§ 38. МЕТЕОРЫ
ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ МЕТЕОРОВ. СПОСОБЫ ИХ НАБЛЮДЕНИЯ
Всем хорошо известное явление падающей звезды вызывается вторжением в земную атмосферу небольшого космического тела, именуемого метеорным телом или метеорной частицей. Если оно достигает поверхности Земли и будет там найдено, то его называют метеоритом. Более широкий термин метеор включает в себя и само явление и предмет, его вызвавший. Когда это не вызывает недоразумений, мы часто употребляем слово «метеор», имея в виду метеорное тело.
Предельно слабые метеоры, видимые невооруженным глазом, имеют звездную величину около 
. Более слабые относятся уже к телескопическим метеорам. Их наблюдают с биноклем или зрительной трубой с малым увеличением. Метеоры, имеющие видимый блеск 
и ярче, замечают и совершенно неподготовленные наблюдатели. При движении более крупных метеорных тел видимая яркость метеора может достигать значений — 
и больше, сравниваясь с блеском Луны, а иногда они видны и днем. Такие метеоры выглядят не звездой, а огненным шаром больших или меньших размеров со светящимся следом, который может сохраняться в течение нескольких минут и даже до получаса. Их называют болидами.
Один и тот же метеор может быть наблюдаем из многих пунктов с различных расстояний и на различных угловых высотах, что приводит к различным значениям видимого блеска 
метеора.
Чтобы исключить эффект расстояния и атмосферной экстинкции, определяют абсолютную звездную величину М метеора, каким он был бы виден с расстояния 100 км, будучи расположен в зените. Очевидно,
где R — истинное расстояние до метеора, выраженное в сотнях километров, а К — поправка за экстинкцию (редукция к зениту; КПА 290).
Рис. 240. Фотография спектра быстрого метеора (из потока Персеид). Получена 13 августа 1952 г. с помощью камеры, перед объективом которой стояла дифракционная решетка, так что на фотографии имеются следы звезд (косые) и метеора (прерывистые, слева) в нулевом порядке и следы спектров: справа вверху спектр I порядка а Суg, а в центре спектр I порядка метеора с перерывами (как и в прямом следе), которые были сделаны заслонкой, вращающейся перед камерой. Яркие спектральные линии лежат косо, так как направление движения метеора не было параллельно штрихам решетки (спектр совсем не получился бы, если бы движение было вдоль дисперсии, т. е. перпендикулярно к направлению штрихов решетки или преломляющему ребру призмы в случае применения призменной камеры (КПА 156 — 159). В спектре первого порядка слева — сильно передержанный дублет 
и К. который повторяется правее середины во II порядке и на самом краю справа — в III порядке. Примерно через середину рисунка проходит излучение в линии натрия D (дублет слившихся линий 
и 
), еще правее находится разделенный дублет 
и слабые признаки свечения На. Другие линии принадлежат 
и т. д.
Фотографически метеоры ярче, так как они имеют большой отрицательный показатель цвета (от 
до 
), что связано с сильным излучением метеора в фиолетовой части спектра (рис. 240).
Отношение числа метеоров с абсолютной звездной величиной М к числу их с абсолютной звездной величиной 
по очень многочисленным наблюдениям равно 3,7 в области М от 
до 
, снижается до 2,5 для 
и сохраняется таким для более слабых, телескопических метеоров.
Из наблюдений различных групп наблюдателей следует, что Земля встречает за сутки 
метеоров ярче 
, а суточное число метеоров ярче 
равно приблизительно 
. Если учесть также телескопические метеоры, то общее число метеоров до 
, выпадающих на Землю за сутки, достигает примерно значения 
.
Наблюдатель, увидевший метеор, наносит его путь на звездную карту с указанием моментов начала и конца видимости. Для другого наблюдателя видимый путь этого же самого метеора будет смещен вследствие параллакса. Сопоставление того и другого пути позволяет определить пространственную траекторию метеора и среднюю его скорость. При этом выводится высота возгорания метеора и его угасания. Два опытных наблюдателя, разделенных расстоянием 20 км, могут найти эти высоты с ошибкой ±4 км. Как правило, свой путь от начала свечения до конца его метеор проходит без существенного замедления. Зная траекторию метеора и его скорость, можно определить его гелиоцентрическую орбиту до встречи с Землей.
Точность всех подобных определений сильно возрастает, если ведутся из двух (или более пунктов) фотографические наблюдения, при которых метеор сам «наносит» свой видимый путь среди звезд на фотографической пластинке, и все прохождение им этого пути детально описывается в функции времени. С этой целью перед объективом фотографической камеры устанавливается вращающаяся крыльчатка, закрывающая и открывающая его с частотой несколько десятков раз в секунду, в результате чего след получается прерывистым (см. рис. 240) и можно установить величину замедления его движения со временем. Вообще говоря, предельная звездная величина, фотографируемая современными светосильными камерами, значительно уступает предельной визуальной звездной величине. Для получения хорошего метеорного следа часто приходится затрачивать десятки и сотни часов фотографирования. Однако применение камер типа супер-шмидт (КПА 72 и рис. 59 в), очень светосильных, имеющих большое входное отверстие (КПА 39) и очень большое поле, дало возможность получить многие тысячи фотографий метеоров с несравненно меньшей затратой времени (около 1 часа на один метеорный след при средних атмосферных условиях) вплоть до звездной величины 
или 
. Конечно, медленные метеоры имеют более слабую предельную величину. Фотографирование удобно еще и тем, что позволяет точно фиксировать все вспышки метеора вдоль его пути, образование светящихся ореолов и разделение метеора на части.
