Владимир Гетман - Внуки Солнца

Поиск кометы для нашего метеороида потребовал большого объема вычислений на ЭВМ с перебором данных о многих известных кометах. Среди известных объектов наиболее вероятным кандидатом оказалась комета Деннинга I, открытая в 1881 году. Но не будет ли открыт на такой же орбите и астероид?

По-видимому, за всю историю фотографических исследований метеоров ни один из них не давал такого обилия сведений о себе. Снимки этого метеора и его спектра экспонировались на ВДНХ СССР в павильоне «Космос» на постоянно действующей выставке Академии наук СССР. Результаты исследований доложены на симпозиуме Международного астрономического союза «Твердые частицы в Солнечной системе» в Оттаве в 1978 году и опубликованы в материалах этого симпозиума. Однако нужно еще получить много подобных и других снимков, чтобы в полной мере изучить многообразие процессов, сопровождающих движение метеороидов в земной атмосфере.

Как мы уже отмечали, в ходе столкновений испарившихся атомов метеорного вещества с молекулами воздуха происходит не только возбуждение, но и ионизация взаимодействующих частиц. В результате отрыва электронов от атомов и молекул вдоль пути метеороида образуется плазменный след, представляющий смесь положительных ионов и свободных электронов, рассеивающих радиоволны. Степень рассеяния определяется количеством электронов на единичном участке пути. Если концентрация электронов меньше некоторой определенной величины, то радиоволна свободно пронизывает след. Такие следы называются ненасыщенными и существуют доли секунды.

В насыщенных следах концентрация электронов настолько велика, что радиоволна, не проникая внутрь следа, отражается от него. Такие следы существуют десятки секунд, в отдельных случаях даже десятки минут. Иногда насыщенные следы хорошо наблюдаются визуально.

Физические процессы, протекающие в метеорных следах, сложны и многообразны. Свободные электроны, обладающие большой подвижностью, довольно быстро теряют свою свободу, сталкиваясь с положительно заряженными ионами или «прилипая» к нейтральным молекулам воздуха. Тем не менее метеороиды различных размеров настолько часто посещают верхние слои атмосферы, что на некоторых высотах электроны метеорного происхождения практически неисчерпаемы.

Известно, что в слое Е ионосферы, на высотах 100–120 км, днем свободных электронов примерно в 10 раз больше, чем ночью. Ничего необычного в этом нет, ведь солнечное излучение действует как мощный ионизирующий агент. Однако было замечено, что в течение ночи иногда наблюдаются внезапные возрастания электронной концентрации. Мало того, имеются неоднократные примеры совпадения времени появления метеоров, наблюдаемых визуально, с пиками ионизации в ионосферном слое Е. Во время действия метеорного дождя Драконид в 1946 году было отмечено появление очень стойкого ионизационного слоя, державшегося несколько часов.

Таким образом, мелкие и крупные метеороиды, непрерывно «засоряя» земную атмосферу всякого рода примесями, влияют на ее пылевой и ионный состав. Любопытно, что это обстоятельство удалось использовать в практических целях. Еще в 40-х годах было замечено, что иногда в момент появления яркого метеора устанавливалась кратковременная радиосвязь между передатчиком и приемником, отстоящими друг от друга на тысячи километров. Возникла идея использовать случайные метеорные вспышки в качестве каналов радиосвязи на сверхвысоких частотах. Правда, практическое воплощение иногда очень простой и оригинальной идеи оказывается связанным с большим количеством технических сложностей.

Тем не менее сейчас существует достаточно много станций радиосвязи, «эксплуатирующих» метеоры. Учитывая специфику работы метеорного канала (в среднем несколько десятков долей секунды каждую минуту), передача и прием информации идет в ускоренном темпе. Передаваемая информация, зашифрованная в двоичном коде, содержится в специальном накопителе. Как только «открывается» метеорный канал связи, в эфир поступает порция сообщений, передающихся со скоростью до 10 000 двоичных знаков в секунду. Принятая информация также поступает в накопитель, а затем дешифруется. Такая система в большинстве случаев надежна и устойчива. Так, например, метеорная линия связи, работающая на волне 8 м, способна обеспечить непрерывную четкую работу нескольких телетайпов.

Непосредственно определить массу, плотность, структуру и химический состав метеороидов можно в единственном случае, а именно, когда в руках исследователя оказываются метеориты. Иногда, правда, это еще удается сделать при лабораторном анализе космиче-

113

ских пылинок, обнаруженных в океанических отложениях, арктических ледниках и выловленных в атмосфере. В остальных случаях мы можем уповать лишь на данные наблюдений метеоров и зодиакального света и на сведения, полученные в результате регистрации столкновений пылинок со специальными датчиками, установленными на космических аппаратах. При этом оценить физические ха-рактистики индивидуальных метеороидов удается весьма приближенно.

В табл. 3 указаны приблизительные интервалы масс метеороидов, регистрируемых наземными и космическими средствами.

Таблица 3. Массовые характеристики метеороидов согласно различным наблюдениям

Долгое время подавляющее большинство исследователей не сомневалось, что плотность всех метеороидов близка к плотности железных и каменных метеоритов (в среднем 7,8 и 3,5 г/см 3). Кризис наступил в 1952 году, когда Ф. Уипл по данным базисных фотографических наблюдений метеоров получил значения плотности метеороидов менее 1 г/см 3. По мнению Уипла, полученные значения плотности вполне реальны, если иметь в виду, что большинство метеороидов образуется в результате распада кометных ядер. По сложившимся представлениям кометные ядра — это ледяные глыбы, содержащие большое количество космической пыли. При испарении льда, состоящего в основном из замороженных газов, пылинки слипаются и покидают ядро кометы в виде пористых непрочных образований — метеороидов. Обладая хрупкой структурой, такие тела при взаимодействии с верхними слоями земной атмосферы легко дробятся на осколки.

Среди рыхлых непрочных метеороидов первенство держат члены Драконид, генеалогическое древо которых берет свое начало от кометы Джакобини — Циннера. Об этом красноречиво говорит ряд характерных признаков. Например, длина атмосферной траектории каждого метеора не превышает 10 км, в то время как у метеоров других потоков она может достигнуть 30 км и более. Высоты исчезновения Драконид в большинстве случаев составляют 90–95 км, за редким исключением опускаясь до 85 км. В то же время по яркости метеоры Драконид сравнимы с метеорами и болидами, исчезающими в интервале высот 70–80 км. Все это свидетельствует о катастрофически быстром разрушении Драконид в атмосфере.