Търсене на Метеоритите се отнася до търсене на извънземни обекти, които достигат до повърхността на земята, след като са минали през земната атмосфера. Повечето метеорити са фрагменти от астероиди и комети, които пътуват из космоса.По-малката група се състои от парчета на планетите и техните естествени спътници, които се намират в космоса и са признаци от насилствените сблъсъци с големи астероиди и комети.
Тези метеорити са много търсени от търсачите на метеорити не само заради тяхната рядкост, но също така и за тяхната стойност: 10 грама парче на Марс може да ви донесе 10,000 $!

Стойността на метеорита също зависи от неговия състав, и метеоритите на някои класове са по-ценни от диамантите.Ако сте търсач на метеорити и се намирате близо до ледниците или ледени полета, имайте предвид, че самотните скали рядко се намират вградени в лед, и те може да бъдат рядък вид метеорит. Ето защо разработването на вашите умения за наблюдение е важно в търсенето на метеорити.
Някои музеи и университети може да ви заплатят от $ 200 до $ 5000 на грам за редки образец.
Повечето железни метеорити се продават или търгуват от $ 0.10 до $ 1.50 за грам, в зависимост от тяхното разнообразие, автентичност и размер. Подобно на самородното злато, цената се определя от пазара.
Във всеки случай, търсенето на метеорити е една вълнуваща (металдетектинг) дейност, тъй като метеоритите са по-оскъдни от златото, и намирането им е доста предизвикателна дейност.
Видове Метеоритите: Stone, Stony желязо и железни

Има три вида: метеорити, каменни, желязокаменни (каменни и желязо) и желязни.
Каменните метеорити са най-често срещаният тип, посочен като обикновени хондрити. Те се състоят от същия материал, от които формират планетите: минерали, богати на силиций и кислород, с по-малки количества от желязо, магнезий, и други елементи.
Има и друг тип каменни метеорити като Achondrites, които някога са били част от голям астероид. Achondrites идват от външната кора на астеорида.
Каменните метеорити/хондрити/ са основният вид метеорити които падат на земята, и това са повече от 90% от всички метеорити.Те идват основно от големия астероиден пояс който се намира между Марс и Юпитер.

Ранни наблюдения

В предисторическите времена появата на комета се е считала за лош късмет, или дори за атака на небесни същества насочена към земните обитатели. Някои учени определят „падащите звезди“ в Гилгамеш, книгата на откровенията и книгата на Енох за явления на комети или болиди.

В първата книга от поредицата Метеорология, Аристотел полага основите на интерпретацията на кометите от европейските цивилизации за следващите близо две хиляди години. Аристотел зачерква идеята, че кометите са планети или обвързани с планетите поради факта, че кометите могат да се появят във всяка една точка на небосвода, докато планетите се движат само в кръга на Зодиака. Той наивно обяснява феномена като запалване на газове в горните слоеве на земната атмосфера като по подобен начин обяснява метеорите и полярното сияние.

Няколко от последвалите класически философи оспорват правилността на твърденията на Аристотел. Луций Аней Сенека във своя труд „Природни въпроси“ отбелязва, че кометите се движат с постоянна скорост по небето и не се влияят от ветровете като типични астрономически явления. Той допуска, че е възможно небесни тела различни от познатите тогава пет планети (освен Земята, която не е била считана за такава) да се наблюдават извън кръга на Зодиака. Възгледите на Аристотел обаче се налагат и едва през 16 век е показано, че кометите са явления извън пределите на земната атмосфера.

През 1577 г. ярка комета е видима в продължение на няколко месеца на нощното небе. Датският астроном Тихо Брахе използва данни за позицията на кометата направени от него и други наблюдатели на големи разстояния един от друг, за да покаже, че кометата няма наблюдаем паралакс. Вземайки предвид експерименталната грешка, Тихо Брахе заключава, че кометата би трябвало да се намира на разстояние от Земята поне четири пъти по-голямо от това до Луната.

Орбити на кометите

След като е установено, че кометите със сигурност са небесни тела остава въпросът за изясняването на законите определящи тяхното движение. Йоханес Кеплер през 1609 г. постулира трите закона на орбиталното движение на планетите, но счита, че те са неприложими за кометите, за които той вярва, че се движат по прави линии. Въпреки своите убеждения в хелиоцентричната система на Николай Коперник, Галилео Галилей отхвърля липсата на паралакс при наблюдение на кометите установена от Тихо Брахе и се придържа към аристотеловия възглед за атмосферния произход на явлението.

През 1610 г. Уилям Лоуър първи допуска, че Кеплеровите закони са валидни и за кометите. Неговата идея впоследствие е подкрепена през последвалите десетилетия от астрономи като Пиер Пети, Джовани Борели, Адриан Озут, Робърт Хук и Джовани Доменико Касини, но пък други астрономи включващи Кристиян Хюйгенс и Йоханес Хевелиус я отхвърлят.

Въпросът е разрешен след наблюденията на ярката комета C/1680 V1 открита от Готфрид Кирх на 14 ноември 1680 г. и следена в продължение на няколко месеца. В своя труд „Математически принципи“ Исак Нютон доказва, че орбитата на кометата е параболична и се подчинява на законите на гравитацията на орбиталното движение.

През 1705 г. Едмънд Халей прилага метода на Нютон към 24 явления на комети от 1337 до 1698 г. Той забелязва че при кометите от 1531, 1607 и 1682 г. орбиталните параметри са много близки и различията могат да бъдат обяснени от гравитационните въздействия на Юпитер и Сатурн.

Уверен в твърдението си, че тези три явления са на едно и също тяло, Халей предрича, че то ще се появи отново през 1758-1759 г. Годината и точната дата впоследствие е доуточнена от екип френски математици включващ Алексис Клеро, Жозеф Лаланд и Никол-Рейн Лепот с точност от един месец. След като кометата е наблюдавана на предвидената дата и е дадено името Халеева комета (нейното официално означение е 1P/Халей). Халеевата комета ще се наблюдава отново през 2061 г.

Сред късопериодичните комети Халеевата комета е уникална със своята висока яркост, която я прави видима с невъоръжено око. Втората открита периодична комета е кометата на Енке (2P/Енке). Нейната орбита е изчислена от германския математик и физик Йохан Франц Енке през периода 1819–1821 г. Той използва данни за явления на комети от 1786, 1795, 1805 и 1818 г. и заключва, че те са на едно и също тяло, успешно предсказвайки повторното явление на тялото през 1822 г. Към 1900 г. са известни 17 периодични комети, а към януари 2005 г. — 164 включвайки няколко, които са се разрушили или са били изгубени.

Комети достатъчно ярки за да бъдат наблюдавани с невъоръжено око се появяват средно веднъж на десет години и често добиват обществена известност. Такива комети биват наричани велики комети. В миналото явленията на кометите са предизвиквали повсемерна паника като например преминаването на Земята през опашката на Халеевата комета през 1910 г. Вестниците разпространяват твърдения, че в газовете на опашката се съдържа отровното вещество цианоген. За повечето съвременни наблюдатели, обаче, кометите не са нищо повече от зрелищни небесни явления.

Предсказването на яркостта на дадена комета е трудно поради наличието на множество влияещи фактори като масата и активността на ядрото ѝ, разстоянието до Слънцето и положението на Земята по време на перихелия на кометата. За кометата Кохутек през 1973 г. се е очаквало да бъде ярка, противно на последвалите наблюдения. За сметка на това кометата Уест през 1975 г. надминава значително очакванията за яркост. Следващите две велики комети са кометата Хайкутаке от 1996 г. и кометата Хейл-Боп от 1997 г. Към май 2005 г. няма наблюдавани велики комети в рамките на 21 век.

В днешния си вид теорията за Големия взрив произтича от три предпоставки:

1. Универсалност на физичните закони
2. Космологичен принцип
3. Коперников принцип

При появата им, тези идеи са приети просто като постулати, но днес се правят опити за проверка на всеки от тях. В резултат на тези изследвания е установено, че максималното отклонение на физичните константи в историята на Вселената е не по-голямо от порядъка на 10^-5. Изотропността на Вселената, определяща космологичния принцип, е измерена с точност от 10^-5, а хомогенността в най-едър мащаб е измерена с точност до 10%. Правят се опити да се измери коперниковия принцип с наблюдение на взаимодействието на галактически струпвания и реликтовото излъчване чрез ефекта на Суняев-Зелдович при точност от 1%.

Теорията на Големия взрив използва постулата на Вейл за да измери недвусмислено времето във всяка точка като „време от епохата на Планк”. Измерванията в тази система използват конформни координати, в които разширението на Вселената се изважда от измерванията на пространство-времето^{[ неясно? ]}.

В този смисъл Големият взрив не е експлозия на материята, движеща се навън и запълваща една празна Вселена. Той е самото разширяващо се пространство-време. Това разширение кара физическото разстояние между всеки две неподвижни точки в нашата Вселена да нараства. Обектите, свързани един към друг, например от гравитацията, не се разширяват с разширението на пространство-времето, защото скоростта на разширение на Вселената на тези малки мащаби е по-малка от типичните средни скорости на движение на частиците. Разширението на Вселената започва да става видимо за разстояния от порядъка на 1 Mpc.

Още с появата си теорията на Големия взрив предвижда реликтовото излъчване. Когато ранната Вселена се охлажда при разширението си, нейната температура пада под 3 000 K. Над тази температура електроните и протоните са разделени, правейки Вселената непрозрачна за светлината. Под 3 000 K се образуват атоми, позволяващи на светлината да преминава свободно през Вселената. Това излъчване се движи безпрепятствено през целия живот на Вселената, като става червено-отместено, поради разширението на Хъбъл. То се наблюдава във всяка точка от Вселената като идващо от всички посоки на Космоса.

През 1964 Арно Пензиас и Робърт Удроу Уилсън, провеждащи серия диагностични наблюдения с нов микровълнов приемник на Лабораториите Бел, откриват реликтовото излъчване. Тяхното откритие е важно потвърждение на предвижданията на хипотезата за Големия взрив и довежда до широкото ѝ възприемане в научните среди. Пензиас и Уилсън получават за своето откритие Нобелова награда за физика през 1978.

През 1989 НАСА извежда в орбита спътника COBE и първите данни, публикувани през 1990, съвпадат с предвижданията на теорията за Големия взрив по отношение на реликтовото излъчване. Спътникът измерва локална остатъчна температура от 2,726 K и установява, че излъчването е изотропно с точност до 10^-5. През 90-те години продължава изучаването на данните, за да се установи дали могат да се забележат малките анизотропии, предвиждани от теорията. Те са открити през 2000 при експеримента Бумеранг.

В началото на 2003 са анализирани резултатите на спътника WMAP, най-точните космологични данни до момента. Спътникът опровергава някои специфични модели, но резултатите съответстват като цяло на теорията за разширението.

Размери и плътност

Вселената е огромна, с крупни мащаби и по всяка вероятност безкраен обем. Наблюдаемата вселена е разпръсната поне на пространство от 93 милиарда светлинни години.^[12][13] За сравнение, диаметърът на типична галактика е само 30 000 светлинни години и типичното разстояние между две съседни галактики е 3 милиона светлинни години.^[14] Примерно Млечният път е около 100 000 светлинни години в диаметър^[15] и най-близката галактика Андромеда е на 2,5 милиона светлини години.^[16] Вероятно има 100 милиарда (10¹¹) галактики в наблюдаемата вселена.^[17] Най-малките галактики имат около 10 милиона звезди,^[18] (10⁷) а най-големите са с по няколко трилиона (10¹²) звезди.^[19] Една груба оценка показва, че броят на звездите в наблюдаемата вселена е повече от един секстилион (10²¹), макар че някои астрономи дават оценка от около 70 секстилиона (7 x 10²²)^[20].

Материята е хомогенно разпределена, ако се усредни на разстояние 300 милиони светлинни години.^[21] На по-малка скала обаче материята има струпвания. Атомите формират звезди, звездите формират галактики, галактиките образуват купове галактики и най-накрая свръхкупове (купове от купове). Материята е също така изотропна, което означава че няма разлика в разпределението ѝ в различните посоки.^[22] Вселената има и силно изтропно микровълново електромагнитно излъчване, което отговаря на топлинното излъчване на абсолютно черно тяло при температура 2.725 K.^[23] Хипотезата, че едромащабната структура на вселената е хомогенна и изотрпна се нарича космологичен принцип,^[24] което се подкрепя от астрономични наблюдения.

Сегашната плътност на вселената е много ниска, грубо казано около 9,9 × 10⁻³⁰ грама на кубичен сантиметър. Съотношението маса-енергия се състои от 73% тъмна енергия, 23% студена тъмна маса и 4% обикновена материя.^[25] Свойствата и характеристиките на тъмната материя и тъмната маса засега са почти напълно неизвестни. Тъмната материя се държи като обикновена материя и забавя разширението на вселената. Тъмната енергия, от друга страна, ускорява разширението.

Възраст на вселената

Вселената е много стара и както самата тя, така и представите за нея продължават да еволюират. Най-точното приближение за възрастта ѝ e 13,73±0,12 милиарда години, базирано на наблюдения на реликтовото излъчване.^[26] Съществуват и други методи (като използване на радиоактивни изотопи), но те са значително по-неточни и дават приближения от 11 до 20 милиарда години^[27] или от 13 до 15 милиарда години.^[28] Вселената се променя непрекъснато и погледнато исторически, никога не е била една и съща. Така например броят на квазарите и галактиките се мени, а самото галактическо пространство се разширява. Учените, които правят приземни наблюдения (и по този начин свързани с редица ограничения) трябва да имат предвид, че когато наблюдават светлината от галактика на разстояние 30 милиарда светлинни години, тази светлина е пътувала всъщност само 13 милиарда години, защото пространството между тях се е разширило. Това се потвърждава от наблюденията на далечни галактики, при които се забелязва червено отместване. Излъчваните фотони преминават към по-голяма дължина на вълната и по-малка честота по време на пътуването си. Наблюденията на супернова от тип Ia показват, че този процес на разширение се ускорява.

След като орбитата му бъде е повтърдена, на астероида бива даден номер и впоследствие може да му бъде дадено и име (например 1 Церера). Първите няколко астероида носят имена от гръко-римската митология, но след изчерпването на подобни имена астероидите впоследствие биват кръщавани на известни личности, жените на откривателите и дори телевизионни герои. Негласната традиция астероидите да носят женски имена продължава до именуването на 334 Чикаго, но дори и след това имена в женски род се използват често.

Официалния формат на имената на астероиди изисква поставянето на поредния номер в скоби, като (433) Ерос например. Уикипедия обаче за простота и поради нарастващата популярност на това означение не използва скоби.

Няколко групи от астероиди имат подобни имена – например Кентаврите на орбита между Сатурн и Нептун носят имената на легендарните кентаври. Троянските астероиди от друга страна носят имената на герои от Троянската война (виж значения на астероидни имена за повече информация). През 2003 г. беше открит нов клас астероиди – Афелски астероиди на орбита по-близка до Слънцето от тази на Земята.

Ранни методи

Методите, използвани за откриване на астероиди, са се подобрили драстично за последните две столетия.

През последните две години на 18 век барон Франц Хавиер фон Зак организира група от 24 астрономи с цел търсене на „липсващата планета“, отстояща на около 2,8 AU от Слънцето, предсказана по закона на Титиус-Боде. Интересът към търсенето е отчасти следствие на откриването на Уран от сър Уилям Хершел през 1781 г. на разстояние, „предсказано“ от закона.

Задачата по намирането на обекти на такова разстояние спрямо Слънцето изисква ръчното съставяне на подробни звездни карти на всички обекти с определена минимална яркост, намиращи се в зодиакалната равнина. В последвалите нощи небето е наблюдавано за преместващи се обекти. Очакваното ъглово движение на липсващата планета е около 30 ъглови секунди на час, лесно забележимо за наблюдател.

По ирония на съдбата, първият астероид 1 Церера е открит не от член на групата на фон Зак, ами „по погрешка“ от Джузепе Пиаци през 1801 г., по това време директор на обсерваторията с Палермо, Сицилия. Той открива нов звездоподобен обект (без видим диск) в съзвездието Телец, следейки движението на обекта в следващите няколко нощи. Неговият колега Карл Фридрих Гаус използва тези наблюдения и определя точното разстояние от непознатия обект до Слънцето. Според изчисленията на Гаус, обектът лежи между орбитите на Марс и Юпитер. Пиаци именува обекта Церера, на името на гръцката богиня на земеделието.

Три други астероида – 2 Палада, 3 Юнона и 4 Веста, са открити в следващите няколко години, като Веста е открит през 1807 г. След още осем години безплодни търсения повечето астрономи прекратяват своите наблюдения, заключвайки, че са открили всички възможни тела.

Карл Лудвиг Хенке обаче продължава търсенето през 1830 г. След петнадесет години той открива 5 Астрея, първият намерен астероид от 38 години. След по-малко от две години той открива и 6 Хеба и това убеждава много астрономи отново да се включат в издирването на астероиди, като всяка година бива откриван поне още един. Известни търсачи на астероиди от 19 век са Джон Р. Хинд, Анибал де Гаспарис, Карл Т. Р. Лутер, Херман М. С. Голдшмит, Жан Шакорняк, Джеймс Фергюсън, Норман Р. Погсън, Ернст В. Л. Темпъл, Джеймс К. Уатсън, Крисчън Х. Ф. Питърс, Алфонс Л. Н. Борели, Йохан Палиса, Пол Хенри и Проспър Хенри и Аугуст Шароли.

През 1891 г. Макс Волф използва нов метод – астрофотография – за откриване на астероиди, които изглеждат като светли черти на фотографската плака при дълга експозиция на даден район от небето. По този начин бързо нараства броят на откритите астероиди. Само Волф успява да открие 248, първият от които е 323 Брусия. До наши дни само няколко хиляди астероида са идентифицирани, номерирани и именувани. Знае се, че съществуват много повече, но повечето сегашни астерономи ги считат за маловажни.

Модерни методи

До 1998 г. процесът по откриване на нов астероид се състои от четири стъпки. Първо, даден отсек от небето се фотографира с широкоъгълен телескоп на два пъти в рамките на около един час. Второ, двете снимки се наблюдават през стереоскоп. По този начин всяко тяло, което е на орбита около Слънцето, „изпъква“ спрямо фона на звездите. Веднъж идентифициран, положението на обекта спрямо известни обекти се измерва с точност с помощта на микроскоп (вижте тук за повече информация).

Тези три стъпки не се считат за истинско откриване на астероида. Наблюдавано е само едно явление на обекта, който получава предварително означение, състоящо се от годината на откриване, двубуквен код на седмицата на откриване и пореден номер, ако повече от един обект е открит в рамките на една седмица (например 1998 FJ74).

Последната стъпка се състои в изпращането на координатите и времето на наблюдението в Центъра за малки планети. С помощта на компютърна програма се проверява дали обектът е бил преди това наблюдаван от някой друг на същата орбита. В този случай обектът получава официален номер и последният наблюдател получава правото да наименува астероида след одобрението на името от Международния астрономически съюз.