Úvodní strana  >  Články  >  Sluneční soustava  >  Výzkumy v ASU AV ČR (226): Analýza vzniku klastru meteorů z roje zářijových epsílon Perseid

Výzkumy v ASU AV ČR (226): Analýza vzniku klastru meteorů z roje zářijových epsílon Perseid

Směry rychlostí úniku jednotlivých fragmentů zobrazené v ekliptikálním souřadnicovém systému. Počátek souřadnic je postaven v největším fragmentu, který je zároveň zbytkem mateřského tělesa. Černé body ukazují nominální rychlosti úniku jednotlivých fragmentů, šedé body pak naznačují možný rozptyl odvozený z řešení pro klony jednotlivých těles. Trojúhelník zobrazuje směr ke Slunci. Barevná oblast pak odpovídá očekávanému toku malých meteoroidů na mateřské těleso, je vypočtena na základě modelu NASA, který bere v úvahu převládající směry rychlostí tělísek v okolí Země. Je zřejmé, že směry rychlostí úniku neodpovídají směrům, které by bylo možné očekávat po srážce s náhodným tělískem.
Autor: David Čapek

Tým astronomů z Oddělení meziplanetární hmoty ASU velmi podrobně zkoumal deset meteorů tvořících tzv. klastr, tedy částečky, které pocházely z jednoho tělesa, jež se rozpadlo teprve krátce před vstupem do zemské atmosféry. S využitím unikátních dat astronomové ukazují, že rozpad mateřského tělesa vyvolalo nejspíše tepelné pnutí v materiálu.

Případy, kdy byly pozorovány krátce trvající spršky rojových meteorů, tzv. klastry, jsou vzácné, a ještě vzácnější jsou jejich zachycení na minimálně dvou různých pozorovacích stanicích, což umožňuje určit dráhu těchto těles v atmosféře i v meziplanetárním prostoru a jejich vstupní rychlosti. V historii je takových případů skutečně jen několik jednotek. O jednom z nejzajímavějších napsal zprávu Pavel Koten z ASU v roce 2017, v níž poukázal na jasné těleso následované osmicí slabých meteorů. Tato událost nastala 9. září 2016 před půlnocí a všechna tělesa patřila do roje zářijových epsílon Perseid (Mezinárodní meteorářská organizace tento roj označuje zkratkou SPE). Vícestaniční pozorování umožnilo určit trajektorii těchto těles a z vyhodnocení výpočtů vyplynulo, že se musí jednat o geneticky spřízněná tělesa.

Nyní se pracovní tým k této události vrátil a podíval se na ni více v detailu, tentokrát pod vedením Davida Čapka. Od původní práce se podařilo identifikovat další fragment, takže celkově se klastr skládá z jednoho hlavního tělesa následovaného devíti menšími odlomky. Vypočtená předatmosférická hmotnost hlavního tělesa činí lehce přes 66 gramů, celková hmotnost úlomků pak nedá dohromady ani 0,05 g. Hlavní fragment je tedy více než tisíckrát hmotnější než ostatní úlomky, což činí tuto skupinu meteorů také zajímavou.

Na základě dostupné statistiky autoři nejprve odhadli, zda je možné, že malých úlomků se oddělilo ve skutečnosti více, byly však pod detekčním limitem pozorovacích přístrojů. Z výpočtů se zdá, že je to nejen možné, ale i vysoce pravděpodobné. Autoři odhadli, že z hlavního tělesa se celkově oddělilo 0,16 g úlomků, ty pozorované tedy tvoří sotva třetinu této hmotnosti. Bylo jich však zřejmě vyšší množství a jednotlivé hmotnosti byly příliš malé na to, aby je bylo možné dostupnými přístroji zachytit.

Přesné vyhodnocení drah těles umožnilo vypočítat jejich prostorovou blízkost. Ukazuje se, že malé fragmenty se v prostoru nacházely v objemu s rozměry 66×67×50 km a že tento ohraničující objem byl posunut oproti největšímu tělesu o 27 km ve směru od Slunce. Na základě podobnosti těchto těles s tělesy jiných meteorických rojů bylo možné odhadnout vlastnosti materiálu, jmenujme například hustotu nebo pevnost v tahu. Toto jsou důležité veličiny pro posouzení historie klastru a důvodů jeho vzniku.

Je totiž zřejmé, že všechna tělesa mají společný původ. Jejich trajektorie se rozešly především působením tlaku slunečního záření, které různým částečkám udělovalo různé pohybové zrychlení a vyvolalo tak rozptyl fragmentů. Naštěstí je možné tento fyzikální proces popsat pomocí soustavy matematických rovnic. Tu by obecně bylo velmi obtížné vyřešit, protože jejich počet je menší než počet neznámých veličin, které se v těchto rovnicích vyskytují, ovšem soustavu bylo možné uzavřít kvůli specifické konfiguraci systému. Ten se totiž sestává z jednoho dominantního tělesa a devíti malých tělísek.

Z toho vyplývá, že rychlost úniku tohoto fragmentu od mateřského tělesa bude zcela zanedbatelná oproti rychlostem úniku zbývajících fragmentů a není třeba ji tedy uvažovat, což ze systému rovnic odstraní přebývající proměnné. Řešením soustavy rovnic lze získat v prvé řadě věk klastru tělísek. S uvážením nepřesností určených veličin vstupujících do soustavy rovnic je nejlepší hodnotou věku 2,28 dne s nejistotou 0,44 dne. Původní těleso se tedy rozpadlo jen krátce před srážkou se Zemí. Z rovnic bylo možné určit také rychlosti úniku, které vycházely v rozsahu hodnot 0,1 až 0,8 m/s.

Tyto nové odvozené údaje byly klíčové k odhalení důvodu rozpadu mateřského tělesa. V zásadě přicházejí v úvahu tři možnosti. Tou první je rozpad odstředivou silou v důsledku rychlé rotace tělesa. Malá tělesa mohou být roztáčena srážkami s prachovými částicemi v meziplanetárním prostoru nebo tlakem slunečního záření na těleso nepravidelného tvaru. Pokud se vezme v úvahu rychlost úniku fragmentů od tělesa, která by odpovídala rychlosti kriticky rotujícího tělesa, lze vypočítat hodnotu odpovídajícího namáhání. Tato hodnota je ale přinejlepším 730krát menší, než je předpokládaná pevnost materiálu tělesa v tahu, takže tuto hypotézu lze bezpečně považovat za téměř vyloučenou.

Druhou možností je přirozeně destruktivní kolize mateřského tělesa s jiným. Vyvrženiny jsou běžným doprovodným jevem při vzniku kráterů, takže tento model by přirozeně vysvětlil existenci malých fragmentů. Srážkové experimenty prováděné v laboratořích však ukazují, že výletové rychlosti jsou obvykle mnohem vyšší než odvozené rychlosti úniku malých fragmentů klastru. Je třeba si přiznat, že rovnice připouštějí vyšší rychlosti úniku pro případ, že k rozpadu došlo buď mnohem dříve nebo mnohem později než v uváděných 2,28 dne před vstupem do atmosféry. Pro dřívější rozpad (a tedy vyšší věk klastru) by pak ale neodpovídaly směry, s nimiž fragmenty mateřské těleso opustily. S pozorováními konzistentní by mohl být snad impakt mladší než 10 hodin před vstupem do atmosféry; toto řešení nelze vyloučit, ale vzhledem k okolnostem jej lze považovat za málo pravděpodobné.

V poslední řadě zůstává hypotéza, že malé fragmenty se od mateřského tělesa odlouply v důsledku tepelného namáhání mateřského tělesa kvůli nerovnoměrnému ohřevu. Tato hypotéza je nejvíce konzistentní s pozorováními. Nerovnoměrný ohřev může snadno způsobit pukání tělesa a následné odlupování povrchových částí. Hypotéza odpovídá jak známým tepelným vlastnostem asteroidálního materiálu, tak odvozeným nízkým rychlostem úniku.

Výzkum ukazuje, že astrofyzika je občas detektivní prací. Že je třeba pečlivě sesbírat co nejkompletnější pozorovací materiál, velmi precizně jej zpracovat a do úvah o viníkovi zapojit i předchozí případy již řešené jinými autory. Výsledek této mravenčí činnosti pak stojí za to.

REFERENCE

D. Čapek, P. Koten, P. Spurný a L. Shrbený, Ejection velocities, age, and formation process of SPE meteoroid cluster, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2207.14029

KONTAKTY

RNDr. David Čapek, Ph.D.
david.capek@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.



O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Slovem i písmem se pokouší o popularizaci oboru, je držitelem ceny Littera Astronomica. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. 

Štítky: Meziplanetární hmota, Meteorický roj, Astronomický ústav AV ČR


4. vesmírný týden 2023

4. vesmírný týden 2023

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 23. 1. do 29. 1. 2023. Měsíc bude v první čtvrti. Venuše se již potkala se Saturnem a je nejjasnějším objektem soumrakové oblohy spolu s Jupiterem. Nejvýše na obloze najdeme Mars. Kometa C/2022 E3 (ZTF) se blíží k Zemi a stává se objektem viditelným i pro neozbrojené oko. Slunce je stále aktivní a na povrchu je hodně pěkných skvrn. V týdnu očekáváme start Falconu 9, rakety Electron a HII-A. Slavíme několik výročí československých astronomů Františka Hřebíka, Antonína Mrkose a Juraje Zverka.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Tromsø lights

Titul Česká astrofotografie měsíce za prosinec 2022 získal snímek „Tromsø lights“, jehož autorem je Jan Klíma     Kdo by neznal slavnou polární záři. Ať již ze snímků oblohy z dalekého severu či z ještě, alespoň pro nás ještě vzdálenějšího jihu, nebo třeba z divadelní hry

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Cassiopeia&Perseus Region

Ve spodní části snímku se nachází také C/2020 V2 (ZTF) Canon 77D Canon 50mm f/1.8 f/2.8 ISO 3200 3,2s x 231 DeepSkyStacker Siril Photoshop

Další informace »