Метеорная астрономия
(некоторые основные термины и понятия)

Наблюдение метеоров - одна из самых перспективных научных задач, за которую может взяться любитель астрономии. Особенно привлекает то, что эти наблюдения легко проводятся невооруженным глазом! Краткое описание того, что называют метеорами, болидами и метеоритами (это разные вещи) вы можете найти на нашей специальной страничке. Там же - некоторые полезные ссылки...
А здесь я попробую пояснить некоторые "метеорные термины":
В отдельные дни каждого года Земля, в своем движении вокруг Солнца, пересекает орбиты еще существующих и уже разрушившихся комет. В эти ночи количество сталкивающихся с нашей планетой космических пылинок может значительно возрастать. Обладая огромными скоростями, такие пылинки быстро разогреваются и сгорают в земной атмосфере, порождая то, что мы называем метеорами (раньше их называли "падающими звездами" - что в принципе неверно, но визуально очень похоже)... Принято говорить, что в это время действует метеорный поток. Обычно указывается период активности и дата максимума для каждого метеорного потока. Момент максимума может быть размытым по времени, и тогда это требует специальной пометки: в таблицах IMO такие даты заключены в круглые скобки - справедливо и для малоизученных потоков.


Вследствие эффекта перспективы, двигающиеся по параллельным траекториям частицы кажутся нам вылетающими из определенной малой области (точки) на небе. Такая точка в метеорной астрономии называется радиантом потока. В зависимости от того, на какое созвездие проецируется радиант, обычно и происходит название метеорного потока: (Лириды - Лира; Ориониды - Орион; Леониды - Лев; Геминиды - Близнецы и т.п. - см. страничку с названиями созвездий). Для более точного позиционирования внутри созвездия, в таблицах указываются усредненные экваториальные координаты радианта на небе и его ежесуточное положение (дрейф вследствие движения Земли внутри метеорного роя). В отличие от общепринятых, прямое восхождение в метеорной астрономии зачастую указывается не в часовой, а в градусной мере (перевод прост: 24 часа = 360°, откуда 1 час = 15°; 1 минута - 15' и т.д.).
Казалось бы, времена действия и моменты ожидаемых максимумов метеорных потоков должны повторяться из года в год с большой точностью. Однако, за один оборот вокруг Солнца (год) Земля делает примерно 365.2425 оборотов вокруг своей оси (суток). Плюс ко всему, Земля движется по своей орбите неравномерно, в полном соответствии с законами Кеплера: чуть быстрее в перигелии (начало января - 30.29 км/с), и чуть медленнее в афелии (начало июля - 29.79 км/с).
Мы измеряем время равными интервалами по 24 часа (от полуночи до полуночи), не обращая внимания на движение Земли по орбите. В результате оказывается так, что в один и тот же час, одной и той же даты (допустим, 03ч 50м 27 января - момент моего рождения), положение нашей планеты на своей орбите в разные годы будет слегка различаться (опять же - бывают ведь еще и более длинные, "високосные годы"!)... Другими словами: одно и то же положение Земли на своей орбите в разные годы может приходиться на разные моменты времени!! Все это привело к тому, что в метеорной астрономии базовой единицей измерения времени является именно положение Земли на орбите, а не конкретная календарная дата.
Такой единицей стала некая истиная долгота Солнца - l (лямбда) - угол, отсчитываемый вдоль эклиптики, от момента прохождения центром солнечного диска точки весеннего равноденствия: 0°-360° (0° в каждый последующий момент весеннего равноденствия)...
Так, встреча с центральной осью (момент максимума) одного из первых ежегодных метеорных потоков "Квадрантиды", обычно приходится на l=283,16°. С помощью специальных формул или готовых таблиц всегда можно определить и более привычный для нас календарный момент такого события. Детальные таблицы долготы Солнца можно найти на сайте Международной метеорной ассоциации IMO (с интервалом в 2 часа на каждый день года)...
V, r и ZHR - соответственно: скорость влета частиц потока в земную атмосферу; популяционный индекс и зенитное часовое число (см. ниже).
  • Скорость встречи с Землей V определяет "внешний вид" метеоров. Поскольку круговая скорость движения Земли по орбите составляет приблизительно 30 км/с, а максимальная (параболическая относительно Солнца) скорость частиц не длжна превышать ~42 км/с, то диапазон относительных скоростей встречи нашей планеты с метеороидами должен заключаться в диапазоне от 12 км/с (догоняющие Землю) до 72 км/с (лобовое столкновение)...
    Можно отметить, что более медленные метеоры обычно выглядят желтыми и красными, не успевая раскалиться добела и оставить за собой интенсивный светящийся ионизационный след в атмосфере. В то время как самые быстрые кажутся наблюдателям бело-голубыми вплоть до зеленоватых, с заметными следами даже у слабых метеоров.
  • Популяционный индекс r. Понятно, что слабых метеоров должно быть больше, чем ярких (мелких пылинок больше, чем крупных). И популяционный индекс помогает установить такое распределение количественно. По определению, он отражает отношение числа метеоров величины m+1, к числу метеоров величины m. Например для Персеид r = 2.6, что должно означать, что для этого потока метеоров, например, 5 величины (m+1) появляется примерно в 2.6 раза больше чем четвертой. Которых, в свою очередь, в 2.6 раза больше, чем третьей (3m) и т.д... Зачастую этот показатель может отличатся для ярких и слабых метеоров.
    Дополнение 1: Чем меньше r, тем обычно старше поток. Это следует из того факта, что большинство мелких метеороидов, которые могут стать причиной высоких r, уже успели покинуть его по различным причинам. Таким образом, малые значения r указывают на то, что в потоке преобладают более яркие метеоры. Считается, что для спорадических (случайных, непоточных) метеоров r приблизительно равно 3.
    Дополнение 2: Чем выше популяционный индекс, тем больше метеоров мы будем пропускать при плохой прозрачности неба. В вышеупомянутом примере, если предельная видимая звездная величина будет ограничена 4.5m, то мы пропустим все метеоры 5 величины, которых должно быть в 2.6 раза больше чем меторов 4-ой величины.
  • Зенитное часовое число - ZHR - (zenital hour rate). Это расчетная величина, характеризующая активность потока, и показывающая сколько метеоров в час смог бы увидеть наблюдатель, если бы его предельная видимая звездная величина (см. ниже) равнялась теоретической (6.5m), при расположении радианта потока в зените (прямо над головой). Реально наблюдаемые индивидуальные значения ZHR обычно меньше и должны быть пересчитаны к стандартному значению с помощью специальных процедур, учитывающих качество неба и высоту радианта.
    Существует несколько способов для вычисления ZHR. Некоторые из них достаточно сложны и пытаются учесть множество дополнительных факторов, вплоть до учета облачности в месте наблюдения и индивидуальных свойств зрения наблюдателя (так называемый коэффициент замечаемости метеоров). Описываемая ниже формула не учитывает таких нюансов, но тем не менее вполне может применяться для быстрой качественной оценки активности того или иного метеорного потока:

           HR * r^(6.5-LM)
    ZHR = ------------------ , где: 
                Sin H
    
    HR - (hourly rate) - число метеоров, замеченное вами за час наблюдений;
    LM - (limiting magnitude) - предельна видимая звездная величина во время наблюдений;
    H - (height) - высота радианта над горизонтом.

    Поясним это на примере: 8 октября 1998г автору удалось стать свидетелем редкой вспышки активности метеорного потока Драконид (r = 2.6). В тот вечер максимум активности пришелся на 13-14 часов UT с явным 20-минутным пиком с серединой около 13ч15м (l=195.084°), в течение которого были зафиксированы 22 метеора. Наблюдения проводились при ясном небе с балкона квартиры (высота радианта 62° и LM=4.2).
    Если бы такая активность продержалась в течение часа (22шт * 3 интервала по 20 мин = 66 шт/час), то

           66 * 2.6^(6.5-4.2)
    ZHR = ------------------   = 670, что хорошо совпадает с данными других очевидцев (ZHR до 700).
                0.888
    
    Приводимая фомула справедлива для LM менее 6.5. Если условия наблюдений близки к идеальным, и вы видите звезды слабее 6.5m, то показатель степени для r надо брать 1-(LM-6.5)

    МАЛЫЙ МЕТЕОРНЫЙ СЛОВАРЬ:

    Радиант - воображаемая точка на небесной сфере, в которой сходятся пути нанесенных на карту метеоров (см. выше). Определяет конкретное созвездие и, как правило, название метеорного потока...


    Предельная величина (Limiting magnitude) - звездная величина самых слабых звезд, которые видны во время патрулирования активности метеорного потока. Сильно зависит от состояния неба (дымка, туман) и от световой засветки (наличие Луны над горизонтом, наличие городской засветки и т.п...). Существуют удобные "стандартные площадки IMO", помогающие определить этот важный параметр (на крайний случай вы всегда можете воспользоваться и околополярным созвездием Малой Медведицы). Понятно, что чем лучше (темнее) небо - тем больше метеоров может заметить отдельный наблюдатель...
    Болид - очень яркий метеор, обычно с визуальной звездной величиной от минус 4 (-4m) и ярче. Пролет очень яркого болида может сопровождаться взрывом (дроблением) и выпадением на Землю его несгоревших в атмосфере фрагментов, которые называют метеоритами...
    Базисные наблюдения - одновременные наблюдения метеоров из двух пунктов, разнесенных на расстояние в несколько десятков километров. Позволяют построить трехмерную модель пролета метеора (болида) и даже вычислить орбиту родоначального метеороидного тела!
    Визуальные, фотографические, видео- и радионаблюдения - разновидности наблюдений метеорной активности:
    Визуальные наблюдения позволяют покрывать значительные области неба и судить о реальной метеорной активности, в особенности при групповых наблюдениях.
    Фотографические наблюдения ценны в плане документальности и возможости определения метеороидных орбит (при базисных наблюдениях). Значительно уступают по чувствительности визуальным наблюдениям (в зависимости от качества оптики и фотоэмульсии, реальная величина фиксируемых на снимке метеоров редко превышает 2m).
    Видеонаблюдения - современная разновидность фотографических наблюдений, с применением электроннооптических преобразователей (усилителей яркости объектов) и высокочувствительной видеокамеры. В лучших случаях могут сравниться, и даже превысить качество визуальных наблюдений! По точности сравнимы с фотонаблюдениями, а по пределу обнаружения - с визуальными наблюдениями...
    Радионаблюдения - очень интересный способ, позволяющий оценивать метеорную активность даже при облачной погоде и в светлое время суток! Используется качественный УКВ/FM приемник, точно настроенный на частоту одной из радиостанций, удаленных от вас на большое расстояние (порядка 1000 км). В этом случае прямой прием сигнала отсутствует. Но, при пролете метеора в направлении между вашей антенной и передающей станцией, создается ионизированный шлейф, способный отражать радиоволны - в приемнике появляется кратковременный сигнал!
    В самое начало    Солнечная система    Кометы    Метеоры