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.
В 1955 году в Северной Ирландии Э. Эпик, проанализировавший имевшиеся данные, пришел к заключению, что все эти аномалии становятся понятны, если метеорои-ды Драконид представляют собой непрочные пылевые шары. Плотность таких образований равна плотности свежевыпавшего снежного 'пуха'. Влетев в атмосферу, такой 'одуванчик' рассыпается на тысячи пылинок в очень быстро испаряется.
Примечательно, что Дракониды стоят 'на левом фланге' не только по значениям плотности и скорости разрушения, но и по особенностям своего химического состава (о методе его определения будет рассказано чуть позже). Очень жаль, что процесс получения свежих данных о редком метеорном потоке приостановлен природой на неопределенное время.
Обработав наблюдательные данные большого количества метеоров, чехословацкий астроном 3. Цеплеха подразделил все метеороиды на несколько групп: от рыхлого кометного вещества типа Драконид с плотностью 0,2 г/см^ до наиболее прочных метеоритов с плотностью 3,7 г/см^. Если добавить еще железные метеориты, то интервал возможных значений плотности метеороидов расширится до 7,8 г/см^.
Следует заметить, что представления о хрупкой структуре и малой плотности большинства метеороидов пока признаются не всеми. Англичанами Дж. Джонсом, Т. Кайзером, советским исследователем В. Н. Лебедипцом и другими было показано, что проявление дробления может быть вызвано особенностями разрушения железных и каменных частиц, обусловленными неоднородностью их
состава я другими причинами. Так, например, увеличение поверхности испарения может происходить не за счет дробления тела, а вследствие сноса большого количества капель расплавленного вещества, что также будет приводить к ускорению разрушения тела и ускорению траекторий метеоров,
Для решения общей фундаментальной проблемы о происхождении и эволюции Солнечной системы очопь важно получить полное представление о химическом составе всех ее обитателей. Пока еще нет возможности доставить образцы метеорного вещества на анализ в физическую или химическую лабораторию. Точно так же нет в этих лабораториях образцов солнечного и звездного вещества. Но паука знает достаточно много о звездном и особенно солнечном веществе. Мало того, некоторые химические элементы (например, гелий) были обнаружены вначале на Солнце и лишь затем на Земле.
Метод, с помощью которого удается познакомиться с химическим составом небесных тел, удаленных от нас на миллиарды километров, подарил нам И. Ньютон. Он первым обратил внимание, что если луч света пропустить через призму, то свет разложится в спектр на семь цветов радуги. Помните, как в школьные годы нас учили запоминать последовательность цветов: каждый охотник желает знать, где сидит фазан. Первые буквы слов указывают порядок цветов в спекгре: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый. Впоследствии стало ясно, что свет разного цвета испускают нагретые тела различной температуры.
Если излучающее тело твердое и непрозрачное, то спектр будет непрерывным и цвета будут постепенно переходить друг в друга. Если излучает высокотемпературный газ, то спектр будет состоять из отдельных ярких линий. Если же излучает твердое тело, окруженное оболочкой более холодного газа, то на фоне непрерывного спектра, идущего от тела, будут видны темные линии поглощения этого газа.
Примечательная особенность спектральных линий состоит в том, что их взаимное расположение в спектре строго фиксировано. Каждая линия соответствует определенному энергетическому переходу атома определенного вещества, и, следовательно, по расположению линий можно точно определить, какому именно химическому элементу они принадлежат. Правда, процедура измерения и отождествления линий в спектрах - задача сложная и
трудная. Во-первых, это связано с обилиэм линии различных элементов. Так, число спектральных л^ший у викеля составляет 505, у кобальта - 920, а у железа - 3045. Разумеется, не все линии каждого эломенга присутствуют в спектре, по все-таки их бывает достаточно много. Во-вторых, линии так тесно располагаются друг к ДРУГУ> что порой их удается разделить лишь с большим трудом.
Лучи свота, разложенные в спектр, несут нам в зашифрованном виде сведения и о таких важных параметрах светящегося метеорного облака, как температура, давление и количественное содержание различных химических элементов. Американскому астрофизику А. Адлеру принадлежит остроумное сравнение спектров с отпечатками пальцев. Правда, отпечатки пальцев дают ценную информацию, если только при их снятии не злоупотреблять мастикой (иначе вместо тонкого характерного рисунка получатся грубые невыразительные пятна). Роль мастики в метеорном спектре играет свет. При по- лучепии спектра обычным (немгновенным) способом избежать избытка 'световой мастики' не удается. Порожденная излучением коротко- и долгоживущих метеорпьтх следов, она накапливается на фотоэмульсии, искажая истинный рисунок спектра.
Следовательно, мгновенные спектры, в которых лишняя 'мастика' остается 'за кадром', имеют решающее преимущество перед обычным. К сожалению, как ужо говорилось, их получение сопряжено с большими техническими и методическими трудностями, обусловленными случайным характером появления метеоров в различных областях неба.
К настоящему времени в спектрах метеоров отождествлены линии атомов и ионов, принадлежащих водороду, натрию, магнию, кремнию, кальцию, хрому, марганцу, железу, никелю. Как мы увидим дальше, эти элементы обнаружены в метеоритах при лабораторном анализе.
Хотя в исследованиях физических характеристик и химического состава метеороидов имеются определенные успехи, полученные результаты еще недостаточно падежны. И здесь определенную пользу могут принести эксперименты по созданию искусственных метеоров путем запуска с ракеты твердых тел ('метеороидов') с известными массой, плотностью и химическим составом. Несмотря на то что постановка таких экспериментов требу
ет высокого инженерного искусства, несколько успешных попыток было осуществлено. Правда, 'метеороиды', сотворенные в лабораториях на Земле, были сплошь стальные, железные п алюминиевые, да и выстролплались они со скоростями, не превышающими 16 км/с. Поэтому полученные пока результаты не имеют решающего значения.
Следующие шаги в этом направдепии будут, по-видимому, связаны с запусками рыхлых и хрупких частиц, имеющих сложный химический состав, но такие эксио-рименты требуют привлечения еще более сложного оборудования и разработки тонкой методики.
Дуют ли ветры на больших высотах?
Еще в середине 30-х годов советские исследователи В. В. Федынский и К. П. Станюкович предприняли попытку получить данные о плотности, давлении и температуре верхних слоев атмосферы на основании фотографических наблюдений метеоров. Затеи такого рода работы были развернуты в США Ф. Уиплом и Л. Як-кия, причем наряду с определением указанных параметров изучались их изменения в зависимости от времени года. Много полезных сведений было получено с помощью различных методов и наблюдений в периоды широких научных исследований по программам Международного геофизического года, Международного года Солнца, Международного года спокойного Солнца, в которых активное участие приняли коллективы советских ученых, возглавляемые И. С. Астаповичем, П. Б. Бабаджановым, О. И. Бельковичем, Л. А. Катасевым, Б. Л. Кащеевым, Н. П. Коноплевой, К. В. Костылевым, Е. Н. Крамером, В. Н. Лебединцом, В. В. Сидоровым, В. В. Федынским, Е. И. Фиалко, В. П. Цесевичем.
Последние 20 лет в связи с задачей исследования скорости и направления ветра в верхней атмосфере наибольшее распространение получили методы зондирования атмосферы с помощью геофизических ракет и регистрации смещения (дрейфа) метеорных следов радиолокационными средствами. Если области атмосферы, расположенные на высотах, значительно превышающих 110 км, достаточно активно исследуются с помощью спутников, то метеорная зона оказывается для подобных исследований
