Vanjski prostor oko nas je stalno u pokretu. Prateći kretanje galaktičkih objekata, kao što su galaksije i jata zvijezda, drugi svemirski objekti, uključujući astroide i komete, kreću se duž dobro definirane putanje. Neke od njih ljudi su posmatrali hiljadama godina. Uz stalne objekte na našem nebu, Mjesec i planete, naše nebo često posjećuju komete. Od vremena svog pojavljivanja, čovječanstvo je u više navrata moglo promatrati komete, pripisujući širok spektar tumačenja i objašnjenja ovim nebeskim tijelima. Naučnici dugo nisu mogli dati jasna objašnjenja, posmatrajući astrofizičke fenomene koji prate let tako brzog i sjajnog nebeskog tijela.

Karakteristike kometa i njihova razlika među sobom

Uprkos činjenici da su komete prilično česta pojava u svemiru, nisu svi imali sreće da vide leteću kometu. Stvar je u tome što je, po kosmičkim standardima, let ovog kosmičkog tijela česta pojava. Ako uporedimo period okretanja takvog tijela, fokusirajući se na zemaljsko vrijeme, ovo je prilično veliki vremenski period.

Komete su mala nebeska tijela koja se kreću u svemiru prema glavnoj zvijezdi Sunčevog sistema, našem Suncu. Opisi letova takvih objekata posmatranih sa Zemlje sugerišu da su svi oni deo Sunčevog sistema, kada su učestvovali u njegovom formiranju. Drugim riječima, svaka kometa je ostatak kosmičkog materijala koji se koristi u formiranju planeta. Gotovo sve danas poznate komete su dio našeg zvjezdanog sistema. Kao i planete, ovi objekti se pokoravaju istim zakonima fizike. Međutim, njihovo kretanje u prostoru ima svoje razlike i karakteristike.

Glavna razlika između kometa i drugih svemirskih objekata je oblik njihovih orbita. Ako se planete kreću u pravom smjeru, u kružnim orbitama i leže u istoj ravni, onda kometa juri svemirom na potpuno drugačiji način. Ova sjajna zvijezda, koja se iznenada pojavljuje na nebu, može se kretati u pravom smjeru ili u suprotnom smjeru, u ekscentričnoj (izduženoj) orbiti. Takvo kretanje utiče na brzinu komete, koja je najveća među svim poznatim planetama i svemirskim objektima u našem Sunčevom sistemu, odmah iza naše glavne zvijezde.

Brzina Halejeve komete kada prolazi pored Zemlje je 70 km/s.

Ravan orbite komete ne poklapa se sa ravninom ekliptike našeg sistema. Svaki nebeski gost ima svoju orbitu i, shodno tome, svoj period revolucije. Upravo ta činjenica je u osnovi klasifikacije kometa prema periodu revolucije. Postoje dvije vrste kometa:

• kratkotrajni sa periodom cirkulacije od dvije, pet godina do par stotina godina;
• dugoperiodične komete, koje kruže u periodu od dvije, tri stotine godina do milion godina.

Prvi uključuju nebeska tijela koja se kreću prilično brzo u svojoj orbiti. Među astronomima je uobičajeno da se takve komete označavaju prefiksima P/. U prosjeku, period okretanja kratkoperiodičnih kometa je kraći od 200 godina. Ovo je najčešći tip kometa koji se susreće u našem svemiru blizu Zemlje i leti u vidnom polju naših teleskopa. Najpoznatijoj Halejevoj kometi potrebno je 76 godina da kruži oko Sunca. Druge komete posjećuju naš Sunčev sistem mnogo rjeđe, a mi ih rijetko viđamo. Njihov period revolucije je stotinama, hiljadama i milionima godina. Dugoperiodične komete se u astronomiji označavaju prefiksom C/.

Vjeruje se da su kratkoperiodične komete postale taoci gravitacije velikih planeta Sunčevog sistema, koje su uspjele da otrgnu ove nebeske goste iz snažnog zagrljaja dubokog svemira u regiji Kajperovog pojasa. Dugoperiodične komete su veća nebeska tijela koja nam dolaze iz udaljenih kutova Oortovog oblaka. Upravo je ovo područje svemira rodno mjesto svih kometa koje redovno posjećuju svoju zvijezdu. Nakon miliona godina, sa svakom sljedećom posjetom Sunčevom sistemu, veličina dugoperiodičnih kometa se smanjuje. Kao rezultat, takva kometa može postati kratkoperiodična kometa, skraćujući svoj kosmički životni vijek.

Tokom svemirskih posmatranja, snimljene su sve komete poznate do danas. Izračunate su putanje ovih nebeskih tijela, vrijeme njihovog sljedećeg pojavljivanja u Sunčevom sistemu i utvrđene su približne veličine. Jedan od njih nam je čak pokazao i njegovu smrt.

Pad kratkoperiodične komete Shoemaker-Levy 9 na Jupiteru u julu 1994. bio je najsjajniji događaj u istoriji astronomskih posmatranja svemira blizu Zemlje. Kometa u blizini Jupitera raspala se u fragmente. Najveće od njih imalo je više od dva kilometra. Pad nebeskog gosta na Jupiteru nastavio se nedelju dana, od 17. do 22. jula 1994. godine.

Teoretski, moguć je sudar Zemlje i komete, međutim, od brojnih nebeskih tijela koje danas poznajemo, nijedno od njih se ne ukršta sa putanjom leta naše planete tokom svog putovanja. Još uvijek postoji prijetnja da će se dugoperiodična kometa pojaviti na putu naše Zemlje, koja je još uvijek izvan dosega alata za detekciju. U takvoj situaciji, sudar Zemlje sa kometom može se pretvoriti u katastrofu globalnih razmjera.

Ukupno je poznato više od 400 kratkoperiodičnih kometa koje nas redovno posjećuju. Veliki broj dugoperiodičnih kometa dolazi nam iz dubokog, svemira, rađajući se na 20-100 hiljada AJ. od naše zvezde. Samo u 20. veku zabeleženo je više od 200 ovakvih nebeskih tela, a tako udaljene svemirske objekte bilo je skoro nemoguće posmatrati kroz teleskop. Zahvaljujući teleskopu Hubble pojavile su se slike uglova svemira na kojima je bilo moguće otkriti let dugoperiodične komete. Ovaj udaljeni objekat izgleda kao maglina ukrašena repom dugim milione kilometara.

Sastav komete, njena struktura i glavne karakteristike

Glavni dio ovog nebeskog tijela je jezgro komete. U jezgru je koncentrisana glavna masa komete, koja varira od nekoliko stotina hiljada tona do milion. Po svom sastavu, nebeske ljepotice su ledene komete, pa su, pobliže, prljave ledene grudice velikih veličina. Po svom sastavu, ledena kometa je konglomerat čvrstih fragmenata različitih veličina, koje zajedno drži kosmički led. U pravilu, led jezgre komete je vodeni led s primjesom amonijaka i ugljičnog dioksida. Čvrsti fragmenti su sastavljeni od meteorske materije i mogu imati dimenzije uporedive sa česticama prašine ili, obrnuto, imati dimenzije od nekoliko kilometara.

U naučnom svijetu općenito je prihvaćeno da su komete kosmički dostavljači vode i organskih jedinjenja u svemir. Proučavajući spektar jezgra nebeskog putnika i gasni sastav njegovog repa, postala je jasna ledena priroda ovih komičnih objekata.

Zanimljivi su procesi koji prate let komete u svemiru. Veći dio svog putovanja, budući da su na velikoj udaljenosti od zvijezde našeg Sunčevog sistema, ovi nebeski lutalice nisu vidljivi. Tome doprinose visoko izdužene eliptične orbite. Kako se približava Suncu, kometa se zagrijava, uslijed čega počinje proces sublimacije kosmičkog leda, koji čini osnovu jezgra komete. Jednostavnim jezikom, ledena baza kometnog jezgra, zaobilazeći fazu topljenja, počinje aktivno isparavati. Umjesto prašine i leda, pod utjecajem sunčevog vjetra, molekuli vode se uništavaju i formiraju komu oko jezgra komete. Ovo je neka vrsta krune nebeskog putnika, zona koja se sastoji od molekula vodonika. Koma može biti ogromna, proteže se na stotine hiljada, milione kilometara.

Kako se svemirski objekt približava Suncu, brzina komete naglo raste, a ne samo centrifugalne sile i gravitacija počinju djelovati. Pod uticajem privlačenja Sunca i negravitacionih procesa, čestice kometne materije koje isparavaju formiraju rep komete. Što je objekat bliže Suncu, to je rep komete, koji se sastoji od razrijeđene plazme, intenzivniji, veći i svjetliji. Ovaj dio komete je najuočljiviji i astronomi ga smatraju jednim od najsjajnijih astrofizičkih fenomena vidljivih sa Zemlje.

Leteći dovoljno blizu Zemlji, kometa nam omogućava da detaljno ispitamo njenu cjelokupnu strukturu. Iza glave nebeskog tijela nužno se proteže perjanica, koja se sastoji od prašine, plina i meteorske tvari, koja najčešće završava na našoj planeti u obliku meteora.

Istorija kometa posmatranih sa Zemlje

Razni svemirski objekti neprestano lete u blizini naše planete, osvjetljavajući nebo svojim prisustvom. Komete su svojom pojavom često izazivale nerazuman strah i užas kod ljudi. Drevni proročišta i astrolozi su pojavu komete povezivali s početkom opasnih životnih perioda, s početkom kataklizmi na planetarnoj skali. Uprkos činjenici da je rep komete samo milioniti deo mase nebeskog tela, on je najsjajniji deo kosmičkog objekta, koji daje 0,99% svetlosti u vidljivom spektru.

Prva kometa koja je otkrivena teleskopom bila je Velika kometa iz 1680. godine, poznatija kao Njutnova kometa. Zahvaljujući izgledu ovog objekta, naučnik je uspeo da dobije potvrdu svojih teorija o Keplerovim zakonima.

Tokom posmatranja nebeske sfere, čovečanstvo je uspelo da napravi listu najčešćih gostiju iz svemira koji redovno posećuju naš Sunčev sistem. Halejeva kometa definitivno je na vrhu ove liste, poznata ličnost koja nas je trideseti put obasjala svojim prisustvom. Ovo nebesko tijelo je promatrao Aristotel. Najbliža kometa je dobila ime zahvaljujući naporima astronoma Haleja 1682. godine, koji je izračunao njenu orbitu i sledeću pojavu na nebu. Naš pratilac sa redovnošću od 75-76 godina leti u našoj zoni vidljivosti. Karakteristična karakteristika našeg gosta je da, uprkos svijetlom tragu na noćnom nebu, jezgro komete ima gotovo tamnu površinu, koja podsjeća na običan komad uglja.

Na drugom mjestu po popularnosti i slavnosti je kometa Encke. Ovo nebesko tijelo ima jedan od najkraćih perioda okretanja, koji iznosi 3,29 zemaljskih godina. Zahvaljujući ovom gostu, možemo redovno posmatrati kišu meteora Tauridi na noćnom nebu.

Druge najpoznatije novije komete, koje su nas obradovale svojom pojavom, takođe imaju ogromne orbitalne periode. Godine 2011. otkrivena je kometa Lovejoy, koja je uspjela da leti u neposrednoj blizini Sunca i da pri tome ostane zdrava. Ova kometa je dugoperiodična kometa sa orbitalnim periodom od 13.500 godina. Od trenutka svog otkrića, ovaj nebeski gost ostaće u regionu Sunčevog sistema do 2050. godine, nakon čega će napustiti granice bliskog svemira dugih 9000 godina.

Najsjajniji događaj početka novog milenijuma, u doslovnom i figurativnom smislu, bila je kometa McNaught, otkrivena 2006. godine. Ovo nebesko telo moglo se posmatrati čak i golim okom. Sljedeća posjeta našem solarnom sistemu ove sjajne ljepotice zakazana je za 90 hiljada godina.

Sljedeća kometa koja bi mogla posjetiti naš nebeski svod u bliskoj budućnosti vjerovatno će biti 185P/Petru. Postat će primjetan od 27. januara 2019. godine. Na noćnom nebu ova svjetiljka će odgovarati svjetlini od 11 magnituda.

Ako imate bilo kakvih pitanja - ostavite ih u komentarima ispod članka. Mi ili naši posjetioci rado ćemo im odgovoriti.

Najdobro proučavani među malim tijelima Sunčevog sistema su asteroidi - male planete. Istorija njihovog proučavanja ima skoro dva veka. Još 1766. godine formulisan je empirijski zakon koji određuje prosečnu udaljenost planete od Sunca, u zavisnosti od rednog broja ove planete. U čast astronoma koji su formulisali ovaj zakon, dobio je ime: "Titijev - Bodeov zakon". a = 0,3*2k + 0,4 od sunca).

U početku su astronomi, čuvajući tradicije starih, dodijelili imena bogova manjim planetama, kako grčko-rimskim tako i drugim. Do početka 20. stoljeća na nebu su se pojavila imena gotovo svih bogova poznatih čovječanstvu - grčko-rimskih, slovenskih, kineskih, skandinavskih, pa čak i bogova naroda Maja. Otkrića su se nastavila, bogova nije bilo dovoljno, a onda su se na nebu počela pojavljivati ​​imena država, gradova, rijeka i mora, imena i prezimena stvarnih živih ili živih ljudi. Neminovno se postavilo pitanje pojednostavljenja procedure za ovu astronomsku kanonizaciju imena. Ovo pitanje je tim ozbiljnije jer se, za razliku od perpetuiranja sećanja na Zemlji (imena ulica, gradova itd.), ime asteroida ne može menjati. Od svog osnivanja (25. jula 1919.), Međunarodna astronomska unija (IAU) to radi.

Velike poluose orbita glavnog dela asteroida su u rasponu od 2,06 do 4,09 AJ. e., a prosječna vrijednost je 2,77 a. e. Prosječni ekscentricitet orbita malih planeta je 0,14, prosječni nagib ravni orbite asteroida prema ravni Zemljine orbite je 9,5 stepeni. Brzina kretanja asteroida oko Sunca je oko 20 km/s, period okretanja (asteroidna godina) je od 3 do 9 godina. Period pravilne rotacije asteroida (tj. dužina dana na asteroidu) je u prosjeku 7 sati.

Niti jedan asteroid glavnog pojasa, općenito govoreći, ne prolazi blizu Zemljine orbite. Međutim, 1932. godine otkriven je prvi asteroid čija je orbita imala perihelnu udaljenost manju od radijusa Zemljine orbite. U principu, njegova orbita je dozvoljavala mogućnost približavanja asteroida Zemlji. Ovaj asteroid je ubrzo "izgubljen" i ponovo otkriven 1973. Dobio je broj 1862 i ime Apolon. Godine 1936. asteroid Adonis je leteo na udaljenosti od 2 miliona km od Zemlje, a 1937. godine asteroid Hermes je leteo na udaljenosti od 750.000 km od Zemlje. Hermes ima prečnik od skoro 1,5 km, a otkriven je samo 3 meseca pre svog najbližeg približavanja Zemlji. Nakon prolaska Hermesa, astronomi su počeli da shvataju naučni problem opasnosti od asteroida. Do danas je poznato oko 2000 asteroida čije orbite im omogućavaju da se približe Zemlji. Takvi asteroidi se nazivaju asteroidi blizu Zemlje.

Prema svojim fizičkim karakteristikama, asteroidi se dijele u nekoliko grupa, unutar kojih objekti imaju slična svojstva refleksije površine. Takve grupe se nazivaju taksonomskim (taksonometrijskim) klasama ili tipovima. U tabeli je navedeno 8 glavnih taksonomskih tipova: C, S, M, E, R, Q, V i A. Svaka klasa asteroida odgovara meteoritima sličnih optičkih svojstava. Stoga se svaka taksonometrijska klasa može okarakterizirati analogijom s mineraloškim sastavom odgovarajućih meteorita.

Oblik i veličinu ovih asteroida određuje radar dok prolaze blizu Zemlje. Neki od njih izgledaju kao asteroidi glavnog pojasa, ali većina ih je manje pravilna. Na primjer, asteroid Toutatis se sastoji od dva, a možda i više tijela u kontaktu jedno s drugim.

Na osnovu redovnih zapažanja i proračuna orbita asteroida, može se izvesti sljedeći zaključak: do sada nema poznatih asteroida za koje se može reći da će se u narednih sto godina približiti Zemlji. Najbliži će biti prolazak asteroida Hathor 2086. godine na udaljenosti od 883 hiljade km.

Do danas je veliki broj asteroida prošao na udaljenostima mnogo manjim od gore navedenih. Otkriveni su tokom svojih narednih prolaza. Dakle, dok glavna opasnost još nisu otkriveni asteroidi.

>>

3. LET METEORA U ZEMLJINOJ ATMOSFERI

Meteori se pojavljuju na visinama od 130 km i niže i obično nestaju na visini od 75 km. Ove granice se mijenjaju ovisno o masi i brzini meteoroida koji prodiru u atmosferu. Vizuelna određivanja visina meteora iz dvije ili više tačaka (tzv. odgovarajućih) odnose se uglavnom na meteore 0-3. magnitude. Uzimajući u obzir uticaj prilično značajnih grešaka, vizuelna posmatranja daju sledeće visine meteora: H1= 130-100 km, visina nestanka H2= 90 - 75 km, srednja visina H0= 110 - 90 km (slika 8).

Rice. 8. Visine ( H) meteorske pojave. Ograničenja visine(lijevo): početak i kraj puta vatrenih lopti ( B), meteori prema vizuelnim zapažanjima ( M) i iz radarskih opažanja ( RM), teleskopski meteori prema vizuelnim zapažanjima ( T); (M T) - područje kašnjenja meteorita. Krive distribucije(desno): 1 - sredinu putanje meteora prema radarskim opažanjima, 2 - isto prema fotografskim podacima, 2a I 2b- početak i kraj staze prema fotografskim podacima.

Mnogo preciznija fotografska mjerenja visina obično se odnose na svjetlije meteore, od -5. do 2. magnitude, ili na najsjajnije dijelove njihovih putanja. Prema fotografskim zapažanjima u SSSR-u, visine svijetlih meteora su u sljedećim granicama: H1= 110-68 km, H2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Radarska opažanja omogućavaju odvojeno određivanje H1 I H2 samo za najsjajnije meteore. Prema radarskim podacima za ove objekte H1= 115-100 km, H2= 85-75 km. Treba napomenuti da se radarsko određivanje visine meteora odnosi samo na onaj dio putanje meteora duž kojeg se formira dovoljno intenzivan ionizacijski trag. Stoga se za isti meteor visina prema fotografskim podacima može značajno razlikovati od visine prema radarskim podacima.

Za slabije meteore, uz pomoć radara, moguće je statistički odrediti samo njihovu prosječnu visinu. Raspodjela prosječnih visina meteora pretežno 1-6. magnitude, dobijenih radarskom metodom, prikazana je u nastavku:

Uzimajući u obzir činjenični materijal o određivanju visina meteora, može se utvrditi da se, prema svim podacima, velika većina ovih objekata uočava u visinskoj zoni od 110-80 km. U istoj zoni se uočavaju teleskopski meteori, koji, prema A.M. Bakharev ima visine H1= 100 km, H2= 70 km. Međutim, prema teleskopskim zapažanjima I.S. Astapovič i njegove kolege u Ašhabadu, značajan broj teleskopskih meteora je takođe primećen ispod 75 km, uglavnom na visinama od 60-40 km. To su, po svemu sudeći, spori i stoga slabi meteori, koji počinju svijetliti tek nakon što duboko padnu u Zemljinu atmosferu.

Prelazeći na veoma velike objekte, otkrivamo da se vatrene lopte pojavljuju na visinama H1= 135-90 km, sa visinom krajnje tačke staze H2= 80-20 km. Vatrene kugle koje prodiru u atmosferu ispod 55 km praćene su zvučnim efektima, a dostizanje visine od 25-20 km obično prethodi padu meteorita.

Visine meteora ne zavise samo od njihove mase, već i od njihove brzine u odnosu na Zemlju, odnosno takozvane geocentrične brzine. Što je brzina meteora veća, on počinje da svijetli više, jer se brzi meteor, čak i u razrijeđenoj atmosferi, mnogo češće sudara s česticama zraka nego spori. Prosječna visina meteora zavisi od njihove geocentrične brzine na sljedeći način (slika 9):

Geocentrična brzina ( V g)	20	30	40	50	60	70 km/s
Prosječna visina ( H0)	68	77	82	85	87	90 km

Uz istu geocentričnu brzinu meteora, njihove visine zavise od mase meteora. Što je veća masa meteora, to niže prodire.

Vidljivi dio putanje meteora, tj. dužina njegovog puta u atmosferi određena je visinama njegovog pojavljivanja i nestajanja, kao i nagibom putanje prema horizontu. Što je strmiji nagib putanje prema horizontu, to je prividna dužina puta kraća. Dužina puta običnih meteora u pravilu ne prelazi nekoliko desetina kilometara, ali za vrlo svijetle meteore i vatrene kugle doseže stotine, a ponekad i hiljade kilometara.

Rice. 10. Zenitna privlačnost meteora.

Meteori svijetle na kratkom vidljivom segmentu svoje putanje u zemljinoj atmosferi, dugom nekoliko desetina kilometara, koji prelete za nekoliko desetinki sekunde (rjeđe, za nekoliko sekundi). Na ovom segmentu putanje meteora već se manifestuje efekat Zemljinog privlačenja i usporavanja u atmosferi. Prilikom približavanja Zemlji, početna brzina meteora pod uticajem gravitacije raste, a putanja je zakrivljena tako da se njegov posmatrani radijant pomera ka zenitu (zenit je tačka iznad glave posmatrača). Zbog toga se efekat Zemljine gravitacije na meteorska tijela naziva zenitnom privlačnošću (slika 10).

Što je meteor sporiji, to je veći efekat zenitalne gravitacije, kao što se može videti iz sledeće tabele, gde V g označava početnu geocentričnu brzinu, V" g- iste brzine, izobličene privlačnošću Zemlje, i Δz- maksimalna vrijednost zenit atrakcije:

V g	10	20	30	40	50	60	70 km/s
V" g	15,0	22,9	32,0	41,5	51,2	61,0	70,9 km/s
Δz	23o	8o	4o	2o	1o	<1 o

Prodirući u Zemljinu atmosferu, meteoroid doživljava, osim toga, usporavanje, u početku gotovo neprimjetno, ali vrlo značajno na kraju puta. Prema sovjetskim i čehoslovačkim fotografskim zapažanjima, usporavanje može doseći 30-100 km/sec 2 u konačnom segmentu putanje, dok usporavanje varira od 0 do 10 km/sec 2 duž većeg dijela putanje. Spori meteori doživljavaju najveći gubitak relativne brzine u atmosferi.

Prividna geocentrična brzina meteora, izobličena zenitalnim privlačenjem i usporavanjem, koriguje se u skladu s tim, uzimajući u obzir uticaj ovih faktora. Dugo vremena, brzine meteora nisu bile dovoljno precizno poznate, jer su određivane na osnovu vizuelnih posmatranja niske preciznosti.

Najtačnija je fotografska metoda određivanja brzine meteora pomoću obturatora. Bez izuzetka, sva određivanja brzine meteora, dobijena fotografskim putem u SSSR-u, Čehoslovačkoj i SAD, pokazuju da se meteoroidi moraju kretati oko Sunca po zatvorenim eliptičnim putanjama (orbitama). Dakle, ispada da velika većina meteorske materije, ako ne i sva, pripada Sunčevom sistemu. Ovaj rezultat se odlično slaže sa podacima radarskih mjerenja, iako se fotografski rezultati odnose u prosjeku na svjetlije meteore, tj. do većih meteoroida. Kriva distribucije brzina meteora pronađena pomoću radarskih posmatranja (slika 11) pokazuje da geocentrična brzina meteora leži uglavnom u rasponu od 15 do 70 km/s (neka određivanja brzine koja prelaze 70 km/s su posljedica neizbježnih grešaka zapažanja). Ovo još jednom potvrđuje zaključak da se meteorska tijela kreću oko Sunca po elipsama.

Činjenica je da je brzina Zemljine orbite 30 km/s. Stoga se nadolazeći meteori geocentričnom brzinom od 70 km/s kreću u odnosu na Sunce brzinom od 40 km/s. Ali na udaljenosti od Zemlje, parabolična brzina (tj. brzina potrebna da tijelo parabola izađe iz Sunčevog sistema) je 42 km/sec. To znači da sve brzine meteora ne prelaze paraboličke i, posljedično, njihove orbite su zatvorene elipse.

Kinetička energija meteoroida koji ulaze u atmosferu s vrlo velikom početnom brzinom je vrlo visoka. Međusobni sudari molekula i atoma meteora i zraka intenzivno ioniziraju plinove u velikom volumenu prostora oko letećeg meteora. Čestice koje su u izobilju istrgnute iz meteorskog tijela formiraju oko njega jarko blistavu školjku užarenih para. Sjaj ovih para nalikuje sjaju električnog luka. Atmosfera na visinama na kojima se pojavljuju meteori vrlo je razrijeđena, pa se proces ponovnog spajanja elektrona otrgnutih od atoma nastavlja prilično dugo, izazivajući sjaj stuba joniziranog plina, koji traje nekoliko sekundi, a ponekad i minuta. Takva je priroda samosvjetlećih jonizacijskih tragova koji se mogu uočiti na nebu nakon mnogih meteora. Spektar sjaja tragova se također sastoji od linija istih elemenata kao i spektar samog meteora, ali već neutralnih, nejoniziranih. Osim toga, atmosferski plinovi također svijetle u tragovima. Na to ukazuje otvaranje 1952-1953. u spektrima traga meteora, linije kiseonika i azota.

Spektri meteora pokazuju da se meteorske čestice ili sastoje od gvožđa, koje imaju gustinu veću od 8 g/cm 3 , ili su kamene, što bi trebalo da odgovara gustini od 2 do 4 g/cm 3 . Svjetlina i spektar meteora omogućavaju procjenu njihove veličine i mase. Prividni polumjer svjetleće ljuske meteora od 1-3. magnitude procjenjuje se na oko 1-10 cm.Međutim, radijus svjetleće ljuske, određen širenjem svjetlećih čestica, mnogo je veći od polumjera tijela meteora. sama. Meteorska tijela koja lete u atmosferu brzinom od 40-50 km/s i stvaraju fenomen meteora nulte magnitude imaju radijus od oko 3 mm, a masu oko 1 g. Sjaj meteora je proporcionalan njihovoj masi. , tako da je masa meteora neke veličine 2,5 puta manja nego kod meteora prethodne magnitude. Osim toga, sjaj meteora je proporcionalan kocki njihove brzine u odnosu na Zemlju.

Ulazeći u Zemljinu atmosferu velikom početnom brzinom, čestice meteora se javljaju na visinama od 80 km ili više sa vrlo razrijeđenim plinovitim medijem. Gustina zraka ovdje je stotine miliona puta manja nego na površini Zemlje. Stoga se u ovoj zoni interakcija meteoroida sa atmosferskim okruženjem izražava u bombardovanju tijela pojedinačnim molekulima i atomima. To su molekule i atomi kisika i dušika, budući da je kemijski sastav atmosfere u meteorskoj zoni približno isti kao na nivou mora. Atomi i molekuli atmosferskih gasova tokom elastičnih sudara ili se odbijaju ili prodiru u kristalnu rešetku meteorskog tela. Potonji se brzo zagrijava, topi i isparava. Brzina isparavanja čestica je u početku beznačajna, zatim se povećava do maksimuma i ponovo opada prema kraju vidljive putanje meteora. Atomi koji isparavaju lete iz meteora brzinom od nekoliko kilometara u sekundi i, imaju visoku energiju, doživljavaju česte sudare s atomima zraka, što dovodi do zagrijavanja i ionizacije. Vrući oblak isparenih atoma formira svjetleću školjku meteora. Neki od atoma prilikom sudara u potpunosti gube svoje vanjske elektrone, zbog čega se oko putanje meteora formira stup ioniziranog plina s velikim brojem slobodnih elektrona i pozitivnih jona. Broj elektrona u jonizovanom tragu je 10 10 -10 12 po 1 cm puta. Početna kinetička energija se troši na zagrijavanje, luminescenciju i ionizaciju približno u omjeru 10 6:10 4:1.

Što dublje meteor prodire u atmosferu, njegova užarena školjka postaje gušća. Poput projektila koji se vrlo brzo kreće, meteor formira pramčani udarni talas; ovaj val prati meteor dok se kreće u nižim slojevima atmosfere i uzrokuje zvučne pojave u slojevima ispod 55 km.

Tragovi koji su ostali nakon leta meteora mogu se uočiti i uz pomoć radara i vizualno. Tragovi jonizacije meteora mogu se posebno uspješno promatrati dvogledima ili teleskopima velikog otvora blende (tzv. detektori kometa).

Tragovi vatrenih lopti koji prodiru u niže i gušće slojeve atmosfere, naprotiv, uglavnom su sastavljeni od čestica prašine i stoga su vidljivi kao tamni zadimljeni oblaci na plavom nebu. Ako je takav trag prašine obasjan zracima Sunca ili Mjeseca u zalasku, vidljiv je kao srebrnaste pruge na pozadini noćnog neba (Sl. 12). Takvi tragovi se mogu posmatrati satima dok ih ne unište vazdušne struje. Tragovi manje sjajnih meteora, nastali na visinama od 75 km ili više, sadrže samo vrlo mali dio čestica prašine i vidljivi su samo zbog samosjaja joniziranih atoma plina. Trajanje vidljivosti jonizacionog traga golim okom je u proseku 120 sekundi za bolide od -6 magnitude, i 0,1 sekundu za meteor 2 magnitude, dok je trajanje radio eha za iste objekte (na geocentričnom brzina od 60 km/sec) jednaka je 1000 i 0,5 sek. respektivno. Izumiranje tragova jonizacije dijelom je posljedica dodavanja slobodnih elektrona molekulama kisika (O 2) koje se nalaze u gornjoj atmosferi.

Prostor je prostor ispunjen energijom. Sile prirode prisiljavaju haotično postojeću materiju da se grupiše. Formiraju se objekti određenog oblika i strukture. Planete i njihovi sateliti su dugo formirani u Sunčevom sistemu, ali ovaj proces se ne završava. Ogromna količina materije: prašine, gasa, leda, kamena i metala, ispunjava kosmos. Ovi objekti su klasifikovani.

Tijelo koje nije veće od desetak metara naziva se meteoroid; veće tijelo se može smatrati asteroidom. Meteor je objekt koji sagorijeva u atmosferi, pada na površinu i postaje meteorit.

U Sunčevom sistemu otkrivene su stotine hiljada asteroida. Neki dosežu i preko 500 kilometara u prečniku. Veće mase poprimaju sferni oblik i naučnici počinju da ih klasifikuju kao patuljaste planete. Brzina asteroida je ograničena njihovim prisustvom u Sunčevom sistemu, oni se okreću oko Sunca. Pallas - trenutno se smatra najvećim asteroidom, 582 × 556 × 500 km. Ima prosječnu brzinu od 17 kilometara u sekundi, brzina koju razvijaju asteroidi ne prelazi ovu vrijednost više od dva do tri puta. Naziv asteroida je datum njihovog otkrića (1959 LM, 1997 VG). Nakon proučavanja, izračunavanja orbite, objekt može dobiti svoje ime.

Nebeska tijela se neizbježno sudaraju jedno s drugim. Mjesec je sačuvao rezultat miliona i miliona godina interakcije. Na Zemlji, ogromni krateri ukazuju na to da je nekada davno došlo do globalnog uništenja. Ljudi uvijek teže kontroli, sve potencijalne prijetnje moraju imati metode i tehnologije za njihovo uklanjanje. Očigledna opcija sa upotrebom nuklearnog oružja je neefikasna. Većina energije eksplozije jednostavno se raspršuje u svemiru. Izuzetno je važno otkriti opasan blok što je prije moguće, što nije uvijek moguće. Dobra vijest je da što je tijelo veće, to ga je lakše otkriti.

Tone kosmičke prašine lete u atmosferu svakog dana, noću možete gledati kako sagorevaju mali meteoroidi, takozvane "zvijezde padalice". Svake godine meteoroidi veličine do nekoliko metara padaju u zračni prostor naše planete. Meteorit može ući u atmosferu brzinom od 100.000 km/h. Na visini od nekoliko desetina kilometara brzina naglo opada. Općenito, informacije o brzini meteorita su zamagljene. Ograničenja su data od 11 do 72 kilometra u sekundi za meteorite Sunčevog sistema, koji zalutaju izvana razvijaju red veličine veću brzinu.

15. februara 2013. pao je meteorit u Čeljabinsku oblast. Pretpostavlja se da je njegov prečnik bio od 10 do 20 metara. Brzina meteorita nije precizno utvrđena. Sjajni sjaj vatrene lopte uočen je stotinama kilometara od epicentra. Automobil je eksplodirao na velikoj visini. Video snima trenutak bljeska, nakon 2 minute. 22 sec. dolazi udarni talas.

Meteoriti se dijele na kamene i željezne. Kompozicija uvijek uključuje mješavinu elemenata u različitim proporcijama. Struktura može biti heterogena sa inkluzijama. Metalna legura željeznih meteorita odličnog kvaliteta, pogodna za izradu svih vrsta proizvoda.