Вариации пространственной плотности и особенности функции светимости метеорного потока Леонид по наблюдениям 2000 г.

Автор: Бабина Юлия, общеобразовательная
школа I – III ступени № 30, 11-г класс,
действительный член МАН Крыма «Искатель»

Научный руководитель: Кичижиева Марина Валерьевна

г. Симферополь

Метеорный поток Леонид связан с кометой Свифта-Туттля, имеющей период обращения 33 года. При каждом возвращении кометы к Солнцу Земля пересекает плотную часть роя, дающую самые богатые дожди нашего времени.

Значительные по силе возвращения наблюдались в 1799 и 1833 гг. (ZHR>100000) [1]. В 1866 часовые числа были значительно ниже – 7200, а в 1899 и 1933 гг. активность не превысила 100 метеоров в час [2]. Это дало повод многим исследователям утверждать, что плотная часть роя Леонид вследствие планетных возмущений отошла от земной орбиты и метеорные дожди вряд ли повторятся в будущем. Однако в ночь с 16 на 17 ноября 1966 г. в Америке наблюдался чрезвычайно интенсивный дождь Леонид, возможно, самый сильный, за все время проведения научных наблюдений метеоров. В период максимума (около получаса) численность метеоров достигала 40 в секунду, что соответствует часовому числу 150000! [3]

В нынешнем возвращении перигелий был пройден в 1998г. и в 1997г. часовое число превысило 70. Наблюдения 1998г. показали, что активность потока продолжала возрастать (ZHR=360) и при этом поток отличался крайне низким значением показателя функции светимости: наблюдалось большое количество ярких метеоров [4].

Прохождение Землей главной части плотного сгущения роя Леонид ожидалось в 1999 г. И действительно, поток был достаточно интенсивным (ZHR>4000), а общая продолжительность дождя составила 4 часа [5]. Однако ничего подобного дождю 1966г. отмечено не было.

Наблюдения 2000 г. продолжили серию комплексных исследований Леонид, начатую Симферопольским обществом любителей астрономии 1998-1999 годах.

Как и ранее основной акцент был сделан на определении функции светимости и плотности потока метеороидов. Естественно, что эти задачи могут быть решены только с применением контурных наблюдений. Кроме классической программы с применением кругов, проектируемых в зенит, диапазон исследуемых звездных величин был расширен с помощью телескопических наблюдений и наблюдений у горизонта с помощью специальных рамок.

Одной их интереснейших задач, которую можно решать c помощью контурных наблюдений является изучение поведения показателя функции светимости k и исследование отклонения закона распределения метеоров по блеску от показательного. Наблюдения показывают, что логарифм числа метеоров до данной звездной величины m приблизительно линейно возрастает с ростом m. Тогда тангенс угла наклона этой функции светимости к оси абсцисс дает lg k, который, таким образом, оказывается независящим от звездной величины и распределение N(m) будет определяться формулой [6]:

(1)

Однако никакие законы не обязывают меняться эту величину строго по показательному закону. Он является лишь удобной формой аппроксимации и не более того. Постоянство k в диапазоне обычных визуальных метеоров (0^m-4^m) – факт, экспериментально проверенный многолетними наблюдениями, подтвержденный большим статистическим материалом. Однако поведение функции светимости за пределами этого интервала неизвестно. А между тем из общих соображений ясно, что k не может оставаться постоянной на большом интервале звездных величин, потому что в этом случае пространственная плотность роя оказывается бесконечной. Для ликвидации этой расходимости следует предположить, что k уменьшается с ростом звездной величины. Это равносильно утверждению, что в рое существует предельно малая масса; частицы с массой, меньше предельной, либо вовсе отсутствуют, либо доля их пренебрежимо мала. На видимой картине активности потока это сказывается следующим образом: существует предельная звездная величина m_пр, и метеоров с m>m_пр просто не будет.

Чтобы рассмотреть поведение k в области слабых метеоров, нами были проведены наблюдения телескопические наблюдения с использованием бинокуляров ТЗК. Подобные наблюдения позволяют получить распределение метеоров в диапазоне +4^m - +9^m, что вместе с обычными контурными наблюдениями позволяет охватить 10 звездных величин.

Однако поведение функции светимости в области ярких метеоров остается при этом по-прежнему неизвестным. Задача осложняется еще и тем, что плотность потока таких метеоров очень мала, и набрать необходимую статистику практически невозможно. Выход, тем не менее, есть. Он состоит в проведении наблюдений возле самого горизонта. С одной стороны метеоры, наблюдаемые здесь очень далеки и, следовательно, являются очень яркими, а с другой – площадь метеорного слоя атмосферы при том же угле поля зрения в десятки раз больше, чем в области зенита, так что даже при небольшой плотности потока можно зарегистрировать число метеоров, достаточное для статистической обработки.

Для проведения таких наблюдений были изготовлены специальные рамки, которые должны выделять определенную область у горизонта, через которую и проводится счет метеоров. Нижняя граница рамки устанавливалась на зенитное расстояние 85⁰, верхняя – 70⁰. Протяженность рамки по азимуту – 60⁰. Наблюдатель располагается сидя на стуле на расстоянии 2 м. от рамки. Наблюдения по всем программам проводились группой из 2-3 наблюдателей и секретаря.

Вычисления показали, что средняя по площади рамки поправка для приведения звездной величины к зенитной составляет 5^m. Диапазон видимых звездных величин остается тем же самым, что и в зените – (-3^m – +4^m) и ему соответствует диапазон зенитных звездных величин – (-8^m – -1^m). Таким образом, обработка данных, полученных по всем трем программам, позволит получить функцию светимости в диапазоне абсолютных звездных величин

-8^m – +9^m.

Проведение контурных наблюдений дает возможность, используя методы теории вероятности, получить полное (наиболее вероятное) число метеоров, появившихся на строго ограниченной области неба, учитывая, таким образом, даже те метеоры, которые не видел ни один из наблюдателей [7].

Полное число метеоров служит основанием для вычисления плотности потока метеоров , где N(m) – полное число метеоров до данной звездной величины, S – площадь, на которой регистрируются метеоры, T – время наблюдений, a – угол между нормалью к площади регистрации и направлением полета метеороидов. При известной геоцентрической скорости можно найти пространственную плотность роя: .

Наблюдательный материал был получен в течение одной ночи 17-18 ноября 2000 г. Наблюдения проводились на базе Крымской астрофизической обсерватории. Наблюдения продолжались с 0^h05^m до 5^h40^m LT. Полученные распределения по звездным величинам были подвергнуты анализу.

Приняв высоту точек появления метеоров потока Леонид h=120 км, мы вычислили площадь, на которой регистрировались метеоры, с учетом кривизны Земли, так как при наблюдениях у горизонта кривизной Земли пренебрегать нельзя:

Рамки	261000 км^2
Круги	14400 км^2

Полное число метеоров определялось по методу Зоткина [7]. Благодаря большой статистике удалось проследить динамику потока за время наблюдений. Весь временной интервал был разбит на отдельные периоды, продолжительностью по 1 часу, которые обрабатывались независимо, что позволило изучить динамику пространственной плотности и показателя функции светимости. Полученные результаты приведены на рис. 1 и 2.

Создается впечатление, что наши наблюдения велись в промежуток между двумя максимумами. Это предположение подтвердилось, когда стали известны данные IMO по результатам глобального анализа Леонид (рис. 7). Структура потока оказалась довольно сложной: поперечное сечение роя показывает наличие трех максимумов. Первый максимум произошел 17 ноября в 8-07 UT (долгота Солнца 235.28, ZHR=130), второй 18 ноября3-24 UT (долгота Солнца 236.09, ZHR=290) и третий – основной 18 ноября 7-12 UT (долгота Солнца 236.25, ZHR=480) [8].

Максимальное значение пространственной плотности составило около 70 частиц на 10⁹ км³ для метеоров до 4^m (третий максимум), тогда как в 1999 г. она превысила 600 частиц. Для второго максимума, по нашим данным, пространственная плотность составила 42 частицы на 10⁹ км³. Динамика значений k приведена на рис. 3. В отличие от максимума 1999 г. во время которого k не показывал никакого регулярного хода, здесь имеется совершенно четкая зависимость от долготы Солнца. В моменты максимумов k повышается, что говорит об увеличении доли мелких частиц в рое.

Массив данных, полученный в течение всей ночи, был использован для построения сводной функции светимости Леонид, содержащей данные о метеорах от -8^m до +4^m. Распределение для телеметеоров (на диапазоне +4^m – +9^m) получить не удалось из-за малой статистики и функция светимости в этой области была построена небольшой экстраполяцией (рис. 4).

Как и в 1999 г. (см. рис. 5) функция светимости оказалась существенно нелинейной. Ее аппроксимация полиномом второй степени дает уравнение . Степень нелинейности функции в 2000 г., характеризуемая коэффициентном при m², меньше, чем в 1999 г.: 0.011 против 0.016.

Функция светимости выходит на насыщение около 9^m,6, что говорит о том, что метеоров слабее 9^m,6 в потоке просто нет. По всей видимости, они выброшены из него давлением света, так как из-за большой геоцентрической скорости метеороидов потока Леонид частицам, порождающим метеоры около 10^m, следует приписать массу порядка 10^-5 г, а для таких частиц световое давление Солнца на среднем расстоянии Земли от него (~ 1 а.е) уже становится заметным. Отсутствие частиц, соответствующих метеорам слабее 10^m в рое Леонид подтверждается и наблюдениями 1999 г. по которым этот эффект и был впервые обнаружен.

Несмотря на внешнее сходство графиков на рис. 4 и 5, различия значений показателя функции светимости и его изменения со звездной величиной все же существенные, что легко видеть на рис. 6. Обе функции светимости были аппроксимированы полиномом второй степени и, таким образом, появилась возможность, вычислив производную, получить значения k для каждой звездной величины. Из рис. 6 следует, что в 2000 г. показатель k менялся значительно сильнее, чем в 1999 г. что указывает на большую долю крупных частиц в том месте роя, которое Земля пересекала в 1999 г.

Ожидания звездного дождя снова не оправдались. Активность Леонид в 2000 г. значительно уступала 1999 г. И, хотя существуют прогнозы высокой активности в 2001-2002 г., но анализ исторических данных показывает, что на таком большом расстоянии от кометы (более 1000 дней) дожди никогда в прошлом не наблюдались. В любом случае до 2002-2003 гг. Леониды будут приковывать к себе внимание наблюдателей всего мира, и мы также намерены продолжать комплексные исследования Леонид.

Литература.

1. Мейер К. Мірозданіе. СПб, 1900.

2. Ловелл К. Метеорная астрономия. Пер. с английского. М.,1985

3. Бабаджанов П. Б. Метеоры и их наблюдения. М., «Наука», 1987., 171 стр.

4. Rainer Arlt and Peter Brown. Bulletin 14 of the International Leonid Watch: Visual Results and Modelling of the 1998 Leonids. WGN, the Journal of IMO 27:6 (December 1999), pp. 267-285.

5. Rainer Arlt, Luis Bellot Rubio, Peter Brown, and Marc Gyssens. Bulletin 15 of the International Leonid Watch: First Global Analysis of the 1999 Leonid Storm. WGN, the Journal of IMO 27:6 (December 1999), pp. 286-295

6. Левин Б. Ю. Физическая теория метеоров и метеорное вещество в солнечной системе. М., Изд-во академии наук, 1956, 290 стр.

7. Чигорин А. Н., Цветков В. И.. Определение плотности метеорного потока d-Акварид в 1962 г. Бюлл. ВАГО, декабрь, 1964 г., стр. 28-34.

8. Rainer Arlt and Marc Gyssens Bulletin 16 of the International Leonid Watch: Results of the 2000 Leonid Meteor Shower, WGN, the Journal of IMO 28:6 (December 2000), pp. 191-204.

Рис. 1. Пространственная плотность для обычных (до 4^m) метеоров.

Рис. 2. Пространственная плотность для ярких метеоров по наблюдениям у горизонта.

Рис. 3. Изменение показателя функции светимости в зависимости от долготы Солнца.

Рис. 4 Функция светимости Леонид в 2000 г.

Рис. 5. Функция светимости Леонид в 1999 г.

Рис. 6. Показатели функции светимости в зависимости от звездной величины в
1999 и 2000 годах.

Рис. 7. Результаты глобального анализа Леонид в 2000 г. по данным IMO.