Структура высокоскоростных метеорных потоков

• Автор: Ишмухаметова, Марина Геннадьевна
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1998
• Место защиты: Казань
• Количество страниц: 135 с. : ил.

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА I. МЕТЕОРНЫЕ РОИ И МЕТЕОРНЫЕ
ПОТОКИ
1.1. Метеорные рои и их эволюция
1.2. Некоторые соотношения физической теории метеоров
1.3. Основные характеристики структуры метеорного потока
1.4. Краткий обзор наземных методов наблюдений метеоров
1.5. Визуальные наблюдения и их особенности
ГЛАВА И. МЕТОД ОБРАБОТКИ ВИЗУАЛЬНЫХ
НАБЛЮДЕНИЙ МЕТЕОРОВ
2.1. Определение зенитного часового
числа метеоров
2.2. Приведение наблюдаемого числа метеоров к фиксированной звездной величине
2.3. Исследование влияния других факторов на наблюдаемое число метеоров
2.4. Описание метода обработки визуальных наблюдений
ГЛАВА ІН. СТРУКТУРА МЕТЕОРНЫХ ПОТОКОВ
3.1. Структура потока Геминид
3.2.Структура потока Персеид
3.3. Персеиды в годы прохождения кометой Свифта-Туттля перигелия орбиты

3.4. Эволюция потока Персеид по визуальным наблюдениям
3.5.Периодический ноток Леонид
3.6. Эволюция потока Леонид за 130 лет визуальных наблюдений
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

ВВЕДЕНИЕ
По современным представлениям родительскими телами метеорного вещества явл яются кометы и астероиды. Вследствие этого изучение пылевой составляющей имеет очень важное космогоническое значение, так как метеорные тела сохранили информацию о первичном веществе времен образования Солнечной системы в отличие от планет и спутников, претерпевших в процессе аккумуляции и последующего разогрева радикальные минералогические изменения. Другой важный аспект изучения комплекса метеорных тел ~ исследование его динамической эволюции. Эволюцию пылевой составляющей можно проследить на примере изучения метеорных роев. Первым этапом решения этой задачи является наблюдение и определение структуры метеорных потоков и ее изменения с течением времени.
Все наши знания о метеорных потоках основаны на наблюдениях, которые проводят различными методами. Наиболее точными являются инструментальные методы (фотографический, радиолокационный, телевизионный и др.). Однако все они стали широко применяться только с середины нашего века. Вследствие того, что каждый метод имеет свои ограничения, ни один из них не может претендовать на роль универсального.
Исторически сложилось так, что первым и долгое время единственным методом наблюдения метеоров был визуальный. И в настоящее время под эгидой Международной Метеорной Организации проводятся широкомасштабные регулярные визуальные наблюдения всех главных и малых метеорных потоков. Для определения структуры метеорных потоков, скорости частиц которых превышают 50 км/с, визуальный метод является наиболее подходящим. К тому ню, как показала, практика, для наблюдения метеорных штормов, изучения метеорных потоков и подтверждения различных математических моделей роев визуальные наблюдения продолжают играть важную роль.
величины метеора и определяет ту площадь, вне которой метеор данной звездной величины не видев. Поэтому, если в инструментальных методах площадь Е собирающей площадки можно определить через параметры аппаратуры, то при визуальных наблюдениях площадь собирающей площадки представляет собой сумму площадей зон видимости [2}. Вывод о наличии таких зон видимости можно сделать из наблюдений Т.Бакгауза [50], Эпика [87]. По наблюдениям 965 метеоров и звезд И.С.Астапович определил площади зон видимости для звездных величин и для углового расстояния р от 8° до 65° (табл. 1).
Таблица 1. Площади зон видимости для различных звездных величия.
щ 0 +1 4-2 тз 4-4
/> рг 60 ** к 00 50 40
% от полусферы 54 44 33 23 9.3 3
вммо по наблюдениям семи опытных наблюдателей также были проведены специальные исследования вероятности регистрации метеоров в зависимости от ширины поля зрения, его наклона относительно точки зенита и от значения параметра г [73].
Таблица 2. Величина собирающей площадки для различных параметров г.
V Е км2 г Е км2
1.8 62120 2.5 32390
1.9 54750 2.6 30460
2.0 48940 2.7 28790
2.1 44260 2.8 27330
2.2 40450 2.9 26050
Значения величины Е собирающей площадки на высоте И — 100 км при зенитном расстоянии центра поля зрения 40° даны в таблице 2. Ввиду сложности определения величины собирающей площадки в метеорной