Asteroīda krišanas ātrums. Dažāda diametra meteorītu nokrišanas sekas zemē. Cik bieži tas notiek un kādas ir sekas?

Iepriekšējā ierakstā tika novērtētas asteroīda draudu briesmas no kosmosa. Un šeit mēs apsvērsim, kas notiks, ja (kad) uz Zemi nokritīs tāda vai cita izmēra meteorīts.

Tāda notikuma kā kosmiskā ķermeņa krišana uz Zemi scenārijs un sekas, protams, ir atkarīgas no daudziem faktoriem. Uzskaitīsim galvenos:

Kosmiskā ķermeņa izmērs

Šis faktors, protams, ir primāri svarīgs. Armagedonu uz mūsu planētas var izraisīt 20 kilometrus liels meteorīts, tāpēc šajā ierakstā mēs apskatīsim scenārijus kosmisko ķermeņu krišanai uz planētas, kuru izmērs svārstās no putekļu plankuma līdz 15-20 km. Nav jēgas darīt vairāk, jo šajā gadījumā scenārijs būs vienkāršs un acīmredzams.

Savienojums

Maziem Saules sistēmas ķermeņiem var būt dažāds sastāvs un blīvums. Tāpēc ir atšķirība, vai uz Zemi nokrīt akmens vai dzelzs meteorīts, vai irdens komētas kodols, kas sastāv no ledus un sniega. Attiecīgi, lai izraisītu tādu pašu iznīcināšanu, komētas kodolam jābūt divas līdz trīs reizes lielākam par asteroīda fragmentu (ar tādu pašu krišanas ātrumu).

Uzziņai: vairāk nekā 90 procenti no visiem meteorītiem ir akmeņi.

Ātrums

Arī ļoti svarīgs faktors, kad ķermeņi saduras. Galu galā šeit notiek kustības kinētiskās enerģijas pāreja siltumā. Un ātrums, ar kādu kosmiskie ķermeņi nonāk atmosfērā, var ievērojami atšķirties (no aptuveni 12 km/s līdz 73 km/s, komētām – pat vairāk).

Lēnākie meteorīti ir tie, kas panāk Zemi vai tos apsteidz. Attiecīgi tie, kas lido pret mums, pievienos savu ātrumu Zemes orbītas ātrumam, daudz ātrāk izies cauri atmosfērai, un sprādziens no viņu trieciena virspusē būs daudzkārt spēcīgāks.

Kur tas nokritīs

Jūrā vai uz sauszemes. Grūti pateikt, kurā gadījumā iznīcība būs lielāka, vienkārši būs savādāk.

Meteorīts var uzkrist uz kodolieroču uzglabāšanas vietas vai atomelektrostacijas, tad kaitējums videi var būt lielāks no radioaktīvā piesārņojuma nekā no meteorīta trieciena (ja tas bija salīdzinoši neliels).

Krituma leņķis

Nespēlē lielu lomu. Pie tiem milzīgajiem ātrumiem, ar kādiem kosmiskais ķermenis ietriecas planētā, nav svarīgi, kādā leņķī tas nokritīs, jo jebkurā gadījumā kustības kinētiskā enerģija pārvērtīsies siltumenerģijā un izdalīsies sprādziena veidā. Šī enerģija nav atkarīga no krišanas leņķa, bet tikai no masas un ātruma. Tāpēc, starp citu, visiem krāteriem (piemēram, uz Mēness) ir apļveida forma, un nav krāteru akūtā leņķī izurbtu tranšeju veidā.

Kā dažāda diametra ķermeņi uzvedas, krītot uz Zemi?

Līdz vairākiem centimetriem

Tie pilnībā izdeg atmosfērā, atstājot vairākus desmitus kilometru garu spožu taku (labi pazīstama parādība, ko sauc meteors). Lielākie no tiem sasniedz 40-60 km augstumu, bet lielākā daļa no šiem "putekļu plankumiem" izdeg vairāk nekā 80 km augstumā.

Masu fenomens - tikai 1 stundas laikā atmosfērā uzplaiksnī miljoniem (!!) meteoru. Bet, ņemot vērā uzplaiksnījumu spilgtumu un novērotāja skatīšanās rādiusu, naktī vienā stundā var redzēt no vairākiem līdz desmitiem meteoru (meteoru lietus laikā - vairāk nekā simts). Dienas laikā uz mūsu planētas virsmas nogulsnēto meteoru putekļu masa tiek aprēķināta simtos un pat tūkstošos tonnu.

No centimetriem līdz vairākiem metriem

Ugunsbumbas- spožākie meteori, kuru spilgtums pārsniedz planētas Venēras spilgtumu. Zibspuldzi var pavadīt trokšņa efekti, tostarp sprādziena skaņa. Pēc tam debesīs paliek dūmu pēdas.

Šāda izmēra kosmisko ķermeņu fragmenti sasniedz mūsu planētas virsmu. Tas notiek šādi:

Tajā pašā laikā akmens meteoroīdi un īpaši ledus meteoroīdi parasti tiek sasmalcināti lauskas sprādziena un karsēšanas dēļ. Metāla izstrādājumi var izturēt spiedienu un pilnībā nokrist uz virsmas:

Apmēram 3 metrus garš dzelzs meteorīts "Goba", kas "pilnībā" nokrita pirms 80 tūkstošiem gadu mūsdienu Namībijas (Āfrikas) teritorijā

Ja iekļūšanas atmosfērā ātrums bija ļoti liels (tuvojošā trajektorija), tad šādiem meteoroīdiem ir daudz mazāka iespēja sasniegt virsmu, jo to berzes spēks ar atmosfēru būs daudz lielāks. Fragmentu skaits, kuros ir sadrumstalots meteorīds, var sasniegt simtiem tūkstošu to krišanas procesu meteoru lietus.

Dienas laikā vairāki desmiti mazu (apmēram 100 gramu) meteorītu fragmentu var nokrist uz Zemes kosmisku nokrišņu veidā. Ņemot vērā, ka lielākā daļa no tiem iekrīt okeānā, un kopumā tos ir grūti atšķirt no parastajiem akmeņiem, tie ir sastopami diezgan reti.

Metra izmēra kosmiskie ķermeņi mūsu atmosfērā nonāk vairākas reizes gadā. Ja paveiksies un pamanīsiet šāda ķermeņa krišanu, pastāv iespēja atrast pieklājīgus fragmentus, kas sver simtiem gramu vai pat kilogramu.

17 metri - Čeļabinskas bolīds

Superauto- tā dažkārt tiek saukti īpaši spēcīgi meteoroīdu sprādzieni, piemēram, tas, kas eksplodēja 2013. gada februārī virs Čeļabinskas. Sākotnējais ķermeņa izmērs, kas pēc tam iekļuvis atmosfērā, atšķiras pēc dažādām ekspertu aplēsēm, vidēji tas tiek lēsts uz 17 metriem. Svars - aptuveni 10 000 tonnu.

Objekts iekļuva Zemes atmosfērā ļoti akūtā leņķī (15-20°) ar ātrumu aptuveni 20 km/sek. Tas eksplodēja pusminūti vēlāk aptuveni 20 km augstumā. Sprādziena jauda bija vairāki simti kilotonu trotila. Šī ir 20 reizes jaudīgāka par Hirosimas bumbu, taču šeit sekas nebija tik liktenīgas, jo sprādziens notika lielā augstumā un enerģija tika izkliedēta plašā teritorijā, lielākoties prom no apdzīvotām vietām.

Zemi sasniedza mazāk nekā desmitā daļa no meteoroīda sākotnējās masas, tas ir, apmēram tonna vai mazāk. Fragmenti bija izkaisīti vairāk nekā 100 km garā un aptuveni 20 km platā teritorijā. Tika atrasti daudzi nelieli fragmenti, vairāki kilogrami smagi, lielākais gabals 650 kg smagajā izcelts no Čebarkulas ezera dibena:

Bojājumi: Bojātas gandrīz 5000 ēku (pārsvarā izsisti stikli un rāmji), un aptuveni 1,5 tūkstoši cilvēku cietuši no stikla lauskas.

Šāda izmēra ķermenis varētu viegli sasniegt virsmu, nesadaloties fragmentos. Tas nenotika pārāk asā iebraukšanas leņķa dēļ, jo pirms eksplodēšanas meteoroīds atmosfērā nolidoja vairākus simtus kilometru. Ja Čeļabinskas meteorīds būtu nokritis vertikāli, tad tā vietā, lai gaisa triecienvilnis izlauztu stiklu, būtu bijis spēcīgs trieciens virsmai, kā rezultātā būtu noticis seismisks trieciens, izveidojoties krāterim ar diametru 200-300 metri. . Šajā gadījumā spriediet paši par bojājumiem un upuru skaitu, viss būtu atkarīgs no kritiena vietas.

Kas attiecas uz atkārtošanās biežums līdzīgiem notikumiem, tad pēc 1908. gada Tunguskas meteorīta šis ir lielākais uz Zemi nokritušais debess ķermenis. Tas ir, vienā gadsimtā mēs varam sagaidīt vienu vai vairākus šādus viesus no kosmosa.

Desmitiem metru - mazi asteroīdi

Bērnu rotaļlietas ir beigušās, pāriesim pie nopietnākām lietām.

Ja lasāt iepriekšējo ierakstu, tad zināt, ka mazos Saules sistēmas ķermeņus, kuru izmērs ir līdz 30 metriem, sauc par meteoroīdiem, vairāk nekā 30 metriem - asteroīdi.

Ja asteroīds, pat mazākais, satiekas ar Zemi, tad tas noteikti nesadalīsies atmosfērā un tā ātrums nesamazināsies līdz ātrumam Brīvais kritiens, kā tas notiek ar meteoroīdiem. Visa tās kustības milzīgā enerģija tiks atbrīvota sprādziena veidā - tas ir, tā pārvērtīsies siltumenerģija, kas izkausēs pašu asteroīdu, un mehānisks, kas radīs krāteri, izkaisīs zemes iezi un paša asteroīda fragmentus, kā arī radīs seismisko vilni.

Lai kvantitatīvi noteiktu šādas parādības mērogu, mēs varam apsvērt, piemēram, asteroīda krāteri Arizonā:

Šis krāteris izveidojās pirms 50 tūkstošiem gadu, ietriecoties dzelzs asteroīdam ar diametru 50-60 metri. Sprādziena spēks bija 8000 Hirosimas, krātera diametrs bija 1,2 km, dziļums 200 metri, malas pacēlās 40 metrus virs apkārtējās virsmas.

Vēl viens salīdzināma mēroga notikums ir Tunguskas meteorīts. Sprādziena spēks bija 3000 Hirosimas, bet šeit, pēc dažādām aplēsēm, nokrita neliels komētas kodols ar diametru no desmitiem līdz simtiem metru. Komētu kodolus bieži salīdzina ar netīrām sniega kūkām, tāpēc šajā gadījumā krāteris neparādījās, komēta eksplodēja gaisā un iztvaikoja, izcērtot mežu 2 tūkstošu kvadrātkilometru platībā. Ja tā pati komēta eksplodētu virs mūsdienu Maskavas centra, tā iznīcinātu visas mājas līdz pat apvedceļam.

Krituma biežums desmitiem metru lieli asteroīdi - reizi dažos gadsimtos, simts metrus - reizi vairākos tūkstošos gadu.

300 metri - asteroīds Apophis (šobrīd zināmākais bīstamākais)

Lai gan saskaņā ar jaunākajiem NASA datiem varbūtība, ka Apophis asteroīds lidojuma laikā pie mūsu planētas 2029. gadā un pēc tam 2036. gadā trāpīs Zemei, ir praktiski nulle, mēs joprojām izskatīsim tā iespējamā krišanas seku scenāriju, jo ir daudzi asteroīdi, kas vēl nav atklāti, un šāds notikums vēl var notikt, ja ne šoreiz, tad citreiz.

Tātad... asteroīds Apophis, pretēji visām prognozēm, nokrīt uz Zemes...

Sprādziena spēks ir 15 000 Hirosimas atombumbu. Tam ietriecoties cietzemē parādās trieciena krāteris 4-5 km diametrā un 400-500 metru dziļumā, triecienvilnis nojauc visas ķieģeļu ēkas 50 km rādiusā, mazāk izturīgas ēkas, kā arī kā krīt koki, kas krīt 100-150 kilometru attālumā no vietas. Debesīs paceļas putekļu stabs, kas līdzīgs sēnei no kodolsprādziena vairāku kilometru augstumā, tad putekļi sāk izplatīties dažādos virzienos un dažu dienu laikā vienmērīgi izplatās pa visu planētu.

Bet, neskatoties uz stipri pārspīlētajiem šausmu stāstiem, ar kuriem mediji parasti biedē cilvēkus, kodolziema un pasaules gals nepienāks - ar Apofisa kalibru tam nepietiek. Pēc ne pārāk ilgajā vēsturē notikušo spēcīgu vulkāna izvirdumu pieredzes, kuru laikā atmosfērā nonāk arī milzīgas putekļu un pelnu emisijas, ar šādu sprādziena spēku “kodolziemas” efekts būs mazs – piliens. planētas vidējā temperatūrā par 1-2 grādiem, pēc Sešus mēnešus vai gadu viss atgriežas savās vietās.

Tas ir, šī ir katastrofa nevis globālā, bet reģionālā mērogā - ja Apofiss nokļūs mazā valstī, viņš to iznīcinās pilnībā.

Ja Apofiss nonāks okeānā, piekrastes apgabalus ietekmēs cunami. Cunami augstums būs atkarīgs no attāluma līdz trieciena vietai - sākotnējais vilnis būs aptuveni 500 metrus augsts, bet, ja Apophis iekritīs okeāna centrā, tad krastus sasniegs 10-20 metru viļņi, kas arī ir diezgan daudz, un vētra ar tādiem mega viļņiem būs vairākas stundas. Ja trieciens okeānā notiks netālu no krasta, tad piekrastes (un ne tikai) pilsētās sērfotāji varēs braukt pa šādu vilni: (atvainojos par tumšo humoru)

Atkārtošanās biežums līdzīga mēroga notikumi Zemes vēsturē mērāmi desmitiem tūkstošu gadu.

Pāriesim pie globālajām katastrofām...

1 kilometrs

Scenārijs tāds pats kā Apofisa krišanas laikā, tikai seku mērogs ir daudzkārt nopietnāks un jau sasniedz zema sliekšņa globālo katastrofu (sekas izjūt visa cilvēce, bet nāves draudi nav civilizācijas):

Sprādziena jauda Hirosimā: 50 000, izveidotā krātera izmērs, krītot uz zemes: 15-20 km. Iznīcināšanas zonas rādiuss no sprādzieniem un seismiskiem viļņiem: līdz 1000 km.

Iekrītot okeānā, atkal viss ir atkarīgs no attāluma līdz krastam, jo radītie viļņi būs ļoti augsti (1-2 km), bet ne gari, un šādi viļņi diezgan ātri izmirst. Bet jebkurā gadījumā applūstošo teritoriju platība būs milzīga - miljoniem kvadrātkilometru.

Atmosfēras caurspīdīguma samazināšanās šajā gadījumā putekļu un pelnu (vai ūdens tvaiku, kas iekrīt okeānā) emisiju dēļ būs pamanāma vairākus gadus. Nokļūstot seismiski bīstamā zonā, sekas var pasliktināt sprādziena izraisītas zemestrīces.

Taču šāda diametra asteroīds nespēs manāmi sasvērt Zemes asi vai ietekmēt mūsu planētas rotācijas periodu.

Neskatoties uz šī scenārija ne pārāk dramatisko raksturu, tas ir diezgan parasts notikums Zemei, jo tas jau ir noticis tūkstošiem reižu visā tās pastāvēšanas laikā. Vidējais atkārtojumu biežums- reizi 200-300 tūkstošos gadu.

Asteroīds, kura diametrs ir 10 kilometri, ir globāla katastrofa planētas mērogā

Hirosimas sprādziena jauda: 50 miljoni
Iegūtā krātera izmērs, kad tas nokrīt uz sauszemes: 70-100 km, dziļums - 5-6 km.
Zemes garozas plaisāšanas dziļums būs desmitiem kilometru, tas ir, līdz pat mantijai (zemes garozas biezums zem līdzenumiem ir vidēji 35 km). Magma sāks parādīties virspusē.
Iznīcināšanas zonas platība var būt vairāki procenti no Zemes platības.
Sprādziena laikā putekļu un izkusušu akmeņu mākonis pacelsies desmitiem kilometru augstumā, iespējams, līdz pat simtiem. Izmesto materiālu apjoms ir vairāki tūkstoši kubikkilometru - ar to pietiek vieglam “asteroīdu rudenim”, bet nepietiek “asteroīdu ziemai” un ledus laikmeta sākumam.
Sekundārie krāteri un cunami no fragmentiem un lieliem izmestu akmeņu gabaliem.
Neliels, bet pēc ģeoloģiskajiem standartiem atbilstošs zemes ass slīpums no trieciena - līdz 1/10 grāda.
Kad tas sasniedz okeānu, tas izraisa cunami ar kilometru gariem (!!) viļņiem, kas sniedzas tālu kontinentos.
Intensīvu vulkānisko gāzu izvirdumu gadījumā pēc tam ir iespējami skābie lietus.

Bet tas vēl nav gluži Armagedons! Mūsu planēta jau ir piedzīvojusi pat šādas milzīgas katastrofas desmitiem vai pat simtiem reižu. Vidēji tas notiek vienu reizi reizi 100 miljonos gadu. Ja tas notiktu šobrīd, upuru skaits būtu bezprecedenta, sliktākajā gadījumā mērāms miljardos cilvēku, turklāt nav zināms, pie kādiem sociālajiem satricinājumiem tas novestu. Tomēr, neskatoties uz skābo lietu periodu un vairākus gadus ilgušo atdzišanu atmosfēras caurspīdīguma samazināšanās dēļ, pēc 10 gadiem klimats un biosfēra būtu pilnībā atjaunoti.

Armagedons

Par tik nozīmīgu notikumu cilvēces vēsturē, asteroīds, kura lielums 15-20 kilometri daudzumā 1 gab.

Nāks nākamais ledus laikmets, lielākā daļa dzīvo organismu izmirs, bet dzīvība uz planētas paliks, lai gan tā vairs nebūs tāda kā agrāk. Kā vienmēr, izdzīvos stiprākais...

Arī šādi notikumi pasaulē ir notikuši atkārtoti, kopš tajā parādījās dzīvība, armagedoni ir notikuši vismaz vairākas un, iespējams, desmitiem reižu. Tiek uzskatīts, ka pēdējo reizi tas notika pirms 65 miljoniem gadu ( Chicxulub meteorīts), kad nomira dinozauri un gandrīz visas citas dzīvo organismu sugas, palika tikai 5% no izredzētajiem, ieskaitot mūsu senčus.

Pilns Armagedons

Ja uz mūsu planētas ietrieksies Teksasas štata lieluma kosmisks ķermenis, kā tas notika slavenajā filmā ar Brūsu Vilisu, tad pat baktērijas neizdzīvos (lai gan, kas zina?), Dzīvībai būs jārodas un jāattīstās no jauna.

Secinājums

Es gribēju uzrakstīt apskatu par meteorītiem, bet tas izrādījās Armagedona scenārijs. Tāpēc es gribu teikt, ka visi aprakstītie notikumi, sākot no Apofisa (ieskaitot), tiek uzskatīti par teorētiski iespējamiem, jo tie noteikti nenotiks vismaz tuvāko simts gadu laikā. Kāpēc tas tā ir, ir detalizēti aprakstīts iepriekšējā ierakstā.

Es arī vēlos piebilst, ka visi šeit sniegtie skaitļi attiecībā uz meteorīta izmēra atbilstību un tā nokrišanas uz Zemi sekām ir ļoti aptuveni. Dati dažādos avotos atšķiras, turklāt sākotnējie faktori tāda paša diametra asteroīda krišanas laikā var ievērojami atšķirties. Piemēram, visur rakstīts, ka Chicxulub meteorīta izmērs ir 10 km, bet vienā, kā man šķita, autoritatīvā avotā es izlasīju, ka 10 kilometru akmens nevarēja sagādāt tādas nepatikšanas, tāpēc man Chicxulub meteorīts iekļuva 15-20 kilometru kategorijā .

Tātad, ja pēkšņi Apophis joprojām iekrīt 29. vai 36. gadā un skartās zonas rādiuss ļoti atšķirsies no šeit rakstītā - rakstiet, es to izlabošu

3. METEORU LIDOJUMS ZEMES ATMOSFĒRĀ

Meteori parādās 130 km augstumā un zemāk un parasti pazūd aptuveni 75 km augstumā. Šīs robežas mainās atkarībā no meteoroīdu masas un ātruma, kas iekļūst atmosfērā. Vizuāla meteoru augstuma noteikšana no diviem vai vairākiem punktiem (tā sauktā atbilstošā) galvenokārt attiecas uz meteoriem, kuru lielums ir 0-3. Ņemot vērā diezgan būtisku kļūdu ietekmi, vizuālie novērojumi dod šādas meteoru augstuma vērtības: izskata augstums H 1= 130-100 km, pazušanas augstums H 2= 90 - 75 km, pusceļa augstums H0= 110 - 90 km (8. att.).

Rīsi. 8. Augstums ( H) meteoru parādības. Augstuma ierobežojumi(pa kreisi): ugunsbumbas ceļa sākums un beigas ( B), meteori no vizuāliem novērojumiem ( M) un no radara novērojumiem ( RM), teleskopiskie meteori pēc vizuāliem novērojumiem ( T); (M T) - meteorītu aiztures zona. Izplatības līknes(pa labi): 1 - meteoru ceļa vidusdaļa saskaņā ar radara novērojumiem, 2 - tas pats pēc fotogrāfiju datiem, 2a Un 2b- takas sākums un beigas pēc fotogrāfiju datiem.

Daudz precīzākas fotografēšanas augstuma noteikšanas parasti attiecas uz spožākiem meteoriem, no -5. līdz 2. magnitūdam, vai uz to trajektoriju spožākajām vietām. Saskaņā ar fotogrāfiskajiem novērojumiem PSRS, spožu meteoru augstumi ir šādās robežās: H 1= 110-68 km, H 2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Radara novērojumi ļauj noteikt atsevišķi H 1 Un H 2 tikai spožākajiem meteoriem. Pēc šo objektu radara datiem H 1= 115-100 km, H 2= 85-75 km. Jāpiebilst, ka meteoru augstuma noteikšana ar radaru attiecas tikai uz to meteora trajektorijas daļu, pa kuru veidojas pietiekami intensīva jonizācijas taka. Tāpēc vienam un tam pašam meteoram augstums pēc fotogrāfiskajiem datiem var ievērojami atšķirties no augstuma saskaņā ar radara datiem.

Vājākiem meteoriem, izmantojot radaru, iespējams statistiski noteikt tikai to vidējo augstumu. Zemāk ir parādīts ar radaru iegūto meteoru vidējo augstumu sadalījums, kuru lielums ir galvenokārt 1-6:

Ņemot vērā faktu materiālu par meteoru augstumu noteikšanu, var konstatēt, ka pēc visiem datiem lielākā daļa šo objektu ir novēroti 110-80 km augstuma zonā. Tajā pašā zonā tiek novēroti teleskopiski meteori, kas, pēc A.M. Bakharevam ir augstums H 1= 100 km, H 2= 70 km. Tomēr saskaņā ar teleskopiskajiem novērojumiem I.S. Astapovičs un viņa kolēģi Ašhabadā ievērojams skaits teleskopisko meteoru tiek novēroti arī zem 75 km, galvenokārt 60-40 km augstumā. Tie ir acīmredzami lēni un tāpēc vāji meteori, kas sāk spīdēt tikai pēc dziļas ietriekšanās zemes atmosfērā.

Pārejot uz ļoti lieliem objektiem, mēs atklājam, ka uguns bumbas parādās augstumā H 1= 135-90 km ar ceļa beigu punkta augstumu H 2= 80-20 km. Ugunsbumbām, kas iekļūst atmosfērā zem 55 km, tiek pievienoti skaņas efekti, un tie, kas sasniedz 25-20 km augstumu, parasti notiek pirms meteorītu krišanas.

Meteoru augstumi ir atkarīgi ne tikai no to masas, bet arī no ātruma attiecībā pret Zemi jeb tā sauktā ģeocentriskā ātruma. Jo lielāks ir meteora ātrums, jo lielāks tas sāk spīdēt, jo ātrs meteors pat retā atmosfērā daudz biežāk saduras ar gaisa daļiņām nekā lēns. Meteoru vidējais augstums ir atkarīgs no to ģeocentriskā ātruma šādi (9. att.):

Ģeocentriskais ātrums ( Vg)	20	30	40	50	60	70 km/sek
Vidēja auguma ( H0)	68	77	82	85	87	90 km

Pie vienāda meteoru ģeocentriskā ātruma to augstums ir atkarīgs no meteora ķermeņa masas. Jo lielāka meteora masa, jo zemāk tas iekļūst.

Meteora trajektorijas redzamā daļa, t.i. tās ceļa garumu atmosfērā nosaka tā parādīšanās un pazušanas augstumi, kā arī trajektorijas slīpums pret horizontu. Jo stāvāks ir trajektorijas slīpums pret horizontu, jo mazāks šķietamais ceļa garums. Parasto meteoru ceļa garums, kā likums, nepārsniedz vairākus desmitus kilometru, bet ļoti spilgtiem meteoriem un ugunsbumbām tas sasniedz simtiem un dažkārt tūkstošiem kilometru.

Rīsi. 10.Meteoru zenīta pievilkšanās.

Meteori spīd īsā, vairāku desmitu kilometru garā, redzamā savas trajektorijas posmā zemes atmosfērā, kurai tie izlido dažās sekundes desmitdaļās (retāk dažās sekundēs). Šajā meteora trajektorijas segmentā jau izpaužas Zemes gravitācijas un bremzēšanas ietekme atmosfērā. Tuvojoties Zemei, meteora sākotnējais ātrums gravitācijas ietekmē palielinās, un ceļš ir izliekts tā, ka tā novērotais starojums novirzās zenīta virzienā (zenīts ir punkts virs novērotāja galvas). Tāpēc Zemes gravitācijas ietekmi uz meteoroīdiem sauc par zenīta gravitāciju (10. att.).

Jo lēnāks meteors, jo lielāka ir zenīta gravitācijas ietekme, kā redzams no nākamās planšetes, kur V g apzīmē sākotnējo ģeocentrisko ātrumu, V" g- tāds pats ātrums, ko izkropļo Zemes gravitācija, un Δz- maksimālā zenīta pievilcības vērtība:

V g	10	20	30	40	50	60	70 km/sek
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

Iekļūstot Zemes atmosfērā, meteora ķermenis piedzīvo arī bremzēšanu, sākumā gandrīz nemanāmu, bet ļoti nozīmīgu ceļojuma beigās. Saskaņā ar padomju un Čehoslovākijas fotografēšanas novērojumiem trajektorijas beigu posmā bremzēšana var sasniegt 30–100 km/s 2, savukārt lielākajā daļā trajektorijas bremzēšana svārstās no 0 līdz 10 km/s 2 . Lēni meteori piedzīvo vislielāko relatīvā ātruma zudumu atmosfērā.

Meteoru šķietamais ģeocentriskais ātrums, ko izkropļo zenīta pievilkšanās un bremzēšana, ir atbilstoši koriģēts, lai ņemtu vērā šo faktoru ietekmi. Ilgu laiku meteoru ātrumi nebija pietiekami precīzi zināmi, jo tie tika noteikti no zemas precizitātes vizuāliem novērojumiem.

Visprecīzākā ir fotogrāfiskā metode meteoru ātruma noteikšanai, izmantojot aizvaru. Bez izņēmuma visas PSRS, Čehoslovākijas un ASV fotogrāfiski iegūtās meteoru ātruma noteikšanas liecina, ka meteoroīdiem ap Sauli jāpārvietojas pa slēgtām eliptiskām takām (orbītām). Tādējādi izrādās, ka lielākā daļa meteoriskās vielas, ja ne visa tā, pieder Saules sistēmai. Šis rezultāts lieliski saskan ar radaru noteikšanu datiem, lai gan fotogrāfiskie rezultāti vidēji attiecas uz spožākiem meteoriem, t.i. uz lielākiem meteoroīdiem. Meteoru ātruma sadalījuma līkne, kas atrasta, izmantojot radara novērojumus (11. att.), parāda, ka meteoru ģeocentriskais ātrums galvenokārt atrodas diapazonā no 15 līdz 70 km/sek (vairākas ātruma noteikšanas, kas pārsniedz 70 km/sek, ir saistītas ar neizbēgamām novērošanas kļūdām ). Tas vēlreiz apstiprina secinājumu, ka meteoroīdi ap Sauli pārvietojas elipsēs.

Fakts ir tāds, ka Zemes orbītas ātrums ir 30 km/sek. Tāpēc pretimnākošie meteori, kuru ģeocentriskais ātrums ir 70 km/s, pārvietojas attiecībā pret Sauli ar ātrumu 40 km/s. Bet Zemes attālumā paraboliskais ātrums (tas ir, ātrums, kas nepieciešams, lai ķermenis varētu pārvietoties pa parabolu ārpus Saules sistēmas) ir 42 km/sek. Tas nozīmē, ka visi meteoru ātrumi nepārsniedz parabolisko ātrumu un tāpēc to orbītas ir slēgtas elipses.

Meteoroīdu kinētiskā enerģija, kas nonāk atmosfērā ar ļoti lielu sākotnējo ātrumu, ir ļoti augsta. Meteoru un gaisa molekulu un atomu savstarpējās sadursmes intensīvi jonizē gāzes lielā telpā ap lidojošo meteora ķermeni. Daļiņas, kas pārpilnībā izrautas no meteoriskā ķermeņa, ap to veido spilgti mirdzošu karstu tvaiku apvalku. Šo tvaiku spīdums atgādina elektriskā loka mirdzumu. Atmosfēra augstumos, kur parādās meteori, ir ļoti reta, tāpēc no atomiem noplēsto elektronu atkalapvienošanās process turpinās diezgan ilgu laiku, izraisot jonizētas gāzes kolonnas mirdzumu, kas ilgst vairākas sekundes un dažreiz minūtes. Tas ir pašgaismojošo jonizācijas taku raksturs, ko var novērot debesīs pēc daudziem meteoriem. Arī takas spīduma spektrs sastāv no tādu pašu elementu līnijām kā paša meteora spektrs, bet neitrālas, nejonizētas. Turklāt takās kvēlo arī atmosfēras gāzes. Uz to norāda 1952.-1953.gadā atklātie. meteoru takas spektros ir skābekļa un slāpekļa līnijas.

Meteoru spektri rāda, ka meteoru daļiņas sastāv vai nu no dzelzs, kura blīvums ir lielāks par 8 g/cm 3 , vai ir akmens, kura blīvumam jāatbilst 2 līdz 4 g/cm 3 . Meteoru spilgtums un spektrs ļauj novērtēt to lielumu un masu. Gaismas 1.–3. lieluma meteoru čaulas šķietamais rādiuss tiek lēsts aptuveni 1–10 cm. Tomēr gaismas čaulas rādiuss, ko nosaka gaismas daļiņu izkliede, ievērojami pārsniedz paša meteoroīda ķermeņa rādiusu. . Meteoru ķermeņi, kas lido atmosfērā ar ātrumu 40-50 km/sek un rada nulles magnitūdas fenomenu, ir aptuveni 3 mm rādiusā un aptuveni 1 g masu Meteoru spilgtums ir proporcionāls to masai, tātad kāda lieluma meteora masa ir 2. 5 reizes mazāka nekā iepriekšējā lieluma meteoriem. Turklāt meteoru spilgtums ir proporcionāls to ātruma kubam attiecībā pret Zemi.

Ieplūstot Zemes atmosfērā ar lielu sākotnējo ātrumu, meteoru daļiņas tiek sastaptas 80 km vai vairāk augstumā ļoti retu gāzu vidē. Gaisa blīvums šeit ir simtiem miljonu reižu mazāks nekā uz Zemes virsmas. Tāpēc šajā zonā meteoriskā ķermeņa mijiedarbība ar atmosfēras vidi izpaužas ķermeņa bombardēšanā ar atsevišķām molekulām un atomiem. Tās ir skābekļa un slāpekļa molekulas un atomi, jo atmosfēras ķīmiskais sastāvs meteoru zonā ir aptuveni tāds pats kā jūras līmenī. Elastīgo sadursmju laikā atmosfēras gāzu atomi un molekulas vai nu atlec, vai iekļūst meteoriskā ķermeņa kristāliskajā režģī. Pēdējais ātri uzsilst, kūst un iztvaiko. Daļiņu iztvaikošanas ātrums sākumā ir nenozīmīgs, pēc tam palielinās līdz maksimumam un atkal samazinās, tuvojoties meteora redzamā ceļa beigām. Iztvaikojošie atomi izlido no meteora ar ātrumu vairāki kilometri sekundē un, kam ir liela enerģija, bieži saskaras ar gaisa atomiem, izraisot karsēšanu un jonizāciju. Sarkani karsts iztvaicētu atomu mākonis veido meteora gaismas apvalku. Daži atomi sadursmju laikā pilnībā zaudē ārējos elektronus, kā rezultātā ap meteora trajektoriju veidojas jonizētas gāzes kolonna ar lielu brīvo elektronu skaitu un pozitīviem joniem. Elektronu skaits jonizētajā takā ir 10 10 -10 12 uz 1 cm ceļa. Sākotnējā kinētiskā enerģija tiek tērēta sildīšanai, kvēlošanai un jonizācijai aptuveni attiecībā 10 6:10 4:1.

Jo dziļāk meteors iekļūst atmosfērā, jo blīvāks kļūst tā karstais apvalks. Tāpat kā ļoti ātri lidojošs šāviņš, meteors veido galvas triecienvilni; šis vilnis pavada meteoru, kad tas pārvietojas zemākajos atmosfēras slāņos, un slāņos zem 55 km izraisa skaņas parādības.

Pēc meteoru lidojuma atstātās pēdas var novērot gan izmantojot radaru, gan vizuāli. Īpaši veiksmīgi meteoru jonizācijas takas var novērot ar lielas apertūras binokļiem vai teleskopiem (tā sauktajiem komētu meklētājiem).

Ugunsbumbu pēdas, kas iekļūst zemākos un blīvos atmosfēras slāņos, gluži pretēji, galvenokārt sastāv no putekļu daļiņām un tāpēc ir redzamas kā tumši dūmu mākoņi uz zilām debesīm. Ja šādu putekļu taku izgaismo rietošas Saules vai Mēness stari, tā var būt redzama kā sudrabainas svītras uz naksnīgo debesu fona (12. att.). Šādas pēdas var novērot stundām ilgi, līdz tās iznīcina gaisa straumes. Mazāk spožu meteoru takas, kas veidojas 75 km vai vairāk augstumā, satur tikai ļoti nelielu putekļu daļiņu daļu un ir redzamas tikai jonizētas gāzes atomu pašluminiscences dēļ. Jonizācijas takas redzamības ilgums ar neapbruņotu aci ir vidēji 120 sekundes -6 magnitūdas ugunsbumbām un 0,1 sekunde 2. magnitūdas meteoram, savukārt radio atbalss ilgums tiem pašiem objektiem (pie a. ģeocentriskais ātrums 60 km/s) ir vienāds ar 1000 un 0,5 sek. attiecīgi. Jonizācijas pēdu izzušana daļēji ir saistīta ar brīvo elektronu pievienošanu skābekļa molekulām (O 2), kas atrodas atmosfēras augšējos slāņos.

Saules sistēmas mazo ķermeņu vidū visvairāk izpētītie ir asteroīdi - mazās planētas. Viņu pētījumu vēsture sniedzas gandrīz divus gadsimtus. Tālajā 1766. gadā tika formulēts empīrisks likums, kas noteica planētas vidējo attālumu no Saules atkarībā no šīs planētas kārtas numura. Par godu astronomiem, kuri formulēja šo likumu, tas tika nosaukts: "Titius-Bode likums". a = 0,3*2k + 0,4 kur skaitlis k = -* dzīvsudrabam, k = 0 Venērai, tad k = n - 2 Zemei un Marsam, k = n - 1 Jupiteram, Saturnam un Urānam (n ir planētas sērijas numurs no saules).

Sākumā astronomi, saglabājot seno cilvēku tradīcijas, mazajām planētām piešķīra dievu vārdus gan grieķu-romiešu, gan citus. Līdz divdesmitā gadsimta sākumam debesīs parādījās gandrīz visu cilvēcei zināmo dievu vārdi - grieķu-romiešu, slāvu, ķīniešu, skandināvu un pat maiju tautas dievi. Atklājumi turpinājās, dievu nebija pietiekami daudz, un tad debesīs sāka parādīties valstu, pilsētu, upju un jūru nosaukumi, reālu dzīvo vai dzīvu cilvēku vārdi un uzvārdi. Neizbēgami radās jautājums par šīs astronomiskās nosaukumu kanonizācijas procedūras racionalizāciju. Šis jautājums ir vēl nopietnāks, jo atšķirībā no atmiņu iemūžināšanas uz Zemes (ielu, pilsētu nosaukumi utt.) asteroīda nosaukumu nevar mainīt. Starptautiskā Astronomijas savienība (IAU) to ir darījusi kopš savas dibināšanas (1919. gada 25. jūlijā).

Asteroīdu galvenās daļas orbītu puslielākās asis svārstās no 2,06 līdz 4,09 AU. e., un vidējā vērtība ir 2,77 a. e. Mazo planētu orbītu vidējā ekscentricitāte ir 0,14, asteroīda orbitālās plaknes vidējais slīpums pret Zemes orbitālo plakni ir 9,5 grādi. Asteroīdu kustības ātrums ap Sauli ir aptuveni 20 km/s, apgriezienu periods (asteroīdu gads) ir no 3 līdz 9 gadiem. Pašu asteroīdu rotācijas periods (t.i., dienas ilgums uz asteroīda) ir vidēji 7 stundas.

Vispārīgi runājot, neviens galvenās joslas asteroīds nepaiet tuvu Zemes orbītai. Tomēr 1932. gadā tika atklāts pirmais asteroīds, kura orbītas perihēlija attālums bija mazāks par Zemes orbītas rādiusu. Principā tā orbīta ļāva asteroīdam pietuvoties Zemei. Šis asteroīds drīz tika "pazaudēts" un tika atklāts no jauna 1973. gadā. Tas tika numurēts 1862 un nosaukts par Apollo. 1936. gadā asteroīds Adonis lidoja 2 miljonu km attālumā no Zemes, bet 1937. gadā asteroīds Hermes lidoja 750 tūkstošu km attālumā no Zemes. Hermesa diametrs ir gandrīz 1,5 km, un tas tika atklāts tikai 3 mēnešus pirms tā tuvākās tuvošanās Zemei. Pēc Hermesa pārlidojuma astronomi sāka atpazīt asteroīdu briesmu zinātnisko problēmu. Līdz šim ir zināmi aptuveni 2000 asteroīdu, kuru orbītas ļauj tiem pietuvoties Zemei. Šādus asteroīdus sauc par tuvu Zemei asteroīdiem.

Pēc fiziskajām īpašībām asteroīdus iedala vairākās grupās, kurās objektiem ir līdzīgas atstarojošās virsmas īpašības. Šādas grupas sauc par taksonomiskām (taksometriskām) klasēm vai tipiem. Tabulā parādīti 8 galvenie taksonomiskie tipi: C, S, M, E, R, Q, V un A. Katra asteroīdu klase atbilst meteorītiem, kuriem ir līdzīgas optiskās īpašības. Tāpēc katru taksometrisko klasi var raksturot pēc analoģijas ar atbilstošo meteorītu mineraloģisko sastāvu.

Šo asteroīdu formu un izmērus nosaka, izmantojot radaru, tiem tuvojoties Zemei. Daži no tiem ir līdzīgi galvenās joslas asteroīdiem, taču lielākajai daļai no tiem ir mazāk regulāra forma. Piemēram, asteroīds Toutatis sastāv no diviem un varbūt vairākiem ķermeņiem, kas saskaras viens ar otru.

Pamatojoties uz regulāriem novērojumiem un asteroīdu orbītu aprēķiniem, var izdarīt šādu secinājumu: līdz šim nav zināmi asteroīdi, par kuriem varētu teikt, ka tie tuvāko simts gadu laikā pietuvotos Zemei. Tuvākā būs asteroīda Hathor pāreja 2086. gadā 883 tūkstošu km attālumā.

Līdz šim vairāki asteroīdi ir pagājuši attālumos, kas ir ievērojami mazāki par iepriekš norādītajiem. Tie tika atklāti tuvāko eju laikā. Tādējādi pagaidām galvenās briesmas rada vēl neatklāti asteroīdi.

Meteorīta ķermeņa ātrums, kas nokrīt uz Zemi, lidojot no tālām kosmosa dzīlēm, pārsniedz otro kosmisko ātrumu, kura vērtība ir vienpadsmit punkti divi kilometri sekundē. Šis meteorīta ātrums vienāds ar to, kas jāpiešķir kosmosa kuģim, lai tas izkļūtu no gravitācijas lauka, tas ir, šo ātrumu ķermenis iegūst planētas gravitācijas dēļ. Tomēr tas nav ierobežojums. Mūsu planēta pārvietojas orbītā ar ātrumu trīsdesmit kilometri sekundē. Kad to šķērso kustīgs Saules sistēmas objekts, tā ātrums var būt līdz četrdesmit diviem kilometriem sekundē, un, ja debess klaidonis pārvietojas pa pretimbraucošo trajektoriju, tas ir, frontāli, tad tas var sadurties ar Zeme ar ātrumu līdz septiņdesmit diviem kilometriem sekundē. Kad meteorīta ķermenis nonāk atmosfēras augšējos slāņos, tas mijiedarbojas ar retinātu gaisu, kas lidojumam īpaši netraucē, neradot gandrīz nekādu pretestību. Šajā vietā attālums starp gāzes molekulām ir lielāks par paša meteorīta izmēru un tās netraucē lidojuma ātrumu, pat ja ķermenis ir diezgan masīvs. Tādā pašā gadījumā, ja lidojoša ķermeņa masa ir kaut nedaudz lielāka par molekulas masu, tad tas palēninās jau atmosfēras augstākajos slāņos un gravitācijas ietekmē sāk nosēsties. Tādā veidā uz Zemes putekļu veidā nosēžas apmēram simts tonnu kosmiskās vielas, un tikai viens procents lielo ķermeņu joprojām sasniedz virsmu.

Tātad simts kilometru augstumā brīvi lidojošs objekts sāk palēnināties berzes ietekmē, kas rodas blīvajos atmosfēras slāņos. Lidojošs objekts saskaras ar spēcīgu gaisa pretestību. Maha skaitlis (M) raksturo cieta ķermeņa kustību gāzveida vidē, un to mēra ar ķermeņa ātruma attiecību pret skaņas ātrumu gāzē. Šis meteorīta M skaitlis pastāvīgi mainās atkarībā no augstuma, bet visbiežāk nepārsniedz piecdesmit. Strauji lidojošs ķermenis veido gaisa spilvenu priekšā, un saspiestais gaiss noved pie trieciena viļņa parādīšanās. Saspiestā un sakarsētā gāze atmosfērā uzsilst līdz ļoti augstai temperatūrai un meteorīta virsma sāk vārīties un šļakstīties, aiznesot prom izkusušo un atlikušo cieto materiālu, tas ir, notiek abelācijas process. Šīs daļiņas spoži spīd, un notiek ugunsbumbas fenomens, atstājot aiz sevis spilgtu pēdu. Saspiešanas zona, kas parādās milzīgā ātrumā steidzoša meteorīta priekšā, novirzās uz sāniem un tajā pašā laikā veidojas galvas vilnis, līdzīgs tam, kas rodas no kuģa, kas iet pa priekšu. Iegūtā konusa formas telpa veido virpuļu un retināšanas vilni. Tas viss noved pie enerģijas zuduma un izraisa pastiprinātu ķermeņa palēnināšanos atmosfēras zemākajos slāņos.

Var gadīties, ka a ātrums ir no vienpadsmit līdz divdesmit diviem kilometriem sekundē, tā masa nav liela, un tas ir pietiekami mehāniski izturīgs, tad atmosfērā tas var palēnināties. Tas nodrošina, ka šāds ķermenis nav pakļauts abelācijai, tas var sasniegt Zemes virsmu gandrīz nemainīgs.

Nokāpjot tālāk, gaiss arvien vairāk palēninās. meteorīta ātrums un desmit līdz divdesmit kilometru augstumā no virsmas tas pilnībā zaudē kosmisko ātrumu. Šķiet, ka ķermenis karājas gaisā, un šo garā ceļojuma daļu sauc par kavēšanās reģionu. Objekts pamazām sāk atdzist un pārstāj mirdzēt. Tad viss, kas paliek no grūtā lidojuma, gravitācijas spēka ietekmē vertikāli nokrīt uz Zemes virsmu ar ātrumu no piecdesmit līdz simt piecdesmit metriem sekundē. Šajā gadījumā gravitācijas spēku salīdzina ar gaisa pretestību, un debesu vēstnesis nokrīt kā parasts mests akmens. Tas ir šis meteorīta ātrums, kas raksturo visus objektus, kas nokrituši uz Zemes. Trieciena vietā, kā likums, veidojas dažāda izmēra un formas ieplakas, kas ir atkarīgas no meteorīta svara un ātruma, ar kādu tas tuvojās augsnes virsmai. Tāpēc, izpētot avārijas vietu, varam precīzi pateikt, kāda ir aptuvenā meteorīta ātrums sadursmes brīdī ar Zemi. Briesmīgā aerodinamiskā slodze dod pie mums nonākušajiem debess ķermeņiem raksturīgas iezīmes, pēc kurām tos var viegli atšķirt no parastajiem akmeņiem. Tie veido kūstošu garozu, forma visbiežāk ir konusveida vai kausēta-plastiska, un virsma augstas temperatūras atmosfēras erozijas rezultātā iegūst unikālu remaliptisku reljefu.