Viteza de cădere a asteroidului. Consecințele căderii pe pământ de meteoriți de diferite diametre. Cât de des se întâmplă acest lucru și care sunt consecințele?

Postarea anterioară a evaluat pericolul unei amenințări de asteroizi din spațiu. Și aici vom lua în considerare ce se va întâmpla dacă (când) un meteorit de una sau alta dimensiune va cădea pe Pământ.

Scenariul și consecințele unui astfel de eveniment precum căderea unui corp cosmic pe Pământ, desigur, depind de mulți factori. Să le enumerăm pe cele principale:

Dimensiunea corpului cosmic

Acest factor, desigur, este de o importanță primordială. Armaghedonul de pe planeta noastră poate fi cauzat de un meteorit cu dimensiunea de 20 de kilometri, așa că în această postare vom lua în considerare scenarii pentru căderea corpurilor cosmice de pe planetă, cu dimensiuni variind de la un fir de praf la 15-20 km. Nu are rost să facem mai mult, deoarece în acest caz scenariul va fi simplu și evident.

Compus

Corpurile mici ale Sistemului Solar pot avea compoziții și densități diferite. Prin urmare, există o diferență dacă o piatră sau un meteorit de fier cade pe Pământ sau un nucleu de cometă liber format din gheață și zăpadă. În consecință, pentru a provoca aceeași distrugere, nucleul cometei trebuie să fie de două până la trei ori mai mare decât un fragment de asteroid (la aceeași viteză de cădere).

Pentru referință: mai mult de 90 la sută din toți meteoriții sunt piatră.

Viteză

De asemenea, un factor foarte important atunci când corpurile se ciocnesc. La urma urmei, aici are loc tranziția energiei cinetice de mișcare în căldură. Iar viteza cu care corpurile cosmice intră în atmosferă poate varia semnificativ (de la aproximativ 12 km/s la 73 km/s, pentru comete - chiar mai mult).

Cei mai lenți meteoriți sunt cei care ajung din urmă Pământul sau sunt depășiți de acesta. În consecință, cei care zboară spre noi își vor adăuga viteza la viteza orbitală a Pământului, vor trece prin atmosferă mult mai repede, iar explozia din impactul lor asupra suprafeței va fi de multe ori mai puternică.

Unde va cădea

Pe mare sau pe uscat. Este greu de spus în ce caz distrugerea va fi mai mare, doar va fi diferită.

Un meteorit poate cădea pe un loc de depozitare a armelor nucleare sau pe o centrală nucleară, atunci daunele mediului pot fi mai mari din cauza contaminării radioactive decât din cauza impactului meteoritului (dacă a fost relativ mic).

Unghiu de incidenta

Nu joacă un rol important. La acele viteze enorme cu care un corp cosmic se prăbușește pe o planetă, nu contează în ce unghi va cădea, deoarece în orice caz energia cinetică a mișcării se va transforma în energie termică și va fi eliberată sub forma unei explozii. Această energie nu depinde de unghiul de incidență, ci doar de masă și viteză. Prin urmare, apropo, toate craterele (pe Lună, de exemplu) au o formă circulară și nu există cratere sub formă de tranșee forate la un unghi ascuțit.

Cum se comportă corpurile de diferite diametre când cad pe Pământ?

Până la câțiva centimetri

Acestea ard complet în atmosferă, lăsând o urmă strălucitoare lungă de câteva zeci de kilometri (un fenomen binecunoscut numit meteor). Cele mai mari dintre ele ating altitudini de 40-60 km, dar majoritatea acestor „pete de praf” ard la altitudini de peste 80 km.

Fenomen de masă - în doar 1 oră, milioane (!!) de meteori clipesc în atmosferă. Dar, ținând cont de luminozitatea blițurilor și de raza de vizualizare a observatorului, noaptea într-o oră puteți vedea de la câțiva până la zeci de meteori (în timpul ploilor de meteoriți - mai mult de o sută). Pe parcursul unei zile, masa de praf de la meteori depusi pe suprafata planetei noastre este calculata in sute si chiar mii de tone.

De la centimetri la câțiva metri

Mingi de foc- cei mai strălucitori meteori, a căror luminozitate depășește luminozitatea planetei Venus. Blițul poate fi însoțit de efecte de zgomot, inclusiv de sunetul unei explozii. După aceasta, o dâră de fum rămâne pe cer.

Fragmente de corpuri cosmice de această dimensiune ajung la suprafața planetei noastre. Se intampla asa:

În același timp, meteoroizii de piatră, și în special cei de gheață, sunt de obicei zdrobiți în fragmente din cauza exploziei și a încălzirii. Cele metalice pot rezista la presiune și pot cădea pe suprafață în întregime:

Meteoritul de fier „Goba” măsurând aproximativ 3 metri, care a căzut „în întregime” în urmă cu 80 de mii de ani pe teritoriul Namibiei moderne (Africa)

Dacă viteza de intrare în atmosferă a fost foarte mare (traiectoria care se apropie), atunci astfel de meteoroizi au șanse mult mai puține să ajungă la suprafață, deoarece forța de frecare a lor cu atmosfera va fi mult mai mare. Numărul de fragmente în care este fragmentat un meteorid poate ajunge la sute de mii; procesul căderii lor se numește Ploaia de meteoriți.

Pe parcursul unei zile, câteva zeci de fragmente mici (aproximativ 100 de grame) de meteoriți pot cădea pe Pământ sub formă de precipitații cosmice. Având în vedere că majoritatea cad în ocean și, în general, sunt greu de distins de pietrele obișnuite, se găsesc destul de rar.

Numărul de ori în care corpurile cosmice de mărimea unui metru intră în atmosfera noastră este de câteva ori pe an. Dacă ai noroc și se observă căderea unui astfel de corp, există șansa de a găsi fragmente decente care cântăresc sute de grame, sau chiar kilograme.

17 metri - bolidul Chelyabinsk

Supercar- aceasta este ceea ce se numește uneori explozii de meteoriide deosebit de puternice, precum cea care a explodat în februarie 2013 peste Chelyabinsk. Dimensiunea inițială a corpului care a intrat apoi în atmosferă variază în funcție de diverse estimări ale experților, în medie fiind estimată la 17 metri. Greutate - aproximativ 10.000 de tone.

Obiectul a intrat în atmosfera Pământului la un unghi foarte ascuțit (15-20°) cu o viteză de aproximativ 20 km/sec. A explodat o jumătate de minut mai târziu, la o altitudine de aproximativ 20 km. Puterea exploziei a fost de câteva sute de kilotone de TNT. Aceasta este de 20 de ori mai puternică decât bomba de la Hiroshima, dar aici consecințele nu au fost atât de fatale deoarece explozia a avut loc la o altitudine mare și energia a fost dispersată pe o zonă mare, în mare parte departe de zonele populate.

Mai puțin de o zecime din masa inițială a meteoroidului a ajuns pe Pământ, adică aproximativ o tonă sau mai puțin. Fragmentele au fost împrăștiate pe o zonă de peste 100 km lungime și aproximativ 20 km lățime. Au fost găsite multe fragmente mici, câteva kilograme cântărind, cea mai mare bucată cu o greutate de 650 kg a fost recuperată de pe fundul lacului Chebarkul:

Deteriora: Aproape 5.000 de clădiri au fost avariate (în mare parte sticlă spartă și rame), iar aproximativ 1,5 mii de oameni au fost răniți de fragmente de sticlă.

Un corp de această dimensiune ar putea ajunge cu ușurință la suprafață fără a se rupe în fragmente. Acest lucru nu s-a întâmplat din cauza unghiului prea ascuți de intrare, deoarece înainte de a exploda, meteoroidul a zburat câteva sute de kilometri în atmosferă. Dacă meteoroidul Chelyabinsk ar fi căzut pe verticală, atunci în loc de o undă de șoc aerian care sparge sticla, ar fi avut loc un impact puternic la suprafață, rezultând un șoc seismic, cu formarea unui crater cu diametrul de 200-300 de metri. . În acest caz, judecă singur cu privire la pagubele și numărul de victime; totul ar depinde de locația căderii.

Cu privire la ratele de repetare evenimente similare, apoi după meteoritul Tunguska din 1908, acesta este cel mai mare corp ceresc care a căzut pe Pământ. Adică, într-un secol ne putem aștepta unul sau mai mulți astfel de oaspeți din spațiul cosmic.

Zeci de metri - asteroizi mici

Jucăriile copiilor s-au terminat, să trecem la lucruri mai serioase.

Dacă ai citit postarea anterioară, atunci știi că corpurile mici ale sistemului solar de până la 30 de metri în dimensiune se numesc meteoroizi, mai mult de 30 de metri - asteroizi.

Dacă un asteroid, chiar și cel mai mic, întâlnește Pământul, atunci cu siguranță nu se va destrăma în atmosferă și viteza lui nu va încetini până la viteza căderii libere, așa cum se întâmplă cu meteoroizii. Toată energia enormă a mișcării sale va fi eliberată sub forma unei explozii - adică se va transforma în energie termală, care va topi asteroidul însuși și mecanic, care va crea un crater, va împrăștia roca pământească și fragmente din asteroidul însuși și, de asemenea, va crea o undă seismică.

Pentru a cuantifica amploarea unui astfel de fenomen, putem lua în considerare, de exemplu, craterul de asteroizi din Arizona:

Acest crater s-a format acum 50 de mii de ani prin impactul unui asteroid de fier cu un diametru de 50-60 de metri. Forța exploziei a fost de 8000 Hiroshima, diametrul craterului a fost de 1,2 km, adâncimea a fost de 200 de metri, marginile s-au ridicat la 40 de metri deasupra suprafeței înconjurătoare.

Un alt eveniment de amploare comparabilă este meteoritul Tunguska. Puterea exploziei a fost de 3000 Hiroshima, dar aici s-a produs o cădere a unui mic nucleu de cometă cu un diametru de la zeci până la sute de metri, conform diverselor estimări. Nucleele cometelor sunt adesea comparate cu turte de zăpadă murdare, așa că în acest caz nu a apărut niciun crater, cometa a explodat în aer și s-a evaporat, doborând o pădure pe o suprafață de 2 mii de kilometri pătrați. Dacă aceeași cometă ar exploda peste centrul Moscovei moderne, ar distruge toate casele până la șoseaua de centură.

Frecvența căderii asteroizi de zeci de metri - o dată la câteva secole, o sută de metri - o dată la câteva mii de ani.

300 de metri - asteroidul Apophis (cel mai periculos cunoscut în acest moment)

Deși, potrivit celor mai recente date NASA, probabilitatea ca asteroidul Apophis să lovească Pământul în timpul zborului său în apropierea planetei noastre în 2029 și apoi în 2036 este practic zero, vom lua în considerare în continuare scenariul consecințelor posibilei sale căderi, deoarece există sunt mulți asteroizi care nu au fost încă descoperiți, iar un astfel de eveniment se mai poate întâmpla, dacă nu de data aceasta, atunci altă dată.

Deci... asteroidul Apophis, contrar tuturor prognozelor, cade pe Pământ...

Puterea exploziei este de 15.000 de bombe atomice de la Hiroshima. Când lovește continentul, apare un crater de impact cu diametrul de 4-5 km și adâncimea de 400-500 de metri, unda de șoc demolează toate clădirile din cărămidă dintr-o zonă cu raza de 50 km, clădirile mai puțin durabile, precum și ca arbori care cad la o distanta de 100-150 de kilometri de loc cad. O coloană de praf, asemănătoare cu o ciupercă dintr-o explozie nucleară de câțiva kilometri înălțime, se ridică pe cer, apoi praful începe să se răspândească în direcții diferite și, în câteva zile, se răspândește uniform pe întreaga planetă.

Dar, în ciuda poveștilor de groază extrem de exagerate cu care mass-media îi sperie de obicei pe oameni, iarna nucleară și sfârșitul lumii nu vor veni - calibrul lui Apophis nu este suficient pentru asta. Conform experienței unor erupții vulcanice puternice care au avut loc în istoria nu foarte lungă, în timpul cărora au loc și emisii uriașe de praf și cenușă în atmosferă, cu o astfel de putere de explozie, efectul „iarnii nucleare” va fi mic - o picătură. în temperatura medie a planetei cu 1-2 grade, după șase luni sau un an totul revine la locul său.

Adică, aceasta este o catastrofă nu la nivel global, ci la scară regională - dacă Apophis ajunge într-o țară mică, o va distruge complet.

Dacă Apophis lovește oceanul, zonele de coastă vor fi afectate de tsunami. Înălțimea tsunami-ului va depinde de distanța până la locul impactului - valul inițial va avea o înălțime de aproximativ 500 de metri, dar dacă Apophis cade în centrul oceanului, atunci valuri de 10-20 de metri vor ajunge la țărm, care este si destul de mult, iar furtuna va dura cu astfel de mega-valuri.vor fi valuri de cateva ore. Dacă impactul în ocean are loc nu departe de coastă, atunci surferii din orașele de coastă (și nu numai) vor putea călări pe un astfel de val: (scuze pentru umorul negru)

Frecvența recurenței evenimentele de amploare similară din istoria Pământului sunt măsurate în zeci de mii de ani.

Să trecem la dezastrele globale...

1 kilometru

Scenariul este același ca în timpul căderii lui Apophis, doar amploarea consecințelor este de multe ori mai gravă și ajunge deja la o catastrofă globală cu prag scăzut (consecințele sunt resimțite de întreaga umanitate, dar nu există nicio amenințare cu moartea). a civilizației):

Puterea exploziei de la Hiroshima: 50.000, dimensiunea craterului rezultat la căderea pe uscat: 15-20 km. Raza zonei de distrugere de la explozie și unde seismice: până la 1000 km.

Când cădeți în ocean, din nou, totul depinde de distanța până la țărm, deoarece valurile rezultate vor fi foarte înalte (1-2 km), dar nu lungi, iar astfel de valuri se sting destul de repede. Dar, în orice caz, zona teritoriilor inundate va fi uriașă - milioane de kilometri pătrați.

Scăderea transparenței atmosferice în acest caz din emisiile de praf și cenușă (sau vapori de apă căzuți în ocean) se va observa de câțiva ani. Dacă intri într-o zonă periculoasă din punct de vedere seismic, consecințele pot fi agravate de cutremure provocate de o explozie.

Cu toate acestea, un asteroid cu un astfel de diametru nu va putea înclina axa Pământului în mod vizibil și nici nu va putea afecta perioada de rotație a planetei noastre.

În ciuda naturii nu atât de dramatice a acestui scenariu, acesta este un eveniment destul de obișnuit pentru Pământ, deoarece s-a întâmplat deja de mii de ori de-a lungul existenței sale. Frecvența medie de repetare- o dată la 200-300 de mii de ani.

Un asteroid cu un diametru de 10 kilometri este o catastrofă globală la scară planetară

Puterea de explozie la Hiroshima: 50 de milioane
Dimensiunea craterului rezultat când cade pe uscat: 70-100 km, adâncime - 5-6 km.
Adâncimea de crăpare a scoarței terestre va fi de zeci de kilometri, adică până la manta (grosimea scoarței terestre de sub câmpie este în medie de 35 km). Magma va începe să iasă la suprafață.
Zona zonei de distrugere poate fi de câteva procente din suprafața Pământului.
În timpul exploziei, un nor de praf și rocă topită se va ridica la o înălțime de zeci de kilometri, posibil până la sute. Volumul materialelor ejectate este de câteva mii de kilometri cubi - acest lucru este suficient pentru o „toamnă de asteroizi” ușoară, dar nu suficient pentru o „iarnă de asteroizi” și începutul unei ere glaciare.
Cratere secundare și tsunami din fragmente și bucăți mari de rocă ejectată.
O înclinare mică, dar după standardele geologice, decentă a axei pământului de la impact - până la 1/10 de grad.
Când lovește oceanul, are ca rezultat un tsunami cu valuri de un kilometru (!!) care merg departe de continente.
În cazul unor erupții intense de gaze vulcanice, ploaia acide este posibilă ulterior.

Dar acesta nu este încă Armaghedon! Planeta noastră a suferit deja chiar și astfel de catastrofe enorme de zeci sau chiar sute de ori. În medie, acest lucru se întâmplă o dată o dată la 100 de milioane de ani. Dacă acest lucru s-ar întâmpla în prezent, numărul victimelor ar fi fără precedent, în cel mai rău caz ar putea fi măsurat în miliarde de oameni și, în plus, nu se știe la ce fel de tulburări sociale ar duce aceasta. Cu toate acestea, în ciuda perioadei de ploi acide și a câțiva ani de o oarecare răcire din cauza scăderii transparenței atmosferei, în 10 ani clima și biosfera ar fi fost complet restaurate.

Armaghedon

Pentru un eveniment atât de semnificativ din istoria omenirii, un asteroid de dimensiunea 15-20 de kilometri in cantitate 1 bucata.

Următoarea era glaciară va veni, majoritatea organismelor vii vor muri, dar viața pe planetă va rămâne, deși nu va mai fi la fel ca înainte. Ca întotdeauna, cei mai puternici vor supraviețui...

Astfel de evenimente s-au petrecut și în mod repetat în lume. De la apariția vieții pe ea, Armaghedonii s-au întâmplat de cel puțin mai multe, și poate de zeci de ori. Se crede că ultima dată când s-a întâmplat asta a fost acum 65 de milioane de ani ( Meteoritul Chicxulub), când dinozaurii și aproape toate celelalte specii de organisme vii au murit, au rămas doar 5% dintre cei aleși, inclusiv strămoșii noștri.

Armaghedonul complet

Dacă un corp cosmic de dimensiunea statului Texas se prăbușește pe planeta noastră, așa cum s-a întâmplat în celebrul film cu Bruce Willis, atunci nici măcar bacteriile nu vor supraviețui (deși, cine știe?), Viața va trebui să apară și să evolueze din nou.

Concluzie

Am vrut să scriu o postare de recenzie despre meteoriți, dar s-a dovedit a fi un scenariu Armageddon. Prin urmare, vreau să spun că toate evenimentele descrise, începând de la Apophis (inclusiv), sunt considerate teoretic posibile, întrucât cu siguranță nu se vor întâmpla cel puțin în următoarea sută de ani. De ce este așa este descris în detaliu în postarea anterioară.

De asemenea, aș dori să adaug că toate cifrele date aici cu privire la corespondența dintre dimensiunea meteoritului și consecințele căderii acestuia pe Pământ sunt foarte aproximative. Datele din diferite surse diferă, plus factorii inițiali în timpul căderii unui asteroid de același diametru pot varia foarte mult. De exemplu, peste tot este scris că dimensiunea meteoritului Chicxulub este de 10 km, dar într-una, după cum mi s-a părut, sursă autorizată, am citit că o piatră de 10 kilometri nu ar fi putut provoca astfel de necazuri, așa că pentru mine Meteoritul Chicxulub a intrat la categoria 15-20 de kilometri .

Deci, dacă brusc Apophis cade încă în al 29-lea sau al 36-lea an, iar raza zonei afectate va fi foarte diferită de ceea ce este scris aici - scrieți, o voi corecta

3. ZBORUL METEORILOR ÎN ATMOSFERA PĂMÂNTULUI

Meteorii apar la altitudini de 130 km și mai jos și dispar de obicei la 75 km altitudine. 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 corespondente) se referă în principal la meteori de magnitudine 0-3. Luând în considerare influența erorilor destul de semnificative, observațiile vizuale dau următoarele valori ale înălțimii meteorilor: înălțimea aspectului H 1= 130-100 km, altitudine de disparitie H 2= 90 - 75 km, altitudine medie H 0= 110 - 90 km (Fig. 8).

Orez. 8. Înălțimi ( H) fenomene meteorologice. Limite de înălțime(stânga): începutul și sfârșitul traseului mingii de foc ( B), meteori din observații vizuale ( M) și din observații radar ( RM), meteori telescopici conform observațiilor vizuale ( T); (M T) - zona de retenție a meteoritilor. 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.

Determinările fotografice mult mai precise ale înălțimii se referă, de obicei, 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: H 1= 110-68 km, H 2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Observațiile radar fac posibilă determinarea separată H 1Și H 2 doar pentru cei mai strălucitori meteori. Conform datelor radar pentru aceste obiecte H 1= 115-100 km, H 2= 85-75 km. Trebuie remarcat faptul că determinarea radar a înălțimii meteorilor se aplică numai acelei părți 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, folosind radar, este posibil să se determine statistic doar înălțimea medie a acestora. Distribuția înălțimilor medii ale meteorilor predominant cu magnitudinea 1-6 obținute prin 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 H 1= 100 km, H 2= 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 lenți și, prin urmare, meteoriți slabi care încep să strălucească numai după ce se prăbușesc adânc în atmosfera pământului.

Trecând la obiecte foarte mari, constatăm că bile de foc apar la altitudini H 1= 135-90 km, având înălțimea punctului final al potecii H 2= 80-20 km. Bilele de foc care pătrund în atmosferă sub 55 km sunt însoțite de efecte sonore, iar cele care ating o altitudine 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 ( Vg)	20	30	40	50	60	70 km/sec
Înălțime medie ( H 0)	68	77	82	85	87	90 km

La aceeași viteză geocentrică a meteorilor, înălțimile acestora depind de masa corpului meteorului. Cu cât masa meteorului este mai mare, 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 înclinarea traiectoriei spre orizont este mai abruptă, cu atât lungimea aparentă a căii este mai scurtă. Lungimea traseului meteorilor obișnuiți, de regulă, nu depășește câteva zeci de kilometri, dar pentru meteoriți și bile de foc foarte strălucitori ajunge la sute și uneori mii de kilometri.

Orez. 10. Atracția zenitică a meteorilor.

Meteorii strălucesc în timpul unui scurt segment vizibil al traiectoriei lor în atmosfera terestră, lung de câteva zeci de kilometri, prin care zboară în câteva zecimi de secundă (mai rar în câteva secunde). La acest segment al traiectoriei meteorului, efectul gravitației Pământului și al frânării în atmosferă se manifestă deja. Când se apropie de Pământ, viteza inițială a meteorului crește sub influența gravitației, iar calea este curbată astfel încât radiația sa observată se deplasează către zenit (zenitul este punctul de deasupra capului observatorului). Prin urmare, efectul gravitației Pământului asupra meteoroizilor se numește gravitație zenitală (Fig. 10).

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

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/sec
Δz	23 o	8 o	4 o	2 o	1 o	<1 o

Pătrunzând în atmosfera Pământului, corpul meteoritului suferă și el o frânare, aproape imperceptibilă la început, dar foarte semnificativă la sfârșitul călătoriei. Conform observațiilor fotografice sovietice și cehoslovace, frânarea poate ajunge la 30-100 km/sec 2 la segmentul final al traiectoriei, în timp ce pe cea mai mare parte a traiectoriei frânarea variază de la 0 la 10 km/sec 2 . Meteorii lenți experimentează cea mai mare pierdere relativă de viteză în atmosferă.

Viteza geocentrică aparentă a meteorilor, distorsionată de atracția zenitală și de frânare, este corectată în mod corespunzător pentru a ține 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 cu ajutorul unui obturator este cea mai precisă. Fără excepție, toate determinările vitezei meteorilor obținute fotografic în URSS, Cehoslovacia și SUA arată că meteoroizii trebuie să se deplaseze în jurul Soarelui pe trasee eliptice închise (orbite). Astfel, se dovedește că majoritatea covârșitoare a materiei meteorice, dacă nu toată, aparține Sistemului Solar. Acest rezultat este în acord excelent cu datele determinărilor radar, deși rezultatele fotografice se referă în medie la meteoriți mai strălucitori, de exemplu. la meteoroizi mai mari. Curba de distribuție a vitezei meteorilor găsită 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 (un număr de determinări de viteză care depășește 70 km/s se datorează unor erori de observație inevitabile). ). Acest lucru confirmă încă o dată concluzia că meteoroizii se mișcă în jurul Soarelui în elipse.

Faptul este că viteza orbitei Pământului este de 30 km/sec. Prin urmare, meteorii care se apropie, având o viteză geocentrică de 70 km/sec, se deplasează 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 fie transportat de-a lungul unei parabole în afara Sistemului Solar) este de 42 km/sec. Aceasta înseamnă că toate vitezele meteorilor nu depășesc viteza parabolică și, prin urmare, 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 meteorului și aerului ionizează intens gazele într-un volum mare de spațiu din jurul corpului meteorului zburător. Particulele, smulse din abundență din corpul meteoric, formează în jurul lui o înveliș strălucitor de vapori fierbinți. Strălucirea acestor vapori seamănă cu strălucirea unui arc electric. Atmosfera de la altitudinile la care apar meteorii este foarte rarefiată, astfel că procesul de reunire a electronilor rupți din atomi continuă destul de mult timp, provocând o strălucire a 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 al traseului constă, de asemenea, din linii ale acelorași elemente ca și spectrul meteorului însuși, dar neutre, neionizate. În plus, gazele atmosferice strălucesc și pe trasee. Acest lucru este indicat de cele descoperite în 1952-1953. în spectrele urmei de meteori există linii de oxigen și azot.

Spectrele meteorilor arată că particulele de meteori constau fie din fier, având o densitate de peste 8 g/cm 3 , fie sunt piatră, care 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 învelișului luminos al meteorilor de magnitudinea 1-3 este estimată la aproximativ 1-10 cm.Totuși, raza învelișului luminos, determinată de împrăștierea particulelor luminoase, depășește cu mult raza corpului meteoroidului însuși. . Corpurile de meteori care zboară în atmosferă cu o viteză de 40-50 km/sec și creează fenomenul meteorilor cu magnitudine zero au o rază de aproximativ 3 mm și o masă de aproximativ 1 g. Luminozitatea meteorilor este proporțională cu masa lor, deci masa unui meteor de o anumită magnitudine este de 2. de 5 ori mai mică decât la 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 într-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 unui corp meteoric cu mediul atmosferic se exprimă prin bombardarea corpului cu 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. În timpul ciocnirilor elastice, atomii și moleculele de gaze atmosferice fie sară, fie pătrund în rețeaua cristalină a corpului meteoric. Acesta din urmă se încălzește rapid, se topește și se evaporă. Viteza de evaporare a particulelor este la început 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, ceea ce duce la încălzire și ionizare. Un nor înroșit de atomi evaporați formează învelișul luminos al meteorului. Unii atomi își pierd complet electronii exteriori în timpul ciocnirilor, ducând la formarea unei coloane de gaz ionizat cu un număr mare de electroni liberi și ioni pozitivi în jurul traiectoriei meteorului. Numărul de electroni din traseul ionizat este de 10 10 -10 12 pe 1 cm de cale. Energia cinetică inițială este cheltuită pentru încălzire, strălucire și ionizare în aproximativ un raport de 10 6:10 4:1.

Cu cât un meteor pătrunde mai adânc în atmosferă, cu atât învelișul său fierbinte devine mai dens. Ca un proiectil care zboară foarte rapid, meteorul formează o undă de șoc în cap; această undă însoțește meteorul în timp ce se deplasează în straturile inferioare ale atmosferei, iar în straturile sub 55 km provoacă fenomene sonore.

Urmele lăsate după zborul meteorilor pot fi observate atât cu ajutorul radarului, cât și vizual. Puteți observa cu succes, în special, urmele de ionizare ale meteorilor prin binocluri sau telescoape cu deschidere mare (așa-numitele găsitori de comete).

Urmele mingilor de foc care pătrund în straturile inferioare și dense ale atmosferei, dimpotrivă, constau în principal din particule de praf și, prin urmare, sunt vizibile ca nori întunecați de fum pe un cer albastru. Dacă o astfel de dâră de praf este iluminată de razele Soarelui sau Lunii apusului, poate fi 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 meteorilor mai puțin strălucitori, formate la altitudini de 75 km sau mai mult, conțin doar o fracțiune foarte mică de particule de praf și sunt vizibile numai datorită autoluminiscenței atomilor de gaz ionizat. Durata de vizibilitate a traseului de ionizare cu ochiul liber este în medie de 120 de secunde pentru mingi de foc de magnitudinea -6 și de 0,1 secunde pentru un meteor de magnitudine a 2-a, în timp ce durata ecoului radio pentru aceleași obiecte (la o viteza geocentrică de 60 km/sec) este egală cu 1000 și 0,5 sec. respectiv. Stingerea urmelor de ionizare se datorează parțial adăugării de electroni liberi la moleculele de oxigen (O 2) conținute în straturile superioare ale atmosferei.

Cele mai bine studiate dintre corpurile mici ale Sistemului Solar sunt asteroizii - planetele mici. Istoria studiului lor datează de aproape două secole. În 1766, a fost formulată o lege empirică care determina distanța medie a unei planete față de Soare în funcție de numărul de serie al acestei planete. În onoarea astronomilor care au formulat această lege, a fost numită: „Legea Titius-Bode”. a = 0,3*2k + 0,4 unde numărul k = -* pentru Mercur, k = 0 pentru Venus, apoi k = n - 2 pentru Pământ și Marte, k = n - 1 pentru Jupiter, Saturn și Uranus (n este cel al planetei numărul de serie de la soare).

La început, astronomii, păstrând tradițiile anticilor, au atribuit planetelor mici nume de zei, atât greco-romani, cât și altele. Până la începutul secolului al XX-lea, pe cer au apărut numele aproape tuturor zeilor cunoscuți de omenire - greco-romani, slavi, chinezi, scandinavi și chiar zeii poporului mayaș. Descoperirile au continuat, nu erau destui zei, iar apoi au început să apară pe cer numele țărilor, orașelor, râurilor și mărilor, numele și prenumele oamenilor adevărați vii sau vii. Problema eficientizării procedurii pentru această canonizare astronomică a numelor a devenit inevitabilă. 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. Uniunea Astronomică Internațională (IAU) face acest lucru încă de la crearea sa (25 iulie 1919).

Semi-axele majore ale orbitelor părții principale a asteroizilor variază între 2,06 și 4,09 UA. e., iar valoarea medie este de 2,77 a. e. Excentricitatea medie a orbitelor planetelor minore este de 0,14, înclinația medie a planului orbital al asteroidului față de planul orbital al 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 proprie a asteroizilor (adică durata unei zile pe un asteroid) este în medie de 7 ore.

În general, niciun asteroid din centura principală 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 asteroidul să se apropie de Pământ. Acest asteroid a fost în curând „pierdut” și redescoperit în 1973. A fost numerotat 1862 și numit Apollo. În 1936, asteroidul Adonis a zburat la o distanță de 2 milioane de km de Pământ, iar în 1937, asteroidul Hermes a zburat la o distanță de 750 de mii de 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 Hermes, astronomii au început să recunoască problema științifică a pericolului asteroizilor. Până în prezent, sunt cunoscuți aproximativ 2.000 de asteroizi ale căror orbite le permit să se apropie de Pământ. Astfel de asteroizi sunt numiți asteroizi aproape de Pământ.

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

Forma și dimensiunea acestor asteroizi sunt determinate cu ajutorul radarului pe măsură ce trec în apropierea Pământului. Unii dintre ei sunt similari cu asteroizii din centura principală, dar majoritatea au o formă mai puțin obișnuită. 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: nu există până acum niciun asteroizi cunoscuți despre care se poate spune că se vor apropia de Pământ în următoarea sută de ani. Cel mai apropiat va fi trecerea asteroidului Hathor în 2086 la o distanță de 883 mii km.

Până în prezent, un număr de asteroizi au trecut la distanțe semnificativ mai mici decât cele menționate mai sus. Au fost descoperite în timpul celor mai apropiate treceri. Astfel, deocamdată, principalul pericol este reprezentat de asteroizii încă nedescoperiți.

Viteza unui corp de meteorit care cade pe Pământ, zburând din adâncurile îndepărtate ale spațiului, depășește a doua viteză cosmică, a cărei valoare este de unsprezece virgulă doi kilometri pe secundă. Acest viteza meteoritilor egală cu cea care trebuie să fie transmisă navei spațiale pentru a scăpa din câmpul gravitațional, adică această viteză este dobândită de corp datorită gravitației planetei. Cu toate acestea, aceasta nu este limita. Planeta noastră se mișcă pe orbită cu o viteză de treizeci de kilometri pe secundă. Când un obiect în mișcare al Sistemului Solar îl traversează, acesta poate avea o viteză de până la patruzeci și doi de kilometri pe secundă, iar dacă un rătăcitor ceresc se mișcă de-a lungul unei traiectorii care se apropie, adică frontal, atunci se poate ciocni cu Pământul cu o viteză de până la șaptezeci și doi de kilometri pe secundă. Când un corp de meteorit intră în straturile superioare ale atmosferei, acesta interacționează cu aerul rarefiat, care nu interferează foarte mult cu zborul, creând aproape deloc rezistență. În acest loc, distanța dintre moleculele de gaz este mai mare decât dimensiunea meteoritului în sine și nu interferează cu viteza de zbor, chiar dacă corpul este destul de masiv. În același caz, dacă masa unui corp zburător este chiar puțin mai mare decât masa unei molecule, atunci aceasta încetinește deja în straturile superioare ale atmosferei și începe să se așeze sub influența gravitației. Așa se așază pe Pământ aproximativ o sută de tone de materie cosmică sub formă de praf și doar un procent din corpurile mari ajung încă la suprafață.

Deci, la o altitudine de o sută de kilometri, un obiect care zboară liber începe să încetinească sub influența frecării care apar în straturile dense ale atmosferei. Un obiect zburător întâlnește o rezistență puternică a aerului. Numărul Mach (M) caracterizează mișcarea unui corp solid într-un mediu gazos și este măsurat prin raportul dintre viteza corpului și viteza sunetului în gaz. Acest număr M pentru un meteorit se modifică în mod constant odată cu altitudinea, dar cel mai adesea nu depășește cincizeci. Un corp care zboară rapid formează o pernă de aer în fața lui, iar aerul comprimat duce la apariția unei unde de șoc. Gazul comprimat și încălzit din atmosferă se încălzește până la o temperatură foarte ridicată și suprafața meteoritului începe să fiarbă și să stropească, ducând materialul solid topit și rămas, adică are loc procesul de abelare. Aceste particule strălucesc puternic și are loc fenomenul unei mingi de foc, lăsând o urmă strălucitoare în spate. Zona de compresie care apare în fața unui meteorit care se repezi cu viteză enormă diverge în lateral și în același timp se formează un val de cap, similar cu cel care apare de la o navă care merge pe plumb. Spațiul în formă de con rezultat formează un val de vortex și rarefacție. Toate acestea conduc la o pierdere de energie și provoacă o decelerare crescută a corpului în straturile inferioare ale atmosferei.

Se poate întâmpla ca viteza lui a să fie de la unsprezece la douăzeci și doi de kilometri pe secundă, masa sa să nu fie mare și să fie suficient de puternică din punct de vedere mecanic, apoi poate încetini în atmosferă. Acest lucru asigură că un astfel de corp nu este supus abelării; el poate ajunge la suprafața Pământului aproape neschimbat.

Pe măsură ce coborâți mai departe, aerul încetinește din ce în ce mai mult. viteza meteoritilor iar la o altitudine de zece până la douăzeci de kilometri de la suprafață își pierde complet viteza cosmică. Corpul pare să atârne în aer, iar această parte a călătoriei lungi se numește regiunea de întârziere. Obiectul începe să se răcească treptat și încetează să strălucească. Apoi, tot ce rămâne din zborul dificil cade vertical la suprafața Pământului sub forța gravitației cu o viteză de cincizeci până la o sută cincizeci de metri pe secundă. În acest caz, forța gravitației este comparată cu rezistența aerului, iar mesagerul ceresc cade ca o piatră obișnuită aruncată. Această viteză a meteoritului este cea care caracterizează toate obiectele care au căzut pe Pământ. La locul impactului, de regulă, se formează depresiuni de diferite dimensiuni și forme, care depinde de greutatea meteoritului și de viteza cu care acesta s-a apropiat de suprafața solului. Prin urmare, studiind locul accidentului, putem spune exact care este aproximativ viteza meteoritilorîn momentul ciocnirii cu Pământul. Sarcina aerodinamică monstruoasă conferă corpurilor cerești care vin la noi trăsături caracteristice prin care se pot distinge cu ușurință de pietrele obișnuite. Ele formează o crustă care se topește, forma este cel mai adesea în formă de con sau topit-clastică, iar suprafața, ca urmare a eroziunii atmosferice la temperatură înaltă, primește un relief unic remhalyptian.