Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

Изучение метеорных тел, их химического состава, плотности вещества, возраста и других характеристик представляет боль­ шой интерес для астрономии, так как расширяет и углубляет наши знания о строении и физических свойствах небесных тел, их происхождении и эволюции.

§ 1. ОСНОВНЫЕ МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ МЕТЕОРОВ

Методы наблюдения и изучения метеоров определяются фи­ зической сущностью метеорных явлений. Свечение, которым сопровождается это явление, позволяет наблюдать за метеором визуально или с помощью фотоаппаратуры. Образование иони­ зированного метеорного следа позволяет использовать для на­ блюдения средства радиолокации. Наконец, поскольку метеорные явления сопровождаются некоторыми возмущениями в магнит­ ном поле Земли, для их исследования могут быть применимы и магнитные методы.

Таким образом, в настоящее время применяются следующие методы наблюдения метеоров:

— визуальный;

. — фотографический;

—фотоэлектрический;

—радиолокационный;

—магнитный.

Визуальный метод до начала 30-х годов нашего века был по существу единственным методом изучения метеоров. Наблюде­ ния за метеорами невооруженным глазом или с помощью про­ стейших оптических инструментов позволили определить ради­ анты метеорных потоков, т. е. участки неба, откуда движутся ме­ теорные тела, а также оценить скорости метеорных тел и види­ мый блеск метеоров. Естественно, что результаты подобных на­ блюдений имели весьма большие ошибки и иногда приводили к неверным представлениям.

Фотографический метод получил самое широкое распростра­ нение в последние два-три десятилетия. Сущность метода состоит в том, что фотографирование метеоров, как правило, осущест­ вляют одновременно из двух пунктов, расстояние между которы­ ми (базис) известно. Перед одной из камер обычно устанавли­ вают обтюратор — устройство, благодаря которому метеор на фотографии получается ,в виде прерывной черты, что позволяет определить скорость и замедление движения метеорного тела. Фотографический метод позволяет с достаточно высокой точ­ ностью определить координаты радиантов, скорости и высоты по­ явления и исчезновения метеоров, блеск метеоров и их спектры, а также рассчитать массы метеорных тел и элементы их орбит. Результаты фотографических наблюдений могут быть иопользо-

271

ваны, кроме того, и для определения термобарического и ветро­ вого режимов верхней атмосферы.

Существенным недостатком фотографического метода являет­ ся невозможность его применения в светлое время суток и при наличии облачности.

Фотоэлектрический метод находится пока в стадии развития. Его идея заключается в регистрации того фотоэлектрического эффекта, который должен возникнуть при появлении в поле зре­ ния прибора метеоров различной яркости. Применение этого ме­ тода позволит получать наряду с характеристиками, определяе­ мыми с помощью обычных фотографических методов, и такие, как показатели цвета метеоров и их цветовые температуры.

Радиолокационный метод основан на регистрации приемни­ ком радиосигнала, излученного передатчиком радиолокатора и отраженного ионизированным метеорным следом. Для радиоло­ кации метеоров используются радиоволны метрового диапазона длиной 8—10 м.

Радиолокационный метод имеет по сравнению с фотографи­ ческим более высокую чувствительность к слабым метеорам и позволяет вести наблюдения в любое время суток и практически в любую погоду. Вот почему он в последние 15—20 лет интенсив­ но развивается как в СССР, так и за границей. Этот метод поз­ воляет получить, помимо вышеуказанных, такие данные, как рас­ пределение метеорных тел по массам и по кинетическим энер­ гиям, оценки величины коэффициента диффузии, электронной плотности и др.

Магнитный метод пока не получил заметного развития и еще не имеет широкого практического применения.

§ 2. ОСНОВНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ МЕТЕОРНЫХ ТЕЛ И МЕТЕОРОВ

Метеорное вещество в космическом пространстве представ­ ляет множество частиц и тел самых разнообразных размеров и массы. Обычно метеорными телами считают частицы, размеры которых велики по сравнению с размерами молекул, но малы по сравнению с размерами астероидов. Размеры частиц, образую­ щих видимые светящиеся следы в атмосфере Земли, колеблются от нескольких миллиметров до нескольких сантиметров. Более крупные метеорные тела наблюдаются значительно реже. В атмо­ сфере они не успевают сгорать и достигают земной поверхности в виде метеоритов. Частицы микронных размеров не образуют видимого следа. Обнаружить их удается по ионизационным сле­ дам с помощью радиометодов.

Подавляющее большинство метеорных тел принадлежит сол­ нечной системе и движется в том же направлении, что и Земля (прямое движение), по эллиптическим орбитам, плоскости кото­

272

рых близки к плоскости эклиптики. Движение метеорных тел по орбитам определяется, помимо силы притяжения Солнца и пла­ нет, рядом других сил, в частности силой давления солнечной ра­ диации. Под влиянием этой силы малые метеорные частицы (микронных и субмикронных размеров) выметаются за пределы солнечной системы. Более крупные частицы со временем тормо­ зятся, изменяют свои первоначальные орбиты и по скручиваю­ щейся спирали приближаются к Солнцу. При этом они будут испаряться и затем в виде потоков газов также выбрасываться из солнечной системы. Подобная эволюция метеорного вещества происходит непрерывно и достаточно быстро, особенно для ма­ лых частиц. Так, по оценке В. Г. Фесенкова, частица диаметром 2-10-4 м, находящаяся первоначально на орбите с перигелием 0,5 а. е. от Солнца, должна прекратить свое существование уже через 2600 лет. Таким образом, метеорное вещество в космиче­ ском пространстве должно постоянно пополняться. Предпола­ гают, что метеорные частицы могут образоваться при разруше­ нии кометных ядер, дроблении астероидов, в результате взрыв­ ных вулканических процессов на планетах солнечной системы и их спутниках, а также путем выброса частиц микровещества из сферы тяготения Луны и других небесных тел сравнительно не­ больших размеров при воздействии на их поверхности крупных метеоритов. Определенную часть метеорного вещества могут со­ ставлять первичные остатки материи, сохранившиеся со времени формирования солнечной системы.

Окончательно вопрос об источниках метеорного вещества еще не решен. Его решение, по-видимому, станет возможным только в ходе прямых экспериментальных исследований химического со­ става метеорных тел, их возраста, распределения по массам и в пространстве.

того, в метеорных спектрах отождествлены атомы и ионы водо­

Наблюдения за метеорами вблизи Земли и результаты пря­ мых измерений на трассах полетов автоматических межпланет­ ных станций показывают, что в космическом пространстве'наряду с отдельными метеорными телами, движущимися по индиви­ дуальным орбитам, встречаются довольно плотные потоки (рои) и сгущения метеорных частиц с пространственной плотностью по­ рядка (0,2 -т-2,0) • 10-5 м~3. Поэтому все метеоры, в зависимости от того, какими метеорными телами они порождаются, делятся на спорадические (случайные) и периодические, появляющиеся ежегодно в одно и то же время в определенных направле­

ниях. Области или участки неба, сравнительно небольшие по площади, из которых приходит метеорное тело или метеор­ ный поток перед его вхождением в атмосферу, носят на­ звания радиантов. В случае метеорного потока метеоры пересе­ кают небо во всех направлениях, однако если продолжить их пу­ ти в обратном направлении, то они кажутся исходящими из одной точки — радианта. Метеорным потокам даются названия по тем созвездиям, в которых находятся их радианты. Например, мете­ орный поток с радиантом, находящимся в созвездии Персея, на­ зывается Персеидами, в созвездии Льва — Леонидами и т. д. Достаточно хорошо изучено несколько более двух десятков ме­ теорных потоков. Данные о них сведены в специальные каталоги.

Радианты являются важной характеристикой метеоров, по­ скольку позволяют не только определять элементы орбит метеор­ ных тел, но и выявлять новые, ранее неизвестные, или уже иссяк­ шие, почти не наблюдаемые метеорные потоки. Сведения подоб­ ного же рода имеют большую ценность при изучении проблемы происхождения и эволюции малых небесных тел.

Радианты некоторых метеорных потоков имеют заметные су­ точные перемещения на фоне звезд. Положения радиантов изу­ ченных метеорных потоков на определенные моменты времени приводятся в таблицах, называемых эфемеридами радиантов.

В настоящее время накоплен большой статистический мате­ риал фотографических и радиолокационных наблюдений за ра­ диантами спорадических метеоров. Его анализ показывает, что можно выделить ряд областей наибольшей концентрации ради­ антов. В этих областях радианты также распределены не равно­ мерно, а отдельными группами, иногда довольно'компактными. Подобное распределение радиантов позволяет сделать вывод о том, что каждая группа может представлять собой метеорный поток, ранее неизвестный из-за недостаточного ряда наблюдений.

Важными характеристиками метеоров, кроме радиантов, яв­ ляются их.яркость, численность, высота появления и исчезнове­ ния, скорости, размеры и массы метеорных частиц и ряд других параметров.

Блеск или яркость метеоров

Под блеском (яркостью) метеора понимают освещенность, которую он создает в пункте наблюдения на плоскости, перпен­ дикулярной к световым лучам. От блеска зависит число видимых метеоров. Чем меньше блеск метеоров, тем меньшее число их мо­ жет зафиксировать глаз наблюдателя или фотопленка. Кроме того, распределение метеоров по видимому блеску позволяет в известной степени характеризовать их распределение по массам и скоростям.

274

Для количественной оценки блеска метеоров вводится поня­ тие видимой звездной величины.

Видимая звездная величина метеора или другого небесного тела показывает, во сколько раз его блеск отличается от блеска объекта, звездная величина которого известна. Шкала видимых звездных величин описывается формулой

где mi и т2 — видимые звездные величины двух метеоров, имею­ щих блеск (освещенность) Е\ и Е2.

Видимые звездные величины могут быть положительными и

Вега из созвездия Лиры. Метеоры, яркости которых превосходят яркость указанной звезды, имеют отрицательные видимые звезд­

раза слабее метеора 1-й величины и т. д. Чем больше видимая звездная величина метеора, тем слабее его блеск, тем меньше яркость.

В связи с тем, что метеоры могут наблюдаться на разных рас­ стояниях от наблюдателя, видимая звездная величина не являет­ ся характеристикой, их истинного блеска. Для сравнения метео­ ров по блеску вводится абсолютная величина метеора (М). Абсо­ лютная величина — это звездная величина, которую имел бы метеор, если бы он находился в зените на стандартной высоте

L = 100 км.

Если Ет— видимый, Ем — абсолютный блеск метеора,

имеющего видимую звездную величину т и абсолютную М, то на основании формулы (2.2) имеем

— 2,5\2м~т.

Ем

>) Верхний индекс т означает, что видимая звездная величина метеора измеряется по шкале звездных величин, описываемой формулой (2.1).