Je£li masa pocz╣tkowa meteoroidu przekracza 1000 ton, atmosfera jest w stanie spowolniµ jego upadek jedynie w niewielkim stopniu i przy uderzeniu w powierzchniΩ Ziemi mo┐e on wywo│aµ znaczne zniszczenia. Na szczΩ£cie meteoroidy o tak znacznej masie zdarzaj╣ siΩ niezwykle rzadko; tym niemniej liczne kratery, wystΩpuj╣ce na ca│ej kuli ziemskiej, £wiadcz╣ o tym, ┐e upadki takie mia│y wielokrotnie miejsce w przesz│o£ci. NajwiΩkszym ze znalezionych dotychczas meteoryt≤w by│ meteoryt ┐elazny Hoba, o masie oko│o 60 ton. Pozostaje on nadal w miejscu swego upadku - w Namibii (Afryka po│udniowozachodnia). Meteoroidy powsta│y w trakcie ewolucji wiΩkszych cia│ Uk│adu S│onecznego. CzΩ£µ z nich jest pozosta│o£ci╣ materii tworz╣cej ob│ok protoplanetarny, kt≤ra nie zosta│a wykorzystana przy tworzeniu siΩ uk│adu planetarnego; czΩ£µ meteoroid≤w powsta│a przy czΩ£ciowym lub ca│kowitym rozpadzie planetoid w trakcie ich wzajemnych zderze±. Inne wreszcie meteoroidy powsta│y wskutek rozproszenia materii kometarnej i rozpadu j╣der komet w pobli┐u S│o±ca. Meteoroidy, powsta│e na skutek wspomnianych pierwszych dw≤ch przyczyn, poruszaj╣ siΩ w Uk│adzie S│onecznym po wszelkich mo┐liwych orbitach, wiΩkszo£µ z nich jednak obiega S│o±ce w tym samym kierunku co Ziemia, a ich koncentracja w pobli┐u p│aszczyzny ekliptyki jest wyraƒnie wiΩksza. Meteoroidy zachowa│y zatem pΩd pierwotnego ob│oku protoplanetarnego. Orbity meteoroid≤w pochodzenia kometarnego s╣ ca│kiem inne. Te meteoroidy poruszaj╣ siΩ po orbitach eliptycznych, tylko nieznacznie r≤┐ni╣cych siΩ od orbit macierzystych komet, z kt≤rych powsta│y. Wzd│u┐ orbity macierzystej komety tworz╣ w przybli┐eniu ci╣g│y strumie± z wiΩkszymi lub mniejszymi zagΩszczeniami. Szeroko£µ tego strumienia siΩga kilku milion≤w kilometr≤w. Niekt≤re strumienie meteoroid≤w przecinaj╣ orbitΩ Ziemi i nasza planeta przechodzi przez nie w regularnych odstΩpach czasu. W≤wczas na niebie widzimy tzw. roje meteor≤w. Czas trwania roju meteor≤w zale┐y od szeroko£ci strumienia meteoroid≤w w miejscu przecinania go przez ZiemiΩ, natomiast liczba meteor≤w zale┐y od ilo£ci okruch≤w materii w strumieniu. Ca│kowita masa meteoroid≤w w strumieniu stanowi tylko kilka procent masy macierzystej komety. Dla wielu strumieni meteoroid≤w nie znamy komet macierzystych, gdy┐ rozpad│y siΩ one wcze£niej, nim mog│y byµ odkryte. Rozmiary meteoroid≤w s╣ bardzo r≤┐ne, od wielko£ci najmniejszych planetoid a┐ do py│≤w, a zatem ich £rednice wynosz╣ od kilku metr≤w do kilku mikrometr≤w. Rozmiarom tym odpowiada masa poszczeg≤lnych meteoroid≤w wynosz╣ca od kilkudziesiΩciu ton do mikrogram≤w. Liczba meteoroid≤w jest odwrotnie proporcjonalna do ich rozmiar≤w. PrΩdko£µ meteoroid≤w tylko w wyj╣tkowych przypadkach przekracza prΩdko£µ ucieczki z Uk│adu S│onecznego, wynosz╣c╣ 42 km/s, wiΩkszo£µ tych cia│ jest wiΩc na sta│e zwi╣zana z Uk│adem S│onecznym. Ziemia na swojej drodze wok≤│ S│o±ca ka┐dej doby napotyka kilkaset milion≤w meteoroid≤w. Do atmosfery ziemskiej wpadaj╣ one z prΩdko£ci╣ od 12 do 72 km/s, w zale┐no£ci od tego czy ZiemiΩ doganiaj╣, czy te┐ biegn╣ z kierunku przeciwnego do jej ruchu. Meteoroidy, nawet te o ma│ej masie, maj╣ znaczn╣ energiΩ kinetyczn╣. Przy zderzeniach z atomami i cz╣steczkami wiΩkszo£µ meteoroid≤w wyparowuje ju┐ w g≤rnych warstwach atmosfery. Bardziej masywne meteoroidy wnikaj╣ g│Ωbiej do atmosfery, rozbijaj╣c w niej cz╣steczki azotu i tlenu, a tak┐e cz╣steczki pierwiastk≤w z w│asnej powierzchni, i pozostawiaj╣ za sob╣ £lad podobny do s│upa jon≤w. Na wysoko£ci 120-80 km zderzenia miΩdzy cz╣steczkami atmosfery i przelatuj╣cym cia│em s╣ czΩstsze. îlad zaczyna £wieciµ, na niebie rozb│yska meteor. Meteor jest zatem zjawiskiem atmosferycznym, kt≤re powstaje przy przelocie meteoroidu przez atmosferΩ. Im masywniejszy jest meteoroid i im wiΩksz╣ ma prΩdko£µ, tym ja£niejszy bΩdzie meteor. Bry│ka materii o masie oko│o 0,25 g wpadaj╣ca do atmosfery Ziemi z prΩdko£ci╣ 60 km/s utworzy meteor o jasno£ci oko│o Om. Gdy meteor zapali siΩ tak jasno, ┐e zwr≤ci uwagΩ przypadkowych os≤b, m≤wimy o bolidzie. Jasno£µ bolidu mo┐e byµ wiΩksza ni┐ jasno£µ KsiΩ┐yca w pe│ni, a nawet wiΩksza ni┐ jasno£µ S│o±ca. Bolid na og≤│ widoczny jest jeszcze kilka minut po przelocie meteoroidu. Przy wiΩkszych bolidach us│yszymy r≤wnie┐ charakterystyczn╣ detonacjΩ fali uderzeniowej, wytworzonej w trakcie przelotu meteoroidu przez atmosferΩ. Dostatecznie du┐e cia│a nie zdo│aj╣ spaliµ siΩ ca│kowicie przy przelocie przez atmosferΩ i pozosta│o£µ z nich spada na ZiemiΩ. Przedtem jednak atmosfera wyhamowuje je na tyle, ┐e na wysoko£ci 20 km przestaj╣ £wieciµ. Przed upadkiem wiΩkszo£µ z nich, na niewielkiej wysoko£ci nad powierzchni╣ Ziemi, wybucha i rozpada siΩ na drobne czΩ£ci. Wyj╣tkowo du┐ych cia│ atmosfera nie mo┐e wyhamowaµ, tote┐ spadaj╣ one na powierzchniΩ Ziemi z niemal ca│╣ swoj╣ pierwotn╣ prΩdko£ci╣ kosmiczn╣. Przy zderzeniu z powierzchni╣ wybuchaj╣ i tworz╣ wielkie kratery. Pozosta│o£ci meteoroid≤w docieraj╣ce do powierzchni Ziemi nazywamy meteorytami. Z olbrzymiej liczby meteoroid≤w wpadaj╣cych do atmosfery ziemskiej jedynie nieznaczna czΩ£µ dociera do powierzchni, a tylko niekt≤re z nich udaje siΩ nam odnaleƒµ. Zarejestrowano dotychczas upadek oko│o tysi╣ca meteoryt≤w, w wiΩkszo£ci ┐elaznych. Wynika to st╣d, ┐e meteoroidy ┐elazne mniej odparowuj╣ gaz≤w w trakcie przelotu przez atmosferΩ ni┐ meteoroidy kamienne, a mo┐na je te┐ │atwiej odr≤┐niµ od innych kamieni w okolicy, w kt≤rej siΩ je znajdzie. GΩsto£µ meteoroid≤w znamy jedynie z pomiar≤w gΩsto£ci znalezionych u│amk≤w meteoryt≤w. Meteoryty kamienne maj╣ gΩsto£µ w przybli┐eniu 3 g/cm3, ┐elazno-niklowe oko│o 8 g/cm3. Niekt≤re meteoryty pod wzglΩdem sk│adu s╣ mieszane, kamienno-┐elazne. Kszta│ty meteoryt≤w bywaj╣ bardzo r≤┐ne. Wp│ywa na to wiele czynnik≤w. Pierwotny kszta│t meteoroidu zostaje naruszony ju┐ przez zderzenia w przestrzeni miΩdzyplanetarnej, przy przej£ciu za£ przez atmosferΩ wyparowuj╣ i spiekaj╣ siΩ warstwy powierzchniowe, a w pewnych przypadkach nawet ca│y meteoroid mo┐e siΩ rozpa£µ. Ju┐ po spadku na powierzchniΩ Ziemi meteoryt ulega erozji. NajwiΩkszym z dotychczas znalezionych meteoryt≤w jest meteoryt ┐elazny z Hoba. Jego rozmiary wynosz╣ 2,95 x 2,84 x 1,2 m, a masa 60 000 kg. Le┐y on w miejscu swego upadku na powierzchniΩ Ziemi, w po│udniowo-zachodniej Afryce, gdzie go znaleziono w 1920 roku. W miejscach spadku meteoryt≤w powstaj╣ kratery, podobne do krater≤w na KsiΩ┐ycu i na innych cia│ach Uk│adu S│onecznego. Na Ziemi jednak, w odr≤┐nieniu od innych planet i ich ksiΩ┐yc≤w, w stosunkowo kr≤tkim czasie kratery ulegaj╣ atmosferycznej i wodnej erozji. Dlatego dzi£ znamy na Ziemi zaledwie niespe│na setkΩ krater≤w meteorytowych, kt≤re zachowa│y siΩ z oko│o 130 000 krater≤w o £rednicy wiΩkszej ni┐ 1 km, powsta│ych w trakcie ostatniego miliarda lat. Ma│ych krater≤w na powierzchni Ziemi brak, gdy┐ w ochronnej otoczce Ziemi - atmosferze - ma│e cia│a ulegaj╣ zniszczeniu. Do najbardziej znanych krater≤w meteorytowych nale┐╣: krater w Arizonie (USA) o £rednicy 1,3 km i wielki krater w prowincji Quebeck (Kanada) o £rednicy 62 km. Dla utworzenia pierwszego z nich musia│a byµ wyzwolona energia 7 x 1015 J, w drugim przypadku a┐ 7 x 1022 J. W niekt≤rych rejonach Ziemi przy spadku meteoryt≤w okoliczny materia│ uleg│ przetopieniu na szkliste cia│a wielko£ci ┐wiru, tzw. tektyty. Nazwy tektyt≤w zazwyczaj odpowiadaj╣ miejscu ich znalezienia, np. mo│dawity, australity, indochinity itd. Mimo i┐ spadek meteorytu jest stosunkowo czΩstym zjawiskiem, nie znamy przypadku, aby meteoryt trafi│ w cz│owieka, zdarzy│o siΩ natomiast w ci╣gu ostatnich 200 lat a┐ sze£ciokrotnie, ┐e meteoryt uderzy│ w dom. Jeden z takich wypadk≤w mia│ miejsce w by│ej Czechos│owacji, w miejscowo£ci Broumov, w 1847 roku, kiedy meteoryt przebi│ dach i wpad│ do pokoju. W ostatnim okresie wiΩksze cia│o z przestrzeni miΩdzyplanetarnej wpad│o do atmosfery Ziemi 30 czerwca 1908 roku. Naoczni £wiadkowie widzieli je jako ognist╣ kulΩ przelatuj╣c╣ przez niebo, kt≤ra pozostawi│a za sob╣ d│ug╣ smugΩ dymu. O 7h4m59s czasu miejscowego cia│o to eksplodowa│o na wysoko£ci oko│o 5 km nad miejscem o szeroko£ci geograficznej p≤│nocnej 60░55' i d│ugo£ci wschodniej 101░57', znajduj╣cym siΩ w pobli┐u rzeki Podkamienna Tunguska na Syberii. Liczne ekspedycje (pierwsza z nich dotar│a jednak na miejsce katastrofy dopiero w 19 lat po wybuchu) nie znalaz│y tam ┐adnych od│amk≤w meteorytu. W centrum wybuchu widziano jedynie stercz╣ce go│e, ob│amane pnie drzew, a w promieniu 40 km obalony las. KatastrofΩ tungusk╣ pr≤bowano wyja£niµ dziesi╣tkami bardziej lub mniej prawdopodobnych teorii, pocz╣wszy od zst╣pienia anio│a z mieczem ognistym, poprzez l╣dowanie istot pozaziemskich, wybuch termoj╣drowy, a┐ po spotkanie z niewielk╣ czarn╣ dziur╣. Przyczyn╣ katastrofy tunguskiej by│ jednak najprawdopodobniej wiΩkszy fragment komety Enckego, kt≤ry porusza│ siΩ w£r≤d meteorowego roju Tauryd. Przy zderzeniu z atmosfer╣ przypuszczalnie uleg│a rozproszeniu py│owo-gazowa g│owa, nastΩpnie za£ eksplodowa│o kruche j╣dro. Powsta│a wskutek wybuchu fala uderzeniowa i zniszczy│a las, a py│, kt≤ry siΩ dosta│ do atmosfery, spowodowa│ os│abienie £wiat│a gwiazd o 2m. Cz╣stki py│u by│y przyczyn╣ jednoczesnego zwiΩkszenia siΩ jasno£ci nieba na Syberii i w ca│ej Europie, tak ┐e w dniu wybuchu o p≤│nocy mo┐na by│o czytaµ bez o£wietlenia. Przyjmuj╣c, ┐e energia wybuchu wynosi│a 4 x 1015 J, a tak┐e bior╣c pod uwagΩ ilo£ci py│u, jakie - dosta│y siΩ do atmosfery, cia│o mog│o mieµ masΩ, 109 kg. Meteory mo┐emy obserwowaµ nieuzbrojonym okiem, bez pomocy lunety. W pogodn╣ noc, w ci╣gu godziny dostrze┐emy 6-12 meteor≤w. Przelatuj╣ one nieoczekiwanie w r≤┐nych kierunkach i st╣d nazywamy je sporadycznymi. Liczba meteor≤w w ci╣gu godziny waha siΩ w zale┐no£ci od pory dnia i nocy. Wynika to z obrotu Ziemi i nachylenia p│aszczyzny r≤wnika wzglΩdem ekliptyki. Dlatego wiΩcej meteor≤w obserwujemy nad ranem ni┐ wieczorem, a na p≤│kuli p≤│nocnej obserwujemy wiΩcej meteor≤w jesieni╣ ni┐ wiosn╣. Gdy Ziemia przechodzi przez strumie± meteoroid≤w, liczba widocznych na niebie meteor≤w gwa│townie wzrasta, £rednio o 5 do 60 w ci╣gu godziny, w zale┐no£ci od gΩsto£ci bry│ek materii w strumieniu. Mamy w≤wczas do czynienia z rojem meteor≤w, w kt≤rym meteory r≤┐ni╣ siΩ od sporadycznych nie tylko zwiΩkszon╣ czΩsto£ci╣ pojawie±, ale przede wszystkim swoimi torami. Meteory z danego roju poruszaj╣ siΩ w przestrzeni r≤wnolegle wzglΩdem siebie. Wskutek skr≤tu perspektywicznego, meteory z danego roju widzimy tak, jak gdyby wylatywa│y z jednego miejsca na niebie, nazwanego radiantem. R≤j meteor≤w otrzymuje nazwΩ od gwiazdozbioru, w kt≤rym znajduje siΩ jego radiant. Przej£cie Ziemi przez gΩsty ob│ok meteoroid≤w danego roju wywo│uje na niebie dos│ownie deszcz meteor≤w. Ostatnio przeciΩli£my taki ob│ok z roju Leonid 17 listopada 1966 roku o godzinie 13 czasu £rodkowoeuropejskiego. Szeroko£µ ob│oku wynosi│a 60 000 km, a Ziemia przechodzi│a przez niego przez ca│╣ godzinΩ. Przy przej£ciu przez najgΩstsz╣ czΩ£µ ob│oku obserwatorzy w Kalifornii dostrzegli w ci╣gu 10 min ponad 20 000 meteor≤w. Meteory ja£niejsze od 0m-lm mo┐na r≤wnie┐ zarejestrowaµ fotograficznie. Gdy dany meteor uda│o siΩ zaobserwowaµ przynajmniej z dw≤ch miejsc, mo┐na obliczyµ jego tor, a przy du┐ych cia│ach - r≤wnie┐ prawdopodobne miejsce jego spadku na ZiemiΩ. Dlatego te┐ dla zwiΩkszenia prawdopodobie±stwa odnalezienia meteoryt≤w zak│ada siΩ sieµ stacji fotografuj╣cych jasne meteory. Taka sieµ stacji obserwacyjnych pracuje obecnie w Kanadzie i Europie £rodkowej. Pierwszym z meteoryt≤w odnalezionych w ten spos≤b by│ meteoryt, kt≤ry spad│ w 1959 roku w Czechach, w pobli┐u miejscowo£ci P°ibram. Go│ym okiem dostrze┐emy meteory co najwy┐ej 5m-6m. S│absze meteory obserwowaµ mo┐emy w niewielkich lunetkach o szerokim polu widzenia. Technika telewizyjna umo┐liwi│a obserwacje znacznie s│abszych meteor≤w, a┐ do 12m-13m. Przy pomocy radaru pracuj╣cego na d│ugo£ciach fali 5-20 m mo┐emy rejestrowaµ £lady meteor≤w o jasno£ci od 7m do l5m. Rejestruje siΩ ich tysi╣ce w ci╣gu godziny, i to nie tylko w nocy, ale i w dzie±. Detektory umieszczone na sztucznych satelitach Ziemi i sondach kosmicznych rejestruj╣ najmniejsze cz╣stki materii miΩdzyplanetarnej - mikrometeoroidy.
O meteorach.
Materia meteorytowa (meteoroidy) to cz╣stki py│u i od│amki skalne, wystΩpuj╣ce w kosmosie. Zasadniczo pochodz╣ one od komet, rozsiewaj╣cych okruchy materii podczas topnienia lodowego j╣dra, lub stanowi╣ pozosta│o£µ po zderzeniach planetoid. Oko│o 220 000 ton meteoroid≤w penetruje rocznie atmosferΩ Ziemi. Przechodz╣c przez ni╣, okruchy rozgrzewaj╣ siΩ wskutek zderze± z cz╣steczkami powietrza, tworz╣c na niebie £wietlne smugi. Nazywane s╣ wtedy meteorami lub gwiazdami spadaj╣cymi. Je£li jaki£ meteor dotrze do powierzchni Ziemi, nosi nazwΩ meteorytu.
Kosmiczny py│.
Poruszaj╣c siΩ wok≤│ S│o±ca, komety wytwarzaj╣ strugi py│u. Gdy Ziemia przechodzi przez tak╣ strugΩ, widzimy na niebie r≤j meteor≤w. Z czasem tworzy siΩ sta│y "korytarz" py│u i r≤j taki mo┐na obserwowaµ co roku.
Meteory.
Meteorem, czyli gwiazd╣ spadaj╣c╣ nazywamy smugΩ £wiat│a, kt≤ra powstaje, gdy meteoroid spala siΩ w atmosferze ziemskiej. Dzieje siΩ to zwykle na wysoko£ci 90-120 km nad Ziemi╣ i trwa nie d│u┐ej ni┐ kilka sekund. W pogodn╣ bezksiΩ┐ycow╣ noc mo┐na dostrzec oko│o 10 meteor≤w na godzinΩ. Liczba ta wzrasta o czwartej nad ranem, gdy┐ obserwator znajduje siΩ wtedy po tej stronie kuli ziemskiej, kt≤ra zwr≤cona jest w kierunku ruchu meteor≤w. Gdy Ziemia przechodzi przez strugΩ materii meteorytowej £wie┐o pozostawion╣ przez jak╣£ kometΩ, mamy do czynienia z rojem meteor≤w o du┐ej intensywno£ci (deszcz meteor≤w). Podczas takiego deszczu zwi╣zanego z rojem Leonid≤w w 1833 roku, natΩ┐enie widocznych meteor≤w siΩga│o 10 000 upadk≤w na godzinΩ.
Meteoryty.
Meteoroidy docieraj╣ce do powierzchni Ziemi nazywamy meteorytami. Ich liczba siΩga 3300 sztuk rocznie, a masa z regu│y przekracza kilogram. WiΩkszo£µ z nich wpada do ocean≤w, jednak co roku oko│o 6 egzemplarzy udaje siΩ odszukaµ, obserwuj╣c ich upadek na l╣d sta│y. Niekt≤re znajduje siΩ te┐ przypadkowo. Istniej╣ trzy zasadnicze typy meteoryt≤w: kamienne, metaliczne oraz kamienno-metaliczne.
Kratery meteorytowe.
W swych dziejach Ziemia by│a bombardowana przez niezliczone meteoryty. CzΩstotliwo£µ tego bombardowania by│a najwiΩksza oko│o 3,5 miliarda lat temu, lecz kratery utworzone w≤wczas zosta│y ca│kowicie zatarte przez erozjΩ. Meteoryty niejednokrotnie spada│y na terytorium Polski. Najbardziej znany jest meteoryt pu│tuski, kt≤rego upadek obserwowano 30 stycznia 1868 roku. Szacuje siΩ, ┐e m≤g│ wa┐yµ oko│o 9 ton, a jego pozosta│o£ci znajdowano na obszarze 130 km2. NajwiΩkszy "polski" meteoryt znaleziono w 1958 roku we wsi Morasko ko│o Poznania. Jego masa wynosi 78 kg. W przestrzeni kosmicznej wystΩpuj╣ meteoroidy r≤┐nej wielko£ci, przy czym najwiΩcej jest takich, kt≤re nie s╣ wiΩksze od ziarnka piasku. Niezale┐nie od rozmiaru, wchodz╣ one w atmosferΩ ziemsk╣ z prΩdko£ci╣ od 15 do 20 km/s. Si│a, z jak╣ uderzaj╣ w powierzchniΩ Ziemi, zale┐y od ich masy.
PrΩdko£µ graniczna.
Je£li masa meteoroidu nie przekracza 1 tony, prΩdko£µ, z jak╣ wchodzi on w atmosferΩ ziemsk╣, znacznie siΩ zmniejsza wskutek oporu powietrza. Na wysoko£ci mniej wiΩcej 20 kilometr≤w zaczyna swobodnie spadaµ w polu grawitacyjnym Ziemi. Gdy si│a ci╣┐enia, dzia│aj╣ca na meteoroid, zr≤wna siΩ z si│╣ oporu powietrza, przestaje on poruszaµ siΩ ruchem przy£pieszonym. NastΩpuje to, gdy prΩdko£µ meteoroidu spadnie do oko│o 0,1 km/s (jest to tzw. prΩdko£µ graniczna).