Главная » 2014»Июль»30 » Скачать Интерпретация наземных наблюдений метеоров и болидов. Грицевич, Мари Игоревна бесплатно
00:19
Скачать Интерпретация наземных наблюдений метеоров и болидов. Грицевич, Мари Игоревна бесплатно
Интерпретация наземных наблюдений метеоров и болидов
Диссертация
Автор: Грицевич, Мари Игоревна
Название: Интерпретация наземных наблюдений метеоров и болидов
Справка: Грицевич, Мари Игоревна. Интерпретация наземных наблюдений метеоров и болидов : диссертация кандидата физико-математических наук : 01.02.05 / Грицевич Мари Игоревна; [Место защиты: Институт математического моделирования РАН] - Москва, 2009 - Количество страниц: 117 с. 2 ил. Москва, 2009 119 c. :
Объем: 119 стр.
Информация: Москва, 2009
Содержание:
Введение
Глава 1 Метод интерпретации фотографических наблюдений
11 Аналитическое решение основных дифференциальных уравнений движения'!
12 Новый метод определения динамических параметров метеорных тел по данным наблюдений
13 Интерпретация наблюдений дробящихся метеорных тел
14 Сопоставление оценок, полученных при помощи различных методов по одним и тем же наблюдательным данным
Глава 2 Определение основных параметров метеороидов Прерийной и
Канадской сетей
21 Аппроксимация светящегося участка траектории
22 Оценка внеатмосферной массы метеорного тела
23 Оценка характерных высот, соответствующих различным режимам обтекания
24 О динамической массе в нижней части траектории болида
Глава 3 Модель движения болида Нойшванштайн в атмосфере
31 Краткое описание болида Нойшванштайн
32 Ранние модели
33 Подбор динамических параметров и оценка начальной массы болида Нойшванштайн
Глава 4 Признаки выпадения метеоритов (по светлой части траектории)
41 Данные наблюдений
42 Аппроксимация наблюдаемых траекторий
43 О форме метеорных тел и возможной роли вращения в полете
44 Оценки начальной массы
45 Вычисление ускорения метеорного тела
46 Значение массы в нижней точке аппроксимируемых наблюдений
47 Обсуждение результатов
Введение:
Для наблюдений метеоров организовывается работа фотографических патрульных служб, состоящих из нескольких станций. Станции располагают на достаточно большом расстоянии (порядка 100 км) и снабжают специальными камерами, непрерывно фотографирующими значительную часть неба. Такого рода наблюдения ведутся в географически различных регионах уже более полувека, при этом интенсивно развиваются как сами болидные сети, так и инструментальные методы наземных наблюдений. К сожалению, гораздо более скромными темпами совершенствуются методы обработки зарегистрированных наблюдателями данных. Так, при помощи существующих методов интерпретации наземных наблюдений метеоров и болидов, до сих пор удалось найти всего лишь несколько метеоритов, полет которых в атмосфере успели зарегистрировать специальные фотографические камеры.
Впервые наблюдения с двух станций начали в Гарвардской обсерватории, США (Harvard Meteor Project) в 1936 году и под руководством Ф. Уипп-ла регулярно проводили до 1951 (Jacchia, Whipple, 1956). С 1951 года аналогичная работа выполнялась в Чехословакии (Ceplecha, 1961), где 7 апреля 1959 года камеры метеорного патруля Астрономического института Академии наук зафиксировали яркий болид Пржибрам (CZ 19590407). Экстраполяция наблюдаемого участка траектории на поверхность Земли привела к обнаружению четырех фрагментов метеоритного тела общей массой 5,8 кг. Атмосферная траектория и орбита в Солнечной системе этого метеорита были точно вычислены. После этого, специально для фотографической регистрации ярких метеоров, было решено создать сеть станций на среднем западе США. Работой системы, состоящей из 16 станций, руководила Смитсониан-ская астрофизическая обсерватория (Мак-Кроски и др., 1978, 1979). За все время работы, с 1963 по 1975 год, Прерийная сеть зарегистрировала более 2700 базисных метеоров, из которых на поверхности Земли обнаружили только Лост Сити (PN 40590), полет которого был сфотографирован 3 января 1970 года.
Достаточно подробное описание Канадской сети MORP (Meteorite Observation and Recovery Project), дано в работе (Halliday и др., 1978). С 1971 по 1985 год шестьдесят камер, установленных на 12 станциях этой сети, следили за небом, собирая информацию о притоке метеорного вещества. Более тысячи ярких болидов были зарегистрированы с двух и более различных станций. Успех по обнаружению выпавших метеоритов пришелся на Канадскую наблюдательную сеть лишь при регистрации болида Иннисфри (MORP 285) 6 февраля 1977 года (рис. 16). Спустя 12 дней авторами (.Halliday и др., 1977) был найден первый фрагмент метеорита.
Одновременно с Прерийной сетью США с 1963 года развивалась Чешская болидная сеть, превратившаяся позже в Европейскую сеть из 43 станций на территориях Чехии, Словакии, Германии, Бельгии, Нидерландов, Австрии и Швейцарии. Сеть действует по настоящее время. Очень яркий болид (EN 060402), был сфотографирован камерами Европейской сети 6 апреля 2002 года (рис. 1а). Спустя три месяца был обнаружен метеорит, получивший название Нойшванштайн {Spumy и др., 2002, 2003). Таким образом, за все время это четвертый метеорит, полет которого в атмосфере Земли успели запечатлеть специальные фотографические камеры.
Отметим, что несколько болидов, после которых также были найдены метеориты, были сняты видеокамерами случайных наблюдателей: Пикскилл, США, 1992 СBrown и др., 1994), Моравка, Чехия, 2000 (Borovicka и др., 2003), Вильябето де ла Пенья, Испания, 2004 (Llorca и др., 2005).
В настоящее время развивается спутниковая система наблюдений, оснащенная инфракрасными и оптическими датчиками, регистрирующими яркие вспышки в атмосфере. Серьезным недостатком этой системы является отсутствие динамических данных о движущихся болидах. Спутниковой сетью было отмечено падение метеоритов Сэнт Роберт, Канада, 1994 {Brown и др., 1996), Юанченг, Китай, 1997 (Wacker и др., 1998), Тэгиш Лэйк, Канада, 2000 СBrown и др., 2002), Парк Форест, США, 2003 {Simon и др., 2004) и др. Болиды Моравка, Сэнт Роберт, Тэгиш Лэйк, Парк Форест, кроме того, наблюдались большим количеством очевидцев. В таблице 1 приведена общая информация для 9 метеоритов, падения которых инструментально зафиксированы с достаточной для определения орбит точностью.
Помимо перечисленных болидных сетей в 1997 году была создана наземная сеть в Испании {Trigo-Rodriguez и др., 2005) - Spanish Photographic Meteor Network (SPMN). С 2002 года регулярные наблюдения осуществляет Polish Fireball Network (PFN) в Польше {Wisniewski и др., 2003) и с 2003 года Desert Fireball Network в Австралии {Bland, 2004). Существует также болид-ная сеть Великобритании, организованная астрономами-любителями в 1973 году {Hindley, Houlden, 1977). Регистрация метеоров активно проводилась Институтом астрофизики Академии наук Таджикистана {Babadzhanov, 1986). За время функционирования болидных сетей сфотографированы тысячи болидов. Много раз анализ кинематических, динамических и фотометрических характеристик болидов, полученных в результате изучения наблюдаемых данных, указывал на факт выпадения метеорита на поверхность Земли {Wetherill, ReVelle, 1981; Ceplecha и др., 1983; Halliday и др., 1989а, 1996 и др.). К сожалению, метеориты не были обнаружены. А между тем основной целью болидных сетей было снабжение точными данными об атмосферной траектории, с помощью которых вероятное место выпадения метеорита на поверхности может быть вычислено с большей достоверностью и гораздо быстрее, чем путем сбора и анализа показаний случайных очевидцев падения {Halliday и др., 1978). Прерийная сеть США в принципе некоторое время фигурировала под названием «Prairie Meteorite Network» {McCrosky, Boeschenstein, 1965), затем название изменилось на менее оптимистичное: «Prairie Network» {Мак-Кроски и др., 1978; Мак-Кроски и др., 1979; Wetherill, ReVelle, 1981).
Качественные снимки наиболее ярких и длительных метеоров подвергаются последующей обработке. В результате, информация об их спуске в атмосфере подается сразу в виде таблиц, содержащих детальные динамические и фотометрические данные наблюдений на светящемся участке траектории. Опубликованные табличные данные служат основой для дальнейшего, более глубокого анализа.
Существующие методы интерпретации фотографических данных можно условно разделить на две группы. К первой относятся фотометрические методы, использующие светимость метеора. До последнего времени в большинстве работ по исследованию метеорных явлений принимался следующий подход к определению начальной массы тела по данным наблюдений. Предполагалось, что в каждый момент времени наблюдаемая интенсивность свечения метеора пропорциональна изменению его кинетической энергии, а именно: =-? d{MVz / 2) dt fV2dM .^dV^
•-+ MVv 2 dt dt j
0.1) где M— масса, V - скорость, г - коэффициент эффективности излучения. Далее начинался решительный отход от физического содержания явления метеора. Во-первых, предполагалось, что расходом энергии на торможение можно пренебречь, и второе слагаемое в правой части (0.1) отбрасывалось.
Во-вторых, величина коэффициента эффективности излучения т считалась универсальной, т.е. применимой для всех метеоров. В результате начальная масса метеорного тела вычислялась по известной фотометрической формуле: где интеграл берется по всему видимому участку атмосферной траектории: от времени погасания tj до времени появления метеора t0. Одним из аргументов в пользу применимости формулы (0.2) считается качественное свойство метеорных спектров, состоящее в преобладании линий элементов, входящих в состав большинства метеоритов. Отсюда делается вывод, что преобладающий вклад в свечение метеора при его движении в атмосфере с большой скоростью дает излучение паров материала тела, возникающих вследствие испарения его поверхности. При этом игнорируются другие возможные источники излучения, в частности, излучение атмосферного газа ударного слоя около обтекаемого тела. В научных статьях формула (0.2) используется без каких-либо ссылок на первоисточник, а в ряде работ приводятся сразу готовые расчеты фотометрических оценок, без упоминания самой формулы (например, Halliday и др., 1996). Другими словами, при анализе метеорных явлений, в том числе сопровождающихся заметным торможением, фотометрическая формула получила достаточно широкое распространение.
На ранних этапах интерпретации светимости метеорных тел величина коэффициента эффективности излучения г вычислялась согласно работе Эпика (Opik, 1955, 1963) на основе простейшей модели свободно-молекулярного обтекания сферы {Opik, 1933) с экспериментальной калибровкой для масс порядка 1 грамма {Ayers и др., 1970), где по наблюдаемым кривым блеска искусственных метеоров из никеля и железа пытались аппроксимировать т линейной зависимостью от V. В результате чего приняли: t=t0V,
0.2) где то=1019, а непосредственные расчеты проводили по табличным данным по формуле {McCrosky, Posen, 1968 и др.):
Затем предположение свободно-молекулярного обтекания было естественным образом перенесено на крупные метеорные тела, проникающие и продолжающие свечение в достаточно глубоких слоях атмосферы, вплоть до 15-20 км над уровнем моря. Под воздействием явного несоответствия расчетов, произведенных по формулам (0.2)-(0.3), другим оценкам динамической массы, обеспечивающей наблюдаемое торможение (см., например, работу {McCrosky и др., 1971) по оценке начальной массы метеороида Лост-Сити), конструировались более сложные выражения для т {Halliday и др., 1996; Се-plecha, ReVelle, 2005) в виде все усложняющихся зависимостей от переменных метеора на траектории. Однако ошибочной сути дела это не меняло, так как нет никаких оснований считать величину коэффициента г универсальной, не зависящей от конкретных условий развития метеорного явления. Физически понятно, что коэффициент эффективности излучения г должен существенно зависеть не только от скорости тела, но и от других параметров: плотности атмосферы, размеров тела, его химического состава (в случае, когда вклад излучения паров материала тела ощутим) и др.
В работах {Грицевич, Стулов, 2006; Гргщевич, 20086) при помощи различных динамических подходов показано, что основная часть светящегося сектора траекторий крупных болидов лежит в условиях обтекания в режиме сплошной среды, а условие свободно-молекулярного обтекания, необходимое для корректной интерпретации светимости, находится вне его пределов. Поэтому физико-механические параметры крупных болидов, полученные на основе вычисленной фотометрическим методом массы, крайне не надежны.
Наглядным примером здесь служит исследуемый ниже болид Пржибрам. Наибольший найденный фрагмент, Луги, был приписан второй по яркости траектории, в результате чего полагали, что в области падения должен быть найден метеорит весом примерно 100 кг, соответствующий наиболее яркой траектории {Ceplecha, 1960). Вероятность того, что метеорит такого размера не нашли, с учетом тщательности поисков, крайне мала. В аннотации к следующей работе {Ceplecha, 1961) сказано, что "определение общей массы всех метеоритов, а в частности массы основного, не найденного тела, не надежны".
Динамическую» группу образуют методы, в которых масса тела определяется на основе анализа наблюдаемого торможения в атмосфере. Основным недостатком этих методов служит необходимость априорного задания плотности тела и коэффициента его формы, которые прямо из наблюдений не определяются. Динамические методы часто применяются в случаях, когда ожидается выпадение метеоритов, например, в работах {Цеплеха, 1978; We-therill, ReVelle, 1981; Halliday и др., 1989а; Halliday и др., 1996), где масса оценивается непосредственно из проекции уравнения движения (в пренебрежении силой притяжения) на касательную к траектории:
Здесь М, V, S - масса, скорость и площадь миделева сечения тела, cd -коэффициент сопротивления, ра - плотность атмосферы, соответствующая рассматриваемой высоте. Опишем несколько алгоритмов определения динамических масс, встречающихся в литературе и не использующих величину коэффициента эффективности излучения г. Первый приведен в {Halliday и др., 1996). В таблице 6 работы {Halliday и др., 1996) содержатся динамические и фотометрические данные, полученные в результате обработки снимков Канадской наблюдательной фотографической сети для 62 болидов «со значительной конечной массой». Форма тела во время движения считалась постоянной, что позволяет, вводя коэффициент формы тела - A=S-pm2/3/M3/3, переписать уравнение торможения (0.4) следующим образом:
3 ( „ тл2 Л3
Р2 г т рГ
Кроме того, для каждого из рассмотренных авторами болидов полагалось, что Cd = 1, плотность тела рт = 3,5 г/см3, а его форма — прямоугольный параллелепипед, со сторонами 2L, 3L и 5L и фронтальной плоскостью 3L х 5L (вообще говоря, при обтекании тела такой формы коэффициент сопротивления Cd больше единицы {Ждан и др., 2007)). Подстановка этих значений в (0.5) дает {Halliday и др., 1996):
Значения ускорения Vb работе {Halliday и др., 1996) были получены численным дифференцированием. Относительно самой возможности получения динамических оценок массы авторы высказываются весьма скептически: "оценки динамической массы имеют значение только когда ускорение достаточно велико и может быть вычислено с некоторой точностью. Поэтому метод применим только для нижней части наблюдений, но не вплоть до последней точки, где значение ускорения хорошо не известно". Авторами приводятся оценки динамической массы не более чем в нескольких точках движения, так например, для болида MORP 925, летевшего с небольшим, относительно других, ускорением, результаты расчетов для ускорения и динамической массы отсутствуют. На основании полученных таким образом оценок, авторы приводят значение конечной массы наибольшего фрагмента метеороида. Предполагаемая общая масса выпавших фрагментов вычислялась на основании работы {Halliday и др., 1989b), где предложено рассчитывать массу, достигшую поверхности Земли, как произведение динамической оценки конечной массы наибольшего фрагмента на некоторый коэффициент Т. Значения вменяются в пределах от 1,25 до 4, в зависимости от массы наибольшего фрагмента (от 0,05 до 20 кг), более подробное соответствие указано в {Halliday и др., 1989b, table 3). Например, значение конечной массы наибольшего фрагмента для Иннисфри, согласно расчетам (0.6), оказалось 1,7 кг {Halliday и др., 1996), суммарная «выпавшая масса» - 5 кг. Внеатмосферная масса тела оценивалась авторами как сумма фотометрической и конечной динамической (с поправкой в Г раз) масс.
Похожий алгоритм описан в работе {Wetherill, ReVelle, 1981). Исследование данных Прерийной сети США основано на предположении, что среди сфотографированных болидов присутствует достаточное число хондритов, с плотностью около 3,7 г/см3. При расчетах авторами использовалась модель сферической формы метеороида с ^4=1,209, cj = 0,92. Как и прежде, использовалось предположение о неизменности формы тела. Подстановка этих значений в (0.5) позволяет однозначно вычислить значения динамической массы болида в заданной точке по известным значениям скорости, ускорения и плотности атмосферы:
В {Wetherill, ReVelle, 1981) далее определялась внеатмосферная масса следующим образом: коэффициент абляции сг для всех рассматриваемых бо
2 ^ лидов полагался одинаковым и равным 0,02 с /км", далее независимо вычислялись оценки начальной массы тела по формуле:
Mdao = Md exp(c7 / 2{Ve2 - V2)) (0.8)
После чего внеатмосферная масса тела приравнивалась среднему значению полученных оценок.
Специалисты Европейской болидной сети долгое время предлагали вычислять наряду с фотометрическими массами динамические массы зарегистрированных болидов по формуле {Цеплеха, 1978; Ceplecha и др., 1987 и ДР-):
0.9) г т V где значение рт, в зависимости от введенного и определяемого ими по атмосферной траектории типа метеорного тела, принималось равным 3,7 г/см3; 2,2
•5 "5 'З г/см ; 0,6 г/см и 0,2 г/см для типов I, II, IIIA и IIIB соответственно. Из структуры выражения (0.9) и, в частности, из сопоставления (0.9) и (0.5), видим, что значение произведения A-Cj, предлагаемое авторами {Цеплеха, 1978; Ceplecha и др., 1987), постоянно вдоль траектории и составляет 2,4. В дальнейшем {Ceplecha и др., 1993) был развит метод гросс-фрагментации, учитывающий дробление (результат применения которого дал невероятный результат при обработке наблюдательных данных по болиду Моравка {Borovicka, Kalenda, 2003): масса тела внезапно исчезает в одной точке, в то время, как на самом деле было обнаружено 6 индивидуальных фрагментов метеорита), а также другой подход {Ceplecha, ReVelle, 2005), изначально включающий фотометрическую формулу в решаемую численно систему основных уравнений метеорной физики.
Наконец, отметим целесообразность динамических подходов, введенных в работах {Кулаков, Стулов, 1992; Стулов и др., 1995 и др.). В цитируемых работах сначала, путем сравнения расчетной траектории в переменных v, у (безразмерные скорость и высота) с наблюдаемой, определяются динамические параметры, позволяющие потом оценить массу тела. С этой целью было описано несколько различных схем метода наименьших квадратов, построенных, в качестве теоретической траектории, на основе приближенного решения уравнений метеорной физики (аппроксимирующем зависимость самого решения от параметра Р линейной функцией):
3> = 1паг-1п(-1пу) + 0,83^(1-у) (0.10)
Так, при обработке данных наблюдений болидов Прерийной сети США, в том числе и Лост Сити, в {Стулов и др., 1995) составлялась сумма квадратов разностей между vHi, вычисленными из наблюдений и vHi(yHi,a,P), рассчитанных с помощью функции, обратной (0.10):
Q2{a,p)^\ym-vHl{ym,aM i=i
Бесспорным преимуществом подхода (Кулаков, Стулов, 1992; Стулов и др., 1995) является необходимость априорного задания лишь начального коэффициента формы тела. К недостаткам можно отнести ограниченность области допустимых значений параметра Д при которых выражение (8) имеет физический смысл {Грицевич, 2006).
Поскольку запуск новых искусственных метеоров с заранее известной массой потребовал бы больших материальных затрат, в литературе по физике метеоров большой популярностью пользуется так называемая «калибровка» величины коэффициента эффективности излучения т, призванная согласовать обе шкалы масс. Так, при моделировании траекторий болида Иннисфри {Halliday и др. 1978, 1981) было обнаружено, что величина т меняется вдоль траектории более чем на порядок, предположили о возможной связи между значениями коэффициента эффективности излучения и массой тела, и предложили некоторую новую, по сравнению с (Ayers и др., 1970), формулу т=т(V,M). Также было обнаружено, что значение г являются большими, чем традиционно используемые при вычислении массы метеорного тела. В дальнейшем авторы отказались от «полученного» результата и в своей работе 1996 г. по обработке данных болидов Канадской сети использовали уже другие значения (.Halliday и др., 1996): т= 0, V< 10 км/с; т= 0.04, 10 < V< 36 км/с; т= 0.069(36/F)2, 36 км/с < V.
С аналогичными трудностями столкнулись исследователи при анализе болидов Прерийной сети, США (McCrosky и др., 1971), в частности, при изучении атмосферной траектории метеорита Лост Сити. Сопоставление полной фотометрической массы с суммарной массой найденных фрагментов метеорита свидетельствует о непомерно большом уносе массы в процессе движения в атмосфере. Косвенные исследования уноса массы по измерениям следов космических лучей в метеоритах, а также радиоизотопными методами показывают более умеренные величины потери массы вследствие абляции. Для уменьшения отмеченного расхождения авторы варьировали величину г в фотометрической формуле. Для получения разумных значений внеатмосферной массы метеороида Лост Сити (порядка 50-100 кг) величину т пришлось увеличить в восемь раз. Исследование величины т для Лост Сити в работе (Ceplecha, 1996а) привело к тому, что используемый коэффициент эффективности излучения составил приблизительно 6% при скорости 13 км/с, в то время как значения, используемые для большинства метеоров Прерийной сети были менее 1% при той же самой скорости (Ceplecha, 1996b). В этой же работе автор пишет: "Я представляю здесь серьезное предупреждение не использовать так называемые «фотометрические массы», основанные на эффективности излучения, без полного знания того, как они были получены, и используя их, соответствующее утверждение должно быть сделано в каком-нибудь изданном материале. Исходные достаточно точные данные, полученные фотографической, радарной или теле-регистрацией метеоров, позволяющие определить массы на основе движения тела, называемые «динамическими массами», несомненно, являются предпочтительными, особенно если эффекты фрагментации приняты во внимание".
В настоящее время при оценке массы фотометрическим методом популярны значения г, полученные на основе анализа данных наблюдений Пре-рийной и Европейской болидных Сетей, калиброванных по падению метеорита Пост Сити (Ceplecha, 1996; Ceplecha, ReVelle, 2005). В зависимости от скорости движения болида: V 25,372 км/с предложены различные полуэмпирические формулы для вычисления т по величинам скорости, массы тела, а также плотности атмосферы, отнесенной к значению плотности атмосферы в точке максимальной яркости болида (Ceplecha, ReVelle, 2005).
Обозначим еще два распространенных способа приближения фотометрических оценок массы к динамическим. Во-первых, в некоторых работах интерпретация наблюдений не ограничивается вычислением Mph, а сводится далее к подбору «подходящего» значения плотности метеорного вещества, получаемого из условия равенства динамической и фотометрической масс {Jacchia и др., 1965; Verniani, 1965; 1966; Halliday и др., 1996). Действительно, если масса тела известна, т.е. если принять, что Мрь соответствует истинной начальной массе метеорного тела, то соотношение (0.5) без труда можно переписать в следующем виде {Jacchia и др., 1965; Verniani, 1965):
М1/2 cdPaVLA у . \/2 V
Основным недостатком формулы (0.11) считалась низкая точность значения торможения.
По результатам обработки наблюдений метеоров в (Jacchia и др., 1965) среднее значение плотности метеорного вещества составило для спорадичеЛ ского фона и большинства поточных метеоров около 0,28 г/см .
Полученные таким образом оценки плотности стали основой для более глобальных выводов: «Плотность метеоритов: железные 7,5-8,0 г/см3, железно-каменные 5,5-6,0 г/см3, каменные 3,0-3,5 г/см3. Плотность вещества ме
Плотность потоковых метеорных тел 1 г/см . Есть указания на существоваЛ ние спорадических метеорных тел с плотностью меньше 1 г/см » (Верное, 1983). В недавней работе (Borovicka, 2006) находим следующее заключение: "В итоге, рассчитанные плотности метеорных тел покрывают большой диапазон приблизительно от 0,1 г/см до 3,7 г/см . Железные метеорные тела с плотностями 7 г/см , конечно, также существуют, но они не были непосредственно зафиксированы". Другими словами, расхождения данных научной литературы на эту тему, включая справочники (Аллен, 1977), не сводятся к экспериментальным неточностям, а имеют принципиальный характер.
Второе распространенное объяснение состоит в том, что движется не одиночное тело, а рой близких по размерам фрагментов (например, Волощук и др., 1989). Рой тормозится как одиночный фрагмент, а светится как совокупность фрагментов, т.е. значительно ярче одиночного фрагмента. Такая интерпретация была предложена, например, при изучении наблюдений болида Бенешов, одного из самых ярких болидов (-21 абсолютной звездной величины; для сравнения: блеск Луны примерно - 13, Солнца - 26 абсолютной звездной величины), зафиксированного 7 мая 1991 года чешскими станциями, входящими в состав Европейской болидной сети. Оценка внеатмосферной массы болида по наблюдаемому торможению {Барри, Стулов, 2003), а также с помощью метода гросс-фрагментации {Ceplecha и др., 1993) дала значения не более 100 кг. С другой стороны, расчеты по фотометрической формуле, а также методом радиационного радиуса показывают, что внеатмосферная масса болида Бенешов составляет 4000-15000 кг {Borovicka и др., 1998). В связи с этим фактом в работе {Немчинов, Попова, 1998) сказано: "Вместе с сотрудниками Чешской Ондржейовской обсерватории (главный центр Европейской болидной сети) мы проанализировали данные наблюдений. По торможению тела массу можно оценить в 80 - 200 кг, что противоречит высокой интенсивности излучения болида. Оставалось принять, что метеороид разрушился на большой высоте. Фрагменты летят отдельно, торможение определяется лидирующим фрагментом, и полная масса метеороида гораздо больше, чем масса лидера. Излучение фрагментов суммируется, соответствуя практически всей массе".
В данной работе для определения параметров метеорного тела на основе наблюдений используется решение газодинамической задачи о движении твердого тела с очень большими скоростями в среде с сопротивлением. Внеатмосферная масса определяется путем подбора параметров, характеризующих торможение и абляцию метеорного тела вдоль всего видимого участка траектории. При этом для идентификации динамических параметров метеорных тел используется новый, более совершенный метод обработки наблюдений, развитый автором в работе {Грицевич, 2008а). Представлены случаи, когда разногласия полученных динамических оценок с фотометрическими не могут быть объяснены с помощью перечисленных выше аргументов. В частности, обнаружены крупные болиды с динамической массой, на порядок и более превышающей фотометрическую. Результаты обработки данных для болидов Прерийной и Канадской сетей подтверждают несостоятельность существующей фотометрической шкалы масс.
Сопутствующие явления, состоящие в переходах кинетической энергии тормозящегося и аблирующего тела в другие виды энергии (расходы на диссоциацию, ионизацию воздуха, излучение, образование фрагментов тела и т.п.) следует рассчитывать также на основе достижений современной газовой динамики больших скоростей.
Правильное математическое моделирование метеорных явлений в атмосфере необходимо для последующей оценки ключевых параметров: внеатмосферной массы, коэффициента абляции, эффективной энтальпии испарения вторгающихся тел. В свою очередь, эти данные имеют значение для ряда приложений - исследования астероидно-кометной безопасности, разработки мер планетарной защиты, а также для поиска тел, способных достичь поверхности планеты.
Масштаб» существующих на сегодня расхождений в оценках массы дополнительно проиллюстрирован в таб. 13 этой работы, где, наряду с полученными автором оценками, приведены опубликованные ранее начальные массы для метеоритов Иннисфри, Лост Сити и Пржибрам из разных источников. Описание таб. 13 дано в разделе 4.4.
Цели и задачи работы
Главной целью работы является построение концептуально нового метода обработки наблюдений метеоров и болидов, позволяющего изучать движение метеорных тел и правильно определять их основные параметры. На основе разработанного метода анализируются доступные экспериментальные данные. В частности, в работе проводится:
• исследование и сопоставление основных теоретических зависимостей, используемых при аппроксимациях наблюдаемых траекторий движения метеорных тел,
• определение области допустимых значений параметров задачи, при которых использование применяемого ранее приближенного решения имеет физический смысл,
• расчет по одним и тем же начальным данным новым и предшествующим способом, с целью оценки относительной погрешности последнего на конкретных примерах,
• получение надежных числовых значений параметра уноса массы и баллистического коэффициента по реальным наблюдениям ярких метеоров Канадской болидной сети и Прерийной сети США,
• оценка массы метеорных тел в начальной и в последующих точках траектории,
• оценка характерных высот, соответствующих различным режимам обтекания метеорного тела
Научная новизна работы
Научная новизна работы заключается в разработанном методе обработки наблюдений метеоров и болидов. В основу метода впервые положена и реализована идея аппроксимации данных наблюдений непосредственно аналитическим решением уравнений метеорной физики. В новом методе полностью снято ограничение на величину параметра уноса массы (и на величину коэффициента абляции), что позволило изучить движение метеорных тел и корректно определить их параметры, в том числе и в условиях значительного уноса массы.
Автором впервые получены и выносятся на защиту следующие основные положения:
Получено предельное значение параметра уноса массы, при котором приближенное решение применимо для описания траектории в рамках рассматриваемой модели во всем теоретически возможном диапазоне скоростей.
Сформулирована система уравнений, решением которой определяются искомые параметры метеорных тел; получено достаточное условие, позволяющее проверить корректность найденного решения.
Путем численного решения полученной системы определены значения параметра уноса массы и баллистического коэффициента для ряда фотографически зарегистрированных метеорных тел. Построены новые модели входа для болидов Пржибрам, Лост Сити, Иннисфри, Нойшванштайн.
На основе аналитического решения уравнений метеорной физики получена формула для вычисления ускорения метеорного тела.
Достоверность результатов
Достоверность результатов, представленных в диссертации, базируется на использовании общепризнанных моделей физических явлений, методов и подходов газовой динамики, проверенных численных методов. Все численные методы и программы, использованные при получении результатов, тщательно проверялись на известных решениях и специальных тестах. Правильность выбранных теоретических подходов подтверждается результатами, полученными в работе на основе анализа атмосферных траекторий известных болидов, после фотографической регистрации которых на поверхности Земли были найдены метеориты. В частности, оценки массы болидов, оставшейся в заключительной части траекторий, хорошо согласуются с общей массой обнаруженных метеоритов во всех рассмотренных случаях.
Практическая ценность
Полученные достаточно надежные числовые значения параметра уноса массы и баллистического коэффициента позволяют аппроксимировать имеющиеся наблюдательные данные. Эти значения необходимы для последующей оценки других ключевых параметров таких, как внеатмосферная масса, размерный коэффициент абляции, эффективная энтальпия испарения метеорных тел. Кроме того, владея информацией о массе тела на заданной высоте, в зависимости от его плотности, можно оценить его характерный размер, определяющий режим течения в лобовой части ударного слоя.
Развитый метод по определению динамических оценок, убедительно показывает несостоятельность концепции существующего фотометрического подхода, господствующего сегодня в литературе, и в дальнейшем мог бы способствовать развитию более правильной интерпретации светимости метеорных тел, с учетом основных физических факторов, способных влиять на эту величину.
Апробация
Работы, вошедшие в диссертацию, обсуждались на научных семинарах кафедры аэромеханики и газовой динамики (под руководством академика РАН Г.Г.Черного), кафедры газовой и волновой динамики (под руководством академика РАН Е.И.Шемякина) механико-математического факультета МГУ, на научных семинарах в НИИ Механики МГУ (под руководством академика Г.Г.Черного, проф., д.ф.-м.н. В.П.Стулова), в Институте астрономии РАН (под руководством д.ф.-м.н. М.А.Смирнова), в Институте Небесной механики и расчета эфемерид IMCCE (Париж, Франция), в Институте Математического Моделирования РАН (под руководством проф., д.ф.-м.н. Е.И.Леванова), в Вычислительном центре РАН им. А.А.Дородницына (под руководством д.ф.-м.н. В.И.Зубова), где получили высокую оценку.
Основные положения и результаты, вошедшие в диссертацию, докладывались в школе-семинаре "Современные проблемы аэрогидродинамики", Туапсе, "Буревестник" МГУ, 2006 г., на Ломоносовских чтениях МГУ, 2006 г., на конференции-конкурсе молодых ученых, Москва, НИИ Механики МГУ, 2005, 2006, 2007 гг., на VI-й научно-технической конференции «Молодежь в науке», Саров, ФГУП РФЯЦ-ВНИИЭФ, 2007 г., а также были представлены на ряде международных конференций, в том числе на Европейском конгрессе по науке о планетах в 2006 (Берлин, Германия), в 2007 (Потсдам, Германия) и в 2008 гг. (Мюнстер, Германия), на конференции по Планетарной Защите, 2007 г., (Вашингтон, США), на Международной Метеорной конференции IMC, в 2007 (Бареж, Франция) и в 2008 гг. (Банска-Быстрица, Словакия), на конференции Метеороиды, 2007 г., (Барселона, Испания), на 37-ой Научной Ассамблее Комитета по Космическим Исследованиям (Монреаль, Канада) в 2008 г.
Опубликованные работы отмечены дипломами победителя конкурсов научных работ на присуждение грантов поддержки талантливых студентов, аспирантов и молодых ученых МГУ им. М.В. Ломоносова 2006 и 2007 гг. (цикл статей «Исследование метеорных явлений в атмосфере Земли методами математического моделирования» в 2006 г. и цикл работ «Определение внеатмосферных масс метеороидов на основе наблюдений» в 2007 г.). Дипломная работа автора «Определение внеатмосферных масс болидов Канадской сети» заняла второе место на ежегодном конкурсе курсовых и дипломных работ механико-математического факультета МГУ в 2007 г.
Публикации и личный вклад автора
Представленные в диссертации результаты опубликованы в 25 научных работах. Все основные результаты диссертации опубликованы в ведущих рецензируемых журналах из перечня ВАК. Автором осуществлялась идейная постановка развитого метода интерпретации наблюдений метеоров и болидов, его реализация; написание программы для решения полученных трансцендентных уравнений; проведение численных расчетов; анализ экспериментальных данных и их сравнение с результатами, полученными в рамках других моделей; подготовка текстов публикаций, а также переписка с редакциями журналов и рецензентами.
Структура и объем работы
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы. Работа изложена на 118 страницах, включает в себя 12 рисунков, 14 таблиц, 108 библиографических ссылок.
