Tähtitieteellinen yhdistys Ursa

Meteorit

2.2. Meteoroidien kiertoradat

Keplerin lakien mukaan jokainen aurinkokuntaan kuuluva kappale liikkuu joko elliptisellä, parabolisella, tai hyperbolisella radalla Auringon ympäri. Parabolinen ja hyperbolinen rata on avoin, kun taas elliptinen on suljettu. Kahdella ensin mainitulla radalla kappale voi etääntyä Auringosta rajattomasti ja näin ollen kappaleen ei tarvitse kuulua varsinaisesti aurinkokuntaamme. Jotta kappale voisi etääntyä Auringon gravitaation ulottumattomiin, se tarvitsee riittävän suuren nopeuden Auringon suhteen (heliosentrinen nopeus, Vh), joka esim. Maan etäisyydellä Auringosta on noin 42 km/s. Jos kappaleen heliosentrinen nopeus on suurempi kuin 42 km/s, se on parabolisella tai hyperbolisella radalla ja eikä siis välttämättä kuuluu aurinkokuntaamme pysyvästi. Tarkoilla valokuvaus- ja tutkahavainnoilla on todettu, että heliosentrista nopeutta suurempi nopeus on vain alle yhdellä prosentilla kaikista Maan ilmakehään osuneista meteoroideista.

Kuva 2.2.1. Ratatyypit.
Kuva 2.2.2. Jupiterin (komeetalle) aiheuttama ratamuutos.
Kuva 2.2.3. Geosentrinen maksiminopeus.

Hyperboliset radat tiettävästi syntyvät suurien planeettojen vaikutuksesta; erityisesti Jupiterin, tai Saturnuksen gravitaatiokenttä on lähiohituksessa riittävän voimakas muuttamaan aurinkokunnassamme ellipsiratoja liikkuvien kappaleiden ratoja hyperbolisiksi. Komeetat ja niistä irronneet meteoroidit ovat osa sitä samaa keräytymäkiekkoa, josta koko aurinkokuntamme on aikanaan muodostunut. Meteoroidien heliosentrinen nopeus on siis lähes poikkeuksetta pienempi, kuin 42 km/s, mutta tätä nopeutta ei pidä sekoittaa ns. geosentriseen nopeuteen (Vg), tai atmosfääriseen nopeuteen (Vinf tai Va). Geosentrisellä nopeudella tarkoitetaan meteoroidin teoreettista nopeutta Maan suhteen ilman Maan painovoiman huomiointia. Maa liikkuu radallaan Auringon ympäri 30 km/s (Ve) ja kun meteoroidin heliosentrinen nopeus voi olla korkeintaan 42 km/s, suurin nopeus, jolla ellipsiradalla kiertävä meteoroidi voi Maan ilmakehään iskeytyä, on 72 km/s. Kohtaamisnopeuden ollessa näin suuri meteoroidin saama lisäkiihtyvyys Maan painovoimakentässä on vähäinen, jolloin meteoroidin atmosfäärinen nopeus on vain hitusen korkeampi, kuin Maan ja meteoroidin heliosentristen nopeuksien summa.

Kuva 2.2.4. Esimerkki: Geosentrisen nopeusvektorin (Vg) muodostuminen, kun Maa kohtaa radallaan periheliä, tai apheliä kohti kulkevan meteoroidivirran. Huom: ero Vg nopeudessa.

Kuvan 2.2.4. vasemmanpuoleinen, nopeampi parvi, olisi havaittavissa yöllä, kun taas oikeanpuoleinen nopeudeltaan hitaampi olisi päiväparvi. Parven ratatason jyrkkä inklinaatio vähentää maan nopeusvektorin vaikutusta.

Kuva 2.2.5. Rataelementit.

Meteorihavainnot tarjoavat uutta tietoa meteoriparvien synnystä, radoista ja meteoroidien koosta ja ne ovat suureksi avuksi parvien aktiivisuuden vaihtelun määrittämiselle ja kertovat myös hienojakoisen pölyn ja maan radan leikkaavien komeettojen liikkeistä. Meteoriparvien kehittymisestä voidaan päätellä jotakin myös oman aurinkokuntamme aiemmista kehitysvaiheista.

RSS Zeniitti

Lue lisää »

RSS Taivaanvahti

  • Aurinkokunta Meteorikuva III 17.1.2026 klo 22.02; Vaasa; Timo Alanko
  • Aurinkokunta Meteorikuva III 13.1.2026 klo 21.14; Seinäjoki; Antti Tynjälä
  • Aurinkokunta Meteorikuva III 13.1.2026 klo 20.28; Kangasala; Jukka Oravasaari
  • Aurinkokunta Meteorikuva 12.1.2026 klo 3.29; Jyväskylä; Vesa Vasankari

Lisää havaintoja »

Lisää tulipallohavaintoja »

RSS Avaruus.fi-foorumi

Lue lisää »

RSS IMO

Lue lisää »