PHSP Meteory a jejich pozorování

Co jsou to meteory?

Meteory jsou zářivým projevem provázejícím let (a obvykle zánik) drobného meteorického tělesa (také meteoroidu) atmosférou. Světelný jev vzniká v důsledku srážek tělesa s atomy atmosféry při vysokých rychlostech (11 až 72 km/s); je tedy fyzikálním procesem a v žádném případě nejde o hoření. Velmi jasné meteory označujeme jako bolidy, velmi drobné částice vidíme hromadně, protože rozptylují sluneční světlo. Jejich difusní záři (někdy viditelné i od nás) říkáme zodiakální světlo; a těmto částicím meteorický prach (zde terminologie často kolísá, někdy je používán také termín meteorický prach, častěji a správněji používaný pro drobné částice rozprášené z meteoritů). Zbytky větších těles, zvláště pokud měla tato tělesa malou rychlost (asi do 30 km/s), mohou dopadnout na zemský povrch a pak je nazýváme meteority. Běžné meteority dopadají na Zem rychlostmi do několika desítek m/s, tedy asi jakou kroupy za bouřky. Pokud výjimečně mají při dopadu na zemský povrch ještě zbytek kosmické rychlosti, vybuchují při nárazu a vznikají meteorické krátery (astroblémy), které mají průměry od desítek metrů po desítky kilometrů. O názorech, které dávají do souvislostí zvláště mohutné impakty s velkým vymíráním rostlin a hlavně živočichů v dávnější geologické minulosti, se však dosud diskutuje (některé z argumentů byly nedávno opět zpochybněny). Mohutnost doprovodných jevů je i při poměrně malých hmotnostech těles způsobena jejich rychlostí vůči Zemi. Při rychlosti průměrného meteoroidu něco přes 30 km/s je jeho pohybová energie srovnatelná s energií ve stonásobném množství dynamitu.

Historické ohlédnutí

Zprávy o pozorování meteorů a pádech meteoritů patří k nejstarším historickým záznamům astronomických jevů a jsou dokumentovány již ze starověku. Kupodivu byly mnohé starověké představy (například kamenů házených z dlouhé chvíle bohy po lidech) poněkud blíže skutečnosti než středověké učení (převzaté ze spisů Aristotela) o hořících zemských výparech. Prvé zmínky o studiu meteorů najdeme u Halleyho, který dle meteorů usoudil, že zemská atmosféra sahá nejméně do výšky 72 km a později spočetl z pozorování bolidu z roku 1719 výšku začátku jeho světelné dráhy na 119 km. Systematicky ale meteory pozorovali ze dvou stanic až dva studenti, Brandes a Benzenberg, v roce 1798. V téže době (v roce 1794) prosazoval Chladni názor o mimozemském původu meteoritů. V roce 1799 pozoroval známý přírodovědec Humbolt z jihoamerických And meteorický déšť Leonid. Meteorická astronomie však ještě nějakou dobu zůstávala jen na okraji zájmu.
Její oživení přinesl až další déšť Leonid v roce 1833, pak však byl rozvoj této discipliny už dost rychlý. Během čtyř desetiletí byla nalezena většina hlavních meteorických rojů a v roce 1866 vyšla knížka „Poznámky a úvahy o astronomické teorii létavic“ od J. V. Schiaparelliho, prokazující těsnou souvislost mezi meteorickými roji a kometami. Rychle se rozvíjelo také mineralogické studium pozůstatků po meteorech - meteoritů, ve kterých byla popsána řada minerálů, odlišných od pozemských a byly popsány jejich hlavní typy: meteorická železa, železokameny, chondrity a achondrity. Rozsáhlé pozorovací akce (tehdy pochopitelně jen vizuální) v druhé polovině 19. a počátkem 20. století vyřešily značnou část problémů tehdejší meteorické astronomie, na hlavní z nich - spor o charakter drah sporadických meteorů a bolidů (zda i tyto skupiny patří ke sluneční soustavě, nebo zda mají mezihvězdný původ) jsme si však museli počkat až na léta po druhé světové válce (problém byl technicky řešitelný již dříve, bylo jen nutné shromáždit dost velké pozorovací materiály). Přesnější fotografické metody a nasazení radiolokační techniky k určení drah meteorů prokázaly, že většina sporadických meteorů i bolidů souvisí s planetkami a jsou obvykle pozůstatky po jejich vzájemných srážkách.
Dnes je zřejmé, že meteoroidy (tělíska projevující se v atmosféře jako zářící meteory) jsou jedním z typů meziplanetární hmoty, která obsahuje objekty nejrůznějších velikostí od prachu (který můžeme pozorovat za výjimečně čistých nocí ve večerních nebo ranních hodinách), přes meteoroidy (o hmotnostech od miligramů po tuny, výjimečně i víc), až k planetkám a kometám (rozdíl mezi těmito dvěma skupinami těles není zásadní, známe planetky s mírnou občasnou kometární aktivitou), které mají průměry řádu od metrů (jsou bezesporu menší, než některé z největších meteoroidů) po stovky až tisíce kilometrů. Dle nových poznatků je i Pluto po fyzikální stránce spíše planetkou - nebo velkým kometárním jádrem - nežli planetou.

Výzkum meteorů u nás

I když byla v našich zemích věnovaná již v 19. století značná pozornost výzkumu meteoritů (představovaná hlavně vynikající rakouskou školou - i když někteří z jejích reprezentantů byli českého původu), zůstávaly meteory poněkud stranou širšího zájmu. Přesto se však již v roce 1885 podařilo prof. Weinekovi z Prahy získat první fotografický záznam meteoru na světě během meteorického deště Andromedid. V meziválečném období začaly prvé systematické vizuální a fotografické pozorovací programy pod záštitou České astronomické společnosti, poměrně velké získané materiály zčásti zpracoval a výsledky v řadě článků publikoval V. Guth. K největšímu rozmachu pozorovacích aktivit došlo krátce po druhé světové válce; během války a bezprostředně po ní totiž vznikly pozorovací skupiny i v řadě menších měst.
V roce 1950 začal soustavný program fotografování meteorů ze dvou stanic spojený s určováním jejich rychlostí a heliocentrických drah, který byl v roce 1959 korunován získáním prvé přesné fotografické dráhy meteoritu na světě (meteorit Příbram). Tento úspěch vedl k rozšíření celého projektu a ke vzniku středoevropské bolidové sítě na území několika států. Ejekční teorie, vytvořená a matematicky formulovaná M. Plavcem, vysvětlila vznik meteorických rojů uvolňováním drobných částí z komet za poměrně nízkých ejekčních rychlostí a dobře popsala i rané fáze vývoje rojů (její původní verze vedla k nadhodnocení stáří rojů v pozdních fázích jejich vývoje). Mimořádného světového ocenění se během 60. let dočkaly práce Z. Ceplechy, analyzující vztahy mezi fotograficky získanými parametry meteoru a fyzikálními vlastnostmi meteoroidu. Do tohoto období také náležejí práce tragicky zemřelého V. Padevěta o „maximálních hmotách“ těles pronikajících ovzduším (na jeho myšlenky v současné době navazují analýzy kolizí velkých těles se Zemí. Koncem 50. let začaly být pod záštitou některých hvězdáren (hlavně Brna a Plzně) a Československé astronomické společnosti pořádány pro amatéry velké celostátní pozorovací akce (převážně v prázdninovém období). Získané údaje byly zpracovány poměrně početnou generací mladých astronomů a jejich výsledky řešily mnoho tehdy aktuálních problémů, týkajících se hlavně velmi slabých (teleskopických) meteorů: výšky jejich svícení, aktivita rojů v oboru slabých meteorů včetně poloh radiantů slabých meteorů a v neposlední řadě také upřesnění vztahů mezi opticky pozorovanými meteory a sledovanými radarovými ozvěnami (do prvé poloviny 80. let). V 70. letech se začal zájem našich odborníků soustřeďovat do dvou oblastí: jednak na fyziku průletu meteoritu atmosférou, hlavně na základě rozboru vzájemného ovlivnění procesů probíhajících v bezprostředním okolí tělesa a jevů ve vzdálenější, dle starších představ „intaktní“ atmosféře, jednak na jemnou strukturu hlavních rojů, sledovanou pomocí radarů z různých oblastí Země, jejichž pomocí bylo možné dosáhnout trvalého pokrytí frekvenční křivky. V souvislosti s tím směřovala amatérská pozorování meteorů stále více do rámce IMO (International Meteor Organization); rostoucí nároky na spolehlivost získaných dat (u vizuálních pozorování tedy nutně růstem rozsahu pozorovacích materiálů) již nebylo možné zajistit zvolna klesajícím počtem aktivních pozorovatelů, způsobeným ze značné části tím, že celostátní pozorovací akce již nebylo organizačně možné pořádat.

Současné problémy meteorické astronomie

Je logické, že se s růstem poznatků mění priority dalšího výzkumu: mnoho otázek je vyřešeno, některé problémy mohou ztratit na naléhavosti, další zase vyvstávají s již rozřešenými otázkami a v některých případech technický pokrok přispívá k tomu, že lze nově přistoupit k problémům, jejichž řešení se dříve nedalo z technických důvodů uvažovat.
Po fyzikální stránce zůstávají otevřené některé otázky průletu meteorických těles atmosférou, souvislosti mezi světelnou křivkou meteoru, jeho bržděním v atmosféře, chemickým složením tělesa a jeho strukturou potřebují ještě řadu upřesnění, přesto, že bylo získáno již mnoho zajímavých poznatků. S podobnými skupinami problémů se setkáváme i při předpovědích rizik a rozsahů škod, způsobených srážkami s mimořádně velkými tělesy; některé z nedávných studií „katastrofičnost“ dopadů některých typů těles na zemský povrch dost zpochybnily (či spíše „zmírnily“). Není hlavně jasné, kolik dopadové energie se „rozptýlí“ poměrně rychle v širším okolí místa kolize, případně zda většina dopadajících těles bude mít skutečně charakter „projektilu“. Nověji se totiž zdá, že „katastrofické“ dopady byly v minulosti důsledkem dopadů železných meteoritů (což platí pro většinu meteorických kráterů), zatímco struktura mnoha kamenných těles je slučitelná s možností jejich rozpadu již před vstupem do zemské atmosféry. Tyto studie vyžadují ovšem kromě dalších údajů o bolidech také zlepšení našich informací o struktuře příslušných mateřských těles (planetek) a vytvoření složitých modelů vzájemných interakcí mezi atmosférou a dopadajícím tělesem.
Otázky struktury a vývoje meteorických rojů jsou stále ještě „evergreenem“ meteorické astronomie, protože získání dostatečně rozsáhlých a kvalitních dat je „během na dlouhou trať“. Dobrých výsledků již bylo dosaženo při předvídání mimořádných událostí: časy meteorických spršek z minulých oběhů jsou alespoň u některých rojů známy poměrně přesně, předpovědi jejich frekvencí však zůstávají spíše řádovými odhady. Jedním z problémů zůstává otázka velikosti ejekčních rychlostí, či spíše jejích maximálních hodnot.
Zcela novou problematikou je setkávání Země s celými proudy meteorických částic vzniklých „rozbitím“ některé z blízkozemních planetek (v této problematice patříme ke světové špičce). V nedávné době byly identifikovány geologické vrstvy (události) následné po rozpadu planetek, během kterých byla Země po delší dobu bombardována kosmickým prachem. Dosud byly identifikované události „Veritas“ před asi 8 miliony let a mnohem novější (a menší) byla událost „Datura“ před necelým půlmilionem let.

Technické možnosti dnešních amatérských pozorování a teoretických studií

Je nutné konstatovat, že i přes současný rozvoj techniky a přístrojového vybavení je mnoho nových přístupů dostupných i amatérům. Kromě klasického vizuálního pozorování (které při studiu meteorických rojů stále hraje svoji roli hlavně pro poměrně snadné vyhodnocení výsledků, široká mezinárodní spolupráce dovoluje získat plynulé pozorovací řady bez „denních mezer“ z období více dnů), případně zakreslování; v posledních letech se dost šíří použití televizní techniky. CCD kamery se ke studiu meteorů příliš nepoužívají, získaný obraz by byl sice kvalitnější, ale na rozdíl od TV kamer by určování rychlostí vyžadovalo použití sektorů či jiných doplňkových zařízení. Zajímavou variantou (hlavně pro studium meteorických rojů) je použití kamer s delšími ohnisky. Přesnější určení poloh radiantů a rychlostí je potřebné ke studiu stáří a vývoje rojů, pro profesionální pracovníky však není tento program při poměrně nízké výtěžnosti kvalitních záznamů příliš atraktivní. Také snímkování spekter meteorů nebo jejich stop použitím moderních prostředků je amatérům dostupnou činností.
Možnosti amatérů však nejsou vyčerpány pozorováním. Všeobecné rozšíření osobních počítačů dovoluje počítat modely drah jednotlivých částic meteorických rojů a určovat tak „modelová“ stáří jednotlivých rojů, případně předpovídat aktivitu mladých proudů, tvořících meteorické spršky až deště (poměrně dobré jsou výsledky časových prognóz, s frekvencemi je to zatím horší). Lze také modelovat průlety těles různých typů atmosférou, i když je v tomto případě nastavení podmínek řešení po fyzikální stránce daleko obtížnější.

Vladimír Znojil