Lo spazio esterno intorno a noi è costantemente in movimento. Seguendo il movimento di oggetti galattici, come galassie e ammassi di stelle, altri oggetti spaziali, inclusi astroidi e comete, si muovono lungo una traiettoria ben definita. Alcuni di loro sono stati osservati dagli esseri umani per migliaia di anni. Insieme agli oggetti permanenti nel nostro cielo, alla Luna e ai pianeti, il nostro cielo è spesso visitato dalle comete. Fin dalla sua comparsa, l'umanità ha più volte potuto osservare le comete, attribuendo a questi corpi celesti un'ampia varietà di interpretazioni e spiegazioni. Scienziati per molto tempo non poteva dare una spiegazione chiara, osservando i fenomeni astrofisici che accompagnano il volo di un corpo celeste così rapido e luminoso.

Caratteristiche delle comete e loro differenza l'una dall'altra

Nonostante il fatto che le comete siano un fenomeno abbastanza comune nello spazio, non tutti sono stati fortunati a vedere una cometa volante. Il fatto è che, per gli standard cosmici, il volo di questo corpo cosmico è un fenomeno frequente. Se confrontiamo il periodo di rivoluzione di un tale corpo, concentrandoci sul tempo terrestre, questo è un periodo di tempo piuttosto ampio.

Le comete sono piccoli corpi celesti che si muovono nello spazio verso la stella principale del sistema solare, il nostro Sole. Le descrizioni dei voli di tali oggetti osservati dalla Terra suggeriscono che fanno tutti parte del sistema solare, una volta che hanno partecipato alla sua formazione. In altre parole, ogni cometa è i resti del materiale cosmico utilizzato nella formazione dei pianeti. Quasi tutte le comete conosciute oggi fanno parte del nostro sistema stellare. Come i pianeti, questi oggetti obbediscono alle stesse leggi della fisica. Tuttavia, il loro movimento nello spazio ha le sue differenze e caratteristiche.

La principale differenza tra le comete e altri oggetti spaziali è la forma delle loro orbite. Se i pianeti si muovono nella giusta direzione, in orbite circolari e giacciono sullo stesso piano, la cometa si precipita nello spazio in un modo completamente diverso. Questo stella luminosa, che appare improvvisamente nel cielo, può spostarsi a destra o in dentro direzione inversa, lungo un'orbita eccentrica (allungata). Tale movimento influisce sulla velocità della cometa, che è la più alta tra tutti i pianeti e gli oggetti spaziali conosciuti del nostro pianeta. sistema solare secondo solo al nostro luminare principale.

La velocità della cometa di Halley quando passa vicino alla Terra è di 70 km/s.

Il piano dell'orbita della cometa non coincide con il piano dell'eclittica del nostro sistema. Ogni ospite celeste ha la propria orbita e, di conseguenza, il proprio periodo di rivoluzione. È questo il fatto che sta alla base della classificazione delle comete in base al periodo di rivoluzione. Esistono due tipi di comete:

• breve periodo con un periodo di circolazione da due, cinque anni a duecento anni;
• comete di lungo periodo, orbitanti con un periodo da due, trecento anni a un milione di anni.

I primi includono corpi celesti che si muovono abbastanza rapidamente nella loro orbita. Tra gli astronomi, è consuetudine designare tali comete con il prefisso P/. In media, il periodo di rivoluzione delle comete di breve periodo è inferiore a 200 anni. Questo è il tipo più comune di cometa che si incontra nel nostro spazio vicino alla Terra e che vola nel campo visivo dei nostri telescopi. La cometa più famosa di Halley impiega 76 anni per orbitare attorno al Sole. Altre comete visitano il nostro sistema solare molto meno frequentemente e noi le vediamo raramente. Il loro periodo di rivoluzione è di centinaia, migliaia e milioni di anni. Le comete di lungo periodo sono designate in astronomia dal prefisso C/.

Si ritiene che le comete di breve periodo siano diventate ostaggi della gravità dei principali pianeti del sistema solare, che sono riusciti a strappare questi ospiti celesti al forte abbraccio dello spazio profondo nella regione della cintura di Kuiper. Le comete di lungo periodo sono corpi celesti più grandi che ci giungono dagli angoli più remoti della nube di Oort. È questa regione dello spazio che è il luogo di nascita di tutte le comete che visitano regolarmente la loro stella. Dopo milioni di anni, ad ogni visita successiva al sistema solare, le dimensioni delle comete di lungo periodo diminuiscono. Di conseguenza, una tale cometa può diventare una cometa di breve periodo, abbreviando la sua vita cosmica.

Durante le osservazioni spaziali, sono state registrate tutte le comete conosciute fino ad oggi. Vengono calcolate le traiettorie di questi corpi celesti, l'ora della loro successiva apparizione all'interno del sistema solare e vengono stabilite le dimensioni approssimative. Uno di loro ci ha persino mostrato la sua morte.

La caduta nel luglio 1994 della cometa di breve periodo Shoemaker-Levy 9 su Giove è stato l'evento più luminoso nella storia delle osservazioni astronomiche dello spazio vicino alla Terra. La cometa vicino a Giove si è rotta in frammenti. Il più grande misurava più di due chilometri. La caduta dell'ospite celeste su Giove è continuata per una settimana, dal 17 luglio al 22 luglio 1994.

Teoricamente una collisione della Terra con una cometa è possibile, tuttavia, del numero di corpi celesti che conosciamo oggi, nessuno di essi si interseca con la traiettoria di volo del nostro pianeta durante il suo viaggio. Esiste ancora la minaccia che una cometa di lungo periodo appaia sul percorso della nostra Terra, che è ancora fuori dalla portata degli strumenti di rilevamento. In una situazione del genere, la collisione della Terra con una cometa può trasformarsi in una catastrofe su scala globale.

In totale, sono note più di 400 comete di breve periodo che ci visitano regolarmente. Un gran numero di comete di lungo periodo vengono da noi dallo spazio profondo, esterno, nascendo a 20-100 mila UA. dalla nostra stella. Solo nel 20° secolo sono stati registrati più di 200 corpi celesti di questo tipo ed era quasi impossibile osservare oggetti spaziali così distanti attraverso un telescopio. Grazie al telescopio Hubble sono apparse immagini degli angoli dello spazio, in cui è stato possibile rilevare il volo di una cometa di lungo periodo. Questo oggetto distante sembra una nebulosa ornata da una coda lunga milioni di chilometri.

La composizione della cometa, la sua struttura e le principali caratteristiche

La parte principale di questo corpo celeste è il nucleo di una cometa. È nel nucleo che si concentra la massa principale della cometa, che varia da diverse centinaia di migliaia di tonnellate a un milione. Per la loro composizione, le bellezze celesti sono comete di ghiaccio, quindi, a un esame più attento, sono grumi di ghiaccio sporchi di grandi dimensioni. Nella sua composizione, una cometa di ghiaccio è un conglomerato di frammenti solidi di varie dimensioni, tenuti insieme dal ghiaccio cosmico. Di norma, il ghiaccio del nucleo di una cometa è ghiaccio d'acqua con una miscela di ammoniaca e anidride carbonica. I frammenti solidi sono composti da materia meteorica e possono avere dimensioni paragonabili alle particelle di polvere o, al contrario, avere dimensioni di diversi chilometri.

Nel mondo scientifico, è generalmente accettato che le comete siano liberatori cosmici di acqua e composti organici in spazio aperto. Studiando lo spettro del nucleo del viaggiatore celeste e la composizione gassosa della sua coda, è diventata chiara la natura ghiacciata di questi oggetti comici.

I processi che accompagnano il volo di una cometa nello spazio esterno sono interessanti. Per la maggior parte del loro viaggio, essendo a grande distanza dalla stella del nostro sistema solare, questi vagabondi celesti non sono visibili. Le orbite ellittiche altamente allungate contribuiscono a questo. Quando la cometa si avvicina al Sole, si riscalda, provocando l'inizio del processo di sublimazione. ghiaccio spaziale, che costituisce la base del nucleo della cometa. In parole povere, la base di ghiaccio del nucleo della cometa, bypassando la fase di fusione, inizia ad evaporare attivamente. Invece di polvere e ghiaccio, sotto l'influenza del vento solare, le molecole d'acqua vengono distrutte e formano una chioma attorno al nucleo della cometa. Questa è una specie di corona di un viaggiatore celeste, una zona costituita da molecole di idrogeno. Un coma può essere enorme, estendersi per centinaia di migliaia, milioni di chilometri.

Quando l'oggetto spaziale si avvicina al Sole, la velocità della cometa aumenta rapidamente, non solo forze centrifughe e gravità. Sotto l'influenza dell'attrazione del Sole e dei processi non gravitazionali, le particelle di materia cometaria che evaporano formano la coda di una cometa. Più l'oggetto è vicino al Sole, più intensa, più grande e più luminosa è la coda della cometa, che è costituita da plasma rarefatto. Questa parte della cometa è la più evidente ed è considerata dagli astronomi uno dei fenomeni astrofisici più luminosi visibili dalla Terra.

Volando abbastanza vicino alla Terra, la cometa ci permette di esaminare in dettaglio la sua intera struttura. Dietro la testa di un corpo celeste si estende necessariamente un pennacchio, costituito da polvere, gas e materia meteorica, che molto spesso cade sul nostro pianeta in futuro sotto forma di meteore.

Storia delle comete osservate dalla Terra

Vari oggetti spaziali volano costantemente vicino al nostro pianeta, illuminando il cielo con la loro presenza. Con il loro aspetto, le comete spesso inducono le persone a farlo paura irragionevole e orrore. Antichi oracoli e astrologi associavano l'apparizione di una cometa all'inizio di periodi di vita pericolosi, con l'inizio di cataclismi su scala planetaria. Nonostante il fatto che la coda di una cometa sia solo un milionesimo della massa di un corpo celeste, è la parte più luminosa di un oggetto cosmico, fornendo lo 0,99% della luce nello spettro visibile.

La prima cometa ad essere rilevata con un telescopio fu la Grande Cometa del 1680, meglio nota come Cometa di Newton. Grazie alla comparsa di questo oggetto, lo scienziato poté ottenere conferma delle sue teorie sulle leggi di Keplero.

Durante l'osservazione della sfera celeste, l'umanità è riuscita a creare un elenco degli ospiti spaziali più frequenti che visitano regolarmente il nostro sistema solare. La cometa di Halley è sicuramente in cima a questa lista, una celebrità che ci ha illuminato con la sua presenza per la trentesima volta. Questo corpo celeste fu osservato da Aristotele. La cometa più vicina prese il nome grazie agli sforzi dell'astronomo Halley nel 1682, che ne calcolò l'orbita e la successiva apparizione nel cielo. Il nostro compagno con una regolarità di 75-76 anni vola nella nostra zona di visibilità. Una caratteristica del nostro ospite è che, nonostante la traccia luminosa nel cielo notturno, il nucleo della cometa ha una superficie quasi scura, simile a un normale pezzo di carbone.

Al secondo posto per popolarità e celebrità c'è la cometa Encke. Questo corpo celeste ha uno dei periodi di rivoluzione più brevi, che è di 3,29 anni terrestri. Grazie a questo ospite, possiamo osservare regolarmente la pioggia di meteoriti delle Tauridi nel cielo notturno.

Anche altre comete recenti più famose, che ci hanno reso felici con il loro aspetto, hanno periodi orbitali enormi. Nel 2011 è stata scoperta la cometa Lovejoy, che è riuscita a volare in prossimità del Sole e allo stesso tempo a rimanere sana e salva. Questa cometa è una cometa di lungo periodo con un periodo orbitale di 13.500 anni. Dal momento della sua scoperta, questo ospite celeste rimarrà nella regione del sistema solare fino al 2050, dopodiché lascerà i limiti dello spazio vicino per lunghi 9000 anni.

L'evento più luminoso dell'inizio del nuovo millennio, letteralmente e figurativamente, è stata la cometa McNaught, scoperta nel 2006. Questo corpo celeste poteva essere osservato anche ad occhio nudo. La prossima visita al nostro sistema solare da parte di questa brillante bellezza è prevista tra 90 mila anni.

La prossima cometa che potrebbe visitare il nostro firmamento nel prossimo futuro sarà probabilmente 185P/Petru. Diventerà evidente a partire dal 27 gennaio 2019. Nel cielo notturno, questo luminare corrisponderà alla luminosità di 11 magnitudini.

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I più studiati tra i piccoli corpi del sistema solare sono gli asteroidi: piccoli pianeti. La storia del loro studio ha quasi due secoli. Già nel 1766 fu formulata una legge empirica che determina la distanza media di un pianeta dal Sole, a seconda del numero ordinale di questo pianeta. In onore degli astronomi che formularono questa legge, ricevette il nome: "la legge di Tizio - Bode". a = 0,3*2k + 0,4 dal sole).

All'inizio, gli astronomi, preservando le tradizioni degli antichi, assegnavano i nomi degli dei a pianeti minori, sia greco-romani che altri. All'inizio del 20 ° secolo, i nomi di quasi tutti gli dei conosciuti dall'umanità apparvero nel cielo: greco-romano, slavo, cinese, scandinavo e persino gli dei del popolo Maya. Le scoperte continuarono, gli dei cominciarono a mancare, e poi nel cielo cominciarono ad apparire i nomi di paesi, città, fiumi e mari, i nomi e cognomi di persone vive o viventi. Inevitabilmente si poneva la questione di snellire la procedura per questa canonizzazione astronomica dei nomi. Questa domanda è tanto più seria perché, a differenza della perpetuazione della memoria sulla Terra (nomi di strade, città, ecc.), il nome di un asteroide non può essere cambiato. Fin dal suo inizio (25 luglio 1919), l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha fatto questo.

I semiassi maggiori delle orbite della parte principale degli asteroidi sono compresi tra 2,06 e 4,09 UA. e., e il valore medio è 2,77 a. e. L'eccentricità media delle orbite dei piccoli pianeti è 0,14, l'inclinazione media del piano dell'orbita dell'asteroide rispetto al piano dell'orbita terrestre è 9,5 gradi. La velocità di movimento degli asteroidi attorno al Sole è di circa 20 km / s, il periodo di rivoluzione (anno dell'asteroide) va da 3 a 9 anni. Il periodo di corretta rotazione degli asteroidi (cioè la durata di un giorno su un asteroide) è in media di 7 ore.

Non un singolo asteroide della cintura principale, in generale, passa vicino all'orbita terrestre. Tuttavia, nel 1932 fu scoperto il primo asteroide, la cui orbita aveva una distanza del perielio inferiore al raggio dell'orbita terrestre. In linea di principio, la sua orbita consentiva la possibilità che un asteroide si avvicinasse alla Terra. Questo asteroide fu presto "perso" e riscoperto nel 1973. Ricevette il numero 1862 e il nome Apollo. Nel 1936, l'asteroide Adonis volò a una distanza di 2 milioni di km dalla Terra e nel 1937 l'asteroide Hermes volò a una distanza di 750.000 km dalla Terra. Hermes ha un diametro di quasi 1,5 km ed è stato scoperto solo 3 mesi prima del suo avvicinamento più vicino alla Terra. Dopo il sorvolo di Hermes, gli astronomi hanno cominciato a rendersi conto del problema scientifico del pericolo di asteroidi. Ad oggi sono noti circa 2000 asteroidi, le cui orbite consentono loro di avvicinarsi alla Terra. Tali asteroidi sono chiamati asteroidi vicini alla Terra.

Da soli caratteristiche fisiche gli asteroidi sono divisi in diversi gruppi, all'interno dei quali gli oggetti hanno proprietà riflettenti di superficie simili. Tali gruppi sono chiamati classi o tipi tassonomici (tassometrici). La tabella elenca 8 principali tipi tassonomici principali: C, S, M, E, R, Q, V e A. Ogni classe di asteroidi corrisponde a meteoriti con proprietà ottiche simili. Pertanto, ciascuna classe tassonometrica può essere caratterizzata per analogia con la composizione mineralogica dei corrispondenti meteoriti.

La forma e le dimensioni di questi asteroidi sono determinate dal radar mentre passano vicino alla Terra. Alcuni di loro sembrano asteroidi della cintura principale, ma la maggior parte di essi sono meno regolari. Ad esempio, l'asteroide Toutatis è costituito da due, e forse più, corpi in contatto tra loro.

Sulla base di regolari osservazioni e calcoli delle orbite degli asteroidi, si può trarre la seguente conclusione: finora non ci sono asteroidi conosciuti, di cui si può dire che nei prossimi cento anni si avvicineranno alla Terra. Il più vicino sarà il passaggio dell'asteroide Hathor nel 2086 a una distanza di 883 mila km.

Da adesso intera linea gli asteroidi sono passati a distanze molto più piccole di quelle sopra indicate. Furono scoperti durante i loro passaggi successivi. Così, mentre il pericolo principale non è ancora scoperto asteroidi.

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3. IL VOLO DI METEORI NELL'ATMOSFERA DELLA TERRA

Le meteore compaiono ad altitudini di 130 km e inferiori e di solito scompaiono intorno a un'altitudine di 75 km. Questi confini cambiano a seconda della massa e della velocità dei meteoroidi che penetrano nell'atmosfera. Le determinazioni visive delle altezze delle meteore da due o più punti (i cosiddetti corrispondenti) si riferiscono principalmente a meteore di 0-3a magnitudine. Tenendo conto dell'influenza di errori abbastanza significativi, le osservazioni visive danno le seguenti altezze meteoriche: H1= 130-100 km, altezza di scomparsa H2= 90 - 75 km, altezza media H0= 110 - 90 km (Fig. 8).

Riso. 8. Altezze ( H) fenomeni meteorici. Limiti di altezza(a sinistra): l'inizio e la fine del percorso delle palle di fuoco ( B), meteore secondo osservazioni visive ( M) e da osservazioni radar ( RM), meteore telescopiche secondo osservazioni visive ( T); (M T) - area di ritardo dei meteoriti. Curve di distribuzione(sulla destra): 1 - il mezzo del percorso delle meteore secondo le osservazioni radar, 2 - lo stesso secondo dati fotografici, 2a e 2b- l'inizio e la fine del percorso secondo i dati fotografici.

Misurazioni fotografiche delle altezze molto più accurate tendono a riferirsi a meteore più luminose, da -5a a 2a magnitudine, o alle parti più luminose delle loro traiettorie. Secondo le osservazioni fotografiche in URSS, le altezze delle meteore luminose rientrano nei seguenti limiti: H1= 110-68 km, H2= 100-55 km, H0= 105-60 km. Le osservazioni radar consentono di determinare separatamente H1 e H2 solo per le meteore più luminose. Secondo i dati radar per questi oggetti H1= 115-100 km, H2= 85-75 km. Va notato che la determinazione radar dell'altezza delle meteore si riferisce solo a quella parte della traiettoria della meteora lungo la quale si forma una scia di ionizzazione sufficientemente intensa. Pertanto, per la stessa meteora, l'altezza secondo i dati fotografici può differire notevolmente dall'altezza secondo i dati radar.

Per le meteore più deboli, con l'aiuto del radar, è possibile determinare statisticamente solo la loro altezza media. La distribuzione delle altezze medie delle meteore di magnitudine prevalentemente 1-6, ottenuta con il metodo radar, è mostrata di seguito:

Considerando il materiale fattuale sulla determinazione delle altezze delle meteore, si può stabilire che, secondo tutti i dati, la stragrande maggioranza di questi oggetti è osservata nella zona di altitudine di 110-80 km. Nella stessa zona si osservano meteore telescopiche che, secondo A.M. Bakharev ha altezze H1= 100 km, H2= 70 km. Tuttavia, secondo le osservazioni telescopiche di I.S. Astapovich e i suoi colleghi ad Ashgabat, un numero significativo di meteore telescopiche viene osservato anche al di sotto dei 75 km, principalmente ad altitudini di 60-40 km. Si tratta, a quanto pare, di meteore lente e quindi deboli, che iniziano a brillare solo dopo essersi schiantate profondamente nell'atmosfera terrestre.

Andando a molto oggetti di grandi dimensioni, troviamo che le palle di fuoco compaiono ad altitudini H1= 135-90 km, avendo l'altezza del punto finale del sentiero H2= 80-20 km. Le palle di fuoco che penetrano nell'atmosfera al di sotto di 55 km sono accompagnate da effetti sonori e il raggiungimento di un'altezza di 25-20 km di solito precedono la caduta dei meteoriti.

Le altezze delle meteore dipendono non solo dalla loro massa, ma anche dalla loro velocità rispetto alla Terra, o la cosiddetta velocità geocentrica. Maggiore è la velocità della meteora, maggiore inizia a brillare, poiché una meteora veloce, anche in un'atmosfera rarefatta, si scontra con particelle d'aria molto più spesso di una lenta. L'altezza media delle meteore dipende dalla loro velocità geocentrica come segue (Fig. 9):

Velocità geocentrica ( Vg)	20	30	40	50	60	70 km/s
Altezza media ( H0)	68	77	82	85	87	90 km

Con la stessa velocità geocentrica delle meteore, le loro altezze dipendono dalla massa del meteoroide. Maggiore è la massa della meteora, minore sarà la sua penetrazione.

La parte visibile della traiettoria della meteora, cioè la lunghezza del suo percorso nell'atmosfera è determinata dall'altezza della sua apparizione e scomparsa, nonché dall'inclinazione della traiettoria rispetto all'orizzonte. Più ripida è la pendenza della traiettoria verso l'orizzonte, più breve è la lunghezza apparente del percorso. La lunghezza del percorso delle meteore ordinarie, di regola, non supera diverse decine di chilometri, ma per meteore e palle di fuoco molto luminose raggiunge centinaia e talvolta migliaia di chilometri.

Riso. 10. Attrazione zenitale delle meteore.

Le meteore brillano su un breve segmento visibile della loro traiettoria nell'atmosfera terrestre, lungo diverse decine di chilometri, da cui volano in pochi decimi di secondo (meno spesso, in pochi secondi). Su questo segmento della traiettoria della meteora si è già manifestato l'effetto dell'attrazione e decelerazione terrestre nell'atmosfera. Quando ci si avvicina alla Terra, la velocità iniziale della meteora sotto l'influenza della gravità aumenta e il percorso è curvo in modo che il suo radiante osservato si sposti allo zenit (lo zenit è un punto sopra la testa dell'osservatore). Pertanto, l'effetto della gravità terrestre sui corpi meteorici è chiamato attrazione zenitale (Fig. 10).

Più lenta è la meteora, maggiore è l'effetto della gravità zenitale, come si può vedere dalla tabella seguente, dove V g denota la velocità geocentrica iniziale, V" g- la stessa velocità, distorta dall'attrazione della Terra, e Δz- valore massimo dell'attrazione zenitale:

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

Penetrando nell'atmosfera terrestre, il meteoroide subisce, inoltre, una decelerazione, inizialmente quasi impercettibile, ma molto significativa alla fine del percorso. Secondo le osservazioni fotografiche sovietiche e cecoslovacche, la decelerazione può raggiungere 30-100 km/sec 2 nel segmento finale della traiettoria, mentre la decelerazione varia da 0 a 10 km/sec 2 lungo la maggior parte della traiettoria. Le meteore lente subiscono la maggiore perdita di velocità relativa nell'atmosfera.

L'apparente velocità geocentrica delle meteore, distorta dall'attrazione e decelerazione zenitale, viene corretta di conseguenza, tenendo conto dell'influenza di questi fattori. Per molto tempo, le velocità delle meteore non erano note in modo sufficientemente accurato, poiché erano determinate da osservazioni visive di bassa precisione.

Il metodo fotografico per determinare la velocità delle meteore usando un otturatore è il più accurato. Senza eccezione, tutte le determinazioni della velocità delle meteore, ottenute con mezzi fotografici in URSS, Cecoslovacchia e Stati Uniti, mostrano che i corpi meteorici devono muoversi attorno al Sole lungo percorsi ellittici chiusi (orbite). Pertanto, si scopre che la stragrande maggioranza della materia meteorica, se non tutta, appartiene al sistema solare. Questo risultato è in ottimo accordo con i dati delle misurazioni radar, sebbene i risultati fotografici si riferiscano, in media, a meteore più luminose, cioè a meteoroidi più grandi. La curva di distribuzione delle velocità meteoriche rilevata mediante osservazioni radar (Fig. 11) mostra che la velocità geocentrica delle meteore si trova principalmente nell'intervallo da 15 a 70 km/s (alcune determinazioni di velocità superiori a 70 km/s sono dovute a inevitabili errori di osservazione) . ). Ciò conferma ancora una volta la conclusione che i corpi meteorici si muovono attorno al Sole in ellissi.

Il fatto è che la velocità dell'orbita terrestre è di 30 km / s. Pertanto, le meteore in arrivo con una velocità geocentrica di 70 km/sec si muovono rispetto al Sole a una velocità di 40 km/sec. Ma alla distanza della Terra, la velocità parabolica (cioè la velocità richiesta a un corpo per parabolare fuori dal sistema solare) è di 42 km/sec. Ciò significa che tutte le velocità dei meteoriti non superano la parabolica e, di conseguenza, le loro orbite sono ellissi chiuse.

L'energia cinetica dei meteoroidi che entrano nell'atmosfera con una velocità iniziale molto elevata è molto elevata. Le collisioni reciproche di molecole e atomi di una meteora e l'aria ionizzano intensamente i gas in un grande volume di spazio attorno a un meteoroide volante. Le particelle strappate in abbondanza dal corpo meteorico formano attorno ad esso un involucro luminoso di vapori incandescenti. Il bagliore di questi vapori ricorda il bagliore di un arco elettrico. L'atmosfera alle altitudini in cui compaiono le meteore è molto rarefatta, quindi il processo di riunione degli elettroni strappati dagli atomi continua per un tempo piuttosto lungo, provocando il bagliore di una colonna di gas ionizzato, che dura diversi secondi, e talvolta minuti. Tale è la natura delle scie di ionizzazione autoluminose che possono essere osservate nel cielo dopo molte meteore. Lo spettro del bagliore della traccia consiste anche in linee degli stessi elementi dello spettro della meteora stessa, ma già neutre, non ionizzate. Inoltre, anche i gas atmosferici brillano nelle tracce. Questo è indicato dall'apertura nel 1952-1953. negli spettri della scia meteorica, le righe dell'ossigeno e dell'azoto.

Gli spettri delle meteore mostrano che le particelle di meteore sono costituite da ferro, con una densità superiore a 8 g/cm 3 , o sono pietrose, che dovrebbero corrispondere a una densità da 2 a 4 g/cm 3 . La luminosità e lo spettro delle meteore consentono di stimarne le dimensioni e la massa. Il raggio apparente del guscio luminoso delle meteore di 1-3a magnitudine è stimato in circa 1-10 cm, tuttavia il raggio del guscio luminoso, determinato dall'espansione delle particelle luminose, è molto maggiore del raggio del corpo della meteora si. I corpi meteorici che volano nell'atmosfera a una velocità di 40-50 km / se creano il fenomeno delle meteore di magnitudine zero hanno un raggio di circa 3 mm e una massa di circa 1 g La luminosità delle meteore è proporzionale alla loro massa , in modo che la massa di una meteora di una certa magnitudine sia 2, 5 volte inferiore a quella delle meteore di magnitudine precedente. Inoltre, la luminosità delle meteore è proporzionale al cubo della loro velocità rispetto alla Terra.

Entrando nell'atmosfera terrestre con un'elevata velocità iniziale, le particelle meteoriche si incontrano ad altitudini di 80 km o più con un mezzo gassoso molto rarefatto. La densità dell'aria qui è centinaia di milioni di volte inferiore rispetto alla superficie terrestre. Pertanto, in questa zona, l'interazione del meteoroide con l'ambiente atmosferico si esprime nel bombardamento del corpo da parte di singole molecole e atomi. Si tratta di molecole e atomi di ossigeno e azoto, poiché la composizione chimica dell'atmosfera nella zona meteorica è approssimativamente la stessa del livello del mare. Gli atomi e le molecole dei gas atmosferici durante le collisioni elastiche rimbalzano o penetrano nel reticolo cristallino di un corpo meteorico. Quest'ultimo si riscalda rapidamente, si scioglie ed evapora. La velocità di evaporazione delle particelle è inizialmente insignificante, poi aumenta al massimo e diminuisce nuovamente verso la fine del percorso visibile della meteora. Gli atomi in evaporazione volano fuori dalla meteora a velocità di diversi chilometri al secondo e, avendo un'elevata energia, subiscono frequenti collisioni con atomi d'aria, che portano al riscaldamento e alla ionizzazione. Una nuvola calda di atomi evaporati forma un guscio luminoso di una meteora. Alcuni degli atomi perdono completamente i loro elettroni esterni durante le collisioni, a seguito delle quali si forma una colonna di gas ionizzato con un gran numero di elettroni liberi e ioni positivi attorno alla traiettoria della meteora. Il numero di elettroni nella traccia ionizzata è 10 10 -10 12 per 1 cm del percorso. L'energia cinetica iniziale viene spesa per riscaldamento, luminescenza e ionizzazione approssimativamente nel rapporto di 10 6:10 4:1.

Più la meteora penetra nell'atmosfera, più denso diventa il suo guscio incandescente. Come un proiettile molto veloce, la meteora forma un'onda d'urto di prua; questa onda accompagna la meteora mentre si muove negli strati inferiori dell'atmosfera e provoca fenomeni sonori negli strati inferiori a 55 km.

Le tracce lasciate dopo il volo delle meteore possono essere osservate sia con l'aiuto del radar che visivamente. Tracce di ionizzazione delle meteore possono essere osservate con particolare successo con binocoli o telescopi ad alta apertura (i cosiddetti rilevatori di comete).

Le scie di palle di fuoco che penetrano negli strati più bassi e più densi dell'atmosfera, al contrario, sono principalmente composte da particelle di polvere e quindi sono visibili come scure nuvole fumose contro il cielo blu. Se una tale scia di polvere è illuminata dai raggi del Sole o della Luna al tramonto, è visibile come strisce argentate sullo sfondo del cielo notturno (Fig. 12). Tali tracce possono essere osservate per ore fino a quando non vengono distrutte dalle correnti d'aria. Tracce di meteore meno luminose, formate ad altitudini di 75 km o più, contengono solo una piccolissima frazione di particelle di polvere e sono visibili solo a causa dell'auto-incandescenza degli atomi di gas ionizzato. La durata della visibilità della scia di ionizzazione ad occhio nudo è in media di 120 secondi per i bolidi di -6a magnitudine e di 0,1 secondi per una meteora di 2a magnitudine, mentre la durata dell'eco radio per gli stessi oggetti (a velocità geocentrica di 60 km/sec) è pari a 1000 e 0,5 sec. rispettivamente. L'estinzione delle tracce di ionizzazione è in parte dovuta all'aggiunta di elettroni liberi alle molecole di ossigeno (O 2) contenute nell'alta atmosfera.

Lo spazio è uno spazio pieno di energia. Le forze della natura costringono la materia caoticamente esistente a raggrupparsi. Si formano oggetti con una certa forma e struttura. I pianeti e i loro satelliti si sono formati da tempo nel sistema solare, ma questo processo non finisce. Un'enorme quantità di materia: polvere, gas, ghiaccio, pietra e metallo, riempiono il cosmo. Questi oggetti sono classificati.

Un corpo non più grande di una dozzina di metri è chiamato meteoroide; un corpo più grande può essere considerato un asteroide. Una meteora è un oggetto che brucia nell'atmosfera, cadendo in superficie, diventa un meteorite.

Nel sistema solare sono stati scoperti centinaia di migliaia di asteroidi. Alcuni raggiungono oltre 500 chilometri di diametro. Masse più grandi assumono una forma sferica e iniziano a essere classificate dagli scienziati come pianeti nani. La velocità degli asteroidi è limitata dalla loro presenza nel sistema solare, ruotano attorno al sole. Pallade - attualmente considerato il più grande asteroide, 582 × 556 × 500 km. Ha una velocità media di 17 chilometri al secondo, la velocità sviluppata dagli asteroidi non supera questo valore di più di due o tre volte. Il nome degli asteroidi è la data della loro scoperta (1959 LM, 1997 VG). Dopo aver studiato, calcolato l'orbita, l'oggetto può ottenere il proprio nome.

I corpi celesti inevitabilmente si scontrano tra loro. La luna ha conservato il risultato di milioni e milioni di anni di interazione. Sulla terra, enormi crateri indicano che una volta si verificò la distruzione globale. Le persone cercano sempre il controllo, tutte le potenziali minacce devono disporre di metodi e tecnologie per eliminarle. L'ovvia opzione con l'uso di armi nucleari è inefficace. La maggior parte dell'energia dell'esplosione viene semplicemente dissipata nello spazio. È estremamente importante rilevare un blocco pericoloso il prima possibile, cosa che non è sempre possibile. La buona notizia è che più grande è il corpo, più facile è rilevarlo.

Tonnellate di polvere cosmica volano nell'atmosfera ogni giorno, di notte puoi osservare come bruciano piccoli meteoroidi, le cosiddette "stelle cadenti". Ogni anno, meteoroidi di dimensioni fino a diversi metri cadono nello spazio aereo del nostro pianeta. Un meteorite può entrare nell'atmosfera a una velocità di 100.000 km/h. A un'altitudine di diverse decine di chilometri, la velocità diminuisce drasticamente. In generale, le informazioni sulla velocità dei meteoriti sono sfocate. I limiti sono dati da 11 a 72 chilometri al secondo per i meteoriti del sistema solare, che vagano dall'esterno sviluppano un ordine di grandezza maggiore di velocità.

Il 15 febbraio 2013 un meteorite è caduto nella regione di Chelyabinsk. Presumibilmente il suo diametro era da 10 a 20 metri. La velocità del meteorite non è stata determinata con precisione. Il bagliore luminoso della palla di fuoco è stato osservato a centinaia di chilometri dall'epicentro. L'auto è esplosa in alta quota. Il video cattura il momento del flash, dopo 2 minuti. 22 sec. arriva l'onda d'urto.

I meteoriti si dividono in pietra e ferro. La composizione prevede sempre una miscela di elementi con varie proporzioni. La struttura può essere eterogenea con inclusioni. Lega metallica di meteoriti di ferro di ottima qualità, adatta alla fabbricazione di ogni tipo di prodotto.