Szervusztok!

Remélem, érdekes, amit írok és nem spammelek vele Titeket…

A (99 942) Apophis kisbolygót 2004-ben fedezték fel, és hamarosan az érdeklődés középpontjába került, mert a korai pályaszámítások szerint 2,7% esélyt láttak arra, hogy 2029. április 13-án beleütközzön a Földbe. Ez óriási esélyt jelent (durván 1:37), sokszorosa annak, hogy ötös lottótalálata lesz az embernek, pedig időnként egyeseknek az is előfordul… Éppen ezért az egyiptomi Ra Apep-ről, a pusztító istenség görögösített nevéről nevezték el Apophis-nak (ejtsd: apofisz). Későbbi mérések szerint 330-350 méter átmérőjű lehet (a Tunguzka-katasztrófát, ami egy kb. fél kontinensre kiterjedő esemény volt 1908-ban, egy kb. 200 méteres test okozta). Az Apophis sűrűsége kb. 2,6 g/cm^3.

Ahogy gyűltek az észlelések, pontosabb pályát lehetett számítani, ezzel természetesen megváltoztak a Földbe való becsapódás esélyei is. A pontosabb pályaszámítás szerint a 2029-es földközelségekor 3,4 magnitúdós lesz, vagyis lehet, hogy szabad szemmel akár még Zalaegerszeg külterületéről is megpillanthatjuk a kisbolygót!! (Ha nem lesz derült, érdemes ezért kocsiba vágni magunkat és elutazni közelebbi derült helyen lévő helyre.) Mozgása akkor 42 fok lesz óránként (vagyis 0,7 fok percenként, a telehold átmérője ugye 0,5 fok). Érdemes lenne régi krónikákat megnézni, vajon nem láttak az írásos kor 5-6 ezer éve alatt ilyesmit? (Akár UFO-észlelésnek minősítettek között is előfordulhatott ilyen.) Szenzációs látványnak ígérkezik, hálás szabad szemes, vizuális távcsöves és fotografikus téma lesz. Mivel legnagyobb közelségekor látszó méretét 2 ívmásodpercre várják, már egy 5 cm-es távcsővel is kiterjedt objektumnak látszódhat az égen, ha jó lesz a nyugodtság. Mivel azonban a nyugodtság Közép-Európából ritkán jobb 1 ívmásodpercnél, a legjobb lesz talán 9-13 cm-es távcsövet és nagy nagyítást használni. (Végül is az ISS, a Nemzetközi Űrállomás mérete futballpályányi, és Rafi nyári táborban 15 cm-essel készült képén jól kivehető volt a szerkezete – ez meg háromszor nagyobb, mint egy focipálya hossza, úgyhogy szerintem vizuálisan is kiterjedt lesz.)

A Földbe való becsapódás esélyei így változtak évről-évre, aminek oka a gyarapodó megfigyelési anyag által lehetővé tett egyre pontosabb pályaszámítás:

2004. április: 2,7% (1:37)
2004. december 23.: 1:62
2004. december 27.: nulla esély
2004. december 27.: 0%
2006: 1:45 000
2009: 1:250 000

A 2029-es mellett érdekes a 2036-os földközelsége is (7:1 000 000 000 eséllyel a 2009-es mérések szerint, de a 2013-as észlelések kizárták, hogy ekkor, 2036-ban becsapódás lehetne); és a 2068-as is, aminek esélyét korábban 3 a milliárdhoz becsülték, de ennek esélye nemrégen megnőtt (ld. alább).

2005-ben és 2011-ben újabb képek készültek az égitestről.

2013-ban az Apophis csak 14,5 millió km-re haladt el a Földtől (durván egytized csillagászati egységre), ekkor nemcsak fotókon örökítették meg, hanem radarészleléseket is végeztek róla. Ekkor 15,7 mg volt látszó fényessége. Az ekkor végzett mérések ismét kizárták, hogy 2029-ben lehetne becsapódás. A CCD-kkel készült fényképekről kimért pozícióadatoknál sokkal pontosabb radarmérések is készültek ekkor, amelyek ráadásul a távolságot is nagyon pontosan megadták.
Ezeknek a 2013-as radarméréseknek az alapján 2068-ban lesz az Apophis-nak egy olyan földközelsége, amikor is viszont a becsapódás esélye 1:256 000.

A Gaia műhold csapata is mérte az Apophis pályáját. Ezeket a méréseket a Földiről végezték el a csapatuk gyakorlatoztatása és fejlesztése érdekében, jobbára még a Gaia műhold indítása környékén. Megjegyzendő, hogy a Földről 2732 saját nagyon pontos pozíciómérést tudtak felhasználni – de eddig 2103 ezek közül nem volt publikálva, most használták fel először pályaszámításban! 4138 korábbi földi mérést is felhasználtak. Külön rámutattak arra, hogy az IAU Minor Planet Center elektronikus leveleiben alkalmazott kerekítés befolyásolja a végeredményeket… A megfigyelő távcsövek pozícióit is pontosabban kell figyelembe venni a pályaszámításokban – az IAU MPC ezt is kerekítve és az utolsó tizedesjegyek nélkül adja meg.

Végeredményben azonban nem adtak új becslést a 2029-es becsapódás esélyeire. Ennek okául azt hozzák fel, hogy a meteoroidok mozgását befolyásoló Jarkovszkij-effektus (vagy az effektust tanulmányozók közül a többiek nevének kezdőbetűit is magában foglaló YORP-effektus, ahol a többiek a területen dolgozó O’Keefe-t, Radzijevszkijt és Paddackot takarják) nem ismert eléggé az Apophis esetében egy pontos pálya megadásához…

Ez az effektus abból áll, hogy bár a Nap fénynyomása valamerre nyomja kicsit a kisbolygót (a Napból érkező fotonokat elnyeli a kisbolygó, és egyben felveszi a lendületüket is, vagyis kifelé nyomja a Naprendszerből a kisbolygót), de a kisbolygó a Naptól a nappali oldalán felvesz hőt, amit az éjszakai oldalán elsugározz, és az eltávozó fotonok kissé visszalökik a kisbolygót. (Ez a YORP-effektus durva magyarázata, a finom részletek most kevésbé érdekesek.) Ennek figyelembevételéhez viszint ismerni kellene a kisbolygó forgási idejét, a forgástengely állásszögét és a kisbolygó alakját és albedóját.

Szóval, végeredményben a most megjelent új tanulmány szerint az Apophis helyzetét 2029-ben 2-3 km pontossággal ismerjük, ha a YORP-effektust nem vesszük figyelembe, az utóbbi évek meglepő elméleti- megfigyelési eredménye azonban az, hogy az ilyen méretű kisbolygóknál bizony ezt az effektust figyelembe kell venni. Következő feladat tehát az Apophis forgásidejének megállapítása lesz…

Források:
http://arxiv.org/abs/1510.00509
www.wikipedia.org
NASA NEA oldalak

Az Orionida-meteorraj főbb adatai:

Nevük és rövidítésük: Orionidák, ORI.

Jelentkezési időszak: október 1 – november 10. (Más források szerint okt. 2 – nov. 7.)

Aktivitás maximuma: általában október 21-e körül, de hosszan elnyúló maximumot mutatnak okt. 20-24. között.

Radiánspozíció maximumkor: RA=95°, D=+16° (l. a mellékelt térképet).

ZHRmax = 22 meteor/óra (ld. a szövegben a kivételes eseteket)

r = 2,9 (l. még a főszöveget)

V = 66 km/s, gyorsak.

Szülőégitest: 1P/Halley üstökös.

Orionids and epsilon-Geminids1. ábra: az Orionidák és az Epszilon Geminidák (EGE) meteorraj radiánsának helyzete különböző napokon az égen. Forrás: IMO (www.imo.net)

Olvasd tovább

Egy -2,7 mg-s meteor pályájának kiszámítására kértek minket. Normál esetben a -4 mg-nél halványabb meteorok pályaszámítását néhány hónappal a feltűnés után végezzük el, amikor már minden, havi bontású észlelési adat fel van töltve a meteoros adatbázisba (kezelője: Tepliczky István). Ilyen halványabb meteorokból havonta akár több száz, nagyobb rajok jelentkezése esetén akár ezres nagyságrendű pályát is lehet számolni, ezt tehát automatizáltuk, és a program néhány havonta frissíti az adatbázist. Ennyi meteor pályáját egyesével kiszámítani természetesen időpazarlás lenne. Ezeket a pályaszámításokat új rajok felfedezésére, a régebbről ismertek pályájának pontosítására használjuk, és velük a naprendszerbeli por eredetét és fejlődését tanulmányozzuk.

A -4 mg-nél fényesebb meteorok már tűzgömbnek számítanak, és ezek pályaszámítását rutinszerűen pár napon belül elvégezzük. Egy -8 mg-s meteorból már le is eshet valami, bár ehhez kedvező körülmények összejátszása kell (pl. nagyon kicsi meteorsebesség, hogy alacsonyra le tudjon jönni a meteoroid a légkörben). Egy -10 mg-s tűzgömbből már biztosan leesik valami, bár általában csak nagyon kicsi darab, amit nagyon nehéz megtalálni, és ezért ritkán indulnak neki megkeresni olyan bonyolult vidéken, mint Európa. Egy telehold-fényességű (-13 mg-s) tűzgömbből, különösen, ha hangrobbanás is kíséri, egészen biztosan leesik akkora darab, hogy könnyen megtalálható lenne, ha jó észlelések vannak a pályájáról, ezeket tehát a feltűnést követő pár órán belül részletes pályaszámításnak vetjük alá.

Mi az oka hát, hogy e -2,7 mg-s meteor pályáját mégis gyorsan kiszámoltuk? Egyfelől az, hogy barátaink nagyon kíváncsiak voltak rá, és ezt szeretnénk kielégíteni. Másfelől, kifejezetten jó észlelések születtek róla, három kamerán (HUPOL, HUSUL, HULUD1) rajta van teljes egészében a meteor. E három kamera adataiból 12 méter pontossággal tudtuk az észlelőtől való távolságot meghatározni! (Összehasonlításul: ez ritkán sikerül 100 méternél pontosabban.) Egy negyedik kamera adatait is megkaptuk, a HULUD3-ét, ez azonban nem látta a meteor teljes pályáját. Ezért kizártuk a további vizsgálatból, hogy csak a legszebb, legjobb észleléseket használhassuk.

A HULUD1 kamera képe a jelenségről (Berkó Ernő, Ludányhalászi)
A HULUD1 kamera képe a jelenségről (Berkó Ernő, Ludányhalászi)
A HUPOL kamera képe a jelenségről (Polaris Csillagvizsgáló, Perkó Zsolt, Igaz Antal, Budapest)
A HUPOL kamera képe a jelenségről (Polaris Csillagvizsgáló, Perkó Zsolt, Igaz Antal, Budapest)
A HUSUL kamera képe a jelenségről (SACSE LINK: www.sacse.hu,www.sacse.hu, Kiss Szabolcs)
A HUSUL kamera képe a jelenségről (SACSE LINK: www.sacse.hu,www.sacse.hu, Kiss Szabolcs)
A HULUD3 kamera csak a meteor végét látta (Berkó Ernő, Ludányhalászi)
A HULUD3 kamera csak a meteor végét látta (Berkó Ernő, Ludányhalászi)

A meteor a HULUD1-től 110 km-re tűnt fel, a HUPOL-tól 140 km-re, a HUSUL-tól pedig 150 km-re (kerekített, közepes távolságok). 63 km-es pályáját alégkörben 57,4 +/- 0,3 km/sec sebességgel futotta be, tehát kicsivel több, mint 1 másodpercig volt látható az égen. Vizuális megfigyelésről nincs tudomásunk. Földfelszínre vetített pályáját a mellékelt kép mutatja.

vcse_05

A meteor Magyarországtól északra tűnt fel, Szlovákia felett, Tugártól Zsember felé haladt. A földfelszín felett 113,7 +/- 1,4 km magasságban tűnt fel és 89,3 +/- 0,9 km magasságban hunyt ki.

vcse_06
A meteor magasságváltozásai a HULUD1 + HUPOL kamerapárosításból. Vízszintesen az idő van feltüntetve (23:17:00 UT-tól kezdve), függőlegesen pedig a földfelszín feletti magasság km-ben. Az elfordított négyzetek az egyes képkockákról lemért magasságokat tartalmazza, amiket folytonos vonallal is összekötöttünk. A három kamera képeiből hatféle párosítás volt képezhető, amiből három pár független, és ezek kombinációja (átlaga) adta a végeredményt és a hibát.

vcse_07A meteor érdekes, kissé szokatlan sebességváltozásai a HULUD1 + HUSUL kamerapáros alapján. A végső sebességeket és sebességváltozásokat szintén az összes kamera összes lehetséges, független kombinálásával kaptuk meg.

A meteor naprendszerbeli pályájára utaló pályaelemel a következők voltak:

Radiáns: RA=239,7 +/-0,2 fok, D=29,7 +/- 1,7 fok (ACB: 233,3°, 27°)
Sebesség: 57,4 +/- 0,3 km/s (58 km/sec)
Inklináció=99+/-2 fok (105°)
excentricitás = 1,07 +/- 0,06 (0,99)
Napközelség: 0,98 CSE (0,98 CSE)
Felszálló csomó hossza: 323,01 fok (310°)
Perigeum argumentuma: 187,4 +/- 0,7 fok (175°)

Elképzelhető, hogy a tűzgömb a 2012-ben felfedezett Alfa Corona Borealidák (ACB) rajhoz tartozik (ld. J. Greaves,http://adsabs.harvard.edu/abs/2012JIMO…40…16G A fenti kis táblázatocskában zárójelben álló számok éppen az ACB-raj közepes pályaelemeit jelentik. Mivel a meteorrajok a térben szétszóródnak idővel, a rajtagok pályája, és így pályaelemei természetszerűleg eltérnek az átlagostól. Ezt figyelembe véve, ez egy ACB-meteor volt. Az IAU MDC-ben csak 15 ACB-meteor pályáját ismerik.

A meteornak az egyik érdekessége tehát, hogy nemrég felismert, alig ismert rajból jött. Másik érdekessége a sebességváltozása. Kezdetben lassult, ahogy minden más normális meteor is teszi. Azután azonban a lassulás megállt, és a hullócsillag végén látható pukkanás árnyalatnyit ismét felgyorsította a meteort, amely kihunyásáig egyre gyorsulva mozgott. Mintha csak a meteor szerkezete többrétegű lett volna (nem pedig egyenletesen kitöltött, homogén), és a belsejére túl nagy erő, hő és nyomás hatott, ami felrobbantotta, amit pukkanásként láttunk. Ez azonban valószínűleg nem volt gömbszimmetrikus robbanás, lehet, hogy csak egyik irányba tört ki az anyag gejzírszerűen (közelítőleg hátrafelé), ami rakéta módjára felgyorsította a megmaradt testet, ami aztán elégett.

A meteor tömege 1-2 gramm lehetett csupán, fényességét sebességéből származó nagy mozgási energiája adta. Magasan hunyt ki, nem esett le belőle semmi, elégett odafenn.

Egy fényes, a MetRec szoftver szerint kb. -4 mg-s tűzgömb tűnt fel 2015. február 2-án 22:47:45 UT-kor Magyarország felett, a Balatontól délnyugatra. A tűzgömböt kissé felhős, a telehold által megzavart égrészen rögzítette a HUBEC meteorkamera (Becsehely, Zala megye, Igaz Antal kamerája (www.videometeor.hu), operátor: Perkó Zsolt, NAE (www.nae.hu) és a HUVCSE02 meteorészlelő videokamera (Bajai Csillagvizsgáló (www.bajaobs.hu), VCSE kamerája, operátor: Csizmadia Szilárd) rossz, párás-cirruszos égen. A tűzgömb fényessége Becsehelyről -2,3 magnitúdó, Bajáról -5,2 magnitúdó volt, de tudjuk, hogy a MetRec a nagyon fényes meteorok fényességét 1-2 magnitúdóval halványabbnak méri. Lényeges, hogy ezek a kamerák inkább a vörös-infravörös fényre érzékenyek, a szem pedig a látható fényre, ami szintén okozhat 1-2 magnitúdó (vagy több) eltérést a vizuálisan érzékelt és a videokamerák által rögzített meteorfényességben. Ezért vizuálisan akár -6…-8 mg is lehetett ez a tűzgömb.

VCSE - A HUBEC összegzett felvétele a jelenségről
VCSE – A HUBEC összegzett felvétele a jelenségről
VCSE - A HUVCSE02 összegzett felvétele a jelenségről
VCSE – A HUVCSE02 összegzett felvétele a jelenségről

A két kamera képeire alapozva Csizmadia Szilárd számításai szerint ez egy Szigma Bootida-rajtag volt. Földfelszínre vetített pályáját az alábbi ábra mutatja be. A feltűnés a Tolna megyei Úzdtól kissé nyugatra történt 104 km magasan, az eltűnés pedig a Somogy megyei Bössü és Gölle községek között történt, 82 km földfelszín feletti magasságban.

vcse_03

A tűzgömb tehát 104 +/- 5 km földfelszín feletti magasságban tűnt fel, 82,8 +/- 0,4 km földfelszín feletti magasságban tűnt el. 59,1 +/- 0,7 km/sec sebességgel mozgott a légkörben (ez a sebesség megfelel 212 760 km/óra sebességnek!).

Pályaelemei a következők voltak (zárójelben az IAU MDC-ből vett átlagos Szigma Bootida-pályelemek (a radiáns pozíciója a feltűnés időpontjára átszámolva), amikhez képest lehet hasonlítani ennek a tűzgömbnek a pályáját):

Radiáns helyzete:

RA = 220,64° (219,7°)

D = +27,64°(24,7°)

Inklináció: 107,4° +/- 0.5° (110,6°)

Nagy omega (felszálló csomó hosszúsága, ang. Node): 312.86° (308,3°)

Kis omega (napközelség hossza, perigeum argumentuma, ang. Peri): 213.9° +/- 1.0° (216,8°)

Excentricitás: 0.935 +/- 0.056 (0,881)

Napközelség (q): 0.905 CSE (0,892 CSE)

Fél nagytengely (a): 13,86 (7,5 CSE)

Naptávolság (Q): 26,82 CSE

A pályaelemek összehasonlítása alapján kétséget kizáróan egy tipikus Szigma Bootida-meteor volt a jelenség. A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtt olyan pályán keringett, amit az alábbi ábra mutat:

A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtti pályája
A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtti pályája

Ezen az ábrán a számok Csillagászati Egységeket jelentenek. A szaggatott vonalak belülről kifelé a Föld, a Mars és a Jupiter pályáját jelentik. A folytonos vonal a meteoroid pályaellipszisének egy részlete. Az északi ekliptikai pólus a felfelé mutató tengely irányában van.

A légkörbelépő meteoroid tömegét csak bizonytalanul tudjuk megbecsülni, mert a MetRec csak egy 30×30 pixelszámú négyzeten belül összegzi fel a fényességet, ami ezen kívülre szóródik, azt nem veszi figyelembe. Ha -7 mg-snek vesszük közelítőleg a tűzgömb fényességét, akkor ebből, a sebességéből és légkörbelépési szögéből tömegére mindössze 32 grammot kapunk. A meteor sűrűségét nem tudjuk, de ha pl. kőmeteorit volt, akkor a kőmeteoritok sűrűségére – bár az is változik típusról típusra – vegyünk pl. 3,7 gramm/köbcentimétert, ekkor a gömb alakúnak tekintett meteoroid sugara mindössze 1,3 cm volt (kerekítve). Más sűrűségekre mindenki kiszámolhatja a méretet maga, de az jól látszik, hogy a meteoroid átmérője kb. 2,6 cm körül lehetett, vagyis nagyon kicsi. A kis tömeg, a relatíve kis fényesség, a magas kialvási magasság miatt legvalószínűbb, hogy ebből nem hullott le semmi, nem érdemes keresni.

A meteor sebességének változása.
A meteor sebességének változása.
A meteor magasságának változása.
A meteor magasságának változása.

(A hullás olyan meteorok esetében valószínű, amelyekből legalább 100 gramm marad, és alacsonyra, 15-25 km földfelszín feletti magasságba lejönnek, és kicsi a sebességük, 11-25 km/sec.)

A Szigma Bootidák egy nemrégen felfedezett raj, mindössze 16 rajtagja volt eddig ismert. Segon és munkatársai a WGN 42/6-os számában publikálták pályaelemeit 2014. decemberében. A raj január 22-től február 2-ig aktív, január 28-i maximummal. Ezek az adatok és pályaelemei a jövőben nyilván pontosításra kerülnek. A raj szülőégitestje ismeretlen. A mi vizsgálataink az ilyen kevéssé ismert rajoknál segíthetnek az ismert rajtagok és pontos pályák számának növelésében, és ezzel jelentősen javíthatják a pályaelemek pontosságát, illetve annak megismerését, térben mennyire szóródtak szét a rajtagok. (Öregebb raj tagjai jobban széttartó pályákon mozognak a Naprendszerben.) Ez pedig elvezethet a szülőégitest azonosításához, ezzel pedig az üstökösök felbomlásának folyamatát és a naprendszerbeli por fejlődését tanulmányozhatjuk.

A (2060) Chiron kisbolygót az 1977-ben fedezték fel. Kezdetben kisbolygónak klasszifikálták, ma már üstökösnek gondolják, így 95P/Chiron néven is ismerik (mivel 1989-ben üstökösszerű kifényesedést, 1993-ban pedig üstökösjellegű kómát is mutatott – milyen fontos is lenne amatőr eszközökkel is folyamatosan megfigyelni!). A Szaturnusz és a Neptunusz pályája között kering. Átmérője 233 km, és vannak, akik szerint lehetne törpebolygó is (pl. Mike Brown gondolja így, én meg felteszem a kérdést: mi nem volt még a Chiron?).

A mostani legújabb hír róla (http://arxiv.org/abs/1501.05911), hogy csillagfedésekkor számos nem várt extra elhalványulást észleltek, amiket a linken szereplő cikk szerzői azzal magyaráznak, hogy egy kb. 324 km sugárnál lévő gyűrű veszi körbe a Chiront. (A mérésekhez 123 cm-es műszert használtak.)

VCSE - Művészi ábrázolás a Chiron kisbolygóról
VCSE – Művészi ábrázolás a Chiron kisbolygóról

A gyűrű létére utaló bizonyítékok meggyőzőek, de az eredetére nézve csak spekulációk vannak: lehet, a Chiron kipárolgásai nem jutnak messze a kisbolygó/üstökös/törpebolygótól, és összeállnak egy gyűrűvé a gáz által magukkal vitt porszemcsék.

Az is lehet, egyes kentaurok körül van ilyen gyűrű, mások körül nincs: ez esetleg megmagyarázhatja, miért van két csoport a kentaurok között, akik közül az egyik kékes színű (ezeknek lenne gyűrűjük), a gyűrűtlenek a vörösek. De ez is csak spekuláció.

(A kentaurok a Kuiper-övből gravitációs perturbációk hatására a Jupiter és a Neptunusz pályája közé került, kis excentricitású pályán keringő jeges, üstökösmag-szerű objektumok.)