Внуки Солнца

      Во время второй мировой войны мощные радиолокаторы в Великобритавии использовались для дальнего обнаружения фашистских самолетов и ракет "Фау-2". На первых порах персойал, обслуживавший систему, неодко-кратно попадал впросак. Локаторы регистрировали отражения от движущейся цели, поднималась тревога) приводились в боевую готовность орудия, с аэродромов взлетали истребители, во ни ракет, ни вражеских самолетов в небе не оказывалось. Причипа таких отражений продолжала оетаваться загадочной, пока однажды момент отражения радиосигнала не совпал с появлением болида. Ситуация прояснилась, и работники радиолокационной службы разработали методику распознавания ложных сигналов.
      После окончания войны определенный период времени средства противовоздушной обороны продолжали работать и "между делом" регистрировать отражения от метеорных следов. Было установлено, что подавляющее количество радиоотражений возникает при абсолютно чистом небе, когда совершенно отсутствуют метеоры, которые можно сфотографировать или увидеть визуально. Это могло означать, что радиолокаторы способны регистрировать значительно более слабые метеоры, порождаемые мелкими метеорными частицами. При этом число радиометеоров намного превышало число оптически наблюдаемых метеоров.
      Понятно, что этот факт, а также возможность вести радионаблюдения независимо от времени суток (и днея, и ночью) и состоявид погоды (и в дождь, и в снег) обе
      щади большие перспективы. Поэтому по вызывает удивления, что во многих странах развитие радиолокационных наблюдений метеоров приняло очень активный характер. В Советском Союзе серьезные успехи достигнуты к Казани, Харькове) Томске, Обнинске, Душанбе, Киеве.
      Характерно, что ионизационный след, образованный метеором, разрушается не мгновенно и электроны в свободном состоянии в достаточно большой концентрации могут существовать от нескольких секунд до десятков и сотен секунд, т. е. радиоотражепия от метеорного следа продолжаются и после того, как метеорное тело полностью испарилось. Этим немедленно воспользовались исследователи верхней атмосферы. Дело в том, что метеор-пые следы не остаются неподвижными, а дрейфуют под воздействием верхпеатмосферных ветров и поэтому являются прекрасными источниками информации о скорости и направлениях воздушных течений па высотах 60- 120 километров. Этот геофизический аспект радиолокационных наблюдений метеорных следов чрезвычайно сильно стимулировал развитие целой сети метеорных радиолокационных станций на Земле. Как правило, с помощью одной и той же станции параллельно решаются и задачи метеорпой астрономии, и геофизические задачи.
      Хотя радиолокационный метод наблюдений метеоров позволил получить много сведений о мелких метеорных телах, в особенности об их количестве, его нельзя считать идеальным средством исследования. Во-первых, он уступает фотографическому методу по точности определения различных характеристик метеороидов, во-вторых, не позволяет получать данные о химическом составе мелких метеорных частиц (а это очень важно), в-третьих, все-таки не дает наглядной картины самого метеорного явления, что ограничивает возможности детального исследования индивидуальных метеороидов.
      В частности, большое количество косвенных данных указывает на то, что мелкие метеороиды не просто испаряются в атмосфере, а подвергаются и механическому дроблению (о явных проявлениях дробления крупных тел мы позже поговорим подробнее). Исследовать с достаточной определенностью этот вопрос на основе радиоиаблю-дений метеоров не представляется возможным. Поэтому были приняты попытки расширить диапазон оптических наблюдений в область очень слабых метеороидов.
      На помощь пришли электронио-оптические преобразователи, способные в сотни и тысячи раз усиливать яр
      кость изображения слабосветящпхся объектов. Приншш действия этих приборов основан на явлении фотоэффекта. Под воздействием света, идущего от слабого псточпика, в вакуумной камере прибора возникает электрический ток, который многократно усиливается вводом добавочной электроэнергии и затем вновь преобразуется в оптическое, но уже усиленное изображение. Таким образом, закон сохранения энергии не нарушается, а усплеппе изображения происходит за счет добавочной элеягроэттер-гии. В комбинации с приемно-передающей телевизионной аппаратурой электропно-оптическио преобразователи с успехом были применены для наблюдений метеоров. "Картинки" с изображением метеоров на фоне звезд либо фотографировались с телевизионных экранов, либо запп-сывались на магнитную ленту и воспроизводились по мере необходимости с помощью видеомагнитофонов. Па-чало этим наблюдениям было положено в США и Канаде в 70-х годах. Чувствительность применяемых систем позволяла регистрировать метеоры до звездной величины 7"\ В СССР аналогичные работы развиваются в Душанбе, Ашхабаде и Киеве. Следует отметить, что применение телевидения и электронно-оптической техники обещает большие перспективы, однако сложность оборудования и технологии наблюдений затрудняет распространение этого метода.
      Интересный опыт наблюдения очень слабых метеоров вплоть до 12" продемонстрировали американский астроном А. Кук и его сотрудники, использовавшие оригинальный оптический телескоп с диаметром зеркала 10 м и специальным блоком регистрации, установленный в Южной Аризоне на высоте 2300 м над уровнем моря. Конструкция необычного зеркала представляет собой отражающую поверхность, составленную из 248 шестиугольных алюмипированных зеркал. За 13 часов наблюдений было зарегистрировано более 2200 метеоров, т. е. по 170 метеоров в час. Фантастическая продуктивность, если учесть, что поле зрения телескопа не превышает 1°. Сделав пересчет на всю небесную сферу, А. Кук пришел к выводу, что наблюдаемые метеоры были порождены частицами межпланетного пылевого облака.
      Можно не сомневаться, что в ближайшем будущем с развитием телескопостроения с составными зеркалами и усовершенствованием систем регистрации описанный метод наблюдения слабых метеоров найдет самое широкое применение. В настоящее время ученые Крымской астро
      физической обсерватории АН СССР разрабатывают конструкцию телескопа с диаметром составного зеркала 25 м.
      В этом беглом описании методов наблюдения мы не коснулись двух вещей: специальпых наблюдений болидов и регистрации метеороидов приборами, установленными па космпческих аппаратах. Об этом мы расскажем несколько позже.
      Атакуем атмосферу!
      Вторгаясь в земную атмосферу, метеороиды взаимодействуют с молекулами воздуха. Степень этого взаимодействия и его последствия во многом зависят от скорости метеороида. Вспомните, что маленький камешек, легонько брошенный в оконное стекло, не оставит па нем даже царапины. Если же этот камешек метнуть из рогатки, стекло разлетится вдребезги.
      Скорости входа метеороидов в земную атмосферу заключены в интервале 11,2-72 км/с. Причем предельные значения скоростей метеороидов определяются так называемой скоростью убегания с Земли и из Солнечной системы (иначе говоря, с соответствующей второй космической скоростью). Скорость убегания с Земли равна 11,2 км/с, и ни один метеороид не может войти в земную атмосферу, имея скорость относительно движения Земли меньше, чем эта. Скорость убегания из Солнечной системы на расстоянии Земли от Солнца равна 42 км/с. Но поскольку скорость орбитального движения Земли вокруг Солнца составляет примерно 30 км/с, то, естественно, максимально возможная скорость относительно Земли у встречного метеороида равна приблизительно 72 км/с. Это очень большая скорость: если переведем ее в более привычные для нас единицы - километры в час, то получим фантастическую скорость - почти 260 000 км/ч. (Для сравнения напомним, что, например, скорость современного сверхзвукового самолета составляет 3000 км/ч, а скорость пули, выпущенной из ружья, еще меньше.)
      Благодаря высокой скорости даже ничтожный по массе метеороид обладает огромной кинетической энергией (половина произведения массы тела на квадрат скорости). Кинетическая энергия ружейной пули массой 6,8 г составляет 2 кДж, в то время как энергия метеороида такой же массы, обладающего скоростью 72 км/с, равняется около 20 000 кДж. Влетая в земную атмосферу, такое тело обрушивает, на встречные молекулы воздуха удар
      страшной силы. При этом достается и самому телу: каждое соударение притормаживает его стремительный бег и чуть-чуть разогревает ничтожно малый участок его лобовой поверхности. Чем глубже тело проникает п атмосферу, тем чаще оно ощущает взаимодействие молекул, число которых резко возрастает с приближением к поверхности Земли.
      Вспомните, как дождевые капли "взаимодействуют" с зонтиком. Вначале на зонтик падают лишь редкие пер-рые капли, но по мере усиления дождя капли барабанят рее чаще и чаще и наконец переходят в сплошной ли-рень. У метеороида уже на высоте порядка 100 км спла сопротивления молекул воздуха создает давление на каждый квадратный сантиметр поверхности тела в несколько килограммов, а па высоте 60 км - в тысячи раз больше. Поэтому многие метеороиды подвергаются механическому дроблению на отдельные осколки. Хрупкие тела дробятся на больших высогах, прочные - на меньших.
      Чрезвычайно быстро происходит разогрев метеороида. За считанные секунды, иногда и доли секунды, температура его лобовой поверхности поднимается до 2000- 3000 К, расплавленное метеорное вещество начинает ис-даряться, образуя вокруг тела плотное светящееся газо-рое облако. Начало свечения облака и воспринимается рами как появление метеора. В момент наивысшей скорости испарения яркость метеора достигает наибольшего значения.
      Обычно вдоль пути метеора его яркость возрастает постепенно до максимального значения, а затем уменьшается до нуля. Но иногда наблюдаются внезапные вспышки яркости. Причина вспышек долгое время была предметом оживленных дискуссий. Не вдаваясь в подробности, заметим, что наиболее правдоподобно выглядела идея, основанная на дроблении метеоронда на осколки. Суммарная поверхность множества осколков во много раз превышает поверхность родительского тела, что приводит к резкому увеличению скорости испарения метеорного вещества и, следовательно, к возрастанию яркости метеора. блестящим подтверждением правильности этого предположения явились снимки метеоров и болидов, полученные в Душанбе методом мгновенной экспозиции.
      Проиллюстрируем сказанное на примере замечательного болида, сфотографированного в Душанбе 19 июля 1977 года. Болид был медленным, ярким и вастолько про
      ДОЛЖИТСЛЫ1ЫМ, что позволил получить на снимке 92 изображения вместо обычных 10-20. Появившись па небе едва заметной звездочкой, он стремительно разрастался и через 1,5 с, когда метсороид, пролетев 30 км сквозь все
      более уплотняющуюся атмосферу, внезапно разделился на множество осколков, увеличил яркость почти в 100 раз.
      На рис. 15, а представлен снимок болида, полученный обычным методом фотонаблюдений, на рис. 15, б-четыре последовательных снимка, сделанных методом мгновенной экспозиции (направление движения болида на обоих снимках слева направо). Последние снимки воспроизводятся в другом масштабе, поэтому из соображения
      экономии места общий снимок разделен па четыре последовательных отрезка, помещенных друг под другом. На обычном снимке болид после вспышки выглядит как непрерывная сужающаяся светлая полоса ("фотография автогонщика, смазанная его движением").
      На мгновенном снимке видна серия "портретов" болч-да. После вспышки обозначилось целое семейство оско.г-ков, движущихся как самостоятельные метеоры. Осколкл имеют разные размеры, а траектория одного из них отличается от траекторий остальных. Естественно, что при обработке уникального снимка эта сторона явления вызвала повышенный интерес. На основе точных измерений координат осколков и яркости их следов удалось получить очень цепные сведения о характере торможения метео-роидов в атмосфере и оценить энергию дробления. На снимке получены прямые свидетельства того, что процессом, ускоряющим разрушение метеороида, может быть отделение крупных и мелких фрагментов. При этом самые мелкие испаряются сразу после дробления, порождая яркую вспышку.
      Исключительную ценность представляет и спектр болида, полученный также по методу мгновенной экспозиции, содержащий большое количество линий железа, магния и натрия.
      Откуда же пришел к нам космический странник? Каково его происхождение?
      Некоторые косвенные признаки (сравнительно малая скорость входа в атмосферу - 23 км/с, обилие линий железа в спектре) как будто бы указывали на то, что ме-теороид родился в поясе астероидов. Однако расчеты, основанные на данных наблюдений, дали вытянутую орбиту, простирающуюся за пределы орбиты Юпитера. Подобные орбиты чаще всего имеют кометы. Как мы помним, некоторые из них, разрушаясь под действием солнечного тепла, порождают рои метеороидов. Было заманчиво попробовать найти комету - возможную родительницу метеороида. Сложность задачи усугублялась тем, что влияние тяготения больших планет со временем изменяет орбиты кометы и орбиты порожденных ею метео-роидов. Поэтому необходимо проследить эволюцию орбит на сотни и тысячи, а лучше на миллионы лет в прошлое.
      Поиск кометы для нашего метеороида потребовал большого объема вычислений на ЭВМ с перебором данных о многих известных кометах. Среди известных объектов наиболее вероятным кандидатом оказалась комета
      Дентшга 1, открытая в 1881 году. Но не будет лп открыт на такой же орбите и астероид?
      По-видимому, за всю историю фотографических иссде-довапий метеоров ни один из них не давал такого обилия сведений о себе. Снимки этого метеора и его спектра экспонировались па ВДНХ СССР в павильоне "Космос" на постоянно действующей выставке Академии наук СССР. Результаты исследований доложены на симпозиуме Международного астрономического союза "Твердые частицы в Солнечной системе" в Оттаве в 1978 году и опубликованы в материалах этого симпозиума. Однако нужно еще получить много подобных и других снимков, чтобы в полной мере изучить многообразие процессов, сопровождающих движение метеороидов в земной атмосфере.
      Как мы уже отмечали, и ходе столкновений испарившихся атомов метеорного вещества с молекулами воздуха происходит не только возбуждение) но и ионизация взаимодействующих частиц. В результате отрыва электронов от атомов и молекул вдоль пути метеороида образуется плазменный след, представляющий смесь положительных ионов и свободных электронов, рассеивающих радиоволны. Степень рассеяния определяется количеством электронов^ на единичном участке пути. Если концентрация электронов меньше некоторой определенной величины, то радиоволна свободно пронизывает след. Та- . кие следы называются ненасыщенными и существуют доли секунды.
      В насыщенных следах концентрация электронов настолько велика, что радиоволна, не проникая внутрь следа, отражается от него. Такие следы существуют десятки секунд, в отдельных случаях даже десятки минут. Иногда насыщенные следы хорошо наблюдаются визуально.
      Физические процессы, протекающие в метеорных следах, сложны и многообразны. Свободные электроны, обладающие большой подвижностью, довольно быстро теряют свою свободу, сталкиваясь с положительно заряженными ионами или "прилипая" к нейтральным молекулам воздуха. Тем не менее метеороиды различных размеров настолько часто посещают верхние слои атмосферы, что на некоторых высотах электроны метеорного происхождения практически неисчерпаемы.
      Известно, что в слое Е ионосферы, на высотах 100- 120 км, днем свободных электронов примерно в 10 раз больше, чем ночью. Ничего необычного в этом нет, ведь
      солнечное излучение действует как мощный ионизирующий агент. Однако было замочено, что в течение ночи иногда наблюдаются внезапные возрастания элоктронпой копцоптрацип Мало тою, имеются неоднократные примеры совпадения времени появления метеором, наблюдаемых визуально, с пиками ионизации в ионосферном слое Е. Во время действия метеорного дождя Дракопид в 1946 году было отмечено появление очень стойкого попизационного слоя, державшегося несколько часов.
      Таким образом, мелкие и крупные метеороиды, пепре-рыпно "засоряя" земную атмосферу всякого рода примесями, влияют на ее пылевой и ионный состав. Любопытно, что это обстоятельство удалось использовать в практических целях. Еще в 40-х годах было замечено, что иногда в момент появления яркого метеора устанавливалась кратковременная радиосвязь между передатчиком и приемником, отстоящими друг от друга на тысячи километров. Возникла идея использовать случайные метеорные вспышки в качестве капалов радиосвязи на сверхвысоких частотах. Правда, практическое воплощение иногда очень простой и оригинальной идеи оказывается связанным с большим количеством технических сложностей.
      Тем не менее сейчас существует достаточно много станций радиосвязи, "эксплуатирующих" метеоры. Учитывая специфику работы метеорного канала (в среднем несколько десятков долей секунды каждую минуту), передача и прием информации идет Б УСкоренном темпе. Передаваемая информация, зашифрованная в двоичном коде, содержится в специальном накопителе. Как только "открывается" метеорный канал связи, в эфир поступает порция сообщений, передающихся со скоростью до 10 000 двоичных знаков в секунду. Принятая информация также поступает в накопитель, а затем дешифруется. Такая система в большинстве случаев надежна и устойчива. Так, например, метеорная линия связи, работающая на волне 8 м, способна обеспечить непрерывную чегкую работу нескольких телетайпов.
      Пушинки или камешки?
      Непосредственно определить массу, плотность, структуру и химический состав метеороидов можно в единственном случае, а именно, когда в руках исследователя оказываются метеориты. Иногда, правда, это еще удается сделать при лабораторном анализе космиче
      ских пылипок, обнаруженных в океанических отложениях, арктических ледниках и выловленных в атмосфере. В остальных случаях мы можем уповать лишь на данные наблюдений метеоров и зодиакального света и на сведения, полученные в результате регистрации столкновений пылинок со специальными датчиками, установленными на космических аппаратах. При этом оценить физические ха-рактистики индивидуальных метеороидов удается весьма приближенно.
      В табл. 3 указаны приблизительные пптервалы масо метеороидов, регистрируемых наземными и космическими средствами.
      Таблица 3
      Массовые характеристики метеороидов согдасао различным наблюдениям
      .
      Метод регистрации
      рондов. г
      Фотографические и визуальные наблюдения ме
      i0--i0r'
      теоров
      Радио-, телевизионные, элоктронно-оптические и
      1-10-э
      телескопические (lfr-метровый телескоп) наблю
      дения метеоров
      Регистрация на космических аппаратах и наблю
      10-"-10-'*
      дение зодиакального света и противосияния
      Долгое время подавляющее большинство исследователей не сомневалось, что плотность всех метеороидов близка к плотности железных и каменных метеоритов (в среднем 7,8 и 3,5 г/см^). Кризис наступил в 1952 году, когда Ф. Уипл по данным базисных фотографических наблюдений метеоров получил значения плотности метеороидоп менее 1 г/см\ По мнению Уипла, полученные значения плотности вполне реальны, если иметь в виду, что большинство метеороидов образуется в результате распада кометных ядер. По сложившимся представлениям комет-ные ядра - это ледяные глыбы, содержащие большое количество космической пыли. При испарении льда, состоящего в основном из замороженных газов, пылинки слипаются и покидают ядро кометы в виде пористых непрочных образований - метеороидов. Обладая хрупкой
      структурой, такие тела при взаимодействии с верхними слоями земной атмосферы легко дробятся на осколки.
      Среди рыхлых непрочных метеороидов первенство дор-?кат члены Дракопид, генеалогическое древо которых берет свое пачало от кометы Джакобппи - Циннсра. Об этом красноречиво говорит ряд характерных признаков. Например, длина атмосферной траектории каждото метеора ле превышает 10 км, в то время как у метеоров других потоков она может достигнуть 30 км и более. Высоты исчезновения Драконпд в большинстве случаев составляют 90-95 км, за редким исключением опускаясь до 85 км. В то же время по яркости метеоры Драконид сравнимы с метеорами и болидами, исчезающими в интервале высот 70-80 км. Все это свидетельствует о катастрофически быстром разрушении Драконид в атмосфере.
      В 1955 году в Северной Ирландии Э. Эпик, проанализировавший имевшиеся данные, пришел к заключению, что все эти аномалии становятся понятны, если метеорои-ды Драконид представляют собой непрочные пылевые шары. Плотность таких образований равна плотности свежевыпавшего снежного "пуха". Влетев в атмосферу, такой "одуванчик" рассыпается на тысячи пылинок в очень быстро испаряется.
      Примечательно, что Дракониды стоят "на левом фланге" не только по значениям плотности и скорости разрушения, но и по особенностям своего химического состава (о методе его определения будет рассказано чуть позже). Очень жаль, что процесс получения свежих данных о редком метеорном потоке приостановлен природой на неопределенное время.
      Обработав наблюдательные данные большого количества метеоров, чехословацкий астроном 3. Цеплеха подразделил все метеороиды на несколько групп: от рыхлого кометного вещества типа Драконид с плотностью 0,2 г/см^ до наиболее прочных метеоритов с плотностью 3,7 г/см^. Если добавить еще железные метеориты, то интервал возможных значений плотности метеороидов расширится до 7,8 г/см^.
      Следует заметить, что представления о хрупкой структуре и малой плотности большинства метеороидов пока признаются не всеми. Англичанами Дж. Джонсом, Т. Кайзером, советским исследователем В. Н. Лебедипцом и другими было показано, что проявление дробления может быть вызвано особенностями разрушения железных и каменных частиц, обусловленными неоднородностью их
      состава я другими причинами. Так, например, увеличение поверхности испарения может происходить не за счет дробления тела, а вследствие сноса большого количества капель расплавленного вещества, что также будет приводить к ускорению разрушения тела и ускорению траекторий метеоров,
      Для решения общей фундаментальной проблемы о происхождении и эволюции Солнечной системы очопь важно получить полное представление о химическом составе всех ее обитателей. Пока еще нет возможности доставить образцы метеорного вещества на анализ в физическую или химическую лабораторию. Точно так же нет в этих лабораториях образцов солнечного и звездного вещества. Но паука знает достаточно много о звездном и особенно солнечном веществе. Мало того, некоторые химические элементы (например, гелий) были обнаружены вначале на Солнце и лишь затем на Земле.
      Метод, с помощью которого удается познакомиться с химическим составом небесных тел, удаленных от нас на миллиарды километров, подарил нам И. Ньютон. Он первым обратил внимание, что если луч света пропустить через призму, то свет разложится в спектр на семь цветов радуги. Помните, как в школьные годы нас учили запоминать последовательность цветов: каждый охотник желает знать, где сидит фазан. Первые буквы слов указывают порядок цветов в спекгре: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый. Впоследствии стало ясно, что свет разного цвета испускают нагретые тела различной температуры.
      Если излучающее тело твердое и непрозрачное, то спектр будет непрерывным и цвета будут постепенно переходить друг в друга. Если излучает высокотемпературный газ, то спектр будет состоять из отдельных ярких линий. Если же излучает твердое тело, окруженное оболочкой более холодного газа, то на фоне непрерывного спектра, идущего от тела, будут видны темные линии поглощения этого газа.
      Примечательная особенность спектральных линий состоит в том, что их взаимное расположение в спектре строго фиксировано. Каждая линия соответствует определенному энергетическому переходу атома определенного вещества, и, следовательно, по расположению линий можно точно определить, какому именно химическому элементу они принадлежат. Правда, процедура измерения и отождествления линий в спектрах - задача сложная и
      трудная. Во-первых, это связано с обилиэм линии различных элементов. Так, число спектральных л^ший у викеля составляет 505, у кобальта - 920, а у железа - 3045. Разумеется, не все линии каждого эломенга присутствуют в спектре, по все-таки их бывает достаточно много. Во-вторых, линии так тесно располагаются друг к ДРУГУ> что порой их удается разделить лишь с большим трудом.
      Лучи свота, разложенные в спектр, несут нам в зашифрованном виде сведения и о таких важных параметрах светящегося метеорного облака, как температура, давление и количественное содержание различных химических элементов. Американскому астрофизику А. Адлеру принадлежит остроумное сравнение спектров с отпечатками пальцев. Правда, отпечатки пальцев дают ценную информацию, если только при их снятии не злоупотреблять мастикой (иначе вместо тонкого характерного рисунка получатся грубые невыразительные пятна). Роль мастики в метеорном спектре играет свет. При по-лучепии спектра обычным (немгновенным) способом избежать избытка "световой мастики" не удается. Порожденная излучением коротко- и долгоживущих метеорпьтх следов, она накапливается на фотоэмульсии, искажая истинный рисунок спектра.
      Следовательно, мгновенные спектры, в которых лишняя "мастика" остается "за кадром", имеют решающее преимущество перед обычным. К сожалению, как ужо говорилось, их получение сопряжено с большими техническими и методическими трудностями, обусловленными случайным характером появления метеоров в различных областях неба.
      К настоящему времени в спектрах метеоров отождествлены линии атомов и ионов, принадлежащих водороду, натрию, магнию, кремнию, кальцию, хрому, марганцу, железу, никелю. Как мы увидим дальше, эти элементы обнаружены в метеоритах при лабораторном анализе.
      Хотя в исследованиях физических характеристик и химического состава метеороидов имеются определенные успехи, полученные результаты еще недостаточно падежны. И здесь определенную пользу могут принести эксперименты по созданию искусственных метеоров путем запуска с ракеты твердых тел ("метеороидов") с известными массой, плотностью и химическим составом. Несмотря на то что постановка таких экспериментов требу
      ет высокого инженерного искусства, несколько успешных попыток было осуществлено. Правда, "метеороиды", сотворенные в лабораториях на Земле, были сплошь стальные, железные п алюминиевые, да и выстролплались они со скоростями, не превышающими 16 км/с. Поэтому полученные пока результаты не имеют решающего значения.
      Следующие шаги в этом направдепии будут, по-видимому, связаны с запусками рыхлых и хрупких частиц, имеющих сложный химический состав, но такие эксио-рименты требуют привлечения еще более сложного оборудования и разработки тонкой методики.
      Дуют ли ветры на больших высотах?
      Еще в середине 30-х годов советские исследователи В. В. Федынский и К. П. Станюкович предприняли попытку получить данные о плотности, давлении и температуре верхних слоев атмосферы на основании фотографических наблюдений метеоров. Затеи такого рода работы были развернуты в США Ф. Уиплом и Л. Як-кия, причем наряду с определением указанных параметров изучались их изменения в зависимости от времени года. Много полезных сведений было получено с помощью различных методов и наблюдений в периоды широких научных исследований по программам Международного геофизического года, Международного года Солнца, Международного года спокойного Солнца, в которых активное участие приняли коллективы советских ученых, возглавляемые И. С. Астаповичем, П. Б. Бабаджановым, О. И. Бельковичем, Л. А. Катасевым, Б. Л. Кащеевым, Н. П. Коноплевой, К. В. Костылевым, Е. Н. Крамером, В. Н. Лебединцом, В. В. Сидоровым, В. В. Федынским, Е. И. Фиалко, В. П. Цесевичем.
      Последние 20 лет в связи с задачей исследования скорости и направления ветра в верхней атмосфере наибольшее распространение получили методы зондирования атмосферы с помощью геофизических ракет и регистрации смещения (дрейфа) метеорных следов радиолокационными средствами. Если области атмосферы, расположенные на высотах, значительно превышающих 110 км, достаточно активно исследуются с помощью спутников, то метеорная зона оказывается для подобных исследований малодоступной: спутники на орбитах высотой 60- 110 км не летают.
      В области пюке 80 км хорошо зарекомопдовал себя ракетный метод. Например, только одной глобальной сетью станций метеорологического ракетного аопдироаа-нпя США осуществлены десятки тысяч ракетных "ии^т-тов" в атмосферу. Что касается интервала высот 80- 110 км, то необходимое количество данных можно получить только по радпопаблюдсниям метеорных следов. Эта область атмосферы представляет огромный пптерйс, поскольку вследствие поглощепия солнечного излучсппя там наблюдается резкое увеличение температуры с высотой, приводящее к внезапным "порывам" ветра, достигающим иногда сотен метров в секунду.
      Уже к 1970 году действующая радиометеорпая геофизическая сеть насчитывала двадцать три станции, расположенные в различных странах в полосе от 80" с. ш. до 60° к), ш. В числе восьми станций Советского Союза активно работала в Восточной Африке советская экваториальная метеорная экспедиция (1968-1970 гг.), оргапя-зеванная В. В. Федынским, П. Б. Бабаджановым и Б. Л. Кащеевым.
      Необходимость экспедиции диктовалась отсутствием метеорных радиолокационных станций в экваториальном поясе от 38° с. ш. до 35° ю. ш. и, следовательно, существенным пробелом в знаниях об атмосферных процессах в экваториальной зоне. За два года регулярной деятельности экспедиции удалось получить данные о скорости п направлениях преобладающих движений в верхней атмосфере, выявить особенности поведения верхпеатмосфер-ного ветра в зависимости от сезона и от времени суток.
      Сделать это было непросто. Неприятным сюрпризом явилось очень частое возникновение в ионосфере областей с повышенной пространственной плотностью электронов. Такие псевдометооры запутывали истинную картину, внося в работу участников экспедиции дополнительные трудности. Тем не менее полученные результаты явились значительным вкладом в создание наблюдательной основы для построения модели общей циркуляции верхней атмосферы.