Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 5.3. Наблюдения лунных

затмений

341

метеоров — телеметеоров. Для этого в бинокль или в телескоп (при минимальном

увеличении) наблюдается радиант или очень близкая к нему область. Вдали от ради-

анта угловая длина и угловая скорость метеоров велики. При наблюдениях в бинокль

или телескоп метеоры будут быстро пересекать поле зрения, и наблюдатель вообще

не заметит метеор или не успеет запомнить его положение. Поэтому приходится

отказаться от требования постоянства высоты над горизонтом наблюдаемого участ-

ка неба и наблюдать около самого радианта, так как вблизи него угловая длина

и угловая скорость метеоров малы. При обработке наблюдений необходимо знать

поле зрения бинокля или телескопа.

Наблюдения в бинокль или телескоп позволяют найти очень точное положение

радианта, и потому обычно при этом проводится не только квалифицированный

счет, но и нанесение метеоров на карту. Для этого необходимо иметь атлас с картами

крупного масштаба.

Численность телеметеоров гораздо больше, чем метеоров, доступных невоору-

женному глазу. Если распространить частоту телеметеоров, наблюдаемых в поле

зрения бинокля или телескопа, на всю видимую полусферу неба, их общее число

окажется близким к 20 тыс. метеоров в час. Высота возгорания телеметеоров ниже,

чем у обычных метеоров (иногда всего 20-30 км). О телеметеорах см.: Бахарев А. А.

Инструкция к наблюдениям зодиакального света и противосияния (Бюл. ВАГО,

1964, № 10).

5.6.9. Счет метеоров слабых потоков

и спорадических метеоров

Для наблюдения следует выбрать участок, не меняющий своего положения по от-

ношению к горизонту и странам света. Лучше всего выбрать его вблизи небесного

меридиана, т. е. в северной или южной части небосвода. Наблюдаемый участок

ограничивается так, как это было описано выше.

Вечерние часы благоприятны для наблюдений метеоров, догоняющих Землю,

а утренние часы — для встречных метеоров. Для равномерного охвата наблюдениями

тех и других метеоров важно, чтобы середина наблюдений приходилась как раз

на полночь по местному времени. Можно наблюдать, например, с 23

до l

по местному времени или еще дольше, делая небольшие перерывы для отдыха,

но можно наблюдать 1-2 часа с вечера и 1-2 часа под утро (например, с 20 до 22

и затем с 2

до 4

по местному времени).

Если подобная организация наблюдений невозможна, то следует наметить

какие-либо определенные часы ночи и строго соблюдать их в продолжение всех

наблюдений.

Представляют научную ценность длинные серии однотипных наблюдений. Осо-

бенно ценны наблюдения, проводимые в течение года или даже нескольких лет.

При наличии нескольких наблюдателей интересны одновременные наблюдения се-

верного и южного участков неба.

Когда нет активных потоков, число метеоров малб, и поэтому не представляет

труда вести не простой, а квалифицированный счет и, кроме того, регистрировать

направление полета. Регистрация этих величин позволит опытным наблюдателям

в некоторых случаях выявить наличие радианта в пределах наблюдаемого участка

неба или вблизи него без нанесения метеоров на карту.

Направление полета отмечается условно в «часах». В точку появления ме-

теора мысленно помещается центр часового циферблата и записывается, к какому

342 Глава 5. Астрономические наблюдения

делению циферблата было направлено движение метеора. В таком случае б

' означает

направление вертикально вниз, 3

— вправо, 9

— влево и т.д.

Предельная видимость звезд регистрируется, как указано выше.

Если при счете спорадических метеоров наблюдатель замечает высокую ак-

тивность какого-либо радианта, необходимо внимательно проверить это. Следует

повернуться так, чтобы этот радиант оказался в пределах наблюдаемого участка неба.

Надо в журнале наблюдений помечать специальным знаком метеоры из этого радиан-

та, записав также его предполагаемое положение среди звезд. Желательно нанесение

метеоров на звездную карту с целью определения координат радианта (см. ниже).

5.6.10. Двойной счет метеоров

Даже в пределах ограниченного участка неба наблюдатель, замечая все яркие ме-

теоры, регистрирует лишь малую долю слабых метеоров. Для того чтобы узнать,

какая доля метеоров той или иной звездной величины замечается наблюдателем,

необходимо провести наблюдения по методу двойного счета.

Два наблюдателя, расположившись под одинаковыми рамками, одновременно

наблюдают один и тот же участок неба и совершенно независимо друг от друга

регистрируют замечаемые ими метеоры, отмечая звездные величины метеоров,

моменты их пролета (с точностью до 1 секунды) и приблизительно положение в поле

зрения. Важно установить, какие метеоры были замечены обоими наблюдателями.

Пусть N(m) — истинное число метеоров т-й звездной величины в наблю-

даемом участке неба, N\(m) и N

(m) — числа метеоров этой звездной величины,

замеченных первым и вторым наблюдателями, iV|

(m) число метеоров, замеченных

одновременно обоими наблюдателями, и, наконец, Т]\(т) и ^(т) — коэффициенты

замечаемости обоих наблюдателей для метеоров т-й звездной величины. Тогда

iVi(m) = 7i\(m)N(m)-, i\T

(m) = rj

(m)N(Tn)-,

Nu(m) =

T]\

(m)N

(m) = г]

(т)^(т).

Следовательно,

NAm)N

(m) ,

VJ •

(105)

(m)

, ч N

(m) N

(m)

|(га) =

Щ'

(106)

Формула (105) позволяет найти истинное число метеоров при наблюдении

по методу двойного счета, а формулы (106) дают коэффициент замечаемости от-

дельных наблюдателей, которые могут быть использованы в тех случаях, когда эти

наблюдатели будут наблюдать поодиночке. Применение этих формул становится

более надежным с увеличением N\

(m). Оно должно быть не менее 10. У ква-

лифицированных наблюдателей значения rj(m), определенные по разным сериям

наблюдений, близки.

Главной целью наблюдений по методу двойного счета является изучение чи-

сленности и функции светимости метеоров. Если значения N(m), вычисленные

по формуле (105), нанести на график, на котором по горизонтальной оси отложе-

но т, а по вертикальной lgiV(m), то при функции светимости вида (103) точки

располагаются вдоль прямой. Постоянная к определяется по наклону этой прямой

к горизонтальной оси (tg

<р

= lg«).

Проведение по методу двойного счета всех наблюдений, связанных со счетом

метеоров, дает ценные научные результаты. Этот метод, конечно, может быть

§ 5.3. Наблюдения лунных

затмений

343

распространен на случай трех и более наблюдателей. Увеличение числа независимых

наблюдателей повышает точность результатов.

5.6.11. Многократный счет метеоров

Рис. 243 дает представление об организации многократного счета метеоров, т. е. счета

метеоров несколькими наблюдателями. Над каждым наблюдателем устанавливается

Рис. 243. Организация наблюдений многократного счета метеоров

круговая рамка, ограничивающая поле поперечником ~60° с центром в зените.

Электрическим фонариком сигнализируют секретарю о моменте пролета метеора

в поле зрения данного наблюдателя (см. статью Б И. Сазонова в «ЗиВ» № 6 за 1976 г.).

Характеристики метеоров (см. ниже) сообщаются словами.

Истинное число метеоров N(m) данной звездной величины m при счете

группой из к наблюдателей вычисляется следующим методом. Пусть п\, п

,..., п* —

числа метеоров данной звездной величины, замеченных каждым из наблюдателей.

Z = п\ + п

+ ... + Пк — суммарное число всех регистрации. Число Z больше

числа S — физически различных метеоров, появившихся на небе, поскольку один

и тот же метеор может быть отмечен несколькими наблюдателями.

Пусть р — средний коэффициент замечаемости одного наблюдателя; rj =

1 — (1 - р)

— групповой коэффициент замечаемости. Они показывают, какую часть

метеоров замечает в среднем один наблюдатель (р) и вся группа (i/). По определению

имеем

вд =

- = А.

(в)

Из нее легко получить формулу Квиза:

'-О-?)'.

Z кр кр

КН>

344 Глава 5. Астрономические наблюдения

Определив из наблюдений значения S и Z, подбором по формуле (/3) находим

значения р и т]. Можно заранее для определенных к составить таблицы зависи-

мости значений S/Z от р (или т/) с шагом по р, например, 0,05 или даже 0,01.

Определив из таблицы по значению S/Z величину р (или ?/), затем по формуле (а)

находим N(m).

При изучении определенного потока последовательность действий следующая:

сначала вычисляются р и

т]

по всем наблюдавшимся метеорам тп-й звездной вели-

чины; затем эти значения применяются к метеорам потока; наконец, учитывается

зенитное расстояние радианта (умножением на sec ZR).

5.6.12. Изучение радиантов слабых потоков

Для проверки существования тех или иных радиантов, уточнения их координат

и выявления вновь появившихся радиантов необходимо наносить пути метеоров

на звездную карту. Если метеоры наблюдаются в окрестностях радианта, со всех

сторон от него, то его координаты определяются точнее всего (рис. 244). Если же

наблюдаемый участок неба расположен далеко от радианта, то эти линии пересека-

ются под острыми углами, и небольшая ошибка в регистрации пути метеора сильно

смещает точку пересечения и ведет к большой ошибке в определении координат

радианта. Поэтому при изучении заранее известного радианта следует наблюдать его

непосредственные окрестности, а при выявлении новых радиантов удается надежно

определить координаты только тех из них, которые лежат в пределах наблюдаемой

области или вблизи нее. Если наблюдения ведутся нерегулярно, то главной целью

следует ставить проверку существования и изучение известных радиантов. Можно

взять какой-либо каталог радиантов (например, приведенный в Постоянной части

3SO 350 340 330

320 3JO

300 290 2ВО а

Рис. 244. Пример определения радиантов на сетке Лоренцони. Радиант б-Каприкорнид

(а = 324°, 6 = —16 ) 6 августа 1961 г. по наблюдениям в Ашхабаде

§ 5.3. Наблюдения лунных

затмений

345

Астрономического календаря) и для каждой ночи наблюдения выбирать ту область

неба, в которой в данную ночь имеется радиант (или радианты) и которая в часы

наблюдений удобно расположена.

Интересные результаты могут быть получены, если систематически (в течение

ряда лет) следить за радиантами, которые давали в отдельные годы значительное

число метеоров (список таких радиантов см. ПЧАК. 7-е изд. 1981. С. 580), либо сле-

дить за так называемыми кометными радиантами, т.е. радиантами, вычисленными

по элементам орбит комет, проходящих вблизи земной орбиты.

Ценность наблюдений возрастает, если проводить их непрерывными сериями

много ночей подряд (несколько позволяют погода и Луна), наблюдая одну и ту же

область неба. Тогда можно будет не только установить наличие радиантов, но и опре-

делить срок действия каждого из них и найти ход численности метеоров в течение

этого срока.

После пролета метеора наблюдатель должен запомнить путь метеора среди

звезд — направление полета и положение точек появления и исчезновения — и за-

писать его (например: метеор появился около 7 And, летел в направлении, параллель-

ном линии, соединяющей а и р Tri, исчез около линии, соединяющей a And и р Ari).

Заметив момент времени по часам, наблюдатель наносит путь метеора на карту, по-

мечает стрелкой направление его движения и около точки исчезновения указывает

его порядковый номер, а затем в журнал наблюдений записывает порядковый номер

метеора, звездную величину, угловую длину, угловую скорость, цвет, очерченность

и какие-либо особенности (например, наличие вспышек, следа и т. п.). Момент

пролета при этих наблюдениях можно отмечать с точностью до нескольких минут.

5.6.13. Наблюдения с целью определения высот метеоров

Для определения высоты метеора необходимо из двух пунктов зарегистрировать

его видимый путь среди звезд (базисные наблюдения). При визуальных наблюдениях

наблюдатели располагаются на расстоянии 30-50 км друг от друга, а при телеско-

пических на расстоянии 0,5-2 км. Обработка таких наблюдений дает, кроме высоты

метеора, приближенное положение его индивидуального радианта, что позволяет

более уверенно установить его принадлежность к тому или иному потоку.

Пункты наблюдения

желательно выбирать та-

ким образом, чтобы пря-

мая, их соединяющая (ба-

зис), была направлена по

возможности перпендику-

лярно к направлению на

радиант. Для того чтобы

оба наблюдателя могли за-

мечать одни и те же метео-

ры, они должны наблю-

дать одну и ту же область

атмосферы на высоте око-

ло 80 км. В этом слу-

чае расстояния до мете-

ора будут минимальными

и ошибки в нанесении ме-

теоров на карты скажутся

Рис. 245. Одновременные наблюдения метеоров из двух пунк-

тов

346 Глава 5. Астрономические наблюдения

Рис. 246. К базисным на-

блюдениям метеоров

меньше. При визуальных наблюдениях выгоднее всего

наблюдать ту область, которая расположена над сере-

диной базиса. Наблюдатели на концах базиса должны

располагаться лицом друг к другу и фиксировать свое

внимание на участке неба, центр которого отстоит от зе-

нита на 10-30° (рис.245).

При телескопических наблюдениях нужно накло-

нить оси биноклей или телескопов так, чтобы они пере-

секались на высоте 80 км над серединой базиса. Время

начала и конца наблюдений, а также перерывы должны

быть заранее согласованы.

Для того чтобы увеличить число метеоров, заме-

ченных с обоих концов базиса, надо, чтобы внимание

наблюдателей было сосредоточено на нужных участках

неба и не отвлекалось в стороны. Это может быть до-

стигнуто с помощью таких же «метеорных рамок»,

какие рекомендовались выше при описании счета

метеоров.

Если наблюдения проводились в зенитной

области, то приближенное определение высо-

ты метеора не представляет труда. Пусть М\М\

и М

— положения метеора среди звезд, види-

мые из пунктов А и В соответственно. Как можно

понять из рис. 246, «параллактическое» смещение

какой-либо точки метеора, т.е. кажущееся смеще-

ние, происходит в плоскости, проходящей через

эту точку и пункты наблюдений. Каждой точке Р

на М\М\ соответствует на М

вполне опре-

деленная точка Q. Если а — азимут пункта В

относительно А, то положение Q найдем, проведя

через Р прямую под углом 360° - а к небесному

меридиану до пересечения с М

. Измерив рас-

стояние PQ в градусах, находим величину парал-

лактического смещения ж выбранной точки. После

этого приближенное значение высоты этой точки

вычисляется по формуле

Н =

Sin

7Г

где d — расстояние между пунктами наблюдений.

Если метеор оставил след или если наблюда-

лись вспышки, то место следа или вспышек поме-

чается на карте, а описание записывается в журнал

наблюдений (в графе «Примечания»), Очень важно

отмечать смещение следа (см. ниже) и звездную

величину вспышек.

Во время очень обильных метеорных пото-

ков желательно проводить наблюдения с помощ-

ником (секретарем). Помощник по знаку наблю-

дателя (возглас «есть!») отмечает по часам время

Рис. 247. Фотографирование с

неподвижной камерой. Снимок

двух метеоров

§ 5.3. Наблюдения лунных

затмений

347

и под диктовку записывает в журнал остальные данные. Сам наблюдатель наносит

путь метеора на карту.

5.6.14. Фотографирование метеоров

С помощью любой светосильной камеры

удается фотографировать яркие метеоры.

Камера устанавливается неподвижно в на-

правлении нужного участка неба. Снимок

делается с выдержкой в 1-3 часа (при Лу-

не приходится делать меньшие выдержки)

(рис. 247). Если камера укреплена на па-

раллактической установке и может следить

за движением звездного неба, то звезды по-

лучаются точками (рис. 248). В обоих слу-

чаях надо записать момент пролета яркого

метеора.

Так как яркие метеоры появляются ред-

ко, то один снимок метеора удается полу-

чить в среднем за 100 часов экспозиции.

Во время активных потоков, например Пер-

сеид, один снимок получается в среднем

за 20 часов выдержки, а во время метеорных

дождей Драконид в 1933 г. и 1946 г. и Леонид

1966 г. число метеоров было так велико, что

на одной пластинке получилось 10-40 ме-

теоров. Обычно фотографирование метео-

ров ведут несколькими камерами, охваты-

вающими все небо, смонтированными для

удобства в так называемый метеорный па-

труль (рис. 249).

Рис. 249. Малый портативный экспедиционный метеорный

патруль конструкции В. В. Мартыненко (Симферополь). Снят

во время вращения обтюратора (фотография В.Л.Боммара)

Рис. 248. Фотография яркого метеора

28 ноября 1930 г., полученного В. А. На-

чапкиным (Душанбе). Объектив — Триотар

Цейса

Случайные разрознен-

ные фотографии метеоров

представляют малую науч-

ную ценность. Исключение

составляют только редкие

снимки с длиннофокусны-

ми камерами, на которых

зачастую можно видеть дро-

бление и другие особенно-

сти, незаметные на снимках

малого масштаба. В то же

время весьма ценными яв-

ляются снимки одного и то-

го же метеора, сделанные

из двух пунктов, причем хо-

тя бы в одном из них пе-

ред объективом должен быть

установлен обтюратор (зат-

вор), вращающийся с изве-

стной скоростью (рис. 249).

348 Глава 5. Астрономические наблюдения

Такие парные снимки позволяют найти высоту, скорость, торможение и некоторые

другие характеристики метеора, а также ценные данные о тех слоях атмосферы,

в которых он наблюдался. Базисное фотографирование метеоров следует проводить

во время действия активных потоков. При выборе базиса и участка неба следует

руководствоваться теми же указаниями, которые были даны при описании визуаль-

ных базисных наблюдений. В Постоянной части АК можно найти дополнительные

советы как по организации фотографических наблюдений, так и по визуальным

наблюдениям метеоров.

5.6.15. Наблюдения следов метеоров

Регистрацию следов метеоров желательно включать в программу квалифицирован-

ного счета. Особенно важно это делать при наблюдениях активных потоков.

Для кратковременных следов, видимых в течение долей секунды, надо оценивать

их продолжительность и отмечать положение видимого пути метеора. У длительных

следов надо регистрировать их смещения относительно звезд и изменения формы

и ширины. Надо сделать несколько последовательных зарисовок формы и положений

следа среди звезд, отмечая с точностью до секунды момент каждой зарисовки. Важно

точно знать промежутки времени между последовательными зарисовками. Поэтому

секунды записываются и в том случае, когда поправка часов точно не известна.

Наблюдению таких следов помогает бинокль: в него след виден дольше, чем

невооруженным глазом, кроме того, легче регистрировать его ширину.

При зарисовке следа, наблюдаемого в бинокль, рисуется на глаз карта нужного

участка неба, а по окончании наблюдений этот участок неба находится в подробном

звездном атласе, копируется на кальку, и затем положения следа перерисовываются

с «самодельной» карты на эту копию. К зарисовке прилагается описание следа,

а также самого метеора (его звездная величина, продолжительность и пр.).

Смещение ярких следов можно наблюдать с помощью небольшого телескопа

при наименьшем увеличении. Телескоп должен быть установлен на прочном штати-

ве. Заметив яркий след, наблюдатель быстро наводит на него телескоп, устанавливает

в центре поля зрения какой-либо сгусток в следе или излом и закрепляет телескоп

на штативе. Затем он наблюдает смещение сгустка или излома. Величину смеще-

ния А выражают в долях поперечника поля зрения, а направление смещения 7 —

в «часах», мысленно помещая циферблат в центре поля зрения. Наблюдения ведут

до полного исчезновения следа, а в случае необходимости время от времени пере-

двигают телескоп. Зная поле зрения телескопа, можно определить смещение следа

в градусах или минутах дуги. Для вычисления скорости дрейфа нужно знать еще

зенитное расстояние следа z и его азимут а. Пусть А — угловое смещение какой-

либо точки следа в минутах дуги за время At, 7 — позиционный угол направления

смещения, отсчитываемый от направления к зениту по часовой стрелке, z и а —

зенитное расстояние и азимут следа (рис.250). Тогда компоненты угловой скорости

выражаются формулами

cos 7

и, = ——— =

—ш

cos 7,

At ''

sin 7

u)„ =

sin 7.

At '

Следы смещаются преимущественно в горизонтальном направлении. Поэто-

му, пренебрегая вертикальной компонентой, находим горизонтальные компоненты

(107)

§5.7. Наблюдение болидов и падений метеоритов 349

линейной скорости смещения:

— H sec z , v

= -Hsecz . (108)

3438'

3438

Здесь v

— горизонтальная скорость в направлении ази-

мута (она положительна при удалении от наблюдате-

ля), v

— горизонтальная скорость в перпендикулярном

направлении (т. е. в направлении азимута = а

—

90°),

1/3438 = arc 1', а Н — высота следа. Когда Н выражено

в км, формулы (112) дают скорость в км/с; Н можно

определить из базисных наблюдений, а если они не про-

водились, то грубо принимают Н ~ 70 км (средняя

высота наиболее яркой части длительных следов).

Большую ценность в настоящее время представля-

ют фотографии следов, особенно базисные. Получить

их нетрудно. Любая светосильная камера (типа ФЭД)

крепится к телескопу так, чтобы их оптические оси со-

впадали. Наведя телескоп на след, тем самым наводят и камеру. Затем начинают

фотографирование. Рекомендуются выдержки по 10-15 секунд с такими же пе-

рерывами между ними. После каждой экспозиции пленку перематывают, чтобы

изображения следа не наложились друг на друга. Удобны камеры с автоматической

перемоткой пленки. При быстром движении следа можно все экспозиции сделать

на один кадр, периодически прикрывая объектив каким-либо непрозрачным экра-

ном при открытом затворе. Необходимо следить за тем, чтобы при открывании

и закрывании затвора или объектива и при перемотке пленки камера не смещалась.

Моменты начала и конца экспозиций должны быть известны до I

Из-за малой яркости следов необходима максимальная чувствительность плен-

ки. Наиболее простой способ повышения чувствительности состоит в предваритель-

ной засветке, которую можно осуществить, фотографируя белую стену, очень слабо

освещенную рассеянным светом.

§5.7. Наблюдение болидов

и падений метеоритов*

Метеориты — это упавшие на Землю образцы внеземного вещества, сформиро-

вавшегося 4,5 млрд лет назад и сохранившегося почти неизменным. Они на пол-

миллиарда лет старше самых древних пород, найденных на Луне, и на 1-2 млрд

лет старше древнейших горных пород на Земле. Это самое старое вещество, до-

ступное лабораторному изучению. Состав и структура метеоритов характеризуют те

процессы, которые привели к образованию Солнечной системы, что определяет их

исключительную научную ценность.

Все метеориты, найденные на территории нашей страны, наравне с полезными

ископаемыми, являются народным достоянием и охраняются законом. Лицам,

нашедшим метеорит, выдается денежная премия за содействие науке.

Поверхности Земли ежегодно достигают несколько сотен или тысяч метеоритов.

Огромное число их падает в моря и океаны, в безлюдные пустыни, полярные и гор-

ные области. Выпавшие метеориты постепенно разрушаются под действием воды,

Рис. 250. К наблюдениям

метеорных следов

* Этот раздел был написан А. Н. Симоненко (1935-1984).

350 Глава 5. Астрономические наблюдения

ветра и солнечного излучения, и многие из них не сохраняются дольше 100-200 лет.

В руки ученых попадает всего 2-5 метеоритов в год. Примерно половина метеоритов

наблюдалась при падении, но сфотографировано было только два.

Болиды, порождаемые падающими метеоритами, нередко представляют собой

грандиозные явления. Они бывают видны за сотни километров даже днем. Наблю-

датель должен подробно описать световые явления, обращая внимание на яркость

болида, его цвет, форму, угловые размеры, и их изменение во время полета, рас-

положение относительно звезд, наличие у болида хвоста, следа, вспышек, искр

и дробления. Нужно указать время полета болида, его угловую длину, угловую ско-

рость, т.е. те же характеристики, которые отмечаются при наблюдениях метеоров

по программе «максимум», сопровождая их подробными описаниями. Желательно

сделать несколько зарисовок болида и его следа, а еще лучше получить несколько

фотографий. Оценки яркости болида представляют большие трудности из-за отсут-

ствия на небе объектов для сравнения. Можно пытаться оценивать ее по сравнению

с полной Луной, или с Луной в первой четверти, или с уличными фонарями и т. п.

Следует обращать внимание на освещенность местности, создаваемую болидом.

Полет яркого болида зачастую сопровождается разнообразными звуковыми эф-

фектами; то треском, то свистом (иногда столь высокой частоты, что их слышат

только дети и некоторые животные), то мяуканьем с металлическим тембром. Боли-

ды, сопровождающиеся звуковыми эффектами, получили название электрофонных

болидов. Природа этих звуков еще не разгадана, поэтому все подробности полета

электрофонного болида могут иметь большое значение для науки. Об описании

наблюдений внезапных, непредсказуемых, а также непонятных (пока!) явлений

см. §5.9. Важно обращать внимание на глухой удар — «клевок», который свидетель-

ствует о том, что космическое тело достигло поверхности Земли.

Определить атмосферную (пространственную) траекторию болида и предпо-

лагаемое место падения метеорита можно, собрав и подвергнув математической

обработке сведения о видимой траектории болида, наблюдавшейся в пунктах уда-

ленных друг от друга иногда на десятки километров. Особенность задачи состоит

в том, что наблюдения болидов и падения метеоритов нельзя планировать (как на-

блюдения метеоров, метеорных потоков) из-за чрезвычайной редкости этих явлений.

Падения метеоритов обычно наблюдают случайные неопытные очевидцы. Не всегда

легко их выявить и опросить. Поэтому насчитывается всего несколько десятков

метеоритов, для которых удалось уверенно определить атмосферную траекторию

по визуальным наблюдениям болидов, и только для трех метеоритов траектории

определены на основании базисных фотографий с применением обтюраторов. Вы-

явление и опрос очевидцев тоже является задачей любителей астрономии.

Проще всего зарегистрировать видимую траекторию болида, если наблюдения

проводятся в ясную ночь опытным наблюдателем. При наблюдениях в сумерки

и днем (а неопытными наблюдателями и ночью) приходится определять видимую

траекторию болида по отношению к горизонту, зданиям и другим ориентирам. При

этом крайне желательно попытаться определить азимуты и угловые высоты начала

и конца болида, а также каких-либо особых точек (например, точки, в которой

произошло дробление) (рис.251). Если под руками не оказалось компаса, то надо

постараться запомнить положение болида на небе, а затем снова прийти на место

наблюдений и произвести замеры. Полезно сделать зарисовки видимого положения

болида по отношению к земным ориентирам, указав где и на каком расстоянии от них

находился наблюдатель. Опрос очевидцев желательно также проводить на месте на-

блюдений. Иначе в положение видимой траектории могут быть внесены большие