Не захваченные планетами пылинки подвергаются следующему медленному испытанию. При движении вокруг Солнца передняя часть пылинки получает больше солнечной радиации, чем задняя, но в пространство
пылинка отдает энергию равномерно во все стороны. Процесс вызывает постепенное торможение пылинкп, приводящее к уменьшению радиуса ее орбиты. Под влиянием этого эффекта, называемого эффектом Пойнтип-га - Робертсона, межпланетные частички по спирали приближаются к Солнцу и в конце концов падают на его поверхность. Это происходит тем быстрее, чем меньше размеры и плотность частички. Например, каменный шарик радиусом 1 см, движущийся на расстоянии 1 а. е. от Солнца, упадет на него через 20 млн лет. Каменной пылинке радиусом 10 мкм, расположенной в поясе астероидов, понадобится для этого 45 тыс. лет. Для сравнения скажем, что астероид радиусом 1 км падал бы в миллиард раз дольше, если бы, конечно, переизлучал энергию равномерно во все стороны.
Поскольку зодиакальное облако постоянно подвергается действию эффекта Пойнтинга - Робертсопа, оно должно непрерывно истощаться из-за падения пылевых частиц на Солнце. По данным академика В. Г. Фесенко-ва, полное истощение должно было бы наступить через 100 тыс. лет. Источниками, постоянно пополпятащими пылевой материей зодиакальное облако, по-видимому, являются метеорные рои и спорадический фон, порождаемые кометами и астероидами.
Все небесные тела, движущиеся вокруг Солнца, испытывают на себе давление солнечного света. Так, например, его действие на Землю в 10 000 млрд раз уступает по силе гравитационному притяжению Земли к Солнцу. Но для пылинок размером менее 10~* см этот фактор действует весьма эффективно. Оказываемое на них давление света сообщает им движение, направленное от Солнца, и в итоге выметает их за пределы Солнечной системы.
В очень темную ночь в области неба, противоположной Солнцу, можно обнаружить слабое рассеянное пятно света, называемое противосиянием. Его максимальная яркость невелика: она эквивалентна яркости двухсот звезд 10-й звездной величины, размещенных на площадке неба 1Х1°. Как показали исследования, противосияние обусловлено рассеянием солнечного света на мельчайших пылинках, выталкиваемых давлением света в противоположную от Солнца сторону.
В заключение этого параграфа о мельчайших астрономических объектах коснемся интересного вопроса, связанного с тандемом комета - метеороиды. Ранее мы по
дошли к эволюционной цепочке: комета-рой-ассоциация - спорадический фон. Однако наличие короткопорпи дических роев и практически полноз отсутстппо соответствующих им комет дает повод некоторым исследователям сомневаться в ее однозначности. В частности, шведский астрофизик X. Альвен отстаивает идею п том, что метеорные рои являются не продуктами рас1тада, а источниками образования кометных ядер. Однако в настоящее время эта точка зрения большинством специалистов по малым телам системы не разделяется, ^ некоторые со принципиальные положения представляются недостаточно обоснованными.
Кроме того, сейчас развивается представлепие о том, что некоторые рои могут иметь астероидную пряроду. Но этот вопрос еще требует детального исследовавдя.
Ну, и как же вас наблюдать?
Визуальные наблюдения метеоров невооруженным глазом, являющиеся самым древним и самым дешевым методом наблюдений, оставили глубокий след в истории метеорной астрономии. Их доступность и простота сыграли значительную роль в накоплении обширных наблюдательных данных. На основе этих данных были открыты метеорные потоки, определены орбиты ыпогп\ мотеороидов, обнаружена связь метеорных роев с кометами. В настоящее время визуальный метод сохраняет некоторое научное значение, но в силу повсеместного развития более точных инструментальных методов в основном применяется лишь астрономами-любителями.
Наблюдения слабых метеоров, недоступных невооруженному глазу, астрономы проводили с помощью бини-куляров и небольших телескопов еще в конце прошлого века. Правда, из-за малого поля зрения этих инструментов вероятность обнаружения даже очень слабого метеора (а их всегда во много раз больше, чем ярких) неьеликз, что делает телескопические наблюдения очень утомительными. Но благодаря многолетним усилиям наблюдателей-энтузиастов все-таки удалось получить определенные сведения о численности слабых метеоров и их радиантах.
На смену визуальным методам пришли фотографические. Опыты применения фотографии в астрономия были начаты еще в середине XIX века. Из-за недостаточной чувствительности фотоэмульсий первыми сфотографп
рованными объектами были Солнце, Луна, планеты и несколько наиболее ярких звезд. Но уже в 1882 году английскому астроному Д. Гиллу удалось получить несколько фотопластипок, буквально усеянных изображениями звезд. Вдохаовленные удачей Д. Гилла, братья Поль и Проспер Анри в Париже в том же году с успехом использовали фотографический метод для составления звездных карт, положив начало звездной фотографии,
Через три года Л. Вейник в Праге сфотографировал первый метеор. Надо сказать, что способ фотографирования' метеоров отличается от фотографирования других астрономических объектов. Когда вы исследуете галактику, звезду, комету или астероид, вы наводите на этот объект телескоп и фотографируете его столько времени, сколько вам это необходимо. При желании вы можете многократно повторять эту процедуру. Фотографировать.
таким образом метеоры не удается, поскольку неизвестно, в какой момент и в какой области небесной сферы может на мгновепие появиться относительно яркий метеор (правда, случайные фотографии метеоров получались в различных обсерваториях мира, но научного значения они не имели). Необходимо направить в небо камеру с достаточно широким полем зрения, открыв затвор на все время наблюдеплй.
Даже приблизительное понимание природы небесных объектов невозможно без умения определять расстояния до них. Лишь знание расстояний (но пе только ИА) до тел, порождающих метеоры, позволяет посчитать, сколько они излучают энергии и каковы их массы. Поэтому еще в 1893 году сотрудник Йельской обсерватории в США У. Элкин установил по нескольку камер в двух пунктах, разделенных расстоянием 3-5 км, с целью определить методом триангуляции расстояния до тол, порождающих метеоры, и их высоты над поверхностью Земли. На одном пз пунктов фотографирование проводилось через вращающийся "пропеллер"-обтгоратор, сделанный из велосипедного колеса. При вращении обтюратор перекрывал объективы камер с угловой скоростью от 6 до 10 об/с, и на фотоснимке изображение получалось в виде прерывистой линии, что позволяло определить скорость метеороида.
Эта работа продолжалась до 1909 года, однако результаты ее были частично опубликованы лишь в 1937 году. В 1912 году аналогичные работы были начаты в Великобритании Ф. Линдемавом и М. Добсоном, но продолжались недолго, не дав существенных результатов. У нас в стране первые фотографические наблюдения с двух пунктов начались в 1932 году в Москве под руководством В. В. Федынского. Они проводились на двух камерах, расположенных на расстоянии 2 км друг от друга. Перед объективом одной из них был установлен обтюратор.
Все эти пионерские работы продемонстрировали жизнеспособность фотографических методов наблюдения. В 1936 году в Гарвардской обсерватории Ф. Уипл начал систематические наблюдения метеоров на двух камерах с полем зрения 60х60°, удаленных друг от друга на 38 км. Несмотря на то что количество сфотографированных метеоров было еще невелико, точность метода благодаря увеличению базиса достигла высокой степени. Ф. Уиплу и его сотрудникам удалось определить высоты,
скорости и орбиты метеороидов, сделать первые оценки их масс и получить значения плотности атмосферы на высотах 80-100 км.
Следующим шагом в развитии фотографического метода явилось создание ряда комплексов из нескольких камер, названных метеорными патрулями. В 1938 году первый метеорный патруль, состоящий из четырех агрегатов по семь камер каждый, был создан в Советском Союзе. В его разработке активно участвовали С. В. Орлов, В. В. Федынский и И. С. Астапович. Патруль, пз-готовленный в Москве в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, был установлен на астрономической обсерватории в Душанбе, которая славится рекордным количеством ясных ночей.