority. Meteor není samotný objekt (tedy těleso meteoru), ale jev, tedy jeho světelná stopa. Tento jev se bude nazývat meteor, bez ohledu na to, zda meteoroid odletí z atmosféry do vesmíru, shoří v ní nebo spadne na Zemi v podobě meteoritu.

Fyzikální meteorologie je věda, která studuje průchod meteoritu vrstvami atmosféry.

Meteorická astronomie je věda, která studuje původ a vývoj meteoritů

Meteorická geofyzika je věda, která studuje účinky meteorů na zemskou atmosféru.

- těleso kosmického původu, které dopadlo na povrch velkého nebeského tělesa.

Podle chemického složení a struktury se meteority dělí do tří velkých skupin: kamenné neboli aerolity, železité kameny neboli siderolity a železité siderity. Názor většiny badatelů souhlasí s tím, že ve vesmíru převládají kamenné meteority (80-90 % z celkového počtu), ačkoliv bylo nasbíráno více železných než kamenných. Relativní množství různých typů meteoritů je obtížné určit, protože železné meteority se hledají snadněji než kamenné. Kromě toho jsou kamenné meteority obvykle zničeny při průchodu atmosférou. Když meteorit vstoupí do hustých vrstev atmosféry, jeho povrch se tak zahřeje, že začne tát a vypařovat se. Proudy vzduchu odfukují velké kapky roztavené hmoty ze železných meteoritů, přičemž stopy tohoto foukání zůstávají a lze je pozorovat ve formě charakteristických zářezů. Skalní meteority se často rozpadají a rozmetají na zemský povrch spršku úlomků různých velikostí. Železné meteority jsou odolnější, ale někdy se rozpadnou na samostatné kusy. Jeden z největších železných meteoritů, který spadl 12. února 1947 v oblasti Sikhote-Alin, byl objeven ve formě velkého množství jednotlivých úlomků, jejichž celková hmotnost je 23 tun, a samozřejmě ne všechny. fragmenty byly nalezeny. Největší známý meteorit Goba (v jihozápadní Africe) je blok vážící 60 tun.

Rýže. 3. Goba - největší nalezený meteorit ()

Velké meteority se při dopadu na Zemi zavrtávají do značné hloubky. V tomto případě v zemské atmosféře v určité výšce obvykle zhasne kosmická rychlost meteoritu, načež po zpomalení padá podle zákonů volného pádu. Co se stane, když se se Zemí srazí například velký meteorit o hmotnosti 105–108 tun? Takový gigantický objekt by prošel atmosférou téměř bez zábran a při pádu by došlo k silné explozi s vytvořením trychtýře (kráteru). Pokud by k takovým katastrofickým událostem někdy došlo, měli bychom na povrchu Země najít meteoritové krátery. Takové krátery skutečně existují. Trychtýř největšího, arizonského kráteru má tedy průměr 1200 m a hloubku asi 200 m. Podle hrubého odhadu je jeho stáří asi 5 tisíc let. Není to tak dávno, co bylo objeveno několik starověkých a zničených meteoritových kráterů.

Rýže. 4. Kráter meteoritu v Arizoně ()

Šokovat kráter(meteorický kráter) - prohlubeň na povrchu kosmického tělesa, výsledek pádu jiného menšího tělesa.

Nejčastěji se meteorický roj vysoké intenzity (s počtem zenitových hodin až tisíc meteorů za hodinu) nazývá hvězdný nebo meteorický roj.

Rýže. 5. Hvězdný déšť ()

1. Melchakov L.F., Skatnik M.N. Přírodopis: učebnice. pro 3,5 stupně prům. škola - 8. vyd. - M.: Vzdělávání, 1992. - 240 s.: ill.

2. Bakhchieva O.A., Klyuchnikova N.M., Pyatunina S.K., et al. Přírodopis 5. - M.: Naučná literatura.

3. Eskov K.Yu. a další Přírodopis 5 / Ed. Vakhrusheva A.A. - M.: Balas

1. Melchakov L.F., Skatnik M.N. Přírodopis: učebnice. pro 3,5 stupně prům. škola - 8. vyd. - M.: Vzdělávání, 1992. - str. 165, úkoly a otázka. 3.

2. Jak se jmenují meteorické roje?

3. Jak se liší meteorit od meteoritu?

4. * Představte si, že jste objevili meteorit a chcete o něm napsat článek do časopisu. Jak by měl tento článek vypadat?