АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 3, с. 230-235
УДК 523
ИССЛЕДОВАНИЕ МЕТЕОРНОГО ПОТОКА ОРИОНИДЫ ПО ТЕЛЕВИЗИОННЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ В 2006-2008 гг.
© 2013 г. А. П. Карташова, Г. Т. Болгова
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 12.03.2012 г.
После исправления 31.07.2012 г.
Представлены результаты наблюдений метеорного потока Ориониды в период с 2006 по 2008 гг. Наблюдения проводились на высокочувствительной камере FAVOR (FAst Variability Optical Registrator) с проницающей силой до +11.0m (по звездам) и полем зрения 18° х 20°. За период действия потока со 2 октября по 7 ноября в 2006—2008 гг. было зафиксировано 3713 метеоров. Установлено, что 449 из них принадлежат потоку Ориониды. Представлено распределение численности метеоров потока Ориониды по яркости. Оказалось, что большинство зарегистрированных метеоров (65%) данного потока имеют яркость +5.0m—h7.0m. За каждую наблюдательную ночь был вычислен Индекс метеорной активности для Орионид.
Б01: 10.7868/80320930X13030031
ВВЕДЕНИЕ
Задачей метеорных наблюдений, проводимых в Институте астрономии РАН, является изучение метеорных потоков как структурных элементов мигрирующего вещества Солнечной системы, а также получение оценок риска столкновений космических аппаратов с частицами потоков.
Метеорные потоки не являются стабильными по численности. Крупные частицы долго сохраняются на своих начальных орбитах, тогда как более мелкие быстро дрейфуют под действием негравитационных эффектов (Рябова, 1989; РкИсЬ, К1аска, 1996; Сер1есИа и др., 1998). Поэтому при исследовании стабильной части потока следует принимать во внимание только те частицы, орбиты которых длительное время принадлежат ансамблю орбит потока. Слабые метеоры (образуемые мелкими частицами) могут быть исключены из рассмотрения как образующие нестабильную фракцию. С точки зрения метеорной опасности мелкие частицы, если их кинетическая энергия недостаточна для повреждения космических аппаратов (то есть эти частицы вызывают только эрозию их поверхности), также могут не приниматься во внимание.
ГОСТ 25645.128-85 - "Вещество метеорное" (ГОСТ, 1985) указывает на предел масс метеорных частиц, опасных для космических аппаратов, в 10-6 г. Если полагать для оценки, что метеоры с яркостью +1т вызываются частицами с массой около 1 г, то метеоры с массой 10-6 г должны проявляться как метеоры примерно +7.5т (Астапо-вич, 1958). На сегодняшний день определение массы метеоров как из телевизионных, так и из
других типов наблюдений, является довольно сложной задачей. Это обусловлено недостаточным знанием физических свойств метеорных частиц, а также некоторых констант, необходимых для интерпретации взаимодействия метеорных частиц с атмосферой Земли. При оценке масс этих частиц используются модели, основанные на ряде предположений. Такие оценки вполне могут отличаться на порядок величин. Исходя из этих оценок, мы считаем достаточным проводить наблюдения метеоров с яркостью не слабее +8m.
Для получения статистической достоверности проводимых исследований крайне интересно изучать обильные метеорные потоки, поскольку массив из большого числа наблюдаемых метеоров может позволить выявить главные характеристики потока, а также особенности потока.
Для наших исследований из большого массива метеорных регистраций, полученных с камерой FAVOR (с проницающей силой по метеорам до +8.5m) (Багров и др., 2003), были подвергнуты анализу метеоры, зафиксированные в период действия потока Ориониды.
Ориониды (ORI) — это сильный метеорный поток. Период действия данного потока со 2 октября по 7 ноября, максимум активности приходится на 21 октября (Lunsford, 2009). Радиант потока в период максимума активности расположен в области а = 95° и 8 = +16°. Суточный дрейф радианта составляет: Да = +1.2°, Д8 = +0.1°. Скорость входа метеоров данного потока в атмосферу Земли около 66 км/с. Родительским телом метеорного потока Орионид является комета Галлея (1P/Halley).
Рис. 1. Пример кадра, полученного на камере FAVOR, с метеором +8m. В правом нижнем углу показана увеличенная область с метеором.
Рис. 2. Пример кадра, полученного на камере FAVOR, с метеором +4m.
НАБЛЮДЕНИЯ
В 2006—2009 гг. для наблюдений метеоров использовалась телевизионная камера FAVOR (Багров и др., 2003), которая была установлена на Северном Кавказе. Основными элементами установки являются: светосильный линзовый объектив с апертурой 150 мм и фокусным расстоянием 180 мм (светосила 1 : 1.2), усилитель яркости, объектив переброса и ПЗС-приемник фирмы "Видеоскан" VS-CTT285 2001. В нем использована 2/3-дюймовая ПЗС-матрица фирмы "Sony" ICX285, имеющая формат 1380 х 1024 пикселя. Приемник работает при максимальной кадровой частоте 7.5 Гц. Поле зрения камеры 18° х 20°, предельная звездная величина до +11.5m (по звездам). Информация поступает в виде кадров в формате *.fits. Примеры таких кадров с метеорами приведены на рис. 1 и 2. Камера не была направлена в радиант потока Ориониды и область наблюдения изменялась в течение ночи, так как одновременно решались другие наблюдательные задачи.
В процессе наблюдений нами использовалась автоматическая выборка метеоров ярче +8.5m.
За три года наблюдений в период действия потока Ориониды было зафиксировано 3713 метеоров.
Отождествление метеоров с потоками (в нашем случае — поток Ориониды) проводилось следующим образом (Леонов, 2010). Вычислялось расстояние от большого круга с метеорным треком до радианта потока, далее накладывалось условие, что данное расстояние не должно превышать 2°. Для "длинных" метеоров применялось дополнительное условие: элонгация метеора не должна быть меньше его длины. В пределах поля зрения камеры угловая скорость метеоров потока не должна отличаться более чем на 10%.
Таким образом, было выявлено 449 метеоров, принадлежащих потоку Ориониды.
Из таблицы и рис. 3 видно, что численность Орионид в 2006 году сильно отличается от их численности в 2007 и 2008 годах, это связано со всплеском активности Орионид в этом году. Наблюдения потока Ориониды проводились и другими авторами, которые также наблюдали повышенную активность в 2006 г. (Johannink, Miskotte, 2006; Rendtel, 2007; 2008). Возможно, данный всплеск активности свидетельствует о резонансной структуре данного потока (Sato, Watanabe, 2007; Emel'yanenko, 2001; Rendtel, 2007).
Данные наблюдений в период действия Орионид в 2006—2008 гг.
Период наблюдений, год Продолжительность наблюдений (в период с 1 октября по 7 ноября), час Общее количество метеоров (в период с 1 октября по 7 ноября) Количество метеоров Орионид Доля числа Орионид от общего числа метеоров, %
2006 102.8 1131 194 17
2007 131.7 810 83 10
2008 204.2 1772 172 10
80 70
rn
або
о р
Й 50
о
о (U
S
ч о
а
-•-2006 г.
-о-2007 г.
2008 г.
35
и 30
о
а
g 25
н о
Я 20
40 30 20 10
0
185 190 195 200 205 210 215 220 225 230 Солнечная долгота (2000.0)
Рис. 3. Распределение количества метеоров потока Ориониды в 2006-2008 гг.
В 2009 г. телевизионные (Molau, Kac, 2009) и радарные (Kero и др., 2011) наблюдения Орионид также показали всплеск активности, что подтверждает неоднородность потока и результаты моделирования (Sato, Watanabe, 2007).
Все наблюдения, сделанные нами и другими наблюдателями, должны быть использованы для дальнейшего изучения свойств данного потока по всей его орбите.
РАСПРЕДЕЛЕНИЯ МЕТЕОРОВ ПО ЯРКОСТИ
Звездная величина оценивалась в максимуме яркости метеорного трека путем визуального сравнения с яркостью звезд вблизи этого трека. Ошибка такой оценки, как правило, составляет ±0.5m, но может достигать ±1.0m.
На рис. 4 представлено распределение по яркости числа метеоров потока Ориониды за 3 года наблюдений. Основную часть потока составляют метеорные частицы со звездной величиной от +5.0m до +7.0m.
Полученный характер спада количества слабых метеоров в районе +8.0m на рис. 4 может не соответствовать действительному распределению частиц по яркости в данной области. Для метеоров с яркостью менее +8.0m полученное распределение может быть искажено селекционным эффектом, который обусловлен влиянием ошибок наблюдательной аппаратуры и использованного метода определения яркости метеора.
ИНДЕКС МЕТЕОРНОЙ АКТИВНОСТИ
Для определения темпа поступления метеорных частиц на Землю мы использовали индекс метеорной активности (Багров и др., 2007). В предложенном методе каждый метеор рассматри-
о
В
о (U
S
ч о
а
1 2 3 4 5 6 7 Звездная величина метеора
Рис. 4. Распределение по яркости количества метеоров потока Ориониды в 2006-2008 гг.
вается как элемент некоторого потока, в котором частицы имеют равномерную пространственную плотность, который действует в течение одной наблюдательной ночи. Поэтому каждый зарегистрированный метеор является индикатором существования потока с радиантом, совпадающим с радиантом этого метеора. Спорадические метеоры, которые случайным образом распределены по времени и направлению полета, используя данный подход, можно отнести к реально существующим потокам, но с низкой плотностью.
Таким образом, Индекс Метеорной Активности (ИМА) — полный приток метеорных частиц с яркостью до +8т (в нашем случае) на Землю в час рассчитывается по следующей формуле (Багров и др., 2007; Кай^Ис^а, 2011):
N ® = ^ nkilQi,
(1)
где:
индекс "i" относится к величине, рассчитываемой для каждого метеора;
k¡ = 1/T¡ — коэффициент эффективности наблюдений (коэффициент перехода к часовому периоду наблюдений);
T¡ — полное время наблюдения (час); R® — радиус Земли;
Qi — эффективное сечение потока метеорных частиц из радианта связано с наблюдаемой площадкой как:
Qt = sin ВД*, (2)
где — угол, равный элонгации метеора (расстоянию от радианта до точки начала метеора);
S* — пространственная площадь площадки, в которой происходит наблюдение метеоров:
S* = Fihfsin2ai/cos2 Z¡,
8
ИМА/103
(частиц на Землю в час)
140 г
80
с
о
н в
ти100
У
а
«
о
н а
В 60
$ 40
е
э
И20
lili
1
ИМА/10-10 (частиц на 1 м2 в час) 35
30 25 20 15 10 5
■ I
189 191 198 199 201 205 207 209 210 211 215 Солнечная долгота (2000.0)
Рис. 5. Индекс метеорной активности Орионид в 2006
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.