Základní terminologie (meteor, meteorit )

základní terminologie (meteor, meteorit..)

• základní terminologie (meteor, meteorit..)

• geometrie střetu se Zemí (možné rychlosti, sklony k povrchu, tvar trajektorie v Hillově sféře Země)

• let atmosférou (sputtering, předehřátí, ablace, fragmentace..)

• fyzikální teorie (základní rovnice brždění, ztráty hmoty a záření)

• parametry popisující průlet (ablační koeficient, světelná účinnost, PE..)

• klasifikace bolidu (typy I, II, ..)

• temná dráha a pád meteoritu

meteory jsou vyvolané tělísky většími než 0,01 mm (záleží na v)

• meteory jsou vyvolané tělísky většími než 0,01 mm (záleží na v)

• 0m: 2 cm@15 km/s, 1 cm@30 km/s, 0,5 cm@60 km/s

• meteoroidy pocházející ze sluneční soustavy mají omezené rychlosti střetu: 11,2 km/s (jen zemská gravitace) – 72,8 km/s (42,5 parabolická rychl. v perihelu zemské dráhy a 30,3 oběžná). Směr/bod, ze kterého meteoroid přilétá je radiant

• meteoroid se v Hillově sféře Země pohybuje po hyperbolické dráze, část meteoru je aproximována přímkou

• úhly vstupu do atmosféry nejsou omezeny

sputtering – rychlé meteory, srážky se vzduchem vyvolávají vyražení částic z povrchu meteoroidu, při termalizaci je emitováno záření. Ek vyvržených > 1000x vyšší než částice vzduchu, kaskáda kolizí vyvolá záření.

• sputtering – rychlé meteory, srážky se vzduchem vyvolávají vyražení částic z povrchu meteoroidu, při termalizaci je emitováno záření. Ek vyvržených > 1000x vyšší než částice vzduchu, kaskáda kolizí vyvolá záření.

• předehřátí – srážkami s částicemi vzduchu se postupně meteoroid zahřívá (< 0,5 mm celé) na teplotu asi 2200 K.

• záření/ablace – zahřátý materiál začne sublimovat a zaplní okolí tělesa. Záření meteoru > 90% z emisních čar jednou excitovaných kovů a železa při teplotách 3-5 tis. K.

• fragmentace – makroskopická forma ablace. Odlamování kusů, drolení na zrna, rozpad celého tělesa.

zjasnění - uvolnění hmoty nebo změna fyzikálních vlastností

• zjasnění - uvolnění hmoty nebo změna fyzikálních vlastností

• wake - záření emitované těsně za meteoroidem, až několik km dlouhé s trváním ̴0,1s. Plynný (v horní části letu) nebo částicový (úlomky, kapky)

• stopy: krátko-trvající (zelená čára O 557,7nm): < 3s, ̴105 km; dlouho-trvající: minuty až hodiny, v max. jasnosti meteoru, Mg I 517 nm a Na I 589 nm během prvních sekund, pak chemiluminescence FeO a Na, které jsou katalyzátory reakcí O a O3; prachové: odraz a rozptyl slunečního světla

• zvuky: elektrofonické (slyšitelné hned, relaxací geomagnetického pole zpět do rovnováhy jsou emitovány radiové vlny ELF/VLF o frekvenci 1-10kHz, které reagují s předměty na zemi) akustické (po několika minutách, rázová vlna nebo exploze)

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• délka či výška jako fce času rychlost a brždění
• empirické vztahy nebo numerické řešení diferenciálních rovnic
• numerické modely (gross-fragmentation, FM, erosion…)

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• fotometrická (integrál rce svícení) a dynamická
• Závislost na světelné účinnosti (fce v, m, typu meteoru)

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• rozdělení bolidů do 4 skupin podle empirického koncového kritéria (různé schopnosti ablovat)
• založeno na 156 PN bolidech s velkou fotometrickou kvalitou a v∞ < 40 km/s

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• ablační koeficient σ

• popisuje schopnost meteoroidu ztrácet hmotu(fragmenty, kapky, prach)
• definován rovnicemi brzdění a ztrátou hmoty
• zdánlivé (bez započtení fragmentace) a vnitřní hodnoty (podobný pro všechny PE typy ̴0.006 s2/km2)

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• ablační koeficient σ

• dynamický tlak p

• dává odhad mechanické pevnosti meteoroidu
• Typické hodnoty dyn. Tlaků v bodech první fragmentace kamenných meteoroidů jsou 0.4 – 4 MPa

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• ablační koeficient σ

• dynamický tlak p

• objemová hustota ρd

• z gross-fragmentačního modelu: Km∞-⅓ = ΓAρd-⅔m∞-⅓ (Ceplecha et al., 1993)
• ze světelné křivky (Babadzhanov, 2002)
• z erozního modelu (Borovička et al., 2007)
• hustota zrn a porozita jsou parametry modelu

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• ablační koeficient σ

• dynamický tlak p

• objemová hustota ρd

• počáteční a koncová výška hB, hE

• přímo z pozorování
• Fujiwara et al. 1998 pro Leonidy naměřili výšky kolem 150 km – sputtering. Nejvyšší změřená hodnota je 199 km pro Leonidu z roku 1998
• záleží na použitém detektoru a objektivu
• koncové výšky bez omezení, častěji nad 40 km

počáteční rychlost v∞

• počáteční rychlost v∞

• počáteční hmota m∞

• PE koeficient

• ablační koeficient σ

• dynamický tlak p

• objemová hustota ρd

• počáteční a koncová výška hB, hE

• jasnost

• fotometrie šířková přímo z filmů nebo určením gradační křivky na skenovaných kopiích (měření zčernání)
• světelná křivka bolidu: jasnost/intenzita jako fce času
• náhlá zjasnění - spojitost s fragmentací
• milisekundové změny (spikes)
• (Spurný a Ceplecha, 2008)
• cyklické změny (flickering)

cyklické změny (flickering)

• cyklické změny (flickering)

• možná vysvětlení (Oleak, 1964): rotace nesférického meteoroidu; vibrace meteoroidu; oddělování fragmentů; autofluktuační charakter evaporačních procesů
• často pozorované u Geminid (Beech a Brown, 2000; Beech et al, 2003)
• z počátečních frekvencí určeno stáří meteoroidů Geminid (Beech, 2002) na základě windmill efektu (Paddack, 1969)

flickering na světelných křivkách s velkým časovým rozlišením

• flickering na světelných křivkách s velkým časovým rozlišením

• Poprvé publikovali Spurný a Borovička (2001) pro bolid Vimperk

flickering na světelných křivkách s velkým časovým rozlišením

• flickering na světelných křivkách s velkým časovým rozlišením

• první pád meteoritu s flickeringem - Bunburra Rockhole (Spurný et al., 2012)

pokud se těleso zabrzdí natolik ( ̴3 km/s), že již nedochází třením k jeho odpařování, pak přestane svítit a dále není pozorované – temná dráha – je popsána pohybovými rovnicemi pro neablující těleso

• pokud se těleso zabrzdí natolik ( ̴3 km/s), že již nedochází třením k jeho odpařování, pak přestane svítit a dále není pozorované – temná dráha – je popsána pohybovými rovnicemi pro neablující těleso

• špatná znalost větru a tvaru a hmotnosti tělesa

• poč. podmínky z koncového bodu – směr, rychlost, zrychlení

• rychle přechází do volného pádu, dopad ̴10-100 m/s

místo dopadu – důlek, prohlubenina, impaktní kráter

• místo dopadu – důlek, prohlubenina, impaktní kráter

• záleží na hmotnosti

Ceplecha a kol. (1998) Meteor Phenomena and Bodies. Space Science Reviews, v. 84, Issue 3/4, p. 327-471

• Ceplecha a kol. (1998) Meteor Phenomena and Bodies. Space Science Reviews, v. 84, Issue 3/4, p. 327-471

• Pecina a Ceplecha (1983) New aspects in single-body meteor physics. Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin (ISSN 0004-6248), vol. 34, p. 102-121.

• ReVelle a Ceplecha (2001) Bolide physical theory with application to PN and EN fireballs. In: Proceedings of the Meteoroids 2001 Conference, p. 507 - 512

• Ceplecha a ReVelle (2005) Fragmentation model of meteoroid motion, mass loss, and radiation in the atmosphere. Meteoritics & Planetary Science, Vol. 40, p.35

• Ceplecha a McCrosky (1976) Fireball end heights - A diagnostic for the structure of meteoric material. Journal of Geophysical Research, vol. 81, p. 6257-6275

• Borovička a Spurný (2008) The Carancas meteorite impact - Encounter with a monolithic meteoroid. Astronomy and Astrophysics, Volume 485, Issue 2, pp.L1-L4

• Ceplecha a kol. (1993) Atmospheric fragmentation of meteoriods. Astronomy and Astrophysics, vol. 279, no. 2, p. 615-626

• Babadzhanov (2002) Fragmentation and densities of meteoroids. Astronomy and Astrophysics, vol. 384, p.317-321

• Borovička a kol. (2007) Atmospheric deceleration and light curves of Draconid meteors and implications for the structure of cometary dust. Astronomy and Astrophysics, Volume 473, Issue 2, pp.661-672

• Spurný a Ceplecha (2008) Is electric charge separation the main process for kinetic energy transformation into the meteor phenomenon? Astronomy and Astrophysics, Volume 489, Issue 1, pp.449-454

• Oleak (1964) Pulsationen in der Lichtkurve von Meteoren. Astronomische Nachrichten, volume 288, p.7

• Beech a Brown (2000) Fireball flickering: the case for indirect measurement of meteoroid rotation rates. Planetary and Space Science, Volume 48, Issue 10, p. 925-932

• Beech a kol. (2003) Analysis of a "flickering" Geminid fireball. Meteoritics &Planetary Science, vol. 38, no. 7, p.1045-1051

• Beech (2002) The age of the Geminids: a constraint from the spin-up time-scale. Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, Volume 336, Issue 2, pp. 559-563

• Paddack (1969) Rotational burning of scmall celestial bodies: Effects of radiation pressure. Journal of Geophysical Research, vol. 74, issue 17, pp. 4379-4381

• Spurný a Borovička (2001) EN310800 Vimperk fireball: probable mereorite fall of an Aten type meteoroid. In: Proceedings of the Meteoroids 2001 Conference, p. 519 - 524

• Spurný a kol. (2012) The Bunburra Rockhole meteorite fall in SW Australia: fireball trajectory, luminosity, dynamics, orbit, and impact position from photographic and photoelectric records. Meteoritics & Planetary Science, Volume 47, Issue 2, pp. 163-185