Dvojstaniční pozorování meteorů televizní technikou Štork R., Koten P., Borovička J., Spurný P. Astronomický ústav Akademie věd České republiky CZ–25165 Ondřejov

Podpora Grantové agentury České republiky (GAČR) grant č. 205/99/D097

Program a vybavení Pozorování meteorů televizní technikou v Ondřejově – od roku 1990 (pozorování spekter) Dvojstaniční pozorování od roku 1998 Ondřejov – Kunžak vzdálenost stanic 92.5 km, azimut druhé stanice 340° (jih = 0°)

Objektivy Arsat 1.4/50, Zenitar 2.8/16 Zesilovače obrazu DEDAL S-VHS videokamery Panasonic S-VHS videorekordéry JVC velikost (průměr) zorného pole asi 22° limitní magnituda 8 (hvězdy), 6–7 (pohybující se objekt – meteor) širokoúhlá – zorné pole asi 70°, limit. mag. 5.5 (hvězdy), asi 3 (meteory)

Dedal 41 – zesilovač obrazu druhé generace – micro channel plate (MCP) – životnost min hodin

foto: Pavel Koten

V roce 2001 již použita i širokoúhlá kamera.

Automatické vyhledávání meteorů na videopáskách programem MetRec

Zaznamenané meteory 1998– hodin pozorování 505 dvojstaničních záznamů 207 z nich zdigitalizováno a proměřeno 106 použito pro následující analýzy (11 Gem, 8 Lyr, 14 Ori, 32 Per, 41 sporadických)

Počáteční výšky jasnějších meteorů jsou výše (slabší nejsou tak daleko (vysoko) vidět?) Rychlejší meteory začínají zářit dříve (výše).

Pro každý roj platí, že jasnější meteory pronikají hlouběji Pomalejší pronikají hlouběji Graf je ovlivněn zenitovou vzdáleností radiantu (  Aquaridy)

Podle očekávání rychlejší meteory začínají zářit výše

Opět podle očekávání pomalejší pronikají hlouběji I v tomto grafu se projevuje vliv zenitové vzdálenosti radiantu u  Aquarid

Vliv zenitové vzdálenosti radiantu

větší zenitová vzdálenost radiantu více vodorovná dráha vyšší koncová výška

Pomalejší roje začínají zářit níže Pro Orionidy a Perseidy lze říci, že větší částice začínají svíti výše

Větší pronikají hlouběji Pomalejší pronikají hlouběji

Vzhled tohoto grafu je dán definicí

K B parametr K B = log  B log v  – 0.5 log cos z R  B = hustota vzduchu ve výšce, kde meteor začal svítit (g cm –3 ) v  = počáteční rychlost (cm s –1 ) z R = zenitová vzdálenost radiantu Ceplecha Z. 1988, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 39, 221–236

K B skupiny “asteroidální meteory”: 8.00  K B skupina A: 7.30  K B < 8.00 skupina B: 7.10  K B < 7.30; q  0.30 AU skupina C1: 6.60  K B < 7.10; a < 5 AU; i  35º skupina C2: 6.60  K B < 7.10; a  5 AU skupina C3: 6.60  K B 35º skupina D: K B < 6.60

Tato závislost je dána definicí  Aquaridy posunuty

pro sporadické platí, že kompaktnější částice pronikají hlouběji skupina kometárních rojů skupina Geminid

pro sporadické: neexistují křehké částice přibližující se ke Slunci

ASTABC1C2C3D ováhovaný průměr z tabulky v (Ceplecha 1988) ze souboru našich 30 nejkvalitnějších sporadických meteorů Relativní zastoupení meteoroidů v jednotlivých skupinách

Shrnutí V našem souboru sporadických meteorů nejsou žádné částice kometárního původu (křehké), které se přibližují ke Slunci (mají malou perihelovou vzdálenost) Vliv zenitové vzdálenosti radiantu (  Aqr) se projevuje i v K B grafech, i když zde by měl být odstraněn v definici K B Ačkoliv rozložení našich meteorů do tříd AST, A, B, C, D dobře souhlasí s (Ceplecha 1988), obsazení podtříd C1, C2, C3 silně nesouhlasí