Meteoroid

Czym jest meteoroid (meteoroide)?  Według obowiązującej definicji jest to małe skaliste, lodowo-śniegowe i/lub żelazne ciało poruszające się po okołosłonecznej orbicie; wg definicji IAU (Międzynarodowa Unia Astronomiczna) są to obiekty mniejsze od asteroid ale większe od atomu; praktycznie ich wielkość mieści się w zakresie od 0,01 mm (mniejsze to pył międzyplanetarny, interplanetary dust) do kilkudziesięciu, kilkuset metrów. Większość meteoroidów powstała w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, tj. ok. 4,5 mld lat temu. Najwięcej z nich pozostało w obszarze pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. pasie asteroid/planetoid oraz w obłoku Oorta i pasie Kuipera. W przypadku kolizji meteoroidu z Ziemią ich średnia prędkość wejścia w atmosferę to ok. 20 km/s (nie mniej niż 11,19 km/s = 40284 km/h – druga prędkość kosmiczna i nie więcej niż 72,8 km/s, która jest złożeniem parabolicznej prędkości ucieczki i prędkości Ziemi na orbicie; zakładając, że wszystkie meteoroidy pochodzą z Układu Słonecznego!).

   Obserwacje z satelitów, zderzenia sztucznych satelitów Ziemi z mikrometeoroidami, obserwacje optyczne i radarowe meteorów, obserwacje obiektów NEO, spadki meteorytów, kratery na powierzchni Ziemi i Księżyca oraz obecnie obserwowane spadki na powierzchnię Marsa, wszystkie te zjawiska mają swoje „źródło” w meteoroidach. Naukowcy od dawna zastanawiali się ile takich małych ciał krąży w Układzie Słonecznym? Ile i jak często wchodzą one w ziemską atmosferę? Jaka masa mikrometeorytów i meteorytów rocznie opada na powierzchnię Ziemi?

Ile tego tam jest?

Odkąd zdano sobie sprawę, że wydarzenia w rodzaju meteorytu Tunguskiego nie są wcale rzadkie oraz że w najbliższym sąsiedztwie Ziemi przelatują obiekty o wielokilometrowej średnicy, powołano specjalne programy obserwacyjne, takie jak NEO, NEAT, LINEAR, Spaceguard i Spacewatch. Wiele danych uzyskuje się z pomocą sztucznych satelitów Ziemi i programów naukowych oraz wojskowych (których główny cel jest inny, niż obserwacje meteoroidów).

  W licznych publikacjach (Bland, Ceplecha, Hughes, ReVelle, Zolensky i in.) badacze meteoroidów i meteorów pokusili się o próbę oszacowania ilości materii docierającej do górnych warstw ziemskiej atmosfery (size-frequency distribution – SFD). Opierając się na wielu źródłach wykorzystujących różne modele i metody detekcji stworzyli oni wiarygodne oszacowanie wielkości i ilości meteoroidów (cząstek, ciał) w sąsiedztwie Ziemi.

Ilość materii wpadająca w górne warstwy atmosfery (SFD)

[Bland+ 2006]

Na podstawie tych danych (obserwacji i modeli) oszacowano ile materii wpada do atmosfery w zadanym przedziale mas. Wykres zamieszczony w pracy Blanda [Bland+ 2006] ilustruje liczbę obiektów jakie wchodzą w ziemską atmosferę w funkcji ich masy (size-frequency distribution – SFD).

  Obserwacje dobrze zgadają się z intuicyjnymi oczekiwaniami. Najwięcej liczebnie będzie więc obiektów mikroskopijnych rozmiarów – pyłu i mikrometeoroidów (dust, micrometeoroids). Najmniej zaś ciał o masach liczonych w miliardach ton – dużych meteoroidów, asteroid. Rozkład SFD ma w skali logarytmicznej charakter niemal liniowy, co też wydaje się intuicyjnie zrozumiałe. Ciała kosmiczne w wyniku wzajemnych kolizji ulegają rozbiciu na mniejsze fragmenty – powiększa się ich liczebność. Również zachodzi proces odwrotny, ciała w wyniku kolizji i akrecji będą łączyć się w większe agregaty. Po dostatecznie długim czasie, a tego Układ Słoneczny miał dużo, ustala się pewien stan bliski równowagi, który możemy dzisiaj obserwować w postacie liniowej zależności.

  Do danych SFD w zakresie mas 10^–1–10¹⁵ kg można dopasować liniową funkcję postaci: N~βm^α, gdzie N to liczba ciał o masie m. Współczynnik α w formule ma oczywiście wartość ujemną, ale większą od –1^[f], co można interpretować następująco: „liczba ciał N maleje wolniej niż ich masa”. Zatem największy wkład w ogólną masę mają obiekty największe, tzn. o masach 10¹²–10¹⁵ kg (kamienne, stony i węgliste, carbonaceous) i 10⁴–10⁷ kg (ciała kometarne, cometary). Wkład obiektów o masach poniżej 1 kg do całkowitej ilości materii opadającej na powierzchnię Ziemi jest mało znaczący.

  Z wykresu SFD można odczytać wiele ciekawych, a często zaskakujących danych:

• codziennie w atmosferę Ziemi wchodzi około 100 obiektów o masie 1 kg;

• średnio raz dziennie mamy zdarzenie z udziałem ciała o masie kilkuset kilogramów;

• średnio raz w roku ciało o masie kilkuset ton wywołuje w atmosferze eksplozję porównywalną z wybuchem bomby atomowej w Hiroszimie (~15 kTNT) (kilka lat temu podobne zjawisko miało miejsce nad Filipinami. Rejestrujemy takie zdarzenia stosunkowo rzadko, ale to ze wzglądu na fakt, że wbrew intuicji, procent powierzchni Ziemi uznawany „za zamieszkały” to ledwie kilka procent (ale to temat na osobne hasło ;-);

• zdarzenie typu meteorytu Tunguskiego (rozpad w niskich warstwach atmosfery ciała kamiennego o masie >10⁸ kg wyzwalającego energię kilkunastu MTNT) zdarza się co 500 lat.

Wspomniana wcześniej zależność liniowa liczby obiektów N od ich masy w szerokim ich zakresie, widoczna na wykresie SFD, jest zbyt ogólnym modelem. Na przytoczonym wykresie widać wyraźnie, że zależności liniowe występują dla określonych przedziałów mas – o innych parametrach dla różnych zakresów. Na przykład, dla dwóch interesujących z meteorytowego punktu widzenia zakresach mas, empiryczne formuły wyglądają następująco – liczba obiektów N o masach m [kg] wchodzących w atmosferę Ziemi wynosi:

log N = –0,480 log m + 4,568,      dla mas <3 kg    (α = –0,480)
log N = –0,926 log m + 4,739,      dla mas 3 kg < m < 1,7×10¹⁰ kg    (α = –0,926)

Taką zmianę zależności N~βm^α od wielkości obiektu można interpretować np. w oparciu o dane z obserwacji bolidów i ich typów – ogólnie wynika z nich, że wśród mniejszych meteoroidów odpowiedzialnych za zjawisko bolidu typy skaliste są względnie liczne, natomiast wśród większych ciał znacząco przeważają ciała natury kometarnej. Ale o tym szczegółowo w dalszej części.

  Na pewno za ten zmieniający swoje parametry rozkład, w całym zakresie mas, odpowiada zróżnicowana budowa obiektów. Przecież populacja meteoroidów to cała kosmiczna menażeria^[3]: są tam ciała o różnych rozmiarach, różnej budowie – skaliste, żelazne i żelazno-kamienne, lodowe i lodowo-śniegowe oraz małe ziarna składające się z niemal czystych kryształów minerałów. Również ich historia zderzeniowa może odgrywać istotną rolę.

  Wspomniany wcześniej, trwający dostatecznie długo, proces wzajemnych zderzeń (rozbijania i agregacji) oraz akrecji prowadzi z czasem do ustalenia się względnej równowagi pomiędzy „destrukcją” a „kumulacją”. Parametry tych procesów, „rozdrabniania” i „sklejania” są ukryte w parametrach α i β. Można jednak zaryzykować kilka hipotez (nie zapominając o wielkim wpływie geometrii zderzeń i względnych prędkościach poszczególnych ciał):

• zderzające się bryły lodowo-śniegowe będą miały większą tendencję do sklejania się niż rozdrabniania – wskutek czego w populacji dużych meteoroidów będą one liczniejsze;

• bardzo małe obiekty, będące w zasadzie monomineralne będą łatwiej ulegać fragmentacji powiększając liczebność pyłu;

• w bardzo dużych ciałach również akrecja (przyciąganie grawitacyjne) będzie powodować powiększanie ich masy;

• ciała o bogatej historii, które doświadczyły wielu zderzeń, będą miały wysoki stopień zszokowania i w kolizji łatwiej ulegną znacznej fragmentacji;

• inne będą skutki zderzeń gęstych ciał (np. żelaznych), a ciał lekkich (np. śniegowo-lodowych). Przy tych samych warunkach zderzenia wyzwolona energia będzie inaczej dystrybuowana i wywoła inne skutki;

• znaczna różnica rozmiarów zderzających się ciał może prowadzić do destrukcji lub kumulacji w zależności od tego co było impaktorem a co tarczą;

• jest jeszcze tzw. czynnik skali, uwzględniany m.in. w modelach fragmentacji bolidów. Inna jest podatność na fragmentację ciał małych i ciał dużych o tym samym składzie i budowie;

• liczniejsze małe obiekty doświadczają częstszych zderzeń niż obiekty duże mniej liczne.

  Takich scenariuszy można jeszcze zaproponować wiele.

  Skutkiem tych wszystkich procesów w określonych przedziałach mas, będą występować deficyty jednych typów a nadwyżki innych, co znajduje swoje odzwierciedlenie w danych SFD (patrz wykres w dalszej części).

  Są to oczywiście modele i hipotezy. Rzeczywistość jest dużo bardziej złożona i nie do końca jeszcze zbadana.

Można jeszcze przytoczyć inną użyteczną empiryczną formułę: liczbę obiektów N o średnicy D [m] (w przedziale od 0,05 do 300 metrów) wchodzących rocznie w atmosferę Ziemi dobrze oddaje formuła:

N(>D) = 37·D^–2,7

Zasadniczo wiemy więc ile i jak wielkie są meteoroidy docierające do górnych warstw atmosfery. Natomiast nadal wiemy niewiele z czego się składają, jaką mają budowę i jak była ich historia.

Źródła (sources): [Bland+ 2006]  •  Wikipedia – Meteoroid 

Filtrująca rola atmosfery i brak kompletnej informacji

Informacja o tym co krąży i przelatuje w okolicach Ziemi nadal jest fragmentaryczna. Meteoryty dostarczają nam informacji o typach meteoroidów, ale informacja ta jest mocno przefiltrowana i zafałszowana przez atmosferę Ziemi. Nie wszystko jest w stanie przetrwać starcie z nią. Optyczne obserwacje meteorów i bolidów dostarczają danych o ciałach z wąskiego zakresu mas. Dane dostarczane przez sondy kosmiczne też nie są reprezentatywne. W sferze ich zainteresowań leżą ciała duże i znajdujące się w ich zasięgu. Badania spektroskopowe asteroid też niosą ze sobą ryzyko niemożności uwzględnienia w modelach wielu czynników, które wpływają na ich widmo. Struktura ich powierzchni, jej stopień erozji spowodowany promieniowaniem kosmicznym, nie przekładają się prosto na wyniki laboratoryjnych pomiarów widm meteorytów. Ale to co już wiemy pozwala na snucie różnych hipotez i budowanie modeli.

  Ciała wpadające w ziemską atmosferę mają różny skład: są żelazne, kamienne, lodowe i śniegowe; mają różną budowę: są zwarte lub luźne, jednorodne i zbrekcjowane; przybywają z różnych rejonów i niosą różną energię – wszystkie te czynniki we wszystkich możliwych kombinacjach nie ułatwiają zadania badaczom.

Co spada i dolatuje do powierzchni Ziemi?

Z punktu widzenia badaczy i kolekcjonerów meteorytów interesująca jest informacja, ile i jakie meteoroidy mogą dotrzeć do powierzchni Ziemi i dostarczyć materiału do laboratoriów i kolekcji. Wiemy ile ich jest i jak wielkie są to ciała, wiemy również częściowo jaka jest ich natura.

  Aktualny stan wiedzy pozwala już na budowanie modeli interakcji meteoroidów z ziemską atmosferą. Zagadnienie jest bardzo trudne i obarczone wieloma niewiadomymi. Nie istnieje jedno rozwiązanie, tak jak nie istnieją dwa identyczne meteoryty. Każdy przypadek jest unikatowy.

Bolid EN290903 „Oświęcim”

Typowy raport z obserwacji bolidu [Spurný 2003]

Zarejestrowanie przez stacje bolidowe meteoru/bolidu to dopiero początek żmudnej procedury identyfikacji sprawcy. Na bazie obrazów zarejestrowanych przez rozmieszczone na dużym obszarze kamery, metodami trygonometrii sferycznej wyznacza się rzeczywisty tor obiektu w atmosferze (atmospheric trajectory data) w funkcji czasu. Z tak wyliczonego modelu można już określić podstawowe parametry bolidu i meteoroidu:

• jego początkową prędkość i wysokość na jakiej zaczął być widoczny (punkt początkowy, beginning); prędkość i wysokość na której zgasł (punkt końcowy, terminal); określa się również współrzędne punktów nad którym bolid zaczął i nad którym skończył swój widoczny tor; znajomość geometrii całego zdarzenia pozwala na wyznaczenie kąta pod jakim poruszał się bolid, jak długi przebył odcinek;

• wyznacza się również punkt na sferze niebieskiej z którego pozornie bolid wyleciał, tzw. radiant; pozwala to wstępnie zidentyfikować czy bolid nie należy do jakiegoś znanego roju meteorów;

• co może najistotniejsze z danych tych można obliczyć parametry orbity meteoroidu (orbital data) – półoś wielką (a), mimośród orbity (e), kąt nachylenia płaszczyzny orbity do ekliptyki (i) i inne wielkości definiujące kompletną orbitę . Dowiadujemy się z jakich rejonów Układu Słonecznego przybył, czy należał do jakiejś grupy planetoid.

Bolid EN270579 „Zvolen”

Przykładowa krzywa zmian blasku bolidu [Hughes 1992]

Tyle „geometria”. Następnie z zarejestrowanego obrazu metodami fotometrii konstruuje się krzywą zmian blasku. Zmiany jasności są zapisem oddziaływania zmian gęstości i parametrów atmosfery, zmian sił jakie działają na meteoroid, przebiegiem ablacji i fragmentacji. Jeśli zachodziła fragmentacja, a jakość zapisu przelotu na to pozwala, wyznacza się dodatkowo „trajektorie” i parametry poszczególnych fragmentów. Modelowym przykładem opracowania danych był bolid z którego spadły meteoryty Morávka [Borovička+ 2003]. Autorzy opracowania wykorzystywali obserwacje wizualne i sejsmiczne, wyznaczyli trajektorie dziesiątków fragmentów, rejon spadku. To przede wszystkim dane sejsmiczne pozwoliły określić miejsce spadku. Ale pomimo tego, że z modeli wynikało iż spadło w sumie około 100 kg meteorytów znaleziono tylko 1400 gram.

Tu kończy się domena „praktyków-obserwatorów” a zaczyna pole do działania dla „teoretyków-obliczeniowców”.

  W licznych publikacjach na ten temat autorzy (Bland, Borovička, Ceplecha, Hughes, Popova, ReVelle, Spurný, Zolensky i in.) są świadomi złożoności procesów i różnorodności obiektów do symulacji. Oddziaływanie meteoroidu (bolidu) z atmosferą jest zdeterminowane przez krytyczne parametry, modele fragmentacji i ablacji, zachowanie się ciał o różnej wytrzymałości (od bardzo wytrzymałych do luźnych gruzów), budową (żelazne, zdyferencjonowane, po śnieżne kule) po olbrzymie zróżnicowanie rozmiarów (od pyłków po gigantyczne asteroidy). Jest to problem nietrywialny!

  Bardzo często w trakcie przelotu bolidu, meteoroid ulega procesowi fragmentacji. Takie rozpady w zasadzie następują w kilku oddzielnych etapach, którym towarzyszą efekty dźwiękowe^[4] oraz znaczne pojaśnienia, rozbłyski. Analizy wielu spadków pozwalają dostrzec pewne prawidłowości dotyczące fragmentacji:

• pierwsza fragmentacja zachodząca najczęściej na jeszcze dużych wysokościach ma miejsce przy mniejszym ciśnieniu dynamicznym niż fragmentacje późniejsze. Jest to spowodowane prawdopodobnie faktem, że pierwotna bryła meteoroidu ma luźną strukturę i łatwo ulega rozpadowi;

• na małych wysokościach przy dużo mniejszych prędkościach i przy niższych wartościach ciśnienia dynamicznego również mogą zachodzić fragmentacje; np. w przypadku meteorytu Moravka pierwsza fragmentacja zaszła przy małym ciśnieniu dynamicznym^[5], kolejna przy najwyższym, a kolejna na niskich wysokościach przy pośrednim ciśnieniu;

• często fragmentacja zachodzi jeszcze na ciemnym odcinku, gdy bolid już nie świeci. Okazy meteorytów spadłe z takiego bolidu często mają fragmenty powierzchni nie pokryte skorupą obtopieniowa (proces ablacji nie zachodzi już dla prędkości poniżej 2-4 km/s), nie jest to wynik rozbicia meteorytu podczas upadku na ziemię;

• ........

Źródła (sources): [Borovička+ 2003], [Hughes 1992], [Popova+ 2011], [Spurný 2003]  •  Wikipedia – Planetoida  •  wiki.meteoritica.pl – Morávka

Ile materii dociera do powierzchni Ziemi?

Większość materii docierająca do górnych warstw atmosfery ulega destrukcji i rozproszeniu. Destrukcyjne działanie atmosfery na wchodzące w nią meteoroidy jest trudne do modelowania, ale niewątpliwie większość ciał ulega rozpadowi, a pozostała z tego materia opada na powierzchnię w postaci pyłu, mikrometeorytów i meteorytów. Różne metody oszacowania ilości materii opadającej na powierzchnię Ziemi dają wartość około 10⁸ kg rocznie (~1600 meteorytów wielkości Hoby – 32 tygodniowo!). Dużo!

  Czy to naprawdę dużo? Można to również zobrazować następująco. Zakładając, że przez całą historię Ziemi, tzn. 4,5 mld lat, strumień materii meteoroidowej był stały (co nie jest prawdą, choćby ze względu na okres LHB – wielkiego bombardowania, 3,7 mld lat temu, kiedy to przez kilkaset milionów lat miało miejsce „przemeblowanie” i „czyszczenie” Układu Słonecznego), oraz że spadająca materia jest natury węglistej i ma gęstość 2,0 g/cm³, to skumulowana przez 4,5 mld lat materia utworzyłaby warstwę na powierzchni Ziemi grubości tylko kilkudziesięciu centymetrów! Mało!

Źródła (sources): [Ceplecha 1996]  •  Tim Thompson – Meteorite Dust and the Age of the Earth  •

Typy bolidów – klasyfikacja meteoroidów

Kiedy przeglądamy statystyki spadków i znalezisk, możemy dojść do wniosku, że meteoroidy, które wchodzą w ziemską atmosferę, są skalisto/krzemianowymi obiektami, a od czasu do czasu trafiają się wśród nich obiekty żelazno-kamienne czy żelazne. Ale tak nie jest. Obserwacje meteorów i bolidów wskazują jednoznacznie, że wśród meteoroidów dominują jednak ciała o pochodzeniu kometarnym składające się w znacznej części z lodu i „śniegu”.

  Analiza zarejestrowanych widm bolidów i modele teoretyczne wskazują, że większość ciał wpadających w atmosferę i dających zjawisko meteoru/bolidu to węgliste ciała przypominające meteoryty typu CI i lodowo-śnieżne bryły o małej gęstości i spójności (statystyka ta opiera się na obiektach od 0,1 do 1 metra); źródło: Ceplecha (1994).

Wyróżnia się jeszcze rzadkie podtypy i obiekty, które są w modelach opisywane innymi wartościami parametrów nie „pasującymi” do tych głównych (np. meteoroidy żelazne). Są to obiekty nie tylko o znacząco mniejszych lub większych wartościach współczynnika ablacji, ale również o orbitach niemal parabolicznych (e~0,99) lub dużych nachyleniach do ekliptyki.

Względna liczba meteoroidów podstawowych typów w zależności od ich średnicy [Ceplecha 1994]

Mała liczba zarejestrowanych zjawisk bardzo jasnych bolidów nie pozwala na precyzyjne ilościowe oszacowania, ale można na podstawie dostępnych danych zauważyć pewne trendy (wykres obok). I tak w przedziale wielkości meteoroidu od 0,1 do 1 metra dominują typy II i III, od 1 do 10 metrów praktycznie dominują typy IIIB. W miarę wzrostu wielkości meteoroidu maleje udział typów I i IIIA. Procentowo rozkłada się to następująco:

• dla wielkości 0,1 m: I – kilkanaście procent, II ~30%, IIIA ~35%, IIIB ~20%;

• dla wielkości 1 m: I ~10%, II ~50%, IIIA ~15%, IIIB ~25%;

• i dla wielkości 10 m: I ~2%, II ~30%, IIIA ~=10%, IIIB >60%).

Meteoroidy typu I (kamienne, stony) mają maksimum dla średnicy ~20 cm, typu II (węgliste, carbonaceous) dla około 1 metra. Można zaryzykować stwierdzenie, obserwując na wykresie dysproporcję udziału typów I i II, że statystycznie zgadza się to z obserwacjami liczebności spadków. Znaczny procent spadków chondrytów zwyczajnych (≈stony) to pojedyncze kilkukilogramowe okazy (oczywiście są wyjątki: Pułtusk, Mocs, Jilin), natomiast chondryty węgliste (≈carbonaceous) to często deszcze meteorytów o TKW wynoszącym dziesiątki i setki kilogramów (Allende, Kainsaz, Murchison). Niestety liczniejsze śniegowo-lodowe bryły mają znikome szanse dotrzeć do powierzchni Ziemi, a i znalezione muszą być szybko bo się roztopią i zostanie tylko mokra plama.

Wielkość/masa meteoroidu vs typ

Operujemy masami meteoroidów, a jak są one duże w zależności od ich typu?

Dla obliczeń przyjęto średnie gęstości meteorytów:

• żelazne (iron) – 7,8 g/cm³, średnia gęstość meteorytów żelaznych – stopu Fe-Ni;

• kamienne (stony) – 3,4 g/cm³, średnia gęstość (bulk density^[1]) chondrytów zwyczajnych typu H i L;

• węgliste (carbonaceous) – 2,0 g/cm³, średnia gęstość (bulk density) chondrytów węglistych typu CI;

• kometarne (cometary) – 1,0 g/cm³, gęstość lodu

Meteoroidy

Pas planetoid

Między orbitami Marsa i Jowisza krąży kilka tysięcy planetoid. I to z nich pochodzi większość meteorytów (patrz plansza ciała macierzyste). Planetoidy powstały przed miliardami lat, a silne pole grawitacyjne Jowisza nie pozwoliło im zlepić się w „przyzwoitą” planetę. Jednocześnie ulegały one przeróżnym procesom geologicznym, które zmodyfikowały ich skład mineralogiczny, w niektórych wykształciły się metaliczne jądra, oliwinowe płaszcze i bazaltowe skorupy.
  Ale to nie wszystko. Ponieważ w owym pasie planetek jest całkiem sporo, często dochodzi do kolizji. Nieraz odłupują się od nich odłamki skalne i wylatują w przestrzeń, innym razem pod wpływem zderzeń planetoidy rozpadają się na kawałki, które spadają na większego uczestnika kolizji. Kiedy takie gruzowisko spotka na swej drodze kolejną planetoidę, część materiału zostaje stopiona, część ponownie wybita. Wybite fragmenty mogą trafić na Ziemię. Trzymając w ręku meteoryt z pasa planetoid, miejmy świadomość, że to pierwotny budulec Układu Słonecznego.

(english version)

Ilustracje: Niezerowy moment pędu presolarnej mgławicy uformował olbrzymi dysk, w którym powoli kondensowały cząstki, pyły, okruchy...  •  W przestrzeni pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza pozostał niewykorzystany budulec – planetoidy  •  Planetoida 243 Ida

Źródła: NASA, Internet

Badanie bez dotykania – ciała macierzyste

Trudno polecieć w Kosmos, aby zbadać, skąd pochodzą meteoryty. Można wysyłać sondy kosmiczne, ale jest to niezwykle kosztowne. Naukowcy dysponują już bardzo zaawansowanymi technikami obserwacji. Porównując widmo światła słonecznego odbitego od pokrytej pyłem powierzchni planetoidy z widmem światła odbitego od sproszkowanego meteorytu, można wywnioskować, skąd pochodzi.
  Planetoida 4 Westa ma wyjątkowe widmo odbitego światła, więc wszystkie meteoryty odbijające światło w taki sam sposób, muszą z niej pochodzić. Badania wskazują, że z Westy przywędrowały achondryty z grupy HED – howardyty, eukryty i diogenity (patrz plansza klasyfikacja meteorytów).
  Planetoida 6 Hebe nie jest jedyną planetoidą o danym widmie, ale krąży w takim miejscu pasa planetoid, że odłupane od niej kamienie mogą dotrzeć do Ziemi. Przyjmuje się, że właśnie z fragmentu oderwanego od planetoidy Hebe spadł deszcz meteorytów pod Pułtuskiem w 1868 roku. Baszkówka to być może fragment planetoidy Eros, a Murchison mógł przylecieć z Ceres.

Ilustracje: Schemat pasa planetoid i ciał układu Jowisza  •  Przykładowe widma planetoid i odpowiadające im typy meteorytów  •  Wygląd niektórych planetoid i komet sfotografowanych przez sondy

Źródła: NASA, Lunar and Planetary Institute, Internet

Orbity meteorytów

Najwięcej meteorytów pochodzi z pasa planetoid między Jowiszem a Marsem. Naukowcy policzyli, że krąży tam kilkaset tysięcy obiektów. Te największe, jak np. Westa czy Ceres to planety karłowate, mniejsze to planetoidy, a najmniejsze – asteroidy (poniżej 50 metrów średnicy). Niezależnie od wielkości wszystkie te ciała są skaliste i/lub żelazne, nie mają atmosfery i wędrują po stałych eliptycznych orbitach. Ponieważ w pasie jest spory tłok, często dochodzi do kolizji i planetoidy mogą być wybite w kierunku Ziemi. Na to ogromne gruzowisko poruszające się w przestrzeni oddziałują także wielkie planety, jeśli planetoida dostanie się w obszary nazwane lukami Kirkwooda, kończy swój spokojny żywot na stałej orbicie. W każdym momencie może być wyrzucona w stronę Jowisza albo Ziemi.

Zazwyczaj ludzie nie potrafią opisać na tyle dokładnie jak spadał meteoryt, by można odpowiedzieć na pytanie: skąd przyleciał. Dopiero 50 lat temu, w 1959 r. w Czechach po raz pierwszy sfotografowano bolid, po którym spadł meteoryt Pribram. Pozwoliło to obliczyć, po jakiej orbicie krążył zanim zderzył się z Ziemią. Dzisiaj coraz częściej spadki meteorytów nagrywają automatyczne kamery dozorujące. Wszystkie meteoryty, których spadanie sfotografowano lub nagrano, przyleciały do nas z pasa planetoid.

Ilustracje: Luki Kirwooda

Źródła: NASA, Internet

Spadające gwiazdy

Komety po przelocie pozostawiają w przestrzeni masę kosmicznego śmiecia. Ten mikronowej wielkości pył wpadając w ziemską atmosferę z olbrzymimi prędkościami daje efektowne zjawisko spadających gwiazd zwanych meteorami. Można je obserwować w połowie sierpnia – Perseidy i w połowie listopada – Leonidy. Cały ten krótkotrwały i spektakularny proces ma miejsce wysoko 80–100 km nad naszymi głowami. Cząstki pyłu kometarnego są zbyt lekkie i delikatne, aby można było się spodziewać spadku jakiejś Perseidy lub Leonidy.

Ilustracje: Fotografia deszczu Leonidów w 2002 roku  •  Rycina ze starej książki W 1833 roku zaobserwowano w czasie maksimum roju Leonidów 27000 meteorów na godzinę

Źródło: Internet

Bolid

Codziennie w ziemską atmosferę wpadają miliony ciał. Oczywiście większość to kosmiczne „drobiazgi”, ale co jakiś czas trafiają się większe. Już meteoroid o wadze 1 kg może dać efektowne zjawisko bolidu, czyli bardzo jasnego meteoru. Średnio raz w roku w kolizję z Ziemią wchodzą obiekty o średnicy 10 metrów, które dają eksplozję porównywalną z wybuchem bomby atomowej nad Hiroszimą. Raz na sto lat takie po kilkadziesiąt metrów.

Ilustracje: Bolid EN210199 zarejestrowany przez Europejską Sieć Bolidową (European Fireball Network) w styczniu 1999 roku nad Czechami

Źródła: Pracownia Komet i Meteorów, ISSI, American Meteor Society, Internet

Bolid tunguski

W 1908 roku nad syberyjską tajgą doszło do potężnej eksplozji. O jej sile świadczy fakt, że trzęsienie ziemi obiegło nasza planetę dwa razy, a w atmosferę zostało wyrzucone tyle pyłu, że w Londynie obserwowano białe noce.
  Po kilkunastu latach na miejsce katastrofy tunguskiej dotarła pierwsza ekspedycja. Uczestnicy wyprawy pod przewodnictwem radzieckiego badacza meteorytów, akademika Kulika zobaczyli na miejscu tysiące hektarów powalonych drzew. Do dzisiaj naukowcy snują domysły, co mogło wywołać tak ogromne zniszczenia. Prawdopodobnie była to kometa. Na miejscu nie znaleziono meteorytów.

Ilustracje: Przekrój drzewa z miejsca katastrofy z zaznaczonym słojem z roku 1908  •  Artystyczna wizja eksplozji bolidu tunguskiego nad syberyjską tajgą w 1908 roku

Źródło: Internet

Przypisy

[1]  W mineralogii gęstość minerałów/skał nie jest ściśle zdefiniowana i zależy od ich składu, porowatości i defektów struktury. Stąd do ich opisu stosuje się dwie miary gęstości: gęstość bezwzględną (g/cm³) – stosunek masy do objętości i gęstość pozorną (G/cm³) – stosunek masy do objętości wraz ze znajdującymi się w próbce porami (pustkami) (=gęstość usypowa, bulk density). Różnica pomiędzy gęstością bezwzględną a pozorną jest miarą porowatości (porosity) materiału.

[2]  Ablacja – utrata masy (materii) meteoroidu przez topienie i odparowanie z powierzchni, podczas przelotu przez atmosferę. Na skutek ablacji meteoroid traci większość masy, a nawet wyparowuje całkowicie. W zależności od typu meteorytu i jego wytrzymałości do powierzchnię Ziemi dociera zazwyczaj mniej niż 10% jego masy początkowej. Stopień ablacji (=destrukcji) bardzo silnie zależny od prędkości wejścia meteoroidu w atmosferę. Drugim czynnikiem wpływającym na stopień ablacji jest skład materii z której jest zbudowany meteoroid – większość ciał które wchodzą w atmosferę to są meteoroidy II i III typu (śniegowo-lodowe) a one, w zasadzie, ulegają całkowitej destrukcji. Więcej – Ablacja (ablation).

[3]  Gdyby cała populacja meteoroidów miała taki sam skład i budowę, np. chondrytów zwyczajnych typu H5 i o stopniu szokowym S3, to wykres SFD byłby w całym zakresie mas liniowy i opisany jednym zestawem parametrów. Może z wyjątkiem skrajnych wartości mas ;-) Monokryształ oliwinu nie jest typu H5, a bardzo duży meteoroid (asteroida) zacząłby ewoluować geologicznie modyfikując swój skład i budowę.

[4]  Procesowi fragmentacji towarzyszą efekty dźwiękowe. Nagły rozpad ciał(a) zwiększa powierzchnię ciał(a) która oddziałuje z atmosferą, zdarzenie to powoduje wyemitowanie fali dźwiękowej (the fragmentation events are point source of sonic waves). Jest to proces który odpowiada za towarzyszące spadkom meteorytów charakterystyczne huki, grzmoty i odgłosy wybuchów.

[5]  Ciśnienie dynamiczne (dynamic pressure) q=½ρv² jest proporcjonalne do ciśnienia naporowego (ram pressure) p=ρv².

[f]  W wielu formułach empirycznych występujące w nich wykładniki są często niecałkowite – zależności nimi opisane mają wymiar fraktalny!

Źródła (sources)

[Bland+ 1996, 2006], [Popova+ 2011]  •  [

Własne.