Главная Архивные документы
Исследования
КСЭ Лирика
Вернуться
Введение
Глава 1. Методы исследования метеоров
Глава 2.Метеорное вещество в Солнечной системе
Глава 3. Метеорные явления
Глава 4. Тунгусский метеорит
Глава 5. Кратеры на планетах
Заключение. Рекомендуемая литература
Фотографии
Каталог
Глава 2.Метеорное вещество в Солнечной системе
Карта сайта Версия для печати
Тунгусский феномен » Исследования » Монографии » Бронштэн В.А. Метеоры, метеориты, метеороиды » Глава 2.Метеорное вещество в Солнечной системе

Орбиты метеоров и метеоритов

К настоящему времени советскими и зарубежными наблюдателями опубликовано несколько каталогов метеорных радиантов и орбит, насчитывающих по нескольку тысяч метеоров каждый. Так что материала для их статистического анализа более чем достаточно.

Один из важнейших результатов этого анализа состоит в том, что практически все метеорные тела принадлежат Солнечной системе, а не являются пришельцами из межзвездных просторов. Вот как это можно показать.

Если даже метеорное тело пришло к нам от самых границ Солнечной системы, его скорость относительно Солнца на расстоянии земной орбиты будет равна параболической скорости на этом расстоянии, которая в  раз больше круговой. Земля движется с почти круговой скоростью 30 км/с, следовательно, параболическая скорость в районе земной орбиты равна 30=42 км/с. Если даже метеорное тело летит навстречу Земле, его скорость относительно Земли будет равна 30+42=72 км/с. Это и есть верхний предел геоцентрической скорости метеоров.

Как же определяется ее нижний предел? Пусть метеорное тело движется недалеко от Земли по ее орбите с той же скоростью, что и Земля. Геоцентрическая скорость такого тела сперва будет близка к нулевой. Но постепенно под действием притяжения Земли частица начнет падать на Землю и разгонится до хорошо известной всем второй космической скорости 11,2 км/с. С этой скоростью она и войдет в атмосферу Земли. Это и есть нижний предел внеатмосферной скорости метеоров.

Труднее определять орбиты метеоритов. Мы уже говорили, что падения метеоритов — крайне редкие и притом непредсказуемые явления. Никто заранее не может сказать, когда и где упадет метеорит. Анализ показаний случайных очевидцев падения дает крайне низкую точность в определении радианта, а скорость определить таким образом и вовсе невозможно.

Но вот 7 апреля 1959 г. несколько станций службы метеоров Чехословакии сфотографировали яркий болид, завершившийся падением нескольких осколков метеорита Пршибрам. Атмосферная траектория и орбита в Солнечной системе этого метеорита были точно вычислены. Это событие воодушевило астрономов. В прериях США была организована сеть станций, оснащенных однотипными комплектами фотокамер, специально для съемки ярких болидов. Ее назвали Прерийной сетью. Другая сеть станций — Европейская — была развернута на территории Чехословакии, ГДР и ФРГ.

Прерийная сеть за 10 лет работы зафиксировала полет 2500 ярких болидов. Американские ученые рассчитывали, что, продолжая их траектории вниз, они смогут найти по крайней мере десятки выпавших метеоритов.

Их ожидания не оправдались. Только один (!) из 2500 болидов завершился 4 января 1970 г. падением метеорита Лост Сити. Спустя семь лет, когда Прерийная сеть уже не работала, с территории Канады был сфотографирован полет метеорита Инисфри. Это произошло 5 февраля 1977 г. Из европейских болидов ни один (после Пршибрама) не завершился выпадением метеорита. А между тем среди сфотографированных болидов многие были очень яркими, во много раз ярче полной Луны. Но метеориты после их пролета не выпали. Эта загадка получила свое разрешение в середине 70-х годов, о чем мы расскажем ниже.

Таким образом, наряду с многими тысячами орбит метеоров мы имеем только три (!) точных орбиты метеоритов. К ним можно добавить несколько десятков приближенных орбит, вычисленных И. С. Астаповичем, А. Н. Симоненко, В. И. Цветковым и другими астрономами на основании анализа показаний очевидцев.

При статистическом анализе элементов орбит метеоров приходится учитывать несколько избирательных факторов, приводящих к тому, что одни метеоры наблюдаются чаще других. Так, геометрический фактор P1 определяет относительную замечаемость метеоров с различным зенитным расстоянием радианта. Для метеоров, регистрируемых радиолокатором (так называемых радиометеоров), имеет значение геометрия отражения радиоволн от ионно-электронного следа и диаграмма направленности антенны. Физический фактор Р2 определяет зависимость замечаемости метеоров от скорости. Именно, как мы убедимся дальше, чем больше скорость метеороида, тем более яркий метеор будет наблюдаться. Яркость метеора, наблюдаемого визуально или регистрируемого фотографически, пропорциональна 4—5-й степени скорости. Это значит, например, что метеор, имеющий скорость 60 км/с, будет ярче метеора со скоростью 15 км/с (при равенстве масс порождающих их метеороидов) в 400—1000 раз. Для радиометеоров существует аналогичная зависимость интенсивности отраженного сигнала (радиояркости метеора) от скорости, хотя она и носит более сложный характер. Наконец, есть еще астрономический фактор Р3, смысл которого состоит в том, что встреча Земли с метеорными частицами, движущимися в Солнечной системе по разным орбитам, имеет различную вероятность.

После учета всех трех факторов можно строить распределение метеоров по элементам их орбит, исправленное за избирательные эффекты.

Все метеоры делятся на поточные, т. е. принадлежащие к известным метеорным потокам, и спорадические, составляющие «метеорный фон». Грань между ними до некоторой степени условна. Крупных метеорных потоков известно около двадцати. Их называют по латинским названиям созвездий, где расположен радиант: Персеиды, Лириды, Ориониды, Аквариды, Геминиды. Если в данном созвездии в разное время действуют два или больше метеорных потока, их обозначают по ближайшей звезде: ( -Аквариды, -Аквариды, -Персеиды и т. д.

Общее число метеорных потоков гораздо больше. Так, в каталоге А. К. Терентьевой, составленном по фотографическим и лучшим визуальным наблюдениям до 1967 г., содержится 360 метеорных потоков. Из анализа 16 800 орбит радиометеоров В. Н. Лебединец, В. Н. Корпусов и А. К. Соснова выявили 715 метеорных потоков и ассоциаций (метеорная ассоциация — это группа метеорных орбит, генетическая близость которых установлена с меньшей достоверностью, чем в случае потока).

Для целого ряда метеорных потоков надежно установлено их генетическое родство с кометами. Так, орбита метеорного потока Леонид, наблюдающегося ежегодно в середине ноября, практически совпадает с орбитой кометы 1866 I. Один раз в 33 года наблюдаются эффектные метеорные дожди с радиантом в созвездии Льва. Наиболее интенсивные дожди наблюдались в 1799, 1832 и 1866 гг. Потом в течение двух периодов (1899—1900 и 1932— 1933 гг.) метеорных дождей не было. По-видимому, положение Земли в период ее встречи с потоком было неблагоприятно для наблюдений — она не прошла через самую плотную часть роя. Но 17 ноября 1966 г. метеорный дождь Леонид повторился. Его наблюдали астрономы США и зимовщики 14 советских полярных станций в Арктике, где была в это время полярная ночь (на основной территории СССР в это время был день). Численность метеоров достигала 100 000 в час, но метеорный дождь длился лишь 20 мин, в то время как в 1832 и 1866 гг. он продолжался несколько часов. Это можно объяснить двояко: либо рой состоит из отдельных сгустков-облаков различных размеров и Земля в разные годы проходит то через одни, то через другие облака, либо в 1966 г. Земля пересекла рой не по диаметру, а по малой хорде. Комета 1866 I также имеет период обращения в 33 года, что еще раз подтверждает ее роль кометы—прародительницы роя.

Точно так же комета 1862 III является родоначальницей августовского метеорного потока Персеид. В отличие от Леонид Персеиды не дают метеорных дождей. Это означает, что вещество роя более или менее равномерно распределилось вдоль его орбиты. Можно поэтому предполагать, что Персеиды — более «старый» метеорный потоп, чем Леониды.

Сравнительно недавно образовался метеорный поток Дракониды, давший эффектные метеорные дожди 9— 10 октября 1933 и 1946 гг. Родоначальница этого потока — комета Джакобини—Циннера (1926 VI). Ее период 6,5 года, поэтому метеорные дожди наблюдались с интервалом 13 лет (два периода кометы почти точно соответствуют 13 оборотам Земли). Но ни в 1959, ни в 1972 г. метеорные дожди Драконид не наблюдались. В эти годы Земля проходила далеко от орбиты роя. На 1985 г. прогноз был более благоприятный. И действительно, вечером 8 октября на Дальнем Востоке наблюдался эффектный метеорный дождь, хотя и уступавший по численности и длительности дождю 1946 г. На большей части территории нашей страны в это время был день, но астрономы Душанбе и Казани наблюдали метеорный дождь с помощью радиолокационных установок.

Распавшаяся в 1846 г. на глазах у астрономов на две части комета Биэлы в 1872 г. уже не наблюдалась, зато астрономы стали свидетелями двух мощных метеорных дождей — в 1872 и 1885 гг. Этот поток получил название Андромедиды (по созвездию) или Биэлиды (по комете). К сожалению, в течение целого столетия он уже не повторялся, хотя период обращения этой кометы тоже равен 6,5 года. Комета Биэлы относится к числу утерянных — она не наблюдалась уже 130 лет. Скорее всего, она действительно распалась на части, дав начало метеорному потоку Андромедид.

Со знаменитой кометой Галлея связаны два метеорных потока: -Аквариды, наблюдающиеся в мае (радиант в Водолее), и Ориониды, наблюдающиеся в октябре (радиант в Орионе). Это значит, что орбита Земли пересекается с орбитой кометы не в одной точке, как у большинства комет, а в двух. В связи с приближением кометы Галлея к Солнцу и к Земле в начале 1986 г. внимание астрономов и любителей астрономии было привлечено к этим двум потокам. Наблюдения потока Акварид в мае 1986 г. в СССР подтвердили усиление его активности с преобладанием ярких метеоров.

Таким образом, из установленных связей метеорных потоков с кометами следует важный космогонический вывод: метеорные тела потоков — не что иное, как продукты разрушения комет. Что касается спорадических метеоров, то, скорее всего, это остатки распавшихся потоков. Ведь на траектории метеорных частиц сильно действует притяжение планет, особенно планет-гигантов группы Юпитера. Возмущения от планет приводят к диссипации, а затем и к полному распаду потока. Правда, этот процесс занимает тысячи, десятки и сотни тысяч лет, но он работает постоянно и неумолимо. Весь метеорный комплекс постепенно обновляется.

Обратимся к распределению метеорных орбит по значениям их элементов. Прежде всего отметим важный факт, что эти распределения различны для метеоров, регистрируемых фотоспособом (фотометеоров) и радиолокацией (радиометеоров). Причина этого заключается в том, что радиолокационный метод позволяет регистрировать гораздо более слабые метеоры, чем фотография, а, значит, данные этого метода относятся (после учета физического фактора) в среднем к гораздо более мелким телам, чем данные фотографического метода. Яркие метеоры, доступные фотографированию, соответствуют телам с массой более 0,1 г, тогда как радиометеоры, собранные в каталоге Б. Л. Кащеева, В. Н. Лебединца и М. Ф. Лагутина, соответствуют телам массой 10-3~10-4 г.

Анализ орбит метеоров этого каталога показал, что весь метеорный комплекс можно разделить на две составляющие: плоскую и сферическую. К сферической составляющей относятся орбиты с произвольными наклонами к эклиптике, с преобладанием орбит с большими эксцентриситетами и полуосями. К плоской составляющей относятся орбиты с небольшими наклонами (i <35°), небольшими размерами (а< 5 а. е.) и довольно большими эксцентриситетами. В 1966 г. В. Н. Лебединец высказал гипотезу о том, что метеорные тела сферической составляющей образуются за счет распада долгопериодичееких комет, однако их орбиты сильно изменены под действием эффекта Пойнтинга—Робертсона.

Эффект этот заключается в следующем. На малые частицы весьма эффективно действует не только притяжение Солнца, но и световое давление. Почему световое давление действует именно на малые частицы, ясно из следующего. Давление солнечных лучей пропорционально площади поверхности частицы, или квадрату ее радиуса, тогда как притяжение Солнца — ее массе или в конечном счете ее объему, т. е. кубу радиуса. Отношение светового давления (точнее, сообщаемого им ускорения) к ускорению силы тяготения будет, таким образом, обратно пропорционально радиусу частицы и будет больше в случае малых частиц.

Если малая частица обращается вокруг Солнца, то из-за сложения скоростей света и частицы по правилу параллелограмма свет будет падать немного спереди (У читателей, знакомых с теорией относительности, такая трактовка может вызвать возражения: ведь скорость света не складывается со скоростью источника или приемника света. Но строгое рассмотрение этого явления, а также близкого ему по природе явления годичной аберрации света звезд (кажущегося смещения звезд вперед по движению Земли) в рамках теории относительности приводит к такому же результату. Только речь идет уже не о «сложении» скоростей, а об изменении направления падающего на частицу луча в связи с ее переходом из одной системы отсчета в другую.) и будет слегка притормаживать ее движение вокруг Солнца. Из-за этого частица по очень пологой спирали будет постепенно приближаться к Солнцу, ее орбита будет деформироваться. Этот эффект был качественно описан в 1903 г. Дж. Пойнтингом и математически обоснован в 1937 г. Г. Робертсоном. С проявлениями этого эффекта мы еще не раз встретимся.

На основании анализа элементов орбит метеорных тел сферической составляющей В. Н. Лебединец разработал модель эволюции межпланетной пыли. Он подсчитал, что для поддержания равновесного состояния этой составляющей долгопериодические кометы должны ежегодно выбрасывать в среднем 1015 г пыли. Это масса сравнительно небольшой кометы.

Что касается метеорных тел плоской составляющей, то они образуются, по-видимому, в результате распада короткопериодических комет. Однако не все пока здесь ясно. Типичные орбиты этих комет отличаются от орбит метеорных тел плоской составляющей (у комет большие перигелийные расстояния и меньшие эксцентриситеты), и их превращение невозможно объяснить эффектом Пойнтинга—Робертсона. Нам неизвестны кометы с такими орбитами, как у активных метеорных потоков Геминид, Ариетид, -Акварид и других. Между тем для пополнения плоской составляющей необходимо, чтобы раз в несколько сотен лет образовывалась одна новая комета с орбитой такого типа. Кометы эти, однако, крайне недолговечны (в основном из-за малых перигелийных расстояний и небольших периодов обращения), и, возможно, именно поэтому в поле нашего зрения пока не попала ни одна подобная комета.

Анализ орбит фотометеоров, выполненный американскими астрономами Ф. Уипплом, Р. Мак-Кроски и А. Позен, показал существенно иные результаты. Большинство крупных метеорных тел (с массами больше 1 г) движется по орбитам, сходным с орбитами короткопериодических комет (а<5 а. е., i <35°, е>0,7). Примерно 20% этих тел имеет орбиты, близкие к орбитам долгопериодических комет. По-видимому, каждая составляющая метеорных тел таких размеров является продуктом распада соответствующих комет. При переходе к более мелким телам (до 0,1 г) заметно увеличивается число орбит малых размеров (а<2 а. е.). Это согласуется с обнаруженным советскими учеными фактом преобладания таких орбит у радиометеоров плоской составляющей.

Обратимся теперь к орбитам метеоритов. Как уже говорилось, точные орбиты определены только для трех метеоритов. Их элементы приведены в табл. 1 (v — скорость входа метеорита в атмосферу, q, q' - расстояния от Солнца в перигелии и афелии).

Бросается в глаза близкое сходство орбит метеоритов Лост Сити и Инисфри и некоторое отличие от них орбиты метеорита Пршибрам. Но самое главное заключается в том, что все три метеорита в афелии пересекают так называемый пояс астероидов (малых планет), границы которого условно соответствуют расстояниям 2,0—4,2 а. е. Наклоны орбит у всех трех метеоритов малы в отличие от большинства мелких метеорных тел.

Но может быть это простое совпадение? Ведь три орбиты — слишком небольшой материал для статистики и каких-либо выводов. А. Н. Симоненко в 1975—1979 гг. изучила более 50 орбит метеоритов, определенных приближенным методом: радиант определялся по показаниям очевидцев, а скорость входа оценивалась по расположению радианта относительно апекса (Точка на небесной сфере, к которой в данный момент направлено движение Земли по ее орбите). Очевидно, что у встречных (быстрых) метеоритов радиант должен быть расположен недалеко от апекса, а у догоняющих (медленных) — вблизи противоположной апексу точки небесной сферы — антиапекса.

Таблица 1. Элементы точных орбит трех метеоритов

Метеорит

  v, км/c

а, а.е.

e

i

q, а.е.

q’, а.е.

Пршибрам  

  

  20.8

 

2.42

 

0.67

 

10.4о

 

0.79

 

4.05

Лост Сити

    14

1.66

0.42

12.0о

0.97

2.35

Инисфри

    14

1.77

0.44

11.8о

0.99

2.56

Оказалось, что радианты всех 50 метеоритов группируются вокруг антиапекса и не могут отстоять от него далее чем на 30—40о. Это означает, что все метеориты догоняющие, что они движутся вокруг Солнца в прямом направлении (как Земля и все планеты) и их орбиты не могут иметь наклон к эклиптике, превышающий 30-40°.

Скажем прямо, что этот вывод не является строго обоснованным. В своих расчетах элементов орбит 50 метеоритов А. Н. Симоненко исходила из заранее сформулированного ею и Б. Ю. Левиным допущения, что скорость входа метеоритообразующих тел в атмосферу Земли не может превышать 22 км/с. Это допущение основывалось сначала на теоретическом анализе Б. Ю. Левина, который еще в 1946 г; показал, что при больших скоростях вошедший в атмосферу метеороид должен полностью разрушиться (за счет испарения, дробления, плавления) и в виде метеорита не выпадает. Подтверждением этого вывода явились результаты наблюдений Прерийной и Европейской болидных сетей, когда ни один из крупных метеороидов, влетевших со скоростями, большими 22 км/с, не выпал в виде метеорита. Скорость метеорита Пршибрам, как видно из табл. 1, близка к этому верхнему пределу, но все же не достигает его.

Приняв в качестве верхнего предела скорости входа метеоритов значение 22 км/с, мы тем самым уже предопределяем, что только догоняющие метеороиды могут пробиться сквозь «атмосферный барьер» и выпасть на Землю как метеориты. Этот вывод означает, что те метеориты, которые мы собираем и исследуем в наших лабораториях, двигались в Солнечной системе по орбитам строго определенного класса (об их классификации речь будет впереди). Но он вовсе не означает, что ими исчерпывается весь комплекс тел таких же размеров и массы (и, возможно, таких же строения и состава, хотя это совсем не обязательно), движущихся в Солнечной системе. Возможно, что многие тела (и даже большинство их) движутся по совсем иным орбитам и просто не могут пробить «атмосферный барьер» Земли. Ничтожный процент выпавших метеоритов по сравнению с числом ярких болидов, сфотографированных обеими болидными сетями (около 0,1%), как будто  говорит в пользу такого заключения. Но мы приходим к иным выводам, если примем другие методы анализа наблюдений. Об одном из них, основанном на определении плотности метеороидов по высоте их разрушения, мы расскажем дальше. Другой метод основан на сопоставлении орбит метеоритов и астероидов. Поскольку метеорит упал на Землю, очевидно, что его орбита пересекалась с орбитой Земли. Из всей массы известных астероидов (около 2500) только 50 имеют орбиты, пересекающие орбиту Земли. Все три метеорита с точными орбитами в афелии пересекали пояс астероидов (рис. 5). Их орбиты близки к орбитам астероидов групп Амура и Аполлона, проходящим вблизи орбиты Земли или пересекающим ее. Таких астероидов известно около 80. Орбиты этих астероидов принято делить на пять групп: I - 0,42<q<0,67 а. е.; II -0,76<q<0,81 а. е.; III - 1,04< q<1,20 а. е.; IV-малые орбиты; V —большой наклон орбит. Между группами I—II и II—III заметны интервалы, называемые люками Венеры и Земли. Больше всего астероидов (20) принадлежит к группе III, но это связано с удобством их наблюдения вблизи перигелия, когда они подходят близко к Земле и находятся в противостоянии с Солнцем.

Если распределить по этим же группам известные нам 51 орбиту метеоритов, то 5 из них можно отнести к группе I; 10 - к группе II, 31 - к группе III и 5 - к группе IV. Ни один из метеоритов не относится к группе V. Можно заметить, что и здесь подавляющее большинство орбит принадлежит к группе III, хотя фактор удобства наблюдений здесь не действует. Но нетрудно сообразить, что обломки астероидов этой группы должны входить в атмосферу Земли с очень малыми скоростями, а потому они должны испытывать сравнительно слабое разрушение в атмосфере. К этой группе относятся метеориты Лост Сити и Инисфри, тогда как Пршибрам относится к группе II.

Все эти обстоятельства наряду с некоторыми другими (например, с сопоставлением оптических свойств поверхностей астероидов и метеоритов) позволяют сделать очень важный вывод: метеориты являются осколками астероидов, притом не любых, а принадлежащих к группам Амура и Аполлона. Это сразу же дает нам возможность судить о составе и строении астероидов на основании анализа вещества метеоритов, что представляет собой важный шаг вперед в понимании природы и происхождения тех и других.

Но мы тут же должны сделать еще один важный вывод: метеориты имеют иное происхождение, чем тела, создающие явление метеоров: первые — обломки астероидов, вторые — продукты распада комет.

Рис. 5. Орбиты метеоритов Пршибрам, Лост Сити и Инисфри. Отмечены точки их встречи с Землей

Таким образом, нельзя считать метеоры «маленькими метеоритами» — помимо терминологического различия между этими понятиями, о котором говорилось в начале книги (Автор этой книги еще в 1940 г. предложил (совместно с Г. О. Затейщиковым) само космическое тело называть метеором, а явление «падающей звезды» — полетом метеора. Однако это предложение, сильно упрощавшее метеорную терминологию, принято не было.), между телами, создающими явление метеоров, и метеоритами существует и генетическое различие: они образуются разными путями, за счет распада различных тел Солнечной системы.

Рис. 6. Диаграмма распределения орбит малых тел в координатах а—е

Точки — болиды Прерийной сети; кружки — метеоритные дожди (по В. И. Цветкову)

 

К вопросу о происхождении метеорных тел можно подойти и иным путем. Построим диаграмму (рис. 6), отложив по вертикальной оси значения большой полуоси орбиты а  (или 1/a), a по горизонтальной — эксцентриситет орбиты е. По значениям а, е нанесем на эту диаграмму точки, соответствующие орбитам известных комет, астероидов, метеоритов, ярких болидов, метеорных потоков и метеоров различных классов. Проведем также две очень важные линии, соответствующие условиям q=1 и q' =1. Очевидно, что все точки для метеорных тел расположатся между этими линиями, поскольку только внутри области, ими ограниченной, реализуется условие пересечения орбиты метеорного тела с земной орбитой.

Многие астрономы, начиная с Ф. Уиппла, пытались найти и нанести на а — е-диаграмму в виде линий критерии, разграничивающие орбиты астероидального и кометного типов. Сравнение этих критериев было выполнено чехословацким исследователем метеоров Л. Кресаком. Поскольку они дают близкие результаты, мы провели на рис. 6 одну усредненную «линию разграничения» q'= 4.6. Выше и правее ее располагаются орбиты кометного типа, ниже и левее — астероидального. На этот график мы нанесли точки, соответствующие 334 болидам каталога Р. Мак-Кроски, К. Шао и А. Позен. Видно, что большинство точек лежат ниже линии разграничения. Лишь 47 точек из 334 расположены выше этой линии (15%), причем при небольшом сдвиге ее вверх их количество уменьшится до 26 (8%). Эти точки, вероятно, соответствуют телам кометного происхождения. Интересно, что многие точки как бы «прижимаются» к линии q = 1, а две точки даже выходят за пределы ограниченной ею области. Это означает, что орбиты этих двух тел не пересекали земную орбиту, а лишь проходили вблизи, но притяжение Земли заставило эти тела упасть на нее, породив эффектное явление ярких болидов.

Можно провести другое сопоставление орбитальных характеристик малых тел Солнечной системы. При построении а е-диаграммы мы не учитывали третий важный элемент орбиты — ее наклон к эклиптике i. Доказано, что некоторая комбинация элементов орбит тел Солнечной системы, называемая постоянной Якоби и выражаемая формулой

,

где а — большая полуось орбиты в астрономических единицах, сохраняет свое значение, несмотря на изменение отдельных элементов под действием возмущений от больших планет. Величина Ue имеет смысл некоторой скорости, выраженной в единицах круговой скорости Земли. Нетрудно доказать, что она равна геоцентрической скорости тела, пересекающего орбиту Земли.

Рис.7. Распределение орбит астероидов (1), болидов Прерийной сети (2), метеоритов (3), комет (4) и метеорных потоков (3) по постоянной Якоби Ue и большой полуоси а

Построим новую диаграмму (рис. 7), отложив по вертикальной оси постоянную Якоби Ue (безразмерную) и соответствующую ей геоцентрическую скорость v0, а по горизонтальной оси — 1/a. Нанесем на нее точки, соответствующие орбитам астероидов групп Амура и Аполлона, метеоритам, короткопериодическим кометам (долгопериодические выходят за пределы диаграммы) и болидам каталога Мак-Кроски, Шао и Позен (крестиками выделены болиды, которым соответствуют наиболее рыхлые тела, см. ниже),

Можно сразу отметить следующие свойства этих орбит. Орбиты болидов близки к орбитам астероидов групп Амура и Аполлона. Орбиты метеоритов также близки к орбитам астероидов этих групп, но для них Ue <0,6 (геоцентрическая скорость меньше 22 км/с, о чем мы уже говорили выше). Орбиты комет расположены значительно левее орбит прочих тел, т. е. у них больше значения а. Только комета Энке попала в гущу орбит болидов (Существует гипотеза, выдвинутая И. Т. Зоткиным и развитая Л. Кресаком, о том, что Тунгусский метеорит является осколком кометы Энке. Подробнее об этом см. конец главы 4).

Сходство орбит астероидов группы Аполлона с орбитами некоторых короткопериодических комет и их резкое отличие от орбит других астероидов привели ирландского астронома Э. Эпика (эстонца по национальности) в 1963 г. к неожиданному выводу, что эти астероиды не малые планеты, а «высохшие» ядра комет. Действительно, орбиты астероидов Адонис, Сизиф и 1974 МА очень близки к орбите кометы Энке, единственной «живой» кометы, которую можно было бы отнести по ее орбитальным характеристикам к группе Аполлона. В то же время известны кометы, сохранявшие свой типично кометный вид только в первое появление. Комета Аренда—Риго уже в 1958 г. (второе появление) имела совершенно звездообразный вид, и, будь она открыта в 1958 или в 1963 г., ее вполне могли бы отнести к числу астероидов. То же можно сказать и о кометах Кулина и Неуймина-1.

Согласно Эпику, время потери ядром кометы Энке всех летучих компонентов измеряется тысячами лет, тогда как динамическое время ее существования — миллионами лет. Поэтому большую часть срока жизни комета должна провести в «высохшем» состоянии, в виде астероида группы Аполлона. По-видимому, комета Энке движется по своей орбите не более 5000 лет.

Метеорный поток Геминид попадает на диаграмму в астероидальпую область, причем наиболее близкой орбитой к нему обладает астероид Икар. Для Геминид комета-прародительница неизвестна (Недавно открыт астероид 1983 ТВ, орбита которого почти совпадает с орбитой потока Геминид. Этот факт сейчас оживленно обсуждается учеными,). По мнению Эпика, поток Геминид - результат распада когда-то существовавшей кометы той же группы, что и комета Энке.

Несмотря на свою оригинальность, гипотеза Эпика заслуживает серьезного отношения и тщательной проверки. Прямой путь такой проверки — изучение кометы Энке и астероидов группы Аполлона с автоматических межпланетных станций.

Наиболее веское возражение против изложенной гипотезы состоит в том, что не только каменные метеориты (Пршибрам, Лост Сити, Инисфри), но и железные (Сихотэ-Алинский) имеют орбиты, близкие к орбитам астероидов группы Аполлона. Но анализ структуры и состава этих метеоритов (см. ниже) показывает, что они образовались в недрах родительских тел диаметром в десятки километров. Вряд ли этими телами могли быть ядра комет. Кроме того, мы знаем, что метеориты никогда не бывают связаны ни с кометами, ни с метеорными потоками. Поэтому мы приходим к выводу, что среди астероидов группы Аполлона должны быть по крайней мере две подгруппы: метеоритообразующие и «высохшие» ядра комет. К первой подгруппе могут быть отнесены астероиды I—IV классов, о которых говорилось выше, за исключением таких астероидов I класса, как Адонис и Дедал, имеющих слишком большие значения Ue. Ко второй подгруппе можно отнести астероиды типа Икара и 1974 МА (второй из них принадлежит к V классу, Икар же выпадает из этой классификации).

Таким образом, вопрос о происхождении крупных метеорных тел еще не может считаться выясненным до конца. Впрочем, к их природе мы еще вернемся.

Приток метеорного вещества на Землю

На Землю непрерывно падает громадное количество метеорных тел. И то, что большинство из них испаряется или дробится на мельчайшие крупинки в атмосфере, не меняет дела: за счет выпадения метеорных тел масса Земли беспрерывно возрастает. Но чему равен этот прирост массы Земли? Может ли он иметь космогоническое значение?

Для того чтобы оценить приток метеорного вещества на Землю, надо определить, как выглядит распределение метеорных тел по массе, иначе говоря, как изменяется количество метеорных тел с массой.

Уже давно удалось установить, что распределение метеорных тел по массам выражается следующим степенным законом:

Nm=N0M-S,

где N0 — число метеорных тел единичной массы, Nm — число тел массы М и большей, S — так называемый интегральный масс-индекс. Эта величина неоднократно определялась для различных метеорных потоков, спорадических метеоров, метеоритов, астероидов. Ее значения по ряду определений представлены на рис. 8, заимствованном у известного канадского исследователя метеоров П. Миллмана. В случае S=1 поток массы, привносимый метеорными телами, одинаков в любых равных интервалах логарифма массы; если S>1, то большую часть потока массы поставляют малые тела, если S<1, то большие тела. Из рис. 8 видно, что величина S в разных диапазонах масс принимает разные значения, но в среднем S=1. Для визуальных и фотографических метеоров по многим данным S=1,35, для болидов, по Р. Мак-Кроски, S=0,6. В области малых частиц (М<10-9 г) S также уменьшается до 0,6.

Рис. 8. Изменение параметра S с массой у малых тел Солнечной системы (по П. Миллману)

1 — лунные кратеры; 2— метеорные частицы (данные ИСЗ); 3 — метеоры; 4 — метеориты; 5 — астероиды

Одним из способов изучить распределение малых метеорных частиц по массе является исследование микрократеров на поверхностях, специально с этой целью выставленных в межпланетном пространстве или на Луне, поскольку доказано, что все малые и подавляющее большинство больших лунных кратеров ударного, метеоритного происхождения. Переход от диаметров кратеров D к значениям массы образовавших их тел производится по формуле

D=kM1/b,

где в системе СГС k=3,3, для малых тел (10-4 см и менее) b=3, для больших тел (вплоть до метровых) b=2,8.

Однако надо иметь в виду, что микрократеры на поверхности Луны могут быть разрушены за счет различных форм эрозии: метеоритной, от солнечного ветра, термических разрушений. Поэтому их наблюдаемое количество может быть меньше числа возникших кратеров.

Объединяя все методы исследования метеорной материи: подсчеты микрократеров на космических аппаратах, показания счетчиков метеорных частиц на ИСЗ, радиолокационные, визуальные и фотографические наблюдения метеоров, подсчеты падений метеоритов, статистику астероидов, можно составить сводный график распределения метеорных тел по массе и подсчитать общий приток метеорного вещества на Землю. Приводим здесь график (рис.9), построенный В. Н. Лебединцом на основе многочисленных рядов наблюдений разными методами в разных странах, а также сводных и теоретических кривых. Принятая В. Н. Лебединцом модель распределения проведена сплошной линией. Обращают на себя внимание излом этой кривой около M=10-6 г и заметный прогиб в интервале масс 10-11—10-15 г.

Этот прогиб объясняется уже известным нам эффектом Пойнтинга—Робертсона. Как мы знаем, световое давление тормозит движение по орбитам очень малых частиц (их размеры имеют порядок 10-4—10-5 см) и заставляет их постепенно выпадать на Солнце. Поэтому в этом диапазоне масс кривая имеет прогиб. Еще более мелкие частицы имеют диаметры, сравнимые или меньшие длины световой волны, и на них световое давление не действует: из-за явления дифракции световые волны их огибают, не оказывая давления.

Перейдем к оценке общего притока массы. Пусть мы хотим определить этот приток в интервале масс от M1 до M2, причем М21 Тогда из написанного выше закона распределения по массам следует, что приток массы Фм равен:

при S 1       

при S=1         

Рис. 9. Распределение метеорных тел по массе (по В. Н. Лебединцу) «Провал» в области масс 10-11—10-15 г связан с эффектом Пойнтинга — Робертсона; N—число частиц на квадратный метр в секунду с небесной полусферы

Эти формулы имеют ряд замечательных свойств. Именно, при S=1 поток массы Фм зависит только от отношения масс М2М1 (при данном No); при S<1 и М2>>М1 Фм зависит практически только от значения большей массы М2 и не зависит от M1; при S>1 и М21 поток Фм зависит практически только от значения меньшей массы M1 и не зависит от М2 Эти свойства формул притока массы и изменяемость S, изображенная на рис. 8, ясно показывают, насколько опасно усреднять значение S и спрямлять кривую распределения на рис. 9, что уже пытались делать некоторые исследователи. Подсчеты притока массы приходится делать по интервалам, суммируя затем получаемые результаты.

Таблица 2. Оценки притока метеорного вещества на Землю по астрономическим дачным

 

Автор, год

Метод исследования  

   Фм 10-4 т/год

Ф. Уиппл, 1967

Фотографические и визуальные наблюдения

       2,5

Г. Фехтиг, М. Фейерштейн, 1970

Детектирование и сбор частиц на ракетах

       6

Г. Фехтиг, 1971

Обобщение данных ИСЗ, оптические наблюдения, счет лунных кратеров

       0,9

Ю. Донаньи, 1970

Теория (из условия стационарности комплекса метеорных тел)

       2—8,5

А. Н. Симоненко, Б. Ю. Левин, 1972

Обобщение данных оптических и радиолокационных наблюдений

       4

В. Н. Лебединец, 1981

Обобщение данных оптических и  радиолокационных наблюдений, измерений на ИСЗ, счета лунных кратеров и др.

       1,65

В. А. Бронштэн, 1982

То же

       5

Различные ученые, применяя разные методы анализа, получали различные оценки, не сильно, впрочем, расходящиеся между собой. В табл. 2 приведены наиболее обоснованные оценки за последние 20 лет.

Как видим, крайние значения этих оценок расходятся почти в 10 раз, а две последние оценки — в 3 раза. Впрочем, В. Н. Лебединец считает полученное им число лишь наиболее вероятным и указывает крайние возможные пределы притока массы (0,5—6) 104 т/год. Уточнение оценки притока метеорной материи на Землю — задача ближайшего будущего.

Кроме астрономических методов определения этой важной величины, существуют еще космохимические методы, основанные на подсчетах содержания космогенных элементов в тех или иных отложениях, а именно в глубоководных осадках: илах и красных глинах, ледниках и снеговых отложениях в Антарктиде, Гренландии и других местах. Чаще всего определяют содержание железа, никеля, иридия, осмия, изотопов углерода 14С, гелия 3Не, алюминия 26А1, хлора 38Сl, некоторых изотопов аргона. Чтобы вычислить этим методом приток массы, определяют общее содержание исследуемого элемента во взятом образце (керне), затем вычитают из него среднее содержание того же элемента или изотопа в земных породах (так называемый земной фон). Полученное число умножают на плотность керна, на скорость осадконакопления (т. е. накопления тех отложений, из которых взят керн) и на площадь поверхности Земли и делят на относительное содержание данного элемента в наиболее распространенном классе метеоритов — в хондритах. Результат такого расчета и есть приток метеорного вещества па Землю, но определенный космохимическим путем. Обозначим его ФК.

Хотя космохимический метод применяется уже более 30 лет, его результаты плохо согласуются друг с другом и с результатами, полученными астрономическим методом. Правда, Дж. Баркер и Э. Андерс по измерениям содержания иридия и осмия в глубоководных глинах на дне Тихого океана получили в 1964 и 1968 гг. оценки притока массы (5 — 10) 104 т/год, что близко к самым высоким оценкам, полученным астрономическим методом. О. Шеффер с сотрудниками в 1964 г. по содержанию гелия-3 в тех же глинах определили значение притока массы 4 104 т/год. Но по хлору-38 они же получили значение в 10 раз большее. Э. В. Соботович и его сотрудники по содержанию осмия в красных глинах (со дна Тихого океана) получили ФК=107 т/год, а по содержанию того же осмия в кавказских ледниках — 106 т/год. Индийские исследователи Д. Лал и В. Венкатаварадан по содержанию алюминия-26 в глубоководных осадках рассчитали Фк= 4 106 т/год, а Дж. Брокас и Дж. Пиччиотто по содержанию никеля в снеговых отложениях Антарктиды — (4-10) 106 т/год.

В чем же причина такой низкой точности космохимического метода, дающего расхождения в пределах трех порядков? Возможны следующие объяснения этого факта:

1)    концентрация измеряемых элементов в большей части метеорного вещества (имеющего, как мы видели, в основном кометное происхождение) иная, чем принимается для хондритов;

2)    существуют не учитываемые нами процессы, повышающие концентрацию измеряемых элементов в донных отложениях  (например, подводный вулканизм, выход газов и т. д.);

3)    скорость осадконакопления определяется неправильно.

Очевидно, что космохимические методы еще нуждаются в усовершенствовании. Будем поэтому исходить из данных астрономических методов. Примем оценку притока метеорной материи, полученную автором, и посмотрим, сколько же выпало этой материи за все время существования Земли как планеты. Перемножив годовой приток (5 104 т) на возраст Земли (4,6 109 лет), мы получим примерно 2 1014 т. Таков общий прирост массы Земли за все время ее существования, если, разумеется, считать приток метеорной материи постоянным в течение всего этого периода. Напомним, что масса Земли составляет 6 1021 т. Полученная нами оценка прироста составляет ничтожную долю (одну тридцатимиллионную) массы Земли. Если же принять оценку притока метеорной материи, полученную В. Н. Лебединцом, эта доля упадет до одной стомиллионной. Конечно, никакой роли в развитии Земли эта прибавка не играла. Но этот вывод относится к современному периоду. Прежде, особенно на ранних этапах эволюции Солнечной системы и Земли как планеты, выпадение на нее остатков допланетного облака пыли и более крупных фрагментов несомненно играло значительную роль не только в увеличении массы Земли, но и в ее разогреве. Однако мы не будем здесь рассматривать этот вопрос.

Строение и состав метеоритов

Метеориты по способу их обнаружения принято делить на две группы: падения и находки. Падения — это метеориты, наблюдавшиеся при падении и подобранные непосредственно после него. Находки — это метеориты, найденные случайно, иногда при земляных и полевых работах или во время туристических походов, экскурсий и т. д. (Найденный метеорит представляет собой большую ценность для науки. Поэтому его следует немедленно переслать в Комитет по метеоритам Академии наук СССР: Москва, 117312, ул. М. Ульяновой, д. 3. Нашедшим метеорит выплачивается денежная премия. Если метеорит очень велик, надо отколоть от него и выслать небольшой кусочек. До получения извещения от Комитета по метеоритам или до приезда представителя Комитета подозреваемый в космическом происхождении камень ни в коем случае нельзя раскалывать на части, раздавать по рукам, повреждать. Необходимо принять все меры для сохранения этого камня или камней, если их будет собрано несколько, а также запомнить или пометить места находок.)

По составу метеориты делятся на три основных класса: каменные, железокаменные и железные. Чтобы провести их статистику, используют только падения, поскольку число находок зависит не только от количества когда-то упавших метеоритов, но и от того внимания, которое они привлекают у случайных очевидцев. Здесь железные метеориты имеют неоспоримое преимущество: на кусок железа, к тому же необычного вида (оплавленный, с ямками), человек скорее обратит внимание, чем на камень, мало отличающийся от обычных камней.

Среди падений 92% составляют каменные метеориты, 2% — железокаменные и 6% — железные.

Нередко метеориты раскалываются в полете на несколько (иногда на очень много) фрагментов, и тогда на Землю выпадает метеоритный дождь. Принято считать метеоритным дождем одновременное выпадение шести и более индивидуальных экземпляров метеоритов (так принято называть фрагменты, падающие на Землю каждый в отдельности, в отличие от осколков, образующихся при дроблении метеоритов от удара о землю).

Метеоритные дожди бывают чаще всего каменные, но иззредка выпадают и железные метеоритные дожди (например, Сихотэ-Алинский, выпавший 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке).

Перейдем к описанию структуры и состава метеоритов по типам.

Каменные метеориты. Самым распространенным классом каменных метеоритов являются так называемые хондриты (см. вкл.). К ним принадлежит более 90% каменных метеоритов. Свое название эти метеориты получили от округлых зерен — хондр, из которых они состоят. Хондры имеют различные размеры: от микроскопических до сантиметровых, на их долю приходится до 50% объема метеорита. Остальное вещество (межхондровое) не отличается по составу от вещества хондр.

Происхождение хондр не выяснено до сих пор. В земных минералах они никогда не встречаются. Возможно, что хондры — застывшие капельки, образовавшиеся при кристаллизации вещества метеорита. В земных породах такие зерна должны быть раздавлены чудовищным давлением лежащих выше слоев, метеориты же образовались в недрах родительских тел размерами в десятки километров (средний размер астероидов), где давление даже в центре сравнительно невелико.

В основном хондриты состоят из железомагнезиальных силикатов. Среди них первое место занимает оливин (Fe, Mg)2Si04 —на его долю приходится от 25 до 60% вещества метеоритов этого класса. На втором месте — гиперстен и бронзит (Fe, Mg)2Si2О6 (20—35%). Никелистое железо (камасит и тэнит) составляет от 8 до 21%, сульфит железа FeS — троилит — 5 %.

Хондриты делятся на несколько подклассов. Среди них различают обыкновенные, энстатитовые и углистые хондриты. Обыкновенные хондриты, в свою очередь, разделяются на три группы: Н — с высоким содержанием никелистого железа (16-21%), L—с низким (около 8%) и LL—с очень низким (менее 8%). В энстатитовых хондритах главными компонентами являются энстатит и клиноэнстатит Mg2Si2Q6, на долю которых приходится 40—60% всего состава. Энстатитовые хондриты отличаются также высоким содержанием камасита (17—28%) и троилита (7—15 %). В них присутствует также плагиоклаз п NaAlSi3O8m CaAlSi2O8 — до 5—10% .

Особняком стоят углистые хондриты. Они отличаются темным цветом, за что и получили свое название. Но этот цвет им придает не повышенное содержание углерода, а тонкораздробленные зерна магнетита Fe3O4. Углистые хондриты содержат много гидратированных силикатов, таких как монтмориллонит (Al, Mg)3(0H)4Si408, серпентин Mg6(OH)8Si4O10, и, как следствие, много связанной воды (до 20%). По мере перехода углистых хондритов от типа С I к типу С III доля гидратированных силикатов падает, и они уступают место оливину, клиногиперстену и клиноэнстатиту. Углистое вещество у хондритов типа С I составляет 8%, у С II — 5%, у С III — 2%.

Вещество углистых хондритов космогонисты считают наиболее близким по составу к первичному веществу допланетного облака, окружавшего когда-то Солнце. Поэтому эти весьма редкие метеориты подвергаются тщательному анализу, в том числе изотопному.

По спектрам ярких метеоров иногда удается определить химический состав порождающих их тел. Сравнение отношений содержания железа, магния и натрия в метеорных телах из потока Драконид и в хондритах разных типов, выполненное в 1974 г. советским метеоритологом А. А. Явнелем, показало, что тела, входящие в поток Драконид, близки по составу к углистым хондритам класса С I. В 1981 г. автор этой книги, продолжая иследование по методу А. А. Явнеля, доказал, что и спорадические метеороиды близки по составу к хондритам С I, а те, что образуют поток Персеид,—к классу С III. К сожалению, данных о спектрах метеоров, позволяющих определять химический состав порождающих их тел, еще недостаточно.

Другой класс каменных метеоритов — ахондриты — отличается отсутствием хондр, малым содержанием железа            и близких к нему элементов (никеля, кобальта, хрома). Есть несколько групп ахондритов, различающихся основными минералами (ортоэнстатит, оливин, ортопироксен, пижонит). На долю всех ахондритов приходится около 10% каменных метеоритов.

Любопытно, что если взять вещество хондритов и расплавить его, то образуются две не смешивающиеся между собой фракции: одна из них — никелистое железо, близкое по составу к железным метеоритам, другая — силикатная — близка по составу к ахондритам. Поскольку количество тех и других почти одинаково (среди всех метеоритов 9% составляют ахондриты и 8% —железные и железокаменные), можно думать, что эти классы метеоритов образуются при переплавлении хондритового вещества в недрах родительских тел.

Железные метеориты (см. фото) на 98% состоят из никелистого железа. Последнее имеет две устойчивые модификации: бедный никелем камасит (6—7% никеля) и богатый никелем тэнит (30—50% никеля). Камасит располагается в виде четырех систем параллельных пластин, разделенных прослойками из тэнита. Камаситовые пластины располагаются по граням октаэдра (восьмигранника), поэтому такие метеориты называют октаэдритами. Реже встречаются железные метеориты гексаэдриты, имеющие кубическую кристаллическую структуру. Еще более редки атакситы — метеориты, лишенные какой-либо упорядоченной структуры.

Толщина камаситовых пластин в октаэдритах колеблется от нескольких миллиметров до сотых долей миллиметра. По этой толщине различают грубо- и тонкоструктурные октаэдриты.

Если сошлифовать часть поверхности октаэдрита и протравить шлиф кислотой, то появится характерный узор в виде системы перекрещивающихся полос, называемый видманштеттеновыми фигурами (см. вкл.) по имени ученого А. Видманштеттена, впервые обнаружившего их в 1808 г. Эти фигуры проявляются только у октаэдритов и не наблюдаются у железных метеоритов других классов и у земного железа. Их происхождение связано с камаситово-тэнитовой структурой октаэдритов. По видмашнтеттеновым фигурам можно без труда установить космическую природу найденного «подозрительного» куска железа.

Другой характерный признак метеоритов (как железных, так и каменных) — наличие на поверхности множества ямок с гладкими краями размерами примерно в 1/10 размеров самого метеорита. Эти ямки, хорошо заметные на фотографии (см. вкл.), называются регмаглиптами. Они образуются уже в атмосфере в результате формирования у поверхности вошедшего в нее тела турбулентпых вихрей, которые как бы выскабливают ямки-регмаглипты (Это объяснение было предложено и обосновано автором этой книги в 1963 г.).

Третьим внешним признаком метеоритов является наличие на их поверхности темной коры плавления толщиной от сотых долей до одного миллиметра.

Железокаменные метеориты состоят наполовину из металла, наполовину из силикатов. Они делятся на два подкласса: палласиты, у которых металлическая фракция образует своеобразную губку, в порах которой располагаются силикаты, и мезосидериты, где, наоборот, поры силикатной губки заполнены никелистым железом. В палласитах силикаты состоят в основном из оливина, в мезосидеритах — из ортопироксена. Палласиты получили свое название от первого найденного в нашей стране метеорита Палласово Железо. Этот метеорит был обнаружен более 200 лет тому назад и вывезен из Сибири в Петербург академиком П. С. Палласом.

Исследования метеоритов дают возможность реконструировать их историю. Мы уже отмечали, что структура метеоритов указывает на их возникновение в недрах родительских тел. Соотношение фаз, например, никелистого железа (камасит—тэнит), распределение никеля поперек прослоек тэнита и другие характерные признаки позволяют даже судить о размерах первичных родительских тел. В большинстве случаев это были тела диаметром 150—400 км, т. е. как самые большие астероиды. Исследования структуры и состава метеоритов заставляют отвергнуть весьма популярную среди неспециалистов гипотезу о существовании и распаде между орбитами Марса и Юпитера гипотетической планеты Фаэтон размерами в несколько тысяч километров. Падающие на Землю метеориты образовались в недрах многих родительских тел разных размеров. К тому же выводу (о множественности родительских тел) приводит и анализ орбит астероидов, выполненный академиком АН Азербайджанской ССР Г. Ф. Султановым.

По соотношению радиоактивных изотопов и продуктов их распада в метеоритах можно определить и их возраст. Изотопы с наиболее длительными периодами полураспада, такие, как рубидий-87, уран-235 и уран-238, дают нам возраст вещества метеоритов. Он получается равным 4,5 млрд. лет, что соответствует возрасту старейших земных и лунных пород и считается возрастом всей нашей Солнечной системы (точнее, сроком, прошедшим от завершения формирования планет).

Названные выше изотопы, распадаясь, образуют соответственно стронций-87, свинец-207 и свинец-206. Эти вещества, как и исходные изотопы, находятся в твердом состоянии. Но есть большая группа изотопов, конечными продуктами распада которых являются газы. Так, калий-40, распадаясь, образует аргон-40, а уран и торий — гелий-3. Но при резком разогревании родительского тела гелий и аргон улетучиваются, и поэтому калий-аргоновый и уран-гелиевый возрасты дают лишь время последующего медленного остывания. Анализ этих возрастов показывает, что они измеряются иногда миллиардами лет (но часто значительно меньше 4,5 млрд. лет), а порой сотнями миллионов лет. У многих метеоритов уран-гелиевый возраст на 1—2 млрд. лет меньше калий-аргонового, что указывает на неоднократные столкновения данного родительского тела с другими телами. Такие столкновения — наиболее вероятные источники внезапного разогрева малых тел до температур в сотни градусов. А поскольку гелий улетучивается при более низких температурах, чем аргон, гелиевые возрасты могут обозначать время более позднего, не очень сильного столкновения, когда повышение температуры оказалось недостаточным для улетучивания аргона.

Все эти процессы вещество метеорита испытывало еще в период его пребывания в родительском теле, так сказать, до его рождения как самостоятельного небесного тела. Но вот метеорит тем или иным путем отделился от родительского тела, «родился на свет». Когда это произошло? Срок, прошедший от этого события, принято называть космическим возрастом метеорита.

Для определения космических возрастов используют метод, основанный на явлении взаимодействия метеорита с галактическими космическими лучами. Так называют энергичные заряженные частицы (чаще всего протоны), приходящие из безграничных просторов нашей Галактики. Пронизывая тело метеорита, они оставляют свои следы (треки). По плотности треков можно определить время их накопления, т. е. космический возраст метеорита.

Космический возраст железных метеоритов — сотни миллионов лет, каменных — миллионы и десятки миллионов лет. Эта разница объясняется, скорее всего, меньшей прочностью каменных метеоритов, которые раскалываются от столкновений друг с другом на мелкие части и «не доживают» до возраста в сто миллионов лет. Косвенным подтверждением этого взгляда является относительное обилие каменных метеоритных дождей по сравнению с железными.

Заканчивая на этом обзор наших знаний о метеоритах, обратимся теперь к тому, что дает нам изучение метеорных явлений.

© Томский научный центр СО РАН
Государственный архив Томской области
Институт систем информатики СО РАН
грант РГНФ №05-03-12324в
Главная | Архивные документы | Исследования | КСЭ | Лирика | Ссылки | Новости | Карта сайта | Паспорт