Jako každý rok můžeme i letos v létě na noční obloze pozorovat meteorický roj Perseid. Maximum roje připadá letos na časné ranní hodiny 13. srpna 2006. Pozorování maxima bude letos silně rušeno svitem Měsíce. Nejvíce tzv. padajících hvězd tedy neuvidíme kolem maxima ale až večer v noci ze 13. na 14. srpna.
|
Meteor – světelná stopa vzniklá průletem meteoroidu atmosférou planety, zpravidla Země. Meteoroid – těleso vzniklé obvykle fragmentací planetek hlavního planetkového pásu mezi Marsem a Jupiterem, které se pohybuje v meziplanetárním prostoru. Meteorit – těleso pocházející z meziplanetárního prostoru (pozůstatek po meteoroidu), které se srazilo s planetou (Země, Mars), přežilo průlet atmosférou a dopadlo na povrch. Meteorit kamenný – nejběžnější skupina meteoritů tvořená převážně silikátovými minerály. Tvoří 94 % všech známých pozorovaných pádů meteoritů. 84 % kamenných meteoritů tvoří tzv. chondrity – chemicky primitivní hmota, která se svým obsahem chemických prvků (mimo lehké prvky) blíží složení sluneční fotosféry, a tedy i složení materiálu ze kterého vznikala sluneční soustava. 8 % tvoří tzv. achondrity – meteority vzniklé obvykle kompletním přetavením chondritů. Zvláštní skupiny achondritů tvoří lunární a marsovské meteority a diferencované meteority nejasného postavení. Meteorit železný – skupina meteoritů tvořená výhradně redukovaným materiálem – slitinami železa a niklu s možnými silikátovými inkluzemi a vzácnými – akcesorickými minerály. Představují pravděpodobně jaderný (ve většině případů) materiál planetesimál vzniklý v počátcích vývoje pevných těles. Meteorit železno-kamenný – meteority tvořené rovným podílem slitin železa a niklu a silikátového materiálu. Rozlišujeme skupinu pallasitů (meteority tvořené téměř výhradně silikátovým minerálem – olivínem a slitinami železa a niklu) a mezosideritů (meteority tvořené slitinami železa a niklu společně se směsí silikátových minerálů nejčastěji pyroxeny a plagioklasy). Meteorický roj – proud meteoroidů obíhajících kolem Slunce po eliptické dráze, která protíná dráhu Země. V době, kdy Země prochází průsečíkem těchto drah, vletují meteoroidy do zemské atmosféry. Dráhy meteoroidů v roji jsou při vstupu do atmosféry prakticky rovnoběžné a vlivem perspektivy se zdá, že meteory roje vyletují z jednoho místa na hvězdné obloze (z tzv. radiantu roje). Roje jsou pojmenovány podle souhvězdí, kde leží radiant. Zpravidla vznikají rozpadem mateřské komety, která s rojem souvisí. Radiant - bod na obloze, ze kterého se vlivem perspektivy rozbíhají zdánlivé dráhy meteorů roje. Apex - bod, k němuž Země směřuje v daném okamžiku při oběhu kolem Slunce. Sporadický meteor - meteor nepříslušející žádnému známému roji. |
Meteorický roj Perseid patří k nejstarším známým meteorickým rojům. První záznamy o pozorování Perseid pocházejí z Číny okolo roku 36 n. l. Až roku 1866 se astronomovi G. Schiaparellimu podařilo zjistit původ tohoto meteorického roje. Schiaparell prokázal korelaci mezi meteorickým rojem a kometou Swift – Tuttle. Perseidy se tak staly prvním meteorickým rojem, u kterého byla prokázána existence mateřského tělesa a kometární původ roje.
 |
| Pohled na severovýchod ve dvě hodiny ráno v době maxima roje. |
 |
| Perseida vyfotografovaná v roce 1997. Zdroj: Rick Scott & Joe Orman. |
Radiant roje leží v souhvězdí Persea (RA=47°, DEC=+57°), odtud – Perseidy. Počátek roje nastává někdy kolem 23. července a končí 22. srpna. Maximum roje nastává v období na přelomu 12./13. srpna (sluneční délka = 140,1°). Maximální hodinové frekvence vizuálních pozorování roje dosahují 80 meteorů za hodinu. U radarových pozorování jsme schopni zaznamenat mnohem drobnější těliska a co je nejdůležitější dá se pozorovat za jakéhokoliv počasí v jakoukoliv denní hodinu. Maximální hodinové frekvence Perseid při radarovém pozorování dosahují hodnot okolo 300 meteorů za hodinu (platí pro Ondřejovský 8 metrový meteorický radar).
| Elementy dráhy Perseid [J2000] | |
| Argument perihelu (ω) | 149.2° |
| Délka výstupného uzle (Ω) | 140.2° |
| Sklon dráhy k ekliptice i | 113,2° |
| Průvodič perihelu q | 0,942 AU |
| Excentricita e | 0,902 |
| Velká poloosa a | 9,641 AU |
Vznik meteorické radarové astronomie je úzce spjat s koncem 2. světové války. Anglické radary, vybudované v rámci výstrah před německými raketami V2, zaznamenávaly časté ozvěny i v případech, kdy rakety nebyly odpáleny. Díky tomu se anglické tajné služby začaly touto problematikou hlouběji zabývat. V tajných vojenských zprávách se analýzou ozvěn postupně dospělo k závěru, že je pravděpodobně způsobují meteory. Po válce bylo možné tyto radary využívat i k vědeckým účelům. Řada odborníků, kteří do té doby pracovali pro anglickou armádu, se začala touto problematikou hlouběji zabývat. V Anglii například Hey, Stewart, Lowell a Banwell studiem ozvěn na vlnové délce 5 metrů dospěli k jednoznačnému závěru, že existuje velmi silná korelace mezi počtem ozvěn a počtem meteorů. V celoročních záznamech si bylo možné povšimnout jednak tzv. denních variací meteorů, stejně tak i zvýšených četností ozvěn v určitých obdobích během roku.
Denní variace meteorů je jev způsobený rotací Země spolu s jejím oběhem kolem Slunce. Při celodenních pozorováních se ráno okolo čtvrté hodiny místního času objevuje mnohem více meteorů než večer, kdy naopak kolem šesté hodiny můžeme zaznamenat snížení četnosti ozvěn. Díky tomu, že Země rotuje ve stejném smyslu jako obíhá kolem Slunce, vrcholí apex (bod, k němuž Země směřuje v daném okamžiku při oběhu kolem Slunce) okolo šesté hodiny ranní a naopak kolem šesté odpoledne je nejníže pod obzorem. V důsledku toho se rychlost meteorických tělísek střetávajících se se zemskou atmosférou v ranních hodinách sčítá s rychlostí rotace Země a v odpoledních hodinách odčítá.
V menší míře se výše popsaný mechanizmus projevuje i během roku. Na podzim se apex nachází výše nad obzorem než na jaře, což vede k tomu, že na podzim zaznamenáváme více sporadických meteorů (meteorů nepříslušejících žádnému známému roji) než na jaře.
Meteory vylétající zdánlivě z jednoho místa na obloze nazýváme meteorický roj. Prodloužíme-li meteorické stopy jednotlivých meteorů proti směru jejich pohybu, dostaneme v ideálním případě bod na nebeské sféře. Takto získaný bod nazýváme radiant meteorického roje. Podle jeho "bodové ideálnosti" můžeme usuzovat na stáří pozorovaného roje.
Roje nazýváme podle latinských názvů souhvězdí (případně nejbližší hvězdy), ve kterých se nachází radiant příslušného roje (např. Perseidy, ζ Perseidy). Meteorický roj vzniká postupným rozpadem komety případně planetky. Podle "ideálnosti" radiantu, pravidelnosti a průběhu roje můžeme stanovit stáří roje. Krátce po jeho vzniku jsou meteorická tělíska koncentrována v oblacích v blízkosti mateřského tělesa. U takovýchto rojů pak můžeme pozorovat prudké nepravidelné zvýšení aktivity v závislosti na vzdálenosti průsečíku drah Země a mateřského tělesa. Typickým příkladem takového roje je meteorický roj Leonidy.
V důsledku rozdílných drah a s tím souvisejících oběžných period jednotlivých tělísek se oblaka postupně rozpadají do meteorických vláken . V tomto stádiu vývoje roje pozorujeme velmi ostrá maxima. Příkladem takového roje je meteorický roj Quadrantidy.
U starých meteorický rojů dochází gravitačním vlivem planet k rovnoměrnému rozmístění meteorických tělísek podél celé dráhy původního tělesa do tzv. meteorických proudů. Radiant takovéhoto roje může na obloze zabírat oblast o velikosti až 15 čtverečních stupňů. Samotný roj je pak aktivní po několik dní bez výraznějších maxim. Nejznámějším takovýmto rojem je roj Perseid.
U velmi starých rojů se jednotný proud postupně rozpadá na stále menší a menší proudy, v nichž může frekvence poklesnout až pod hranici rozpoznání meteorického roje. Takovéto meteority pak nazýváme sporadické.
| Radarová pozorování meteorů |
 |
| Radarový záznam meteoru. |
Radarový výzkum meteorů je založen na analýze odrazu elektromagnetických vln na ionizovaných stopách. Proces průletu meteoroidu atmosférou lze rozdělit do tří částí.
V nejvyšších vrstvách atmosféry cca od 1000 km až po 120 km je zemská atmosféra tak řídká, že dochází pouze k ojedinělým srážkám molekul vzduchu s tělesem. Při této fázi průletu (tzv. fáze rozprašování) nedochází k ionizaci, a tudíž je pro radarová pozorování nezajímavá. V oblastech okolo 120 km až 80 km vzroste hustota atmosféry již dostatečně na to, aby mohla začít druhá fáze průletu tzv. fáze intenzivního vypařování meteorického tělesa. Povrch meteoroidu se prudce zahřívá a vypařuje. K srážkám dochází na celé čelní straně tělesa a ne jen lokálně, jak tomu bylo v první fázi průletu. V důsledku srážek dochází k excitaci vypařených molekul vzduchu a následnému světelnému záření meteoroické stopy. Důsledkem vypařování meteoroidu je i prudký pokles jeho hmotnosti. Většina těles končí v této fázi průletu.
Ty, které proniknou až do výšek okolo 70 km, jsou pak prudce bržděny vzduchovým polštářem vzniklým stlačeným vzduchem před čelem meteoroidu. Teplota meteoroidu v této fázi vzroste až na 3000 K. Zvýšení teploty je provázeno prudkým poklesem rychlosti a snížením hmotnosti tělesa. Nedojde-li k úplnému odpaření meteoroidu, poklesne jeho rychlost až na nulu a těleso spadne volným pádem na zem.
Radarový výzkum tedy probíhá při průletu meteoroidu atmosférou v druhé, případně třetí fázi průletu atmosférou. Pro vlastní pozorování se užívají antény směrové i všesměrové, které vysílají na vlnových délkách od 4 do 10 m, se špičkovým výkonem okolo 300 kW. Chceme-li určit i rychlost meteoroidu, je zapotřebí vysoká opakovací frekvence vysílaných pulsů okolo 500 Hz.
U nás se tomuto způsobu pozorování věnuje oddělení radarové astronomie na hvězdárně v Ondřejově. Pozorování meteorického roje Perseid zde má již dlouholetou tradici. S drobnými přestávkami zaviněnými opravami a neustálým vylepšováním radaru se zde pozoruje již od roku 1958.
 |
| Ondřejovský meteorický radar. |
