Meteoriparvet

<< 2.2. Meteoroidien kiertoradat | Sisällysluettelo | 2.4. Meteoriparvien aktiivisuus >>

2.3 Meteoriparvet

Joinakin öinä voidaan havaita huomattavasti enemmän meteoreja, kuin toisina. Syyskuussa voi keskiyöllä havaita noin 10 meteoria tunnissa, kun taas esim. 12./13. elokuuta voi saman määrän havaita vain 10 minuutissa. Noin neljäsosa vuoden aikana havaituista tähdenlennoista liittyy meteoriparviin, joista kukin esiintyy vain tiettyyn aikaan kerran vuodessa.

Kuva 2.3.1. Parvien ja sporadisten Maahan osuvien meteoroidien massajakauma.

Samaan parveen kuuluvat meteoroidit kiertävät myös samalla radalla Auringon ympäri ja Maan rata leikkaa joka vuosi toistuvasti samana päivänä parven meteoroidivirran radan.

Yhdensuuntaisesti radallaan kulkevat samaan parveen kuuluvat meteorit näyttävät syttyvän, tai tulevan yhdeltä ja samalta taivaan alueelta jos mielessäsi jatkat näkemäsi tähdenlentojen ratoja taaksepäin. Tämä ilmiö on perspektiivin aiheuttama aivan samalla tavalla kuin esimerkiksi suorat rautatiekiskot näyttävät yhtyvän kauempana.

Kuva 2.3.2. Yhden meteoriparven meteoroidien ratoja avaruudessa.

Kuva 2.3.3. Komeetan radalleen jättämän pölyn jakautuminen avaruudessa.

Kuva 2.3.4. Meteoroidit liikkuvat yhdensuuntaisesti kohdatessaan ilmakehän.

Kuva 2.3.5. Havaitsija A näkee meteorit tähtitaivasta vasten ja havaitsee perspektiivi-ilmiön.

Maan halkaisija on 12 000 km ja ilmakehän raja, jossa meteorit syttyvät, on reilun 100 km korkeudella, joten kuvien 16 ja 17 mittakaavat ovat huomattavasti liioitellut. Suppeaa taivaanalaa, josta meteorit näyttävät tulevan, kutsutaan kyseisen parven radiantiksi, eli säteilypisteeksi. Kuva 16 esittää radiantin määräytymisen parven meteorien tulosuunnan mukaan. Kuva 17 esittää meteorien todellista rataa ilmakehässä, sekä niiden projektioita tähtitaivasta vasten, siten kuin havaitsija A meteorit havaitsee.

Kuva 18 selventää perspektiivi-ilmiötä: Tien reunat ja katulamppurivistö näyttävät kaukana yhtyvän, vaikka ne todellisuudessa ovat yhdensuuntaiset. Samoin saman parven meteorit näyttävät tulevan samasta kohtaa taivaalta; radiantista.

Radiantti ei ole pistemäinen, vaan laajempi alue, halkaisijaltaan 2–10 astetta. Suurin osa parvista on keskittynyt ekliptikalle ja vain harvojen parvien radiantti sijaitsee edes lähellä taivaan napoja. Jotkut monihaaraiset parvet, kuten akvaridit, muodostavat radianttikomplekseja.

Kuva 2.3.6. Perspektiivi-ilmiö.

Kuvassa 19 havaitsijalle B, joka on 45:nnellä asteella pohjoista leveyttä, kyseisen parven meteorit näyttävät tulevan zeniitistä. Havaitsija C sijaitsee samalla leveysasteella, mutta vastakkaisella puolella maapalloa. Havaitsija C näkeekin huomattavasti vähemmän parven meteoreja, koska radiantti on hyvin alhaalla horisontin korkeudella. C:n havaitsemat parven meteorit hipovat ilmakehää vain juuri ja juuri. Kaksitoista tuntia myöhemmin tilanne on päinvastainen, sillä Maa on ehtinyt pyöriä puoli kierrosta akselinsa ympäri. C:lle radiantti on zeniitissä ja B:lle horisontissa. Havaitsija D ei pysty näkemään tämän parven meteoreja lainkaan.

Kuva 2.3.7. Radiantin sijainti eri havaintopaikoista nähtynä.

Meteoriparvet on yleensä nimetty sen tähtikuvion mukaan, jossa niiden radiantti sijaitsee sen aktiivisuuden maksimipäivänä. Esimerkiksi 11./12. elokuuta esiintyvän parven nimi on perseidit, koska sen radiantti sijaitsee Perseuksen tähtikuviossa.

Havaitsija tekee parvi-assosiaation meteorin vanan takaisinjatkeen radianttiin osumisen ja kulmanopeuden (suhteutettuna meteorin etäisyyteen oletetusta radiantista) avulla. On kuitenkin hyvä ymmärtää, että tähän menetelmään liittyy epävarmuutta.

Teoriassa yhdestä havaintopisteestä ei voi täysin varmasti määrittää meteorin radianttia, tai sen kuulumista johonkin parveen. Havaitulla kulmanopeudella saadaan meteorin lentoradan jatkeelle eri geosentrisille nopeuksille pitkällekin kaarelle mahdollisia radianttien paikkoja, joskus jopa kahdelle eri alueelle taivasta.

Välittömästi meteorin takana jatkeella olevalla osalla oletettu nopeus olisi liian suuri (yli 72 km/s apeksin suunnalta saapuvalle meteorille) ja rata hyperbelinen (suurin mahdollinen heliosentrinen nopeus kiertoradalla aurinkokunnassa 42 km/s Maan etäisyydellä Auringosta), kun taas liian kaukana vanan takaisinjatkeella nopeus olisi liian hidas. Mahdollinen nopeusasteikko (11 - 72 km/s) siis sijoittuu jatkeella näiden ääriarvojen väliin, mutta radiantin suunnasta riippuen mahdollinen nopeusalue rajautuu Maan oman ratanopeuden takia tai hitaammassa päässä horisontin tullessa vastaan.

Meteori pitäisi siis havaita, tai mieluimmin kuvata vähintään kahdesta, tai kolmesta riittävän etäällä olevasta paikasta. Vain niistä saaduista tiedoista voi määrittää meteoroidille rataelementit, joita vertaamalla ko. meteoriparven tunnettuihin rataelementteihin parvi-assosiaatio selviää varmuudella.

Kuitenkin yhdestä havainnosta voi saada vanan jatkeille - olettamalla meteorille oikeat alku ja loppukorkeudet - nopeusasteikko, jossa oikean nopeuden osuminen ko. parven radianttipisteen kohdalle antaa kohtuullisen todennäköisyyden meteorin kulumisesta ko. parveen. Silti sattumalle jää tässäkin tapauksessa tilaa.

Parvi-assosiaatio on siis havaitsijan näkemys, tai arvaus, ei faktaa, mutta varsinkin erittäin aktiivisten parvien havainnoissa jo meteorien lukumäärien painottumisen vuoksi parven eduksi arvaus on usein oikeaan osuva. Oikeastaan pitäisi sanoa hiukan liiankin kanssa, sillä esim. perseidien maksimiöiden havainnoissa sporadisia meteoreita liitetään parveen kuuluviksi. Välttävänä lisä-apuna havaitsijalla kuitenkin on ko. parven meteorin muut ominaisuudet, kuten tavallista suurempi kirkkaus ja ehkä väri.