Dvojstaniční pozorování meteorů televizní technikou

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

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

3. 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°)

4. 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)

6. Dedal 41 – zesilovač obrazu druhé generace – micro channel plate(MCP) – životnost min. 1000-3000 hodin http://www.nightvision.ru http://www.dedal.cz

7. foto: Pavel Koten

8. V roce 2001 již použita i širokoúhlá kamera.

9. Automatické vyhledávání meteorů na videopáskách programem MetRec http://www.metrec.org

10. Zaznamenané meteory 1998–1999 • 57 hodin pozorování • 505dvojstaničních záznamů • 207 z nich zdigitalizováno a proměřeno • 106 použito pro následující analýzy (11 Gem, 8 Lyr, 14 Ori, • 32 Per, 41 sporadických)

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

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

13. Podle očekávání rychlejší meteory začínají zářit výše

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

15. Vliv zenitové vzdálenosti radiantu

16. větší zenitová vzdálenost radiantu více vodorovná dráha vyšší koncová výška

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

18. Větší pronikají hlouběji • Pomalejší pronikají hlouběji

19. Vzhled tohoto grafu je dán definicí

20. KB parametr KB = log B + 2.5 log v – 0.5 log cos zR B = hustota vzduchu ve výšce, kde meteor začal svítit (g cm–3) v = počáteční rychlost (cm s–1) zR = zenitová vzdálenost radiantu Ceplecha Z. 1988, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 39, 221–236

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

22. Tato závislost je dána definicí •  Aquaridyposunuty

23. pro sporadické platí, žekompaktnější částice pronikají hlouběji • skupina kometárních rojů • skupina Geminid

24. pro sporadické: neexistují křehké částice přibližující se ke Slunci

25. Relativní zastoupení meteoroidů v jednotlivých skupinách

26. 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 • vKBgrafech, i když zde by měl být odstraněn v definici KB • Ačkoliv rozložení našich meteorů do tříd AST, A, B, C, D dobře • souhlasí s (Ceplecha 1988), obsazení podtříd C1, C2, C3 silně • nesouhlasí