Готовый перевод Field Guide to Meteors and Meteorites / Практическое руководство по метеорам и метеоритам: CHAPTER ONE Interplanetary Dust and Meteors

Часть первая

Межпланетная пыль и метеоры

На всем протяжении Млечного пути простираются огромные облака из газа и пыли.

Обычно размером в 10–50 парсек, это темные молекулярные облака из водорода, гелия, органических молекул и пыли.

Холодные и темные, они настолько плотны, что свет едва проникает сквозь них.

Мы видим эти межзвездные облака, как силуэты против света фоновых звезд или звезд, погруженных в яркие диффузные облака водорода.

Пылевые частицы состоят из тяжелых элементов, таких, как железо и углерод, и простых молекул, например, карбида кремния, графита и алмаза.

Пыль рассеивается между зернами кремния, образуя ядра, вокруг которых концентрируется лед.

Эти частицы впервые были обнаружены в примитивных углистых хондритных метеоритах, и в совокупности называются межзвездными пылевыми частицами.

Эти более тяжелые компоненты являются контаминантами и образуются не в самом облаке, а около ближайших массивных звезд вследствие проходящих внутри них термоядерных реакций. Позднее они разносятся по всему Млечному Пути звездными ветрами.

Молекулярные облака часто фрагментируются из-за своей нестабильности, а возможно и по причине мощных взрывов находящихся рядом суперновых, которые генерируют чудовищные ударные волны, вызывающие коллапс и фрагментацию.

После коллапса фрагменты образуют ядра с гораздо более высокой плотностью - около 104 молекул/см3.

Коллапс продолжается до тех пор, пока не образуется быстро вращающаяся протозвезда, или протосолнце, окруженная плотным диском газа и пыли по экватору.

Такой диск называется диском протопланетарной аккреции.

Вскоре после формирования и начала охлаждения диска начинается приращение массы за счет огнеупорных минералов.

Все это заняло в истории нашей Солнечной системы около ста тысяч лет.

Развитие протосолнца и его диска скрыто, как в коконе, в молекулярном облаке - звездной колыбели.

Профессиональные астрономы и любители знакомы с такими туманностями, наблюдая их в телескоп в течение долгих лет.

Хорошо известная область звездного облака Щит, которое проходит по созвездию Щит в летнем Млечном пути.

С помощью любительского телескопа здесь можно увидеть открытое звездное скопление со звездами спектральных классов O и B, окутанных туманностью, отмеченное в звездных атласах как Объект Мессье 16.

Несколько лет назад с помощью телескопа Хаббл была получена фотография центральной части скопления - Туманности Орёл. На ней видны огромные колонны темных молекулярных облаков на фоне диффузных светлых пятен водорода.

Частицы межзвездной пыли рассеивают голубой свет запечатленных горячих звезд.

На верхушках колонн происходит фотоиспарение, дающее возможность появления новых солнечных систем.

Рисунок 1.1.

Космический телескоп Хаббл запечатлел верхушку колонны из молекулярного водорода и пыли, которая, по-видимому, является инкубатором для новых звезд в М-16, Туманности Орла.

Каждая проекция немного больше нашей Солнечной системы.

Предоставлено NASA, ESA и STScI (J. Hester и Р. Scowen, Университет штата Аризона).

Межпланетные частицы пыли (МЧП)

На сегодняшний день Солнечная система - это все еще пыльное место, но пыль, осевшая когда-то на диске аккреции вокруг протоСолнца - это не та пыль, которую мы можем найти в пределах нашей системы сейчас.

Мы знаем, что межпланетные частицы пыли (МЧП), или микрометеороиды, изначально появились из двух источников, связанных с Солнечной системой - комет и астероидов.

Третий источник мельчайших частиц находится за много световых лет от Солнечной системы в межзвездном пространстве галактики Млечный Путь.

Это частично упомянутые выше межзвездные частицы, большей частью состоящие из углеродных минералов, являющихся остатками суперновых галактики.

Время жизни МЧП

Судьба МЧП в звездной системе зависит от их массы и размера.

МЧП - мельчайшие части звездной системы.

Их размеры варьируют от микрометра (10-4 см) до нескольких микрометров.

Частицы такого размера сильно замедляются в атмосфере Земли раньше, чем смогут нагреться настолько, чтобы стать видимым метеором.

Отношение их массы к объему достаточно мало, а значит, площадь их поверхности, связанная с массой, высока настолько, чтобы быстро остывать после трения об атмосферу и оставаться почти нетронутыми.

Учитывая, что начальная скорость частиц равна второй космической скорости в 7,7 миль/сек (11,7 км/с), критический предел размера при входе в атмосферу без распада для таких частиц равен около 52 мкм в диаметре.

Такие частички пыли в конце концов достигнут Земли в качестве микрометеоритов.

Частицы размером меньше одного микрометра будут находится под воздействием давления солнечной радиации и звездного ветра.

Вместе они образуют непрерывную радиально направленную силу, которая в конце концов выносит частицы за пределы Солнечной системы.

Ранние космические корабли, такие как Пионер 10 и 11, удаляясь от Солнца, сталкивались с этими мелкими частицами на расстоянии около 18 а. е. (среднее расстояние от Земли до Солнца).

Частицы диаметром от нескольких микрометров до нескольких миллиметров также ожидает разная судьба.

Для этих более массивных частиц сила гравитации Солнца превосходит силу давления электромагнитного излучения.

Сила гравитации посылает их по эллиптической орбите вокруг Солнца.

Направление воздействия давления электромагнитного излучения не совсем радиально Солнцу, а скорее противоположно движению частиц вокруг него.

Как пример можно привести вождение автомобиля во время ливня.

Вертикально падающие капли также будут иметь горизонтальную скорость, равную по модулю и противоположную по направлению скорости машины.

К частицам, вращающимся вокруг Солнца, фотоны не будут подлетать радиально от Солнца, а будут смещаться в направлении, противоположном движению частиц.

Таким образом, давление электромагнитного излучения производит небольшое обратное воздействие на них.

Эта сила воздействует на орбитальное движение частицы, изменяя ее орбиту от эллипса к кругу.

Орбита частицы постепенно уменьшается в размере пока она в конечном счете по спирали не упадет на Солнце.

Временные рамки для ее падения на Солнце зависят от исходного положения частицы (эксцентриситета ее орбиты и расстояния перигелия).

Например, частица диаметром в один миллиметр, возникшая в поясе астероидов в 2.8 а. е. от Солнца, упадет по спирали на Солнце приблизительно через 60 миллионов лет.

Тем не менее, большинство частиц находятся в пределах внутренней Солнечной системе между Солнцем и Марсом.

Частица диаметром 1 мм, находящаяся на расстоянии 1 а. е. и с эксцентриситетом 0,7 (эксцентриситет типичный кометы) будет падать на солнце гораздо быстрее, в течении миллиона лет.

Это означает, что Солнечная система должна быстро терять эти частицы.

Каждую секунду приблизительно 8 метрических тонн падают на Солнце.

Это составляет приблизительно 250 миллионов метрических тонн в год.

Зодиакальный свет

Пожалуй, самое необыкновенное проявление МЧП - зодиакальный свет (Рис. 1.2).

После заката, весной, ясными безлунными ночами и на рассвете осенью наблюдается едва заметное свечение.

В это время года плоскость эклиптики (плоскость Солнечной системы) становится гораздо ближе к вертикальной, чем в иное время года.

Это выглядит как широкий пучок света с центром в области эклиптики, распространяющийся от места захода (или восхода) Солнца в сторону зенита.

Его яркость сравнима с яркостью Млечного пути: самая яркая область близка к точке заката или восхода и постепенно ослабевает в направлении к точке зенита.

В подходящее время года, в темное время суток зодиакальный свет составляет более 40% свечения на ночном небе.

Спектр зодиакального света показывает: это солнечный свет, отраженный от миллиардов и миллиардов МЧП.

Иногда в очень ясную ночь, в противоположной зодиакальному свету стороне, на западе, может наблюдаться и гораздо более слабое свечение.

По-немецки он называется "gegenschein", что значит "противосияние".

Это тоже солнечный свет, отраженный от МЧП, правда в другом направлении.

Расположение того и другого показано на рис. 1.3.

Зодиакальный свет возникает между Солнцем и Землей, когда солнечный свет рассеивается в прямом направлении, проходя сквозь пыль.

Здесь частицы ближе всего к Солнцу и более многочисленны, поэтому они рассеиваются сильнее.

Противосияние противоположно свечению между Солнцем и Землей.

В этом положении плотность частиц гораздо меньше и свету приходится проходить до Земли большее расстояние.

При благоприятных атмосферных условиях зодиакальный свет и противосияние наблюдаются совместно в точке зенита.

На самом деле зодиакальный свет - это огромное пылевое облако, расположенное внутри Солнечной системы, между планетами земной группы - от внутренней орбиты Меркурия до Юпитера.

Тем не менее, он обладает структурой.

В конце января 1983 г. был запущен инфракрасный астрономический спутник (ИАС) с инфракрасными детекторами для обнаружения излучающих тепло пылевых частиц вдоль плоскости эклиптики.

Так впервые в космическом пространстве была обнаружена причина зодиакального света - пыль.

Позднее ИАС обнаружил обширную зону пыли по обе стороны плоскости эклиптики и кольцевой пояс астероидов на расстоянии от 200 до 300 миллионов миль от Солнца.

Это было первым признаком того, что, по крайней мере, часть зодиакальной пыли, возможно до 40-50%, была создана пылью, образующейся в результате столкновения астероидов, что заставило одного астронома воскликнуть, что "пояс астероидов медленно измельчает себя.“

В дополнение к этому широкому поясу пыли, ИАС обнаружил группы пыли, которые соответствовали путям комет короткого периода.

Эти полосы пыли, именуемые метеорными потоками, являются просто плотными прядями кометного вещества, оставленные кометами во время их перигелия.

Этот материал постепенно распыляется и в конечном итоге становится частью широко разбросанной группы зодиакального света.

Рисунок 1.2.

Свечение зодиакального света наблюдается примерно через 2 часа после захода солнца весной.

Он выглядит как слабый широкий эллиптический конус света, проходящей от точки заката на горизонте и почти на 60 градусов над горизонтом.

Рисунок 1.3

Геометрия зодиакального света.

Зодиакальный свет рассеян межпланетными частицами пыли вперед и назад.

Рассеивание вперед ярче из двух и наблюдается между Землей и Солнцем.

Обратно рассеянный свет (противосияние) возникает за пределами Земли напротив Солнца и гораздо слабее.

Фотографирование зодиакального света

Для фотографирования зодиакального света нужна стандартная, но короткофокусная 35 мм камера со светосильным объективом (F/2.8 или сильнее), чтобы запечатлеть весь световой луч под углом 15° к горизонту по обе стороны эклиптики и под углом 60° к горизонту по направлению к вершине светового конуса.

Камера с объективом 28 мм охватывает угловой диаметр в 76° по диагонали на 35 мм кадре.

При такой фокусировке и экспозиции приблизительно в 25 секунд видно суточное движение звезд.

При более продолжительной экспозиции требуется установить 35 мм камеру на трубу телескопа с таймером позиционирования.

Ручное позиционирование телескопа не требуется в случае точной юстировки прибора на северный полюс мира.

Если пользоваться пленкой со светочувствительностью 400 ISO и установить время экспозиции от 2 до 8 минут, то должен получиться хороший снимок.

Поскольку фотографировать противосияние гораздо сложнее, здесь требуется позиционирование с экспозицией в 30 минут.

Собирание МЧП - работа не для дилетанта

Источники МЧП - кометы с пылевыми хвостами.

Эти частицы относятся к мельчайшим представителям Солнечной системы и принято считать, что они являются причиной 50% пыли в зодиакальном свете.

Инфракрасные спутники обнаружили во внутренней части Солнечной системы полосы кометной пыли, которые смешиваются с пылью зодиакального света.

Известно, что эти пылевые полосы впервые обнаружил ИАС в 1983 г, позднее СОВЕ подтвердил их существование.

В поздние пятидесятые учеными Смитсоновской Астрофизической обсерватории начали предприниматься попытки заполучить космические частицы.

Предполагалось, что эти частицы остаются в стратосфере Земли в течение нескольких недель, медленно осаждаясь более или менее равномерно по поверхности Земли.

Таким образом, логично было совершить первые попытки сбора с поверхности Земли.

Как выяснилось, поверхность Земли была худшим местом для сбора межпланетной пыли.

Никто не знал, что нужно искать в куче естественных и искусственных осаждений.

Большинство частиц имели земное происхождение.

Вскоре стало очевидно, что сбор нужно производить там, где их количество было минимальным - в стратосфере.

В конце 60-х годов начался сбор и перевозка пыли на высоте 23 миль (37 км), в верхних слоях стратосферы с помощью стратостатов.

Даже на такой высоте частицы земного происхождения были в большом избытке, а межпланетных частиц было гораздо меньше, чем ожидалось.

Кроме того, пылесборники стратостатов не смогли обработать достаточно большой объем пространства, чтобы собрать достаточное число частиц.

Даже при условии успешного сбора, в середине 60х не было способов манипуляции и химического анализа мельчайших частиц пыли.

Частички имели размер в среднем 10-3 см в диаметре и часто были собраны из субчастиц размерами от 5 до 150 нм.

Сегодняшние методы исследования частиц с помощью микрозондов тогда были еще в стадии разработки.

Но в ранних 70х ситуация стала меняться.

Дональд Браунли и Пол Ходж из Лаборатории Межпланетной Пыли университета Вашингтона пересмотрели возможности сбора пыли, на этот раз используя высотный самолет.

Для этой цели был выбран самолет-шпион U2, который имел очень большой размах крыльев и был способен обеспечить невысокую скорость полета на высоте 12 миль (20 км), имея под крылом высокоэффективные коллекторы пыли.

В 1973 году Браунли и Ходж провели первую успешную серию тестовых полетов на высоте 22 миль (35 км).

За время десяти полетов было собрано около 300 МЧП.

Из всех слоев атмосферы самым лучшим местом для сбора МЧП являются нижние слои стратосферы.

БОльшая часть частиц замедляется при столкновении с молекулами атмосферы на высоте примерно 60-80 миль (100-130 км).

Это замедление вызывает 106-кратное увеличение количества частиц в нижней стратосфере по сравнению с верхней, что, в свою очередь, повышает эффективность их сбора.

Это - высота, на которой атмосферное нагревание плавит большу'ю часть входящих микрометеороидов, превращая их в метеоры.

Каждая частица переживает кратковременное (5-15 с) нагревающее воздействие, зависящее от их размера, массы, скорости и угла входа.

Астероидная пыль переживает меньшее воздействие, чем кометная пыль того же размера и плотности.

Зная максимальную температуру нагревания частицы, мы можем рассчитать скорость ее вхождения в атмосферу Земли.

Астероидная пыль при входе в атмосферу имеет скорость около 7 миль/с (12 км/с), тогда как кометная пыль имеет скорость 12 миль/с (20 км/с) и выше.

Таким образом, по скорости вхождения частиц в атмосферу мы можем отличить кометные МЧП от астероидных.

Рисунок 1.4.

Первым самолетом, использовавшимся для сбора МЧП, был знаменитый самолет-шпион U2.

Позднее НАСА оснастило экспериментальный самолет ER-2 коллекторами пыли, расположив их по всей длине крыла, что позволило собирать сотни частиц.

Предоставлено летным исследовательским центром НАСА в Драйдене.

Физические свойства МЧП.

Пока Браунли и его коллеги делали первые успехи в сборе МЧП в нижней стратосфере, другие ученые совершенствовали электронные и ионные микрозонды, инструменты, предназначенные для анализа мельчайших частиц.

Электронный микрозонд был разработан Рэймондом Кастэйнгом во Франции в 1951 году.

Этот аналитический инструмент получил высокую ценность в 1960х годах.

Первый высокоточный микроанализ метеоритов был проведен Клайсом Кейлем и Куртом Фредрикссоном в 1964 году.

Они считали, что электронный микрозонд имеет такое же большое значение для гео-науки XX века, как разработка поляризующего петрографического микроскопа для минерологов середины XIX века.

Электронный микрозонд посылает высокофокусированный пучок электронов, направленный внутрь отполированного образца.

Пучок электронов вырабатывает рентгеновские лучи внутри образца, которые потом разделяются спектрометром по длинам волны присутствующих элементов.

Поскольку интенсивность лучей связана с суммой элементов, содержащихся в минерале, таким образом можно определить его состав.

Ионные микрозонды работают похожим образом.

Высокофокусированный пучок ионов испускается на отполированную поверхность образца минерала.

Ионный пучок распыляет крошечное количество исследуемой породы в облако, которое затем проходит через масс-спектрометр, определяющий химический состав породы.

Рисунок 1.5.

Эти МЧП диаметром 10 мкм были собраны самолетом НАСА на высоте 20 км.

Эти безводные пористые "пушистые" МЧП, содержат минералы, аналогичные тем, которые содержатся астероидной пыли и примитивных метеоритах, но имеют более высокое содержание углерода и элементы различной распространенности.

Предоставлено НАСА.

МЧП являются мельчайшими полученными частицами Солнечной системы.

Типичные МЧП имеют диаметр 1-50 мкм, поэтому для их исследования необходим электронный микроскоп.

Их текстура варьируются по внешнему виду от гладкой до "пушистой".

Большинство МЧП состоят из скоплений песчинок минералов размером от <0,1 до 3 мкм. По плотности МЧП варьируются в пределах от 0,7 до 2,2 г/см3.

Типичная масса МЧП лежит в границах от 10-12 до 10-9г.

Существуют две основные группы МЧП по химическому составу и текстуре: микроскопические хондритовые агрегаты и нехондритовые частицы.

Хондритовых МЧП имеют соотношение химических элементов, подобное таковому у Солнца, например как в углеродистых хондритовых метеоритах группы CI (см. гл. 4).

Большинство хондритовых метеоритов - компактные агрегаты тесно связанных минералов с малым пространством пор.

Оставшиеся связаны гораздо слабее и более порозны (Рис. 1.5).

Агрегатные МЧП, так же, как и углнродистые метеориты, имеют плотность 2-3,5 г/см3.

Практически все хондритовые МЧП большей частью состоят из ангидридных (безводных), либо решетчатых (имеющих решетчатую кристаллическую структуру) силикатов.

Ангидридные силикаты состоят из отдельных зерен бедного железом пироксена и оливина с небольшим количеством магнетита, камасита (железа с примесью никеля), когенита (карбида железа и никеля) и хромита.

Это высокопорозные агрегаты.

Решетчатые силикаты включают в себя смектит (глинистый минерал) в качестве основы и серпентин.

Большинство необычных частиц, называемых "смоляными шариками" являются агрегатами крошечных кристаллов, соединенных опять же углеродистыми веществами и стеклом.

В некоторых отношениях МЧП тесно связаны с углеродистыми хондритами групп CI и CM.

Хотя они и содержат минералы типичные для углеродистых метеоритов, другие минералы и структуры кажутся исключительно уникальными для состава МЧП.

Удивительно, но многие МЧП содержат 50% углерода в отличие от углеродистых хондритов группы CI, которые, несмотря на свое название, содержат всего около 5% углерода.

Глубоководные МЧП

Примерно 2/3 поверхности Земли покрыто водой, поэтому не удивительно, что глубокие океаны являются хорошим накопителем МЧП.

Поиск МЧП на дне океана на самом деле начался примерно столетие назад.

Эти частички тогда характеризовались как продукты размывания железных метеоритов, которые расплавились во время прохождения через земную атмосферу.

Большинство из них имеют сферическую форму и размер около 1 мм в диаметре.

Они имеют черный цвет и, к счастью, содержат достаточное количество магнетита, чтобы достать их со дна океана с помощью магнитных коллекторов.

Магнетит в комбинации с тенитом (сплав железа с большим количеством никеля) формирует слой тенита вокруг ядра из сплава, богатого никелем.

Рисунок 1.6.

Эти сферические МЧП были найдены с помощью магнитного коллектора в центре Тихого океана на глубине более 4000 м.

Сферическая форма обусловлена плавлением частицы на высоте 80 км во время вхождения в атмосферу, во время которого некоторые элементы (углерод, натрий, сера) испаряются, оставляя оливин, стекло и магнетит.

Этот состав элементов близок к составу примитивных хондритных метеоритов.

Предоставлено доктором Доном Браунли, университет Вашингтона.

Более половины сфероидов имеют хондритический состав, сходный с таковым у углеродных хондритов типа 1, считается, что они являются продуктом размытия хондритических каменных метеоритов.

Основным силикатом является богатый магнием оливин и магнетит.

Оливин расплавился и рекристаллизовался во время прохождения через атмосферу, а металлическое железо, обнаруживаемое в хондритических метеоритах быстро окислилось и соединилось со стеклом, образовавшимся в процессе размывания.

Полученный материал аналогичен составу корочек, образующихся вокруг метеороидов при прохождении через атмосферу.

Сбор МЧП в космосе - Миссия "Звездная Пыль"

Как мы уже знаем, окружающая среда Земли загрязнена частичками пыли земного происхождения от поверхности и до самой стратосферы.

Чтобы избежать этих частиц, наиболее целесообразно производить сбор в космическом пространстве, еще лучше собирать МЧП непосредственно с их источника - с комет.

Идея собирать МЧП непосредственно из космоса возникла у Дональда Браунли (университет Вашингтона) и Питера Тсоу (Лаборатория Реактивного Движения), работавших над ней с ранних 1980х.

В 1994 году они получили грант НАСА на разработку и строительство космического зонда, способного встретиться с кометой и собрать МЧП с пылевой оболочки кометы и доставить пойманные частички на Землю.

Сегодня достаточно сложно отправить самолет в стратосферу на высоту 12 миль (19 км) для сбора МЧП в пути.

Но отправить космический аппарат в космос к комете - это огромный технический прорыв.

Проект был метко назван "Звездная Пыль"

Конечно, самым сложным аспектом миссии была разработка способа сбора частичек с кометы, позволяющего избежать их разрушения во время сбора.

Как уже говорилось ранее, частички комет имеют гораздо более высокую начальную скорость, чем, скажем, частицы главного пояса астероидов.

Поэтому, соприкасаясь с поверхностями коллекторов, они просто испарялись бы.

Ученые Лаборатории Реактивного Движения получили сложную задачу разработки материала такой низкой плотности, что МЧП могли бы эффективно проникать в него, замедляясь, и, в конечном итоге, застревая в нем.

Этот материал, названный аэрогелем, имеет исключительно низкую плотность - всего 0,05 г/см3.

Замечательные изоляционные свойства аэрогеля позволяют веществу забирать энергию входящих на гипервысоких скоростях частиц, что позволяет "мягко" захватывать их внутри материала.

Седьмого февраля 1999 года космический аппарат "Stardust" был запущен в свое эпическое путешествие к периодической комете Wild 2 (произносится как "Вилт").

Год спустя "Stardust" начал собирать межзвездные пылевые частицы.

Частицы из-за пределов Солнечной системы.

Ученые искали такие частицы задолго до того, как проект "Звездная пыль" стал реальностью.

Десятилетиями ранее (1978) геохимики обнаружили следы благородного газа, ксенона внутри углеродного хондрита Мёрчинсона группы СМ2.

Пять лет спустя было объявлено об открытии двух изотопов углерода, которые могли служить зернами-переносчиками, поскольку обладали кристаллической структурой, способной улавливать и удерживать газ ксенон, так что зерна углерода были вытолкнуты в межзвездное пространство.

Наконец, в 1987 году, было представлено убедительное доказательство того, что переносчик углерода имел вид крошечных наноалмазов, которые в тысячу раз меньше МЧП среднего размера.

Как и предполагалось, ксенон был найден внутри кристаллической структуры межзвездных алмазов.

Межзвездные алмазы были извлечены из Мерчисонского метеорита путем растворения всего метеорита и сбора остатка, содержащего нерастворимую алмазную пыль.

Эд Андерс, один из членов команды ученых, которые впервые извлекли крошечные алмазы в Чикагском университете, когда речь зашла о технике, которую они используют, был задал вопрос: “Как найти иголку в стоге сена?” Его ответ был лаконичен: “Ты должен сжечь стог сена!”

2 января 2004 года, космический аппарат "Stardust" прошел через пылевой хвост кометы Wild 2 по пути успешно захватив груз МЧП.

Одновременно было сфотографировано ядро кометы Wild 2 с расстояния всего лишь 150 км выполненное космическим аппаратом безупречно, показав ледяную, отмеченную кратером поверхность (Рисунок 1.7).

После облета заключительная задача космического аппарата состояла в отсоединении капсулы с образцами и возвращения ее со своим драгоценным грузом.

15 января 2006 года капсула для забора и возвращения проб повторно вошла в атмосферу Земли, коротко вспыхнула как яркий метеор и успешно приземлилась в пустыне штата Юта, доставив свой защищенный груз из аэрогеля с ловушкой кометных частиц неповрежденной (Рисунок. 1.8).

Когда капсула была открыта, она содержала десятки кометных частиц.

Предварительный осмотр выявил частицу в два микрометра, состоящую из богатого магнием минерала форстерита, одного из нескольких оливинов, обычно встречающихся в магматической породе на Земле, в астероидах и — вы, наверное, уже догадались—в хондритовых каменистых метеоритах.

Рисунок 1.7.

Космический аппарат "Stardust" встретился с кометой Wild 2 второго января 2004 года и успешно собрал сотни частиц.

Одновременно он сделал этот снимок ядра кометы с ледяной кратерами с расстояния всего 150 км.

Предоставлено NASA.

Рисунок 1.8.

После долгого 7-летнего путешествия, капсула "Stardust" вернулась в атмосферу Земли, кратко вспыхнув подобно комете с длинным узким хвостом (вставка).

Его защитный тепловой экран сделал свою работу.

Конусообразная капсула с драгоценным грузом приземлилась неповрежденной в пустыне Юты 15 января 2006 года.

Предоставлено NASA.

Метеоры

Возможно, лучший способ начать обсуждение метеоров, метеорных тел и метеоритов - определиться с перечнем понятий.

Самый распространенный ошибочный термин - “падающие звезды” - означает, что звезды каким-то образом прыгают с места на место.

Возможно, когда вы были ребенком, вы тоже напрасно ждали как прыгнет какая-нибудь звезда и путали звезды с этими яркими и очень короткими волшебными полосками света, иногда пробегающими по небу.

Вместо “падающие звезды” их следует называть метеоры - ведь это именно они и есть.

Но люди продолжают использовать слово "метеор", говоря о камнях, упавших с неба.

Метеор нельзя взять в руки, нельзя разделить пополам или разбить молотком.

Метеор - это не объект.

Это световой эффект, при котором свет создает каменистое тело, фрикционно нагретое до раскаленного состояния при входе в атмосферу планеты (в данном случае Земли).

Часто люди используют термин метеорит вместо метеор, но на самом деле они совершенно разные.

Метеорит - это естественный каменный объект внеземного происхождения, остающийся таковым после прохождения через земную атмосферу.

В этой книге используется еще один термин, и это может несколько смутить,—метеороид.

Суффикс “оид” используется для всех каменных тел субпланетного размера и массы, независимой от их космической орбиты.

Например, астероид это тело субпланетарного размера.

Метеороид просто тело меньшее, чем астероид и, вероятно, небольшой осколок астероида “родительского” тела или кометы.

Теперь давайте соберем все вместе.

Световое явление, происходящее, когда метеороид входит в атмосферу Земли, называется метеором.

Если тело переживает прохождение через атмосферу и падает на Землю, его называют метеоритом.

Чтобы быть видимым, метеор должен быть между 100 и 150 милями от наблюдателя с большей частью этого расстояния по высоте.

Ежедневно, по всей Земле, количество метеоров, достаточно ярких, чтобы быть видимыми невооруженным глазом должно составлять около 25 миллионов.

Слабые метеоры гораздо более многочисленны, чем яркие, то есть, видимые невооруженным глазом.

Если используется бинокль или небольшой телескоп количество метеоров, которые в 100 раз слабее, чем может видеть невооруженный глаз, должно приближаться к 8 млрд ежедневно.

Подавляющее большинство этих метеоров произведены метеорными телами, размером от песчинки до нескольких миллиметров в поперечнике.

Такие метеориты сгорают, проходя через атмосферу, и просто не долетают до Земли, .

В этом диапазоне размеров их яркость изменяется от просто видимости невооружённым глазом (звёздная величина приблизительно + 6.5) до возможно яркости Венеры (звёздная величина -4.5).

Спорадические метеоры

Астрономы распознают два основных типа метеоров: спорадические метеоры и метеоритные ливни (души).

Они отличаются по своему происхождению и предсказуемости.

Спорадические метеоры это те, которые, кажется, приближаются к Земле с любого направления.

Их орбиты кажутся подобными кометным без очевидного предпочтения плоскости эклиптики.

Большинство из этих метеоров, похоже, движутся со скоростями очень близким к скорости покидания Солнечной системы (46 миль / с; 74 км / с).

Их орбиты почти параболические.

Рисунок 1.9.

Метероиды сталкиваются с Землей на различных скоростях в зависимости от их траектории относительно орбитального движения и осевого вращения Земли.

В отличие от спорадических метеорных тел, создающие огненные шары метеороиды имеют орбиты, которые лежат вблизи плоскости эклиптики, где находятся планеты и большинства астероидов.

Они имеют небольшие орбитальные эксцентриситеты, подобные главному поясу астероидов, а их орбиты по или против часовой стрелки, несут их с запада на восток вокруг Солнца.

Направление, в котором спорадические метероиды сталкиваются Землю определяет их скорость входа в атмосферу.

Рисунок 1.9 показывает, как скорость входа в атмосферу спорадической частицы изменяется в соответствии с направлением ее движения.

Здесь Земля движется в направлении против часовой стрелки (с запада на восток) вокруг Солнца 18,6 миль / сек (29,9 км / с), а также вращается вокруг своей оси и в направлении против часовой стрелки.

С полудня до полуночи мы на находимся на стороне Земли, обращенной от орбитального направления.

Подавляющее большинство метероидов путешествуют на почти параболических скоростях 26 миль/с (42 км/с), на которой они пересекают орбиту Земли.

Чтобы столкнуться с Землей метероиды должны обогнать Землю с запада.

Скорость метероидов относительно орбитальной скорости Земли - просто векторная сумма 26 миль/с (42 км/с) минус орбитальная скорость Земли 18.6 миль/с (29.9 км/с) или минимальная скорость 7.4 миль/с (12 км/с).

Это медленные метеоры, оказывающие воздействие с полудня до полуночи.

Двенадцать часов спустя ситуация полностью меняется, поскольку Земля вращается вокруг своей оси.

Поскольку Земля вращается, то к полуночи мы уже находимся на утреннем небе и стоим лицом по направлению орбитального движения Земли.

Скорость метеороидов теперь следует сложить со скоростью орбитального движения Земли (т.е. 44.6 миль/с (71.8 км/с).

Сейчас Земля встречается с метеороидами лицом к лицу.

Это быстрые метеоры.

Гораздо более высокие скорости столкновения приводят к более быстрым, более ярким метеорам.

Таким образом, лучшее время для наблюдения спорадических метеоров между полуночью и рассветом.

Метеорные дожди

Мы отметили в предыдущем разделе, что спорадические метеоры, похоже, приходят с любого направления в небе.

Время и место их появления на небесной сфере непредсказуемы.

Метеоры, связанные с ливнем, однако, исходят из небольшого участка на небесной сфере, названной радиант.

Время и место появления метеоров предсказуемы.

Общепризнано астрономами и метеоритиками, что это частицы пыли комет короткого периода.

В эти кометы пересекают орбиту Земли и оставляют позади рой крошечных частиц, составляющих в совокупности метеоритный поток.

Если комета относительно старая, то этот рой разбросан более или менее равномерно по всей её орбите, поэтому ежегодно Земля сталкивается с примерно одинаковой плотностью частиц.

От этого зависит среднее количество метеоров, наблюдаемых во время метеорного дождя.

Хороший пример - Персеиды - метеорный поток, который ежегодно наблюдается в течение четырех дней, с 9-го по 12-е августа. На пике уровня активности поток содержит около 60 метеоров в час .

Персеиды считаются одним из лучших, ежегодно наблюдаемых метеорных дождей.

Их родительская комета, комета Свифта-Туттля, после 105 лет достигла своего перигелия в 1997 году.

Её прохождение добавило потоку Персеид сил.

Наблюдатели во всем мире зафиксировали целых 125 метеоров в час - это в два раза больше обычного количества.

Частицы кометы обычно не распределяются равномерно вдоль ее орбиты.

Скорее они выглядят как клубы пыли.

Это легко увидеть в фотографии кометы Галлея сделанной во время близкого пролета с космическим аппаратом Джотто в 1986 году (рис 1.10), на которой были замечены несколько гейзер подобных фонтанов выпускающих собранную ими пыль из сублимирующих льдов.

Рисунок 1.10.

Кометы обычно оставляют частицы пыли вдоль своих орбит не равномерно.

Здесь комета Галлея выбрасывает пыль из двух фонтанирующих гейзеров, разбрасывая пыль порциями по мере своего вращения.

Предоставлено доктором Гансом Келлером из Института исследования Солнечной системы Общества Макса Планка, Фото: Halley Multicolor Camera Team/Giotto Project/ESA, copyright MPS.

Метеорные ливни называют по имени созвездия, в котором находится радиант их потока.

Радиант-это эффект перспективы.

Метеороиды это члены роя путешествующие на близко расположенных орбитах параллельно друг другу (метеоритный поток).

Когда Земля проходит через рой она сталкивается со многими метеороидами путешествующими в одном направлении и с одинаковой скоростью.

Это похоже на взгляд на железнодорожные пути на расстоянии нескольких миль (рис 1.11).

Это оптический обман при котором параллельные рельсы, кажется, сходятся на расстоянии.

Метеороиды в рое путешествуют параллельно друг к другу, но в своем кратком прохождении через земную атмосферу они кажутся отклоняющимися от радианта по мере приближения.

Рисунок 1.12 демонстрирует фотографию южной части созвездия Ориона.

Два метеора из потока Леонидов видны путешествующими параллельно друг другу.

Как видно ближе к радианте метеоры расходятся от центральной точки.

Радиант не геометрическая точка.

Некоторые ливни, кажется, отклоняется от маленького круга только на несколько угловых минут в диаметре.

У других источников это могут быть градусы или больше по горизонтали, в два раза больше диаметра Луны.

Размер радианта зависит от того, насколько близко расположены частицы.

Чем более плотно упакован рой, тем более впечатляющий ливень.

Рисунок 1.11.

Вид по центру параллельных железнодорожных путей демонстрирует, как кажется, что они сходятся на расстоянии.

Рисунок 1.12.

Эта фотография южной части созвездия Ориона показывает два метеора ливня Леонидов путешествующих параллельно друг другу.

Если бы они были ближе к радианте метеоров, казалось бы, что они расходятся отдаляясь от радианта.

Астрономические справочники обычно перечисляют приблизительно 10 самых известных и надежных ежегодных метеорных потоков (Таблица 1.1).

Все они с одним исключением произведены потоками частиц из пролетающих комет.

Единственным исключением являются Геминиды, происходящие с 7 по 15 декабря.

Замеры плотности Геминид (2,0 г/см3) по сравнению со средней плотностью комет (0,3 г/см3) наводит на мысль, что Геминиды - есть результат столкновения астероидов, который освободил потоки метеорных тел, состоящих из скалистых материалов близких по составу к углеродистым хондритам.

В 1983 году Инфракрасный астрономический Спутник (ИАС) обнаружил Фаэтон-3200, околоземный астероид, который, по-видимому, имел общую орбиту с Геминидами.

Есть один дневной метеорный поток, который некоторые наблюдатели считают обломками астероида Икар-1566.

Из 11 метеорных потоков, перечисленных в таблице 1.1 наиболее известными и постоянными являются Персеиды, происходящие в августе, Леониды в ноябре и Геминиды в декабре.

Ранние радио наблюдения метеорных потоков

В начале 1940-х операторы военных радаров заметили, что метеоры вызвали перебои в приеме высокочастотных сигналов, принимающих форму свиста, тон которого стремительно снижался.

Однако, большинство метеороидов слишком малы чтобы отразить радиоволны обратно на землю.

Но было обнаружено, что радиоволны, посланные с земли, отражались от намного более крупных объектов, а именно столбов ионизированных газов оставшихся после прохождения метеора и появившихся вследствие испарения его частиц в плотных слоях атмосферы Земли.

Первая попытка соотнести визуальные наблюдения падающих метеоров с радиолокационной информацией была сделана в августе 1946 для метеорного потока Персеиды .

Успех был весьма скромным: возвращающиеся сигналы, даже в лучшем случае, были слабыми.

Тогда же было обнаружено, что некоторые радиоволны, а именно между 4 и 5 метровыми длинами волны, отражаются эффективно, только если они попадают на ионизированную газовую колонну метеора почти перпендикулярно оси излучения.

Метеорный ливни могут быть обнаружены радаром, только если радарный луч направлен под прямым углом к направлению их радианту; то есть, направлению, откуда прилетают метеорные тела.

Первое обнаружение метеоритного ливня было сделано в 1946 Бернардом Ловеллом и его партнерами в Манчестерском университете с использованием излишней военной радиолокационной станции.

В ночь с 9 на 10 ноября, метеор «шторм» из Дракониды (Комета P/Джакобини-Циннера) внезапно появился в ранние утренние часы и был подтвержден визуальными наблюдателями, насчитывающими сотни метеоров каждую минуту.

Эти наблюдения подтвердили важность радио как средства обнаружения метеорной активности.

Не менее важное значение имело открытие дневных метеорных потоков, сделанное в Джорделл-Бэнк в ранний послевоенный период.

Большинство из них не наблюдается ночью и только радионаблюдения обнаруживают их в светлое время суток.

Ежегодно в начале июня Земля проходит через самую плотную часть двух метеорных потоков. В одном из них, том что берет начало в восточной части Овна, от 60 до 100 метеоров в час. Он называется Ариетиды. Другой поток "обломков" - Дзета-Персеиды - дает до 40 метеоров в час, и начинается от радианта Южного Персея.

В это же самое время по небу пролетают сотни метеоров, но к сожалению, в начале июня, источники этих потоков расположены слишком близко к Солнцу, что делает невозможным визуальное наблюдение.

Что касается серьезных препятствия для визуального наблюдения метеоров, таких как лунный и солнечный свет, облака, то они не являются препятствиями для радио-детектора.

Примечательно, что Международная метеорная организация приводит перечень более десятка метеорных потоков, чей максимум наблюдается после восхода солнца. Это значит, что их контролируют исключительно посредством радио-детектеров.

Инвентаризация этих дневных метеорных потоков показала, что имеются потоки, которые происходят все 12 месяцев в году.

Вот прекрасная возможность для радиолюбителей присоединиться к любительским / профессиональным наблюдателям для взаимной выгоды.

Метеорные вспышки и Метеорные дожди

Большинство из одиннадцати метеорных потоков, перечисленных в таблице 1.1, вероятно, вряд ли произведут яркое событие.

Бывалые наблюдатели метеоров счастливы, если они могут реально засвидетельствовать предполагаемый уровень метеоров (количество метеоров в час) связанные с этими ежегодными метеорными потоками.

В последние годы наблюдатели внесли в наблюдения исправления, которые приводят к более реалистической оценке засвидетельствованных метеоров.

Это значение поправки называется Зени́тное часово́е число́ (ZHR) стандартизирует уровень метеорного потока, чтобы соответствовать оптимальным условиям наблюдения.

Численные значения даны для различных условий, которые будут изменять яркость и, следовательно, количество реально наблюдаемых метеоров.

По определению, ЗЧЧ - это расчетное количество метеоров, которые мог бы увидеть внимательный наблюдатель в идеально безоблачном небе, при отсутствии атмосферной дымки и с радиантом в зените.

Как мы уже видели, распределение метеороидов в метеорном потоке редко бывает однородным.

Иногда, когда Земля проходит через плотное скопление метеороидов внутри основного потока метеоров, происходит усиление метеорного дождя на период от нескольких минут до примерно часа.

Такое усиление интенсивности метеорного дождя называется метеорной вспышкой.

Если нормальный метеорный дождь продолжает усиливаться, плотность его частиц значительно возрастает, такой метеорный дождь превращается в настоящий метеорный ливень.

Источником метеорных ливней обычно являются недавно возникшие метеорные потоки, большая часть массы которых все еще сосредоточена на участке орбиты занимаемом кометой-родоначальницей.

Метеорные ливни обычно происходят когда Земля пересекает метеорный поток в то же самое время, когда основная масса метеорного потока пересекает орбиту Земли.

В числовом отношении, считается, что метеорный ливень считается подтвержденным если частота прохождения метеороидов превышает 1000 метеоров в час! Во время ливня Леонид 17 ноября 1966 г. максимальная частота превышала 40 метеоров в секунду, это невероятные 150 000 метеоров в час, оставаясь на таком высоком уровне в течение примерно одного часа.

За всю историю наблюдений было зарегистрировано не более 10 метеорных ливней.

Из них семь были вызваны потрясающими Леонидами.

Леониды - мощные метеорные ливни

Большинство ежегодных метеорных дождей Леонид достаточно слабы.

На самом деле их можно со спокойной совестью проспать.

Наблюдатели считают поток Леонид непостоянным, с частотой не более 10-15 метеоров в час.

Ежегодно случаются куда более сильные и надежные метеорные дожди из Персеид и Квадрантид.

Но Леониды имеют долгую и захватывающую историю.

Среди известных метеорных дождей, они - единственные в своем роде.

Все это началось случайно 11 ноября 1799 г.

В состав научной экспедиции в Южную Америку входили два ученых - немецкий натуралист Александр фон Гумбольдт и французский ботаник Эме Бонплан. Утром 11 ноября, незадолго до рассвета, они заметили, что небо внезапно осветилось тысячами метеоров исходящих, как казалось, из созвездия Льва.

От местных жителей ученые узнали, что такое явление уже видели раньше.

Как оказалось, оно годами происходило на более-менее регулярной основе.

Разговаривая с местными жителями Гумбольдт делает вывод о периодичности примерно в 30 лет.

Это был первый раз когда у метеорного дождя была замечена такая периодичность (не считая ежегодных повторений).

(К началу 19-го века уже было известно о ежегодном возвращении Персеид.)

Это исследование заинтересовало очень многих, и по всему миру ученые стали с нетерпением ждать возвращения Леонид.

12 ноября 1833 года, точно по расписанию, ночное небо по центру головы Льва стало фоном для одного из самых захватывающих, когда-либо виданных, метеоритных ливней.

В течение шести часов более чем 200,000 метеоров были зарегистрированы в нескольких местах, простирающихся от Вест-Индии до Канады.

К рассвету радиант ливня достиг зенита.

Оказалось, что каждые 33,25 года Лев будет давать залп тысячами метеоров.

После метеорного ливня 1833 года, астрономические историки исследовали древние записи метеорных потоков и обнаружили, что между 902 годом нашей эры и 1833 годом, за период в 931 год, было 28 заслуживающих внимания метеорных дождя.

Если они на самом деле были 28 периодическими эпизодами того же потока повторяющегося снова и снова с интервалом 33,25 года, то Леониды должны были вернуться 12 ноября 1866 года.

И они возвратились как и было предсказано.

Слабые метеорные дожди имели место в течение примерно года до и года после ливня 1866 г, когда остатки метеорного потока проходили через орбиту Земли.

После метеоритного дождя 1866 г. астрономы стали внимательнее наблюдать за точкой радианта и элементами орбиты метеорного роя.

Пользуясь уточненными знаниями о положении точки радианта, они начали заново вычислять уточненную орбиту роя.

Они обнаружили, что орбита первой кометы, открытой в 1866 г., (Комета Темпеля-Туттля) совпадает с заново рассчитанным положением роя Леонид.

Первым кто предсказал связь между метеорными дождями и кометами был Дэниел Кирквуд, американский астроном известный своим открытием щелей в поясе астероидов (щели Кирквуда, см. главу 9).

Это развеяло все сомнения.

Именно комета Темпеля-Туттля, огибавшая Солнце с периодом в 33.25 лет, оставляла миллиарды пылевых частиц по своей траектории, а Земля, проходя через пылевой след кометы, собирала эти частицы.

Сегодня мы знаем, что практически все кометы оставляют за собой след из метеороидных частиц.

Техники наблюдения и фотографирования метеоров

Фотографирование метеоров не так просто, как кажется.

Поначалу кажется, что все что нужно, это установить камеру на треножник, навести на точку радианта, а потом можно лечь и наслаждаться видом.

Самая сложная проблема, с которой сталкиваются фотографы-любители, это как направить камеру в нужном направлении.

Вы пытаетесь сфотографировать быстро летящие объекты в той точке, где их еще нет.

Фотографирование метеоров - единственная астрономическая дисциплина, где важен фактор удачи.

Сначала давайте рассмотрим вашу камеру.

Пленочные камеры - это все еще лучшее и наименее затратное средство фотографирования темного неба.

Во время длинной выдержки, фоновые помехи на датчиках потребительских числовых камер "забивают" небольшое количество информации от очень тусклых источников света.

Большинство хороших 35-мм пленочных камер оснащены объективом с 50-мм фокусным расстоянием F/1.4, который считается “стандартным” объективом для 35-миллиметровой фотографии.

Фокусное расстояние объектива определяет угол, в которым он работает.

Например, 50-мм фокусное расстояние объектива охватывает угол 45 °, измеренный вдоль диагонали кадра пленки.

Объективы с коротким фокусным расстоянием охватывают более широкие углы.

28-мм объектив, считающийся стандартным широкоугольным объективом, охватывает угол в 76 °.

Таблица 1.2 показывает распространенные фокусные расстояния и их углы охвата по диагонали.

Выбор подходящего фокусного расстояния имеет важное значение для фотогра метеоров.

Вы должны установить свою камеру в правильном направлении для лучшей возможности захватить мимолетный момент, когда метеор мчится в поле зрения камеры.

Очевидно, чем шире угол, охватываемый объективом, тем выше вероятность того, что метеор будет пойман проходя в его поле зрения.

Взгляните еще раз на рисунок 1.12, который показывает два метеора Леонид, проходящих через поле зрения 50-мм объектива у звезд пояса Ориона.

Метеоры оставляют почти параллельные следы.

Этот параллелизм происходит, когда метеоры появляются довольно далеко от точки радианта.

В данном случае, Орион был в зените на юге у головы Льва и радиантом на востоке на высоте приблизительно 40°.

Обычно метеоры в ливнях сначала появляются на высоте около 50° и 20-30° по азимуту вдоль их траектории от радианта.

Направление камеры на эту точку даст вам больше шансов захватить хотя бы часть метеорного пути.

Еще одно требование для хорошей фотографии метеора это высококачественный светосильный объектив, т. е. объектив, чье фокусное соотношение невелико.

Фокусное соотношение просто фокусное расстояние объектива, деленное на его диафрагму, оба в миллиметрах.

Например, объектив с фокусным расстоянием 100 мм и отверстием в 25 мм будет иметь фокусное соотношении 4, записанное как F/4.

Это относительно светосильный объектив.

Здесь необходимо предостережение.

Очень светосильные объективы как правило, не делают изображения звезд высокого качества.

Фотографирование звездной области поможет определить оптическое качество объектива.

Звездные изображения представляют собой крошечные точки света, которые снимают отличные объективы и телескоп тестеры.

Если звездные изображения имеют тенденцию вытягиваться по направлению к краю поля зрения, то скорее всего ваш объектив страдает аберрационной комой.

Коматическое изображение напоминает комету с широким широким хвостом.

“Хвостом” точек по радиусу в сторону от оптического центра объектива.

Если изображение звезды, представляется как, удлинение в двух направлениях под прямым углом друг к другу, объектив может страдать астигматизмом.

Существует много других отклонений, которые могут проявиться при звездных тестах.

К счастью, большинство дефектов могут быть уменьшены или даже устранены путем уменьшения диафрагмы объектива на увеличение F/соотношения.

Это, конечно, снизит скорость объектива, который возвращает нас к "исходной точке."

Таблица 1.2.

Распространенные фокусные расстояния и углы их охвата по диагонали для 35-мм пленочных фотокамер. Угол фокусировки (мм) угол охвата (в градусах)

21 91

28 76

35 64

50 48

65 36

90 27

105 23

135 18

150 16

200 12

250 10

300 8

Большинство фотографий метеора включает в себя время воздействия вдоль относительно пустой области неба.

Обычно 15–20 минутная экспозиция выполняется с затвором который открывается с помощью тросика, после чего получается расширенный кадр.

Экспозиция более 20 минут обычно приводят к яркой переэкспонировке неба из-за светового загрязнения.

При использовании линзы с 50-мм фокусным расстоянием эффекты вращения Земли начинает быть очевидными.

Вы можете экспонировать лишь около 15 секунд, прежде чем звезды начнут оставлять следы, произведенные вращением Земли.

A 28-мм объектив начинает показывать следы за звездами примерно через 25 секунд.

Самый простой метод фотографирования метеоров это закрепить камеру на штативе и сделать снимок с выдержкой в 15–20 минут.

Звезды движутся с востока на запад со скоростью 15 ° в час, поскольку Земля вращается с запада на восток.

Некоторые фотографы метеоров предпочитают размещать свои камеры на телескоп, снабженный системой слежения (часы привода), чтобы избежать протяжки изображения звезд.

Снимок двух следов Леонид находящихся ниже Ориона на изображении 1.12.

Отслеженные изображения более реалистичны, и самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, как правило достаточно различимы на снимке.

Другой ограничивающий фактор - яркость следа, попадающего в поле зрения камеры.

Для фокусного отношения, чем меньше фокусное расстояние объектива, тем ярче будет след метеора.

Если сравнить фотографии метеорного следа сделанного объективами с 28 мм и 50-мм фокусными расстояниями, при их одинаковых фокусных отношениях, более короткое фокусное расстояние объектива будет производить более яркое изображение, хотя ширина и длина следа метеора будет меньше с 50-мм объективом.

Как будто всех этих деталей не достаточно, чтобы принять правильное решение о длительности выдержки вы также должны быть осведомлены об относительной влажности.

При падении температуры объектив часто начинает запотевать по мере увеличения влажности.

Вы можете об этом не знать при ручной установке экспозиции.

Этого можно избежать, если вы используете щит от росы, который легко сможете сделать самостоятельно.

Глядя через камеру, просто оберните лист бумаги вокруг объектива и передвигайте его вперед, пока не увидите препятствие или виньетирование по краю линзы.

Лучше всего это делать затемнив линзу на F/16, чтобы увеличить глубину ее резкости.

Если на пути света будет какое-либо виньетирование, его будет четко видно в виде темной заслоняющей тени.

Укорачивайте насадку от росы на пол-дюйма за раз пока затемнение не исчезнет.

Эта мера кажется очевидной, но мы много раз слышали, как фотографы метеоров жаловались, что забыли сделать экран от росы и не смогли сделать хороший снимок из-за запотевания линзы.

Ссылки, Полезные сайты и книги.

Бич М. Происхождение Метеоров и Метеоритов и Наблюдение за ними. Кроувуд Пресс; 2006.

Боун Н. Метеоры. Скай Паблишинг Корп.; 1993

Боун Н. Наблюдение за Метеорами, Кометами, Сверхновыми и Другими Эпизодическими Явлениями. Спрингер Верлаг; 1998.

Сайты

Американское метеорное общество и отчетность о ярком метеорном наблюдении — www.amsmeteors.org

Североамериканские метеорные сети — www.namnmeteors.org

Международная метеорная организация - www.imo.net

Бюллетень метеорного радио наблюдения — www.rmob.org

Фотографирование метеоров www.spaceweather.com/meteors/leonids/phototips.html

Внимание! Этот перевод, возможно, ещё не готов.
Его статус: перевод редактируется

Переведено на Нотабеноиде
http://notabenoid.org/book/57315/258237

Переводчики: Irina73, Junazzz, Betelgeuse_990, Aleksey314

Kanta