Orbite de meteoriți și meteoriți

Până în prezent, observatorii sovietici și străini au publicat mai multe cataloage de radianți și orbite de meteori, numărând fiecare mii de meteori. Deci există material mai mult decât suficient pentru analiza lor statistică.

Unul dintre cele mai importante rezultate ale acestei analize este că aproape toți meteoroizii aparțin Sistemului Solar și nu sunt extratereștri din spațiile interstelare. Iată cum să o arăți.

Chiar dacă un meteoroid a venit la noi chiar de la granițe sistem solar, viteza sa relativă la Soare la o distanță de orbita Pământului va fi egală cu viteza parabolică la această distanță, care este de ori mai mare decât viteza circulară. Pământul se mișcă cu o viteză aproape circulară de 30 km/s, prin urmare, viteza parabolică în regiunea orbitei Pământului este de 30 = 42 km/s. Chiar dacă un meteorid zboară spre Pământ, viteza lui în raport cu Pământul va fi egală cu 30+42=72 km/s. Aceasta este limita superioară a vitezei geocentrice a meteorilor.

Cum se determină limita sa inferioară? Lăsați un corp meteoric să se miște aproape de Pământ pe orbita sa cu aceeași viteză ca Pământul. Viteza geocentrică a unui astfel de corp va fi mai întâi aproape de zero. Dar treptat, sub influența gravitației Pământului, particula va începe să cadă pe Pământ și va accelera până la a doua viteză cosmică binecunoscută de 11,2 km/s. Cu această viteză va intra în atmosfera Pământului. Aceasta este limita inferioară a vitezei extra-atmosferice a meteorilor.

Este mai dificil de determinat orbitele meteoriților. Am spus deja că căderile de meteoriți sunt fenomene extrem de rare și, în plus, imprevizibile. Nimeni nu poate spune dinainte când și unde va cădea un meteorit. Analiza mărturiei martorilor oculari întâmplători ai căderii oferă o precizie extrem de scăzută în determinarea radiantului și este complet imposibil să se determine viteza în acest fel.

Dar pe 7 aprilie 1959, mai multe stații de service de meteori din Cehoslovacia au fotografiat o minge de foc strălucitoare, care s-a încheiat cu căderea mai multor fragmente din meteoritul Pribram. Traiectoria atmosferică și orbita din sistemul solar a acestui meteorit au fost calculate cu precizie. Acest eveniment i-a inspirat pe astronomi. În preriile Statelor Unite s-a organizat o rețea de stații, dotate cu seturi similare de camere, special pentru fotografiarea mingilor de foc strălucitoare. Se numea Rețeaua Praiilor. O altă rețea de stații – cea europeană – a fost desfășurată pe teritoriul Cehoslovaciei, RDG și Republicii Federale Germania.

Pe parcursul a 10 ani de funcționare, rețeaua de prerie a înregistrat zborul a 2.500 de bile de foc strălucitoare. Oamenii de știință americani au sperat că, continuându-și traiectoria descendentă, vor putea găsi cel puțin zeci de meteoriți căzuți.

Aşteptările lor nu au fost îndeplinite. Doar una (!) din 2500 de mingi de foc s-a încheiat pe 4 ianuarie 1970 odată cu căderea meteoritului Lost City. Șapte ani mai târziu, când rețeaua Prairie nu mai funcționa, zborul meteoritului Inisfree a fost fotografiat din Canada. Acest lucru s-a întâmplat pe 5 februarie 1977. Dintre mingile de foc europene, nici unul (după Pribram) nu s-a încheiat cu căderea unui meteorit. Între timp, printre mingile de foc fotografiate, multe erau foarte strălucitoare, de multe ori mai strălucitoare lună plină. Dar meteoriții nu au căzut după trecerea lor. Acest mister a fost rezolvat la mijlocul anilor '70, despre care vom discuta mai jos.

Astfel, alături de multe mii de orbite de meteoriți, avem doar trei (!) orbite exacte de meteoriți. La acestea se pot adăuga câteva zeci de orbite aproximative calculate de I. S. Astapovich, A. N. Simonenko, V. I. Tsvetkov și alți astronomi pe baza unei analize a mărturiei martorilor oculari.

La analize statistice elemente ale orbitelor meteorilor, este necesar să se țină cont de mai mulți factori selectivi, ceea ce duce la faptul că unii meteori sunt observați mai des decât alții. Asa de, factor geometricP 1 determină vizibilitatea relativă a meteorilor cu distanțe radiante zenite diferite. Pentru meteorii detectați de radar (așa-numitii meteori radio), Ceea ce contează este geometria reflectării undelor radio din urma ion-electron și modelul de radiație al antenei. Factorul fizic P 2 determină dependența vizibilității meteorilor de viteză. Și anume, așa cum vom vedea mai târziu, cu cât viteza meteoroidului este mai mare, cu atât meteorul va fi observat mai strălucitor. Luminozitatea unui meteor, observată vizual sau înregistrată fotografic, este proporțională cu puterea a 4-a-5 a vitezei. Aceasta înseamnă, de exemplu, că un meteor cu o viteză de 60 km/s va fi de 400-1000 de ori mai strălucitor decât un meteor cu o viteză de 15 km/s (dacă masele meteoroizilor care le generează sunt egale). Pentru meteorii radio, există o dependență similară a intensității semnalului reflectat (luminozitatea radio a meteorului) de viteză, deși este mai complexă. În sfârșit, mai sunt factorul astronomic P 3, al cărui sens este că întâlnirea Pământului cu particule meteorice care se mișcă pe orbite diferite în Sistemul Solar are o probabilitate diferită.

După luarea în considerare a toți cei trei factori, este posibil să se construiască o distribuție a meteorilor în funcție de elementele orbitelor lor, corectate pentru efecte selective.

Toți meteorii sunt împărțiți în în linie, adică aparținând unor ploi de meteori cunoscute și sporadic, componente ale „fondului de meteoriți”. Linia dintre ele este într-o oarecare măsură arbitrară. Sunt cunoscute aproximativ douăzeci de ploi de meteori majore. Ele sunt numite prin denumirile latine ale constelațiilor în care se află radiantul: Perseide, Liride, Orionide, Acvaride, Geminide. Dacă într-o constelație dată în timp diferit sunt două sau mai multe ploi de meteori, acestea sunt desemnate de cea mai apropiată stea: (-Acvaride, -Acvaride, -Perseide etc.

Numărul total de ploi de meteori este mult mai mare. Astfel, catalogul lui A.K. Terentyeva, alcătuit din observații fotografice și cele mai bune vizuale până în 1967, conține 360 ​​de ploi de meteori. Dintr-o analiză a 16.800 de orbite de meteori radio, V. N. Lebedinets, V. N. Korpusov și A. K. Sosnova au identificat 715 ploi de meteori și asociații (o asociație de meteori este un grup de orbite de meteori, a căror proximitate genetică a fost stabilită cu mai puțină certitudine decât în ​​cazul un flux).

Pentru o serie de ploi de meteori, relația lor genetică cu cometele a fost stabilită în mod fiabil. Astfel, orbita ploii de meteori Leonide, observată anual la jumătatea lunii noiembrie, coincide practic cu orbita cometei 1866. I. O dată la 33 de ani, se observă ploi de meteori spectaculoase cu un radiant în constelația Leului. Cele mai intense ploi au fost observate în 1799, 1832 și 1866. Apoi, timp de două perioade (1899-1900 și 1932-1933) nu au fost ploi de meteoriți. Aparent, poziția Pământului în timpul întâlnirii cu fluxul a fost nefavorabilă pentru observații - nu a trecut prin partea cea mai densă a roiului. Dar pe 17 noiembrie 1966, ploaia de meteoriți Leonid s-a repetat. A fost observată de astronomii americani și lucrătorii de iarnă la 14 stații polare sovietice din Arctica, unde era noapte polară la acea oră (pe teritoriul principal al URSS la acea vreme era zi). Numărul de meteori a ajuns la 100.000 pe oră, dar ploaia de meteori a durat doar 20 de minute, în timp ce în 1832 și 1866. a durat câteva ore. Acest lucru poate fi explicat în două moduri: fie roiul este format din cheaguri-nori separate de diferite dimensiuni, iar Pământul este în ani diferiti trece prin unul sau altul nor, sau în 1966 Pământul a traversat roiul nu de-a lungul diametrului, ci de-a lungul unei mici coarde. Cometa 1866 I are, de asemenea, o perioadă orbitală de 33 de ani, confirmând și mai mult rolul său de cometă progenitoare a roiului.

La fel, Cometa 1862 III este strămoșul ploii de meteoriți Perseide din august. Spre deosebire de Leonide, Perseidele nu produc ploi de meteoriți. Aceasta înseamnă că materialul roiului este distribuit mai mult sau mai puțin uniform de-a lungul orbitei sale. Prin urmare, se poate presupune că Perseidele sunt un potop de meteori „mai vechi” decât Leonidele.

Ploaia de meteori Draconid s-a format relativ recent, producând ploi de meteori spectaculoase în perioada 9-10 octombrie 1933 și 1946. Strămoșul acestui duș este cometa Giacobini-Zinner (1926 VI). Perioada sa este de 6,5 ani, așa că ploile de meteoriți au fost observate la intervale de 13 ani (cele două perioade ale cometei corespund aproape exact cu 13 revoluții Pământului). Dar nici în 1959, nici în 1972 nu s-au observat ploi de meteori Draconizi. În acești ani, Pământul a trecut departe de orbita roiului. Pentru 1985, prognoza era mai favorabilă. Și într-adevăr, în seara zilei de 8 octombrie Orientul îndepărtat s-a observat o ploaie spectaculoasă de meteori, deși a fost inferioară ca număr și durată decât ploaia din 1946. Pe cea mai mare parte a teritoriului țării noastre la vremea aceea era lumină de zi, dar astronomii din Dușanbe și Kazan au observat ploaia de meteori folosind instalații radar.

Cometa Biela, care s-a dezintegrat în două părți în fața astronomilor în 1846, nu a mai fost observată în 1872, dar astronomii au asistat la două puternice ploi de meteori - în 1872 și 1885. Acest curent a fost numit Andromedide (după constelație) sau Bielids (după cometă). Din păcate, nu s-a repetat timp de un secol întreg, deși perioada orbitală a acestei comete este de asemenea de 6,5 ani. Cometa Biela este una dintre cometele pierdute - nu a fost observată de 130 de ani. Cel mai probabil, chiar s-a rupt în bucăți, dând naștere ploii de meteoriți Andromeda.

Există două ploi de meteori asociate cu celebra cometă Halley: Acvaridele, observate în luna mai (radiante în Vărsător) și Orionidele, observate în octombrie (radiante în Orion). Aceasta înseamnă că orbita Pământului se intersectează cu orbita cometei nu într-un punct, ca majoritatea cometelor, ci în două. În legătură cu apropierea cometei Halley de Soare și Pământ la începutul anului 1986, atenția astronomilor și pasionaților de astronomie a fost atrasă asupra acestor două fluxuri. Observațiile ploii Aquarid din mai 1986 în URSS au confirmat o creștere a activității sale cu predominanța meteorilor strălucitori.

Astfel, din conexiunile stabilite ale ploilor de meteori cu cometele, rezulta o concluzie cosmogonica importanta: corpurile de meteori ale curentilor nu sunt altceva decat produse ale distrugerii cometelor. În ceea ce privește meteorii sporadici, aceștia sunt cel mai probabil rămășițele unor fluxuri dezintegrate. La urma urmei, traiectoria particulelor de meteori este puternic afectată de gravitația planetelor, în special a planetelor gigantice din grupul Jupiter. Tulburările de pe planete duc la disipare și apoi la dezintegrarea completă a fluxului. Adevărat, acest proces durează mii, zeci și sute de mii de ani, dar funcționează constant și inexorabil. Întregul complex de meteori este actualizat treptat.

Să ne întoarcem la distribuția orbitelor meteorilor în funcție de valorile elementelor lor. În primul rând, observăm faptul important că aceste distribuții diferit pentru meteorii inregistrati prin fotografie (fotometeori) si radar (radiometeori). Motivul pentru aceasta este că metoda radar poate detecta meteori mult mai slabi decât fotografia, ceea ce înseamnă că datele din această metodă se referă (după luarea în considerare a factorului fizic) în medie la corpuri mult mai mici decât datele din metoda fotografică. Meteorii strălucitori care pot fi fotografiați corespund corpurilor cu o masă mai mare de 0,1 g, în timp ce meteorii radio colectați în catalogul lui B. L. Kashcheev, V. N. Lebedints și M. F. Lagutin corespund corpurilor cu o masă de 10 -3 ~ 10 - 4 ani.

Analiza orbitelor meteorilor din acest catalog a arătat că întreg complexul de meteori poate fi împărțit în două componente: plană și sferică. Componenta sferică include orbite cu înclinații arbitrare față de ecliptică, cu o predominanță a orbitelor cu excentricități mari și semi-axe. Componenta plană include orbite cu înclinații mici ( i < 35°), небольшими размерами (A< 5 a. e.) şi excentricităţi destul de mari. În 1966, V. N. Lebedinets a emis ipoteza că corpurile meteoroide ale componentei sferice se formează din cauza dezintegrarii cometelor cu perioadă lungă, dar orbitele lor sunt mult modificate sub influența efectului Poynting-Robertson.

Acest efect este după cum urmează. Nu numai atracția Soarelui, ci și presiunea ușoară acționează foarte eficient asupra particulelor mici. De ce presiunea ușoară acționează în mod specific asupra particulelor mici este clar din următoarele. Presiunea razelor solare este proporțională cu suprafață particulă sau pătratul razei sale, în timp ce atracția Soarelui este masa sa, sau în cele din urmă a acesteia volum, adică cubul de rază. Raportul dintre presiunea ușoară (mai precis, accelerația dată de aceasta) și accelerația gravitației va fi astfel invers proporțional cu raza particulei și va fi mai mare în cazul particulelor mici.

Dacă o particulă mică se învârte în jurul Soarelui, atunci datorită adăugării vitezelor luminii și a particulei conform regulii paralelogramului, lumina va cădea ușor în față (Pentru cititorii familiarizați cu teoria relativității, această interpretare poate ridica obiecții : la urma urmei, viteza luminii nu se adună cu viteza sursei sau receptorului de lumină. Dar o luare în considerare strictă a acestui fenomen, precum și a fenomenului similar în natură al aberației anuale a luminii stelelor (deplasarea aparentă a stelelor). înainte în funcție de mișcarea Pământului) în cadrul teoriei relativității duce la același rezultat.Numai că nu mai vorbim de „adunarea” vitezelor, ci de schimbarea direcției fasciculului incident asupra particulei datorită la trecerea sa de la un cadru de referinţă la altul.) şi îşi va încetini uşor mişcarea în jurul Soarelui. Din această cauză, particula se va apropia treptat de Soare într-o spirală foarte blândă, iar orbita sa se va deforma. Acest efect a fost descris calitativ în 1903 de J. Poynting și fundamentat matematic în 1937 de G. Robertson. Vom întâlni manifestări ale acestui efect de mai multe ori.

Pe baza unei analize a elementelor orbitale ale corpurilor meteorice cu o componentă sferică, V. N. Lebedinets a dezvoltat un model pentru evoluția prafului interplanetar. El a calculat că pentru a menține starea de echilibru a acestei componente, cometele cu perioadă lungă trebuie să ejecteze anual în medie 10 15 g de praf. Aceasta este masa unei comete relativ mici.

În ceea ce privește meteoroizii cu o componentă plată, ei se formează aparent ca urmare a dezintegrarii cometelor de scurtă perioadă. Cu toate acestea, nu totul este încă clar aici. Orbitele tipice ale acestor comete diferă de orbitele corpurilor meteorice din componenta plană (cometele au distanțe mari de periheliu și excentricități mai mici), iar transformarea lor nu poate fi explicată prin efectul Poynting-Robertson. Nu cunoaștem comete cu astfel de orbite precum cele ale ploii de meteori active Geminide, Arietide, Acvaride și altele. Între timp, pentru a reumple componenta plată, este necesar ca o dată la câteva sute de ani să se formeze o nouă cometă cu o orbită de acest tip. Aceste comete, totuși, au o viață extrem de scurtă (în principal din cauza distanțelor mici de periheliu și a perioadelor orbitale scurte), și poate de aceea nici o astfel de cometă nu a intrat încă în câmpul nostru vizual.

O analiză a orbitelor fotometeorului efectuată de astronomii americani F. Whipple, R. McCroskey și A. Posen a arătat rezultate semnificativ diferite. Majoritatea meteoroizilor mari (cu mase mai mari de 1 g) se deplasează pe orbite similare cu orbitele cometelor cu perioadă scurtă ( A < 5 а. е., i< 35°, e> 0,7). Aproximativ 20% dintre aceste corpuri au orbite apropiate de cele ale cometelor cu perioade lungi. Aparent, fiecare componentă a meteoroizilor de această dimensiune este un produs al dezintegrarii cometelor corespunzătoare. Când se deplasează către corpuri mai mici (până la 0,1 g), numărul de orbite de dimensiuni mici crește considerabil (A< 2 a. e.). Acest lucru este în concordanță cu faptul descoperit de oamenii de știință sovietici că astfel de orbite predomină în meteoriții radio cu o componentă plată.

Să ne întoarcem acum la orbitele meteoriților. După cum sa menționat deja, orbitele exacte au fost determinate doar pentru trei meteoriți. Elementele lor sunt date în tabel. 1 ( v- viteza de intrare a meteoritului în atmosferă, q, q" - distante fata de Soare la periheliu si afeliu).

Asemănarea strânsă a orbitelor meteoriților Lost City și Inisfree și ușoară diferență față de acestea în orbita meteoritului Pribram sunt izbitoare. Dar cel mai important lucru este că toți cei trei meteoriți la afeliu traversează așa-numita centură de asteroizi (planete minore), ale cărei limite corespund în mod convențional la distanțe de 2,0-4,2 UA. e. Înclinațiile orbitale ale tuturor celor trei meteoriți sunt mici, spre deosebire de majoritatea meteoroizilor mici.

Dar poate asta e doar o coincidență? La urma urmei, trei orbite sunt prea puțin material pentru statistici și orice concluzii. A. N. Simonenko în 1975-1979 a studiat peste 50 de orbite de meteoriți determinate printr-o metodă aproximativă: radiantul a fost determinat conform mărturiei martorilor oculari, iar viteza de intrare a fost estimată prin locația radiantului în raport cu apex(Punctul din sfera cerească către care este îndreptată în prezent mișcarea Pământului de-a lungul orbitei sale). Este evident că pentru meteoriții care se apropie (rapidi), radiantul ar trebui să fie situat în apropierea vârfului, iar pentru depășirea meteoriților (lenti) - în apropierea punctului sferei cerești opus vârfului - anti-apex.

Tabelul 1. Elemente ale orbitelor exacte a trei meteoriți

Meteorit

v , km /c

A, a.e.

e

i

q , a.e.

q ’, a.e.

Pribram

20.8

2.42

0.67

10,4 o

0.79

4.05

Orașul pierdut

1.66

0.42

12,0 o

0.97

2.35

Inisfree

1.77

0.44

11,8 o

0.99

2.56

S-a dovedit că radianții tuturor celor 50 de meteoriți sunt grupați în jurul antiapexului și nu pot fi mai departe de 30-40 o de acesta. Aceasta înseamnă că toți meteoriții ajung din urmă, că se mișcă în jurul Soarelui într-o direcție înainte (precum Pământul și toate planetele) și orbitele lor nu pot avea o înclinație față de ecliptică care să depășească 30-40°.

Să spunem sincer că această concluzie nu este strict fundamentată. În calculele sale ale elementelor orbitale a 50 de meteoriți, A. N. Simonenko a pornit de la ipoteza formulată anterior de ea și B. Yu. Levin că viteza de intrare a corpurilor care formează meteoriți în atmosfera Pământului nu poate depăși 22 km/s. Această presupunere sa bazat mai întâi pe analiza teoretică a lui B. Yu. Levin, care în 1946; a arătat că la viteze mari, un meteorid care intră în atmosferă trebuie să fie complet distrus (din cauza evaporării, strivirii, topirii) și nu cade sub formă de meteorit. Această concluzie a fost confirmată de rezultatele observațiilor rețelelor din Prairie și din Europa, când niciunul dintre meteoriții mari care zburau cu viteze mai mari de 22 km/s nu a căzut ca un meteorit. Viteza meteoritului Pribram, după cum se poate observa din tabel. 1 este aproape de această limită superioară, dar tot nu o atinge.

Luând valoarea de 22 km/s ca limită superioară pentru viteza de intrare a meteoriților, predeterminam astfel că numai meteoriții care ajung din urmă pot trece prin „bariera atmosferică” și pot cădea pe Pământ ca meteoriți. Această concluzie înseamnă că acei meteoriți pe care îi colectăm și studiem în laboratoarele noastre s-au deplasat în Sistemul Solar pe orbite dintr-o clasă strict definită (clasificarea lor va fi discutată mai târziu). Dar nu înseamnă deloc că epuizează întregul complex de corpuri de aceeași dimensiune și masă (și, eventual, aceeași structură și compoziție, deși acest lucru nu este deloc necesar) care se deplasează în Sistemul Solar. Este posibil ca multe corpuri (și chiar majoritatea dintre ele) să se miște pe orbite complet diferite și pur și simplu să nu poată trece prin „bariera atmosferică” a Pământului. Procentul nesemnificativ de meteoriți căzuți în comparație cu numărul de bile de foc strălucitoare fotografiate de ambele rețele de bile de foc (aproximativ 0,1%) pare să susțină această concluzie. Dar ajungem la concluzii diferite dacă adoptăm alte metode de analiză a observațiilor. Vom vorbi despre unul dintre ei, bazat pe determinarea densității meteoroizilor în funcție de înălțimea distrugerii lor. O altă metodă se bazează pe compararea orbitelor meteoriților și asteroizilor. Din moment ce meteoritul a căzut pe Pământ, este evident că orbita lui sa intersectat cu orbita Pământului. Din masa totală a asteroizilor cunoscuți (aproximativ 2500), doar 50 au orbite care intersectează orbita Pământului. Toți cei trei meteoriți cu orbite precise la afeliu au traversat centura de asteroizi (Fig. 5). Orbitele lor sunt apropiate de orbitele asteroizilor din grupele Amur și Apollo, trecând pe lângă orbita Pământului sau traversând-o. Sunt cunoscuți aproximativ 80 de astfel de asteroizi.Orbitele acestor asteroizi sunt de obicei împărțite în cinci grupe: 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 mici; V - înclinare orbitală mare. Între grupuri eu- II și II- III, se observă intervalele numite trape Venus și Pământ. Majoritatea asteroizilor (20) aparțin grupului III, dar acest lucru se datorează confortului de a le observa în apropierea periheliului, când se apropie de Pământ și sunt în opoziție cu Soarele.

Dacă distribuim cele 51 de orbite de meteoriți cunoscute nouă în aceleași grupuri, atunci 5 dintre ele pot fi atribuite grupului eu; 10 - către grup II, 31 - grupului III și 5 - a grupa IV. Niciunul dintre meteoriți nu aparține grupului V. Se poate observa că și aici marea majoritate a orbitelor aparțin grupului III, deși factorul de comoditate al observației nu se aplică aici. Dar nu este greu de înțeles că fragmentele de asteroizi din acest grup ar trebui să intre în atmosfera Pământului la viteze foarte mici și, prin urmare, ar trebui să experimenteze o distrugere relativ slabă în atmosferă. Orașul pierdut și meteoriții Inisfree aparțin acestui grup, în timp ce Pribram aparține grupului II.

Toate aceste circumstanțe, împreună cu altele (de exemplu, o comparație a proprietăților optice ale suprafețelor asteroizilor și meteoriților) ne permit să tragem o concluzie foarte importantă: meteoriții sunt fragmente de asteroizi și nu orice asteroizi, ci cei care aparțin. la grupurile Amur şi Apollo. Acest lucru ne oferă imediat posibilitatea de a judeca compoziția și structura asteroizilor pe baza analizei materialului meteoriților, ceea ce reprezintă un pas important înainte în înțelegerea naturii și originii ambilor.

Dar trebuie să tragem imediat o altă concluzie importantă: meteoriții au origine diferită, decât corpurile care creează fenomenul meteorilor: primul sunt fragmente de asteroizi, al doilea sunt produsele de descompunere a cometelor.

Orez. 5. Orbitele meteoriților Pribram, Lost City și Inisfree. Punctele întâlnirii lor cu Pământul sunt marcate

Astfel, meteorii nu pot fi considerați „meteoriți mici” - pe lângă diferența terminologică dintre aceste concepte, despre care a fost discutată la începutul cărții (Autorul acestei cărți încă din 1940 a propus (împreună cu G. O. Zateyshchikov) să numească cosmicul corpul însuși meteorși fenomenul unei „stele căzătoare” - zborul unui meteor. Cu toate acestea, această propunere, care a simplificat foarte mult terminologia meteorilor, nu a fost acceptată.), există și o diferență genetică între corpurile care creează fenomenul meteorilor și meteoriților: ele se formează în moduri diferite, datorită dezintegrarii diferitelor corpuri de sistemul solar.

Orez. 6. Diagrama de distribuție a orbitelor corpurilor mici în coordonate a-e

Puncte - bile de foc ale rețelei Prairie; cercuri - ploi de meteoriți (conform lui V.I. Tsvetkov)

Problema originii meteoroizilor poate fi abordată în alt mod. Să construim o diagramă (Fig. 6), trasând de-a lungul axei verticale valorile semi-axei ​​majore a orbitei A(sau 1/ A), o excentricitate orizontal - orbitală e. După valori a, e Să reprezentăm pe această diagramă punctele corespunzătoare orbitelor cometelor cunoscute, asteroizilor, meteoriților, mingilor de foc strălucitoare, ploilor de meteoriți și meteorilor de diferite clase. Să tragem și două linii foarte importante corespunzătoare condițiilor q=1 și q" = 1. Este evident că toate punctele pentru corpurile meteorice vor fi situate între aceste linii, deoarece numai în aria limitată de acestea se va realiza condiția pentru intersecția orbitei unui corp meteoric cu orbita Pământului.

Mulți astronomi, începând cu F. Whipple, au încercat să găsească și să comploteze A- e-diagrama sub formă de linii, criterii de delimitare a orbitelor de tip asteroid și cometar. O comparație a acestor criterii a fost efectuată de cercetătorul cehoslovac de meteori L. Kresak. Deoarece dau rezultate similare, am efectuat în Fig. 6 o „linie de demarcație” în medie q"= 4.6. Deasupra și în dreapta acesteia sunt orbite de tip cometă, dedesubt și în stânga sunt cele asteroide. Pe acest grafic am trasat punctele corespunzătoare la 334 de bile de foc din catalogul lui R. McCroskey, K. Shao și A. Posen. Se poate observa că majoritatea punctelor se află sub linia de demarcație. Doar 47 de puncte din 334 sunt situate deasupra acestei linii (15%), iar cu o ușoară deplasare în sus numărul acestora va scădea la 26 (8%). Aceste puncte corespund probabil corpurilor de origine cometă. Este interesant că multe puncte par să fie „apăsate” pe linie q = 1, și două puncte chiar depășesc zona limitată de acesta. Aceasta înseamnă că orbitele acestor două corpuri nu au traversat orbita Pământului, ci au trecut doar aproape, dar gravitația Pământului a făcut ca aceste corpuri să cadă pe ea, dând naștere fenomenului spectaculos al mingilor de foc strălucitoare.

O altă comparație poate fi făcută a caracteristicilor orbitale ale corpurilor mici ale sistemului solar. La construirea A- e-diagrame nu am luat în calcul al treilea element important al orbitei - înclinația sa spre ecliptică i. S-a dovedit că o anumită combinație de elemente orbitale ale corpurilor Sistemului Solar, numită constantă Jacobi și exprimată prin formula

Unde A- semiaxa majoră a orbitei în unități astronomice, își păstrează valoarea în ciuda modificărilor elementelor individuale sub influența perturbațiilor de pe planetele majore. Magnitudinea U e are semnificația unei anumite viteze, exprimată în unități ale vitezei circulare a Pământului. Nu este greu de demonstrat că este egală cu viteza geocentrică a unui corp care traversează orbita Pământului.

Fig.7. Distribuția orbitelor asteroizilor (1), Mingii de foc din Prairie Network ( 2 ), meteoriți (3), comete (4) și ploi de meteoriți (3) conform constantei lui Jacobi U eși axa principală A

Să construim o nouă diagramă (Fig. 7), trasând constanta Jacobi de-a lungul axei verticale U e (adimensional) și viteza geocentrică corespunzătoare v 0 , și de-a lungul axei orizontale - 1/ A. Să trasăm pe el punctele corespunzătoare orbitelor asteroizilor grupurilor Amur și Apollo, meteoriților, cometelor cu perioadă scurtă (cometele cu perioadă lungă trec dincolo de diagramă) și bile de foc din catalogul McCroskey, Shao și Posen (bilele de foc). care corespund celor mai libere corpuri sunt marcate cu cruci, vezi mai jos),

Putem observa imediat următoarele proprietăți ale acestor orbite. Orbitele mingilor de foc sunt apropiate de orbitele asteroizilor din grupele Amur și Apollo. Orbitele meteoriților sunt, de asemenea, apropiate de orbitele asteroizilor acestor grupuri, dar pentru ei 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 A. Doar cometa Encke a căzut în grosimea orbitelor mingii de foc (Există o ipoteză propusă de I. T. Zotkin și dezvoltată de L. Kresak că meteoritul Tunguska este un fragment al cometei Encke. Pentru mai multe informații despre aceasta, vezi sfârșitul capitolului 4 ).

Asemănarea orbitelor asteroizilor din grupul Apollo cu orbitele unor comete de scurtă perioadă și diferența lor accentuată față de orbitele altor asteroizi l-au determinat pe astronomul irlandez E. Epic (estonian după naționalitate) în 1963 la concluzia neașteptată că acești asteroizi nu sunt planete mici, ci nuclee de comete „uscate”. Într-adevăr, orbitele asteroizilor Adonis, Sisyphus și 1974 MA sunt foarte aproape de orbita cometei Encke, singura cometă „vie” care ar putea fi clasificată în grupul Apollo pe baza caracteristicilor sale orbitale. În același timp, sunt cunoscute cometele care își păstrează aspectul tipic de cometă doar la prima apariție. Cometa Arenda-Rigaud deja în 1958 (a doua apariție) avea un aspect complet în formă de stea și, dacă ar fi fost descoperită în 1958 sau 1963, ar fi putut foarte bine să fie clasificată ca un asteroid. Același lucru se poate spune despre cometele Kulin și Neuimin-1.

Potrivit lui Epic, timpul necesar pentru ca nucleul cometei Encke să-și piardă toate componentele volatile este măsurat în mii de ani, în timp ce timpul dinamic al existenței sale este măsurat în milioane de ani. Prin urmare, cometa ar trebui să-și petreacă cea mai mare parte a vieții într-o stare „uscata”, sub forma unui asteroid din grupul Apollo. Aparent, cometa Encke se mișcă pe orbita sa nu mai mult de 5.000 de ani.

Ploaia de meteori Geminide cade pe diagramă în regiunea alpină a asteroidului, asteroidul Icar având cea mai apropiată orbită de acesta. Pentru Geminide, cometa progenitoare este necunoscută (recent a fost descoperit asteroidul 1983 TV, a cărui orbita aproape coincide cu orbita fluxului Geminide. Acest fapt este acum discutat activ de oamenii de știință). Potrivit lui Epic, ploaia Geminidelor este rezultatul dezintegrarii unei comete existente odinioară din același grup ca și cometa Encke.

În ciuda originalității sale, ipoteza lui Epic merită o analiză serioasă și o testare atentă. O modalitate directă de astfel de verificare este studiul cometei Encke și al asteroizilor din grupul Apollo din stațiile interplanetare automate.

Cea mai convingătoare obiecție la ipoteza enunțată este că nu numai meteoriții de piatră (Pribram, Lost City, Inisfree), ci și cei de fier (Sikhote-Alin) au orbite apropiate de orbitele asteroizilor din grupul Apollo. Dar o analiză a structurii și compoziției acestor meteoriți (vezi mai jos) arată că aceștia s-au format în adâncurile corpurilor părinte cu un diametru de zeci de kilometri. Este puțin probabil ca aceste corpuri să fie nuclee de cometă. În plus, știm că meteoriții nu sunt niciodată asociați cu comete sau ploi de meteoriți. Prin urmare, ajungem la concluzia că printre asteroizii din grupul Apollo trebuie să existe cel puțin două subgrupe: nuclee de comete care formează meteoriți și „uscate”. Primul subgrup poate include asteroizi eu- Clasele IV menționate mai sus, cu excepția unor astfel de asteroizi Clasez, ca Adonis și Daedalus, având valori prea mari U e. Al doilea subgrup include asteroizi precum Icarus și 1974 MA (al doilea dintre ei aparține Clasa V, Icar iese din această clasificare).

Astfel, problema originii corpurilor meteorice mari nu poate fi considerată încă complet clarificată. Cu toate acestea, vom reveni la natura lor mai târziu.

Aflux de material meteoric pe Pământ

Un număr mare de meteoriți cad continuu pe Pământ. Și faptul că majoritatea se evaporă sau sunt zdrobite în granule minuscule în atmosferă nu schimbă problema: din cauza căderii meteoroizilor, masa Pământului crește constant. Dar care este această creștere a masei Pământului? Ar putea avea semnificație cosmogonică?

Pentru a estima afluxul de materie meteorică pe Pământ, este necesar să se determine cum arată distribuția corpurilor meteorice în funcție de masă, cu alte cuvinte, cum se modifică numărul de corpuri meteorice cu masă.

S-a stabilit de mult timp că distribuția corpurilor meteoroide în masă este exprimată prin următoarea lege a puterii:

Nm= N 0 M - S,

Unde N 0 - numărul de meteorizi de unitate de masă, Nm - numărul de corpuri de masă Mși altele S- așa-numitul indice de masă integral. Această valoare a fost determinată în mod repetat pentru diferite ploi de meteoriți, meteoriți sporadici, meteoriți și asteroizi. Valorile sale conform unui număr de definiții sunt prezentate în Fig. 8, împrumutat de la celebrul cercetător canadian de meteori P. Millman. Când S=1 fluxul de masă contribuit de meteoriți este același în orice intervale egale ale logaritmului de masă; Dacă S>1, atunci cea mai mare parte a fluxului de masă este furnizată de corpuri mici, dacă S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S ia valori diferite în diferite intervale de masă, dar in medieS=1. Pentru meteori vizuali și fotografici conform multor date S=1,35, pentru mingi de foc, conform lui R. McCroskey, S=0,6. În regiunea particulelor mici (M<10 -9 г) S scade de asemenea la 0,6.

Orez. 8. Modificarea parametrului Scu masa corpurilor mici ale Sistemului Solar (după P. Millman)

1 - cratere lunare; 2- particule de meteori (date din satelit); 3 - meteori; 4 - meteoriți; 5 - asteroizi

O modalitate de a studia distribuția particulelor meteorice mici în masă este studierea microcraterelor de pe suprafețe expuse special în acest scop în spațiul interplanetar sau pe Lună, deoarece s-a dovedit că toate craterele lunare mici și marea majoritate sunt de impact. , origine meteorit. Tranziția de la diametrele craterului D la valorile masei corpurilor care le-au format se face folosind formula

D= kM 1/ b,

unde în sistemul GHS k=3,3, pentru corpuri mici (10 -4 cm sau mai puțin) b=3, pentru corpuri mari (până la dimensiunea unui metru) b=2,8.

Totuși, trebuie să ținem cont de faptul că microcraterele de pe suprafața Lunii pot fi distruse din cauza diferitelor forme de eroziune: meteorit, vânt solar, distrugere termică. Prin urmare, numărul lor observat poate fi mai mic decât numărul de cratere formate.

Prin combinarea tuturor metodelor de studiere a materiei meteorice: numărătoare de microcratere pe nave spațiale, citiri ale contoarelor de particule meteorice pe sateliți, radar, observații vizuale și fotografice ale meteorilor, numărătoare de căderi de meteoriți, statistici de asteroizi, este posibil să se întocmească un grafic rezumat a distribuției corpurilor meteorice în masă și calculați afluxul total de materie meteorică către sol. Prezentăm aici un grafic (Fig. 9) construit de V.N.Lebedinets pe baza numeroaselor serii de observații folosind diferite metode în diferite țări, precum și curbe rezumative și teoretice. Modelul de distribuție adoptat de V.N.Lebedinets este trasat ca o linie continuă. Observați ruptura din această curbă în jur M=10 -6 g și o deformare vizibilă în intervalul de masă 10 -11 -10 -15 g.

Această deviere se explică prin efectul Poynting-Robertson, deja cunoscut nouă. După cum știm, presiunea ușoară încetinește mișcarea orbitală a particulelor foarte mici (dimensiunile lor sunt de ordinul 10 -4 -10 -5 cm) și le face să cadă treptat pe Soare. Prin urmare, în acest interval de masă curba are o deformare. Chiar și particulele mai mici au diametre comparabile sau mai mici decât lungimea de undă a luminii, iar presiunea luminii nu acționează asupra lor: datorită fenomenului de difracție, undele luminoase se îndoaie în jurul lor fără a exercita presiune.

Să trecem la estimarea afluxului total în masă. Să presupunem că vrem să determinăm acest aflux în intervalul de masă de la M 1 la M 2 și M2 >M1 Apoi, din legea distribuției masei scrisă mai sus rezultă că influxul de masă F m este egal cu:

la S 1

la S=1

Orez. 9. Distribuția corpurilor de meteori în funcție de masă (după V.N. Lebedinets) „Scăderea” în regiunea masei de 10 -11 -10 -15 g este asociată cu efectul Poynting-Robertson; N-numarul de particule pe metru patrat pe secunda din emisfera cereasca

Aceste formule au o serie de proprietăți remarcabile. Exact, când S=1 debit masic F m depinde numai de raportul masic M 2 M 1(dat Nu) ; la S<1 Și M 2 >> M 1 f m depinde aproape numai de valoare masa mai mare M2 si nu depinde de M 1 ; la S>1 și M2 >M1 debitul Ф m depinde aproape numai de valoare masa mai micaM 1 si nu depinde de M 2 Aceste proprietăți ale formulelor de aflux de masă și variabilitate S, prezentat în Fig. 8 arată clar cât de periculos este să mediați o valoare S și îndreptați curba de distribuție din Fig. 9, pe care unii cercetători au încercat deja să o facă. Calculele afluxului de masă trebuie făcute la intervale, apoi însumând rezultatele obținute.

Tabelul 2. Estimări ale afluxului de materie meteorică pe Pământ pe baza datelor astronomice

Metodă de cercetare

F m 10 -4 t/an

F. Whipple, 1967

Observații fotografice și vizuale

G. Fechtig, M. Feuerstein, 1970

Detectarea și colectarea particulelor pe rachete

G. Fechtig, 1971

Generalizarea datelor satelitare, observații optice, numărarea craterelor lunare

YU. Dohnanyi, 1970

Teorie (din starea de staționaritate a complexului de meteoriți)

2-8,5

A. N. Simonenko, B. Yu. Levin, 1972

Generalizarea datelor de observare optică și radar

V. N. Lebedineţ, 1981

Generalizarea datelor din observații optice și radar, măsurători pe sateliți, numărări de cratere lunare etc.

1,65

V. A. Bronshten, 1982

La fel

Diferiți oameni de știință, folosind diferite metode de analiză, au primit estimări diferite, care, totuși, nu diferă prea mult unele de altele. În tabel 2 prezintă cele mai rezonabile estimări pentru ultimii 20 de ani.

După cum putem vedea, valorile extreme ale acestor estimări diverg de aproape 10 ori, iar ultimele două estimări diverg de 3 ori. Cu toate acestea, V.N. Lebedinets consideră că numărul pe care l-a obținut este doar cel mai probabil și indică limitele extreme posibile ale afluxului de masă (0,5-6) ​​10 4 t/an. Rafinarea evaluării afluxului de materie meteorică pe Pământ este o sarcină pentru viitorul apropiat.

Pe lângă metodele astronomice de determinare a acestei cantități importante, există și metode cosmochimice bazate pe calcule ale conținutului de elemente cosmogene din anumite sedimente și anume în sedimentele de adâncime: nămoluri și argile roșii, ghețari și depozite de zăpadă din Antarctica, Groenlanda și alte locuri. Cel mai adesea, se determină conținutul de fier, nichel, iridiu, osmiu, izotopi de carbon 14 C, heliu 3 He, aluminiu 26 A1, clor 38 C. l, niște izotopi ai argonului. Pentru a calcula influxul de masă folosind această metodă, se determină conținutul total al elementului studiat în proba prelevată (miez), apoi din acesta se scade conținutul mediu al aceluiași element sau izotop din rocile pământului (așa-numitul fundalul pământului). Numărul rezultat este înmulțit cu densitatea miezului, cu rata de sedimentare (adică, acumularea acelor sedimente din care a fost luat miezul) și cu aria suprafeței Pământului și împărțit la conținutul relativ al unui element dat în cea mai comună clasă de meteoriți – în condrite. Rezultatul unui astfel de calcul este afluxul de materie meteorică pe Pământ, dar determinat prin mijloace cosmochimice. Să-i spunem FK.

Deși metoda cosmochimică este folosită de mai bine de 30 de ani, rezultatele ei sunt în concordanță slabă între ele și cu rezultatele obținute prin metoda astronomică. Adevărat, J. Barker și E. Anders au măsurat conținutul de iridiu și osmiu în argile de adâncime de la fund. Oceanul Pacific primit în 1964 și 1968. estimările de aflux de masă sunt (5 - 10) 10 4 t/an, ceea ce se apropie de cele mai mari estimări obţinute prin metoda astronomică. În 1964, O. Schaeffer şi colegii săi au determinat din conţinutul de heliu-3 din aceleaşi argile valoarea afluxului de masă de 4 10 4 t/an. Dar pentru clorul-38 au primit o valoare de 10 ori mai mare. E.V. Sobotovich și colegii săi au obținut F K = 10 7 t/an din conținutul de osmiu din argile roșii (din fundul Oceanului Pacific), și 10 6 t/an din conținutul aceluiași osmiu din ghețarii caucaziani. Cercetătorii indieni D. Lal și V. Venkatavaradan au calculat F k = 4 10 6 t/an din conținutul de aluminiu-26 din sedimentele de adâncime, iar J. Brocas și J. Picciotto au calculat conținutul de nichel din depozitele de zăpadă din Antarctica - ( 4-10) 10 6 t/an.

Care este motivul pentru o precizie atât de scăzută a metodei cosmochimice, care dă discrepanțe în trei ordine de mărime? Următoarele explicații pentru acest fapt sunt posibile:

1) concentrația elementelor măsurate în cea mai mare parte a materiei meteorice (care, după cum am văzut, este în principal de origine cometă) este diferită de cea acceptată pentru condrite;

2) există procese pe care nu le luăm în considerare care cresc concentrația elementelor măsurate în sedimente de fund(de exemplu, vulcanismul subacvatic, eliberarea de gaze etc.);

3) viteza de sedimentare este determinată incorect.

Este evident că metodele cosmochimice trebuie încă îmbunătățite. Vom porni deci de la aceste metode astronomice. Să acceptăm estimarea afluxului de materie meteorică obținută de autor și să vedem cât de mult a căzut din această materie pe parcursul întregii existențe a Pământului ca planetă. Înmulțind afluxul anual (5 10 4 tone) cu vârsta Pământului (4,6 10 9 ani), obținem aproximativ 2 10 14 tone. Aceasta este creșterea totală a masei Pământului pe întreaga perioadă a existenței sale, dacă, desigur, considerăm afluxul de materie meteorică constant în toată această perioadă. Să ne amintim că masa Pământului este de 6 10 21 tone. Estimarea noastră a creșterii este o fracțiune nesemnificativă (o treizeci de milione) din masa Pământului. Dacă acceptăm estimarea afluxului de materie meteorică obținută de V.N.Lebedinets, această pondere va scădea la o sută de milione. Desigur, această creștere nu a jucat niciun rol în dezvoltarea Pământului. Dar această concluzie se aplică perioadei moderne. Anterior, mai ales în primele etape ale evoluției Sistemului Solar și a Pământului ca planetă, căderea resturilor unui nor de praf preplanetar și a fragmentelor mai mari pe acesta a jucat, fără îndoială, un rol semnificativ nu numai în creșterea masei Pământ, dar și în încălzirea lui. Cu toate acestea, nu vom lua în considerare această problemă aici.

Structura și compoziția meteoriților

Meteoriții, conform metodei descoperirii lor, sunt de obicei împărțiți în două grupe: căderi și descoperiri. Căderile sunt meteoriți observați în timpul căderii și colectați imediat după aceasta. Descoperirile sunt meteoriți găsiți întâmplător, uneori în timpul săpăturilor și lucrărilor de teren sau în timpul drumețiilor, excursiilor etc. (Meteoritul găsit este de mare valoare pentru știință. Prin urmare, ar trebui trimis imediat Comitetului pentru meteoriți al Academiei URSS de Științe: Moscova , 117312, M. Ulyanova St., 3. Cei care găsesc meteoritul primesc un bonus în numerar. Dacă meteoritul este foarte mare, este necesar să rupeți o bucată mică din el și să trimiteți o bucată mică. se primește notificarea de la Comitetul pentru Meteoriți sau înainte de sosirea unui reprezentant al Comitetului, o piatră suspectată de origine cosmică În niciun caz nu trebuie despicată în bucăți, dăruită sau deteriorată.Este necesar să se ia toate măsurile pentru conservarea această piatră sau pietre, dacă sunt adunate mai multe dintre ele și, de asemenea, amintiți-vă sau marcați locațiile descoperirilor.)

Pe baza compoziției lor, meteoriții sunt împărțiți în trei clase principale: pietroși, pietroși-fier și fier. Pentru a-și realiza statisticile, se folosesc doar căderi, deoarece numărul de descoperiri depinde nu numai de numărul de meteoriți care au căzut odată, ci și de atenția pe care o atrag de la martorii oculari întâmplători. Aici, meteoriții de fier au un avantaj incontestabil: o persoană are mai multe șanse să acorde atenție unei bucăți de fier și, de asemenea, de tip neobișnuit (topită, cu gropi), decât unei pietre care diferă puțin de pietrele obișnuite.

Dintre căderi, 92% sunt meteoriți pietroși, 2% sunt meteoriți pietroși-fier și 6% sunt meteoriți de fier.

Meteoriții se rup adesea în zbor în mai multe fragmente (uneori foarte multe) și apoi cad pe Pământ. Ploaia de meteoriți. Este în general acceptat să se considere o ploaie de meteoriți ca fiind căderea simultană a șase sau mai mult copii individuale meteoriți (acesta este numele dat fragmentelor care cad pe Pământ în mod individual, spre deosebire de fragmente, format atunci când meteoriții sunt zdrobiți când lovesc pământul).

Ploile de meteoriți sunt cel mai adesea de piatră, dar ocazional apar și ploi de meteoriți de fier (de exemplu, Sikhote-Alin, care a căzut la 12 februarie 1947 în Orientul Îndepărtat).

Să trecem la o descriere a structurii și compoziției meteoriților după tip.

Meteoriți de piatră. Cea mai comună clasă de meteoriți pietroși sunt așa-numiții condrite(vezi incl.). Peste 90% dintre meteoriții pietroși le aparțin. Acești meteoriți și-au primit numele de la boabele lor rotunjite - condrule, din care sunt compuse. Condrulele au dimensiuni diferite: de la microscopic la centimetru, ele reprezintă până la 50% din volumul meteoritului. Restul substanței (intercondriale) nu diferă ca compoziție de substanța condrulelor.

Originea condrulelor nu a fost încă clarificată. Nu se găsesc niciodată în mineralele pământești. Este posibil ca condrulele să fie picături înghețate formate în timpul cristalizării materiei meteoritice. În rocile terestre, astfel de boabe trebuie zdrobite de presiunea monstruoasă a straturilor de deasupra, în timp ce meteoriții s-au format în adâncurile corpurilor părinte de dimensiuni de zeci de kilometri (dimensiunea medie a asteroizilor), unde presiunea chiar și în centru este relativ scăzut.

Condritele sunt compuse în principal din silicați feromagneziani. Printre acestea, primul loc este ocupat de olivina ( Fe, Mg) 2 Si0 4 - reprezintă de la 25 la 60% din substanța meteoriților din această clasă. Pe locul doi se află hiperstena și bronzitul ( Fe, Mg) 2 Si206 (20-35%). Nichel de fier (kamacit și taenit) variază de la 8 la 21%, sulfit de fier FeS - troilit - 5%.

Condritele sunt împărțite în mai multe subclase. Printre acestea, se disting condritele obișnuite, enstatita și carbonice. Condritele obișnuite, la rândul lor, sunt împărțite în trei grupe: H - cu un conținut ridicat de fier nichel (16-21%), L-jos(aproximativ 8%) și LL-foarte scăzut (mai puțin de 8%). Principalele componente ale condritelor enstatita sunt enstatita și clinoenstatita. Mg 2 Si 2 Q 6, care reprezintă 40-60% din compoziția totală. Condritele enstatita se remarcă și printr-un conținut ridicat de kamacit (17-28%) și troilit (7-15%). Conțin și plagioclază PNaAlSi 3 O 8 - m CaAlSi 2 O 8 - până la 5-10%.

Condritele carbonice stau deoparte. Se disting prin culoarea închisă, motiv pentru care și-au primit numele. Dar această culoare le este dată nu de conținutul crescut de carbon, ci de boabele de magnetit zdrobite fin Fe 3 O4. Condritele carbonice conțin mulți silicați hidratați, cum ar fi montmorillonitul ( Al, Mg) 3 (0 H) 4 Si 4 0 8, serpentină Mg 6 ( OH) 8 Si 4 O 10 și, în consecință, multă apă legată (până la 20%). Pe măsură ce condritele carbonice trec de la tipul C I să tastați C III, proporția de silicați hidratați scade, iar aceștia lasă loc olivinei, clinohiperstenei și clinoenstatitei. Materia carbonică în condritele de tip C I este 8%, pentru C II - 5%, pentru C III - 2%.

Cosmogoniștii consideră că substanța condritelor carbonice este cea mai apropiată ca compoziție de substanța primară a norului preplanetar care a înconjurat odată Soarele. Prin urmare, acești meteoriți foarte rari sunt supuși unei analize atente, inclusiv analizei izotopice.

Din spectrele meteorilor strălucitori se poate determina uneori compoziția chimică a corpurilor care le generează. O comparație a raporturilor conținutului de fier, magneziu și sodiu în corpurile meteoroide din fluxul Draconid și în condritele de diferite tipuri, efectuată în 1974 de meteoritologul sovietic A. A. Yavnel, a arătat că corpurile incluse în fluxul Draconid sunt apropiate ca compoziție. la condritele carbonice din clasa CU I. În 1981, autorul acestei cărți, continuând cercetările folosind metoda lui A. A. Yavnel, a demonstrat că meteoroizii sporadici sunt apropiati ca compoziție de condritele C. I și cei care formează dușul de Perseide sunt clasa C III. Din păcate, nu există încă suficiente date despre spectrele meteorilor pentru a determina compoziția chimică a corpurilor care îi generează.

O altă clasă de meteoriți pietroși este acondrite- caracterizat prin absența condrulelor, conținut scăzut de fier și elemente apropiate acestuia (nichel, cobalt, crom). Există mai multe grupe de acondrite, care diferă în principalele minerale (ortoenstatit, olivină, ortopiroxen, pigeonit). Ponderea tuturor acondritelor reprezintă aproximativ 10% din meteoriții pietroși.

Este curios că, dacă iei substanța condriților și o topești, se formează două fracții care nu se amestecă între ele: una dintre ele este fierul de nichel, apropiată ca compoziție de meteoriții de fier, cealaltă este silicată, apropiată ca compoziție. la acondrite. Deoarece numărul ambilor este aproape același (dintre toți meteoriții, 9% sunt acondrite și 8% sunt fier și fier-pietros), se poate crede că aceste clase de meteoriți sunt formate prin topirea materiei condritice în adâncurile lor. corpurile părinte.

Meteoriți de fier(vezi foto) sunt 98% fier nichel. Acesta din urmă are două modificări stabile: sărac în nichel kamacite(6-7% nichel) și bogat în nichel taenita(30-50% nichel). Kamacitul este aranjat sub forma a patru sisteme de plăci paralele, separate prin straturi de taenită. Plăcile de kamacit sunt situate de-a lungul fețelor octaedrului (octaedru), motiv pentru care astfel de meteoriți sunt numiți octaedrite. Meteoriții de fier sunt mai puțin obișnuiți hexahedrite, având o structură cristalină cubică. Chiar mai rar ataxiti- meteoriti lipsiti de orice structura ordonata.

Grosimea plăcilor de kamacit în octaedrite variază de la câțiva milimetri la sutimi de milimetru. Pe baza acestei grosimi se disting octaedritele cu structură grosieră și fină.

Dacă șlefuiți o parte din suprafața octaedrită și gravați secțiunea cu acid, va apărea un model caracteristic sub forma unui sistem de dungi care se intersectează, numit Cifrele Widmanstätten(vezi incl.) numit după omul de știință A. Widmanstätten, care le-a descoperit pentru prima dată în 1808. Aceste figuri apar numai în octaedrite și nu sunt observate în meteoriții de fier din alte clase și în fierul terestru. Originea lor este asociată cu structura kamacite-taenită a octaedritelor. Pe baza figurilor vizibile, se poate stabili cu ușurință natura cosmică a piesei de fier „suspecte” găsite.

O altă trăsătură caracteristică a meteoriților (atât de fier, cât și de piatră) este prezența pe suprafață a multor gropi cu margini netede de aproximativ 1/10 din dimensiunea meteoritului în sine. Aceste gropi, vizibile clar în fotografie (vezi incl.), sunt numite regmaglypta. Ele sunt deja formate în atmosferă ca urmare a formării de vârtejuri turbulente la suprafața corpului care a pătruns în ea, care par să răzuie gropile de regmaglypt (Această explicație a fost propusă și fundamentată de autorul acestei cărți în 1963) .

Al treilea semn extern al meteoriților este prezența întunericului pe suprafața lor crusta de topire grosime de la sutimi la un milimetru.

Meteoriți piatră-fier Sunt jumătate din metal și jumătate din silicat. Ele sunt împărțite în două subclase: palazite,în care fracțiunea metalică formează un fel de burete, în ai cărui pori se află silicații și mezosiderite, unde, dimpotrivă, porii buretelui de silicat sunt umpluți cu fier de nichel. În palaziți, silicații constau în principal din olivină, în mezosiderite - din ortopiroxen. Palaziții și-au primit numele de la primul meteorit găsit în țara noastră, Pallas Iron. Acest meteorit a fost descoperit în urmă cu mai bine de 200 de ani și dus din Siberia la Sankt Petersburg de către academicianul P. S. Pallas.

Studiile meteoriților fac posibilă reconstituirea istoriei lor. Am observat deja că structura meteoriților indică originea lor în adâncurile corpurilor părinte. Relația de fază, de exemplu, a fierului nichel (kamacit-tenit), distribuția nichelului în straturile de taenită și altele trasaturi caracteristice Ele fac chiar posibil să se judece dimensiunea corpurilor parentale primare. În cele mai multe cazuri, acestea au fost corpuri cu un diametru de 150-400 km, adică, ca cei mai mari asteroizi. Studiile asupra structurii și compoziției meteoriților ne obligă să respingem ipoteza, foarte populară în rândul nespecialiștilor, despre existența și dezintegrarea între orbitele lui Marte și Jupiter a unei planete ipotetice Phaeton de câteva mii de kilometri. Meteoriții care cădeau pe Pământ s-au format în adâncurile mulți corpurile părinte diferit dimensiuni. Analiza orbitelor asteroizilor efectuată de academicianul Academiei de Științe a Azerbaidjanului SSR G.F. Sultanov conduce, de asemenea, la aceeași concluzie (despre multiplicitatea corpurilor părinte).

Pe baza raportului dintre izotopii radioactivi și produsele lor de descompunere în meteoriți, se poate determina vârsta acestora. Izotopii cu cel mai lung timp de înjumătățire, cum ar fi rubidiul-87, uraniul-235 și uraniul-238, ne dau vârsta. substante meteoriți. Se dovedește a fi egală cu 4,5 miliarde de ani, ceea ce corespunde vârstei celor mai vechi roci terestre și lunare și este considerată vârsta întregului nostru sistem solar (mai precis, perioada care a trecut de la finalizarea formării planete).

Izotopii menționați mai sus, în descompunere, formează respectiv stronțiu-87, plumb-207 și plumb-206. Aceste substanțe, ca și izotopii originali, sunt în stare solidă. Dar acolo este grup mare izotopi ai căror produse finale de degradare sunt gaze. Astfel, potasiul-40, în descompunere, formează argon-40, iar uraniu și toriu - heliu-3. Dar cu o încălzire bruscă a corpului părinte, heliul și argonul se volatilizează și, prin urmare, vârstele potasiu-argon și uraniu-heliu oferă doar timp pentru o răcire lentă ulterioară. Analiza acestor vârste arată că acestea sunt uneori măsurate în miliarde de ani (dar adesea semnificativ mai puțin de 4,5 miliarde de ani) și uneori în sute de milioane de ani. La mulți meteoriți, vârsta uraniu-heliu este cu 1-2 miliarde de ani mai mică decât vârsta potasiu-argon, ceea ce indică ciocniri repetate ale acestui corp părinte cu alte corpuri. Astfel de ciocniri sunt cele mai probabile surse de încălzire bruscă a corpurilor mici la temperaturi de sute de grade. Și deoarece heliul se volatilizează la temperaturi mai scăzute decât argonul, vârsta heliului poate marca momentul unei coliziuni ulterioare, mai puțin violente, când creșterea temperaturii nu a fost suficientă pentru a volatiliza argonul.

Substanța meteoritului a experimentat toate aceste procese în timpul șederii sale în corpul părinte, ca să spunem așa, înainte de nașterea sa ca corp ceresc independent. Dar apoi meteoritul, într-un fel sau altul, s-a separat de corpul părinte și s-a „născut în lume”. Când s-a întâmplat? Perioada care a trecut de la acest eveniment este de obicei numită vârsta cosmică meteorit

Pentru determinarea vârstelor cosmice se folosește o metodă care se bazează pe fenomenul de interacțiune a unui meteorit cu razele cosmice galactice. Acesta este numele dat particulelor încărcate energetic (cel mai adesea protoni) care provin din întinderile nemărginite ale galaxiei noastre. Pătrunzând în corpul unui meteorit, își lasă urmele (urmele). Pe baza densității urmelor, se poate determina momentul acumulării lor, adică vârsta cosmică a meteoritului.

Epoca cosmică a meteoriților de fier este de sute de milioane de ani, meteoriții de piatră sunt milioane și zeci de milioane de ani. Această diferență se explică cel mai probabil prin rezistența mai scăzută a meteoriților de piatră, care se sparg în bucăți mici în urma coliziunilor între ei și „nu supraviețuiesc” pentru a ajunge la vârsta de o sută de milioane de ani. Confirmarea indirectă a acestui punct de vedere este abundența relativă a ploilor de meteoriți de piatră în comparație cu cele de fier.

Încheind această trecere în revistă a cunoștințelor noastre despre meteoriți, să trecem acum la ceea ce ne oferă studiul fenomenelor meteorice.

În nopțile calde de vară este plăcut să te plimbi cer înstelat, uitați-vă la minunatele constelații de pe ea, puneți urări la vederea unei stele căzătoare. Sau era o cometă care trecea? Sau poate un meteorit? Probabil că există mai mulți experți în astronomie printre romantici și îndrăgostiți decât printre vizitatorii planetariului.

Spațiu misterios

Întrebările care apar constant în timpul contemplației necesită răspunsuri, iar misterele cerești necesită soluții și explicații științifice. De exemplu, care este diferența dintre un asteroid și un meteorit? Nu fiecare școlar (sau chiar adult) va putea răspunde imediat la această întrebare. Dar să începem în ordine.

asteroizi

Pentru a înțelege diferența dintre un asteroid și un meteorit, trebuie să definiți conceptul de „asteroid”. Acest cuvânt din greaca veche este tradus ca „astfel”, deoarece aceste corpuri cerești, atunci când sunt observate cu ajutorul unui telescop, seamănă mai degrabă cu stelele decât cu planetele. Până în 2006, asteroizii au fost adesea numiți planete minore. Într-adevăr, mișcarea asteroizilor în general nu este diferită de mișcarea planetară, deoarece are loc și în jurul Soarelui. Asteroizii diferă de planetele obișnuite prin dimensiunea lor mică. De exemplu, cel mai mare asteroid, Ceres, are o lungime de doar 770 km.

Unde sunt acești locuitori ai spațiului ca o stea? Majoritatea asteroizilor se deplasează de-a lungul orbitelor studiate îndelung în spațiul dintre Jupiter și Marte. Dar unele planete mici încă traversează orbita lui Marte (cum ar fi asteroidul Icar) și a altor planete și uneori chiar se apropie de Soare decât Mercur.

Meteoriți

Spre deosebire de asteroizi, meteoriții nu sunt locuitori ai spațiului, ci mesageri ai acestuia. Fiecare pământean poate vedea un meteorit cu propriii ochi și îl poate atinge cu propriile mâini. Un număr mare dintre ele sunt păstrate în muzee și colecții private, dar trebuie spus că meteoriții arată destul de puțin vizibil. Cele mai multe dintre ele sunt bucăți de piatră și fier gri sau negru-maroniu.

Deci, am reușit să ne dăm seama cum diferă un asteroid de un meteorit. Dar ce îi poate uni? Se crede că meteoriții sunt fragmente de asteroizi mici. Pietrele care zboară în spațiu se ciocnesc unele de altele, iar fragmentele lor ajung uneori la suprafața Pământului.

Cel mai faimos meteorit din Rusia este meteoritul Tunguska, care a căzut în îndepărtata taiga la 30 iunie 1908. În trecutul recent, și anume în februarie 2013, meteoritul Chelyabinsk, ale cărui numeroase fragmente au fost găsite în zona lacului Chebarkul din regiunea Chelyabinsk, a atras atenția tuturor.

Datorită meteoriților, oaspeții unici din spațiu, oamenii de știință și, împreună cu ei, toți locuitorii Pământului, au o oportunitate excelentă de a afla despre compoziția corpurilor cerești și de a-și face o idee despre originea universului.

Meteora

Cuvintele „meteor” și „meteorit” provin din aceeași rădăcină greacă, ceea ce înseamnă „ceresc”. Știm și cum diferă de un meteor nu este greu de înțeles.

Un meteor nu este un obiect ceresc specific, ci un fenomen atmosferic care arată ca Apare atunci când fragmente de comete și asteroizi ard în atmosfera Pământului.

Un meteor este o stea căzătoare. Poate părea observatorilor, poate zbura înapoi în spațiul cosmic sau ar putea arde în atmosfera Pământului.

De asemenea, nu este greu de înțeles cum diferă meteorii de asteroizi și meteoriți. Ultimele două obiecte cerești sunt concret tangibile (chiar dacă teoretic în cazul unui asteroid), iar meteorul este o strălucire rezultată din arderea fragmentelor cosmice.

Comete

Un corp ceresc la fel de minunat pe care un observator pământesc îl poate admira este o cometă. Cum diferă cometele de asteroizi și meteoriți?

Cuvântul „cometă” este de asemenea origine greacă vecheși se traduce literal prin „păros”, „șarbat”. Cometele provin din sistemul solar exterior și, prin urmare, au o compoziție diferită de asteroizii care s-au format în apropierea Soarelui.

Pe lângă diferența de compoziție, există o diferență mai evidentă în structura acestor corpuri cerești. Când se apropie de Soare, o cometă, spre deosebire de un asteroid, prezintă o coajă de comă neclară și o coadă formată din gaz și praf. Pe măsură ce cometa se încălzește, substanțele sale volatile sunt eliberate și evaporate în mod activ, transformând-o într-un frumos obiect ceresc luminos.

În plus, asteroizii se mișcă pe orbite și mișcarea lor în interior spațiul cosmic seamănă cu mișcarea lină și măsurată a planetelor obișnuite. Spre deosebire de asteroizi, o cometă este mai extremă în mișcările sale. Orbita sa este foarte alungită. Cometa fie se apropie de Soare, fie se îndepărtează de acesta la o distanță considerabilă.

O cometă diferă de un meteorit prin faptul că este în mișcare. Un meteorit este rezultatul unei coliziuni a unui corp ceresc cu suprafața pământului.

Pace cerească și pace pământească

Trebuie spus că urmărirea cerului nopții este de două ori plăcută atunci când locuitorii săi nepământeni sunt bine cunoscuți și de înțeles pentru tine. Ce plăcere este să-i povestești interlocutorului tău despre lumea stelelor și despre evenimentele neobișnuite din spațiul cosmic!

Iar ideea nu este nici măcar în întrebarea cum diferă un asteroid de un meteorit, ci în conștientizarea legăturii strânse și a interacțiunii profunde dintre lumile pământești și cele cosmice, care trebuie stabilite la fel de activ ca relația dintre o persoană și alta. .

La 1 ianuarie 1801, astronomul italian Giuseppe Piazzi și-a folosit telescopul pentru a descoperi un nou corp ceresc care arăta ca o stea. Ea și corpurile similare, descoperite mai târziu, au fost numite asteroizi, care înseamnă „asemănător unei stele” (din cuvintele grecești „aster” - stea, „oidos” - specie).

În prezent, au fost descoperiți peste 5.000 de asteroizi. De obicei acestea sunt mici formă neregulată corpuri cerești cu un diametru de la unu la câteva zeci de kilometri.

Desigur, asteroizii nu sunt stele. La fel ca planetele, ele nu emit propria lor lumină și se învârt în jurul Soarelui. De aceea sunt numite și planete minore.

Asteroizii fac parte din sistemul solar. Majoritatea se deplasează între orbitele lui Marte și Jupiter.

Originea asteroizilor nu a fost încă pe deplin elucidată. Multă vreme, oamenii de știință au presupus că acestea erau rămășițele unei planete prăbușite. Dar cercetările recente arată că, cel mai probabil, acestea sunt rămășițele „materialului de construcție” din care s-au format cândva toate planetele sistemului solar cunoscut de noi.

Comete

Aceste corpuri cerești și-au primit numele de la cuvântul grecesc cometes, care înseamnă păros.

Nu multe fenomene naturaleînspăimânta oamenii la fel de mult ca aspectul unei comete strălucitoare. Era considerat un prevestitor al diferitelor necazuri, cum ar fi epidemiile, foametea și războiul.

Dar, treptat, oamenii de știință au acumulat cunoștințe despre aceste corpuri cerești neobișnuite, iar acum se știe că ele fac parte din sistemul solar. Cometele se deplasează pe orbite alungite, uneori apropiindu-se de Soare, alteori îndepărtându-se de acesta.

Partea principală a cometei este nucleul solid. Diametrul său variază de obicei între 1 și 10 km. Miezul este format din gheață, gaze înghețate și particule solide din alte substanțe.

Pe măsură ce cometa se apropie de Soare, nucleul se încălzește și substanțele sale încep să se evapore. O carcasă de gaz se formează în jurul miezului și apoi apare o coadă lungă. Coada unei comete se poate întinde pe milioane de kilometri! Este întotdeauna îndreptată departe de Soare și constă din gaze și praf fin. Pe măsură ce o cometă se îndepărtează de Soare, coada ei și învelișul de gaz dispar treptat.

De-a lungul timpului sub influență caldura solara multe comete sunt complet distruse. Particulele lor sunt împrăștiate în spațiul cosmic.

Comete, vizibile cu ochiul liber, apar rar.
Dar cu ajutorul telescoapelor, oamenii de știință le observă destul de des.

Meteora

O cantitate imensă de așa-numit praf cosmic se mișcă în spațiul interplanetar. În cele mai multe cazuri, acestea sunt rămășițele cometelor distruse. Uneori izbucnesc în Pământ și fulgeră, măturand cerul negru ca o linie luminoasă strălucitoare: se pare că

că o stea cade. Aceste fulgerări de lumină se numesc meteori (din cuvântul grecesc „meteoros” - plutind în aer).

Particulele cosmice se încălzesc ca urmare a frecării cu atmosfera, se declanșează și ard. Acest lucru se întâmplă de obicei la o altitudine de 80-100 km deasupra Pământului.

Meteoriți

Pe lângă praful cosmic, în spațiul interplanetar se mișcă și corpuri mai mari, în principal fragmente de asteroizi. Când intră în atmosfera Pământului, nu au timp să se ard în ea. Rămășițele lor cad. Corpurile spațiale care cad pe Pământ se numesc meteoriți. Meteoriții sunt împărțiți în trei clase mari: piatră, fier și pietros-fier.

O cădere meteoriți mari spre Pământ – un fenomen destul de rar. De obicei, greutatea lor variază de la sute de grame la câteva kilograme. Cel mai mare meteorit găsit cântărea mai mult de 60 de tone.

Oamenii de știință studiază cu atenție acești „extratereștri” spațiali, deoarece ne permit să judecăm compoziția corpurilor cerești și procesele care au loc în spațiu.

Vecini misterioși ai Soarelui

Cel mai mare dintre asteroizi, Ceres, are un diametru de aproximativ 1000 km. A fost deschis primul. Masa totală a tuturor asteroizilor este de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii. În ciuda acestui fapt, ele reprezintă un pericol pentru planeta noastră. Oamenii de știință nu exclud ca unul dintre asteroizi să se ciocnească de Pământ. Acest lucru ar duce la dezastru teribil. Acum se dezvoltă modalități de a proteja Pământul de acest pericol.

Cea mai faimoasă cometă, cometa Halley, se apropie de Soare o dată la 76 de ani. În acest moment, zboară relativ aproape de Pământ și poate fi observată cu ochiul liber. Ultima dată când oamenii au văzut această cometă a fost în 1986. Următoarea ei apariție este așteptată în 2062.

Pe parcursul unui an, aproximativ 2.000 de meteoriți cad pe Pământ. Căderea unor meteoriți mari este însoțită de o explozie. La locul exploziei se formează un crater de meteorit. Unul dintre cele mai mari cratere de meteoriți este situat în SUA (Arizona), diametrul său este de 1200 m, adâncimea este de aproape 200 m.

  1. În ce parte a sistemului solar se mișcă majoritatea asteroizilor?
  2. Care este structura unei comete? În ce constă nucleul său?
  3. Cum se schimbă aspect cometă în timpul mișcării sale orbitale?
  4. Ce este un meteor? meteorit?

Sistemul solar include asteroizi și comete. Particule de praf cosmic și corpuri mai mari - fragmente de asteroizi - se mișcă în spațiul interplanetar. Flashurile de lumină care apar atunci când particulele de praf cosmic ard în atmosfera pământului sunt numite meteoriți, iar corpurile cosmice care cad pe Pământ sunt numite meteoriți.

Aș fi recunoscător dacă ați distribui acest articol pe rețelele de socializare:


Cautare site.

asteroizi. Meteoriți. Meteorii.

Asteroid

ASTEROID este un mic corp ceresc asemănător unei planete din Sistemul Solar care se mișcă pe orbită în jurul Soarelui. Asteroizii, cunoscuți și ca planete minore, au dimensiuni semnificativ mai mici decât planetele.

Definiții.

Termenul de asteroid (din greaca veche - „ca o stea”) a fost introdus de William Herschel pe baza faptului că aceste obiecte, atunci când sunt observate cu ajutorul unui telescop, arătau ca puncte de stele - spre deosebire de planete, care atunci când sunt observate cu un telescop, arătau ca niște discuri. Definiția exactă a termenului „asteroid” nu este încă stabilită. Termenul „planetă minoră” (sau „planetoid”) nu este potrivit pentru definirea asteroizilor, deoarece indică și locația obiectului în Sistemul Solar. Cu toate acestea, nu toți asteroizii sunt planete minore.

O modalitate de a clasifica asteroizii este după dimensiune. Clasificarea actuală definește asteroizii ca obiecte cu un diametru mai mare de 50 m, separându-i de meteoroizi, care arată ca niște roci mari sau pot fi chiar mai mici. Clasificarea se bazează pe afirmația că asteroizii pot supraviețui intrării în atmosfera Pământului și pot ajunge la suprafața acesteia, în timp ce meteorii, de regulă, ard complet în atmosferă.

Ca rezultat, un „asteroid” poate fi definit ca un obiect din sistemul solar format din materiale solide care este mai mare decât un meteor.

Asteroizi în Sistemul Solar

Până în prezent, zeci de mii de asteroizi au fost descoperiți în Sistemul Solar. La 26 septembrie 2006, în bazele de date erau 385.083 de obiecte, 164.612 aveau orbite precis definite și li s-a atribuit un număr oficial. 14.077 dintre ei în acest moment aveau nume aprobate oficial. Se estimează că Sistemul Solar poate conține între 1,1 și 1,9 milioane de obiecte mai mari de 1 km. Majoritatea asteroizilor cunoscuți în prezent sunt concentrați în centura de asteroizi, situată între orbitele lui Marte și Jupiter.

Ceres, măsurând aproximativ 975×909 km, era considerat cel mai mare asteroid din Sistemul Solar, dar din 24 august 2006 a primit statutul de planetă pitică. Ceilalți doi asteroizi cei mai mari, 2 Pallas și 4 Vesta, au un diametru de ~500 km. 4 Vesta este singurul obiect din centura de asteroizi care poate fi observat cu ochiul liber. Asteroizii care se deplasează pe alte orbite pot fi observați și în timpul trecerii lor în apropierea Pământului (de exemplu, 99942 Apophis).

Masa totală a tuturor asteroizilor din centura principală este estimată la 3,0-3,6×1021 kg, ceea ce reprezintă doar aproximativ 4% din masa Lunii. Masa lui Ceres este de 0,95 × 1021 kg, adică aproximativ 32% din total, iar împreună cu cei mai mari trei asteroizi 4 Vesta (9%), 2 Pallas (7%), 10 Hygea (3%) - 51% , adică majoritatea absolută asteroizii au o masă neglijabilă.

Explorarea asteroizilor

Studiul asteroizilor a început după descoperirea planetei Uranus în 1781 de către William Herschel. Distanța sa medie heliocentrică s-a dovedit a corespunde regulii Titius-Bode.

La sfârșitul secolului al XVIII-lea, Franz Xaver von Zach a organizat un grup care includea 24 de astronomi. Din 1789, acest grup a căutat o planetă care, conform regulii Titius-Bode, să fie situată la o distanță de aproximativ 2,8 unități astronomice de Soare - între orbitele lui Marte și Jupiter. Sarcina a fost de a descrie coordonatele tuturor stelelor din zona constelațiilor zodiacale la un moment dat. În nopțile următoare, coordonatele au fost verificate și au fost identificate obiectele care s-au deplasat la distanțe mai mari. Deplasarea estimată a planetei dorite ar fi trebuit să fie de aproximativ 30 de secunde de arc pe oră, ceea ce ar fi trebuit să fie ușor de observat.

În mod ironic, primul asteroid, 1 Ceres, a fost descoperit întâmplător de italianul Piazzi, care nu a fost implicat în acest proiect, în 1801, în prima noapte a secolului. Alte trei - 2 Pallas, 3 Juno și 4 Vesta - au fost descoperite în următorii câțiva ani - ultimul, Vesta, în 1807. După încă 8 ani de căutări inutile, majoritatea astronomilor au decis că nu mai este nimic acolo și au oprit cercetările.

Cu toate acestea, Karl Ludwig Henke a persistat, iar în 1830 a reluat căutarea de noi asteroizi. Cinci ani mai târziu, a descoperit Astraea, primul asteroid nou din ultimii 38 de ani. De asemenea, a descoperit-o pe Hebe la mai puțin de doi ani mai târziu. După aceasta, alți astronomi s-au alăturat căutării și apoi a fost descoperit cel puțin un nou asteroid pe an (cu excepția anului 1945).

În 1891, Max Wolf a fost primul care a folosit metoda astrofotografiei pentru a căuta asteroizi, în care asteroizii lăsau linii scurte de lumină în fotografiile cu o perioadă lungă de expunere. Această metodă a crescut semnificativ numărul de detecții în comparație cu metodele de observare vizuală utilizate anterior: Wolff a descoperit de unul singur 248 de asteroizi, începând cu 323 Brutius, în timp ce puțin mai mult de 300 fuseseră descoperiți înaintea lui. Acum, un secol mai târziu, doar câteva mii. asteroizii au fost identificați, numerotați și numiți. Sunt multe mai multe dintre ele cunoscute, dar oamenii de știință nu sunt foarte îngrijorați să le studieze, numind asteroizii „paraziți ai cerului”.

Denumirea asteroizilor

La început, asteroizilor li s-au dat numele de eroi ai romanului și Mitologia greacă, mai târziu descoperitorii și-au câștigat dreptul de a-i spune cum doreau, de exemplu, cu propriul nume. La început, asteroizilor li s-au dat nume predominant feminine, nume masculine Au fost primiți doar asteroizi cu orbite neobișnuite (de exemplu, Icar, care se apropie de Soare mai aproape decât Mercur). Ulterior, această regulă nu a mai fost respectată.

Nu orice asteroid poate primi un nume, ci doar unul a cărui orbită a fost calculată mai mult sau mai puțin fiabil. Au existat cazuri când un asteroid a primit un nume la zeci de ani de la descoperirea sa. Până când orbita este calculată, asteroidului i se dă un număr de serie care reflectă data descoperirii sale, de exemplu, 1950 DA. Cifrele indică anul, prima literă este numărul semilunii din anul în care a fost descoperit asteroidul (în exemplul dat, aceasta este a doua jumătate a lunii februarie). A doua literă indică numărul de serie al asteroidului din semiluna specificată; în exemplul nostru, asteroidul a fost descoperit primul. Din moment ce sunt 24 de semilune și Litere engleze- 26, două litere nu sunt folosite în desemnare: I (datorită asemănării cu unitatea) și Z. Dacă numărul de asteroizi descoperiți în timpul semilunii depășește 24, aceștia revin din nou la începutul alfabetului, atribuind indicele 2 la a doua literă, la următoarea retur - 3 etc.

După primirea unui nume, denumirea oficială a asteroidului constă dintr-un număr (număr de serie) și un nume - 1 Ceres, 8 Flora etc.

Centura de asteroizi

Orbitele majorității planetelor minore numerotate (98%) sunt situate între orbitele planetelor Marte și Jupiter. Distanțele lor medii față de Soare variază între 2,2 și 3,6 UA. Ei formează așa-numita centură principală de asteroizi. Toate planetele mici, ca și cele mari, se deplasează într-o direcție înainte. Perioadele revoluției lor în jurul Soarelui variază de la trei la nouă ani, în funcție de distanță. Este ușor de calculat că viteza liniară este de aproximativ 20 km/s. Orbitele multor planete mici sunt vizibil alungite. Excentricitățile depășesc rar 0,4, dar, de exemplu, pentru asteroidul 2212 Hephaestus este de 0,8. Majoritatea orbitelor sunt situate aproape de planul ecliptic, de exemplu. la planul orbitei Pământului. Înclinările sunt de obicei de câteva grade, dar există și excepții. Astfel, orbita lui Ceres are o înclinare de 35°, fiind cunoscute și înclinații mari.

Poate că, pentru noi, locuitorii Pământului, este cel mai important să cunoaștem asteroizii ale căror orbite sunt apropiate de orbita planetei noastre. Există de obicei trei familii de asteroizi din apropierea Pământului. Ele sunt numite după reprezentanți tipici - planete minore: 1221 Amur, 1862 Apollo, 2962 Aton. Familia Amur include asteroizi ale căror orbite la periheliu aproape ating orbita Pământului. Misiunile Apollo traversează orbita Pământului din exterior, distanța lor de perhelie este mai mică de 1 UA. „Atonanii” au orbite cu o semi-axa majoră mai mică decât cea a Pământului și intersectează orbita Pământului din interior. Reprezentanții tuturor acestor familii se pot întâlni cu Pământul. În ceea ce privește trecerile apropiate, acestea se întâmplă destul de des.

De exemplu, asteroidul Amur la momentul descoperirii se afla la 16,5 milioane de kilometri de Pământ, 2101 Adonis s-a apropiat de 1,5 milioane de kilometri, 2340 Hathor - cu 1,2 milioane de kilometri. Astronomii de la multe observatoare au observat trecerea asteroidului 4179 Tautatis pe lângă Pământ. Pe 8 decembrie 1992 se afla la 3,6 milioane de kilometri de noi.

Majoritatea asteroizilor sunt concentrați în centura principală, dar există excepții importante. Cu mult înainte de descoperirea primului asteroid, matematicianul francez Joseph Louis Lagrange a studiat așa-numita problemă a trei corpuri, adică. a investigat modul în care trei corpuri se mișcă sub influența gravitației. Sarcina este foarte dificilă și vedere generala nu a fost încă rezolvată. Cu toate acestea, Lagrange a reușit să constate că în sistemul de trei corpuri gravitatoare (Soare - planetă - corp mic) există cinci puncte în care mișcarea corpului mic se dovedește a fi stabilă. Două dintre aceste puncte se află pe orbita planetei, formând triunghiuri echilaterale cu ea și cu Soarele.

Mulți ani mai târziu, deja în secolul al XX-lea, construcțiile teoretice au devenit realitate. În apropierea punctelor lagrangiene de pe orbita lui Jupiter, au fost descoperiți aproximativ două duzini de asteroizi, cărora li sa dat numele de eroi. război troian. Asteroizii „greci” (Achille, Ajax, Ulise etc.) sunt cu 60° în fața lui Jupiter, „troienii” urmează la aceeași distanță în urmă. Se estimează că numărul de asteroizi din apropierea punctelor Lagrange poate ajunge la câteva sute.

Dimensiuni și compoziția materialului

Pentru a afla dimensiunea oricărui obiect astronomic (dacă se cunoaște distanța până la acesta), este necesar să se măsoare unghiul la care este vizibil de pe Pământ. Cu toate acestea, nu este o coincidență faptul că asteroizii sunt numiți planete minore. Chiar și cu telescoape mari în condiții atmosferice excelente, folosind tehnici foarte complexe, care necesită multă muncă, este posibil să se obțină contururi destul de vagi ale discurilor doar câtorva dintre cei mai mari asteroizi. Metoda fotometrică s-a dovedit a fi mult mai eficientă. Există instrumente foarte precise care măsoară luciul, de exemplu. magnitudinea stelară a corpului ceresc. În plus, este bine cunoscută iluminarea creată de Soare pe un asteroid. Toate celelalte lucruri fiind egale, luminozitatea unui asteroid este determinată de aria discului său. Este, totuși, necesar să știm ce fracție de lumină reflectă o anumită suprafață. Această reflectivitate se numește albedo. Au fost dezvoltate metode pentru determinarea lui prin polarizarea luminii asteroidului, precum și prin diferența de luminozitate în regiunea vizibilă a spectrului și în domeniul infraroșu. În urma măsurătorilor și calculelor, s-au obținut următoarele dimensiuni ale celor mai mari asteroizi.

Meteorii sunt particule de material interplanetar care trec prin atmosfera Pământului și se încălzesc incandescent prin frecare. Aceste obiecte se numesc meteoriți și viteză prin spațiu, devenind meteori. În câteva secunde traversează cerul, creând trasee luminoase.

Averse de meteoriți
Oamenii de știință estimează că 44 de tone de material meteorit cad pe Pământ în fiecare zi. Mai mulți meteori pe oră pot fi observați de obicei în orice noapte. Uneori numărul crește brusc - aceste fenomene se numesc ploi de meteoriți. Unele apar anual sau la intervale regulate atunci când Pământul trece printr-o dâră de resturi prăfuite lăsate în urmă de o cometă.

Ploaia de meteoriți ai Leonidelor

Ploile de meteoriți sunt de obicei numite după steaua sau constelația care este cea mai apropiată de locul unde apar meteorii pe cer. Poate că cele mai cunoscute sunt Perseidele, care apar pe 12 august în fiecare an. Fiecare meteor Perseid este o bucată minusculă a cometei Swift-Tuttle, care are nevoie de 135 de ani pentru a orbita Soarele.

Alte ploi de meteori și comete asociate sunt Leonidele (Tempel-Tuttle), Acvaridele și Orionidele (Halley) și Tauridele (Encke). Cea mai mare parte a prafului de cometă din ploile de meteori arde în atmosferă înainte de a ajunge la suprafața Pământului. O parte din acest praf este captat de avioane și analizat în laboratoarele NASA.

Meteoriți
Bucățile de rocă și metal de la asteroizi și alte corpuri cosmice care supraviețuiesc călătoriei lor prin atmosferă și cad pe pământ se numesc meteoriți. Majoritatea meteoriților găsiți pe Pământ sunt pietriși, de mărimea unui pumn, dar unii sunt mai mari decât clădirile. Pe vremuri, Pământul a suferit multe atacuri grave de meteoriți care au provocat distrugeri semnificative.

Unul dintre cele mai bine conservate cratere este craterul de meteorit Barringer din Arizona, de aproximativ 1 km (0,6 mi) în diametru, creat prin căderea unei bucăți de metal fier-nichel de aproximativ 50 de metri (164 ft) în diametru. Are 50.000 de ani și este atât de bine conservat încât este folosit pentru a studia impactul meteoriților. De când situl a fost recunoscut ca un astfel de crater de impact în 1920, aproximativ 170 de cratere au fost găsite pe Pământ.

Craterul de meteoriți Barringer

Un impact sever de asteroizi în urmă cu 65 de milioane de ani, care a creat craterul Chicxulub de 300 de kilometri (180 de mile) din Peninsula Yucatan, a contribuit la dispariția a aproximativ 75% dintre animalele marine și terestre de pe Pământ la acea vreme, inclusiv dinozauri.

Există puține dovezi documentate despre deteriorarea sau moartea meteoriților. În primul caz cunoscut, un obiect extraterestre a rănit o persoană în Statele Unite. Ann Hodges din Sylacauga, Alabama, a fost rănită după ce un meteorit de rocă de 3,6 kilograme (8 lb) a lovit acoperișul casei ei în noiembrie 1954.

Meteoriții pot arăta ca niște roci de pe Pământ, dar de obicei au o suprafață arsă. Această crustă arsă apare ca urmare a topirii meteoritului din cauza frecării pe măsură ce trece prin atmosferă. Există trei tipuri principale de meteoriți: argintii, pietroși și pietroși-argintii. Deși majoritatea meteoriților care cad pe Pământ sunt pietroși, mai mulți meteoriți descoperiți recent sunt argintii. Aceste obiecte grele sunt mai ușor de distins de rocile Pământului decât meteoriții pietroși.

Această imagine a unui meteorit a fost făcută de roverul Opportunity în septembrie 2010.

Meteoriți cad și pe alte corpuri din sistemul solar. Roverul Opportunity explora diferite tipuri de meteoriți pe o altă planetă când a descoperit un meteorit fier-nichel de dimensiunea unui baschet pe Marte în 2005, iar apoi a găsit un meteorit fier-nichel mult mai mare și mai greu în 2009 în aceeași zonă. În total, roverul Opportunity a descoperit șase meteoriți în timpul călătoriei sale către Marte.

Surse de meteoriți
Peste 50.000 de meteoriți au fost găsiți pe Pământ. Dintre aceștia, 99,8% au provenit din Centura de asteroizi. Dovezile pentru originea lor de asteroizi includ orbita de impact a meteoritului calculată din observații fotografice și proiectată înapoi pe centura de asteroizi. Analiza mai multor clase de meteoriți a arătat o coincidență cu unele clase de asteroizi și aceștia au, de asemenea, o vârstă de 4,5 până la 4,6 miliarde de ani.

Cercetătorii au descoperit un nou meteorit în Antarctica

Cu toate acestea, putem potrivi doar un grup de meteoriți cu un anumit tip de asteroid - eucrit, diogenit și howardit. Acești meteoriți magmatici provin de la al treilea asteroid ca mărime, Vesta. Asteroizii și meteoriții care cad pe Pământ nu sunt părți ale unei planete care s-a destrămat, ci sunt compuși din materialele originale din care s-au format planetele. Studiul meteoriților ne vorbește despre condițiile și procesele din timpul formării și istoria timpurie Sistemul solar, cum ar fi vârsta și compoziția solidelor, natura materie organică, temperaturile atinse la suprafata si in interiorul asteroizilor si forma in care aceste materiale au fost reduse in urma impactului.

Restul de 0,2% dintre meteoriți pot fi împărțiți aproximativ în mod egal între meteoriții de pe Marte și de pe Lună. Peste 60 de meteoriți marțieni cunoscuți au fost ejectați de pe Marte în ploi de meteoriți. Toate sunt roci magmatice care au cristalizat din magmă. Rocile sunt foarte asemănătoare cu cele de pe Pământ, cu unele trăsături distinctive care indică originea marțiană. Aproape 80 de meteoriți lunari sunt similari ca mineralogie și compoziție cu rocile lunare din misiunea Apollo, dar sunt suficient de diferiți pentru a arăta că provin din părți diferite Luni. Studiile meteoriților lunari și marțieni completează studiile despre rocile lunare din misiunea Apollo și explorarea robotică a lui Marte.

Tipuri de meteoriți
Destul de des, o persoană obișnuită, imaginându-și cum arată un meteorit, se gândește la fier. Și este ușor de explicat. Meteoriții de fier sunt denși, foarte grei și adesea capătă forme neobișnuite și chiar spectaculoase pe măsură ce cad și se topesc prin atmosfera planetei noastre. Și deși majoritatea oamenilor asociază fierul cu compoziția tipică a rocilor spațiale, meteoriții de fier sunt unul dintre cele trei tipuri principale de meteoriți. Și sunt destul de rari în comparație cu meteoriții pietroși, în special cu cel mai comun grup dintre ei, condriții unici.

Trei tipuri principale de meteoriți
Există un numar mare de tipuri de meteoriți, împărțiți în trei grupe principale: fier, pietros, pietros-fier. Aproape toți meteoriții conțin nichel și fier extraterestre. Cele care nu conțin fier sunt atât de rare încât, chiar dacă am cere ajutor pentru identificarea posibilelor roci spațiale, probabil că nu am găsi nimic care să nu conțină cantități mari de metal. Clasificarea meteoriților se bazează, de fapt, pe cantitatea de fier conținută în probă.

Meteoriți de fier
Meteoriții de fier făceau parte din miezul unei planete moarte de mult timp sau al unui asteroid mare despre care se crede că a format Centura de asteroizi dintre Marte și Jupiter. Sunt cele mai dense materiale de pe Pământ și sunt foarte puternic atrase de acestea magnet puternic. Meteoriții de fier sunt mult mai grei decât majoritatea rocilor Pământului; dacă ați ridicat o ghiulea de tun sau o placă de fier sau oțel, știți despre ce vorbim.

Exemplu de meteorit de fier

Pentru majoritatea probelor din acest grup, componenta de fier este de aproximativ 90%-95%, restul este nichel și oligoelemente. Meteoriții de fier sunt împărțiți în clase în funcție de compoziție chimică si structura. Clasele structurale sunt determinate prin studierea a două componente ale aliajelor fier-nichel: kamacitul și taenita.

Aceste aliaje au o structură cristalină complexă cunoscută sub numele de structură Widmanstätten, numită după contele Alois von Widmanstätten care a descris fenomenul în secolul al XIX-lea. Această structură asemănătoare zăbrelei este foarte frumoasă și vizibilă clar dacă meteoritul de fier este tăiat în plăci, lustruit și apoi gravat într-o soluție slabă. acid azotic. În cristalele de kamacit descoperite în timpul acestui proces, se măsoară lățimea medie a benzilor, iar cifra rezultată este folosită pentru a împărți meteoriții de fier în clase structurale. Fierul de călcat cu bandă fină (mai puțin de 1 mm) se numește „octaedrit cu structură fină”, cu bandă largă „octaedrit grosier”.

Meteoriți de piatră
Cel mai mare grup de meteoriți sunt pietroși, care s-au format din scoarța exterioară a unei planete sau a unui asteroid. Mulți meteoriți stâncoși, în special cei care au fost pe suprafața planetei noastre de mult timp, seamănă foarte mult cu rocile terestre obișnuite și este nevoie de un ochi experimentat pentru a găsi un astfel de meteorit pe teren. Rocile nou căzute au o suprafață neagră, strălucitoare, care rezultă din suprafața care arde în zbor, iar marea majoritate a rocilor conțin suficient fier pentru a fi atrase de un magnet puternic.

Un reprezentant tipic al condritelor

Unii meteoriți pietroși conțin incluziuni mici, colorate, asemănătoare granulelor, cunoscute sub numele de „condrule”. Aceste boabe minuscule au provenit din nebuloasa solară, precedând, prin urmare, formarea planetei noastre și a întregului Sistem Solar, făcându-le cea mai veche materie cunoscută disponibilă pentru studiu. Meteoriții pietroși care conțin aceste condrule se numesc „condrite”.

Rocile spațiale fără condrule sunt numite „acondrite”. Acestea sunt roci vulcanice formate prin activitatea vulcanică pe obiectele lor spațiale „părinte”, unde topirea și recristalizarea au șters toate urmele de condrule antice. Acondritele conțin puțin fier sau deloc, ceea ce face mai dificil de găsit decât alți meteoriți, deși exemplarele sunt adesea acoperite cu o crustă lucioasă care arată ca vopsea de email.

Meteoriți de piatră de pe Lună și Marte
Putem găsi cu adevărat roci lunare și marțiane pe suprafața planetei noastre? Răspunsul este da, dar sunt extrem de rare. Pe Pământ au fost descoperiți peste o sută de mii de meteoriți lunari și aproximativ treizeci de meteoriți marțieni, toți aparținând grupului acondriților.

Meteoritul lunar

Ciocnirea suprafeței Lunii și Marte cu alți meteoriți a aruncat fragmente în spațiul cosmic, iar unele dintre ele au căzut pe Pământ. Din punct de vedere financiar, probele lunare și marțiane sunt printre cei mai scumpi meteoriți. În piețele de colecție, prețul lor ajunge la mii de dolari pe gram, făcându-le de câteva ori mai scumpe decât dacă ar fi făcute din aur.

Meteoriți pietroși-fier
Cel mai puțin comun dintre cele trei tipuri principale este fierul pietros, reprezentând mai puțin de 2% din toți meteoriții cunoscuți. Ele constau din părți aproximativ egale de fier-nichel și piatră și sunt împărțite în două clase: palazit și mezosiderit. Meteoriții de fier pietros s-au format la limita scoarței și a mantalei corpurilor lor „părinte”.

Exemplu de meteorit de fier pietros

Palaziții sunt poate cel mai atrăgător dintre toți meteoriții și sunt cu siguranță de mare interes pentru colecționarii privați. Palazitul constă dintr-o matrice fier-nichel umplută cu cristale de olivină. Când cristalele de olivină sunt suficient de clare pentru a afișa o culoare verde smarald, ele sunt cunoscute ca o piatră prețioasă perodot. Palaziții și-au primit numele în onoarea zoologului german Peter Pallas, care a descris meteoritul rusesc Krasnoyarsk, găsit lângă capitala Siberiei în secolul al XVIII-lea. Când un cristal de palazit este tăiat în plăci și lustruit, acesta devine translucid, dându-i o frumusețe eterică.

Mezosideritele sunt cele mai mici dintre cele două grupuri litice-fier. Sunt compuse din fier-nichel și silicați și sunt de obicei atractive ca aspect. Contrastul ridicat al matricei argintii și negre, atunci când placa este tăiată și șlefuită, și incluziunile ocazionale, rezultă într-un aspect foarte neobișnuit. Cuvântul mezosiderit provine din greacă pentru „jumătate” și „fier” și sunt foarte rare. În mii de cataloage oficiale de meteoriți, există mai puțin de o sută de mezosiderite.

Clasificarea meteoriților
Clasificarea meteoriților este un subiect complex și tehnic, iar cele de mai sus sunt destinate doar ca ghid. prezentare scurta Subiecte. Metodele de clasificare s-au schimbat de mai multe ori de-a lungul anilor anul trecut; meteoriții cunoscuți au fost reclasificați într-o altă clasă.

Meteoriți marțieni
Un meteorit marțian este un tip rar de meteorit care a venit de pe planeta Marte. Până în noiembrie 2009, peste 24.000 de meteori au fost găsiți pe Pământ, dar doar 34 dintre ei erau de pe Marte. Originea marțiană a meteorilor a fost cunoscută din compoziția gazului izotopic conținut de meteoriți în cantități microscopice; o analiză a atmosferei marțiane a fost efectuată de nava spațială Viking.

Apariția meteoritului marțian Nakhla
În 1911, primul meteorit marțian, numit Nakhla, a fost găsit în deșertul egiptean. Apariția și apartenența meteoritului la Marte a fost stabilită mult mai târziu. Și i-au stabilit vârsta - 1,3 miliarde de ani. Aceste pietre au apărut în spațiu după ce asteroizi mari au căzut pe Marte sau în timpul erupțiilor vulcanice masive. Forța exploziei a fost de așa natură încât bucățile de rocă aruncate au dobândit viteza necesară pentru a depăși gravitația planetei Marte și a-și părăsi orbita (5 km/s). În zilele noastre, până la 500 kg de roci marțiane cad pe Pământ într-un an.

Două părți ale meteoritului Nakhla

În august 1996, revista Science a publicat un articol despre un studiu al meteoritului ALH 84001, găsit în Antarctica în 1984. A început nou loc de muncă, este centrat în jurul unui meteorit descoperit într-un ghețar din Antarctica. Studiul a fost realizat folosind un microscop electronic cu scanare și a identificat „structuri biogene” din interiorul meteorului care ar fi putut, teoretic, să fi fost formate de viața de pe Marte.

Data izotopului a demonstrat că meteorul a apărut cu aproximativ 4,5 miliarde de ani în urmă și, după ce a intrat în spațiul interplanetar, a căzut pe Pământ în urmă cu 13 mii de ani.

„Structuri biogene” descoperite pe o secțiune de meteorit

Studiind meteorul folosind un microscop electronic, experții au descoperit fosile microscopice care sugerau colonii bacteriene formate din părți individuale care măsoară aproximativ 100 de nanometri în volum. Au fost găsite și urme de medicamente produse în timpul descompunerii microorganismelor. Dovada apariției unui meteor marțian necesită un studiu microscopic și special analize chimice. Un specialist poate atesta apariția marțiană a unui meteor pe baza prezenței mineralelor, oxizilor, fosfaților de calciu, siliciului și sulfurei de fier.

Specimenele cunoscute sunt descoperiri de neprețuit deoarece reprezintă capsule temporale prin excelență din trecutul geologic al lui Marte. Am obținut acești meteoriți marțieni fără nicio misiune spațială.

Cei mai mari meteoriți care au căzut pe Pământ
Din când în când, corpurile cosmice cad pe Pământ... din ce în ce mai puțin, din piatră sau metal. Unele dintre ele nu sunt mai mari decât un grăunte de nisip, altele cântăresc câteva sute de kilograme sau chiar de tone. Oamenii de știință de la Institutul de Astrofizică din Ottawa (Canada) susțin că câteva sute de corpuri extraterestre solide cu o masă totală de peste 21 de tone vizitează planeta noastră în fiecare an. Greutatea majorității meteoriților nu depășește câteva grame, dar există și aceia care cântăresc câteva sute de kilograme sau chiar de tone.

Locurile în care cad meteoriții sunt fie îngrădite, fie, dimpotrivă, deschise pentru vizionare publică, astfel încât toată lumea să poată atinge „oaspetele” extraterestre.

Unii oameni confundă cometele și meteoriții din cauza faptului că ambele corpuri cerești au o coajă de foc. În cele mai vechi timpuri, oamenii considerau cometele și meteoriții ca fiind un semn rău. Oamenii au încercat să evite locurile în care au căzut meteoriți, considerându-le o zonă blestemată. Din fericire, în vremea noastră, astfel de cazuri nu se mai observă, ci dimpotrivă - locurile în care cad meteoriții sunt de mare interes pentru locuitorii planetei.

Să ne amintim cei mai mari 10 meteoriți care au căzut pe planeta noastră.

Meteoritul a căzut pe planeta noastră pe 22 aprilie 2012, viteza globului de foc a fost de 29 km/sec. Zburând deasupra statelor California și Nevada, meteoritul și-a împrăștiat fragmentele arzătoare pe zeci de kilometri și a explodat pe cer deasupra capitalei SUA. Puterea exploziei este relativ mică - 4 kilotone (în echivalent TNT). Spre comparație, explozia celebrului meteorit Chelyabinsk a avut o putere de 300 de kilotone de TNT.

Potrivit oamenilor de știință, meteoritul Sutter Mill s-a format la nașterea sistemului nostru solar, un corp cosmic în urmă cu mai bine de 4566,57 milioane de ani.

La 11 februarie 2012, sute de pietre meteoritice minuscule au zburat deasupra teritoriului Republicii Populare Chineze și au căzut pe o suprafață de peste 100 km în regiunile sudice ale Chinei. Cel mai mare dintre ei cântărea aproximativ 12,6 kg. Potrivit oamenilor de știință, meteoriții au venit din centura de asteroizi dintre Jupiter și Marte.

Pe 15 septembrie 2007, un meteorit a căzut lângă Lacul Titicaca (Peru) lângă granița cu Bolivia. Potrivit martorilor oculari, evenimentul a fost precedat de zgomot puternic. Apoi au văzut căzând un cadavru cuprins de foc. Meteoritul a lăsat o urmă strălucitoare pe cer și un flux de fum, care a fost vizibil la câteva ore după ce mingea de foc a căzut.

Un crater imens, de 30 de metri în diametru și 6 metri adâncime, s-a format la locul accidentului. Meteoritul conținea substanțe toxice, deoarece oamenii care locuiau în apropiere au început să aibă dureri de cap.

Meteoriții de piatră (92% din total) formați din silicați cad cel mai adesea pe Pământ. Meteoritul Chelyabinsk este o excepție; era fier.

Meteoritul a căzut pe 20 iunie 1998 lângă orașul turkmen Kunya-Urgench, de unde și numele. Înainte de toamnă locuitorii locali am văzut un fulger strălucitor. Cea mai mare parte a mașinii cântărește 820 kg; această bucată a căzut într-un câmp și a format un crater de 5 metri.

Potrivit geologilor, vârsta acestui corp ceresc este de aproximativ 4 miliarde de ani. Meteoritul Kunya-Urgench este certificat de Societatea Internațională de Meteoriți și este considerat cel mai mare dintre toate mingile de foc care au căzut în țările CSI și din lumea a treia.

Mingea de foc de fier Sterlitamak, a cărei greutate era mai mare de 300 kg, a căzut pe 17 mai 1990 pe un câmp de fermă de stat la vest de orașul Sterlitamak. Când corpul ceresc a căzut, s-a format un crater de 10 metri.

Inițial, au fost descoperite mici fragmente de metal, dar un an mai târziu oamenii de știință au reușit să extragă cel mai mare fragment al meteoritului cu o greutate de 315 kg. În prezent, meteoritul se află în Muzeul de Etnografie și Arheologie al Centrului Științific Ufa.

Acest eveniment a avut loc în martie 1976 în provincia Jilin din estul Chinei. Cea mai mare ploaie de meteoriți a durat mai bine de jumătate de oră. Corpurile cosmice au căzut cu o viteză de 12 km pe secundă.

Doar câteva luni mai târziu, au fost găsiți aproximativ o sută de meteoriți, cel mai mare - Jilin (Girin), cântărind 1,7 tone.

Acest meteorit a căzut pe 12 februarie 1947 în Orientul Îndepărtat, în orașul Sikhote-Alin. Bolidul a fost zdrobit în atmosferă în bucăți mici de fier, care s-au împrăștiat pe o suprafață de 15 km pătrați.

S-au format câteva zeci de cratere cu o adâncime de 1-6 metri și un diametru de 7 până la 30 de metri. Geologii au colectat câteva zeci de tone de materie meteoritică.

Meteoritul Goba (1920)

Faceți cunoștință cu Goba - unul dintre cei mai mari meteoriți găsiți! A căzut pe Pământ acum 80 de mii de ani, dar a fost găsit în 1920. Un adevărat gigant din fier cântărea aproximativ 66 de tone și avea un volum de 9 metri cubi. Cine știe cu ce mituri au asociat oamenii din acel moment căderea acestui meteorit.

Compoziția meteoritului. Acest corp ceresc este 80% fier și este considerat cel mai greu dintre toți meteoriții care au căzut vreodată pe planeta noastră. Oamenii de știință au luat probe, dar nu au transportat întregul meteorit. Astăzi se află la locul accidentului. Aceasta este una dintre cele mai mari bucăți de fier de pe Pământ origine extraterestră. Meteoritul este în continuă scădere: eroziune, vandalism și Cercetare științificăși-au făcut treaba: meteorul a scăzut cu 10%.

În jurul lui a fost creat un gard special și acum Goba este cunoscută pe întreaga planetă, mulți turiști vin la el.

Misterul meteorului din Tunguska (1908)

Cel mai faimos meteorit rusesc. În vara anului 1908, o minge de foc uriașă a zburat deasupra teritoriului Yenisei. Meteoritul a explodat la o altitudine de 10 km deasupra taiga. Valul de explozie a înconjurat Pământul de două ori și a fost înregistrat de toate observatoarele.

Puterea exploziei este pur și simplu monstruoasă și este estimată la 50 de megatone. Zborul gigantului spațial este de sute de kilometri pe secundă. Greutatea, conform diferitelor estimări, variază - de la 100 de mii la un milion de tone!

Din fericire, nimeni nu a fost rănit. Un meteorit a explodat peste taiga. În apropiere zonele populate fereastra a fost spartă de valul de explozie.

În urma exploziei au căzut copaci. Teritoriu forestier de 2.000 mp. transformat în moloz. Valul de explozie a ucis animale pe o rază de peste 40 km. Timp de câteva zile, artefacte au fost observate pe teritoriul Siberiei centrale - nori luminoși și o strălucire pe cer. Potrivit oamenilor de știință, acest lucru a fost cauzat de gazele nobile care au fost eliberate atunci când meteoritul a intrat în atmosfera Pământului.

Ce-a fost asta? Meteoritul ar fi lăsat un crater imens la locul prăbușirii, la cel puțin 500 de metri adâncime. Nicio expediție nu a reușit să găsească așa ceva...

Meteorul Tunguska, pe de o parte, este un fenomen bine studiat, pe de altă parte, unul dintre cele mai mari mistere. Corp ceresc au explodat în aer, bucățile au ars în atmosferă și nu au mai rămas nicio rămășiță pe Pământ.

Numele de lucru „Meteoritul Tunguska” a apărut pentru că aceasta este cea mai simplă și mai înțeleasă explicație a mingii zburătoare care a provocat efectul de explozie. Meteoritul Tunguska a fost numit și prăbușit navă extraterestră, Și anomalie naturală, și o explozie de gaz. Ce a fost în realitate, se poate doar ghici și construi ipoteze.

Ploaia de meteoriți în SUA (1833)

Pe 13 noiembrie 1833, peste estul Statelor Unite a avut loc o ploaie de meteoriți. Durata ploii de meteori este de 10 ore! În acest timp, aproximativ 240 de mii de meteoriți mici și mijlocii au căzut pe suprafața planetei noastre. Ploaia de meteoriți din 1833 este cea mai puternică ploaie de meteoriți cunoscută.

În fiecare zi, zeci de ploi de meteoriți zboară în apropierea planetei noastre. Sunt cunoscute aproximativ 50 de comete potențial periculoase care pot traversa orbita Pământului. Ciocnirile planetei noastre cu corpuri cosmice mici (nu sunt capabile să provoace mult rău) au loc o dată la 10-15 ani. Un pericol deosebit pentru planeta noastră este căderea unui asteroid.

Meteoritul Chelyabinsk
Au trecut aproape doi ani de când locuitorii Uralului de Sud au fost martorii unui cataclism cosmic - căderea meteoritului Chelyabinsk, care a devenit primul istoria modernă un incident care a cauzat prejudicii semnificative populației locale.

Asteroidul a căzut în 2013, pe 15 februarie. La început, Uralilor de Sud li s-a părut că un „obiect obscur” a explodat; mulți au văzut fulgere ciudate luminând cerul. Aceasta este concluzia la care au ajuns oamenii de știință care au studiat acest incident timp de un an.

Date meteoritice
O cometă destul de obișnuită a căzut într-o zonă de lângă Chelyabinsk. Căderile de obiecte spațiale de această natură au loc o dată la fiecare secol. Deși, conform altor surse, se întâmplă în mod repetat, în medie de până la 5 ori la 100 de ani. Potrivit oamenilor de știință, cometele cu o dimensiune de aproximativ 10 m zboară în atmosfera Pământului nostru aproximativ o dată pe an, care este de 2 ori mai mare decât meteoritul Chelyabinsk, dar acest lucru se întâmplă adesea în regiuni cu o populație mică sau peste oceane. În plus, cometele ard și se prăbușesc la înălțimi mari, fără a provoca daune.

Pene de la meteoritul Chelyabinsk pe cer

Înainte de cădere, masa aerolitului Chelyabinsk a fost de la 7 la 13 mii de tone, iar parametrii săi au ajuns la 19,8 m. După analiză, oamenii de știință au descoperit că doar aproximativ 0,05% din masa inițială a căzut la suprafața pământului, adică 4-6 tone. În prezent, din această cantitate s-a colectat puțin mai mult de o tonă, inclusiv unul dintre fragmentele mari de aerolit cu o greutate de 654 kg, ridicat de pe fundul lacului Chebarkul.

Un studiu al maetoritului Chelyabinsk bazat pe parametrii geochimici a arătat că acesta aparține tipului de condrite obișnuite din clasa LL5. Acesta este cel mai comun subgrup de meteoriți pietroși. Toți meteoriții descoperiți în prezent, aproximativ 90%, sunt condriți. Și-au primit numele datorită prezenței condrulelor în ele - formațiuni sferice topite cu un diametru de 1 mm.

Indicațiile de la stațiile de infrasunete indică faptul că în minutul de frânare puternică a aerolitului Chelyabinsk, când au rămas aproximativ 90 km până la sol, a avut loc o explozie puternică cu o forță egală cu echivalentul TNT de 470-570 kilotone, care este de 20-30 de ori. mai puternic decât explozia atomică de la Hiroshima, dar în ceea ce privește puterea explozivă, el cedează căderii Meteoritul Tunguska(aproximativ 10 până la 50 de megatone) de mai mult de 10 ori.

Căderea meteoritului Chelyabinsk a creat imediat o senzație atât în ​​timp, cât și în loc. În istoria modernă, acest obiect spațial este primul meteorit care a căzut într-o zonă atât de dens populată, rezultând daune semnificative. Deci, în timpul exploziei meteoriților, ferestrele a peste 7 mii de case au fost sparte, mai mult de o mie și jumătate de oameni au făcut apel pentru îngrijire medicală, dintre care 112 au fost internați.

Pe lângă pagubele semnificative, meteoritul a adus și rezultate pozitive. Acest eveniment este cel mai bine documentat eveniment până în prezent. În plus, o cameră video a înregistrat faza căderii unuia dintre fragmentele mari ale asteroidului în lacul Chebarkul.

De unde a venit meteoritul Chelyabinsk?
Pentru oameni de știință această întrebare Nu a fost prea greu. A apărut din centura principală de asteroizi a sistemului nostru solar, o zonă din mijlocul orbitelor lui Jupiter și Marte, unde se află căile majorității corpurilor mici. Orbitele unora dintre ei, de exemplu, asteroizii grupului Aten sau Apollo, sunt alungite și pot trece prin orbita Pământului.

Astronomii au reușit să determine destul de precis traiectoria de zbor a rezidentului din Chelyabinsk, datorită multor înregistrări foto și video, precum și fotografiilor prin satelit care au surprins căderea. Apoi astronomii au continuat traseul meteoritului în sens invers, dincolo de atmosferă, pentru a construi orbita completă a acestui obiect.

Dimensiunile fragmentelor meteoritului Chelyabinsk

Mai multe grupuri de astronomi au încercat să determine calea meteoritului Chelyabinsk înainte ca acesta să lovească Pământul. Conform calculelor lor, se poate observa că semiaxa majoră a orbitei meteoritului căzut a fost de aproximativ 1,76 UA. (unitate astronomică), aceasta este raza medie a orbitei Pământului; punctul cel mai apropiat de orbită de Soare - periheliu, se afla la o distanță de 0,74 UA, iar punctul cel mai îndepărtat de Soare - afeliu, sau apoheliu, se afla la 2,6 UA.

Aceste cifre au permis oamenilor de știință să încerce să găsească meteoritul Chelyabinsk în cataloagele astronomice ale obiectelor spațiale mici deja identificate. Este clar că majoritatea asteroizilor identificați anterior, după un timp, „cad din nou din vedere”, iar apoi unii dintre cei „pierduți” reușesc să fie „descoperiți” a doua oară. Nici astronomii nu au respins această opțiune, aceea meteorit căzut, poate că există „unul pierdut”.

Rudele meteoritului Chelyabinsk
Deși în timpul căutării nu au fost dezvăluite asemănări complete, astronomii au găsit totuși o serie de „rude” probabile ale asteroidului de la Chelyabinsk. Oamenii de știință din Spania Raul și Carlos de la Fluente Marcos, după ce au calculat toate variațiile orbitelor „Chelyabinsk”, și-au găsit presupusul strămoș - asteroidul 2011 EO40. În opinia lor, meteoritul Chelyabinsk s-a desprins de el timp de aproximativ 20-40 de mii de ani.

O altă echipă (Institutul Astronomic al Academiei de Științe a Republicii Cehe) condusă de Jiri Borovička, după ce a calculat calea de alunecare a meteoritului Chelyabinsk, a descoperit că este foarte asemănătoare cu orbita asteroidului 86039 (1999 NC43) cu o dimensiune de 2,2 km. De exemplu, semiaxa majoră a orbitei ambelor obiecte este 1,72 și 1,75 UA, iar distanța periheliului este 0,738 și 0,74.

Cale de viață dificilă
Pe baza fragmentelor meteoritului Chelyabinsk care a căzut la suprafața pământului, oamenii de știință au „determinat” istoria sa de viață. Se pare că meteoritul Chelyabinsk are aceeași vârstă cu sistemul nostru solar. Studiind proporțiile izotopilor de uraniu și plumb, s-a constatat că are o vechime de aproximativ 4,45 miliarde de ani.

Un fragment din meteoritul Chelyabinsk descoperit pe lacul Chebarkul

Biografia lui dificilă este indicată de fire întunecate din grosimea meteoritului. Ele au apărut atunci când substanțele care au intrat în interior ca urmare a unui impact puternic s-au topit. Aceasta arată că în urmă cu aproximativ 290 de milioane de ani, acest asteroid a supraviețuit unei puternice coliziuni cu un fel de obiect spațial.

Potrivit oamenilor de știință de la Institutul de Geochimie și Chimie Analitică, numit după. Vernadsky RAS, coliziunea a durat aproximativ câteva minute. Acest lucru este indicat de scurgeri de nuclee de fier care nu au avut timp să se topească complet.

În același timp, oamenii de știință de la Institutul de Geologie și Mineralogie SB RAS (Institutul de Geologie și Mineralogie) nu resping faptul că ar fi putut apărea urme de topire din cauza proximității excesive a corpului cosmic de Soare.

Averse de meteoriți
De mai multe ori pe an ploi de meteori, ca stelele, luminează cerul senin al nopții. Dar de fapt nu au nimic de-a face cu stelele. Aceste mici particule cosmice de meteoriți sunt literalmente gunoi cerești.

Meteoroid, meteorit sau meteorit?
Ori de câte ori un meteorid intră în atmosfera Pământului, generează un fulger de lumină numit meteor sau „stea căzătoare”. Temperaturile ridicate cauzate de frecarea dintre meteor și gaz din atmosfera Pământului încălzesc meteoritul până la punctul în care începe să strălucească. Aceasta este aceeași strălucire care face un meteor vizibil de pe suprafața Pământului.

Meteorii strălucesc de obicei pentru o perioadă foarte scurtă de timp - au tendința de a arde complet înainte de a lovi suprafața Pământului. Dacă un meteor nu se dezintegrează în timp ce trece prin atmosfera Pământului și cade la suprafață, atunci este cunoscut sub numele de meteorit. Se crede că meteoriții provin din Centura de asteroizi, deși unele bucăți de resturi au fost identificate ca provenind de pe Lună și Marte.

Ce sunt ploile de meteori?
Uneori, meteorii cad în ploi uriașe cunoscute sub numele de ploi de meteoriți. Ploile de meteoriți apar atunci când o cometă se apropie de Soare și lasă resturi în urmă sub formă de „pesmet”. Când orbitele Pământului și o cometă se intersectează, o ploaie de meteori lovește Pământul.

Deci meteorii care formează o ploaie de meteori călătoresc pe o cale paralelă și cu aceeași viteză, deci pentru observatori ei vin din același punct de pe cer. Acest punct este cunoscut sub numele de „radiant”. Prin convenție, ploile de meteoriți, în special cele obișnuite, sunt numite după constelația din care provin.