Spațiul exterior din jurul nostru este în continuă mișcare. În urma mișcării obiectelor galactice, cum ar fi galaxiile și grupurile de stele, alte obiecte spațiale, inclusiv astroidele și cometele, se deplasează de-a lungul unei traiectorii bine definite. Unele dintre ele au fost observate de oameni de mii de ani. Alături de obiectele permanente de pe cerul nostru, Luna și planetele, cerul nostru este adesea vizitat de comete. De la momentul apariției sale, omenirea a putut observa în mod repetat cometele, atribuind acestor corpuri cerești o mare varietate de interpretări și explicații. Oamenii de știință pentru mult timp nu a putut da o explicație clară, observând fenomenele astrofizice care însoțesc zborul unui corp ceresc atât de rapid și luminos.

Caracteristicile cometelor și diferența dintre ele

În ciuda faptului că cometele sunt un fenomen destul de comun în spațiu, nu toată lumea a avut norocul să vadă o cometă zburătoare. Chestia este că, după standardele cosmice, zborul acestui corp cosmic este un fenomen frecvent. Dacă comparăm perioada de revoluție a unui astfel de corp, concentrându-ne pe timpul Pământului, aceasta este o perioadă destul de mare de timp.

Cometele sunt corpuri cerești mici care se deplasează în spațiul cosmic către steaua principală a sistemului solar, Soarele nostru. Descrierile zborurilor unor astfel de obiecte observate de pe Pământ sugerează că toate fac parte din sistemul solar, odată ce au participat la formarea acestuia. Cu alte cuvinte, fiecare cometă este rămășițele de material cosmic folosit în formarea planetelor. Aproape toate cometele cunoscute astăzi fac parte din sistemul nostru stelar. La fel ca planetele, aceste obiecte se supun acelorași legi ale fizicii. Cu toate acestea, mișcarea lor în spațiu are propriile sale diferențe și caracteristici.

Principala diferență dintre comete și alte obiecte spațiale este forma orbitelor lor. Dacă planetele se mișcă în direcția corectă, pe orbite circulare și se află în același plan, atunci cometa se grăbește prin spațiu într-un mod complet diferit. Acest stea luminoasa, apărând brusc pe cer, se poate mișca în dreapta sau înăuntru direcție inversă, de-a lungul unei orbite excentrice (alungite). O astfel de mișcare afectează viteza cometei, care este cea mai mare dintre toate planetele și obiectele spațiale cunoscute ale planetei noastre. sistem solar al doilea numai după luminarul nostru principal.

Viteza cometei Halley când trece în apropierea Pământului este de 70 km/s.

Planul orbitei cometei nu coincide cu planul ecliptic al sistemului nostru. Fiecare oaspete ceresc are propria sa orbită și, în consecință, propria sa perioadă de revoluție. Acest fapt stă la baza clasificării cometelor în funcție de perioada de revoluție. Există două tipuri de comete:

• perioadă scurtă cu o perioadă de circulație de la doi, cinci ani la câteva sute de ani;
• comete cu perioadă lungă, care orbitează cu o perioadă de la două, trei sute de ani până la un milion de ani.

Primele includ corpuri cerești care se mișcă destul de repede pe orbita lor. Printre astronomi, se obișnuiește să desemneze astfel de comete cu prefixele P/. În medie, perioada de revoluție a cometelor cu perioadă scurtă este mai mică de 200 de ani. Acesta este cel mai frecvent tip de cometă întâlnit în spațiul nostru apropiat de Pământ și care zboară în câmpul vizual al telescoapelor noastre. Cea mai faimoasă cometă a lui Halley durează 76 de ani să orbiteze în jurul Soarelui. Alte comete vizitează sistemul nostru solar mult mai rar și le vedem rar. Perioada lor de revoluție este de sute, mii și milioane de ani. Cometele cu perioadă lungă sunt desemnate în astronomie prin prefixul C/.

Se crede că cometele cu perioadă scurtă au devenit ostatici ai gravitației principalelor planete ale sistemului solar, care au reușit să-i smulgă pe acești oaspeți cerești din puternica îmbrățișare a spațiului adânc din regiunea centurii Kuiper. Cometele cu perioadă lungă sunt corpuri cerești mai mari care vin la noi din colțurile îndepărtate ale norului Oort. Această regiune a spațiului este locul de naștere al tuturor cometelor care își vizitează în mod regulat steaua. După milioane de ani, cu fiecare vizită ulterioară în sistemul solar, dimensiunea cometelor cu perioadă lungă scade. Drept urmare, o astfel de cometă poate deveni o cometă cu perioadă scurtă, scurtându-și durata de viață cosmică.

În timpul observațiilor în spațiu, toate cometele cunoscute până în prezent au fost înregistrate. Sunt calculate traiectoriile acestor corpuri cerești, momentul următoarei lor apariții în sistemul solar și se stabilesc dimensiunile aproximative. Unul dintre ei chiar ne-a arătat moartea lui.

Căderea în iulie 1994 a cometei de scurtă perioadă Shoemaker-Levy 9 pe Jupiter a fost cel mai strălucitor eveniment din istoria observațiilor astronomice ale spațiului din apropierea Pământului. Cometa de lângă Jupiter s-a spart în fragmente. Cel mai mare dintre ei măsura mai mult de doi kilometri. Căderea oaspetelui ceresc pe Jupiter a continuat timp de o săptămână, din 17 iulie până în 22 iulie 1994.

Teoretic, o coliziune a Pământului cu o cometă este posibilă, totuși, a numărului de corpuri cerești pe care le cunoaștem astăzi, niciunul dintre ele nu se intersectează cu calea de zbor a planetei noastre în timpul călătoriei sale. Există încă amenințarea că o cometă cu perioadă lungă va apărea pe calea Pământului nostru, care este încă dincolo de accesul instrumentelor de detectare. Într-o astfel de situație, ciocnirea Pământului cu o cometă se poate transforma într-o catastrofă la scară globală.

În total, sunt cunoscute peste 400 de comete cu perioadă scurtă care ne vizitează în mod regulat. Un număr mare de comete cu perioadă lungă vin la noi din spațiul profund, cosmic, fiind născute la 20-100 mii UA. de la steaua noastră. Numai în secolul al XX-lea, au fost înregistrate peste 200 de astfel de corpuri cerești.Era aproape imposibil să observi obiecte spațiale atât de îndepărtate cu ajutorul unui telescop. Datorită telescopului Hubble, au apărut imagini ale colțurilor spațiului, în care a fost posibil să se detecteze zborul unei comete cu perioadă lungă. Acest obiect îndepărtat arată ca o nebuloasă împodobită cu o coadă lungă de milioane de kilometri.

Compoziția cometei, structura ei și principalele caracteristici

Partea principală a acestui corp ceresc este nucleul unei comete. În nucleu este concentrată masa principală a cometei, care variază de la câteva sute de mii de tone la un milion. Prin compoziția lor, frumusețile cerești sunt comete de gheață, prin urmare, la o examinare mai atentă, sunt bulgări de gheață murdară de dimensiuni mari. În compoziția sa, o cometă de gheață este un conglomerat de fragmente solide de diferite dimensiuni, ținute împreună de gheața cosmică. De regulă, gheața nucleului unei comete este gheață de apă cu un amestec de amoniac și dioxid de carbon. Fragmentele solide sunt compuse din materie meteorică și pot avea dimensiuni comparabile cu particulele de praf sau, dimpotrivă, au dimensiuni de câțiva kilometri.

În lumea științifică, este general acceptat că cometele sunt eliberatoare cosmice de apă și compusi organiciîn spatiu deschis. Studiind spectrul nucleului călătorului ceresc și compoziția de gaz a cozii sale, natura înghețată a acestor obiecte comice a devenit clară.

Sunt interesante procesele care însoțesc zborul unei comete în spațiul cosmic. În cea mai mare parte a călătoriei lor, fiind la mare distanță de steaua sistemului nostru solar, acești rătăcitori cerești nu sunt vizibili. Orbitele eliptice foarte alungite contribuie la aceasta. Pe măsură ce cometa se apropie de Soare, aceasta se încălzește, determinând începerea procesului de sublimare. gheață spațială, care formează baza nucleului cometei. Într-un limbaj simplu, baza de gheață a nucleului cometarului, ocolind stadiul de topire, începe să se evapore activ. În loc de praf și gheață, sub influența vântului solar, moleculele de apă sunt distruse și formează o comă în jurul nucleului cometei. Acesta este un fel de coroană a unui călător ceresc, o zonă formată din molecule de hidrogen. O comă poate fi uriașă, întinzându-se pe sute de mii, milioane de kilometri.

Pe măsură ce obiectul spațial se apropie de Soare, viteza cometei crește rapid, nu numai forțe centrifugeși gravitația. Sub influența atracției Soarelui și a proceselor negravitaționale, particulele de materie cometă care se evaporă formează coada unei comete. Cu cât obiectul este mai aproape de Soare, cu atât coada cometei este mai intensă, mai mare și mai strălucitoare, care constă din plasmă rarefiată. Această parte a cometei este cea mai vizibilă și este considerată de astronomi unul dintre cele mai strălucitoare fenomene astrofizice vizibile de pe Pământ.

Zburând suficient de aproape de Pământ, cometa ne permite să examinăm în detaliu întreaga sa structură. În spatele capului unui corp ceresc, se întinde în mod necesar un penaj, format din praf, gaz și materie meteorică, care cade cel mai adesea pe planeta noastră în viitor sub formă de meteori.

Istoria cometelor observate de pe Pământ

Diverse obiecte spațiale zboară constant în apropierea planetei noastre, luminând cerul cu prezența lor. Odată cu aspectul lor, cometele le-au provocat adesea oamenilor frică nerezonabilăși groază. Oracolele și astrologii antici au asociat apariția unei comete cu începutul perioadelor de viață periculoase, cu apariția cataclismelor la scară planetară. În ciuda faptului că coada unei comete este doar o milioneme din masa unui corp ceresc, este cea mai strălucitoare parte a unui obiect cosmic, oferind 0,99% din lumina din spectrul vizibil.

Prima cometă care a fost detectată cu un telescop a fost Marea Cometă din 1680, mai cunoscută sub numele de Cometa lui Newton. Datorită apariției acestui obiect, omul de știință a reușit să obțină confirmarea teoriilor sale referitoare la legile lui Kepler.

În timpul observării sferei cerești, omenirea a reușit să creeze o listă cu cei mai frecventi oaspeți ai spațiului care vizitează în mod regulat sistemul nostru solar. Cometa Halley se află cu siguranță în fruntea acestei liste, o celebritate care ne-a luminat cu prezența sa pentru a treizecea oară. Acest corp ceresc a fost observat de Aristotel. Cea mai apropiată cometă și-a primit numele datorită eforturilor astronomului Halley în 1682, care i-a calculat orbita și următoarea apariție pe cer. Însoțitorul nostru cu o regularitate de 75-76 de ani zboară în zona noastră de vizibilitate. O trăsătură caracteristică a oaspetelui nostru este că, în ciuda urmei strălucitoare de pe cerul nopții, nucleul cometei are o suprafață aproape întunecată, care seamănă cu o bucată obișnuită de cărbune.

Pe locul doi în popularitate și celebritate se află cometa Encke. Acest corp ceresc are una dintre cele mai scurte perioade de revoluție, care este de 3,29 ani pământeni. Datorită acestui oaspete, putem observa în mod regulat ploaia de meteoriți Tauride pe cerul nopții.

Alte comete recente cele mai cunoscute, care ne-au făcut fericiți cu aspectul lor, au și perioade orbitale enorme. În 2011, a fost descoperită cometa Lovejoy, care a reușit să zboare în imediata apropiere a Soarelui și, în același timp, să rămână în siguranță. Această cometă este o cometă cu perioadă lungă, cu o perioadă orbitală de 13.500 de ani. Din momentul descoperirii sale, acest oaspete ceresc va rămâne în regiunea sistemului solar până în 2050, după care va părăsi limitele spațiului apropiat pentru o perioadă lungă de 9000 de ani.

Cel mai strălucitor eveniment al începutului noului mileniu, la propriu și la figurat, a fost cometa McNaught, descoperită în 2006. Acest corp ceresc putea fi observat chiar și cu ochiul liber. Următoarea vizită în sistemul nostru solar de către această frumusețe strălucitoare este programată peste 90 de mii de ani.

Următoarea cometă care ar putea vizita firmamentul nostru în viitorul apropiat va fi probabil 185P/Petru. Va deveni vizibil începând cu 27 ianuarie 2019. Pe cerul nopții, acest luminar va corespunde luminozității de 11 magnitudini.

Dacă aveți întrebări - lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem.

Cele mai bine studiate dintre corpurile mici ale sistemului solar sunt asteroizii - planetele mici. Istoria studiului lor are aproape două secole. În 1766, a fost formulată o lege empirică care determină distanța medie a unei planete față de Soare, în funcție de numărul ordinal al acestei planete. În onoarea astronomilor care au formulat această lege, el a primit numele: „legea lui Titius – Bode”. a = 0,3*2k + 0,4 de la soare).

La început, astronomii, păstrând tradițiile anticilor, au atribuit nume de zei planetelor minore, atât greco-romane, cât și altele. Până la începutul secolului al XX-lea, au apărut pe cer numele aproape tuturor zeilor cunoscuți de omenire - greco-romani, slavi, chinezi, scandinavi și chiar zeii poporului mayaș. Descoperirile au continuat, zeii au început să fie ratați, iar apoi au început să apară pe cer numele țărilor, orașelor, râurilor și mărilor, numele și prenumele oamenilor adevărați sau vii. Inevitabil, s-a pus problema simplificării procedurii pentru această canonizare astronomică a numelor. Această întrebare este cu atât mai serioasă cu cât, spre deosebire de perpetuarea memoriei pe Pământ (nume de străzi, orașe etc.), numele unui asteroid nu poate fi schimbat. De la înființarea sa (25 iulie 1919), Uniunea Astronomică Internațională (IAU) face acest lucru.

Semi-axele majore ale orbitelor părții principale a asteroizilor sunt în intervalul de la 2,06 la 4,09 UA. e., iar valoarea medie este de 2,77 a. e. Excentricitatea medie a orbitelor planetelor mici este de 0,14, înclinația medie a planului orbitei asteroidului față de planul orbitei Pământului este de 9,5 grade. Viteza de mișcare a asteroizilor în jurul Soarelui este de aproximativ 20 km/s, perioada de revoluție (anul asteroizilor) este de la 3 la 9 ani. Perioada de rotație adecvată a asteroizilor (adică durata unei zile pe un asteroid) este în medie de 7 ore.

Nici un asteroid din centura principală, în general, nu trece pe lângă orbita Pământului. Cu toate acestea, în 1932 a fost descoperit primul asteroid, a cărui orbită avea o distanță de periheliu mai mică decât raza orbitei Pământului. În principiu, orbita sa a permis posibilitatea ca un asteroid să se apropie de Pământ. Acest asteroid a fost curând „pierdut” și redescoperit în 1973. A primit numărul 1862 și numele Apollo. În 1936, asteroidul Adonis a zburat la o distanță de 2 milioane km de Pământ, iar în 1937, asteroidul Hermes a zburat la o distanță de 750.000 km de Pământ. Hermes are un diametru de aproape 1,5 km și a fost descoperit cu doar 3 luni înainte de cea mai apropiată apropiere de Pământ. După zborul lui Hermes, astronomii au început să-și dea seama de problema științifică a hazardului de asteroizi. Până în prezent, sunt cunoscuți aproximativ 2000 de asteroizi, ale căror orbite le permit să se apropie de Pământ. Astfel de asteroizi sunt numiți asteroizi aproape de Pământ.

Prin propriile lor caracteristici fizice asteroizii sunt împărțiți în mai multe grupuri, în cadrul cărora obiectele au proprietăți similare de reflectare a suprafeței. Astfel de grupuri sunt numite clase sau tipuri taxonomice (taxonometrice). Tabelul enumeră 8 tipuri principale taxonomice: C, S, M, E, R, Q, V și A. Fiecare clasă de asteroizi corespunde meteoriților cu proprietăți optice similare. Prin urmare, fiecare clasă taxonometrică poate fi caracterizată prin analogie cu compoziția mineralogică a meteoriților corespunzători.

Forma și dimensiunea acestor asteroizi sunt determinate de radar pe măsură ce trec în apropierea Pământului. Unii dintre ei arată ca asteroizii din centura principală, dar majoritatea sunt mai puțin obișnuiți. De exemplu, asteroidul Toutatis este format din două, și poate mai multe, corpuri în contact unul cu celălalt.

Pe baza observațiilor și calculelor regulate ale orbitelor asteroizilor, se poate trage următoarea concluzie: până acum nu există asteroizi cunoscuți, despre care se poate spune că în următoarea sută de ani se vor apropia de Pământ. Cel mai apropiat va fi trecerea asteroidului Hathor în 2086 la o distanță de 883 mii km.

Pana acum întreaga linie asteroizii au trecut la distante mult mai mici decat cele date mai sus. Ei au fost descoperiți în următoarele pasaje. Astfel, în timp ce principalul pericol nu este încă descoperit asteroizii.

>>

3. ZBORUL METEORILOR ÎN ATMOSFERA PĂMÂNTULUI

Meteorii apar la altitudini de 130 km și mai jos și dispar de obicei în jurul unei altitudini de 75 km. Aceste limite se modifică în funcție de masa și viteza meteoroizilor care pătrund în atmosferă. Determinările vizuale ale înălțimii meteorilor din două sau mai multe puncte (așa-numitele corespunzătoare) se referă în principal la meteori de magnitudine 0-3. Luând în considerare influența erorilor destul de semnificative, observațiile vizuale oferă următoarele înălțimi ale meteorilor: H1= 130-100 km, înălțimea de dispariție H2= 90 - 75 km, la jumătatea înălțimii H0= 110 - 90 km (Fig. 8).

Orez. 8. Înălțimi ( H) fenomene meteorologice. Limite de înălțime(stânga): începutul și sfârșitul căii mingilor de foc ( B), meteori conform observațiilor vizuale ( M) și din observații radar ( RM), meteori telescopici conform observațiilor vizuale ( T); (M T) - zona de întârziere a meteoriților. Curbele de distribuție(pe dreapta): 1 - mijlocul traseului meteorilor conform observațiilor radar, 2 - la fel conform datelor fotografice, 2ași 2b- începutul și sfârșitul traseului conform datelor fotografice.

Măsurătorile fotografice mult mai precise ale înălțimii tind să se refere la meteori mai strălucitori, de la -5 la a 2-a magnitudine, sau la cele mai strălucitoare părți ale traiectoriilor lor. Conform observațiilor fotografice din URSS, înălțimile meteorilor strălucitori sunt în următoarele limite: H1= 110-68 km, H2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Observațiile radar fac posibilă determinarea separată H1și H2 doar pentru cei mai strălucitori meteori. Conform datelor radar pentru aceste obiecte H1= 115-100 km, H2= 85-75 km. Trebuie remarcat faptul că determinarea radar a înălțimii meteorilor se referă numai la acea parte a traiectoriei meteorilor de-a lungul căreia se formează o urmă de ionizare suficient de intensă. Prin urmare, pentru același meteor, înălțimea conform datelor fotografice poate diferi semnificativ de înălțimea conform datelor radar.

Pentru meteorii mai slabi, cu ajutorul radarului, este posibil să se determine statistic doar înălțimea medie a acestora. Distribuția înălțimilor medii ale meteorilor de magnitudine predominant 1-6, obținute prin metoda radar, este prezentată mai jos:

Având în vedere materialul factual privind determinarea înălțimii meteorilor, se poate stabili că, conform tuturor datelor, marea majoritate a acestor obiecte sunt observate în zona de altitudine de 110-80 km. În aceeași zonă se observă meteori telescopici care, potrivit lui A.M. Bakharev au înălțimi H1= 100 km, H2= 70 km. Totuși, conform observațiilor telescopice ale lui I.S. Astapovici și colegii săi din Ashgabat, un număr semnificativ de meteori telescopici sunt observați și sub 75 km, în principal la altitudini de 60-40 km. Aceștia sunt, aparent, meteori lenți și, prin urmare, slabi, care încep să strălucească abia după ce se prăbușesc adânc în atmosfera pământului.

Mergând la foarte obiecte mari, constatăm că bile de foc apar la altitudini H1= 135-90 km, având înălțimea punctului final al potecii H2= 80-20 km. Bilele de foc care pătrund în atmosferă sub 55 km sunt însoțite de efecte sonore, iar atingând o înălțime de 25-20 km preced de obicei căderea meteoriților.

Înălțimile meteorilor depind nu numai de masa lor, ci și de viteza lor față de Pământ, sau așa-numita viteză geocentrică. Cu cât viteza meteorului este mai mare, cu atât începe să strălucească mai mare, deoarece un meteor rapid, chiar și într-o atmosferă rarefiată, se ciocnește cu particulele de aer mult mai des decât unul lent. Înălțimea medie a meteorilor depinde de viteza lor geocentrică, după cum urmează (Fig. 9):

Viteza geocentrică ( V g)	20	30	40	50	60	70 km/s
Înălțime medie ( H0)	68	77	82	85	87	90 km

Cu aceeași viteză geocentrică a meteorilor, înălțimile acestora depind de masa meteoroidului. Cu cât este mai mare masa meteorului, cu atât pătrunde mai jos.

Partea vizibilă a traiectoriei meteorului, adică lungimea traseului său în atmosferă este determinată de înălțimile apariției și dispariției sale, precum și de înclinarea traiectoriei către orizont. Cu cât panta traiectoriei către orizont este mai abruptă, cu atât lungimea traseului apare mai scurtă. Lungimea traseului meteorilor obișnuiți, de regulă, nu depășește câteva zeci de kilometri, dar pentru meteoriți foarte strălucitori și bile de foc ajunge la sute și uneori la mii de kilometri.

Orez. 10. Atracția zenitică a meteorilor.

Meteorii strălucesc pe un scurt segment vizibil al traiectoriei lor în atmosfera terestră, lung de câteva zeci de kilometri, pe lângă care zboară în câteva zecimi de secundă (mai rar, în câteva secunde). Pe acest segment al traiectoriei meteorului se manifestă deja efectul atracției și decelerației Pământului în atmosferă. Când se apropie de Pământ, viteza inițială a meteorului sub influența gravitației crește, iar traseul este curbat astfel încât radiantul observat să se deplaseze spre zenit (zenitul este un punct deasupra capului observatorului). Prin urmare, efectul gravitației Pământului asupra corpurilor meteorice se numește atracție zenitală (Fig. 10).

Cu cât meteorul este mai lent, cu atât efectul gravitației zenitale este mai mare, așa cum se poate observa din următorul tabel, unde V g denotă viteza geocentrică inițială, V" g- aceeași viteză, distorsionată de atracția Pământului, și Δz- valoarea maximă a atracției 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

Pătrunzând în atmosfera Pământului, meteoroidul experimentează, în plus, o decelerare, la început aproape imperceptibilă, dar foarte semnificativă la capătul traseului. Conform observațiilor fotografice sovietice și cehoslovace, decelerația poate ajunge la 30-100 km/sec 2 în segmentul final al traiectoriei, în timp ce decelerația variază de la 0 la 10 km/sec 2 pe cea mai mare parte a traiectoriei. Meteorii lenți experimentează cea mai mare pierdere de viteză relativă în atmosferă.

Viteza geocentrică aparentă a meteorilor, distorsionată de atracția și decelerația zenitală, este corectată în consecință, ținând cont de influența acestor factori. Pentru o lungă perioadă de timp, vitezele meteorilor nu au fost cunoscute suficient de precis, deoarece au fost determinate din observații vizuale de mică precizie.

Metoda fotografică de determinare a vitezei meteorilor folosind un obturator este cea mai precisă. Fără excepție, toate determinările vitezei meteorilor, obținute prin mijloace fotografice în URSS, Cehoslovacia și SUA, arată că corpurile meteorice trebuie să se miște în jurul Soarelui pe trasee eliptice închise (orbite). Astfel, se dovedește că marea majoritate a materiei meteorice, dacă nu toată, aparține sistemului solar. Acest rezultat este în excelent acord cu datele măsurătorilor radar, deși rezultatele fotografice se referă, în medie, la meteori mai strălucitori, adică. la meteoroizi mai mari. Curba de distribuție a vitezelor meteorilor găsite cu ajutorul observațiilor radar (Fig. 11) arată că viteza geocentrică a meteorilor se află în principal în intervalul de la 15 la 70 km/s (unele determinări ale vitezei care depășesc 70 km/s se datorează unor erori de observație inevitabile) . ). Acest lucru confirmă încă o dată concluzia că corpurile meteorice se mișcă în jurul Soarelui în elipse.

Faptul este că viteza orbitei Pământului este de 30 km/s. Prin urmare, meteorii care se apropie cu o viteză geocentrică de 70 km/sec se mișcă în raport cu Soarele cu o viteză de 40 km/sec. Dar la distanța Pământului, viteza parabolică (adică viteza necesară pentru ca un corp să paraboleze din sistemul solar) este de 42 km/sec. Aceasta înseamnă că toate vitezele meteorilor nu depășesc parabolice și, în consecință, orbitele lor sunt elipse închise.

Energia cinetică a meteoroizilor care intră în atmosferă cu o viteză inițială foarte mare este foarte mare. Ciocnirile reciproce ale moleculelor și atomilor unui meteor și aerul ionizează intens gazele într-un volum mare de spațiu în jurul unui meteoroid zburător. Particulele smulse din abundență din corpul meteoric formează în jurul lui o înveliș strălucitor de vapori incandescenți. Strălucirea acestor vapori seamănă cu strălucirea unui arc electric. Atmosfera de la altitudini la care apar meteorii este foarte rarefiată, astfel încât procesul de reunire a electronilor smulși din atomi continuă destul de mult timp, provocând strălucirea unei coloane de gaz ionizat, care durează câteva secunde, și uneori minute. Aceasta este natura traseelor ​​de ionizare auto-luminoase care pot fi observate pe cer după mulți meteori. Spectrul de strălucire de urme constă, de asemenea, din linii ale acelorași elemente ca și spectrul meteorului însuși, dar deja neutre, neionizate. În plus, gazele atmosferice strălucesc și în urme. Acest lucru este indicat de deschiderea în 1952-1953. în spectrele urmei de meteoriți, liniile de oxigen și azot.

Spectrele meteorilor arată că particulele de meteori fie constau din fier, având o densitate mai mare de 8 g/cm 3 , fie sunt pietroase, ceea ce ar trebui să corespundă unei densități de 2 până la 4 g/cm 3 . Luminozitatea și spectrul meteorilor fac posibilă estimarea dimensiunii și masei acestora. Raza aparentă a cochiliei luminoase a meteorilor de magnitudinea 1-3 este estimată la aproximativ 1-10 cm.Totuși, raza cochiliei luminoase, determinată de expansiunea particulelor luminoase, este mult mai mare decât raza corpului meteorului. în sine. Corpurile de meteori care zboară în atmosferă cu o viteză de 40-50 km/s și creează fenomenul meteorilor de magnitudine zero au o rază de aproximativ 3 mm și o masă de aproximativ 1 g. Luminozitatea meteorilor este proporțională cu masa lor. , astfel încât masa unui meteor de o anumită magnitudine este de 2, 5 ori mai mică decât pentru meteorii de magnitudinea anterioară. În plus, luminozitatea meteorilor este proporțională cu cubul vitezei lor față de Pământ.

Intrând în atmosfera Pământului cu o viteză inițială mare, particulele de meteoriți sunt întâlnite la altitudini de 80 km sau mai mult cu un mediu gazos foarte rarefiat. Densitatea aerului aici este de sute de milioane de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Prin urmare, în această zonă, interacțiunea meteoroidului cu mediul atmosferic se exprimă în bombardarea corpului de către molecule și atomi individuali. Acestea sunt molecule și atomi de oxigen și azot, deoarece compoziția chimică a atmosferei din zona de meteori este aproximativ aceeași ca la nivelul mării. Atomii și moleculele de gaze atmosferice în timpul ciocnirilor elastice fie sară, fie pătrund în rețeaua cristalină a unui corp meteoric. Acesta din urmă se încălzește rapid, se topește și se evaporă. Rata de evaporare a particulelor este inițial nesemnificativă, apoi crește la maxim și scade din nou spre sfârșitul căii vizibile a meteorului. Atomii care se evaporă zboară din meteorit cu viteze de câțiva kilometri pe secundă și, având energie mare, experimentează ciocniri frecvente cu atomii de aer, ducând la încălzire și ionizare. Un nor fierbinte de atomi evaporați formează o înveliș luminoasă a unui meteor. Unii dintre atomi își pierd complet electronii exteriori în timpul coliziunilor, în urma cărora se formează o coloană de gaz ionizat cu un număr mare de electroni liberi și ioni pozitivi în jurul traiectoriei meteorului. Numărul de electroni din urma ionizată este de 10 10 -10 12 pe 1 cm de cale. Energia cinetică inițială este cheltuită pentru încălzire, luminiscență și ionizare aproximativ în raport de 10 6:10 4:1.

Cu cât meteorul pătrunde mai adânc în atmosferă, cu atât învelișul său incandescent devine mai dens. Ca un proiectil cu mișcare foarte rapidă, meteorul formează o undă de șoc în arc; această undă însoțește meteorul în timp ce se deplasează în straturile inferioare ale atmosferei și provoacă fenomene sonore în straturile sub 55 km.

Urmele lăsate după zborul meteorilor pot fi observate atât cu ajutorul radarului, cât și vizual. Urmele de ionizare ale meteorilor pot fi observate mai ales cu succes cu binocluri sau telescoape cu deschidere mare (așa-numitele detectoare de comete).

Urmele mingilor de foc care pătrund în straturile inferioare și mai dense ale atmosferei, dimpotrivă, sunt compuse în principal din particule de praf și, prin urmare, sunt vizibile ca nori întunecați și fumurii pe cerul albastru. Dacă o astfel de dâră de praf este iluminată de razele Soarelui sau Lunii apusului, este vizibilă ca dungi argintii pe fundalul cerului nopții (Fig. 12). Astfel de urme pot fi observate ore întregi până când sunt distruse de curenții de aer. Urmele de meteori mai puțin strălucitori, formați la altitudini de 75 km sau mai mult, conțin doar o fracțiune foarte mică de particule de praf și sunt vizibile numai datorită auto-strălucirii atomilor de gaz ionizat. Durata de vizibilitate a traseului de ionizare cu ochiul liber este în medie de 120 de secunde pentru bolizii cu magnitudinea -6 și de 0,1 secunde pentru un meteor de magnitudinea a 2-a, în timp ce durata ecoului radio pentru aceleași obiecte (la o viteză geocentrică). de 60 km/sec) este egală cu 1000 şi 0,5 sec. respectiv. Stingerea urmelor de ionizare se datorează parțial adăugării de electroni liberi la moleculele de oxigen (O 2) conținute în atmosfera superioară.

Spațiul este un spațiu plin de energie. Forțele naturii forțează materia existentă haotic să se grupeze. Se formează obiecte cu o anumită formă și structură. Planetele și sateliții lor s-au format de mult în sistemul solar, dar acest proces nu se termină. O cantitate imensă de materie: praf, gaz, gheață, piatră și metal, umple cosmosul. Aceste obiecte sunt clasificate.

Un corp nu mai mare de o duzină de metri se numește meteoroid; un corp mai mare poate fi considerat un asteroid. Un meteor este un obiect care arde în atmosferă, căzând la suprafață, devine un meteorit.

În sistemul solar, au fost descoperiți sute de mii de asteroizi. Unele ajung la peste 500 de kilometri în diametru. Masele mai mari capătă o formă sferică și încep să fie clasificate de oamenii de știință drept planete pitice. Viteza asteroizilor este limitată de prezența lor în sistemul solar, ei se învârt în jurul soarelui. Pallas - considerat în prezent cel mai mare asteroid, 582 × 556 × 500 km. Are o viteză medie de 17 kilometri pe secundă, viteza dezvoltată de asteroizi nu depășește această valoare de mai mult de două-trei ori. Numele asteroizilor este data descoperirii lor (1959 LM, 1997 VG). După ce a studiat, a calculat orbită, obiectul își poate obține propriul nume.

Corpurile cerești se ciocnesc inevitabil unele cu altele. Luna a păstrat rezultatul a milioane și milioane de ani de interacțiune. Pe pământ, cratere uriașe indică faptul că odată a avut loc distrugerea globală. Oamenii se străduiesc întotdeauna pentru control, toate amenințările potențiale trebuie să aibă metode și tehnologii pentru a le elimina. Opțiunea evidentă cu utilizarea armelor nucleare este ineficientă. Cea mai mare parte a energiei exploziei este pur și simplu disipată în spațiu. Este extrem de important să detectați cât mai devreme un blocaj periculos, ceea ce nu este întotdeauna posibil. Vestea bună este că, cu cât corpul este mai mare, cu atât este mai ușor de detectat.

Tone de praf cosmic zboară în atmosferă în fiecare zi, noaptea poți urmări cum se ard meteoroizii mici, așa-numitele „stele căzătoare”. În fiecare an, meteoroizi de până la câțiva metri cad în spațiul aerian al planetei noastre. Un meteorit poate intra în atmosferă cu o viteză de 100.000 km/h. La o altitudine de câteva zeci de kilometri, viteza scade brusc. În general, informațiile despre viteza meteoriților sunt neclare. Limitele sunt date de la 11 la 72 de kilometri pe secundă pentru meteoriții din sistemul solar, rătăciți din exterior dezvoltă o viteză de ordin de mărime mai mare.

Pe 15 februarie 2013, un meteorit a căzut în regiunea Chelyabinsk. Probabil diametrul său era de la 10 la 20 de metri. Viteza meteoritului nu a fost determinată cu precizie. Strălucirea strălucitoare a globului de foc a fost observată la sute de kilometri de epicentru. Mașina a explodat la mare altitudine. Videoclipul surprinde momentul blițului, după 2 minute. 22 sec. vine unda de șoc.

Meteoriții sunt împărțiți în piatră și fier. Compoziția include întotdeauna un amestec de elemente cu diferite proporții. Structura poate fi eterogenă cu incluziuni. Aliaj metalic de meteoriți de fier de calitate excelentă, potrivit pentru fabricarea tuturor tipurilor de produse.