Astronomický proseminář II
Malá tělesa Sluneční soustavy
malá tělesa Sluneční soustavy
planetky
• Mezi dráhou Marsu a Jupitera se nachází hlavní pás planetek. Planetek se známou
dráhou je již více než 700 000, ale jejich skutečný počet se odhaduje na cca 1 milion.
Planetky nejsou úlomky nějaké rozpadlé planety, ale jsou zřejmě složeny z původního
materiálu, ze kterého se formovala sluneční soustava.
komety
• Asi nejvýstižněji lze popsat kometární jádro jako „špinavou sněhovou kouli“, která se
pohybuje sluneční soustavou po velmi protáhlé dráze. V řadě případů se jedná o dráhu
parabolickou. Pokud se komety přiblíží ke Slunci, těkavé látky se uvolní a vytvoří velmi
rozsáhlý, ale řídký ohon. Zásobárnou komet je tzv. Oortův oblak, kulově symetrická
oblast ve vzdálenosti 0,5 až 1,0 světelného roku od Slunce. Tam se nachází
pravděpodobně asi bilion kometárních jader. Jen některá z nich se důsledkem gravitační
poruchy vydají na velmi dlouhou pouť do centrálních oblastí Sluneční soustavy.
další meziplanetární hmota
• Sluneční soustavou se pohybuje také velké množství balvanů, úlomků a prachových
částic. Pokud se Země s takovými tělísky srazí, můžeme pozorovat jev zvaný meteor.
Většinou se tělísko průletem atmosférou natolik zahřeje, že se zcela vypaří. Pokud se
jedná o několikatunový balvan, pak zbytek – meteorit – dopadá na povrch.
jádro komety Borrelly
planetka Gaspra
planetky
Malá tělesa Sluneční soustavy
4
n V 18. století formuloval Johannes Daniel Tietz,
zvaný Titius, empirický vzorec pro vzdálenost
planet od Slunce:
n a = 0,4 + 0,3 . 2n
Historie
Srovnání:
n podle Titia n skutečnost
n Merkur 0,4 - 0,39
Venuše 0,7 0 0,72
Země 1,0 1 1,00
Mars 1,6 2 1,52
- 2,8 3 Jupiter
5,2 4 5,20
Saturn 10,0 5 9,54
Uran 19,6 6 19,20
Nová "malá planeta" - Ceres, nezůstala dlouho osamocená, půjde o novou
třídu těles SS nazvanou planetky nebo asteroidy.
Většina dosud objevených planetek se skutečně nachází v
„hlavním pásu planetek“, který je dán následným rozpětím
dráhových elementů:
a 2,1 - 3,3 au
e 0,0 - 0,35
i 0o - 30o
perihel. vzdálenost 1,6 - 3,3 au
afel. vzdálenost 2,1 - 4,0 au
Velikosti planetek:
20 největších (nejistoty řádově ± 10 km):
název průměr
(1) Ceres: 913 km
(2) Pallas 523 km
(4) Vesta 501 km
(10) Hygiea 429 km
(511) Davida 337 km
(704) Interamnia 333 km
(52) Europa 312 km
(15) Eunomia 272 km
(87) Sylvia 271 km
(16) Psyche 264 km
(31) Euphrosyne 248 km
(65) Cybele 245 km
(3) Juno 244 km
(324) Bamberga 242 km
(107) Camilla 237 km
(532) Herculina 231 km
(451) Patientia 230 km
(48) Doris 225 km
(29) Amphitrite 219 km
(121) Hermione 217 km
Hustoty planetek
(1) Ceres 2.7 g/cm3
(2) Pallas 2.6 g/cm3
(4) Vesta 3.1 g/cm3
(10) Hygiea 2.0 g/cm3
(243) Ida 2.6 g/cm3
Tvary planetek
n Největší planetky mají přibližně kulový tvar, pod cca 200 km v
průměru jsou tvary často nepravidelné.
n Závisí na poměru gravitační síly a vnitřní soudržnosti
materiálu.
Část asteroidů jsou dvojité systémy nebo mohou mít drobné
satelity.
Prokázáno:
- (4769) Castalia je dvojitá planetka,
- (243) Ida má malý satelit
- pro další existují přímé či nepřímé důkazy (45) Eugenia,(243)
Ida, (3671) Dionysus,
n 1991 VH, 1994 AW1, 1996 FG3 a dvě možné: (5407) 1992 AX a 1998
PG
Povrchové charakteristiky planetek
n Kráterovaný povrch, na něm malými dopady formovaný regolit. U
velkých planetek podezření na výskyt kondenzovaných těkavých
látek u pólů a ve sníženinách.
n Malé planetky - mohou obsahovat těkavé látky těsně pod
povrchem a být tak vlastně neaktivními kometami. Barva povrchu
je ve viditelném světle většinou načervenalá nebo neutrální
(šedá), v závislosti na typu planetky, zejména na jejím složení a
zřejmě i stáří.
n Albedo - nejtmavší mají albedo až 0,02,
nejsvětlejší přes 0,4
Složení planetek
n C typ - křemičitanové: hydratované silikáty s příměsí
uhlíku nebo organických sloučenin
n D a P typ - křemičitany bohaté na příměsi uhlíku či
org. sloučenin, možný výskyt zmrzlé vody
n S typ - křemičitanoželezné: olivín + pyroxen + NiFe
n M typ - železné: NiFe s možnými inkluzemi
křemičitanů a enstatitu
n E typ - enstatit, pyroxen nebo jiné nekovové
křemičitany
n A typ – olivín
n V a R typ - pyroxen + olivín + možné příměsi
Rotace a teploty planetek
n Rotační periody planetek jsou od 2,5 hodiny do téměř
20 dnů.
n Typická planetka: 1 otočka za 10 hodin.
n Teplota povrchu - závisí na vzdálenosti od Slunce, ale
také na orientaci rotační osy, rychlosti rotace,
tepelných vlastnostech povrchu.
Vznik a vývoj planetek,
interakce s planetami
n Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavního pásu:
n 1) Na začátku protosolární mlhovina, jejíž hustota se plynule mění s rostoucí
vzdáleností od protoslunce.
n 2) Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve dráhách současných velkých
planet, tak i v oblasti hlavního pásu.
n 3) Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují) planetesimály
mezi Marsem a Jupiterem.
n 4) Dříve dorostlé velké planety svým gravitačním působením zvětší vzájemnou
rychlost již narostlých asteroidů (byly větší, než jsou ty dnešní) a zabrání tím
jejich dalšímu nedestruktivnímu spojování do větších těles.
n 5) Planetky získávají průměrnou relativní rychlost vůči sobě kolem 5 km/s.
Občasné srážky jsou již katastrofické a dochází při nich k rozbíjení planetek.
Kolizní vývoj planetkové populace - od větších k menším tělesům.
n První čtyři fáze vývoje proběhly za dobu přibližně
jednoho milionu roků.
n Pátá fáze trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let.
n Nejrychlejší byl její průběh na začátku, nyní již je
množství planetek v hlavním pásu podstatně nižší a
kolizní vývoj je mnohem pomalejší.
„Geologický“ vývoj větších planetek
n Srážky planetek, ale i zahřívání vlastní gravitací i
vnitřní radioaktivitou vedlo ke změně složení a
stavby planetek.
n Zahřívání radionuklidy s dlouhými poločasy rozpadu:
40K, 232Th, 235U, 238U
Skupiny planetek a jejich vznik
n Dynamické skupiny
n Dynamické skupiny většinou vznikly působením gravitačních poruch
velkých planet na některé planetky. Ve směru zvětšující se vzdálenosti od
Slunce to jsou:
n - skupina Apollo-Amor-Aten - dráhy v okolí Země
n - skupina Hungaria - blízko za drahou Marsu, izolovaná skupina s
velkými sklony (16o až 34o ), malé a střední excentricity (do 0.18).
n skupina Mars-Crossers - kříží dráhu Marsu
n - skupina Phocaea - ve vnitřní části hlavního pásu izolovaná
skupina planetek s vysokými sklony (18o až 32o) a malými
excentricitami (do 0.10).
n - skupina Cybele - těsně vně hlavního pásu
n - skupina Hilda - kolem rezonance 3:2 s Jupiterem (velká
poloosa kolem 4.0 au)
n - skupina Trojanů - v rezonanci 1:1 s Jupiterem (velká polosa
kolem 5.2 au), librační body L4 a L5
n - skupina Kentaurů - za drahou Jupitera
n - skupina transneptunických těles - vně planetární soustavy
Kolizní rodiny a zóny
n Kolizní rodiny a zóny jsou produktem srážek planetek.
n rodina Flora - nejvnitřnější část hlavního pásu (velká poloosa kolem 2,2
au, sklony do 11o)
n rodina Nysa - vnitřnější střed hlavního pásu (asi 2.45 au), velmi malé
sklony (do 4.5o )
n zóna Pallas - střed hlavního pásu (kolem 2.7 au), vysoké sklony (33o až
38o)
n zóna Koronis - uprostřed vnější části hlavního pásu (kolem 2.85 au),
malé sklony (do 3.5o, e do 0.11)
n zóna Eos - vnější část hlavního pásu (kolem 3.0 au), střední sklony (mezi
8o a 12o excentricity do 0.13)
n zóna Themis - vnější okraj hlavního pásu (kolem 3.15 au), malé sklony (do
3o), excentricity (0.09 až 0.22).
Vztah mezi planetkami a kometami
n Komety vznikly z planetesimál z oblasti kolem Uranu a Neptunu. Liší se
tedy složením - voda, těkavé látky.
n Ale mezi známými planetkami je velmi pravděpodobně i jistý podíl
neaktivních komet. Na jejich přítomnost lze usuzovat podle nepřímých
důkazů - kometární charakter drah některých planetek ( 3552 Don
Quixote), proudy meteroidů poblíž jejich drah (Geminidy kolem dráhy
planetky 3200 Phaethon).
n Skupiny, mezi nimiž by se neaktivní komety mohly nacházet, jsou
zejména Apollo-Amor-Aten, Mars-Crossers, Trojané, Kentaurové a
transneptunické objekty.
Srážky planetek s planetami
n Nebezpečí od těles na dráhách křížících dráhy planet.
n Hrubý odhad frekvence dopadů na Zemi:
těleso o průměru
n 0.1 km asi 1x za 500 let
n 1 km 100 000 let
n 10 km řádově 106 let
n je to velmi častý prvek „astropolitiky“
Zajímavosti
n (4769) Castalia je dvojitá
n (243) Ida má satelit Dactyl (sonda Galileo),
n (532) Herculina snad také má satelit
n (4179) pozoruhodná Toutatis (převalování)
n (2060) Chiron - kometární aktivita
n (951) Gaspra - povrchové útvary (sonda Galileo) kráter
Carlsbad
n http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/photogallery-asteroids.html
n http://photojournal.jpl.nasa.gov/mission/Dawn?subselect=Target:Ceres
n https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_minor_planets_and_comets_visited
_by_spacecraft
Od Rakouska-Uherska až po ČR
n 1. Názvosloví planetek
(kapitola sama pro sebe aneb jak i pes k planetce přišel)
n v první fázi tzv. "klasická" jména (Řecko, Řím, latina, mytologie)
+ snaha o vytváření zvláštních znaků
- neudržitelné už při 30 známých planetkách
n číslování v závorce před jménem (1) Ceres
n vzniká nutnost předběžného označení
.... (letopočet) A....Z, AA, ....ZZ
pak letopočet 1.-15.1. A + A, ....Z, A1....Z1 atd.
16.-31.1. B
........atd.
n o přidělení definitivního čísla rozhodne Minor Planet Center
většinou po 2 opozicích,
n jméno se dnes dává jako doplněk, MPC jej akceptuje, je-li
jednoslovné, má méně než 16 znaků, není podobné předchozím,
n dřívější konvence:
jen ženská jména nebo např. čtyřpísmenný název, jestliže má
planetka nějaké zvláštnosti - byly odbourány
Pozorování z našeho území
nebo astronomy spojenými
nějak s naším územím
n i) Johann Palisa
n ii) epizodní etapa věd. práce E. Buchara
n iii) Luboš Kohoutek v Hamburku
n iv) Skalnaté Pleso
n v) Kleť
n vi) Ondřejov
Johann Palisa (1848 – 1925)
n narozen 1848 v Opavě, 1. objev v Pule
většinu však ve Vídni
n Poznámka na okraj: zakladatel Ebicyklu
Emil Buchar (1901 – 1979)
n Emil Buchar objevuje v r. 1925
1. československou planetku
n dostává jméno (1055) Tynka na počest
objevitelovy matky
Luboš Kohoutek
n práce Luboše Kohoutka
n celkem 51 planetek, paradoxně jako vedlejší
produkt při hledání zbytků komety Biala
Milan Antal (1935 – 1999)
n celkem 6 planetek
n na Skalnatém Plese a později v Maďarsku, v
letech 1971 - 1986
Observatoř Kleť
n celkový počet 387 planetek s definit. číslem
n Historie:
n 1968 - uveden do provozu Cassegrain 1020/3950 + Maksutovova
komora 400/500/1030 mm
1. pozorovaná planetka - (1566) Icarus
1. nová planetka - říjen 1977 novou Maksutovovou komorou
630/850/1870, dostala předběžné označení 1977 UA
1. planetka s def. číslem (přiděleno v r. 1980)
(2199) Kleť, objevená 6. 6. 1978
n současnost – KLENOT
http://www.hvezdarnacb.cz/3/84/klenot_telescope
n Způsob hledání - na dvojexpozicích vybraných polí hvězdné
oblohy pořízených světelnou fot. kamerou. Druhý snímek je
posunut v deklinaci o přesně stanovenou hodnotu.
n Na programu se podíleli a podílejí: Brožek, Květoň, Mahrová,
Moravec, Mrkos, Petrovičová, Tichá, Tichý, Vávrová.
n mezi nově objevenými je jen malý počet zvláštních planetek:
několik „křížičů“dráhy Země, Trojanů a z rodiny Hilda,
nejsou na jejich objevování zaměřeni
Observatoř Ondřejov
n Zaměření na fotometrii objektů NEAs, možno odvodit nejen
rotační periodu, ale i precesi
n dvojité planetky, z 8 známých se podíleli na 6 objevech
n 1. planetku objevili v roce 1994, dnes je to několik set, mnoho
jich již má definitivní číslo (Ondrejov, Dominikhasek, atp.)
n http://www.asu.cas.cz/~ppravec/neo.htm
komety
Malá tělesa Sluneční soustavy
44
Definice
§ Kometa (vlasatice) je malé astronomické těleso podobné planetce
složené především z ledu a prachu
§ obíhají většinou po velice excentrické eliptické trajektorii kolem
Slunce
§ jsou popisované jako „špinavé sněhové koule“ a z velké části je tvoří
zmrzlý oxid uhličitý, metan a voda smíchaná s prachem a různými
nerostnými látkami
§ gravitační interakci komet s planetami se jejich dráha může změnit
na hyperbolickou (a opustit SS) nebo na méně výstřednou
§ Jupiter mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných
dráhách
§ existují tak komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často
§ například Halleyova kometa, Hale-Bopp nebo Kohoutkova kometa.
Malá tělesa Sluneční soustavy
45
Složení
§ Jádro – pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek
kilometrů. Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého
oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a
prachu
§ Koma – kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů.
Koma obsahuje různé nedisociované i disociované molekuly,
radikály a ionty, např. OH-, NH2-, CO, CO2, NH3, CH4, CN, (CN)2
§ Ohon – plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též
označovaný jako chvost nebo ocas).
Malá tělesa Sluneční soustavy
46
Malá tělesa Sluneční soustavy
47
Malá tělesa Sluneční soustavy
48
Malá tělesa Sluneční soustavy
49
Vlastnosti komet
§ kometární jádra patří mezi nejčernější známé objekty va SS
§ sonda Giotto - jádro Halleyovy komety odráží jen přibližně 4 %
světla
§ sonda Deep Space 1 - povrch komety Borrelly jen 2,4 % až 3,0
% dopadajícího světla, (asfalt odráží 7 % dopadajícího
světla!!!).
§ analýza jádra komety 73P/Schwassmann-Wachmann, které se
rozpadlo na několik částí, ukázala, že složení svrchních a
vnitřních vrstev komety je prakticky totožné
§ v roce1996 se zjistilo, že komety vyzařují i rentgenové záření
§ je generované interakcí komet se slunečním větrem: když
vysokoenergetické ionty vletí do atmosféry komety, srážejí se s
kometárními atomy a molekulami
Malá tělesa Sluneční soustavy
50
Dynamické vlastnosti
§ komety jsou klasifikovány podle svých oběžných dob (period).
§ krátkoperiodické komety mají oběžné doby kratší než 200 let,
§ dlouhoperiodické komety mají oběžné doby delší, ale stále zůstávají
gravitačně závislé na Slunci.
§ jednonávratové komety mají parabolické či hyperbolické oběžné dráhy, které
je vynesou navždy mimo sluneční soustavu po jediném průletu okolo Slunce.
§ opačný extrém - Enckeova kometa, má oběžnou dráhu uvnitř oběžné dráhy
planety Jupiter.
§ místo vzniku krátkoperiodických komet je Kuiperův pás
§ dlouhoperiodické komety zřejmě vznikají v Oortově oblaku.
Malá tělesa Sluneční soustavy
51
Oběžné dráhy
§ z cca 3400 komet, které známe je:
§ 40% komet na eliptických drahách, z toho:
§ 16% krátkoperiodických (perioda je menší než 200 let)
§ 24% dlouhoperiodických (perioda je větší než 200 let),
§ 49% na parabolických drahách
§ 11% na hyperbolických drahách
§ vysoké procento parabolických drah je zkreslující, neboť se jedná
i o komety, u nichž doba pozorování byla příliš krátká na to, aby
se rozhodlo, zda se pohybují po hyperbole nebo po elipse
§ z komet, které byly pozorovány alespoň 240 dní, jen 3% má
parabolické dráhy.
Malá tělesa Sluneční soustavy
52
užitečné odkazy
§ http://www.cometography.com/
§ http://www.esa.int/spaceinimages/Missions/Rosetta
§ http://komety.cz/
Malá tělesa Sluneční soustavy
53
meziplanetární látka
Malá tělesa Sluneční soustavy
54
meteory
Malá tělesa Sluneční soustavy
55
Názvosloví:
§meteoroid - tělísko, které se pohybuje v
meziplanetárním prostoru
§meteor - světelný jev způsobený rozzářením tělesa a
jeho okolí po vniknutí do atmosféry
§meteorit = zbytek tělesa, které dopadne na zem
Jak vzniká meteor
§většina pozorovaných meteorů - částice o
hmotnosti mg - desítky gramů
§jejich vysoká rychlost (11 - 72 km/s) ® vysoká
kinetická energie
§ Př.: m = 1 g (=0.001 kg), v = 40 km/s (letící meteoroid).
E = 1/2 m v2 = 8x10^5 J
m = 1t (=1000 kg), v = ?. (automobil o hmotnosti jedné tuny)
v2 = 2E/m ® v = 40 m/s = 144 km/h.
§ Ve vysoké atmosféře - zrníčko
se sráží s atomy a molekulami
vzduchu, odpařování atomů
zrníčka a také ionizace a
excitace atomů zrníčka i
okolního vzduchu
§ Rekombinace způsobí záření.
Samotné těleso nehoří. Zdrojem
záření je prostor okolo meteoru,
rozměry jasných meteorů až
desítky metrů (průměr svítícího
oblaku), zářící stopa za
meteorem (rekombinace chvíli
trvá).
§ Ionizovaná stopa odráží radiové
vlny, je možné sledovat
radarově
Jak vzniká meteor
§ obvyklé výšky počátků: 70 - 120 km
§ výšky konců: až 15 km (u hodně pomalých těles) - pak zřejmě
dopadají
§ meteory 3 mag: konec asi 10 km pod začátkem
§ u jasných meteorů: oddělování (odtavování) drobných kapiček z
povrchu ® temná kouřová stopa ve dne.
§ na viditelné záření se přemění jen cca1% kinetické energie.
Původ meteoroidů
§ komety - meteorické roje (+
sporadické)
§ planetky - sporadické (+ roje)
§ meteorický roj:
§ od komety se oddělí prachové
částice, které mají po oddělení mírně
odlišnou rychlost než kometa
§ každé tělísko je na jiné dráze
§ oblak ® vlákno ® proud ®
rozptýlený proud
roj na obloze
§ radiant vzniká vlivem perspektivy, obdobně jako „průsečík“ při
pohledu na koleje
sporadické meteory
§ nepatří do žádného roje a na obloze září v náhodných časech a
směrech.
§ vznik:
- rozptylem rojových meteorů
- částice s náhodnými drahami
§ náhodnost ale není dokonalá - ani v čase ani na obloze
denní a roční variace
sporadických meteorů.
§ meteoroidy obíhají kolem Slunce po eliptických
drahách jako všechna ostatní tělesa, převládají
dráhy s malým sklonem
§ v prostoru kolem Země meteoroidy „stojí” jen v
průměru - stejné množství jich obíhá prográdně,
jako retrográdně
§ nejvíce meteorů přilétá k Zemi ze směru tzv.
apexu - bodu na obloze, k němuž se pohybuje
Země při oběhu okolo Slunce
§ pro pozorovatele, který má právě ráno, apex
kulminuje (je nejvýše nad obzorem) ® nejvíce
pozorovatelných sporadických meteorů.
Denní / roční variace spor. met.
§ Apex se na obloze nachází na ekliptice - ta je ráno nejvýše o
podzimní rovnodennosti a nejníže o jarní rovnodennosti ® roční
variace sporadických meteorů.
Pozorování meteorů
§ Motivace, aneb k čemu to je:
- určování frekvencí rojů a sporadických meteorů
- určování zastoupení různě hmotných částic
- podrobná poloha radiantů (a jejich struktura) - jen při
teleskopickém pozorování
Pozorování meteorů - luminositní funkce
§ Zastoupení různě hmotných částic ~ strmosti luminositní funkce
§ Luminositní funkce = závislost počtu meteorů na jejich jasnosti
(jasných meteorů je méně než slabých); má mocninný charakter
§ a může být různé pro různé roje, i pro různé části téhož roje ®
různé rozdělení částic podle hmotností
§ Strmost luminositní funkce (populační index):
§ Hmotnostní exponent: s = 1 +2,5 log k (strmost přírůstku
hmotnosti při přidání meteorů o 1 mag slabších.
a
mmN ~)(<
)(
)1(
mN
mN +
=k
Pozorování meteorů
§ Pozorování meteorů celosvětově organizuje IMO - International
Meteor Organization (www.imo.net)
§ Pomůcky pro pozorování meteorů:
- Gnomonický atlas Brno 2000.0 (hlavní kružnice - dráhy meteorů se
v gnomonické projekci zobrazují jako přímky)
- červené světlo
- tužka
- formuláře s připravenými kolonkami
- tvrdá podložka
- pravítko pro zakreslování
- velký improvizovaný úhloměr (s dělením po 5°)
Pozorování meteorů - protokol
§ Údaje o pozorování:
- datum
- čas začátku pozorování (s udáním SEČ, SELČ, …)
- jméno pozorovatele
- místo pozorování
- pozorovací podmínky (těsně před začátkem pozorování):
- oblačnost (v % zakryté oblasti) - nedívat se tam, kde
oblačnost nejméně vadí! Při 25% oblačnosti se už nepozoruje!
- mhv - udává jasnost nejslabší hvězdy, kterou můžeme ještě
spolehlivě vidět v blízkosti středu sledované oblasti a v
pozorované výšce nad obzorem
- jas oblohy = 5tidílná stupnice (5 - obloha velmi jasná, 1 - velmi
temná)
- změny pozorovacích podmínek je třeba zaznamenat i během
pozorování.
Pozorování meteorů - protokol
§ Údaje o každém meteoru:
- pořadové číslo meteoru
- čas přeletu (pro IMO na sekundy, u nás na minuty)
- jasnost (s přesností na 0,5 mag) - má být určována srovnáním s
hvězdami o stejné výšce nad obzorem
- doba trvání stopy za meteorem (v sec.), pro nejkratší trvání vždy 1s
(je-li stopa přítomna)
- ocenění kvality pozorování (buď kvalita zákresu, nebo zápisu):
v případě zakreslování: 0-meteor nezakreslen, 1-zakreslen, ale
bez jakýchkoli opěrných bodů, 2-podle jednoho opěrného bodu a
směru letu, 3-dva spolehlivě zachycené body na jeho
dráze
v případě zapisování: 1-málo spolehlivý údaj, 2-průměrná
kvalita, 3-velmi spolehlivý údaj
Pozorování meteorů - protokol
§ Údaje, které lze vyčíst i ze zákresu:
- rojová příslušnost: prodloužení stopy dozadu musí procházet v
těsné blízkosti radiantu. Meteory blízko radiantu jsou pomalé, 90°
od radiantu velmi rychlé. Buď zkratka roje, nebo jen pomocí “+” pro
rojové a “-” pro sporadické
- délka světelné dráhy meteoru ve stupních
§ Doplňující údaje:
- rychlost meteoru - v posledních letech dle IMO ve °/s,
zaokrouhleno na 5° (důležitý údaj při určování rojové příslušnosti)
- barva meteoru - slovně
§ Zákresy meteorů: podle pravítka, krátkou příčkou začátek letu,
šipkou konec, k šipce napsat číslo meteoru (dle protokolu).
Pozorování meteorů - protokol
Zpracování pozorování
§ Stanovení ZHR (hodinová zenitová frekvence) = počet spatřených
meteorů za 1h v případě ideálních podmínek a radiantu v zenitu.
§ Faktory ovlivňující ZHR:
- Km - poměr počtu spatřených meteorů při pozorované hodnotě mhv vůči
std. hodnotě M=6.5: , k je strmost luminostiní funkce (pro
Perseidy k=2,6).
- Kc - vliv oblačnosti: , c je procento oblačnosti,
k je korekční faktor: 0,03 (souvislá obl.) - 0,25 (silně potrhaná obl.).
- Kh - vliv výšky radiantu nad obzorem: , h je výška
radiantu nad obzorem.
§ Ef - efektivní pozorovací čas: Ef = I . Km . Kc . Kh , kde I je délka
intervalu pozorování. Přesněji: Ef = (I - t . N) . Km . Kc . Kh , kde t je
ztráta pozorovacího času na jeden meteor (jak dlouho nám trvá zápis
nebo zákres - vyjádřeno v hodinách!), N je počet meteorů.
Mm
mK =
k
10000
100
100
100 c
kc
c
Kc
-
+
-
=
)sin( hKh =
Ef
ZHR
N
=
meteority
§ prezentace MU Brno
§ impakty
§ kráter Ries
Malá tělesa Sluneční soustavy
73