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
V 18. století formuloval Johannes Daniel Tietz, zvaný
Titius, empirický vzorec pro vzdálenost planet od Slunce:
a = 0,4 + 0,3 . 2n
historie
Srovnání:
podle Titia n skutečnost
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
perihelová vzdálenost 1,6 - 3,3 au
afelová 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
Země 5,5 g/cm3
Mars 3,9 g/cm3
Tvary planetek
Největší planetky mají přibližně kulový tvar, pod cca 200 km v průměru jsou tvary
často nepravidelné.
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
- (45) Eugenia, (243) Ida, (3671) Dionysus,
Povrchové charakteristiky planetek
Kráterovaný povrch, na něm malými dopady formovaný regolit. U velkých planetek podezření
na výskyt kondenzovaných těkavých látek u pólů a ve sníženinách.
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.
Albedo - nejtmavší mají albedo až 0,02,
nejsvětlejší přes 0,4
Složení planetek
C typ - křemičitanové: hydratované silikáty s příměsí uhlíku nebo
organických sloučenin
D a P typ - křemičitany bohaté na příměsi uhlíku či org. sloučenin, možný
výskyt zmrzlé vody
S typ - křemičitanoželezné: olivín + pyroxen + NiFe
M typ - železné: NiFe s možnými inkluzemi křemičitanů a enstatitu
E typ - enstatit, pyroxen nebo jiné nekovové křemičitany
A typ – olivín
V a R typ - pyroxen + olivín + možné příměsi
Rotace a teploty planetek
Rotační periody planetek jsou od 2,5 hodiny do téměř 20 dnů.
Typická planetka: 1 otočka za 10 hodin.
Teplota povrchu - závisí na vzdálenosti od Slunce, ale také na orientaci
rotační osy, rychlosti rotace, tepelných vlastnostech povrchu.
Vznik a vývoj planetek
Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavního pásu:
1) Na začátku protosolární mlhovina, jejíž hustota se plynule mění s rostoucí vzdáleností od
protoslunce.
2) Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve dráhách současných velkých planet, tak i v
oblasti hlavního pásu.
3) Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují) planetesimály mezi Marsem a
Jupiterem.
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.
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
První čtyři fáze vývoje proběhly za dobu přibližně jednoho milionu roků.
Pátá fáze trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let.
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
Srážky planetek, ale i zahřívání vlastní gravitací i vnitřní radioaktivitou
vedlo ke změně složení a stavby planetek.
Zahřívání radionuklidy s dlouhými poločasy rozpadu:
40 K, 232 Th, 235 U, 238 U
Skupiny planetek a jejich vznik
Dynamické skupiny
Dynamické skupiny většinou vznikly působením gravitačních poruch velkých planet na některé planetky.
Ve směru zvětšující se vzdálenosti od Slunce to jsou:
- skupina Apollo-Amor-Aten - dráhy v okolí Země
- skupina Hungaria - blízko za drahou Marsu, izolovaná skupina s velkými sklony (16o až 34o ), malé a
střední excentricity (do 0,18).
skupina Mars-Crossers - kříží dráhu Marsu
- skupina Phocaea - ve vnitřní části hlavního pásu izolovaná skupina planetek s vysokými sklony
(18o až 32o) a malými excentricitami (do 0.10).
- skupina Cybele - těsně vně hlavního pásu
- skupina Hilda - kolem rezonance 3:2 s Jupiterem (velká poloosa kolem 4.0 au)
- skupina Trojanů - v rezonanci 1:1 s Jupiterem (velká polosa kolem 5.2 au), librační body L4 a L5
- skupina Kentaurů - za drahou Jupitera
- skupina transneptunických těles - vně planetární soustavy
Kolizní rodiny a zóny
Kolizní rodiny a zóny jsou produktem srážek planetek.
rodina Flora - nejvnitřnější část hlavního pásu (velká poloosa kolem 2,2 au, sklony do 11o)
rodina Nysa - vnitřnější střed hlavního pásu (asi 2.45 au), velmi malé sklony (do 4.5o )
zóna Pallas - střed hlavního pásu (kolem 2.7 au), vysoké sklony (33o až 38o)
zóna Koronis - uprostřed vnější části hlavního pásu (kolem 2.85 au), malé sklony (do 3.5o, e do 0.11)
zóna Eos - vnější část hlavního pásu (kolem 3.0 au), střední sklony (mezi 8o a 12o excentricity do 0.13)
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
Komety vznikly z planetesimál z oblasti kolem Uranu a Neptunu. Liší se tedy složením - voda, těkavé
látky.
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).
Skupiny, mezi nimiž by se neaktivní komety mohly nacházet, jsou zejména Apollo-Amor-Aten, MarsCrossers,
Trojané, Kentaurové a transneptunické objekty.
srážky planetek s planetami
Nebezpečí od těles na dráhách křížících dráhy planet.
Hrubý odhad frekvence dopadů na Zemi:
těleso o průměru
0.1 km asi 1x za 500 let
1 km 100 000 let
10 km řádově 106 let
je to velmi častý prvek „astropolitiky“
zajímavosti
(4769) Castalia je dvojitá
(243) Ida má satelit Dactyl (sonda Galileo),
(532) Herculina snad také má satelit
(4179) pozoruhodná Toutatis (převalování)
(2060) Chiron - kometární aktivita
(951) Gaspra - povrchové útvary (sonda Galileo) - kráter Carlsbad
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/photogallery-asteroids.html
http://photojournal.jpl.nasa.gov/mission/Dawn?subselect=Target:Ceres
https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_minor_planets_and_comets_visited_by_spacecraft
https://en.wikipedia.org/wiki/Dawn_(spacecraft)
Od Rakouska-Uherska až po ČR
Názvosloví planetek
v první fázi tzv. "klasická" jména (Řecko, Řím, latina, mytologie) + snaha o vytváření
zvláštních znaků
neudržitelné už při 30 známých planetkách
číslování v závorce před jménem (1) Ceres
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.
o přidělení definitivního čísla rozhodne Minor Planet Center většinou po 2 opozicích,
jméno se dnes dává jako doplněk, MPC jej akceptuje, je-li jednoslovné, má méně než 16
znaků, není podobné předchozím,
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
1. Johann Palisa
2. epizodní etapa věd. práce E. Buchara
3. Luboš Kohoutek v Hamburku
4. Skalnaté Pleso
5. Kleť
6. Ondřejov
Johann Palisa (1848 – 1925)
narozen 1848 v Opavě, 1. objev v Pule
většinu však ve Vídni
Poznámka na okraj: zakladatel Ebicyklu
Emil Buchar (1901 – 1979)
Emil Buchar objevuje v r. 1925 1. československou planetku
dostává jméno (1055) Tynka na počest objevitelovy matky
Luboš Kohoutek
celkem 51 planetek, paradoxně jako vedlejší
produkt při hledání zbytků komety Biala
Milan Antal (1935 – 1999)
celkem 6 planetek
na Skalnatém Plese a později v Maďarsku,
v letech 1971 - 1986
Observatoř Kleť
celkový počet 387 planetek s definitivním číslem
Historie:
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
současnost – KLENOT http://www.hvezdarnacb.cz/3/84/klenot_telescope
Způsob hledání - na dvojexpozicích vybraných polí hvězdné oblohy pořízených
světelnou fot. kamerou. Druhý snímek je posunut v deklinaci o přesně stanovenou
hodnotu.
Na programu se podíleli a podílejí: Brožek, Květoň, Mahrová, Moravec, Mrkos,
Petrovičová, Tichá, Tichý, Vávrová.
mezi nově objevenými je jen malý počet zvláštních planetek:
několik „křížičů“dráhy Země, Trojanů a z rodiny Hilda,
nejsou na jejich objevování zaměřeni
AV ČR, observatoř Ondřejov
Zaměření na fotometrii objektů NEAs, možno odvodit nejen rotační periodu, ale i precesi
dvojité planetky, z 8 známých se podíleli na 6 objevech
1. planetku objevili v roce 1994, dnes je to několik set, mnoho jich již má definitivní číslo
(Ondrejov, Dominikhasek, atp.)
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
příklad:
m = 1 g (=0.001 kg), v = 40 km/s (letící meteoroid), jeho kinetická energie E
= 1/2 m v2 = 8x10^5 J
m =1000 kg, v = ? (automobil o hmotnosti jedné tuny), v2 = 2E/m → v = 40
m/s = 144 km/h !!!
jak vzniká meteor
▪ 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
▪ Luminozitní funkce = závislost počtu meteorů na jejich jasnosti (jasných meteorů je méně než
slabých); má mocninný charakter
▪  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  (strmost přírůstku hmotnosti při přidání meteorů o 1 mag
slabších.

mmN ~)(
)(
)1(
mN
mN +
=
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 = pětibodová škála (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
pracování 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: ,
 je strmost luminostiní funkce (pro Perseidy =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 −
=
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
..:: konec ::…
Malá tělesa Sluneční soustavy
74