5.1 A Déli Ióta Aquaridák meteorraj tagjainak pályája jelentős változásokat mutat az aktivitási időszakban
A meteorjelenséget, röviden meteort a Naprendszerben keringő meteoroidok hozzák létre nagy sebességgel a Föld légkörébe ütközve. A légkörön áthaladó, és a földfelszínt is elérő maradványuk a meteorit [1.].
A meteoroidok az égitesteknek nem egyértelműen definiálható típusa. A vitákat legkönnyebb úgy elkerülni, ha a meteoroid méretét mondjuk meg: olyan méretű égitest, amely a Föld légkörébe érve meteorjelenséget okoz. Ezek szerint némi anyagfüggést mutatva a néhány tized milliméternél nagyobb és néhányszor tíz méternél kisebb égitesteket tekintjük meteoroidoknak. A terminológiai nehézség oka az, hogy a planetáris égitestek [Planetáris égitestek a kb. 13 Jupiter-tömegnél kisebb tömegű testek, ezekben soha nem indul be magfúzió.] méretét tekintve folytonos az átmenet a legnagyobbak és a legkisebbek között. A meteoroidok felfelé folytonosan mennek át a kisbolygók, kisebb méretek felé haladva pedig folyamatosan kerülnek be az interplanetáris por mérettartományába.
A meteorjelenség fényességétől függően sokféle eszközzel megfigyelhető: szabad szemmel, távcsővel, fotografikusan, digitális fényképezőgéppel (8. kép a színes mellékletben), képerősítőcsővel ellátott vagy anélküli videokamerával, valamint detektálható radar- és rádiócsillagászati úton is. Nagyon érdekes a Föld körül keringő mesterséges égitestekről (akár úgy is fogalmazhatunk: kívülről) megfigyelt meteorjelenség látványa. Ugyancsak észlelhetünk egy másik égitest légkörében bekövetkezett meteorjelenséget: például elméletileg a Földről detektálhatnánk a Vénusz éjszakai oldalán bekövetkező meteorfelvillanást. A Hold esetében már többször (legutóbb 1999-ben és 2000-ben) észlelték a meteorjelenség légkör nélküli megnyilvánulási formáját: a meteoroidok légellenállás híján fékeződés és elégés nélkül csapódtak be a Hold felszínébe, és a keletkező forró plazmafelhő a Földről is látható volt [2.]. A manapság legmodernebbnek tartott CCD-technikával kapcsolatban érdemes megjegyezni, hogy a meteorok rögzítése terén a fotográfiát még nem váltotta fel a CCD-technika. Ennek elsősorban a CCD-k rendkívül kis látómezeje az oka.
A meteoroidok (és az általuk létrehozott meteorok) lehetnek meteorrajokba sorolhatók vagy sporadikusak. Minden olyan meteor(oid) sporadikus, amely nem meteorraj tagja. A meteorrajok közös eredetű meteoroidok csoportját jelentik. A közös eredet hangsúlyozása azért fontos, mert ugyanazon meteorraj tagjai a közös eredet ellenére egészen különböző naprendszerbeli pályákat írhatnak le, ami több eltérő radiánspontot eredményezhet az éggömbön (5.1. ábra).
5.1 A Déli Ióta Aquaridák meteorraj tagjainak pályája jelentős változásokat mutat az aktivitási időszakban
Természetesen nemcsak olyan meteorrajok léteznek, amelyeket a Földdel történt találkozás következtében ismerhetünk fel. Meteorrajok felfedezésére radarcsillagászati úton és infravörös tartományokban végzett megfigyelésekkel egyaránt esély van. Az IRAS és az ISO műholdakkal meg is figyelték például a Themis, Koronis és Eos kisbolygócsaládokhoz, valamint a Tempel-1-, Tempel-2-, Encke-, Kopff-, Gunn-, Schwassmann-Wachmann-1-, Pons-Winnecke- és a Churyumov-Gerasimenko-üstökösök pályáján húzódó keskeny porcsóvákat. ISO-mérések alapján a 22P/Kopff-üstökös meteoroidraja mintegy 220 K hőmérsékletű porból áll. Ez kb. 20 K-nel magasabb hőmérsékletet jelent, mint ami - a megfigyelés idején 2 AU távolságban - várható lett volna. Az eltérés oka nem ismeretes. [3.] Az (az infravörös égi háttér című cikkben a 3.2. ábra) Encke-üstököshöz asszociált Taurida-meteorraj egy részletét mutatja be infravörös tartományban.
A meteorrajok többnyire igen ritka anyageloszlásúak. A szerző vizsgálatai szerint [4.] a Leonidák 1998-as visszatérésekor a raj legsűrűbb részében két Leonida-meteoroid átlagos távolsága egymástól 137 km volt. A Perseidák 2001-es visszatérésekor ugyanez az érték 106 km-nek adódott. A rajok más részei még ennél is ritkábbak. Ezeket a számokat inkább nagyságrendi becsléseknek kell tekinteni. Érdemes azonban észben tartani, hogy a Föld távolságában egy Leonida-meteor kb. két másodperc alatt tesz meg 137 km-t!
A meteorcsillagászat kezdetei az ókori görögökig nyúlnak vissza, hogy aztán ugyanők el is rekesszék az ilyen irányú kutatások folyamát. Apollóniai Diogenész a Kr. e. 467-ben Aigoszpotamoiban történt meteorithullás nyomán bizonyosnak tartotta, hogy az akkor lehullott ,,szekérnyi'' szikladarab égi eredetű, és számos más - az aigoszpotamoihoz hasonló - kicsi és ezért láthatatlan kődarab kering a világűrben [5.]. Ezzel a nézettel ma is teljesen egyetértünk. A Kr. e. 300-as években élt Arisztotelész a meteorjelenséget légköri eredetűnek tartotta [Maga az Arisztotelész által adott elnevezés, a meteor szó is ,,ég és föld között lebegőt'' jelent.], ami szintén teljes mértékben megállja a helyét. A meteorjelenséget létrehozó égitestekként azonban nem fogadta el Diogenész köveit, és ezzel a meteorokat kizárta a csillagászati kutatásokból. Így egészen a 18. század végéig a csillagászok lényegében nem foglalkoztak a meteorokkal. Ennek ellenére Kínában, Koreában, Japánban, az arab világban és sok európai feljegyzésben tettek említést meteorokról, különösen meteorzáporokról. A meteorok Földön kívüli eredetét Chladni és diákjai mutatták ki 1794-ben [Kevésbé közismert, hogy Chladni két diákja csak a meteorok kisebb részéről mutatta ki, hogy az égbolt felől haladnak a Föld felé, a többség alulról felfelé haladónak tűnt. Ennek oka az észlelők közötti kis bázistávolság és az észlelések pontatlansága volt. Csak az 1830-as évek után sikerült statisztikailag is megbízhatóan igazolni a meteorok égi eredetét.].
A Leonidák 1799-es váratlanul erős meteorzápora ismét fokozta a meteorok iránti érdeklődést. Erőteljes lökést adott a meteorcsillagászati kutatásoknak a Biela-üstökös 1846-ban történt szétesése, és az a meglepő esemény, hogy a következő visszatérés idején az üstökös helyett az Andromedidák meteorraj jelentkezett. A meteorrajok létezésének és az üstökösökkel való kapcsolatának felismerésétől (Weiss, A. Herschel, Schiaparelli), azaz az 1830-1860-as évektől számíthatjuk a meteorcsillagászat kezdeteit [A 19. század végéig nem volt egészen világos, hogy a meteorok álltak-e össze üstökössé - ezt a nézetet pl. Schiaparelli képviselte, vagy az üstökösökből lettek-e a meteorok - amint azt Weiss már 1839-ben állította. Ez utóbbi bizonyult a helyes nézetnek.]. Ezt követően Denning angol amatőrcsillagász a 19. század végén és a 20. század elején rengeteg új meteorrajt fedezett fel. A kanadai és brit-szigeteki amatőrcsillagászok tevékenységéhez csak a II. világháború után csatlakoztak más nemzetek amatőrjei. Az észt Öpik két világháború közötti professzionális kutatásait is ekkor folytatták (főként F. Whipple), és ekkor kezdték el a radarral történő meteormegfigyeléseket. Sajnálatos módon a meteorok radarral történő észlelése azonban csak néhány obszervatóriumban folyik több-kevesebb rendszerességgel. A mai meteorcsillagászati ismeretek tehát nagyrészt amatőrcsillagászok vizuális és fotografikus megfigyelésein alapulnak!
Kevésbé közismert, hogy Konkoly Thege Miklós lényeges szerepet játszott a meteorcsillagászat megalapozásában. A meteorok színképének vizsgálatával ő mutatta meg elsőként, hogy a meteorok az üstökösökből származnak. Konkoly és munkatársai (professzionális és műkedvelő csillagászok, valamint egyetemi hallgatók) Ógyallán és másutt szimultán megfigyeléseket is végeztek. A megfigyeléseket főként Terkán Lajos dolgozta fel. Az ógyallai radiánsmeghatározási módszerek egyébként fejlettebbek, megalapozottabbak a ma használatosaknál [6., 7., 8., 9., 10.]. A magyar amatőrcsillagászok az 1970-es években újították fel a meteorcsillagászat hazai művelését, és nemzetközileg elismert eredményeket is elértek. Remélhetőleg ez az írás is hozzájárul ahhoz, hogy a hazai meteorészlelő munka ismét fellendüljön.
A meteoroidok nagyobbrészt az üstökösökből származnak: az üstökös napközelsége idején a felszínéről elszabadult porrészecskék nem térnek vissza az üstökösre, hanem önállóan keringenek tovább a Naprendszerben. Arányaiban kisebb részben hoz létre meteoroidokat a kisbolygók ütközésekor keletkező törmelékanyag. A főövbeli és a földsúroló kisbolygók egyaránt lehetnek meteorrajok forrásai, mivel a naprendszerbeli kaotikus mozgások és a szekuláris perturbációk miatt ezek a földpályát keresztező pályára is állhatnak [11.]. A kisbolygók becsapódása nagyobb égitestek felszínébe szintén meteoranyag forrása. Például a Corvidák meteorraj pályája 1178-ig visszakövetve a Holdból indul. A marsi eredetű meteoroidok származása hasonló [Ilyen módon került a Marsról a Földre az ALH 84001 meteorit is (Csillagászati évkönyv 2002, 162. o.).].
Meteoroidok származhatnak akár más csillagok környezetéből is. Egy csillag erős csillagszele kifújhat a csillagközi térbe apróbb meteoroidokat, amelyek aztán bejuthatnak a Naprendszerbe. A gammakitörések erős sugárzása, a szupernóvák lökéshullámai egyaránt bejuttathatnak (és be is juttatnak!) a Naprendszer belső tartományaiba Naprendszeren kívüli eredetű meteoroidokat [12.].
Az általánosan elfogadott elképzelés alapján a meteorrajok főként üstökösökből keletkeznek. Whipple már 1951-ben megállapította, hogy az üstökösből elszabaduló por sebessége 100 és 1000 m/s között van (az üstököshöz képest), ami számottevően kisebb, mint a napközelben járó üstökösök több tízezer m/s sebessége [13.]. Ezért a kiszakadt por tömegegységre vonatkoztatott mozgási energiája és perdülete nem tér el jelentősen az üstökösétől, következésképpen a távozó por lényegében az üstököséhez hasonló pályán halad tovább a Naprendszerben. A fél nagytengelyben mutatkozó perturbáció például mindössze 1-2 ezreléknyi változást okoz. Ez a csekély különbség a por keringési periódusában mindössze
Delta P = 3P Delta a / 2a (1)
nagyságú periódusváltozást jelent (Delta a a fél nagytengelyben bekövetkezett változás). Ha egy 76 év keringési idejű üstökösből kiszabaduló por pályájának fél nagytengelyét a perturbáció 1 ezrelékkel módosítja, akkor a por keringési ideje majdnem másfél hónappal módosul! Az üstökös és a meteoroid keringési idejének különbsége miatt a perihéliumátmenetek időpontjai egyre inkább eltérnek, azaz a meteoroid egyre távolabb kerül a szülőégitesttől. Mivel minden egyes kiszabadult porszemcse kicsit más pályára kerül, a teljes poranyag idővel el fog oszlani a pálya teljes hosszában, és kiterjedt, folytonos eloszlású burkot alkot az üstököspálya körül. A por eloszlásához a következő fejezetben ismertetendő hatások is nagymértékben hozzájárulnak.
Ismeretes, hogy a nagy- és kisbolygók mozgását tisztán gravitációs eredetű hatások összegeként lehet leírni, amely gyakran vezet kaotikus pályához. Üstökösmagok esetében a mozgásegyenlet már bonyolultabb, mert a gravitáció mellett a rakétahatásokat is figyelembe kell venni. Rakétahatásoknak az üstökösből kiáramló por és gáz által okozott perturbáló erőket nevezzük [14.].
Meteoroidok esetében a helyzet még bonyolultabb, ugyanis - bár rakétahatás nincs - sok egyéb tényező van, ami számottevően befolyásolja naprendszerbeli mozgásukat:
1. gravitációs kölcsönhatások a Nappal;
2. gravitációs kölcsönhatások a nagybolygókkal;
3. a napfény sugárnyomása;
4. a Poynting-Robertson- és Jarkovszkij-Radzijevszkij-hatás;
5. kölcsönhatás az elektromosan töltött napszéllel;
6. fékeződés a bolygóközi poron;
7. fékeződés a semleges interplanetáris gázon;
8. kölcsönhatás az interplanetáris mágneses térrel.
A napszéllel történő kölcsönhatás (5.) azt jelenti, hogy a meteoroidok a napszél, de főként a Nap ultraibolya sugárzása hatására elektromosan feltöltődnek. Így mozgásuk tárgyalásában a Lorentz-erő fellépte miatt figyelembe kell venni a naprendszerbeli mágneses erőtereket. A mágneses térrel történő kölcsönhatás (8.) emellett a vasból, nikkelből, kobaltból álló, tehát mágnesezhető anyagú szemcsék esetében is lényeges lehet. Az interplanetáris és az intersztelláris porral kapcsolatban a Galileo és az Ulysses űrszondák mérései szerint a Jupiter kiterjedt magnetoszférája jelentősen módosíthatja a kisebb meteoroidok pályáját, sőt bizonyos feltételek teljesülése esetén a Jupiter és a Szaturnusz maga körüli pályára kényszerítheti ezeket az apró égitesteket. Minthogy a meteoroidok tömege elhanyagolható a Nap és a bolygók tömegéhez képest, a gravitáció hatása ugyanakkora a nagyobb és kisebb meteoroidokra. Az összes többi nem gravitációs effektus (3-8.) nagysága azonban függ a meteoroid méretétől és esetleg anyagi jellemzőitől is.
A meteorrajok mozgását elsősorban a Nappal történő gravitációs kölcsönhatás kormányozza. Természetesen a meteoroidok a Naprendszer nagybolygóinak hatására jelentős gravitációs eredetű perturbációkat szenvednek el [15.]. Ennek egyik érdekes következménye a meteorrajok lefékeződése a Jupiterrel való rezonancia miatt [16.]. A Jupiterrel 1:1 arányú középmozgás rezonanciában vannak a Júniusi Bootidák és az Andromedidák; 1:2 arányú rezonanciában a Libridák, a Júniusi Lyridák és a Júliusi Phoenicidák, 2:1 arányú rezonanciában a Pegasidák, 3:4 arányú rezonanciában a Decemberi Phoenicidák. A rezonanciák miatt az egyes meteoroidok csomóvonala nagyon különböző sebességgel precesszáló mozgást végez, amely egyaránt lehet előretartó vagy ingadozó.
A rezonancia hatása akkor a legerősebb, ha a meteoroid a Jupiterrel való együttálláskor éri el naptávolpontját. Ekkor ugyanis a gravitációs perturbációk hatására a meteorrajban különböző ív alakú csomósodások, sűrűsödések jönnek létre, szélsőséges esetben akár a meteorraj kettéválása is elképzelhető. Minden egyes ilyen ív olyan rajtagokból fog állni, amelyekre a felszálló csomó hosszának változási sebessége azonos. Ez a sebesség a rajtagokra nézve nagyon különböző lehet. A modellszámítások szerint az ívképződés akkor jelentős, ha a meteorraj inklinációja és excentricitása nagy. Az ilyen ívek kialakulásához szükséges idő - a pályaelemektől és a rezonancia erősségétől függően - 1000 és 10 000 év közötti, tehát csillagászati értelemben véve rendkívül rövid! Nem rezonáns esetekben azonban egyáltalán nem képződnek ívek.
A naprendszerbeli szekuláris rezonanciáknak, valamint a kaotikus mozgásoknak nagy szerepük van abban, hogy a kis méretű égitestek a kisbolygóövezetből a Naprendszer belsőbb tartományai felé vándoroljanak.
A Föld közelében elhaladó és Földnek ütköző meteoroidok vizsgálata esetén a Föld és a Hold gravitációs vonzóerejét is figyelembe kell venni. Egyik fontos hatás a radiánselhajlás: a Föld felé tartó meteoroid pályája a Föld gravitációs hatására a földfelszín felé görbül, ennek következtében a meteorraj radiánsa magasabban látszik az eredeti pályából adódó radiánsnál. Az eltérés értéke több fok is lehet.
Poynting 1903-ban mutatta meg, hogy ha egy naprendszerbeli kicsiny égitest (meteoroid, bolygóközi porszemcse) napfényt nyel el, majd azt (általában más hullámhosszon) újból kisugározza, akkor ez az égitestre a mozgás érintőjének irányában ható fékező erőt okoz, mivel az egy irányból (a Nap felől) érkező fotonokat a szemcse a tér minden irányában sugározza szét. A fékező erő csökkenti a meteoroid pályaperdületét, emiatt az spirális pályán közelít a Naphoz, végül belezuhan. Robertson 1937-ben ezt a hatást számításokkal részletesen nyomon követte, ezért a jelenséget azóta Poynting-Robertson-hatásnak nevezik.
Wyatt és Whipple 1950-ben kiszámították, hogy egy 1 g/cm3 sűrűségű és 0.01 cm méretű Taurida-meteoroid 50 000 év alatt zuhanna így a Napba. Nagyobb, az 1 cm-es mérettartományba eső meteoroidokra (ilyeneket lehet meteorokként észlelni), 110 millió év szükséges a Napba zuhanáshoz [17.]. Ez azonban a Naprendszer korának mindössze 2%-a.
Ha a meteoroid forog, akkor - a forgási sebességtől, a méretétől és hővezető képességétől függően - nemcsak a mozgás érintőirányában, hanem arra merőlegesen is fellép egy erő. Ha a forgás és a Nap körüli keringés iránya ellentétes egymással, akkor ez az erő fékezi a meteoroidot és ily módon gyorsítja a Napba való zuhanást. Ha a tengelyforgás és a keringés iránya megegyező, akkor viszont gyorsítja a meteoroidot, azaz lassítja a meteoroid bezuhanását. Ez a jelenség a Jarkovszkij-Radzijevszkij-hatás. Az effektust először Jarkovszkij vizsgálta 1900-ban, majd tőle függetlenül 1952-ben Radzijevszkij újrafelfedezte és végigszámolta a jelenséget. A meteoroidok forgási periódusáról ma még semmit sem tudunk, de ha ez 0.1-1s közötti, akkor a Jarkovszkij-Radzijevszkij-effektus fontos befolyásoló tényezője lehet a meteoroidok naprendszerbeli mozgásának.
A Napból származó elektromágneses sugárzás nyomása a meteoroidokra a Naptól kifelé mutató erőt fejt ki, ez tehát a Nappal összekötő egyenes mentén a Naptól folyamatosan távolítani igyekszik a meteoroidot. A jelenség fiatal csillagoknál is ismert: fúziós energiatermelésük kezdetén felragyogva sugárnyomásukkal mintegy kiseprik maguk körül a még megmaradt, kis méretű porszemcséket. A sugárnyomás nagysága átlagosan harmada-negyede a Poynting-Robertson-hatás nagyságának, és más irányban fejt ki erőt a meteoroidra.
A napszél jórészt kétszeresen ionizált héliumatomokból áll. Ezek a részecskék, a semleges meteoroidnak tapadva azt elektromosan feltölthetik. Ha a meteoroid ezután ismét semlegessé válik, az az előbb tárgyalt két hatáshoz hasonlóan befolyásolja mozgását.
A semleges bolygóközi poron áthaladva a meteoroid fékeződik. Ez a fékeződés a Poynting-Robertson-hatáshoz hasonló következménnyel jár, nagysága annak (2 * 1021 CD a3/2 róB)-szerese, ahol CD a fékeződési együttható, értéke 1-10 közötti; róB a bolygóközi por sűrűsége (kb. 2.5*10-22 g/cm3). Ez tehát gyorsítja a meteoroidok Napba zuhanását. Ha CD = 2 és a=3 AU, akkor a semleges bolygóközi por által kifejtett fékezőerő a Poynting-Robertson-hatásból származó erő 2,6-szerese.
Végezetül tovább fékezi az elektromosan töltött meteoroidokat a bolygóközi mágneses tér, valamint a bolygók - főleg a Jupiter - kiterjedt és erős magnetoszférája. Sajnos, eddig még nem foglalkoztak azzal, hogy ez mekkora hatással van a meteoroidok mozgására.
A meteoroidok mozgását megbízhatóan, a meteorraj teljes élettartamára kiszámítani jelenleg nem lehet. Rövid távú, néhány évre szóló előrejelzéseket azonban tehetünk - amint ezt az utóbbi években a meteorzápor-előrejelzések rohamosan növekvő pontossága mutatta.
Az üstökösök belső naprendszerbeli élettartamának nagyságrendi becslésére jól használható a következő formula:
T_ k = (4 R0 a2 (1-e2)0.5 rók lambdak ) / (FEnap ) (2)
ahol R0 az üstökös kezdeti sugara, rók a sűrűsége, lambdak szublimációs hője, F pedig egy arányszám, amely megmutatja, hogy a Napból érkező hőmennyiség mekkora része fordítódik az üstökös anyagának szublimációjára. Ennek alapján például a Halley-üstökös mindössze ~224000 évet él a belső Naprendszerben, utána megszűnik üstökösként létezni, mert elfogy az illó anyaga. A becslés azonban meglehetősen pontatlan, mert a Halley-üstökös pályája - és rendszerint a többié is - kaotikus, így a és e időben változó mennyiség.
Jones, McIntosh és Hawkes számításai szerint egy meteorraj életkora szülőüstököse belső naprendszerbeli élettartamától, és az üstökösből kibocsátott por mennyiségének az üstökös tömegéhez viszonyított p arányától
Tm = Tk (1 - (1 + 4p))1/3 (3)
szerint függ. A meteorraj életkorának meghatározásához ezek szerint elegendő, ha ismerjük a szülőégitest tömegét, és meghatározzuk a raj jelenlegi tömegét. Ilyen jellegű vizsgálatokból az Orionidák életkorára mindössze 23000 évet kaptak. Ez a Naprendszer korának csak öt milliomod része. A meteorrajok tehát - bár mindig jelen vannak - csak pillanatszerű epizódok a Naprendszer életében [18.]!
Lényeges, hogy még ugyanazon meteorraj különböző részei sem egyforma korúak. Ennek oka a keletkezésben keresendő: az üstökös egymás utáni visszatérései folyamán újabb és újabb részecskéket bocsát ki magából. Ez fiatalabb rajoknál (pl. a Leonidáknál) figyelhető meg jól. A Leonidákban jól szétválik az ókori visszatérések, az 1366. évi és a későbbi visszatérések során kibocsátott meteoranyag. Ezért változik a meteorrajok évről évre megfigyelhető tömegeloszlása és aktivitásának mértéke.
Általánosságban a meteorrajok fejlődését a rajtagokra ható erők, a szülőégitest napközelségének idején kapott anyagutánpótlás és a Földdel való találkozások során bekövetkező anyagvesztés határozza meg. A meteoroidok mozgásának következtében a raj rendszerint szétszóródik, számsűrűsége az idő múlásával csökken, ezért a Föld egyre ritkábban ütközik rajtaggal. Az észlelhető aktivitást tovább csökkenti, hogy a rajtagok elégnek a Föld légkörében vagy a Földre hullanak. A kisebb méretű (és tömegű) rajtagokat a nem gravitációs eredetű hatások jobban szétszórják, míg a nagyobb tömegűek az eredeti pályához közelebb maradhatnak. A raj fiatalabb korában tehát a nagyobb tömegűek gyakrabban ütköznek a Földdel, és ez nagyon gyorsan apasztja számukat. Emiatt megváltozik a raj tömegeloszlása, az öregebb rajtagokban főleg kisebb meteoroidok vannak, amelyek halványabb fényjelenséget és kisebb aktivitást produkálnak. Ez igen szembetűnő a gyakorlott észlelők számára a Capricornidák és a Perseidák összehasonlításával. Ugyanakkor egy viszonylag öreg meteorraj is produkálhat kitöréseket, ha a rajtagok szétszóródását valamilyen hatás (pl. valamelyik nagybolygóval való rezonancia) megakadályozza, vagy kifejezetten ,,összegyűjti'' a meteoroidokat.
A meteorrajok tömegeloszlása (az m tömegű meteorok N(m) számát megadó függvény) a tapasztalatok szerint hatványfüggvény alakú:
N(m) = Am-s (4)
ahol A a meteorrajra jellemző állandó, s pedig a tömegexponens.
A meteorraj teljes tömegét nyilvánvalóan úgy kapjuk, hogy ezt a függvényt integráljuk a meteorrajban előforduló legkisebb meteoroidtömegtől a legnagyobbig:
ha s=1, akkor Mraj = A ln mmax / mmin (5)
ha s nem egyenlô 1, akkor Mraj = A (m1-smax - m1-smin ) / (1- s ) (6)
A meteorraj tömegeloszlása a tömegexponens segítségével jellemezhető. A tömegexponens szoros kapcsolatban áll az észlelésekből meghatározható populációs indexszel: s=2.5 zeta log r, ahol r a populációs index, zeta pedig a meteorok tömege és maximális luminozitása közötti kapcsolatban a tömeg kitevője (Lmax ~ mzeta). A videokamerás meteorészlelések szerint zeta 0.8-0.9 közötti szám [18.].
A megfigyelések szerint a populációs index a meteorrajokban évről évre változik. Mivel a rajok keringési ideje rendszerint több évtized, és megbízható fényességeloszlások csak az 1980-as évek elejétől állnak rendelkezésre, a meteorrajok még nincsenek teljesen feltérképezve. Az egyes rajok feltérképezéséhez és a különböző szegmensekben a tömegexponens időbeli változásainak kimutatásához az amatőrcsillagászok több évtizednyi folyamatos megfigyeléseire van szükség. Ezeket radar- és rádiós megfigyelésekkel ki lehet (kellene) egészíteni. Tehát a meteorrajok fejlődéséről ma még csak elméleti oldalról beszélhetünk, az állítások megfigyeléssel történő ellenőrzése még várat magára.
Az egyik legalaposabban vizsgált meteorraj, a Perseidák fejlődését sokan tanulmányozták. Brown és Jones 1998-as szimulációi alapján a raj magja 15-35 000 éves, a legidősebb részei azonban kb. százezer évesek. A raj teljes egészére nézve a tömegeloszlás vajmi keveset változhatott, annak ellenére, hogy a raj a nagyjából 130 éves keringési időnek megfelelő időközönként, napközelben újabb és újabb meteoroidokkal gyarapodott; másfelől viszont a Földdel való találkozások során sok meteoroid elégett, ezért a raj tömege csökkent. A Perseidák 1992-es kitöréséért a Jupiter és a Szaturnusz gravitációs perturbáló hatása volt a felelős. E két bolygó perturbáló hatása a rajtagokat befelé lökte, így azok ütközhettek a Földdel [19.]. Az Alfa Monocerotidák 1995-ös kitörését szintén a Jupiter perturbáló hatása okozta.
A meteorrajokat a raj pályaelemei mellett számszerűen a rajstatisztikai jellemzőkkel lehet leírni:
* populációs index: megadja, hogy egy magnitúdóval halványabb fényességosztályban hányszor több rajmeteor található.
* tömegexponens: a (4) egyenlet által definiált s mennyiség.
* ZHR: (Zenithal Hourly Rate, azaz zenitre redukált óránkénti darabszám) egy megfigyelő által egy óra alatt látható rajmeteorok száma ideális körülmények között [Ideálisnak nevezzük a meteorészlelési körülményeket, ha a radiáns a zenitben található, a határmagnitúdó 6.5 és a megfigyelő a teljes égboltot láthatja.].
* fluxus: a Naptól pontosan 1 AU távolságban, a raj haladási irányára merőlegesen elhelyezkedő, 1000 X 1000 km területű négyzeten egy óra alatt áthaladó rajmeteorok száma. (Mértékegysége: db/óra/millió km2).
* térbeli számsűrűség: a Naptól pontosan 1 AU távolságban egy 1000 km élhosszúságú kockában található rajmeteorok száma. (Mértékegysége: darab/milliárd km3).
* össztömeg: a rajban található összes meteoroid együttes tömege.
Ezen mennyiségek kiszámítására a jelenlegi legpontosabb és legmegbízhatóbb módszert Koschack és Rendtel dolgozták ki 1990-ben [20., 31.]. A módszer ismertetése meghaladná a cikk terjedelmét, itt mindössze a végeredményeket ismertetjük.
A populációs index (általában 6-30% relatív hibájú) meghatározása után a ZHR-t a
ZHR = (Nr6.5 - mh) / (Teff sin h (1-K/100) ) (7)
egyenlettel számítják ki (N az észlelt rajmeteorok száma, mh a szabadszemes határmagnitúdó, Teff az effektív megfigyelési idő, h a radiáns horizont feletti magassága, K az égbolt megfigyelő elől eltakart része %-ban). A fluxust a
Q = (ZHR (13.1 r - 16.5)(r - 1.3)0.748 ) / (37 200 km2 ) (8)
egyenlet adja, míg a térbeli számsűrűséget a
róN = (Q ) / (3600 vvégtelen (9)
ahol vvégtelen a meteorraj geocentrikus sebessége a Föld légkörébe való belépéskor.
5.2 Meteorok
megpillanthatóságának valószínűsége a határmagnitúdó - meteorfényesség
különbség függvényében [20.]. Az észlelt meteorszámokat ezzel a görbével
kell korrigálni a valódi populációs index meghatározásához
Ezt a módszert egyébként vizuális megfigyelésekre dolgozták ki, tekintve, hogy a legtöbb információt a rajstatisztikai jellemzőkről még a 3. évezred elején is az amatőrcsillagászok vizuális megfigyeléséből nyerik. A módszer szinte módosítás nélkül alkalmazható lenne nagy égterületet lefedő fotografikus és videós megfigyelésekre is.
A ZHR-számítás a meteorcsillagászat egyik legvitatottabb kérdése. A ZHR-számítás alapegyenletének a (7) tekinthető, azonban ezt
ZHR = ZHR0 * K(h) * Ce (10)
alakra érdemes írni, ahol ZHR0 a ZHR-nek horizont feletti magasságtól független, K(h) pedig az attól függő része. A Ce az egyéb korrekciós tényezőket foglalja magában. Például a holdfénytől, vagy az észlelő látómezejének középpontja és az adott raj radiánsa közötti távolságtól, vagy az észlelőcsoport létszámától függő korrekciót jelenthet.
A zenittávolságtól függő részt általában
K(h) = singamma(h) (11)
alakban írják fel. A gamma kitevőt zenitexponensek is hívják, a legnagyobb nézeteltérés éppen ezen exponens értéke körül van. Rendszerint (mint pl. Rendtel és Koschak, vagy a magyarországi adatfeldolgozások) gamma=1 értékkel számolnak. Egyszerű geometriai megfontolások is erre vezetnek.
Zvolanková a zenitexponensre 1.47-et javasolt, azonban rámutatott arra, hogy az függhet a populációs indextől [21.]. Erre nézve Jenniskens folytatott vizsgálatokat [22.]. Különböző radiánsmagasságoknál végzett észlelésekből kiszámolta a ZHR-eket gamma=1 feltételezésével, majd ábrázolta a ZHR/(ZHR)0 mennyiségeket különböző radiánsmagasságoknál. Belátható, hogy ez megadja a K(h) függvény menetét. Az 5.3. ábra vízszintes tengelyén a radiáns horizont feletti magassága (hR) szerepel. A függőleges tengelyen a meteorok gyakorisága a radiánsmagasságra való korrekció előtt, osztva a gamma=1 feltételezéssel számított ZHR0-lal. E mennyiség logaritmusát ábrázolva hR függvényében Jenniskens megkapta gamma értékét különböző meteorrajokra. Az ábra tetején egyenes vonalak szemléltetik, hogy milyen meredekségű egyenesek tartoznának gamma=1, illetve gamma=2 értékekhez. Jól látható, hogy a meteorrajokra gamma e két érték közötti. Jenniskens arra a megállapításra jutott, hogy a zenitexponens és a populációs index között az alábbi kapcsolat áll fenn:
gamma = 1 + 1.08 log r (12)
Mivel a meteorrajok populációs indexe ismereteink szerint 1.4-3.6 (de inkább csak a 2.1-3.4) közé esik, a zenitexponens 1.16-1.60 között lehet. E szélsőértékek átlaga (1.38) igen közel van a Zvolanková által javasolt értékhez.
Fontos megjegyezni, hogy ha nem gamma = 1 értékkel számolunk, a fluxus és térbeli számsűrűség Koschack-Rendtel-féle számítási eljárása nem alkalmazható, mert azt speciálisan gamma = 1-re dolgozták ki!
5.3 A radiánsmagasság-korrekció meghatározása Jenniskens módszerével
Nagyon érdekes kérdés, hogyan lehet figyelembe venni a holdfény hatását a ZHR-ben. Ennek megállapításához a teljes holdfogyatkozások alatt végzett meteormegfigyelések segítettek. Eszerint célszerűtlen meteormegfigyeléseket végezni telehold környékén (ha a Hold fázisa 70%-nál nagyobb és a Hold 5o-nál magasabban van a horizont felett). Ha a Hold fázisa 70%-nál kisebb, és a Hold 30o-nál alacsonyabban van a horizont felett, akkor nyugodtan észlelhetünk. A tapasztalatok szerint ilyenkor a holdfény ellenére is megbízható ZHR-eket kaphatunk, erősebb holdfénynél azonban szinte lehetetlen megfelelő korrekciós faktorokat találni [22.].
Az év folyamán a meteoraktivitás nem egyenletes: a sporadikus háttérre az egyes meteorrajok aktivitása is rárakódik. Mind ez idáig az évi meteoraktivitásról a legátfogóbb vizsgálatokat P. Jenniskens holland csillagász végezte [22., 32., 33., 34., 35.]. Vizsgálataihoz 16 amatőrcsillagász 4482 órányi meteormegfigyelése alatt észlelt 110 538 meteor adatát használta fel (az észlelési intervallumok mindegyike legalább 24 perc effektív időtartam hosszúságú), a határmagnitúdó legalább 5.2 és a takartság 20%-nál kisebb. A takartság a felhők, épületek, fák és egyéb tereptárgyak által a megfigyelő elől eltakart égboltrész nagysága a teljes égbolthoz viszonyítva, %-ban kifejezve. Az analízishez felhasznált megfigyelések jelentős része rajzolásos technikával készült. E munkájáért 2003-ban az IAU Jenniskensről kisbolygót nevezett el.
A sporadikus háttér HRkorr= 10 db/óra nagyságú [Sporadikus meteorokra ZHR-értéket számítani nem lehet, mivel nincs radiánspontjuk. Azonban a zenittávolságra utaló K tényezőt 1-nek véve a sporadikus meteorok aktivitását jellemezhetjük, a HR mennyiséggel.]. Ezt a számot szinte kanonikus mennyiségként kezelik a meteorcsillagászatban. Ismeretében megadható, hogy különböző határmagnitúdójú égbolton legalább hány darab meteort láthatunk [Az egymás után megjelenő sporadikus meteorok közötti időtartamok Poisson-eloszlást mutatnak. Ezért a sporadikus meteorok megfigyelhető számát inkább csak irányadónak tekintsük!]:
| Határmagnitúdó | 4.5 | 5.0 | 5.3 | 5.6 | 5.9 | 6.2 | 6.5 |
| Sporadikus meteorok száma | 0.9 | 1.6 | 2.3 | 3.3 | 4.8 | 6.9 | 10 |
4.5-nél rosszabb határmagnitúdójú égen - erősebb rajaktivitások időszakán kívül - akár le is mondhatunk arról, hogy 1 óra alatt meteort látunk.
Érdekes eredményt ad a meteorrajok aktivitási görbéjének vizsgálata is. Jenniskens megmutatta, hogy minden egyes meteorraj aktivitási maximuma környékén a ZHR időbeli változása egyszerű hatványfüggvénnyel írható le:
ZHR(SL) = ZHRmax * 10-B(SL - SL0) (13)
ahol ZHRmax a raj ZHR-je a maximum idején, SL (Solar Longitude), illetve SL0 a Nap pillanatnyi, illetve maximum idején mért geocentrikus ekliptikai hosszúsága [Az SL mennyiség a meteorcsillagászat ,,Julián-dátuma'', az idő helyett szokás használni független változóként.], B pedig a meteorrajra jellemző egyedi állandó. A B értéke a nagyobb meteorrajokra ténylegesen állandó, a kisebbekre azonban a maximum előtt és után eltérő lehet. A (13) függvény által leírt aktivitásprofilt hívjuk Jenniskens-törvénynek.
5.4 Példa a Jenniskens-törvényre: az Orionidák meteorraj ZHR-jének változása az SL függvényében
A Jenniskens-törvény alól vannak kivételek és léteznek bizonytalan esetek:
* A meteorrajok kitörései (következő rész) nem követik a törvényt (például a Leonidák 1999-es kitörése [4.]).
* Hét raj esetében a gyenge aktivitás miatt a ZHR túl kicsi. E rajok (Alfa Hydridák, Delta Velidák, Tau Cetidák, Virginidák, Ophiuchidák, Epszilon Eridanidák és Delta Eridanidák) megfigyelése különösen ajánlott az amatőrcsillagászok számára.
* Az Arietidák nappali raj, amelyet radarral, illetve rádiómeteoros úton fedeztek fel és figyelnek meg. Ennek ellenére az esti és a hajnali szürkületet követő, illetve megelőző egy órában lehetséges néhány Arietidát vizuálisan észlelni. Mivel a radiánsmagasság mindig 10o alatti, az eredmények bizonytalanok, de azt mutatják, hogy a vizuális aktivitási profil hasonló a radarral nyerthez, amely viszont követi a Jenniskens-törvényt.
* A Taurida meteorraj kettős radiánsú (Déli és Északi Tauridák), amelyek a fotografikus észlelések szerint különböző időpontban érik el maximumokat. Vizuálisan a két áramlat tagjai szétválaszthatatlanok, így a Jenniskens-törvény azért nem alkalmazható Tauridákra, mert a két rajt csak átfedve figyelhetjük meg. Kisebb mértékben ugyan, de ugyanez az hatás okozza, hogy a Monocerotidákra és az Epszilon Geminidákra kapott eredmények bizonytalanok: a két raj radiánsa túl közel van egymáshoz, maximumukat pedig csak egy nap különbséggel érik el.
* Az Omega Scorpiidák és az Epszilon Eridanidák ugyan közepes aktivitású, mégis gyengén észlelt rajok, így az észlelések kis száma miatt nem igazolható rájuk a Jenniskens-törvény. E két raj észlelése ugyancsak fontos lenne.
* Végül léteznek olyan rajkomplexumok, mint a Virginidák és Puppida/Velidák. Ezeknél több tucat radiáns hónapokig aktív (a radiánsok valószínűleg egymástól nem független eredetűek, és többszörös radiáns is elképzelhető), és a jelentős radiánsvándorlás miatt gyakran több néven is szerepel ugyanaz a raj. Például a Virginidák márciusban még gyakran Mű Virginidák, de májusban már a Mérleg csillagkép felől érkeznek, ezért már Libridáknak hívják őket! A hiányos észlelésekre alapozott rajkatalógusok nem segítenek a meteorcsillagászat fejlődésében. Ezért nagyon fontos lenne, hogy évről évre, minden derült éjszaka legyenek legalább egy óra hosszúságú, lehetőség szerint rajzos megfigyelések.
Az összes ismert meteorraj száma bizonyosan meghaladja a 300-at. E szám pontos megállapítása nehéz, egyfelől a publikációs szokások miatt, mivel az amatőrcsillagászok az 1989-en Balatonföldváron alapított Nemzetközi Meteoros Szervezet (IMO) léte ellenére is gyakran helyi újságokban, saját nemzeti nyelvükön teszik közzé felfedezéseiket. Másfelől a radiánsvándorlás, vagy a radiáns megadott pozíciójában lévő néhány fokos hiba miatt igen nehéz megállapítani, hogy két raj azonos egymással.
Éves rendszerességgel mintegy 55 meteorraj jelentkezik, ezek az évi áramlatok. Aktivitásuk rendszerint meglehetősen stabil, csak statisztikus ingadozások figyelhetők meg a maximumbeli ZHR értékekben. Vannak azonban kivételek, amelyek részint kitörésekhez kapcsolódnak. Az egyik legérdekesebb kivétel az évente átlagosan 25 meteor/óra ZHR-rel jelentkező Áprilisi Lyridák, amely szabálytalan időközökben kitöréseket produkál, és az évi maximális aktivitás szintje is hullámzó. Aktivitása 1995-ben átlagos, 1996-ban kisebb kitörés jellegű (ZHRmax = 40), 2003-ban pedig az átlagosnál kisebb (ZHRmax = 18) volt. Nyilvánvalóan nem egyenletes a por eloszlása a raj pályája mentén. Érdekes, hogy a közel állandó szintű - csak statisztikus ingadozást mutató - rajok esetén is változik a populációs index értéke, ennek következtében az egyik évben tűzgömbökben gazdag raj a másik évben sok halvány meteorral térhet vissza, ami arra utal, hogy a különböző pályaszakaszokon eltérő a porszemcsék méreteloszlása. Ezeknek a változásoknak a mérésére a ZHR nem alkalmas, csak a populációs index.
Néhány meteorraj csak több éves időközönként jelentkezik. Ezeket hívják visszatérő meteoráramlatoknak. Ilyen az Andromedidák vagy a Giacobinidák (Draconidák). A visszatérő meteoráramlatokról kevés ismeretünk van, mert többnyire igen gyenge aktivitást produkálnak, ezért nehéz felfedezni őket. A különböző radiánskatalógusok nem egységes rajkritériumai sem segítenek kutatásukban.
A korábban már említett kitörések idején a meteorrajok aktivitásának szintje a szokásos évi alacsony (vagy zéró) aktivitáshoz képest jelentősen megemelkedik. Az igen nagy kitöréseket a népszerűsítő irodalomban ,,meteoreső'', ,,meteorzápor'', ,,meteorvihar'' néven is említik.
A meteorrajok kitöréseit 1799-től kezdték el rendszeresen figyelni és feljegyezni, vagyis azóta lehetünk biztosak abban, hogy nincs lényeges hiány adatsorainkban. Korábbi kitörésekről kínai, koreai, japán, arab, mongol, európai krónikákban maradtak nyomok. Egyébként éppen az 1799-es Leonida-kitörés vezetett el a raj és radiáns fogalmának felismeréséhez.
A továbbiakban csak a modern idők (1795 utáni) meteorkitöréseivel foglalkozunk, mivel a régebbiekről nincsenek pontos számadatok [Magyar nyelven az összes (Kr. u. 832 óta megfigyelt) Leonida-kitörésről Tuboly Vince tett közzé összefoglaló táblázatot (VEGA, 1998, 39, 4. o.).]. 1799-től 1994-ig 17 meteorraj 49 kitörését jegyezték fel (átlagosan tehát 4 évente lehet meteorraj-kitörést látni.) A legtöbb kitörést a Leonidák produkálták (a fenti időszakban 10-et). A legnagyobb, még megbízhatóan megállapítható ZHR-értékeket szintén a Leonidák produkálták 1866-ban ZHR=17 000 +/- 5000 meteor/óra értékkel. Ezzel vetekszik (megbízhatóságában mindenképp) az 1966. évi kitörés ZHR=15 000+/-3000 adata. Lényeges dokumentálni a legkisebb kitöréseket is. Az Orionidák 1993-ban, a Phoenicidák 1972-ben és a Puppidák 1982-ben kb. 20 meteor/órás kitörést mutattak. Azért tekintjük ezeket kitöréseknek, mert ezeknek a rajoknak a szokásos évi aktivitása csak 3-5 meteor/óra körül van!
Különösen nagy kitöréseket lehetett megfigyelni az 1990-es években és a 21. század elején. Ennek oka főként a Leonidák 1999-re várt - és bekövetkezett - kitörése, amely majdnem egybeesett a szülőégitest Tempel-Tuttle-üstökös visszatérésével. Ez a raj 1998-tól 2002-ig minden évben kitörést produkált. Ezen kívül az Orionidák 1993-ban, a Perseidák 1993-ban és 1994-ben, az Alfa Monocerotidák 1995-ben törtek ki. (A Perseidák kitörése a Swift-Tuttle-üstökös 1992-es visszatéréséhez közeli időpontban következett be.) A véletlen úgy hozta, hogy az elmúlt 15 évben több földközelben elhaladó üstökös visszatérését figyelhettük meg, ez az átlag fölé növelte a kitörések gyakoriságát.
A kitörések lehetnek üstökösközeliek és üstököstávoliak. Üstökösközelinek nevezzük a kitörést akkor, ha jelentkezése idején a szülőüstökös a napközelsége környékén jár. Az üstököstávoli kitörés idején pedig a szülőüstökös távol jár a Naptól. Az 1795-1994 közötti kitörések közül 29 volt üstökösközeli, 14 üstököstávoli, 6 pedig ismeretlen típusú. Az eddigi tapasztalatok szerint egy meteorraj csak egyféle típusú kitörést produkál.
A szülőüstökösök pályája gyakorlatilag keresztezi a Föld pályáját, hiszen ellenkező esetben nem észlelhetnénk a meteorrajt. Ez a pont az üstököspálya egyik csomópontja, és itt halad át a Föld a kitörés idején. Az eddigi üstökösközeli kitörések idején az üstökös 10-1656 nap ,,távolságra'' volt a csomóponttól. Az üstököstávoli kitöréseknél azonban ez az időkülönbség (aminek a szokásos jelölése EC) 7-127 év.
A kitörések általában rövid (néhány perc, legfeljebb pár óra) időtartamúak (az Áprilisi Lyridák 1982-es kitörése mindössze 38 percig tartott). Ennek következtében a kitörések ideje alatt jellemző B mennyiség (ha a kitörés ZHR-görbéjének menete illeszthető a (14) profillal) igen nagy, a Giacobinidák esetében pl. 1933-ban B=24 volt. Fontos és jól mérhető mennyiség, hogy mekkora a különbség a maximum SL0 értéke és a szülőüstökös pályájának közelebbi csomópontja (Omegak) között:
DELTA = SL0 - Omegak . (14)
Üstökösközeli kitörések esetén a DELTA kapcsolatot mutat az EC-vel: növekvő DELTA különbséghez csökkenő EC tartozik. Ez azt jelenti, hogy a meteorraj-kitörések szisztematikusan korábban vagy később következnek be, mint ahogy a Föld áthalad a csomóponton. Ez az összefüggés pedig rendkívül fontos a kitörések előrejelzésében.
Egy másik érdekesség, hogy - talán csak a Perseidák kivételével - az összes üstökösközeli kitörés háttérkomponensből és kitörési komponensből áll. Ez azt mutatja, hogy az egyébként már öreg, normális poreloszlásba valahol (pl. üstökös egyik visszatérése során) egy fiatal porcsomó keveredett.
Üstököstávoli kitörésekre példa az Áprilisi Lyridák összes kitörése (1803., 1922., 1945., 1982.), ezek ZHR értéke 100-860 meteor/óra közötti volt.
Az üstököstávoli kitörések jellemzően 10-1000 közötti ZHR-t mutatnak. A kitöréseket létrehozó anyagcsomók minden évben ugyanannál az SL-értéknél jelentkeznek, bár néhány tized fokos változás mindig van (ez a kitörések időpontjában néhány órás változást jelenthet). Az a tény, hogy az üstökös perihéliumátmenetétől időben távol következnek be a kitörések, arra utalhat, hogy a por csak igen lassan oszlik szét az üstökös pályája mentén.
A kitörésekben mutatkozó szálas szerkezetű sűrűsödések, filamentumok létére A. Herschel hívta fel a figyelmet 1867-ben. Megfigyelte, hogy az 1866-os Leonida-kitörés során ingadozott a meteoraktivitás, mintha a Föld időnként kisebb, de meteoroidokban gazdag szálakon haladt volna át. Ezeket az eltéréseket azonban később statisztikus ingadozásnak minősítették. Modern vizsgálatok az ilyen szálas szerkezetet nem támasztották alá. A meteoraktivitásban minden észlelő által ismert jelenség: ,,egymás után gyorsan 10 meteor, aztán fél óráig semmi'' csak a meteorrajok sűrűségében jelenlévő statisztikus ingadozások következménye.
5.5 A Giacobinidák
meteorraj 1933-as, 1946-os és 1952-es kitörésének ZHR-profilja. A
szaggatott vonalak a Jenniskens-törvénynek megfelelő aktivitási
változást mutatják. A különböző jelek más-más megfigyelő adatai
A kitöréseket létrehozó porcsomók tömege 1011-1014 g között van. Egy meteorraj össztömege 1014- 1016 g közötti, így az ilyen porcsomók tömege a teljes meteorraj tömegének ezred részétől akár a teljes meteorraj tömegével összemérhető értékig terjed.
A meteorcsillagászat bővelkedik különös, nehezen megmagyarázható jelenségekben. Ilyenek a teleszkopikus kitörések is.
Néhány meteorraj igen halvány meteorokból áll, így csak teleszkopikusan lehet elegendő adatot gyűjteni aktivitásukról. Független megfigyelők teleszkopikus észlelései alapján állítható, hogy a Béta Perseidák 1936-ban és az Alfa Bootidák 1984-ben kitörést produkáltak. Az utóbbi kitörés technikai szempontból is érdekes. F. Witte holland amatőrcsillagász 60/700 mm-es lencsés teleszkóppal és 23 mm fókuszú Huygens-okulárral végzett megfigyeléseket 1984. április 27/28-án (határmagnitúdója a teleszkópon keresztül +11 volt). 1o átmérőjű látómezeje közvetlenül az Arcturus mellett volt. 433 lassú és pontszerű, valamint 12 egyéb meteort figyelt meg távcsöve látómezejében, ezek közül a 01h 11m és 01h 20m UT közötti tízperces intervallumban 102 Alfa Bootidát! Hasonlóan érdekesek a Giacobinidák 1933. évi visszatérésekor végzett teleszkopikus meteormegfigyelések is. Míg a vizuális észlelők 58 Giacobinidát láttak óránként, távcsővel a mü és a nü Draconis között sok száz apró fényfelvillanást észleltek. Ezt az ellentmondást máig nem sikerült feloldani. Gyakran és több észlelő által végzett teleszkopikus munka bizonyosan javíthat a halvány átlagfényességű meteorrajok megismerésében.
A meteorok mozgásának leírására használatos egytest-modell (vagy klasszikus elmélet) [23.] szerint a mozgás az előfűtési szakaszból és a sugárzási szakaszból áll. Az előfűtési szakasz nagyságrendileg a földfelszín felett mintegy 400 km magasságban kezdődik: itt már elég sűrű a földi légkör ahhoz, hogy a meteoroidot a légkör közegellenállása melegíteni kezdje. Amikor a meteoroid már olyan hőmérsékletre melegedett, hogy anyaga párologni kezd, a mozgása a következő egyenletekkel írható le:
m dv/dt = - Gamma A ró v2 + m g cos z - f m w (15)
dm/dt = - (Lambda A ró v3 ) / (2 zeta ) (16)
ahol
m a meteoroid tömege,
v a sebessége,
Lambda a hővezetési együtthatója,
zeta a párolgáshője;
A a meteoroidnak a mozgás irányára merőleges keresztmetszete,
Gamma a közegellenállási együttható,
ró a légkör sűrűsége,
g a nehézségi gyorsulás az adott magasságban,
z a meteoroid pályája és a függőleges által bezárt szög,
w a meteoroidról eltávozó részecskék sebessége,
f a részecskék kiáramlásának anizotrópiáját leíró paraméter.
Mint látható, a meteor mozgásegyenleteit csak igen sok paraméterrel lehet leírni, amelyek egyike sem ismert kellő pontossággal. Az elmélet részletes magyar nyelvű tárgyalása a [24.]-ben található.
Az elmélet szerint a meteorok fényének intenzitása egyenesen arányos a tömegvesztés ütemével:
I ~ dm/dt (17)
amelyből a meteor magnitúdóban mért fényessége az
m = állandó - 2.5 log I = állandó - 2.5 log dm/dt (18)
összefüggéssel adódik. A meteor maximális fényessége azonban - ahogy azt már említettük - kezdeti tömegével arányos. Ezt a feltételezést alátámasztja a meteorok színképe: a meteorok fényét elsősorban a meteoroid elpárolgó atomjai szolgáltatják és nem a légkör molekuláinak rekombinációs sugárzása.
A meteorjelenség klasszikus elmélete több szempontból is hiányos. Az első probléma az, hogy csak a fényes meteorok fénygörbéjét adja vissza, és azt is csak közelítőleg. A meteorjelenség fényessége talán nem lineárisan függ a tömegvesztés ütemétől, hanem annak valamilyen hatványával arányos, de ez az elméletből egyelőre nem következik. Másodsorban a meteorok színképében egymás mellett, ugyanabban a földfelszín feletti magasságban fordulnak elő a Na I és O III vonalai, amit nehéz megmagyarázni. A várakozás az, hogy a nátrium sokkal nagyobb fokban ionizálódik. Harmadszor a meteorok - elsősorban a fényesebbek - gyakran produkálnak felvillanást: hirtelen, csak egy pillanatra kifényesedik a meteor. Meteorspektrumok tanúsága szerint ezek a felvillanások elsősorban az egyszeresen ionizált kalcium sugárzásának hirtelen megnövekedése miatt jönnek létre.
5.6 TV-meteorok
fénygörbéi (üres körök) és az egytest-modell továbbfejlesztésével kapott
modell-fénygörbék (folytonos vonal). Az illesztés egyelőre még nem
tökéletes [28.]
További problémákat vet fel az, hogy elsősorban a fényesebb meteorjelenségeket rendszerint nem homogén tömeg- és kémiai eloszlású test okozza, hanem egymással összetapadt, különböző anyagi összetételű darabok együttese. Ennek következtében lépnek fel az anyagleválások és fényességingadozások, és ez eredményezi a meteor szétrobbanását. A fényességingadozások egy mindössze néhány tized másodperces, legfeljebb két-három másodperces meteorjelenség során elérhetik a több magnitúdót is! A darabolódást (fragmentálódást) termális lökéshullámok is létrehozhatják: ekkor a meteoroid a belsejében fellépő hatalmas hőmérséklet-különbségek hatására szétesik. Ha a meteoroidot gömb alakúnak tekintjük, megadható egy kritikus sugár, amelynél nagyobb testet a külső erők okozta feszültség már nem töri szét. Ennél kisebb sugár esetén egy bizonyos kritikus hőmérséklet felett a meteoroid elkerülhetetlenül feldarabolódik. Kőmeteoroidokra a kritikus hőmérséklet csak 600oC körüli. A kritikus sugár természetesen függ a légkörben haladó meteoroid sebességétől és pályájának a függőlegessel bezárt szögétől. A számítások szerint a kritikus sugár kőmeteoroidokra [23.]:
log Rkr = 3.78 - 0.5 log v - 0.5 log cos z (19)
Vasmeteoroidok 1 cm-nél nagyobb sugár esetén nem fragmentálódnak.
A meteorjelenség fizikája - és a meteor körüli áramlási csőben fellépő százezres-milliós nagyságrendű Reynolds-számokkal jellemezhető hidrodinamikai viselkedés - ma még alig ismert, pedig tanulmányozásával a Föld légkörének legkevésbé ismert rétegeiről szerezhetnénk információkat.
Meteorcsillagászati tárgyú ismereteink döntő része amatőrcsillagászok vizuális megfigyeléseiből származik. Ezekkel szemben azonban gyakran felmerül a pontatlanság vádja, ezért érdemes a lehetséges észlelési hibákról szót ejteni.
A vizuális megfigyeléseknek jó határmagnitúdó mellett nagy a látómezeje, és ez olyan előny, amit más módszerrel nem lehet elérni. Amatőrcsillagászok szabad szemmel akár +6 magnitúdós meteort is észrevesznek, és képesek egyszerre akár az égbolt egyharmadát-felét is belátni. A fotografikus észlelések ugyan kiterjedhetnek az egész égboltra (all-sky kamerák), ebben az esetben azonban az eddig elért határmagnitúdó meteorokra csak -6, -5 körüli! Ezért csak kevés meteort észlelnek, amelyekből lehetetlen statisztikát készíteni. Teleszkopikus észlelők +7, +8, sőt akár +10 magnitúdós meteorokat is láthatnak, de legfeljebb néhány fok átmérőjű égterületen. A videokamerás észlelések határmagnitúdója meteorokra akár +8 is lehet, de csak 15-25o átmérőjű égterületen - ráadásul ez a megfigyelési módszer meglehetősen drága. Ezért a vizuális meteormegfigyelések még manapság is versenyképesek!
A vizuális észleléseket a témával nem foglalkozók általában nagyon pontatlannak tartják, ezért tekintsük át, mekkora valójában ez a pontatlanság.
A teleszkopikus észlelők kb. 0.o5 pontossággal, a fotografikus és a videós észlelők akár 0.o1-nál is pontosabban megadhatják a meteorok fel- és eltűnési pontjának koordinátáit. A rádiós megfigyelések nem szolgáltatnak meteorpozíció-adatokat, a radarmegfigyelések pedig csak 2-2.o5 pontosságra képesek. Ehhez képest több független vizsgálat is azt mutatja, hogy a vizuális észlelők - nagyon fontos körülmény, hogy gyakorlottságuktól függetlenül - a térképre rajzolt meteorok fel- és eltűnési helyét +/-6o pontossággal képesek megadni. Tepliczky vizsgálata egy vizuális észlelőcsoport adatait hasonlította egy másikéhoz [25.]. Még izgalmasabb B. Lindblad kutatása, aki a vizuális adatokat hasonlította radarral nyert adatokhoz [26.]. A két vizsgálat azonban egyaránt ugyanezt az eredményt adta.
5.7 Rajzolásos módszerrel végzett vizuális meteorészlelés
Ennek alapján a szerző arra a következtetésre jutott, hogy két meteor metszéspontját átlagosan +/-14o hibával lehetséges megállapítani. Mivel a szóba jöhető meteorrajok radiánsai rendszerint ennél távolabb vannak egymástól, lehetséges a rajtagság egyértelmű azonosítása - és itt ez a feladat, nem a radiánsszerkezeti vizsgálatok. Egy időben rendszerint több meteorraj is aktív, ezért a további vizsgálatok előtt a különböző rajokat el kell különíteni a megfigyelésekben.
A meteorok fényességbecslésének átlagos hibáját többen is próbálták meghatározni, és arra az eredményre jutottak, hogy ez a hiba +/-0.m5 körül van [27., 37., 38.]. Ez a bizonytalanság azt eredményezi, hogy a populációs index hibája nem szorítható +/-0.2 alá. Mivel a populációs index 1.6-3.4 közötti, azt mondhatjuk, hogy még a legjobb esetben is 6-13% relatív hibát kell feltételeznünk a populációs indexben. A gyakorlatban, ahol nem végtelen, hanem véges számú (legalább 25) meteorból állapítjuk meg a populációs indexet, ez a hiba +/-0.55 is lehet, ami 16-34% relatív hibát jelent. Mivel a ZHR erősen függ a populációs indextől, ez pl. 5.m2 szabadszemes határfényességnél már 29% relatív hibát eredményez a ZHR-ben! Tehát nem szabad felhasználni ennél rosszabb határmagnitúdójú égen készült észleléseket a ZHR megállapításánál.
Összefoglalóan azt lehet elmondani, hogy a vizuális meteormegfigyeléseket kiválóan lehet hasznosítani a meteorrajok statisztikai vizsgálataiban, ha: legfeljebb 20% kitakarású égen, legalább 5.m2 szabadszemes határfényességnél, legalább egy óra időtartamban és rajzolásos módszerrel készültek. További előny, ha igen hosszú, több éjszakára kiterjedő megfigyelési sorozatunk van és a vizsgált raj radiánsmagassága legalább 20-25o. Ezért minden amatőrcsillagászt csak biztatni lehet vizuális meteormegfigyelésre! Természetesen minden egyéb módszerrel készült megfigyelésre is szükség van.
[1.] Bérczi Szaniszló: Kis égitestek anyagának fejlődése. Csillagászati évkönyv 2003, 251. o.
[2.] Dunham, D. W.-Cudnik, B.-Hendrix, S.-Asher, D. J.: IAU Circular, 1999, 7320.
[3.] Ábrahám, P.-Leinert, Ch.-Lemke, D.: In: Dust in the Solar System and Other Planetary Systems, COSPAR Colloquia Series Vol.15, 2002, Pergamon, Amsterdam, 111. o.
[4.] Csizmadia Szilárd: A Leonidák 1998-as visszatérése. Meteor, 1999/ 1.
[5.] Csizmadia Ákos: Égből hulló kövek. Élet és Tudomány, 2003, 33, 1038. o.
[6.] Terkán Lajos: Egy helyen végzett hullóészlelések. A Magyar Királyi Konkoly-Alapítványú Ó-gyallai Astrophysikai Obszervatórium Kisebb Kiadványai, 1904, 4.
[7.] Tass Antal: 1899-1905. években Ó-gyallán és 1905. évben Nagy-Tagyoson végzett hullócsillagmegfigyelések. A Magyar Királyi Konkoly-Alapítványú Ó-gyallai Astrophysikai Obszervatórium Kisebb Kiadványai, 1906. 8.
[8.] Terkán Lajos: Korrespondeáló hullócsillagészlelések Nagytagyoson és Ógyallán. A Magyar Királyi Konkoly-Alapítványú Ó-gyallai Astrophysikai Obszervatórium Kisebb Kiadványai, 1907, 11.
[9.] Konkoly Thege Miklós: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1873, 33, 575. o.
[10.] Konkoly Thege Miklós: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1873, 34, 82. o.
[11.] Williams, I. P.: In: Asteroids, comets, meteors III, Proceedings of a meeting (AMC 89)..., Uppsala: Universitet, 1990, 585. o.
[12.] Tóth Imre: Milyen égitestekkel lehetnek kapcsolatosak a meteorok? előadás az MCSE Meteormegfigyelő Csoportja 2000. évi találkozóján, http://alpha.dfmk.hu/~vcse.
[13.] Whipple, F. L.: Astrophysical Journal, 1951, 113, 464. o.
[14.] Tóth Imre: A Halley-üstökös visszatérése. Csillagászati évkönyv 1984, 183. o.
[15.] Érdi Bálint: Új eredmények a Naprendszer égi mechanikájában. Csillagászati évkönyv 1998, 188. o.
[16.] Scholl, H.-Froeschlé, C.: Astronomy & Astrophysics, 1988, 195, 345. o.
[17.] Szerk.: Roggemans, P.: Handbook of Visual Meteor Observations, Part I., 1990, VVS Meteor Section, Belgium.
[18.] Jones, J.-McIntosh, B. A.-Hawkes, R. L.: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1989, 238, 179. o.
[19.] Brown, P.-Jones, J.: Icarus, 1998, 133, 36. o.
[20.] Koschak, R.-Rendtel, J.: Journal of International Meteor Organization, 1990, 18:2, 44. o.
[21.] Zvolanková, J.: Bulletin of the Astronomical Institute of the Czechoslovakia, 1983, 34, 122. o.
[22.] Jenniskens, P.: Astronomy & Astrophysics, 1994, 287, 990. o.
[23.] McCrosky, R. E.-Ceplecha Z.: Bulletin of the Astronomical Institute of the Czechoslovakia, 1970, 21, 271. o.
[24.] Hegedüs Tibor: A meteorok fizikája I-II. Meteor, 1989/ 2, 3.
[25.] Tepliczky István: Meteorészlelések. Meteor, 1994/ 6.
[26.] Stohl, J.-Lindblad, B. A.: Bulletin of the Astronomical Institute of the Czechoslovakia, 1982, 33, 129. o.
[27.] Millman, P. M.: The Accuracy of Visual Magnitude Estimates. Journal of RAS of Canada, 1937, 31, 181. o.
[28.] Kocifaj, M.: Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso, 2002, 32, 25. o.
[29.] Kramer, E. N.-Gorbanev, Yu. M.: Soviet Astronomy Letters, 1990, 16(5), 404. o.
[30.] Jenniskens, P.: Astronomy & Astrophysics, 1995, 295, 206-235
[31.] Koschak, R.-Rendtel, J.: Journal of International Meteor Organization, 1990, 18:4, 119. o.
[32.] Jenniskens, P.: Meteoritics and Planetary Science, 1996, 31, 177. o.
[33.] Jenniskens, P.: Astronomy & Astrophysics, 1997, 317, 953-961
[34.] Jenniskens, P.-Betlem, H.-de Lignie, M.-Langbroek, M.-van Vliet, M.: Astronomy & Astrophysics, 1997, 327, 1242. o.
[35.] Yrjola, I.-Jenniskens, P.: Astronomy & Astrophysics, 1998, 330, 739. o.
[36.] Davis, J.: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1963, 126, 445. o.
[37.] Lindblad, B. A.-Stohl J.: In: Asteroids, comets, meteors; Proceedings of the Meeting (AMC 89)..., 1983, Uppsala, Sweden, Astronomiska Observatoriet, 451. o.