Спектры метеоров (рис. 187) состоят из эмиссионных линий. Когда метеорная частица тормозится в атмосфере, она нагревается, начинает испаряться, и вокруг нее образуется облако из раскаленных газов. Светятся главным образом линии металлов: очень часто, например, наблюдаются линии Н и К ионизованного кальция и линии железа. По-видимому, химический состав метеорных частиц аналогичен составу каменных и железных метеоритов, но механическая структура метеорных тел должна быть совсем иной. На это указывают скорости торможения метеоров; торможение происходит так, как будто плотность их очень мала, порядка 0,1 г/см3. Это означает, что метеорная частица представляет собой пористое тело, состоящее из более мелких частиц. Вероятно, поры были заполнены когда-то летучими веществами, которые впоследствии испарились. Метеорная частица, порождающая метеор 5-й звездной величины, имеет массу около 3 мг и диаметр около 0,3 мм. Эти данные вычислены для быстрого метеора, имеющего геоцентрическую скорость 50-60 км/сек. Большинство же метеоров, порождаемых частицами такой массы, гораздо слабее. Яркие метеоры и болиды, ионизуя воздух, порождают слабо светящиеся следы, видимые на протяжении от нескольких секунд до нескольких минут. Воздушные течения в атмосфере перемещают следы (дрейф следов) и меняют их форму. Поэтому наблюдения дрейфа следов имеют большое значение для изучения воздушных течений в различных слоях земной атмосферы.

§ 143. Метеориты

Метеориты, «небесные камни», известны человечеству очень давно. По-видимому, появление первых железных орудий, сыгравших огромную роль в эволюции доисторических культур, связано с использованием метеоритного железа. Крупные метеориты служили иногда предметом поклонения у древних народов. Официальная наука признала их небесное происхождение лишь в начале XIX в. За исключением образцов лунных пород, доставленных на Землю, метеориты пока представляют собой единственные космические тела, которые можно исследовать в земных лабораториях. Понятно, что сбору и изучению метеоритов придается большое научное значение. В Академии наук СССР имеется Комитет по метеоритам, который организует эту работу в масштабах страны. Метеориты по химическому составу и структуре разделяются на три большие группы: каменные (аэролиты), железо-каменные (сидеролиты) и железные (сидериты). Вопрос об относительном количестве различных типов метеоритов не вполне ясен, так как железные метеориты легче находить, чем каменные, и, кроме того, каменные метеориты сильнее разрушаются при прохождении сквозь атмосферу. Большинство исследователей полагает, что в космическом пространстве преобладают каменные метеориты (80-90% от общего числа), хотя собрано больше железных метеоритов, чем каменных. Так как болиды (рис. 188) – явление редкое, то орбиты метеоритных тел приходится определять по неточным свидетельствам случайных очевидцев, и поэтому надежных данных об орбитах выпавших метеоритов нет. По радиантам болидов, сопровождавшихся выпадением метеоритов, можно заключить, что большинство их двигалось в прямом направлении, и их орбиты характеризуются малым наклоном. Но здесь большую роль может играть наблюдательная селекция, так как вероятность разрушения метеорита при лобовой встрече с Землей (обратное движение) гораздо больше, чем при вторжении догоняющего тела.

Когда метеоритное тело входит в плотные слои атмосферы, его поверхность настолько нагревается, что вещество поверхностного слоя начинает плавиться и испаряться. Воздушные струи сдувают с поверхности железных метеоритов крупные капли расплавленного вещества, причем следы этого сдувания остаются в виде характерных выемок (рис. 189). Каменные метеориты часто дробятся, и тогда на поверхность Земли низвергается целый дождь обломков самых разнообразных размеров. Железные метеориты прочнее, но и они иногда разрушаются на отдельные куски. Один из крупнейших железных метеоритов, Сихотэ-Алинский, упавший 12 февраля 1947 г., был найден в виде большого количества отдельных осколков (см. рис. 189). Общий вес собранных осколков достиг 23 т, причем, конечно, были найдены не все осколки. Наибольший из известных метеоритов, Гоба (Юго-Западная Африка), представляет собой глыбу весом в 60 т (рис. 190).

Большие метеориты, ударяясь о Землю, зарываются на значительную глубину. Однако космическая скорость обычно гасится в атмосфере на некоторой высоте и, затормозившись, метеорит падает по законам свободного падения. Что произойдет, если с Землей столкнется еще большая масса, например 105-108 т? Такой гигантский метеорит прошел бы сквозь атмосферу практически беспрепятственно, при его падении возник бы сильнейший взрыв и образовалась бы воронка (кратер). Если такие катастрофические явления когда-либо происходили, то мы должны находить метеоритные кратеры на земной поверхности. Подобные кратеры действительно существуют. Крупнейший из них – Аризонский кратер (рис. 191), воронка которого имеет диаметр 1200 м и глубину около 200 м. Его возраст по приблизительной оценке составляет около 5000 лет. Недавно был открыт еще целый ряд более древних и разрушенных метеоритных кратеров. Химический состав метеоритов хорошо исследован. Железные метеориты содержат в среднем 91% железа, 8,5% никеля и 0,6% кобальта; каменные метеориты – 36% кислорода, 26% железа, 18% кремния и 14% магния. Каменные метеориты по содержанию кислорода и кремния близки к земной коре, но металлов в них гораздо больше. Содержание радиоактивных элементов в метеоритах меньше, чем в земной коре, причем в железных меньше, чем в каменных. Химические соединения, присутствующие в метеоритах, и их кристаллическая структура по-казывают, что метеоритное вещество сформировалось в условиях высоких давлений, и температур. Это означает, что метеориты входили когда-то в состав крупных тел, имевших большие размеры. По относительному содержанию радиоактивных элементов и продуктов их распада можно определить возраст метеоритов. Для разных образцов он получается различным и колеблется обычно в пределах от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.

§ 144. Зодиакальный свет и противосияние

Весной и осенью, в месяцы, когда в южных широтах Земли эклиптика после захода Солнца или перед его восходом очень высоко поднимается над горизонтом, в безлунную ночь можно наблюдать зодиакальный свет. Он представляет собой светлый треугольник, вытянутый вдоль эклиптики и расширяющийся в сторону Солнца (рис. 192). Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца (элонгации). При элонгации в 90-100° зодиакальный свет почти невозможно различить, и только при очень темном небе удается иногда заметить зодиакальную полосу – небольшое увеличение яркости неба вдоль эклиптики. При элонгации в 180°, в области неба, противоположной Солнцу («антисолнечная» область), яркость зодиакальной полосы несколько возрастает, и здесь можно заметить небольшое туманное пятно диаметром около десяти градусов. Оно называется противосиянием.

Зодиакальный свет и противосияние представляют собой эффект рассеяния солнечного излучения межпланетной пылевой материей, подавляющее большинство частиц которой имеет размеры в несколько микрон. Возможно, что эти пылевые частицы возникают в результате разрушения астероидов и комет и постепенного дробления их остатков. Межпланетная пыль образует облако, уплощенное к эклиптике. Некоторые исследователи предполагали еще недавно, что в межпланетном пространстве, кроме пылевой материи, имеется ионизованный газ с концентрацией ионов около 103 см –3 . В этом случае зодиакальный свет можно было бы частично объяснить рассеянием на электронах (как в солнечной короне). При рассеянии на электронах должна быть сильная поляризация, и зодиакальный свет действительно поляризован. Однако прямые эксперименты, проведенные с помощью ионных ловушек, установленных на советских космических ракетах, показали, что концентрация ионизованного газа в межпланетном пространстве не может превышать 100 см –3 по крайней мере в отсутствие сильных корпускулярных потоков. По-видимому, в обычных условиях рассеяние на электронах не дает заметного вклада в зодиакальный свет, и наблюдаемая поляризация возникает при рассеянии на межпланетных пылинках. Отмечалось, однако, что яркость зодиакального света иногда увеличивается после сильных солнечных вспышек. Это увеличение может быть связано с рассеянием солнечного излучения на электронах корпускулярных потоков.

Звезды – наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах; остальная часть его рассеяна в межзвездном пространстве. С эволюцией звезд связано образование многих химических элементов. Поэтому звезды представляют интерес не только как космические объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как тела, эволюция которых – важное звено в эволюции материи. Основные свойства звезды определяются прежде всего ее массой, светимостью и радиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определении этих величин и в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звезд, а также различных групп звезд. Методы теоретической астрофизики позволяют найти физические условия в атмосферах и недрах звезд и проследить их эволюцию. Звезды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звезд, обладающих общими свойствами. Такое разделение необходимо для изучения всего множества существующих звезд. Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т.д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звезд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной. Звезды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными. Естественно начать изучение звезд именно с них.

§ 145. Спектры нормальных звезд и спектральная классификация

Изучение нормальных звезд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звезд. Уже при первом знакомстве со звездным небом обращает на себя внимание различие звезд по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров. Как правило, звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звезд наблюдаются яркие (эмиссионные) линии. Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре. Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд. Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других – усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определенных спектральных линий. Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале этого столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации. В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Перейдем к описанию спектральных классов, примеры которых приведены на рис. 193. Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения. Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хороню видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда – a Девы (Спика).