Hvězdárna Valašské Meziříčí
www.astrovm.cz
   


02.05.2018
Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Cokoliv se šustne nad obzorem, o tom čeští astronomové dobře vědí. A nezáleží na tom, že tentokrát proťal zářící objekt oblohu nad hranicí Maďarska a Chorvatska. Pomocí dálkové radarové detekce, pozorování pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch, kamerových systémů a velmi kvalitních spektrografů lze odhalit tajemství jasného objektu za hranicemi České republiky.

27.03.2018
Krteček letí znovu do vesmíru

V sobotu 24. března patřila hvězdárna opět rodinám s dětmi. Po únorové „Procházce sluneční soustavou“ jsme si pro ně tentokrát připravili program s názvem Krteček letí znovu do vesmíru. Krtek se poprvé vydal do vesmíru se svým velkým kamarádem - americkým astronautem Andrew Feustelem - v roce 2011, kdy na oběžné dráze Země strávili společně 16 dní. Ve středu 21. března se vypravili do vesmíru podruhé. Odletěli z kosmodromu Bajkonur v ruské raketě Sojuz k Mezinárodní vesmírné stanici ISS. Jejich mise bude tentokrát trvat skoro půl roku a krtkův kamarád Andrew bude dokonce 3 měsíce velitelem celé stanice.  

06.03.2018
Zastavení ministra kultury na valašskomeziříčské hvězdárně

Včera odpoledne 5. března 2018 ředitel hvězdárny Ing. Libor Lenža doslova a do písmene „kosmickou rychlostí“ představil ministru kultury PhDr. Iljovi Šmídovi naši valašskomeziříčskou hvězdárnu.

Přihlašte se k odběru aktualit AKA, novinek z hvězdárny a akcí:

Více informací o zasílání novinek

Nacházíte se: Úvodní stránka » O nás » Novinky » Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

02.05.2018

Cokoliv se šustne nad obzorem, o tom čeští astronomové dobře vědí. A nezáleží na tom, že tentokrát proťal zářící objekt oblohu nad hranicí Maďarska a Chorvatska. Pomocí dálkové radarové detekce, pozorování pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch, kamerových systémů a velmi kvalitních spektrografů lze odhalit tajemství jasného objektu za hranicemi České republiky.

Hvězdárna ve Valašském Meziříčí spolu s Ústavem fyzikální chemie J. Heyrovského Akademie věd ČR ve spolupráci s Hvězdárnou Františka Krejčího v Karlových Varech vytvořily konsorcium zabývající se pozorování meteorů pomocí vlastní sítě spektrografů, radarů a monitorů ionosféry a také studiem plazmatu meteorů v laboratorních podmínkách. Ve spolupráci s Ústavem fyziky plazmatu AV ČR vytvoříme tento rok padající hvězdu pomocí nejvýkonnějšího terawattového laseru ve střední Evropě, pražského Asterixu. Možná bude podobná jasnému maďarskému bolidu. Ale o tom snad někdy příště. Nyní se vydejme pátrat po jeho tajemství. Co všechno lze odhalit na dálku z pohodlí českých hvězdáren?

Je soumrak 8. dubna 2018. Kamery Středoevropské meteorické sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) a Maďarské meteorické sítě HMN (Hungary Meteor Network) spatří velmi jasný bolid (abs. mag. = -9,1m). Jeho osmivteřinový sestup atmosférou (a to je na meteor opravdu hodně) začal nad jihozápadním Maďarskem a skončil nad severním cípem Chorvatska. Poetický přírodní úkaz dostává v naší databázi strohé číselné označení 20180408_184733.

Obrázek 1: Detailní snímek spektra bolidu zaznamenaný spektrografem na Hvězdárně Valašské Meziříčí.
Obrázek 2: Signál radaru GRAVES (FRA) zachycený na Hvězdárně Valašské Meziříčí. Červené linie vyznačují čas, kdy byl bolid zaznamenán kamerami. Autoři kompozice: Vojtěch Laitl a Petr Kubelík

Je uvedeno, že patří mezi sporadické meteory a nemá tedy příslušnost k některému známému meteorickému roji. O to je však vzácnější. Průlet tělesa, jehož absolutní jasnost se blížila jasnosti Měsíce v úplňku, byl také pozorován četnými náhodnými pozorovateli z řad veřejnosti v Česku, Rakousku, Německu, Maďarsku, Slovinsku, Chorvatsku a na Slovensku. Kromě toho jej zaznamenaly také kamery Evropské bolidové sítě koordinované Astronomickým ústavem AV ČR (viz zpráva Dr. Spurného).

Pozorování bylo také zajištěno kamerami Hvězdárny Valašské Meziříčí (obrázek 1) a rovněž radary, které tato hvězdárna provozuje ve spolupráci s Ústavem fyzikální chemie J. Heyrovského, radarový odraz je ukázán na obrázku 2.

Kromě toho Ústav fyzikální chemie provozuje ve spolupráci s Hvězdárnou Valašské Meziříčí baterii velmi kvalitních spektrografů s vysokým rozlišením a pomocí programu Meteor Master vyvíjeného na našem pracovišti pod vedením Dr. Petra Kubelíka jsme schopni operativně odhadnout prvkové složení padajícího tělesa a katalogizovat jej. Spektrum meteoru spolu s přiřazením spektrálních čar je ukázáno na obrázku 3.

Obrázek 3: Spektrum bolidu fitované programem Meteor Master a doplněné spektrem ablační laserové jiskry na povrchu vzorku meteoritu. V tomto případě se ale jedná o klasický kamenný chondrit, který jak dobře ukazuje obrázek, se vyznačuje slabšími liniemi železa, než pozorovaný maďarský bolid, zařazený programem mezi pallasity. Autoři obrázku: Martin Ferus a Petr Kubelík
 
  Obrázek 4: Pallasit - vitrážové okno do kosmu. Autor: Martin Ferus

Pod spektrem meteoru je ukázáno ještě spektrum simulované pomocí ablace vzorků meteoritů výkonným laserem – laboratorní padající hvězda. Na základě spektrální analýzy je patrné, že se jednalo o objekt velmi bohatý na železo, nicméně obsahujícího také kamenné horniny. Při podrobném porovnání kvantitativního zastoupení jednotlivých prvků, jak je shrnuto v tabulce 1, lze usoudit, že padající objekt by bylo možno zařadit mezi na železo velmi bohaté železo-kamenné meteority, siderity. Ty se dělí do dvou skupin, a to na pallasity a mesosiderity, u nichž se předpokládá, že vznikly při fragmentaci diferenciovaného tělesa, smíšením hmoty na rozhraní Fe-Ni jádra a pláště bohatého na silikátové minerály.  Vzhledem k zjištěnému nízkému zastoupení vápníku ve spektru bolidu, lze usoudit, že se jedná spíše o pallasit. Pallasity jsou překrásné železné meteority s vyskytujícími se inkluzemi zeleného olivínu. Na řezu vypadají jako vitrážová skla z kostela, jak je vidět na obrázku 4. Tomu dobře odpovídá poměr mezi železem a hořčíkem, ale zcela jasně by to bylo patrné jedině v případě, že by se vzorek meteoritu skutečně našel.

Druh

Označení

Ca

Cr

Fe

Mg

Mn

Na

SPO 20180408_184733 0,010 0,010 2,9 1 0,002 0,010
PER 20150812_232102 0,400 0,001 1,0 1 0,080 0,020
LEO 20151119_034504 0,100 0,001 1,0 1 0,080 0,010
TAU 20151028_202739 0 0 2,5 1 0 0,030
meteorit Pallasit Ahumada 0,001 0 2,5 1 0,002 0
Mesosiderit Patwar 0,900 0,020 1,4 1 0,040 0,050
Porangaba (L4) 0,200 0,050 1,5 1 0,030 0,030
Dhofar 1764 (CV3) 0,100 0,020 1,2 1 0,010 0,003
Dhofar 1709 (LL4) 0,200 0,050 1,4 1 0,020 0,020

Tabulka 1: Maďarský bolid a jeho chemické složení v porovnání s některými výpočty publikovanými naším týmem a složením vybraných vzorků meteoritů. Autor: Martin Ferus, Petr Kubelík a Lukáš Petera

Dráha bolidu v atmosféře začala ve výšce 89 km při rychlosti skoro 20 km/s. Teplota plazmatu obklopujícího meteor dosáhla kolem 3 500°C a po 125 km dlouhém letu pod ostrým úhlem 30° přestala být stopa meteoru pozorovatelná 27 km nad zemským povrchem. Téměř sto kilogramový meteoroid v tu chvíli vážil asi 140 g. Na základě výpočtů lze říci, že nádherný pallasit dosáhnul zemského povrchu! Znalost atmosférické dráhy nám také přináší informace o trajektorii tělesa ve Sluneční soustavě, ukázané na obrázku 5.

Obrázek 5: 3D projekce (vlevo) atmosférické dráhy bolidu 20180408_184733 na povrch Země (zdroj mapového podkladu: Google Earth, Google Inc.) a projekce dráhy bolidu ve Sluneční soustavě (vpravo), včetně vlivu decelerace (polární systém souřadnic). Autor: Jakub Koukal

Díky výpočtu dráhy ve Sluneční soustavě se dostáváme k chemickému složení vzorku meziplanetární hmoty s identifikací konkrétního místa, máme těleso s kompletním rodokmenem. Navíc, takový vzorek k nám příroda vyslala z kosmických dálav zcela zdarma. Jde jen o to, počkat si na něj se spektrální kamerou a být připraven. Sen Harlowa Shapleyho, který předpověděl velký přínos studia chemického složení meteorů v kombinaci s přesným výpočtem jejich dráhy, se stává velmi pomalu realitou. Cílem však musí být široká dostupnost tohoto nástroje pro potřeby nejenom erudovaných vědeckých pracovišť, ale i pro systematické záznamy pořizované desítkami amatérských astronomů – to je pro potřeby statistiky to nejdůležitější. V budoucnu se to jistě podaří.

Poděkování

Experimentální práce zabývající se simulací meteorů pomocí výkonných laserů je podpořena grantem č. 18-27653S Grantové agentury ČR. Observační síť pro pozorování meteorů byla a je podporována programem Spolupráce mezi pracovišti Akademie věd České republiky a regionálními partnery v rámci projektu SeLOS - Společná laboratoř observační spektroskopie reg. č. R200401801 a Studium ionosférického plazmatu pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch (SID) reg. č. 200401721.

 

DETAILNÍ ANALÝZA

Vizuální pozorování bolidu

 
 
Obr. D1: Histogram rozložení relativních jasností bolidu z vizuálních pozorování (zdroj IMO). Autor: Jakub Koukal

Mnoho náhodných pozorovatelů v Česku, Rakousku, Německu, Maďarsku, Slovinsku, Chorvatsku a na Slovensku vidělo jasný bolid trvající bezmála 8 vteřin, který osvětlil krajinu jasem blížícím se jasu Měsíce v úplňku. V databázi pro hlášení bolidů na stránkách IMO (International Meteor Organization) se v současné době (ke dni 14.4.2018) nachází 53 hlášení od vizuálních pozorovatelů z těchto zemí. Většina pozorovatelů udává jasnost bolidu okolo -10m, našli se ovšem i tací, kteří odhadli jeho jasnost kolem -25m, tedy srovnatelnou se Sluncem. Části všímavých pozorovatelů neunikla fragmentace tělesa během letu a někteří z nich také udávají doprovodné sonické efekty - hlavně opožděné dunění po přeletu bolidu. Paleta možných barev bolidu je poměrně různorodá, nicméně převažuje žlutá a oranžová. Rozložení pozorovacích stanovišť z hlášení v databázi IMO ukazuje přehledná mapa „hustoty“ hlášení pozorovatelů v jednotlivých zemích (Obr. D2), histogram pak ukazuje rozložení relativních jasností z jednotlivých hlášení (Obr. D1).

Obr. D2: Mapa „hustoty“ hlášení vizuálních pozorování bolidu v Česku, Rakousku, Německu, Maďarsku, Slovinsku, Chorvatsku a na Slovensku. Autor: IMO

 

Video pozorování bolidu

 
 
Obr. D3: Souhrnné snímky bolidu 20180408_184733 ze stanice sítí CEMeNt a HMN: A/ HUSOR2 (HMN, Jonás Károly), B/ pořízené spektrum bolidu, stanice Valašské Meziříčí SPSE (CEMeNt, Hvězdárna Valašské Meziříčí), C/ Blahová 02 (CEMeNt, UMa Astronomy), D/ Zvolenská Slatina (CEMeNt, Vladimír Bahyl). Autor kompozice: Jakub Koukal

Bolid 20180408_184733 byl zaznamenán kamerami sítě CEMeNt a HMN dne 8.4.2018 v 18h47m33,7 ± 0,1s UT. V rámci sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) byl bolid zaznamenán přímo na 3 stanicích (Obr.D3). Záznam letu bolidu je k dispozici ze stanic Blahová 02 (SK, UMa Astronomy - Tibor Csorgei), Zvolenská Slatina (SK, Vladimír Bahyl) a Maruška SE (CZ, Jakub Koukal - pouze prvních 0,54 s letu bolidu). V rámci sítě HMN (Hungary Meteor Network) byl bolid zaznamenán přímo na 2 stanicích (Obr.D3). Záznam letu bolidu je k dispozici ze stanic HUSOR2 (HU, Jonás Károly) a HUBEC (HU, Zsolt Perkó). Kromě těchto stanic bylo zaznamenáno spektrum průletu bolidu ze spektrografu Valašské Meziříčí SPSE (CZ, Hvězdárna Valašské Meziříčí), které je klíčové pro zjištění chemických vlastností tělesa. Celkem bylo zaznamenáno 35 snímků spektra ve snímkovací frekvenci 15 sn/s, z nichž bylo použito pro analýzu spektra 30 snímků s dostatečných S/N odstupem (Obr.D3).

Důležitými pro výpočet dráhy bolidu byly také záznamy provedené DSLR technikou (Obr.D4). Nejvíce vypovídající, s ohledem na průběh letu bolidu je fotografie ze stanoviště Dávod (HU, S. Pócsai) a fotografie ze stanoviště Veszprém (HU, M. Landy-Gyebnar). Fotografie ze stanoviště Levelek (HU, Z. Biró) je limitována nízkou výškou úkazu nad obzorem a chybějícími srovnávacími hvězdami pro astrometrii. Snímek z celooblohové kamery ze stanoviště Zselickisfalud (HU, S. Rafael) sice ukazuje průběh letu bolidu v celé délce, rozlišení COK sestavy je ovšem nízké a celkové úhlové rozlišení je nižší jak poloměr Měsíce v úplňku (16,9 ′/px), rovněž distorze pole COK je značná.

Obr. D4: Souhrnné snímky bolidu 20180408_184733 z DSLR a celooblohové kamery: A/ Veszprém (HU, M. Landy-Gyebnar), B/ Levelek (HU, Z. Biró), C/ Zselickisfalud (HU, S. Rafael), D/ Dávod (HU, S. Pócsai). Autor kompozice: Jakub Koukal

 

Atmosférická dráha, radiant a heliocentrická dráha bolidu

Pro výpočet atmosférické dráhy bolidu a dráhy meteoroidu ve Sluneční soustavě byly použity nahrávky pořízené ze stanic Blahová 02, Zvolenská Slatina, HUSOR2 a také DSLR snímek ze stanoviště Dávod. Zpracování záznamů ze stanic Blahová 02 a Zvolenská Slatina bylo provedeno programem UFOCapture, zpracování ze stanice HUSOR2 programem MetRec a zpracování DSLR snímku ze stanoviště Dávod programem AstroRecord. Průmět počátku atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N46,9578° E17,6059° poblíž obce Kapolcs (HU), výška meteoru v tomto okamžiku činila 88,7 km nad povrchem Země. Průmět konce atmosférické dráhy se nacházel na souřadnicích N46,2085° E16,6870° poblíž obce Cvetkovec (CRO), výška meteoru v tomto okamžiku činila 27,2 km nad povrchem Země (Obr.D5). Bolid dosáhl absolutní jasnosti -9,1m a během 7,84 s letu urazil v atmosféře Země vzdálenost 125,2 km (Tab.D2).

Obr. D5: 3D projekce (vlevo) atmosférické dráhy bolidu 20180408_184733 na povrch Země (zdroj mapového podkladu: Google Earth, Google Inc.) a projekce dráhy bolidu ve Sluneční soustavě (vpravo), včetně vlivu decelerace (polární systém souřadnic). Autor: Jakub Koukal

Těleso vstoupilo do atmosféry Země pod poměrně nízkým úhlem 29,78°, rychlost před vstupem do atmosféry byla 19,58 km/s. Rychlost na konci pozorované atmosférické dráhy pak byla 4,75 km/s. Jednalo se tedy o pomalý bolid, geocentrická rychlost meteoroidu byla pouze 15,88 km/s (Tab.3). Geocentrický radiant o souřadnicích (αg/δg) 248,99°/50,69° se nacházel na pomezí souhvězdí Draka a Herkula. Dráha meteoroidu ve Sluneční soustavě (Tab.D1) před jeho vstupem do gravitačního pole Země byla velmi podobná dráze Země, nicméně se sklonem 28,74° k rovině ekliptiky. Dráha měla nízkou excentricitu (e = 0,175) a perihelium uvnitř dráhy Země (q = 0,9365 AU).

Heliocentrické orbitální elementy

Velká poloosa
a
1,136 ± 0,005 AU
Excentricita
e
0,175 ± 0,003
Vzdálenost perihelia
q
0,9365 ± 0,0004 AU
Vzdálenost afélia
Q
1,334 ± 0,006 AU
Argument perihelia
ω
235,548 ± 0,190°
Délka výstupného uzlu
Ω
18,6315°
Sklon
i
28,74 ± 0,12°
Heliocentrická rychlost
vs
31,47 ± 0,06 km/s
Tisserandův parametr
TPJ
5,39 ± 0,02

Tab.D1: Heliocentrické orbitální elementy bolidu 20180408_184733, včetně vlivu decelerace na dráhu bolidu. Autor: Jakub Koukal

 

Atmosférická dráha bolidu

Vstupní rychlost
vi
19,58 ± 0,26 km/s
Počáteční výška
HB
88,7 ± 0,1 km
Zeměpisná šířka průmětu počátku dráhy
φB
N 46,9578 ± 0,0013°
Zeměpisná délka průmětu počátku dráhy
λB
E 17,6059 ± 0,0027°
Koncová rychlost
vt
4,75 ± 0,32 km/s
Koncová výška
HE
27,2 ± 0,1 km
Zeměpisná šířka průmětu konce dráhy
φE
N 46,2085 ± 0,0016°
Zeměpisná délka průmětu konce dráhy
λE
E 16,6870 ± 0,0031°
Maximální absolutní jasnost
amag
-9,1 ± 0,3m
Celkové trvání letu 
dur
7,84 s
Celková délka letu
LD
125,2 ± 0,4 km
Sklon dráhy vůči povrchu Země
EA
29,78 ± 0,12°

Tab.D2: Parametry atmosférické dráhy bolidu 20180408_184733, včetně vlivu decelerace na dráhu bolidu. Autor: Jakub Koukal

 

Geocentrické orbitální elementy

Geocentrická rychlost
vg
15,88 ± 0,10 km/s
Rektascence radiantu
αg
248,99 ± 0,17°
Deklinace radiantu
δg
50,69 ± 0,10°

Tab.D3: Geocentrické orbitální elementy bolidu 20180408_184733, včetně vlivu decelerace na dráhu bolidu. Autor: Jakub Koukal

 

Fyzikální vlastnosti meteoroidu

 
 
Obr. D6: Kalibrované souhrnné spektrum bolidu 20180408_184733 s vyznačením hlavních emisních čar. Autor: Jakub Koukal

Pro odhad počáteční hmotnosti tělesa a jeho dalších fyzikálních vlastností lze v případě bolidu 20180408_184733 vycházet z heliocentrických dráhových elementů, atmosférické dráhy a také z chemických vlastností získaných z analýzy spektra bolidu ze spektrografu Valašské Meziříčí SPSE. 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 5 skupin. Bolid 20180408_184733 má hodnotu Tisserandova parametru TPJ = 5,39 (Tab.D1). Bolid podle tohoto členění patří do skupiny A-C, tedy do skupiny meteoroidů chondritického typu s asteroidálním původem. Do stejné skupiny patří i podle PE parametru, nicméně podle parametru KB, který je funkcí vlastností materiálu a povrchové teploty (Tab.D4) patří do skupiny uhlíkatých chondritů. Díky analýze zaznamenaného spektra bolidu (Obr.D6) bylo možné zpřesnit odhad objemové hustoty meteoroidu na ρm = 4760 kg/m3, neboť analýza chemického složení napovídá, že by meteoroid s největší pravděpodobností mohl patřit mezi kamenoželezná tělesa, konkrétně pallasity. S využitím parametrů, které charakterizují tvar, rychlost a další vlastnosti tělesa (Tab.D4) bylo možné provést výpočet počáteční a koncové hmotnosti tělesa. Paralelně s výpočtem dynamické vstupní hmotnosti md byl proveden výpočet fotometrické vstupní hmotnosti mf.

Počáteční a koncová hmotnost tělesa

KB parametr
KB
7,447 ± 0,005
PE parametr
PE
-4,325 ± 0,089
Objemová hustota
ρm
4760 ± 100 kg/m3
Koeficient odporu
Γ
0,92
Tvarový faktor
A
1,40
Počáteční dynamická hmotnost
md
98,7 ± 10,8 kg
Počáteční fotometrická hmotnost
mf
112,9 ± 16,2 kg
Koncová hmotnost
mk
0,14 ± 0,06 kg

Tab.D4: Počáteční a koncová hmotnost tělesa bolidu 20180408_184733, včetně vstupních parametrů. Autor: Jakub Koukal

Počáteční dynamická hmotnost meteoroidu před vstupem do atmosféry Země tedy byla 98,7 kg, po ukončení ablační fáze letu zůstalo pouze 0,14 kg z původní hmoty tělesa, v případě úlomků vzniklých fragmentací původního tělesa v průběhu letu došlo k jejich úplnému vypaření. Výpočet fragmentační pevnosti meteoroidu (TabD.5) vychází z rovnosti dynamického tlaku a pevnosti tělesa jako celku v okamžiku rozpadu meteoroidu. Hustota atmosféry v dané výšce rozpadu je počítána podle modelu U.S. Standard Atmosphere 1976, včetně hodnot ve výškách nad 86 km. Okamžiky rozpadu (fragmentace) tělesa byly určen z průběhu hodnot absolutní jasnosti bolidu ze stanice Blahová 02. Fragmentační pevnost hlavní části tělesa je 0,843 MPa, což ve spojení s hodnotou PE parametru řadí těleso do skupiny bolidů „typu I“ dle klasifikace, tedy obyčejných chondritů (OC). Zde je zcela jasně vidět, vzhledem k výsledkům spektrální analýzy, že určení typu tělesa podle dráhových parametrů není vždy spolehlivé a existují výjimky, jako v případě tohoto bolidu.

Fragmentační pevnost meteoroidu

Frag
Výška
Fragmentační pevnost

Ha (km)
σd (MPA)
A
71,5
0,020 ± 0,004
B
68,3
0,032 ± 0,005
C
63,3
0,062 ± 0,007
D
60,1
0,092 ± 0,008
E
47
0,378 ± 0,022
F
38,8
0,843 ± 0,043

Tab. D5: Fragmentační pevnost meteoroidu v jednotlivých bodech rozpadu tělesa. Průběh světelné křivky (absolutní jasnost) ze stanice Blahová 02 ukazuje umístění jednotlivých bodů fragmentace meteoroidu. Bod rozpadu označený jako F udává fragmentační pevnost meteoroidu. Autor: Jakub Koukal

 

Mateřské těleso a původ meteoroidu

 
 
Obr. D7: Vývoj Drummondova kritéria podobnosti DD drah pro zpětnou integraci drah potenciálních mateřských těles a meteoroidu 20180408_184733.
Autor: Jakub Koukal

Aby bylo možné hledat potenciální mateřská tělesa bolidu 20160317_031654, byla provedena zpětná integrace heliocentrické dráhy bolidu a také zpětná integrace heliocentrických drah potenciálních mateřských těles. Zpětná integrace drah (Obr.D8) byla provedena s použitím numericko-integračního softwaru SOLEX, který je založený na polynomické extrapolační metodě Bulirsh-Stoer 18.řádu., metoda výpočtu je zcela založena na numerické integraci Newtonovy rovnice pohybu. Do skupiny potenciálních mateřských těles byly zařazeny asteroidy 2009SG2, 2016GC221, 2013GU66, 2016TU10, 2017RO2, 2014EH45 a 2011FT2. Zpětná integrace drah byla provedena v časovém intervalu T-30000 let a asteroidy 2013GU66 a 2014EH45 byly z hledání mateřského tělesa následně vyřazeny, protože jejich dráha se ve zkoumaném časovém intervalu výrazně odchyluje od dráhy bolidu. Z porovnání hodnot Drummondova kritéria podobnosti drah DD pro zpětnou integraci jak drah potenciálních mateřských těles, tak také meteoroidu 20180408_184733 plyne, že velmi podobným vývojem dráhy v čase procházel meteoroid a také dva asteroidy: 2009SG2 a 2017RO2 (Obr.D7). V případě asteroidu 2009SG2 je pak minimální hodnota kritéria podobnosti drah DD = 0,029, je tedy pravděpodobné, že meteoroid 20180408_184733 a asteroid 2009SG2 mají společný původ, případně je asteroid 2009SG2 mateřským tělesem meteoroidu.

Obr. D8: Zpětná numerická integrace orbitálních elementů potenciálních mateřských těles bolidu 20180408_184733. Sloupec vlevo (shora): vzdálenost perihelia (q), velká poloosa (a), sklon dráhy (i), excentricita (i). Sloupec vpravo (shora): součet délky vzestupného uzlu a argumentu perihelia (ω + Ω), délka vzestupného uzlu (ω) a argument perihelia (Ω). Zpětná numerická integrace střední dráhy meteoroidu 20180408_184733 je označena červeně. Autor: Jakub Koukal

 

Autoři

Jakub Koukal, Martin Ferus, Petr Kubelík, Libor Lenža, Vojtěch Laitl a Lukáš Petera

Zdroje a doporučené odkazy

[1] Hvězdárna Valašské Meziříčí
[2] Ústav fyzikální chemie J. Heyrovského AV ČR
[3] Hvězdárna Františka Krejčího, Karlovy Vary
[4] Ústav fyziky plazmatu AV ČR

Snímek v úvodu

Fotografie bolidu 20180408_184733 pořízená poblíž Veszprému (HU); Autor: M. Landy-Gyebnar; http://spaceweathergallery.com/indiv_upload.php?upload_id=143768

autor: Jakub Koukal


   
Tato stránka je vytištěna z webu www.astrovm.cz
Těšíme se na Vaši návštěvu.
WebArchiv Hvězdárna Valašské Meziříčí, příspěvková organizace, Vsetínská 78, 757 01 Valašské Meziříčí
Příspěvková organizace Zlínského kraje. Telefon: 571 611 928, E-mail: info@astrovm.cz, Vyrobil: WebConsult.cz
Jak chráníme Vaše osobní údaje