Метеоры

Метеоры (далее М) (от греч. meteora — атмосферные и небесные явления), явления в верхней атмосфере, возникающие при вторжении в нее твердых частиц — метеорных тел. Вследствие взаимодействия с атмосферой метеорные тела частично или практически полностью теряют свою начальную массу; при этом возбуждается свечение и образуются ионизованные следы метеорного тела (см. Метеорный след). Не очень яркий М представляется внезапно возникающим, быстро движущимся по ночному небу и угасающим звездообразным объектом, в связи с чем раньше М называли "падающими звездами". Очень яркие М, блеск которых превосходит блеск всех звезд и планет (т. е. ярче примерно — 4 звездной величины), называются болидами; самые яркие из них могут наблюдаться даже при солнечном свете. Остатки метеорных тел, порождающих очень яркие болиды, могут выпадать на поверхность Земли в виде метеоритов. При вторжении в земную атмосферу более или менее компактной совокупности метеорных тел — при встрече Земли с метеорным роем — наблюдается метеорный поток; наиболее интенсивные метеорные потоки называют метеорными дождями. Одиночные М, непринадлежащие к тому или иному потоку, называют спорадическими.   Наука о М включает в себя физическую теорию М, в которой рассматриваются взаимодействие метеорных тел с атмосферой и процессы в метеорных следах; метеорную астрономию, изучающую структуру, эволюцию и происхождение метеорного вещества в межпланетном пространстве; метеорную геофизику, изучающую параметры верхней атмосферы методами наблюдений М, а также влияние притока метеорного вещества на параметры атмосферы.   Историческая справка. М и болиды известны человечеству с глубокой древности и нашли отражение в легендах и мифах многих народов (например, в древнегреческом мифе о Фаэтоне или в русских сказаниях о змеях-горынычах). Первые документальные сведения о М найдены в древнеегипетском папирусе, написанном за 2000 лет до н. э. и хранящемся в Государственном Эрмитаже в Ленинграде. Начиная с 1768 до н. э. в старинных китайских рукописях неоднократно встречаются записи наблюдений М В древнерусских летописях наиболее ранние записи о М и болидах относятся к 1091, 1110, 1144 и 1215.   Попытки научного объяснения М были сделаны древнегреческими философами. Диоген из Аполлонии (5 в. до н. э.) считал М невидимыми звездами, которые падают на Землю и угасают. Анаксагор (5 в. до н. э.) рассматривал М как осколки раскаленной каменной массы Солнца. Аристотель (4 в. до н. э.), наоборот, считал М земными испарениями, которые воспламеняются с приближением к огненной сфере неба; аналогичной, т. н. метеорологической гипотезы о природе М придерживалось большинство античных и средневековых философов и ученых.   В 1794 Э. Хладна доказал космическое происхождение крупного метеорита, т. н. Палласова привезенного в Петербург с берегов Енисея П. Палласом, и правильно объяснил природу М и болидов как явлений, связанных с вторжением в атмосферу Земли внеземных тел. В 1798 впервые были определены высоты 22 М по одновременным наблюдениям из двух пунктов, удаленных друг от друга на 14 км. Во время метеорного дождя Леонид 1832—33 многими наблюдателями было замечено, что видимые пути М расходятся из одной точки небесной сферы — радианта, на основании чего было сделано заключение, что траектории всех метеорных тел потока, вызвавшего метеорный дождь, параллельны, т. е. эти тела двигались по близким орбитам. Метеорные дожди, наблюдавшиеся в 1799, 1832—33, 1866, 1872 и 1885, привлекли к изучению М внимание многих ученых: Б. Я. Швейцера, М М Гусева и Ф. А. Бредихина в России, Д. Араго и Ж. Био во Ф. Бесселя и А. Гумбольдта в У. Деннинга в Англии, Дж. Скиапарелли в Италии, Х. Ньютона в США и др. Была открыта связь метеорных потоков с кометами, вычислены орбиты ряда метеорных потоков, по данным систематических визуальных наблюдений М составлены каталоги большого числа радиантов метеорных потоков. В 1885 Л. Вейнек в Праге получил первую фотографию М В 1893 Х. Элкин в США применил вращающийся затвор (обтюратор) для определения угловой скорости М при фотографических наблюдениях. В 1904 и 1907 С. Н. Блажко в Москве получил первые фотографии спектров М В 1929—31 Х. Нагаока в Японии, Н. А. Иванов в СССР и А. Скеллет в США обнаружили влияние метеорной ионизации на распространение радиоволн. В 1942—44 были проведены первые радиолокационные наблюдения М В 1923—34 были заложены основы современной физической теории М   Методы исследования метеоров: наблюдения М; моделирование различных процессов, связанных с М, в лабораторных условиях и в космических экспериментах; изучение метеорного вещества в межпланетном пространстве и его взаимодействия с Землей путем регистрации ударов метеорных тел с помощью датчиков, установленных на космических летательных аппаратах; наблюдения Зодиакального Света; сбор пыли космического происхождения на поверхности Земли, в глубоководных донных отложениях в океанах, в ископаемых льдах Арктики и Антарктиды; изучение метеоритов и др.   Визуальные наблюдения М до конца 19 в. были практически единственным методом их изучения. Они позволили получить некоторое представление о суточных и сезонных вариациях численности М, о распространении радиантов М по небесной сфере. Однако к середине 20 в. визуальные (в т. ч. и телескопические) наблюдения М почти полностью утратили свое значение. Основную информацию о М стали доставлять методы фотографических и радиолокационных наблюдений. Ведутся эксперименты по фотоэлектрическим, электроннооптическим и телевизионным наблюдениям М   Систематическая фотография, наблюдения М (рис. 1) с использованием метеорных патрулей были начаты в 30-е гг. 20 в. Одновременные наблюдения на двух установках, разнесенных на расстояние порядка 30 км, позволяют измерить высоту М и ориентацию их траекторий. Если одна из установок снабжена обтюратором, периодически прерывающим экспозицию, фотография М получается прерывистой (рис. 2); измеряя расстояние между перерывами можно измерить скорость М на разных участках их траектории и т. о. — торможение в атмосфере. По этим данным может быть вычислена орбита метеорного тела, породившего данный М Установленные перед объективами фотокамер призмы или дифракционные решетки позволяют фотографировать спектры М   Метод радиолокационных наблюдений М основан на регистрации радиоволны, отраженной от ионизованного следа М, — метеорного радиоэха. Вследствие дифракции радиоволн на формирующемся метеорном следе, амплитуда радиоэха имеет флуктуации во времени (рис. 3); измеряя расстояния между различными максимумами дифракционной картины радиоэха и зная расстояние до М, можно вычислить скорость М Если используется несколько разнесенных на расстояния от 5 до 50 км приемников, то можно определить также ориентацию следа М и рассчитать орбиту метеорного тела до его входа в земную атмосферу. Наиболее мощные комплексы метеорной радиотехнической аппаратуры позволяют изучать очень слабые М до + 12—15 звездной величины, порождаемые метеорными телами с массами до 10-6—10-7 г. Радионаблюдения М могут проводиться круглосуточно, в любую погоду. Однако для них характерна более низкая точность по сравнению с фотографическими наблюдениями. Наиболее интенсивные фотографические и радиолокационные наблюдения М ведутся в СССР, США, ЧССР, Великобритании, Австралии.   Датчики, установленные на космических летательных аппаратах, позволяют регистрировать удары метеорных тел с массами 10-7—10-11 г, однако такие наблюдения не позволяют вычислить их скорости и ориентации траекторий.   Взаимодействие метеорных тел с атмосферой. Метеорные тела, движущиеся по эллиптическим орбитам вокруг Солнца, влетают в атмосферу Земли со скоростями от 11 до 73 км/сек. Т. о. начальная кинетическая энергия метеорных тел намного больше энергии, необходимой для их полного испарения, а начальная скорость существенно больше тепловой скорости молекул воздуха. Характер взаимодействия с атмосферой зависит от массы метеорного тела. Если размеры метеорного тела намного меньше длины свободного пробега молекул верхней атмосферы, взаимодействие осуществляется в результате ударов отдельных молекул о поверхность метеорного тела. Налетающая молекула полностью или частично передает метеорному телу свой импульс и кинетическую энергию, что приводит к торможению, нагреванию и распылению метеорного тела. Когда температура поверхности метеорного тела повышается примерно до 2000 К, начинается его интенсивное испарение, и дальнейший рост температуры резко замедляется. Кроме распыления и испарения, потеря вещества метеорного тела — т. н. абляция — может происходить в результате различных видов дробления — отделения от метеорного тела более мелких твердых частиц или капелек. При одновременном отделении от М множества мелких частиц происходит кратковременное увеличение его блеска — вспышка. Очень мелкие метеорные тела с массами меньше примерно 10-9 г тормозятся на высотах 110—130 км, не успев нагреться до температуры начала интенсивного испарения, их кинетическая энергия расходуется главным образом на тепловое излучение с поверхности метеорного тела. Потеряв часть своей начальной массы вследствие распыления, такие мелкие метеорные тела затем оседают на поверхность Земли в виде микрометеоритов. Метеорные тела с массами, большими 10-9 г, не теряя космической скорости, т. е. той скорости, которую они имели до встречи с земной атмосферой, проникают в более плотные ее слои, где роль потерь энергии на тепловое излучение с их поверхности сравнительно невелика. Метеорные тела с массами от 10-9 до 10 г, порождающие М от +20 до — 4 звездной величины, практически полностью теряют свою начальную массу до того, как они успевают затормозиться в атмосфере. При движении в атмосфере еще более крупных метеорных тел, с которыми связаны яркие болиды, образуется ударная волна, что приводит к уменьшению теплопередачи и, следовательно, к уменьшению доли начальной массы, теряемой до того, как тело утратит свою космическую скорость. Затормозившиеся остатки таких очень крупных метеорных тел могут выпадать на поверхность Земли в виде метеоритов. Огромные метеорные тела с начальными массами в десятки тысяч т и более могут достигать поверхности Земли, частично сохраняя свою космическую скорость; при ударе о поверхность Земли происходит очень сильный взрыв, который может привести к образованию метеоритного кратера.   Спектры метеоров и состав метеорных тел. На основании исследований спектров, полученных для ярких М от +1 до — 10 звездной величины, установлено, что излучение М состоит главным образом из ярких эмиссионных линий спектров со значительно более слабыми молекулярными полосами. Иногда наблюдается слабый непрерывный фон. Наиболее интенсивные линии в спектрах М принадлежат и ионам: , , , +, , +, , +, , О. Эти же элементы входят и в состав метеоритов. Как и метеориты, метеорные тела разделяются на и каменные, причем преобладающими являются каменные. Однако отсутствие данных об эффективных сечениях возбуждения при столкновениях метеорных с молекулами атмосферы не позволяет провести количественный анализ метеорных тел по наблюдаемым спектрам М   Эффективность процесса ионизации обычно характеризуется коэффициентом метеорной ионизации b — средним числом свободных электронов, порождаемых одним метеорным выделенным в результате абляции. Имеющиеся данные об эффективных сечениях ионизации при столкновениях различных метеорных с молекулами атмосферы позволили указать следующую зависимость b от скорости М: b = 4×10-257/2, где выражено в см/сек. Для скоростей, с которыми М движутся в атмосфере, b изменяется примерно от 0,001 до 1. После пролета М остается ионизованный метеорный след длиной от нескольких км до нескольких десятков км; линейная электронная плотность следа a связана с визуальной абсолютной звездной величиной М приближенным соотношением m = 35,1 — 2,5 lga, где a выражено в см-1. Начальный радиус ионизованного следа М r0 определяется процессом термодиффузии за время установления теплового равновесия следа с окружающей атмосферой и может достигать нескольких м; ro возрастает с высотой и скоростью М, что приводит к уменьшению объемной электронной плотности следа и к ухудшению условий для наблюдений быстрых высоких М при радиолокационных наблюдениях. Свойство ионизованных метеорных следов отражать радиоволны используется для радиосвязи в диапазоне УКВ (см. Метеорная радиосвязь).   Высоты метеоров. Высоты появления М обычно заключены в пределах 80—130 км, они систематически возрастают с увеличением скорости М Высоты исчезновения М обычно лежат в пределах 60—100 км и также возрастают с увеличением скорости М и с переходом от более ярких к более слабым М Очень яркие болиды могут исчезать на высотах 20—40 км.   Дробление и структура метеорных тел. При фотографических наблюдениях обнаруживается дробление значительные части метеорных тел, порождающих М от О до + 4 звездной величины. Мелкие осколки метеорных тел испытывают большее торможение, вследствие чего появляются светящиеся хвосты М Дробление приводит к увеличению торможения М и укорочению их видимого пути. Дробление может объясняться как рыхлой структурой метеорного тела с очень низкой плотностью (менее 1 г/см3), так и особенностями абляции в атмосфере плотных каменных и метеорных тел, связанными с неоднородностью их состава, а также с процессом сдувания с поверхности метеорного тела расплавленной пленки.   Приток метеорного вещества на Землю. При средней внеатмосферной скорости 40 км/сек приближенная зависимость максимальной визуальной абсолютной звездной величины метеора m от начальной массы метеорного тела M0 (выраженной в г) имеет вид m = -2,5-2,5lgM0.   Распределение метеорных тел по массам обычно представляется степенным законом ~ M0-s, причем показатель степени s близок к 2. Подсчитывая полное число М в атмосфере Земли за сутки, можно оценить приток метеорного вещества: за сутки выпадает на Землю в среднем несколько десятков m метеорного вещества. Приток метеорного вещества оказывает существенное влияние на примесный газовый, ионный и аэрозольный состав верхней атмосферы, а также на ряд процессов в верхней атмосфере: образование облаков, спорадических слоев Es ионосферы и др.   Лит.: Фесенков В. Г., Метеорная материя в междупланетном пространстве, М — Л., 1947; Федынский В. В., М, М, 1956; Левин Б. Ю., Физическая теория метеоров и метеорное вещество в солнечной системе, М, 1956; Астапович И. О., Метеорные явления в атмосфере Земли, М, 1958; Ловелл Б., Метеорная астрономия, пер. с англ., М, 1958; Мак-Кинли Д., Методы метеорной астрономии, пер. с англ., М, 1964; Бабаджанов П. Б., Крамер Е. Н., Методы и некоторые результаты фотографических исследований метеоров, М, 1963; Кащеев Б. Л., Лебединец В. Н., Лагутин М Ф., Метеорные явления в атмосфере Земли, М, 1967.   В. Н. Лебединец.