171 (Метеоры, болиды и методы их наблюдения), страница 2

Высота точек появления и исчезновения метеоров над земной поверхностью, скорость их движения и ее изменения, зависимость этих величин от яркости метеоров и их связь друг с другом, число метеоров в разные часы суток и в течение года, распределение их по яркости и по величине, их путь в пространстве до встречи с Землей…

Один из крупнейших советских «ловцов» падающих звезд И.С. Астапович зарегистрировал за 15 лет своей работы около 40000 метеоров.

Наблюдать метеоры с пользой для науки может каждый, потому что большинство наблюдений метеоров производится невооруженным глазом и не требует особых знаний. Даже и инструменты для наблюдения метеоров в большинстве случаев могут быть так просты и скромны, что располагать ими может каждый любитель науки о небе.

Выдающуюся роль в науке о метеорах сыграли любители астрономии, такие, как Деннинг в Англии. В СССР целая организация любителей астрономии в составе Всесоюзного астрономо-геодезического общества занималась наблюдением метеоров. Эта организация играла большую роль в развитии знаний о метеорах и располагала обширным архивом наблюдений. Такие организации существуют и за рубежом. Метеоры интенсивно изучаются в обсерваториях Чехии, США.

Вторгаясь в земную атмосферу, метеороиды взаимодействуют с молекулами воздуха. Степень этого взаимодействия и его последствия во многом зависят от скорости метеороида.

Скорости входа метеороидов в земную атмосферу заключены в интервале 11,2 – 72 км/с. Причем предельные Скорость убегания скоростей метеороидов определяются так называемой скоростью убегания с Земли и из Солнечной системы (иначе говоря, с соответствующей второй космической скоростью). Скорость убегания с Земли равна 11,2 км/с, и ни один метеороид не может войти в земную атмосферу, имея скорость относительно движения Земли меньше, чем эта. Скорость убегания из Солнечной системы на расстоянии Земли от Солнца равна 42 км/с. Но поскольку скорость орбитального движения Земли вокруг Солнца составляет примерно 30 км/с, то, естественно, максимально возможная скорость относительно Земли у встречного метеороида равна приблизительно 72 км/с. Это очень большая скорость: если переведем ее в более привычные для нас единицы – км/ч, то получим фантастическую скорость – почти 260000 км/ч.

Благодаря высокой скорости даже ничтожный по массе метеороид обладает огромной кинетической энергией. Кинетическая энергия ружейной пули массой 6,8 г составляет 2 кДж, в то время как энергия метеороида такой же массы, обладающего скоростью 72 км/с, равняется около 20000 кДж. Влетая в земную атмосферу, такое тело обрушивает на встречные молекулы воздуха удар страшной силы. При этом достается и самому телу: каждое соударение притормаживает его стремительный бег и чуть-чуть разогревает ничтожно малый участок его лобовой поверхности. Чем глубже тело проникает в атмосферу, тем чаще оно ощущает взаимодействие молекул, число которых резко возрастает с приближением к поверхности Земли.

Вспомните, как дождевые капли «взаимодействуют» с зонтиком. Вначале на зонтик падают лишь редкие первые капли, но по мере усиления дождя капли барабанят все чаще и чаще и, наконец, переходят в сплошной ливень. У метеороида уже на высоте порядка 100 км сила сопротивления молекул воздуха создает давление на каждый 1 см² поверхности тела в несколько кг, а на высоте 60 км – в тысячи раз больше. Поэтому многие метеороиды подвергаются механическому дроблению на отдельные осколки. Хрупкие тела дробятся на больших высотах, прочные – на меньших.

Чрезвычайно быстро происходит разогрев метеороида. За считанные секунды, иногда и доли секунды, температура его лобовой поверхности поднимается до 2000 – 3000 К, расплавленное метеорное вещество начинает испаряться, образуя вокруг тела плотное светящееся газовое облако. Начало свечения облака и воспринимается нами как появление метеора. В момент наивысшей скорости испарения яркость метеора достигает наибольшего значения.

Обычно вдоль пути метеора его яркость возрастает постепенно до максимального значения, а затем уменьшается до нуля. Но иногда наблюдаются внезапные вспышки яркости. Причина вспышек долгое время была предметом оживленных дискуссий. Наиболее правдоподобно выглядела идея, основанная на дроблении метеороида на осколки. Суммарная поверхность множества осколков во много раз превышает поверхность родительского тела, что приводит к резкому увеличению скорости испарения метеорного вещества и, следовательно, к возрастанию яркости метеора.

В ходе столкновений испарившихся атомов метеорного вещества с молекулами воздуха происходит не только возбуждение, но и ионизация взаимодействующих частиц. В результате отрыва электронов от атомов и молекул вдоль пути метеороида образуется плазменный след, представляющий смесь положительных ионов и свободных электронов, рассеивающих радиоволны. Степень рассеяния определяется количеством электронов на единичном участке пути. Если концентрация электронов меньше некоторой определенной величины, то радиоволна свободно пронизывает след. Такие следы называются ненасыщенными и существуют доли секунды.

В насыщенных следах концентрация электронов настолько велика, что радиоволна, не проникая внутрь следа, отражается от него. Такие следы существуют десятки секунд, в отдельных случаях даже десятки минут. Иногда насыщенные следы хорошо наблюдаются визуально.

Физические процессы, протекающие в метеорных следах, сложны и разнообразны. Свободные электроны, обладающие большой подвижностью, довольно быстро теряют свою свободу, сталкиваясь с положительно заряженными ионами или «прилипая» к нейтральным молекулам воздуха. Тем не менее, метеороиды различных размеров настолько часто посещают верхние слои атмосферы, что на некоторых высотах электроны метеорного происхождения практически неисчерпаемы.

Известно, что в слое Е ионосферы, на высотах 100 – 120 км, днем свободных электронов примерно в 10 раз больше, чем ночью. Ничего необычного в этом нет, ведь солнечное излучение действует как мощный ионизирующий агент. Однако было замечено, что в течение ночи иногда наблюдаются внезапные возрастания электронной концентрации. Мало того, имеются неоднократные примеры совпадения времени появления метеоров, наблюдаемых визуально, с пиками ионизации в ионосферном слое Е. Во время действия метеорного дождя Драконид в 1946 г. было отмечено появление очень стойкого ионизационного слоя, державшегося несколько часов.

Таким образом, мелкие и крупные метеороиды, непрерывно «засоряя» земную атмосферу всякого рода примесями, влияют на ее пылевой и ионный состав. Любопытно, что это обстоятельство удалось использовать в практических целях. Еще в 40-х годах было замечено, что иногда в момент появления яркого метеора устанавливалась кратковременная радиосвязь между передатчиком и приемником, отстоящими друг от друга на тысячи километров. Возникла идея использовать случайные метеорные вспышки в качестве каналов радиосвязи на сверхвысоких частотах. Правда, практическое воплощение иногда очень простой и оригинальной идеи оказывается связанным с большим количеством технических сложностей.

Тем не менее, сейчас существует достаточно много станций радиосвязи, «эксплуатирующих» метеоры. Учитывая специфику работы метеорного канала (в среднем несколько десятков долей секунды каждую минуту), передача и прием информации идет в ускоренном темпе. Передаваемая информация, зашифрованная в двоичном коде, содержится в специальном накопителе. Как только «открывается» метеорный канал связи, в эфир поступает порция сообщений, передающихся со скоростью до 10000 двоичных знаков в секунду. Принятая информация также поступает в накопитель, а затем дешифруется. Такая система в большинстве случаев надежна и устойчива. Так, например, метеорная линия связи, работающая на волен 8 м, способна обеспечить непрерывную четкую работу нескольких телетайпов.

Глава 2. Методы наблюдения метеоров

Визуальные наблюдения метеоров невооруженным глазом, являющиеся самым древним и самым дешевым методом наблюдений, оставили глубокий след в истории метеорной астрономии. Их доступность и простота сыграли значительную роль в накоплении обширных наблюдательных данных. На основе этих данных были открыты метеорные потоки, определены орбиты многих метеороидов, обнаружена связь метеорных роев с кометами. В настоящее время визуальный метод сохраняет некоторое научное значение, но в силу повсеместного развития более точных инструментальных методов в основном применяется лишь астрономами-любителями.

Наблюдения слабых метеоров, недоступных невооруженному глазу, астрономы проводили с помощью бинокуляров и небольших телескопов еще в конце XIX века. Правда, из-за малого поля зрения этих инструментов вероятность обнаружения даже очень слабого метеора (а их всегда во много раз больше, чем ярких) невелика, что делает телескопические наблюдения очень утомительными. Но благодаря многолетним усилиям наблюдателей – энтузиастов все-таки удалось получить определенные сведения о численности слабых метеоров и их радиантах.

На смену визуальным методам пришли фотографические. Опыты применения фотографии в астрономии были начаты еще в середине XIX века. Из-за недостаточной чувствительности фотоэмульсий первыми сфотографированными объектами были Солнце, Луна, планеты и несколько наиболее ярких звезд. Но уже в 1882 г. английскому астроному Д. Гиллу удалось получить несколько фотопластинок, буквально усеянных изображениями звезд. Вдохновленные удачей Д. Гилла, братья Поль и Проспер Анри в Париже в том же году с успехом использовали фотографический метод для составления звездных карт, положив начало звездной фотографии.

Через три года Л. Вейник в Праге сфотографировал первый метеор. Надо сказать, что способ фотографирования метеоров отличается от фотографирования других астрономических объектов. Когда вы исследуете галактику, звезду, комету или астероид, вы наводите на этот объект телескоп и фотографируете его столько времени, сколько вам это необходимо. При желании вы можете многократно повторять эту процедуру. Фотографировать таким образом метеоры не удается, поскольку неизвестно, в какой момент и в какой области небесной сферы может на мгновение появиться относительно яркий метеор (правда, случайные фотографии метеоров получались в различных обсерваториях мира, но научного значения они не имели). Необходимо направить в небо камеру с достаточно широким полем зрения, открыв затвор на все время наблюдений.

Даже приблизительное понимание природы небесных объектов невозможно без умения определять расстояния до них. Лишь знание расстояний до тел, порождающих метеоры, позволяет посчитать, сколько они излучают энергии и каковы их массы. Поэтому еще в 1893 г. сотрудник Йельской обсерватории в США У. Элкин установил несколько камер в двух пунктах, разделенных расстоянием 3 – 5 км, с целью определить методом триангуляции расстояния до тел, порождающих метеоры, и их высоты над поверхностью Земли. На одном из пунктов фотографирование проводилось через вращающийся «пропеллер»-обтюратор, сделанный из велосипедного колеса. При вращении обтюратор перекрывал объективы камер с угловой скоростью от 6 до 10 об/с, и на фотоснимке изображение получалось в виде прерывистой линии, что позволяло определить скорость метеороида.

Эта работа продолжалась до 1909 г., однако результаты ее были частично опубликованы лишь в 1937 г. В 1912 г. аналогичные работы были начаты в Великобритании Ф. Линдеманом и М. Добсоном, но продолжались недолго, не дав существенных результатов. У нас в стране первые фотографические наблюдения с двух пунктов начались в 1932 г. в Москве под руководством В.В. Федынского. Они проводились на двух камерах, расположенных на расстоянии 2 км друг от друга. Перед объективом одной из них был установлен обтюратор.

Все эти пионерские работы продемонстрировали жизнеспособность фотографических методов наблюдения. В 1936 г. в Гарвардской обсерватории Ф. Уипл начал систематические наблюдения метеоров на двух камерах с полем зрения 6060, удаленных друг от друга на 38 км. Несмотря на то, что количество сфотографированных метеоров было еще невелико, точность метода благодаря увеличению базиса достигла высокой степени. Уиплу и его сотрудникам удалось определить высоты, скорости и орбиты метеороидов, сделать первые оценки их масс и получить значения плотности атмосферы на высотах 80 – 100 км.

Следующим шагом в развитии фотографического метода явилось создание ряда комплексов из нескольких камер, названных метеорными патрулями. В 1938 г. первый метеорный патруль, состоящий из четырех агрегатов по семь камер каждый, был создан в Советском Союзе. В его разработке активно участвовали С.В. Орлов, В.В. Федынский и И.С. Астапович. Патруль, изготовленный в Москве в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга, был установлен на астрономической обсерватории в Душанбе, которая славится рекордным количеством ясных ночей.

Во время второй мировой войны астрономические наблюдения, в том числе и метеорные, во многих странах были прерваны и возобновились лишь в конце 40-х годов. К этому времени американец Д. Бейкер сконструировал метеорную камеру супер-Шмидт, обладающую многими ценными качествами. При поле зрения 55 камера была чрезвычайно светосильна, что позволяло в изобилии фотографировать слабые метеоры до звездной величины 3^m. Поскольку камеры имели целевое назначение и были очень дороги, их изготовили всего 6 экземпляров, 4 из которых установили в США, 2 – в Канаде. Несколько позже в Великобритании была создана похожая камера и установлена на известной обсерватории Джодрелл-Бэнк. В СССР, Чехословакии и некоторых других странах с помощью метеорных патрулей активно велись наблюдения более ярких метеоров (ярче 1^m).

Любую камеру метеорного патруля можно превратить в спектрограф, если поместить перед ее объективом стеклянную призму или дифракционную решетку. Но метеорная спектрография при значительном сходстве со звездной имеет ряд особенностей, затрудняющих получение хороших спектрограмм. При фотографировании спектров звезд телескоп, оснащенный призмой или решеткой, наводится на звезду и в дальнейшем «следит» за ней с помощью часового механизма. Таким образом, звезда может экспонироваться довольно долгое время.

Метеор существует в течение долей секунды, и никакими ухищрениями вы не заставите его появиться вновь. Кроме того, хороший спектр получится только в том случае, если направление движения метеора составит значительный угол (прямой в идеальном случае) с направлением дисперсии решетки. В противном случае спектр не получится, поскольку все линии сольются в одну прямую полосу.