Meteor

Za ostala značenja, vidi Meteor (razvrstavanje).

Meteor (grč. μετέωρον — atmosferski fenomen) je svetlosna pojava nastala jonizacijom atmosfere kroz koju prolazi meteoroid. Sjajni meteori se nazivaju bolidi. Meteoroidi koji potiču od istog objekta (komete ili asteroida) imaju paralelne putanje pa meteori koji od njih nastaju izgledaju kao da potiču iz istog dela neba (radijant). U ovom slučaju govori se o meteorskom roju. Tokom godine postoji više od 50 meteorskih rojeva. Meteoridi koji ne pripadaju nijednom roju su sporadici.

Meteor

Ako meteoroid preživi prolazak kroz atmosferu i padne na površinu nebeskog tela, naziva se meteorit. Meteor koji padne na Zemlju ili drugo nebesko telo može napraviti udarni krater. Istopljeni materijal izbačen iz udarnog kratera može da se ohladi i očvrsne i tako formira telo koje se naziva tektit.

Usled trenja meteoroida u atmosferi dolazi do ekcitacije kako atoma u meteoroidu tako i atoma i molekula atmosfere. Pri njihovoj deekscitaciji javlja se svetlost koju vidimo kao meteor. Temperatura u udarnom talasu koji prethodi većoj meteoroidskoj čestici iznosi više od 10.000 °C.

Meteori se u narodu nazivaju i „zvezde padalice“.

Opis pojave

Kada čestica (meteoroid) dospe do viših slojeva atmosfere (termosfera), počinje njena interakcija sa atmosferom koja može rezultovati pojavom meteora.

Tipičan meteor vidljiv golim okom ili teleskopom je proizvod meteoroida većeg od 0,01 mm. Sjajnost nastalog meteora zavisi od veličine i brzine meteoroida — meteor 0. magnitude može nastati od meteoroida veličine 2 cm koji uđe u atmosferu brzinom od 15 km/s kao i od čestice veličine 0,5 cm i brzine 60 km/s (sjajnost meteora zavisi i od visine meteora nad horizontom, odnosno od udaljenosti od posmatrača, v. niže). Ulaskom u gušće slojeve atmosfere, meteoroid se brzo zagreva. Čestice manje od 0,5 mm se zagrevaju celom zapreminom, dok se kod većih čestica zagreva samo površinski sloj do nekoliko desetih delova milimetra u dubinu. Kada se materijal zagreje na približno 2200 K, materijal počinje da sublimira, i nastali vreli gasovi okružuju česticu. Pojava gubljenja mase usled trenja u atmosferi se naziva ablacija. Elektroni u atomima ovih gasova su u pobuđenom stanju, njihovom deekscitacijom oslobađa se elektromagnetno zračenje (uključujući vidljivu svetlost). Oko 90% svetlosti meteora potiče od deekscitacije atoma meteoroida, temperature 3000 do 5000 K. Ostatak potiče od ekscitacije/deekscitacije i jonizacije/rekombinacije atoma i molekula u atmosferi. Tokom ablacije meteor gubi kinetičku energiju, usporavajući pritom. Male čestice potroše svu masu pre nego što značajno uspore. Međutim, veće čestice (oko 20 cm i veće, za brzinu od 15 km/s) uspore do brzine od 3 km/s pre nego što izgube svu masu. Pri ovoj brzini prestaje ablacija, a površina meteoroida se postepeno hladi, formirajući pokoricu. S obzirom da tokom ovog dela leta nema ablacije, nema ni svetlosne pojave (odnosno meteora), a ovaj deo leta meteoroida se naziva tamni let (engl. Dark flight). Za razliku od meteora koji traje nekoliko sekundi, tamni let može da traje nekoliko minuta. Meteoroid pada na zemlju, i takvo telo se naziva meteorit, a prepoznatljivo je po pokorici (koja može da nestane usled dejstva vremenskih prilika).

Meteorski tragovi

Razlikuje se nekoliko tipova tragova meteora (engl. Train). Formiranje tragova zavisi od meteoroida (sastava, brzine, mase), atmosfere (dnevne varijacije, uticaj aktivnosti Sunca) i visine na kojoj se trag javlja. Jedan meteoroid može proizvesti više različitih tragova.

• Wakes — tragovi koji se javljaju neposredno iza glave meteora. Mogu biti dužine nekoliko kilometara, a na istom mestu obično traju kraće od 0,1 sekunde. Ovi tragovi mogu nastati direktno od meteoroida ili ablacijom finih čestica koje se oslobađaju iz njega. Obično je najjači na visinama iznad 55 km. Ova vrsta traga, za razliku od glave meteora, nije u toplotnoj ravnoteži, pa se javljaju spektralne linije male verovatnoće prelaza. U spektru se nalaze linije Na I, Fe I, Mg I, Ca I kao i drugih atoma oslobođenih iz meteoroida.
• Green Trains („zeleni tragovi“) — predstavljaju spektralnu liniju kiseonika na 557,7 nm. Tipični su za brze meteore srednjeg ili slabog sjaja i javljaju se nakon prestanka meteora. Maksimum sjajnosti dostižu nakon 0,1 sekunde i po pravilu ne traju duže od 3 sekunde. Najsjajniji su i najduže traju na visinama od oko 105 km, čak i kada sam meteor ima maksimum sjaja mnogo niže. Činjenica da jačina zelenog traga nije u korelaciji sa sjajnošću meteora govori u prilog tome da nastaje od atmosferskog kiseonika.
• Persistent trains („trajni tragovi“) — javljaju se kod brzih i sjajnih bolida (Leonidi, koji se kreću brzinom od 71 km/s naročito često ostavljaju trajne tragove). Javljaju se u regionu maksimalnog sjaja meteora, najčešće na visini između 75 i 100 km. Pri nastanku mogu biti vrlo sjajni (sjajniji od -5. magnitude) ali im sjajnost brzo opada. Ipak, ostaju vidljivi i desetine minuta, prolazeći kroz nekoliko faza tokom kojih mogu čak i da povećavaju sjajnost.
• Reflection trains („reflektujući tragovi“) — mogu nastati pri eksploziji sjajnih bolida u sumrak ili tokom dana. Za razliku od trajnih tragova, reflektujući tragovi ne sijaju sopstvenim sjajom već reflektuju ili rasejavaju sunčevu svetlost. Pod povoljnim okolnostima mogu da traju satima.

Zvukovi meteora

Sjajni meteori (bolidi sjajniji od -8. magnitude) mogu biti praćeni zvukom. „Normalan“ zvuk se pojavljuje par minuta nakon meteora, što je posledica sporijeg prostiranja zvuka kroz atmosferu od brzine svetlosti. Ovi zvukovi se mogu javiti kada je meteor na manje od 60 km od površine i čuju se kao praskovi ili huk, a mogu biti prisutni i drugi šumovi. Ovi zvukovi se javljaju jer se meteoroid kreće hipersoničnom brzinom (brže od zvuka pri istoj gustini atmosfere).

Međutim, decenijama su posmatrači prijavljivali da čuju zvukove simultano sa pojavom meteora, što je odbacivano kao fizički nemoguće sve do osamdesetih godina 20. veka. Tada je pojava ovih „abnormalnih“ zvukova bolje proučena i ponuđeno je objašnjenje njihovog nastanka i propagacije. Pri ulasku sjajnih bolida u dublje slojeve atmosfere, nastala jonizacija interaguje sa linijama geomagnetnog polja koje, vraćajući se u osnovno stanje emituju elektromagnetne talase vrlo niske frekvencije koji se kreću brzinom svetlost, a u blizini posmatrača u prisustvu dielektrika bivaju konvertovani u zvučne talase. Zbog toga se ovakav zvuk zove „elektrofonički zvuk“.

Meteoroidi

Meteoroidi su nebeska tela veličine između 100 μm i 100 m. Veća tela su asteroidi, a manja međuplanetarna prašina. Granica između meteoroida i asteroida nije oštra — da li će telo prečnika deset metara biti smatrano za meteoroid ili za asteroid je više stvar autora. Kao opšte pravilo kod ovih prelaznih veličina se može uzeti da su asteroidi objekti koji su dovoljno posmatrani da su poznati njihovi orbitalni elementi.

Meteoroidi su najčešće kometnog ili asteroidnog porekla. Komete u blizini perihela oslobađaju i po nekoliko tona materijala u sekundi. Meteoroidi koji su asteroidnog porekla nastaju prilikom povremenih sudara asteroida. Osim toga, s obzirom na to da su pronađeni meteoriti poreklom sa Marsa i Meseca, jasno je da neki meteoroidi nastaju pri udaru nebeskih tela (meteoroida, asteroida, kometa) u planete i satelite Sunčevog sistema. Meteoroidi kometskog porekla imaju gustinu oko 0,2 g cm^-3 tako da uglavnom potpuno sagore u atmosferi. Meteoroidi asteroidnog porekla imaju gustinu od oko 2 g cm^-3, što je dovoljno čvrsta konzistencija da mogu da dospeju do površine Zemlje, pod uslovom da su dovoljno velike mase da prežive ablaciju. Oko 1% meteoroida nisu poreklom iz Sunčevog sistema.

Za tela u Sunčevom sistemu, najveća heliocentrična brzina na udaljenosti od Sunca na kojoj se nalazi i Zemlja (1 astronomska jedinica) iznosi 42 km/s, a brzina Zemlje iznosi 30 km/s. Meteoroid koji se kreće direktno Zemlji u susret, ima brzinu od 72 km/s, odnosno 72,9 km/s, kada se doda i gravitacija Zemlje. Ovo je najveća moguća geocentrična brzina meteoroida. Najmanju moguću geocentričnu brzinu bi imao meteoroid koji se kreće paralelno sa Zemljom i ulazi u atmosferu jedino pod dejstvom Zemljine gravitacije, i ta brzina iznosi 11,2 km/s.

Sa smanjenjem mase, broj čestica raste eksponencijalno. Tako svakog dana na Zemlju padne preko 100 tona meteoritskog materijala, ali najveći deo čine upravo mikrometeoriti.

Meteorski rojevi

Meteori koji pripadaju jednom meteorskom roju prividno dolaze iz iste tačke koja se naziva radijant, što je posledica perspektive.

Meteoroidi se zapravo kreću paralelno, što se vidi na ovom snimku Delta aurigida iz svemira.

Kada se kometa nađe u blizini Sunca, led koji čini najveći deo njene mase počinje da sublimira, oslobađajući pritom čvrste čestice koje su dotle bile zarobljene u jezgru komete — meteoroide. Ove čestice po pravilu imaju male radijalne brzine u odnosu na brzinu kretanja oko Sunca (koja je približno jednaka brzini same komete), tako da ostaju na orbitama bliskim orbitama komete. Kada Zemlja naiđe na ove čestice, one se kreću gotovo paralelnim putanjama, a posmatraču sa Zemlje izgleda kao da izviru iz iste tačke. Ova tačka se naziva radijant, a za meteore koji iz nje dolaze kaže se da pripadaju odgovarajućem meteorskom roju. Meteorski rojevi po pravilu dobijaju ime po latinskom nazivu sazvežđa u kome se radijant nalazi. Tako postoje Perseidi (po Perseju), Leonidi (po Lavu) ili Drakonidi (po Zmaju). Neki rojevi nose tradicionalna imena, koja ne odgovaraju sazvežđu u kome se danas nalazi njihov radijant — Kvadrantidi se zovu po sazvežđu Quadrans Muralis koje je ukinuto (radijant ovog roja se nalazi u Volaru), dok je radijant Lirida zapravo u Herkulu, ali su precizne granice među sazvežđima definisane tek početkom dvadesetog veka, kada su Liridi već bili poznati pod svojim (danas nepravilnim) imenom, koje je zadržano. Ako se u nekom sazvežđu nalazi više radijanata, rojevi dobijaju ime po Bajerovoj oznaci zvezde koja je radijantu najbliža — π-Pupidi, γ-Normidi, η-Akvaridi.

U retkim situacijama, meteorski rojevi mogu nastati i od asteroida — takav je slučaj sa Geminidima čije je roditeljsko telo asteroid (3200) Fajeton (mada postoje indikacije da je Fajeton zapravo degasifikovano/ugašeno jezgro komete, ili da su i Fajeton i Geminidi, kao i još nekoliko asteroidnih tela, nastali raspadom neke komete).

Evolucija meteorskog roja

Tipičan meteorski roj nastaje oslobađanjem čestica pri prolasku matične komete kroz perihel. Mada je poznat slučaj da su Andromedidi nastali prilikom dezintegracije komete 3D/Bjela, ovakvi događaji su retki, već kometa pri svakom svom prolasku kroz perihel oslobodi određeni broj čestica (meteoroida). Jezgro komete se sastoji od leda u kome su zarobljene čestice prašine. Kada se kometa probliži Suncu, odnosno kada je u blizini svog perihela, led počinje da sublimira, oslobađajući čestice koje postaju meteoroidi. Ovo oslobađanje se ne dešava na celoj površini komete, već postoje izolovane aktivne oblasti. Sublimacija i oslobađanje čestica su intenzivniji posle prolaska kroz perihel, zbog kombinovanog efekta zagrevanja od strane Sunca i toga što jezgro zadržava već primljenu tolplotu. Povremeno dolazi do izbacivanja materijala i kada je kometa daleko od Sunca, pretpostavlja se da je uzrok oslobađanje energije pri prelasku amorfne smese led/voda u kristalni led.

Pri oslobađanju čestica, jedan deo pada nazad na kometu, ali je drugi trajno napušta. Brzina koja je potrebna za napuštanje jezgra komete („brzina bega“, engl. escape velocity) veličine 10 km je oko 3 m/s, a brzina kojom se čestica udaljava od jezgra („brzina izbacivanja“, engl. „ejection velocity“) približno 500 - 1000 m/s. Brzina izbacivanja je veća za manje i rastresitije čestice, kod manjih jezgara kometa i u blizini Sunca. Kako je brzina izbacivanja značjno manja od brzine kojom se kometa i izbačeni meteoroidi kreću oko Sunca, to sve čestice ostaju na približno paralelnim orbitama i sličnim brzinama. Razlika u brzinama čestica kako i činjenica da mogu da budu izbačene u svim pravcima, povlači dva efekta. Prvo — neki meteoroidi se kreću ispred a neki iza komete, a drugo — kako meteoroidi imaju različitu brzinu, to je različit i period kojim obilaze oko Sunca, tako da se vremenom neki meteoroidi udaljavaju od komete i raspoređuju po celoj orbiti. Vreme potrebno da meteoroidi popune celu orbitu se razlikuje od roja do roja, a zavisi i od veličine čestice. Tako ovo vreme za čestice mase ~ 2 grama kod Geminida iznosi oko 16-18 godina (11 revolucija), a kod Perseida oko 4400 godina (35 revolucija). Česticama mase 0,5 g (koje daju meteore vidljive golim okom) potrebno je približno 2,5 puta više vremena da se rasporede po celoj orbiti.

Na meteoroide deluju dve klase efekata koji utiču na evoluciju potoka meteoroida — gravitacija i negravitacioni efekti. Negravitacioni efekti uključuju pritisak zračenja, Pojnting-Roberstsonov efekat i efekat Jarkovskog.

Pritisak zračenja je posledica toga što svaki foton koji padne na neko telo predaje tom telu svoj impuls. Kako je pritisak zračenja relativno mali (za zračenje apsolutno crnog tela iznosi ${\frac {4\sigma T^{4}}{3c}}$), on najviše utiče na čestice male mase. Tako čestice čija je masa reda veličine 0,1 μm bivaju potpuno izbačene iz Sunčevog sistema.

Pojnting-Robertsonov efekat — posmatran iz perspektive čestice (slika a) i iz perspektive Sunca (slika b)

Na čestice prečnika većeg od 1 μm značajniji uticaj od pritiska Sunčevog zračenja ima Pojnting-Robertsonov efekat, koji dovodi do približavanja čestica Suncu. Kada Sunčevi zraci (odnosno fotoni) zagreju česticu, ako je ona dovoljno mala da bude uniformno zagrejana, emitovaće zračenje uniformno u svim pravcima (posmatrano iz koordinatnog sistema vezanog za česticu). Međutim, Sunčeva svetlost ne obasjava česticu direktno bočno, već malo iskosa iz smera ka kome se čestica kreće (ovaj ugao zavisi od brzine čestice i veći je za brze čestice), usporavajući je pri tome. Obrnuto, iz referentnog sistema koji miruje u odnosu na Sunce, čestica dobija energiju direktno bočno, ali sama ne zrači energiju uniformno, već više u smeru ka kome se kreće, usporavajući sama pri tome.

Ovaj efekat se može razumeti i na drugi način, pomoću Doplerovog efekta. Naime, fotoni koje čestica zrači u smeru svog kretanja imaju mali plavi pomak, dok fotoni koje zrači u suprotnom smeru imaju mali crveni pomak (u odnosu na fotone koje zrači radijalno na pravac kretanja, odnosno na fotone koje je apsorbovala). Ova razlika je utoliko veća ukoliko se čestica brže kreće, i dovodi do gubitka impulsa, odnosno do usporavanja čestice i njenog polaganog spiralnog kretanja ka Suncu.

Efekat Jarkovskog
1. zračenje sa površine objekta
2. objekt koji se kreće
 2.1 „popodnevna“ strana objekta
3. orbita objekta
4. Sunčevo zračenje

Ako je objekat dovoljno veliki da njegova površina nije uniformno zagrejana (meteoroidi prečnika 10 cm i veći, asteroidi) javlja se efekat Jarkovskog. Strana objekta na kojoj Sunce tek izlazi (iz perspektive samog objekta) je hladnija od strane objekta na kojoj Sunce upravo zalazi. Najtoplija i najhladnija tačka nisu one koje su okrenute direktno ka i od Sunca, već su to tačke posle lokalnog podneva / ponoći (v. sliku). Rezultanta zračenja toplote sa objekta je usmerena od najtoplije ka najhladnijoj tački, tako da je posledica ovog efekta da se objekti koji se kreću progradno udaljavaju od Sunca, a objekti koji se kreću retrogradno približavaju Suncu.

S obzirom na to da svi ovi efekti zavise od mase i brzine meteoroida, njihova ukupna posledica je separacija meteoroida istog roja po masi.

U starenju roja značajnu ulogu imaju i gravitacioni uticaji koje trpe kako meteoroidi tako i njihovo matično telo. Najjači je uticaj Jupitera, kao planete sa najvećom masom, a značajan je i uticaj Zemlje, jer prolazi direktno kroz sve vidljive rojeve. Planete mogu potpuno menjati orbite rojeva, tako je prolazak komete 21P/Đakobini-Ziner (matična kometa Drakonida) na manje od jedne AJ od Jupitara 1958. godine doveo do toga da Zemlja nije više sekla orbitu ove komete. Međutim, kometa je 1969. ponovo prošla blizu Jupitera, ovog puta na svega 0,58 AJ, nakon čega je silazni čvor komete ponovo dospeo u blizinu Zemljine orbite. Komete (i rojevi) čije orbite imaju veliku inklinaciju i kreću se gotovo normalno na ravan ekliptike, trpe znatno manje uticaje planeta. Takav je npr. slučaj sa Perseidima i njihovom matičnom kometom 109P/Svift-Tatl.

Svi navedeni efekti dovode do postepene disperzije roja, do trenutka kada se roj utapa u fon sporadika. Zbog toga su svi posmatrani rojevi starosti do nekoliko desetina hiljada godina, što je izuzetno kratko u poređenju sa 4,6 milijardi godina koliko, iznosi procenjena starost Sunčevog sistema.

Populacioni indeks

Populacioni indeks (r) je odnos između stvarnog broja meteora (N) neke magnitude i stvarnog broja meteora prve sjajnije magnitude. Ako se smatra da je ovaj odnos isti kroz sve opsege magnituda, onda relacija važi i za stvarni kumulativni broj meteora Φ. Φ_m je stvarni broj meteora magnitude m ili svetlijih. Dakle, važi:

$r={\frac {N_{m+1}}{N_{m}}}={\frac {\Phi _{m+1}}{\Phi _{m}}}$

S obzirom na to da sjajnost meteora istog roja zavisi od mase čestica (jer se meteori jednog roja kreću približno jednakim brzinama, tako da brzina nema uticaja na sjajnost u okviru istog roja) to populacioni indeks pokazuje odnos između broja težih i lakših čestica — što ima više čestica male mase, to je populacioni indeks veći. Kako svi efekti koje trpi neki meteorski roj snažnije deluju na čestice male mase, to stariji roj ili filament roja (grupa meteoroida oslobođenih pri jednom prolasku komete kroz perihel) ima manji populacioni indeks. Mada se tabelarno daju podaci za populacioni indeks svakog pojedinačnog roja, trebalo bi izračunati populacioni indeks za svako pojavljivanje roja, jer je moguće da Zemlja jedne godine prođe kroz stariji filament koji ima manji populacioni indeks, a onda sledeće godine prođe kroz relativno mlad filament koji obiluje lakšim česticama i ima veći populacioni indeks.

Rojevi koji imaju populacioni indeks 2,0 - 2,5 imaju natprosečan broj sjajnih meteora, dok oni sa populacionim indeksom većim od 3,0 imaju natprosečan broj slabih meteora.

ZHR

ZHR (engl. Zenithal Hourly Rate, „zenitna časovna frekvenca“) je mera aktivnosti meteorskog roja. Da bi aktivnost bila uporediva za različite godine, mesta na Zemlji, posmatračke uslove i sl., ZHR uključuje faktore korekcije za oblačnost, visinu radijanta nad horizontom i kvalitet neba (i posmatrača), i skaliran je na 1 sat. U najjednostavnijem slučaju, ZHR se može izračunati kao:

$ZHR={\frac {N}{t_{eff}}}\cdot R\cdot L\cdot C={\frac {N\cdot r^{6,5-lm}}{t_{eff}\cdot \sin h_{r}\cdot (1-F)}}$

gde su:

• $N$ — broj viđenih meteora za vreme $t_{eff}$
• $t_{eff}$ — efektivno vreme posmatranja izraženo u satima
• $R={\frac {1}{\sin h_{r}}}$ — korekcioni faktor za visinu radijanta nad horizontom (h_r). Kada je radijant na 30° od horizonta, posmatrač vidi svega polovinu meteora u odnosu na broj koji bi video da je radijant u zenitu.
• $L=r^{6,5-lm}$ — korekcioni faktor za kvalitet neba i posmatrača izražen kroz graničnu magnitudu (lm). Smatra se da idealan posmatrač vidi meteore i zvezde do 6,5. magnitude. Posmatranje nema smisla ako je granična magnituda manja od 5. Populacioni indeks je označen sa r.
• $C={\frac {1}{1-F}}$ — korekcioni faktor za oblačnost F koju procenjuje posmatrač (npr., ako je pokrivena petina neba, F = 20% = 0,2)

Standardna greška se računa kao ${\frac {ZHR}{\sqrt {N}}}$, i zato što je veći broj meteora preciznije je moguće izračunati ZHR.

Za detaljnije i preciznije analize treba uzeti u obzir i druge faktore:

• da li je populacioni indeks isti za sve raspone magnituda
• da li je granična magnituda ista za zvezde i za meteore
• činjenicu da je veća verovatnoća videti meteor koji je dalje od radijanta jer ostavlja duži trag na nebu nego meteor iste magnitude koji je bliže radijantu
• uticaj Zemljine gravitacije koja ubrzava meteor i savija mu trag tako da izgleda bliže zenitu (zenitno privlačenje)

Neki značajni meteorski rojevi

Za potpun spisak meteorskih rojeva pogledajte članak Spisak meteorskih rojeva

Dva Perseida.

„Veliki“ rojevi su meteorski rojevi koji se pojavljuju svake godine bez izuzetka i čiji je ZHR u maksimumu veći od 10. Trenutno ima devet velikih rojeva, i ova lista je stabilna bar od 1950. Osim η-Akvarida i Južnih δ-Akvarida, radijanti ovih rojeva se nalaze na severnoj nebeskoj hemisferi, zbog čega ih se njihova aktivnost bolje vidi sa severne hemisfere.

Veliki godišnji meteorski rojevi

Ime roja	Period aktivnosti	Maksimum		Pozicija radijanta		ZHRmax	r
		λ⊙	Datum	α	δ
Kvadrantidi	28. decembar — 12. januar	283°,16	≈ 3. januar	230°	+49°	120	2,1
Liridi	16 — 25. april	32°,32	≈ 22. april	271°,4	+33°,6	18	2,1
η-Akvaridi	19. april — 28. maj	45°,5	≈ 5. maj	338°	-1°	60	2,4
Južni δ-Akvaridi	19. jul — 19. avgust	125°	≈ 28. jul	339°	-16°	15	3,2
Perseidi	17. jul — 24. avgust	140°	≈ 12. avgust	49°	+58°	100	2,2
Orionidi	1. oktobar — 10. novembar	208°	≈ 21. oktobar	95°	+16°	22	2,9
Leonidi	6 — 30. novembra	235°,27	≈ 17. novembar	152°	+22°	18	2,5
Geminidi	7 — 17. decembar	262°,2	≈ 13. decembar	112°	+33°	120	2,6
Ursidi	17 — 26. decembar	270°,7	≈ 22. decembar	217°	+76°	10	3,0

Sporadici

Strana Zemlje na kojoj Sunce upravo izlazi se nalazi na onoj strani kojom Zemlja ide napred (apeks), i tada Zemlja „sustiže“ meteore koji se kreću u istom smeru, a ide čeono u susret svim meteorima koji se kreću u suprotnom smeru. Strana na kojoj pada veče je suprotno od smera kretanja Zemlje i „beži“ od svih meteora koji se kreću u istom smeru.

Sporadici su meteori koji nemaju jasnu pripadnost nekom poznatom meteorskom roju. To mogu biti meteori koji su pripadali nekom roju ali su tokom evolucije promenili orbitalne elemente toliko da ne mogu biti pridruženi svome roju, mogu nastati kao posledica sudara manjih tela unutar Sunčevog sistema ili na neki drugi, slučajan način.

Populacioni indeks sporadika je 2,95±0,05 (za većinu izračunavanja može se zaokružiti na 3,0). Broj sporadika se kreće između 5 i 15 u satu pri odličnim posmatračkim uslovima. Mada se sporadici pojavljuju na slučajan način, njihov broj i smer kretanja pokazuju određenu pravilnost.

Većina bolida i svi poznati meteori koji su doveli do pada meteorita su poreklom sporadici.

Periodičnost

Broj sporadika varira na dnevnoj i godišnjoj osnovi. Dnevno, broj sporadika je najniži oko 18 časova uveče a najviši oko 6 časova ujutru, i ovaj ciklus je isti na obe Zemljine hemisfere. Tokom godine, na severnoj hemisferi sporadici imaju minimum tokom juna, a zatim od jula se njihov broj skoro ravnomerno povećava do maksimuma između oktobra i decembra. Na južnoj hemisferi je broj sporadika veći u prvoj polovini godine, sa maksimumom u julu nakon čega sledi oštar pad i minimum u septembru i oktobru.

Pseudoradijanti

Izvori sporadičkih meteora u ekliptičnom koordinatnom sistemu u odnosu na poziciju Sunca: A - apeks, H - helion, AH - antihelion, T - severna grana toroidalnog izvora; S - položaj Sunca

Budući da ne pripadaju nijednom roju, sporadici nemaju radijant u pravom smislu. Međutim, posmatrano u odnosu Zemlja — Sunce, kao posledica geometrije kretanja Zemlje i meteoroida na orbitama oko Sunca, dolazi do određenog grupisanja. Tako se može uočiti šest izvora — severni i južni apeks (meteori dolaze čeono ka Zemlji u odnosu na njeno kretanje oko Sunca), helion (meteori dolaze od Sunca ka Zemlji), antihelion (meteori dolaze iz tačke suprotno od Sunca) i severni i južni toroidalni izvor. Ipak, sporadici ne dolaze samo iz ovih izvora. Za razliku od pravih meteorskih rojeva čiji radijanti retko imaju prečnik veći od 5°, izvori sporadičnih meteora mogu imati i 20° u prečniku.

Postoji očigledna razlika u sjajnosti sporadičnih meteora poreklom iz različitih izvora. Toroidalni izvori imaju veći populacioni indeks (bogatiji su slabijim meteorima), dok apeks ima najniži populacioni indeks (veći udeo sjajnijih meteora). Populacioni indeks (sjajnost meteora) i vreme izlaska odnosno zalaska izvora određuju i dominantnu tehniku posmatranja: fotograski (i donekle vizuelno) za apeks, vizuelno za antihelion, teleskopski za toroidalni izvor a radio za helion (jer je aktivan danju).

Materijal koji dolazi iz heliona i antiheliona je povezan — u pitanju su čestice čije orbite imaju malu inklinaciju, veliki ekscentricitet i perihel na manje od 0,6 AJ. Ako Zemlja preseče njihovu orbitu pre prolaska kroz perihel — vide se kao antihelionidi, a ako do kolizije dođe nakon prolaska kroz perihel — kao helionidi. Helionidi su najaktivniji od maja do juna (u vreme dnevnih rojeva ζ-Perseidi i β-Tauridi), a antihelionidi u oktobru i novembru — što odgovara Tauridima. Navedeni rojevi su povezani sa objektima koji imaju orbitalne elemente slične kometi 2P/Enke (Jupiterova familija kometa).

Toroidalni izvori su postavljeni simetrično u odnosu na apeks, nalaze se na oko 50° severno i južno i predstavljaju izvor iz koga dolaze meteoroidi sa visokom inklinacijom orbite. Roditeljska tela meteoroida koji pripadaju toroidalnim izvorima nisu poznata, a od „velikih“ rojeva se samo radijant Kvadrantida nalazi u ovom regionu, i to u severnom kraku.

Apeks

Apeks je smer tangente na Zemljinu orbitu u smeru njenog kretanja (čeono), odnosno 90° zapadno od Sunca, zbog čega izlazi tek u satima nakon ponoći. Materijala u samoj ravni ekliptike nema, tako da postoje dva odvojena izvora u apeksu, na 15° severno i južno od ekliptike. Materijal koji dolazi iz ovog izvora nastaje od Halejeve familije kometa i kreće se retrogradno, tako da na Zemlju nailazi nakon što prođe perihel. S obzirom na to da se kreću suprotno od kretanja Zemlje, tj. direktno ka njoj, ovi meteori su izuzetno brzi (50 — 70 km/s) zbog čega su i relativno sjajni i ostavljaju trajne tragove za sobom.

Antihelion

Antihelionidi su meteori koji nastaju od meteoroida male inklinacije koji se oko Sunca kreću u direktnom smeru, a čija je orbita gotovo normalna na orbitu Zemlje (u tački preseka). Rezultujući pseudoradijant je nasuprot Suncu (tačnije 195° istočno odnosno 165° zapadno od Sunca, jer je malo pomeren ka apeksu). Ovaj deo neba izlazi ubrzo nakon zalaska sunca a kulminira oko 1 čas po ponoći po lokalnom vremenu (ne kulminira u ponoć upravo zbog otklona ka apeksu).

Zbog ortogonalnog odnosa putanja Zemlje i meteoroida, antihelionidi su među sporijim meteorima, sa brzinama u rasponu 20 — 35 km/s. Roditeljska tela od kojih potiču antihelionidi nisu poznata, ali se pretpostavlja da su asteroidnog, a ne kometskog porekla zbog veće gustine materijala. Do kolizije sa Zemljom dolazi pre nego što čestice prođu svoj perihel..

Helion

Helionidi imaju slične orbitalne elemente kao antihelionidi, ali seku Zemljinu orbitu nakon što prođu kroz svoj perihel, zbog čega dolaze iz pravca Sunca. Meteori koji pripadaju ovom izvoru se mogu videti ponekad ujutru neposredno pre svanuća.

Bolidi

Bolid

Bolid (grč. βολίς, βολίδος — džilit, projektil, engl. fireball) je izuzetno sjajan meteor. Bolide izazivaju meteoroidi veći od prosečnih, i to češće meteoroidi asteroidnog porekla, koji imaju veću gustinu od kometnih. Međunarodna astronomska unija pod bolidom podrazumeva meteor sjajniji od bilo koje planete (odnosno sjajniji od -5. magnitude, imajući u vidu da je najsjajnija planeta na noćnom nebu Venera magnitude -4,7). Međunarodna meteorska organizacija bolidom smatra meteor koji bi u zenitu imao magnitudu ne manju od -3. Ova definicija je preciznija, jer što je meteor dalje od zenita to je prividno manje sjajan. Meteor koji na visini h nad horizontom ima magnitudu m_h bi u zenitu imao magnitudu m_z:

$m_{z}=m_{h}+5\log(\sin h)$

Razlog leži u udaljenosti od posmatrača. Bolid magnitude -6 koji se u zenitu završava na 50 kilometara iznad posmatrača, ako je na 5° iznad horizonta biće udaljen 600 kilometara od posmatrača i imaće magnitudu od svega -1.

Međunarodna meteorska organizacija definiše i „video-bolide“, kao meteore koji imaju „video-magnitudu“ -3 ili sjajniju, ali s obzirom na to da video-kamere snimaju i u infracrvenom delu spektra, nije lako napraviti vezu između vizuelne i video magnitude. Različiti su pokušaju načinjeni da se definiše „radio-bolid“, ali za sada nije moguće dati preciznu definiciju radio-signala koji bi odgovarao bolidima.

Mada su neki bolidi poreklom iz meteorskih rojeva (Perseidi su npr. posebno bogati bolidima), većinom su sporadici. Kao i broj sporadika u jedinici vremena, tako i broj bolida u jedinici vremena nije konstantan već varira. Međutim, učestanost pojave bolida ne prati učestanost pojave sporadika. Na godišnjem planu, maksimum aktivnosti bolida je u vreme oko prolećne ravnodnevice, iako je tada minimum aktivnosti sporadika (za posmatrače na severnoj hemisferi). Učestanost bolida je gotovo tri puta manja od ove maksimalne vrednosti u vreme jesenje ravnodnevice. Dnevne oscilacije su takođe suprotne oscilaciji broja sporadika — najviše bolida se može videti u 18.00 časova po lokalnom vremenu, a najmanje u 6.00 (odnos je 4:1). Razlog ovih varijacija je dvojak. Varijacije na godišnjem nivou su posledica nehomogenog (neizotropnog) rasporeda meteoroida na Zemljinoj orbiti. Dnevne razlike su posledica različite brzine u odnosu na Zemlju (geocentrična brzina) kojom meteori ulaze u atmosferu u različito doba dana. Naime (v. #Sporadici) u vreme lokalne zore se posmatrač nalazi na strani Zemlje u smeru kojim Zemlja revoluira oko Sunca, tako da je brzina meteoroida zbir njihove heliocentrične brzine i brzine revolucije Zemlje. U vreme lokalnog zalaska Sunca, posmatrač je na suprotnoj strani, tako da je geocentrična brzina meteoroida razlika heliocentrične brzine meteoroida i brzine revolucije Zemlje. Brži meteoroidi uzrokuju sjajnije meteore, ali je to tačno samo do jedne granične mase meteoroida. Kod čestica veće mase, veća brzina znači da ablacija počinje u višim i ređim slojevima atmosfere. Čestice male brzine počinju sa ablacijom u nižim, gušćim slojevima atmosfere, gde je (zbog veće gustine) transformacija kinetičke energije meteoroida u jonizaciju atmosfere efikasniji proces koji se pritom još i odvija bliže posmatraču, zbog čega se javljaju sjajniji meteori. Očekuje se da dnevni efekat ima dominantnu ulogu u blizini ekvatora, a da ne igra gotovo nikakvu ulogu na polovima Zemlje, gde bi dominirao efekat neizotropnog rasporeda meteoroida na Zemljinoj orbiti. Međutim, za sada nedostaju posmatrački podaci kako iz tropskih tako i iz polarnih oblasti.

Meteoriti

Baringer krater (poznat i kao Arizona krater), prvi krater na Zemlji za koji je ustanovljeno meteoritsko poreklo

Tektiti

Nediferencirani meteorit — hondrit
(uočljive su hondrule koje meteoritu daju zrnastu strukturu)

Diferencirani stenoviti meteorit — ahondrit

Gvozdeni meteorit

Stenovito-gvozdeni meteorit

Meteoroid koji dospe na površinu Zemlje ili nekog drugog nebeskog tela se naziva meteorit. Meteoriti su najčešće asteroidnog porekla, ali je nađeno i identifikovano više od sto meteorita koji potiču sa Marsa i dvadesetak onih koji potiču od Meseca. Meteoroidi kometskog porekla su po pravilu suviše slabe konzistencije da bi preživeli prolazak kroz atmosferu Zemlje. Osim meteoroida dovoljno krupnih i čvrstih da bi preživeli ablaciju u atmosferi, na površinu Zemlje dospevaju i sitne čestice — mikrometeoriti — koji pri ulasku u atmosferu vrlo brzo uspore, tako da ne dolazi do ablacije i pojave meteora, a zatim se polako spuštaju na površinu Zemlje. Godišnje na Zemlju padne oko 10.000 tona mikrometeorita.

Kada meteoroid uđe u Zemljinu atmosferu, njegova površina se zagreva i topi usled trenja, pri čemu nastaje karakteristično glatka površina. Kapljice otopljene na čeonom delu meteoroida mogu da se sakupljaju i ohlade na repnom delu meteoroida, usled čega nastaje „orijentisani meteorit“. Meteoroid od koga nastaje meteor ulazi u atmosferu najčešće brzinom od 15 do 20 km/s javljajući se kao meteor na visini od oko 100 kilometara. Usled trenja, meteoroid usporava, i na visini od približno 20 kilometara ima brzinu 3 km/s, dovoljno malu da proces ablacije stane, a samim tim nestaje i svetlost koju vidimo kao meteor. Ovaj deo leta meteoroida se naziva „tamni let“. Otopljeni materijal na površini se hladi, dajući karakterističnu tamnu pokoricu, koja je kod gvozdenih meteora tanja nego kod stenovitih

Pri udaru o tlo, meteorit pravi udarni krater, a izbačeni i otopljeni materijal zemaljskog porekla se hladi i formira tektite. Kod većine tela u Sunčevom sistemu, ne postoji vulkanska niti tektonska aktivnost, tako da su udarni krateri meteorita jedini odgovorni za izgled reljefa.

Do sada je pronađeno oko 30.000 meteorita, od toga oko 24.000 na Antarktiku, 4.000 u Sahari i 2.000 na drugim mestima. Verovatnoća pada nekog meteorita na Antarktik nije ništa veća nego na nekom drugom mestu na Zemlji, ali su meteoriti na Antarktiku bolje očuvani zahvaljujući niskim i stabilnim temperaturama kao i zbog slabe erozije usled nedostatka površinske vode i vegetacije. Meteorite je na večitom snegu i ledu lakše uočiti i prepoznati jer nisu pomešani sa sličnim stenama koje potiču sa Zemlje. Osim toga, u materijalu koji su Apolo misije vratile na Zemlju sa Meseca identifikovana su dva meteorita (hondriti, v. niže u tekstu), a pomoću Oportjuniti rovera je identifikovan jedan gvozdeni meteorit na Marsu.

Podela

Po sastavu, meteoriti se mogu podeliti na stenovite (aeroliti), gvozdene (sideriti) i stenovito-gvozdene meteorite (sideroliti). Stenoviti meteoriti su najčešći među meteoritima koji su nađeni neposredno nakon pada, tako da se može pretpostaviti da oni čine i najveći deo meteorita koji dospeju na površinu zemlje. Međutim, kako su gvozdeni meteoriti mnogo robusniji, a većinom i namagnetisani, to oni čine većinu meteorita čiji pad nije imao svedoke i nađeni su naknadno.

Stenoviti meteoriti čine više od 90% svih meteorita. Od toga, najveći deo čine hondriti, meteoriti u čijoj se strukturi jasno zapažaju zrnca — hondrule (na grčkom hondrula znači zrno). Među hondritima su od posebnog interesa ugljenični (karbonatni) hondriti, čiji sastav odgovara sastavu Sunčevog sistema i samog Sunca (ako se izuzmu gasovite i pojedine isparljive komponente). Spadaju u najstarije meteorite, starost im je bliska starosti Sunčevog sistema (4,6 milijardi godina) tako da predstavljaju nezamenljiv izvor informacija o formiranju Sistema.

Sa nebeskih tela koja su bila dovoljno topla (bilo usled sudara sa drugim telima ili radioaktivnog raspada) da bi se otopila potiču ostale klase meteorita. Prilikom otapanja tela, lakše komponente (jedinjenja silicijuma, aluminijuma, kalcijuma, kiseonika) su isplivale na površinu formirajući koru, dok su teži materijali (gvožđe i nikl) formirali jezgro tela. Nakon sudara je došlo do fragmentacije ovih diferenciranih tela, i od njih potiču diferencirani meteoriti — ahondriti, gvozdeni i stenovito-gvozdeni meteoriti.

Ahondriti u stenoviti meteoriti koji predstavljaju delove kore diferenciranih nebeskih tela, najčešće asteroida. Po sastavu su identični sa zemaljskim stenama. Nazvani su po tome što nemaju hondrule. U ahondrite spadaju i meteori poreklom sa Marsa i Meseca. Meteoriti sa Marsa i Meseca su mlađi od ostalih ahondrita.

Gvozdeni meteoriti čine oko 6% svih meteorita, i najveći poznati meteoriti su upravo gvozdeni meteoriti. Poreklom su iz jezgara asteroida, a oslobođeni su u sudarima dovoljno snažnim da bude oslobođen materijal iz jezgra.

Stenovito-gvozdeni meteoriti su mogli nastati na dva načina. Prvi je odlamanje od asteroida na granici kore i jezgra, a drugi sudar stenovitog i gvozdenog asteroida, pri čemu nastaje meteoroid koji se sastoji od delova oba tela. Stenovito-gvozdeni asteroidi su najređi.

Posmatračke tehnike

Vizuelna posmatranja

Vizuelna posmatranja meteora su najstariji metod proučavanja meteora (postoje podaci iz drugog milenijuma p. n. e. iz Mesopotamije i drevne Kine). Mada danas postoje znatno naprednije tehnike, vizuelna posmatranja su najbolji način da se uporede istorijski sa aktuelnim podacima. Osim toga, zahvaljujući relativnoj jednostavnosti, vizuelna posmatranja su najmasovonija tehnika među amaterima.

Da bi vizuelno posmatranje imalo smisla, potrebno je da bude zadovoljeno nekoliko uslova. Radijant mora da bude dovoljno visoko nad horizontom — posmatranja nemaju smisla ako je horizontska visina radijanta manja od 20° osim u slučaju pljuskova. Drugi zahtev se odnosi na kvalitet neba — granična magnituda (magnituda najslabijeg vidljivog meteora odnosno zvezde) ne sme da bude manja od 5, Sunce mora da bude bar 12° ispod horizonta, a treba da bude vidljivo najmanje 80% neba (u smislu da nije zaklonjeno oblacima ili nekim predmetom, npr. drvetom ili građevinom). Mesec treba da je ili između poslednje i prve četvrti (kada je vidljivo manje od 50% njegove površine) ili nisko nad horizontom. Mesec koji je između prve i poslednje četvrti (vidljivo više od 50% površine) a visoko nad horizontom može da dovede dotle da posmatrač vidi svega 10% meteora koje bi video pri potpuno tamnom nebu.

U toku posmatranja se beleži:

• vreme početka i kraja posmatranja, vreme početka i kraja pauze (ukoliko postoji), kao i vreme u toku posmatranja u intervalima ne dužim od 15 minuta
• granična magnituda (periodično, za slučaj da se iz različitih razloga menja)
• oblačnost, odnosno zaklonjenost neba
• centar vidnog polja (rektascenzija i deklinacija)
• podaci o viđenim meteorima
  • kom roju pripada (ili je sporadik)
  • maksimalna magnituda koju je meteor dostigao
  • postojanje trajnog traga (traga koji opstaje više sekundi nakon meteora)
  • boju meteora (boju nije moguće detektovati kod meteora slabijih od 2. magnitude)

Ova tehnika se može primeniti i pri maksimumu roja, pa čak i pri pljusku kakav su imali Leonidi 1998. godine sa 60 meteora u minuti, uz nekoliko korekcija — ne treba beležiti podatke o boji, tragu, a pri pljusku čak ni o pripadnosti roju osim za očigledne sporadike, jer se može smatrati da svi viđeni meteori pripadaju roju koji ima maksimum. Takođe, treba češće beležiti vreme i određivati graničnu magnitudu.

Osim navedene tehnike, koja se naziva „brojanje meteora“, kod vizuelnog posmatranja slabijih rojeva koristi se i tehnika ucrtavanja meteora, radi preciznijeg određivanja pripadnosti roju. Međutim, ucrtavanje je mnogo preciznije kod teleskopskih posmatranja (greška određivanja početka i kraja meteora kod vizuelnih posmatranja je ±5°, a kod teleskopskih posmatranja ±20’).

Teleskopska posmatranja

Teleskopska posmatranja meteora se često nepotrebno zanemaruju, pri čemu se kao glavna mana ove tehnike navodi suženo vidno polje teleskopa ili dvogleda u odnosu na posmatranje golim okom. Međutim, teleskopom se mogu videti manje sjajni meteori u odnosu na one vidljive golim okom, a osim toga moguće je znatno preciznije ucrtavanje meteora i određivanje radijanta. Naročito je pri posmatranju slabijih meteorskih rojeva bitno uočiti stvarno postojanje radijanta na fonu sporadika, a za ovakvu analizu je teleskopsko posmatranje idealno. Isto važi i za otkrivanje subradijanata (finih struktura unutar radijanata koje odgovaraju različitim meteorskim potocima u okviru istog roja) kod velikih rojeva. Veliko uveličanje smanjuje vidno polje teleskopa (i to ne linearno već vidno polje opada sa kvadratom uveličanja), tako da je neophodno naći balans između ova dva parametra. Može se smatrati da je dvogled 8×50 ili 10×60 sa prividnim vidnim poljem od 55° (ili neke slične kombinacije) odlična kombinacija za posmatranje meteora.

Fotografska posmatranja

Žičani okidač omogućuje „beskonačne“ espozicije (u meteorskoj fotografiji se koriste ekspozicije od 5 do 15 minuta)

Foto-aparatima nije moguće snimiti meteore slabog sjaja, zapravo je teško snimiti bilo koji meteor slabiji od -1. magnitude, ali uprkos tome postoji opravdanje za korišćenje ove tehnike u istraživanju meteora. Moguće je precizno odrediti putanju, radijant, brzinu, usporenje, pa čak i masu. Uz upotrebu prizme ili difrakcione rešetke moguće je snimiti i spektar meteora.

Ako se koristi foto-aparat sa filmom, neophodno je da foto-aparat ima mogućnost „beskonačne“ ekspozicije, tj. da je blenda otvorena sve dok je pritisnut okidač (koristi se žičani okidač koji se može zakočiti u poziciji za fotografisanje). Ekspozicija je najčešće između 5 i 15 minuta. Film bi trebalo da bude osetljivosti od 400 do 1600 ISO, a upotreba filmova osetljivosti manje od 400 ISO nema smisla. Osim ako je cilj fotografisati boje meteora, koristi se crno-beli film jer pri dužim ekspozicijama nebo na filmu u boji ima zelenkastu ili braonkastu nijansu. Ako su uslovi loši (mesečina, svetlosno zagađenje, izmaglica…) koristi se kraća ekspozicija i manje osetljiv film, kako se ne bi dobile zamagljene fotografije. Što su uslovi bolji, to je moguće koristiti osetljiviji film i duže ekspozicije.

Od digitalnih senzora, u opticaju su CMOS i CCD senzori. Među njima nema velike razlike, osim što se CMOS senzor sporije greje i time generiše manje šuma. Kod upotrebe digitalnih senzora za fotografisanje meteora mora se isključiti redukcija šuma, jer se ona postiže tako što se sa zatvorenom blendom napravi snimak jednake ekspozicije kao željeni snimak, što znači da foto-aparat snima samo 50% vremena.

S obzirom na to da su meteori u blizini radijanta kraći, nisu pogodni za fotografisanje. Nisko nad horizontom je moguće snimiti više meteora nego bliže zenitu, ali ako je vidno polje suviše nisko, veća je opasnost od izmaglice i svetlosnog zagađenja. Zbog toga je dobar kompromis usmeravanje vidnog polja na 20° — 30° od radijanta i oko 40° iznad horizonta.

Upotrebom više aparata na istoj lokaciji sa različitim vidnim poljima povećava se verovatnoća da će biti snimljen neki meteor. S druge strane, postavljanjem aparata na različitim lokacijama ali tako da snimaju isti deo neba, moguće je snimiti isti meteor pomoću više kamera i preciznije izračunati putanju meteora i orbitalne elemente meteoroida.

Radarska posmatranja

Od vremena Drugog svetskog rata je poznato da meteori mogu da reflektuju radio-talase. Primenjuju se dve tehnike u zavisnosti od položaja predajnika i prijemnika. Ako je predajnik istovremeno i prijemnik, tada se analiziraju radio-talasi odbijeni nazad ka samom predajniku i ovakva tehnika se naziva back-scattering (rasipanje unazad). Na ovom principu je zasnovan rad radara, koji se i koristi za radio-posmatranja meteora tehnikom back-scattering-a. Radarska istraživanja meteora su po pravilu rezervisana za profesionalne organizacije.

Amateri, s druge strane, koriste tehniku forward scattering-a (rasipanje unapred) jer im je za ovakvu vrstu posmatranja dovoljna samo prijemna antena a analiziraju se talasi koje emituje neki udaljeni izvor (ispod horizonta) a reflektuje ih meteor. Osim toga, potrebno je da izvor emituje radio-talase na frekvenciji na kojoj nema interakcije kod prijemnika. Ova tehnika je postala popularna od sredine osamdesetih godina.

Radio-posmatranja meteora se mogu sprovoditi nezavisno od doba dana kao i od vremenskih uslova. Zato je ovo jedina tehnika kojom se može pratiti aktivnost dnevnih meteorskih rojeva, koji su aktivni danju jer im je radijant u blizini Sunca. Najaktivniji dnevni meteorski rojevi su Arijetidi i ζ-Perseidi. Oba roja su aktivna krajem maja i početkom juna.

Video posmatranja

Video posmatranja su najnovija posmatračka tehnika u meteorskoj astronomiji, koju su razvili profesionalni astronomi sredinom sedamdesetih godina 20. veka, a krajem osamdesetih godina je pristupačnost opreme omogućila da se i amateri bave ovom tehnikom. Video-tehnika ima velike prednosti — uz savremenu opremu je moguće snimiti sve meteore vidljive golim okom, pa čak i neke teleskopske; video-kamere mogu da rade kontinuirano i šalju signal direktno računaru na kome postoji softver za automatsku obradu podataka; brzina, sjajnost, položaj, radijant i orbitalni elementi se određuju znatno preciznije nego vizuelnim posmatranjima. Video-kamerama se mogu snimiti svetlosne krive meteora, fragmetacija meteoroida, kao i spektri meteora ako je kamera opremljena prizmom ili difrakcionom rešetkom. Fotografskim posmatranjima je moguće preciznije odrediti položaj meteora nego video posmatranjima, ali je video-kamerom moguće snimiti znatno slabije meteore nego fotografski.

Za snimanje meteora se mogu koristiti kamere sa i bez pojačivača signala. Po vedroj tamnoj noći će optimizovani sistem koji koristi kameru sa pojačivačem snimiti 3-4 puta više meteora od optimizovanog sistema sa kamerom bez pojačivača. Zbog toga je kamera sa pojačivačem signala korisnija u situacijama kada je potrebno snimiti više slabih meteora — kod snimanja spektara, trajnih tragova ili za snimanje teleskopskih meteora. Međutim, pojačivač signala poskupljuje sistem, a radni vek mu je ograničen na nekoliko hiljada sati snimanja. Osim toga, pojačivači su osetljivi na iole jaču svetlost (Mesec u vidnom polju, dnevna svetlost pa čak i svetliji sumrak — ne smeju se koristiti ako Sunce nije na više od 12° ispod horizonta, a čak i kada je kamera isključena, ako Sunčev zrak padne na objektiv kamere i osvetli pojačivač, on može pregoreti). Osim toga, pojačivači signala se u nekim zemljama (poput SAD) tretiraju kao vojna oprema i njihov izvoz može biti zabranjen. Za automatsku obradu signala najčešće se koriste programi MetRec i UFO tool suite.

Istorija meteorske astronomije

Najstariji zapisi

Meteori su poznati čovečanstvu od davnina. Drevne zabeleške o sjajnim meteorima ili meteorskim pljuskovima, postoje u analima svih starih naroda. Najstariji pomen meteorskog pljuska je zabeležen u kineskim analima iz 1768. p. n. e. Još jedan kineski zapis, 687. p. n. e. beleži da su „zvezde padale kao kiša“. Beleške o meteorima se nalaze i u korejskim i japanskim analima, dok se kod Plinija Starijeg u delu Poznavanje prirode (Naturalis historia) nalazi zapis o meteoritu koji je pao 467. p. n. e. u Trakiji, blizu reke Egos-Potamos. Diogen iz Apolonije je ponudio korektno objašnjenje da su meteori „nevidljive zvezde koje padaju na zemlju umirući kao vatreno kamenje, poput kamena iz Egos-Potamosa“. Ovo obrazloženje je odbacio Aristotel koji je u svom delu „Meteorologija“ meteorit iz Egos-Potamosa proglasio običnim kamenom, a meteore objasnio kao isparenja iz zemlje koja se zapale kada se previše približe Suncu. Aristotelovo obrazloženje je dominiralo evropskom naukom do kraja 18. veka, i meteori su smatrani atmosferskom pojavom u rangu polarne svetlosti, oblaka ili snega.

Prve sumnje u poreklo meteorita

Meteorit iz Ensisajma

Prvu sumnju u zemaljsko poreklo meteorita (koji u to vreme nisu još uvek bili povezani sa meteorima već se smatralo da su vulkanskog porekla) pobudila su brojna svedočenja o „kamenju koje je palo sa neba“. Ovih svedočanstava ima u kineskim analima, u kojima se beleže i pad meteorita, i broj fragmenata na koje se meteorit raspao. U Rusiji je zabeležen udar meteorita 25. juna 1290. godine u blizini Velikog Ustjuga, pri čemu meteoriti bili praćeni bolidima, bukom i potresima, a teško je stradala obližnja šuma. Najstariji sačuvani meteorit čije je tačno vreme pada poznato je meteorit iz Ensisajma, u Alzasu, u današnjoj Francuskoj. Ovaj meteorit mase oko 130 kilograma je pao 7. novembra 1492. godine između 11 i 12 časova pre podne u polje žita u okolini Ensisajma. U blizini se nalazio Maksimilijan I. Habsburški koji je odlomio nekoliko komada meteorita i naredio da se ostatak prenese u crkvu u Ensisajmu. Dva pada meteorita u Fracuskoj, imala su brojne svedoke. Drugi pad, 24. jula 1790. je iznedrio preko 300 pisanih svedočanstava, od kojih su mnoga data pod zakletvom, da je kamenje palo sa neba, a meteoriti su prikupljeni i zajedno sa ovim svedočanstvima poslati Francuskoj akademiji nauka, čiji su se članovi nakon toga rugali „neznanju prostog naroda“. Međutim, nakon još jednog prijavljenog slučaja pada, 26. aprila 1803. kod mesta Egl, Francuska akademija nauka je poslala Žana Batista Bioa da istraži slučaj. Bio je potvrdio da je kamenje koje je našao vanzemaljskog porekla.

Analiza putanja meteora

U to vreme su već postojale prve naznake da Aristotelovo objašnjenje pojave meteora možda nije ispravno. Halej, koji je već odredio putanju i periodičnost komete koja danas nosi njegovo ime, je pokušao da odredi brzinu i visinu bolida koji je viđen 21. marta 1676. godine. Računica je ukazivala da je brzina tela koje je izazvalo ovaj bolid bila preko 4300 m/s, što je ukazivalo na nezemaljsko poreklo objekta. Osim toga, poredeći svedočanstva ovog događaja iz različitih mesta, zaključio je da je visina ovog meteora bila preko 80 km. Međutim, pogrešno je pretpostavio da na toj visini nema atmosfere te je zaključio da je pogrešio i vratio se Aristotelovom tumačenju. Džon Pringl, škotski lekar, je određivao putanju bolida koji je 26. novembra 1758. godine prošao 400 kilometara dugim putem od srednje Engleske do zapadne Škotske, i zaključio da se bolid kretao brzinom od oko 50 km/s, na visini od 65 km. Ovaj njegov rad je bio u najvećoj meri ignorisan. Gotovo trideset godina kasnije, 1786. godine, do istih je zaključaka došao i američki astronom Dejvid Ritenhaus, analizirajući bolid koji je prošao 31. oktobra 1779. iznad Virdžinije i Filadelfije.

Međutim, tek detaljan rad Ernsta Hladnog, objavljen 1794. na nemačkom a preveden 1798. na engleski jezik je naveo šire naučne krugove na razmišljanje da su meteori i meteoriti kosmičkog a ne zemaljskog porekla. Kao dopisni član Ruske akademije nauka, odgovorio je na molbu profesora Palasa da prouči izveštaje „o kamenu koji je pao u Sibir“. Hladni se ozbiljno prihvatio ovog zadatka, proučišvi sva tada dostupna svedočanstva o meteoritima i bolidima i u svom radu je nedvosmisleno pokazao da su meteori i meteoriti vanzemaljskog porekla, te je ukazao na vezu meteorita i bolida s jedne i bolida i meteoda s druge strane. Do tada, svi ovi fenomeni su smatrani nezavisnim. Mada rad Hladnog nije bio odmah usvojen, on je posejao seme sumnje koje je proklijalo zahvaljujući pljuskovima Leonida koji su se desili uskoro.

Prvo sistematsko praćenje meteora su obavili Johan Bencenberg i Hajnrih Brandes 1798. godine, dok su bili studenti u Getingenu. Oni su posmatrali meteore između 11. septembra i 4. novembra međusobno udaljeni 15,2 km. Ukupno su uočili 402 meteora, od toga su 22 videli obojica. Na osnovu toga su odredili da se sredina traga meteora u proseku nalazi na visini od 89 km, potvrđujući teoriju Hladnog o vanzemaljskom poreklu meteora.

Rođenje meteorske astronomije

Umetnički prikaz pljuska Leonida 1833. godine.

Sledeće godine, 1799, je sa južne hemisfere posmatran pljusak Leonida, ali tek 33 godine kasnije ova pojava izaziva pravu revoluciju u meteorskoj astronomiji. Pljusak Leonida 1832. godine je viđen iz Azije i istočne Evrope kada je astronom-amater Semjonov uočio pojavu radijanta — da svi meteori prividno izviru iz jedne tačke (ili jako uske oblasti). Međutim, za godinu rođenja meteorske astronomije se najčešće uzima 1833. godina kada je u noći 12. novembra iz zapadne Evrope i SAD-a viđen pljusak Leonida sa više hiljada meteora u minuti. Uz toliki broj meteora bilo je očigledno da svi imaju početnu tačku u sazvežđu Lava. Ovaj pljusak je pobudio znatno interesovanje naučne javnosti za meteore. Francuski naučnici Bio i Fransoa Arago su krenuli u pročavanje kineskih, japanskih i koejskih zapisa, ustanovivši da u kineskim analima postoje zapisi o Leonidima stari 3500 godina i da je dobro pozato da se na svakih 33 godine dešava pljusak meteora u novembru.

Arago je, nakon pljuska Leonida, postavio pitanje koliko se može očekivati meteora u noći bez pljuska i ima li još pljuskova osim novembarskih. Odgovor na ovo pitanje je potražio Adolf Ketele, osnivač i direktor opservatorije u Briselu čija je strast bila statistika. U izlaganju pred Kranjevskom akademijom nauka i umetnosti u Briselu, 3. decembra 1836, Ketele je izneo zapažanje da se u proseku može očekivati 8 meteora na sat, ali da je zapazio i pojačanu aktivnost meteora između 8. i 15. avgusta. Američki fizičar i geolog Džon Lok je već 11. avgusta 1834. u jednom malom dnevnom listu u Sinsinatiju opisao svoje zapažanje da postoji meteorski roj čiji je maksimum oko 9. avgusta, a radijant u Perseju, po čemu je ovaj roj dobio naziv Perseidi. Nezavisno od Loka i Ketelea, Edvard Herik, bibliotekar na Jejlu, je otkrio postojanje ovog avgustovskog roja, a analizom starih zapisa našao je 7 pominjanja Perseida, od 1029. u Egiptu do 1833. u Engleskoj. Herik je svoje zapažanje objavio januara 1838. Već sledeće godine, Herik je objavio Keteleovo zapažanje da su Perseidi poznati već vekovima među vernicima Engleske i Nemačke kao „vatrene suze svetog Lavrentija“, rimskog arhiđakona koji je mučen i pogubljen 10. avgusta 258.

Matična tela meteorskih rojeva

Kometa 3D/Bjela nakon raspadanja na 2 fragmenta 1846.

Sledeći veliki korak u istraživanju meteora je bilo utvrđivanje njihove veze sa kometama. Očekujući povratak Leonida, 1865-1866, organizovana su sistematska istraživanja meteora širom Evrope (Viljem Dening u Engleskoj, Đovani Skjapareli u Italiji) i SAD (Herbert Njutn). Denison Olmsted, profesor sa Jejla koji je posle pljuska 1833. započeo meteorsku astronomiju u SAD, je prvi (već 1836. godine) sugerisao moguće zajedničko poreklo meteora i kometa. Prva stvarna veza je objavljena 1867 — Skjapareli je pokazao da Perseidi imaju iste orbitalne elemente kao kometa 109P/Svift-Tatl. Međutim, Skjapareli nije imao dovoljno dobre podatke da bi utvrdio matično telo Leonida, vezu Leonida i komete 55P/Templ-Tatl je otkrio 1867. nemački astronom Karl Fridrih Vilhelm Peters.

Američki astronom Denijel Kirkvud je 1861. izneo pretpostavku da su meteorske čestice ostaci nekadašnjih kometa, ali ovaj rad nije bio zapažen sve dok 1867. nije objavio knjigu o astronomiji u kojoj je izneo i ovu ideju. Ključ prihvatanja veze kometa i meteora došao je sa Andromedidima. Kometa 3D/Bjela je otkrivena prvi put 1772, zatim reotkrivena 1805, nakon čega je ustanovljeno da se radi o istoj kometi, sa periodom od 6,7 godina. Ponovo je viđena 1826. i 1832. ali je bila slabo vidljiva 1839. Kada se pojavila ponovo 1846. ustanovljeno je da se rapsla na dva fragmenta. Viđena je još samo pri sledećem prolasku 1852, ali je uočen pljusak meteora koji je koincidirao sa prolascima Bjele i bio istog perioda. Andromedidi, kako je nazvan ovaj roj, imali su iste orbitalne elemente kao Bjela, što je dokazao austrijski astronom Edmund Vajs. Vajs je predviveo jak pljusak Andromedida za 1872. godinu, i predviđanje se i obistinilo, kao definitivna potvrda veze kometa i meteora.

Razvoj novih posmatračkih tehnika

Meteorska fotografija

Sledeći pljusak Andromedida je bio najavljen za 1885. Ladislav Vajnek je za ovaj događaj pripremio dve kamere, jednu u Pragu i drugu u Drezdenu. Uspeo je da snimi jedan peteor kamerom iz Praga, što je prva fotografija meteora. Sa poboljšanjem fotografske emulzije povećao se broj snimljenih metera, najčešće sporedno, pri fotografisanju drugih nebeskih objekata. U Jejlu (Viljem Elkin) i Moskovskoj opservatoriji se nezavisno 1893. počelo sa upotrebom rotirajućeg zatvarača za određivanje ugaone brzine meteora. Mehanizam koji je Elkin koristio bio je krajnje jednostavan — iznad kamere je postavio točak bicikle, a jednu polovinu točka je pokrio neprovidnim materijalom i podesio da se točak okreće fiksnom brzinom. Elkin je iste godine započeo sa sistematskim fotografisanjem meteora, a pratili su ga Sikora u SSSR-u i opservatorija koledža u Harvardu.

Meteorski spektri

Prvi spektar meteora je slučajno, snimajući spektre zvezda, snimio 1897. Edvard Pikering sa Harvarda. Prvi uspešan program sistematskog snimanja meteorskih spektara je pokrenuo 1904. Sergej Blaško sa Mokovske opservatorije.

Kanadski astronom Piter Milman je 1934. objavio prvu sistematsku studiju meteorskih spektara. Od onda, meteorski spektri se snimaju redovno, upotrebom kako prizme tako i difrakcione rešetke. Ovi spektri sadrže informacije o sastavu i meteoroida i atmosfere.

Upotreba radara

Džordel Benk eksperimentalna stanica 1945.

Radio teleskopi u Džordel Benk opservatoriji danas.

Kada je 12. februara 1942. 20 nemačkih brodova isplovilo iz Bresta, a britanski radari nisu opazili ovaj pokret zbog smetnji koje su imali, Armijska operativna istraživačka grupa (Army Operational Research Group) je dobila zadatak da istraži ovaj problem. Zadatak je poveren Džejmsu Haju, britanskom fizičaru. Haj je ustanovio da je smetnja bila posledica pojačane aktivnosti Sunca. Osim toga, zaključio je da su radarski signali koji su pogrešno tumačeni kao tragovi raketa Fau-2 zapravo tragovi meteora. Ove svoje zaključke je Haj smeo da objavi tek po završetku Drugog svetskog rata. Nakon Drugog svetskog rata, već 1945. godine, jedan rashodovani vojni radar je dodeljen Univerzitetu u Mančesteru, koji je osnovao eksperimentalnu stanicu Džordel Benk (danas opservatorija Džordel Benk). Prednost upotrebe radara u meteorskoj astronomiji se ogleda u tome što je dovoljan jedan radar za određivanje položaja i brzine meteora, činjenici da je radarom moguće detektovati i slabije meteore od onih vidljivih golim okom, kao i što može detektovati meteore bez obzira na vremenske prilike (oblačnost, maglu, kišu), pa čak i po danu. Ovo poslednje je dovelo do otkrića brojnih dnevnih radio-rojeva.

Video-posmatranja meteora

Video posmatranja predstavljaju najmlađu i jednu od najnaprednijih tehnika za posmatranje meteora. Početkom sedamdesetih godina 20. veka, profesionalni astronomi su uveli ovu tehniku, da bi im se do kraja osamdesetih pridružili i amateri (u Japanu 1986. i Holandiji 1987). Od tada, video posmatranja meteora su dostigla značajan naučni nivo, a od posebnog interesa su mreže kamera koje su automatizovane tako da rade svake vedre noći i snimke direktno prenose na računar. Takva redovna aktivnost je započela u Nemačkoj 1999. godine, i iz ove grupe je proistekla IMO video meteorska mreža. Slične mreže su uspostavljene 2004. u Japanu i Poljskoj. Do 2007. godine, IMO video meteorska mreža je imala 30 kamera raspoređenih na 22 posmatračka mesta u 9 evropskih država, sa ukupno preko 200.000 snimaka meteora. U Japanu, SonotaCo mreža je do 2008. godine naraska na 31 posmatračko mesto sa preko 130 kamera i preko 140.000 snimljenih meteora, iz kojih je pouzdano izračunato 18.650 orbita meteoroida. U Poljskoj, Poljska mreža za bolide (engl. Polish Fireball Network) imala je 2008. godine 13 posmatračkih mesta sa ukupno 24 kamere, sa oko 20.000 časova efektivnog snimanja i isto toliko snimljenih meteora godišnje

Radi promovisanja i koordinisanja video-posmatranja meteora, Međunarodna meteorska organizacija (IMO) je 1997. godine na Međunarodnoj meteorskoj konferenciji u Petnici formirala posebnu video-komisiju.

Razvoj teorijskih objašnjenja

Početkom 20ih godina 20. veka, zanimanje za meteore je naglo poraslo u vezi sa proučavanjem gornjih slojeva atmosfere. Britanski naučnici Frederik Lindeman i Gordon Dobson su već 1923. primenili aproksimativnu fizičku teoriju meteora pri proučavanju strukture viših slojeva atmosfere. Sovjetski radio inženjer Nikolaj Ivanovič je 1931. objavio rad o eksperimentalno ustanovljenoj vezi između meteorskih fenomena i jonizacije atmosfere. Tridesetih godina su postavljeni temelji proučavanju atmosfere pomoću fotografija meteora. Razvojem meteorske fotografije bilo je moguće ustanoviti fizičke osobine (temperaturu, gustinu) atmosfere do 120 km. Osim toga, ustanovljeno je da postoje dve vrste meteorskih čestica — guste i mehanički čvrste čestice i druga klasa vrlo krhkih tela koja se lako raspadnu pri prolasku kroz atmosferu. Nadežda Sitinska je 1940. uspostavila vezu između mase meteoroida i sjajnosti meteora. Sovjetski astronom Boris Levin je pedesetih godina razvio vrlo detaljnu fizičku teoriju meteora. Danas se istraživanja nastavljaju na četiri fronta — proučavanje meteoroida, njihovog sastava i porekla (spektrometrijom meteora i analizom meteoroida); proučavanje uticaja koje meteoroidi trpe u orbitama (gravitacioni i negravitacioni uticaji); proučavanje interakcije meteoroida i atmosfere (fizička teorija meteora) i uloga meteoroida i meteorita u razvitku Sunčevog sistema.

Povezano

• Krater
• Kiša meteora
• Meteorid
• Meteorit
• Tektit

Izvori

Meteor na Wikimedijinoj ostavi