Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Je soumrak 8. dubna. Kamery Středoevropské meteorické sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) a Maďarské meteorické sítě HMN (Hungary Meteor Network) spatří velmi jasný bolid (abs. mag. = -9,1^m). 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. 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.

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

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

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

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 -10^m, našli se ovšem i tací, kteří odhadli jeho jasnost kolem -25^m, 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

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).

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

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 -9,1^m 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 (α_g/δ_g) 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

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 TP_J = 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 P_E parametru, nicméně podle parametru K_B, 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 ρ_m = 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 m_d byl proveden výpočet fotometrické vstupní hmotnosti m_f.

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 P_E 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

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 D_D 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 D_D = 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