МЕТЕОРЫ

МЕТЕОРЫ (от греч. meteora- атмосферные
и небесные явления), явления в верхней атмосфере, возникающие при вторжении
в неё твёрдых 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 звёздами". Очень
яркие М., блеск к-рых превосходит блеск всех звёзд и планет (т. е. ярче
примерно -4 звёздной величины), наз.
болидами', самые яркиеиз них
могут наблюдаться даже при солнечном свете. Остатки метеорных тел, порождающих
очень яркие болиды, могут выпадать па 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 наз. метеорными дождями. Одиночные
М.,
не принадлежащие к тому или иному потоку, наз. спорадическими.

Наука о М. включает в себя физич. теорию
М., в к-рой 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 (напр., в древне-греч. мифе о Фаэтоне или в рус.
сказаниях о змеях-горынычах). Первые документальные сведения о М. найдены
в древнеегипетском папирусе, написанном за 2000 лет до н. э. и хранящемся
в Гос. Эрмитаже в Ленинграде. Начиная с 1768 до н. э. в старинных китайских
рукописях неоднократно встречаются записи наблюдений М. В древне-рус, летописях
наиболее ранние записи о М. и болидах относятся к 1091, 1110, 1144 и 1215.

Попытки науч. объяснения М. были сделаны
древнегреч. философами. Диоген из Аполлонии (5 в. до н. э.) считал М. невидимыми
звёздами, к-рые падают на Землю и угасают. Анаксагор (5 в. до н. э.) рассматривал
М. как осколки раскалённой каменной массы Солнца. Аристотель (4 в. до н.
э.), наоборот, считал М. земными испарениями, к-рые воспламеняются с приближением
к огненной сфере неба; аналогичной, т. н. метео-рологич. гипотезы о природе
М. придерживалось большинство античных и средневековых философов и учёных.

В 1794 Э. Хладны доказал космич.
происхождение крупного железного метеорита, т. н. Палласова Железа, привезённого
в Петербург с берегов Енисея П. Пал-ласом, 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, удалённых друг от друга на 14 км. Во
время метеорного дождя Леонид 1832-33 мн. наблюдателями было замечено,
что видимые пути М. расходятся из одной точки небесной сфе'ры - 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 мн. учёных: Б. Я. Швейцера,
М. М. Гусева и Ф. А. Бредихина в России, Д. Араго и Ж. Био во Франции,
Ф. Бесселя и А. Гумбольдта в Германии, У. Деннинга в Англии, Дж. Скиапарелли
в Италии, X. Ньютона в США и др. Была открыта связь метеорных потоков с
кометами, вычислены орбиты ряда метеорных потоков, по данным систематич.
визуальных наблюдений М. составлены каталоги большого числа радиантов метеорных
потоков. В 1885 Л. Вейнек в Праге получил первую фотографию М. В 1893 X.
Элкин в США применил вращающийся затвор (обтюратор) для определения угловой
скорости М. при фото-графич. наблюдениях. В 1904 и 1907 С. Н. Блажко в
Москве получил первые фотографии спектров М. В 1929-31 X. 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
радиолокац. наблюдения М. В 1923-34 были заложены основы совр. физич. теории
М.

Методы исследования метеоров: наблюдения
М.; моделирование различных процессов, связанных с М., в лабораторных условиях
и в космич. экспериментах; изучение метеорного вещества в межпланетном
пространстве и его взаимодействия с Землёй путём регистрации ударов метеорных
тел с помощью датчиков, установленных на космич. летательных аппаратах;
наблюдения Зодиакального Света; сбор пыли космич. происхождения
на поверхности Земли, в глубоководных донных отложениях в океанах, в ископаемых
льдах Арктики и Антарктиды; изучение метеоритов и др. Визуальные наблюдения
М. до кон. 19 в. были практически единственным методом их изучения. Они
позволили получить нек-рое представление о суточных и сезонных вариациях
численности М., о распространении радиантов М. по небесной сфере. Однако
к сер. 20 в. визуальные (в т. ч. и телескопические) наблюдения М. почти
полностью утратили своё значение. Осн. информацию о М. стали доставлять
методы фотогра-фич. и радиолокац. наблюдений. Ведутся эксперименты по фотоэлектрич.,
электрон -нооптич. и телевизионным наблюдениям М.

Рис. 1. Фотография яркого метеора со вспышкой,
полученная 11 августа 1964 в Душанбе с помощью фотокамеры, вращающейся
в соответствии с суточным движением небесной сферы; видны изображения звёзд.

Рис. 2. фотография яркого метеора со вспышкой,
полученная 14 августа 1964 в Душанбе с помощью неподвижной фотокамеры с
обтюратором; видны следы звёзд.

Рис.3. Регистрация метеорного радиоэха
при измерениях скоростей и радиантов метеоров (Харьков). На снимке видны:
грубая и точная развёртки дальности; три дифракционные картины радиоэха,
полученные в трёх разнесённых пунктах.

Систематич. фотографич. наблюдения М. (рис.
1) с использованием метеорных патрулей были начаты в 30-е гг. 20
в. Одновременные наблюдения на двух установках, разнесённых 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 решётки позволяют фотографировать спектры
М.

Метод радиолокац. наблюдений М. основан
на регистрации радиоволны, отражённой 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 неск. разнесённых
на расстояния от 5 до 50 км приёмников, то можно определить также
ориентацию следа М. и рассчитать орбиту метеорного тела до его входа в
земную атмосферу. Наиболее мощные комплексы метеорной радиотехнич. аппаратуры
позволяют изучать очень слабые М. до +12-15 звёздной величины, порождаемые
метеорными телами с массами до 10⁶ -10⁷ г. Радионаблюдения
М. могут проводиться круглосуточно, в любую погоду. Однако для них характерна
более низкая точность по сравнению с фотографич. наблюдениями. Наиболее
интенсивные фотографич. и радиолокац. наблюдения М. ведутся в СССР, США,
ЧССР, Великобритании , Австралии.

Датчики, установленные на космич. летательных
аппаратах, позволяют регистрировать удары метеорных тел с массами 101
-1011, однако такие наблюдения не позволяют вычислить их скорости и ориентации
траекторий.

Взаимодействие метеорных тел с атмосферой.
Метеорные тела, движущиеся по эллиптич. орбитам вокруг Солнца, влетают
в атмосферу Земли со скоростями от 11 до 73 км/сек. Т. о. начальная
кинетич. энергия метеорных тел намного больше энергии, необходимой для
их полного испарения, а начальная скорость существенно больше тепловой
скорости мелекул 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 передаёт метеорному телу свой импульс н
кинетич. энергию, что приводит к торможению, нагреванию и распылению метеорного
тела. Когда темп-pa поверхности метеорного тела повышается примерно до
2000 К, начинается его интенсивное испарение, и дальнейший рост темп-ры
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 твёрдых 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 10⁹ г тормозятся на высотах 110- 130 км,
не
успев нагреться до темп-ры начала интенсивного испарения, их кине-тич.
энергия расходуется гл. обр. 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 10⁹ г, не теряя космич.
скорости, т. е. той скорости, к-рую они имели до встречи с земной атмосферой,
проникают в более плотные её слои, где роль потерь энергии на тепловое
излучение с их поверхности сравнительно невелика. Метеорные тела с массами
от 10⁹ до 10 г, порождающие М. от +20 до -4 звёздной величины,
практически полностью теряют свою начальную массу до того, как они успевают
затормозиться в атмосфере. При движении в атмосфере ещё более крупных метеорных
тел, с к-рыми 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 космич. 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 космич. скорость; при ударе о поверхность Земли происходит
очень сильный взрыв, к-рый может привести к образованию метеоритного
кратера.

Спектры метеоров и химический состав метеорных
тел. На основании исследований спектров, полученных для ярких М. от +1
до -10 звёздной величины, установлено, что излучение М. состоит гл. обр.
из ярких эмиссионных линий атомных спектров со значительно более слабыми
молекулярными полосами. Иногда наблюдается слабый непрерывный фон. Наиболее
интенсивные линии в спектрах М. принадлежат атомам и ионам: Fe, Na, Mg,
Mg⁺, Ca, Ca+, Cr, Si⁺, N, О. Эти же химич. элементы
входят и в состав метеоритов. Как и метеориты, метеорные тела разделяются
на железные и каменные, причём преобладающими являются каменные. Однако
отсутствие данных об эффективных сечениях возбуждения при столкновениях
метеорных атомов с молекулами атмосферы не позволяет провести количеств,
химич. анализ метеорных тел по наблюдаемым спектрам М.

Эффективность процесса ионизации обычно
характеризуется коэффициентом метеорной ионизации (3 - средним числом
свободных электронов, порождаемых одним метеорным атомом, выделенным в
результате абляции. Имеющиеся данные об эффективных сечениях ионизации
при
столкновениях различных метеорных атомов с молекулами атмосферы позволили
указать следующую зависимость В от скорости М.:

где V выражено в см/сек. Для
скоростей, с к-рыми М. движутся в атмосфере, (3 изменяется примерно от
0,001 до 1. После пролёта М. остаётся ионизованный метеорный след длиной
от неск. км до неск. десятков км; линейная электронная плотность
следа а связана с визуальной абс. звёздной величиной М. приближённым соотношением
т
=
35,1 - 2,5 lg а, где а выражено в см2. Начальный радиус ионизованного
следа М. определяется процессом термодиффузии за время установления
теплового равновесия следа с окружающей атмосферой и может достигать неск.
м\
г<, возрастает с высотой и скоростью М., что приводит к уменьшению
объёмной электронной плотности следа и к ухудшению условий для наблюдений
быстрых высоких М. при радиолокац. 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
фотографич. наблюдениях обнаруживается дробление значит, части метеорных
тел, порождающих М. от О до +4 звёздной 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 железных метеорных
тел, связанными с неоднородностью их состава, а также с процессом сдувания
с поверхности метеорного тела расплавленной плёнки.

Приток метеорного вещества на Землю. При
ср. внеатмосферной скорости 40 км/сек приближённая зависимость максимальной
визуальной абс. звёздной величины метеора т от начальной массы метеорного
тела М

Распределение метеорных тел по массам обычно
представляется степенным законом N Mo^s, причём 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 неск. десятков т 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 серебристых облаков, спорадических слоев Es ионосферы
и др.

Лит.: Фесенков В. Г., Метеорная
материя в междупланетном пространстве, М.- Л., 1947; Ф еды не кий В. В.,
Метеоры, М., 1956; Левин Б. Ю., Физическая теория метеоров и метеорное
вещество в солнечной системе, М., 1956; А с т а п о-в и ч И. С., Метеорные
явления в атмосфере Земли, М., 1958; Л о в е л л Б., Метеорная астрономия,
пер. с англ., М., 1958; Мак-Кинли Д., Методы метеорной астрономии, пер.
с англ., М., 1964; Б а б а д ж а-н о в 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.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я