Метеори (від греч.(грецький) meteora — атмосферні і небесні явища), явища у верхній атмосфері, що виникають при вторгненні в неї твердих часток, — метеорних тіл. Унаслідок взаємодії з атмосферою метеорні тіла частково або практично повністю втрачають свою початкову масу; при цьому збуджується свічення і утворюються іонізованниє сліди метеорного тіла (див. Метеорний слід ). Не дуже яскравий М. представляється раптово виникаючим, швидко рухомим по нічному піднебінню і згасаючим зіркоподібним об'єктом, у зв'язку з чим раніше М. називали «падаючими зірками». Дуже яскраві М., блиск яких перевершує блиск всіх зірок і планет (тобто яскравіше приблизно — 4 зоряних величини), називаються болідами ; найяскравіші з них можуть спостерігатися навіть при сонячному світлі. Залишки метеорних тіл, що породжують дуже яскраві боліди, можуть випадати на поверхню Землі у вигляді метеоритів . При вторгненні в земну атмосферу більш менш компактної сукупності метеорних тіл — при зустрічі Землі з метеорним роєм — спостерігається метеорний потік ; найбільш інтенсивні метеорні потоки називають метеорними дощами . Одиночні М., що не належать до того або іншого потоку, називають спорадичними.
Наука о М. включає фізичну теорію М., в якій розглядаються взаємодія метеорних тіл з атмосферою і процеси в метеорних слідах; метеорну астрономію, що вивчає структуру, еволюцію і походження метеорної речовини в міжпланетному просторі; метеорну геофізику, що вивчає параметри верхньої атмосфери методами спостережень М., а також вплив припливу метеорної речовини на параметри атмосфери.
Історична довідка. М. і боліди відомі людству з глибокої старовини і знайшли віддзеркалення в легендах і міфах багатьох народів (наприклад, в старогрецькому міфі про Фаетон або в російських оповідях про змеях-гориничах). Перші документальні відомості о М. знайдені в староєгипетському папірусі, написаному за 2000 років до н.е.(наша ера) і що зберігається в Державному Ермітажі в Ленінграді. Починаючи з 1768 до н.е.(наша ера) в старовинних китайських рукописах неодноразово зустрічаються записи спостережень М. В староруських літописах найбільш ранні записи о М. і болідах відносяться до 1091, 1110, 1144 і 1215.
Спроби наукового пояснення М. були зроблені старогрецькими філософами. Діоген з Аполонії (5 ст до н. е.(наша ера)) вважав М. невидимими зірками, які падають на Землю і згасають. Анаксагор (5 ст до н.е.(наша ера)) розглядав М. як осколки розжареної кам'яної маси Сонця. Арістотель (4 ст до н.е.(наша ера)), навпаки, вважав М. земними випарами, які запалали з наближенням до вогненної сфери піднебіння; аналогічною, т.з. метеорологічної гіпотези про природу М. дотримувалися більшість античних і середньовічних філософів і учених.
В 1794 Е. Хладна довів космічне походження крупного залізного метеорита, т.з. Палласова Заліза, привезеного до Петербургу з берегів Єнісею П. Палласом, і правильно пояснив природу М. і болідів як явищ, пов'язаних з вторгненням в атмосферу Землі позаземних тіл. У 1798 вперше були визначені висоти 22 М. за одночасними спостереженнями з двох пунктів, віддалених один від одного на 14 км. Під час метеорного дощу Леонід 1832—33 багатьма спостерігачами було відмічено, що видимі дороги М. розходяться з однієї точки небесної сфери — радіанта, на підставі чого було зроблено висновок, що траєкторії всіх метеорних тіл потоку, що викликав метеорний дощ, паралельні, тобто ці тіла рухалися по близьких орбітам. Метеорні дощі, що спостерігалися в 1799, 1832—33, 1866, 1872 і 1885, залучили до вивчення М. увагу багатьох учених: Би. Я. Швейцера, М. М. Гусева і Ф. А. Бредіхина в Росії, Д. Араго і Ж. Біо у Франції, Ф. Бесселя і А. Гумбольдта в Германії, У. Деннінга в Англії, Дж. Ськиапареллі в Італії, Х. Ньютона в США і ін. Був відкритий зв'язок метеорних потоків з кометами, обчислені орбіти ряду метеорних потоків, за даними систематичних візуальних спостережень М. складені каталоги великого числа радіантів метеорних потоків. У 1885 Л. Вейнек в Празі отримав першу фотографію М. В 1893 Х. Елкин в США застосував затвор (обтюратор), що обертався, для визначення кутової швидкості М. при фотографічних спостереженнях. У 1904 і 1907 С. Н. Блажко в Москві отримав перші фотографії спектрів М. В 1929—31 Х. Нагаока в Японії, Н. А. Іванов в СРСР і А. Ськеллет в США виявили вплив метеорній іонізації на поширення радіохвиль. У 1942—44 були проведені перші спостереження радіолокацій М. В 1923—34 були закладені основи сучасної фізичної теорії М.
Методи дослідження метеорів: спостереження М.; моделювання різних процесів, пов'язаних з М., в лабораторних умовах і в космічних експериментах; вивчення метеорної речовини в міжпланетному просторі і його взаємодії з Землею шляхом реєстрації ударів метеорних тіл за допомогою датчиків, встановлених на космічних літальних апаратах; спостереження Зодіакального Світла ; збір пилу космічного походження на поверхні Землі, в глибоководних донних відкладеннях в океанах, у викопних льодах Арктики і Антарктиди; вивчення метеоритів і ін.
Візуальні спостереження М. до кінця 19 ст були практично єдиним методом їх вивчення. Вони дозволили отримати деяке уявлення про добові і сезонні варіації чисельності М., про поширення радіантів М. по небесній сфері. Проте до середини 20 ст візуальні (в т.ч. і телескопічні) спостереження М. майже повністю втратили своє значення. Основну інформацію о М. стали доставляти методи фотографічних і радіолокацій спостережень. Ведуться експерименти по фотоелектричних, електроннооптичних і телевізійним спостереженням М.
Систематична фотографія, спостереження М. ( мал. 1 ) з використанням метеорних патрулів були початі в 30-і рр. 20 ст Одночасні спостереження на двох установках, рознесених на відстань порядка 30 км., дозволяють виміряти висоту М. і орієнтацію їх траєкторій. Якщо одна з установок забезпечена обтюратором що періодично перериває експозицію, фотографія М. виходить переривистою ( мал. 2 ); вимірюючи відстань між перервами можна виміряти швидкість М. на різних ділянках їх траєкторії і т.ч. — гальмування в атмосфері. За цими даними може бути обчислена орбіта метеорного тіла, породжувача даний М. Установленниє перед об'єктивами фотокамер призми або дифракційні грати дозволяють фотографувати спектри М.
Метод спостережень радіолокацій М. заснований на реєстрації радіохвилі, відбитої від іонізованного сліду М., — метеорної радіолуни. Унаслідок дифракції радіохвиль на метеорному сліді, що формується, амплітуда радіолуни має флуктуації в часі ( мал. 3 ); вимірюючи відстані між різними максимумами дифракційної картини радіолуни і знаючи відстань до М., можна обчислити швидкість М. Еслі використовується декілька рознесених на відстані від 5 до 50 км. приймачів, то можна визначити також орієнтацію сліду М. і розрахувати орбіту метеорного тіла до його входу в земну атмосферу. Найбільш потужні комплекси метеорної радіотехнічної апаратури дозволяють вивчати дуже слабкі М. + 12—15 зоряної величини, породжувані метеорними тілами з масами до 10 -6 —10 -7 р. Радіоспостереження М. можуть проводитися цілодобово, в будь-яку погоду. Проте для них характерна нижча точність по порівнянню з фотографічними спостереженнями. Найбільш інтенсивні фотографічні і радіолокації спостереження М. ведуться до СРСР, США, ЧССР(Чехословацька Соціалістична Республіка), Великобританії, Австралії.
Датчики, встановлені на космічних літальних апаратах, дозволяють реєструвати удари метеорних тіл з масами 10 -7 —10 -11 г, проте такі спостереження не дозволяють обчислити їх швидкості і орієнтації траєкторій.
Взаємодія метеорних тіл з атмосферою. Метеорні тіла, рухомі по еліптичних орбітах довкола Сонця, влітають в атмосферу Землі з швидкостями від 11 до 73 км/сек. Т. о. початкова кінетична енергія метеорних тіл набагато більше енергії, необхідної для їх повного випару, а початкова швидкість істотно більше теплової швидкості молекул повітря. Характер взаємодії з атмосферою залежить від маси метеорного тіла. Якщо розміри метеорного тіла набагато менше довжини вільного пробігу молекул верхньої атмосфери, взаємодія здійснюється в результаті ударів окремих молекул об поверхню метеорного тіла. Налітаюча молекула повністю або частково передає метеорному тілу свій імпульс і кінетичну енергію, що приводить до гальмування, нагрівання і розпиляло метеорного тіла. Коли температура поверхні метеорного тіла підвищується приблизно до 2000 До, починається його інтенсивний випар, і подальше зростання температури різко сповільнюється. Окрім того, що розпиляло і випару, втрата речовини метеорного тіла — т.з. абляція — може відбуватися в результаті різних видів дроблення — відділення від метеорного тіла дрібніших твердих часток або крапельок. При одночасному відділенні від М. безлічі дрібних часток походить короткочасне збільшення його блиску — спалах. Дуже дрібні метеорні тіла з масами менші приблизно 10 -9 г гальмуються на висотах 110—130 км., не встигнувши нагрітися до температури початку інтенсивного випару, їх кінетична енергія витрачається головним чином на теплове випромінювання з поверхні метеорного тіла. Втративши частину своєї початкової маси унаслідок того, що розпиляло, такі дрібні метеорні тіла потім осідають на поверхню Землі у вигляді мікрометеоритів. Метеорні тіла з масами, великими 10 -9 г , не втрачаючи космічній швидкості, тобто тій швидкості, яку вони мали до зустрічі із земною атмосферою, проникають в щільніші її шари, де роль втрат енергії на теплове випромінювання з їх поверхні порівняно невелика. Метеорні тіла з масами від 10 -9 до 10 г, М., що породжують, від +20 до — 4 зоряних величини, практично повністю втрачають свою початкову масу до того, як вони встигають загальмуватися в атмосфері. При русі в атмосфері ще більших метеорних тіл, з якими пов'язані яскраві боліди, утворюється ударна хвиля, що приводить до зменшення теплопередачі і, отже, до зменшення долі початкової маси, що втрачається до того, як тіло втратить свою космічну швидкість. Залишки таких дуже крупних метеорних тіл, що загальмувалися, можуть випадати на поверхню Землі у вигляді метеоритів. Величезні метеорні тіла з початковими масами в десятки тисяч т і більш можуть досягати поверхні Землі, частково зберігаючи свою космічну швидкість; при ударі об поверхню Землі відбувається дуже сильний вибух, який може привести до утворення метеоритного кратера .
Спектри метеорів і хімічний склад метеорних тіл. На підставі досліджень спектрів, отриманих для яскравих М. від +1 до — 10 зоряної величини, встановлено, що випромінювання М. складається головним чином з яскравих емісійних ліній атомних спектрів із значно слабкішими молекулярними смугами. Інколи спостерігається слабкий безперервний фон. Найбільш інтенсивні лінії в спектрах М. належать атомам і іонам: Fe, Na, Mg, Mg + , Ca, Ca + , Cr, Si + , N, О. Еті ж хімічні елементи входять і до складу метеоритів. Як і метеорити, метеорні тіла розділяються на залізних і кам'яних, причому переважаючими є кам'яні. Проте відсутність даних про ефективні перерізи збудження при зіткненнях метеорних атомів з молекулами атмосфери не дозволяє провести кількісний хімічний аналіз метеорних тіл по спостережуваних спектрах М.
Ефективність процесу іонізації зазвичай характеризується коефіцієнтом метеорній іонізації b — середнім числом вільних електронів, що породжуються одним метеорним атомом, виділеним в результаті абляції. Наявні дані про ефективні перерізи іонізації при зіткненнях різних метеорних атомів з молекулами атмосфери дозволили вказати наступну залежність b від швидкості М.:
b = 4×10 -25 V 7/2 ,
де V виражене в см/сек. Для швидкостей, з якими М. рухаються в атмосфері, b змінюється приблизно від 0,001 до 1. Після прольоту М. залишається іонізованний метеорний слід завдовжки від декількох км. до декількох десятків км.; лінійна електронна щільність сліду а пов'язана з візуальною абсолютною зоряною велічиной М. наближеним співвідношенням
m = 35,1 — 2,5 lga,
де а виражено в см -1 . Початковий радіус іонізованного сліду М. r 0 визначається процесом термодифузії за час встановлення теплової рівноваги сліду з навколишньою атмосферою і може досягати декілька м-код; ro зростає з висотою і швидкістю М., що приводить до зменшення об'ємної електронної щільності сліду і до погіршення умов для спостережень швидких високих М. при спостереженнях радіолокацій. Властивість іонізованних метеорних слідів відображати радіохвилі використовується для радіозв'язку в діапазоні УК(Кримінальний кодекс) В(ультракороткі хвилі) (див. Метеорний радіозв'язок ) .
Висоти метеорів. Висоти появи М. зазвичай поміщені в межах 80—130 км., вони систематично зростають із збільшенням швидкості М. Висоти зникнення М. зазвичай лежать в межах 60—100 км. і також зростають із збільшенням швидкості М. і з переходом від яскравіших до слабкішим М. Очень яскраві боліди можуть зникати на висотах 20—40 км.
Дроблення і структура метеорних тіл. При фотографічних спостереженнях виявляється дроблення значні частини метеорних тіл, що породжують М. від Про до + 4 зоряних величини. Дрібні осколки метеорних тіл випробовують більше гальмування, унаслідок чого з'являються хвости М. Дробленіє, що світяться, приводить до збільшення гальмування М. і укорочення їх видимої дороги. Дроблення може пояснюватися як рихлою структурою метеорного тіла з дуже низькою щільністю (менше 1 г/см 3 ) , так і особливостями абляції в атмосфері щільних кам'яних і залізних метеорних тіл, пов'язаними з неоднорідністю їх складу, а також з процесом здування з поверхні метеорного тіла розплавленої плівки.
Приплив метеорної речовини на Землю. При середній позаатмосферній швидкості 40 км/сек наближена залежність максимальної візуальної абсолютної зоряної величини метеора m від початкової маси метеорного тіла M 0 (вираженою в г ) має вигляд
m = -2,5-2,5lg M 0 .
Розподіл метеорних тіл по масах зазвичай представляється статечним законом N ~ M 0 -s , причому показник міри s близький до 2. Підраховуючи повне число М. в атмосфері Землі за добу, можна оцінити приплив метеорної речовини: за добу випадає на Землю в середньому декілька десятків m метеорної речовини. Приплив метеорної речовини надає істотний вплив на домішковий газовий, іонний і аерозольний склад верхньої атмосфери, а також на ряд процесів у верхній атмосфері: утворення сріблястих хмар, спорадичних шарів E s іоносфери і ін.
Літ.: Фесенков Ст Р., Метеорна матерія в міжпланетному просторі, М. — Л., 1947; Фединський Ст Ст, Метеори, М., 1956; Льовін Би. Ю., Фізична теорія метеорів і метеорна речовина в сонячній системі, М., 1956; Астаповіч І. О. Метеорні явища в атмосфері Землі, М., 1958; Ловелл Би., Метеорна астрономія, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1958; Мак-Кинлі Д., Методи метеорної астрономії, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1964; Бабаджанов П. Би., Крамер Е. Н., Методи і деякі результати фотографічних досліджень метеорів, М., 1963; Кащєєв Би. Л., Лебедінец Ст Н., Лагутін М. Ф., Метеорні явища в атмосфері Землі, М., 1967.
