Исследование физических характеристик метеоров по спектральным наблюдениям тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Кохирова, Гулчехра Исроиловна

• Кохирова, Гулчехра Исроиловна
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Кохирова, Гулчехра Исроиловна

содержание

введение

глава 1. свечение и спектры метеоров.

§ 1.1. Основные уравнения теории излучения

§1.2. Качественный анализ спектров метеоров

§1.3. Количественный анализ спектров метеоров

глава 2. спектрофотометрия метеоров.

§ 2.1. Методы спектрографирования

§2.2. Исследование призмы, реплики дифракционной решетки, фотоматериалов, применяемых для получения

метеорных спектров

§2.3. Методика обработки спектров метеоров:

1) Определение длин волн в метеорных спектрах

2) Относительная спектрофотометрия

3) Абсолютная спектрофотометрия

глава 3. определение физических характеристик метеорной комы по спектрам метеоров.

§3.1. Результаты определения химического состава

метеороидов

§ 3.2. Степень неравновесности излучения метеорной комы

ионизационной компоненты метеорной комы

§3.6. Сравнительный анализ спектров метеоров

со спектрами комет

заключение

литература

приложение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование физических характеристик метеоров по спектральным наблюдениям»

введение

Метеороиды — метеорные тела, частицы межпланетной пыли и, возможно, межзвездной пыли, совместно с кометами и астероидами, составляют популяцию малых тел Солнечной системы. Метеорные тела являются продуктом дезинтеграции кометных ядер и дробления астероидов при взаимных столкновениях. Метеорные тела, образующие метеороидные рои или спорадические метеороиды, обращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам с разнообразными наклонами. При вторжении этих тел в атмосферу Земли происходит явление метеора. Метеор — это совокупность различного рода процессов, сопровождающих вторжение метеороидов в земную атмосферу в интервале скоростей от 11 до 72 км/с. Это явление доступно разным видам наземных и космических наблюдений. Совокупность этих процессов можно подразделить на два вида: макроскопического масштаба, которые составляют такие физические процессы, как разогревание метеороида до высоких температур, плавление, испарение, дробление, торможение, образование ударной волны и др., и микроскопического масштаба — сложное взаимодействие элементарных частиц метеорного вещества с молекулами и атомами земной атмосферы вдоль пути метеора.

Во время движения в земной атмосфере метеороид быстро нагревается за счет столкновений с молекулами воздуха и постепенно испаряется с поверхности. Таким образом метеорный газ образует метеорную плазму путем диссоциации и ионизации частиц газа под воздействием взаимных столкновений и столкновений с молекулами окружающей атмосферы. Плазма тормозится и откидывается назад от метеороида в виде тонкого столба — следа вдоль метеорного пути. Хотя плазма первоначально горячая и плотная, она постепенно диффундирует в окружающий воздух и остывает. Обычно метеор

наблюдается из-за его свечения. Свечение метеора происходит в основном от столба метеорной плазмы на ранней стадии диффузии. Продолжительность метеорного свечения, как правило, очень короткая и полагается, что она не больше 1 миллисекунды в любой точке метеорного пути, кроме случая метеорного хвоста — wake, обусловленное дроблением метеороида.

Наземные наблюдения комплекса метеорных явлений включают в себя визуальные, а также фотографические, радиолокационные и телевизионные средства регистрации. Эффективность метода наблюдений зависит от звездной величины метеора или массы метеороида. Очень слабые метеоры до +14 звездной величины регистрируются радиолокационной, телевизионной техникой регистрируются метеоры до +8--Ь9 звездной величины, а фотографическим методом и визуально можно регистрировать метеоры ярче +4 зв.величины. Метеоры ярче —4 зв.величины называются болидами. Диапазон звездных величин регистрируемых метеоров соответствует интервалу масс метеороидов от Ю-7 до 107 г. К космическим средствам наблюдений относятся приборы или аппаратура, установленные на борту космических аппаратов, геофизических ракет, ИСЗ или на межпланетных станциях. Речь идет о датчиках, ре-

Т 10

гистрирующих метеорные тела массой от менее 10 г до 10" г, а также, к примеру, об ультрафиолетовом спектрографе, спроектированном в Канаде.

Все наземные методы наблюдений применяются в Гиссарской обсерватории Института астрофизики АН РТ. Установленный здесь метеорный патруль кроме фотографических изображений дает возможность получать призменные и дифракционные спектры метеоров. Кроме этого, в последние годы здесь в период активности главных метеорных потоков работают пункты фотографических наблю-

дений болидов, включающих и спектральные наблюдения.

актуальность проблемы. Исследование физических явлений, сопровождающих полет метеорного тела в земной атмосфере, а именно, изучение траекторий, процессов свечения и ионизации метеоров, важно для выяснения физической природы метеороидов. Так как метеорные тела являются продуктами распада комет и метеороидов и вместе с ними составляют малые тела Солнечной системы, то понятны научный интерес и ценность изучения этого вещества с помощью одной из немногих возможностей доступа к нему — метеорного явления для решения проблем важнейшего раздела астрономии — космогонии. Согласно современным представлениям малые тела Солнечной системы являются реликтами того вещества, из которого около 4.5 млрд. лет назад образовались планеты Солнечной системы. Благодаря их ничтожным массам состав и физико-химические свойства малых тел остались почти такими же, как при образовании планетной системы, или, говоря другими словами, вещество комет и метеорных тел сохранилось в первозданном виде. Поэтому малые тела содержат важную информацию о тех условиях, которые господствовали в начальной стадии формирования Солнечной системы. Учитывая, что все научные результаты о строении и эволюции Солнечной системы получены в настоящее время, а достоверные сведения о ее начальном состоянии практически отсутствуют, огромное значение приобретает создание хорошо оснащенных всесторонних наблюдательных баз для сбора достоверных наблюдательных данных о малых телах, обработка и интерпретация этого материала.

Одним из направлений этой большой и сложной задачи является определение содержания различных химических элементов в современной Солнечной системе и далее, пользуясь полученными резуль-

татами, исследование состава первичной протосолнечной туманности. Как известно, такого рода результаты могут быть получены только из спектрального анализа, в частности (в нашем случае), излучения метеорного вещества, посредством которого находится химический состав метеороидов.

Спектры метеоров дают информацию об условиях возбуждения, свечения и ионизации метеорной плазмы, о химическом составе и концентрации элементов в метеороидах и, следовательно, о твердой составляющей ядер комет и астероидов.

Исследование метеоров имеет и важное прикладное значение. Так изучение метеорных следов, образующихся в атмосфере Земли после пролета метеора, представляет большой интерес для физики плазмы, геофизики, физики средней атмосферы и метеорной радиосвязи. По наблюдениям дрейфа метеорных следов определяются параметры воздушных течений в мезосфере и нижней термосфере, которые используются при определении циркуляции земной атмосферы.

Известно, что спорадический слой Е ионосферы оказывает существенное влияние на распространение радиоволн. Электронная концентрация в этой области подвержена сильным суточным вариациям, что изменяет и условия на радиотрассах. Наиболее вероятным источником ионизации ночной Е-области является ионизация метеорами. О влиянии метеорной ионизации на образование спорадических слоев Е свидетельствует и установленный факт существования на высотах появления спорадических слоев Е ионосферы металлических ионов Ее+, 81+, Mg+ и др., которые имеют метеорное происхождение.

Определение химического состава метеорных тел и физико-химических параметров метеорного явления и связанных с ним явлений в атмосфере Земли может быть выполнено только через анализ

метеорных спектров. Но не так легко получить состав метеороидов из спектрального анализа. И основная причина в том, что метеорное излучение это явление сложного порядка и содержит в себе много физических процессов , которые пока не очень хорошо изучены. Более того, существуют несколько неизвестных параметров, необходимых для определения физических условий в метеорной плазме. В результате знания о химическом составе метеороидов остаются неполными.

Теоретические подходы к спектральному анализу метеорного излучения можно подразделить на два пути. Один путь основан на детальном исследовании столкновительных процессов между атомами, испарившимися с метеороида (Fe, Mg, Са, Na, А1 и др.) и молекулами воздуха (N2 и О2), так как метеорное излучение происходит существенным образом за счет этих столкновений. Этот подход кажется наиболее разумным. Но все исследования в этом направлении были только экспериментальными (Boitnott S. A., Savage Н. F., 1970, 1971, 1972, 1973). Это следствие того, что теория неупругих столкновений между тяжелыми частицами очень сложная и получить практические решения трудно. Нет точной доступной теории, которая могла бы быть приложена к исследованию состава метеорных тел.

Альтернативный подход — применение теории термодинамического равновесия к метеорному излучению. Это применение не всегда возможно, так как метеорное излучение не находится в состоянии термодинамического равновесия. Тем не менее этот метод является полезным и ценным внутри ограниченных условий после введения некоторых модификаций к этой теории. И хотя этот метод является условным и достоверность результатов скорее всего ограничена, почти все спектральные исследования метеоров проведены с помо-

щью этого метода ( Babazhanov, Getman, 1979; Ceplecha,1963, 1964,1965, 1971; Harvey, 1971,1973,1973а; Nagasawa,1978). Это еще следствие того, что вычисления здесь значительно упрощены.

цель и задачи работы. До недавнего времени основным направлением в спектральных исследованиях являлся качественный анализ наблюдательного материала, важность которого, конечно, нельзя умалять. Ведь благодаря ему было установлено, что самым распространенным элементом в метеорных телах, обнаруженным по метеорным спектрам, является железо. Наиболее яркими являются также спектральные линии Nal, Mgl, Call, Cri, N2. Кроме них обнаружены линии таких элементов, как Mnl, Cal, NI, All, OI, Nil, Sil, Til, Col, линии ионизированных атомов Mgl I, Sill, Fell, All I, Till, Crll, Call.

Несмотря на то, что за последние 50 лет были получены сотни метеорных спектров во многих астрономических обсерваториях, в том числе и в ГисАО, но, к сожалению, количественный анализ метеорной спектроскопии не может похвалиться успехами, какие имеет, например, спектроскопия Солнца и звезд. Объем информации, получаемой из метеорных спектров, намного меньше, чем из солнечных и звездных спектров. Однако, в количественной метеорной спектроскопии могут быть успешно применены методы звездной спектроскопии.

В настоящей работе проведено детальное исследование спектров 9 метеоров потока Персеид, одного Геминид, одного 5-Акварид, и 2 спорадических, один из которых принадлежит к 3-ей ассоциации согласно данным Бабаджанова (1970). Работа выполнена на базе наблюдательного фотографического и спектрального материала, полученного как малыми камерами МК-25 (D=10 см, F=25 см), так и по методу мгновенной экспозиции (1 спектр) с камерой МК-75 (F=75

см, Б:Р=1:3.5) на Метеорном патруле Института астрофизики АН РТ. Данные об орбитах метеоров получены П. Б. Бабаджановым и др. (1969,1982,1996), для пяти из которых с участием автора.

Целью работы является качественный и количественный анализ метеорных спектров, а именно, определение химического состава метеороидов и получение наиболее важных для понимания природы метеорного вещества параметров излучающей метеорной комы. Для этого необходимо было решить следующие задачи:

1. Систематизировать и обобщить весь накопленный в метеорном отделе Института астрофизики АН РТ материал по первичной обработке метеорных спектров для определения длин волн спектральных линий, относительной и абсолютной спектрофотометрии и разработать методику обработки призменных спектров метеоров. Эта часть выполнена совместно с О. Ф. Золовой.

2. Обработать по этой методике отобранные спектры,.построить монохроматические кривые блеска и провести отождествление спектральных линий, найденных в спектрах.

3. Провести анализ степени неравновесности излучения метеорной комы и оценить вклад учета самопоглощения в спектральных линиях на интенсивность и, в конечном итоге, на определение физических характеристик излучающего объема.

4. Вычислить эффективную температуру возбуждения в метеорной коме по отношению интенсивностей линий различных элементов и провести сравнительный анализ с ранее полученными данными.

5. Определить параметры ионизованной составляющей метеорной плазмы, концентрацию ионов Са II вдоль пути метеора с использованием методики, применяемой в спектроскопии Солнца, а также температуру ионизации.

6. Выполнить сравнительный анализ спектров метеоров со спектрами комет с целью выявления химического состава и физических характеристик твердой составляющей ядер комет.

на защиту выносятся:

1. Методика обработки призменных спектров метеоров, созданная в Институте астрофизики АН РТ на основе многолетнего опыта работы с метеорными спектрами.

2. Результаты детальных спектрофотометрических измерений метеоров и полученные на этой основе монохроматические кривые блеска, а также результаты определения химического состава ме-теороидов.

3. Данные, подтверждающие неравновесность излучения метеорной комы и оценки поправки за учет самопоглощения в спектральных линиях.

4. Результаты определения эффективной температуры возбуждения в метеорной коме по отношению интенсивностей разных элементов.

5. Результаты определения температуры ионизации атомов Mg и Са и концентрации ионов Call и Mgll, а также некоторые другие параметры ионизационной компоненты метеорной комы.

6. Результаты определения эффективной температуры возбуждения и других найденных физических характеристик вдоль метеорного следа.

научная новизна работы заключается в том, что на основе большого наблюдательного материала,полученного в Метеорном отделе Института астрофизики АН РТ, стало возможным провести обширное комплексное исследование спектров метеоров от детальных спектрофотометрических измерений до качественного и количественного анализа. Причем это исследование проведено не с nolo

мощью широко распространенного метода эмиссионной кривой роста,требующего наличие в спектре множества мультиплетов одного элемента, а на основе видоизмененного метода Харви, а также впервые использованной в метеорной астрономии методики, применяемой в солнечной спектроскопии. Полученные значения характеристик метеорной комы хорошо согласуются с оценками других методов исследования метеорного излучения. В результате:

1. Проведен анализ степени неравновесности излучения метеорной комы. Оценены поправки за учет самопоглощения в спектральных линиях для некоторых химических элементов.

2. Показано, что эффективная температура возбуждения в метеорной коме, определенная по отношению интенсивностей разных элементов, заключена в пределах 1500 — 12000° К вдоль пути метеоров.

3. Температура ионизации атомов Mg и Са заключена в пределах 1600 — 7000° К. Получены значения концентрации ионов Са вдоль траекторий, степени ионизации для ионов Mg и Са, а также оценены некоторые другие параметры ионизационной компоненты метеорной комы, а именно электронная плотность среды в метеорном столбе, средний радиус метеорного столба для атомов Cal и Mgl, длина свободного пробега атомов Cal и Mgl.

4. Подтвержден давно известный наблюдательный факт падения эффективной температуры возбуждения в максимуме блеска метеора и показано, что и другие найденные физические характеристики также имеют минимальные значения в точке максимума блеска.

практическое значение работы. Обобщенная и систематизированная, а также дополненная экспериментальными исследованиями методика спектрофотометрической обработки метеоров может использоваться специалистами в области спектроскопии протяжен-

ных астрономических объектов, а также как пособие к лабораторным практикумам для студентов ВУЗов и аспирантов. Полученные данные детальной спектрофотометрии большого числа метеоров и физические характеристики метеорной комы представляют собой ценный исходный материал для изучения физических процессов, происходящих во время полета метеорного тела в атмосфере Земли. Полученные нами надежные сведения о химическом составе метеороидов представляют собой важные данные о твердой составляющей родительских тел метеороидов — кометных ядер.

апробация. Основные результаты работы докладывались на научных семинарах метеорного отдела Института астрофизики (Душанбе), Метеорного отдела Астрономической обсерватории Киевского Госуниверситета (Киев), Семинара "Исследование метеоров и комет" Астрономической обсерватории Одесского Госуниверситета (Одесса). А также на Республиканской научно-практической конференции молодых ученых и специалистов (1989, Душанбе) и на 9 Всесоюзной конференции ВАГО (1991, Симферополь). Тезисы докладов были опубликованы в сборнике тезисов Международного симпозиума в Праге ЛЕМАМ-98 (1998), представлены на 24 Генеральную Ассамблею Европейского геофизического общества (апрель 1999) и на Весеннюю конференцию Американского геофизического союза (май 1999).

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка литературы и приложения. Объем диссертации: 100 страниц машинописного текста, И рисунков, 7 страниц списка литературы, содержащего 92 названия и 40 страниц приложения, содержащего 33 таблицы.

содержание работы

Во введении даются краткие определения основных понятий по исследуемой тематике, обосновывается актуальность темы, определены цель и задачи работы, научная новизна и основные результаты диссертационной работы, выносимые на защиту, а также научно-практическое значение работы.

В первой главе приведены основные уравнения теории излучения и, в частности, излучения объема, находящегося в термодинамическом равновесии, необходимые для исследования спектров метеоров. Содержится литературный обзор о направлениях и методах спектрального исследования метеоров, а также результатах качественного и количественного анализа спектров метеоров, полученных к настоящему времени. Рассмотрены основные этапы развития методов качественного и количественного анализа, показаны их преимущества и недостатки. Анализ этих методов показал, что спектральные характеристики метеороидов и метеорного явления изучены недостаточно полно. Поэтому исследование этого вопроса явилось основной задачей данной диссертации.

В первом параграфе второй главы рассмотрены методы спектро-графирования метеоров, их разработка и дальнейшее развитие как в отечественной, так и в мировой наблюдательной практике. Дается краткое описание особенностей и аппаратуры для спектрографических наблюдений метеоров, применяемой в ГисАО Института астрофизики АН РТ. Во 2-ом параграфе приведены результаты экспериментального исследования оптических свойств объективной призмы, реплики дифракционной решетки и фотоматериалов на предмет получения качественных метеорных спектров. На основе этих результатов сформулированы выводы и рекомендации к практическому использованию диспергирующих элементов и фотопленки. В

3-ем параграфе приведена методика обработки спектров метеоров, созданная и развиваемая в Институте астрофизики АН РТ на протяжении многих лет. Основные моменты этой методики изложены в трех подразделах:

1) определение длин волн метеорных спектров,

2) относительная спектрофотометрия метеоров и

3) абсолютная спектрофотометрия метеоров.

В третьей главе приведены результаты определения физических характеристик метеорной комы по спектрам метеоров. В первом параграфе даны результаты определения химического состава ме-теороидов, полученные по призменным спектрам метеоров, а также таблица наиболее распространенных элементов в метеороидах.

Во 2-ом параграфе главы III рассмотрены методы изучения степени неравновесности излучения метеорной комы, исследованы спектры двух метеоров. Результаты исследований неоднозначно указывают на отсутствие термодинамического равновесия, причем неравновесность излучения больше для вспышечных метеоров.

В 3-ем параграфе главы III приведены результаты вычисления эффективной температуры возбуждения в метеорной коме по отношению интенсивностей спектральных линий различных элементов, доступных для измерений. Для этих элементов были построены монохроматические кривые блеска и найдены интенсивности в абсолютных единицах. Описан метод определения температуры возбуждения, дан анализ результатов, сделан вывод о влиянии учета самопоглощения в спектральных линиях на значение температуры возбуждения Т. Показана зависимость Т от состава метеороидов углистых хондритов типов CI и CIII. В этом же параграфе объясняется давно известный наблюдательный факт понижения температуры возбуждения в точке максимума блеска метеора. Оказалось,

что результаты определения других параметров, характеризующих метеорную кому, также подвержены этому эффекту, что отмечается в параграфах 3.4 и 3.5. Для оценки достоверности полученных данных постоянно проводился сравнительный анализ с данными других методов.

В 4-ом параграфе главы III рассмотрены методы и результаты определения концентрации ионов кальция. Впервые в количественном анализе применена методика солнечной спектроскопии. Полученные результаты находятся в соответствии с ранее полученными с помощью других методов данными.

В 5-ом параграфе главы III рассмотрены результаты определения параметров ионизованной компоненты метеорной комы, а именно, температура ионизации, степень ионизации атомов магния и кальция.

В 6-ом параграфе дан сравнительный анализ спектров метеоров со спектрами комет с целью выявления генетической связи между ними. Показана тождественность в содержании основных химических элементов в кометах и метеороидах, что подтверждает вывод о том, что кометы являются родительскими телами метеороидов.

В заключении изложены основные результаты и выводы, полученные в диссертации.

В приложении в виде таблиц приведены результаты определения химического состава метеороидов, а также результаты количественного анализа.

Работа выполнена в Ордена Трудового Красного Знамени Институте астрофизики АН РТ.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Кохирова, Гулчехра Исроиловна

заключение

Для спектральных исследований метеоров были использованы доступные наблюдательные материалы как уже имевшиеся в Институте астрофизики АН РТ, так и полученные диссертантом. Для первичной обработки спектров, определения длин волн спектральных линий, относительной и абсолютной спектрофотометрии, построения монохроматических кривых блеска и отождествления найденных спектральных линий использовалась методика обработки приз-менных спектров, созданная и применяемая в метеорном отделе И А АН РТ на протяжении многих лет с некоторыми модификациями диссертанта.

Анализ степени неравновесности излучения метеорной комы проведен с использованием теории неупругих ударов 1 и 2-го рода. Эффективная температура возбуждения в метеорной коме определена с помощью видоизмененного метода Харви, а концентрация ионов кальция — с помощью методики, применяемой в солнечной спектроскопии.

Полученные в настоящей работе результаты можно сформулировать следующим образом:

1. Приведена методика обработки призменных спектров метеоров.

2. Обработаны по этой методике спектры, на основе детальных спектрофотометрических измерений построены монохроматические кривые блеска для различных элементов, проведено отождествление спектральных линий и определен химический состав метеороидов.

3. Проведен анализ степени неравновесности излучения метеорной комы и получены данные, подтверждающие неравновесность излучения. Оценка поправки за учет самопоглощения в спектральных линиях для Ыа равна 23.3%, это касается и излучения других химических элементов в метеорных спектрах, кроме нейтрального Са.

4. Показано, что эффективная температура возбуждения в метеорной коме, определенная по отношению интенсивностей разных элементов, заключена в пределах 1500 — 12000° К, а для атомов железа — 1728 — 2631° К вдоль пути метеора. Сравнение полученных значений эффективной температуры возбуждения со значениями, полученными другими методами, показывает хорошее совпадение.

5. Определена температура ионизации атомов и Са, которая оказалась заключена в пределах ~1600 — 7000° К, но из-за отсутствия термодинамического равновесия в излучающем объеме метеорной плазмы эти значения можно принять только как оценочные. Полученные значения концентрации ионов СаП ^ Ысап заключены в пределах от 16.35 до 17.85 и от 11.25 до 13.05 вдоль траекторий. Вычислена степень ионизации для ионов и СаП. Определены оценочные значения и некоторых других параметров ионизационной компоненты метеорной комы, а именно, среднего радиуса излучающего метеорного столба, длина свободного пробега некоторых атомов, линейная и электронная плотности, а также плотность молекул окружающей атмосферы.

6. Подтвержден давно известный наблюдательный факт падения эффективной температуры возбуждения в максимуме блеска метеора и показано, что и другие найденные физические характеристики также имеют минимальные значения в точке максимального блеска.

7. Проведен сравнительный анализ спектров комет со спектрами метеоров на основе имеющихся наблюдательных данных, результаты которого еще раз однозначно указывают на тесную генетическую связь между кометами и метеорами в ассоциации малых тел Солнечной системы.

Приношу искреннюю глубокую благодарность моему научному руководителю академику АН Республики Таджикистан, доктору физико-математических наук, профессору Пулату Бабаджановичу Бабаджанову за постановку задачи и научное руководство работой, за всемерную поддержку и помощь в процессе работы. Выражаю благодарность также мне Золовой О.Ф., снс Коноваловой H.A., снс Обрубову Ю.В., а также всем сотрудникам метеорного отдела за помощь, ценные советы и замечания в процессе обсуждения результатов работы.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Кохирова, Гулчехра Исроиловна, 1999 год

литература

1. Аллен К.У. 1960. Астрофизические величины.-М.: ИЛ.

2. Бабаджанов П.Б. 1970. Исследование метеорных явлений на основе фотографических наблюдений. Докт.дис., Душанбе.

3. Бабаджанов П.Б., Гетман Т.И., Карасельникова С.А. 1969. Орбиты 77 фотографических метеоров.//Бюлл.Ин-та астроф. АН ТаджССР, 49, с. 3-12.

4. Бабаджанов П.Б. и др. 1979. Астрон.вестн.,т.13, 4.

5. Бабаджанов П.Б., Гетман B.C. (Babadzhanov Р.В., Getman V.S.) 1979. — IAU Sympos, 90, Ottawa.

6. Бабаджанов П.Б, Гетман B.C. 1980.// ДАН ТаджССР, т.13, 12.

7. Бабаджанов П.Б., Гетман B.C., Обрубов Ю.В. 1982. Атмосферная траектория, орбита и фотометрическая кривая блеска дробящегося метеора 770533.// Бюлл.Ин-та астроф. АН ТаджССР, N 71,с. 7-10.

8. Бабаджанов П.Б., Обрубов Ю.В., Коновалова H.A., Зубарева Т.И. 1995.Элементы орбит 154 ярких метеоров по фотографическим наблюдениям 1975—1983 гг.// Бюл. ИА АН РТ, N 82, с.16—41.

9. Блажко С.Н. 1932.// Астрономический журнал, т.9, N 3-4,с. 146-162.

10. Бредихин Ф.А. 1954. Этюды о метеорах, серия "Классики науки" , Изд-во АН СССР, 607 с.

11. Бронштэн В.А. 1981. Физика метеорных явлений. М.:Наука, 416 с.

12. Бронштэн В.А., Кохирова Г.И. 1989. Определение числа ионов кальция в метеорной коме.// ДАН ТаджССР, т.32, N 4, с.234-237.

13. Бронштэн В.А., Кохирова Г.И. 1989. Определение эффектив-

ной температуры возбуждения в метеорной коме.// ДАН ТаджССР, т.32, N 9, с. 589-591.

14. Бобровников (Bobrovnikoff N.T.) 1942.// Rev.Mod.Phys. 14,164178.

15. Бойтнот, Сэвэдж (Boitnott С.A., Savage H.F.). 1970.// Astrophys. J., 161,p.351.

16. Бойтнот, Сэвэдж (Boitnott С.A., Savage H.F.). 1971.// Astrophys. J, 167, p. 349.

17. Бойтнот, Сэвэдж (Boitnott С.A., Savage H.F.). 1972.// Astrophys. J., 174, p.201.

18. Бумба, Вальничек (Bumba V., Valnichek В.). 1955.// Bull.Astr. Inst.Czech., V. 6, 5.

19. Всехсвятский C.K. 1953. Новые работы о происхождении комет и теории извержения.// Публ.КАО, 5, с. 3-58.

20. Всехсвятский С.К. 1968. Природа и происхождение комет и метеорного вещества. М.: Просвещение, 183 с.

21. Вязаницын В.П. 1947. Исследование солнечных протуберанцев в линиях Н и К ионизованного кальция.// Изв.ГАО АН ССС, N 136, с. 1-57.

22. Вурм (Wurm К.) 1960. Beitrag zur Dentung der Vorgange in Kometen.//I. Zs.f. Af. Bd. 8, Nr. 51, SQ. 57-92.

23. Гринхоу, Хокинс (Greenhow J.S., Hawkins G.S.). 1952.// Nature, 170, p.355.

24. Додд P.Т. 1986. Метеориты. М.: Мир, 30 с.

25. Делзем (Delsemme А.Н.) 1970. The volatile fractions of the cometary nuclei.// Icarus, V. 24, 1, p. 95-110.

26. Друмонд (Drummond J.D.) 1982. Theoretical meteor radiants of Apollo,Amor, Aten asteroids,// Icarus, V. 49, 1, p. 143-153.

27. Зайдель A.H., Прокофьев B.K., Райский C.M. 1952. Таблицы

спектральных линий.// ГИТТЛ.

28. Золова О.Ф. 1989. О спектрах метеоров, наблюденных в Душанбе.// Бюлл. ИА АН ТаджССР, N 79, с. 22-69.

29. Иваников В.И. 1957. Выбор объективной призмы для спект-рофотометрии метеоров.// Бюлл.Сталинаб.астрон.обсер-ии, N 20, с. 24-28.

30. Иваников В.И. 1960. Фотометрическая ошибка поля камеры "НАФА Зс/25" //АЦ, 28.

31. Иваников В.И. 1962. Спектрографические наблюдения метеоров в Душанбе в 1958-60 гг.// Труды Ин-та астроф., т.9, с. 3-65.

32. Иваников В.И. 1962. К методике фотометрии метеоров.// Бюлл. Ин-та астроф. АН ТаджССР, N 32.

33. Иваников В.И., Хаимов И.М. 1963. О фотометрических ошибках поля камер "НАФА Зс/25".// Бюлл.Ин-та астроф. АН ТаджССР, N 35.

34. Ковшун И.Н. 1974. О спектрофотометрических исследованиях метеоров. 1. Неупругие соударения в элементарной метеорной коме.// Проблемы космической физики, вып.9, Киев.

35. Ковшун И.Н., Смирнов В.А. 1978. Некоторые характеристики излучения неравновесной метеорной плазмы.// AB, т. 12, N 4, с. 199205.

36. Корлисс Ч., Бозман У. 1968. Вероятности переходов и силы осцилляторов 70 элементов. М.: Мир.

37. Крамер E.H. 1966. Орбита, свечение и спектр болида 5 июля 1962 г.// Проблемы космической физики. Метеоры, вып.1. Изд-во Киевского унив-та, с.84.

38. Кук, Миллман (Cook A.F., Millman P.M.) 1955.// Astrophys. J., V.121, 1, p. 250-270.

39. Кук (Cook A.F.) 1973. A working list of meteor streams// NASA,

SP-319, p. 183-191.

40. Лебединец B.H. 1986.// ДАН СССР, т.291, N 2, с. 313-316.

41. Левин Б.Ю. 1956. Физическая теория метеоров и метеорное вещество в Солнечной системе. М.: Изд-во АН СССР, 296 с.

42. Ловелл Б. 1954. Метеорная астрономия. М.: Физматгиз, 487 с.

43. Молоцкий М.И. 1978. Физика твердого тела, т.20, вып.6, с. 1651-1656.

44. Мухамедназаров С., Смирнов В.А. 1976.// Астр.цирк. N 916, с. 3- 5.

45. Мухамедназаров С. 1990. Слабые метеоры в эволюции Солнечной системы: новые методы наблюдений, кинематика, спектры, аэрономия и приток. Диссер. на соискание уч.степени доктора ф-М.Н., Ашхабад.

46. Миллман (Millman P.M.) 1932.// H.A. 82, 7,113.

47. Миллман (Millman P.M.) 1933.// Pop. Astr. 41, 6.

48. Миллман (Millman P.M.) 1935.// Ann.Harvard Coll.Obs., v.82,7, p.149-177.

49. Миллман (Millman P.M.) 1950.// J.RAS Canada, V.44, p. 209220.

50. Миллман (Millman P.M.) 1952.// A.J.R. Astr. Soc. of Canada 46, 3.

51. Миллман (Millman P.M.) 1952.// J. RAS Canada, V. 46, p. 121-126.

52. Миллман (Millman P.M.) 1959.// J.R.Astr. Soc. of Canada 53, 1, 15.

53. Миллман, Холидей (Millman P.M., Halliday I.) 1961.// Planet Space Sei. 5, 137.

54. Миллман (Millman P.M.) 1963.// Smithsonian Contr. to Astrophys. 7, 119-127.

55. Миллман, Кук, Хеменвэй (Millman P.M., Cook A.F., Hemenway C.L.) 1971.// Canad. J.Phys., V. 49, 10, p. 1361-1373. 7

56. Myp (Moore Ch.) 1945. A multiplet table of astrophysical interest. Part I, II.// Contributions from the Prinseton University Observatory, 20.

57. Нагасава (Nagasawa K.) 1978. Analysis of the spectra of Leonid meteors.// Annals of the Tokyo Ast. Obs., V.16, 4, p. 157-187.

58. Пикеринг (Pickering E.C.) 1897.// M.N. 58, 20.

59. Райхл (Rajchl J.) 1961.// Bull. Astr. Inst. Czech., V. 12, 4.

60. Райхл (Rajchl J.) 1974.// Bull. Astr. Inst. Czech., V. 25, 1, p.34-46.

61. Сагдеев P.3. 1987. Оценка массы и плотности кометы Гал-лея.// Письма в АЖ, т.13, N 7, с. 620-629.

62. Саидов К.Х. 1970.// ДАН Тадж. ССР, 136, N 6, с.13-15.

63. Саидов К.Х. 1989.// Бюл. ИА АН Тадж. ССР., N 79, с.14-21.

64. Саидов К.Х., Золова ОФ. 1971.// Бюлл. ИА АН Тадж. ССР, N 59, с.3-27.

65. Саидов К.Х., Золова О.Ф. 1972.// Бюлл. ИА АН ТаджССР, N 61, с.12.

66. Саидов К.Х., Золова О.Ф. 1980.// Бюлл. ИА АН ТаджССР, N 69-70, с.71.

67. Сэвэдж, Бойтнот (Savage H.F., Boitnott С.А.) 1971.// Astrophys. J., 167, p. 341.

68. Сэвэдж, Бойтнот (Savage H.F., Boitnott С.А.) 1973.// NASA SP — 319, 83.

69. Свинге (Swings P.) 1948.// Ann. d'ap., 11, 124.

70. Уиппл (Whipple F.L.) 1950. A Comet model.I. The acceleration of comet Encke.// The Astrophys. J., V. Ill, 2, p. 375-394.

71. Фриш С.Э. 1963. Оптические спектры атомов, М.

72. Харитонов A.B., Терещенко В.М., Князева J1.H. 1978. Сводный спектрофотометрический каталог звезд. Алма-Ата: Наука, 19 с.

73. Холлидей (Halliday I.) 1958.// Astrophys.J., V. 127, 2, p. 245252.

74. Холлидей (Halliday I.) I960.// Astrophys.J., V. 132, 3, p. 482485.

75. Холлидей (Halliday I.) 1961.// Publ. Dominion obs., Ottawa, V. 25, 1, p. 3-16.

76. Холлидей (Halliday I.) 1969.// Publ. Dominion obs., Ottawa, V. 25, 12, p. 315-322.

77. Холлидей (Halliday I.) 1987. The spectra of meteors from Halley s comet.// Astron. Astrophys., V. 187, 1-2, p. 921-924.

78. Холлидей (Halliday I.) 1988. Geminid fireballs and pecular Asteroid 3200 Phaethon.// Icarus, V. 76, p. 279-294.

79. Харви (Harvey G.A.) 1971.// Astrophys.J., V. 165, 3, p. 669-671.

80. Харви (Harvey G.A.) 1973.// NASA, SP — 319, 103.

81. Харви (Harvey G.A.) 1973.// J. Geophys. Res., V. 78, p. 3913.

82. Хелд (Held E.F.) 1931.// van den — Ztschr. Physik, V. 70, p. 508.

83. Чередниченко В.И. 1969. Некоторые проблемы спектроскопии комет.// АА, 4, с. 134-141.

84. Цеплеха (Ceplecha Z.) 1961. Determination of wave lengths in meteor spectra by using a diffraction grating.// Bull. Astr.Inst.Czech., V.12, 6, p. 246-250.

85. Цеплеха (Ceplecha Z.) 1964. Study of a bright flare by means of emission curve of growth.// Bull.Astr.Inst.Czech., V.15, 3, p. 102-112.

86. Цеплеха, Райхл (Ceplecha Z., Rajchl J.) 1963.// Bull. Astr. Inst. Czech., V. 14, 2, p. 29-49.

87. Цеплеха (Ceplecha Z.) 1965. Complete data on bright meteor

32281.// Bull. Astr.Inst.Czech., V.16, 2, p. 88-101.

88. Цеплеха (Ceplecha Z.) 1971.// Bull. Astr. Inst. Czech., V. 22, 5, p. 219-304.

89. Шульман JI.M. 1970. Химический состав кометных ядер.// Материалы симпозиума 45 MAC, Ленинград, с. 29-30.

90. Шульман Л.М. 1987. Ядра комет. М.: Наука, Гл.редак. физмат, лит., 232 с.

91. Эпик (Opik E.J.) 1958.// Phys. of Meteor Flight in the Atmos, N.J.

92. Явнель A.A. 1974.// Астрон.вестн., т.8, 4, с. 234-236.