Brzina pada asteroida. Posljedice pada meteorita različitih promjera na zemlju. Koliko često se to dešava i koje su posljedice?

Prethodni post je procijenio opasnost od prijetnje asteroida iz svemira. A ovdje ćemo razmotriti šta će se dogoditi ako (kada) meteorit ove ili one veličine padne na Zemlju.

Scenario i posljedice takvog događaja kao što je pad kosmičkog tijela na Zemlju, naravno, ovisi o mnogim faktorima. Navedimo glavne:

Veličina kosmičkog tela

Ovaj faktor je, naravno, od primarnog značaja. Armagedon na našoj planeti može izazvati meteorit veličine 20 kilometara, pa ćemo u ovom postu razmotriti scenarije pada kosmičkih tijela na planetu veličine od trunke prašine do 15-20 km. Nema smisla raditi više, jer će u ovom slučaju scenarij biti jednostavan i očigledan.

Compound

Mala tijela Sunčevog sistema mogu imati različite sastave i gustine. Stoga postoji razlika da li na Zemlju pada kameni ili željezni meteorit ili labavo jezgro komete koje se sastoji od leda i snijega. Shodno tome, da bi izazvalo isto uništenje, jezgro komete mora biti dva do tri puta veće od fragmenta asteroida (pri istoj brzini pada).

Za referencu: više od 90 posto svih meteorita je kamen.

Brzina

Takođe veoma važan faktor kada se tela sudare. Uostalom, ovdje dolazi do prijelaza kinetičke energije kretanja u toplinu. A brzina kojom kosmička tijela ulaze u atmosferu može značajno varirati (od otprilike 12 km/s do 73 km/s, za komete - čak i više).

Najsporiji meteoriti su oni koji sustižu Zemlju ili ih ona sustiže. Shodno tome, oni koji lete prema nama će svoju brzinu dodati orbitalnoj brzini Zemlje, proći će kroz atmosferu mnogo brže, a eksplozija od njihovog udara o površinu bit će višestruko snažnija.

Gdje će pasti

Na moru ili na kopnu. Teško je reći u kom slučaju će uništenje biti veće, samo će biti drugačije.

Meteorit može pasti na skladište nuklearnog oružja ili nuklearnu elektranu, tada šteta po okoliš može biti veća od radioaktivne kontaminacije nego od udara meteorita (ako je relativno mala).

Upadni ugao

Ne igra veliku ulogu. Pri onim ogromnim brzinama pri kojima se kosmičko tijelo sudara s planetom, nije bitno pod kojim će uglom pasti, jer će se u svakom slučaju kinetička energija kretanja pretvoriti u toplinsku energiju i osloboditi se u obliku eksplozije. Ova energija ne zavisi od upadnog ugla, već samo od mase i brzine. Stoga, usput, svi krateri (na primjer na Mjesecu) imaju kružni oblik, a nema kratera u obliku rovova izbušenih pod oštrim uglom.

Kako se tijela različitih prečnika ponašaju kada padaju na Zemlju?

Do nekoliko centimetara

Potpuno izgore u atmosferi, ostavljajući svijetli trag dug nekoliko desetina kilometara (poznati fenomen tzv. meteor). Najveći od njih dosežu visinu od 40-60 km, ali većina ovih "truna prašine" izgara na visinama većim od 80 km.

Masovni fenomen - u roku od samo 1 sat, milioni (!!) meteora bljesnu u atmosferi. Ali, uzimajući u obzir svjetlinu bljeskova i radijus posmatranja, noću u jednom satu možete vidjeti od nekoliko do desetina meteora (tokom meteorskih kiša - više od sto). U toku dana, masa prašine meteora taložena na površini naše planete izračunava se u stotinama, pa čak i hiljadama tona.

Od centimetara do nekoliko metara

Vatrene kugle- najsjajniji meteori, čiji sjaj premašuje sjaj planete Venere. Blic može biti praćen efektima buke, uključujući zvuk eksplozije. Nakon toga na nebu ostaje trag dima.

Fragmenti kosmičkih tijela ove veličine dosežu površinu naše planete. To se dešava ovako:

U isto vrijeme, kameni meteoroidi, a posebno ledeni, obično se drobe u krhotine uslijed eksplozije i zagrijavanja. Metalne mogu izdržati pritisak i u potpunosti pasti na površinu:

Gvozdeni meteorit "Goba" veličine oko 3 metra, koji je pao "u potpunosti" pre 80 hiljada godina na teritoriju moderne Namibije (Afrika)

Ako je brzina ulaska u atmosferu bila vrlo velika (nadolazeća putanja), tada takvi meteoroidi imaju mnogo manje šanse da dođu do površine, jer će sila njihovog trenja s atmosferom biti mnogo veća. Broj fragmenata na koje se meteoroid fragmentira može doseći stotine hiljada; proces njihovog pada naziva se meteor Rain.

U toku dana, nekoliko desetina malih (oko 100 grama) fragmenata meteorita može pasti na Zemlju u obliku kosmičkih padavina. S obzirom na to da većina njih pada u ocean i općenito ih je teško razlikovati od običnog kamenja, nalaze se prilično rijetko.

Koliko puta kosmičko tijelo veličine metar uđe u našu atmosferu je nekoliko puta godišnje. Ako imate sreće i primijetite pad takvog tijela, postoji šansa da pronađete pristojne fragmente teške stotine grama, ili čak kilograma.

17 metara - Čeljabinsk bolid

Superautomobil- to je ono što se ponekad naziva posebno snažnim eksplozijama meteora, poput one koja je eksplodirala u februaru 2013. godine iznad Čeljabinska. Početna veličina tijela koje je tada ušlo u atmosferu varira prema različitim procjenama stručnjaka, u prosjeku se procjenjuje na 17 metara. Težina - oko 10.000 tona.

Objekat je ušao u Zemljinu atmosferu pod veoma oštrim uglom (15-20°) brzinom od oko 20 km/sec. Eksplodirao je pola minute kasnije na visini od oko 20 km. Snaga eksplozije bila je nekoliko stotina kilotona TNT-a. Ovo je 20 puta snažnije od bombe iz Hirošime, ali ovdje posljedice nisu bile tako fatalne jer se eksplozija dogodila na velikoj visini, a energija se raspršila na velikom području, uglavnom udaljenom od naseljenih mjesta.

Manje od desetine prvobitne mase meteoroida stiglo je do Zemlje, odnosno oko tone ili manje. Fragmenti su bili raštrkani na području dužine više od 100 km i širine oko 20 km. Pronađeno je mnogo malih fragmenata, teških nekoliko kilograma, najveći komad težak 650 kg izvučen je sa dna jezera Čebarkul:

Šteta: Oštećeno je skoro 5.000 objekata (uglavnom polomljeno staklo i okviri), a oko 1,5 hiljada ljudi je povređeno od krhotina stakla.

Tijelo ove veličine moglo bi lako doći do površine, a da se ne raspadne na fragmente. To se nije dogodilo zbog previše oštrog ugla ulaska, jer je prije eksplozije meteoroid preletio nekoliko stotina kilometara u atmosferi. Da je meteoroid Čeljabinsk pao okomito, tada bi umjesto zračnog udarnog vala koji je razbio staklo, došlo do snažnog udara na površinu, što bi rezultiralo seizmičkim udarom, s formiranjem kratera promjera 200-300 metara. . U ovom slučaju sami prosudite o šteti i broju žrtava, sve bi ovisilo o mjestu pada.

U vezi stope ponavljanja slični događaji, zatim nakon Tunguskog meteorita iz 1908. godine, ovo je najveće nebesko tijelo koje je palo na Zemlju. Odnosno, u jednom veku možemo očekivati jednog ili više takvih gostiju iz svemira.

Desetine metara - mali asteroidi

Dječije igračke su gotove, pređimo na ozbiljnije stvari.

Ako ste pročitali prethodni post, onda znate da se mala tijela Sunčevog sistema do 30 metara veličine zovu meteoroidi, veća od 30 metara - asteroidi.

Ako asteroid, makar i najmanji, sretne Zemlju, onda se sigurno neće raspasti u atmosferi i njegova brzina neće usporiti na brzinu slobodan pad, kao što se dešava sa meteoroidima. Sva ogromna energija njegovog kretanja oslobodit će se u obliku eksplozije - odnosno pretvorit će se u toplotnu energiju, koji će otopiti sam asteroid, i mehanički, koji će stvoriti krater, raspršiti zemaljsku stijenu i fragmente samog asteroida, a također stvoriti seizmički val.

Da bismo kvantificirali razmjere takvog fenomena, možemo uzeti u obzir, na primjer, krater asteroida u Arizoni:

Ovaj krater je nastao prije 50 hiljada godina udarom željeznog asteroida prečnika 50-60 metara. Snaga eksplozije bila je 8000 Hirošime, prečnik kratera 1,2 km, dubina 200 metara, ivice su se uzdizale 40 metara iznad okolne površine.

Još jedan događaj sličnih razmera je meteorit Tunguska. Snaga eksplozije bila je 3000 Hirošime, ali je ovdje došlo do pada male jezgre komete promjera desetina do stotina metara, prema različitim procjenama. Jezgra kometa se često uspoređuju sa prljavim snježnim kolačima, tako da se u ovom slučaju nije pojavio krater, kometa je eksplodirala u zraku i isparila, obarajući šumu na površini od 2 hiljade kvadratnih kilometara. Ako bi ista kometa eksplodirala iznad centra moderne Moskve, uništila bi sve kuće sve do obilaznice.

Drop Frequency asteroidi veličine desetine metara - jednom u nekoliko vekova, sto metara - jednom u nekoliko hiljada godina.

300 metara - asteroid Apophis (najopasniji poznati u ovom trenutku)

Iako je, prema najnovijim podacima NASA-e, vjerovatnoća da asteroid Apophis udari u Zemlju tokom svog leta u blizini naše planete 2029., a zatim 2036. godine praktično nula, ipak ćemo razmotriti scenario posljedica njegovog mogućeg pada, budući da postoji su mnogi asteroidi koji još nisu otkriveni, a takav događaj se još uvijek može dogoditi, ako ne ovaj put, onda drugi put.

Dakle... asteroid Apophis, suprotno svim prognozama, pada na Zemlju...

Snaga eksplozije je 15.000 atomskih bombi Hirošime. Kada udari u kopno, pojavi se udarni krater prečnika 4-5 km i dubine od 400-500 metara, udarni val ruši sve ciglene zgrade u području radijusa od 50 km, manje izdržljive zgrade, kao i kako drveće koje pada na udaljenosti od 100-150 kilometara od mjesta pada. Stub prašine, sličan pečurki od nuklearne eksplozije visoke nekoliko kilometara, diže se u nebo, zatim se prašina počinje širiti u različitim smjerovima, a za nekoliko dana ravnomjerno se širi po cijeloj planeti.

Ali, unatoč jako pretjeranim horor pričama kojima mediji obično plaše ljude, nuklearna zima i smak svijeta neće doći - kalibar Apophisa za to nije dovoljan. Prema iskustvu snažnih vulkanskih erupcija koje su se desile u ne tako dugoj istoriji, tokom kojih se u atmosferu dešavaju i ogromne emisije prašine i pepela, sa takvom snagom eksplozije efekat „nuklearne zime“ biće mali – kap. u prosječnoj temperaturi na planeti za 1-2 stepena, nakon šest mjeseci ili godinu dana sve se vraća na svoje mjesto.

Odnosno, ovo je katastrofa ne globalne, već regionalne - ako Apophis uđe u malu zemlju, uništit će je u potpunosti.

Ako Apophis udari u okean, obalna područja će biti pogođena cunamijem. Visina cunamija ovisit će o udaljenosti do mjesta udara - početni talas će imati visinu od oko 500 metara, ali ako Apophis padne u centar okeana, tada će talasi od 10-20 metara doći do obala, sto je isto dosta, a oluja ce trajati sa takvim megavalovima.talasa ce biti nekoliko sati. Ako se udar u oceanu dogodi nedaleko od obale, tada će surferi u obalnim (i ne samo) gradovima moći jahati na takvom valu: (izvinite zbog crnog humora)

Učestalost ponavljanja događaji slične veličine u istoriji Zemlje mjere se desetinama hiljada godina.

Pređimo na globalne katastrofe...

1 kilometar

Scenario je isti kao i prilikom pada Apophisa, samo su razmjeri posljedica višestruko ozbiljniji i već dostižu globalnu katastrofu niskog praga (posledice osjeća cijelo čovječanstvo, ali nema prijetnje smrću civilizacije):

Snaga eksplozije u Hirošimi: 50.000, veličina nastalog kratera pri padu na kopno: 15-20 km. Radijus zone razaranja od eksplozije i seizmičkih talasa: do 1000 km.

Prilikom pada u okean, opet, sve ovisi o udaljenosti do obale, jer će rezultirajući valovi biti vrlo visoki (1-2 km), ali ne dugi, a takvi valovi vrlo brzo izumiru. Ali u svakom slučaju, površina poplavljenih teritorija će biti ogromna - milioni kvadratnih kilometara.

Smanjenje prozirnosti atmosfere u ovom slučaju zbog emisije prašine i pepela (ili vodene pare koja pada u okean) bit će primjetno nekoliko godina. Ako uđete u seizmički opasnu zonu, posljedice mogu biti pogoršane potresima izazvanim eksplozijom.

Međutim, asteroid takvog promjera neće moći primjetno nagnuti Zemljinu osu niti utjecati na period rotacije naše planete.

Uprkos ne tako dramatičnoj prirodi ovog scenarija, ovo je prilično običan događaj za Zemlju, budući da se već dogodio hiljadama puta tokom njenog postojanja. Prosječna učestalost ponavljanja- jednom u 200-300 hiljada godina.

Asteroid prečnika 10 kilometara je globalna katastrofa planetarnih razmera

Snaga eksplozije u Hirošimi: 50 miliona
Veličina rezultirajućeg kratera kada padne na kopno: 70-100 km, dubina - 5-6 km.
Dubina pucanja zemljine kore iznosit će desetine kilometara, odnosno sve do plašta (debljina zemljine kore ispod ravnica je u prosjeku 35 km). Magma će početi da izlazi na površinu.
Površina zone uništenja može biti nekoliko posto površine Zemlje.
Tokom eksplozije, oblak prašine i rastopljenog kamenja će se podići na visinu od nekoliko desetina kilometara, a moguće i do stotine. Količina izbačenih materijala je nekoliko hiljada kubnih kilometara - to je dovoljno za laganu "asteroidnu jesen", ali nije dovoljno za "asteroidnu zimu" i početak ledenog doba.
Sekundarni krateri i cunamiji od fragmenata i velikih komada izbačenog kamena.
Mali, ali po geološkim standardima, pristojan nagib Zemljine ose od udara - do 1/10 stepena.
Kada udari u okean, rezultira cunamijem sa kilometarskim (!!) talasima koji idu daleko u kontinente.
U slučaju intenzivnih erupcija vulkanskih plinova, naknadno su moguće kisele kiše.

Ali ovo još nije sasvim Armagedon! Naša planeta je već iskusila čak i takve ogromne katastrofe desetine ili čak stotine puta. U prosjeku se to dešava jednom jednom svakih 100 miliona godina. Da se to dogodilo u ovom trenutku, broj žrtava bi bio bez presedana, u najgorem slučaju mogao bi se mjeriti milijardama ljudi, a osim toga, nepoznato je do kakvog bi društvenog preokreta to dovelo. Međutim, i pored perioda kiselih kiša i višegodišnjeg zahlađenja zbog smanjenja prozirnosti atmosfere, za 10 godina klima i biosfera bi bili potpuno obnovljeni.

Armagedon

Za tako značajan događaj u ljudskoj istoriji, asteroid veličine 15-20 kilometara u količini 1 kom.

Doći će sljedeće ledeno doba, većina živih organizama će umrijeti, ali život na planeti će ostati, iako više neće biti isti kao prije. Kao i uvek, preživeće najjači...

Ovakvi događaji su se takođe dešavali u više navrata u svetu.Od nastanka života na njemu, Armagedoni su se desili najmanje nekoliko, a možda i desetine puta. Vjeruje se da se posljednji put to dogodilo prije 65 miliona godina ( Chicxulub meteorit), kada su dinosauri i gotovo sve druge vrste živih organizama umrli, ostalo je samo 5% odabranih, uključujući i naše pretke.

Pun Armagedon

Ako se kosmičko tijelo veličine države Teksas sruši na našu planetu, kao što se dogodilo u poznatom filmu s Bruceom Willisom, tada čak ni bakterije neće preživjeti (iako, ko zna?), Život će morati nastati i evoluirati iznova.

Zaključak

Htio sam napisati recenziju o meteoritima, ali se ispostavilo da je to bio scenarij Armagedona. Stoga, želim reći da se svi opisani događaji, počevši od Apophisa (uključivo), smatraju teorijski mogućim, jer se sigurno neće dogoditi barem u sljedećih sto godina. Zašto je to tako, detaljno je opisano u prethodnom postu.

Također bih želio da dodam da su sve brojke koje se ovdje daju o korespondenciji između veličine meteorita i posljedica njegovog pada na Zemlju vrlo približne. Podaci u različitim izvorima se razlikuju, plus početni faktori prilikom pada asteroida istog prečnika mogu se jako razlikovati. Na primjer, svuda piše da je veličina meteorita Chicxulub 10 km, ali u jednom, kako mi se činilo, mjerodavnom izvoru, pročitao sam da kamen od 10 kilometara nije mogao izazvati takve nevolje, tako da je za mene Meteorit Chicxulub ušao je u kategoriju 15-20 kilometara.

Dakle, ako iznenada Apophis ipak padne u 29. ili 36. godini, a radijus zahvaćenog područja će biti vrlo različit od onoga što je ovdje napisano - napišite, ispravit ću

3. LET METEORA U ZEMLJINOJ ATMOSFERI

Meteori se pojavljuju na visinama od 130 km i niže i obično nestaju oko 75 km visine. Ove granice se mijenjaju ovisno o masi i brzini meteoroida koji prodiru u atmosferu. Vizuelna određivanja visina meteora iz dvije ili više tačaka (tzv. odgovarajuće) odnose se uglavnom na meteore magnitude 0-3. Uzimajući u obzir uticaj prilično značajnih grešaka, vizuelna posmatranja daju sledeće vrednosti visina meteora: visina izgleda H 1= 130-100 km, visina nestanka H 2= 90 - 75 km, srednja visina H 0= 110 - 90 km (slika 8).

Rice. 8. Visine ( H) meteorske pojave. Ograničenja visine(lijevo): početak i kraj putanje vatrene lopte ( B), meteori iz vizuelnih posmatranja ( M) i iz radarskih opažanja ( RM), teleskopski meteori prema vizuelnim zapažanjima ( T); (M T) - područje zadržavanja 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 preciznije fotografsko određivanje visine obično se odnosi 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: H 1= 110-68 km, H 2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Radarska opažanja omogućavaju odvojeno određivanje H 1 I H 2 samo za najsjajnije meteore. Prema radarskim podacima za ove objekte H 1= 115-100 km, H 2= 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, pomoću radara je moguće statistički odrediti samo njihovu prosječnu visinu. Raspodjela prosječnih visina meteora pretežno magnitude 1-6 dobijenih radarom 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 H 1= 100 km, H 2= 70 km. Međutim, prema teleskopskim zapažanjima I.S. Astapovič i njegove kolege u Ashgabatu, značajan broj teleskopskih meteora je takođe primećen ispod 75 km, uglavnom na visinama od 60-40 km. Ovo su naizgled spori i stoga slabašni meteori koji počinju svijetliti tek nakon pada duboko u Zemljinu atmosferu.

Prelazeći na veoma velike objekte, otkrivamo da se vatrene lopte pojavljuju na visinama H 1= 135-90 km, sa visinom završne tačke staze H 2= 80-20 km. Vatrene kugle koje prodiru u atmosferu ispod 55 km praćene su zvučnim efektima, a one koje dosegnu visinu od 25-20 km obično prethode 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 veća brzina meteora, to više počinje da svijetli, 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/sec
Prosječna visina ( H 0)	68	77	82	85	87	90 km

Pri istoj geocentričnoj brzini meteora, njihove visine zavise od mase tijela 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 sijaju tokom kratkog vidljivog segmenta putanje u zemljinoj atmosferi, dugog nekoliko desetina kilometara, kroz koji prolete za nekoliko desetinki sekunde (rjeđe za nekoliko sekundi). Na ovom segmentu putanje meteora već se manifestuje efekat Zemljine gravitacije i kočenja u atmosferi. Pri približavanju Zemlji, početna brzina meteora raste pod uticajem gravitacije, a putanja je zakrivljena tako da se njegov posmatrani radijant pomera prema zenitu (zenit je tačka iznad glave posmatrača). Zbog toga se uticaj Zemljine gravitacije na meteoroide naziva zenitnom gravitacijom (slika 10).

Što je meteor sporiji, to je veći uticaj zenitne gravitacije, kao što se može videti iz sledeće tablice, gde V g označava početnu geocentričnu brzinu, V" g- iste brzine, iskrivljene Zemljinom gravitacijom, i Δz- maksimalna vrijednost zenit privlačnosti:

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

Prodirući u Zemljinu atmosferu, meteorsko tijelo također doživljava kočenje, u početku gotovo neprimjetno, ali vrlo značajno na kraju puta. Prema sovjetskim i čehoslovačkim fotografskim zapažanjima, kočenje može doseći 30-100 km/sec 2 na završnom dijelu putanje, dok se duž većeg dijela putanje kočenje kreće od 0 do 10 km/sec 2 . Spori meteori doživljavaju najveći relativni gubitak brzine u atmosferi.

Prividna geocentrična brzina meteora, izobličena zenitnim privlačenjem i kočenjem, je na odgovarajući način korigirana kako bi se uzeo u obzir utjecaj ovih faktora. Dugo vremena, brzine meteora nisu bile dovoljno precizno poznate, jer su određivane na osnovu vizuelnih posmatranja niske preciznosti.

Fotografska metoda određivanja brzine meteora pomoću zatvarača je najpreciznija. Bez izuzetka, sva određivanja brzine meteora dobivena fotografski u SSSR-u, Čehoslovačkoj i SAD-u pokazuju da se meteoroidna tijela 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 određivanja, iako se fotografski rezultati u prosjeku odnose na svjetlije meteore, tj. na veće meteoroide. Krivulja raspodjele brzine meteora pronađena pomoću radarskih opažanja (slika 11) pokazuje da geocentrična brzina meteora leži uglavnom u rasponu od 15 do 70 km/s (broj određivanja brzine koji prelazi 70 km/s nastaje zbog neizbježnih grešaka u promatranju ). Ovo još jednom potvrđuje zaključak da se meteoroidi kreću oko Sunca po elipsama.

Činjenica je da je brzina Zemljine orbite 30 km/sec. Stoga se nadolazeći meteori, geocentrične brzine 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 bi se tijelo nosilo duž parabole izvan Sunčevog sistema) je 42 km/sec. To znači da sve brzine meteora ne prelaze paraboličnu brzinu i stoga su njihove orbite zatvorene elipse.

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

Spektri meteora pokazuju da se meteorske čestice sastoje ili od gvožđa, gustine preko 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 1.-3. magnitude procjenjuje se na otprilike 1-10 cm.Međutim, radijus svjetleće ljuske, određen rasipanjem svijetlećih čestica, daleko premašuje radijus samog meteoroidnog tijela . Meteorska tijela koja lete u atmosferu brzinom od 40-50 km/sec i stvaraju fenomen nulte magnitude meteori imaju radijus od oko 3 mm i masu od oko 1 g. Sjaj meteora je proporcionalan njihovoj masi, pa je masa meteora neke veličine je 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 susreću se na visinama od 80 km ili više u okruženju vrlo razrijeđenog plina. Gustina zraka ovdje je stotine miliona puta manja nego na površini Zemlje. Stoga se u ovoj zoni interakcija meteorskog tijela sa atmosferskim okruženjem izražava u bombardiranju 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 razini mora. Prilikom elastičnih sudara, atomi i molekuli atmosferskih plinova ili se odbijaju ili prodiru u kristalnu rešetku meteorskog tijela. Potonji se brzo zagrijava, topi i isparava. Brzina isparavanja čestica je u početku beznačajna, zatim raste do maksimuma i ponovo opada prema kraju vidljive putanje meteora. Atomi koji isparavaju lete iz meteora brzinom od nekoliko kilometara u sekundi i, posjedujući veliku energiju, doživljavaju česte sudare s atomima zraka, što dovodi do zagrijavanja i ionizacije. Usijani oblak isparenih atoma formira blistavu školjku meteora. Neki atomi u potpunosti gube svoje vanjske elektrone tijekom sudara, što rezultira formiranjem stupca ioniziranog plina s velikim brojem slobodnih elektrona i pozitivnih jona oko putanje meteora. Broj elektrona u jonizovanom tragu je 10 10 -10 12 po 1 cm puta. Početna kinetička energija se troši na zagrijavanje, žarenje i ionizaciju u približnom omjeru 10 6:10 4:1.

Što meteor dublje prodire u atmosferu, njegova vruća školjka postaje gušća. Poput vrlo brzog letećeg projektila, meteor formira udarni talas u glavi; ovaj val prati meteor dok se kreće u nižim slojevima atmosfere, au slojevima ispod 55 km uzrokuje zvučne pojave.

Tragovi koji su ostali nakon leta meteora mogu se posmatrati i pomoću radara i vizuelno. Tragove jonizacije meteora možete posebno uspješno promatrati kroz dvoglede ili teleskope s velikim otvorom blende (tzv. pronalazači kometa).

Tragovi vatrenih lopti koje prodiru u niže i guste slojeve atmosfere, naprotiv, uglavnom se sastoje od čestica prašine i stoga su vidljive kao tamni zadimljeni oblaci na plavom nebu. Ako je takav trag prašine obasjan zracima Sunca ili Mjeseca u zalasku, može se vidjeti 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 isključivo zbog samoluminiscencije atoma joniziranog plina. Trajanje vidljivosti jonizacionog traga golim okom je u proseku 120 sekundi za vatrene kugle -6. magnitude i 0,1 sekundu za meteor 2. magnitude, dok je trajanje radio eha za iste objekte (na geocentrična brzina od 60 km/sec) jednaka je 1000 i 0,5 sek. respektivno. Izumiranje tragova jonizacije je dijelom posljedica dodavanja slobodnih elektrona molekulama kisika (O 2) koje se nalaze u gornjim slojevima atmosfere.

Najviše proučavana među malim tijelima Sunčevog sistema su asteroidi - male planete. Istorija njihovog proučavanja seže skoro dva veka unazad. Još 1766. godine formulisan je empirijski zakon koji je određivao prosečnu udaljenost planete od Sunca u zavisnosti od serijskog broja ove planete. U čast astronoma koji su formulisali ovaj zakon, nazvan je: "Titius-Bodeov zakon". a = 0,3*2k + 0,4 gde je broj k = -* za Merkur, k = 0 za Veneru, zatim k = n - 2 za Zemlju i Mars, k = n - 1 za Jupiter, Saturn i Uran (n je planeta serijski broj od sunca).

U početku su astronomi, čuvajući tradicije starih, malim planetama dodijelili imena bogova, kako grčko-rimskih tako i drugih. Do početka dvadesetog 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. Pitanje pojednostavljenja procedure za ovu astronomsku kanonizaciju imena postalo je neizbježno. Ovo pitanje je utoliko ozbiljnije jer se, za razliku od ovjekovječenja sjećanja na Zemlji (imena ulica, gradova itd.), ime asteroida ne može promijeniti. Međunarodna astronomska unija (IAU) to radi od svog osnivanja (25. jula 1919.).

Velike poluose orbita glavnog dela asteroida kreću se od 2,06 do 4,09 AJ. e., a prosječna vrijednost je 2,77 a. e. Prosječni ekscentricitet orbita malih planeta je 0,14, prosječan nagib ravni orbite asteroida prema Zemljinoj orbitalnoj ravni 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 vlastite rotacije asteroida (tj. dužina jednog dana na asteroidu) je u prosjeku 7 sati.

Uopšteno govoreći, nijedan asteroid glavnog pojasa ne prolazi u blizini 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. Označen je brojem 1862 i nazvan Apolon. Godine 1936. asteroid Adonis je letio na udaljenosti od 2 miliona km od Zemlje, a 1937. godine asteroid Hermes je leteo na udaljenosti od 750 hiljada km od Zemlje. Hermes ima prečnik od skoro 1,5 km, a otkriven je samo 3 meseca pre svog najbližeg približavanja Zemlji. Nakon preleta Hermesa, astronomi su počeli da prepoznaju naučni problem opasnosti od asteroida. Do danas je poznato oko 2.000 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 površinska reflektirajuća svojstva. Takve grupe se nazivaju taksonomskim (taksometrijskim) klasama ili tipovima. Tabela prikazuje 8 glavnih taksonomskih tipova: C, S, M, E, R, Q, V i A. Svaka klasa asteroida odgovara meteoritima koji imaju slična optička svojstva. Stoga se svaka taksometrijska klasa može okarakterizirati analogijom s mineraloškim sastavom odgovarajućih meteorita.

Oblik i veličina ovih asteroida određuju se pomoću radara dok prolaze blizu Zemlje. Neki od njih su slični asteroidima glavnog pojasa, ali većina njih ima manje pravilan oblik. 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 bi se moglo reći da će se približiti Zemlji u narednih sto godina. Najbliži će biti prolazak asteroida Hathor 2086. godine na udaljenosti od 883 hiljade km.

Do danas je jedan broj asteroida prošao na udaljenostima znatno manjim od gore navedenih. Otkriveni su tokom njihovih najbližih prolaza. Dakle, za sada glavna opasnost je od još neotkrivenih asteroida.

Brzina meteoritskog tijela koje pada na Zemlju, leteći iz dalekih dubina svemira, premašuje drugu kosmičku brzinu, čija je vrijednost jedanaest poena dva kilometra u sekundi. Ovo brzina meteorita jednaka onoj koju mora prenijeti letjelici da bi pobjegla iz gravitacionog polja, odnosno ovu brzinu tijelo postiže gravitacijom planete. Međutim, to nije granica. Naša planeta se kreće u orbiti brzinom od trideset kilometara u sekundi. Kada ga neki pokretni objekat Sunčevog sistema pređe, može imati brzinu do četrdeset dva kilometra u sekundi, a ako se nebeski lutalica kreće nadolazećom putanjom, to jest, frontalno, onda se može sudariti sa Zemlja brzinom do sedamdeset dva kilometra u sekundi. Kada tijelo meteorita uđe u gornje slojeve atmosfere, dolazi u interakciju sa razrijeđenim zrakom, koji ne ometa let, ne stvarajući gotovo nikakav otpor. Na ovom mjestu je razmak između molekula plina veći od veličine samog meteorita i oni ne ometaju brzinu leta, čak i ako je tijelo prilično masivno. U istom slučaju, ako je masa letećeg tijela čak i malo veća od mase molekula, tada se ono usporava već u najvišim slojevima atmosfere i počinje se taložiti pod utjecajem gravitacije. Tako se oko sto tona kosmičke materije taloži na Zemlji u obliku prašine, a samo jedan posto velikih tijela još dospijeva na površinu.

Dakle, na visini od stotinu kilometara, slobodno leteći objekt počinje usporavati pod utjecajem trenja koje nastaje u gustim slojevima atmosfere. Leteći objekat nailazi na jak otpor vazduha. Mahov broj (M) karakteriše kretanje čvrstog tela u gasovitom mediju i meri se odnosom brzine tela i brzine zvuka u gasu. Ovaj M broj za meteorit se stalno mijenja s visinom, ali najčešće ne prelazi pedeset. Tijelo koje brzo leti stvara zračni jastuk ispred sebe, a komprimirani zrak dovodi do pojave udarnog vala. Komprimirani i zagrijani plin u atmosferi zagrijava se na vrlo visoku temperaturu i površina meteorita počinje ključati i prskati, odnoseći rastopljeni i preostali čvrsti materijal, odnosno dolazi do procesa abelacije. Ove čestice sjajno sijaju i javlja se fenomen vatrene lopte, ostavljajući svijetli trag za sobom. Područje kompresije koje se pojavljuje ispred meteorita koji juri ogromnom brzinom razilazi se u strane i istovremeno se formira glavni val, sličan onom koji nastaje od broda koji hoda na olovci. Rezultirajući prostor u obliku konusa formira talas vrtloga i razrjeđivanja. Sve to dovodi do gubitka energije i uzrokuje pojačano usporavanje tijela u nižim slojevima atmosfere.

Može se desiti da je brzina jednog a od jedanaest do dvadeset i dva kilometra u sekundi, njegova masa nije velika, a mehanički je dovoljno jaka, pa može usporiti u atmosferi. To osigurava da takvo tijelo ne podliježe abelaciji; može gotovo nepromijenjeno doći do površine Zemlje.

Kako se dalje spuštate, zrak se sve više usporava. brzina meteorita a na visini od deset do dvadeset kilometara od površine potpuno gubi kosmičku brzinu. Čini se da tijelo visi u zraku, a ovaj dio dugog putovanja naziva se područje kašnjenja. Predmet postepeno počinje da se hladi i prestaje da sija. Tada sve što ostane od teškog leta pada okomito na površinu Zemlje pod silom gravitacije brzinom od pedeset do sto pedeset metara u sekundi. U ovom slučaju, sila gravitacije se upoređuje s otporom zraka, a nebeski glasnik pada poput običnog bačenog kamena. Upravo ta brzina meteorita karakteriše sve objekte koji su pali na Zemlju. Na mjestu udara u pravilu se formiraju udubljenja različitih veličina i oblika, što ovisi o težini meteorita i brzini kojom se približava površini tla. Stoga, proučavanjem mjesta pada, možemo tačno reći koliko je približno brzina meteorita u trenutku sudara sa Zemljom. Monstruozno aerodinamičko opterećenje daje nebeskim tijelima koja nam dolaze karakteristične osobine po kojima se lako mogu razlikovati od običnog kamenja. Formiraju koru koja se topila, oblik je najčešće konusnog ili otopljeno-klastičnog oblika, a površina, kao rezultat atmosferske erozije visoke temperature, dobiva jedinstven remaliptski reljef.