Поширені запитання

Вогняна куля — це інший термін для дуже яскравого метеора, зазвичай яскравішого за величину -4, що приблизно дорівнює величині планети Венера на ранковому чи вечірньому небі. Болід — це особливий тип вогняної кулі, яка вибухає яскравим кінцевим спалахом на кінці, часто з видимими фрагментами.

Якщо ви побачите одну з цих пам’ятних подій, просимо повідомити про це в УКС за допомогою імейлу  ukrspacesociety@gmail.com, або Американське товариство метеорів, запам’ятавши якомога більше деталей. Це включатиме такі параметри, як яскравість, довжина по небу, колір і тривалість (як довго це тривало). Це найбільш корисно для спостерігача, коли він подумки відзначає початкову та кінцеву точки вогняної кулі щодо фонових зіркових сузір’їв, або напрямок за компасом і кут перевищення над горизонтом.

Таблиця нижче допоможе спостерігачам визначити яскравість вогняних куль:

ObjectMagnitudePolaris (Полярна величина об’єкта)	+2.1
Vega (Вега)	+0.14
Sirius (Сіріус)	-1.6
Bright Jupiter (Яскравий Юпітер)	-2.5
Bright Mars (Яскравий Марс)	-2.8
Bright Venus (Яскрава Венера)	-4.5
1st Quarter Moon (1-а чверть Місяця)	-9.4
Full Moon (Повний місяць)	-12.6
Sun (Сонце)	-26.7

 ↑ До змісту

Щодня в атмосфері Землі трапляється кілька тисяч метеорів величини вогненної кулі. Проте переважна більшість із них відбувається над океанами та безлюдними регіонами, і багато з них замасковані денним світлом. Ті, що трапляються вночі, також мають мало шансів бути виявленими через відносно невелику кількість людей, які можуть їх помітити.

Крім того, чим яскравіша вогняна куля, тим рідшою є подія. Як загальне правило, існує лише приблизно 1/3 кількості вогняних куль для кожного наступного яскравішого класу зоряної величини після експоненціального зменшення. Досвідчені спостерігачі можуть очікувати побачити лише 1 вогняну кулю величиною -6 або краще за кожні 200 годин спостереження за метеорами, тоді як вогняну кулю величиною -4 можна очікувати приблизно раз на 20 годин або близько того.↑ До змісту

Так, але метеор має бути яскравішим за магнітуду -6, щоб його помітили в частині неба якомога далі від сонця, і має бути ще яскравішим, коли він падає ближче до сонця.

Вогняні кулі можуть створювати за собою два типи стежок: шлейф та димові стежки. Шлейф — це слід іонізованих і збуджених молекул повітря що сяє, що залишився після проходження метеора. Більшість шлейфів тривають лише кілька секунд, але в рідкісних випадках шлейф може тривати до кількох хвилин. Часто можна спостерігати, як шлейф  такої тривалості змінює форму з часом, коли його задувають вітри з верхніх шарів атмосфери. Шлейфі зазвичай виникають дуже високо в метеоритній області атмосфери, як правило, на висоті понад 80 км (65 миль), і найчастіше пов’язані зі швидкими метеорами. Вогняні шлейфи часто видно вночі, і дуже рідко вдень.

Другий тип сліду називається димовим слідом, і його частіше видно під час денних вогняних куль, ніж уночі. Як правило, сліди диму, що виникають на висоті нижче 80 км, являють собою не світловий слід частинок, видалених під час процесу абляції. Вони виглядають схожими на зворотні сліди, залишені літаком, і можуть мати світлий або темний вигляд.↑ До змісту

Американське метеорне товариство (AMS) збирає звіти про вогняні кулі з усього світу для використання нашою організацією та іншими метеорними організаціями. Людей, які бачили яскравий метеор, просимо повідомити нам про своє спостереження. Якщо кілька спостережень однієї події можна згрупувати разом, іноді можна визначити фактичну траєкторію об’єкта, про який йде мова.

Інформацію про повідомлення про вогняні кулі також надає Центр даних вогняних куль Міжнародної метеорної організації (FIDAC).
https://www.imo.net/fireball-over-adriatic-sea-on-august-18/

Найпростіший спосіб повідомити нам про вогненну кулю – це скористатися нашою он-лайн формою. УКС↑ До змісту

Яскраві кольори частіше повідомляють спостерігачі про вогняну кулю, оскільки яскравість достатньо велика, щоб добре потрапити в діапазон кольорового зору людини. Однак до них слід ставитися з певною обережністю через добре відомі ефекти, пов’язані із збереженням зору. Заявлені кольори варіюються по всьому спектру, від червоного до яскраво-синього та (рідко) фіолетового. Домінуючий склад метеороїда може відігравати важливу роль у спостережуваних кольорах вогняної кулі, при цьому певні елементи мають характерні кольори, коли випаровуються. Наприклад, натрій дає яскраво-жовтий колір, нікель — зелений, а магній — синьо-білий. Швидкість метеора також відіграє важливу роль, оскільки вищий рівень кінетичної енергії посилить певні кольори порівняно з іншими. Серед слабших об’єктів, здається, повідомляється, що повільні метеори мають червоний або помаранчевий колір, тоді як швидкі метеори часто мають синій колір, але для вогняних куль ситуація виглядає складнішою, але, можливо, лише через цікавість кольорового зору, як згадувалося вище. .

Труднощі визначення кольору метеора виникають через те, що у світлі метеора переважає випромінювання, а не безперервний спектр. Більшість світла від вогняної кулі випромінює компактна хмара матеріалу, яка безпосередньо оточує метеороїд або щільно слідує за ним. 95% цієї хмари складається з атомів навколишньої атмосфери; залишок складається з атомів випарованих елементів із самого метеороїда. Ці збуджені частинки будуть випромінювати світло з довжинами хвиль, характерними для кожного елемента. Найпоширеніші лінії випромінювання, які спостерігаються у візуальній частині спектру від абляційного матеріалу в голові вогняної кулі, походять від заліза (Fe), магнію (Mg) і натрію (Na). Силіцій (Si) може бути недостатньо представлений через неповну дисоціацію молекул SiO2. Марганець (Mn), хром (Cr), мідь (Cu) спостерігалися в спектрах вогняної кулі разом із більш рідкісними елементами. Тугоплавкі елементи алюміній (Al), кальцій (Ca) і титан (Ti), як правило, не повністю випаровуються і, отже, також недостатньо представлені в спектрі вогняної кулі.↑ До змісту

Чи буде звук виникати відразу, коли ви спостерігаєте за вогненною кулею, чи це затримка? Повідомляється про два типи звуків, створюваних дуже яскравими вогняними кулями, обидва з яких є досить рідкісними. Це і звукові гуркіт, і електрофонічні звуки. Якщо дуже яскрава вогняна куля, зазвичай більша за величину -8, проникає в стратосферу, нижче висоти приблизно 50 км (30 миль), і вибухає як болід, є ймовірність того, що на землі можна буде почути звукові удари. . Це більш імовірно, якщо болід відбувається під кутом висоти близько 45 градусів для спостерігача, і менш імовірно, якщо болід відбувається над головою (хоча все ще можливо) або поблизу горизонту. Оскільки звук поширюється досить повільно, лише близько 20 км на хвилину, зазвичай проходить 1,5-4 хвилини після візуального вибуху, перш ніж можна буде почути звуковий удар. Спостерігачам, які стали свідками таких разючих подій, рекомендується прислухатися до 5 хвилин після вогняної кулі на предмет потенційних звукових ударів. Ще одна форма звуку, про яку часто повідомляють яскраві вогняні кулі, — це «електронний» звук, який виникає одночасно з видимою вогненною кулею. Повідомлені звуки варіюються від статичного шипіння до шипіння та тріску. Часто свідок таких звуків знаходиться біля якогось металевого предмета, коли виникає вогняна куля. Крім того, ті, хто має велику кількість волосся, мають більше шансів почути ці звуки. Електрофонічні звуки ніколи не були науково підтверджені, і їх походження невідоме. Наразі найпопулярнішою теорією є потенційне випромінювання VLF радіохвиль вогняною кулею, хоча це ще належить перевірити.↑ До змісту

Взагалі кажучи, вогненна куля повинна бути більшою за величину від -8 до -10, щоб потенційно викликати падіння метеорита. Дві важливі додаткові вимоги полягають у тому, що 

1. вихідний метеороїд повинен бути астероїдного походження, складатися з достатньо міцного матеріалу для подорожі крізь атмосферу.
2. метеороїд повинен входити в атмосферу як відносно повільний метеор. Метеороїди астероїдного походження складають лише невеликий відсоток (приблизно 5%) від загальної популяції метеороїдів, які переважно кометної природи.

Фотографічні дослідження вогняної кулі показали, що вогняна куля зазвичай все ще повинна генерувати видиме світло на висоті нижче 20 км (12 миль), щоб мати хорошу ймовірність падіння метеорита. Було вивчено дуже яскраві метеори величиною -15 або вище, які не створили потенційних метеоритів, особливо тих, що мають кометне походження.↑ До змісту

Ні. У якийсь момент, як правило, на висоті від 15 до 20 км (9-12 миль або 48 000-63 000 футів) залишки метеороїдів сповільнюються до такого рівня, що процес абляції припиняється, і видиме світло більше не генерується. Це відбувається на швидкості приблизно 2-4 км/с (4500-9000 миль/год).

З цього моменту каміння буде стрімко сповільнюватися, поки не досягне кінцевої швидкості, яка, як правило, буде десь між 0,1 і 0,2 км/с (від 200 до 400 миль/год). Рухаючись із такою високою швидкістю, метеорит (метеорити) буде фактично невидимим під час цієї останньої частини «темного польоту» свого падіння.↑ До змісту

Напевно ні. Процес абляції, який відбувається на більшій частині шляху метеорита, є дуже ефективним методом відведення тепла, і його було ефективно скопійовано для використання під час ранніх пілотованих космічних польотів для повторного входу в атмосферу. Під час останньої частини свого польоту у вільному падінні метеорити зазнають дуже незначного нагрівання тертям і, ймовірно, досягають землі при температурі лише трохи вищій за температуру навколишнього середовища.

Зі зрозумілих причин, однак, точні дані про температуру падіння метеорита досить мізерні і схильні до чуток. Тому ми можемо дати вам обґрунтоване припущення, засноване на наших поточних знаннях про ці події.↑ До змісту

Наші найкращі оцінки загального вхідного потоку метеоритів показують, що щодня над Землею відбувається від 10 до 50 падінь метеоритів. Однак слід пам’ятати, що 2/3 цих подій відбуватиметься над океаном, тоді як ще 1/4 або близько того відбуватиметься над дуже незаселеними ділянками суші, залишаючи лише приблизно від 2 до 12 подій щодня з потенціалом для виявлення людьми . Половина з них знову трапляється на нічному боці Землі, з ще меншим шансом бути поміченим. Через поєднання всіх цих факторів щороку трапляється лише кілька очевидців падіння метеорита.

За порядковою оцінкою, на кожен квадратний кілометр земної поверхні в середньому повинен падати 1 метеорит приблизно раз на 50 000 років. Якщо цю площу збільшити до 1 квадратної милі, цей період часу стане приблизно 20 000 років між падіннями.↑ До змісту

Знахідки метеоритів варіюються за розміром від частинок вагою лише кілька грамів до найбільшого відомого зразка: метеорита Хоба, знайденого в Намібії в 1920 році, вагою близько 60 тонн (54 000 кг). Як і у випадку з розподілом величини метеоритів, кількість метеоритів експоненціально зменшується зі збільшенням розміру. Таким чином, більшість падінь утворять лише кілька кілограмів матеріалу, великі метеорити трапляються досить рідко.

Відомо, що метеорити падають як окремі об’єкти; як потоки уламків метеора, який розпадається під час атмосферної частини його польоту; і (рідко) як кілька окремих падінь. Початкова маса та склад метеорита в першу чергу визначають його подальшу долю, а також швидкість і кут входу в атмосферу.↑ До змісту

Метеороїди входять в земну атмосферу на дуже високих швидкостях, коливаються від 11 км/с до 72 км/с (25 000 миль/год до 160 000 миль/год). Однак, подібно до того, як стріляє куля у воду, метеороїд швидко сповільнюється, коли проникає у дедалі щільніші частини атмосфери. Особливо це стосується нижніх шарів, оскільки 90% маси земної атмосфери знаходиться на висоті нижче 12 км (7 миль / 39 000 футів).

При цьому метеороїд також швидко втрачатиме масу через абляцію. У цьому процесі зовнішній шар метеорита безперервно випаровується та здирається через високошвидкісне зіткнення з молекулами повітря. Частинки розміром від пилу до кількох кілограмів зазвичай повністю згоряють в атмосфері.

Внаслідок атмосферного опору більшість метеоритів вагою від кількох кілограмів до 8 тонн (8000 кг) втратять свою космічну швидкість, перебуваючи на відстані кількох миль. У цій точці, яка називається точкою затримки, метеорит знову починає прискорюватися під впливом гравітації Землі з відомою швидкістю 9,8 метра на секунду у квадраті. Потім метеорит швидко досягає кінцевої швидкості 90-180 метрів на секунду. Кінцева швидкість виникає в точці, де прискорення через гравітацію точно компенсується уповільненням через атмосферний опір.↑ До змісту

Класичне поняття метеорита - це важкий чорний камінь. Цей стереотип у деяких випадках вірний, але багато, набагато більше метеоритів нагадують не більше ніж звичайні земні камені. Вони привернуть увагу лише тим, що відрізнятимуться від інших навколо. Щоб зрозуміти, як може виглядати метеорит на землі, ми повинні спочатку вивчити чисельний розподіл трьох основних типів метеоритів. З відомих класів метеоритів (поєднання падінь і знахідок):
Камені (аероліти) складають близько 69 відсотків;
Залізні (сидерити) становлять близько 28%; 
Залізно - кам'яні (сидероліти) складають решта 3 відсотки. Перш за все, якщо метеорит знайдено досить швидко після його падіння, у більшості з них буде загальна почорніла поверхня, яка називається корою термоядерного синтезу. Ця термоядерна кора є наслідком тепла абляції від швидкого проходження метеорита в атмосфері. Залежно від складу метеорита, кора синтезу може виглядати склоподібною або тьмяною. На чавунах утворюється кірка плавлення, яка складається з магнетиту і має вигляд свіжого зварного шва на сталі.

Коли метеорит опиняється на поверхні, всі звичайні ефекти вивітрювання, які руйнують земні породи, також впливають на метеорити. Корка плавлення вивітрюється, а на камені світлішає до коричневого відтінку. Хімічне вивітрювання, або окислення, вразить метеорити. Залізні метеорити швидко покриваються іржею. Камені повністю втратять свою кірку плавлення. Вода просочуватиметься всередину та хімічно змінюватиме мінерали. Механічне вивітрювання морозом, сонцем і вітром ще більше зменшить метеорит. Ось чому більшість знайдених стародавніх метеоритів є залізними, найбільш здатними протистояти цим процесам.↑ До змісту

Нижче наведено короткий перелік академічних закладів, організацій та музеїв, до яких можна зв’язатися щодо підтвердження автентичності потенційної знахідки метеорита.

Читачам настійно рекомендується спершу зв’язатися з установою та отримати інформацію про їх індивідуальну політику щодо такого тестування та потенційних зборів, перш ніж надсилати будь-який фактичний матеріал. Читачі повинні діяти в цьому питанні на власний розсуд.

Українське Космічне Суспільство м. Київ 04111 вул. Черняховського 29 
Громадська організація УКС є офіційним членом The Meteoritical Society (США) та IMCA (США)

Під час бойових дій в Україні адресу змінено і всі запитання можна надіслати на імейл ukrspacesociety@gmail.com

Академічні установи:

• Центр дослідження метеоритів Університету штату Арізона Темпе, AZ 85281
• Інститут геофізики та планетарних наук Університет Каліфорнії Лос-Анджелес, Каліфорнія 90024
• Інститут метеоритики Департамент геології Університету Нью-Мехіко Альбукерке, Нью-Мексико 87131
• Місячна та планетарна лабораторія космічних наук Будівля університету Арізони Тусон, AZ 85721

Музеї:

• Американський музей природної історії Central Park West на 79th St New York, NY, 10024
• The Field Museum of Natural History S. Lake Shore Dr. Chicago, IL 60605
• Національний музей природної історії Відділ мінеральних наук Смітсонівський інститут Вашингтон, округ Колумбія 20560

↑ До змісту

Більшість наших поточних знань про походження метеороїдів походить від фотографічних досліджень вогняних куль (метеори > -4 величини), досліджених протягом останніх 50 років або близько того. Це може здаватись довгим процесом, але наразі були зібрані хороші дані лише про 800 вогняних куль. З них лише 4 були знайдені на землі як метеорити. Вогняна куля, що викликає метеорит, є дуже рідкісним явищем і повинна бути принаймні -8 зоряної величини, щоб мати достатню масу, щоб пережити подорож. Навіть маючи точну фотографічну або відеотраєкторію, коли метеорит опиниться на землі, це все одно питання пошуку голки в стозі сіна. У відомій історії науки очевидні падіння призвели до знахідок лише близько 900 метеоритів.

Дослідження батьківських тіл метеороїдів, комет і астероїдів, були більш успішними, використовуючи космічні зонди та інфрачервоні телескопи, щоб значно розширити наші знання про ці об’єкти. Ми виявили, що замість чітких відмінностей між цими двома меншими членами Сонячної системи існує цілий спектр батьківських тіл, починаючи від комет низької щільності до великих диференційованих астероїдів. Подібність між астероїдами та кометами стає більш очевидною завдяки нещодавньому відкриттю коми (виразно кометного явища) навколо астероїда Хірон у його перигелії.

Нині метеорні тіла можна умовно розділити на такі класи: Комети: Кометні метеороїди, безумовно, найпоширеніше материнське тіло метеороїдів, складають близько 95% загальної популяції метеорів і включають майже ВСЮ популяцію метеорів потоку. Ці материнські тіла складаються із замерзлого метану (CH4), аміаку (NH3), води (H2O) і звичайних газів (таких як вуглекислий газ, CO2), вуглецевого пилу та інших слідових матеріалів. Коли комета проходить поблизу Сонця на своїй орбіті, зовнішня поверхня, яка піддається впливу сонячного світла, випаровується та викидається у вигляді разючий струменів і потоків, звільняючи велику кількість нещільно агрегованих згустків пилу та інших нелетких матеріалів.

Ці щойно згенеровані кометні метеороїди, які часто називають «пиловими кульками», приблизно продовжуватимуть рухатися по орбіті батьківської комети та утворять метеорний потік. Згідно з фотографічними дослідженнями вогняних куль, кометні метеороїди мають надзвичайно низьку щільність, близько 0,8 грама/сантиметр кубічний для болідів класу IIIA та 0,3 грама/сантиметр кубічний для болідів класу IIIB. Ця композиція дуже крихка і так легко випаровується, потрапляючи в атмосферу, що її називають «розсипчастим» матеріалом. У цих метеороїдів практично немає шансів досягти землі, якщо тільки надзвичайно великий шматок комети не ввійде в атмосферу, і в цьому випадку він, швидше за все, вибухне в якийсь момент свого польоту через механічні та термічні навантаження.

Недиференційовані астероїди: Ці батьківські тіла є меншими астероїдами, побудованими з більш щільних і менш летючих матеріалів, ніж комети. Невеликі метеороїди цього типу утворюються через зіткнення. Цей клас батьківських тіл створює близько 5% від загальної популяції метеорів, як правило, у складі не дощових або «спорадичних» метеорів. Ці метеороїди можуть пройти крізь атмосферу, і як метеорити вони складають приблизно 84% усіх падінь.

Кам’яні метеорити з цього джерела називаються хондритами через округлі конкреції матеріалу, знайдені в їхній структурі, які називаються хондрами. Хондритові метеорити поділяються на дві основні групи: Перша група, вогняні кулі класу II, — це багаті вуглецем хондрити, або вуглецеві хондрити, які допомагають подолати розрив між кометами та астероїдами. Вони становлять близько 4% усіх спостережуваних падінь і мають щільність близько 2,0 грам/куб. Вони характеризуються наявністю 2% або більше вуглецю, частково присутнього у вигляді складних вуглеводнів, і значної кількості водню (гідроксильні групи, OH-1, і вода, H2O). Другу групу, вогняні кулі класу I, називають звичайними хондритами, на які припадає приблизно 80% усіх спостережуваних падінь. Вони мають середню щільність 3,7 г/куб.см і зазвичай поділяються на два загальні типи: олівін-бронзитові хондрити (приблизно однакові кількості бронзиту й олівіну) і олівін-гіперстенові хондрити (менше піроксену, ніж олівіну).

Диференційовані астероїди Ці астероїди фізично є найбільшим материнським тілом для метеороїдів, але створюють лише невелику частку загальної популяції метеорів: менше ніж 1% і не мають класифікації вогняної кулі. Однак через їх міцніший склад вони складають близько 16% спостережуваних подінь. Диференційований астероїд — це астероїд, розмір якого достатній для того, щоб викликати внутрішню температуру, достатню для розплавлення та розшарування астероїда. Матеріали з вищою щільністю (в основному залізо) збираються в ядрі, більш легкі базальтові/силікатні матеріали збираються у зовнішніх шарах, з більш тонкими шарами з різною концентрацією інших матеріалів, розшарованих між ними. Невеликі метеороїди цього типу виникли в результаті разючих зіткнень, що розбивають навіть залізне ядро астероїда.

Невеликі метеороїди цього типу утворилися внаслідок разючих зіткнень, у результаті яких розбилося навіть залізне ядро ​​астероїда.
Три основні групи цих метеорів:

1. Ахондрити (базальтові/силікатні нехондритові камені); з щільністю 3-4 грами/ куб.см що становить близько 8% спостережуваних падінь. Вони утворилися у зовнішніх шарах і шарах кори астероїда.
2. Сидероліти (Залізно кам'яні); із щільністю 5-7 грамів/ куб.см, що становить близько 2% спостережуваних падінь. Вони утворили тонкий шар між ядром і зовнішніми шарами батьківських тіл. Зазвичай вони складаються з круглих напівпрозорих зелених кристалів олівіну, занурених у залізну матрицю.
3. Сидерити (Залізні); з щільністю 7,9 грама/ куб.см що становить близько 6% спостережуваних падінь. Це залишки ядра диференційованого астероїда, які демонструють ознаки надзвичайно повільного охолодження (1-10 градусів Цельсія на мільйон років) і надзвичайно високі ударні напруги, ймовірно, від зіткнень. Ці метеорити настільки добре вивітрюються, опинившись на землі, що складають 54% усіх знайдених метеоритів, незважаючи на їх невеликий відсоток у популяції падіння.

Диференційовані планетоїди Найрідкісніші метеорити - це ті, які, як вважають, походять від великих диференційованих тіл, таких як супутники та планети. Вважається, що ці ахондрити каміння (базальтові/силікатні) були викинуті з поверхні місяця або планети внаслідок удару іншого дуже великого метеорита. Один підклас ахондритів має дуже схожий склад із земним місяцем, і вважається, що це місячні метеорити. Вважається, що інший клас, метеорити SNC (shergottite-nakhlite-chassignite), був викинутий із кори планети Марс.↑ До змісту