Spektra pomalých meteorů

V období od konce prosince do poloviny dubna není v činnosti žádný významný meteorický roj (s výjimkou lednových Quadrantid), celková aktivita meteorických rojů je tudíž velmi nízká a rovněž sporadické pozadí se nachází na minimu své činnosti v průběhu roku. V uvedeném období jsou v činnosti převážně meteorické roje patřící do antihelionového zdroje, přičemž převažuje v měsících leden až březen aktivita komplexu Virginid–Leonid, která pak v dubnu přechází do komplexu Scorpio-Sagittarid.

Společnou charakteristikou meteorů náležejících antihelionovému zdroji je pak poměrně nízká geocentrická rychlost, která pro většinu rojových meteorů z tohoto zdroje leží mezi 20 až 30 km/s. V uvedeném období, na přelomu roku 2015 a 2016, byla spektrografy na Hvězdárně Valašské Meziříčí zaznamenána dvě spektra velmi pomalých bolidů náležejících ke sporadickému pozadí. U těchto pomalých meteorů je zaznamenané spektrum velmi obsáhlé, mnohdy zahrnuje více jak 20 snímků pořízených v průběhu letu meteoru, na kterých je spektrum detekovatelné a také jej lze bez problémů vyhodnotit. Nejinak tomu bylo v tomto případě, spektrum bolidu 20151230_222303 zahrnuje celkem 21 snímků se zaznamenaným spektrem, v případě bolidu 20160326_222333 je to pak 19 snímků, přičemž obě spektra byla zaznamenána spektrografem s označením VM_SW (jihozápadní kamera) instalovaným na Hvězdárně Valašské Meziříčí.

Vybavení a analýza dat

Spektrografy VM_NW (severozápadní kamera) a VM_SW (jihozápadní kamera) byly zprovozněny v říjnu 2015. Jedná se o kamery QHY5L-IIM s CMOS snímačem Aptina MT9M034, které jsou vybaveny světelným megapixelovým objektivem Tamron (F/1,0) s proměnným ohniskem (3-8 mm) a jsou vybaveny difrakční mřížkou s hustotou 1000 čar/mm. Pro dané nastavení ohniska objektivu je efektivní zorné pole systému 80x60º (VM_SW) a 89x67º (VM_NW), rozlišení prvního řádu spektra meteoru je 9,7 Å/px (VM_SW) a je 10,8 Å/px (VM_NW). Vzhledem ke konfiguraci systému jsou zaznamenána spektra meteorů o zdánlivé jasnosti -3^m (a jasnější), toto omezení systému závisí mimo jiné na geocentrické rychlosti pozorovaného meteoru. Záznam a zpracování zaznamenaných meteorů (spekter) je realizováno pomocí programů UFO Tools. Pro samotný záznam meteorů je využíván program UFO Capture, pro astrometrii a fotometrii za účelem výpočtu dvojstaničních drah pak program UFO Analyzer a UFO Orbit.

Bolid 20151230_222303 SPO

Pro výpočet atmosférické dráhy bolidu a dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě byly použity nahrávky pořízené ze stanic Valašské Meziříčí (spektrograf SW) a Senec. Průmět počátku atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N49,294º E16,632º poblíž obce Útěchov (CZ), výška meteoru v tomto okamžiku činila 77,0 km nad povrchem Země. Průmět konce atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N49,606º E16,648º poblíž obce Skočova Lhota (CZ), výška meteoru v tomto okamžiku činila 41,4 km nad povrchem Země. Bolid dosáhl absolutní jasnosti -3,65^m, odhad vstupní hmotnosti částice je 200,5±35,3 g. 2D projekce dráhy meteoru v atmosféře je uvedena níže (obr. 1).

Obr. 1: 2D projekce atmosférické dráhy bolidu 20151230_222303 na povrch Země. Autor: Jakub Koukal	Obr. 2: Projekce dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě, včetně započítání vlivu decelerace na geocentrickou rychlost vg. Autor: Jakub Koukal

Jednalo se o pomalý meteor, geocentrická rychlost meteoroidu před vstupem do gravitačního pole Země byla pouze 15,00±0,03 km/s (včetně vlivu decelerace), orbitální elementy dráhy meteoroidu byly následující: a = 1,703 AU (velká poloosa dráhy), q = 0,777±0,0001 AU (vzdálenost perihelia), e = 0,544±0,001 (excentricita dráhy), i = 10,54±0,01º (sklon dráhy), argument šířky perihelia 66,21±0,02º, délka vzestupného uzlu 98,677º. Bolid patřil mezi sporadické meteory (bez rojové příslušnosti) s pozorovaným radiantem RA = 88,9±0,1º, DEC = -0,4±0,1º. Projekce dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě je uvedena výše (obr. 2), včetně započítání vlivu decelerace na geocentrickou rychlost v_g.

V kalibrovaném souhrnném spektru bolidu byly identifikovány emisní čáry prvků v následujícím zastoupení – železo (FeI), hořčík (MgI), sodík (NaI), mangan (MnI), chrom (CrI), křemík (SiI) a také poměrně slabé čáry vápníku (CaI). Poměr emise prvků náležejících ionizované atmosféře Země vůči hořčíku (N2/MgI, NI/MgI a OI/MgI) je nízký, neboť toto nezávisí na hmotnosti tělesa, ale na jeho rychlosti. Toto znamená, že množství emise těchto prvků je přímo úměrné hmotnosti tělesa, ovšem koeficient úměry se zvyšuje s rychlostí meteorů. Poměr relativních intenzit multipletů OI-1/MgI-2 je pouze 0,212, u meteorických rojů s vysokou geocentrickou rychlostí (např. u Leonid nebo Perseid) tento poměr běžně přesahuje hodnotu 3 a nezřídka dosahuje hodnot blížících se k číslu 6. Celkový poměr relativních intenzit MgI-2:NaI-1:FeI-15 je 0,389:0,082:0,528, těleso lze tedy charakterizovat jako příslušníka skupiny "Na-free", tedy skupiny těles s velmi nízkým nebo prakticky chybějícím obsahem sodíku (NaI). Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20151230_222303 je uvedeno níže (obr. 4).

Obr. 3: Souhrnný snímek spektra bolidu 20151230_222303. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí	Obr. 4: Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20151230_222303 v rozsahu vlnových délek 3500-8200 Å. Autor: Jakub Koukal

Emisní čáry multipletů FeI jsou naopak výrazně zastoupeny, nejvíce pro maximum na vlnové délce 4271 Å s relativní intenzitou 422,8 RU (pozorovaná vlnová délka), což odpovídá emisním čarám FeI-42 (4272 Å – laboratorní vlnová délka), dále pak v rámci multipletu FeI-15 s maximy na vlnových délkách 5267 Å - 486,1 RU (5270 Å), 5327 Å - 382,7 RU (5328 Å) a 5404 Å - 379,8 RU (5406 Å). Nejvyšší relativní intenzitu emisních čar v souhrnném kalibrovaném spektru bolidu má triplet MgI-2 s maximem na vlnové délce 5172 Å - 888,6 RU (5174 Å), následovaný emisními čarami FeI-42 a FeI-15. Dublet NaI-1 pozorovaný na vlnové délce 5892 Å - 208,9 RU (5893 Å) dosahuje tedy poměrně nízké relativní intenzity emise a je srovnatelný s maximem OI-1 na vlnové délce 7775 Å - 188,8 RU (7774 Å). Průběh vývoje spektra bolidu 20151230_222303 na jednotlivých zaznamenaných snímcích je uveden níže (obr. 5).

Obr. 5: Průběh vývoje spektra bolidu 20151230_222303 v rozsahu vlnových délek 3000-9000 Å během letu tělesa atmosférou Země v závislosti na jeho výšce. Autor: Jakub Koukal

Bolid 20160326_222333 SPO

Pro výpočet atmosférické dráhy bolidu a dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě byly použity nahrávky pořízené ze stanic Valašské Meziříčí (spektrograf SW) a Zlín. Průmět počátku atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N49,362º E16,258º poblíž obce Rojetín (CZ), výška meteoru v tomto okamžiku činila 82,6 km nad povrchem Země. Průmět konce atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N49,082º E16,452º poblíž města Dolní Kounice (CZ), výška meteoru v tomto okamžiku činila 34,6 km nad povrchem Země. Bolid dosáhl absolutní jasnosti -3,28^m, odhad vstupní hmotnosti částice je 273,6±39,7 g. 2D projekce dráhy meteoru v atmosféře je uvedena níže (obr. 6).

Obr. 6: 2D projekce atmosférické dráhy bolidu 20160326_222333 na povrch Země. Autor: Jakub Koukal	Obr. 7: Projekce dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě, včetně započítání vlivu decelerace na geocentrickou rychlost vg. Autor: Jakub Koukal

Jednalo se o pomalý meteor, geocentrická rychlost meteoroidu před vstupem do gravitačního pole Země byla pouze 12,36±0,02 km/s (včetně vlivu decelerace), orbitální elementy dráhy meteoroidu byly následující: a = 3,471 AU (velká poloosa dráhy), q = 0,9969±0,0001 AU (vzdálenost perihelia), e = 0,713±0,001 (excentricita dráhy), i = 13,92±0,02º (sklon dráhy), argument šířky perihelia 176,16±0,03º, délka vzestupného uzlu 6,467º. Bolid patřil mezi sporadické meteory (bez rojové příslušnosti) s pozorovaným radiantem RA = 95,0±0,2º, DEC = 72,8±0,1º. Projekce dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě je uvedena výše, včetně započítání vlivu decelerace na geocentrickou rychlost v_g (obr. 7).

V kalibrovaném souhrnném spektru bolidu byly identifikovány emisní čáry prvků v následujícím zastoupení – železo (FeI), hořčík (MgI), sodík (NaI), mangan (MnI), chrom (CrI), křemík (SiI) a také poměrně slabé čáry vápníku (CaI) a titanu (TiI). Poměr emise prvků náležejících ionizované atmosféře Země vůči hořčíku (N2/MgI, NI/MgI a OI/MgI) je stejně jako v případě spektra bolidu 20151230_222303 nízký, poměr relativních intenzit multipletů OI-1/MgI-2 je 0,765, což je v tomto případě způsobeno také nízkou intenzitou emisí multipletu MgI-2. Celkový poměr relativních intenzit MgI-2:NaI-1:FeI-15 je 0,150:0,375:0,475, zajímavostí je vysoká intenzita emisí jednotlivých čar multipletu FeI-15. Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20160326_222333 je uvedeno níže (obr. 9).

Obr. 8: Souhrnný snímek spektra bolidu 20160326_222333. Autor: Hvězdárna Valašské Meziříčí	Obr. 9: Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20160326_222333 v rozsahu vlnových délek 3500-9000 Å. Autor: Jakub Koukal

Emisní čáry multipletů FeI jsou opět výrazně zastoupeny, tentokrát pouze v rámci multipletu FeI-15 s maximy na vlnových délkách 5267 Å - 262,1 RU (5270 Å), 5324 Å - 208,2 RU (5328 Å) a 5405 Å - 206,3 RU (5406 Å). Nejvyšší relativní intenzitu emisních čar v souhrnném kalibrovaném spektru bolidu má dublet NaI-1 s maximem na vlnové délce 5891 Å - 659,7 RU (5893 Å), následovaný emisními čarami MgI-2 a FeI-15. Triplet MgI-2 pozorovaný na vlnové délce 5172 Å - 263,8 RU (5174 Å) dosahuje tedy poměrně nízké relativní intenzity emise a je srovnatelný s maximem čáry multipletu FeI-15 na vlnové délce 5267 Å nebo s maximem multipletu OI-1 na vlnové délce 7776 Å - 201,8 RU (7774 Å). Průběh vývoje spektra bolidu 20160326_222333 na jednotlivých zaznamenaných snímcích je uveden níže (obr. 10). Z poměrně specifických prvků byly v tomto spektru zaznamenány anpříklad emisní čáry dubletu AlI-1 na vlnové délce 3964 Å - 61,3 RU (3962 Å) a dubletu SiI-25 na vlnové délce 7182 Å - 96,4 RU (7184 Å).

Obr. 10: Průběh vývoje spektra bolidu 20160326_222333 v rozsahu vlnových délek 3000-9000 Å během letu tělesa atmosférou Země v závislosti na jeho výšce. Autor: Jakub Koukal

Závěr

Obě uvedená spektra bolidů jsou poměrně netypická, první z nich je charakterizováno nízkou intenzitou emisních čar sodíku (NaI) - jedná se tedy o člena skupiny "Na-free" meteoroidů, druhé spektrum je charakteristické relativně nízkým zastoupením emisních čar hořčíku (MgI), tyto emisní čáry dosahují intenzit srovnatelných s intenzitami jednotlivých emisních čar multipletu FeI-15. Umístění obou spekter v ternárním diagramu MgI-NaI-FeI je uvedeno níže (obr. 11).

Obr. 11: Ternární diagram MgI-NaI-FeI všech spekter zaznamenaných spektrografy na Hvězdárně Valašské Meziříčí s vyznačením pozic obou bolidů. Autor: Jakub Koukal