Gimnazija Andrije Mohorovičića Rijeka

Promatranje meteora raznim opažačkim metodama

na VSA 2007

Lovro Pavletić Mentori: Izidor Pelajić II.3 razred Vanesa Ujčić Ožbolt

1

Sadržaj

1. Uvod ....................................................................................................................................................2

2. Meteori općenito ................................................................................................................................3

3. Praktični rad u Višnjanskoj školi astronomije 2007. .....................................................................7

3.1. Vizualna promatranja....................................................................................................................8

3.1.1. Osnovne analize aktivnosti meteorskih potoka...................................................................8

3.1.2. Računanje populacijskog indeksa (r) ................................................................................11

3.1.3. Promatranja.......................................................................................................................11

3.1.4. Završni podaci...................................................................................................................13

3.2. Video promatranja.......................................................................................................................14

3.2.1. Test opreme ......................................................................................................................16

3.2.2. Fotometrija........................................................................................................................17

3.2.3. Zaključak ..........................................................................................................................18

3.3. Radio promatranja.......................................................................................................................19

3.3.1. Rezultati ............................................................................................................................20

3.4. VLF i ELF metode promatranja..................................................................................................21

4. Ostvareni rezultati ...........................................................................................................................22

5. Literatura .........................................................................................................................................24

6. Biografija .........................................................................................................................................25

2

1. Uvod

Godine 2007. bio sam sudionik Višnjanske škole astronomije. Svake godine organizatori

ponude teme koje će se tijekom radionice obrađivati, a ja sam odabrao meteorsku grupu. Grupa se

sastojala od petorice učenika srednjih škola, jednog voditelja i stručnih suradnika iz zemlje i

inozemstva. Cilj grupe bio je snimiti i obraditi meteore sa što više opažačkih metoda i načina. Članovi

grupe podijelili su zaduženja po promatračkim metodama, ali bi i često zajedno surađivali i obrađivali

podatke. Radionica je trajala deset dana uz tri izlaganja tijekom provedbe projekta, a bili su

organizirani i stručni posjet Puli i dodatni projekti.

3

2. Meteori – općenito

Vjerojatno su svi ljudi barem jednom na nebu primjetili pojavu koja se laički naziva “zvijezde

padalice”. U stvarnosti, ta pojava nema nikakve veze sa zvijezdama. Međuplanetarni prostor je pun

sitnih čestica, od onih mikroskopske veličine do onih veličine nekoliko milimetara. Ove čestice se

zovu meteoridi. Oni koji se nađu na Zemljinoj putanji oko Sunca ulijeću u njezinu atmosferu brzinom

između 30 i 70 kilometara u sekundi i zato posjeduju ogromnu kinetičku energiju: meteorid mase

jednog jedinog grama pri brzini 50 km/s ima kinetičku energiju dvostruko veću od one koju ima

osobni automobil pri brzini 180 km/h! Pri ulasku u atmosferu, na visini otprilike 100 km iznad

Zemljine površine, započinje usporavanje čestice koje traje otprilike jednu sekundu, i u toj sekundi se

milijun džula kinetičke energije transformira u toplinsku i svjetlosnu, a taj izvor energije ima snagu

milijun vati, odnosno poput 10.000 žarulja od 100 vati!

Meteor

Ta se kratkotrajna sjajna pojava naziva meteor. Bez obzira na male dimenzije meteoridske

čestice, molekule zraka u gornjim slojevima atmosfere ne stignu se “razmaknuti”, pa se ispred čestice

stvara stupac vrlo zgusnutog zraka tj. “zračni jastuk”. On se naglo zagrijava, ionizira i pobuđuje u više

energetske razine, a meteorid usporava i zagrijava se. Svjetlost koju vidimo promatrajući meteore

nastaje u procesima tzv. sudarne ionizacije (atomi u sudarima gube elektrone pa postaju ioni) i

rekombinacije (ion u sudaru s elektronom ponovno postaje neutralan, tj. atom). Fotone emitiraju atomi

i ioni kada prelaze iz viših na niže energetske razine. Većina meteorida potpuno sagori u atmosferi;

4

hoće li meteorid stići do Zemljine površine ovisi o njegovoj brzini, veličini i kutu upada. Oni

“kamenčići” koji ne sagore u potpunosti već stignu do tla zovu se meteoriti.

Meteor i polarna svjetlost

Prolaskom kometa pored Sunca i njegovim taljenjem oslobađaju se čestice koje su dotada bile

zarobljene u zaleđenoj jezgri. Katkada može doći i do raspada jezgre, jer zbog blizine Sunca ona prima

puno topline, energije i zračenja, a jak je i Sunčev gravitacijski utjecaj, pa dolazi do burnih reakcija u

jezgri koje dovode do njezinog nasilnog raspada. Bilo da se radi o prirodnom trošenju ili raspadu,

čestice ostaju na putanji bliskoj jezgri-roditelju. Veza između kometa i meteora prvi je put naslućena u

19. stoljeću. Godine 1846. viđen je raspad kometa Biela, što je ujedno bio i prvi zabilježeni slučaj

raspada kometske jezgre u povijesti. Jezgra se raspala na dva nezavisna dijela. Prilikom sljedećeg

prolaza kroz perihel, sa Zemlje su uočena dva kometa (obje nove jezgre zadržale su se na putanji

jezgre-roditelja), povezana svijetlom trakom materijala. Potom su se i dvije nove jezgre raspale, a

sljedeći prolasci više nisu viđeni. Godine 1872., kada je Zemlja trebala presjeći putanju ovog kometa,

uletjela je u gusti roj čestica; te su noći promatrači vidjeli više od 10.000 meteora. Ova pretpostavka,

da su meteori zapravo ostaci raspadnute kometske jezgre, potvrđena je kada je talijanski astronom

Sciaparelli otkrio da su staze po kojima se gibaju čestice meteorskog roja Perzeida istovjetne s

putanjom kometa 1862 III (koji nosi i oznaku 109P/Swift-Tuttle).

5

Prolaz Zemljine orbite kroz gusti roj čestica

U međuplanetarnom prostoru postoje i brojne druge čestice koje nisu ostaci potrošenih ili

raspadnutih kometa, već su čestice međuplanetarnog materijala. Takve čestice, kad ulete u Zemljinu

atmosferu, karakteristikama i izgledom se ni po čemu ne razlikuju od onih koje potječu od kometa, već

samo po nazivu: nazivamo ih sporadičnim meteorima.

Prva faza u razvoju meteorskog roja zove se meteoridski oblak. U toj su fazi čestice

oslobođene iz jezgre još vrlo blizu i zgusnute na relativno malom području. Meteoridski oblak može

nastati raspadom jezgre, premda ne nužno: neke su jezgre bogatije krutim tvarima i prašinom od

drugih, pa prolazeći pored Sunca, iako se ne raspadaju, ostavljaju za sobom gustu koncentraciju

čestica. Meteoridski oblak je relativno uzak i prolaz Zemlje kroz njega traje samo nekoliko sati, ali je

obično spektakularan i moguće je vidjeti nekoliko desetaka tisuća meteora.

S vremenom se čestice iz meteoridskog oblaka raspršuju duž putanje kometa stvarajući

meteoridsko vlakno. U području gdje se prije nalazio meteoridski oblak čestice su nešto zgusnutije u

odnosu na ostatak putanje, a prsten još uvijek nije potpuno zatvoren duž cijele staze. Meteoridsko

vlakno također je relativno tanko, pa Zemlja kroz njega prolazi samo dan ili dva.

Posljednja faza u razvoju meteorskog roja naziva se meteoridski potok. Čestice se nastavljaju

gibati putanjom kometa; na gibanje utječu i planeti svojim gravitacijskim silama, pa je prsten čestica

sada potpuno zatvoren i zadebljan. Kako je taj prsten u ovoj fazi prilično širok, Zemlja kroz njega

putuje i po nekoliko tjedana. Na samom ulasku ili izlasku iz meteorskog potoka ne viđamo mnogo

meteora. Najviše ih vidimo kada Zemlja prolazi sredinom meteorskog potoka; govorimo o

maksimumu meteorskog roja. Vjerojatno najpoznatiji primjer meteorskog potoka i ujedno jedan od

najbogatijih rojeva, jest roj Perzeida, koji uljepšavaju nebo u drugoj polovici srpnja i tijekom

kolovoza.

6

Meteoridi koji potječu od kometa, dakle, pripadnici nekog roja, gibaju se po skoro paralelnim

putanjama. Stoga, prilikom njihovog ulaska u Zemljinu atmosferu dolazi do pojave slične promatranju

snježnih pahuljica kroz prednje staklo putujućeg automobila: čini se da sve pahuljice dolaze iz iste

točke. Isto tako, sve čestice nekog roja naizgled izlaze iz iste točke na nebu, nazvane radijant

meteorskog roja. Meteori blizu radijanta su kraći, a oni udaljeni su duži, što je posljedica njihove

projekcije na nebesku sferu (slika na sljedećoj stranici). Dugačak meteor blizu radijanta ili kroz

radijant nije pripadnik tog roja, već je sporadičan. Naime, kao što je spomenuto, međuplanetarni

prostor pun je čestica materijala, a one koje se nađu na Zemljinom putu ulijeću u njezinu atmosferu.

Sporadični meteori pojavljuju se nasumce iz svih pravaca, ne izlaze ni iz jednog radijanta i nisu

pripadnici niti jednog roja.

Umjetnička vizija radijanta

Meteorski rojevi dobivaju ime po zviježđu u kojem se nalazi radijant. Dakle, radijant Perzeida

nalazi se u zviježđu Perzeja, radijant Orionida u zviježđu Oriona itd. Izuzetak su Quadrantidi koji još

nose stari naziv, a radijant im je u zviježđu Volara (Bootes). Grčko slovo uz naziv roja označava

zvijezdu u čijoj je blizini radijant: i α-Aurigidi i δ-Aurigidi imaju radijant u zviježđu Kočijaša

(Auriga), a slova α i δ označavaju da je radijant prvoga u blizini zvijezde Alfa Aurigae, a potonji u

blizini zvijezde Delta Aurigae.

7

3. Praktični rad u Višnjanskoj školi astronomije 2007.

Meteorska grupa opažala je meteore na više različitih načina. Metode kojima smo promatrali

bile su:

• Vizualna

• Video

• Radio

• ELF

• VLF

Snimanje radijanta

8

3.1. Vizualna promatranja

Najstarija i što se tiče opreme najjednostavnija metoda promatranja meteora je vizualna. Ipak,

i ovaj način promatranja zahtijeva određenu opremu:

• vreća za spavanje

• prostirka

• topla odjeća

• više običnih olovki

• ravnalo, šiljilo

• podloga za papir

• baterijska svjetiljka

• sat, diktafon

• formulare za meteore

• hrana, čaj, piće i sl.

Vizualna promatranja mogu se bilježiti na dva osnovna načina: metodom brojanja i metodom

ucrtavanja meteora u gnomonske karte. Metoda brojanja svodi se na promatranje u kojom promatrač

broji meteore te ih zapisuje u predodređene tablice ili na papir, a služi najviše za izračunavanje

aktivnosti meteorskog roja i njegove krivulje sjaja. Najvažniji podaci koji se upisuju za određeno

promatranje su: broj meteora, magnituda meteora i pripadnost meteora nekom roju, a popratni podaci

koji se mogu zabilježiti su: boja, trajanje, vrijeme, brzina. Ucrtavanje u gnomonske karte služi za

određivanje radijanta, ali ta metoda u konačnici je nepreciznija od prethodne metode.

3.1.1. Osnovne analize aktivnosti meteorskih potoka

Zenitna satna frekvencija je mjera aktivnosti meteorskih potoka. To je broj meteora koji bismo

vidjeli u idealnim uvjetima kad je radijant u zenitu, granična magnituda 6,5m, a nebo potpuno vedro.

Naravno, takve uvjete nikad nećemo imati, pa zato u račun ZHR-a ulaze i korekcijski faktori.

ZHR se računa po formuli:

gdje je F korekcija na oblačnost, C je korekcija na graničnu magnitudu, K je korekcija na zenitnu

udaljenost radijanta, N je broj viđenih meteora, a T je ukupno trajanje perioda (izraženo u satima) za

koji računamo ZHR.

9

a) određivanje korekcije na oblačnost (F)

Da bismo dobili tu vrijednost treba pomnožiti sve postotke naoblake s intervalima u kojima je

bilo oblačno. Zatim se to podijeli s intervalom cijelog promatranja:

Dobivena vrijednost k služi nam za izračunavanje korekcije na oblačnost F

b) određivanje korekcije na graničnu magnitudu (C)

Za što preciznije određivanje ovog koeficijenta preporučuje se računanje populacijskog

indeksa i raspodjele po sjaju. Međutim, kad imamo premali broj meteora, bolje nam je ne računati ovaj

indeks jer su greške prevelike zbog statističke prirode indeksa r. Tada uzimamo vrijednost

populacijskog indeksa iz tablica, a za sporadike se uzima da je r=3.

Sama korekcija na graničnu magnitudu onda se računa po formuli:

C = r(6.5–Lm)

c) određivanje korekcije na zenitnu udaljenost radijanta (K)

Najjednostavniji, ali istovremeno i najprecizniji način određivanja ove korekcije je procjena

visine radijanta za vrijeme promatranja ili iz vrteće karte neba. Znatno je bolje računati visinu

radijanta pomoću formule:

gdje je z zenitna udaljenost radijanta, Φ zemljopisna širina promatrača, δ deklinacija radijanta, α

rektascenzija radijanta, a Θ lokalno zvjezdano vrijeme. Korekcija K se onda izračunava po formuli:

Da se izbjegne traženje zvjezdanog vremena po efemeridama, najbolje je izraditi mali program

koji ga računa. Ako želimo računati zvjezdano vrijeme “pješke”, ovdje se nalazi postupak:

10

Pretvaranje datuma u Julijanske dane (JD):

Julijanski dani započinju Griničkim podnevom ili u 12 sati po UT-u, a računaju se po formuli:

gdje je Y godina, M je mjesec, D je dan, a DD je sat kad je vršeno promatranje podijeljen s 24 int.

Znači da se uzima najveća cijela vrijednost (npr. int19.87 = 19). Ako je M = 1 ili 2 onda uzimamo

Y=Y-1 i M=M+12.

Određivanje lokalnog zvjezdanog vremena:

Položaj i vidljivost nebeskih objekata nam pokazuje lokalno zvjezdano vrijeme, a do njega

dolazimo pronalaženjem Griničkog zvjezdanog vremena u 0 sati po UT- u:

gdje je GS Griničko zvjezdano vrijeme u 0 sati UT. Dobiveno vrijeme je u rotacijama Zemlje, pa ga

treba pretvoriti u sate, minute i sekunde. Zato izdvojimo decimalni dio i pomnožimo ga s 24.

Zvjezdano vrijeme u Greenwichu u odredeno vrijeme računa se na sljedeći nacin:

gdje je H vrijeme u kojemu je vršeno promatranje. Ako je GST > 24 onda se od dobivene vrijednosti

GST oduzme 24. Nama treba zvjezdano vrijeme na mjestu našeg promatranja. Da bismo to dobili,

Griničkom vremenu dodamo razliku zemljopisne dužine, l, izraženu u satima:

Dakle:

Iz toga izračunamo zenitnu udaljenost radijanta.

11

3.1.2. Računanje populacijskog indeksa (r)

Sjaj meteora je proporcionalan dimenzijama meteorida od kojega taj meteor nastaje. Tako nam

raspodjela meteora po sjaju može ukazati na raspodjelu meteorida u roju po masama (dimenzijama).

Idealni promatrač, tj. promatrač koji primijeti sve meteore koji se pojave i potpuno točno svim tim

meteorima odredi sjaj, primijetit će da je omjer broja meteora magnitude m+1 i m konstantan. Taj

omjer nazivamo populacijskim indeksom:

Za točno računanje ovog indeksa potreban nam je što veći broj meteora određenog potoka.

Populacijski indeks nije konstantan preko svih magnituda, ali za većinu vizualnih meteora

(+6m do 0m) može se reći da je ipak konstantan. Kako ovaj indeks upućuje na raspodjelu čestica po

masama unutar meteorskog roja, ovo je vrlo važan koeficijent u meteorskoj znanosti. Tipični

populacijski indeks za sporadike je oko 3, dok za meteore rojeva on može varirati izmedu 2,0 i 3,5.

To, drugim riječima, znači da broj meteora eksponencijalno raste sa smanjenjem magnitude. Međutim,

u tablicama raspodjele po sjaju ne nailazimo na takav raspored meteora. Razlog je tome činjenica da

realni promatrač vidi uvijek samo dio meteora, a najveći dio uopće ne uoči. Vjerojatnost uočavanja

meteora najviše ovisi o njegovom sjaju i njegovoj udaljenosti od centra vidnog polja promatrača.

3.1.3. Promatranja

Promatrač: Lovro Pavletić

Lokacija: Zvjezdarnica Tičan; (λ = 13°44’27’’, δ = 45°17’’27’’)

Datumi promatranja: 5. – 15. kolovoz 2007.

Promatranja sam vršio svaku vedru večer. Kao jedan interval promatranja uzimao sam jedan

sat. Graničnu magnitudu određivao sam metodom “trokuta”. Određuje se tako da se odabere jedan

trokut zvijezda na nebu te se prebroji koliko se zvijezda vidi unutar tog trokuta, uključujući i tri rubne

zvijezde. Ja sam najčešće koristio tri zvijezde iz zviježđa Pegaz, a broj zvijezda viđen u trokutu

usporedi se s predodređenim tablicama za pojedini trokut koje daju podatak za graničnu magnitudu.

Metoda kojom sam bilježio meteore bila je metoda brojanja, a upisivao sam sljedeće podatke: početak

i kraj intervala, broj meteora i pripadnost roju, magnituda te povremeno i točno vrijeme prolaska

meteora zbog uspoređivanja s video promatranjima. Za vrijeme promatranja, promatrao sam uvijek

isto vidno polje, uz uvjet da mi je centar vidnog polja viši od 30º. ZHR izračunava jedan promatrač po

vidnom polju, a ne ukoliko promatra grupa sveukupan broj meteora. Vrijeme me u ovih deset dana i

12

nije previše poslužilo jer sam uspio iskoristiti samo pet noći, od kojih nisam ni jednu mogao

promatrati cijelo vrijeme. Slijedi kratki pregled promatranja po noćima:

6/7. kolovoz 2007. Broj meteora: 9 perzeida

ZHR Perzeida: 21

Napomena: 1 bolid (mag -4), Perzeid

9/10. kolovoz 2007. Broj meteora: 6 κ Cygnidi

ZHR κ Cygnida: 10

Broj meteora: 2 južni δ Aquaridi

ZHR južni δ Aquaridi: 14

Broj meteora: 16 Perzeida

ZHR Perzeida: 53

12/13. kolovoz 2007. Broj meteora: 86 Perzeida

ZHR Perzeida: 84

Napomena: teorijski maksimum Perzeida

13/14. kolovoz 2007. Broj meteora: 24 Perzeida

ZHR Perzeida: 66

14/15. kolovoz 2007. Broj meteora: 21

ZHR Perzeida: 61

Aktivnost meteora izračunavao sam po postupku koji sam ranije opisao. Zbog vremenski

kraćeg perioda promatranja nisam uspio izračunati populacijski indeks Perzeida pa sam za

izračunavanje korekcije na graničnu magnitudu koristio podatak o populacijskom indeksu za Perzeide

iz tablica u kojima je indeks r = 2.6 Također, nakon svakog promatranja svoje sam podatke prenio na

internetsku stranicu www.imo.net, gdje se za vizualna promatranja upisuju sljedeći podaci: ime i

prezime promatrača, državljanstvo i IMO kod (prepoznatljiv kod promatrača, nije obavezan),

geografska dužina i širina te nadmorska visina i ime lokacije s koje se vršilo promatranje. Nakon toga,

upisuju se podaci o ukupnom trajanju promatranja (UT), koordinate radijanta (rektascenzija i

deklinacija), koordinate opažačevog vidnog polja (α i δ) početak i kraj trajanja intervala promatranja,

postotak oblačnosti, granična magnituda, efektivno vrijeme promatranja, metoda promatranja i broj

meteora u određenom roju te broj sporadičnih meteora. Naposljetku, upišu se podaci o magnitudi

meteora te se podaci pošalju na obradu. IMO ne traži izračunavanje ZHR-a ni populacijskog indeksa,

već sami izračunaju i naprave krivulju na temelju podataka koji pristižu diljem svijeta.

13

3.1.4. Završni podaci

Izračunavanjem ZHR-a Perzeida tijekom promatračkih noći, uspio sam dobiti ZHR krivulju. U

noći maksimuma moj ZHR iznosio je 84, a ZHR na stranicama IMO-a iznosio je prosječno 85, što je

pokazatelj da sam dobro izračunao.

Grafikon 1. Prikaz aktivnosti Perzeida

Također, iz podataka o magnitudama meteora napravio sam i krivulju sjaja, međutim, nisam

izračunavao populacijski indeks.

Grafikon 2. Raspodjela meteora po sjaju; najviše je meteora 4. magnitude

14

Međutim, moglo bi se pretpostaviti da je prosječna magnituda ovih meteora oko 2,75, a to ne

odskače puno od prosječnog populacijskog indeksa za Perzeide.

Podatke vizualnih promatranja koristili smo za usporedbu s video promatranjima.

3.2. Video promatranja

Video promatranja vršili smo dvjema kamerama: ExView 1004X i Watec kamerom i Tele Eye

Recorderom.

ExView 1004X Watec kamera

TeleEye recorder

15

Softveri koje smo koristili za obradu snimanja bili su Metoder i Sky patrol:

Metoder

SkyPatrol

16

3.2.1. Test opreme

Prije nego što smo počeli snimati, napravili smo mali test da ustanovimo s kojom

kombinacijom opreme ćemo postići najbolje rezultate. Najbolji rezultati ispali su kombiniranjem

SkyPatrola i kamere ExView 1004X te Watec kamere i Meteodera. Sva snimanja vršili smo na ovaj

način te ostvarili sljedeće rezultate:

ExView 1004X i SkyPatrol

Datum 12./13.8.2007. 13./14.8.2007. 14./15.8.2007.

Vrijeme početka 21:49:10 22:01:54 23:27:56

Vrijeme završetka 5:14:50 2:17:20 4:15:38

Broj Perzeida 64 14 16

Broj Cygnida 4 1 2

Broj sporadičnih meteora 10 3 5

Ukupan broj 78 18 24

Slika meteora snimljena ExView 1004x kamerom

Watec i Metoder

Datum 12./13.8.2007. 13./14.8.2007. 14./15.8.2007.

Vrijeme početka 21:53:28 22:04:23 23:32:51

Vrijeme završetka 5:03:34 2:19:48 4:16:12

Broj Perzeida 30 10 7

Broj Cygnida 5 1 2

Broj sporadičnih meteora 7 2 3

Ukupan broj 42 13 12

17

3.2.2. Fotometrija

Obradu fotografija snimljenim kamerama vršili smo u programu “Iris”, gdje smo određivali

magnitudu meteora. Fotometrija se izvodi na taj način da se usporedi sjaj meteora sa sjajem zvijezda

kojima je magnituda poznata, koristeći količinu piksela. Međutim, kada se uspoređuju magnitude

snimljene s dvije različite kamere dolazi do određenih odstupanja. Razlog tome je nejednaka

osjetljivost dviju kamera. Također, fotometrijske obrade uspoređivali smo i s podacima s vizualnog

promatranja. Za ovakvo uspoređivanje podataka potrebni su isti meteori promatrani različitim

metodama. Slijede usporedbe:

Grafikon 3. Usporedba magnituda prema različitom softveru

Na ovom grafu prikazane su magnitude istih meteora obrađene u Metoderu i Sky Patrolu. Da

su savršeno usklađene dobili bismo pravac točaka funkcije y=x. No, kako se na grafu vidi, točke su

raštrkane i rezultati su nejednaki, a ponekad za isti x imaju više vrijednosti y. To znači da se pojavljuje

greška: ili kamere nemaju stalno istu razliku u osjetljivosti, već ona ovisi o sjaju točke (magnitudi

meteora), ili fotometrija nije dovoljno precizno rađena. Kako bismo riješili taj problem pokušali smo

provjeriti uzrok njegova nastajanja. I tada nam je pažnja skrenuta na činjenicu da su magnitude M

Meteodera u rasponu od –0,5 do –3, dok su magnitude SkyPatrola sve grupirane oko nule odnosno od

0,6 do –0,2. Jasno je da se to ne bi trebalo događati; ako je razlika između dva meteora, primjerice, tri

magnitude, onda nema veze kojom se kamerom snima, ta razlika treba biti tri magnitude. Jedino je

pitanje registrira li ta kamera da je jedan meteor 0 a drugi –3 ili možda da je jedan 2. magnitude a

18

drugi –1. To nas je navelo da se vratimo i pogledamo razultate fotometrije, i tek tada smo zaključili da

SkyPatrol zapravo ne može registrirati meteore sjajnije od 0. magnitude, jer svi ovi meteori na

Meteoderu su sjajniji od 0, zapravo svi su –1, –3, –2,... dakle vrlo sjajni, ali SkPypatrol ukazuje da su

oni nulte magnitude.

Grafikon 4. Usporedba magnituda Meteoder/vizualno promatranje

Ovaj graf prikazuje odnos magnitude obrađene u metoderu i magnitude ustanovljene

vizualnim promatranjem. Na grafu može se očitati da su odnosi magnituda bolji od predhodnog grafa,

međutim, odstupanja ipak ima. Za precizniji rezultat trebalo je usprediti s malo više meteora.

3.2.3. Zaključak

Graf 3. dao je na naslutiti da postoji ograničenje softwera skypatrol za vrlo sjajne meteore; ta

granica određena je iz grafa i ona iznosi otprilike 0 magnitude.

Graf 4. napravljen je da se ustanovi veza izmedju vizualnih magnituda i onih koje se dobiju

obradom snimaka s Meteodera. On govori da Meteoder nema problema sa sjajnim meteorima, ali

također veza nije savršena: točke ne leže na pravcu. To je vjerojatno zbog fotometrije koja bi trebala

biti bolja.

Graf 5. (odnos magnitude obrađene u SkyPatrolu i vizualne magnitude) nije napravljen zbog

premalog broja meteora.

19

3.3. Radio promatranja

Yagi antena Yagi antena prijemnik

Način detekcije meteora

Radio promatranja vrše se po principu u kojem signal, koji se odašilje s neke udaljene radio

stanice, odbija se od meteora koji u tom trenutku prolazi te dolazi na naš prijemnik. Kao što je

prikazano na slici, odašiljač radio stanice mora biti na dovoljno velikoj udaljenosti da se osjeti

zakrivljenost Zemlje. Softveri koji smo koristili za ova promatranja bili su IC-PCR 1000 i CoolEdit

2000.

Za uspostavljanje ovog prijemnika, trebali smo podignuti Yagi antenu, te zatim naći

frekvencije dalekih radio prijemnika te antenu usmjeriti prema njima. Napravili smo i popis radio

stanica prema kojima bi mogli okretati antenu.

20

3.3.1. Rezultati

Na svim testiranim radio stanicama pozadinski šum bio je prejak i nije se mogao detektirati

niti jedan meteor. Razlozi tome su prekid rada radio stanica noću, nedovoljno dobra antena, ometanja

drugih, bližih signala i antene radioamaterskog društva 200 metara udaljene od naše antene.

IC-PCR 1000 – služi za određivanje i pronalazak radio frekvencija

Primjer kako bi trebao izgledati signal meteora u programu CoolEdit 2000

21

3.4. VLF i ELF metode promatranja

elektrometar osciloskop

Elektrometar (kugla) s pratećim komponentama (sljedilo signala, filter, osciloskop ili računalo

s DAQ karticom) mjere razliku potencijala između zemlje ispod kugle i izolirane kugle postavljene na

otprilike 4 metra visine. Kugla na sebe prima naboj iz okolice (atmosfere) i zbog toga je razlika

potencijala promjenljiva tj. nije uvijek ista. Kada napravimo FFT (fast fourier transform) prikupljenog

signala na računalu tada na grafu vidimo zastupljenost pojedinih frekvencija u signalu. Što je veći pik

na nekoj frekvenciji to je zatupljenost te frekvencije veća. Na ovaj način mogu se promatrati prirodni

fenomeni kao što su Schumannove rezonancije jer se one vide kao pikovi FFT grafa na 7.8, 14.3, 20.8,

27.3... Hz. Za detekciju SR potrebna je osjetljiva oprema, stoga ih mi tražimo da ustanovimo koliko

nam je dobar eksperimentalni postav (elektrometar). Cijeli eksperiment napravljen je u potrazi za

pikom na FFT grafu koji će se pojaviti istodobno ili gotovo istodobno s pojavom iznimno sjajnog

meteora, jer se sumnja da neki meteori imaju do sada neobjašnjenu sposobnost emitiranja

elektromagnetskih valova ekstremno niskih frekvencija. Naš cilj bio je potvrditi postojanje takvih

elektromagnetskih valova uzrokovanih pojavom meteora u atmosferi.

Kao i ELF, osnovni princip promatranja VLF elektromagnetskog područja je isti: treba imati

antenu (za skupljanje podataka), prijemnik (za prepoznavanje), te računalo ili zvučnik (za slušanje ili

promatranje uhvaćenih signala). Antena je samo jedna duga izolirana bakrena žica koja vodi do

prijemnika, prijemnik je VLF receiver (prijemnik) kućne izrade, a za promatranje se koristi računalo,

signal se uvodi na audio ulaz (IN) računala i snima se u bilo kojem programu za snimanje zvuka

(CoolEdit). Reproducirana snimka (signal) otkriva prisutnost sferika odnosno “otiska” gromova u VLF

spektru. Ovaj dio elektromagnetskog spektra promatramo zbog sumnje da se i u njemu mogu naći

povećanja nekih frekvencija pri prolasku iznimno sjajnih meteora.

22

4. Ostvareni rezultati

Vizualno:

Izračunate su ZHR vrijednosti Perzeida za svaku promatračku večer. Dobivena je krivulja

ZHR-a i krivulja sjaja svih meteora obrađenih vizualnim putem. Podaci su poslani i u međunarodnu

mrežu za obradu meteora na stranicu www.imo.net. ZHR je dobro izračunat. Za promatranja treba još

više izvježbati oko kako bi se ustanovila preciznija vrjednost magnitude meteora što će pripomoći za

uspredbu s video snimanjem. Što se tiče aktivnosti roja Perzreida, primjetio sam da se ZHR svake

godine za vrijeme maksimuma smanjuje, što znači da se meteorsko vlakno Perzeida razrijeđuje, a do

povećanja aktivnosti treba pričekati da matični komet (Swift/Tuttle) ponovo prođe blizu Sunca i

Zemlje kako bi obnovio roj čestica novim materijelom.

Video:

Uspostavljen rad dvije kamere. Snimljene kvalitetne slike meteora te preklapanjem

napravljena slika radijanta Perzeida. Za ubuduće, treba bolje uskladiti radove kamere i softvera kako

bi se preciznije moglo uspoređivati podatke.

Radio:

Ove godine ovom metodom nismo dobili nikakve rezultate, no za sljedećih VSA pokušat

ćemo usavršiti metodu. Postavit ćemo novu antenu te pronaći idealnu radio stanicu čiji bi odašiljač

odašiljao signal bez dodatnih šumova i komplikacija.

ELF i VLF:

Također, ovim metodama nismo ostvarili željene rezultate pa ih sljedećih godina treba

poboljšati.

Popis opreme:

Kamera: ExView 1004X CCD: 1/3“ SONY EXview HAD CCD Rezolucija (u pikselima): 510(H) x 492(V) Osjetljivost: 0,003 lx Tip: monokromatska f: 4 mm F: 1,2 mm Leća: 64° x 48° Napon: DC 12 V Radna temperatura: -10 ºC do +40 ºC Veličina: 32(W) x 27,2(H) x 32(L) mm Masa: 30 g

23

Kamera: BrandWatec WAT-902H CCD: 1/2“ Rezolucija (u pikselima): 768(H) x 494(V) Osjetljivost: 0.002 lx Tip: monokromatska Leća: 160° x 140° Auto IrisAuto Iris Lens / AI Lens MountCS Napon: DC 12 V Radna temperatura: -10 ºC do +40 ºC Veličina: 35.5(W) x 36(H) x 58(L) mm Masa: 90g

Softveri:

• Metoder – služi za obradu snimljenih meteora, obrađuje sjajnije meteore (0,5 do –3 mag) • SkyPatrol – program koji obrađuje snimljene meteore, obrađuje meteore oko nulte mag. • Iris – program za rađenje fotometrije • Origin – služi za izradu grafova i tablica • Mathematica – namijenjen za izračunavanje težih matematičkih operacija • CoolEdit 2000 – za snimanje i obradu zvuka • IC-PCR 1000 – za određivanje i pronalazak radio frekvencija

Yagi antena Prijemnik za antenu (ICOM; IC-PCR 1000) Elektrometar – antena koja prima radio valove od 3-300 HZ (ELF) Osciloskop – elektronički uređaj koji stvara dvodimenzionalni graf jedne ili više električkih potencijalnih razlika. VLF prijemnik kućne izrade

24

5. Literatura

Nikola Biliškov, Priručnik za vizualno promatranje meteora

Vladis Vujnović, Astronomija 1, Školska knjiga, Zagreb, 1994.

Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, Element, Zagreb, 1997.

www.nineplanets.org

25

6. Biografija

Zovem se Lovro Pavletić i učenik sam 2. razreda Gimnazije Andrije Mohorovičića Rijeka.

Rođen sam 7. veljače 1992. godine u Rijeci gdje i živim. Astronomijom se bavim već dulje vrijeme, a

član sam Akademskog astronomskog društva – Rijeka od svoje 11. godine. Do sada sam sudjelovao na

natjecanju iz astronomije dva puta (2005. i 2006.), a od astronomskih zbivanja izdvojit ću još i

učestalo sudjelovanje na Messierovom maratonu.