Нет надобности объяснять, какое значение имеет возможность определять массы метеороидов в полете и, в частности,— их начальные массы для правильного понимания условий взаимодействия метеороидов с атмосферой, а также для знания распределения их по массам в Солнечной системе. Одним из первых методов определения масс метеороидов является динамический метод. В основе его лежит применение уравнения (3.1), из которого следует М = ^£-. (31.1) Подставляя S из (3.18), получим ^1/3=fs^r- (31.2) dt Если из точных фотографических наблюдений метеора известны v,-jt- и высота ^' п0 котоР°й на основании модели атмосферы можно определить р, то для определения М из (31.2) нужно задать А, Г и б. Обычно принимают А = 1,21 (как для шара), а Г и б задают, исходя из тех или иных предположений. Кроме того, при определении массы по (31.2) предполагается, что А и Г не меняются в ходе полета. При коэффициенте изменения формы \i ф у А А-» М \з it) • <31'3> § 31. ДИНАМИЧЕСКИЕ МАССЫ 319 и при р, <<-g-Л растет в ходе полета [147]. Фактически при расчетах масс метеороидов этим методом изменения А и Г не учитывались. Однако главным недостатком описанного метода является то обстоятельство, что он не учитывает дробления метеороидов. Еще в 1952 г. Ф. Уиппл [491], сравнив полученные этим методом динамические массы с фотометрическими массами, найденными по кривым блеска тех же метеоров (см. § 32), нашел, что динамические массы значительно меньше фотометрических, если принять «нормальную» плотность метеороидов 3,5 г/см3. Чтобы согласовать обе шкалы масс, нужно было сделать одно из следующих трех предположений: а) Плотность большинства метеороидов в действительности значительно ниже 3,5 г/см3 и даже ниже 1 г/см3. Это — рыхлые частицы типа смерзшегося сне^а или пылевого конгломерата. Первая модель метеорных частиц была предложена Ф. Уипплом [491], вторая —Э. Эпиком [426]. б) Коэффициент формы А значительно больше, чем принимаемое обычно значение 1,21 и равен 2—3, т. е. метеороиды имеют (или быстро приобретают в ходе полета) сплющенную форму. Б. Ю. Левин в своей монографии [147] рассматривает это предположение с чисто академической точки зрения (как в принципе возможное, но нереальное), но недавно оно было подробно проанализировано В. Падеветом [434] в применении к болидам Прерийной сети (§ 36). Исследование изменения А в полете было проведено также П. Б. Бабаджановым и В. С. Гетманом [18, 19]. в) Метеороиды испытывают прогрессивное дробление на осколки, существенно меньшие, чем первичное тело. В этом случае торможение, будучи па основании (3.1) пропорциональным отношению S/M, увеличится. Если тело дробится на п равных осколков, то где индексом п отмечены параметры каждого осколка. 320 гл. VI. МАССЫ И ПЛОТНОСТИ МЕТЕОРОИДОВ Уменьшение динамической массы на порядок но срав- нению с фотометрической можно объяснить, уменьшив втрое плотность метеороида или предположив, что он раздробился на 10 равных осколков *). Гипотеза дробления была высказана впервые в 1955 г. Л. Яккиа [352] 100 Г : I 1 1 1 ^ п г Г^^Л J 50Y А \„ \ О Lr^T--1 u ) i i i ^"*п гч -2 -I 0 I 2*3 Puc. 76. Гистограмма распределения отношения Л/ф/Л/д (по Цеп- лехе). и развита в работах Б. Ю. Левина [147, 148] и А. Н. Си- моненко [194, 199]. Все три фактора в принципе могут действовать одновременно, хотя их роль существенно различна. Анализ описанных предположений будет дан в следующих параграфах этой главы. Однако независимо от того, какой из этих факторов наиболее существен, из изложенного ясно, что динамический способ не может дать надежных оценок масс метеороидов. Попытка проанализировать причины различия между динамическими и фотометрическими массами на основе наблюдательного материала была предпринята в 1966 г. 3. Цеплехой [292]. Он использовал каталог 413 ярких метеоров Л. Яккиа, Ф. Верниани и Р. Бригг- са [354L Фотометрические массы брались из самого каталога, динамические вычислялись но формуле (31.2) в (ГЛ)3 предположении ^-4- = 1. На рис. 76 представлена по- *) Осколков может быть л больше, нужно только, чтобы крупнейшие из них, летящие в «голове» метеора, были в 10 раз меньше по массе, чем первичное тело. § 32. ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ МАССЫ 321 лученная 3. Цеплехой гистограмма распределения lg -тт-. д Мф Хотя максимум гистограммы приходится на-д~«10, у д 3. Цеплсха сделал вывод, что простым изменением параметров или их комбинации —^— нельзя устранить Мф большой разброс значений -тт— (в пределах пяти поряд- У7д ков!). Нельзя это сделать и введением поправки за дробление, как это сделал Ф. Вернианп [483] (см. § 20). По 'мнению 3. Цеплехн, дело заключается в том, что метеоры каталога Яккиа, Верниани и Бриггса (р^вио как и использованного им в работе [294] каталога Р. Мак- Кроски и А. Позен [378]) делятся на три группы по признаку их плотности и орбитальных характеристик. Гистограмма отражает наложение друг на друга нескольких распределений, различных для этих трех групп. Работа 3. Цеплехи [294] вызвала оживленную дискуссию между ним и Ф. Верниани [482], к которой мы еще вернемся в этой главе.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Динамические массы» з дисципліни «Фізика метеоритних явищ»
