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, 195^o na wschód od Słońca (czyli 165^o na zachód). Wschodzi krótko po zachodzie Słońca i jest widoczne przez całą noc. Powodem, dla którego Antyhelion nie jest, jak wskazywałaby nazwa, położony dokładnie (180^o) 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 3 —4. 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 2^o.

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 1988 —2000. Według nich data maksimum roju zmienia się w zakresie λ = 32°0 —32°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 = 289^o, δ = +43^o 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 (λ_o=211^o). 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.

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

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

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 T_eff=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 t_n to okres czasu, w którym panowała widoczność graniczna lm_n, a sum_n 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 t_n 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 (T_eff=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,
LM_sr 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:

n_s - 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.