1.2.1. Классификация метеорных потоков, характеристики метеорных потоков.

Помимо радианта метеорные потоки обладают рядом иных, идентифицирующих их характеристик. Прежде всего – это название потока. Существует три типа имен метеорных потоков:

1) По названию созвездия, в котором расположен радиант потока во время максимума. Например, Лириды (радиант в созвездии Лиры) или Персеиды (радиант в созвездии Персея). Такие наименования характерны для «больших» потоков, которые наиболее известны и отличаются достаточно высоким уровнем активности.

2) По названию звезды созвездия, к которой ближе всего расположен радиант во время максимума. Дело в том, что в одном и том же созвездии может находиться несколько радиантов различных потоков, поэтому им всем нельзя присвоить одно и то же имя по названию созвездия. Здесь на помощь приходят отдельные звезды данного созвездия.

Примеры таких названий – альфа-Моноцеротиды (радиант в созвездии Единорога, ближе к звезде Альфа) или эпсилон-Геминиды (радиант в созвездии Близнецов около звезды Эпсилон). Такой тип названий обычно дается малым потокам, показывающим невысокую активность, хотя есть и исключения, например, эта-Аквариды или Южные дельта-Аквариды.

Третий тип имен – по имени родительского объекта данного потока. Этот тип имен введен в классификацию недавно, когда появились расчетные прогнозы по множеству ранее не наблюдавшихся потоков. Пример – Финлейиды (по имени кометы 15P Finlay). Следует отметить, что исторически такой тип имен тоже использовался, но в паре с иными типами наименований, например – Андромедиды, они же Биелиды (по имени кометы 3D Biela), или Дракониды, они же Джакобиниды (комета 21Р Giacobini-Zinner).

Второй важнейший показатель – ZHR (Zenithal Hourly Rate, зенитное часовое число). Это показатель активности потока – сколько принадлежащих ему метеоров сможет в среднем увидеть наблюдатель в стандартных условиях – если видны звезды до 6.5 звездной величины, отсутствуют любые помехи, загораживающие часть поля зрения наблюдателя (например, облака, дома или деревья) и радиант потока находится в зените. Зная реальные наблюдательные условия, ZHR определяется по формуле 3:

Ф ормула 3

В ней N – количество метеоров, замеченных наблюдателем за период времени Teff

Teff – эффективное время наблюдений, измеряемое в часах. В этот период включается только то время, когда взор наблюдателя был обращен на небо. Периоды облачности или перерывов, связанных с необходимостью фиксации данных по замеченным метеорам или с иными причинами, следует вычитать из общего наблюдательного периода для получения эффективного времени.

F – безразмерная характеристика наличия помех в поле зрения наблюдателя в течение эффективного времени наблюдений. Находится как 1/f, где f – средняя доля доступного для наблюдений неба. К примеру, если в течение эффективного времени в среднем половина неба была закрыта облаками, то f=0,5, а F, соответственно, 2. Т.е. при приведении к ZHR полученных при 50-процентной доступности неба результатов, предполагается, что при прочих равных условиях, в случае чистого неба наблюдатель заметил бы в 2 раза больше метеоров, чем он заметил фактически.

r – популяционный индекс – среднее отношение количества метеоров данного потока с блеском m+1 к количеству метеоров этого потока с блеском m. Популяционный индекс показывает, во сколько раз растет число метеоров потока на небе при возрастании их яркости на 1 звездную величину. К примеру, при популяционном индексе равном 3 метеоров 1 величины в 3 раза больше, чем метеоров 0 величины, метеоров 2 величины в 3 раза больше, чем метеоров 1 величины и т.д. Популяционный индекс является характеристикой средней яркости метеоров потока, чем он выше, тем больше доля слабых метеоров. На практике значения индекса обычно меняются в пределах от 2 до 3. Популяционный индекс также является безразмерной величиной.

lm (от limiting magnitude – предельная звездная величина) – характеристика «качества» неба, или проницаемости. Показывает, до какой яркости видны звезды в околозенитной области неба наблюдателем со средним зрением. Измеряется в звездных величинах.

Существует два основных метода определения ZHR. Первый – прямой. Наблюдателю необходимо определить, какие звезды он видит около зенита «на пределе», т.е. уже не видел бы, если их яркость чуть-чуть уменьшить.

Затем, после наблюдений, можно посмотреть яркость этих звезд по звездному каталогу и, таким образом, узнать предельную звездную величину. Этот метод достаточно прост, однако его точность не очень велика, поскольку он основан на использовании одной или двух-трех опорных звезд. Опорные звезды – это известные яркие объекты, для которых известна их звездная величина.

Этот метод позволяет определять lm в лучшем случае с точностью до десятых звездной величины (чего, впрочем, вполне достаточно для целей наблюдательной отчетности).

В связи с недостаточной точностью первого метода разработан второй метод, рекомендуемый ИМО, основанный на подсчете количества звезд в некоторой области неба. Чем больше звезд может заметить наблюдатель, тем выше lm. Этот метод гораздо более точен и обычно позволяет определять lm с точностью до сотых долей звездной величины.

h – средняя высота радианта потока во время наблюдений. Рекомендуется определять ZHR только для тех потоков, высота радианта которых была не менее 20 градусов во время наблюдений, а лучше – не менее 30 градусов. Низкое положение радианта над горизонтом ведет к повышению значения 1/sin (h), что снижает надежность и достоверность получаемых значений ZHR.

Чем выше коэффициент, на который необходимо умножить N при подсчете ZHR, тем менее надежны получаемые значения ZHR, т.е. шире доверительный интервал вокруг получаемых значений. Если значение коэффициента превышает 5-7 (например, вследствие облачности, низкой проницаемости или невысокого положения радианта), то получаемые значения ZHR оказываются очень ненадежными и их следует отбросить при наличии результатов с более удачными условиями наблюдений, в более ясные ночи и т.п.

Следующий показатель – это период активности потока. Дается он для потоков с ежегодным действием в виде даты начала и окончания активности. Следует отметить, что эти даты весьма условны, поскольку не существует какой-либо резкой временной границы, до которой поток неактивен, а после – становится активным. К примеру, «официальным» началом активности потока Персеиды считается 17 июля (по данным ИМО – Международной метеорной организации), однако фактически метеоры потока регистрируются наблюдателями, начиная уже с 10 июля. Вполне логичным в этой ситуации выглядит используемое ИМО правило, согласно которому поток считается активным, если он показывает ZHR>=2 – при такой активности поток уже начинает более или менее уверенно фиксироваться с помощью визуальных наблюдений.

Еще пара связанных показателей – время максимума потока и его солнечная долгота. Время максимума – момент или период времени, когда поток показывает максимальную активность. Время максимума определяется на основе солнечной долготы максимума, задающей точку земной орбиты, при прохождении которой нашей планетой поток достигает максимума. Солнечная долгота измеряется в градусах, отсчитывается от точки весеннего равноденствия и как характеристика времени максимума более удобна, потому что она не подвержена ежегодным сдвигам примерно на четверть суток, как это происходит с самим временем максимума из-за того, что продолжительность года в днях не равна целому числу. Поэтому ИМО помимо более привычного времени максимума приводит также и его солнечную долготу в своих рабочих списках метеорных потоков.

Скорость вхождения метеоров в земную атмосферу – следующий показатель. Она может варьироваться в определенных пределах. Нижним теоретическим пределом является вторая космическая скорость Земли, равная 11,2 км/с. Если метеор движется по « догоняющей» Землю траектории, а его скорость относительно Земли изначально стремится к нулю, то в земную атмосферу он войдет со скоростью, стремящейся сверху к 11,2 км/с. Верхним пределом скорости относительно Земли для объектов Солнечной системы являются 72 км/с. Такая скорость будет у метеорной частицы, летящей точно навстречу Земле по орбите, близкой к параболической.

Если скорость метеора окажется выше 72 км/с, это будет означать, что породившая его частица двигалась вокруг Солнца по незамкнутой гиперболической орбите, т.е. она не принадлежит Солнечной системе, а является частицей межзвездной пыли, случайно залетевшей в Солнечную систему. Регистрация таких частиц является важной научной задачей, способной помочь изучению свойств межзвездного вещества, однако, несмотря на многократные попытки, случаев надежной регистрации метеоров с гиперболическими скоростями пока не было.

Яркость метеоров потока – зависит от скорости вхождения метеоров потока в земную атмосферу и от типичной величины частиц потока. Некоторые потоки отличаются яркостью метеоров (например, Геминиды или Персеиды), а другие дают в основном слабые метеоры (например, Урсиды). Кроме того, средняя яркость метеоров потока может меняться в течение периода его действия, а для потока Тауриды характерны появления в отдельные годы «болидной» активности, когда поток начинает давать большое количество ярких метеоров и болидов (болид – это очень яркий метеор, условная граница принадлежности метеоров к болидам проходит от –3 звездной величины и ярче).

Цвет метеоров – считается второстепенной характеристикой. Видимо потому, что регулярные видеонаблюдения метеорной активности ведутся с помощью черно-белых аналоговых видеокамер. Однако определенную информацию цвет метеоров тоже может давать. Например, о составе вещества породивших их частиц.

Помимо метеоров, рождаемых частицами, входящими в тот или иной поток, в небе появляются также спорадические метеоры, для которых не удалось установить их принадлежность к тому или иному потоку. Рождающие их частицы либо изначально не являлись частью каких-либо потоков (поскольку Солнечная система – это весьма «запыленное» место), либо сперва они принадлежали какому-то потоку, однако в результате сильных возмущений их орбита изменилась настолько, что идентифицировать их происхождение не представляется возможным.

Таких метеоров на небе можно увидеть в среднем от 3 до 15 в час в зависимости от условий и местного времени наблюдения (до или после полуночи). Подробная классификация метеорных потоков приведена в Приложении 2.