Текст книги "Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра"

Автор книги: Борис Иванов

Соавторы: Юрий Медведев,Леонид Соколов,Владимир Светцов,Андрей Витязев,Вадим Поль,Лидия Рыхлова,Нелли Куликова,Виктор Шор,Дмитрий Глазачев,Сергей Барабанов
сообщить о нарушении

Текущая страница: 12 (всего у книги 35 страниц) [доступный отрывок для чтения: 13 страниц]

Глава 5
Метеороиды

 
Не зная правильной орбиты,
Вразброд, поодиночке, зря
Летят из тьмы метеориты
И круто падают, горя.
Куски тяжелого металла,
Откуда их приносит к нам?
Какая сила разметала
Их по космическим углам?
 

В. Солоухин. «Звездные дожди»

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 (-4^m), 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 -1^m. В начале 1950-х гг. были изготовлены специальные светосильные камеры типа Супер-Шмидт и с их помощью были сфотографированы метеоры яркостью +3,5^m, 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 8,5–9,0^m 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 12^m 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.