В 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

Дентшга 1, открытая в 1881 году. Но не будет лп открыт на такой же орбите и астероид?

По-видимому, за всю историю фотографических иссде-довапий метеоров ни один из них не давал такого обилия сведений о себе. Снимки этого метеора и его спектра экспонировались па 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, и 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. Та- . кие 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 замочено, что в течение ночи иногда наблюдаются внезапные возрастания элоктронпой копцоптрацип Мало тою, имеются неоднократные примеры совпадения времени появления метеором, наблюдаемых визуально, с пиками ионизации в ионосферном слое Е. Во время действия метеорного дождя Дракопид в 1946 году было отмечено появление очень стойкого попизационного слоя, державшегося несколько часов.

Таким образом, мелкие и крупные метеороиды, пепре-рыпно "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 капалов 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 Б 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 чегкую работу нескольких телетайпов.

Пушинки или камешки?

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

ских пылипок, 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 пптервалы масо метеороидов, регистрируемых наземными и космическими средствами.

Таблица 3

Массовые характеристики метеороидов согдасао различным наблюдениям

.

Метод регистрации

рондов. г

Фотографические и визуальные наблюдения ме

i0--i0r'

теоров

Радио-, телевизионные, элоктронно-оптические и

1-10-э

телескопические (lfr-метровый телескоп) наблю

дения метеоров

Регистрация на космических аппаратах и наблю

10-"-10-'*

дение зодиакального света и противосияния

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^). Кризис наступил в 1952 году, когда Ф. Уипл по данным базисных фотографических наблюдений метеоров получил значения плотности метеороидоп менее 1 г/см\ По мнению Уипла, полученные значения плотности вполне реальны, если иметь в виду, что большинство метеороидов образуется в результате распада кометных ядер. По сложившимся представлениям комет-ные 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 дор-?кат члены Дракопид, генеалогическое древо которых берет свое пачало от кометы Джакобппи - Циннсра. Об этом красноречиво говорит ряд характерных признаков. Например, длина атмосферной траектории каждото метеора ле превышает 10 км, в то время как у метеоров других потоков она может достигнуть 30 км и более. Высоты исчезновения Драконпд 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.