Jižní spektroskopická observatoř Hvězdárny Valašské Meziříčí

Překotný vývoj záznamové techniky v průběhu posledních let, stejně jako stále vyšší požadavky na přesnost vypočtených vícestaničních drah meteorů vedly k tomu, že v průběhu července a srpna 2024 proběhla výměna stávajících kamerových systémů na jednotlivých stanicích sítě CEMeNt (Central European Meteor Network) za moderní CMOS kamery s výrazně vyšší citlivostí a také s vyšším (FullHD) rozlišením. Expanze sítě do oblastí s velmi vysokou kvalitou pozorovacích podmínek na jižní polokouli pak byla dalším krokem, který zvýší kvalitu získaných dat a rovněž přispěje k výzkumu meteorické aktivity na jižní polokouli, který byl až donedávna prakticky opomíjen. Koncepce systému vycházela z monitorování aktivity meteorických rojů ze dvou stanic, přičemž jedna z nich je řídící a je osazena rovněž spektrografy (observatoř La Silla) a druhá slouží jako podpůrná právě k výpočtu vícestaničních drah (observatoř El Sauce). Jižní spektroskopická observatoř Hvězdárny Valašské Meziříčí (SSOHVM) vznikla díky spolupráci mezi Hvězdárnou Valašské Meziříčí, Astronomickým ústavem AVČR (Skupina výzkumu exoplanet) a společností OBSTECH (El Sauce Observatory).

Úvod

Obr. 1: Instalovaný systém sítě CAMS na ERAU (Embry-Riddle Aeronautical University) v Arizoně, USA. Autor: Peter Jenniskens, CAMS

Průkopníkem pozorování meteorických rojů na jižní polokouli byla australská DFN (Desert Fireball Network), jejíž provoz byl v testovacím režimu se třemi kamerami zahájen v roce 2005. Osamocené stanice sítě IMO VMN (International Meteor Organization Video Meteor Network), převážně v Austrálii, jsou v činnosti na stanicích na jižní polokouli od roku 2011. Stanice sítě CAMS (Cameras for All Sky Meteor Surveillance) jsou na Novém Zélandu v provozu od roku 2014, jejich plná integrace do celosvětové struktury sítě CAMS proběhla až v roce 2023. V roce 2013 byly zprovozněny první stanice brazilské národní sítě BRAMON (Brazilian Meteor Observation Network), která v roce 2015 sestávala z 23 kamer. V roce 2016 byly v Chile instalovány automatizované kamery sítě AMOS (All-sky Meteor Orbit System), které provozuje Fakulta matematiky, fyziky a informatiky Univerzity Komenského v Bratislavě na Slovensku. Změna nastala s rozvojem sítě GMN (Global Meteor Network), která vznikla v roce 2018. První kamery této sítě na jižní polokouli byly instalovány v roce 2022 v Jižní Africe.

Obr. 2: Dokončovací práce (ostření kamer) instalace stanice na observatoři La Silla, Chile. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.

Instalace meteorických kamer a spektrografů na vysokohorských observatořích (La Silla 2345 m.n.m., El Sauce 1603 m.n.m.) v Chile přináší řadu vědeckých a technických výhod, které zvyšují kvalitu i množství získaných dat o meteorech. Vysoká nadmořská výška znamená menší množství atmosféry mezi kamerou a meteorem. To se projevuje nižší absorpcí a rozptylem světla, zvláště v blízké UV oblasti, kde jsou jinak ztráty signálu značné. Právě tato oblast je klíčová pro detekci spektrálních čar, jako např. emisních čar Ca II (393,3 a 396,8 nm), které mohou odhalit chemické složení meteoroidu a procesy při jeho ablaci. Tmavá, čistá obloha s minimálním rušením světelným smogem a s minimem atmosférického rozptylu umožňuje detekci meteorů až o 1–2 magnitudy slabších než v níže položených lokalitách. To znamená přínos pro studium menších těles v meziplanetárním prostoru a získání většího objemu dat pro statistické analýzy. La Silla a El Sauce se nachází v oblasti s velmi stabilním klimatem a minimem oblačnosti. Počet jasných nocí je zde vysoký (~320) a observatoře jsou většinou nad inverzní vrstvou, což omezuje rušivé vlivy nižší atmosféry. Kamery ve vyšší nadmořské výšce mohou pozorovat meteory až k horizontu s menší extinkcí. Tím se prodlužuje efektivní délka sledované trajektorie a zlepšuje se přesnost výpočtů drah meteoroidů při použití dat z více stanic. Spektroskopie meteorů vyžaduje vysoký poměr signálu k šumu. Vyšší propustnost atmosféry v kombinaci s nižším šumem pozadí ve vysokých nadmořských výškách umožňuje získat spektra meteoru s vyšší kvalitou. Je tak možné analyzovat slabší emisní čáry, sledovat jejich časový vývoj a určit chemické složení meteoroidu s větší přesností. Meteory s vysokou vstupní rychlostí (>50 km/s) začnou ablovat ve velmi vysokých vrstvách atmosféry (~120 km a výše). Pozorování z vyšší nadmořské výšky zvyšuje hodnotu počáteční výšky ablační dráhy a také šanci na získání časově rozlišeného spektra již z počátku ablace.

Vybavení a zpracování dat

Přehledové kamery

Navržený systém je plně unifikovaný, na obou stanicích se používá identická skladba prvků systému. Jako snímací prvek je zvolena desková kamera s CMOS čipem Sony Starvis IMX 327 LQR (Obr. 5), jejíž ovládání je realizováno přes OSD menu. Kamera poskytuje analogový FHD signál s rozlišením 1920 × 1080 px (2,1 MPx), velikost čipu je 1/2,8", kvantová efektivita 85 % a pro potřeby stanic v Chile (stejně jako v případě celé sítě CEMeNt) byla zvolena varianta s výstupním analogovým signálem NTSC se snímkovací frekvencí 30 fps. Použitý objektiv s vysokou světelností Starlight (f/0,95) s aperturou M16 a s fixním ohniskem (4 mm) je schopen vykreslit čipy o velikosti až 1/2,7" a v dané konfiguraci poskytuje zorné pole 89 (± 1) × 50°. Převod analogového signálu na digitální je realizován ve dvou stupních. Kabelový rozvod realizovaný koaxiálním kabelem s měděným nosičem signálu (75 Ω) je pomocí BNC konektoru připojen do AHD/HDMI převodníku. Druhý převodník (HDMI/USB 3.2) převádí signál do USB (až 3.2) rozhraní staničního počítače s pomocí převodního čipu MS 2130 a zajišťuje dostatečnou kapacitu pro přenos FHD signálu v požadované snímkovací frekvenci. Všechny kroky záznamu a zpracování jednotlivých záznamů meteorů jsou realizovány pomocí balíku programů UFO Tools, který zahrnuje program UFO Capture HD (pro rozlišení HD a vyšší) pro záznam meteorů, UFO Analyzer v4.32 pro astrometrii a fotometrii meteorů a UFO Orbit v3.05, který slouží pro výpočet vícestaničních drah meteorů.

Obr. 3: Celkový pohled na instalaci kamer na observatoři La Silla, Chile. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.	Obr. 4: Celkový pohled na instalaci kamer na observatoři El Sauce, Chile. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.

Rovněž byly instalovány kamerové systémy sítě GMN, které využívají jako snímací prvek deskové kamery s CMOS čipem Sony Starvis IMX 291 LQR v provedení IP. Kamera poskytuje digitální FHD signál, který je obvykle v rámci sítě GMN redukovaný na HD s rozlišením 1280 × 720 px (0,9 MPx), velikost čipu je 1/2,8", kvantová efektivita 80 % a pro potřeby stanic v Chile (stejně jako v případě celé sítě GMN) byla zvolena varianta s výstupním signálem se snímkovací frekvencí 25 fps. Použitý objektiv s vysokou světelností Starlight (f/0,95) s aperturou M16 a s fixním ohniskem (6 mm) je schopen vykreslit čipy o velikosti až 1/2,7" a v dané konfiguraci poskytuje zorné pole 59 (± 1) × 33°. Všechny kroky záznamu a zpracování jednotlivých záznamů meteorů jsou realizovány open source programy RMS, k ovládání kamer a záznamu dat slouží mini PC Raspberry Pi 4 a 5 (případně Radxa Rock Pi 4 a 5). V případě instalace na stanicích La Silla a El Sauce bylo použito mini PC Raspberry Pi 5 a nebylo nutné redukovat výstupní FHD signál na HD a kamery tedy používají FHD rozlišení 1920 × 1080 px.

Obr. 5: Pohled na instalaci přehledové kamery v ochranném krytu na observatoři La Silla, Chile. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.	Obr. 6: Pohled na instalaci spektrografu v ochranném krytu na observatoři La Silla, Chile. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.

Spektrografy

Obr. 7: Relativní spektrální citlivost kompletní sestavy spektrografu QHY5III 678M. Autor: Jakub Koukal

Pro záznam spekter meteorů na observatoři La Silla byly zvoleny CMOS kamery QHY5III 678M (Obr. 6) s rozlišením 3856 × 2180 px (8,4 MPx). Velikost čipu je 1/1,8", kvantová efektivita 83 % a snímkovací frekvence je nastavena na 10 fps v plném rozlišení s výstupem 16-bit. Použitý varifokální objektiv Tamron (f/1,5) a s proměnným ohniskem (4-13 mm) má v dané konfiguraci zorné pole 80 (± 1) × 45°, použitá je difrakční mřížka s hustotou 1000 čar/mm. Použitá CMOS kamera má zvýšenou kvantovou efektivitu v NIR oboru (~20 % pro 900 nm) při zachování poměrně dobré kvantové efektivity pro NUV oblast (~30 % pro 350 nm). Detekce spekter meteorů je prováděna pomocí programu FireCapture do sekvencí v délce 3 minuty. Výsledná sekvence je rozdělena na jednotlivé snímky, každý snímek je následně korigován o dark frame a flat field, v případě dark framů s pomocí snímků předcházejících záznamu spektra. Kalibrace spektra v ose x je prováděna s pomocí polynomu 4. řádu s použitím známých emisních čar, která se vyskytují ve spektrech meteorů a s ohledem na specifické vlastnosti každého zaznamenaného spektra (např. podíl intenzity spektra stopy po průletu meteoru, rychlost meteoru, relativní jasnost, atd.). Kalibrace citlivosti spektrografu jako celku (osa y) v rozsahu pozorovaných vlnových délek je prováděna kombinací čárových a spojitých zdrojů emisních spekter (např. Ne nebo Hg lampy). Pro účely testovacího provozu byly kryty spektrografů osazeny průzory z běžného optického skla se sníženou efektivitou v NUV oblasti.

Výsledky

Celkový přehled (06/2025)

Stanice na observatoři La Silla (dalekohled E152) je tvořena celkem pěti přehledovými kamerami, přičemž čtyři využívají software UFO a jedna RMS. Čtyři osazené spektrografy pak mají stejný střed zorného pole jako výše uvedené přehledové kamery používající software UFO. Stanice na observatoři El Sauce je tvořena celkem čtyřmi přehledovými kamerami, přičemž tři využívají software UFO a jedna RMS. Azimuty a elevace jednotlivých kamer jsou stanoveny tak, aby se zorná pole částečně překrývala, což v ideálním případě zajistí záznam alespoň části meteorů z více než dvou kamer (Obr. 8). Navíc azimut ±30° od jižního směru je na observatoři La Silla ovlivněn kopulí dalekohledu E152, která by v těchto směrech zasahovala do zorného pole kamer.

Obr. 8: 2D znázornění zorných polí (FOV) kamer na stanicích La Silla a El Sauce ve výšce 100 km nad povrchem Země. Modrou jsou vyznačena zorná pole přehledových kamer na observatoři El Sauce (UFO), červenou zorná pole na observatoři La Silla (UFO) a žlutou pak zorná pole kamer sítě GMN (RMS, obě stanice). Autor: Jakub Koukal

Celkový počet zaznamenaných meteorů během června 2025 ze stanic La Silla a El Sauce překonal očekávání. Celkem bylo zaznamenáno 22 922 jednostaničních meteorů, ze kterých bylo vypočítáno 3 679 drah (Tab. 1; Obr. 11,12). Efektivita párování je 39,13 %, přičemž kamery na stanici La Silla byly spuštěny 4. 6. 2025, kdežto kamery na stanici El Sauce byly spuštěny až 7. 6. 2025. Měsíc červen patří v dané lokalitě z hlediska počtu jasných nocí mezi nejhorší v roce, navíc na stanici La Silla byl v průběhu měsíce června vyšší počet příznivých nocí než na stanici El Sauce.

Obr. 9: Skládaný snímek 158 meteorů zaznamenaných systémem FHD IMX 327 na stanici La Silla SE během noci 26/27. 6. 2025. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.	Obr. 10: Skládaný snímek 197 meteorů zaznamenaných systémem FHD IMX 327 na stanici El Sauce N během noci 26/27. 6. 2025. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p.o.

Poměr stanice/dráha byl 2,44, což znamená, že na jednu vícestaniční dráhu připadá průměrně skoro 2,5 záznamu meteoru z jednotlivých kamer. Při použití redukčních kvalitativních kritérií uplatňovaných v rámci databáze EDMOND (European viDeo MeteOr Network Database) dosáhl počet jednostaničních meteorů 18 948, počet vícestaničních drah 2 772 a poměr drah RAW/EDMOND byl 75,34 %.

Tab. 1: Přehled počtu zaznamenaných a párovaných meteorů od 4. 6. 2025 do 30. 6. 2025 na stanicích sítě SSOVMO (El Sauce a La Silla). Autor: Jakub Koukal

Obr. 11: 2D projekce vícestaničních atmosférických drah meteorů na povrch Země, bez rozlišení rojové příslušnosti. Celkem bylo zaznamenáno 3 679 vícestaničních drah v červnu 2025. Autor: Jakub Koukal	Obr. 12: Radianty rojových i sporadických vícestaničních meteorů zaznamenaných v síti SSOVMO v červnu 2025. Pro zobrazení je použita sinusoidální projekce s rovníkovým souřadným systémem. Autor: Jakub Koukal

Identifikace meteorických rojů

V červnu je aktivita meteorických rojů na obou polokoulích nízká, v činnosti jsou převážně meteorické roje z antihelionového systému s radianty v Hadonoši, Střelci a Štíru. Tomu odpovídá i přehled meteorických rojů s nejvyšším počtem zaznamenaných drah, nejvíce drah odpovídalo sporadickým meteorům (3 298), přičemž nezávislý clustering nedokázal identifikovat žádný neznámý meteorický roj s minimálně pěti dráhami. Nejvyšší počet zaznamenaných drah měly jižní mu Sagittaridy (IAU MDC 0069 SSG; 65 drah), následovaly severní červnové Aquilidy (0164 NZC; 44), delta Piscidy (0410 DPI; 37), jižní červnové Aquilidy (0165 SZC; 28), phi Piscidy (0372 PPS; 19), jižní sigma Sagittaridy (0168 SSS; 17) a severní sigma Sagittaridy (0167 NSS; 11). Jako základní nástroj pro zjištění podobnosti mezi jednotlivými drahami meteoroidů bylo použito modifikované kritérium podobnosti drah D_N, definované Valsecchim. Toto kritérium zohledňuje rozdíly mezi orbitálními elementy referenční dráhy (např. katalogová střední dráha roje) a každého meteoru, pro účely zpracování dat a výpočtu střední dráhy meteorických rojů ze souboru drah byla použita mezní hodnota kritéria D_N< 0,1. Na vstupní soubor drah z června 2025 byl aplikován algoritmus DBSCAN (Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise). Ten umožňuje identifikovat oblasti zvýšené koncentrace bez nutnosti předem určovat počet clusterů. Klíčovými parametry byla maximální vzdálenost mezi dvěma body v jednom clusteru a minimální počet bodů v dané oblasti, aby byla považována za cluster. Výsledkem je statisticky robustní reprezentace střední dráhy jednotlivých substruktur (clusterů), tyto střední dráhy byly porovnány s existujícím seznamem meteorických rojů v katalogu IAU MDC (International Astronomy Union Meteor Data Center).

Jižní mu Sagittaridy (0069 SSG)

Jižní mu Sagittaridy jsou jižní větví komplexu mu Sagittarid, jedná se o poměrně slabý meteorický roj. Meteorický roj je aktivní přibližně mezi 7. červnem a 6. červencem s maximem okolo 17. června a hodinovou korigovanou frekvencí nižší než 3 meteory.

Tab. 2: Porovnání orbitálních elementů střední dráhy jižních mu Sagittarid vypočítané z drah získaných na stanicích SSOVMO v červnu 2025 ve srovnání s výsledky v pracovním seznamu rojů IAU MDC (Jenniskens). Srovnání je zpracováno pro obě detekovaná vlákna roje. Autor: Jakub Koukal

V červnu 2025 bylo zaznamenáno celkem 65 drah členů meteorického roje jižních mu Sagittarid, z nichž 56 bylo použito pro výpočet střední dráhy s použitím nezávislého clusteringu a Valsecchiho kritéria podobnosti drah s omezením D_N< 0,1 (Tab. 2, Obr. 13). V rámci nezávislého clusteringu byly detekovány dvě vlákna meteorického roje (SSG A a SSG B), v případě zvýšení hodnoty omezení kritéria podobnosti drah nedošlo ke spojení obou vláken, obě vlákna zůstala diskrétně oddělená. Průměrná hodnota kritéria podobnosti všech členů vlákna SSG A je D_N= 0,065±0,027, v případě vlákna SSG B pak D_N= 0,036±0,016. Hodnota kritéria podobnosti mezi středními dráhami vláken SSG A a SSG B je D_N= 0,121, což ukazuje na příbuznost obou vláken a nelze hovořit o jiném roji. Průměrná oběžná dráha vlákna SSG A z dat získaných na stanicích SSOVMO je v rámci směrodatné odchylky konzistentní s dříve publikovanou střední oběžnou dráhou (Jenniskens, 2016), získanou z dvojnásobného počtu meteorů. Při porovnání obou vláken je zřejmý rozdíl ve vzdálenosti perihelia a taktéž posun středního radiantu vlákna SSG B v rektascenci.

Obr. 13: 3D projekce vícestaničních heliocentrických drah jižních mu Sagittarid ve Sluneční soustavě. Dráhy náležející k vláknu SSG A jsou znázorněny červeně, dráhy náležející k vláknu SSG B modře. Autor: Jakub Koukal

Spektra meteorů

Hlavním cílem meteorické spektroskopie je lépe porozumět fyzikálním a chemickým vlastnostem meteoroidů pomocí simultánních video a spektrálních pozorování meteorů ve srovnání s laboratorními spektry meteoritického materiálu. V červnu 2025 bylo na stanici La Silla zaznamenáno celkem 10 spekter od 8 individuálních bolidů. Vzhledem k charakteru počasí v lokalitě během uvedeného období je většina spekter ovlivněna vysokou oblačností.

Obr. 14: Souhrnný snímek spektra bolidu 20250619_024226 SPO ze spektrografu LaSilla SW (rozlišení 0,34 nm/px). Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o.	Obr. 15: Souhrnný snímek bolidu 20250609_095442 SPO ze stanice La Silla SW. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o.

Pro výpočet atmosférické dráhy bolidu 20250609_095442 SPO a dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě byly použity nahrávky pořízené ze stanic La Silla SW (Obr. 17), NW a El Sauce W a N. Bolid urazil za 1,07±0,01 s ablační dráhu v délce 59,2±0,1 km. Počáteční výška byla 125,5±0,1 km, koncová 75,5±0,1 km a bolid dosáhl maximální absolutní magnitudy -5,6±0,5^m. Těleso vstoupilo do atmosféry Země pod poměrně vysokým úhlem 57,60±0,04°, rychlost před vstupem do atmosféry byla 56,73±0,16 km/s. Jednalo se tedy o rychlý bolid, geocentrická rychlost meteoroidu byla 55,46±0,16 km/s, těleso patřilo mezi sporadické meteory. Před vstupem do atmosféry se těleso pohybovalo po protáhlé retrográdní dráze (Obr. 16) s vysokou excentricitou e= 0,924±0,013, vysokým sklonem k rovině ekliptiky i= 102,83±0,12° a periheliem q= 1,0112±0,0002 AU. Těleso bylo kometárního původu s neznámým mateřským tělesem, které patřilo mezi dlouhoperiodické komety skupiny 1P/Halley.

Obr. 16: 3D projekce heliocentrické dráhy bolidu 20250609_095442 ve Sluneční soustavě. Střední dráha je vyznačena červeně, dráha se započítám chyby měření pak šedě. Autor: Jakub Koukal

Pro odhad počáteční hmotnosti tělesa a jeho dalších fyzikálních vlastností lze v případě bolidu 20250609_095442 vycházet z heliocentrických dráhových elementů, atmosférické dráhy a také z chemických vlastností získaných z analýzy spektra bolidu ze spektrografu LS SPNW (Obr. 17). Pro počáteční zjištění parametrů heliocentrické dráhy meteoroidu byl počítán Tisserandův parametr dráhy ve vztahu k Jupiteru. V závislosti na hodnotě Tisserandova parametru, sklonu dráhy a vzdálenosti afélia lze tělesa rozdělit do 4 skupin. Bolid 20240602_204346 má hodnotu Tisserandova parametru TP_J= 0,119±0,058, bolid podle tohoto členění patří do skupiny HT, tedy do skupiny meteoroidů s kometárním původem a dlouhoperiodickým mateřským tělesem (skupina komet 1P/Halley). Podle parametru K_B (5,930±0,006), který je funkcí vlastností materiálu a povrchové teploty, patří do skupiny D (křehká kometární tělesa). Podle parametru P_E (-4,922±0,053) pak bolid patří do skupiny II (uhlíkaté chondrity). S využitím parametrů, které charakterizují tvar, rychlost a další vlastnosti tělesa bylo možné provést výpočet počáteční hmotnosti tělesa. Paralelně s výpočtem dynamické vstupní hmotnosti m_d byl proveden výpočet fotometrické vstupní hmotnosti m_f. Počáteční dynamická hmotnost meteoroidu před vstupem do atmosféry Země byla 10,4±2,6 g. Výpočet fragmentační pevnosti meteoroidu vychází z rovnosti dynamického tlaku a pevnosti tělesa jako celku v okamžiku rozpadu meteoroidu. Parametry modelu atmosféry v dané výšce rozpadu jsou počítány podle modelu NRLMSISE-00 (2002). Okamžik rozpadu (fragmentace) tělesa byl určen z průběhu hodnot absolutní jasnosti bolidu ze stanice La Silla NW. Fragmentační pevnost hlavní části tělesa byla 0,022±0,002 MPa, což řadí těleso do skupiny běžných kometárních těles. Zjištěná mineralogická hustota tělesa (0,58±0,04 g/cm³) naznačuje, že se jednalo o křehké těleso.

Obr. 17: Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20250609_095442 ze spektrografu LS SPNW (rozlišení 0,34 nm/px) s označením hlavních emisních čar. Autor: Jakub Koukal

Spektrum bolidu 20250609_095442 bylo zaznamenáno spektrografem LS SPNW (Obr. 17), bohužel záznam je poznamenaný vysokou oblačností. V některých aspektech se jedná o typické spektrum kometárního tělesa s vysokou vstupní rychlostí, intenzita emisních čar atmosférické složky v NIR části spektra je dominantní, a to hlavně v případě tripletu OI-1. Rovněž jsou přítomny obvyklé emisní čáry multipletů ionizovaného hořčíku a křemíku (triplet MgII-4, dublet SiII-2), emisní čára Balmerovy série vodíku HI-1 (Hα) a také mnoho emisních čar multipletů ionizovaného železa FeII. Pro tyto tělesa netypické je ovšem nízké zastoupení vápníku, a to jak multipletu CaI-2, tak také dubletu ionizovaného vápníku CaII-1. Intenzita emisních čar tripletu ionizovaného vápníku v NIR oblasti (CaII-2) je rovněž velmi nízká. V případě vysokorychlostních kometárních těles bývá dublet CaII-1 (a často i triplet CaII-2) ve spektru dominantní a dosahuje často vyšších intenzit než multiplety atmosférické složky v NIR oblasti spektra.