Meteoroidy wpadając w naszą atmosferę zaczynają świecić już na wysokości 100-110 km nad powierzchnią Ziemi. Ogromna większość z nich przestaje istnieć pod dotarciu na wysokość 80 km. Te liczby nakładają
bardzo konkretne ograniczenia na długość trasy zjawiska, dodając jeszcze jedno, bardzo łatwe do uwzględnienia kryterium, które możemy zapisać następująco:
Jeśli radiant roju znajduje się wyżej niż 30o nad horyzontem to odległość początku trasy zjawiska od tego radiantu powinna być co najmniej dwa razy większa niż długość trasy samego meteoru |
Oczywiście kryterium tego nie stosujemy dla meteorów bardzo jasnych i bolidów. One zwykle docierają do niższych warstw atmosfery, znajdujących się na wysokości 40-60 km nad powierzchnią Ziemi i w związku z tym ich trasy mogą być wyraźnie dłuższe.
Meteoroidy podróżujące w przestrzeni kosmicznej w okolicy ziemskiej orbity, mają jedną i konkretną prędkość wynoszącą 42 km/s. Ziemia pędzi z prędkością 30 km/s. Jeśli więc oba ciała lecą na swoje spotkanie,prędkość meteoroidu w atmosferze wyniesie 72 km/s. Gdy Ziemia doganiameteoroid jego prędkość wyniesie tylko 12 km/s. Wiedząc, że zjawiska te obserwujemy z odległości około 100 km, możemy łatwo przeliczyć te wielkości na kątowe prędkości zjawisk na niebie. Te najwolniejsze przebywają więc odległość jednego lub kilku stopni łuku na sekundę, natomiast najszybsze ponad 25 stopni na sekundę. O ile jednak prędkość wejścia w atmosferę wyrażona np. w kilometrach na sekundę (będziemy ją oznaczać V∞) jest taka sama dla wszystkich meteoroidów z jednego roju, to prędkości kątowe na niebie mogą się znacznie od siebie różnić. Spowodowane jest to tym, że na skutek zjawiska perspektywy, meteory leżące blisko radiantu wydają nam się wolniejsze niż te znajdujące się daleko od niego. Dodatkowo na prędkość kątową ma też wpływ wysokość zjawiska nad horyzontem. Podsumowując, prędkość kątową wyrażoną w stopniach na sekundę możemy obliczyć ze wzoru:
ω[o/sek] =0.573• V∞•sin hb•sin De |
gdzie hb to wysokość nad horyzontem początku zjawiska, a De to odległość końca trasy meteoru od radiantu. Posłużymy się tym przykładem do obliczenia prędkości meteorów z roju Perseidów, dla których V∞=59 km/s. Załóżmy, że wysokość radiantu wynosi 10o, a odległość radiant-koniec trasy zjawiska także 10o. Ponieważ radiant roju znajduje się bardzo nisko nad horyzontem, a meteor bardzo blisko niego, wysokość początku jego trasy musi także być bliska 10 stopni. W tym przypadku kątowa prędkość zjawiska wyniesie tylko 1o/sek. To bardzo mało! Popatrzmy jednak na realność naszych warunków. Rój nadaje się do analizy, gdy jego radiant ma wysokość nad horyzontem powyżej 20o, w związku z tym już jedno z naszych założeń jest nieprawdziwe. Dodatkowo zjawisko, którego koniec znajduje się około 10o od centrum radiantu leży prawie w radiancie, więc jest prawie meteorem stacjonarnym, dla którego nie można określić prędkości. Czyli i drugie nasze założenie było błędne. Rozsądnymi wartościami co do minimalnej prędkości Perseidów są więc
hb=De=25o, a to po podstawieniu do wzoru daje 6o/sek. Maksymalną prędkość otrzymamy dla sin hb = sin De = 1 i wyniesie ona ω33o/sek. Zauważmy jednak ponownie, że aby warunki te zostały spełnione, to początek zjawiska powinien znajdować się w zenicie, a jego radiant leżeć prawie na horyzoncie. Coś takiego się jednak nie zdarza. Maksymalna wysokość radiantu Perseidów w Polsce to około 60o. Dla takiej wysokości może się już zdarzyć, że De=90o więc maksymalna możliwa prędkość Perseid to około 30o/sek. Biorąc jednak pod uwagę, że większość meteorów obserwować będziemy w odległości 20-60o od radiantu ich prędkość będzie wynosić około kilkunastu stopni na sekundę.
Można w tym momencie zapytać, jak używana przez nas skala od 0 do 5 ma się do prędkości kątowych. Otóż skala ta zakłada krok 5o na sekundę, tak więc meteory o prędkości 1 będą miały prędkości kątowe z przedziału 1-5o/sek, meteory o prędkości 2 z przedziału 6-10o/sek, o prędkości 3 z przedziału 11-15o/sek, o prędkości 4 z przedziału 16-20o/sek i o prędkości 5 prędkości kątowe 21o/sek lub większe. Jeśli używać będziemy skali od 0 do 6, wtedy meteory o prędkości 5 odpowiadać będą przedziałowi prędkości kątowych 21-25o/sek, a meteory opisane przez nas liczbą 6 będą poruszały się z prędkością kątową 26o/sek lub większą.
Obserwatorzy mający większe zaufanie do swoich możliwości obserwacyjnych mogą używać połówkowej skali prędkości. Wtedy krok wynosi 2.5o/sek. Dodatkowo aby skala pokrywała się z skalą całkowitą nie należy używać ocen 0.5 i 5.5. Tak więc meteory o prędkościach kątowych z przedziału 0.5-3o/sek oznaczymy 1, meteory o prędkościach 3.5-6o/sek oznaczymy 1.5 i tak dalej aż do meteorów o prędkościach większych od 27o/sek, które oznaczymy cyfrą 6. Dokładny opis skali połówkowej znajduje się w Tabeli 3.
| Prędkość | Prędkość kątowa | Prędkość | Prędkość kątowa | Prędkość | Prędkość kątowa | Prędkość | Prędkość kątowa |
| 0 | 0o /sek | 2 | 6,5-9o/sek | 3.5 | 15.5-18o/sek | 5 | 24.5-27o/sek |
| 1 | 0,5-3o/sek | 2.5 | 9,5-12o/sek | 4 | 18.5-21o/sek | 6 | >27o/sek |
| 1.5 | 3,5-6o/sek | 3 | 12,5-15o/sek | 4.5 | 21.5-24o/sek | - | - |
Musimy także pamiętać, że i przy ocenie prędkości obserwator może popełniać błędy. Tak więc meteor, który w rzeczywistości poruszał się z prędkością na przykład 17o/sek i który powinien być oznaczony cyfrą 3 w naszej skali całkowitej, może być przez obserwatora uznany za 2 lub 4. Zakładamy więc możliwość błędu o jeden stopnień w naszej pięcio lub sześciostopniowej skali. Możemy to omówić szerzej na przykładzie roju Bootydów Czerwcowych (JBO). Dla meteorów tego roju mamy V∞=14 km/s, więc ich prędkość kątowa powinna zwierać się od 0 do 8o/sek (dla uzyskania maksymalnej prędkości kątowej zakładamy sin hb = sin De = 1), są więc zjawiskami głównie bardzo wolnymi i wolnymi (prędkość 1 lub 2 w skali całkowitej). Biorąc jednak pod uwagę fakt, że oceniając prędkości zjawisk w skali od 0 do 5 też popełniamy błędy, część zjawisk wybiegających z radiantu Bootydów może mieć w naszych raportach prędkość 3 i zgodnie z naszą umową zaliczymy je do tego roju, a nie do zjawisk sporadycznych.
Na tym kończą się kryteria, dzięki którym możemy określić przynależność zaobserwowanych przez nas meteorów. Jestem przekonany, że przy pierwszym czytaniu brzmią one skomplikowanie i wydają się bardzo trudne. Proszę się jednak nie zniechęcać. Naszym następnym krokiem będzie zastosowanie ich do fikcyjnej obserwacji przeprowadzonej w nocy z 9 na 10 grudnia 2001 roku, z której wstępny raport zaprezentowaliśmy na Rys. 1, a zaobserwowane meteory zostały naszkicowane na mapie przedstawionej na Rys. 2. Po dokładnym przeanalizowaniu tych kilkunastu zjawisk będzie nam na pewno dużo łatwiej poradzić sobie z prawdziwą
obserwacją. Jeszcze raz jednak zaznaczam, że wszystkie opisane powyżej kryteria po pierwszym czytaniu mogą wydawać się niezmiernie trudne, w rzeczywistości jednak wcale takie nie są. Postarajcie się bardzo uważnie przebrnąć przez opisane w następnym rozdziale przykłady, a potem ponownie przeczytajcie ten poradnik, a wszystko wyda Wam się o wiele łatwiejsze niż na początku.