Zeta Cassiopeidy (IAU 444 ZCS) - nowy lipcowy rój meteorów

W dniu 31 grudnia 2012 roku na łamach czasopisma WGN ukazała się publikacja opisująca współodkrycie przez nas nowego roju Zeta Cassiopeidów. Rój ten aktywny jest około 15 lipca każdego roku a jego aktywność jest dość dobrze zauważalna. Obserwowane Zeta Cassiopeidy wykazują duże podobieństwo do Perseidów tym niemniej szczegółowa analiza radiantu wykazała pewne różnice w położeniu radiantu i w prędkości geocentrycznej. Niniejszy tekst jest polską wersją publikacji przesłanej przez nas do WGN i opublikowanej w ostatnim numerze. W tekst wplecione zostały pewne wyjaśnienia pozwalające zrozumieć tekst mniej zaawansowanym miłośnikom astronomii. Wspomnieć warto że równocześnie i niezależnie od nas pracowali nad nowym rojem koledzy z Chorwacji. Grupa pod wodzą Damira Segona opublikowała swoją pracę równocześnie z nami. Tak oto staliśmy się wszyscy współodkrywcami nowej atrakcji letniego nieba. Zapraszam do lektury

Rys.1 Składanka meteorów zarejestrowanych na kamerze PAVO1 podczas maksimum Zeta Cassiopeidów w roku 2005.

1. Wstęp

Pierwsza połowa lipca jest okresem raczej umiarkowanej aktywności meteorowoej. Uwaga obserwatorów skupiona jest na kilu małych, niezbyt efektownych strumieniach. Po 7 lipca na letnim niebie pojawia się rój Pegazydów nazywany według obecnej nomenklatury Pegazydami Lipcowymi (June Pegasids, JPE). Strumień wykazuje maksimum około 10 lipca (Ueda, 2012). Pegazydy są meteorami bardzo szybkimi, średnia prędkość dla tych meteorów to około 68 km/s, aktywność jest niestety bardzo niska. Innym równie słabym rojem jest strumień c-Andromedydów (CAN) odkyry dość niedawno dzięki analizom danych video (Molau, Rendtel, 2009), z radiantem w miejscu o współrzędnych alfa = 30, delta = +48. Maksimym c-Andromedydów występuje 2 dni po maksimum JPE, 12 lipca. Z kierunku ekliptycznego pojawiają się dobrze znane obserwatorom roje o nieco większej aktywności. Alfa Capricornidy obserwowane są od 5 lipca, Południowe Delta Akwarydy (SDA) od 12 lipca. Oba te roje wykazują maksimum aktywności około 30 lipca. W drugiej połowie lipca pojawia ją się pierwsze meteory z roju Perseidów, według kalendarza IMO aktywność tego roju rozpoczyna się 17 lipca, według analiz wizualnych rój ten osiąga aktywność ZHR~10 pod koniec miesiąca.
Lipcowe roje meteorów były wielokrotnie i intensywnie obserwowane przez członków PKiM z racji tego że w okresie tym odbywały się liczne obozy Pracowni Komet i Meteorów, począwszy od roku 1996. Do roku 2002 prowadzono obserwacje wizualne, później w związku z dostępnością nowych rozwiązań techniczych rozpoczęto obserwacje fotograficzne, radiowe a w szczególności na masową skalę obserwacje video (Wisniewski et al. 2003). Po roku 2004 obserwacje te skoordynowano w ramach nowo powstałej Polskiej Sieci Bolidowej (Polish Fireball Network, PFN) (Olech et al.,2006)

2. Wybuch aktywności 14/15 07 2005

Jeden ze wspomnianych obozów Pracowni Komet i Meteorów odbywał się w Ostrowiku, w stacji obserwacyjnej OAUW w dniach od 1 do 15 lipca 2005 roku. Zgromadzeni tam obserwatorzy wykonywali w przeważającej części obserwacje wizualne, przeprowadzono też eksperyment porównujący precyzję obserwacji teleskopowych z obserwacjami video na tym samym polu widzenia (Poleski, Szaruga, 2006). Na miejscu działały też zestawy fotograficzne oraz CCTV. Na potrzeby eksperymentu teleskopowego przeznaczono dwie kamery z obiektywami Canon FD 1.4/50mm. Pozostałe dwie kamery uzbrojone zostały w obiektywy szerokokątne Ernitec 1.2/4mm. W skład zestawów fotograficznych wchodziły nowo zakupione Canony 300D z obiektywami Zenitar 2.8/16 oraz z obiektywami kitowymi 18-55mm.
Ostatnia noc obozu (14/15 lipca) dla obserwatorów wizualnych zakończyła się nieco wcześniej. Większość z nich z samego rana miała wyjechać do domu stąd też nocne obserwacje skrócono. W raportach wizualnych znalazła się jednak nadzwyczajna ilość jasnych zjawisk lub wręcz bolidów. W raportach wizualnych można było zauważyć że zjawiska te nie pojawiały się w sposób przypadkowy lecz najprawdopodobniej wybiegały ze wspólnego radiantu a domniemany rój wykazywał aktywność przekraczającą ZHR 4 w drugiej połowie nocy. Dłużej od obserwatorów wizualnych pracowały stacje fotograficzne i CCTV (te ostatnie potrafią pracować do około godziny po zakończeniu obserwacji wizualnych przy lm=5.0). Na zdjęciach z Canonów 300d odnaleziono kilka zjawisk w tym dwa efektowne o jasnościach -2m i -4m. Oba te zjawiska były bardzo do siebie podobne. W połowie trajektorii meteor gwałtownie jaśniał przyjmując na zdjęciu charakterystyczny kształt strzały.
Największe wrażenie zrobiły dane uzyskane przez kamery video sieci PFN. Po pierwsze ilość zjawisk zarejestrowanych tej nocy znacząco przekraczała ilości rejestrowane podczas nocy poprzednich. Po drugie szybki przegląd kolejnych obrazków z meteorami pokazał wprost że większość z nich wybiega na niebie z jednego punktu zaś aktywność wyraźnie przekracza zazwyczaj spotykaną w połowie lipca. Najjaśniejsze bolidowe zjawisko zarejestrowano już na jasnym niebie i miało ono jasność około -6 magnitudo. Bolid ten pojawił się 15 lipca 2005 o godzinie 01:11UT i zarejestrowany został bazowo przez stacje PFN03 Złotokłos i PFN01 Ostrowik. Po przeniesieniu danych do programu Radiant okazało się że dla większości zjawisk istnieje wspólny radiant położony gdzieś na pograniczu gwiazdozbiorów Kasjopei, Andromedy i Pegaza. Na 3 kamerach pracujących tej nocy w Ostrowiku odnaleziono łącznie około 20 zjawisk pasujących do tego radiantu. W ramach sieci PFN pracowały tej nocy 3 stacje bolidowe. Zawężając okres czasu do samego maksimum odnotowano odpowiednio: 15 meteorów z radiantu dla stacji PFN01 Ostrowik w ciągu ostatnich 2 godzin obserwacji, dla stacji PFN05 5 meteorów w ciągu ostatnich 54 minut. Porównując te liczby dla tych samych kamer i tych samych warunków w odniesieniu do znanej aktywności roju Perseidów można było oszacować ZHR na około 10-15. Po zebraniu danych z całej sieci PFN i ponownej analizie uzyskano wyraźny obraz radiantu w miejscu o współrzędnych alfa = 6 delta = +51 stopni. Prędkość geocentryczna wyniosła 57km/s. Radiant ten znajdował się 5 stopni na zachód od spodziewanego radiantu wczesnych Perseidów rozpoczynających aktywność w tym samym okresie czasu.
Dla danych zebranych w nocy z 14 na 15 lipca 2005 roku udało się odnaleźć kilka zjawisk bazowych. Trajektorie i orbity wyznaczone zostały między innymi dla sfotografowanych zjawisk o jasnościach -2m i -4m, dla bolida -6m jak i kilku słabszych meteorów. Geometria przecięć przy tych zjawiskach niestety nie była optymalna stąd też parametry orbitalne przedstawione w tabeli poniżej traktować należy z pewną rezerwą. Mimo możliwych błędów wyznaczone parametry wydają sie być dość podobne do siebie.

Tab.1 Parametry fizyczne i orbitalne meteorów dla których wyznaczono orbity na podstawie danych PFN z 14/15 lipca 2005 roku.

Rys.2 Radiant Zeta Cassiopeidów uzyskany na podstawie danych CCTV dla nocy z 14 na 15 lipca 2005 roku. Analiza wykonana programem RADIANT

Radiant wyznaczony na podstawie danych z 2005 roku znajduje się w pobliżu gwiazdy Zeta Cassiopeiae. Według nomenklatury IMO strumień ten powinien być nazwany Zeta Cassiopeidami. Zbyt mała ilość orbit i duże podobieństwo do zwykłych wczesnych Perseidów rozpoczynających swoją aktywność w tym samym czasie i miejscu spowodowały że przez kolejne kilka lat nie byliśmy pewni z czym tak naprawdę mamy do czynienia. Tego rodzaju zwiększona aktywność Perseidów czy też aktywność nowego roju nie była nigdy wcześniej obserwowana mimo faktu że obozy PKiM organizowano wyłącznie w miesiącach letnich. Przeanalizowaliśmy między innymi wizualną bazę PKiM zawierającą meteory szkicowane przez obserwatorów w latach 1996-2007. Dane dla okresu od 10 do 20 lipca dostępne były dla lat 1996-1999, 2001-2002 oraz 2004-2005. Nie stwierdzono żadnej nadzwyczajnej aktywności w tym okresie czasu.
W ostatnich latach dostępne stały się bazy orbitalne pochodzące z wielkich sieci bolidowych opartych o techikę video. Przyniosło to zupełnie nową jakość i umożliło powrót do tematu

3. Analiza bazy danych video IMO

Baza danych video IMO (dawniej znana jako baza AKM) to niewątpliwie najpotężniejszy zbiór danych dotyczących meteorów niebazowych. Celem działania sieci jest zbieranie danych dotyczących pojedynczych zjawisk w celu późniejszych statystycznych analiz pozwalających na odnajdywanie nowych radiantów, badanie aktywności i uściślanie parametrów dla dobrze znanych rojów. Sieć taka nie bada trajektorii i orbit co z jednej strony zmniejsza trochę atrakcyjność zbieranych danych, z drugiej jednak bardzo upraszcza działanie (nie ma wymogów co do kierunków widzenia kamer i rozmieszczenia stacji). Sieci tego typu są wyjątkowo efektywne. W chwili pisania artykułu baza IMO zawierała ponad milion meteorów zebranych przez kamery na całym świecie. Dane tego typu mogą być analizowane programami RADIANT oraz RadFind. Pierwszy z nich to program dość stary, pracujący w trybie MS-DOS. Używany przez niemal 20 lat stał się pewnym standardem i po dziś dzień świetnie sprawdza się przy poszukiwaniach nowych rojów. Program ten generuje specjalne mapy z określonym prawdopodobieństwem istnienia radiantu. Drugi z programów – RadFind to program nowszy ale paradoksalnie jeszcze bardziej surowy. Również działający w dosowym oknie, obsługiwany z linii komend i wypluwający pliki może odstraszyć przeciętnego użytkownika komputera jednakże jest to w istocie program bardzo efektywny dający łatwe w interpretacji, jednoznaczne rezultaty w postaci listy wykrytych radiantów wraz z ich aktywnością. Najogólniej mówiąc oba programy przedłużają zarejestrowane meteory wstecz szukając wzajemnego przecięcia tych przedłużeń oraz uwzględniając dodatkowe czynniki takie jak możliwe położenie radiantu dla danej prędkości kątowej
W pierwszej kolejności dane IMO trafiły do programu Radiant. W przeciwieństwie do bazy PFN dane IMO dla roku 2005 i 2006 były bardzo skąpe i nie pozwalały na dobre określenie pozycj radiantu. Od roku 2007 rój jest jednak doskonale widoczny. Na rysunku 3 przedstawiono mapy uzyskane dla lat 2007 – 2011 dla poszczególnych dni miesiąca w domniemanym okresie aktywności. Pierwsze Zeta Cassiopeidy pojawiają się około 12 lipca (pojawia się zwarta punktowa struktura radiantu na obrazku). Pomiędzy 14 a 16 lipca radiant ten jest najsilniejszy w badanym rejonie nieba przyćmiewając wszelkie inne struktury na mapie powstające wskutek aktywności meteorów sporadycznych. Położenie radiantu doskonale zgadza się z pozycją wyznaczoną dla danych z obserwowanego w 2005 roku wybuchu aktywności. Podobnie jak wówczas radiant odległy jest o 5 stopni od spodziewanego położenia radiantu wczesnych Perseidów. Po 17 lipca radiant wygasa. Dla lat 2007 i 2008 znika on całkowicie a w rejonie nie widać żadnej aktywności, w roku 2010 widać rozmyte struktury, w latach 2009 i 2011 aktywność Zeta Cassiopeidów i wczesnych Perseidów najprawdopodobniej zazębia się. Po 20 lipca na mapie pojawia się radiant wczesnych Perseidów, w miejscu w którym należało się go spodziewać.

Rys.3 Aktywność radiantu Zeta Cassiopeidów dla domniemanego okresu aktywności w latach 2007-2011. POWIĘKSZ

Użycie programu RadFind pozwoliło uzyskać rezultaty bardziej wymierne, liczbowe. W tym wypadku program wykrył aktywność z dwóch radiantów jednocześnie w tym samym czasie. Od długości ekliptycznej 109 stopni (odpowiada to dacie około 10-11 lipca) aktywne są jednocześnie zarówno Zeta Cassiopeidy jak i Perseidy z radiantu znajdującego się tuż obok. Radiant ZCS znalazł się przy tym dokładnie w znalezionym wcześniej miejscu. RadFind jest w stanie w sposób dość jednoznaczny wyznaczać prędkość geocentryczną meteorów. Dla Zeta Cassiopeidów wyniosła ona 57.5km/s. Jest to wartość delikatnie mniejsza niż w przypadku roju Perseidów.

Rys.4 Dryft radiantu Zeta Cassiopeidów i wczesnych Perseidów. Czarne punkty to współrzędne radiantu wyznaczone przez program RadFind, jasne punkty do indywidualne radianty meteorów z bazy SonotaCo.

Rys.5 Prędkości geocentryczne Zeta Cassiopeidów oraz wczesnych Perseidów wyznaczone z użyciem programu RadFind i bazy video IMO.

Rys.6 Aktywność wszystkich rojów wykrytych przez program RadFind w okresie od 1 lipca do 31 lipca dla wszystkich lat obiętych analizą. Aktywność radiantu przedstawiono jako ułamek aktywności tła sporadycznego dla danej nocy.

RadFind analizuje całościowo wszystkie dane dla danego okresu czasu. Prócz Zeta Cassiopeidów i Perseidów w wynikach znalazły się też inne roje aktywne w lipcu i dobrze znane obserwatorom. Podczas maksimum aktywności które RadFind znalazł na długości ekliptycznej Słońa 113 stopni Zeta Cassiopeidy były najsilniejszym strumieniem nocnego nieba, średnio dwukrotnie silniejszym niż Alfa Capricornidy dla tego samego okresu czasu (rys. 6). Radiant znika dla długości ekliptycznej 117 stopni przy stopniowo rosnącej aktywności Perseidów. Osiągają one aktywność porównywalną z ZCS dopiero w 9 dni później, pod koniec lipca. Wyniki uzyskane programem RadFind a w szczególności fakt współistnienia radiantu Perseidów i radiantu ZCS oraz kształt krzywej aktywności ZCS utwierdziły nas w przekonianiu że mamy tu do czynienia z osobnym rojem meteorów, niezależnym od Perseidów , przynajmniej we współczesnej nam epoce.

4. Analiza bazy SonotaCo

Japońska baza danych SonotaCo opublikowana została stosunkowoniedawno a urosła do niezwykłych rozmiarów w zaledwie 3 lata. Za sprawne policzenie ponad 65 tysięcy orbit odpowiada pewien niezywkły Japończyk który publicznie nie zdradza swego prawdziwego imienia i nazwiska podpisując się w publikacjach tak jak powyżej. Człowiek ten jest genialnym i bardzo pomysłowym programistą. W ciągu ostatnich lat stworzył pakiet aplikacji pozwalających na analizę obrazu jak też na późniejsze szybkie wyznaczanie trajektorii oraz orbit. Dzięki temu wszystkiemu do rąk analizujących trafiła niezwykła baza zawierająca elementy orbitalne dziesiątków tysięcy orbit z ostatnich lat. Analiza takiej bazy przynosi dużo konkretniejsze rezultaty niż analiza meteorów niebazowych przedstawiona w poprzednim rozdziale.
Znając możliwe parametry radiantu i prędkość geocentryczną roju rozpoczęliśmy poszukiwania w bazie obejmującej lata 2007,2008 i 2009. Ze względu na złą pogodę jedynie w roku 2009 udało się odnaleźć meteory w interesującym nas okresie czasowym. Zastosowaliśmy kryteria wyboru: długość ekliptyczna Słońca w przedziale od 100 do 127 stopni, rektascensja radiantu od 0 do 90 stopni, deklinacja radiantu w przedziale od 40 do 70 stopni. Warunki te zostały spełnione przez 426 meteoroidów. Następnie na tak wyselekcjonowanej próbce zawierającej domniemane ZCS oraz setki innych meteorów nie pasujących do roju należało wykonać pewne operacje pozwalające na wykrycie podobieństwa orbitalnego. Podobieństwo to określane jest przy użyciu specjalnego kryterium podobieństwa które jest poprostu funkcją różnych elementów orbitalnych dla dwóch porównywanych orbit. Porównanie to daje jakąś wartość liczbową zaś twórcy różnych kryteriów podają różne wartości odcięcia dla których można uznać takie 2 orbity za wzajemnie powiązane. Kryteriów istnieje kilka, my w swojej pracy użyliśmy kryterium Drummonda. Kryterium to zostało stworzone (i odrazu zastosowane) przez Jacka Drummonda w 1981 roku. Przyjmuje się że dwie orbity są do siebie podobne dla wartości D' < 0.103.
Oczywiście jak łatwo zauważyć kryterium D' pozwala porównać tylko dwie orbity a tymczasem do wzajemnego sprawdzenia mamy tu aż 426 orbit. I tu prostego przepisu już nie było, tu potrzebna była metoda własna. W pierwszym kroku tej metody sprawdziliśmy wzajemne podobieństwo wszystkich orbit ze wszystkimi. Każda z 426 orbit została porównana ze wszystkimi pozostałymi. Dla każdej orbity powstawała lista wartości D' dla porównań z innymi orbitami o ile tylko warunek D'<0.103 był spełniony. Następnie z takiej listy obliczano średnią wartość D'. Wartość ta była bardzo mała dla orbity znajdującej się w środku strumienia innych podobnych orbit. Tym samym bez problemu udawało się znaleźć sam strumień oraz najbardziej reprezentatywną dla niego orbitę. W drugim kroku znaleziono meteory należące do roju poprzez porównanie z orbitą o najniższej średniej wartości D'.
Wynik operacji wyznaczania średniego D' zobaczyć można na rysunku 7. Punkty na wykresie reprezentują radianty indywidualnych zjawisk z bazy SonotaCo. Skala szarości określa średnią wartość D' dla danego punktu. Na wykresie bardzo wyraźnie wyróżnia się grupa niemal czarnych punktów leżących w miejscu spodziewanego radiantu ZCS. Są to właśnie orbity należące do poszukiwanego strumienia. Przesuwając się w kierunku większej rektascensji natrafiamy na lukę – ilość radiantów jest tam znacznie mniejsza. Jest to obszar nieba pomiędzy radiantami wczesnych Perseidów a radiantami ZCS. W centrum obrazka widać wyraźna aczkolwiek nieco rozproszoną grupę o umiarkowanych wartościach D' – są to orbity wczesnych Perseidów.

Rys.7 Średnie wartości D' dla meteorów wyselekcjonowanych według kryteriów opisanych w tekscie. Strumień Zeta Cassiopeidów widoczny jest po prawej stronie wykresu w postaci grupy punktów o bardzo niskich średnich wartościach D'

Tab.2 Elementy orbitalne i parametry radiantów dla meteoroidów rozpoznanych jako Zeta Cassiopeidy

W tabeli 2 znalazły się dane dotyczące meteoroidów które niewątpliwie należą do roju Zeta Cassiopeidów . Znajdziemy tam parametry radiantu jak też elementy orbitalne tych ciał.
Obecność roju wydaje się być widoczna także w bardzo prostej statystyce ilościowej. Na rysunku 8 przedstawiono ilość orbit zawartych w bazie dla różnych długości ekliptycznych Słońca odpowiadającym kolejnym nocom lipca. Widać wyraźny wzrost ogólnej aktywności dla momentu maksimum roju Zeta Cassiopeidów , spadek aktywności w okolicach długości ekliptycznej 118 stopni oraz ponowny wzrost w okresie późniejszym związany z pojawiającą się aktywnością Perseidów.

Rys.8 Ilości orbit znajdujących się w bazie SonotaCo dla poszczególnych nocy lipca

Rys.9 Rozkład wartości średniego D' dla poszczególnych nocy lipca.

Rysunek 9 przedstawia natomiast rozkład wartości średnich D' w czasie wyrażonym długością ekliptyczną Słońca. Widać wyraźnie że w okolicach długości ekliptycznej 113 stopni mamy wyraźny wzrost ilości meteoroidów należących do gęstego strumienia. W późniejszym okresie czasu meteoroidów jest więcej ale są one mniej ze sobą powiązane – są to wczesne Perseidy, jakże dalekie od głównego strumienia który każdego roku daje piękny sierpniowy spektakl.
Na podstawie danych z bazy SonotaCo określiliśmy ponownie średni radiant i prędkość geocentryczną. Po raz kolejny wartości okazały się być zgodne z tymi uzyskanymi poprzednio. Porównanie wszystkich tych wartości znaleźć można w tabeli 3.

Tab.3 Zestawienie wyników uzyskanych różnymi metodami

5. Podsumowanie

Rój Zeta Cassiopeidów odkryty został dzięki analizie danych naszej sieci PFN a następnie potwierdzony z użyciem ogromnych baz takich jak baza video IMO czy też baza orbit SonotaCo. Każda z tych baz zawierała dane innego typu i wymuszała nieco inne podejście do analizy. Wyniki uzyskane różnymi metodami i z różnych danych okazały się być konsystentne. Maksimum aktywności występuje dla długości ekliptycznej Słońca 113.1 stopnia czyli w okolicach 15 lipca. Radiant znajduje się wówczas w miejscu o współrzędnych RA: 5.9 stopnia, dec: 50.5 stopnia. Prędkość geocentryczna wynosi 57.4km/s i jest nieco mniejsza niż w przypadku roju Perseidów. Rój po raz pierwszy zaobserwowany został w roku 2005. W roku 2006 brakuje jakichkolwiek danych mogących potwierdzać jego istnienie natomiast w latach późniejszych jest on wyraźnie zauważalny każdego roku. Nie udało się znaleźć śladów istnienia tego roju w latach wcześniejszych. Analizy danych wizualnych wykonywane dla lat 1996-2000 przez Marcina Kiragę i Arkadiusza OIecha nie wykazały obecności powyżej ZHR=2 dla obserwacji z połowy lipca. Podobnie też analizy dla lat 2001-2002 wykazały nieobecność radiantu w bazie wizualnej. W chwili obecnej strumień ten wykazuje aktywność porównywalną lub większą z aktywnością Alfa Capricornidów dla tej samej długości ekliptycznej. Nowy rój powinien być objęty intensywnymi obserwacjami dla określenia wiarygodnych wartości ZHR jak też w celu uściślenia elementów orbitalncy

6. Niezależne odkrycie chorwackie

W chwili gdy przystąpiliśmy do publikacji nowego roju w czasopiśmie WGN okazało się że był to rój na tyle wyrazisty że nie umknął uwadze naszych chorwackich kolegów. Jak się okazało w podobnym czasie pracowaliśmy nad tym samym i jednocześnie zgłosiliśmy rój do IAU MDC. Wyniki uzyskane przez grupę na czele której stał Damir Segon są świetnym potwierdzeniem wyników uzyskanych przez nas (i zapewne w drugą stronę podobnie). Obie prace ukazały w WGN nr 40-6 w dniu 31 grudnia 2012 roku. Na liście IAU MDC uzyskały numer 444 i skrót ZCS (Zeta Cassiopeiids). Już dziś gorąco zachęcam wszystkich do obserwacji tego roju w połowie lipca 2013 roku.

7. Podziękowania

Pracownia Komet i Meteorów dziękuje Dyrekcji Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego za wieloletnie udostępnianie stacji obserwacyjnej w Ostrowiku na potrzeby organizowanych tam obozów PKiM. Bez dokonanych tam obserwacji w nocy z 14 na 15 lipca zapewne nie doszłoby do odkrycia nowego roju.
Dziękujemy wszystkim obserwatorom wizualnym za ciężką, wieloletnią pracę pod nocnym niebem. Obserwacje te zebrane w postaci bazy wizualnej pozwoliły na określenie aktywności roju Zeta Cassiopeidów przed rokiem 2005 jak też i w samym roku 2005 podczas maksimum.
Dziękujemy obserwatorom PFN za sumienną pracę w ciągu ostatnich 10 lat. W szczególności podziękowania należą się operatorom stacji działających w nocy z 14 na 15 lipca 2005 - Karolowi Fietkiewiczowi, Mirkowi Krasnowskiemu oraz Mariuszowi Wiśniewskiemu który jest jednocześnie współautorem tej analizy

Przemysław Żołądek
Mariusz Wiśniewski