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.
Во время второй мировой войны астрономические наблюдения, в том числе и метеорные, во многих странах были прерваны и возобновились лишь в конце 40-х годов. К этому времени американец Д. Бейкер сконструировал метеорную камеру супер-Шмидт, обладающую многими ценными качествами. При поле зрения 55° камера была чрезвычайно светосильна, что позволяло в изобилии фотографировать слабые метеоры до звездной величины 3"\ Поскольку камеры имели целевое назначение и были очень дороги, их изготовили всего 6 экземпляров, 4 из которых установили в США, 2 - в Канаде. Несколько позже в Великобритании была создана похожая камера и установлена на известной обсерватории Джод-релл-Бэнк.
В СССР, Чехословакии и некоторых других странах с помощью метеорных патрулей активно велись наблюдения более ярких метеоров (ярче 1"*). В настоящее время крупнейший в мире многокамерный метеорный патруль функционирует в Гиссарской обсерватории Института астрофизики Академии наук Таджикской CGP. Большое количество камер (40) позволяет получать разнообразную информацию о фотографируемых метеороидах, а протяженный базис (34 км) обеспечивает необходимую точность.
Любую камеру метеорного патруля можно превратить в спектрограф, если поместить перед ее объективом стеклянную призму или дифракционную решетку. Но метеорная спектрография при значительном сходстве со звездной имеет ряд особенностей, затрудняющих получение хороших спектрограмм. При фотографировании спектров звезд телескоп, оснащенный призмой или решеткой, на
водится па звезду и в дальнейшем "следит" за ней с помощью часового механизма. Таким образом звезда мо.кот экспонироваться довольно долгое время.
Метеор существует в течение долей секунды, и пика-кимп ухищрениями вы не заставите его появиться вношз. Кроме того, хороший спектр получится только в том случае, если направление движения метеора составит йнэчп-тельный угол (прямой в идеальном случае) с направлением дисперсии решетки. В противном случае спектр по получится, поскольку все линии сольются в одпу прямую полосу.
К настоящему времени получено несколько тысяч спектрограмм; в подавляющем большинство качество их недостаточно высокое, поскольку они имеют небольшое разрешение (многие линии сливаются друг с другом). Разумеется, бывают и замечательные исключения. Так, один из спектров, полученный чехословацким астрономом 3. Цеплехой, содержит более 1000 линий.
