5.1. Метеороиды, метеоры, метеориты

Как отмечалось в предыдущих главах, в состав Солнечной системы, кроме восьми планет, их спутников, астероидов и комет, входит огромное количество мелких твердых тел различных размеров. Врываясь в атмосферу Земли с космическими скоростями, такие тела создают явления метеора — светящегося следа сгорающей в атмосфере метеорной частицы. Совокупность таких тел принято называть метеорным или метеороидным веществом. Размеры метеорных тел (метеороидов) находятся в широких пределах — от долей микрона до нескольких десятков метров. Наиболее яркие метеоры, звездная величина которых меньше звездной величины Венеры (-4m), называются болидами (рис. 5.1). Естественно, что при прочих равных условиях болиды образуются более массивными телами, чем просто метеоры. Очень слабые (телескопические) метеоры вызываются самыми мелкими телами. Оптическое излучение может вообще не наблюдаться, а регистрируется радиолокационное эхо от метеорного следа (радиометеор). Весь комплекс метеорных тел подразделяется на два класса: спорадические метеороидные (метеорные) тела и метеороидные (метеорные) рои, которые, проникая в атмосферу Земли, порождают соответственно метеоры и метеорные потоки.

Метеоры, которые наблюдаются каждую ночь и движутся по всевозможным направлениям, называются случайными или спорадическими. Радиантом спорадического метеора называется воображаемая точка пересечения направления его движения в атмосфере Земли с небесной сферой. Такой радиант достаточно надежно определяется из наблюдений одиночного метеора из двух различных пунктов. Спорадические метеоры в пространстве независимы друг от друга, поэтому их радианты в первом приближении достаточно равномерно покрывают всю небесную сферу. От спорадических отличаются метеоры, которые появляются в определенное время года и вызываются метеороидами, движущимися в пространстве целыми группами по почти параллельным траекториям. Такие метеоры принято называть поточными, а явление взаимодействия подобной группы метеороидов с атмосферой Земли — метеорным потоком.

Рис. 5.1. Падение болида Пикскилл (Peekskill fireball). Снимок получен S. Eichmiller (http://aquarid.physics.uwo.ca/?pbrown/Videos/peekskill.htm)

Метеорные потоки — одно из интереснейших явлений, наблюдаемых в атмосфере Земли. Они наблюдаются, когда Земля на своем пути пересекает движущееся скопление (рой) мелких метеороидов. Обычно через несколько дней она выходит из скопления. Толщину роя можно определить по времени наблюдаемости метеорного потока — она (толщина) характеризует длину пути, проходимого Землей сквозь рой. Например, поток Персеиды наблюдается в течение 10 дней и, следовательно, толщина роя достигает 26 млн км. Поэтому метеорные потоки, создавая весьма эффектные явления, дают значительно меньший вклад в общее число метеоров в земной атмосфере (поток метеорного вещества на Землю составляет примерно около 100 000 т в сутки), нежели вклад спорадических метеоров, активность которых в течение года не прекращается.

Видимые траектории метеоров потока, спроектированные на небесную сферу, пересекаются в некоторой малой окрестности, называемой радиантом метеорного потока (рис. 5.2). Порождающие метеорный поток метеорные тела являются элементами метеороидного роя и движутся в межпланетном пространстве по весьма схожим орбитам.

Рис. 5.2. Слева: вид траектории, спроектированной на небесную сферу и на карту. M — стрелка в центре — след метеора в атмосфере; A, B, C — наблюдатели на поверхности Земли, расположенные в одной плоскости с метеорным следом; полукруг — сечение небесной сферы этой плоскостью; стрелки на полукруге — видимые следы на небесной сфере для каждого из наблюдателей; P — полюс мира. Справа: к понятию «радиант потока»

Наблюдаются потоки, интенсивность которых из года в год слабо меняется, что свидетельствует о весьма равномерном распределении метеорных тел вдоль всей орбиты метеорного роя (Персеиды, Геминиды и др.). В других потоках метеорные тела сосредоточены в некоторой части орбиты, что создает определенную периодичность в интенсивности действия этих потоков (Леониды и Дракониды). Земля встречается с таким участком через определенное количество лет, и в такой момент обычно отмечается весьма высокая интенсивность метеорных потоков (до 1000 метеоров и более в час на одного наблюдателя). Наиболее сильные метеорные потоки называют метеорными ливнями или дождями (рис. 5.3). Широко известны метеорные дожди Леониды в 1833, 1866, 1966 гг., Андромедиды в 1872, 1885 гг., Дракониды в 1933, 1946, 1985 гг. и др. (рис. 5.4).

Метеорный дождь, произошедший в ноябре 1799 г., был подробно описан известным немецким ученым и путешественником А. Гумбольдтом, находившимся в это время в Южной Америке. После расспросов индейцев-старожилов он установил, что такие дожди наблюдались раз в 33–34 года. По предложению Гумбольта в ноябре 1833 г. было организовано массовое наблюдение этого потока — метеорного ливня Леониды, нашедшего свое отражение даже в искусстве, а 1833 г. считается годом рождения метеорной астрономии. В этих наблюдениях участвовал также профессор Йельского колледжа в НьюХейвене (США) Д. Олмстед, который и ввел понятие радианта метеорного потока как точки пересечения продолжений метеорных следов на небесной сфере. Он установил, что радиант метеорного дождя 1833 г. находится в созвездии Льва (Leo). С тех пор метеорные потоки называют по имени созвездия, в котором находится радиант метеорного потока.

По определению Международного астрономического союза (МАС), термин «метеороид» означает движущийся в межпланетном пространстве твердый объект, который по размеру значительно меньше астероида, но значительно больше атома. Для определенности будем считать, что массы метеороидов могут находиться в диапазоне от 10-18 до 108 г.

Метеороид, долетевший до поверхности Земли, называется метеоритом. Следует отметить, что несколько метеорных потоков с разными радиантами, наблюдающиеся в разное время года, могут иметь генетическую связь. Примером служит метеорный рой Квадрантиды. Подробное исследование эволюции орбиты этого роя показывает, что он имеет сложную форму и пересечение его с Землей, возможно, порождает и другие метеорные потоки, одним из которых является поток Аквариды, а другим — дневные Ариетиды. Данные о главных метеорных потоках приведены в табл. 5.1. На рис. 5.5 показаны орбиты некоторых из них.

Рис. 5.3. «Огненный дождь» у берегов Флориды 12 ноября 1799 г. [Клейн, 1898]

Рис. 5.4. Радианты метеорных потоков Леониды, Дракониды, Квандрантиды и Южные Тауриды

Помимо главных метеорных потоков выделяют также дополнительные метеорные потоки и так называемые малые метеорные рои. Количество метеоров, обнаруженных в малых метеорных роях, может составлять несколько единиц и, в общем, они могут рассматриваться как флуктуации спорадического фона.

На рис. 5.6 представлены распределения 184 радиантов наиболее крупных метеорных потоков, согласно данным IMO (Международной метеорной организации, http://www.imo.net/calendar/) и DMS (Голландского метеорного общества, http://www.dmsweb.org). Это наиболее достоверные и хорошо изученные радианты на сегодняшний день: для этих потоков известны все параметры, и именно на них ориентируется подавляющее большинство наблюдателей. В ряде случаев наблюдаемые характеристики этих потоков были получены на большом массиве визуальных и телевизионных наблюдений, хотя определение принадлежности наблюдавшихся метеоров к этим потокам имеет несколько субъективно-интуитивный характер. В частности, это касается отнесения существенной части метеоров, не отождествленных с потоками, к спорадическим. Поэтому даже крупные метеорные потоки требуют дополнительной проверки, которая возможна только благодаря круглогодичному мониторингу с нескольких пунктов наблюдений.

Таблица 5.1. Главные метеорные потоки

Для исследования потока метеороидов через околоземное пространство как с целью пополнения уже накопленных о них сведений, так и для поиска неизвестных прежде метеорных потоков в ИНАСАН проводится круглогодичный телевизионный мониторинг метеорных потоков. Одна из задач этого мониторинга сводится к построению Верифицированного каталога метеорных потоков (ВКМП), включающего в себя как крупные, так и малые метеорные потоки.

Радианты малых метеорных роев, а также радианты спорадических метеоров имеют при внимательном рассмотрении не совсем равномерное распределение по небесной сфере. Для спорадических метеоров существует шесть преимущественных направлений потока метеорного вещества на Землю. Это области, близкие к направлениям на Солнце и противоположное ему (гелийная и антигелийная точки). Два другие направления удалены от плоскости эклиптики на ±60°, а по эклиптической долготе расположены под прямым углом к направлению на Солнце в направлении апекса движения Земли по орбите. Эти компоненты называют северными и южными тороидальными направлениями. Еще два направления расположены симметрично относительно эклиптики на широтах около ±15° в направлении апекса движения Земли.

Рис. 5.5. Орбиты некоторых главных метеорных потоков (сплошные линии)

Рис. 5.6. Распределение радиантов метеорных потоков по небесной сфере. Указаны координатные диапазоны по прямому восхождению. Склонения меняются от –90°внизу (Южный полюс мира) до +90° вверху (Северный полюс мира)

Поскольку естественно предположить, что если распределение мелких частиц (массой в доли грамма), по которым были выделены эти шесть направлений, совпадает с распределением более крупных метеороидов (вплоть до метровых и декаметровых), то эти направления могут оказаться наиболее опасными с точки зрения падения крупных небесных тел на Землю. Если это так, то можно говорить о том, что проблема астероидной опасности есть некое подобие пушкинского сказочного «золотого петушка», указывающего направление приближающейся катастрофы. В общем, изучение распределений частиц в метеорных потоках и спорадическом фоне — насущная задача в проблеме астероидно-кометно-метеороидной опасности.

Рис. 5.7. Диаграмма наблюдения метеорных потоков по месяцам года. Номера соответствуют полной таблице потоков, представленной в работе [Куликова и др., 2008]

Для лучшей наглядности появления метеорных потоков в атмосфере Земли в течение календарного года данные наблюдений можно представить в виде диаграммы (рис. 5.7). Горизонтальная ось задает временну́ю шкалу появлений (периоды активности) потоков по месяцам года, вертикальная ось — гелиоцентрические скорости (км/с) метеороидов, создающих данный метеорный поток. Из диаграммы видно, что в течение всего календарного года атмосфера Земли бомбардируется круглосуточно космическими «пришельцами» в фазе мелких и супермелких метеороидов. Крайне малые временны́е отрезки календарного года, в которые атмосфера Земли наименее подвержена активному воздействию метеорных потоков, скорее всего, определяют лишь несовершенство наших знаний.

Метеоры — красивое природное зрелище. Но особо впечатляет явление болида (рис. 5.8.).

Рис. 5.8. Яркий болид. Фото получено на Чешской станции Европейской болидной сети 21 января 1999 г. (Picture courtesy of P. Spurny (Astronomical Institute, Ondrejov Observatory).)

При проникновении крупного метеороида (свыше 1 м в диаметре) в атмосферу Земли на высоту менее 50 км его полет может сопровождаться различными звуковыми явлениями. Сначала слышен резкий одиночный или многократный звук взрыва, как от ударных волн при переходе самолета на сверхзвуковую скорость. Затем доносится грохочущий звук, очень похожий на раскаты грома. Так как скорость звука в атмосфере конечна, то сначала слышен шум от ближайшей точки траектории болида, а затем от более дальних. Но звук доходит до наблюдателя обычно лишь через несколько минут после пролета метеорного тела. По времени задержки можно оценить расстояние до болида. Однако существуют болиды, которые производят звуки в виде свиста и шипения, слышимые одновременно с видимым полетом тела. Такие болиды с аномальными звуками, распространяющимися со скоростью света, по предложению П. Л. Драверта (1940 г.) были названы электрофонными. Предполагается, что это явление происходит из-за излучения яркими болидами электромагнитной энергии в области очень низких частот.

После пролета ярких метеоров нередко остаются газовые или ионизационные следы в виде серебристо-голубой полоски вдоль траектории полета. Длительность существования такого следа колеблется от нескольких секунд у обычных метеоров до нескольких десятков минут у болидов. Анализ следов показал, что интервал высот образования метеорных следов заключен в пределах 80–95 км. Пылевые метеорные следы образуются после пролетов ярких болидов, сопровождаемых выпадением метеоритов. Они видны благодаря отражению солнечного света и наблюдаются днем или в сумерках. Высоты их образования лежат от 40 км и ниже.

После того как образовался метеорный след, он начинает деформироваться и дрейфовать. Изучение метеорных следов и их дрейфа позволило обнаружить, что на высотах 80–100 км существуют ураганные ветры со скоростями, достигающими 70 м/с. Используя радиолокационные методы, удалось получить суточные и сезонные вариации скорости ветров в метеорной зоне. Обработка многолетних наблюдений показала, что средняя скорость ветров в метеорной зоне зависит от фазы цикла солнечной активности. Например, оказалось, что во время максимума солнечной активности преобладающая скорость ветра на широте 38,5° почти вдвое больше, чем во время минимума.

 

5.2. Методы изучения метеоров и характеристики метеоров

Основные сведения о метеороидном веществе получают с помощью методов, основанных на астрономических наблюдениях. Другим источником сведений о метеороидном веществе являются метеориты — остатки крупных метеорных тел, разрушившихся и испарившихся не полностью и упавших на земную поверхность. С началом космической эры на космических аппаратах стали устанавливать специальные устройства для регистрации метеороидного вещества — датчики для регистрации ударов мелких метеороидов и межпланетной пыли. Устанавливаемые на геофизических ракетах, космических зондах и искусственных спутниках Земли датчики производят сбор и счет пылинок в верхней атмосфере с помощью ловушек и счетчиков. И, наконец, суммарный эффект отражения и рассеяния, создаваемый множеством отдельных частиц и их роев, концентрирующихся к Солнцу и к плоскости эклиптики, порождает явление слабого свечения — зодиакальный свет. Его фотометрическое изучение дает некоторые интегральные характеристики облака межпланетной пыли.

При изучении метеоров применяются различные прямые и косвенные методы наблюдения — визуальные, фотографические, радиолокационные и телевизионные. Каждый из этих методов имеет свою область применения, специфические особенности и результативность. Ни один из них не может полностью заменить остальные. Поэтому для изучения комплекса метеорного вещества в межпланетной среде требуется обобщенный анализ результатов исследований, проводимых различными методами. Наиболее массовые исследования орбит метеорных тел, вторгающихся в атмосферу Земли непрекращающимся по времени потоком, проводятся методами базисных фотографических, радиолокационных и телевизионных наблюдений метеоров.

Существует условная классификация метеоров по способу их наблюдения или, точнее, обнаружения: визуальные метеоры, телеметеоры (видимые в телескоп визуально или с помощью телевизионной техники), фотометеоры (наблюдаемые фотографическим методом) и радиометеоры (наблюдаемые радиолокационным методом). К телеметеорам относят метеоры, которые уже нельзя увидеть невооруженным глазом. Масса фотометеоров более 0,1 г. Радиометеоры уже нельзя зарегистрировать с помощью фотографических методов; они порождаются метеороидами, масса которых от 10-4 г до 0,1 г.

До изобретения фотографии, широкоугольных астрографов и методик фотографирования метеоров и болидов, т. е. почти до конца XIX в., наблюдения метеоров осуществлялись только визуальным способом.

Какие же данные можно получить из визуальных наблюдений метеоров? Самое простое — это подсчет числа метеоров как во время активности метеорных потоков, так и на постоянной основе. Проведенный по определенной методике такой счет называется многократным (или квалифицированным) и позволяет определять и уточнять такие характеристики метеорных потоков, как часовые числа (средние за период или ежегодные), сезонные и суточные вариации численности метеоров и т. п. Более сложная задача — это регистрация моментов времени, звездной величины и видимой траектории метеора с фиксацией таких особенностей как, например, наличие вспышек по траектории или в конце следа метеора, цвет, наличие и длительность существования следа после пролета метеора и т. п. Еще более сложные визуальные наблюдения — это базисные наблюдения, которые позволяют вычислить скорости, высоты и направления движения метеороидов относительно поверхности Земли. Базисные наблюдения дают возможность определить элементы орбиты метеороида, его массу, предсказать выпадение метеорита и примерно установить область его поиска (место выпадения).

Конечно, визуальные наблюдения дают большие ошибки при оценке тех или иных параметров метеоров. Но при этом группы астрономов-любителей могут без изготовления сложного оборудования охватить наблюдениями огромные области неба практически во всех местах земного шара. Информация, полученная после обработки визуальных наблюдений, имеет огромное значение, так как позволяет построить и уточнить распределения частиц по массам в метеорных потоках и в спорадическом фоне, построить профиль активности метеорного потока и т. п.

В конце XIX в. в метеорной астрономии стали применяться фотографические методы наблюдений. Первая фотография метеора, принадлежащего метеорному дождю Андромедиды, была получена в 1885 г. в Праге. В 1894 г. на Йельской обсерватории начали проводить базисные (из двух пунктов) фотографические наблюдения метеоров. В 1900 г. там же для вычисления скорости метеоров перед фотографической камерой стали устанавливать обтюратор. Он позволяет периодически прерывать экспозицию, при этом след метеора становится пунктирным, и величина расстояния между штрихами дает возможность определить видимую скорость метеора. В 1904 г. профессор Московского университета С. Н. Блажко организовал систематическое фотографирование и спектрографирование метеоров. С 1936 г. для фотографирования метеоров начали применяться малые фотографические камеры с широкоугольными объективами, что позволяло несколькими такими камерами перекрывать все небо, видимое из одного пункта, и регистрировать все метеоры ярче -1m. В начале 1950-х гг. были изготовлены специальные светосильные камеры типа Супер-Шмидт и с их помощью были сфотографированы метеоры яркостью +3,5m, т. е. практически такие же, как и те, что видимы невооруженным глазом.

Фотографические методы наблюдений на порядок повысили точность определения всех параметров метеоров и показали, что основная часть метеоров движется вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Применение фотографических камер позволило во многих странах организовать так называемые фотографические метеорные патрули. Некоторые из них действуют до настоящего времени.

С 1947 г. на обсерватории в Онджейове в Чехии была начата программа базисного фотографирования малыми камерами со вторым пунктом, расположенным в 40 км от Онджейова на станции Прчице. На первом пункте находились 10 неподвижных камер с обтюраторами и объективами Тессар и 10 камер на параллактической монтировке для определения моментов времени пролета болида. На второй станции располагались 10 неподвижных камер с обтюраторами. После подготовительной работы программа была запущена в 1951 г., а спустя 8 лет, в апреле 1959 г. на 10 фотопластинках на обеих станциях было сфотографировано падение метеорита Пршибрам. Это событие послужило толчком для создания нескольких так называемых болидных сетей: с 1963 г. работает Европейская болидная сеть на основе чехословацкой сети (с 1968 г. к ней примкнули болидные станции ГДР и ФРГ), с 1964 г. — Прерийная болидная сеть в США [Мак-Кроски и др., 1978] и с 1971 г. — Канадская болидная сеть [Halliday et al., 1996]. Из всех этих сетей действующей до настоящего времени остается только Европейская болидная сеть, которая претерпела ряд модернизаций.

Первоначально Европейская болидная сеть представляла собой сеть станций, каждая из которых была оснащена камерой «all-sky», позволяющей на одном снимке получать фотографию всего неба. Каждая камера имела обтюратор для определения скорости болида. Расстояние между станциями Европейской сети составляет около 90 км, а вся сеть охватывает наблюдениями площадь порядка 1 млн км2. В последние годы на чешской части Европейской болидной сети были установлены камеры с объективом типа «рыбий глаз».

Каждая станция Прерийной болидной сети была оснащена четырьмя широкоугольными камерами, которые позволяли непрерывно обозревать практически все небо. Станции располагались на расстоянии 250 км друг от друга, что позволяло охватить наблюдениями 1,7 млн км2.

За время работы болидных сетей было зарегистрировано свыше тысячи болидов (см., напр., рис. 5.9), для которых удалось точно рассчитать параметры орбит и такие физические величины, как начальная и конечная массы, высоты возгорания и потухания и т. п. В целом ряде случаев наблюдения болидов позволили точно определить место падения метеорита, полет которого в атмосфере был заснят аппаратурой болидной сети.

Рис. 5.9. Снимок болида, полученный на болидной камере. ((C)1998 — Photo by Vic Winter & Jennifer Dudley/ ICSTARS Astronomy, http://www.icstars.com/HTML/Leo98/leo1.htm)

Болидные сети создали основу нашего современного знания об околоземной популяции малых тел Солнечной системы. Было установлено, что кроме метеорных потоков существуют также болидные потоки [Терентьева, 1990], некоторые из них имеют генетическую связь с известными метеорными потоками. На основании обработки данных о болидах и метеорах была создана [Ceplecha, 1976] классификация метеороидов, порождающих метеоры и болиды (табл. 5.2).

Для большинства метеорных потоков были вычислены распределения по массам и их изменения в зависимости от расстояния до радианта. Эти данные свидетельствуют о том, что некоторые метеорные потоки вполне могут содержать крупные тела (размером в несколько десятков метров), которые могли бы породить такое явление, как Тунгусский метеорит.

Таблица 5.2. Классификация метеороидов по плотности и структуре (по данным [Ceplecha, 1976])

В связи с этим интересны исследования П. Дженнискенса, который обнаружил связь астероида 2003 EH1 с метеорным потоком Квадрантиды и предположил, что этот астероид является остатком родительской кометы. В 2005 г. Дженнискенс и Лиитинен [Jenniskens and Lyytinen, 2005] обнаружили такую же связь между астероидом 2003 WY25 и потоком Фенициды. В 2006 г. Дженнискенс и Голдмен высказали предположение, что старые метеорные потоки, помимо мелких метеороидов, могут также содержать и крупные тела — осколки разрушившихся родительских комет. И, наконец, в 2008 г. Дженнискенс и Ваубайлон [Jenniskens and Vaubaillon, 2008] нашли, что таким телом может быть вновь обнаруженный астероид 2008 ED69 и связан он с метеорным потоком каппа-Цигниды.

На основании этих данных можно утверждать, что существуют выделенные направления в околоземном пространстве, с которых можно в первую очередь ожидать появления крупных тел, сближающихся с Землей. Кроме, например, направлений на Солнце или на апекс, можно утверждать, что такими направлениями в периоды активности некоторых метеорных и болидных потоков являются направления на их радианты.

Способность метеорных следов отражать радиоволны широко используется при радиолокационных наблюдениях метеоров. Принципиальным отличием использования радиолокационного метода является то, что фиксируется не излучаемая метеороидом энергия, а отраженная или рассеянная метеорным следом электромагнитная энергия наземного передатчика. Этот метод дает возможность вести наблюдения в любое время суток и при любых погодных условиях. Кроме того, с помощью радиолокационных методов можно регистрировать метеоры до 12–13 звездной величины и очень точно измерять расстояние до метеора и его скорость. При дрейфе метеорного следа радиолокация позволяет измерить и скорость ветра на метеорных высотах.

В последние десятилетия для регистрации метеорных следов широко применяются телевизионные средства и системы с ПЗС-камерами. Например, для наблюдения метеоров в ИНАСАН используется уникальная камера FAVOR [Багров и др., 2000; 2003], установленная на станции «Архыз» (Северный Кавказ) (см. рис. 5.10 на вклейке). Она имеет проницающую силу по метеорам до 8,5–9,0m при поле зрения 18° × 22°. Камера FAVOR — широкоугольная высокоскоростная оптическая камера — разработана для поиска и исследования оптических транзиентов, связанных с гамма-всплесками. Однако ее характеристики позволяют эффективно обнаруживать движущиеся источники излучения как естественного, так и искусственного происхождения. На максимальной кадровой частоте 7,5 Гц обеспечивается проницающая сила около 12m в формате разложения 1380 × 1024 пикс. × 10 бит. Камера установлена на экваториальной монтировке. Угловой размер элемента разрешения составляет около 1′. Вся получаемая на максимальной кадровой частоте видеоинформация, в том числе и метеорные треки, непрерывно записывается на жесткий диск компьютера и параллельно анализируется в режиме реального времени. Питающая оптика представляет собой светосильный объектив (светосила 1:1,2) с апертурой 150 мм и фокусным расстоянием 180 мм. Конфигурация камеры позволяет записывать без предварительной обработки всю видеоинформацию на максимальной кадровой частоте в течение всей наблюдательной ночи (рис. 5.11).

Рис. 5.11. Ряд снимков телевизионного метеора, полученные камерой FAVOR

Другая методика наблюдения используется на станции Крыжановка Одесской астрономической обсерватории с июня 2003 г. и до настоящего времени. Метеорное патрулирование осуществляется с помощью наблюдательного комплекса метеорного патруля, который включает несколько наблюдательных установок. Основная наблюдательная программа выполнялась с помощью телескопа системы Шмидта 17/30 см (диаметр коррекционной пластины/диаметр зеркала) (рис. 5.12). В качестве панорамного приемника излучения использовалась монохромная камера «Watec LCL-902K», работающая в телевизионном режиме. Патруль позволяет фиксировать метеорные явления с временны́м разрешением 0,02 с. Кроме стационарных установок, которые ведут регулярные патрульные наблюдения на наблюдательной станции Крыжановка, существует экспедиционный метеорный патруль. Он используется во время экспедиций на остров Змеиный, как правило, во время действия метеорного потока Персеиды в августе (рис. 5.13).

Рис. 5.12. Телескоп системы Шмидта. Фокусное расстояние 50 см, поле зрения 36′ × 48′, проницающая сила 12,5 m . (Рисунок предоставлен Ю. М. Горбаневым, ОАО НИИ Астрономическая обсерватория Одесского национального университета.)

Наблюдение тел массой менее 10-6 г наземными методами невозможно, так как подобные тела не порождают явление метеора, а, затормозившись в атмосфере, оседают в виде пыли. Зарегистрировать их выпадение на поверхность Земли нельзя. Лишь создание и запуск высотных ракет и космических аппаратов различного рода открыли возможность широкого изучения этих мелких метеороидов (точнее, межпланетной пыли). Регистрирующие устройства, размещенные на космических аппаратах, позволяют сегодня регистрировать микрометеороиды (пылинки) с массой до 10-13 г при скорости их движения перед ударом 30 км/с. С помощью космических аппаратов были получены данные о распределении микрометеороидов вплоть до орбит Марса и даже Сатурна.

Рис. 5.13. Метеор на фоне рассеянного звездного скопления Плеяды (Ясли). Зафиксирован во время метеорной экспедиции на остров Змеиный 15 августа 2006 г. в 1 ч 19 мин 27 с (UT) с помощью астрокамеры с объективом П-5. Метеор оставил после себя долгоживущий яркий след. В конечной точке видимого пути дал резкую вспышку. Показан один из кадров видеофильма с метеорным явлением (рисунок предоставлен Ю. М. Горбаневым)

Были также обнаружены так называемые β-метеороиды, которые имеют субмикронные размеры (с массами менее 10-13 г) и движутся под действием светового давления по гиперболическим орбитам. Вплоть до орбиты Марса плотность потока микрометеороидов почти одинакова, наклонение их орбит менее 20–30°, а плотность вещества самих микрометеороидов составляет 2–4 г/см3. Ярким показателем наличия большого количества мельчайших метеороидов или, как их еще называют, космической пыли, в Солнечной системе может служить уже упоминавшийся зодиакальный свет.

Считается, что прародителями большинства метеорных потоков являются кометы, так как они имеют рыхлую структуру и иногда распадаются на многочисленные осколки. Хотя метеороидные частицы по химическому составу похожи на каменные и железные метеориты, они тормозятся в атмосфере так, будто плотность их очень мала, т. е. они представляют собой пористые тела, состоящие из более мелких частиц. Среднее значение плотности метеорных тел, входящих в известные метеороидные рои, составляет 0,28 г/см3. Однако прародителями метеоров и болидов могут быть не только кометы, но и астероиды, разрушившиеся в результате столкновений, так как химический состав и кристаллическая структура упавших метеоритов показывают, что метеоритное вещество сформировалось в условиях высоких температур и давлений и, следовательно, они входили когда-то в состав крупных тел, а не могли формироваться в небольших и неплотных ядрах комет.

Используя различные наблюдения метеоров и болидов, можно вычислить орбиты образующих их тел до взаимодействия с атмосферой Земли. Особенно массовые вычисления орбит получаются из радионаблюдений метеоров. В визуальной области для определения точных орбит используются базисные наблюдения метеоров и болидов. Они могут проводиться визуальными, фотографическими и телевизионными методами. Визуальный метод при этом наименее надежный.

Большинство из зарегистрированных метеорных роев имеют расстояние от орбиты Земли до их осевой линии не более 0,08 а.е. (12 млн км). Области, которые орбита Земли проходит относительно осевой линии роя, для большинства метеорных роев при каждом новом прохождении слабо отличаются от предыдущих. Причем наклонение орбит обнаруженных широких роев лежит в пределах 15°, что неудивительно, так как при малых наклонениях увеличивается вероятность столкновения частиц роя с Землей и обнаружения потока. Это, в свою очередь, говорит о том, что наблюдаемое распределение метеоров может и не отражать реального распределения межпланетного вещества в Солнечной системе, а быть лишь результатом наблюдательной селекции.

 

5.3. Свойства метеорных потоков и метеорных роев

Огромное количество данных наблюдений за небесными объектами, проникающими в атмосферу Земли, падающими на ее поверхность или проходящими вблизи ее сферы действия, полученное за вторую половину ХХ в., не так уж существенно пополняет наши знания о населенности космического пространства объектами из класса малых тел Солнечной системы, о процессах, влияющих на качественный и количественный состав объектов данного класса. Полученные каталоги орбит метеороидов, астероидов, комет пока еще представляют собой собрание характеристик индивидуальных объектов наблюдений и не позволяют исследователям подойти к более или менее однозначным выводам о происхождении и динамике как всего класса малых тел, так и его отдельных составляющих (например, комет, астероидов, метеороидов и пр.) в их возможной взаимосвязи.

При наблюдении метеорных потоков отмечается исключительное многообразие структурных форм метеороидных роев. Данное многообразие обусловлено, по-видимому, сочетанием различных факторов.

Во-первых, это весьма вероятное различие природы происхождения метеороидных роев — кометное, астероидное, планетное и пр. — и вытекающее из этого разнообразие механизмов образования роев. Каждый предполагаемый механизм образования — выброс вещества вследствие неравномерного нагрева поверхности ядра родительской кометы, истечения газового потока с выносом пылевой материи, локальный разогрев, химический взрыв, механический удар, распад самогравитирующего скопления пылевых частиц и т. д. — должен формировать метеороидный рой своей собственной оригинальной структуры.

Во-вторых, процесс формирования роя может оказаться явлением уникальным (однократным), приводящим в конечном итоге через значительный промежуток времени к относительно равномерному распределению метеорных тел вдоль орбиты роя, как, например, у потоков Персеиды, Геминиды и др. Если же процесс формирования роя обусловлен многократным (периодическим) действием некоторого механизма, то в этом случае метеороидные тела должны иметь тенденцию к увеличению концентрации на отдельных участках орбиты роя.

В-третьих, элементы орбит метеороидных тел при движении роя в пространстве претерпевают существенные вариации под действием ряда гравитационных и негравитационных эффектов, что приводит к изменениям первоначальной структуры роя как в продольном, так и поперечном направлениях. Влияние этих эффектов на структуру конкретных роев различно и во многом определяется массой метеороидных тел, составляющих тот или иной рой.

В-четвертых, каждый из известных наблюдаемых метеорных потоков представляет собой уникальное явление. Поэтому при сравнении структур различных метеороидных роев для выявления главных, типичных структурных форм необходимо учитывать различия в условиях наблюдения этих роев.

5.3.1. Характеристики потоков метеороидов. Сравним орбитальные элементы астероидов групп Атона — Аполлона — Амура и метеорных и болидных потоков (последние взяты из работы [Terentjeva, 1990]). Здесь, конечно, подразумеваются орбитальные элементы метеороидных роев, проявляющихся как метеорные и болидные потоки, но для краткости используем термин «орбитальные элементы метеорных (метеороидных) потоков, метеоров, болидов», хотя это и не вполне корректно. На рис. 5.14 (см. вклейку) в пространстве орбитальных элементов (a, e) треугольниками показаны болидные потоки, а кружками — астероиды. Сравнение орбитальных характеристик метеоров, болидов и астероидов, сближающихся с Землей, показывает, что границы между этими популяциями малых тел Солнечной системы условны. Отметим, что для сравнения были выбраны астероиды, кометы и потоки с наклонениями меньше 20° и большими полуосями, не превышающими 6 а.е. Сплошными линиями ограничена область орбит с перигелийными и афелийными расстояниями, равными 1 а.е. Орбиты, лежащие правее правой ветви (перигелийное расстояние q = 1 а.е.), являются внешними для Земли и с ее орбитой не пересекаются. Орбиты, расположенные левее левой ветви (афелийное расстояние Q = 1 а.е.), являются внутренними орбитами и тоже не пересекают орбиты Земли. Орбиты внутри области (Q > 1 а.е., q < 1 а.е.) обязательно пересекают орбиту Земли. Объекты на правой или на левой линии касаются орбиты Земли либо в своем перигелии, либо соответственно в афелии. Прерывистыми линиями обозначены такие же области пересечения с орбитами Марса (1,5 а.е.) и Юпитера (5,2 а.е.).

Метеоры, болиды и астероиды располагаются примерно в одной и той же области, что и позволяет говорить о том, что нельзя связывать метеорные потоки только с кометами. Эти потоки могут порождаться также и астероидами. Косвенным подтверждением этого вывода являются новые наблюдения комет и астероидов. Периодическая комета Швассмана — Вахмана 1 при переоткрытии в 1976 г. имела звездообразный вид и только позже у нее появилась кома. Открытый в 1977 г. Хирон зарегистрирован как астероид? 2060. Спустя 10 лет он вдруг начал проявлять аномальное увеличение блеска — явный признак кометной активности. Сейчас накоплено достаточно фактов, свидетельствующих о том, что Хирон является гигантской кометой диаметром около 200 км. Есть и другие примеры движения комет по астероидным орбитам и наоборот. Это, например, такие периодические кометы, как Неуймина 1, Аренда — Риго, и такие астероиды, как (944) Гидальго, (3552) Дон Кихот, а также астероид 1984 ВС. Кроме того, спектральные данные о болидах, полученные Европейской болидной сетью, показывают, что часть болидов (которая может, кстати, порождать метеориты) явно относится к астероидному типу и при этом является членом метеорного или болидного потока.

Значительная часть метеороидов сосредоточена в роях. Метеороидные (метеорные) рои имеют ограниченный срок существования. Так как метеорные частицы распределены по всей длине орбиты роя, то на разные частицы гравитационное воздействие планет оказывается различным, что приводит к постепенному расширению метеорного роя, его размыванию. Через несколько десятков тысяч лет метеорный рой почти полностью размывается, его частицы оказываются практически равномерно распределенными по значительной области Солнечной системы. Они пополняют популяцию спорадических метеороидов, т. е. метеороидов, не создающих метеорных потоков. Поскольку метеорные потоки существуют и, судя по некоторым данным, существуют на протяжении всей истории человечества, то естественно предположить, что они все время должны образовываться. Единого мнения о механизме их образования до сих пор не имеется. Однако общепризнаны следующие возможные механизмы их образования:

1) выброс вещества при дезинтеграции кометных ядер (сублимация, взрывные процессы, полное разрушение ядер);

2) одновременное образование комет и метеорных роев при дезинтеграции более крупных тел;

3) дробление астероидов при столкновениях. Дезинтеграция кометных ядер подтверждается все увеличивающимся количеством наблюдений за кометами. Обнаружены как распады ядер комет, так и сильные потоки пыли, истекающей вместе с газом, а также, например, практически на глазах возникающий метеорный поток Дракониды после зафиксированного выброса из кометы Джакобини — Циннера.

5.3.2. Наблюдение крупных тел в метеорных и болидных потоках прямыми методами с поверхности Земли. На сегодняшний день уже можно с уверенностью говорить о том, что крупные тела в метеорных потоках есть [Багров и др., 1994, Smirnov and Barabanov, 1997; Барабанов, Смирнов, 2005]. Поэтому метеорные потоки могут быть потенциальными источниками крупных тел, падение которых на Землю может вызвать катастрофические последствия. Ярчайшим примером является, возможно, Тунгусский метеорит.

По каждому из основных метеорных потоков имеется богатая наблюдательная информация, полученная из визуальных, фотографических, телевизионных и радиолокационных наблюдений. Имеющаяся информация о массах метеорных тел позволяет построить функцию распределения таких тел по массам. Функция распределения по массам тел в метеорных потоках представляет собой обратный степенной закон или, по-другому, распределение Парето. Проведенный анализ показал, что наибольшая вероятность обнаружить крупные тела (размером свыше 10 м) существует для следующих метеорных потоков: Daytime Arietids (дневные Ариетиды), Capricornids (Каприкорниды), Perseids (Персеиды), kappa Cygnids (каппа-Цигниды), Taurids (Тауриды, или, точнее, осенние Тауриды), Geminids (Геминиды). Дневные Ариетиды наблюдаются радиометодами в дневное время суток. Исходя из этого анализа, первые наблюдения были проведены в метеорных потоках Персеиды и Геминиды. В последующие годы были исследованы остальные указанные метеорные потоки.

Все эти потоки действуют на протяжении нескольких суток, а характерное время встречи с телом массой в 1 т составляет порядка 100 сут. За период активности всех перечисленных выше потоков мы можем и не наблюдать болида, порожденного телом массой свыше 1 т. В среднем можно оценить, что за год могут наблюдаться несколько болидов, порожденных телами массой более 1 т. Необходимо подчеркнуть, что эти оценки сделаны на основе распределения по массам в области масс, гораздо меньших 1 т, так что если этот закон распределения по массам не выполняется в области больших масс, то приведенные оценки, полученные экстраполяцией, не будут соответствовать действительности. На рис. 5.15 приведены функции распределения метеорных тел по массам для выделенных потоков.

Среди метеорных потоков наиболее изучен, по-видимому, так называемый комплекс Тауриды, который содержит тела всех размеров: субмиллиметровую пыль, объекты, наблюдающиеся как радарные, визуальные и фотографические метеоры, метеориты с индивидуальными массами до 105 г [Babadzhanov et al., 2008], болиды (с массами до 109 г). Некоторые исследования говорят в пользу того, что не только Тунгусский метеорит (массой порядка 1011 г), но и целый ряд астероидов (возможно, «погасших» комет) с массами, достигающими 1017 г, также принадлежат этому комплексу, хотя при этом возникает много вопросов о генетической связи астероидов и комет в этом комплексе.

В окрестности Земли время от времени появляются довольно крупные тела. Тела таких же размеров (порядка метров и декаметров), но принадлежащие метеорным потокам или потокообразующим комплексам, не удавалось систематически наблюдать оптическими методами. Это объясняется многими причинами, главные из которых — крайне малый блеск (17–19m) и огромные скорости движения относительно Земли (20–70 км/с).

С другой стороны, многолетние наблюдения метеорных и болидных потоков показывают, что в среднем около 28 % небольших метеоров принадлежат потокам, почти две трети всех радиометеоров можно отнести к малым метеорным потокам. Число более крупных тел, наблюдаемых как визуальные и фотографические метеоры и принадлежащих потокам, достигает 47–56 %, а для болидов это число оценивается в 68 %. Значит, можно предположить, что концентрация больших тел с размерами порядка метров и декаметров в потоках также довольно значительна.

Рис. 5.15. Распределение тел по массам в метеорных потоках [Барабанов, Смирнов, 2003]; N — количество тел массой m, пролетающих за 1 с через площадку 1 м 2

Рис. 5.16. Снимок на ПЗС-камере пролета декаметрового объекта в метеорном потоке Каприкорниды (Симеизская обсерватория, 2008 г.)

Поэтому естественно начинать регулярный поиск малых тел на подлете к Земле в направлениях на радианты известных метеорных потоков в периоды их максимальной активности. Впервые эта идея была высказана в 1994 г. [Багров и др., 1994].

Метеороид, движущийся в метеорном потоке, вблизи радианта имеет малую видимую угловую скорость относительно звезд, поскольку двигается практически прямо на наблюдателя. Поэтому для наблюдений вблизи радианта метеорного потока необходимо реализовать максимальную проницающую способность используемой аппаратуры.

Первоначально было предложено использовать для определения эфемерид данные о радиантах метеорных потоков, т. е. экваториальные координаты в дату максимума и движение радианта — изменение экваториальных координат радианта в градусах в сутки. Более тщательное дальнейшее рассмотрение вопроса показало, что тела разных размеров в метеорных потоках в общем случае имеют немного различающиеся орбиты, т. е. внутри потока могут существовать ветви крупных тел, эфемериды которых будут отличаться от эфемериды метеорного потока. В зависимости от структуры метеорного потока используются различные методы вычисления эфемериды для наблюдений.

В ИНАСАН с 1995 г. по май 2008 г. были выполнены наблюдения девяти метеорных потоков. Обнаружено в общей сложности 40 объектов. В табл. 5.3 приведена статистика наблюдений крупных тел вблизи радиантов метеорных потоков в 1995–2008 гг. В первом столбце указано наименование метеорного (болидного) потока, во втором — количество обнаруженных метровых и декаметровых тел за все время наблюдения [Smirnov and Barabanov, 1997; Барабанов, Смирнов, 2005; Барабанов, 1998]. На рис. 5.16 приведен пример обнаружения крупного объекта в метеорном потоке; снимок получен на 1-метровом телескопе Симеизской обсерватории.

Таблица 5.3. Результаты наблюдений крупных тел в метеорных потоках

5.3.3. Структурные характеристики метеорных потоков. Обычно считается, что для крупных метеороидных тел, порождающих фотографические и визуальные метеоры, основными силами, формирующими структуру роя, являются силы гравитационного притяжения со стороны планет. При этом определяющее значение принадлежит неоднократным тесным сближениям метеороидных тел с большими планетами. В то же время при анализе имеющихся фотографических и радиолокационных данных для разреженных метеороидных роев и ассоциаций, а также для спорадической составляющей метеороидного комплекса не удается выявить значимого влияния возмущений со стороны Юпитера на дисперсию больших полуосей метеороидных орбит. Влияние вековых планетных возмущений на эволюцию орбит метеорных тел в роях сказывается лишь на значительных временны́х интервалах и, в основном, на долготу узла. С качественной точки зрения этим влияниям будут подвержены преимущественно крупные метеорные частицы, у которых ρδ > 10-3 г/см2, где ρ и δ — радиус и плотность метеорной частицы соответственно.

По фотографическим данным методами дисперсионного анализа была выявлена зависимость дисперсии орбит частиц в метеороидных роях от перигелийного расстояния: с уменьшением перигелийного расстояния рассеяние орбит в роях увеличивается. Этот вывод оказался менее убедительным для радиолокационных данных, что может быть обусловлено сравнительно большими случайными погрешностями метода.

Исследования дисперсии элементов фотографических орбит Персеид, метеоров больших метеорных потоков (Геминид, Северных и Южных Таурид) методами корреляционного анализа показали, что реальная дисперсия орбитальных элементов в роях может быть очень большой. Потоки Тауриды имеют почти в 15 раз больший разброс в значениях q, ω, Ω, в 6 раз — в значениях эксцентриситета, в 5 раз — в значениях большой полуоси по сравнению с потоком Геминиды. Поток Персеиды имеет разброс в элементах q, ω, i в 2–3 раза больший, нежели у Геминид, а для элементов e, ω — в 5 раз.

Дисперсия перигелийного расстояния орбит метеорных тел потока Тауриды почти в 6 раз больше, нежели для потока Персеиды. Дисперсии эксцентриситета и наклона в этих потоках почти равны. Эти результаты, полученные для больших метеорных потоков, не согласуются с вышеупомянутым предположением о наличии зависимости дисперсии орбитальных элементов от перигелийного расстояния, ибо для Персеид q = 0,953, для Таурид в среднем q = 0,350, для Геминид q = 0,141. Предполагается, что разброс всех орбитальных элементов увеличивается в процессе эволюции с увеличением возраста потока. Кроме того, отмечается, что поскольку наблюдаемая дисперсия элементов орбит потоков Тауриды, Персеиды и Геминиды превышает ошибки измерений, то точность каталогов орбит метеоров при интерпретации данных не имеет решающего значения.

Другой причиной, определяющей собственный разброс орбит частиц в рое, может служить первичный выброс. Разброс орбит под действием сил, ответственных за единовременный выброс, может быть весьма существенным. Причинами первичного выброса весьма убедительно объясняются наблюдаемые аномалии в распределении метеоров в потоке Квадрантиды, а также наличие вторичного максимума этого потока, наблюдавшегося в 1971–1974 гг. В основном наблюдения показывают очень сложную и разнообразную структуру потоков. В качестве наиболее распространенных и общих структурных характеристик могут быть выделены: а) вариации плотности потока частиц вдоль орбиты;

б) наличие нескольких максимумов численности метеоров;

в) постоянное смещение максимума;

г) слоистая структура роев в широтном направлении;

д) наличие скоплений крупных частиц;

е) волокнистая структура роев в продольном направлении.

Рассмотрим сначала структуру и эволюцию молодых и очень молодых метеороидных роев и метеорных ассоциаций, с которыми принято в настоящее время связывать ряд таких экстремальных явлений в космическом пространстве, как кратковременные повышения на несколько порядков притока космической пыли в атмосферу Земли, увеличение частоты ударов микрометеоритов по космическим аппаратам, усиление грозовой активности, выпадение осадков и пр. Такой рой, по-видимому, образуется в результате полной или частичной дезинтеграции родительского тела и представляет собой совокупность выброшенных из него в недалеком прошлом (6200 лет) пылевых частиц. В дальнейшем такой рой мы будем называть новым образованием.

Проведя анализ наблюдений 3000 метеорных потоков, полученных за 150 лет (с 30-х гг. XIX в. до 80-х гг. XX в.), И. С. Шестака [Шестака, 1990] пришел к выводу о том, что исчезновение метеорных потоков и появление новых может быть следствием эволюции орбит порождающих их метеороидных роев, происходящей под действием различных сил и создающей неблагоприятные условия для приближения этих роев к Земле и их наблюдений. «Исчезнувшие» рои могут существовать в Солнечной системе и через несколько тысячелетий вновь могут подойти к Земле, образуя новые метеорные потоки. Вообще же процесс исчезновения метеороидных роев не исключается, но для подтверждения его требуется значительно больший интервал времени наблюдений.

Из особенностей наблюдаемых новых образований, носящих проблемный характер и требующих точных количественных объяснений, прежде всего надо выделить значительную дисперсию орбитальных элементов частиц в метеорных потоках, т. е. рассеяние орбит метеороидов в потоках. Эта проблема — одна из центральных в метеорной астрономии. Качественное объяснение этого явления было дано Б. Ю. Левиным [Левин, 1956]. Он выделил 4 основных фактора, под действием которых происходят эволюция и постепенное рассеяние каждого метеороидного роя:

1) начальные скорости выброса частиц из родительского тела, создающие первоначальную дисперсию их орбит и, в частности, периодов обращения;

2) различие действия лучевого давления Солнца на частицы разных размеров, также способствующее первоначальной дисперсии их орбит (действие факторов 1 и 2 приводит к растягиванию роя в замкнутое кольцо);

3) планетные возмущения, по-разному действующие на разные части роя и приводящие к его утолщению;

4) эффект Пойнтинга — Робертсона, приводящий к весьма медленному расширению роя в плоскости его орбиты.

По мнению Б. Ю. Левина (применительно к кометам), большое многообразие структурных форм метеорных роев возникает в результате резких изменений кометных орбит вследствие их сближений с планетами, в первую очередь — с Юпитером.

При этом некоторый участок роя на прежней орбите, примыкавший к комете, обязательно переходит вместе с ней на новую орбиту. В зависимости от длительности пребывания кометы на старой орбите, скорости ее распада, размеров прежней орбиты и наличия сближений с орбитами планет перешедший на новую орбиту участок роя может иметь весьма различные структуру и плотность.

В дальнейшем исследователи добавляли некоторые уточняющие эффекты:

5) эффект Ярковского — Радзиевского (подробно об этом эффекте см. в главе 3). Он обусловлен анизотропностью инфракрасного излучения вращающимся сферическим телом. Вследствие этого, различие радиации, излученной двумя полусферами такого тела, вызывает появление добавочной силы.

Н. В. Куликова впервые получила [Катасев, Куликова, 1972] количественные оценки влияния эффекта Ярковского — Радзиевского на эволюцию метеороидных роев. Было показано, что на гелиоцентрических расстояниях свыше 1 а.е. для частиц сантиметрового размера и менее этот эффект играет малую роль в эволюции их орбит. Роль эффекта увеличивается с приближением частицы к Солнцу. Действие эффекта Ярковского — Радзиевского на движение частицы сравнимо с действием эффекта Пойнтинга — Робертсона на расстояниях от Солнца, меньших 0,01 а.е.;

6) Ф. Уиппл [Whipple, 1963] рассмотрел разрушение метеорных тел под действием космической эрозии и показал, что частицы кометного происхождения могут существовать, не подвергаясь эрозии, в течение интервала времени t = ρδ·4,3·104 лет;

7) Ф. Уиппл [Whipple, 1968] и Дж. Дохнани [Dohnanyi, 1971] исследовали вопрос о роли взаимных столкновений. Метеорные тела, принадлежащие роям, вследствие столкновений друг с другом и со спорадическими частицами дробятся и рассеиваются в пространстве. Среднее время жизни частицы до момента столкновения того же порядка, что и время, в течение которого частица разрушается под действием космической эрозии;

8) Ю. В. Обрубов [Обрубов, 1982], используя теоретические результаты В. Хюбнера [Huebner, 1970], А. А. Дмитриевского [Дмитриевский, 1974] и Л. Кресака [Kresak, 1976], количественно оценил изменения масс пылевых частиц под действием эффектов распыления протонами солнечного ветра, эрозии при столкновениях с микрометеороидами спорадического фона и испарения на интервалах времени порядка нескольких тысяч лет для роев Геминиды, Квадрантиды, η-Аквариды и Ориониды. Он сделал вывод, что влиянием вышеуказанных эффектов на изменение массы метеороидов, порождающих метеоры ярче 6m, можно пренебречь;

9) Ф. Уиппл [Whipple, 1967] и Е. Н. Поляхова [Поляхова, 1970] исследовали влияние давления протонов солнечного ветра на движение пылевых частиц и установили, что оно на несколько порядков меньше влияния прямого давления света;

10) А. А. Дмитриевский [Дмитриевский, 1974] исследовал силы, обусловленные взаимодействием электрически заряженного метеорного тела с крупномасштабными электрическими и магнитными полями, и обнаружил, что для частиц, размер которых больше 0,05 см, доминирующим фактором является эффект Пойнтинга — Робертсона. Преобладание вышеупомянутых эффектов над эффектом Пойнтинга — Робертсона имеет место лишь для частиц, размер которых меньше 5 микрон;

11) дополняя перечень эволюционных, рассеивающих рои эффектов, следует отметить практически неизученный эффект изменения орбиты ледяного ядра кометы под действием реактивной отдачи сублимирующих с поверхности молекул. На этот фактор сравнительно недавно обратил внимание В. Н. Лебединец [Лебединец и др., 1990].

Имеется еще несколько интересных особенностей наблюдаемых метеорных образований: симметричные относительно эклиптики потоки-близнецы, группы потоков со сходными орбитами, потоки метеоритов и ассоциации метеорных потоков, комет и метеоритов. Большинство исследователей полагает, что в основном метеорные тела в рое имеют более крупные размеры, нежели тела спорадического фона. Точный закон распределения метеорных тел по массе в рое неизвестен. Однако общепринято, что вполне удовлетворительно такое распределение описывается степенным законом, связывающим количество метеорных тел N с величиной их массы m:

где S — параметр, который подбирается для каждого потока.

Трудность применения этого закона заключается в неопределенности показателя S. Этот параметр для каждого конкретного роя уточняется при наблюдении соответствующего потока. Однако, соглашаясь, что параметр S для роев меньше, чем для спорадических метеоров, исследователи получают не всегда одинаковое изменение этого параметра во времени. Считается, что это различие обусловливается неоднородной структурой роя на разных участках его орбиты. Так, для потока Персеиды был получен весьма широкий спектр значений параметра S, различных у разных авторов и для разных участков потока. Для частиц в диапазоне масс 10-3–10-5 г получено S = 1,78 [Hughes, 1973], по данным [Бибарсов, Рубцова, 1970] S = 1,66 и S = 1,9 для разных участков роя, по этим же данным S = 1,71 + 0,07 при λθ = 138,92°, а по [Hughes, 1973] для 288 визуальных метеоров в интервале блеска от +1m до -5m получено S = 1,56 + 0,06. Наблюдается также резкое уменьшение параметра S за одни сутки от 2,4 до 1,44. При этом на внешней части роя отмечается скопление мелких частиц. Оказывается, что величина параметра S минимальна, когда Земля проходит центральную часть роя Персеиды (S = 1,54–1,6). В настоящее время с использованием современных методов обработки наблюдений значение параметра S все более уточняется.

При удалении от центра роя параметр S увеличивается. Это означает, что в центральной части роя Персеиды преобладают преимущественно метеорные тела крупных размеров. Аналогичная структура выявляется и при наблюдении роя Квадрантиды. При встрече с этим роем Земля вначале проходит через скопления мелких метеорных тел, а затем сталкивается с более крупными. По характеру изменения параметра S отмечается, что наиболее крупные частицы этого роя сосредоточены в центральной его части. Доля же мелких метеорных тел в роях относительно невелика. При этом предполагается, что основными механизмами образования мелких частиц в роях являются эффекты дробления и космической эрозии. Для частиц с массами < 8,2 10-2 г величина параметра S, вычисленная по результатам измерений притока космической пыли в верхнюю атмосферу в периоды активности потоков Квадрантиды, Персеиды и Геминиды, соответственно равна 1,59, 1,78 и 1,71. Для потока Геминиды отмечалось также уменьшение параметра S до 1,64 к центру потока в 1978 г.

Размеры пространственных неоднородностей в центральной части потока оцениваются до 4000 км, на периферии — до 200 км. По радиолокационным наблюдениям в 1980–1985 гг. метеорного потока Лириды [Porubčan and Šimek, 1988] показатель S определен в 1,58 и почти постоянен. Это позволяет предположить, что в потоке Лириды находится больше крупных частиц. Кроме того, постоянная величина S свидетельствует об активно продолжающемся прибавлении метеорного вещества в поток. По наблюдениям метеорного потока Леониды в 1973 г. среднее суточное значение параметра S составляло 2,40 [Porubčan, 1974].

Сделаем несколько замечаний относительно структуры «молодых» метеороидных роев. В большинстве случаев такие рои имеют общепризнанную связь с кометами — Леониды (комета 1866 I), Дракониды (комета Джакобини — Циннера), Андромедиды (комета Биэлы) и т. д. В этом случае основная часть метеорных тел роя все еще остается сконцентрированной на участке орбиты вблизи кометы-родоначальницы, что подтверждается наблюдаемой

заметной активностью таких потоков лишь в течение нескольких лет до и после максимума действия потока. В остальные годы такой поток характеризуется крайне малой интенсивностью. Короткая продолжительность потока свидетельствует о его малом поперечном сечении. Интервал интенсивного действия потока Дракониды в 1946 г. не превышал 6 ч, а ярко выраженный максимум интенсивности длился около 10 мин. По результатам наблюдения этого же потока в 1933 г. получено, что сечение его наиболее плотной центральной части, где плотность метеорных тел равна максимально наблюдавшейся, примерно в 5–6 раз меньше сечения всего потока. Аналогичные результаты получены и для потока Леониды. Кроме того, по результатам наблюдений потока Леониды в 1969 г. [Porubčan, 1974] отмечается наличие весьма неширокой (1,4·104 км) плотной центральной части потока, в которой преобладают неслучайные группировки метеороидных тел. За пределами этой области распределение метеороидных тел в рое случайно. В центральной же части более 10 % всего состава метеороидного комплекса находится в парах или группах. Отсутствие подобных группировок в ежегодных потоках связано с распадом таких систем на фазе отделения от родительской кометы.

На основе данных о метеороидных роях и спорадических метеороидах строятся модели метеороидного вещества в межпланетном пространстве для обеспечения безопасности полетов космических аппаратов. В 1985 г. появились две модели метеороидного вещества в околоземном пространстве — это модель Грюна [Grьn et al., 1985] и ГОСТ 25645.128-85 «Вещество метеорное. Модель пространственного распределения» в СССР. С этого времени модели метеороидного вещества непрерывно модифицировались с учетом новых данных о метеороидах в околоземном и межпланетном пространстве. Новые данные дает применение более совершенных методов интерпретации наземных наблюдений метеоров и данных с космических аппаратов, находящихся в межпланетном пространстве, а также вблизи некоторых планет. К сожалению, в СССР и в России с 1985 г. не было создано постоянно действующих рабочих групп по модификации модели метеорного вещества, тогда как в NASA и ESA такие группы существуют и регулярно выпускают рабочие версии действующих моделей метеороидного вещества, которые используются при проектировании космических аппаратов и планировании различных космических миссий.

В мире для обязательного использования при проектировании космических полетов в разные периоды времени применялись четыре такие модели [Drolshagen et al., 2008]. Их характеристики приведены в табл. 5,4, в которую включена также модель ГОСТ 25645.128-85 «Вещество метеорное. Модель пространственного распределения».

Существуют также модели метеороидного вещества в окрестности других планет земной группы. В последние годы активно исследуется Марс космическими аппаратами NASA. Российская Федерация также планирует в ближайшее время запуск космического аппарата (КА) «Фобос-Грунт» к Марсу, одной из основных задач которого будет исследование спутника Марса Фобоса. Существуют модели метеороидного вещества вблизи Марса и Фобоса, которые позволяют более или менее реально определить степень риска столкновения КА с метеороидными частицами различных масс и размеров, оценить скорость такого столкновения и энергию удара. Одна из таких моделей развивается в Астрономическом институте Санкт-Петербургского государственного университета [Krivov et al., 1995].

Таблица 5.4. Метеороидные модели

 

5.4. Кометы как родоначальницы метеорных роев

К настоящему моменту наиболее признанной является концепция возникновения метеороидных роев как следствия полной или частичной дезинтеграции кометных ядер, существенно усиливающейся при приближении кометы к Солнцу (см. также главу 4). Впервые такое предположение высказал Дж. Скиапарелли (1866), когда отождествил орбиту потока Персеиды с орбитой кометы 1862 II. К 40-м гг. XX в. таких отождествлений было всего четыре: комета 1866 I (она же комета Темпеля — Туттля) — поток Леониды, комета 1862 II — поток Лириды, комета Энке — Баклунда — поток Тауриды, комета 1910 II (Галлея) — потоки Ориониды и η-Аквариды. Весьма интересными представляются флуктуации частот появления космических «пришельцев» в окрестности земной орбиты и непосредственно в биосфере Земли. На основе анализа более чем 8000 исторических свидетельств о пролете комет и болидов, падении метеоритов и метеорных дождях за прошедшие 2000 лет были выявлены особые интервалы 0–500 лет, 1000–1250 лет, 1450–1750 лет, изобилующие сообщениями о появлении комет. Была выявлена явная связь между кометами и метеорными потоками. Распад комет на отдельные фрагменты или их частичная дезинтеграция является наиболее активным процессом их эволюции. Он наблюдается у относительно ярких комет и обычно сопровождается различными проявлениями кометной активности. Так, за период с 1843 г. по 1971 г. наблюдалось около 16 случаев расщепления комет с последующим расхождением фрагментов. За последние годы к числу интересных явлений добавились ставшая весьма знаменательной комета Веста (1975 n), комета Когоутека (1973 f), комета Уилсона, яркая вспышка кометы Галлея после прохождения перигелия, комета Швассмана — Вахмана 3, Шумейкеров — Леви, Холмса и др. В 11 случаях распад произошел на гелиоцентрических расстояниях R 6 1,6 а.е., в двух случаях — в зоне астероидов и в трех — на расстоянии орбиты Юпитера. Применив метод дифференциальной коррекции для интерпретации наблюдений кометы Виртанена (1957 VI), Секанина [Sekanina, 1979] уточнил место расщепления этой кометы — 9 а.е. вместо 4,9 а.е., как принималось ранее. Кроме того, Секанина считает, что абсолютно достоверно распавшимися можно считать только шесть комет — 1881 I, 1914 IV, 1943 I, 1955 V, 1968 III, 1969 IX. Для двух комет — 1889 IV, 1896 V — имеются достаточные основания считать их распавшимися. Поскольку фрагменты около половины распавшихся ядер комет являются короткоживущими, можно предположить, что фрагменты малых размеров выбрасываются из родительских ядер значительно чаще. Однако наблюдение таких фрагментов затруднено вследствие малости их размеров. В случае кометы Таго — Сато — Косаки (1969 IX) Секанина установил, что ее распад совпадает с визуально наблюдавшейся вспышкой блеска и с внезапным увеличением истечений вещества из кометы.

На рис. 5.17 показана орбита кометы Темпеля — Туттля и положение планет на 28 февраля 1998 г., когда комета проходила недалеко от Солнца. Также представлен снимок неба с метеорами потока Леониды, сделанный на обсерватории Modra с 4-часовой экспозицией 17 ноября 1998 г.

Рис. 5.17. Орбита кометы 55Р Темпеля — Туттля [Yeomans et al., 1996]. Положение планет показано на 28 февраля 1998, когда комета проходила недалеко от Солнца. Справа преставлен снимок неба с метеорами потока Леониды, сделанный на обсерватории Modra с 4-часовой экспозицией 17 ноября 1998 г. (http://leonid.arc.nasa.gov/meteor.html)

Комета Веста стала уникальным объектом для наблюдателей и исследователей структуры и состава кометного ядра. Многократный распад ядра на фрагменты и сложная структура пылевого хвоста оказались хорошо зафиксированы на снимках и рисунках. Интерпретация фотографий, на которых зафиксированы распад ядра кометы Веста, расхождение фрагментов ядра и их эволюция, позволила установить наличие весьма широких пылевых потоков. Анализ фотометрических данных позволил оценить размеры ядра и его 4 фрагментов, каждый из которых можно оценить как ядро небольшой кометы. Пылевой хвост кометы составляют пылевые частицы субмикронных и микронных размеров, выброшенные из ядра вблизи перигелия орбиты, а 13 концевых синхрон в пылевом хвосте могут соответствовать количеству относительно крупных осколков, на которое разделилось ядро кометы 1975 VI Веста. Такое ядро на некоторое время будет представлять собой связанный рой льдистых тел.

Для изучения целого ряда явлений в кометах, состава и структуры ядер, рельефа поверхности и размеров ядра, оценки активной деятельности кометы и пр. в последние два десятилетия были разработаны, осуществлены и продолжают осуществляться космические миссии к ядрам периодических комет: миссия Стардаст (Stardust), миссия Дип Импакт (Deep Impact), миссия Розетта (Rosetta).

Одним из результатов миссии Стардаст было обнаружение большого количества активных струй, состоящих из частиц, вытекающих из различных участков поверхности ядра кометы Вильда 2. Предполагалось, что джеты должны выбрасываться на близкие расстояния от ядра и затем диссипировать, образуя светящееся тело. Однако сверхскоростные струи (джеты) не диссипировали, оставаясь мощными узкими струями. Так, зонд Стардаст оказался полностью изрешечен большим количеством частичек при его пролете через три гигантских джета.

Таким образом, дезинтеграция комет является достаточно распространенным процессом в Солнечной системе. Образуются ли в результате этого процесса метеороидные рои и чем обосновывается утверждение об их связи с определенной кометой-родоначальницей?

Б. Ловелл дает четыре основных критерия, с помощью которых рекомендуется устанавливать общность орбит кометы и метеороидного роя: а) при условии, что комета достаточно близко подходит к Земле, различие элементов орбит кометы и метеороидного роя должно быть минимальным;

б) должны существовать повторные возвращения метеорного потока с периодом, сходным с периодом кометы;

в) смещение даты потока назад или вперед должно соответствовать движению узла кометы;

г) в случае длительного потока должно существовать суточное смещение его радианта.

Рассматривая вопрос о связи комет и метеоров, следует помнить два других весьма важных фактора. Во-первых, существует много больших метеорных потоков, для которых пока нет возможности установить их связь с кометами. Во-вторых, существуют кометы, которые приближаются к Земле на расстояние менее 0,25 а.е. и должны были бы породить метеорные потоки, но таковых пока не обнаружено. Наиболее характерным большим метеорным потоком, не имеющим кометы-родоначальницы, является поток Геминиды. Несмотря на обстоятельное изучение, до последнего времени не удалось отождествить его связи ни с одной из известных комет. Некоторые из известных метеорных потоков и их предполагаемые кометы-родоначальницы представлены в табл. 5.5.

Таблица 5.5. Метеорные потоки и предполагаемые кометы-родоначальницы [Куликова и др., 2008]

5.4.1. Моделирование процесса распада комет как источника возникновения метеороидных комплексов. Появление вычислительной техники во второй половине XX в. позволило осуществить расчеты по прогнозированию движения небесных тел как в ретроспективе, так и на довольно длительную перспективу. Несмотря на трудности такого рода работ, связанные с неточностью наших представлений о положении планет в Солнечной системе, были получены крайне важные и весьма интересные результаты. Особая роль в этих исследованиях принадлежит Е. И. Казимирчак-Полонской. Дальнейшее развитие вычислительной техники, появление высокоскоростных компьютеров позволило одновременно с классическими методами небесной механики начать разработку нового направления исследований — стохастической небесной механики.

Случайность — это неотъемлемая часть большинства происходящих в природе явлений, и стохастический подход к решению поставленных задач вполне правомерен.

Поскольку малые тела Солнечной системы в процессе эволюции проявляют сложное поведение, которое трудно описать и объяснить в рамках классической небесно-механической теории движения, то имеет смысл перейти к вероятностным формам описания процесса эжекции вещества из родительского тела в любой точке космического пространства и исследовать модели возникающих при этом новых классов малых тел.

Процессы выброса вещества являются стохастическими процессами, когда априори неизвестны начальные условия выброса. Следствием такого выброса может быть образование метеороидного роя или ассоциации. Одним из критериев установления генетической связи метеороидного образования с предполагаемым родительским телом является сходство орбит. Теоретические исследования в сочетании с компьютерным моделированием и привлечением значительного объема наблюдательных данных позволяют получить не только качественные, но и количественные характеристики при рассмотрении конкретных небесных объектов.

Применительно к описываемой проблеме в этом направлении выделяются три раздела:

1) выявление структур новых образований на основе наиболее вероятных механизмов дезинтеграции родительских тел;

2) определение возможности возникновения и существования новых классов малых тел в космическом пространстве;

3) эволюционное движение в межпланетном пространстве малых тел, новых образований и остатков начальных объектов под действием факторов гравитационного и негравитационного характера.

Первые работы по моделированию выброса вещества из ядра кометы и образованию метеороидного роя были выполнены в нашей стране в 60-х гг. XX в. Первые результаты по моделированию четырех наиболее известных в то время роев — Дракониды (комета Джакобини — Циннера), Леониды (1866 I), Персеиды (1862 III) и Тауриды (комета Энке) — показали перспективность разрабатываемого метода исследования [Катасев, Куликова, 1975; Katasev and Kulikova, 1970]. В дальнейшем аналогичные исследования были осуществлены для метеороидных роев, связь которых с определенными кометами не являлась общепризнанной. Это метеороидные рои Лириды, Урсиды, Андромедиды, Ориониды и η-Аквариды, α-Каприкорниды. В качестве комет-родоначальниц принимались кометы 1861 I, 1939 X, 1852 III (Биэлы), 1910 II (Галлея), 1954 III соответственно. На этом этапе моделирование процесса выброса вещества из ядра кометы-родоначальницы осуществлялось в самой неспокойной точке орбиты кометы — перигелии. Развитие этого метода заключалось в разработке и применении вероятностно-статистического алгоритма, моделирующего процесс выброса метеорного вещества из ядра кометы-родоначальницы в любой точке кометной орбиты. Применение методов Монте-Карло в данном случае позволило более детально исследовать вопрос о возможности образования метеороидных роев, ибо постепенное снятие ограничений при постановке задачи приближает к реальному процесс, изучаемый с помощью математических методов. В ходе исследования был выявлен характер изменений отклонений орбитальных элементов модельных частиц, выброшенных с различными скоростями, от элементов орбиты соответствующей кометы-родоначальницы при удалении точки выброса от перигелия; выявлена зависимость изменения величины этих отклонений как функции скорости выброса; определены границы интервалов скоростей выброса, ответственных за образование каждого исследуемого роя. Получены некоторые тенденции формирования метеорных роев как следствия процессов выброса, проявляющиеся при удалении точки выброса от перигелия кометной орбиты, а также специфические особенности формирования каждого из вышеназванных роев. Оказалось, что если метеороидный рой есть результат серии выбросовых процессов, возникающих при приближении кометы к Солнцу, то в нем может быть выявлена продольная лучевая структура.

К настоящему моменту разработана компьютерная технология для исследования возможности образования и дальнейшей эволюции метеороидных комплексов на значительных временны́х интервалах. Эта технология модульная. Одним из ее достоинств является принцип открытости и наращиваемости — фундаментальный принцип проектирования современных операционных систем. Это позволяет наращивать функции технологии и при необходимости легко заменять или расширять список применяемых алгоритмов. В последние годы опубликовано довольно много сведений о целом ряде малых небесных тел, наблюдавшихся в течение длительных промежутков времени, что позволяет проводить вероятностное моделирование на основе более или менее достоверных начальных данных. Так, диапазон наблюдений кометы Галлея (1910 II) охватывает 26 появлений с 1404 г. до н. э. по 1986 г. н. э., кометы Джакобини — Циннера — свыше 11 появлений, начиная с 1910 г., кометы Григга — Шьеллерупа — 18 появлений с 1907 г., комета Темпеля — Туттля II наблюдается с 1533 г., комета Понса — Виннеке — с 1819 г. и т. д. Такая ситуация позволяет использовать компьютерную технологию как один из способов изучения населенности ближнего и дальнего космоса фрагментами распада ядер родительских тел. На рис. 5.18 (см. вклейку) и 5.19 представлены некоторые результаты моделирования процесса дезинтеграции вышеперечисленных комет в определенные моменты их жизненного цикла и расположения в пространстве возникающих при этом метеороидных комплексов.

Рис. 5.19. Модели метеороидных комплексов в области между Землей и Марсом, образованных кометами Галлея, Джакобини — Циннера, Понса — Виннеке, Темпеля — Тут-тля и Григга — Шьеллерупа в процессе их дезинтеграции в период 1900–2000 гг. [Куликова и др., 2008]

В сочетании с данными наблюдений метеорных потоков может быть получена вполне реальная картина заполнения определенного региона космического пространства мелкими и очень мелкими фрагментами распада более крупных небесных тел. Кроме того, результаты моделирования помогают выявить основные тенденции изменения орбитальных элементов выброшенных фрагментов и установить взаимосвязь рассматриваемых родительских комет с известными метеорными потоками.