Obserwacje wizualne

Niejeden z Was, spacerując w pogodny wieczór, zadzierał głowę do góry i z fascynacją wpatrywał się w roziskrzony ogromną ilością błyskających punkcików nieboskłon. Czasami któryś z tych punkcików, jakby urywając się, spadał z błyskiem w dół. Wypowiadaliśmy wtedy życzenie ciesząc się, że mieliśmy okazję obserwować "spadającą gwiazdę" czyli meteora.

Obserwatorzy w trakcie obserwacji meteorów. (K.P © Obóz PKIM Ostrowik 2009)

Obserwacje meteorów to jedne z najprostszych obserwacji astronomicznych, które po krótkim wprowadzeniu może przeprowadzić każdy z Was. Astronomia to jedna z niewielu nauk, gdzie cennych danych naukowych mogą dostarczać nawet amatorzy...

Jeśli mieszkasz za daleko od najbliższego obserwatora Pracowni, a chciałbyś obserwować meteory to zachęcamy do wykonania ich prostej obserwacji. Wystarczy jedynie znajomość gwiazdozbiorów! [dalej...]

Jeśli obserwowałeś już meteory (i wykonałeś już obserwację dla początkujących) zachęcamy do lektury poradnika wizualnych obserwacji meteorów oraz pobrania i zapoznania się z mapami Brno i raportem do obserwacji ze szkicowaniem...

Chciałbyś robić coś więcej niż obserwacje. Zachęcamy Ciebie do prowadzenia zaawansowanych obserwacji i samodzielnej analizy danych. Podpowiadamy jak zacząć rozwijać swoją pasję meteorową w dziale Zaawansowane obserwacje [dalej...].

Koordynatorem wizualnych obserwacji meteorów w PKiM jest Krzysztof Polakowski.
Proszę się kontaktować ze mną poprzez adres e-mail: ._krzysiek-pol20@o2.pl_.

Kalendarz meteorowy 2013





Lista aktywnych rojów IMO 2013



RÓJ KOD AKTYWNOŚĆ
mm.dd-mm.dd
MAKSIMUM
mm.dd λ[o]
RADIANT
α[o] δ[o]
V
[km/s]
r ZHR
Kwandrantydy QUA 28 gru-12 sty 03 sty 283.16 230 +49 41 2.1 120
α-Centaurydy ACE 28 sty-21 lut 08 lut 319.2 210 -59 56 2.0 6
γ-Normidy GNO 25 lut-22 mar 14 mar 354 239 -50 56 2.4 6
Lirydy LYR 16 kwi-25 kwi 22 kwi 32.32 271 +34 49 2.1 18
π-Puppidy PPU 15 kwi-28 kwi 23 kwi 33.5 110 -45 18 2.0 zmienny
η-Aquarydy ETA 19 kwi-28 maj 06 maj 45.5 338 -01 66 2.4 55*
η-Lirydy ELY 03 maj-14 maj 08 maj 48.0 287 +44 43 3.0 3
Bootydy Czerwcowe JBO 22 cze-02 lip 27 cze 95.7 224 +48 18 2.2 zmienny
Piscis Austrinidy PAU 15 lip-10 sie 28 lip 125 341 -30 35 3.2 5
δ-Aquarydy Południowe SDA 12 lip-23 sie 30 lip 127 340 -16 41 3.2 16
α-Capricornidy CAP 03 lip-15 sie 30 lip 127 307 -10 23 2.5 5
Perseidy PER 17 lip-24 sie 12 sie 140.0 48 +58 59 2.2 100
κ-Cygnidy KCG 03 sie-25 sie 17 sie 145 286 +59 25 3.0 3
α-Aurygidy AUR 28 sie-05 wrz 01 wrz 158.6 91 +39 66 2.5 6
Perseidy Wrześniowe SPE 05 wrz-21 wrz 10 wrz 166.7 48 +40 66 3.0 5
δ-Aurigidy DAU 10 paź-18 paź 12 paź 198 84 +44 67 3.0 3
Draconidy DRA 06 paź-10 paź 08 paź 195.4 262 +54 20 2.6 zmienny
Taurydy Południowe STA 10 wrz-20 lis 10 paź 197 32 +09 27 2.3 5
ε-Geminidy EGE 14 paź-27 paź 18 paź 205 102 +27 70 3.0 3
Orionidy ORI 02 paź-07 lis 21 paź 208 95 +16 66 2.5 25*
Leo Minoridy LMI 19 paź-27 paź 24 paź 211 161 +38 62 3.0 2
Taurydy Północne STA 20 paź-10 gru 12 lis 230 58 +22 29 2.3 5
Leonidy LEO 06 lis-30 lis 17 lis 235.27 152 +22 71 2.5 15+*
α-Monocerotydy AMO 15 lis-25 lis 22 lis 239.32 117 +01 65 2.4 zmienny
Phoenicidy Grudniowe PHO 28 lis-09 gru 06 gru 254.25 18 -53 18 2.8 zmienny
Puppidy/Velidy PUP 01 gru-15 gru 07 gru 255 123 -45 40 2.9 10
Monocerotydy MON 27 list-17 gru 09 gru 257 100 +08 42 3.0 2
σ-Hydrydy HYD 03 gru-15 gru 12 gru 260 127 +02 58 3.0 3
Geminidy GEM 04 gru-17 gru 14 gru 262.2 112 +33 35 2.6 120
Leo Mionrydy Gudniowe DLM 05 gru-04 lut 19 gru 268 161 +30 64 3.0 5
Coma Berenicydy COM 12 gru-23 gru 16 gru 264 175 +18 65 3.0 3
Ursydy URS 17 gru-26 gru 22 gru 270.7 217 +76 33 3.0 10


  • α, &delta : współrzędne położenia centrum radiantu roju, najczęściej podawane dla maksimum. to rektascensja, to deklinacja. Współrzędne α i δ zmieniają się w czasie ze względu na ruch Ziemi na orbicie wokół Słońca. Położenia radiantów w okresach aktywności poszczególnych rojów przedstawiono w tej tabeli
  • r: Współczynnik masowy, wyliczany z rozkładu jasności meteorów danego roju. Rój z r= 2.0 —2.5 ma zjawiska jaśniejsze niż większość rojów, natomiast rój o r powyżej 3.0 ma zjawiska słabsze niż większość rojów.
  • λ: długość ekliptyczna Słońca, miara niezależna od kalendarza. Wszystkie wartości λ podano dla epoki 2000.0.
  • v: Prędkość meteoru w atmosferze lub prędkość widoma w km/s. Prędkości meteorów zawierają się w przedziale od około 11 km/s (bardzo wolny) do 72 km/s (bardzo szybki). Meteor o prędkości 40 km/s ma średnią prędkość.
  • ZHR: Zenithal Hourly Rate - zenitalna liczba godzinna, czyli liczba meteorów z danego roju zaobserwowana w ciągu godziny przez nierzeczywistego obserwatora w idealnych warunkach pogodowych i gdy radiant roju jest w zenicie. Gdy wysoka aktywność trwa krócej niż godzinę lub warunki obserwacyjne są niesprzyjające, podaje się szacowaną Zenitalną Liczbę Godzinną (EZHR - Equivalent Zenithal Hourly Rate), która wyznaczona jest mniej dokładnie niż ZHR.
  • Dla początkujących

    Obserwacje meteorów należą do najłatwiejszych obserwacji astronomicznych. Są na tyle proste, że poradzą sobie z nimi uczniowie szkoły podstawowej, a ponadto nie wymagają użycia żadnego sprzętu. Jeśli jesteś więc początkującym miłośnikiem astronomii nie posiadającym swojego teleskopu, to obserwacje meteorów są właśnie tym co powinieneś polubić. Oczywiście obserwacje meteorów można prowadzić na różne sposoby. Tu jednak skupimy się na najprostszej obserwacji, jaką można wykonać. Jedyną wiedzą, jaką powinieneś dysponować, jest znajomość gwiazdozbiorów.

    1) Kiedy obserwować?

    Taka najprostsza obserwacja ma jednak pewne mankamenty. Otóż, aby była ona wartościowa naukowo, musimy wykonać ją w okolicach wzmożonej aktywności, któregoś z dużych rojów meteorów. W ciągu roku jest kilka takich okresów. Oto one:

    a) Noc z 3 na 4 stycznia, kiedy to w ciągu prawie każdej godziny można obserwować około kilkudziesięciu meteorów z roju Kwadrantydów,Więcej>>
    b) Noc z 21 na 22 kwietnia, kiedy każdej godziny po północy możemy liczyć na nawet kilkanaście meteorów z roju Lirydów,Więcej>>
    c) Noce od 1 do 10 maja, kiedy maksimum swojej aktywności osiągają Eta Aquarydy,Więcej>>
    d) Noce od 5 do 15 sierpnia, kiedy maksimum swojej aktywności osiąga jeden z najbardziej znanych rojów o nazwie Perseidy,Więcej>>
    e) Noc z 31 sierpnia na 1 września, kiedy to możemy obserwować około 10 Alfa Aurygid na godzinę,
    f) Noce od 20 do 24 października z maksimum roju Orionidów, który popisuje się aktywnością około 20 zjawisk na godzinę,Więcej>>
    g) Okolice 17 i 18 listopada z maksimum bardzo ostatnio aktywnego roju Leonidów,
    h) Noce od 11 do 15 grudnia, kiedy to możemy liczyć na aktywne w tym czasie Geminidy,Więcej>>
    i) Noc z 21 na 22 grudnia z maksimum roju Ursydów.Więcej>>

    Wybierzcie najbliższy z wymienionych wyżej okresów i kliknijcie na nazwę aktywnego w nim roju. Zobaczycie wtedy mapę nieba z naszkicowanym położeniem radiantu danego roju, czyli miejsca z którego zdają się wylatywać jego meteory. Położenie te oznaczyliśmy kołem o promieniu kilku stopni, takie są bowiem rozmiary typowych radiantów. Warto dobrze zapamiętać położenie radiantu, bowiem wszystkie meteory zaobserwowane podczas naszej obserwacji, które wylatywać będą z jego obszaru, zaliczać będziemy do interesującego nas roju.


    2) Co zabrać ze sobą?

    Przede wszystkim musimy zadbać o naszą wygodę. Obserwacje mają kojarzyć się nam z przyjemnością a nie katorgą. Weźmy więc ze sobą wygodny leżak, polówkę, materac lub karimatę. Oprócz tego niezbędne, nawet w wakacyjne noce, będą ciepłe ubranie i śpiwór. Dodatkowo wyposażamy się w latarkę o słabym, najlepiej czerwonym świetle, zegarek i dyktafon. Jeśli ktoś nie posiada tego ostatniego, można wziąć po prostu notes i dwa ołówki (jeden w zapasie).

    3) Gdzie obserwować?

    Do obserwacji najlepiej wybrać miejsce leżące z dala od świateł miejskich. Nieba nie powinny też przesłaniać ani drzewa ani pobliskie domy. Jeśli na niebie znajduje się Księżyc ustawmy leżak tak, żeby Srebrny Glob mieć za plecami.

    4) Gdzie patrzeć?

    Wykorzystując obrotową mapę nieba lub jakikolwiek atlas nieba dostępny w waszym komputerze zorientujcie się, gdzie w momencie Waszej obserwacji znajdował się będzie radiant roju. Leżak ustawcie tak, żeby spoglądać nie dokładnie w radiant lecz jakieś 10-30 stopni od niego. Centrum Waszego pola widzenia powinno zawsze znajdować się na wysokości co najmniej 40 stopni nad horyzontem. Obserwując, nie należy patrzeć sztywno w jeden punkt, lecz wodzić swobodnie wzrokiem po okolicach centrum naszego pola widzenia.

    5) Przed obserwacją.

    Pierwsze 10 minut naszej pracy poświęćmy na właściwe przygotowanie stanowiska obserwacyjnego. Usiądźmy wygodnie tak żeby wszystko mieć pod ręką. Zorientujmy się gdzie na niebie leży radiant interesującego nas roju i jak wygląda on w zależności od tego gdzie spoglądamy. Nie będzie to na pewno czas zmarnowany, bowiem komfort naszej pracy powoduje, że uzyskujemy wartościowsze naukowo wyniki, a dodatkowo adoptujemy wzrok do ciemności, dzięki czemu dojrzymy więcej meteorów.

    6) Co zanotować?

    Wzór raportu z prostej obserwacji można pobrać ze strony: Pomoce obserwatora.

    a) Dane podstawowe takie jak swoje imię i nazwisko, nazwę miejscowości, w której obserwujemy i nazwę gwiazdozbioru, który znajduje się w centrum naszego pola widzenia,

    b) Widoczność graniczna. Spójrzmy na rysunek. Znajduje się na nim mapa gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy, na której zaznaczono jasności niektórych gwiazd. Patrząc na niebo postarajmy się określić, jaka jest jasność najsłabszej dostrzegalnej przez nas gwiazdy. Nie patrzmy przy tym na gwiazdę bezpośrednio lecz zerkajmy kątem oka. Czułość naszego wzroku jest wtedy największa. Do notesu zapiszmy jasność najsłabszej gwiazdy. Całą operację wykonajmy na początku i na końcu naszej obserwacji,

    c) Czas początku i końca obserwacji. Należy podać go z dokładnością do jednej minuty. Używajmy czasu uniwersalnego UT. W lecie od czasu wskazywanego przez nasz zegarek należy odjąć dwie godziny, a w zimie jedną,

    d) Liczba meteorów z interesującego nas roju,

    e) Liczba wszystkich pozostałych meteorów.

    Wzór raportu z prostej obserwacji można pobrać ze strony: Pomoce obserwatora.

    7) Jak długo obserwować?

    Nasza obserwacja powinna trwać najlepiej równą godzinę. Jeśli chcemy obserwować dłużej (do czego gorąco zachęcam) dzielimy ją na kilka godzinnych odcinków i dla każdego z nich określamy wszystkie wartości opisane w punkcie 6.

    Życzę powodzenia!

    PodglądZałącznikRozmiar
    obserwacja_meterowow_dla_poczatkujacych.jpg122.629999999999995 KB

    Kwadrantydy

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju Kwadrantydów zlokalizowane jest w konstelacji Wolarza i nazywane jest radiantem.
    Radiant znajduje się dokładnie w północnej jego części. Nazwę rój zawdzięcza już nieistniejącemu gwiazdozbiorowi Quadrans Muralis, który został "wcielony" do gwiazdozbioru Wolarza. Radiant najlepiej zlokalizować można przy pomocy Małej i Wielkiej Niedźwiedzicy, przedłużając linię dyszla małego i części dyszla Wielkiego Wozu a centrum roju znajdzie się na ich przecięciu.
    Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant Kwadrantydów.

    Jak najlepiej oglądać Kwadrantydy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą zimową odzież gdyż styczniowe noce są mroźne, wyjść na zewnątrz najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak i najlepiej przykryć się kocem lub ciepłym śpiworem, skierować się w stronę północną (północno wschodnią lub północno zachodnią) i najlepiej patrzeć prosto do góry. Nie patrzmy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu będzie to Kwadrantyd.

    Aktywność Kwadrantydów trwa od 28 grudnia do 12 stycznia. Maksimum występuje zazwyczaj z 3/4 stycznia a w roku 2010 będzie ono wieczorem 3 stycznia czyli w niedzielę (λ = 283.1° - 283.3°).
    Centrum z którego wylatują Kwadrantydy to radiant o współrzędnych RA = 230°, DEC = +49°. W tym roku aktywność jaką popiszą się meteory tego roju przewidywana jest na około kilkadziesiąt zjawisk na godzinę.

    W obserwacjach tegorocznych Kwadrantydów będzie przeszkadzał Księżyc 3 dni po pełni i znajdujący się w noc maksimum w gwiazdozbiorze Lwa. Maksimum przewidywane jest na godziny wieczorne 3 stycznia. W latach ubiegłych ZHR sięgał nawet wartości 160. Główny pik trwa około 11-12 godzin, więc może łatwo zostać przeoczony. Ze względu na to, że cząstki o różnej masie są w określony sposób rozłożone w strumieniu meteoroidów, możliwe są dwa maksima: jedno wykrywalne w obserwacjach teleskopowych i radiowych, spowodowane mniejszymi cząstkami, dającymi zjawiska o mniejszej jasności, oraz drugie, widoczne wizualnie. Widoczna jest także różnica w rozmiarach radiantu: poza maksimum radiant jest bardziej rozmyty, ma średnicę ponad 10°. Podczas samego maksimum radiant jest mniejszy. Ziemia przechodzi wtedy przez jądro strumienia meteoroidów, gdzie różnice elementów orbitalnych poszczególnych cząstek są niewielkie. Meteoroidy poruszające się po bardzo podobnych torach dają w efekcie bardzo mały radiant.

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 230° DEC = +49°
    Okres aktywności: 28.12-12.01
    Maksimum: 03.01
    Średnica radiantu: 5°
    Prędkość: 41
    ZHR max: 120
    Skrót: QUA

    Lirydy

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju Liryd zlokalizowane jest w konstelacji Lutni i nazywane jest radiantem. Radiant znajduje się dokładnie w północnej części gwiazdozbioru Lutni, niedaleko bardzo jasnej gwiazdy Wega.
    Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant Lirydów.

    Jak najlepiej oglądać Lirydy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą odzież gdyż kwietniowe noce są jeszcze chłodnawe, wyjść na zewnątrz, najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak skierować się w stronę wschodnią (północno wschodnią lub wschodnią) i patrzeć prosto do góry. Nie patrzmy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu będzie to Liryd.

    Aktywność Lirydów trwa od 16 do 25 kwietnia. Maksimum występuje zazwyczaj z 22/23 kwietnia a w roku 2009 spodziewać się go można najprawdopodobniej około godziny 13 dnia 22 kwietnia (w środę) czyli w czasie niekorzystnym dla obserwatorów z terenów Polski (λ = 32°32).

    Analiza roju z ostatnich lat pokazała że moment maksimum zmienia się między 22 kwietnia 3h UT, a 22 kwietnia 14 UT (λ = 32°0 —32°45). Centrum z którego wylatują Lirydy to radiant o współrzędnych RA = 271°, DEC = +34°. W tym roku aktywność jaką popiszą się meteory tego roju przewidywana jest na około 20 zjawisk na godzinę. W obserwacjach tegorocznych Lirydów nie będzie nam przeszkadzał Księżyc 2 dni po nowiu.

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 271° DEC = +34 °
    Okres aktywności: 16.04-25.04
    Maksimum: 22.04
    Średnica radiantu: 5°
    Prędkość: 49
    ZHR max: 18 (ale nawet 90!)
    Skrót: LYR

    Zachęcam do wykonania prostej obserwacji Lirydów.

    Eta Akwarydy

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju η-Aquarydów zlokalizowane jest w konstelacji Wodnika i nazywane jest radiantem. Radiant znajduje się dokładnie w centralnej części gwiazdozbioru Wodnika, tuż koło jego głowy. Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant η-Aquarydów.

    Jak najlepiej oglądać η-Aquarydy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą odzież gdyż kwietniowe i majowe noce są jeszcze chłodnawe, wyjść na zewnątrz, najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak skierować się w stronę wschodnią (północno wschodnią lub wschodnią) i patrzeć prosto do góry. Nie patrzymy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu i będzie dość szybki to jest to η-Aquaryd.

    Aktywność η-Aquarydów trwa od 19 kwietnia do 28 maja. Maksimum występuje zazwyczaj z 05/06 maja. W roku 2009 spodziewać się go można najprawdopodobniej 6 maja około godziny 3 rano (noc z wtorku na środę), w czasie niekorzystnym dla obserwatorów, gdyż Księżyc będzie jedynie 3 dni przed pełnią. Dopiero po północy radiant η-Akwarydów wzejdzie nad horyzont. Niestety rój ten można obserwować tylko rano przed wschodem Słońca na początku maja i w drugiej połowie nocy pod koniec maja gdyż przez większą część nocy znajduje się pod horyzontem co praktycznie uniemożliwia obserwacje zjawisk tego roju.

    W nocy 5 maja Księżyc będzie w nowiu, zatem nie będzie utrudniał w obserwacjach.
    Centrum z którego wylatują η-Aquarydy to radiant o współrzędnych RA = 336°, DEC = -02°.

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 336° DEC = -02°
    Okres aktywności: 19.04-28.05
    Maksimum: 05/06.05
    Średnica radiantu: 4°
    Prędkość: 66
    ZHR max: zwykle 10, w latach 2008-2010 70+
    Skrót: ETA

    Perseidy - Łzy św. Wawrzyńca

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju Perseidów zlokalizowane jest w konstelacji Perseusza i nazywane jest radiantem. Radiant znajduje się dokładnie w północnej części gwiazdozbioru Perseusza, niemal w połowie drogi między Perseuszem a Kasjopeą. Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant Perseidów.

    Jak najlepiej oglądać Perseidy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą odzież gdyż sierpniowe noce są już dość chłodnawe, wyjść na zewnątrz najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak skierować się w stronę wschodnią (północno wschodnią lub południowo wschodnią) i patrzeć prosto do góry. Nie patrzmy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu będzie to Perseid.

    Warunki do obserwacji maksimum roju Perseidów w roku 2007 są wyśmienite, gdyż nów Księżyca wypada 12 sierpnia. Najwięcej meteorów z tego roju powinno być widocznych nad ranem 13 sierpnia to jest w nocy z niedzieli na poniedziałek (λ = 140°0 —140°1).

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 46° DEC = +58 °
    Okres aktywności: 17.07-24.08
    Maksimum: 12/13.08
    Średnica radiantu: 5°
    Prędkość: 59
    ZHR max: 100
    Skrót: PER

    Czytaj dalej: Co zabrać ze sobą?

    Geminidy

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju Geminidów zlokalizowane jest w konstelacji Bliźniąt i nazywane jest radiantem. Radiant znajduje się dokładnie w północnej części gwiazdozbioru Bliźniąt, niemal nad gwiazdą Kastor. Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant Geminid.

    Jak najlepiej oglądać Gemindy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą zimową odzież gdyż grudniowe noce są już mroźne, wyjść na zewnątrz najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak skierować się w stronę wschodnią (północno wschodnią lub południowo wschodnią) i patrzeć prosto do góry. Nie patrzmy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu będzie to Geminid.

    Aktywność Geminidów trwa od 07 do 19 grudnia. Maksimum występuje zazwyczaj z 13/14 grudnia a w roku 2008 będzie ono 13 grudnia około 23 UT czyli w nocy z soboty na niedzielę (λ = 262.1°-262.3°).
    Centrum z którego wylatują Geminidy to radiant o współrzędnych RA = 112°, DEC = +33°. W tym roku aktywność jaką popiszą się meteory tego roju przewidywana jest na 120 zjawisk na godzinę. W tym roku w obserwacjach będzie nam przeszkadzał Księżyc (pełnia wypada w tym roku na 12-tego grudnia) dlatego też zalecamy obserwować w przeciwną stronę niż jego pozycja na niebie..

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 112° DEC = +33 °
    Okres aktywności: 07.12-17.12
    Maksimum: 13/14.12
    Średnica radiantu: 5°
    Prędkość: 35
    ZHR max: 120
    Skrót: GEM

    Ursydy

    Miejsce z którego pojawiają się meteory z roju Ursydów zlokalizowane jest w konstelacji Małej Niedźwiedzicy (zwanej inaczej Małym Wozem) i nazywane jest radiantem. Radiant znajduje się dokładnie w północnej części gwiazdozbioru, ponad nad gwiazdą Kochab. Poniżej jest przedstawiona mapka wg której odnajdziemy radiant Ursydów.

    Jak najlepiej oglądać Ursydy? Należy się ubrać w odpowiednią ciepłą zimową odzież gdyż grudniowe noce są już mroźne, wyjść na zewnątrz najlepiej w miejsce gdzie nie świecą latarnie oraz nie zasłaniają nam nieba budynki. Należy wziąć ze sobą krzesło lub leżak skierować się w stronę północną (północno wschodnią lub północno zachodnią) i patrzeć prosto do góry. Nie patrzmy bezpośrednio w centrum radiantu, gdyż najlepiej widoczne i stosunkowo jasne meteory pojawiają się w odległości kilkunastu-kilkudziesięciu stopni od niego. Jeśli zobaczysz meteora, przedłuż jego trajektorię wstecz i jeśli będzie wylatywał z radiantu będzie to Ursyd.

    Aktywność Ursydów trwa od 17 do 26 grudnia. Maksimum występuje zazwyczaj z 22/23 grudnia a w roku 2005 będzie ono 23 grudnia około 01:30 UT czyli w nocy z sobotę na niedzielę (λ = 270.7°).
    Centrum z którego wylatują Ursydy to radiant o współrzędnych RA = 217°, DEC = +76°. W tym roku aktywność jaką popiszą się meteory tego roju przewidywana jest na 10 zjawisk na godzinę, niekiedy podczas wybuchów jakie były w latach: 1945 i 1986 kiedy to ZHR wyniosły 100 lub więcej.

    Zwykle jest to rój do słaby, wykazuje jednak okresy podwyższonej aktywności. Jeden z największych wybuchów miał miejsce w roku 1945. Co ciekawe, kometa 8P/Tuttle (ciało macierzyste roju) była wówczas znacznie bliżej aphelium niż perihelium swojej orbity. Sytuacja powtórzyła się w roku 1986.
    Donoszono też o większej aktywności w roku 1988, 1994 i 2000. Podobne przypadki mogły jednak ujść uwadze obserwatorów, jako że Ursydy są aktywne przez do krótki czas i niesprzyjająca pogoda może całkowicie uniemożliwić obserwacje.
    W 1994 maksimum radiowe pojawiło się w momencie λ = 270.78° (λ - długość ekliptyczna Słońca); rok 2000 przyniósł wzmożoną aktywność (ZHR rzędu 90) widoczną szczególnie w obserwacjach wideo, której główny pik przypadł na λ = 270.78°. Odpowiada to okolicom godziny 3 UT 23 grudnia 2007. Radiant jest u nas okołobiegunowy, jednak obserwacje niemal przez całą noc będzie utrudniał Księżyc dochodzący do pełni w dniu Wigilii.

    W skrócie:

    Współrzędne radiantu: RA = 217° DEC = +76°
    Okres aktywności: 17.12-26.12
    Maksimum: 22/23.12
    Średnica radiantu: 5°
    Prędkość: 33
    ZHR max: 10
    Skrót: URS

    Zliczenia meteorów w praktyce - na przykładzie Perseidów

    Poniżej przedstawiam przykładowe notatki ze zliczeniowych obserwacji wizualnych meteorów w okolicy maksimum roju Perseidów wykonane przez KOWalskiego JAna.

    ==============================================
    11/12 sierpnia 2009, Las Wolski, kod KOWJA
    aktywne roje PER, KCG, SDA, CAP, ANT, SPO
    Start 22:30 UT
    obserwuję Lutnię RA,DEC ~ (18h40m~18.67h*15~280, 40) stopni
    najsłabsza gwiazda 5.9 magnitudo
    zachmurzenie 20% pola widzenia

    Lp. magnitudo przynależność
    1 2 PER
    2 3 PER
    - 2 KCG, wolny z Cyg/Dra
    3 3 PER
    - 2 SDA, b.szybki z Aqr
    4 -1 PER
    5 0 PER
    6 1 PER
    - 3 SPO
    - 2 CAP, b.wolny z Cap
    7 3 PER
    8 1 PER
    - 2 SPO, blisko PER, ale wolny!
    9 1 PER
    10 2 PER

    22:49 UT (Teff = 15 minut, -4 minuty stracone)
    obserwuję Łabędzia RA,DEC ~ (305, 40) stopni
    najsłabsza gwiazda 6.1 magnitudo

    1 1 PER
    2 -1 PER
    - 3 KCG, wolny z Cyg/Dra
    3 4 PER
    - 2 SDA, b.szybki z Aqr/Psc
    4 -2 PER
    5 0 PER, szybki
    6 2 PER
    - 3 ANT, średni spod Peg
    - 2 SPO, b.szybki z Cyg/Dra (to nie KCG!)
    7 2 PER
    8 3 PER
    9 4 PER
    10 2 PER
    11 1 PER

    23:02 UT (Teff = 10 minut, -3 minuty stracone)
    itd.
    ==============================================

    Na stronie IMO znajdziesz formularz elektroniczny z obserwacji ze zliczeniami. W formularzu należy jako pierwsze podać informacje dotyczące obserwatora, miejsca obserwacji oraz całej obserwacji (datę łamaną, jej początek i koniec). Posługujemy się czasem uniwersalnym UT = polski czas urzędowy w lecie - 2 godziny.

       

    Przy wykonaniu powyższej obserwacji ważna jest znajomość aktywnych dla danej daty rojów, ich położenia i prędkości. Są to dla nocy 11/12 sierpnia: Perseidy (skrót PER, V = 59 km/s okolice Perseusza), kappa-Cygnidy (skrót KCG, V = 25 km/s między Łabędziem i Smokiem), delta-Aquarydy Południowe (skrót SDA, V = 41 km/s, Wodnik-Ryby), Antyhelion (skrót ANT, V~30 km/s, Wodnik) oraz alfa-Capricornidy (skrót CAP, V = 23 km/s, Koziorożec). Większość meteorów obserwowanych tej nocy będą Perseidami, tyniemniej można się spodziewać kilka meteorów z innych rojów oraz meteory nie związane z żadnym rojem, które nazywamy sporadycznymi i oznaczamy SPO. Poniżej przedstawiam mapy z ich położeniem na niebie.


    Rys. Pozycja radiantu roju Perseidów na niebie.



    Rys. Pozycja radiantu rojów południowych: delta-Aquarydów S (SDA), Antyhelionu (ANT) i alfa-Capricornidów (CAP) na niebie.



    Rys. Pozycja radiantu roju kappa-Cygnidów na niebie.

    Najlepiej jest obserwować obszar nieba około 30-50 stopni od radiantu Perseidów i co najmniej 30 stopni stopni nad horyzontem oraz jak najdalej od Księżyca. Gdy zobaczymy zjawisko meteorowe należy je przedłużyć wstecz na niebie (za pomocą ołówka lub ręki) i sprawdzić czy nie trafia w radiant aktywnego tej nocy roju. Jeśli trafia w radiant to zjawisko nie może być zbyt długie w jego pobliżu (dokładniej podwojona długość meteoru jest krótsza niż odległość początku zjawiska-radiant). Natomiast prędkość kątowa powinna odpowiadać prędkości geocentrycznej zjawisk, z uwzględnieniem faktu iż meteory z danego roju bliżej radiantu będą wolniejsze niż te zaobserwowane daleko od niego. Więcej o kryteriach przynależności meteoru do radiantu można przeczytać w poradniku do obserwacji ze szkicowaniem. Jasności meteorów oceniamy z pomocą najbliższych gwiazd i innych obiektów widocznych na nieboskłonie. Dla ułatwienia sporządziliśmy krótką tabelę.

    Przy wykonaniu obserwacji zliczeniowej bardzo ważne jest oszacowanie widoczności granicznej (w każdym przedziale lub co pół godziny lub gdy zmieniają się warunki atmosferyczne) oraz procentowego zachmurzenia w polu widzenia (jako zmniejszenie pola widzenia uznajemy również przeszkody terenowe). Informacja o zachmurzeniu trzeba przekazać do IMO przeliczając je do wielkości F danej wzorem:

    gdzie K to procentowe zachmurzenie. W naszym przypadku K = 20% = 0.2, czyli po podstawieniu do wzoru F = 1.25. Przykładowe wartości F dla danego zachmurzenia: 10% -> 1.11, 20% -> 1.25, 30% -> 1.43, 40% -> 1.67, 50% -> 2.0.

    Najprostszą ocenę widoczności granicznej - czyli najsłabszych obserwowanych gwiazd - można wykonać korzystając z poniższej mapki Małej Niedźwiedzicy. Wykonując tą ocenę należy starać się obserwować kątem oka (tam jest najwięcej pręcików) oraz dobrze zapoznać się z położeniem słabszych gwiazd. Obserwatorów, którzy wykonywali już obserwacje ze szkicowaniem zachęcam do wyznaczania LM z wykorzystaniem pól widoczności granicznej w Cefeuszu, Smoku lub innym polu usytuowanym w pobliżu pola widzenia.

    Położenie naszego pola widzenia wprowadzamy w raporcie w stopniach. Aby przejść z rektascencji w godzinach na stopnie należy pomnożyć wyrażoną w ułamku dziesiętnym liczbę godzin razy 15. Dla pola w Lutni jest to około 18h 40 minut ~ 18.67 h * 15 ~ 280 stopni.

    Długość czasowa przedziałów obserwacji dostosowujemy tak aby w każdym znalazło sie 10-12 zjawisk z roju Perseidów. W raporcie elektronicznym - wypełnianym na stronie IMO - wpiszemy:

    Dla dalszych obliczeń wykonywanych przez analizujących dane ważne są jasności meteorów, a konkretniej ile meteorów o danej jasności z obserwowanych rojów zaobserwowaliśmy. W tych polach należy notować około 20-25 zjawisk, z dwóch przedziałów czasowych dla Perseidów i z całej nocy dla pozostałych rojów. Aby sprawnie i bezbłędnie wypełnić rozkład jasności warto sporządzic tabelkę z jasnościami i kolejno przydzielać meteory do odpowiedniej kolumny, odznaczając meteor już zapisany.

    W przedostatnim polu można wpisać swoje komentarze w języku angielskim. W ostatnim, należy wprowadzić swój adres e-mail, otrzymamy kopię wprowadzonego formularza.

    Więcej informacji dotyczących aktywności Perseidów w roku 2009 znajdziecie na łamach Cyrqlarza 193. W razie wątpliwości lub jakichkolwiek pytań proszę o kontakt pod adresem pkim@pkim.org.

    Obserwacje ze szkicowaniem

    Jeśli czytasz to opracowanie, to znaczy, że udało Ci się szczęśliwie przebrnąć przez swoje pierwsze prawidłowo przeprowadzone obserwacje meteorów. Czas teraz powiedzieć kilka słów o tym, co zrobić aby Twoje wyniki miały jeszcze większą wartość naukową. Otóż obserwacje meteorów niosą ze sobą dużo więcej informacji, jeżeli zdecydujemy się naszkicować trasy zaobserwowanych przez nas zjawisk na mapy nieba. Łatwo sobie przecież wyobrazić sytuację taką, w której po kilku latach chcemy wrócić do naszych obserwacji i sprawdzić, czy był wtedy aktywny jakiś rój, który został odkryty całkiem niedawno. Jeśli nie szkicowaliśmy meteorów, informacje o nowych lub bardzo słabo znanych rojach znikają, bowiem do raportu wpisujemy tylko te z listy podawanej przez International Meteor Organization(IMO).

    W tym opracowaniu znajdziesz dziewięć map gnomonicznego Atlasu Brno 2000 Odwzorowanie gnomoniczne jest bardzo przydatne podczas obserwacji meteorów, bo pozwala szkicować ich trasy jako linie proste. Na zwykłej mapie nieba musielibyśmy szkicować je jako łuki, co znacznie utrudnia pracę.

    Obserwacje wizualne

    Załóżmy więc, że planujemy wyjść na obserwację w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku. Ponieważ nów Księżyca wypada 14 grudnia będziemy mieli bardzo dobre warunki do obserwacji. Pierwsze co musimy zrobić, to zerknąć do Cyrqlarz-a lub na stronę internetową PKiM i sprawdzić jakie roje aktywne są tej nocy. Okazuje się, że w tym czasie możemy obserwować meteory wylatujące z radiantów Antyhelionu (kod IMO roju - ANT), Monocerotydów XII (kod IMO roju - MON), σ-Hydrydów (kod IMO roju - HYD) i Geminidów (kod IMO roju - GEM). Chcielibyśmy wiedzieć gdzie na mapach naszkicować położenia radiantów aktywnych rojów i zorientować się kiedy przypadają ich planowane maksima. Szczęśliwie się składa, że dla daty naszej obserwacji podane są w tabelach współrzędne wyżej wymienionych rojów.

    Pierwszy z rojów - Antyhelion - ma współrzędne αo = 90o i δo = +23o (przy czym indeks o oznacza moment obserwacji). Jeśli chcielibyśmy sprawdzić pozycję Antyhelionu w atlasie nieba należałoby podzielić współrzędną α - zwaną rektascensją - przez 15 co dałoby w rezultacie αo = 6h 00m i δo = +23o. Znalezione w ten sposób miejsce zaznaczamy
    na mapie. To źródło meteorów ma słabe maksimum w styczniu. W przypadku Monocerotydów XII pozycja ta wynosi αo = 100o i δo = +8o a maksimum aktywności przypada na datę naszej obserwacji. Znajdujemy pozycję w atlasie nieba i zaznaczamy na mapie. Rój σ-Hydrydów będzie miał maksimum 11 grudnia, czyli za dwa dni od daty naszej obserwacji. Pozycja jaką wyczytujemy z tabeli to: αo = 126o i δo = +2o i zaznaczamy na mapie. Ostatni rój aktywny tej nocy to Geminidy. Ten rój powinien mieć swoje maksimum za 4 dni od daty naszej obserwacji. W noc 13/14 grudnia można obserwować nawet ponad 100 meteorów w trakcie godziny. Wtedy przyda się nam raport do obserwacji bez szkicowania, ale o tym opowiemy
    później. Tymczasem w noc naszej obserwacji pozycja Geminidów na niebie (wyczytana z tabeli) to αo = 108o i δo = +33o

    Dociekliwy czytelnik zapytałby się teraz jak ustalić pozycję radiantów tych rojów za dwie doby albo poprzedniej nocy? Otóż jedynym wyjściem jest policzenie o ile zmienia się pozycja radiantu danego roju
    w ciągu doby. Przykładowo radiant σ-Hydrydów o północy 4/5 grudnia ma pozycję α1 = 122o i δ1 = +3o natomiast o północy 9/10 grudnia ma pozycję α2 = 126o i δ2 = +2o. Między tymi momentami czasu mija 5 dni, zatem można policzyć zmianę pozycji radiantu σ-Hydrydów w ciągu doby. W rektascensji wynosi ona: Δα = ( α2 - α1 ) / liczba dni = (126-122o) / 5 dni = +0.8o/dobę natomiast w deklinacji wynosi ona: Δδ= (δ2 - δ1 ) / liczba dni = (2-3o) / 5 dni = -0.2o/dobę. Wielkości Δα i Δ δ nazywamy dobowym dryfem radiantu. Uff...to nie koniec naszych zmagań z dryfem. Policzmy teraz jakie współrzędne radiant roju σ-Hydrydów miał o północy 7/8 grudnia, to jest dwie doby przed datą naszej obserwacji (α22):


    α = α2-2•Δα = 126 - 2•0.8 o = 124.4o



    δ = δ2-2•Δδ = 2 - 2 •(-0.2) o = 2.4o.

    Pierwszy z powyższych rojów maksimum swoje osiąga 1 grudnia i wtedy współrzędne jego radiantu wynoszą αm=82o i δm=+23o (przy czym indeks m oznacza moment maksimum). Od maksimum roju do daty naszej obserwacji minęło aż 9 dni, więc możemy spodziewać się, że radiant tego roju sporo się przesunął. Ruch radiantu (dobowy dryf) Antyhelionu wynosi δα=+1.2o i δδ=+0.0o. Tak więc do współrzędnych radiantu z maksimum trzeba dodać pomnożone przez 9 (bo tyle nocy dzieli nas od maksimum
    roju) wartości dryfu. Czyli współrzędne radiantu w momencie naszej obserwacji będą następujące:


    αo = αm+9• δα = 82 + 9 •1.2 = 92.8o


    δo = δm+9• δδ= 23 + 9 •0.0 = 23.0o

    gdzie indeksem o oznaczyliśmy współrzędne w momencie obserwacji. Współrzędne radiantu Antyhelionu (ANT) w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku są więc następujące: αo=92.8o i δo=+23.0o. Możemy jeszcze współrzędną α zwaną rektascencją przeliczyć do godzin (wystarczy dokonać dzielenia przez 15) i wtedy nasze współrzędne są następujące: αo=6h11m i δo=+23o.

    W przypadku Monocerotydów XII (MON) nie mamy takiego problemu, bowiem w nocy z 9 na 10 grudnia występuje maksimum aktywności tego roju, więc współrzędne radiantu wystarczy tylko odczytać z Cyrqlarz-a lub strony internetowej PKiM. W trakcie naszej nocy są one następujące: αmo=100o i δmo=+8o, co po przeliczeniu rektascencji na godziny daje: αo=6h40m i δo=+8o.

    Rój σ-Hydrydów (HYD) będzie miał maksimum 11 grudnia, czyli za dwa dni od daty naszej obserwacji. W tym przypadku od współrzędnych radiantu w maksimum aktywności trzeba odjąć pomnożone przez dwa wartości dobowego dryfu radiantu. Współrzędne tego roju w maksimu to: αm=127o
    i δm=+2o, a dobowy dryf: Δα=+0.7o i Δδ=-0.2o, więc współrzędne w trakcie naszej obserwacji będą następujące:


    αo = αm-2• Δα = 127 - 2 •0.7 = 125.6o


    δo = δm-2• Δδ= 2 - 2 •(-0.2) = 2 + 0.4 =2.4o

    a przeliczając je do godzin otrzymujemy: αo=8h22m i δo=+2.4o.

    Ostatnim rojem są Geminidy (GEM). W ich przypadku do maksimum roju pozostały 4 noce, więc współrzędne z maksimum należy pomniejszyć o pomnożone przez 4 wartości dobowego dryfu. Wykonując odpowiednie obliczenia otrzymujemy: αo=7h12m i δo=+33.4o.

    Potrafimy już sobie poradzić z każdą kłopotliwą pozycją radiantów. Możemy zatem wrócić do naszej obserwacji i nie pozostaje nam nic innego jak tylko naszkicowanie obliczonych pozycji radiantów
    oo) na mapę Atlasu Brno. Proszę przy tym zauważyć, że wszystkie te radianty leżą na mapie nr 4. Dobrze jest więc centrum pola obserwacji wybrać gdzieś na granicy gwiazdozbiorów Oriona, Byka i Bliźniąt. Wychodząc na obserwację należy wziąć ze sobą cały
    pakiet map. Nie ma przecież gwarancji, że meteory będą pojawiać się tylko i wyłącznie w obrębie obszaru odwzorowanego na mapie nr 4.

    Obserwacje wizualne II

    Gdy będziemy siedzieć już wygodnie, szczelnie opatuleni na naszym leżaku obserwacyjnym, zaadoptujemy wzrok do ciemności, pod ręką będziemy mieli nasze mapy, ołówek i dyktafon lub kawałek czystej kartki papieru, możemy rozpocząć obserwację. Po zanotowaniu czasu jej rozpoczęcia i początkowej widoczności granicznej LM zaczynamy wodzić powoli po niebie w okolicach wspomnianych wcześniej gwiazdozbiorów. W momencie zaobserwowania jakiegoś meteoru staramy się dokładnie zapamiętać jego trasę, a potem przenieść ją na odpowiednią mapę. Meteor rysujemy jako strzałkę podpisaną numerem. Zmierz czas jaki zajmuje naszkicowanie jednego zjawiska. Na dyktafonie (lub w notatniku) zapisz natomiast numer meteoru, jego jasność i prędkość w skali od 0 do 5 (Bardziej doświadczeni obserwatorzy mogą stosować skalę od 0 do 6, gdzie 6 oznacza meteor ekstremalnie szybki. Jeszcze bardziej zaawansowane osoby mogą rozszerzyć tą skalę do skali połówkowej. Więcej informacji na temat skali prędkości można znaleźć w rozdziale 2.3.). Nie trzeba podawać wysokości nad horyzontem, ponieważ informację tą można uzyskać z mapy, na której naszkicowaliśmy nasze meteory. Gdy minie godzina, przedłuż swoją obserwację, o taki okres czasu jaki zajęło Ci naszkicowanie wszystkich zjawisk, tak aby efektywny czas Twojej obserwacji wynosił pełną godzinę. Po wykonaniu tych czynności możesz rozpocząć następną godzinę obserwacji. Należy przy tym zachować numerację meteorów tzn. gdy w poprzedniej godzinie odnotowaliśmy np. osiem meteorów, pierwszy meteor w drugiej godzinie powinien mieć numer 9.

    W momencie zaobserwowania zjawiska, co do którego trasy nie mamy pewności, notujemy tylko informacje o jego jasności, prędkości, domniemanej przynależności do któregoś z aktywnych tej nocy rojów i rezygnujemy z jego szkicowania na mapie. W późniejszym raporcie dodamy do tego zjawiska komentarz not plotted (NP) co oznacza, że dane zjawisko nie zostało naszkicowane.

    Przykładowe notatki z Twojej obserwacji meteorów ze szkicowaniem mogłyby wyglądać tak jak na Rys. 1. Mapa z zaobserwowanymi i naszkicowanymi meteorami jest zaprezentowana na Rys. 2.



    Następnego dnia przychodzi czas na opracowanie naszej obserwacji i wypełnienie raportu. Wbrew pozorom nie jest to wcale skomplikowana sprawa i po pewnym czasie będziecie to robić z dużą wprawą. Warto jednak uważnie przeczytać ten poradnik i równie uważnie prześledzić poniższą analizę. W rozdziale drugim sformułujemy bowiem kryteria, które w bardzo wyraźny sposób pozwolą nam na identyfikowanie naszych zjawisk, a w rozdziale trzecim zastosujemy te kryteria w praktyce.


    Rysunek 3: Wpływ błędów szkicowania na określanie przynależnosci meteorów do radiantów.







    Rysunek nr.2: Mapa nr 4 z gnomicznego Atlasu Brno , na kótrej naszkicowano 17 meteorów zaobserwowanych podczas obserwacji wykonanej w nocy z 9 na 10 grudnia 2001roku. Środki okręgów lezą zawsze w centrum radiantu roju, a same okręgi mają promienie 2,5 lub 10 stopni. Dla Antyhelionu narysowano elipsy 20o x 13 o i 24 o x 18 o



    Kryteria przynależności

    2 Kryteria przynależności meteorów do danych radiantów

    Najważniejszą rzeczą jaką musimy zrobić opracowując nasz raport jest poprawne określenie przynależności poszczególnych zjawisk do radiantów aktywnych podczas obserwacji. Powszechnie znanym kryterium takiej oceny jest fakt, żeby zaklasyfikować meteor do danego roju musi on wybiegać z jego radiantu. Nie jest to jednak jedyny warunek i wcale nie jest on tak banalny jakby na pierwszy rzut oka mogło się wydawać. Poniżej omówimy więc wszystkie kryteria jakie musimy uwzględnić przy analizie naszych zjawisk.

    2.1 Kryterium kierunku

    Jak już wspomnieliśmy powyżej, meteor należący do danego roju musi wybiegać z jego radiantu. Pierwszym problemem jaki napotykamy jest rozmiar radiantu. Wiemy bowiem, że nie jest on konkretnym punktem na sferze niebieskiej lecz raczej dość sporym obszarem. Jest to spowodowane tym, że meteoroidy z danego roju, na skutek oddziaływań innych ciał Układu Słonecznego, nie wchodzą w ziemską atmosferę po idealnie równoległych torach. Zasada jest przy tym taka, że im starszy rój, tym bardziej anty-równoległe są trasy jego meteoroidów i tym większy radiant takiego roju. Drugi problem to meteory sporadyczne. Jeśli radiant nie jest idealnym punktem, podczas każdej obserwacji zdarzy się jedno, dwa lub nawet więcej zjawisk sporadycznych, których trasy przypadkowo będą pasować do któregoś z radiantów. Będą one sztucznie podwyższać liczby godzinne obserwowanych przez nas rojów. Problem trzeci to sam proces szkicowania. Zjawisko meteoru trwa czasami ułamki sekundy i dokładne odwzorowanie jego trasy na mapie jest bardzo trudne. Nawet najbardziej doświadczony obserwator nie robi tego bezbłędnie. Można sobie wyobrazić więc sytuację, że na skutek błędów w szkicowaniu meteor, który w rzeczywistości wybiegał z jakiegoś radiantu, na mapie został narysowany w taki sposób, że z radiantu tego już nie wybiega. Można też wyobrazić sobie sytuację odwrotną, w której meteor sporadyczny po błędnym naszkicowaniu na mapie, zaczyna wybiegać z któregoś z radiantów. Sytuacja ta nie stwarza dużych problemów, gdy mamy do czynienia z meteorem leżącym blisko swojego radiantu. Wtedy nawet spore błędy szkicowania mogą nie zafałszować klasyfikacji. Jeśli meteor znajduje się jednak daleko od radiantu, niewielki błąd szkicowania może powodować zmianę przynależności. Ilustruje to dobrze Rys. 3. Duże koło oznacza radiant roju Pegazydów. W pewnym momencie na niebie pojawił się meteor z tego roju i leciał on po trasie oznaczonej literką A. Obserwator naszkicował go jednak tak jak zaznaczyliśmy to linią przerywaną (trasa A'). Widać jednak, że pomimo dość sporego błędu w szkicowaniu, na skutek tego, że meteor leży blisko radiantu, nadal zaliczymy go do roju Pegazydów.
    Inaczej wygląda sytuacja z meteorem, który poruszał się po trasie B. On też należy do roju Pegazydów, lecz na skutek mniej więcej takiego samego błędu w szkicowaniu (obserwator narysował go tak jak pokazuje linia przerywana B'), zaliczymy go do meteorów sporadycznych. Widać więc, że rozsądnym jest powiązanie rozmiarów radiantu z odległością meteor-radiant. Z drugiej strony, rozmiarów radiantu nie można zwiększać w nieskończoność, bowiem w pewnym momencie będzie z niego wybiegać sporo meteorów sporadycznych sztucznie podwyższając aktywność roju. Można jednak przeprowadzić obliczenia, pozwalające tak dobrać rozmiary radiantu w zależności od odległości radiant-meteor, aby liczba zgubionych na skutek błędów meteorów należących do roju, była równoważona przez liczbę złapanych, na skutek tych samych błędów, meteorów sporadycznych. Żeby nie komplikować tego poradnika, tutaj przytoczymy tylko wyniki tych obliczeń. Wyniki te zebrane są w Tabeli 1, która przedstawia promień radiantu roju w zależności od odległości końca trasy meteoru od centrum radiantu.


    Odległość radiant-meteor Promień radiantu
    15o 7o
    30o 8.5o
    50o 10o
    70o 11.5o



    Tabela 1Promień radiantu roju w zależności od odległości meteoru
    od radiantu

    Radiant rój Antyhelionu ma kształt elipsy. Dlaczego tak jest? Otóż wspomnieliśmy już wcześniej, że roje stare mają zwykle większe radianty niż roje młode. Musimy to jakoś uwzględnić w naszych rozważaniach.
    Wyniki z Tabeli 1 możemy więc stosować dla większości normalnych radiantów. Wyjątkiem będą tu głównie roje leżące na ekliptyce, których meteoroidy krążą w płaszczyźnie orbit planet Układu Słonecznego i przez
    to są najbardziej narażone na zaburzenia ruchu. Dla nich nie możemy stosować rozmiarów radiantów przedstawionych w Tabeli 1 i obliczenia musimy przeprowadzić indywidualnie dla każdego roju z osobna. Wyniki takich obliczeń przedstawione są w Tabeli 2.


    Odległość radiant-meteor 15o 30o 50o 70o
    Antyhelion 10/6.5 12/9 13/10.5 17/15
    Taurydy N i S 20/13 24/18 26/21 34/30



    Tabela 2 Rozmiary radiantów rojów w zależności od odległości meteoru od radiantu. Te rozmiary są wielkościami półosi a i b elipsy reprezentującej radiant.

    Przykładowo, chcąc sprawdzić czy interesujący nas meteor należy do roju Taurydów, musimy najpierw zmierzyć odległość końca jego trasy od środka radiantu. Załóżmy, że odległość ta wynosi 30 stopni. Wtedy radiant Taurydów ma rozmiary 24o x 18o. Proszę wziąć uwagę, że jest to ogromny obszar! średnica tarczy Księżyca wynosi 0.5 stopnia, radiant Taurydów ma więc około 44 razy większe rozmiary i aż 600 razy większą powierzchnię!

    Kryteria przynależności II

    2.2 Kryterium długości

    Meteoroidy wpadając w naszą atmosferę zaczynają świecić już na wysokości 100-110 km nad powierzchnią Ziemi. Ogromna większość z nich przestaje istnieć pod dotarciu na wysokość 80 km. Te liczby nakładają
    bardzo konkretne ograniczenia na długość trasy zjawiska, dodając jeszcze jedno, bardzo łatwe do uwzględnienia kryterium, które możemy zapisać następująco:


    Jeśli radiant roju znajduje się wyżej niż 30o nad horyzontem to odległość początku trasy zjawiska od tego radiantu powinna być co najmniej dwa razy większa niż długość trasy samego meteoru

    Oczywiście kryterium tego nie stosujemy dla meteorów bardzo jasnych i bolidów. One zwykle docierają do niższych warstw atmosfery, znajdujących się na wysokości 40-60 km nad powierzchnią Ziemi i w związku z tym ich trasy mogą być wyraźnie dłuższe.

    2.3 Kryterium prędkości

    Meteoroidy podróżujące w przestrzeni kosmicznej w okolicy ziemskiej orbity, mają jedną i konkretną prędkość wynoszącą 42 km/s. Ziemia pędzi z prędkością 30 km/s. Jeśli więc oba ciała lecą na swoje spotkanie,prędkość meteoroidu w atmosferze wyniesie 72 km/s. Gdy Ziemia doganiameteoroid jego prędkość wyniesie tylko 12 km/s. Wiedząc, że zjawiska te obserwujemy z odległości około 100 km, możemy łatwo przeliczyć te wielkości na kątowe prędkości zjawisk na niebie. Te najwolniejsze przebywają więc odległość jednego lub kilku stopni łuku na sekundę, natomiast najszybsze ponad 25 stopni na sekundę. O ile jednak prędkość wejścia w atmosferę wyrażona np. w kilometrach na sekundę (będziemy ją oznaczać V) jest taka sama dla wszystkich meteoroidów z jednego roju, to prędkości kątowe na niebie mogą się znacznie od siebie różnić. Spowodowane jest to tym, że na skutek zjawiska perspektywy, meteory leżące blisko radiantu wydają nam się wolniejsze niż te znajdujące się daleko od niego. Dodatkowo na prędkość kątową ma też wpływ wysokość zjawiska nad horyzontem. Podsumowując, prędkość kątową wyrażoną w stopniach na sekundę możemy obliczyć ze wzoru:

    ω[o/sek] =0.573• V•sin hb•sin De

    gdzie hb to wysokość nad horyzontem początku zjawiska, a De to odległość końca trasy meteoru od radiantu. Posłużymy się tym przykładem do obliczenia prędkości meteorów z roju Perseidów, dla których V=59 km/s. Załóżmy, że wysokość radiantu wynosi 10o, a odległość radiant-koniec trasy zjawiska także 10o. Ponieważ radiant roju znajduje się bardzo nisko nad horyzontem, a meteor bardzo blisko niego, wysokość początku jego trasy musi także być bliska 10 stopni. W tym przypadku kątowa prędkość zjawiska wyniesie tylko 1o/sek. To bardzo mało! Popatrzmy jednak na realność naszych warunków. Rój nadaje się do analizy, gdy jego radiant ma wysokość nad horyzontem powyżej 20o, w związku z tym już jedno z naszych założeń jest nieprawdziwe. Dodatkowo zjawisko, którego koniec znajduje się około 10o od centrum radiantu leży prawie w radiancie, więc jest prawie meteorem stacjonarnym, dla którego nie można określić prędkości. Czyli i drugie nasze założenie było błędne. Rozsądnymi wartościami co do minimalnej prędkości Perseidów są więc
    hb=De=25o, a to po podstawieniu do wzoru daje 6o/sek. Maksymalną prędkość otrzymamy dla sin hb = sin De = 1 i wyniesie ona ω33o/sek. Zauważmy jednak ponownie, że aby warunki te zostały spełnione, to początek zjawiska powinien znajdować się w zenicie, a jego radiant leżeć prawie na horyzoncie. Coś takiego się jednak nie zdarza. Maksymalna wysokość radiantu Perseidów w Polsce to około 60o. Dla takiej wysokości może się już zdarzyć, że De=90o więc maksymalna możliwa prędkość Perseid to około 30o/sek. Biorąc jednak pod uwagę, że większość meteorów obserwować będziemy w odległości 20-60o od radiantu ich prędkość będzie wynosić około kilkunastu stopni na sekundę.

    Można w tym momencie zapytać, jak używana przez nas skala od 0 do 5 ma się do prędkości kątowych. Otóż skala ta zakłada krok 5o na sekundę, tak więc meteory o prędkości 1 będą miały prędkości kątowe z przedziału 1-5o/sek, meteory o prędkości 2 z przedziału 6-10o/sek, o prędkości 3 z przedziału 11-15o/sek, o prędkości 4 z przedziału 16-20o/sek i o prędkości 5 prędkości kątowe 21o/sek lub większe. Jeśli używać będziemy skali od 0 do 6, wtedy meteory o prędkości 5 odpowiadać będą przedziałowi prędkości kątowych 21-25o/sek, a meteory opisane przez nas liczbą 6 będą poruszały się z prędkością kątową 26o/sek lub większą.

    Obserwatorzy mający większe zaufanie do swoich możliwości obserwacyjnych mogą używać połówkowej skali prędkości. Wtedy krok wynosi 2.5o/sek. Dodatkowo aby skala pokrywała się z skalą całkowitą nie należy używać ocen 0.5 i 5.5. Tak więc meteory o prędkościach kątowych z przedziału 0.5-3o/sek oznaczymy 1, meteory o prędkościach 3.5-6o/sek oznaczymy 1.5 i tak dalej aż do meteorów o prędkościach większych od 27o/sek, które oznaczymy cyfrą 6. Dokładny opis skali połówkowej znajduje się w Tabeli 3.

    Prędkość Prędkość kątowa Prędkość Prędkość kątowa Prędkość Prędkość kątowa Prędkość Prędkość kątowa
    0 0o /sek 2 6,5-9o/sek 3.5 15.5-18o/sek 5 24.5-27o/sek
    1 0,5-3o/sek 2.5 9,5-12o/sek 4 18.5-21o/sek 6 >27o/sek
    1.5 3,5-6o/sek 3 12,5-15o/sek 4.5 21.5-24o/sek - -



    Tabela 3 Skala połówkowa i odpowiadające jej przedziały prędkości kątowych

    Musimy także pamiętać, że i przy ocenie prędkości obserwator może popełniać błędy. Tak więc meteor, który w rzeczywistości poruszał się z prędkością na przykład 17o/sek i który powinien być oznaczony cyfrą 3 w naszej skali całkowitej, może być przez obserwatora uznany za 2 lub 4. Zakładamy więc możliwość błędu o jeden stopnień w naszej pięcio lub sześciostopniowej skali. Możemy to omówić szerzej na przykładzie roju Bootydów Czerwcowych (JBO). Dla meteorów tego roju mamy V=14 km/s, więc ich prędkość kątowa powinna zwierać się od 0 do 8o/sek (dla uzyskania maksymalnej prędkości kątowej zakładamy sin hb = sin De = 1), są więc zjawiskami głównie bardzo wolnymi i wolnymi (prędkość 1 lub 2 w skali całkowitej). Biorąc jednak pod uwagę fakt, że oceniając prędkości zjawisk w skali od 0 do 5 też popełniamy błędy, część zjawisk wybiegających z radiantu Bootydów może mieć w naszych raportach prędkość 3 i zgodnie z naszą umową zaliczymy je do tego roju, a nie do zjawisk sporadycznych.

    Na tym kończą się kryteria, dzięki którym możemy określić przynależność zaobserwowanych przez nas meteorów. Jestem przekonany, że przy pierwszym czytaniu brzmią one skomplikowanie i wydają się bardzo trudne. Proszę się jednak nie zniechęcać. Naszym następnym krokiem będzie zastosowanie ich do fikcyjnej obserwacji przeprowadzonej w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku, z której wstępny raport zaprezentowaliśmy na Rys. 1, a zaobserwowane meteory zostały naszkicowane na mapie przedstawionej na Rys. 2. Po dokładnym przeanalizowaniu tych kilkunastu zjawisk będzie nam na pewno dużo łatwiej poradzić sobie z prawdziwą
    obserwacją. Jeszcze raz jednak zaznaczam, że wszystkie opisane powyżej kryteria po pierwszym czytaniu mogą wydawać się niezmiernie trudne, w rzeczywistości jednak wcale takie nie są. Postarajcie się bardzo uważnie przebrnąć przez opisane w następnym rozdziale przykłady, a potem ponownie przeczytajcie ten poradnik, a wszystko wyda Wam się o wiele łatwiejsze niż na początku.

    Wypełniamy raport

    3. Wypełniamy raport

    Oprócz tego poradnika i gnomonicznego Atlasu Brno, w tym liście znajduje się również czysty raport do obserwacji meteorów ze szkicowaniem. Raport ten jest powszechnie używany przez obserwatorów
    Pracowni Komet i Meteorów. Jest on w języku angielskim ze względu na to, że współpracujemy z nternational Meteor Organization która jest organizacją międzynarodową i trudno od niej wymagać
    znajomości języka polskiego. Anglojęzyczny raport nie powinien jednak stanowić problemu nawet dla osób nie znających tego języka, bowiem każdą z jego rubryk i tabeli wyjaśnimy oraz szczegółowo opiszemy w niniejszym poradniku.

    Wiersz 1- zawiera informację o dacie i godzinie naszej obserwacji (Date), którą wpisujemy w kolejności dzień ( day), miesiąc (month) i rok (year). Następnie wpisujemy czas rozpoczęcia naszej obserwacji (Begin) i czas jej zakończenia (End). Ponieważ w naszym przykładzie prowadziliśmy obserwację w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku w godzinach 21:20 - 00:48 UT, wierszten powinien wyglądać następująco:

    Date:____9/10_____(day),______12______(month), _______2001________(year) Begin: ____21h_20m____ End: ___00h_48m___ (UT)

    Proszę wpisywać do raportu datę łamaną 9/10 niezależnie czy obserwację prowadziliśmy jedynie 9 grudnia wieczorem, tylko 10 grudnia rano czy jak w przypadku tej obserwacji w środku nocy. Zapis taki pozwala jednoznacznie określić jakiej nocy została wykonana obserwacja.

    Wiersz 2 - Zawieramy w nim informację o miejscu naszej obserwacji, a więc jego współrzędne geograficzne: długość \lambda i szerokość \phi, a także wysokość nad poziomem morza h. Jeśli nasze miejsce obserwacji ma przyznany już kod IMO, nie musimy podawać powyższych danych, wystarczy aby w rubryce IMO Codewpisać wyżej wymieniony kod. Ponieważ nasza fikcyjna obserwacja wykonana była w
    Ostrowiku, którego kod IMO to 34014, właśnie tą liczbę wpisujemy do
    raportu. Wiersz 2 powinien więc wyglądać następująco:

    Location: λ = 21o24'00''E/ W φ=52o06' 00'' N/S h=__50___m_IMO Code: __34014__

    Wiersz 3 - Podajemy tu nazwę (Place) i kraj (Country) miejscowości, w której prowadziliśmy obserwację. Wiersz ten wygląda więc w następujący sposób:

    Place: _______________________OSTROWIK__________________________ Country: _________ POLAND________

    Wiersz 4 - W wierszu tym wpisujemy imię i nazwisko obserwatora (Observer), a także jego kod IMO, który tworzymy z pierwszych trzech liter nazwiska i dwóch imienia. Ponieważ naszym obserwatorem był Jan Kowalski, jego kod to KOWJA. Wiersz będzie więc wyglądał następująco:

    Observer: ______________________________ JAN__ KOWALSKI______________________________ IMO Code:______KOWJA_______

    Wiersz 5 - Tu podajemy współrzędne centrum naszego pola obserwacyjnego (Center of the observed field), średnią widoczność graniczną panującą podczas całej naszej obserwacji (LM), a także jej całkowity czas efektywny (Total Teff). W trakcie obserwacji, zgodnie z notatkami z Rys. 1, spoglądaliśmy w kierunku głowy Oriona. Jej przybliżone współrzędne to α=6h00m i δ=+20o i to właśnie wpiszemy do raportu. Całkowity czas obserwacji wyniósł 3 godziny i 15 minut, a więc Total Teff =3h15m. Troszkę bardziej skomplikowana jest sprawa ze średnią widocznością graniczną. W jej przypadku musimy dodać do siebie iloczyny widoczności granicznej i czasu w jakim ona panowała, a potem podzielić uzyskany wynik przez całkowity czas obserwacji. U nas, najpierw przez 15 minut (od 21:20 do 21:35 UT) mieliśmy widoczność 6.1 mag. Następnie przez 63 minuty (od 21:35 do 22:22 UT i od 22:23 do 22:39 UT) panowała widoczność 6.2 mag., a potem przez 124 minuty (od 22:39 do 23:25 UT i od 23:30 do 00:48 UT) widoczność 6.3 mag. Całkowity czas naszej obserwacji (po odliczeniu przerw) to 3 godziny i 22 minut, czyli 202 minuty. Tak więc średnia widoczność graniczna dla naszej nocy obserwacyjnej wyniesie:

    LM = 15 min• 6.1 mag + 63 min• 6.2 mag + 124 min• 6.3 mag+202min= 6.25mag

    Tak więc ostatecznie wiersz ten wyglądał będzie następująco:

    Center of the observed field: α=_06_h_00_m, δ=_+20_o_00'' __ LM=_6.25___ Total Teff =__3__ h__15_min

    Tabela 1- W tabeli tej zamieszczamy informacje o czasie rozpoczęcia i zakończenia poszczególnych odcinków obserwacji (Time UT), ich czas efektywny (Teff), panującą wtedy średnią widoczność graniczną (LM), współczynnik korekcji na zachmurzenie (F), numery meteorów obserwowane w poszczególnych odcinkach czasowych, a także współrzędne centrum pola obserwacji.

    Najpierw kilka słów o doborze odcinków czasowych. Ogólna zasada jest taka, że staramy się je dobierać tak, aby były najbliższe jednej godzinie czasu efektywnego. Rzecz jasna zdarzyć się może sytuacja, w której nie obserwowaliśmy równej ilości godzin. Wtedy postępujemy w taki sposób, że jeśli czas który obserwowaliśmy ponad pełną liczbę godzin jest krótszy od 30 minut, to dołączamy go do ostatniej godziny. Jeśli czas ten jest dłuższy, to wydzielamy go jako oddzielny wycinek. Przykładowo, jeśli obserwowaliśmy 4 godziny i 17 minut czasu efektywnego, to naszą obserwację dzielimy na 4 odcinki, trzy jednogodzinne i jeden 77 minutowy. Jeśli obserwowaliśmy 5 godzin i 38 minut, to naszą obserwację dzielimy na 6 odcinków - pięć godzinnych i jeden 38 minutowy.

    W naszym przypadku mamy obserwację, która trwała 3 godziny i 15 minut. Podzielimy ją więc na trzy odcinki - dwa godzinne i jeden 75 minutowy. Pierwszy odcinek o Teff=1h trwał od 21:20 do 22:22 UT, drugi odcinek o takim samym Teff trwał od 22:23 do 23:25 UT, a trzeci o Teff=1h15m=75m trwał od 23:30 do 00:48 UT.

    Zajmiemy się teraz pierwszym z tych odcinków. Musimy obliczyć widoczność graniczną w nim panującą. Robimy to w sposób taki jak opisaliśmy przy obliczaniu średniej widoczności granicznej z całej obserwacji, a więc mnożymy widoczności graniczne przez czasy ich trwania i dzielimy przez całkowity czas trwania danego odcinka czasowego. Pierwszy odcinek trwał od 21:20 do 22:22 UT czyli przez 62 minuty. Od 21:20 do 21:35 UT czyli przez 15 minut panowała widoczność 6.1 mag., a od 21:35 do 22:22 UT czyli przez 47 minut panowała widoczność graniczna 6.2 mag. Średnia widoczność dla tego odcinka czasowego wynosi więc:



    W podobny sposób liczymy współczynnik korekcji na zachmurzenie F. Najpierw musimy obliczyć współczynnik K, w którym mnożymy zachmurzenie w procentach przez czas trwania tego zachmurzenia, dodajemy do siebie takie iloczyny i dzielimy przez czas trwania obserwacji pomnożony przez 100\. Podczas pierwszego odcinka czasowego od 22:07 do 22:15 UT, a więc przez 8 minut panowało zachmurzenie 10\, a od 22:15 do 22:22 UT, a więc przez 7 minut, zachmurzone było 20\ obserwowanego obszaru. Współczynnik K wynosi więc:



    Współczynnik F jest powiązany z K następującym wzorem:



    Podsumowując, w pierwszym odcinku czasowym o Teff=1h, panowała widoczność graniczna LM=6.18 mag., współczynnik korekcji na zachmurzenie wynosił F=1.04 i w czasie tym zaobserwowaliśmy meteory o numerach od 1 do 5.

    Zajmiemy się teraz drugim odcinkiem czasowym trwającym przez 62 minuty (od 22:23 do 23:25 UT), dla którego Teff=1h i w którym zaobserwowaliśmy meteory o numerach od 6 do 11. W jego trakcie, przez 16 minut (od 22:23 do 22:39 UT) panowała widoczność 6.2 mag., a
    przez następne 46 minut (do 23:25 UT) widoczność 6.3 mag. W związku z tym średnia dla tego odcinka widoczność graniczna wynosi:



    Jeśli chodzi o chmury to przez 16 minut zakryte było 10% obserwowanego obszaru, przez 15 minut 5%, przez kolejne 16 minut 15% i przez ostatnie 15 minut aż 20. Współczynnik K w związku z tym wynosi:



    a więc F to:



    Ostatni odcinek czasowy trwał przez 78 minut (od 23:30 do 00:48 UT). Jego czas efektywny wyniósł Teff=1h15m i w czasie tym odnotowaliśmy meteory o numerach od 12 do 18. Przez cały czas tego odcinka panowała widoczność graniczna 6.3 mag., tak więc średnia LM
    wyniesie po prostu 6.30 mag. Zachmurzenie przez pierwsze 15 minut wynosiło 25, przez następne 16 minut 20, przez kolejne 15 minut 10, a potem do końca obserwacji chmury zupełnie ustąpiły. Współczynnik K wyniesie więc:



    a współczynnik F:



    Podajemy również współrzędne centrum naszego pola obserwacyjnego αFC i δFC. W trakcie obserwacji, zgodnie z notatkami z Rys. 1, spoglądaliśmy w kierunku głowy Oriona. Jej przybliżone współrzędne to α=6h00m i δ=+20o i to właśnie wpiszemy do raportu. Jeśli wykonujemy dłuższą obserwację można zmieniać co 2-3 godziny centrum pola widzenia.

    Ostatecznie więc Tabela 1 naszego raportu będzie wyglądała następująco:

    Time (UT) Teff LM F Meteors αFC δFC
    21:20-22:22 1,000 6,18 1,04 1-5 6h00m +20o00'
    22:23-23:25 1,000 6,27 1,14 6-11 6h00m +20o00'
    23:30-00:48 1,250 6,30 1,12 12-18 6h00m +20o00'

    Proszę zwrócić uwagę na sposób zapisu czasu efektywnego. Podajemy w godzinach traktując minuty jako ułamkowe części godziny. Dlatego zapis 1.250 h oznacza dokładnie to samo co 1h15m bowiem 15 minut to 15/60 czyli 0.250 godziny. Jeśli komuś sprawia problem przeliczenie minut do ułamka godziny (czyli praktycznie rzecz biorąc podzielenie liczby minut przez 60), może w tabeli tej pozostać przy zapisie godzinowo-minutowym. W takim wypadku czas efektywny ostatniego odcinka powinien być apisany jako 1h15m.

    Wypełniamy raport II

    Tabela 2 - Observed showers - Do tej tabeli wpisujemy nazwy i współrzędne radiantów obserwowanych przez nas rojów meteorów. Proszę wpisywać jeśli to możliwe kod IMO danego roju. Trzeba przy tym zaznaczyć, że współrzędne te odnoszą się do daty naszej obserwacji. W naszym przypadku zadanie było proste ponieważ data 10 grudnia zawarta jest w tabelach podanych w Cyrqlarz-u i na naszych stronach internetowych. W ogólnym przypadku (na przykład gdybyśmy obserwowali 7 grudnia) należałoby przeliczyć o ile pozycja danego radiantu zmienia się w ciągu dnia i wykonać odpowiednie obliczenia. W naszym raporcie Tabela ta będzie wyglądać następująco:

    Observed showers α SH δSH
    ANT 90o +23o
    GEM 108o +33o
    MON 100o +8o
    HYD 126o +2o

    Pod Tabelami 1 i 2 znajduje się krótkie podsumowanie naszej obserwacji. Całkowity czas obserwacji wyniósł 3 godziny i 15 minut, a więc 3 całe i 15/60 = 0.250 części godziny: Total Teff =3.250 h. Korzystaliśmy przy szkicowaniu z mapy numer 4: Charts: 4. W polu Remarks możemy wpisać nasze uwagi co do obserwacji:

    Total Teff= __3_ 250 h Charts: _____4_____________________ Remarks: -10oC ZIMNO!__________________________

    Tabela 3- Zawiera ona informacje o obserwowanych meteorach takie jak: numer (N), czas wystąpienia zjawiska (Time), jasność (Mag), prędkość (V), rój (Str.) i uwagi (Rem.) typu ślad (trace), smuga (trail), rozbłysk (flash). Jedyną rubryką tej tabeli, która może nam sprawić problemy jest przynależność meteorów do któregoś z obserwowanych rojów (Stream). Omówimy więc i dokładnie zastosujemy kryteria z rozdziału 2 do każdego z odnotowanych przez nas zjawisk. Aby to zrobić musimy mieć teraz przed oczami Rys. 1 i 2, na których mamy notatki z naszej obserwacji i mapę z naszkicowanymi meteorami. Dodatkowo musimy zerknąć do Cyrqlarz-a lub tabeli z rojami na stronie internetowej PKiM aby odszukać tam prędkości geocentryczne naszych rojów. I tak dla Geminidów (GEM) V=35 km/s, dla Monocerotydów XII (MON) V=43 km/s, dla Antyhelionu (ANT) V=30 km/s i dla σ-Hydrydów (HYD) V=58 km/s. W naszej pracy bardzo przydatne będą rekwizyty takie jak: ołówek, cyrkiel, obrotowa mapa nieba (oraz program typu planetarium) i linijka, które pozwolą nam na określenie wysokości meteorów nad horyzontem i ich odległości od radiantu. Do obliczeń przyda się także kalkulator (podręczny lub w komputerze - należy pamiętać o przełączeniu w tryb obliczeń w stopniach!) z funkcjami takimi jak sinus.

    Meteor ten znajduje się w odległości De równej około 55o od radiantu Geminidów (GEM). średnica tego radiantu w takiej sytuacji powinna wynosić, zgodnie z Tabelą 1, aż 20o. Na mapie z Rys. 2 narysowaliśmy dwa okręgi o środku w radiancie Geminidów - mniejszy o promieniu 2o, a większy o promieniu 10o (Proszę pamiętać, że promień okręgu to połowa jego średnicy). . Widać więc, że dla meteoru nr 1 radiant Geminidów będzie wyglądał dokładnie tak jak większy okrąg. Wsteczne przedłużenie trasy tego zjawiska będzie teraz pasować do radiantu Geminidów, więc kryterium 1 w przypadku meteoru nr 1 jest spełnione i możemy podejrzewać, że należy on do roju Geminidów.
    Bardzo łatwo zauważyć, że i kryterium 2 jest spełnione, bowiem odległość radiant-początek zjawiska Db jest ponad dwa razy większa niż długość trasy meteoru. Czas na sprawdzenie trzeciego kryterium związanego z prędkością. Jak już wspomnieliśmy odległość De wynosi 55o, używając obrotowej mapy nieba lub jakiegokolwiek komputerowego programu zawierającego astronomiczne planetarium, możemy łatwo sprawdzić, że wysokość nad horyzontem początku tego zjawiska hb wynosi tylko 10o. Dzięki temu, korzystając ze wzoru (1) możemy stwierdzić, że Geminid w takiej odległości od radiantu roju i na takiej wysokości nad horyzontem powinien mieć prędkość kątową:

    ω= 0.573 •35•sin10o•sin55o = 0.573•35 •0.174 •0.819 = 2.9o/sek

    Nasza ocena prędkości, którą dokonaliśmy podczas obserwacji jest na granicy klasy prędkości 2 i 3 (albo inaczej mówiąc 2.5) co mówi nam zgodnie z Tabelą 3, że prędkość tego zjawiska wynosiła od 9.5 do 12o/sek. Minimalna różnica między prędkością obserwowaną a obliczoną na podstawie wzoru (1) wynosi więc 9.5-2.9=6.6o/sek. Przypominam jednak, że dopuszczamy błąd o 1 stopień w skali pięciostopniowej czyli odchyłkę wynoszącą 5o/sek. Nasza różnica jest wyraźnie wyższa niż dopuszczalny błąd, możemy więc stwierdzić, że meteor ten nie spełnia kryterium prędkości i nie możemy zaliczyć go do roju Geminidów.

    Przyglądając się uważnie trasie zjawiska nr 1 zauważymy, że ociera się ona także o radiant Monocerotydów XII (MON). Odległość końca meteoru od tego radiantu wynosi De=25o. Zgodnie z Tabelą 1, średnica radiantu powinna wynosić 16o, czyli promień 8o. Z Rys. 2 widać, że meteor nr 1 ledwo ociera się o okrąg o promieniu 10o z centrum w radiancie Monocerotydów XII. Jeśli zmniejszymy promień tego okręgu o 2o (tak aby uzyskać wymagane 8o), przedłużenie trasy tego zjawiska nie będzie się już przecinać się z radiantem
    Monocerotydów XII. W tym przypadku nie jest spełnione więc kryterium pierwsze i meteor nr 1 na pewno nie należy do roju Monocerotydów XII. Zjawisko ociera się o radiant Antyhelionu, czytelnik może łatwo
    sprawdzić (polecam jako ćwiczenie!) iż spodziewana ω≈ 2.3o/sek, więc nie należy do tego roju. Ponieważ jego trasa nie pokrywa się już z żadnym innym aktywnym tej nocy radiantem będzie on wobec tego zjawiskiem sporadycznym i wpisujemy do raportu SPO.

    Meteor nr 2 wybiega prawie z centrum radiantu Geminidów, a więc kryterium 1 jest na pewno spełnione, tym bardziej, że odległość De wynosi w tym przypadku aż 50o i ponownie średnica radiantu Geminidów powinna wynosić aż 20o. Kryterium długości jest także spełnione, więc do sprawdzenia pozostaje nam tylko kryterium prędkości. Wysokość początku zjawiska nad horyzontem hb wynosi aż 75o, a więc korzystając ze wzoru (1) mamy:

    ω= 0.573•35 •sin 75o•sin 50o = 0.573•35 •0.966 •0.766 = 14.8o/sek

    Nasza ocena prędkości tego meteoru wykonana podczas obserwacji to 3.5, czyli 15.5-18o/sek. Minimalna różnica między obserwacjami a obliczeniami wynosi tylko 15.5-14.8=0.7o/sek, czyli jest wyraźnie mniejsza od 5o/sek, co powoduje, że i trzecie kryterium jest spełnione, a więc meteor nr 2 możemy zaliczyć do roju Geminidów (GEM).

    Uważny czytelnik zorientuje się iż to zjawisko ociera się również minimalnie o zewnętrzna elipsę radiantu Antyhelionu. I tym razem spodziewana prędkość zjawiska znacznie odbiega od obserwowanej i wynosi ω≈ 10.7o/sek.

    Meteor ten znajduje się w odległości 20o od radiantu σ-Hydrydów. średnica tego radiantu dla takiej odległości wynosi około 15o, co powoduje, że meteor nr 3 jest bardzo bliski
    spełnienia kryterium pierwszego. Jak widać, nie spełnia on jednak kryterium długości, bowiem jego trasa jest nieznacznie dłuższa od odległości radiant-początek meteoru. Problem jednak w tym, że radiant σ-Hydrydów znajduje się tylko 20o nad horyzontem, a więc kryterium długości w jego przypadku nie obowiązuje. Do sprawdzenia pozostaje już tylko prędkość meteoru. Jego początek ma wysokość
    hb=30o, De wynosi 20o, a V=58 km/s, a więc prędkość kątową otrzymamy ze wzoru (1):

    ω= 0.573•58 •sin 30o•sin 20o = 0.573•58 •0.5 •0.342 = 5.7o/sek

    Ponieważ podczas obserwacji prędkość zjawiska oceniliśmy na 4.5 co odpowiada przedziałowi 21.5-24o/sek, zjawisko to na pewno nie pasuje do roju σ-Hydrydów i jest meteorem sporadycznym (wpisujemy do raportu SPO).

    Na pierwszy rzut oka meteor ten pasuje i do roju Antyhelionu i Geminidów. Odległość końca zjawiska od radiantu Antyhelionu wynosi De=30o, a więc radiant roju powinien mieć średnicę
    24o x 18o. Widać więc, że meteor ten pasuje do radiantu tego roju. Podobnie jest z Geminidami. W ich przypadku De=45o, co daje średnicę radiantu wynoszącą 20o i powoduje, że meteor ten może również należeć do roju Geminidów. Sprawy nie rozwiązuje kryterium długości, bowiem jest ono spełnione dla jednego i drugiego radiantu. Problem jednak rozwiąże kryterium prędkości. Początek naszego zjawiska znajduje się na wysokości hb=50o. Sprawdźmy więc czy może ono należeć do roju Antyhelionu, dla którego V=30 km/s i De=30o. Wzór (1) daje nam oczekiwaną prędkość kątową:

    ω= 0.573•30 •sin 50o•sin 30o = 0.573•30 •0.766 •0.5 = 6.6o/sek

    W przypadku roju Geminidów mamy V=35 km/s i De=45o (wysokość hb rzecz jasna nie zmienia się), a więc:

    ω= 0.573•35 •sin 50o•sin 45o = 0.573•35 •0.766 •0.707 = 10.9o/sek

    Podczas obserwacji oszacowana przez nas prędkość wyniosła 3.5, co odpowiada przedziałowi 15.5-18o/sek. Widać więc, że różnica pomiędzy prędkościami obserwowaną i wyliczoną dla Antyhelionu wynosi aż 8.9o/sek, natomiast w przypadku Geminidów 4.6o/sek. Tylko ta druga wartość jest mniejsza od 5o/sek, co pozwala nam meteor nr 4 zaliczyć do roju Geminidów (GEM).

    ω≈ 2.3o/sek

    Zjawisko to na pierwszy rzut oka pasuje do radiantów Monocerotydów XII, Geminidów oraz przecina zewnętrzną część radiantu Antyhelionu. Kryterium pierwsze nie da nam więc jednoznacznej odpowiedzi. Podobnie jest z kryterium długości. Pozostaje nam więc trzecia możliwość - kryterium prędkości. Zacznijmy od Monocerotydów XII, dla których V=43 km/s, odległość radiant-koniec zjawiska De=35o, a początek meteoru obserwowaliśmy na wysokości hb=25o. Prędkość kątowa tego zjawiska, gdyby należało ono do roju Monocerotydów XII powinna wynosić:

    ω= 0.573•43 •sin 25o•sin 35o = 0.573•43 •0.423 •0.574 = 6.0o/sek

    Dla Geminidów zmienia nam się prędkość geocentryczna, która wynosi V=35 km/s i odległość radiant-koniec meteoru De=55o. Prędkość meteoru nr 5, gdyby należał on do Geminidów, powinna wynosić:

    ω= 0.573•35 •sin 25o•sin 55o = 0.573•35 •0.423 •0.819 = 6.9o/sek

    Ponieważ podczas obserwacji prędkość meteoru oceniliśmy na 2, czyli zawierała się ona w przedziale 6.5-9o/sek widać, że oba meteory spełniają także kryterium prędkości. Kryterium to jednak bardzo nieznacznie preferuje rój Geminidów, bowiem wartość 6.9 leży dokładnie w oczekiwanym przedziale 6.5-9o/sek, natomiast wartość 6.0 jest nieznacznie poza tym przedziałem. Z drugiej jednak strony meteor nr 5 wylatuje prawie idealnie z centrum radiantu Monocerotydów XII, a tylko ze skrajnych rejonów radiantu Geminidów. Jeśli więc prędkości otrzymane ze wzoru (1) są tak bliskie siebie jak w powyższym przypadku, lepiej kierować się trasą meteoru, a ta w naszym przypadku preferuje rój
    Monocerotydów XII. W przypadku Antyhelionu zjawisko to marginalnie spełnia kryterium długości. Niestety jego spodziewana prędkość jest zbyt mała i wynosi ω≈ 4.2o/sek. Ostatecznie wpisujemy w rubryce Str. MON.

    Meteor ten pojawił się na wysokości hb=35o. Jego trasa dość dobrze pasuje do radiantu σ-Hydrydów. Granicznie ociera się także o radiant Monocerotydów XII, bowiem odległość końca zjawiska od tego radiantu wynosi 40o co daje średnicę radiantu równą 19o. Także i w tym przypadku kryterium długości nie daje nam rozstrzygnięcia, bowiem odległość meteoru od obu radiantów jest bardzo duża. Koniec meteoru znajduje się w odległości De=80o od radiantu σ-Hydrydów i De=40o od radiantu Monocerotydów XII. Dla σ-Hydrydów oczekiwana prędkość kątowa wynosi:

    ω= 0.573•58 •sin 35o•sin 80o = 0.573•58 •0.574 •0.985 = 18.8o/sek

    Natomiast dla Monocerotydów XII:

    ω= 0.573•43 •sin 35o•sin 40o = 0.573•43 •0.574 •0.643 = 9.1o/sek

    Ocena dokonana podczas obserwacji to 2.5 czyli przedział 9.5-12o/sek. W tym przypadku kryterium prędkości zdecydowanie przemawia za rojem Monocerotydów XII (MON) i do tego właśnie roju zaliczymy meteor nr 6.

    Meteor ten wyraźnie wybiega zarówno z radiantu Monocerotydów XII jak i Geminidów a także ociera się znacznie o radiant Anthelionu. Od razu jednak widać, że jest on zbyt długi aby należeć do tego pierwszego
    roju. Tak więc po zastosowaniu kryterium drugiego, na placu boju pozostaje rój Geminidów i Antyhelion. Meteor ten rozpoczął się na wysokości hb=35o, odległość jego końca od radiantu roju De=50o, a więc jego prędkość kątowa:

    ω= 0.573•35 •sin 35o•sin 50o = 0.573•35 •0.574 •0.766 = 8.8o/sek

    Ponieważ podczas obserwacji oceniliśmy prędkość na 2, co odpowiada przedziałowi 6.5-9o/sek, obliczona prędkość dokładnie pasuje do tego co odnotowaliśmy w trakcie obserwacji i w związku z tym
    meteor ten ma szansę należeć do roju Geminidów (GEM). Sprawdź sam że teoretyczna prędkość dla tego meteoru w wypadku roju Antyhelionu wynosi ω≈ 5.5o/sek. Zatem meteor ten istotnie jest Geminidem.

    Wsteczne przedłużenie trasy meteoru przecina się z radiantem Monocerotydów XII i σ-Hydrydów. Meteor ten pojawił się na wysokości hb=45o, a jego koniec znajduje się w odległości
    De=60o od radiantu σ-Hydrydów i De=40o od radiantu Monocerotydów XII. Drugie kryterium nie pozwoli nam więc rozstrzygnąć, do którego z radiantów należy ten meteor. Ponownie musimy zdecydować się na użycie kryterium prędkości. Dla Monocerotydów XII otrzymujemy więc:

    ω= 0.573•43 •sin 45o•sin 40o = 0.573•43 •0.707 •0.643 = 11.2o/sek

    natomiast dla σ-Hydrydów:

    ω= 0.573•58 •sin 45o•sin 60o = 0.573•58 •0.707 •0.866 = 20.3o/sek

    Ponieważ meteor ten w naszym raporcie ma prędkość 4.5 co odpowiada przedziałowi 21.5-24o/sek, widać, że tylko teoretyczna prędkość σ-Hydrydów jest na tyle bliska wyżej wymienionego przedziału, żeby meteor ten zaklasyfikować do właśnie tego roju i wpisać w raporcie skrót HYD./p>

    Meteor ten pasuje aż do 3 radiantów. Pierwszym z nich i najbliższym jest Antyhelion. W jego przypadku jednak działa kryterium długości, bowiem meteor nr 9 jest za długi by należeć do tego roju. Pozostają jeszcze Monocerotydy XII i σ-Hydrydy, dla których kryterium drugie nie daje rozstrzygnięcia. Ponownie musimy uciec się do pomocy kryterium trzeciego. Początek trasy meteoru nr 9 znajduje się na wysokości hb=60o, a odległość jego końca odpowiednio od radiantów Monocerotydów XII i σ-Hydrydów wynosi 35 i 55 stopni. Teoretyczna prędkość jaką powinien mieć meteor należący do pierwszego z tych rojów w zadanym wyżej miejscu na niebie wynosi:

    ω= 0.573•43 •sin 60o•sin 35o = 0.573•43 •0.866 •0.573 = 12.2o/sek

    Natomiast dla σ-Hydrydów otrzymujemy:

    ω= 0.573•58 •sin 60o•sin 55o =
    0.573•58 •0.866 •0.819 = 23.6o/sek

    Według stosowanej przez nas skali połówkowej ocena 6 przyznana meteorowi nr 9 odpowiada prędkości większej niż 27o/sek. Różnica między prędkością obserwowaną a teoretyczną w przypadku σ-Hydrydów jest mniejsza od 5o/sek, co pozwala nam zaliczyć to zjawisko właśnie do tego roju oraz zapisać w rubryce Str. HYD.

    Meteor ten wybiega prawie dokładnie ze środka zarówno radiantu Geminidów i Monocerotydów XII oraz jedynie ociera się o radiant Antyhelionu. Kryterium długości nie pozwala na wybranie któregoś z tych trzech rojów bowiem meteor jest bardzo krótki. Musimy więc ponownie zastosować wzór (1). Meteor pojawił się na wysokości hb=30o, a odległość jego końca od radiantów Monocerotydów XII, Geminidów i Antyhelionu wynosi odpowiednio 20, 45 i 35 stopni. Znając prędkości
    geocentryczne rojów możemy teraz obliczyć teoretyczne prędkości kątowe. Wynoszą one dla Monocerotydów:

    ω= 0.573•43 •sin 30o•sin 20o = 0.573•43 •0.5 •0.342 = 4.2o/sek

    dla Geminidów:

    ω= 0.573•35 •sin 30o•sin 45o = 0.573•35 •0.5 •0.707 = 7.1o/sek

    i dla Antyhelionu

    ω= 0.573•30 •sin 30o•sin 35o = 0.573•30 •0.5 •0.574 = 4.9o/sek

    Oceniona w trakcie obserwacji prędkość w skali połówkowej wynosi 2, co odpowiada przedziałowi 6.5-9o/sek. Widać więc, że wszystkie radianty w granicach błędu spełniają też kryterium trzecie, z tym, że dużo dokładniej kryterium to pasuje do roju Geminidów.

    Z drugiej jednak strony meteor nr 10, pomimo swojej dużej jasności (oceniliśmy ją na 0.0 mag.), był dość krótki. świadczyłoby to o tym, że jego radiant powinien znajdować się blisko jego początku. Tutaj więc zdecydowanie bardziej pasują meteory z Monocerotydy XII ponieważ meteor jedynie przechodzi przez zewnętrzne części elipsy radiantu Antyhelionu. Nie będzie więc błędem zaliczenie tego zjawiska właśnie do
    Monocerotydów. Przykład ten dość jasno pokazuje, że od czasu do czasu zdarzać się będą sytuacje, w których nawet zastosowanie wszystkich kryteriów, nie pozwoli nam na jednoznaczne zaklasyfikowanie danego zjawiska do któregoś z rojów.

    My zdecydujemy się zaliczyć meteor nr 10 do roju Geminidów. Co prawda naszą obserwację prowadzimy w dokładnie w nocy maksimum aktywności Monocerotydów XII i aż 4 noce przed maksimum Geminidów. Z drugiej jednak strony pierwszy z tych rojów w maksimum ledwo osiąga poziom
    ZHR=2, natomiast Geminidy, kilka nocy przed swoim maksimum, przejawiają aktywność na poziomieZHR Biorąc jeszcze pod uwagę fakt, że w naszych szerokościach geograficznych radiant Geminidów jest dużo wyżej nad horyzontem niż radiant Monocerotydów, liczby godzinne Geminidów powinny być około 3 razy wyższe niż liczby godzinne Monocerotydów. Z tego wniosek, że większe jest prawdopodobieństwo, iż zjawisko nr 10 należy do roju Geminidów (GEM).

    Meteor ten znajduje się w odległości około 15 stopni od radiantu Antyhelionu, więc dla tej wartości średnica tego radiantu powinna wynosić 20o x 13o. Przy takich warunkach meteor nr 11
    przecina się już z radiantem Antyhelionu. Prosty obliczenia (do których wykonania zachęcam!) prowadzą nas do spodziewanej prędkości ω ≈ 4.5o/sek. Podczas obserwacji prędkość meteory wyznaczyliśmy na 2 (czyli przedział 6.5-9o/sek). Nasza niepewność (błąd) wynosi 5o/sek zatem meteor ten należy do roju Antyhelionu i wpisujemy ANT.

    Zjawisko to wybiega zarówno z radiantu Antyhelionu i Geminidów. Znajduje się ono na tyle daleko od obu radiantów, że kryterium długości nie da nam rozwiązania problemu przynależności. Znów więc uciekamy się do kryterium prędkości. Początek trasy meteoru znajduje się na wysokości b=45o nad horyzontem, a jej koniec możemy obserwować w odległości De=55o od radiantu Geminidów i w odległości De=35o od radiantu Antyhelionu. Stosując więc wzór (1) otrzymujemy dla Geminidów:

    ω= 0.573•35 •sin 45o•sin 55o = 0.573•35 •0.707 •0.819 = 11.6o/sek

    i dla Antyhelionu:

    ω= 0.573•30 •sin 45o•sin 35o = 0.573•30 •0.707 •0.574 = 7.0o/sek

    Nasza ocena prędkości tego zjawiska to 2.5 czyli przedział 9.5-12o/sek. Widać więc, że w granicach błędów meteor nr 12 należeć może do obu rojów. Najsensowniej zaliczyć zjawisko to do roju
    Geminidów (GEM), ponieważ teoretyczna prędkość dla tego roju wynosząca 11.6o/sek mieści się dokładnie w przedziale prędkości jaki określiliśmy podczas obserwacji.

    Ten meteor pasuje do trzech radiantów- Geminidów, Monocerotydów XII i Antyhelionu. Kryterium długości wyraźnie pokazuje nam jednak, że zjawisko to jest za długie, aby zaliczyć je do roju Monocerotydów XII. Jedyne co pozostaje nam do zrobienia to sprawdzenie, czy meteor ten należy do roju Geminidów lub Antyhelionu, czy też może być meteorem sporadycznym. Początek trasy zjawiska leży na wysokości hb=30o, a jego koniec znajduje się w odległości De=55o od radiantu Geminidów. Ze wzoru (1) otrzymujemy więc:

    ω= 0.573•35 •sin 30o•sin 55o = 0.573•35 •0.5 •0.819 = 8.2o/sek

    Podobnie (podstawiając odpowiednie wielkości) wyliczamy dla roju Antyhelionu ω≈ 5.5o/sek

    Porównując to z oceną dokonaną podczas obserwacji (klasa prędkości 2 czyli przedział 6.5-9o/sek) widzimy, że meteor ten może pochodzić z roju Antyhelionu jednak bez obaw możemy go zaliczyć jedynie do roju Geminidów.

    Meteor nr 14 ociera się o radiant Monocerotydów XII oraz Antyhelion i wybiega prawie z centrum radiantu Geminidów. Jest na tyle daleko od obu radiantów, że kryterium długości nie da nam jednoznacznego
    rozwiązania problemu przynależności. Ponownie więc musimy skorzystać ze wzoru (1). Wysokość początku zjawiska nad horyzontem wynosi hb=25o, odległości jego końca od radiantu Geminidów to De=60o, od radiantu Monocerotydów XII De=30o i od radiantu Antyhelionu De=50o. Dla Geminidów otrzymujemy więc:

    ω= 0.573•35 •sin 25o•sin 60o = 0.573•35 •0.423 •0.866 = 7.3o/sek

    dla Monocerotydów:

    ω= 0.573•43 •sin 25o•sin 30o = 0.573•43 •0.423 •0.5 = 5.2o/sek

    a podobne ćwiczenie dla Antyhelionu daje ω≈ 4.5o/sek.

    Nasza ocena dokonana podczas obserwacji to V=3 czyli przedział 12.5-15o/sek. Widać więc, że różnica pomiędzy prędkością teoretyczną a dolną granicą oceny dokonanej podczas obserwacji wynosi 5.2 dla Geminidów, 7.3 dla Monocerotydów XII i 8.0 dla Antyhelionu. Wszystkie wielkości są większe niż dopuszczalny błąd 5o/sek, a więc meteor nr 14 nie należy do żadnego z aktywnych tej nocy rojów i jest zjawiskiem sporadycznym (SPO).

    Meteor ten wybiega wyraźnie z radiantu Geminidów. Jego trasa jest jednak za długa by pasował on do tego roju. Musimy jednak pamiętać, że kryterium długości nie obowiązuje dla bolidów, bowiem one docierają do niższych warstw atmosfery i ich trasy na niebie są przeważnie dużo dłuższe niż trasy zwykłych zjawisk. Meteor nr 15, według naszego raportu, ma jasność -5 mag. i właśnie z powodu tak dużej jasności, nie możemy wobec niego stosować kryterium drugiego.

    Początek zjawiska był obserwowany na wysokości hb=70o, a jego koniec w odległości De=55o od radiantu Geminidów. Wzór (1) daje nam następującą wartość prędkości kątowej:

    ω= 0.573•35 •sin 70o•sin 55o = 0.573•35 •0.940 •0.819 = 15.4o/sek

    Podczas obserwacji meteor ten oceniliśmy na 2.5 w połówkowej skali prędkości, co odpowiada przedziałowi 9.5-12o/sek. Różnica pomiędzy prędkością teoretyczną, a górną granicą tego przedziału wynosi 3.4o/sek, a więc jest mniejsza od 5 i meteor nr 15 możemy zaliczyć do roju Geminidów (GEM).

    Uważny czytelnik zwróci również uwagę niż te zjawisko ociera się o radiant Antyhelionu. Dla bolidów kryterium długości nie jest słuszne zatem je pomijamy. Zjawisko to mogłoby być zaliczone do tego roju na podstawie kryterium prędkości (ω≈ 7.0o/sek). Dowody przemawiające za przynależnością meteoru do roju Geminidów (zjawisko idealnie wybiegają z tego roju gdy przedłużymy je wstecz) są jednak bardziej przekonywujące.

    Meteor ten nie wybiega z żadnego z aktywnych tej nocy radiantów, jest więc z pewnością zjawiskiem sporadycznym (SPO).

    Meteor ten nie został przez nasz naszkicowany na żadnej mapie. Ponieważ w naszym wstępnym raporcie z obserwacji nie nanieśliśmy żadnej uwagi co do jego potencjalnej przynależności musimy zaliczyć go do zjawisk sporadycznych (SPO).

    Podobnie jak meteor nr 16, zjawisko to nie wybiega z żadnego radiantu, jest więc meteorem sporadycznym (SPO).

    Wypełniamy raport III

    Znając już przynależności wszystkich obserwowanych danej nocy zjawisk, możemy przystąpić do wypełnienia tabeli nr 3 z naszego raportu. Wypełniona tabela 3 przypadku obserwacji z 9 na 10 grudnia 2001 roku
    przedstawiona jest na stronie 15.

    Przy czym liniami poziomymi odkreśliliśmy pełne godziny efektywnego czasu obserwacji. Zauważ że w wypełnionej tabeli jest również rubryka Time, o której wcześniej nic nie wspominaliśmy. Można w niej wpisać godzinę każdego zjawiska lub wybranych zjawisk (na przykład bardzo jasnych). Jeśli nie notowaliśmy czasów pojawienia się poszczególnych zjawisk w wolne miejsce w rubryce Timewpisujemy godzinę środka przedziału obserwacji.

    Proszę wziąć pod uwagę fakt, że przykład powyższy nie jest prawdziwą obserwacją. Większość meteorów została dobrana tak, aby pasować do kilku radiantów i aby ćwiczenie nasze było jak najbardziej pouczające. Podczas prawdziwej obserwacji niezbyt często zdarza się tak duże nagromadzenie radiantów na małej powierzchni, a także liczba meteorów, które na pierwszy rzut oka możemy zaklasyfikować jako zjawiska sporadyczne jest wyraźnie większa.

    Ostatecznie nasz raport powinien wyglądać tak, jak zaprezentowaliśmy to na Rys. 4.

    Na zakończenie tego rozdziału poświęcimy kilka słów sposobowi wypełniania raportu. Bardzo prosimy o to by wypełniać go starannie i czytelnie. Najlepiej używać czarnego cienkopisu i pisać drukowanymi literami. Proszę wziąć pod uwagę fakt, że raporty te są potem wprowadzane do komputera za pomocą specjalnego programu a następnie wysyłane do International Meteor Organization (IMO). Jeśli więc wypełnicie je jasnoniebieskim (lub jasnoczerwonym) długopisem i mało wyraźnie, po skserowaniu lub skanowaniu będą zupełnie nieczytelne i wyrzucimy je do kosza, a Wasza praca pójdzie na marne.



    Raport jest tak skonstruowany, że pozwala na czytelne zapisanie około 100 zjawisk. Tak więc prawie zawsze jeden raport starczy na całą noc obserwacyjną. Proszę nie dzielić jednej nocy na kilka raportów. Chyba, że jest to absolutnie konieczne tzn. tylko i wyłącznie wtedy, gdy meteory z jednej nocy nie mieszczą się w jednym raporcie, wtedy jednak proszę o korzystanie z dwóch raportów. Ze względu na to, że obserwacje są skanowane prosimy aby wszystkie uwagi znalazły się na jednej stronie kartki lub dołączonej kartce. Nawet jeśli w trakcie Waszej obserwacji nastąpiła długa, nawet kilkugodzinna, przerwa, obserwację taką wpisujemy do jednego raportu. W Tabeli 1 bardzo wyraźnie zaznaczamy jednak w jakich godzinach nie prowadziliśmy obserwacji.

    A teraz chwila ulgi. Niezbyt skomplikowana procedura wyznaczania przynależności meteorów jest dość mechaniczna ale i pracochłonna. Z pewnością niektórzy z Was woleliby swoje wprowadzone do komputera obserwacje wpisać, potem nacisnąć odpowiedni przycisk i odpowiedni program odpowiedziałby nam na pytanie o przynależność danego meteoru do roju. Tak też jest i w PKiM, przynależność meteorów wykonywana jest w sposób obiektywny (a także powtarzalny) przez specjalny program. Po co zatem uczyć się wykonywania przynależności meteorów? Otóż wiedza i doświadczenie po wykonaniu samodzielnie przynależności kilku meteorów z raportu ze szkicowaniem pomaga w obserwacjach meteorów bez szkicowania. Obserwacje takie prowadzi się, gdy aktywność danego roju jest wysoka(liczby godzinne powyżej 30-40 zjawisk) i szkoda byłoby czasu na rysowanie na mapach każdego meteoru, gdy ważniejsza jest dla nas wtedy
    ocena aktywności oraz jasności zjawisk. W przypadku maksimów takich rojów jak Kwadrantydy, Lirydy, η-Aquarydy, Perseidy, Orionidy, Leonidy, Geminidy i Ursydy zalicza się meteory do rojów jeszcze w trakcie obserwacji i wtedy jest nam potrzebna wiedza, którą można uzyskać z pomocą tego poradnika.

    Ostatecznie proszę aby w każdym raporcie wykonać przynależności dla ( minimum pięciu) wybranych zjawisk. Osoby, którym wykonanie przynależności sprawia trudności proszę o podesłanie kopii kartek z obliczeniami - wspólnymi siłami dojdziemy w czym tkwi problem.


    ZOBACZ PRZYKŁADOWY RAPORT:



    Mapy

    4 Mapy

    4.1 Rozmiary radiantów na mapach Atlasu Brno

    Ze względu na zastosowanie odwzorowania gnomonicznego, radianty na mapach Atlasu Brno są większe na brzegach niż w środku mapy. Tabela ze skalą s w zależności od odległości od centrum mapy d, dla
    formatu A4, wygląda następująco:

    radiant na Rys.5. 1 2 3 4 5 6 7 -
    d [mm[ 0 35 70 84 105 119 140 154
    s [mm/sup>o 2,0 2,2 2,7 3,1 3,6 4,1 5,0 5,7

    Oznacza to po prostu tyle, że jeśli nasz radiant ma średnicę 14o i znajduje się w samym centrum mapy, to jego średnica na mapie wynosić będzie 14o•2.0[mm/o]= 28 mm. Jeśli jednak znajduje się on w odległości 10 cm od centrum mapy, to naszkicujemy go jako okrąg o średnicy 14o•3.5 [mm/o] = 49 mm.

    Dla wszystkich tych, którzy mają problemy z odpowiednim przeliczeniem skali, na Rys 5. mamy małą ściągawkę. Jest to mapa nr 6, na której narysowaliśmy kilka radiantów. Każdy z nich ma średnicę 20 stopni (czyli promień 10 stopni). Rozmiary radiantów będą takie same na każdej z map Atlasu Brno jeśli nie zmieni się ich odległość od centrum mapy.

    4.2 Opracowanie map

    Kilka słów poświęcimy jeszcze opracowaniu map z obserwacji. Nie liczmy na to, że tak jak w przypadku naszej fikcyjnej obserwacji, prawie wszystkie meteory pojawią się w obrębie jednej mapy. Gdy obserwacja
    będzie trwała dostatecznie długo, do jednego raportu będziemy zmuszeni dostarczyć co najmniej dwie, trzy lub nawet cztery mapy. Zasada jest przy tym taka, że opłaca się wysyłać tylko te mapy, na których
    naszkicowaliśmy co najmniej 3 zjawiska. Gdy mamy mapę z jednym lub z dwoma meteorami, to rezygnujemy z jej przesyłania i zanim je wymażemy z mapy notujemy w raporcie w stopniach współrzędne początku (α (beg),δ (beg) i końca zjawiska (α (end},δ (end). Proszę się jednak zawsze uważnie przyjrzeć tym zjawiskom, zanim zdecydujemy się zapisać ich współrzędne. Być może, któreś z nich da się naszkicować na innej mapie, w szczególności na takiej, na której mamy już naszkicowane ładnych kilka zjawisk. Ponieważ większość map zachodzi na siebie, czasami w znacznym nawet stopniu, sytuacja taka może zdarzyć się dość często.

    Można sobie wyobrazić i sytuację odwrotną. Mamy mapę, na której naszkicowaliśmy na przykład 3 meteory. Zgodnie z zasadami podanymi powyżej powinniśmy ją dostarczyć do raportu. Przyjrzyjmy się jednak uważnie tym zjawiskom. Być może jedno lub dwa z nich da się przenieść na inną mapę, na której mamy naszkicowane więcej zjawisk.

    Każda mapa dołączona do raportu powinna być podpisana imieniem i nazwiskiem obserwatora, a także datą obserwacji. Dobrze jest także napisać ile meteorów zostało na niej naszkicowanych.

    Meteory na mapie rysujemy najlepiej niebieskim cienkopisem, jako strzałki podpisane numerem, takim samym jak w raporcie. Niewskazane jest w tym wypadku używanie koloru czarnego. Zlewa się on bowiem z konturami gwiazdozbiorów, co utrudnia późniejszą analizę Waszych obserwacji.

    Proszę pamiętać o tym, że wszystkie meteory z jednej nocy powinny znaleźć się na jednym zestawie map. Nie można na jednej i tej samej mapie naszkicować meteorów z kilku nocy.

    Rysunek nr 5: Mapka nr 6 z Atlasu Brno z radiantami o promieniach 10 o. Tej mapy można używać jako wzorzeć do wyznaczania rozmiarów radiantów na wszystkich mapach Atlasy Brno



    Niezbędnik obserwatora

    5 Niezbędnik obserwatora

    Aby rzetelnie wypełnić raport z obserwacji ze szkicowaniem wraz z wyznaczeniem przynależności niezbędny będzie:

    Przesyłanie obserwacji

    6 Przesyłanie obserwacji

    Raporty wraz z mapami przesyłamy na adres: Kamil Złoczewski, ul.Bartycka 18, 00-716 Warszawa. Na ten adres oraz e-mail kzlocz-pkim(at)camk.edu.pl można kierować wszelkiego rodzaju pytania i
    uwagi jakie nasunęły się Wam po przeczytaniu niniejszego poradnika. Bardzo ułatwiłaby nam pracę terminowość przesyłania raportów - aktualne terminy podawane są na stronach internetowych PKiM w dziale Obserwacje wizualne. Byłoby idealnie aby każdy raport dotarł do nas niepóźniej niż dwa miesiące po wykonaniu obserwacji a w wypadku raportów bez szkicowania (z okolic maksimów dużych rojów) jak najszybciej.

    Kroki w obserwacjach wizualnych meteorów:

    • prosta obserwacja meteorów
    • obserwacja meteorów ze szkicowaniem
    • obserwacja meteorów bez szkicowania - maksima dużych rojów
    • analiza obserwacji wizualnych

    Kolejnym krokiem w obserwacjach wizualnych meterów są obserwacje bez szkicowania.

    Prawidłowo wypełniony raport z obserwacji wykonanej w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku.

    Mapa numer 6 z Atlasu Brno z radiantami o promieniach 10o. Tej mapy można używać jako wzorzec do wyznaczania rozmiarów radiantów na wszystkich mapach Atlasu Brno.

    Nadsyłanie obserwacji- zmiana koordynatora

    Nazywam się Magdalena Sieniawska i od marca 2011 roku pełnię funkcję koordynatorki obserwacji wizualnych w PKiM. Poniżej znajdują się informacje, co należy zrobić z wykonanymi obserwacjami. Wszelkie wątpliwości rozwiewam przez maila: sottise@interia.pl

    Swoją pierwszą obserwacje można wysyłać pocztą elektroniczną (np. w postaci skanu raportu papierowego - czarno-biały z rozdzielczością 400 DPI lub większą) na adres sottise@interia.pl lub na adres pocztowy podany poniżej.

    Proszę aby wszystkie nadsyłane obserwacje były na papierze o rozmiarze A4 (używanym w drukarkach) i wypełniać wszystkie rapoty/mapy/notatki jednostronnie. Taki papier i zapis pomaga w archiwizacji obserwacji przy pomocy skanera.

    Obserwacje ze szkicowaniem wykonane w roku 2011 proszę wysłać do dnia 31 sierpnia 2011.

    Obserwacje bez szkicowania proszę przekazywać poprzez elektroniczny formularz IMO.

    Obserwatorzy: CHWMA, POLKR, WOZLU, DYGJA, LOJTO mogą swoje obserwacje przesyłać jedynie w postaci plików z programu Corrida.

    Adres na który wysyłamy obserwacje wizualne pojawi się niebawem :)

    Pogodnego nieba!

    Zaawansowane obserwacje

    Jeśli myślisz o meteorach również w pochmurne wieczory i chciałbyś robić coś więcej niż obserwacje... to znalazłeś się w jednym z dwóch miejsc na stronie PKiM, która zajmuje się badaniami meteorów.

    Na tej stronie mamy zadania dla obserwatorów wizualnych.
    Na stronie PKiMowska Sekcja Obliczeniowo Teoretyczna swoją działalność przedstawiają osoby głównie zaangażowane w analizę danych z obserwacji wideo.

    Proponowane zadania:

    Roje podejrzane o aktywność

    Na International Meteor Conference 2006, Sirko Molau zaprezentował analizę całorocznej aktywności meteorów na podstawie 200 tysięcy meteorów zaobserwowanych przez IMO Video Meteor Network w trakcie 13 lat. Zestawienie wszystkich podejrzanych radiantów dostępne są na stronie Sirko Molau. Poniżej przedstawiamy radianty rojów, które czekają na potwierdzenie poprzez inne techniki obserwacyjne niż obserwacje wideo. Wybrano roje, których aktywność była większa lub równa 5% aktywności meteorów sporadycznych.

    Obserwatorki ostrowik paulina sowicka

    Zadanie: Proszę obserwatorów wizualnych o zgłaszanie czy obserwowują poniższe roje. Aby być pewnym przynależności meteoru do podejrzanego roju należy wykonać ją według instrukcji podanych w poradniku Obserwacje meteorów ze szkicowaniem dla radiantu kołowego.

    ID 3
    maksimum 6 kwietnia
    okres aktywności 31.03-06.04
    współrzędne RA = 201.9 DEC = 64.0
    Vgeo 18 km/s
    Act 5.2 %
    dryf dRA = -1.8 dDEC = 0.3
    liczba zjawisk 163
    uwagi bardzo wolne zjawiska

    ID 16
    maksimum 25 czerwca
    okres aktywności 23.06-30.06
    współrzędne RA = 304.0 DEC = -6.5
    Vgeo 40 km/s
    Act 8.7 %
    dryf dRA = 0.9 dDEC = 0.3
    liczba zjawisk 288
    uwagi niemal stała i względnie wysoka aktywność

    ID 18
    maksimum 7 lipca
    okres aktywności 02.07-07.07
    współrzędne RA = 25.4 DEC = 46.5
    Vgeo 56 km/s
    Act 6.9 %
    dryf dRA = -0.3 dDEC = 0.5
    liczba zjawisk 125
    uwagi -

    ID 19
    maksimum 10 lipca
    okres aktywności 08.07-15.07
    współrzędne RA = 315.3 DEC = -4.0
    Vgeo 40 km/s
    Act 8.7 %
    dryf dRA = 0.6 dDEC = 0.6
    liczba zjawisk 251
    uwagi prawdopodobnie wzrasta do roju ID = 24

    ID 24
    maksimum 19 lipca
    okres aktywności 17.07-22.07
    współrzędne RA = 322.7 DEC = -2.0
    Vgeo 39 km/s
    Act 7.2 %
    dryf dRA = 0.1 dDEC = 0.4
    liczba zjawisk 159
    uwagi prawdopodobnie spadek aktywności roju ID = 19

    ID 54
    maksimum 27 września
    okres aktywności 24.09-30.09
    współrzędne RA = 81.1 DEC = +7.0
    Vgeo 59 km/s
    Act 6.6 %
    dryf dRA = 1.4 dDEC = -0.1
    liczba zjawisk 432
    uwagi -

    ID 67
    maksimum 31 października
    okres aktywności 27.10-04.11
    współrzędne RA = 120.7 DEC = +16.0
    Vgeo 60 km/s
    Act 6.0 %
    dryf dRA = -0.7 dDEC = 0.3
    liczba zjawisk 324
    uwagi -

    ID 69
    maksimum 9 listopada
    okres aktywności 08.11-15.11
    współrzędne RA = 24.6 DEC = +26.5
    Vgeo 20 km/s
    Act 5.9 %
    dryf dRA = 0.2 dDEC = 1.0
    liczba zjawisk 204
    uwagi bardzo wolne zjawiska, niemal stała aktywność

    Pomoce obserwatora


    Dla początkujących obserwatorów, którzy zamierzają wykonać swoją pierwszą prostą obserwację przygotowaliśmy raport wraz ze wskazówkami:

    Dla obserwatora meteorów wizualnych, który już wykonał i przesłał swoją pierwszą prostą obserwację przygotowaliśmy materiały do obserwacji ze szkicowaniem:

    Podczas maksimów rojów prowadzimy obserwacje bez szkicowania. Przypominam, iż wtedy interesuje nas zarówno liczba meteorów z danego roju jak i rozkład jasności meteorów ze wszystkich źródeł aktywności. Obserwacje spisujemy do:

    Przed każdą obserwacją warto ustalić dokładny czas UT:

    Pogoda:

    Prognoza dla każdego miejsca w Polsce

    Kody obserwatorów i miejsc obserwacji:

    PodglądZałącznikRozmiar
    tabele_widocznosci_granicznej.pdf679.25 KB
    raport_ze_szkicowaniem.pdf54.1199999999999974 KB
    raport_prosta.pdf36.6400000000000006 KB
    lista2007.pdf82.0400000000000063 KB
    raport_do_duzych_rojow.pdf59.9099999999999966 KB
    vmdbpers_pl071028.txt21.1099999999999994 KB
    vmdbsite_pl071028.txt10.9700000000000006 KB
    roje2008.pdf19.1999999999999993 KB
    szkicowanie2.pdf756.07000000000005 KB
    pomoce_obserwatora_urzedow.jpg139.409999999999997 KB

    Jak prawidłowo ocenić widoczność graniczną?

    Do wyznaczania widoczności granicznej (LM - ang. limiting magnitude) służą specjalnie dobrane obszary na niebie - tzw. obszary i tabele widoczności granicznej, które można pobrać z naszej strony WWW z działu Obserwacje wizualne -> Pomoce obserwatora.

    Dla obserwatorów PKiM dobra praktyką jest ocenianie widoczności granicznej na podstawie 2 a najlepiej 3 pól, znajdujących się na podobnej wysokości nad horyzontem co centrum pola obserwacji. Wyznaczenie wykonujemy dla 3 pól aby uniknąć przypadkowych błędów. Przed obserwacjami na mapach Brno zaznaczamy (i numerujemy) co najmniej 4 pola i zaznajamiamy się z tym obszarami jeszcze na mapkach oraz gdy będziemy adoptować wzrok do ciemności (minimum 20 minut!). Pamiętajmy że zarówno centrum naszego pola obserwacji jak i obszary wyznaczania widoczności granicznej muszą być powyżej 40 stopni nad horyzontem.

    Jeśli pogoda jest stabilna to co około 30 minut (czyli 2 razy w ciągu godziny) poświęcamy minutę lub półtora na spokojne zliczenie gwiazd w wybranych trzech polach. Notujemy jedynie numer pola i liczbę gwiazd a widoczność graniczną w danym polu odczytamy z tabel po obserwacjach. W trakcie opracowywania obserwacji widoczności wyznaczone z trzech pól w mniej więcej tym samym momencie uśredniamy.

    Przykładowe wyznaczenia średniego LM-a w trzech polach w trakcie godziny czasu efektywnego mogłoby wyglądać tak:

    Sześć minut obserwacji poświęciliśmy na notowanie meteorów, wyznaczanie widoczności granicznej oraz współczynnika korekcji na zachmurzenie. Te 6 minut to absolutne minimum dla doświadczonego obserwatora gdy w swoim raporcie zawarł około 10 poprawnie naszkicowanych zjawisk. Dla początkującego obserwatora będzie to kilka minut dłuższy czas.

    Gdy warunki atmosferyczne zmieniają się należy oceniać widoczność graniczną w krótszych odstępach czasowych.

    Miejsca obserwacji na Google Maps

    Jeśli ktoś ma watpliwość gdzie jest położone miejsce obserwacji wizualnej lub teleskopowej proszę o kliknięcie poniżej.

    Natomiast jeśli miejsce obserwacji - kod IMO - zostało utworzone za Twoją przyczyną a współrzędne lub nazwa miejscowości się nie zgadzają proszę zgłoś to do koordynatora obserwacji wizualnych.

    34001 Chorzów
    34002 Pruszcz Gdański
    34003 Szamotuły
    34004 Brusy
    34005 Brodnica
    34006 Wieluń
    34007 Wola Dębowiecka
    34008 Frombork
    34009 Piórków
    34010 Mt. Lubomir
    34011 Puszcza Notecka
    34012 Chełm
    34013 Zagórze
    34014 Ostrowik
    34015 Elblag
    34016 Grudziądz
    34017 Kraków
    34018 Pamiątkowo
    34019 Polska Nowa Wieś
    34020 Pasłęk
    34021 Milanów
    34022 Pustynia Błędowska
    34023 Warszawa
    34024 Szczecin
    34025 Krosno
    34026 Natolewice
    34027 Toruń (Glinki)
    34028 Darkowo
    34029 Tarnów
    34030 Ostroróg
    34031 Rydzew
    34032 Karpacz
    34033 Torun
    34034 Świdnica
    34035 Wyszków-Meyna
    34036 Bednary
    34037 Międzyzdroje
    34038 Swiebodzin
    34039 Złoczew
    34040 Telatyn
    34041 Rybnik
    34042 Lublin
    34043 Sanok
    34044 Milicz
    34045 Zawiercie
    34046 Babimost
    34047 Ostrowki
    34048 Bydgoszcz
    34049 Złoczew
    34050 Warka
    34051 Czernice Borowe
    34052 Rogóźno
    34053 Wierzchosławice
    34054 Łasin
    34055 Obliźniak
    34056 Dąbrowa-Bór
    34057 Kąty Rybackie
    34058 Jadwisin
    34059 Świętouść
    34060 Gromnik
    34061 Warszawa-Ursus
    34062 Nozdrzec
    34063 Przywidz
    34064 Poręba Wielka
    34065 Gdynia
    34066 Swierklany
    34067 Strzelce Opolskie
    34068 Osiek
    34069 Ochotnica Dolna
    34070 Szastarka
    34071 Sielpia Wielka
    34072 Krzeszowice
    34073 Opole Lubelskie
    34074 Hel
    34075 Stoczek
    34076 Andrychów
    34077 Sopotnia Wielka
    34078 Żabików
    34079 Złotokłos
    34080 Jastrzębie Zdrój
    34081 Wieliczka
    34082 Wygonin
    34083 Bełchatów
    34084 Zyrardów
    34085 Falenica
    34086 Poronin
    34089 Łąkowo, Biłgoraj
    34090 Andrespol
    34099 Królikowo
    34100 Bolechów
    34109 Świecie, Bydgoszcz
    34110 Radzyń Podlaski
    34116 Biała Podlaski
    34119 Nowy Dwór Mazowiecki
    34120 Kołobrzeg
    34130 Pawłówek, Kalisz
    34140 Oleśnica Śl.
    34150 Wola
    34160 Piwniczna Zdrój
    34170 Włocławek
    34180 Palowice
    34189 Staszow
    34190 Chrzanów
    34198 Brójce Lubuskie
    34199 Gorzów Wielkopolski
    34200 Preżyce

    Dane z obserwacji

    BAZA DANYCH OBSERWACJI WIZUALNYCH

    Wykonane przez Was obserwacje wizualne meteorów ze szkicowaniem są dostępne w postaci rocznych baz danych, które nazywamy Polish Visual Meteor Database (PVMDB). Jest to unikalna na skalę światową baza obserwacji wizualnych meteorów, którą można wykorzystać we własnych badaniach za pomocą programu Radiant lub samodzielnie napisanych aplikacji. Poniżej można pobrać aktualną bazę.


    OBSERWACJE ARCHIWALNE


    POMOC W ARCHIWIZACJI

    Obserwacje wizualne ze szkicowaniem są wprowadzane w postaci elektronicznej za pomocą programu Corrida.

    Jeśli chciałabyś/chciałbyś wykonać pracę na rzecz PKiM proszę o kontakt pkim.visual@gmail.com a udostępnie oprogramowanie oraz obserwacje.


    Corrida: http://users.camk.edu.pl/kzlocz/codes.html

    Dane do wprowadzenia:


    Pomoce:


    Materiały archiwalne

    Strony poniżej zawierają materiały archiwalne lub które zostały uznane za nieaktualne.

    Fazy Księżyca w maksima rojów 2009

    Fazy Księżyca w maksima rojów w roku 2009




    RÓJ KOD AKTYWNOŚĆ
    mm.dd-mm.dd
    MAKSIMUM
    mm.dd
    Faza Księżyca
    dzień MAKSIMUM*
    Kwadrantydy QUA 01.01-01.05 01.03
    α-Centaurydy ACE 01.28-02.21 02.07
    δ-Leonidy DLE 02.15-03.10 02.25
    γ-Normidy GNO 02.25-03.22 03.13
    Lirydy LYR 04.16-04.25 04.22
    π-Puppidy PPU 04.15-04.28 04.23
    η-Aquarydy ETA 04.19-05.28 05.06
    η-Lirydy ELY 05.03-05.12 05.09
    Bootydy Czerwcowe JBO 06.22-07.02 06.27
    Piscis Austrinidy PAU 07.15-08.10 07.28
    δ-Aquarydy Południowe SDA 07.12-08.19 07.28
    α-Capricornidy CAP 07.03-08.15 07.30
    Perseidy PER 07.17-08.24 08.12
    κ-Cygnidy KCG 08.03-08.25 08.17
    α-Aurygidy AUR 08.25-09.08 09.01
    Perseidy Wrześniowe SPE 09.05-09.17 09.09
    δ-Aurigidy DAU 09.18-10.10 09.29
    Draconidy DRA 10.06-10.10 10.08
    ε-Geminidy EGE 10.14-10.27 10.18
    Orionidy ORI 10.02-11.07 10.21
    Leo Minoridy LMI 10.19-10.27 10.23
    Taurydy Południowe STA 09.25-11.25 11.05
    Taurydy Północne NTA 09.25-11.25 11.12
    Leonidy

    LEO

    11.10-11.23 11.17
    α-Monocerotydy AMO 11.15-11.25 11.21
    Phoenicidy Grudniowe PHO 11.28-12.09 12.06
    Puppidy/Velidy PUP 12.01-12.15 12.07
    Monocerotydy MON 11.27-12.17 12.09
    σ-Hydrydy HYD 12.03-12.15 12.12
    Geminidy GEM 12.07-12.17 12.14
    Ursydy URS 12.17-12.26 12.22
    Coma Berenicydy CBE 12.12-01.23 12.30


    * orientacyjna faza Księżyca podana na noc maksimum danego roju

    Kalendarz meteorowy 2007

    Lista aktywnych rojów IMO 2007




    RÓJ KOD AKTYWNOŚĆ
    mm.dd-mm.dd
    MAKSIMUM
    mm.dd λ[o]
    RADIANT
    α[o] δ[o]
    V
    [km/s]
    r ZHR
    Antyhelion ANT 01.01-12.31
    nie obserwowany podczas
    aktywności NTA i STA
        30 3.0 3
    Kwadrantydy QUA 01.01-01.05 01.04  283.16 230 +49 41 2.1 120
    α-Centaurydy ACE 01.28-02.21 02.08  319.20 211 -59 56 2.0 5
    δ-Leonidy DLE 02.15-03.10 02.25  336.00 168 +16 23 3.0 2
    ϒ-Normidy GNO 02.25-03.22 03.14  353.00 239 -50 56 2.4 4
    Lirydy LYR 04.16-04.25 04.22   32.32 271 +34 49 2.1 18
    π-Puppidy PPU 04.15-04.28 04.24   33.50 110 -45 18 2.0 zmienny
    η-Aquarydy ETA 04.19-05.28 05.06   45.50 338 -01 66 2.4 60
    η-Lirydy ELY 05.03-05.12 05.09   48.40 287 +44 44 3.0 3
    Bootydy Czerwcowe JBO 06.22-07.02 06.27   95.70 224 +48 18 2.2 zmienny
    Piscis Austrinidy PAU 07.15-08.10 07.28  125.00 341 -30 35 3.2 5
    δ-Aquarydy Południowe SDA 07.12-08.19 07.28  125.00 339 -16 41 3.2 20
    α-Capricornidy CAP 07.03-08.15 07.30  127.00 307 -10 23 2.5 4
    Perseidy PER 07.17-08.24 08.13  140.00 46 +58 59 2.6 100
    κ-Cygnidy KCG 08.03-08.25 08.18  145.00 286 +59 25 3.0 3
    α-Aurygidy AUR 08.25-09.08 09.01  158.60 84 +42 66 2.6 7
    Perseidy Wrześniowe SPE 09.05-09.17 09.09  166.70 60 +47 64 2.9 5
    δ-Aurygidy DAU 09.18-10.10 10.04  191.00 88 +49 64 2.9 2
    Draconidy GIA 10.06-10.10 10.09  195.40 262 +54 20 2.6 zmienny
    ε-Geminidy EGE 10.14-10.27 10.18  205.00 102 +27 70 3.0 2
    Orionidy ORI 10.02-11.07 10.21  208.00 95 +16 66 2.5 23
    Leo Minorydy LMI 10.19-10.27 10.24  211.00 162 +37 62 3.0 2
    Taurydy Południowe STA 10.01-11.25 11.05  223.00 52 +15 27 2.3 5
    Taurydy Północne NTA 10.01-11.25 11.12  230.00 58 +22 29 2.3 5
    Leonidy LEO 11.10-11.23 11.18  235.27 153 +22 71 2.5 >15
    α-Monocerotydy AMO 11.15-11.25 11.22  239.32 117 +01 65 2.4 zmienny
    Phoenicydy Grudniowe PHO 11.28-12.09 12.06  254.25 18 -53 18 2.8 zmienny
    Puppidy/Velidy PUP 12.01-12.15 12.07  255.00 123 -45 40 2.9 10
    Monocerotydy MON 11.27-12.17 12.09  257.00 100 +08 42 3.0 2
    σ-Hydrydy HYD 12.03-12.15 12.12  260.00 127 +02 58 3.0 3
    Geminidy GEM 12.07-12.17 12.14  262.20 112 +33 35 2.6 120
    Coma Berenicydy COM 12.12-01.23 12.20  268.00 177 +25 65 3.0 5
    Ursydy URS 12.17-12.26 12.23  270.70 217 +76 33 3.0 10

    Antyhelion i roje meteorów w pierwszej połowie roku





    -----Styczeń - Marzec-----

    W styczniu obserwacje Kwadrantydów utrudni Księżyc w pełni. Maksimum przewidziane jest na godzinie 00:30 UT 4 stycznia. Interesujący okres końca stycznia i początku lutego, kiedy aktywne są domniemane radianty z rejonu Warkocz Bereniki-Lew-Panna, wypada w tym roku pomiędzy trzecią a pierwszą kwadrą, zatem warunki do obserwacji tych rojów będą doskonałe. W lutym wzmożona aktywność słabego roju δ-Leonidów zbiega się natomiast w czasie z pierwszą kwadrą Księżyca. Obserwatorzy radiowi mogą na początku lutego zaobserwować zwiększoną aktywność dziennych rojów radiowych. 1 lutego o 20 UT przypada teoretyczne przybliżone maksimum roju promieniującego z obszaru Koziorożca-Strzelca, natomiast 13 lutego o 22 UT maksimum osiąga rój χ-Capricornidów. Ostatnie wyniki obserwacji radiowych sugerują, że maksimum pierwszego z wymienionych rojów pojawia się w okresie 1 — 4 lutego, drugiego zaś bywa opóźnione o prawie dobę. Radianty obu wspomnianych rojów znajdują się podczas maksimów mniej niż 10° —15° na zachód od Słońca, są zatem nieosiągalne w obserwacjach wizualnych.




    Antyhelion

    Z nowej listy zniknęły ekliptyczne roje: δ-Cancerydy, Virginidy, Sagittarydy, ι-Aquarydy Północne i Południowe, δ-Aquarydy Północne, Piscydy oraz χ-Orionidy. Zastąpiono je ogólnym określeniem Antyhelion (ANT). Źródło to jest położone na ekliptyce, 195o na wschód od Słońca (czyli 165o na zachód). Wschodzi krótko po zachodzie Słońca i jest widoczne przez całą noc. Powodem, dla którego Antyhelion nie jest, jak wskazywałaby nazwa, położony dokładnie (180o) po przeciwnej stronie nieba niż nasza gwiazda dzienna, jest ruch Ziemi - radianty wielkich źródeł meteorów sporadycznych są przesunięte w tym samym kierunku, w którym porusza się Ziemia na swojej orbicie.

    Mimo usunięcia rojów ekliptycznych z listy, pozostawiono na niej Taurydy Połnocne (NTA) i Taurydy Południowe (STA), ponieważ wyraźnie odróżniają się jako indywidualne źródło. Okres aktywności Taurydów to 25 września-25 listopada.

    Meteory z roju ANT obserwowane w styczniu są słabe, dlatego polecamy je zwłaszcza obserwatorom teleskopowym. Obserwatorzy wizualni powinni uwzględniać, że radiant ANT jest rozmyty: ma rozciągłość około 20° w rektascensji i 10° w deklinacji (położenie centrum radiantu ANT na mapie nieba — powyżej). Prawdopodobnie składa się z kilku mniejszych podradiantów. Obserwacje zebrane przez IMO w ostatniej dekadzie sugerują niewielki wzrost aktywności w okolicach λ = 297° (odpowiada to dacie 17 stycznia 2007), z ZHR nie większym niż 34. Nów Księżyca przypada na 19 stycznia, co jest świetną okazją do weryfikacji powyższej hipotezy. Zimą radiant Antyhelionu przez większość część nocy znajduje się wysoko nad horyzontem, co sprzyja dokładnemu zbadaniu tego roju.




    η-Aquarydy

    Jedyną zmianą wprowadzoną w przypadku tego roju jest aktualizacja położenia radiantu w okresie aktywności. Obliczono je na podstawie IMO-wskich danych wideo. Wprowadzone zmiany są jednak niewielkie i nie przekraczają 2o.




    δ-Leonidy (DLE)

    Maksimum δ-Leonidów przypada w tym roku na 4 dni po pełni Księżyca. Meteory z tego strumienia obserwujemy od połowy lutego i przez pierwszą dekadę marca. Aktywność roju jest niewielka, bo na poziomie ZHR=2. Rój został znaleziony w obserwacjach wizualnych wykonanych przez Denninga pod koniec lutego 1911 roku. Wyznaczył on radiant na podstawie jedynie sześciu zjawisk! Najlepsze jak do tej pory dowody na istnienie roju DLE pochodzą z: obserwacji fotograficznych z latch 50-tych XX wieku -- Harvard Meteor Project (24 zjawisk) oraz z obserwacji echo radiowych w latach 60-tych XX wieku -- Radio Meteor Project prowadzony przez Sekaninę (8 orbit).

    Teoretycy domyślają się że aktywność δ--Leonidów w poprzednim stuleciu była najprawdopodobniej efemerydą. Zapewne strumień związany z tym rojem nieprędko zbliży się w pobliże Ziemi.

    δ-Leonidy to słaby rój, jednak jego radiant jest położony dość wysoko na naszym niebie i meteory te możemy obserwować praktycznie przez całą noc. Obserwatorzy wizualni powinni teraz szczególnie starannie szkicować meteory, aby nie pomylić delta-Leonidów z meteorami wybiegającymi z Antyhelionu. Oba źródła znajdują się bardzo blisko siebie.



    -----Kwiecień - Czerwiec-----

    Aktywność meteorowa wzrasta aż do przełomu kwietnia i maja. Pod koniec kwietnia przypada maksimum aktywności Lirydów, 2 maja około 12 UT — maksimum η-Aquarydów (niestety z Księżycem w pełni) a 9 maja około 12 UT maksimum η-Lirydów nowego roju na Roboczej Liście. W drugiej połowie maja i w czerwcu nasila się dzienna aktywność meteorowa. W tym okresie przypadają maksima 6 rojów radiowych: 24 kwietnia o 19 UT Piscydów Kwietniowych, 24 kwietnia o 21 UT δ-Piscydów, 9 maja o 20 UT ε-Arietydów, 16 maja o 21 UT Arietydów Majowych, 20 maja o 19 UT ο-Cetydów, 7 czerwca o 23 UT Arietydów, 9 czerwca o 22 UT ζ-Piscydów, 28 czerwca o 21 UT β-Taurydów.

    Większość wymienionych rojów przejawiało aktywność w latach 1994—2005. Niestety w niektórych przypadkach trudno odróżnić ich źródła od innych blisko położonych radiantów. Ponadto okresy aktywności Arietydów i ζ-Piscydów częściowo się pokrywają, co daje zwiększoną aktywność meteorów radiowych od początku do połowy czerwca. Pewne dowody wskazują, że maksima tych rojów przypadają dzień później niż podajemy powyżej.

    Radiant Antyhelionu wędruje przez gwiazdozbiór Wagi do końca kwietnia, później przez konstelację Skorpiona i Wężownika w maju oraz przez Strzelca w czerwcu. Pozycję tego źródła przedstawiają poniższe mapki.

    Dzięki sprzyjającemu układowi faz Księżyca ten rok jest znakomitą okazją, by zaprzeczyć bądź potwierdzić hipotezę o istnieniu roju Lirydów Czerwcowych. Inaczej będzie w przypadku polowania na Bootydy Czerwcowe, w których obserwacjach przeszkodzi pełnia Księżyca.




    Lirydy (LYR)

    Moment odpowiadający długości ekliptycznej Słońca λ = 32°32 to czas "idealnego" maksimum wyznaczonego w najobszerniejszym wydanym współcześnie opracowaniu obserwacji roju Lirydów. Publikacja Audriusa Dubietis i Rainera Arlta (2001) zawiera analizę danych zebranych przez IMO w latach 19882000. Według nich data maksimum roju zmienia się w zakresie λ = 32°032°45 (co odpowiada w roku 2007 okresowi od 22 kwietnia 14:25 UT do 23 kwietnia 01:45 UT). Zmienna jest również aktywność tego roju. Gdy Lirydy mają maksimum w wyznaczonym "idealnym" czasie, ich aktywność jest największa (ZHR ~ 23). Natomiast kiedy maksimum ma miejsce później, aktywność jest niższa (ZHR ~ 14). Ostatnio zaobserwowana bardzo wysoka aktywność miała miejsce poza wspomnianym powyżej przedziałem czasu: w USA zaobserwowano krótki pik aktywności o ZHR ~ 90. Średni ZHR w maksimum z ostatnich 13 lat wynosi 18.

    Wcześniej uważano, że aktywność Lirydów szybko wzrasta, a maksimum jest krótkie. Z ostatnich opracowań wynika jednak, że długość maksimum również jest zmienna. Czas, w którym aktywność (ZHR) osiąga poziom przynajmniej połowy najwyższej obserwowanej aktywności (FWHM, czyli Full-Width-Half-Maximum — szerokość połówkowa maksimum profilu ZHR) może trwać od 15 godzin (1993 r.) do nawet 62 godzin (2000 r.), ze średnią równą 32 godziny. Niestety wysokie ZHR-y są zazwyczaj obserwowane tylko przez kilka godzin. Wyniki ostatnich analiz stały się potwierdzeniem obserwacji z lat wcześniejszych. Otóż podczas niezwykle wysokich maksimów obserwowano również krótki wzrost ilości słabych meteorów. Podsumowując, nieprzewidywalność Lirydów sprawia, że warto wykorzystać kilka kwietniowych nocu na obserwacje roju dowolną techniką.

    Lirydy są najlepiej widoczne dla obserwatorów na półkuli północnej, ale można je obserwować również w umiarkowanych południowych szerokościach geograficznych. Ponieważ radiant Lirydów wschodzi w trakcie nocy obserwacje na półkuli północnej można rozpoczynać od około godziny 22:30 czasu lokalnego. Dnia 24 kwietnia Księżyc będzie w pierwszej kwadrze, a 22 kwietnia, czyli w noc spodziewanego maksimum, zachodzi około północy czasu lokalnego. Jeżeli pogoda dopisze, możemy obserwować aż do świtu. Jeżeli maksimum wystąpi w optymalnym momencie, wtedy najlepsze warunki będą mieli obserwatorzy w Europie i północno-wschodniej Afryce. Trzeba jednak pamiętać, że wyznaczony czas maksimum to w wypadku Lirydów nic pewnego. Maksimum może przypaść zatem w porze korzystnej dla obserwatorów w innych częściach globu: Ameryce Północnej lub Azji.




    η-Lirydy

    Rój ten opisywany jest często jako pochodzący z komety IRAS-Araki-Alcock, która w 1983 przeszła przez peryhelium. Tradycyjna terminologia rojów meteorów, odnosząca się do gwiazd i konstelacji, każe jednak używać w tym przypadku skrótu ELY.

    Kometa C/1983 H1 IRAS-Araki-Alcock jest dobrze poznanym obiektem. Aktywność meteorowa pochodząca z tego źródła była dość znacząca, ale niezbyt silna. W wynikach analizy obserwacji wideo radiant jest dobrze widoczny. W bazie orbit IAU odnaleziono 5 orbit ciał, które można powiązać z tą kometą. Na ich podstawie wyznaczono położenie radiantu: α = 289o, δ = +43o przy długości słonecznej λ. Wynik ten wykazuje bardzo dobrą zgodność z obliczeniami teoretycznymi. Radiant wyznaczony z obserwacji wideo także potwierdza te obliczenia.

    η-Lirydy mogą być zatem bardzo interesującym do badania rojem, ponieważ znane są zarówno orbity poszczególnych meteoroidów, jak i ciała macierzystego. Roju η-Lirydów nie należy jednak mylić z z hipotetycznym rojem τ-Herkulidów, które miały się pojawić po rozpadzie komety Schwassmann-Wachmann 3. Jak dotąd nie zaobserwowano jednak żadnych przejawów ich aktywności.

    Roje letnie






    Lirydy czerwcowe

    Lirydy Czerwcowe to rój wymagający weryfikacji; ich radiant nie figuruje na Roboczej Liście IMO. Wyraźną aktywność tego roju obserwowano w latach 60. (pierwszy raz w roku 1966) i 70. ubiegłego wieku. Są to jedyne jasne przesłanki dowodzące istnienie JLY. Jedynie w roku 1996 kilku niezależnych obserwatorów donosiło o zjawiskach z tego roju, jednak aktywność ta nie została jednoznacznie potwierdzona.

    Prawdopodobna data maksimum Lirydów Czerwcowych w roku 2007
    zbiega się z nowiem Księżyca, zatem są to warunki niemal idealne. Wszystkich dociekliwych obserwatorów zachęcamy do sprawdzenia, czy istotnie rój ten jest aktywny.

    Radiant JLY leży najprawdopodobniej kilka stopni na południe od Wegi (α Lutni), łatwo więc go znaleźć. Przypominamy jednak, że Lirydów Czerwcowych należy wypatrywać w odległości około 30—50° od Wegi! Należy zwrócić szczególną uwagę na prawidłowe wyznaczanie prędkości meteorów i starannie szkicować zjawiska wybiegające z okolic gwiazdozbioru Lutni. Każde wykonane w tym okresie obserwacje za pomocą różnych technik będą bardzo cenne.




    Bootydy Czerwcowe

    Radiant Bootydów Czerwcowych powrócił na Roboczą Listę IMO po niespodziewanym wybuchu aktywności roju w 1998 roku. ZHR na poziomie 50—100 utrzymywał się przez ponad pół doby! Przed rokiem 1998 obserwowano tylko dwa znaczące powroty Bootydów: w roku 1916 i 1927. Potem nie odnotowano już żadnej aktywności, zatem aż do 1998 roku podejrzewano, że Bootydy nie pojawią się już więcej w pobliżu Ziemi. 23 czerwca roku 2004 zaobserwowano wybuch podobnej długości, ale o niższych liczbach godzinnych (20—50). Wybuch ten pojawił się dobę wcześniej niż wybuchy obserwowane na początku XX wieku. Dopiero w ostatnich latach modele teoretyczne pozwalają na ocenę struktury strumienia Bootydów i próbują wytłumaczyć ich nieregularność. Ciałem macierzystym roju jest kometa 7P/Pons-Winnecke. Najmniejsza odległość, w której Ziemia mija orbitę komety wynosi aż 0.24 jednostki astronomicznej, przy czym orbita komety 7P znajduje się na zewnątrz orbity ziemskiej. Sądzi się, że materiał stanowiący źródło wybuchów z lat 1998 i 2004 został uwolniony z komety podczas jej powrotów w sąsiedztwo Słońca jeszcze w XIX wieku. Od tego czasu orbita strumienia zmieniła się na tyle znacząco, aby w końcu pojawić się we wspomnianych latach na "kursie kolizyjnym" z Ziemią. Nie pojawiły się jeszcze prognozy dotyczących aktywności Bootydów w roku 2007. Pewne jest jednak, że warunki obserwacyjne nie będą sprzyjające, ponieważ pod koniec miesiąca przypada druga w czerwcu pełnia Księżyca. Nasz naturalny satelita zachodząc około godziny 1—2 czasu lokalnego pozostawia wówczas niewiele czasu na obserwacje ciemnego nieba. Wysokość radiantu Bootydów nad horyzontem podczas krótkich, letnich nocy jest jednak sprzyjająca. Rój może nam sprawić niespodziankę, zachęcamy więc do obserwacji wszystkimi technikami.




    Capricornidy


    Mimo że ich radiant pokrywa się z Antyhelionem, Capricornidy zostały wydzielone jako osobny rój ze względu na wystarczająco wysoką aktywność, znajomość orbit oraz powiązanie z ciałem macierzystym. Obserwatorzy powinni zwrócić uwagę na niewielką prędkość zjawisk, dzięki której można odróżnić je od meteorów z Antyhelionu.




    Perseidy Wrześniowe i δ-Aurygidy


    W poprzedniej wersji listy IMO oba te roje występowały wspólnie jako δ-Aurygidy, ponieważ były podstawy, by przypuszczać, że jest to jeden długo (ponad miesiąc) aktywny rój. Ostatnie analizy wskazują jednak, że są to dwa oddzielne roje, a pewne podobieństwa między nimi (położenie radiantów, dryft) jest przypadkowe.

    Mamy zatem Perseidy Wrześniowe (które będą oznaczane skrótem SPE), których okres aktywności wyznaczono na 5-17 września oraz δ-Aurygidy (DAU), które aktywne są od 18 września do 10 października.

    Roje od października do grudnia








    Leo Minorydy


    Pierwsze doniesienia o tym roju pochodzą z 1959 roku, kiedy to McCrosky i Posen odnaleźli w bazach fotograficznych 2 meteory o bardzo podobnej orbicie. Obserwacje wideo przeprowadzone przez Dutch Meteor Society potwierdzają istnienie roju. Aktywność wizualna roju jest słaba (ZHR w okolicach 2). Z analiz IMO wynika, że najprawdopodobniejszy okres aktywności Leo Minorydów to 19-27 października. Maksimum jest trudne do wyznaczenia, niemniej jednak ustalono, że występuje ono około 24 października (λo=211o). Stosowanym dla nich skrótem będzie LMI.




    Leonidy


    Ponieważ analizy Leonidów wykazały, że należące do nich zjawiska były rejestrowane także poza dotąd znanym okresem aktywności roju, w nowej liście zdecydowano się wydłużyć ten okres. Zaproponowany czas aktywności Leonidów to 10-23 listopada. Radiant Leonidów wyraźnie odróżnia się od innych źródeł. Bardzo duża prędkość zjawisk pozwala na ich łatwe rozróżnienie od meteorów sporadycznych.




    Coma Berenicydy


    Rój ten, aktywny przez około 1,5 miesiąca, nie został jak dotąd powiązany z żadnym obiektem macierzystym. Analizy obserwacji wizualnych wskazują jednak, że w całym potencjalnym okresie aktywności rejestrowane są należące do tego roju zjawiska. Fakt, że radiant Coma Berenicydów stanowi na niebie wyraźne źródło, przemawia za tym, by zachować go na liście.


    Leonidy - informacje dla obserwatorów

    Aktywność tego roju przypada na środek listopada. Zwykłe maksimum jest spodziewane na 2:50 UT w nocy na 17/18 listopada. Radiant wschodzi tuż po północy i w tym samym czasie (w noce w okolicy 18 listopada) zachodzi Księżyc. Zatem warunki do obserwacji powinny być dogodne. Poniższa mapa przedstawia pozycję radiantu Leonidów na niebie.

    Rys. Pozycja radiantu Leonidów na niebie.

    W latach 1998-2002 obserwowaliśmy popisową aktywność Leonidów. Wielu obserwatorów Pracowni bardzo dobrze pamięta poranek 19 listopada 2002. Wtedy to o godzinie 04:10 UT ZHR osiągnął wartość 2350!!! Wzmożona aktywność w latach 1998-2002 jest łączona z przejściem przez peryhelium macierzystego ciała Leonidów - komety 55P/Temple-Tuttle. W latach 2003-2006 aktywność Leonidów w maksimum utrzymywała się na poziomie ZHR ~ 20-50.



    Rys. Wykres aktywności w maksimum Leonidów ze stron IMO.

    Ponieważ analizy Leonidów wykazały, że należące do nich zjawiska były rejestrowane także poza dotąd znanym okresem aktywności roju, w nowej liście rojów zdecydowano się wydłużyć ten okres. Zaproponowany czas aktywności Leonidów to 10-23 listopada. Meteory z radiantu Leonidów wyraźnie odróżniają się od innych źródeł. Bardzo duża prędkość zjawisk pozwala na ich łatwe rozróżnienie od meteorów sporadycznych. W tym roku raczej nie spodziewamy się wzmożonej aktywności Leonidów. Mimo to zachęcam do czujności, i do czytania list dyskusyjnych PKiM i IMO w oczekiwaniu na najświeższe informacje. Informacje dotyczące wykonania obserwacji znajdziecie w odnośnikach poniżej.

    NOWE INFORMACJE!!!

    Arkadiusz Olech pisze o możliwości ciekawego maksimum Leonidów w 2007 roku:

    " ... w artykule złożonym do druku w czasopiśmie "Icarus" P. Jenniskens z SETI Institute i jego współpracownicy prezentują analizę obserwacji Leonidów z 2006 roku. To o tyle ważny rok, że wtedy Ziemia spotkała się ze świeżym materiałem wyrzuconym z komety w roku 1932. Co więcej z ich obliczeń wynika, że do kolejnego takiego spotkania dojdzie także i w tym roku. Znając więc zachowanie Leonidów z roku 2006 można próbować dokonać prognozy na rok 2007.

    Autorzy pracy twierdzą więc, że do maksimum aktywności dojdzie 18 listopada o 0:03 naszego czasu. Pik ten będzie dość wąski (szerokość połówkowa tylko 40 minut) i powinien dać około 30 meteorów na godzinę. Wynik ten zsumuje się z aktywnością wynikającą ze starego materiału, której maksimum wypada w podobnym momencie, co w efekcie powinno dać aktywność na poziomie 40-50 meteorów na godzinę.

    Troszkę bardziej optymistyczny scenariusz podaje M. Maslov z Novosibirska, który zgadza się z Jenniskensem co do momentu piku (0:05 naszego czasu) lecz podaje jego aktywność na aż 60 meteorów na godzinę i szerokość połówkową na aż 5 godzin!"

    A zatem nawet obserwacje wykonane w tym roku, gdy nie spodziewamy się deszczów Leonidów, może wnieść ciekawy wkład do poznania struktury tego roju. Dane z Waszych obserwacji mogą przyczynić się do udoskonalenia modelu strumieni meteorowych.

    Zachęcam aby w okresie aktywności Leonidów wprowadzać również tzw. obserwacje ze szkicowaniem w bazach IMO poprzez formularz on-line dla obserwacji wizualnych bez szkicowania. Pamiętajcie o wyznaczaniu przynależności meteorów!

    Pogodnego nieba!

    Kamil Złoczewski


    Leonidy 2008

    Taurydy - informacje dla obserwatorów

    Taurdy Południowe i Północne są aktywne od początku października aż do 25 listopada. Macierzystym ciałem zjawisk z obu rojów jest kometa 2P/Encke. Spora część meteorów z tych rojów to zjawiska jasne a czasem również jasne bolidy. Położenie radiantów obu rojów przedstawione są na poniższej mapie.


    Rys. Położenie radiantów Taurydów Południowych (STA) i Półnoncych (NTA) na niebie.

    Aby rozróżnić meteory z obu rojów od siebie należy starać się wykonać jak najdokładniejsze obserwacje ze szkicowaniem bądź obserwować meteory za pomocą techniki wideo lub fotograficznej. Ponieważ prędkości geocentryczne zjawisk z obu rojów to około 28 km/s, prędkości kątowe na niebie są zazwyczaj małe (bardzo wolne, wolne, rzadko średnie), pozwala to na dokładniejsze szkicowanie i ułatwia w obserwacjach za pomocą innych technik. Środek maksimum aktywności dla Taurydów Południowych przypada na 5 listopada zaś dla Taurydów Północnych na 12 listopada. Same maksima są niezwykle szerokie i wynoszą około 10 dni, a aktywność pozostaje wówczas na stałym poziomie ZHR ~ 5-10.


    Foto. Mozaika zdjęć ze stacji krakowskiej PFN noc 28/29 X 2005.

    Powyższa mozaika przedstawia 6 bardzo jasnych meteorów z radiantów Taurydów zaobserwanych przez krakowską stację bolidową podczas jednej nocy 28/29 X 2005 roku. Okazuje się że już pod koniec października można obserwować wzmożoną aktywność Taurydów. Aktywność ZHR wyznaczono na oszacowano na podstawie obserwacji wizualnych na 15-20. Także w latach 1995, 1998 obserwowano większą niż zazwyczaj liczbę zjawisk bolidowych z obu rojów a okres wzmożonej aktywności pokrywał okres od końca października do połowy listopada. W 1995 roku w okresie od końca października do połowy listopada obserowano wiele jasnych meteorów z tych rojów. W roku 1998 aktywność pod koniec października była taka jak obserwowana zazwyczaj w maksimum a przez cały okres aktywności wyższa niż w latach zwykłej aktywności.

    W obserwacjach wizualnych i fotograficznych może przeszkadzać Księżyc będący na przełomie października i listopada blisko pełni. Mimo to warto obserwować meteory z tych rojów, gdyż można podczas kilku godzin obserwacji oszacować aktywność na podstawie jedynie jasnych zjawisk. Zaobserwujemy je bez trudu mimo obecności Księżyca na niebie. Informacje dotyczące wykonania obserwacji znajdziecie w odnośnikach poniżej.

    Pogodnego nieba!

    Kamil Złoczewski

    Położenia radiantów rojów

    Położenia centrów radiantów rojów aktywnych z listy IMO. Wartości rektascensji i deklinacji wyrażone w stopniach. Współrzędne odpowiadają epoce J2000.0.



    Data              
      ANT QUA COM        
    31 grudnia 112 +21 228 +50 186 +20        
    5 stycznia 117 +20 231 +49 190 +18        
    10 stycznia 122 +19   194 +17        
    15 stycznia 127 +17   198 +15        
    20 stycznia 132 +16   202 +13        
    25 stycznia 138 +15     ACE      
    30 stycznia 143 +13     200 -57      
    5 lutego 149 +11     208 -59      
    10 lutego 154 +9     214 -60 DLE    
    15 lutego 159 +7     220 -62 159 +19    
    20 lutego 164 +5 GNO   225 -63 164 +18    
    28 lutego 172 +2 225 -51     171 +15    
    5 marca 177 0 230 -50     176 +13    
    10 marca 182 -2 235 -50     180 +12    
    15 marca 187 -4 240 -50          
    20 marca 192 -6 245 -49          
    25 marca 197 -7            
    30 marca 202 -9            
    5 kwietnia 208 -11            
    10 kwietnia 213 -13 LYR PPU        
    15 kwietnia 218 -15 263 +34 106 -44 ETA      
    20 kwietnia 222 -16 269 +34 109 -45 323 -7      
    25 kwietnia 227 -18 274 +34 111 -45 328 -5      
    30 kwietnia 232 -19     332 -3 ELY    
    5 maja 237 -20     337 -1 283 +44    
    10 maja 242 -21     341 0 288 +44    
    15 maja 247 -22     345 +3 293 +45    
    20 maja 252 -22     349 +5      
    25 maja 256 -23            
    30 maja 262 -23            
    5 czerwca 267 -23            
    10 czerwca 272 -23            
    15 czerwca 276 -23            
    20 czerwca 281 -23 JBO          
    25 czerwca 286 -22 223 +48          
    30 czerwca 291 -21 225 +47 CAP        
    5 lipca 296 -20   285 -16 SDA      
    10 lipca 300 -19 PER 289 -15 325 -19 PAU    
    15 lipca 305 -18 6 +50 294 -14 329 -19 330 -34    
    20 lipca 310 -17 11 +52 299 -12 333 -18 334 -33    
    25 lipca 315 -15 22 +53 303 -11 337 -17 338 -31    
    30 lipca 319 -14 29 +54 308 -10 340 -16 343 -29 KCG  
    5 sierpnia 325 -12 37 +56 313 -8 345 -14 348 -27 283 +58  
    10 sierpnia 330 -10 45 +57 318 -6 349 -13 352 -26 284 +58  
    15 sierpnia 335 -8 51 +58   352 -12   285 +59  
    20 sierpnia 340 -7 57 +58 AUR 356 -11   286 +59  
    25 sierpnia 344 -5 63 +58 76 +42     288 +60  
    30 sierpnia 349 -3   82 +42 SPE   289 +60  
    5 września 355 -1   88 +42 55 +46      
    10 września 0 +1   92 +42 60 +47      
    15 września 5 +3     66 +48 DAU    
    20 września 10 +5 NTA STA 71 +48 71 +48    
    25 września 14 +7 19 +11 21 +6   77 +49    
    30 września   22 +12 25 +7 ORI 83 +49    
    5 października   26 +14 28 +8 85 +14 89 +49   GIA
    10 października EGE 30 +15 32 +9 88 +15 92 +42   262 +54
    15 października 99 +27 34 +16 36 +11 91 +15   LMI  
    20 października 104 +27 38 +18 40 +12 94 +16   158 +39  
    25 października 109 +27 43 +19 43 +13 98 +16   163 +37  
    30 października   47 +20 47 +14 101 +16   168 +35  
    5 listopada   52 +21 52 +15 105 +17 LEO    
    10 listopada   56 +22 56 +15   147 +24   AMO
    15 listopada   61 +23 60 +16   150 +23   112 +2
    20 listopada ANT 65 +24 64 +16   153 +21   116 +1
    25 listopada 75 +23 70 +24 72 +17 MON PHO PUP 120 0
    30 listopada 80 +23 GEM   91 +8 14 -52 120 -45 HYD
    5 grudnia 85 +23 103 +33 COM 96 +8 18 -53 122 -45 122 +3
    10 grudnia 90 +23 108 +33 169 +27 100 +8 22 -53 125 -45 126 +2
    15 grudnia 96 +23 113 +33 173 +26 104 +8 URS 128 -45 130 +1
    20 grudnia 101 +23 118 +32 177 +24   217 +76    
    25 grudnia 106 +22   181 +23   217 +74    
    30 grudnia 111 +21   185 +21        

    Kalendarz meteorowy 2008

    Lista aktywnych rojów IMO 2008




    RÓJ KOD AKTYWNOŚĆ
    mm.dd-mm.dd
    MAKSIMUM
    mm.dd λ[o]
    RADIANT
    α[o] δ[o]
    V
    [km/s]
    r ZHR
    Antyhelion ANT 01.01-12.31
    nie obserwowany podczas
    aktywności NTA i STA
        30 3.0 3
    Kwadrantydy QUA 01.01-01.05 01.04  283.16 230 +49 41 2.1 120
    α-Centaurydy ACE 01.28-02.21 02.08  319.2 211 -59 56 2.0 5
    δ-Leonidy DLE 02.15-03.10 02.25  336 168 +16 23 3.0 2
    ϒ-Normidy GNO 02.25-03.22 03.13  353 239 -50 56 2.4 4
    Lirydy LYR 04.16-04.25 04.22   32.32 271 +34 49 2.1 18
    π-Puppidy PPU 04.15-04.28 04.23   33.5 110 -45 18 2.0 zmienny
    η-Aquarydy ETA 04.19-05.28 05.05   45.5 338 -01 66 2.4 >70
    ε-Lirydy ELY 05.03-05.12 05.08   48.4 287 +44 44 3.0 3
    Bootydy Czerwcowe JBO 06.22-07.02 06.27   95.7 224 +48 18 2.2 zmienny
    Piscis Austrinidy PAU 07.15-08.10 07.27  125 341 -30 35 3.2 5
    δ-Aquarydy Południowe SDA 07.12-08.19 07.27  125 339 -16 41 3.2 20
    α-Capricornidy CAP 07.03-08.15 07.29  127 307 -10 23 2.5 4
    Perseidy PER 07.17-08.24 08.12  140.0 46 +58 59 2.6 100
    κ-Cygnidy KCG 08.03-08.25 08.17  145 286 +59 25 3.0 3
    α-Aurygidy AUR 08.25-09.08 08.31  158.6 84 +42 66 2.6 7
    Perseidy Wrześniowe SPE 09.05-09.17 09.09  166.7 60 +47 64 2.9 5
    δ-Aurygidy DAU 09.18-10.10 10.03  191 88 +49 64 2.9 3
    Draconidy GIA 10.06-10.10 10.08  195.4 262 +54 20 2.6 zmienny
    ε-Geminidy EGE 10.14-10.27 10.18  205 102 +27 70 3.0 2
    Orionidy ORI 10.02-11.07 10.21  208 95 +16 66 2.5 30
    Leo Minorydy LMI 10.19-10.27 10.24  211 162 +37 62 3.0 2
    Taurydy Południowe STA 09.25-11.25 11.05  223 52 +15 27 2.3 5
    Taurydy Północne NTA 09.25-11.25 11.12  230 58 +22 29 2.3 5
    Leonidy LEO 11.10-11.23 11.17  235.27 153 +22 71 2.5 >20
    α-Monocerotydy AMO 11.15-11.25 11.21  239.32 117 +01 65 2.4 zmienny
    Phoenicydy Grudniowe PHO 11.28-12.09 12.06  254.25 18 -53 18 2.8 zmienny
    Puppidy/Velidy PUP 12.01-12.15 (12.06)  (255) 123 -45 40 2.9 10
    Monocerotydy MON 11.27-12.17 12.08  257 100 +08 42 3.0 2
    σ-Hydrydy HYD 12.03-12.15 12.11  260 127 +02 58 3.0 3
    Geminidy GEM 12.07-12.17 12.13  262.2 112 +33 35 2.6 120
    Coma Berenicydy COM 12.12-01.23 12.20  268 177 +25 65 3.0 5
    Ursydy URS 12.17-12.26 12.22  270.7 217 +76 33 3.0 10

    • α, δ: współrzędne położenia centrum radiantu roju, najczęściej podawane dla maksimum. to rektascensja, to deklinacja. Współrzędne α i δ zmieniają się w czasie ze względu na ruch Ziemi na orbicie wokół Słońca. Położenia radiantów w okresach aktywności poszczególnych rojów przedstawiono w tej tabeli
    • r: Współczynnik masowy, wyliczany z rozkładu jasności meteorów danego roju. Rój z r= 2.02.5 ma zjawiska jaśniejsze niż większość rojów, natomiast rój o r powyżej 3.0 ma zjawiska słabsze niż większość rojów.
    • λ: długość ekliptyczna Słońca, miara niezależna od kalendarza. Wszystkie wartości λ podano dla epoki 2000.0.
    • v: Prędkość meteoru w atmosferze lub prędkość widoma w km/s. Prędkości meteorów zawierają się w przedziale od około 11 km/s (bardzo wolny) do 72 km/s (bardzo szybki). Meteor o prędkości 40 km/s ma średnią prędkość.
    • ZHR: Zenithal Hourly Rate - zenitalna liczba godzinna, czyli liczba meteorów z danego roju zaobserwowana w ciągu godziny przez nierzeczywistego obserwatora w idealnych warunkach pogodowych i gdy radiant roju jest w zenicie. Gdy wysoka aktywność trwa krócej niż godzinę lub warunki obserwacyjne są niesprzyjające, podaje się szacowaną Zenitalną Liczbę Godzinną (EZHR - Equivalent Zenithal Hourly Rate), która wyznaczona jest mniej dokładnie niż ZHR.

    Antyhelion i roje meteorów w pierwszej połowie roku


    Aktywność rojów wizualnych w okresie styczeń-marzec 2008

    W tym roku ze względu na fazy Księżyca najdogodniejsze do obserwacji spośród rojów widocznych w Polsce będą: Kwadrantydy, η-Aquarydy, δ-Aquarydy, a potem długo, długo nic i dopiero w obserwacjach Taurydów i Ursydów nie będzie przeszkadzał Srebny Glob. Łys będzie niestety skutecznie obniżał ilość obserwowanych godzinnych zjawisk (HR) w okolicach maksimum sierpniowych Perseidów, październikowych Orionidów, Leonidów w listopadzie i Geminidów w grudniu.

    W tak niesprzyjającym układzie faz Księżyca pozostaje mi życzyć Wam jak najwięcej okazji do obserwacji oraz pogodnego nieba przez cały rok 2008.

    Po noworocznych fajerwerkach w postaci Kwadrantydów, pierwsze kilkanaście tygodni roku tradycyjnie nie zachwyca aktywnością meteorową. W tym czasie na liście International Meteor Organization (IMO) znaleść można pięć aktywnych rojów, z czego trzy są możliwe do zaobserwowania z Polski: Antyhelion (ANT), Coma Berenicydy (COM) i δ-Leonidy (DLE) a pozostałe dwa dla osób przebywających na półkuli południowej.

    Ubierzcie się ciepło na obserwacje oraz przygotujcie swoje stanowisko pracy przed obserwacją aby nie tracić w ich trakcie cennego ciepła oraz zjawisk/czasu. Niewiele meteorów w raportach pozwala na zweryfikowania swoich umiejętnosci poprzez wykonywanie przynależności dla wszystkich zjawisk z jednej nocy, do czego gorąco zachęcam.



    ---Antyhelion---

    Od 2006 roku z Roboczej Listy Meteorów IMO wykluczono większość słabych rojów około-ekliptycznych, które zdawały się ścigać jeden drugiego po niebie przez niemal cały rok. Takimi rojami były aktywne w lutym i marcu Virginidy oraz wiele rojów z kompleksu Aquarydów, widoczne w lipcu i sierpniu. Zostały one zastąpione przez duży, rozmyty obszar aktywności o rozmiarach α = 30° na δ = 15° i położony około 12° na wschód od punktu naprzeciwko aktualnej pozycji Słońca na niebie (na ekliptyce). Jest to punkt przeciwsłoneczny, czyli inaczej antyhelium, dlatego też źródło aktywności nazywamy Antyhelionem i używamy skrótu ANT. Taka umowa lepiej oddaje aktywność gromadki wielu słabych rojów okołoekliptycznych.

    Są oczywiście odstępstwa od tej umowy. Ze względu na wzmożoną aktywność, pozostawiono odrębne roje α-Capricornidów (CAP) i δ-Aquarydów (SDA), które są możliwe do rozróżnienia od zjawisk pochodzących z Antyhelionu. Natomiast od końca września do końca listopada w okolicach współrzędnych Antyhelionu można rozróżnić dwa odrębne radianty: Taurydy Południowe (STA) i Taurydy Północne (NTA). Są one na tyle silne i blisko ekliptyki, iż uznajemy Antyhelion za nieaktywny. W jego miejsce przypadają wspomniane dwa roje STA i NTA, dajace co kilka lat wiele zjawisk bolidowych.

    Antyhelion w styczniu jest położony w gwiazdozbiorze Raka, w lutym przechodzi przez Lwa, zaś w marcu wędruje przez południowe obszary Panny. Jego położenie przedstawia poniższa mapka. Aktywność przewidywana jest na poziomie ZHR 2-3. Istnieją przewidywania o możliwej wzmożonej aktywności z regionu Warkocza Bereniki - Lew - Panna pod koniec stycznia i początek lutego, ale niestety okres ten wypada w tym roku blisko pełni Księżyca.



    ---δ-Leonidy (DLE)---

    Maksimum δ-Leonidów przypada w tym roku na 4 dni po pełni Księżyca. Meteory z tego strumienia obserwujemy od połowy lutego i przez pierwszą dekadę marca. Aktywność roju jest niewielka, bo na poziomie ZHR=2. Rój został znaleziony w obserwacjach wizualnych wykonanych przez Denninga pod koniec lutego 1911 roku. Wyznaczył on radiant na podstawie jedynie sześciu zjawisk! Najlepsze jak do tej pory dowody na istnienie roju DLE pochodzą z: obserwacji fotograficznych z latch 50-tych XX wieku - Harvard Meteor Project (24 zjawisk) oraz z obserwacji echo radiowych w latach 60-tych XX wieku - Radio Meteor Project prowadzony przez Sekaninę (8 orbit).

    Teoretycy domyślają się że aktywność δ-Leonidów w poprzednim stuleciu była najprawdopodobniej efemerydą. Zapewne strumień związany z tym rojem nieprędko zbliży się w pobliże Ziemi.

    δ-Leonidy to słaby rój, jednak jego radiant jest położony dość wysoko na naszym niebie i meteory te możemy obserwować praktycznie przez całą noc. Obserwatorzy wizualni powinni teraz szczególnie starannie szkicować meteory, aby nie pomylić delta-Leonidów z meteorami wybiegającymi z Antyhelionu. Oba źródła znajdują się bardzo blisko siebie.



    ---Lirydy (LYR)---

    O Lirydach w roku 2008.



    ---η-Aquarydy (ETA)---

    O η-Aquarydach w roku 2008.



    ---ε-Lirydy (ELY)---

    Jest to słaby rój aktywny w dniach 3-12 maja. Meteory z tego roju są prawodpodobnie związany z kometą C/1983 H1 IRAS-Araki-Alcock. Pozycja radiantu została, jak do tej pory, wyznaczona jedynie za pomocą technik fotograficznych i wideo. Ostatnie wyniki IMO podają radiant o współrzędnych α=290°, δ=+42°. Warunki do obserwacji tego słabego roju w roku 2008 są niemal doskonałe, ponieważ 8 maja Księżyc zachodzi około północy czasu lokalnego. Aby wyznaczyć aktywność i pozycję tego roju konieczne jest wykonanie dokładnych obserwacji ze szkicowaniem.

    Roje w lipcu

    α – Capricornidy (CAP)

    α-Capricornidy oraz δ-Aquarydy Południowe (SDA) zostały odkryte dzięki obserwacjom wizualnym. Radiant CAP częściowo się pokrywa z radiantem Antyhelionu (ANT). Meteory z tego roju są zazwyczaj wolne i często zdarzają się zjawiska jasne a nawet bolidy. Zwiększona aktywność CAP ZHR ~10 zaobserwowali w 1995 obserwatorzy z Europy. Niedawne obserwacje sugerują iż maksimum aktywności tego roju może trwać o dobę dłużej to jest 29-30 lipca.


    Antyhelion (ANT)

    Radiant ten pojawił się na liście rojów w 2006 roku na miejsce kilku mało aktywnych radiantów (Virginidów w lutym i marcu, Sagittarydów od kwietnia do lipca, kilku rojów z grupy Aquarydów w lipcu i sierpniu). Zostały one zastąpione przez jeden obszar aktywności o rozmiarach α = 30° na δ = 15° położony na niebie na ekliptyce, około 12° na wschód od punktu naprzeciw Słońca. Obecnie pozostawiono bez zmian roje α-Capricornidów i δ-Aquarydów, jakoże wyraźnie wyróżniają się na tle Antyhelionidów. Podczas aktywności Taurydów Południowych i Północnych (od końca września do końca listopada) zakładamy iż radiant ANT jest nieaktywny.








    Wczesne Perseidy (EPER)

    W roku 2005 od około 3 lipca uchwycono fotograficznie kilka zjawisk potencjalnie należących do roju Perseidów. Przypominam że aktywność Perseidów wg IMO zaczyna się dopiero w połowie lipca. W zakamarkach strony internetowej PKiM można dokopać się do relacji Przemysława Żołądka dotyczącej analizy danych fotograficznych.


    Pegazydy (JPE)

    Rój od kilku lat nieobecny na liście IMO. Pegazydy są stosunkowo młodym rojem kometarnym, na co wskazuje krótki okres aktywności. Ich ciałem macierzystym jest najprawdopodobniej kometa Bradfield C/1979 Y1. Podawany kilka lat temu przez International Meteor Organization okres aktywności Pegazydów to 7-13 lipca, niewykluczone jednak, że aktywność roju obejmuje dłuższy przedział czasu. Archiwalne obserwacje PKiM pokazują jednak, że przedział ten jest większy i pierwsze Pegazydy możemy obserwować już 5 lipca, a ostatnie 15 lipca. Pegazydy można odróżnić od innych meteorów dzięki ich bardzo dużej prędkości V = 70 km/s. ZHR zazwyczaj około 3, ale w 1999 roku w maksimum obserwowano ZHR 5-10.

    RA = 340° DEC = +15°
    07.07-13.07 11.07
    dRA = +0.8 °/dzień dDEC = +0.2 °/dzień
    ZHRmax = 5-10
    Vgeo = 70 km/s


    α – Cygnidy (ACY)

    Rój nieobecny na liście IMO. Analiza danych PKiM z lat 1995-1997 pokazała, że rój ten (nieumieszczony na liście rojów IMO) popisuje się swą aktywnością przez cały lipiec z maksimum z ZHR ~ 4 wypadającym w nocy z 17 na 18 lipca. Po dorzuceniu danych z lat 1998 i 1999 wydaje się, że aktywność α-Cygnidów rozpoczyna się już pod koniec czerwca (około 28), a maksimum z ZHR = 3 wypada w okolicach 15 lipca.

    RA = 305° DEC = +47°
    01.07-31.07 MAX 18.07
    dRA = +0.6 °/dzień dDEC = +0.2 °/dzień
    ZHRmax = 3
    Vgeo = 41 km/s


    Delphinidy (DEL)

    Rój nieobecny na liście IMO. Także i ten rój nie znalazł się na liście IMO. Jednak bogaty materiał obserwacyjny PKiM zdaje się sugerować, że jest on aktywny od około 10 lipca do około 10 sierpnia ze słabym maksimum (ZHR ~ 2) wypadającym w okolicach 22 lub 23 lipca. Roju tego nie ma w tabeli, bowiem nie jesteśmy do końca pewni jego istnienia. Uwzględniajmy jednak jego istnienie w naszych raportach i przyłóżmy się intensywnie do obserwacji w okolicach maksimum tego roju.

    RA = 304° DEC = +5°
    10.07-10.08 MAX 22.07
    dRA = +0.8 °/dzień dDEC = +0.2 °/dzień
    ZHRmax = 3
    Vgeo = 35 km/s

    Poniżej trzy roje podejrzane o aktywność z listy Sirko Molau:

    ID 18
    maksimum 7 lipca
    okres aktywności 02.07-07.07
    współrzędne RA = 25.4° DEC = 46.5°
    Vgeo = 56 km/s
    Act 6.9 %
    dryf dRA = -0.3 °/dzień dDEC = 0.5 °/dzień
    liczba zjawisk: 125
    uwagi -

    ID 19
    maksimum 10 lipca
    okres aktywności 08.07-15.07
    współrzędne RA = 315.3° DEC = -4.0°
    Vgeo = 40 km/s
    Act 8.7 %
    dryf dRA = 0.6 °/dzień dDEC = 0.6 °/dzień
    liczba zjawisk 251
    uwagi prawdopodobnie wzrasta do roju ID = 24

    ID 24
    maksimum 19 lipca
    okres aktywności 17.07-22.07
    współrzędne RA = 322.7° DEC = -2.0°
    Vgeo = 39 km/s
    Act 7.2 %
    dryf dRA = 0.1 °/dzień dDEC = 0.4 °/dzień
    liczba zjawisk 159
    uwagi prawdopodobnie spadek aktywności roju ID = 19

    Stary poradnik do wizualnych obserwacji meteorów

    Niejeden z Was spacerując niekiedy w pogodny wieczór, zadzierał głowę do góry i z fascynacją wpatrywał się w roziskrzony ogromną ilością błyskających punkcików nieboskłon. Czasami któryś z tych punkcików, jakby urywając się, spadał z błyskiem w dół. Wypowiadaliśmy wtedy życzenie ciesząc się, że mieliśmy okazję obserwować ``spadającą gwiazdę``...

    Warto jednak chyba zastanowić się chwilę jakie w rzeczywistości obiekty fizyczne powodują powstanie tego, co mieliśmy okazję obserwować. Nawet człowiekowi słabo obeznanemu z astronomią trudno przecież uwierzyć, że gwiazdy naprawdę spadają, dodatkowo mając przy tym moc spełniania życzeń. Wystarczy się przecież chwilę zastanowić, by uznać to za niedorzeczne. Patrząc w niebo myślimy, że widzimy na nim miliony gwiazd. Nic bardziej mylnego! Człowiek o normalnym wzroku jest w stanie zobaczyć ich około 3000. Widać więc, że gdyby gwiazdy faktycznie spadały nie starczyłoby ich na długo i po krótkim czasie nie mielibyśmy czego podziwiać. W jaki sposób naprawdę zaczyna swój żywot zjawisko, które potocznie nazywamy ``gwiazdą spadającą``? Cała historia bierze swój początek najczęściej w kometach. W dużej odległości od Słońca kometa to najczęściej kilkunastokilometrowa bryła lodu, zestalonego dwutlenku węgla i amoniaku. Coś ciekawego zaczyna się z nią dziać dopiero w okolicy 3 AU od Słońca, którego ciepło powoduje sublimację lodów z jej powierzchni. Wokół jądra komety tworzy się otoczka. W miarę zbliżania się do naszej dziennej gwiazdy otoczka, pod wpływem wiatru słonecznego i ciśnienia promieniowania, rozwiewa się w warkocz. W wyniku tego kometa podczas każdego powrotu do Słońca gubi sporą część swojej masy, a jej cząstki rozkładają się wzdłuż orbity komety i pozostają tam przez długi czas. Wyobraźmy sobie teraz sytuację, że część takiej wstęgi pyłu leży blisko ziemskiej orbity lub wręcz przecina się z nią. Nie trudno domyślić się, że pędząca z prędkością 30 km/s Ziemia będzie zahaczać o tę wstęgę co roku. Ponieważ podróżujące ziarenka także mają jakąś prędkość, może się zdarzyć tak, że wektory prędkości Ziemi i takiego ziarenka (zwanego meteoroidem) będą miały przeciwne zwroty i jego prędkość w ziemskiej atmosferze wyniesie nawet 70 km/s. Z drugiej strony jeśli Ziemia dogania pędzącą drobinę, jej prędkość w atmosferze wyniesie około 12 km/s.

    Na wysokości 120 km nad powierzchnią Ziemi atmosfera jest na tyle gęsta by wyhamowywać taki obiekt przez opór powietrza. Prędkość jest jednak na tyle duża, że otaczająca meteoroid atmosfera rozgrzewa się, jonizuje i zaczyna świecić. Na niebie pojawia się wtedy meteor.

    Ziarenka o masach ułamków grama docierają do wysokości około 80 km dając wcześniej zjawisko o jasności od 0 do 5 magnitudo. Większe kawałki, na przykład o masach 20 - 30 gramów, dadzą zjawisko o jasności -5 mag. Jeszcze większe, o masie kilkuset kilogramów, dadzą ogniste kule jaśniejsze od Księżyca w pełni, przy czym takie odłamki mają już szansę przebić się przez atmosferę i dotrzeć do powierzchni Ziemi. Wtedy mamy do czynienia z meteorytami. Z powyższych rozważań widać wyraźnie, iż trudno mówić, że za zjawisko meteoru jest odpowiedzialne spalanie meteoroidów w atmosferze. W zasadzie jest to prawda, lecz to co obserwujemy to nie palący się meteoroid, który jest tak mały, że niemożliwe jest dojrzenie go z odległości 100 km (a w takiej się znajduje), lecz zjonizowana i świecąca przez to atmosfera.

    Szczególnie jasne zjawiska (jaśniejsze od Wenus) zwane bolidami mogą pozostawiać za sobą ślad lub smugę. Ze smugą mamy do czynienia w momencie, gdy przelatujący meteor ciągnie za sobą skondensowaną wstęgę gazu; gdy taka wstęga utrzymuje się po zgaśnięciu meteoru obserwujemy ślad. Czasami mamy też okazję obserwować rozbłysk, fragmentaryzację lub nawet szum.

    Tak mniej więcej przedstawia się historia często podziwianych przez nas ``spadających gwiazd''.

    Kiedy i gdzie obserwować

    Rzecz jasna chciałoby się by warunki do obserwacji były jak najlepsze. Wiemy jednak, że rzeczywistość często jest zupełnie inna. Polskie warunki pogodowe nie rozpieszczają niestety miłośników astronomii. Chcąc jednak by nasze obserwacje niosły jak najwięcej informacji naukowej i były użyteczne do wnikliwych opracowań starajmy się kierować następującymi zasadami:

    • Podczas naszej obserwacji Słońce powinno być conajmniej 12--14 stopni pod horyzontem. Proszę więc nie zaczynać obserwacji wczesnym wieczorem (lub kończyć jej późnym rankiem), kiedy to niebo jest mocno rozjaśnione przez zachodzące (wschodzące) Słońce. Należy o tym szczególnie pamiętać na początku lata, kiedy to Słońce, w naszych szerokościach geograficznych, maksymalnie chowa się pod horyzont tylko kilkanaście stopni.
    • Naszym obserwacjom Księżyc nie przeszkadza tylko pięć dni przed i pięć po nowiu. Później starajmy się tak dobierać czas obserwacji, by wcale nie było go widać lub był nisko nad horyzontem. Pamiętajmy, że Księżyc w pełni może zredukować liczbę obserwowanych meteorów nawet dziesięciokrotnie!
    • Zaplanujmy naszą obserwacje w taki sposób, aby w czasie jej trwania radiant roju nie znajdował się niżej niż 20 stopni nad horyzontem.
    • Minimalna widoczność graniczna najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem powinna wynosić więcej niż 4.5 mag. Obserwacje w gorszych warunkach atmosferycznych są niestety obarczone bardzo dużym błędem i są usprawiedliwione tylko w przypadku wyjątkowych okoliczności (np. maksimum roju).
    • Miejsce do obserwacji powinno być jak najmniej osłonięte budynkami i drzewami. Rzecz jasna im ciemniej tym lepiej. Przy pełni Księżyca starajmy się je wybierać tak by Księżyc był czymś zasłonięty i najlepiej za naszymi plecami.
    • Centrum pola widzenia powinno znajdować się mniej więcej na wysokości 50 - 70 stopni nad horyzontem. Nigdy nie wybierajmy go poniżej 40 stopni nad horyzontem!
    • Nie patrzmy dokładnie w radiant roju. Centrum obserwowanego pola powinno znajdować się w odległości 20 - 40 stopni od niego.

    Co powinno znaleźć się w raporcie

    Aby nasza obserwacja mogła być należycie wykorzystana, trzeba bardzo dokładnie podać i opisać wszelkiego rodzaju warunki jej towarzyszące. Tak więc w końcowym raporcie obserwacyjnym powinny znaleźć się następujące informacje:

    • Data i dokładny czas początku i końca obserwacji (najlepiej w czasie uniwersalnym UT, który różni się od tego podawanego przez nasze zegarki o godzinę wstecz w zimie i o dwie w lecie).
    • Miejsce obserwacji, jego współrzędne geograficzne i wysokość nad poziomem morza.
    • Imię i nazwisko obserwatora.
    • Lista obserwowanych rojów.
    • Współrzędne równikowe (RA, DEC) centrum obserwowanego pola.
    • Jasność najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem. Podczas stałych warunków atmosferycznych wystarczy podać widoczność na początku, w środku i na końcu obserwacji. W przeciwnym przypadku starajmy się notować ją co kilka minut.

    Widoczność najsłabszych gwiazd możemy ocenić na dwa sposoby. Pierwszy polega na wyszukaniu najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem o znanej nam jasności. Przydatna tu jest mapa gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy przedstawiona na Rysunku nr 2. Warto przy tym dodać, że najsłabszych gwiazd poszukujemy za pomocą zerkania (mówiąc inaczej patrząc kątem oka). Przyczyną takiego postępowania jest budowa naszego narządu wzroku. Zerkając powodujemy, że światło pada na skrajne części siatkówki,gdzie jest duża koncentracja czułych na małe ilości światła pręcików, a co za tym idzie zwiększamy czułość naszego wzroku. Drugi sposób, dokładniejszy, polega na policzeniu ilości widocznych gwiazd w danych obszarach nieba. Obszary wraz z ilością gwiazd i odpowiadającą jej widocznością podane są w Tabelach nr 6 i nr 7. Rzecz jasna obie metody można łączyć i używać podczas jednej obserwacji.





    Tabela nr 6.
    Obszary do określenia widoczności granicznej



    • Efektywny czas obserwacji, to znaczy czas jaki w całości poświęciliśmy patrzeniu w niebo, po odliczeniu czasu poświęconego np. notatkom, zerkaniu na zegarek, czy też poprawianiu śpiwora.
    • Wszelkiego rodzaju uwagi dotyczące warunków pogodowych, oświetlenia, itp.
    • Rozkład jasności, barw i prędkości obserwowanych przez nas meteorów, dla każdego roju z osobna.

    Widać więc wyraźnie, że nasza obserwacja nie kończy się na jej wykonaniu i czeka nas jeszcze sporo pracy przy jej wstępnym opracowaniu. Aby nie zapomnieć wpisać wszystkich wyżej opisanych danych, do niniejszego poradnika dołączamy prezentowany na Rysunku nr 3 formularz do wizualnych obserwacji meteorów bez szkicowania. Jest to raport używany powszechnie przez obserwatorów meteorów zrzeszonych w Pracowni Komet i Meteorów (obecnie jest to największa organizacja tego typu w Polsce i będzie o niej jeszcze mowa). Jak zdążyliście już na pewno zobaczyć jest on wypełniony po angielsku. Związane jest to z tym, że PKiM ściśle współpracuje z International Meteor Organization (IMO), organizacją zajmującą się koordynowaniem obserwacji meteorów na całym świecie, i w związku z tym swoje raporty przesyła także do nich. Chcąc Wam ułatwić korzystanie z tych raportów poniżej postaram się opisać dokładnie ich wszystkie rubryki.

    • Date: (day), (month), (year) - wpisujemy tu datę naszej obserwacji w kolejności dzień, miesiąc i rok. Aby uniknąć niejednoznaczności starajmy się wpisywać tutaj daty łamane np. gdy obserwowaliśmy w nocy z 12 na 13 sierpnia 1998 roku wpisujemy 12/13.08.1998,
    • Begin, End (UT) - do tych rubryk wpisujemy czas rozpoczęcia i zakończenia naszej obserwacji. Proszę pamiętać by używać czasu uniwersalnego UT. Chcąc go otrzymać odejmujemy od naszego lokalnego czasu w lecie dwie godziny, w zimie jedną godzinę. Czasy te odnoszą się do rzeczywistego początku i końca obserwacji z całej nocy obserwacyjnej. Jeśli danej nocy obserwowaliśmy np. 5 godzin robiąc kilka przerw, wszytko to powinno znaleźć się w jednym raporcie, a czas początku obserwacji to początek pierwszej godziny obserwacji, a koniec to koniec ostatniej godziny.
    • Location: l, j, h - tutaj podajemy dokładne współrzędne geograficzne (l, j) i wysokość nad poziomem morza h miejsca naszej obserwacji. W rubryce IMO Code wpisujemy kod miejsca obserwacji podany przez IMO. Jeśli go nie znamy miejsce to pozostawiamy puste. Kody polskich miejscowości podawane sę regularnie w miesięczniku PKiM o nazwie Cyrqlarz,
    • Place, Country - podajemy nazwę miejsca naszej obserwacji i kraj, w którym ono się znajduje,
    • Observer - wpisujemy swoje imię i nazwisko, a w rubryce IMO Code swój kod, czyli trzy pierwsze litery nazwiska i dwie imienia. Przykładowo Jan Kowalski to KOWJA,
    • Center of the observed field - wpisujemy współrzędne (a, d = R.A, Decl.) centrum obserwowanego obszaru. Należy pamiętać żeby centrum to znajdowało się zawsze conajmniej 40o nad horyzontem. W następnej rubryce wpisujemy całkowity czas efektywny ( Total Teff) naszej obserwacji. Ponieważ raport ten wypełnia się jeden dla jednej nocy obserwacyjnej, Total Teff będzie całkowitym czasem efektywnym (po odliczeniu przerw), który poświęciliśmy obserwacjom danej nocy.
    • Remarks - wpisujemy tu wszelkiego rodzaju uwagi odnoszące się do warunków atmosferycznych panujących podczas wykonywania obserwacji, a także o ewentualnym oświetleniu, zakryciu obserwowanego pola np. przez dzrzewa itp.,
    • w ostatnim wierszu wpisujemy symbol typu naszej obserwacji. C odpowiada obserwacji ze zliczaniem meteorów, P obserwacji ze szkicowaniem, a N normalnej obserwacji bez szkicowania. Ponieważ do obserwacji ze szkicowaniem używa się innego raportu ten fromularz powinien mieś zastosowanie raczej tylko przy obserwacjach bez szkicowania i przy zliczaniu.

    Tabela 1 Powinna zawierać informacje o wszystkich obserwowanych danej nocy rojach. Wpisujemy do niej nazwę roju ( Shower) i współrzędne równikowe jego radiantu (proszę uwzględniać jego dryft). Proszę wpisywać do tej tabeli wszystkie roje, na które zwracaliśmy uwagę. Powinny się one znaleźć w tabeli nawet wtedy, gdy nie odnotowaliśmy ich żadego zjawiska.

    Tabela 2 Powinna zawierać informacje o przedziałach czasowych (najczęściej jednogodzinnych), panującej w nich średniej widoczności granicznej, zachmurzeniu i liczbie zaobserwowanych meteorów. Przypuśćmy, że obserwowaliśmy przez 3 godziny i 15 minut (od 21:00 do 00:15 UT) otrzymując Teff=3 h. Naszą obserwację dzielimy więc na 3 przedziały (Period), każdy o Teff=1h, czyli 21:00--22:05, 22:05-23:10, 23:10-00:15. Dla każdego przedziału wpisujemy panującą w nim średnią widoczność graniczną LM liczoną ze wzoru:



    gdzie tn to okres czasu, w którym panowała widoczność graniczna lmn, a sumn oznacza sumowanie po wszystkich przedziałach czasowych, w których była oceniana widoczność graniczna. Ponieważ oceny widoczności granicznej i wyliczenia widoczności średniej są jednymi z najważniejszych rzeczy w raporcie, powiemy o nich kilka słów więcej. Jak już wcześniej wspominałem, w przypadku w miarę stałych warunków atmosferycznych widoczność określamy co pół godziny. Przykładowo na początku godzinnej obserwacji wynosiła ona 6.1 mag., a w środku i na końcu 6.2 mag. Średnia widoczność graniczna wyniesie więc Zupełnie inaczej przedstawia się sprawa w momencie obserwacji w szybko zmiennych warunkach atmosferycznych. Weźmy na przykład obserwację, podczas której widoczność o godzinie 21:00 UT wynosiła 5.5 mag., po pół godzinie obserwacji 5.1 mag., a w ostatnich pięciu minutach tj. od 21:55 do 22:00 UT naszły chmury ograniczające widoczność do 2.0 mag. Jeśli do raportu wpiszemy tylko wartści widoczności z początku, środka i końca obserwacji otrzymamy, że . Wartość ta nie pozwala wykorzystać tej obserwacji, bowiem naukowo pożyteczne są tylko te obserwacje, dla których LMsr>4.5. Jeśli jednak wyraźnie zaznaczymy w uwagach jak dokładnie zmieniała się widoczność w przeciągu naszej obserwacji i policzymy ją ze wzoru (1), to otrzymamy:



    czyli wynik klasyfikujący obserwację jako pełnowartościową. Widać więc, że jeśli chcemy by nasze obserwacje były w pełni wykorzystane, należy dołożyć wszelkich starań i wpisać do raportu wszystkie uwagi, które mogą być użyteczne dla osoby opracowującej dane obserwacyjne.

    Kolejną rzeczą, którą wpisujemy jest współczynnik F mówiący nam o zachmurzeniu panującym w naszym obszarze, w każdym przedziale czasowym. Liczymy go z następującego wzoru:



    gdzie K jest określone przez poniższe równanie:



    przy czym tn to okres czasu, w którym panowało zachmurzenie cn wyrażone w procentach. Analogicznie jak powyżej sumn oznacza sumowanie po wszystkich odcinkach czasowych w danym okresie, w których szacowane było zachmurzenie. Jeśli w czasie naszej obserwacji zachmurzenie wynosiło 0 %, współczynnik F=1.00. Aby ułatwić Wam poprawne wyliczanie współczynnika F poniżej zaprezentujemy przykład takiej operacji. Nasza obserwacja trwała od 20:00 do 21:03 UT (Teff=1.0h). W godzinach 20:50-20:58 UT odnotowaliśmy zachmurzenie 20 %, a w godzinach 20:58-21:03 UT zachmurzenie 30 %. Mamy wiec dwa odcinki czasu, jeden ośmio minutowy a drugi pięcio, w których panowało zachmurzenie i całkowity czas obserwacji równy 63 minuty. Podstawiając to do wzoru na K, otrzymujemy:




    A więc

    Do dalszych rubryczek wpisujemy liczbę meteorów z każdego roju i zjawisk sporadycznych dla każdego przedziału czasu.

    W przypadku wysokiej aktywności któregoś z obserwowanych rojów, przedziały czasu wpisywane do Period powinny być krótsze od 1 godziny (np. 30 lub 15 minut).

    Tabela 3 Magnitude distributions - w rubryce Shower wpisujemy nazwę roju, a dalej rozkład jasności zjawisk z tego roju i na końcu w rubryce Tot całkowitą ilość zaobserwowanych meteorów z danego roju. Proszę pamiętać, że w przypadku zaobserwowania meteoru np. o jasności 3.5 mag. wpisujemy 0.5 meteoru do rubryki 3 i 0.5 meteoru do rubryki 4. Przykładowo zaobserwowaliśmy 7 meteorów z roju Perseid o jasnościach: -0.5 mag., 1.0 mag., 2.0 mag, 2.5 mag., dwa razy 3.0 mag. i 4.5 mag., 5 meteorów spradycznych (jasności dwa razy 3.0 mag., raz 4.0 mag., raz 4.5 mag. i raz 5 mag.) i 0 meteorów z roju k-Cygnid. Do tabelki Magnitude distributions wpisujemy:



    Proszę też pamiętać o odnotowywaniu meteorów sporadycznych, dla których przeznaczony jest ostatni wiersz tabeli Magnitude distributions. Obserwacja bez określenia liczby zjawisk sporadycznych jest bowiem bezużyteczna. Dodatkowo ważne jest by do tej tabeli wpisywać wszystkie obserwowane danej nocy roje, nawet te które nie wykazały aktywności. W ich przypadku do ostatniej kolumny (Tot) wpisujemy 0.

    Wyjaśnień nie wymaga chyba sposób wpisywania rozkładu prędkości Velocity distribution

    Do ostatniej tabeli w raporcie pisujemy rozkład kolorów, liczbę śladów ( Trail), rozbłysków (Flash) i rozpadów ( Fragm.) dla każdego roju z osobna i dodatkowo dla meteorów sporadycznych. Oznaczenia użyte w tej tabeli to: whi - biały, yel - żółty, blu - niebieski, red - czerwony, ora - pomarańczowy, gre - zielony, pin - różowy, w-b - biało-niebieski, w-r - biało-czerwony, w-y - biało-żółty, oth - inny, ? - kolor nie oceniony.

    Zdanie pod ostatnią tabelą przypomina o wypełnieniu raportu dla bolidów dla każdego zjawiska jaśniejszego od -3 mag.

    Mam nadzieję, że nie udało mi się Was zanudzić i cierpliwie a na dodatek ze zrozumieniem przebrneliście przez powyższy opis. Kończąc temat raportów z obserwacji wizualnych, chciałbym dodać jeszcze kilka rzeczy. Bardzo proszę więc o czytelne wypełnianie formularzy. Byłbym wdzięczny za używanie czarnego cienkopisu i pisanie drukowanymi literami. W przypadku jakiś niejasności można używać ołówka lub skontaktować się ze mną (adres podany w dalszej części tekstu). I jeszcze jedno, w związku z tym, że nasze dane udostępniamy IMO raporty przesyłamy w dwóch egzemplarzach.

    Warto jeszcze wiedzieć, że jeśli podczas obserwacji nie zaobserwujemy żadnego zjawiska, nie znaczy to, że nasza obserwacja jest bezwartościowa. Wręcz przeciwnie, jest to tak samo ważny i miarodajny wynik jak każdy inny. Nie wyrzucajmy więc go do kosza lecz prześlijmy wraz z innymi, opracowanymi w podany powyżej sposób obserwacjami na adres: Obserwatorium Astronomiczne UW, Al. Ujazdowskie 4, 00-478 Warszawa, koniecznie z dopiskiem "PKiM - studenci".

    Obserwacje indywidualne meteorów

    Wiadomo, że miło i przyjemnie jest od czasu do czasu popatrzeć na opisywane powyżej zjawiska, nic jednak z tego podziwiania, oprócz zachwytu nie wynika. Coś zacznie jednak wynikać, gdy spróbujemy wykonać prostą obserwację astronomiczną. W zasadzie jedyną rzeczą potrzebną aby się do niej zabrać jest dobra orientacja wśród gwiazdozbiorów. Proszę się jednak nie zniechęcać, jest to rzecz tak prosta, że można ją opanować przez dwie, trzy noce.


    Zestawienie rojów meteorów dogodnych do obserwacji w Polsce.




    Rój Współrzędne radiantu  Okres aktywności Maksimum Dryft radiantu   Średnica radiantu Prędkość 

    V

    R ZHR max Kod

    IMO
    α[o] δ[o] α[o] δ[o]
    Kwadrantydy 230 +49 01.01-05.01 03.01 +0.8 -0.2 5 41 2.1 120 QUA
    d - Cancrydy 130 +20 01.01-24.01 17.01 +0.7 -0.2 10x5 28 3.0 4 DCA
    d - Leonidy 168 +16 15.02-10.03 25.02 +0.9 -0.3 5 23 3.0 2 DLE
    Virginidy 195 -04 25.01-15.04 25.03 Tabela1 15x10 30 3.0 5 VIR
    Lirydy 271 +34 16.04-25.04 22.04 +1.1 0.0 5 49 2.9   90 LYR
    a -Botydy 218 +19 14.04-12.05 27.04 +0.9 -0.1 8 20   *  
    h- Aquarydy 336 -02 19.04-28.05 03.05 +0.9 +0.4 4 66 2.7 50 ETA
    Sagittarydy 247 -22 15.04-15.07 20.05 Tabela 2 15x10 30 2.3 5 SAG
    Lirydy czerwcowe 278 +35 11.06-21.06 16.06 +0.8 0.0 5 31   *  
    Botydy czerwcowe 219 +49 26.06-30.06 28.06 0.0 0.0 8 14   zm  
    t - Aquarydy 342 -12 22.06-05.07 30.06 +1.0 +0.4 5 63   *  
    Pegazydy 340 +15 07.07-13.07 11.07 +0.8 +0.2 5 70 3.0 3 JPE
    a-Cygnidy 305 +47 01.07-31.07 18.07 +0.6 +0.2 5 41   5  
    d- Aquarydy S 339 -16 12.07-19.08 28.07 Tabela 3 5 41 3.2 20 SDA
    a -Capricornidy 307 -10 03.07-15.08 30.07 8 25 2.5 4 CAP
    i- Aquarydy S 334 -15 25.07-15.08 05.08 5 34 2.9 2 SIA
    d- Aquarydy N 335 -05 15.07-25.08 09.08 5 42 3.4 4 NDA
    Perseidy 46 +58 17.07-24.08 12.08 5 59 2.6 100 PER
    k- Cygnidy 286 +59 03.08-25.08 18.08 +0.2 +0.1 6 25 3.0 3 KCG
    i- Aquarydy N 327 -06 11.08-31.08 20.08   5 31 3.2 3 NIA
    p- Eridanidy 52 -15 20.08-05.09 29.08 +0.8 +0.2 6 59   *  
    a- Aurigidy 84 +42 24.08-05.09 01.09 +1.1 0.0 5 66 2.5 10 AUR
    d- Aurigidy 60 +47 05.09-10.10 09.09 +1.0 +0.1 5 64 3.0 6 DAU
    a- Triangulidy 30 +29 07.09-16.09 12.09 +1.5 +0.4 5 30   ?  
    k- Aquarydy 339 -02 08.09-30.09 20.09 +1.0 +0.2 5 16   *  
    Piscydy 5 -01 01.09-30.09 20.09 +0.9 +0.2 8 26   3 SPI
    Capricornidy X 303 -10 20.09-14.10 03.10 +0.8 +0.2 5 15   *  
    s- Orionidy 86 -03 10.09-26.10 05.10 +1.2 0.0 5 65   3  
    Draconidy 262 +54 06.10-10.10 10.10 0.0 0.0 2 20   zm GIA
    e- Geminidy 102 +27 14.10-27.10 20.10 +1.0 0.0 5 71 3.0 3 EGE
    Orionidy 95 +16 02.10-07.11 21.10 +1.2 +0.1 10 66 2.9 25 ORI
    Taurydy S 51 +13 01.10-25.11 03.11 Tabela 4 10x5 27 2.3 5 STA
    Taurydy N 59 +23 01.10-25.11 13.11 10x5 29 2.3 5 NTA
    Leonidy 152 +22 14.11-21.11 18.11 +0.7 -0.4 5 71 2.5 zm LEO
    a-Monocerotydy 117 +01 15.11-25.11 22.11 +1.1 -0.1 5 65 2.7 5 AMO
    c- Orionidy 82 +23 26.11-15.12 02.12 +1.2 0.0 8 28 3.0 3 XOR
    Monocetor. XII 102 +08 27.11-17.12 10.12 +1.2 0.0 5 42 3.0 3 MON
    s- Hydrydy 127 +02 03.12-15.12 11.12 +0.7 -0.2 5 58 3.0 2 HYD
    Geminidy 112 +33 07.12-17.12 14.12 +1.0 -0.1 4 35 2.6 120 GEM
    Coma Berenicydy 175 +25 12.12-23.01 20.12 +0.8 -0.3 5 65 3.0 5 COM
    Ursydy 217 +76 17.12-26.12 22.12 +0.0 0.0 5 33 3.0 10 URS

    Do czego jest nam przydatna znajomość gwiazdozbiorów? Na pewno słyszeliśmy kiedyś określenia typu ``rój Perseid'', ``rój Orionid'' lub ``rój Leonid''. Kiedy będziemy już znali większość konstelacji zauważymy, że nazwy te coś nam przypominają. Znamy bowiem gwiazdozbiór Perseusza, Oriona i Lwa (łac. Leo). Jaki mają związek gwiazdozbiory z meteorami? Prawda jest taka, że cząstki pozostawione przez jedną kometę (czyli należące do jednego i tego samego roju) wpadają w ziemską atmosferę równolegle do siebie. Popatrzmy na Rysunek nr 1 i zobaczmy co będzie obserwował obserwator znajdujący się na Ziemi. Efekt rzutowania równoległych torów meteoroidów na sferę niebieską daje złudzenie, że meteory pochodzące od jednej komety (tzn. z jednego roju) zdają się wybiegać z określonego miejsca na niebie. Dla meteoroidów pozostawionych przez kometę P/Swift-Tuttle miejsce to, zwane radiantem roju, znajduje się w gwiazdozbiorze Perseusza i stąd Perseidy. Podobnie cząstki pozostawione przez kometę Halleya wpadając równolegle w naszą atmosferę zdają się wybiegać z północnej części gwiazdozbioru Oriona, stąd Orionidy. Aby ułatwić zrozumienie pojęcia radiantu można posłużyć się prostym przykładem. Stojąc na środku prostej drogi i patrząc wzdłuż niej widzimy, że na skutek perspektywy jej równoległe brzegi wydają się łączyć gdzieś na horyzoncie. Przypadek powstawania radiantu to to samo tyle, że w trzech wymiarach i na sferze niebieskiej!






    Rys1: W taki sposób powstaje radiant.




    Tabela nr 1:
    Ruch centrum radiantu roju Virginid.




    Tabela nr 2:
    Ruch centrum radiantu roju Saggitaryd.




    Tabela nr 3:

    . α-Cap δ-Aqr S δ-Aqr N i-Aqr S i-Aqr S Perseidy κ-Cyg
    Data α[o] δ[o] α[o] δ[o] α[o] δ[o] α[o] δ[o] α[o] δ[o] α[o] δ[o] α[o] δ[o]
    05 VII 285 -16 - - - - - - - - - - - -
    10 VII 289 -15 325 -19 - - - - - - - - - -
    15 VII 294 -14 329 -19 316 -10 311 -18 - - 012 +51 - -
    20 VII 299 -12 333 -18 319 -09 317 -17 - - 018 +52 - -
    25 VII 303 -11 337 -17 323 -09 322 -17 - - 023 +54 - -
    30 VII 308 -10 340 -16 327 -08 328 -16 - - 029 +55 - -
    05 VII 131 -08 345 -14 332 -06 334 -15 - - 037 +57 283 +58
    10 VII 318 -06 349 -13 335 -05 339 -14 317 -07 043 +58 284 +58
    15 VII - - 352 -12 339 -04 345 -13 322 -07 050 +59 285 +59
    20 VII - - 356 -11 343 -03 350 -12 327 -06 057 +59 286 +59
    25 VII - - - - 347 -02 355 -11 332 -05 065 +60 288 +60
    30 VII - - - - - - - - 337 -05 - - 289 +60

    Tak się składa, że liczba obserwowanych dotychczas rojów sięga kilkuset, a wszystkich gwiazdozbiorów na niebie jest tylko 88. Nic więc dziwnego, że w obrębie jednego gwiazdozbioru może znaleźć się kilka radiantów. Na przykład w konstelacji Wodnika (łac. Aquarius) mamy h-Aquarydy, t-Aquarydy, δ-Aquarydy N, d-Aquarydy S, i-Aquarydy N, i-Aquarydy S i κ-Aquarydy.

    Z dużej liczby rojów i faktu, że każdy z nich ``promieniuje'' od kilku dni do nawet kilku miesięcy wynika, że w zasadzie każdej nocy jest aktywnych kilka rojów. Trudno więc znaleźć taką pogodną noc, podczas której nie uda się nam zaobserwować żadnego zjawiska. Jest natomiast kilka nocy, kiedy to w dobrych warunkach atmosferycznych możemy podziwiać kilkadziesiąt lub czasami nawet kilkaset meteorów w ciągu godziny.

    Po tym teoretycznym wstępie przejdźmy do omówienia najprostszej obserwacji. Załóżmy, że jest pogodna noc 11 września. Zaglądamy do zestawienia rojów (patrz Tabela 1) i widzimy, że w tym okresie aktywne są d-Aurygidy, k-Aquarydy, Piscydy, s-Orionidy i a-Triangulidy. Odczytujemy współrzędne równikowe ich radiantów, szkicujemy je na mapie pamiętając, że mają one około 10o średnicy (dokładne wartości podane w Tabeli 1). Pisząc "szkicujemy" mam na myśli narysowanie nie punktu, który odpowiada centrum radiantu lecz wyraźnego okręgu o średnicy 10o. Pozwoli to uzmysłowić sobie jak duży jest radiant. Dziesięć stopni to w rzeczywistości nie tak mało jak na pierwszy rzut oka mogłoby się wydawać. Dla porównania, tarcza Księżyca w pełni ma średnicę 0.5o.


    Tabela nr 4:
    Ruch centrów radiantów Tauryd S i Tauryd N



    W Tabeli nr 1 podana jest także wartość zwana dryftem. Jest to wielkość określająca dobowy ruch radiantu w rektascencji i w deklinacji. Warto więc pamiętać, że radiant prawie każdego roju nieznacznie z czasem przemieszcza się na niebie i wartości jego współrzędnych podane w Tabeli nr 1 odnoszą się tylko do momentu maksimum. Obserwując np. 2 dni przed maksimum należy od każdej współrzędnej odjąć odpowiednio, pomnożone razy 2, wartości dryftu. Obserwując np. 5 dni po maksimum dodajemy te wartości do współrzędnych radiantu w maksimum tyle, że tym razem pomnożone przez 5. Weźmy na przykład noc z 14 na 15 grudnia, kiedy to wybraliśmy się na obserwacje Geminid i Coma Berenicyd. Współrzędne radiantu Geminid w maksimum (13/14 XII) wynoszą a=112o d=+33o, a dryft radiantu Da=+1.0o Dd=-0.1o. Tak więc w momencie naszej obserwacji radiant Geminid będzie miał współrzędne a=112o+1.0o=113o d=+33o-0.1o=32.9o (aby otrzymać rektascencję w godzinach, należy jej wartość w stopniach podzielić przez 15; a=113/15=7.533h=7h32m). Natomiast Coma Berenicydy maksimum aktywności osiągają w nocy z 19 na 20 grudnia i wtedy ich radiant ma współrzędne a=175o d=+25o. Ponieważ my obserwujemy pięć dni wcześniej, musimy od tych wartości odjąć wartości dryftu pomnożone razy pięć, tak więc: a=175o-(+0.8o·5)=171o d=+25o-(-0.3o·5)=26.5o. Po wykonaniu tych czynności zabieramy notatnik i ołówek (zamiast tego może być o wiele poręczniejszy dyktafon), zegarek, leżak lub polówkę i jeśli to konieczne latarkę (najlepiej ze słabym czerwonym światłem). Mile widzianą rzeczą byłby termos z ciepłą herbatą lub kawą. Proszę pod żadnym pozorem nie dolewać alkoholu, jego nawet mała kropla powoduje raptowny wzrost liczby obserwowanych meteorów, co bardzo odbija się na wiarygodności obserwacji! Ponadto dobrze jest też ciepło się ubrać. Z własnego doświadczenia nawet w letnie noce, polecam ciepłe kurtki, grube spodnie i skarpety, a także koc lub śpiwór. Wraz ze zmianą pory roku na chłodniejszą, nasze obserwacyjne odzienie powinno stawać się coraz grubsze i obfitsze. Tak wyekwipowani możemy zacząć obserwację. Jej pierwszym bardzo ważnym punktem jest adaptacja wzroku do ciemności, która nie powinna trwać krócej niż 15 minut. Dopiero po takim czasie możemy zacząć właściwą pracę. Przez godzinę (nie zaleca się stosowania krótszych czasów obserwacji) lub dłużej patrzymy na wybrany fragment nieba i patrolujemy go czekając na meteory. W momencie zaobserwowania takiego zjawiska sprawdzamy, czy wybiega ono z jednego z zaznaczonych na naszej mapie radiantów. Jeśli tak, to możemy podejrzewać, że jest ono meteorem należącym do roju, z którego radiantu wybiegało. Aby się co do tego upewnić musimy sprawdzić jeszcze dwie rzeczy. Pierwszą z nich jest prędkość zjawiska. Wartość tą dla każdego roju możemy znaleźć w Tabeli nr 1. Jest ona podana w kilometrach na sekundę, warto jednak powiedzieć jak te liczby przedstawiają się dla naszych subiektywnych przecież zmysłów. I tak prędkości 12--35 km/s odpowiadają meteorom bardzo wolnym i wolnym, prędkości około 40 km/s meteorom średnim, a prędkości 49--72 km/s meteorom szybkim i bardzo szybkim. Jeśli więc obserwując Perseidy zauważymy zjawisko wolne lub bardzo wolne wybiegające z ich radiantu, nie możemy zaliczyć go do Perseid, bowiem meteory z tego roju mają prędkość 59 km/s, są więc szybkie lub bardzo szybkie, w ostateczności średnie. Na odwrót, obserwując a-Capricornidy, które charakteryzują się meteorami wolnymi i bardzo wolnymi, nie będziemy do tego roju zaliczać zjawisk szybkich i bardzo szybkich nawet jeśli pasują one do ich radiantu. Gdyby jednak bardziej szczegółowo zająć się prędkościami meteorów, okaże się, że to co napisałem powyżej nie do końca jest prawdą. Na skutek rzutowania tras meteorów na sferę niebieską kątowa prędkość meteoru na niebie zależy nie tylko od prędkości wejścia w atmosferę ale także od odeległości zjawiska od radiantu i wysokości tego radiantu nad horyzontem. Szczegółowiej zajmiemy się tym w innej broszurce, dotyczącej obserwacji meteorów ze szkicowaniem.

    Trzecią rzeczą, na którą zwracamy uwagę chcąc określić przynależność obserwowanego zjawiska do danego roju jest długość jego trasy. Meteory blisko radiantu roju, są bowiem krótkie, dalej od niego są dłuższe. Należy kierować się następującą zasadą: meteor zaliczamy do danego roju, jeśli odległość pomiędzy radiantem tego roju a początkiem trasy zjawiska jest conajmniej dwa razy dłuższa od samej trasy meteoru. Reguła ta nie stosuje się jednak do meteorów bardzo jasnych i bolidów. Ze względu na swoją dużą masę spalają się one dłużej i docierają do głębszych warstw atmosfery, a przez to ich trasy na niebie mogą być dłuższe. Podsumujmy więc: w momencie zaobserwowania zjawiska musimy zapamiętać jego trasę i prędkość. Jeśli przedłużymy kierunek przeciwny do kierunku lotu meteoru i natrafimy na radiant jakiegoś aktywnego w tym okresie roju, możemy podejrzewać, że jest to zjawisko należące do tego roju. Sprawdzamy dodatkowo prędkość i długość trasy i jeśli meteor spełnia wszystkie te warunki zaliczamy go do owego roju i zapisujemy to w notatkach. Jeśli choć jeden z warunków nie jest spełniony mamy do czynienia z meteorem sporadycznym. Zjawisk takich możemy w ciągu godziny zaobserwować nawet kilkanaście. Zdecydowanie najwięcej będzie ich w drugiej połowie roku nad ranem. Zapisanie liczby takich zjawisk odnotowanych podczas naszej obserwacji jest jedną z ważniejszych rzeczy jakie powinniśmy zrobić. Po godzinie mamy wykonaną najprostszą obserwację. Określiliśmy bowiem liczby godzinne rojów aktywnych tej nocy, a także liczbę zaobserwowanych meteorów sporadycznych.

    Bardziej doświadczeni obserwatorzy mogą przy dość małym wysiłku spróbować zrobić coś więcej (nie znaczy to jednak, że wszyscy początkujący powinni przerwać czytanie tego poradnika w tym momencie, przeciwnie, znajdą tu oni dla siebie kilka interesujących informacji, niezbędnych do prawidłowej pracy). Zajmiemy się teraz problemem oceniania własności fizycznych obserwowanych przez nas meteorów.


    Tabela nr 5
    Jasności niektórych obiektów na niebie



    W zasadzie najważniejszą chyba wartością przy obserwacji meteoru jest jego jasność. Niestety jak to bywa z rzeczami najważniejszymi, z powodu krótkotrwałości zjawiska, jest ona bardzo trudna do oceny. Przyczyną dodatkowych błędów i trudności może być też miejsce pojawienia się meteoru. Jeśli zjawisko było obserwowane w centrum pola widzenia to jego jasność możemy ocenić z dokładnością 0.4 mag., jeśli jednak widziane było na skraju obserwowanego obszaru dokładność maleje do 0.6 mag. W zasadzie więc potrzebujemy oceny jasności z dokładnością około 0.5 mag. Robimy to porównując jasność meteoru do gwiazdy o podobnej jasności i znajdującej się na podobnej wysokości nad horyzontem (jest to o tyle ważne, że nie trzeba potem brać poprawek na absorpcję atmosferyczną). Dla ułatwienia, dla początkujących obserwatorów, w Tabeli nr 5 podajemy jasności niektórych obiektów na niebie, pomocnych do wyznaczania jasności meteorów.

    Kolejną ważną do określenia wartością jest wysokość meteoru nad horyzontem. Meteory to najbliższe obserwowane przez nas zjawiska astronomiczne, w związku z tym meteor widziany w zenicie znajduje się bliżej obserwatora niż meteor obserwowany nisko nad horyzontem. Żeby nie być gołosłownym posłużę się liczbami. Zjawisko obserwowane na wysokości 30o nad horyzontem znajduje się około dwa razy dalej niż taki sam meteor widziany w zenicie. Ten drugi jest więc cztery razy jaśniejszy, co daje różnicę w jasności około 1.5 mag.! Tak więc podanie samej jasności zjawiska bez określenia jego wysokości nad horyzontem zmniejsza wartość naukową naszej obserwacji. Ocenianie wysokości nie jest trudne, ponieważ wystarczy robić to z dokładnością tylko 5 - 10 stopni. Warto jednak pamiętać, że sferę niebieską wyobrażamy sobie jako ogromną, spłaszczoną miskę i w związku z tym mamy skłonności do przeceniania wysokości kątowej obiektów nad horyzontem. Pamiętajmy więc, że na przykład Gwiazda Polarna w naszych szerokościach geograficznych jest zawsze na wysokości około 52o.

    Wyjaśnienia jeszcze może wymagać fakt, co zrobić z meteorem, który przebiegał sporą część nieba. Otóż w tym przypadku zanotujmy po prostu wysokość jego początku i końca.

    Następną rzeczą, którą na pewno warto ocenić jest pozorna prędkość meteoru na niebie. Oceniamy ją zupełnie subiektywnie w skali od 0 do 5. Przy czym 0 odpowiada meteorowi stacjonarnemu (czyli lecącemu wprost na nas i widocznemu jako najpierw jaśniejący, a później słabnący punkt na niebie), 1 bardzo wolnemu, 2 wolnemu, 3 zjawisku o prędkości średniej, 4 meteorowi szybkiemu, a 5 bardzo szybkiemu. Jeśli chodzi o meteory stacjonarne, to często zdarza się tak, że spore problemy stwarza obserwatorom początkującym odróżnienie ich od satelitów. Część z tych sztucznych obiektów obraca się bowiem dookoła swojej osi i zdarza im się co pewien czas błyskać, co do złudzenia przypomina zjawisko meteoru stacjonarnego. W przypadku satelitów błysk ten powtarza się najczęściej raz lub dwa razy i to odróżnia je od meteorów. Tak więc w momencie zaobserwowania zjawiska podobnego do meteoru stacjonarnego, wstrzymajmy się chwilę z wpisywaniem do do notatnika i popatrzmy jeszcze przez pewien czas w tą okolicę nieba gdzie odnotowaliśmy zjawisko. Jeśli błysk się nie powtórzy, wtedy dopiero uznajemy go za meteor stacjonarny.

    Czasami warto też coś powiedzieć o barwie obserwowanego przez nas zjawiska. Jest to przecież wartość bardzo prosta do oceny. Najczęściej będziemy obserwowali meteory białe lub żółte, ale zdarzają się też zielone, czerwone, niebieskie, pomarańczowe jak i mieszane np. biało-niebieskie czy biało-czerwone. Barwa meteoru zależy głównie od jego składu chemicznego i tak kolor zielony sugeruje dużą zawartość magnezu, pomarańczowy i żółty sodu, a mniej intensywne kolory na przykład żelazo i wapń.

    Warto także zanotować wszelkiego rodzaju uwagi dotyczące przebiegu obserwowanego przez nas zjawiska, czyli czy obserwowany był ślad, smuga czy nawet rozbłysk, fragmentaryzacja lub szum.

    Najbardziej zaawansowaną czynnością jakiej możemy się podjąć podczas obserwacji meteorów jest szkicowanie na mapie dróg poszczególnych zjawisk. Pozwala to na dokładne wyznaczenie położenia radiantu, jego ruchu (dryftu), struktury i wielkości. Szkicowanie jest jednak bardzo trudne i wymaga sporego już doświadczenia. Trzeba bardzo dobrze orientować się wśród gwiazdozbiorów i opanować umiejętność dokładnego zapamiętywania drogi meteoru na niebie i wiernego przeniesienia jej na mapę. Na szczęście nie trzeba nanosić każdego zaobserwowanego zjawiska. Zasada jest taka: jeśli meteor był słaby lub widziany na skraju pola widzenia i nie ma się pewności co do jego dokładnej trasy, należy zostawić go w spokoju. Nie traćmy czasu na wpisywanie zjawisk niepewnych, bo podczas tej czynności może umknąć naszej uwadze kilka zjawisk, co do których mielibyśmy pewność, bo będą jaśniejsze i widziane w centrum obserwowanego obszaru.

    Dodatkowo należy jeszcze wspomnieć, że nie każda mapa nieba nadaje się do szkicowania dróg meteorów. Mapa ze zwykłym odwzorowaniem powoduje, że na niej trasy meteorów są łukami co dodatkowo komplikuje sprawę ich rysowania. Problem ten rozwiązują atlasy, w których zastosowano odwzorowanie gnomoniczne. Na nich bowiem drogi meteorów są już liniami prostymi. Po wykonaniu pierwszych podstawowych obserwacji meteorów i przesłaniu ich do PKiM, każdy z Was otrzyma taki atlas bezpłatnie wraz z krótką instrukcją jak go używać i jak prowadzić obserwacje ze szkicowaniem.

    Wyjaśnienia wymaga jeszcze fakt, jak zachować się podczas bardzo wysokiej aktywności roju. W czasie trwającej dłuższy czas obserwacji warto wyraźnie zaznaczać czas, w którym pojawiły się dane meteory. I tak w przypadku liczb godzinnych większych niż 50 meteorów notujemy czas co 15 minut, gdy aktywność przekroczy 100 zjawisk na godzinę co 10 minut, a gdy przekroczy 200 co 5 minut. W powyższych przypadkach rezygnujemy z obserwacji innych rojów (ewentualnie traktujemy je jako sporadyczne) i koncentrujemy się tylko na obserwacjach aktywnego roju. Możemy zrezygnować też z oceniania barwy, wysokości nad horyzontem, dokładnego czasu pojawienia się i prędkości, koncentrując się na ocenianiu tylko jasności. Jeśli zajdzie taka potrzeba oceniajmy ją z dokładnością do 1 mag.

    Obserwacje grupowe meteorów

    W przypadku, gdy zbierze się kilka osób chętnych do obserwacji możemy spróbować obserwacji grupowej. Optymalna ilość osób w takim przypadku to pięć. Każda kładzie się w innym kierunku świata. W zasadzie do tego rodzaju obserwacji stosują się prawie wszystkie opisane wcześniej reguły. Jest jednak kilka małych różnic. Wiadomo na przykład, że każdy człowiek ma inny wzrok, tak więc nawet w takich samych warunkach obserwacyjnych widoczność najsłabszych gwiazd dla każdego obserwatora będzie inna. Każdy wypełnia osobny raport tak jak by była to obserwacja indywidualna. Zaletą jest miła atmosfera podczas obserwacji i pokrycie całego nieba.

    Wstępne opracowanie wyników

    Nie trudno domyślić się, że liczby godzinne wyznaczone tej samej nocy przez dwóch obserwatorów znajdujących się w różnych miejscach mogą być inne. Przyczyn tego jest wiele. Mogą oni na przykład obserwować w innych godzinach więc rój może wykazać inną aktywność. Jeśli nawet rój będzie tak samo aktywny przez całą noc, wyniki mimo wszystko mogą być diametralnie odmienne. Różny czas powoduje różną wysokość radiantu nad horyzontem, natomiast różne miejsce pociąga za sobą inną widoczność. Te właśnie czynniki mają największy wpływ na różnorodność obserwacji.

    Aby wyeliminować te przeszkody i ujednolicić obserwacje wykonywane przez różnych obserwatorów wprowadzono tzw. Zenitalną Liczbę Godzinną - ZHR (ang. Zenithal Hourly Rate). Z definicji jest to liczba meteorów jaką obserwowałby w ciągu godziny jeden obserwator przy widoczności 6.5 mag. i w momencie gdy radiant obserwowanego roju znajduje się w zenicie. Wyraża się ona wzorem:




    gdzie N to liczba godzinna wprost z obserwacji,
    H wysokość radiantu roju nad horyzontem podana w stopniach,
    LMsr opisywana wcześniej średnia widoczność graniczna panująca podczas obserwacji,
    r zawierający się od 2 do 4 i
    g wynosząca zwykle około 1 to pewne współczynniki charakterystyczne dla danego roju i
    cp współczynnik spostrzegawczości, o którym powiemy za chwilę.

    Niestety po zastosowaniu tych wszystkich zabiegów nadal rozbieżności mogą być spore. Powód tego jest prosty. Otóż każdy obserwator inaczej reaguje i rejestruje działające na niego bodźce. I tak niektórzy świetnie i bez najmniejszych problemów wyłapują wszystkie słabe meteory w zasięgu swego pola widzenia, niektórzy mają z tym problemy, a jeszcze inni dla odmiany w ogóle ich nie rejestrują. Mówiąc innymi słowy, każdy z nich ma trochę inny współczynnik spostrzegawczości. Na szczęście da się tą wartość dość prosto lecz pracochłonnie wyznaczyć i uwzględnić w naszych obliczeniach. Co w takim wypadku należy zrobić? Wystarczy tylko pod sam koniec lipca i na początku sierpnia obserwując Perseidy i inne wakacyjne roje zanotować liczbę obserwowanych meteorów sporadycznych w okolicach północy czasu lokalnego. Rzecz jasna im więcej wykonamy takich obserwacji tym otrzymana przez nas wartość będzie dokładniejsza, dlatego starajmy się nie poprzestać na jednej lub dwóch godzinach obserwacji ale zrobić ich znacznie więcej. Warto chyba jeszcze wspomnieć, że pieczemy dwie (a może jeszcze więcej) pieczenie przy jednym ogniu - wyznaczamy bowiem swój współczynnik spostrzegawczości i jednocześnie obserwujemy Perseidy! Mając już kilkadziesiąt takich obserwacji możemy z nich wyliczyć szukaną wartość korzystając ze wzoru:



    ns - liczba zaobserwowanych meteorów sporadycznych w czasie efektywnym Teff.

    Proszę jednak pamiętać, że do wyznaczenia tej wartości nie wystarczy kilka obserwacji lecz kilkadziesiąt i to najlepiej z kilku lat i w bardzo dobrych warunkach atmosferycznych. Jeśli nie zastosujemy się do tych uwag otrzymany przez nas wynik będzie obarczony dużym błędem, mającym swój spory wkład w całkowity błąd wyznaczenia ZHR.

    Należy jeszcze zaznaczyć, że podstawianie bardzo małych liczb godzinnych do powyższych wzorów prowadzi do dużych błędów. Im więcej meteorów zaobserwowaliśmy, tym mniejszy błąd. Przykładowo, dla liczby godzinnej 49 błąd statystyczny wynosi 7, czyli 14%, natomiast dla liczby godzinnej 4 błąd statystyczny osiąga już wartość 50 %! Dlatego też takie opracowania można robić głównie dla własnej stysfakcji. Każda organizacja zbierająca obserwacje meteorów wymaga bowiem surowych danych umieszczonych we wcześniej opisanych raportach. Dopiero dysponując materiałem od wielu obserwatorów można pokusić się o wykonanie rzetelnego opracowania. Widać więc ogromną potrzebę istnienia ogólnopolskiej organizacji zbierającej i opracowywującej dane z obserwacji meteorów wykonanych przez wszystkich obserwatorów w naszym kraju. Działalnością taką zajmuje się właśnie wspominana już wcześniej Pracownia Komet i Meteorów.

    Zakończenie

    Trudno ukrywać, że obserwacje meteorów wymagają sporo samozaparcia i poświęcenia. Nie jest przecież rzeczą łatwą obserwować przez godzinę, dwie lub nawet dłużej podczas mroźnej, zimowej nocy. Nie zawsze też obserwacje da się wykonać wieczorem, czasami trzeba zrywać się w środku nocy, by potem do białego rana marznąć na leżaku. Astronomia ma jednak to do siebie, że jest nauką, w której spore pole do popisu pozostawiono miłośnikom. Naukowcy nie mają czasu zajmować się każdym rojem meteorów, każdą kometą czy też każdą gwiazdą zmienną. Mogą to natomiast robić ogromne rzesze miłośników tej nauki. Wizualne obserwacje meteorów nie wymagają żadnego specjalistycznego sprzętu, są proste, relaksują, zbliżają do natury, pozwalają obcować z pięknem nocnego nieba, a co najważniejsze są naukowo pożyteczne. I właśnie satysfakcja z tego, że bierzemy aktywny udział we wzbogacaniu wiedzy o otaczającym nas Wszechświecie powinna być największą nagrodą za wszelkie trudy i wyrzeczenia poniesione na skutek prowadzenia obserwacji. Życzę wszystkim, żeby ta satysfakcja stała się i Waszym udziałem. Z czasem dla najwytrwalszych obserwacje staną się przyjemnością, bez której trudno się obyć.


    Pogodnego nieba!

    Uwagi końcowe

    Przez kilka ostatnich lat, podczas których miałem przyjemność opracowywać dane obserwacyjne polskich obserwatorów meteorów, mogłem spotkać się z problemami, które najczęściej nurtują początkujących miłośników astronomii. Chciałbym więc ubiec kilka pytań, które mogłyby pojawić się po lekturze powyższych rozdziałów i odpowiedzieć na nie w tym miejscu.

    Często pojawiają się problemy odnośnie rojów najwygodniejszych i najważniejszych do obserwacji. Dla obserwatorów początkujących najlepsze są roje aktywne. W ich bowiem przypadku nie musimy przejmować się tzw. ``tłem meteorów sporadycznych''. Co kryje się pod tym pojęciem? Otóż, jak wspomniałem już wcześniej, oprócz meteorów z rojów zamieszczonych w Tabeli nr 1, podczas każdej obserwacji możemy obserwować meteory sporadyczne, których trasy nie pasują do żadnego z aktywnych w momencie obserwacji rojów. Wyobraźmy sobie jednak sytuację taką, w której zupełnie przypadkowo trasa meteoru sporadycznego pasuje do któregoś z radiantów. Jeśli dodatkowo jego prędkość jest podobna do prędkości zjawisk z roju, to nie będziemy mieli żadnych podstaw do tego by uznać to zjawisko za sporadyczne, a co za tym idzie, zaliczymy je do obserwowanego roju. Jego liczba godzinna ulegnie więc sztucznemu podwyższeniu. Aby określić ile takich przypadkowo nakładających się na rój zjawisk sporadycznych możemy odnotować w ciągu godzinnej obserwacji, możemy wykonać prosty eksperyment. Wybierzmy sobie jakiś dowolny obszar na niebie o średnicy 10o i przez godzinę liczmy wszystkie meteory z niego wybiegające. Wykonując kilka takich obserwacji otrzymamy, że przy dobrych warunkach atmosferycznych (widoczność bliska 6.5 mag.) z dowolnego miejsca na niebie o średnicy 10o odnotujemy średnio 2--3 zjawiska. Rzecz jasna liczba ta dość mocno będzie zależała jeszcze od wysokości nad horyzontem wybranego miejsca na niebie. Powyższe fakty mają kilka ważnych implikacji. Po pierwsze, nie ma sensu wizualnie obserwować rojów o aktywności ZHR<3 (pojęcie ZHR zostało wyjaśnione w rozdziale 4), bowiem ich aktywność ginie w szumie meteorów sporadycznych. To jest właśnie przyczyną zwięzłości listy rojów podanej w Tabeli nr 1. Nie należy sugerować się pracami prezentującymi zestawienia rojów zawierające kilkaset pozycji. Znaczna większość z nich przestała już bowiem być aktywna, a te które od czasu do czasu dają znikome liczby godzinne, nie nadają się do badania za pomocą obserwacji wizualnych. Zupełnie odmiennie przedstawia się sytuacja z rojami o aktywności ZHR>10. W ich przypadku ``tło meteorów sporadycznych'' jest zaniedbywalne. Weźmy na przykład rój o aktywności ZHR~~20. Nawet trzy dodatkowe meteory sporadyczne, które możemy przypadkowo zaliczyć do zjawisk z tego roju stanowią tylko nieznaczny procent (~15 %) jego aktywności. Ginie on potem w innych błędach wynikających z uśredniania obserwacji od kilku obserwatorów. Roje aktywne takie jak Kwadrantydy, Lirydy, d-Aquarydy S, Perseidy, a-Aurigidy, Orionidy, Leonidy, Geminidy i Ursydy, możemy więc obserwować bez najmniejszego przejmowania się ``tłem meteorów sporadycznych'' (co nie znaczy, że nie musimy odnotowywać liczby ewidentnych zjawisk sporadycznych w naszych raportach !!!). Jest to właśnie jeden z najważniejszych powodów, dla których roje te poleca sie obserwatorom początkującym. Pozostaje problem, co robić z rojami o liczbach godzinnych z przedziału 3--10. Ich obserwacje za pomocą technik wizualnych są jak najbardziej możliwe, ponieważ istnieją sposoby na pozbycie się ``tła meteorów sporadycznych''. Sposoby te związane są jednak z koniecznością szkicowania meteorów na mapach gnomonicznych. Technika ta, jak już wspomniałem wcześniej, przeznaczona jest dla dość zaawansowanych obserwatorów. Nic jednak nie stoi na przeszkodzie, aby każdy z Was po wykonaniu 20--30 godzin obserwacji rojów aktywniejszych, zabrał się do tego rodzaju pracy.

    Innym problemem, który dość często pojawia się podczas pierwszych doświadczeń jest wybór pola obserwacji, a co za tym idzie liczby rojów, które można za jednym razem obserwować. Zdarzały się ostatnio przypadki, że obserwatorzy rezygnowali np. z obserwacji Perseid, wybierali sobie jakieś pole nisko nad horyzontem i skupiali się na obserwacjach roju a-Capricornid. Jest to postępowanie błędne z kilku aż powodów. Po pierwsze, centrum obserwowanego pola powinno znajdować się zawsze conajmniej 40o nad horyzontem, po drugie radiant a-Capricornid ma na tyle małą deklinację, że w Polsce nie znajduje się nigdy dostatecznie wysoko nad horyzontem, aby udało nam się rozsądnie wyznaczyć jego aktywność i po trzecie jego liczby godzinne nie przekraczają nigdy 10, więc nie nadaje się on do obserwacji bez szkicowania, podczas gdy aktywne w tym samym czasie Perseidy nadają się do tego znakomicie. Można zatem postawić pytanie, czy podczas aktywności Perseid lub jakiegoś innego aktywnego roju należy ignorować pozostałe roje i traktować je jak zjawiska sporadyczne? Otóż nie! W lipcu i sierpniu, kiedy możemy podziwiać Perseidy, aktywne są jeszcze dwa inne roje, których radianty leżą w Polsce bardzo wysoko nad horyzontem. Są to a- i k-Cygnidy. Wychodząc na obserwacje w wakacje skupiamy się zatem na właśnie trzech powyższych rojach. Dobrze jest więc wybrać centrum pola obserwacji gdzieś pomiędzy Kasjopeją a Łabędziem (np. w Jaszczurce). Powinniśmy dobrze zapamiętać położenia radiantów Perseid, a- i k-Cygnid. Dodatkowo należy pamiętać też o rojach d- i i-Aquaryd i a-Capricornid. Zaobserwowanie jakiegoś zjawiska wybiegającego z nisko położonych nad horyzontem konsetelacji Wodnika czy Koziorożca może sprawić nam ogromny kłopot z jego klasyfikacją. Zdarza się przecież, że jego trasa pasuje do prawie wszystkich radiantów, które znajdują się dość bliko siebie. Przypominając jednak sobie to co mówiliśmy o prędkościach zjawisk, możemy dość łatwo odróżnić od innych rojów a-Capricornidy, charakteryzują się one bowiem zjawiskami wolnymi, dodatkowo najczęściej bardzo jasnymi. Łatwego sposobu (nie uciekającego się do szkicowania) na odróżnienie od siebie poszczególnych Aquaryd niestety nie ma. Jeśli będzie sprawiało nam to problemy, traktujmy je po prostu jako jeden rój o nazwie Aquarydy. Ważne jest jednak, aby rozróżniać je od meteorów sporadycznych i wpisywać do odpowiednich rubryk w naszych raportach.

    Na koniec jeszcze jedno z częstych pytań. Jak długo podczas jednej nocy prowadzić obserwacje? Odpowiedź może być bardzo krótka: dopóki starczy sił! Dla minimalistów dodam, że dobrze byłoby obserwować conajmniej dwie godziny, a najlepsze są ciągi 3--4 godzinne. Są jednak w Polsce osoby, które podczas jednej nocy potrafią obserwować nawet 6--10 godzin. Można zapytać jeszcze, co złego jest w obserwacjach jednogodzinnych? Otóż problem w tym, że wyznaczenie liczby godzinnej z jednej obserwacji obarczone jest dużym błędem. Błąd ten jest najczęściej tego samego rzędu co sama ocena. Sami więc powiedzcie, czy określenie aktywności roju w postaci ZHR=10+/-10 wygląda rozsądnie? Łatwo odpowiedzieć, że nie. Aktywność roju równie dobrze mogła wynosić 0 jak i 20. Widać więc wyraźnie, że jeśli danej nocy wykonamy tylko jedną godzinę obserwacji i jeśli dodatkowo nikt inny nie wykona żadnej oceny, nasza praca pójdzie w zasadzie na marne. Na pewno unikniemy tego obserwując jednej nocy przez conajmniej dwie godziny. Otrzymamy wtedy dwa wyznaczenia liczb godzinnych, a w tym przypadku błąd liczy się już w troszkę inny sposób, otrzymując jego mniejsze wartości. Pożytek z wykonywania kilku godzin obserwacji na noc jest więc niepodważalny. Zachęcam bardzo mocno do wytężonej pracy, ostrzegam jednak przed przesadzaniem. Pamiętajmy, że oprócz obserwacji mamy wiele innych obowiązków (szkoła, praca itp.). Każda więc, nawet najkrótsza, obserwacja będzie przez nas mile widziana.