Výzkumy v ASU AV ČR (174): Jaké jsou centimetrové železné meteoroidy?

Přísloví „Když nejde hora k Mohamedovi, musí Mohamed k hoře“ v meteorické astronomii tak úplně neplatí. Vypravit „Mohameda k hoře“, tedy kosmický automat vyrobený lidskou rukou na průzkum malých těles Sluneční soustavy je sice možné, ale velmi náročné a drahé, a tak se realizuje jen pro nerutinní výzkum. Pro ten rutinní stačí čekat, až „hory dorazí k Mohamedovi“. Kosmická tělesa vstupují do zemské atmosféry neustále a tak vlastně stačí jen čekat. 

Průlety kosmických těles zemskou atmosférou – meteory – jsou nepředpověditelné. Proto mají obrovskou výhodu instituce, které zkonstruovaly síť pastí – automatických pozorovacích stanic – neustále čekajících s otevřenými objektivy. Významnou roli v této disciplíně hrají odborníci z Oddělení meziplanetární hmoty ASU. Evropská bolidová síť je dnes vybavena na osmnácti stanicích plně Digitálními autonomními bolidovými stanicemi, což jsou plně automatické přístroje sestávající se především z celooblohových kamer a vysokokadenčních radiometrů. V posledních letech bylo hned devět stanic Evropské bolidové sítě vybaveno dalším přístrojem, který umožňuje záznam spekter meteorů. 

Ideální scénář výzkumu meziplanetárních těles zahrnuje kompletní znalost o tělese i jeho původu. V takovém případě je dobře zdokumentován nejen pád tělesa několika pokročilými bolidovými stanicemi současně, což umožňuje určit atmosférickou i kosmickou dráhu tělesa, ale na zemi je nalezen i zbytek po bolidu, který umožňuje mineralogický průzkum laboratorními metodami. Takových „meteoritů s rodokmenem“ je známo jen pár desítek, což je na solidní průzkum docela málo. Naproti tomu kvalitně zaznamenaných průletů jasných bolidů je k dispozici několik stovek ročně a to jen z Evropské bolidové sítě. 

Naštěstí informace ze spektra může do jisté míry nahradit laboratorní průzkum samotného tělesa. Přinejmenším je možné na základě spektra identifikovat materiál, z něhož je těleso složeno. Velmi snadno jsou identifikovatelnými zejména železné meteoroidy, které byly cílem výzkumu v představované práci. 

Odborníci jsou přesvědčeni, že tzv. železné meteoroidy jsou tvořeny pevným meteorickým materiálem s velkou hustotou. Pozorovačně jsou pro jimi vyvolané meteory typické menší rychlosti a nízké počáteční výšky. Z předchozích studií se zdá, že zastoupení železných meteorů je obecně vyšší mezi slabšími meteory než mezi těmi jasnějšími. Je tedy otázkou, jak početně mohou být železné meteory zastoupeny mezi jasnými bolidy. 

Vlastimil Vojáček spolu s kolegy z Oddělení meziplanetární hmoty ASU studoval záchyty spektrálních kamer mezi listopadem 2015 a říjnem 2019. V tomto období bylo zaznamenáno 265 bolidů, z nichž u 220 bylo možné provést spektrální identifikaci. Pouhých osm z tohoto vzorku pak mělo typické spektrum železného meteoroidu, což potvrzuje domněnku předchozích prací, že zastoupení železných meteorů klesá u jasnějších meteorů. Těchto osm exemplářů pak bylo cílem podrobnějšího výzkumu. Pro každý exemplář byla z vícestaničního pozorování vypočtena atmosférická i meziplanetární dráha.  Podle prvotní pevnostní klasifikace, založené na koncových výškách meteorů v atmosféře, spadaly tyto zjevně železné meteoroidy do kategorie „křehký kometární materiál“. To je v rozporu s intuitivní představou o železných meteoroidech jako nejpevnějším materiálu mezi meteoroidy s vysokou hustotou a minimem prasklin. Všech osm exemplářů mělo před vstupem do atmosféry typické asteroidální orbity, přičemž jeden lze klasifikovat i jako přibližující se Slunci (s perihelem ve vzdálenosti méně než 0,2 astronomické jednotky) a dva meteoroidy měly dráhy s poměrně vysokým sklonem. Studovaná tělesa měla odvozené hmotnosti mezi přibližně deseti a dvěma sty padesáti gramy, což odpovídá velikostem od 1,3 do 4 cm. 

Světelné křivky centimetrových železných meteorů jsou relativně krátké s prudkým nárůstem jasnosti na začátku a velmi rychlým poklesem na konci. Křivky železných meteorů jsou spíše hladší ve srovnání s křivkami chondritů, v radiometrických měřeních jsou ale fluktuace jasnosti též patrné. K vysvětlení pozorovaných světelných křivek použili autoři dva fragmentační modely. Jednak fyzikálně propracovaný ablační model vyvinutý pro milimetrové železné meteoroidy, a pak empirický fragmentační model, běžně používaný pro studium neželezných meteorů. Fyzikální ablační model vychází z představy postupného odtavování železných kapek a jejich rozprášení v bezprostředním okolí meteoroidu. Tento model vyžaduje nastavení jen tří volných parametrů: hmotnosti meteoroidu, střední hmotnost kapek taveniny a světelnou účinnost. Naproti tomu semiempirický fragmentační model je postaven na velkém množství volných parametrů, které jsou do modelu přidávány, aby byla  reprezentace skutečné světelné křivky odpovídající. 

Použití obou modelů současně ukazuje, že proces ablace a fragmentace větších železných meteoroidů může být velmi komplexní. Numerický ablační model, úspěšný v popisu milimetrových železných meteorů, centimetrová tělesa nevysvětloval uspokojivě. Problematickou partí byl zejména pozorovaný rychlý pokles jasnosti na konci meteoru. V mnoha případech byl také pozorován krátký pokles jasnosti v maximu křivky, který se numerickým modelem též nepodařilo vysvětlit. Zdá se, že v případě centimetrových těles již přicházejí ke slovu efekty, které model pro tělesa milimetrová nebere v úvahu. Model například předpokládá, že kapky taveniny jsou okamžitě odstraněny z povrchu meteoroidu. U větších těles je ale možné, že se na povrchu tělesa nejprve vytvoří vrstvička taveniny a ta teprve postupně odkapává do okolí. Vznik vrstvičky taveniny možná souvisí i s obecně pomalejší rotací větších těles a jejich tvar se zřejmě může výrazně vzdalovat od modelem předpokládané koule. 

Fenomenologický fragmentační model byl v popisu obecně úspěšnější, důležitou komponentou se stala eroze jednoho nebo více předpokládaných fragmentů. V případě železného meteoroidu odpovídá eroze zřejmě odkapávání taveniny. Rychlý pokles jasnosti na konci meteoru pak může být vysvětlen rozpadem velkého množství malých kapek taveniny, do nichž se zbytek tělesa přeměnil. Tento jev vysvětluje paradoxní prvotní klasifikaci železných meteorů jako křehký kometární materiál. Z pevného železného materiálu se při průletu stane tavenina, která se posléze prudce rozptýlí a meteoroid o centimetrových velikostech zaniká ve formě velkého množství malých železných kapek. Další pozorovaný jev, pokles jasnosti v maximum, lze vysvětlit rychlou erozí jednoho z fragmentů. 

Ze studovaného vzorku žádné z těles nedopadlo až na zemi, na to by bylo zapotřebí mnohem větších původních těles. 

REFERENCE

V. Vojáček, J. Borovička, P. Spurný, D. Čapek, The properties of cm-sized iron meteoroids, Planetary and Space Science 184 (2020) 104883. 

KONTAKTY

Mgr. Vlastimil Vojáček, Ph. D.
vlastimil.vojacek@asu.cas.cz
Oddělení meziplanetární hmoty Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení meziplanetární hmoty ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.