1.2. Метеорные потоки

Именно из таких частиц (рассеянных ядром кометы вдоль ее орбиты) могут формироваться метеорные потоки – группы частиц, движущихся в космосе по сходным орбитам. Обычным источником образования таких групп частиц как раз и являются кометные ядра (второй, более редкий вариант – столкновение астероидов с образованием большого количества обломков). Несмотря на относительно малое воздействие солнечной радиации на такие частицы, по сравнению с частицами в хвосте кометы, именно солнечная радиация играет основную роль в формировании т.н. «метеорных шлейфов» – узких (их ширина обычно не более нескольких сотен тысяч километров), но очень протяженных (длина – десятки и сотни миллионов километров) групп частиц. Механизм формирования таких шлейфов работает следующим образом:

После того, как комета при прохождении очередного перигелия (ближайшей на ее орбите точки к Солнцу) выбросила облако частиц, начинается сортировка этих частиц по массе.

Для наглядности будем полагать, что плотность выброшенных частиц одинакова, а сами по себе они представляют собой сферу, диаметр которой определяется только массой частиц. Сила притяжения Солнца (его гравитация), направлена к Солнцу и пропорциональна массе частицы, которая в свою очередь пропорциональна объему частиц, а объем – третьей степени радиуса частиц.

Сила радиационного давления направлена в противоположную от Солнца сторону (т.е. компенсирует часть силы гравитации) и пропорциональна сечению частицы, проходящему через ее центр (т.н. большому кругу). Площадь большого круга пропорциональна второй степени радиуса частицы. Таким образом, при увеличении радиуса частицы сила гравитации растет гораздо быстрее, чем сила радиационного давления.

И наоборот, чем меньше размер частицы, тем большая доля гравитации компенсируется силой радиационного давления. Фактически воздействие силы радиационного давления как бы несколько уменьшает гравитационную постоянную, насколько сильно – зависит от массы частицы. Чем больше это уменьшение, тем дальше оказывается афелийное расстояние орбиты выброшенной частицы и тем больше ее орбитальный период. Поэтому в итоге мы получаем группу частиц с одинаковыми перигелийными расстояниями, но с разными орбитальными периодами – чем меньше масса частицы, тем выше ее период обращения. Поэтому уже после одного оборота вокруг Солнца после выброса из кометы более мелкие частицы приходят к точке перигелия позже своих более крупных собратьев. Так и происходит формирование протяженных пылевых шлейфов, в которых частицы отсортированы по массе – более крупные находятся ближе к ядру породившей их кометы или астероида, а более мелкие – удалены от них.

Формирование протяженного шлейфа происходит уже после первого обращения облака частиц вокруг Солнца, после того как они покинули родительский объект. В ходе своей дальнейшей орбитальной эволюции шлейф продолжает растягиваться и становиться все менее плотным. Кроме того, он подвергается гравитационным возмущениям от планет, которые искажают его и нарушают регулярную структуру шлейфа. Дальнейшая судьба шлейфа зависит от характера орбит данного шлейфа и породившего его родительского объекта. Если они стабильны и мало подвержены возмущениям, то шлейф с каждым оборотом становится все длиннее и разреженнее, и через определенное число оборотов замыкается на орбите. Родительский объект также не подвергается возмущениями и с каждым новым перигелием выбрасывает на близкую орбиту новую порцию метеорных частиц. В результате возникает замкнутое кольцо пылевого материала, которое может существовать десятки и сотни тысяч лет. Если такое пылевое кольцо сближается с земной орбитой, то каждый год Земля примерно в одно и то же время входит в него, и начинаются множественные столкновения составляющих это кольцо частиц с земной атмосферой. Так образуются видимые на Земле метеорные потоки. (МП)

Потоки такого типа дают устойчивую ежегодную активность, называемую «фоновой» или «традиционной». Помимо действия фона также возможны более или менее частые вспышки активности за счет столкновения Земли с плотными свежими шлейфами потока. Как правило, это происходит вблизи точек перигелия родительского объекта (кометы и пр.).

Если же орбиты частиц шлейфа и родительского объекта являются короткопериодическими и подверженными значительным возмущениям, то орбита родительского объекта постоянно претерпевает существенные изменения и он не «запыляет» одну и ту же область пространства. В свою очередь, сильные гравитационные возмущения, которым подвергается шлейфы таких потоков, разбрасывают их частицы в разные стороны и препятствуют формированию устойчивого замкнутого кольца частиц. Такая ситуация характерна прежде всего для комет семейства Юпитера.

В случае близости орбиты такой кометы и земной орбиты на Земле возможны проявления вспышечной метеорной активности. Иначе говоря, данный поток не обладает фоновой активностью (или обладает крайне незначительным уровнем фона), но может в отдельные годы давать сильные вспышки активности благодаря столкновению Земли со свежими шлейфами родительской кометы.

Частицы, входящие в поток, движутся по параллельным траекториям, а для земного наблюдателя рождаемые ими метеоры выглядят вылетающими из одной точки на небе, которая называется радиантом метеорного потока. Наличие радианта связано с эффектом перспективы, также как параллельные рельсы сходятся для наблюдателя в одной точке на горизонте. Радиант является одним из важнейших параметров метеорного потока, а его положение на небе зависит от орбиты сталкивающихся с Землей частиц потока. Видимая скорость метеоров потока – это тангенциальная составляющая их реальной скорости. Она зависит от того, насколько близко от радианта появился метеор. Метеоры, появляющиеся точно в точке радианта, летят прямо на наблюдателя, поэтому тангенциальная составляющая их скорости равна нулю и для наблюдателя они видны как вспыхивающая и погасающая точка в области радианта. Такие метеоры называются стационарными и заметить их сложнее, чем обычные метеоры, из-за особенностей человеческого зрения, лучше воспринимающего движущиеся объекты.

Чем дальше появляется метеор от радианта, тем выше его видимая скорость, поскольку тангенциальная составляющая реальной скорости будет расти. Она становится равна реальной скорости при положении радианта около горизонта. В этом случае радиальная составляющая скорости метеора становится равной нулю и метеор летит перпендикулярно оси зрения земного наблюдателя. Такие метеоры называются грейзерами (от англ. graze – слегка касаться, задевать), они летят параллельно поверхности Земли, поэтому они обычно не входят глубоко в атмосферу, а как бы цепляют ее. Эти метеоры часто выглядят довольно эффектно для земного наблюдателя – быстрые, с длинными треками, летящие несколько секунд – они могут прочертить все небо в своем полете. Но, как и любая крайность, такие метеоры появляются редко. И только во время действия крупных метеорных потоков, когда их радиант рядом с горизонтом, количество грейзеров может быть сравнительно большим. Несмотря на невозможность проводить полезные наблюдения активности потока из-за низкого положения радианта, многие наблюдатели метеоров специально уделяют время периоду, когда возможно появление грейзеров, просто из эстетических соображений.

Положение радианта определяется с помощью стандартных экваториальных небесных координат – склонения и прямого восхождения. Подробнее эти понятия рассмотрены в нашем пособии [1]. Однако, координаты радианта не постоянны, а постепенно меняются в течение периода действия потока. Это изменение называется дрейфом радианта и представляет собой смещение точки радианта относительно звезд вследствие движения Земли по орбите вокруг Солнца. Поскольку положение радианта непостоянно, в таблицах с характеристиками метеорных потоков приводятся координаты радианта на момент максимума, а в периоды, далекие от максимума, реальное положение радианта может довольно сильно отличаться от табличного. Наиболее подвержено изменению прямое восхождение, которое меняется в сторону увеличения. Также в сторону уменьшения или увеличения может меняться и склонение, хотя абсолютные суточные значения дрейфа радианта по склонению сравнительно невелики по сравнению с прямым восхождением. Наиболее быстрым является дрейф радиантов, расположенных около небесного экватора, а если радиант расположен около небесных полюсов, то дрейф незначителен или полностью отсутствует.

Те координаты радианта, которые указаны в таблицах на момент максимума – это т.н. теоретические координаты. Реальные координаты, получаемые по наблюдательным данным, обычно несколько отличаются от теоретических. Во-первых, это связано с погрешностью, присущей в большей или меньше мере любым наблюдениям метеоров (так как траектория метеоров и их видимая скорость фиксируются с некоторой ошибкой). А во-вторых, радианту присущ эффект «зенитного притяжения». Он связан с тем, что в земной атмосфере частица, вызвавшая метеор, движется по прямой, только если ее траектория движения направлена точно к центру массы Земли. В остальных случаях частица движется по кривой, поскольку на нее воздействует сила земного тяготения. В результате для земного наблюдателя положение радианта на небе сдвигается в сторону зенита (точки с высотой 90°) по сравнению с теоретическими координатами. Этот сдвиг тем значительнее, чем сильнее искривлена траектория частицы. А более сильное искривление происходит во-первых, при более низких собственных скоростях частицы (т.е. чем медленнее метеоры потока, тем выше для них эффект зенитного притяжения, при прочих равных). Во-вторых, эффект зенитного притяжения растет при уменьшении высоты радианты, поскольку в этом случае увеличивается расстояние между траекторией метеора и центром массы Земли. Приближенная формула для определения величины зенитного притяжения была получена итальянским астрономом Джованни Скиапарелли в XIX веке. Она выглядит следующим образом:

Ф ормула 1

в которой Z – угол сдвига наблюдаемого радианта по сравнению с теоретическим, Z_o – угол отклонения от зенита наблюдаемого радианта, Vg – геоцентрическая скорость метеоров потока на бесконечном расстоянии от Земли, W – скорость метеора на некоторой высоте h, увеличенная действием земного тяготения. Если выразить Vg и W в километрах в секунду, то они связаны между собой следующим образом:

Формула 2

В формуле 2 взяты следующие значения констант: h=100 км (типичная высота возникновения метеора), r_E=6378 км (радиус Земли), GM_E=3,986*10⁵ км³/с² (гравитационная постоянная, умноженная на массу Земли) [8]