>>

3. DÜNYA ATMOSFERİNDE METEORLARIN UÇUŞU

Meteorlar 130 km ve altındaki irtifalarda ortaya çıkar ve genellikle 75 km irtifa civarında kaybolur. Bu sınırlar atmosfere giren meteorların kütlesine ve hızına bağlı olarak değişmektedir. Meteorların yüksekliklerinin iki veya daha fazla noktadan (karşılık gelen olarak adlandırılan) görsel olarak belirlenmesi, esas olarak 0-3 büyüklüğündeki meteorlara atıfta bulunur. Oldukça önemli hataların etkisi dikkate alındığında, görsel gözlemler aşağıdaki meteor yükseklik değerlerini verir: görünüm yüksekliği H 1= 130-100 km, kaybolma yüksekliği H2= 90 - 75 km, yarı yükseklikte H 0= 110 - 90 km (Şek. 8).

Pirinç. 8. Yükseklikler ( H) meteor olayları. Yükseklik sınırları(solda): ateş topu yolunun başlangıcı ve sonu ( B), görsel gözlemlerden elde edilen meteorlar ( M) ve radar gözlemlerinden ( RM), görsel gözlemlere göre teleskopik meteorlar ( T); (M T) - göktaşı tutma alanı. Dağıtım eğrileri(sağda): 1 - Radar gözlemlerine göre meteor yolunun ortası, 2 - fotoğraf verilerine göre aynı, 2a Ve 2b- fotoğraf verilerine göre yolun başlangıcı ve sonu.

Çok daha doğru fotografik yükseklik belirlemeleri genellikle -5'ten 2'ye kadar olan daha parlak meteorlara veya yörüngelerinin en parlak kısımlarına atıfta bulunur. SSCB'deki fotoğraf gözlemlerine göre parlak göktaşlarının yükseklikleri aşağıdaki sınırlar dahilindedir: H 1= 110-68 km, H2= 100-55 km, H 0= 105-60 km. Radar gözlemleri ayrı ayrı belirlemeyi mümkün kılar H 1 Ve H2 yalnızca en parlak meteorlar için. Bu nesneler için radar verilerine göre H 1= 115-100 km, H2= 85-75 km. Göktaşlarının yüksekliğinin radarla belirlenmesinin yalnızca meteor yörüngesinin yeterince yoğun bir iyonlaşma izinin oluştuğu kısmı için geçerli olduğu unutulmamalıdır. Bu nedenle aynı meteor için fotoğraf verilerine göre yükseklik, radar verilerine göre yükseklikten önemli ölçüde farklı olabilir.

Daha zayıf göktaşları için radar kullanılarak yalnızca ortalama yüksekliklerinin istatistiksel olarak belirlenmesi mümkündür. Ağırlıklı olarak 1-6 büyüklüğündeki meteorların radar tarafından elde edilen ortalama yüksekliklerinin dağılımı aşağıda gösterilmektedir:

Meteorların yüksekliklerinin belirlenmesine ilişkin gerçek materyal göz önüne alındığında, tüm verilere göre bu nesnelerin büyük çoğunluğunun 110-80 km rakım bölgesinde gözlendiği tespit edilebilir. Aynı bölgede A.M.'ye göre teleskopik göktaşları da gözlemleniyor. Bakharev'in yüksekleri var H 1= 100km, H2= 70 km. Ancak I.S.'nin teleskopik gözlemlerine göre. Astapovich ve meslektaşlarının Aşkabat'taki araştırmalarına göre, 75 km'nin altında, çoğunlukla 60-40 km rakımlarda önemli sayıda teleskopik göktaşı da gözlemleniyor. Bunlar görünüşe göre yavaş ve dolayısıyla sönük meteorlardır ve ancak dünya atmosferine derinlemesine çarptıktan sonra parlamaya başlarlar.

Çok büyük nesnelere geçtiğimizde ateş toplarının yükseklerde belirdiğini görüyoruz. H 1= 135-90 km, yolun son noktasının yüksekliğinde H2= 80-20 km. 55 km'nin altında atmosfere nüfuz eden ateş toplarına ses efektleri de eşlik ediyor, 25-20 km yüksekliğe ulaşanlar ise genellikle meteorların düşmesinden önce geliyor.

Göktaşlarının yükseklikleri yalnızca kütlelerine değil aynı zamanda Dünya'ya göre hızlarına veya jeosantrik hıza da bağlıdır. Meteorun hızı ne kadar yüksek olursa, o kadar yüksek parlamaya başlar, çünkü hızlı bir meteor, seyrekleştirilmiş bir atmosferde bile hava parçacıklarıyla yavaş olandan çok daha sık çarpışır. Meteorların ortalama yüksekliği, aşağıdaki gibi yer merkezli hızlarına bağlıdır (Şekil 9):

Yermerkezli hız ( Vg)	20	30	40	50	60	70 km/sn
Ortalama yükseklik ( H 0)	68	77	82	85	87	90 kilometre

Göktaşlarının aynı jeosentrik hızında, yükseklikleri meteor gövdesinin kütlesine bağlıdır. Meteorun kütlesi ne kadar büyükse, o kadar aşağıya nüfuz eder.

Meteor yörüngesinin görünür kısmı, yani. atmosferdeki yolunun uzunluğu, görünüşünün ve kaybolmasının yüksekliğinin yanı sıra yörüngenin ufka olan eğimine göre belirlenir. Yörüngenin ufka doğru eğimi ne kadar dik olursa, yolun görünür uzunluğu da o kadar kısa olur. Sıradan göktaşlarının yol uzunluğu kural olarak birkaç on kilometreyi geçmez, ancak çok parlak göktaşları ve ateş topları için yüzlerce, bazen binlerce kilometreye ulaşır.

Pirinç. 10. Meteorların Zenit çekiciliği.

Meteorlar, dünya atmosferindeki yörüngelerinin birkaç on kilometre uzunluğundaki görünür kısa bir bölümü boyunca parlıyor ve saniyenin onda biri kadar bir sürede (daha az sıklıkla birkaç saniye içinde) uçuyorlar. Meteorun yörüngesinin bu bölümünde, Dünya'nın yerçekiminin ve atmosferdeki frenlemenin etkisi zaten kendini gösteriyor. Dünya'ya yaklaşırken, meteorun başlangıç ​​hızı yerçekiminin etkisi altında artar ve yol, gözlemlenen radyantı zirveye (zenit, gözlemcinin başının üzerindeki nokta) doğru kayacak şekilde kavislidir. Bu nedenle Dünya'nın yerçekiminin meteoroidler üzerindeki etkisine zirve yerçekimi denir (Şek. 10).

Meteor ne kadar yavaşsa, aşağıdaki tablette görülebileceği gibi başucu yerçekiminin etkisi de o kadar büyük olur. V G başlangıçtaki yermerkezli hızı belirtir, V" G- aynı hız, Dünya'nın yerçekimi tarafından çarpıtılmış ve Δz- zirve çekiminin maksimum değeri:

V G	10	20	30	40	50	60	70 km/sn
V" G	15,0	22,9	32,0	41,5	51,2	61,0	70,9 km/sn
Δz	23:00	8:00	saat 4	saat 2	1 saat	<1 o

Dünya atmosferine giren meteor gövdesi, ilk başta neredeyse algılanamayan ancak yolculuğun sonunda çok önemli bir frenleme deneyimi yaşıyor. Sovyet ve Çekoslovak fotografik gözlemlerine göre, yörüngenin son kısmında frenleme 30-100 km/sn2 hıza ulaşabilirken, yörüngenin çoğu boyunca frenleme 0 ila 10 km/sn2 arasında değişmektedir. Yavaş meteorlar atmosferdeki en büyük bağıl hız kaybını yaşarlar.

Meteorların zirve çekimi ve frenleme nedeniyle bozulan görünen jeosantrik hızı, bu faktörlerin etkisini hesaba katacak şekilde uygun şekilde düzeltilir. Göktaşlarının hızları, düşük hassasiyetli görsel gözlemlerle belirlendiğinden uzun süre yeterince kesin olarak bilinmiyordu.

Bir deklanşör kullanarak meteorların hızını belirlemenin fotoğrafik yöntemi en doğru olanıdır. İstisnasız, SSCB, Çekoslovakya ve ABD'de fotografik olarak elde edilen meteorların hızına ilişkin tüm tespitler, meteor cisimlerinin Güneş'in etrafında kapalı eliptik yollar (yörüngeler) boyunca hareket etmesi gerektiğini göstermektedir. Böylece meteorik maddenin tamamı olmasa da büyük çoğunluğunun Güneş Sistemine ait olduğu ortaya çıktı. Bu sonuç, radar tespitlerinin verileriyle mükemmel bir uyum içindedir, ancak fotoğraf sonuçları ortalama olarak daha parlak meteorlara işaret etmektedir; daha büyük meteorlara. Radar gözlemleri kullanılarak bulunan meteor hızı dağılım eğrisi (Şekil 11), meteorların yermerkezli hızının esas olarak 15 ila 70 km/s aralığında olduğunu göstermektedir (70 km/s'yi aşan bir dizi hız belirlemesi kaçınılmaz gözlem hatalarından kaynaklanmaktadır) ). Bu, meteorların Güneş'in etrafında elips şeklinde hareket ettiği sonucunu bir kez daha doğruluyor.

Gerçek şu ki, Dünya'nın yörünge hızı 30 km/sn'dir. Bu nedenle, jeosentrik hızı 70 km/sn olan yaklaşan meteorlar, Güneş'e göre 40 km/sn hızla hareket ederler. Ancak Dünya'dan uzakta parabolik hız (yani bir cismin Güneş Sistemi dışında bir parabol boyunca taşınması için gereken hız) 42 km/sn'dir. Bu, meteorların tüm hızlarının parabolik hızı aşmadığı ve dolayısıyla yörüngelerinin kapalı elips olduğu anlamına gelir.

Atmosfere çok yüksek bir başlangıç ​​hızıyla giren meteorların kinetik enerjisi çok yüksektir. Meteor ve havanın molekülleri ve atomlarının karşılıklı çarpışması, uçan meteor gövdesinin etrafındaki geniş hacimli alanda gazları yoğun bir şekilde iyonize eder. Meteor gövdesinden bol miktarda kopan parçacıklar, çevresinde parlak bir şekilde parlayan sıcak buhar kabuğu oluşturur. Bu buharların parıltısı bir elektrik arkının parıltısına benzer. Meteorların ortaya çıktığı irtifalardaki atmosfer çok nadirdir, bu nedenle atomlardan kopan elektronları yeniden birleştirme süreci oldukça uzun bir süre devam eder ve iyonize gaz sütununun birkaç saniye ve bazen dakikalarca süren bir ışıltısına neden olur. Bu, birçok meteordan sonra gökyüzünde gözlemlenebilen, kendinden ışıklı iyonlaşma izlerinin doğasıdır. İzin ışıma spektrumu da meteorun kendi spektrumuyla aynı elementlerden oluşan çizgilerden oluşur, ancak nötrdür, iyonize değildir. Ayrıca patikalarda atmosferik gazlar da parlıyor. Bu, 1952-1953'te keşfedilenlerle belirtiliyor. meteor izinin spektrumunda oksijen ve nitrojen çizgileri var.

Meteorların spektrumları, meteor parçacıklarının ya 8 g/cm3'ün üzerinde yoğunluğa sahip demirden oluştuğunu ya da 2 ila 4 g/cm3 yoğunluğa karşılık gelmesi gereken taştan oluştuğunu göstermektedir. Göktaşlarının parlaklığı ve spektrumu, onların boyutlarını ve kütlelerini tahmin etmeyi mümkün kılar. 1.-3. büyüklükteki meteorların parlak kabuğunun görünür yarıçapının yaklaşık 1-10 cm olduğu tahmin edilmektedir, ancak parlak parçacıkların saçılmasıyla belirlenen parlak kabuğun yarıçapı, meteor gövdesinin yarıçapını çok aşmaktadır. . Atmosfere 40-50 km/sn hızla uçan ve sıfır büyüklükteki meteorlar olgusunu yaratan meteor cisimlerinin yarıçapı yaklaşık 3 mm ve kütlesi yaklaşık 1 g'dır.Meteorların parlaklığı kütleleriyle orantılıdır, yani Bir büyüklükteki bir meteorun kütlesi, önceki büyüklükteki meteorlardan 2,5 kat daha azdır. Ayrıca meteorların parlaklığı Dünya'ya göre hızlarının küpüyle orantılıdır.

Dünya atmosferine yüksek bir başlangıç ​​hızıyla giren meteor parçacıkları, çok seyrekleşmiş bir gaz ortamında 80 km ve üzeri irtifalarda karşılaşılıyor. Buradaki hava yoğunluğu Dünya yüzeyine göre yüz milyonlarca kat daha azdır. Bu nedenle, bu bölgede meteorik bir cismin atmosferik çevre ile etkileşimi, vücudun bireysel moleküller ve atomlar tarafından bombalanmasıyla ifade edilir. Bunlar, meteor bölgesindeki atmosferin kimyasal bileşimi deniz seviyesindeki ile yaklaşık olarak aynı olduğundan, oksijen ve nitrojen molekülleri ve atomlarıdır. Elastik çarpışmalar sırasında, atmosferik gazların atomları ve molekülleri ya seker ya da meteor gövdesinin kristal kafesine nüfuz eder. İkincisi hızla ısınır, erir ve buharlaşır. Parçacık buharlaşma hızı ilk başta önemsizdir, daha sonra maksimuma çıkar ve meteorun görünür yolunun sonuna doğru tekrar azalır. Buharlaşan atomlar saniyede birkaç kilometre hızla meteordan dışarı uçarlar ve yüksek enerjiye sahip oldukları için hava atomlarıyla sık sık çarpışırlar, bu da ısınmaya ve iyonlaşmaya yol açar. Buharlaşan atomlardan oluşan kırmızı-sıcak bir bulut, meteorun parlak kabuğunu oluşturur. Bazı atomlar çarpışmalar sırasında dış elektronlarını tamamen kaybederler, bu da meteorun yörüngesi çevresinde çok sayıda serbest elektron ve pozitif iyon içeren iyonize gaz sütununun oluşmasına neden olur. İyonize izdeki elektron sayısı yolun 1 cm'si başına 10 10 -10 12'dir. Başlangıç ​​kinetik enerjisi yaklaşık olarak 10 6:10 4:1 oranında ısınma, parlama ve iyonizasyon için harcanır.

Bir meteor atmosfere ne kadar derine nüfuz ederse, sıcak kabuğu da o kadar yoğunlaşır. Çok hızlı uçan bir mermi gibi meteor da bir kafa şok dalgası oluşturur; Bu dalga, atmosferin alt katmanlarında hareket eden meteora eşlik ediyor ve 55 km'nin altındaki katmanlarda ses olaylarına neden oluyor.

Göktaşlarının uçuşundan sonra bıraktığı izler hem radarla hem de görsel olarak gözlemlenebiliyor. Özellikle meteorların iyonizasyon izlerini yüksek diyafram açıklığına sahip dürbünler veya teleskoplar (kuyruklu yıldız bulucular olarak adlandırılır) aracılığıyla başarılı bir şekilde gözlemleyebilirsiniz.

Atmosferin alt ve yoğun katmanlarına giren ateş toplarının izleri ise tam tersine çoğunlukla toz parçacıklarından oluşuyor ve bu nedenle mavi gökyüzünün önünde koyu dumanlı bulutlar halinde görülebiliyor. Böyle bir toz izi batan Güneş veya Ay'ın ışınları tarafından aydınlatılıyorsa, gece gökyüzünün arka planında gümüşi çizgiler halinde görülebilir (Şek. 12). Bu izler hava akımları tarafından yok edilene kadar saatlerce gözlemlenebilir. 75 km veya daha yüksek rakımlarda oluşan daha az parlak göktaşlarının izleri, yalnızca çok küçük bir toz parçacıkları içerir ve yalnızca iyonize gaz atomlarının kendi kendine ışıldaması nedeniyle görülebilir. İyonlaşma izinin çıplak gözle görülme süresi -6. büyüklükteki ateş topları için ortalama 120 saniye ve 2. büyüklükteki bir meteor için 0,1 saniyedir; aynı nesneler için radyo yankısının süresi (aynı anda) jeosentrik hız 60 km/sn) 1000 ve 0,5 saniyeye eşittir. sırasıyla. İyonlaşma izlerinin yok olması kısmen atmosferin üst katmanlarında bulunan oksijen moleküllerine (O2) serbest elektronların eklenmesinden kaynaklanmaktadır.

Güneş Sisteminin küçük cisimleri arasında en iyi incelenenler asteroitler, yani küçük gezegenlerdir. Çalışmalarının tarihi neredeyse iki yüzyıl öncesine dayanıyor. 1766'da, bu gezegenin seri numarasına bağlı olarak bir gezegenin Güneş'ten ortalama mesafesini belirleyen ampirik bir yasa formüle edildi. Bu yasayı formüle eden gökbilimcilerin onuruna “Titius-Bode yasası” adı verildi. a = 0,3*2k + 0,4 burada Merkür için k = -* sayısı, Venüs için k = 0, sonra Dünya ve Mars için k = n - 2, Jüpiter, Satürn ve Uranüs için k = n - 1 (n gezegenin gezegenidir) güneşten gelen seri numarası).

İlk başta, eskilerin geleneklerini koruyan gökbilimciler, küçük gezegenlere hem Greko-Romen hem de diğer tanrıların adlarını verdiler. Yirminci yüzyılın başlarında, insanlığın bildiği neredeyse tüm tanrıların isimleri gökyüzünde belirdi - Greko-Romen, Slav, Çin, İskandinav ve hatta Maya halkının tanrıları. Keşifler devam etti, yeterli tanrı yoktu ve ardından ülkelerin, şehirlerin, nehirlerin ve denizlerin isimleri, gerçek yaşayan veya yaşayan insanların isimleri ve soyadları gökyüzünde görünmeye başladı. İsimlerin bu astronomik kanonlaştırılması prosedürünü kolaylaştırma sorunu kaçınılmaz hale geldi. Bu soru çok daha ciddi çünkü Dünya'daki hafızanın (sokak, şehir isimleri vb.) kalıcılığından farklı olarak, bir asteroitin adı değiştirilemez. Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) kuruluşundan bu yana (25 Temmuz 1919) bunu yapıyor.

Asteroitlerin ana kısmının yörüngelerinin yarı büyük eksenleri 2,06 ile 4,09 AU arasında değişmektedir. e. ve ortalama değer 2,77 a'dır. e.Küçük gezegenlerin yörüngelerinin ortalama dışmerkezliği 0,14, asteroitin yörünge düzleminin Dünya'nın yörünge düzlemine ortalama eğimi 9,5 derecedir. Asteroitlerin Güneş etrafındaki hareket hızı yaklaşık 20 km/s'dir, devrim periyodu (asteroid yılı) 3 ila 9 yıl arasındadır. Asteroitlerin kendi dönüş süresi (yani asteroitteki bir günün uzunluğu) ortalama 7 saattir.

Genel olarak konuşursak, hiçbir ana kuşak asteroit Dünya'nın yörüngesinin yakınından geçmez. Bununla birlikte, 1932'de yörüngesinin günberi mesafesi Dünya'nın yörünge yarıçapından daha az olan ilk asteroit keşfedildi. Prensip olarak yörüngesi, asteroitin Dünya'ya yaklaşma ihtimaline izin veriyordu. Bu asteroit çok geçmeden "kayboldu" ve 1973'te yeniden keşfedildi. 1862 olarak numaralandırıldı ve Apollo adı verildi. 1936'da asteroit Adonis Dünya'dan 2 milyon km uzağa uçtu ve 1937'de asteroit Hermes Dünya'dan 750 bin km uzağa uçtu. Hermes'in çapı neredeyse 1,5 km'dir ve Dünya'ya en yakın yaklaşmasından yalnızca 3 ay önce keşfedilmiştir. Hermes'in yakınından geçmesinin ardından gökbilimciler, asteroit tehlikesinin bilimsel sorununu fark etmeye başladılar. Bugüne kadar, yörüngeleri Dünya'ya yaklaşmalarına izin veren yaklaşık 2.000 asteroit bilinmektedir. Bu tür asteroitlere Dünya'ya yakın asteroitler denir.

Asteroitler, fiziksel özelliklerine göre, nesnelerin benzer yüzey yansıtıcı özelliklere sahip olduğu birkaç gruba ayrılır. Bu tür gruplara taksonomik (taksometrik) sınıflar veya türler denir. Tablo 8 ana taksonomik türü göstermektedir: C, S, M, E, R, Q, V ve A. Her asteroit sınıfı, benzer optik özelliklere sahip meteorlara karşılık gelir. Bu nedenle, her taksometrik sınıf, karşılık gelen meteoritlerin mineralojik bileşimi ile analoji yoluyla karakterize edilebilir.

Bu asteroitlerin şekli ve boyutu, Dünya'nın yakınından geçerken radar kullanılarak belirleniyor. Bazıları ana kuşak asteroitlerine benzer, ancak çoğu daha az düzenli bir şekle sahiptir. Örneğin asteroit Toutatis birbiriyle temas halinde olan iki veya daha fazla cisimden oluşur.

Asteroit yörüngelerinin düzenli gözlemlerine ve hesaplamalarına dayanarak şu sonuca varılabilir: Şu ana kadar önümüzdeki yüz yıl içinde Dünya'ya yaklaşacağı söylenebilecek bilinen bir asteroit yoktur. En yakın olanı, 2086 yılında 883 bin km mesafeden Hathor asteroitinin geçişi olacak.

Bugüne kadar çok sayıda asteroit yukarıda verilenlerden çok daha küçük mesafelerden geçti. En yakın geçişleri sırasında keşfedildiler. Dolayısıyla şimdilik asıl tehlike henüz keşfedilmemiş asteroitlerden kaynaklanıyor.

Sıklıkla karıştırılan birkaç terimi açıklığa kavuşturalım.

Meteoroidler- (havadan doğan Yunan meteoronundan) bir asteroitten daha küçüktür, bazen bir parke taşı boyutuna ulaşır, ancak çoğu zaman bir kum tanesinden daha küçüktür.

Mikrometeoroidler- aynı zamanda kozmik toz parçacıkları olarak da adlandırılan son derece küçük göktaşları.

Meteora- atmosfere giren ve uçuş sırasında yanan meteorlar. “Yıldız kayması” budur. Bir dilek tutma zamanı.

Meteorlar- yere düşen “düşen yıldızların” parçaları.

Mikrometeoritler- Bunlar Dünya'ya düşen mikrometeoroidlerdir. Mikrometeoroidler çok küçük oldukları için tamamen yanmazlar ve çok çabuk soğuyup ısı kaybederler. Bilim adamları kutup buzunda ve karda yüksek kaliteli mikrometeorit birikintileri keşfettiler. Evet, bir mıknatıs, kağıt ve mikroskop kullanarak çatılardan ve diğer kaynaklardan mikrometeoritleri kendiniz toplayabilirsiniz.

Asteroitler- (kelimenin tam anlamıyla "yıldız benzeri") bunlar, özellikle Jüpiter yörüngesindeki yörüngelerden gelen kayalık veya demir gezegenlerdir.

Ateş topları- gökbilimciler için bunlar özellikle parlak meteorlardır - ateş topları! Jeologlar için bolitler, düşüp bir krater bırakan asteroitler veya kuyruklu yıldızlardır.

Henüz gerçekleşmemiş ama bir gün gerçekleşebilecek çarpışmalar hakkında ne söyleyebiliriz? Podkamennaya Tunguska olayı yaklaşık 80 milyon ağacın kesilmesine neden oldu; aksi takdirde şehir yok olacaktı. Arizona "meteor kraterini" yaratan ateş topu, yerel bölgeye demir yağmuru püskürten Tunguska göktaşından çok daha yıkıcıydı. Neyse ki bu büyüklükteki çarpışmalar son derece nadirdir. Ama oluyorlar. Bu arada, tüm çarpışmaların babası bugün tek bir krater bile bırakmadı. Çoğu kişi, Dünya gençken devasa bir asteroitle devasa bir çarpışmanın yaşandığına inanıyor. Büyük bir hızla gezegenimize girdi, büyük bir parçasını koparıp yörüngeye fırlattı. Ay bu şekilde oluştu.

Dünya çocukluk çağında yaşanan bu kozmik kıyametin izlerini taşıyor mu? Belki o dönemde olağandışı mineraller oluşmuş veya o dönemde oluşmuş ve hala yüzeyin derinliklerinde mevcut olan erimiş kaya akıntıları oluşmuş olabilir. Bu akıntılar, Yellowstone Milli Parkı'nın altındaki gibi her birkaç yüz bin yılda bir patlayan Dünya'nın içindeki "sıcak noktalar" gibi modern gerçekleri pekala açıklayabilir (evet, bu aynı zamanda "Yarından Sonraki Gün" filminde de vardı) veya Pompeii'nin yok olduğu süper volkanlar. Henüz bilmiyoruz.

"Apophis" - gelecekten taş selamlar

Yerli yıldız sistemimizde ayların doğuşuyla sonuçlanan olaylar beklenmemektedir. Ancak NASA'nın Yakın Dünya Nesnesi (NEO) programı, gelecekte bizi bekleyen olayların ölçeği hakkında sürekli olarak ayrıntılı bilgi topluyor. Örneğin 13 Nisan 2029'da Apophis asteroiti Dünya'ya 45.000 kilometre uzaklıktan yaklaşacak. Çarpması halinde 510 megaton enerji açığa çıkacak. Bu, insanlığın ve elbette Rusların şimdiye kadar test etmeye çalıştığı en büyük termonükleer bomba olan Çar Bombasından 10 kat daha güçlü. Ve bu Tunguska patlamasından 50 kat daha güçlü. Apophis geniş nüfuslu bir alana uçarsa artık büyük nüfuslu bir alan kalmayacaktır.

Elbette mağazaya gitmeniz için 45.000 kilometre yeterli değil. Bir asteroitin bu kadar uzaktan kazara geçmesi muhtemelen Dünya gezegenindeki insanlara zarar vermez; ama ya olursa? Bu rastgele asteroitin hala yere düşme olasılığı nedir? Soru aslında bir dart okunun hedefin tam ortasına çarpma şansının ne olduğu gibi bir şeydir.

İşte analiz.

Dünyanın çapı 12.743 km'dir. Dünya yüzeyinden 45.000 km'lik büyük bir dairenin çapı, Dünya yüzeyini temsil eden daireden 45.000 km, artı Dünya'nın merkezine 6.400 km, artı Dünyanın diğer ucuna 6.400 km, artı Büyük dairenin diğer tarafına 45.000 km. Bu 100.000 km yani 8 Dünya çapıdır. Dikdörtgenin, dairenin veya herhangi başka bir şeklin alanının, şeklin herhangi bir uzunluk boyutunun karesiyle orantılı olduğunu hatırlayalım.

Gezegenimiz büyük dairenin 100.000 km çapındaki bölgesinin 1/64'ünü kaplıyor, dolayısıyla bu dairenin içinden kazara geçen bir asteroitin hedefe çarpma şansı 64'te 1 olacaktır. Apophis 2029'da hedefi vurabilecek mi? Maksimum risk %2,7'dir (40'ta 1'den fazla). Neyse ki orijinal hesaplamalardan bu yana hızla düştü. Yeni ölçümler ve hesaplamalar risklerin sıfır olduğunu gösteriyor. Üstelik asteroit Dünya'nın 35.400 km yakınından geçecek. Kurşundan kaçacağız. Ancak 45.000 km yakınımızdan geçen 64 asteroitin her birinin hedefe çarpmasını bekleyebiliriz.

Çoğu zaman şansımız yaver gidiyor. Örneğin, gökbilimcilerin 2029 sonrasına ilişkin ek hesaplamaları, Apophis'in 2036, 2068, 2076 ve 2013 yıllarında Büyükanne Dünya'ya yapacağı ziyaretlere dahil olma olasılığını milyonda bir oranında sepetinde taşıyacağını gösterdi. Ama her zaman şansımız olmayacak mı? Bir asteroit çarpışması meydana gelebilir, bu da olacağı anlamına gelir. Yüzde bir bile bölgesel yıkım anlamına gelebilir; bunlar NASA'nın sözleri.

Torino Çarpma Tehlikesi Ölçeği, genel kullanıma yönelik tek asteroit çarpma riski ölçümüdür (her ne kadar Palermo Teknik Etki Tehlikesi Ölçeği gökbilimciler tarafından daha çok kullanılıyorsa da). Torino Ölçeği, adını İtalya'nın Torino şehrinden almıştır, 1995 yılında toplanmış ve 1999 yılında tahminen bir konferansta sunulmuştur. Bu ölçekte bilinen tüm asteroitler, "1" statüsüne sahip olan asteroit VK184 2007 dışında (çarpışma olasılığı son derece düşüktür, kamuyu endişelendirecek bir neden yoktur) "0" (tehlikeli değil) statüsüne sahiptir. ). En yüksek puan 10: "Çarpışma çok yakında ve bildiğimiz haliyle uygarlığın geleceğini tehdit edecek bir iklim felaketine neden olma potansiyeline sahip."

Sadece Apophis değil

Apophis'in çarpma olasılığını özellikle analiz etmekten daha önemli olan, herhangi bir asteroitle nasıl mücadele edileceğinin daha iyi anlaşılması olacaktır. Günün sonunda, eğer arka bahçenizde çöp varsa ne olduğu umurunda değildir.

Dünya'ya yakın bilinen yaklaşık 900 büyük (1 km veya daha fazla çapta) nesne vardır. Her şeyin resmini gösterdik. Bunlardan 92'si 2000 yılında açıldı ancak o tarihten bu yana yeni keşiflerin sayısında bir düşüş eğilimi görüldü. Başka bir deyişle, orada olanların çoğunu keşfettik ve tam bir envanter için bunları keşfetmeye devam ediyoruz. Ancak çapı bir kilometreden daha küçük olan ve hasara neden olabilecek birçok başka asteroit de var. Hem Apophis'in hem de Tunguska göktaşının çapının bir kilometreden az olduğunu unutmayın. Ayrıca yarın sokağınıza büyük bir şeyin düşebileceğini, ruh halinizi (çok uzun süre) bozabileceğini ve tüm ölçümlerinizi bozabileceğini de unutmayın. Ancak gökbilimciler tetikte, bu da yakın gelecekte endişelenmenize gerek olmadığı anlamına geliyor.

Bütün bunlar, bir veritabanında saklanan tehlikeli boyuttaki bir cismin yörüngesine ilişkin özel bir tahmine dayanmaktadır. Tunguska büyüklüğündeki meteorlarla çarpışma ortalama olarak her bin yılda bir meydana geliyor. Büyük çarpışmalar daha az sıklıkta, küçük çarpışmalar ise daha sık meydana gelir. Dinozorları atalarına gönderen asteroit her 200 milyon yılda bir düşebilir. Bir kilogram TNT'ye eşdeğer olaylar günde üç kez meydana gelir. Ağırlığı 1 megatona kadar olan göktaşlarının patlamaları çoğunlukla gökyüzünde meydana geliyor. "Kayan Yıldızlar" bu kategoridedir.

Biz ne yaptık?

Bir asteroit çarpması dinozorları yok etti. Bir başkasının düşüşü bizi mahvedebilir. Bu konuda bir şeyler yapmamız gerekiyor, değil mi? Ama ne? Kendisini "astronotlar ve kozmonotlar için uluslararası profesyonel kuruluş" olarak adlandıran Uzay Kaşifleri Derneği, uzun süren tartışmaların eylemsizliğe yol açabileceğini ve çarpışma bölgesinden tahliyenin tek şansımız olduğunu söylüyor. Tahliye iyidir; yalnızca ekonomiye zarar verebilir ama hayat kurtarabilir. Ve zaten rekabetçi stratejiler var. Ekonomik maliyetleri her zaman tahmin edebilir, planlayabilir, uygulayabilir ve sevinebilirsiniz.

Sorunlu asteroitlerin sökülmesi gerekiyor. Bu, potansiyel olarak tehlikeli nesnelerin tespit edilmesi, takip edilmesi ve böylece bir çarpışmanın yıllar önceden tahmin edilebilmesi anlamına gelir. Bu, etkili eylemler geliştirmek için zaman tanıyacaktır. Bu tür projelere, Arthur C. Clarke'ın 1973 tarihli bilim kurgu romanı Rama ile Buluşma'dan sonra "Uzay Muhafızı" gözlemleri adı verildi ve NASA bunları 19 yıl sonra 1992'de başlattı. NASA Bölüm 321 daha sonra 2005 yılında, 2020 yılına kadar Dünya'ya yakın nesnelerin en az 140 metre boyutunda %90'ını tespit etmek ve karakterize etmek için bir hedef belirledi. Tahminlere göre bu hedefe birkaç yıl sonra ulaşılacak. Ne olursa olsun, tehlikeli asteroitlerle nasıl başa çıkılacağını anlamak, hedefe zamanında ulaşmaktan daha önemlidir. Ancak bir asteroit tehlikesinin farkındalığı hikayenin sadece bir kısmı. Tehditlerini azaltmak ikinci kısımdır. Bir asteroit tehdidini etkisiz hale getirmeye yönelik bazı yöntemler geçici olarak işe yarayabilir (örneğin yüzyıllar veya bin yıllar).

Bu neleri içeriyor? 30 metre çapındaki kayalık bir asteroidin yaklaşık 600.000 ton ağırlığa sahip olabileceği, milyonlarca kilometre uzakta olabileceği ve saatte 32.000 km hızla gidebileceği göz önüne alındığında, bir cesedi bir kenara itmek hiç de küçük bir başarı değil. Bu yaklaşık 10 km/s'dir. Asteroidi kenara çekmek için öylece çekici çağıramazsınız. Bunu başarmak için çeşitli egzotik stratejiler geliştiriliyor. Bugün hepsi kağıda bile yazılmadı, ancak bazıları şimdiden bir mil öteden romantizm kokuyor.

1. Bir asteroide inin ve güneş ışığını belirli bir alana odaklayacak birden fazla ayna yerleştirin. Yeterli sayıda ayna, malzemenin bir kısmını buharlaştırabilecektir. Buharlar uzaya kaçacak ve asteroidi yavaş yavaş ters yöne doğru itecek (Newton'un üçüncü yasasına uygun olarak).
2. Yukarıdaki gibi malzemeyi ısıtın, ancak bu sefer güçlü bir lazer (güneş enerjisiyle çalışan) kullanın. Lazer Dünya'da olamaz, çünkü ışının güç kaybederek çok büyük bir mesafe kat etmesi gerekecektir; Lazerin taşınması gerekecek.
3. Bir asteroitin üzerine bir uzay gemisi indirin ve ardından asteroiti itmek için geminin motorlarını kullanın. Bunun işe yaraması için geminin baş aşağı olması gerekir.
4. Işığın emilmesi ve yansıması az miktarda kuvvet üretir. Örneğin Güneş tam tepemizdeyken, yaklaşık 500 g/km 2'lik bir kuvvetle dünya yüzeyinin bir kilometre karesini iter. Işık, mükemmel şekilde yansıtıcı bir yüzeyi tamamen siyah (emici) bir yüzeye göre iki kat daha fazla iter. Ayrıca tüm cisimler, yüksek sıcaklıklarda daha fazla, düşük sıcaklıklarda daha az olmak üzere ısı yayar. Bu hafif bir itme kuvveti yaratır - Yarkovsky etkisi. Bu nedenlerden dolayı siyah, beyaz veya gümüş onu zamanla yörüngesini değiştirmeye zorlayacaktır. Zayıf kuvvetler bunu uzun süre yapacak, güçlü olanlar ise hızlı bir şekilde yapacak. Örneğin patlamalar kısa ve güçlü kuvvetler üretebilir.
5. Bir uzay gemisini asteroitin içine itin. 10 km/s hızdaki çarpışma güçlü bir patlamaya neden olacak ve daha da önemlisi asteroidin hızını, dolayısıyla yörüngesini değiştirecek. Bunun, 100 tonluk bir gemiyle çarpışması durumunda, 1 km çapında ve su yoğunluğunun iki katı yoğunluğa sahip bir asteroide karşı yardımcı olması pek olası değildir, çünkü anı yalnızca 35 km/yıl geciktirecektir. Ancak 50 m çapındaki yani Tunguska bolidi büyüklüğündeki bir asteroit için durum farklı olacaktır: çap 20 kat daha küçüktür, bu da hem hacim hem de kütle anlamına gelir ve hız 8000 kat değişecektir, yani zaten ayda 18.000 km olacak. Dünya'nın çapının sadece 12 bin kilometre olduğu düşünülürse böyle bir hamle muhtemelen gezegenimizi kurtaracaktır.
6. Bir asteroitin yüzeyinin yakınında veya altında bir şeyi patlatın. Veya aynı amaçla büyük bir gemiyi ona çarpabilirsiniz. Asteroit yörüngesini değiştirmek yerine parçalanırsa sorunlar yaşanabilir.
7. NASA'ya göre nükleer patlama daha güçlü ve daha etkili olacak. Üstelik mevcut teknoloji göz önüne alındığında bu mümkün bile. Ancak patlamalar asteroiti hareket ettirmek yerine parçalayabilir. Yeterince iyi yok etmezseniz uçan parçalar yeni tehlikeli yörüngeler bulacaktır. Bunun daha sonra çalışması için deneysel olarak test edilmesi gerekir. Eğer deneyi gerçekleştirmeyi başarırsak, eğer insanlık tehlikeyle yüzleşecek kadar bilinçli değilse, gelecekte Apophis gibi tehlikeli bir asteroidi önleyici olarak patlatabiliriz. Aynı zamanda Dünya'da sahip olduğumuz bir teşvik de olacak.
8. Bruce Willis.

Tehlikeli asteroitlerden kurtulmak mümkün görünse de teknoloji hala %100 kesin olamayacak kadar kaba. Ünlü gökbilimci Carl Sagan genel olarak bir asteroidi alıp götürmek yerine Dünya'ya göndermemizden korkuyor. Çarpışmanın ne zaman ve nerede gerçekleşeceğini mümkün olduğunca önceden bilmemiz gerekiyor. 100 yıl ve daha fazla rezervimizle göktaşı düşme bölgesini tahliye edebileceğimiz gibi, misafiri itecek veya yok edecek yöntemleri de zamanla geliştirebileceğiz. Büyük şehirler bile yüz yıl içinde yer değiştirebilir veya dağılabilir. Eğer Seul 50 yıl önce Kuzey Kore topçu ateşinden kurtulmak için hareket etmeye başlasaydı işin yarısı tamamlanmış olurdu.

Öte yandan uyarının birkaç gün veya hafta önceden verilmesi halinde acil tahliye gerekebilecek. Bazı şehirlerin önceden plan yapması gerekiyor. Dünyanın büyük bir kısmı suyla kaplı olduğundan asteroitlerin çoğu derin sulara düşecek. Depremler gibi, düşme de tsunamiye neden olacak. Nispeten küçük bir tsunami bile Japonya'daki Fukushima nükleer santralini yok etti ve büyük miktarda radyoaktif kirlilik açığa çıkardı.

Bir diğer yıkıcı felaket ise 200.000'den fazla insanın ölümüne yol açan 2004 Hint Okyanusu tsunamisiydi. Farklı uluslardaki sel hikayeleri (Nuh'un Gemisi) bize felaketi öngörme ihtiyacını hatırlatıyor. Hayatımızın geçiciliği nedeniyle evrenden korkmamıza gerek yok ama kozmik boyuttaki felaketlerle baş etmek istiyorsak akıllı ve kolektif hareket etmemiz gerekiyor.

Etrafımızdaki uzay sürekli hareket halindedir. Galaksiler ve yıldız kümeleri gibi galaktik nesnelerin hareketini takiben, astroid ve kuyruklu yıldızlar dahil diğer uzay nesneleri de açıkça tanımlanmış bir yörünge boyunca hareket eder. Bazıları binlerce yıldır insanlar tarafından gözlemleniyor. Gökyüzümüzdeki kalıcı cisimler olan Ay ve gezegenlerin yanı sıra, gökyüzümüz sıklıkla kuyruklu yıldızlar tarafından da ziyaret edilmektedir. İnsanlık, ortaya çıktıklarından beri kuyruklu yıldızları birden fazla kez gözlemleyebilmiş ve bu gök cisimlerine çok çeşitli yorum ve açıklamalar atfetmiştir. Bilim insanları, bu kadar hızlı ve parlak bir gök cisminin uçuşuna eşlik eden astrofiziksel olayları gözlemlerken uzun süre net açıklamalar yapamadılar.

Kuyruklu yıldızların özellikleri ve birbirlerinden farklılıkları

Kuyruklu yıldızların uzayda oldukça yaygın bir fenomen olmasına rağmen, herkes uçan bir kuyruklu yıldızı görecek kadar şanslı değil. Mesele şu ki, kozmik standartlara göre bu kozmik bedenin uçuşu sık görülen bir olaydır. Böyle bir bedenin dönüş süresini dünya zamanına odaklanarak karşılaştırırsak, bu oldukça uzun bir zaman dilimidir.

Kuyruklu yıldızlar, uzayda güneş sisteminin ana yıldızı olan Güneşimize doğru hareket eden küçük gök cisimleridir. Dünya'dan gözlemlenen bu tür nesnelerin uçuşlarının açıklamaları, bunların hepsinin bir zamanlar oluşumuna katılan güneş sisteminin bir parçası olduğunu gösteriyor. Yani her kuyruklu yıldız, gezegenlerin oluşumunda kullanılan kozmik malzemenin kalıntılarıdır. Bugün bilinen kuyruklu yıldızların neredeyse tamamı yıldız sistemimizin bir parçasıdır. Gezegenler gibi bu nesneler de aynı fizik yasalarına tabidir. Ancak uzaydaki hareketlerinin kendine has farklılıkları ve özellikleri vardır.

Kuyruklu yıldızlar ile diğer uzay nesneleri arasındaki temel fark, yörüngelerinin şeklidir. Gezegenler doğru yönde, dairesel yörüngelerde hareket ediyorsa ve aynı düzlemde yer alıyorsa, kuyruklu yıldız uzayda tamamen farklı bir şekilde hareket eder. Gökyüzünde aniden beliren bu parlak yıldız, eksantrik (uzun) bir yörünge boyunca sağa veya ters yönde hareket edebilir. Bu hareket, Güneş Sistemimizin bilinen tüm gezegenleri ve uzay nesneleri arasında en yüksek, ana yıldızımızdan sonra ikinci sırada yer alan kuyruklu yıldızın hızını etkiliyor.

Halley Kuyruklu Yıldızı'nın Dünya'nın yakınından geçerken hızı 70 km/s'dir.

Kuyruklu yıldızın yörüngesinin düzlemi sistemimizin ekliptik düzlemiyle örtüşmüyor. Her göksel misafirin kendi yörüngesi ve buna bağlı olarak kendi devrim dönemi vardır. Kuyruklu yıldızların yörünge dönemlerine göre sınıflandırılmasının temelinde de bu gerçek vardır. İki tür kuyruklu yıldız vardır:

• iki ila beş yıldan birkaç yüz yıla kadar dolaşım süresine sahip kısa dönem;
• iki veya üç yüz yıldan bir milyon yıla kadar bir süre boyunca yörüngede dönen uzun dönemli kuyruklu yıldızlar.

Birincisi, yörüngelerinde oldukça hızlı hareket eden gök cisimlerini içerir. Gökbilimciler arasında bu tür kuyruklu yıldızları P/ ön ekiyle adlandırmak gelenekseldir. Kısa dönemli kuyruklu yıldızların yörünge periyodu ortalama 200 yıldan azdır. Bu, Dünya'ya yakın uzayda bulunan ve teleskoplarımızın görüş alanı içerisinde uçan en yaygın kuyruklu yıldız türüdür. En ünlü kuyruklu yıldız Halley, Güneş etrafındaki dönüşünü 76 yılda tamamlıyor. Diğer kuyruklu yıldızlar güneş sistemimizi çok daha az ziyaret ediyor ve onların ortaya çıkışına nadiren tanık oluyoruz. Yörünge süreleri yüzlerce, binlerce ve milyonlarca yıldır. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar astronomide C/ ön ekiyle gösterilir.

Kısa süreli kuyruklu yıldızların, bu göksel konukları Kuiper kuşağı bölgesindeki derin uzayın sıkı kucaklamasından yakalamayı başaran güneş sisteminin büyük gezegenlerinin çekim kuvvetine rehin olduklarına inanılıyor. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar, Oort bulutunun uzak noktalarından bize gelen daha büyük gök cisimleridir. Yıldızlarını düzenli olarak ziyaret eden tüm kuyruklu yıldızların evi, uzayın bu bölgesidir. Milyonlarca yıl boyunca, güneş sistemine yapılan her ziyarette, uzun periyotlu kuyruklu yıldızların boyutu azalır. Sonuç olarak böyle bir kuyruklu yıldız, kısa süreli bir kuyruklu yıldıza dönüşerek kozmik ömrünü kısaltabilir.

Uzay gözlemleri sırasında bugüne kadar bilinen tüm kuyruklu yıldızlar kaydedildi. Bu gök cisimlerinin yörüngeleri, güneş sistemindeki bir sonraki görünüm zamanları hesaplandı ve yaklaşık boyutları belirlendi. Hatta içlerinden biri bize ölümünü gösterdi.

Kısa süreli Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Temmuz 1994'te Jüpiter'e düşmesi, Dünya'ya yakın uzayın astronomik gözlemleri tarihindeki en çarpıcı olaydı. Jüpiter'in yakınındaki bir kuyruklu yıldız parçalara ayrıldı. Bunların en büyüğü iki kilometreden fazlaydı. Göksel konuğun Jüpiter'e düşüşü 17 Temmuz'dan 22 Temmuz 1994'e kadar bir hafta sürdü.

Teorik olarak Dünya'nın bir kuyruklu yıldıza çarpması mümkün, ancak bugün bildiğimiz sayısız gök cismi arasında hiçbiri gezegenimizin yolculuğu sırasında uçuş yolu ile kesişmiyor. Hala tespit araçlarının ulaşamayacağı, Dünyamızın yolunda uzun süreli bir kuyruklu yıldızın ortaya çıkması tehlikesi devam ediyor. Böyle bir durumda Dünya ile kuyruklu yıldızın çarpışması küresel ölçekte bir felaketle sonuçlanabilir.

Toplamda 400'den fazla kısa dönemli kuyruklu yıldızın bizi düzenli olarak ziyaret ettiği bilinmektedir. Çok sayıda uzun periyotlu kuyruklu yıldız, 20-100 bin AU'da doğan, uzak uzaydan bize geliyor. bizim yıldızdan. Yalnızca 20. yüzyılda bu tür 200'den fazla gök cismi kaydedildi ve bu kadar uzak uzay nesnelerini teleskopla gözlemlemek neredeyse imkansızdı. Hubble teleskopu sayesinde, uzun süreli bir kuyruklu yıldızın uçuşunu tespit etmenin mümkün olduğu uzayın köşelerinin görüntüleri ortaya çıktı. Bu uzak nesne, milyonlarca kilometre uzunluğunda kuyruğu olan bir bulutsuya benziyor.

Kuyruklu yıldızın bileşimi, yapısı ve ana özellikleri

Bu gök cisminin ana kısmı kuyruklu yıldızın çekirdeğidir. Birkaç yüz bin tondan bir milyona kadar değişen kuyruklu yıldızın büyük kısmı çekirdekte yoğunlaşmıştır. Bileşimleri açısından gök güzellikleri buzlu kuyruklu yıldızlardır ve bu nedenle yakından incelendiğinde büyük boyutlarda kirli buz yığınları olarak görünürler. Bileşimi açısından buzlu bir kuyruklu yıldız, kozmik buzla bir arada tutulan, çeşitli boyutlarda katı parçalardan oluşan bir kümedir. Kural olarak, kuyruklu yıldızın çekirdeğindeki buz, amonyak ve karbondioksitle karıştırılmış su buzudur. Katı parçalar meteorik malzemeden oluşur ve boyut olarak toz parçacıklarıyla karşılaştırılabilir veya tam tersine birkaç kilometre boyuta ulaşabilir.

Bilim dünyasında kuyruklu yıldızların uzaya su ve organik bileşikler sağlayan kozmik taşıyıcılar olduğu genel olarak kabul edilmektedir. Göksel gezginin çekirdeğinin spektrumu ve kuyruğunun gaz bileşimi incelenerek bu komik nesnelerin buzlu doğası netleşti.

Bir kuyruklu yıldızın uzayda uçuşuna eşlik eden süreçler ilgi çekicidir. Güneş sistemimizin yıldızından çok uzakta bulunan bu gök gezginleri, yolculuklarının büyük bölümünde görülemezler. Oldukça uzun eliptik yörüngeler buna katkıda bulunur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça ısınır ve bu da kuyruklu yıldızın çekirdeğinin temelini oluşturan uzay buzunun süblimleşme sürecini tetikler. Sade bir dille söylemek gerekirse, kuyruklu yıldız çekirdeğinin buzlu tabanı erime aşamasını atlayarak aktif olarak buharlaşmaya başlar. Toz ve buz yerine, güneş rüzgarı su moleküllerini parçalar ve kuyruklu yıldızın çekirdeğinin etrafında bir koma oluşturur. Bu, hidrojen moleküllerinden oluşan bir bölge olan göksel gezginin bir tür tacıdır. Bir komanın boyutu çok büyük olabilir ve yüzbinlerce ya da milyonlarca kilometreye kadar uzanabilir.

Uzay nesnesi Güneş'e yaklaştıkça kuyruklu yıldızın hızı hızla artar ve yalnızca merkezkaç kuvvetleri ve yerçekimi harekete geçmeye başlamaz. Güneş'in çekiminin ve yerçekimsel olmayan süreçlerin etkisi altında, kuyruklu yıldız maddesinin buharlaşan parçacıkları kuyruklu yıldızın kuyruğunu oluşturur. Nesne Güneş'e ne kadar yakınsa, kuyruklu yıldızın ince plazmadan oluşan kuyruğu da o kadar yoğun, daha büyük ve daha parlaktır. Kuyruklu yıldızın Dünya'dan en dikkat çeken ve görülebilen bu kısmı, gökbilimciler tarafından en çarpıcı astrofiziksel olaylardan biri olarak kabul ediliyor.

Dünya'ya yeterince yakın uçan kuyruklu yıldız, tüm yapısını detaylı olarak incelememize olanak sağlıyor. Bir gök cisminin başının arkasında her zaman bir toz, gaz ve meteorik madde izi vardır ve bunlar çoğunlukla gezegenimize meteor şeklinde ulaşır.

Uçuşu Dünya'dan gözlemlenen kuyruklu yıldızların tarihi

Çeşitli uzay nesneleri sürekli olarak gezegenimizin yakınında uçarak varlıklarıyla gökyüzünü aydınlatıyor. Kuyruklu yıldızlar görünümleriyle çoğu zaman insanlarda mantıksız korku ve dehşete neden oldu. Eski kahinler ve yıldız gözlemcileri, bir kuyruklu yıldızın ortaya çıkışını, gezegen ölçeğinde felaketlerin başlangıcıyla, yaşamın tehlikeli dönemlerinin başlangıcıyla ilişkilendirdiler. Kuyruklu yıldızın kuyruğu, gök cisminin kütlesinin yalnızca milyonda biri olmasına rağmen, uzay nesnesinin en parlak kısmıdır ve görünür spektrumdaki ışığın %0,99'unu üretir.

Teleskopla keşfedilen ilk kuyruklu yıldız, daha çok Newton Kuyruklu Yıldızı olarak bilinen 1680 Büyük Kuyruklu Yıldızıydı. Bu nesnenin ortaya çıkması sayesinde bilim adamı, Kepler yasalarına ilişkin teorilerinin onayını elde edebildi.

Göksel kürenin gözlemleri sırasında insanlık, güneş sistemimizi düzenli olarak ziyaret eden uzay misafirlerinin en sık listesini oluşturmayı başardı. Bu listenin başında kesinlikle Halley Kuyruklu Yıldızı var, otuzuncu kez varlığıyla bizi şereflendiren bir ünlü. Bu gök cismi Aristoteles tarafından gözlemlenmiştir. En yakın kuyruklu yıldız, adını 1682 yılında yörüngesini ve gökyüzündeki bir sonraki görünümünü hesaplayan gökbilimci Halley'in çabaları sayesinde aldı. Yoldaşımız 75-76 yıldır düzenli olarak görüş alanımızda uçuyor. Konuğumuzun karakteristik özelliği, gece gökyüzündeki parlak ize rağmen kuyruklu yıldızın çekirdeğinin sıradan bir kömür parçasını andıran neredeyse karanlık bir yüzeye sahip olmasıdır.

Popülerlik ve şöhret açısından ikinci sırada Encke Kuyruklu Yıldızı var. Bu gök cismi, 3,29 Dünya yılına eşit olan en kısa yörünge periyotlarından birine sahiptir. Bu misafirimiz sayesinde Toros meteor yağmurunu gece gökyüzünde düzenli olarak gözlemleyebiliyoruz.

Görünümleriyle bizi kutsayan diğer en ünlü kuyruklu yıldızların da çok büyük yörünge dönemleri var. 2011 yılında Güneş'e yakın uçmayı başaran ve aynı zamanda zarar görmeden kalan Lovejoy Kuyruklu Yıldızı keşfedildi. Bu kuyruklu yıldız, 13.500 yıllık bir yörünge periyoduna sahip, uzun süreli bir kuyruklu yıldızdır. Bu göksel konuk, keşfedildiği andan itibaren 2050 yılına kadar güneş sistemi bölgesinde kalacak, sonrasında ise 9000 yıl boyunca yakın uzayın sınırlarını terk edecek.

Yeni milenyumun başlangıcındaki kelimenin tam anlamıyla ve mecazi olarak en çarpıcı olayı, 2006 yılında keşfedilen McNaught Kuyruklu Yıldızıydı. Bu gök cismi çıplak gözle bile görülebiliyordu. Bu parlak güzelliğin güneş sistemimize bir sonraki ziyareti 90 bin yıl sonra planlanıyor.

Yakın gelecekte gökyüzümüzü ziyaret edebilecek bir sonraki kuyruklu yıldız muhtemelen 185P/Petru olacaktır. 27 Ocak 2019'dan itibaren farkedilecek. Gece gökyüzünde bu armatür 11. büyüklüğün parlaklığına karşılık gelecektir.

Sorularınız varsa makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyacağız

Ancak uzayda her şey farklıdır, bazı olaylar basitçe açıklanamaz ve prensipte herhangi bir yasaya tabi olamaz. Örneğin, birkaç yıl önce fırlatılan bir uydu veya başka nesneler kendi yörüngesinde dönecek ve asla düşmeyecektir. Bu neden oluyor, Bir roket uzaya hangi hızda uçar?? Fizikçiler yerçekiminin etkisini nötralize eden bir merkezkaç kuvvetinin olduğunu öne sürüyorlar.

Küçük bir deney yaptıktan sonra bunu evden çıkmadan kendimiz anlayabilir ve hissedebiliriz. Bunu yapmak için, bir iplik alıp bir ucuna küçük bir ağırlık bağlamanız, ardından ipliği bir daire şeklinde çözmeniz gerekir. Hız ne kadar yüksek olursa yükün yörüngesinin o kadar net olacağını ve ipliğin gerginliğinin o kadar fazla olacağını hissedeceğiz; eğer kuvveti zayıflatırsak nesnenin dönme hızı azalacak ve yükün düşme riski artacaktır. birkaç defa. Bu küçük deneyimle konumuzu geliştirmeye başlayacağız - uzayda hız.

Yüksek hızın herhangi bir nesnenin yer çekimi kuvvetinin üstesinden gelmesine olanak sağladığı açıkça ortaya çıkıyor. Uzay nesnelerine gelince, her birinin kendi hızı vardır, farklıdır. Bu hızın dört ana türü vardır ve bunlardan en küçüğü ilkidir. Gemi bu hızla Dünya yörüngesine uçuyor.

Sınırlarının ötesine uçmak için bir saniyeye ihtiyacınız var uzayda hız. Üçüncü hızda yerçekimi tamamen aşılır ve güneş sisteminin dışına uçabilirsiniz. Dördüncü uzayda roket hızı galaksinin kendisini terk etmenizi sağlayacak, bu yaklaşık 550 km/s'dir. Her zaman ilgimizi çekti uzayda roket hızı km h, Yörüngeye girerken 8 km/s'ye eşittir, bunun ötesinde - 11 km/s, yani yeteneklerini 33.000 km/s'ye kadar geliştirir. Roket yavaş yavaş hızını artırıyor, tam hızlanma 35 km yükseklikten başlıyor. Hızuzay yürüyüşü 40.000 km/saattir.

Uzayda hız: rekor

Uzayda maksimum hız- 46 yıl önce kırılan rekor hala duruyor, Apollo 10 görevine katılan astronotlar tarafından elde edildi. Ay'ın etrafında uçtuktan sonra geri döndüler uzay gemisinin uzaydaki hızı 39.897 km/saatti. Yakın gelecekte, astronotları alçak Dünya yörüngesine fırlatacak olan Orion uzay aracının sıfır yerçekimli uzaya gönderilmesi planlanıyor. Belki o zaman 46 yıllık rekoru kırmak mümkün olacak. Uzayda ışık hızı- 1 milyar km/saat. Acaba bu kadar mesafeyi maksimum hızımız olan 40.000 km/saat ile katedebilir miyiz diye merak ediyorum. Burada uzaydaki hız nedirışıkta gelişir ama biz onu burada hissetmiyoruz.

Teorik olarak bir kişi ışık hızından biraz daha düşük bir hızda hareket edebilir. Ancak bu, özellikle hazırlıksız bir organizma için çok büyük zarara yol açacaktır. Sonuçta, öncelikle böyle bir hız geliştirmeniz, onu güvenli bir şekilde azaltmak için çaba göstermeniz gerekiyor. Çünkü ani hızlanma ve yavaşlama bir kişi için ölümcül olabilir.

Antik çağda, Dünya'nın hareketsiz olduğuna inanılıyordu, hiç kimse yörüngedeki dönüş hızı sorusuyla ilgilenmiyordu çünkü bu tür kavramlar prensipte mevcut değildi. Ancak şu anda bile soruya net bir cevap vermek zor çünkü farklı coğrafi bölgelerde değer aynı değil. Ekvatora yaklaştıkça hız daha yüksek olacaktır, Güney Avrupa bölgesinde hız 1200 km/saattir, bu ortalamadır Dünyanın uzaydaki hızı.