PayPal-donate (Wiki).png
O ile nie zaznaczono inaczej, prawa autorskie zamieszczonych materiałów należą do Jana Woreczko & Wadi.

(Unless otherwise stated, the copyright of the materials included belong to Jan Woreczko & Wadi.)

Bolidy (typy)

Z Wiki.Meteoritica.pl

(Różnice między wersjami)
(→Linki zewnętrzne)
(→Jasności bolidów)
 
(Nie pokazano 55 wersji pomiędzy niniejszymi.)
Linia 1: Linia 1:
-
__NOTOC__
+
{{VerifyLevel |level=0}}
-
... strona w budowie
+
{{TOC My}}
 +
== Meteoroid ==
-
Z charakteru dynamiki utraty masy i prędkości bolidu można wnioskować o typie ciała go wywołującego.
+
'''Meteoroid''' (''meteoroide'') – małe skaliste, lodowo-śniegowe i/lub żelazne ciało poruszające się po okołosłonecznej orbicie; wg definicji IAU (Międzynarodowa Unia Astronomiczna) są to obiekty mniejsze od asteroid ale większe od atomu; praktycznie ich wielkość mieści się w zakresie od 0,01 mm (mniejsze to pył międzyplanetarny, ''interplanetary dust'') do kilkudziesięciu, kilkuset metrów. Większość meteoroidów powstała w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, tj. ok. 4,5 mld lat temu. Najwięcej z nich pozostało w obszarze pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. pasie asteroid/planetoid oraz w pasie Oorta i Kuipera. W przypadku kolizji meteoroidu z Ziemią ich średnia prędkość wejścia w atmosferę to ok. 20 km/s (nie mniej niż 11,19 km/s = 40284 km/h – druga prędkość kosmiczna i nie więcej niż 72,8 km/s, która jest złożeniem parabolicznej prędkości ucieczki i prędkości Ziemi na orbicie. Zakładając, że wszystkie meteoroidy pochodzą z Układu Słonecznego!).
-
=== Typy – klasyfikacja meteoroidów ===
+
Gdy taki meteoroid wpada w ziemską atmosferę wywołuje zjawisko '''meteoru'''. Bardzo jasne meteory to '''bolidy'''. Obserwując bolid (charakter dynamiki utraty masy, jego fragmentację i wejściową orbitę) można sporo powiedzieć o typie ciała, które to zjawisko wywołało.
-
Przegladając [[Meteoryty/Klasyfikacja|statystyki spadków i znalezisk]], można dojść do wniosku, że meteoroidy które dostają się w pole oddziaływania Ziemi, są skalisto/krzemianowymi obiektami, a od czasu do czasu trafiają się wśrod nich obiekty żelazno-kamienne czy żelazne. Ale tak nie jest. Obserwacje meteorów i bolidów wskazują jednoznacznie, że wśród meteoroidów dominują ciała o pochodzeniu kometarnym składające się z lodu i 'śniegu'.
+
<br clear="all"/>
-
 
+
-
Analiza zarejestrowanych widm bolidów i modele teoretyczne wskazują, że większość ciał wpadających w atmosferę i dających zjawisko meteoru/bolidu to węgliste ciała przypominające meteoryty typu CI i lodowo-śnieżne bryły o małej gęstości i spójności (statystyka ta opiera się na obiektach od 0,1 do 1&nbsp;metra); źródło: Ceplecha (1994).
+
-
 
+
-
:{| class="wikitable" style="font-size:85%"
+
-
! typ !! gęstość pozorna <br>(''bulk&nbsp;density''), <br>ρ&nbsp;[g/cm<sup>3</sup>] !! współczynnik ablacji, <br>σ&nbsp;[s<sup>2</sup>/km<sup>2</sup>] !! budowa !! częstość występowania !! parametry orbit
+
-
|-
+
-
| '''I''' || 3,7 || 0,017 || '''kamienny (''stony'')''' || 29% || rowspan="3" | półosie ''a''&nbsp;≈&nbsp;2,3–2,7, <br>duże mimośrody&nbsp;''e''&nbsp;≈&nbsp;0,6–0,8, <br>niewielkie nachylenie do ekliptyki&nbsp;''i''&nbsp;≈&nbsp;4–6°
+
-
|-
+
-
| '''II''' || 1,9–2,1 || 0,041 || '''węglisty (''carbonaceous'')''' || 33%
+
-
|-
+
-
| '''IIIA''' || 0,6–0,9 || 0,10 || '''kometarny, lekki, luźny, lodowo-śniegowy (''cometary'')''' || 29%
+
-
|-
+
-
| '''IIIB''' || 0,2–0,34 || 0,21 || '''kometarny, bardzo luźny, śniegowy (''soft cometary'')''' || 9% || półosie ''a''&nbsp;~3,0, duże mimośrody&nbsp;''e''&nbsp;~0,7, większe nachylenie do ekliptyki&nbsp;''i''&nbsp;~13°
+
-
|-
+
-
|}
+
-
 
+
-
Wyróżnia się jeszcze rzadkie podtypy i obiekty, które są w modelach opisywane innymi wartościami parametrów nie 'pasującymi' do tych głównych<ref>przykład bolidu wywołanego meteoroidem żelaznym znajduje się w publikacji Ceplecha (1966)</ref>. Są to obiekty nie tylko o znacząco mniejszych lub większych wartościach współczynnika ablacji, ale również o orbitach niemal parabolicznych (''e''~0,99) lub dużych nachyleniach do ekliptyki.
+
-
 
+
-
Mała liczba zarejestrowanych zjawisk bardzo jasnych bolidów nie pozwala na precyzyjne ilościowe oszacowania, ale można na podstawie dostępnych danych zauważyć pewne trendy. I tak w przedziale wielkości meteoroidu od 0,1 do 1&nbsp;metra dominują typy II i III, od 1 do 10&nbsp;metrów praktycznie dominują typy IIIB. W miarę wzrostu wielkości meteoroidu maleje udział typów I i IIIA, liczba obiektów typu II ma maksimum przy wielkości 1&nbsp;m (procentowo rozkłada się to następująco:
+
-
* dla wielkości 0,1&nbsp;m, I – kilkanaście procent, II – ~30%, IIIA – ~35%, IIIB – ~20%;
+
-
* dla wielkości 1&nbsp;m, I – ~10%, II – ~50%, IIIA – ~15%, IIIB – ~25%
+
-
* i dla wielkości 10&nbsp;m, I – ~2%, II – ~30%, IIIA – ~=10%, IIIB – >60%).
+
=== Wielkość/masa meteoroidu ''vs'' typ ===
=== Wielkość/masa meteoroidu ''vs'' typ ===
-
Masa wybranych obiektów o zadanej wielkości:
+
Przybliżone masy wybranych obiektów o zadanej wielkości:
-
:{| class="wikitable" style="font-size:85%"
+
:{| {{Table data}}
! ''vs'' !! colspan="4" | masa obiektu  
! ''vs'' !! colspan="4" | masa obiektu  
|-
|-
Linia 45: Linia 24:
| 1 m || 4,08 ton || 1,78 ton || 1,05 ton || 520 kg  
| 1 m || 4,08 ton || 1,78 ton || 1,05 ton || 520 kg  
|-
|-
-
| 100 m || 4,1 milionów ton || 1,8 milinów ton || milion ton || 520 tys. ton  
+
| 10 m || 4080 ton || 1780 ton || 1050 ton || 520 ton  
|-
|-
-
| 1 km || 4,08×10<sup>12</sup> kg || 1,78×10<sup>12</sup> kg || 1,05×10<sup>12</sup> kg || 5,2×10<sup>11</sup> kg
+
| 100 m || 4,1 milionów ton || 1,8 milionów ton || milion ton || 520 tys. ton
 +
|-
 +
| 1 km || 4,08×10<sup>12</sup> kg || 1,78×10<sup>12</sup> kg || 1,05×10<sup>12</sup> kg || 5,2×10<sup>11</sup> kg<ref>objętość wody zawartej w&nbsp;jeziorze Śniardwy odpowiada kuli o&nbsp;średnicy 1080&nbsp;m; taka ilość wody wpada do Bałtyku u&nbsp;ujścia Wisły w&nbsp;przeciągu 18,5&nbsp;minut</ref>
|-
|-
|}
|}
-
Rozmiar wybranych obiektów o zadanej masie:
+
Przybliżone rozmiary wybranych obiektów o zadanej masie:
-
:{| class="wikitable" style="font-size:85%"
+
:{| {{Table data}}
! ''vs'' !! colspan="4" | średnica  
! ''vs'' !! colspan="4" | średnica  
|-
|-
Linia 60: Linia 41:
|-
|-
| 1 g || 6,2 mm || 8,2 mm || 9,8 mm || 12,4 mm  
| 1 g || 6,2 mm || 8,2 mm || 9,8 mm || 12,4 mm  
 +
|-
 +
| 100 g || 2,9 cm || 3,8 cm || 4,6 cm || 5,8 cm
|-
|-
| 1 kg || 6,2 cm || 8,2 cm || 9,8 cm || 12,4 cm
| 1 kg || 6,2 cm || 8,2 cm || 9,8 cm || 12,4 cm
|-
|-
| 100 kg || 29 cm || 38 cm || 46 cm || 58 cm
| 100 kg || 29 cm || 38 cm || 46 cm || 58 cm
 +
|-
 +
| 1 tona || 62 cm || 82 cm || 98 cm || 124 cm
|-
|-
| 100 ton || 2,9 m || 3,8 m || 4,6 m || 5,8 m
| 100 ton || 2,9 m || 3,8 m || 4,6 m || 5,8 m
|-
|-
-
| 10<sup>9</sup> kg (milion ton) || 62 m || 82 m || 98 m || 124 m
+
| 10<sup>9</sup> kg (milion ton)<ref>roczna produkcja stali w&nbsp;Polsce w&nbsp;2015 roku wyniosła 9,11&nbsp;miliona ton, odpowiada to stalowej kuli o&nbsp;średnicy 130,6&nbsp;m; odpowiada to ½&nbsp;objętości [http://pl.wikipedia.org/wiki/Piramida_Cheopsa piramidy Cheopsa]; taka ilość stali wystarczyłaby na wzniesienie 700 wysokościowców podobnych do wieżowca [http://pl.wikipedia.org/wiki/Warsaw_Spire Warsaw Spire]</ref> || 62 m || 82 m || 98 m || 124 m
|-
|-
-
| 10<sup>15</sup> kg || 6,2 km || 8,2 km || 9,8 km || 12,4 km
+
| 10<sup>12</sup> kg (miliard ton)<ref>roczna produkcja stali na świecie jest rzędu 1,62&nbsp;miliarda ton (dane z&nbsp;2015 roku; Wikipedia), odpowiada to stalowej kuli o&nbsp;średnicy 734&nbsp;m; jest to równoważne objętości 80&nbsp;piramid Cheopsa; wysokość najwyższego budynku świata [http://pl.wikipedia.org/wiki/Burdż_Chalifa Burdż Chalifa w&nbsp;Dubaju] wynosi 828&nbsp;m</ref> || 620 m || 820 m || 980 m || 1,24 km
 +
|-
 +
| 10<sup>15</sup> kg || 6,2 km || 8,2 km || 9,8 km || 12,4&nbsp;km
|-
|-
|}
|}
Dla obliczeń przyjęto średnie gęstości meteorytów:
Dla obliczeń przyjęto średnie gęstości meteorytów:
-
* żelazne (''iron'') - 7,8 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość meteorytów żelaznych - stopu Fe-Ni
+
* żelazne (''iron'') – 7,8 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość meteorytów żelaznych – stopu Fe-Ni
-
* kamienne (''stony'') - 3,4 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość (''bulk density''<ref>w mineralogii gęstość minerałów/skał nie jest ściśle zdefiniowana i zależy od ich składu, porowatości i defektów struktury. Stąd do ich opisu stosuje się dwie miary gęstości: gęstość bezwzględną (g/cm<sup>3</sup>) – stosunek masy do objętości i gęstość pozorną (G/cm<sup>3</sup>) – stosunek masy do objętości wraz ze znajdującymi się w próbce porami (pustkami) (=gęstość usypowa, ''bulk density''). Różnica pomiędzy gęstością bezwzględną a pozorną jest miarą porowatości (''porosity'') materiału</ref>) chondrytów zwyczajnych typu H i L
+
* kamienne (''stony'') – 3,4 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość (''bulk density''<ref name="bulk density">w mineralogii gęstość minerałów/skał nie jest ściśle zdefiniowana i&nbsp;zależy od ich składu, porowatości i&nbsp;defektów struktury. Stąd do ich opisu stosuje się dwie miary gęstości: '''gęstość bezwzględną''' (g/cm<sup>3</sup>) – stosunek masy do objętości i&nbsp;'''gęstość pozorną''' (G/cm<sup>3</sup>) – stosunek masy do objętości wraz ze znajdującymi się w&nbsp;próbce porami (pustkami) (=gęstość usypowa, ''bulk density''). Różnica pomiędzy gęstością bezwzględną a&nbsp;pozorną jest miarą '''porowatości''' (''porosity'') materiału</ref>) chondrytów zwyczajnych typu H i&nbsp;L
-
* węgliste (''carbonaceous'') - 2,0 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość (''bulk density'') chondrytów węglistych typu CI
+
* węgliste (''carbonaceous'') – 2,0 g/cm<sup>3</sup>, średnia gęstość (''bulk density'') chondrytów węglistych typu CI
-
* kometarne (''cometary'') - 1,0 g/cm<sup>3</sup>, gęstość lodu
+
* kometarne (''cometary'') – 1,0 g/cm<sup>3</sup>, gęstość lodu
 +
 
 +
<br clear="all"/>
 +
 
 +
== Bolid ==
 +
=== Typy bolidów – klasyfikacja meteoroidów ===
 +
 
 +
Kiedy przeglądamy [[Meteoryty/Klasyfikacja|statystyki spadków i znalezisk]], możemy dojść do wniosku, że meteoroidy, które wchodzą w&nbsp;ziemską atmosferę, są skalisto/krzemianowymi obiektami, a&nbsp;od czasu do czasu trafiają się wśród nich obiekty żelazno-kamienne czy żelazne. Ale tak nie jest. Obserwacje meteorów i&nbsp;bolidów wskazują jednoznacznie, że wśród meteoroidów dominują ciała o&nbsp;pochodzeniu kometarnym składające się z&nbsp;lodu i&nbsp;„śniegu”.
 +
 
 +
Analiza zarejestrowanych widm bolidów i modele teoretyczne wskazują, że większość ciał wpadających w atmosferę i&nbsp;dających zjawisko meteoru/bolidu to węgliste ciała przypominające meteoryty typu CI i&nbsp;lodowo-śnieżne bryły o&nbsp;małej gęstości i&nbsp;spójności (statystyka ta opiera się na obiektach od 0,1 do 1&nbsp;metra); źródło: Ceplecha (1994).
 +
 
 +
:{| {{Table data}}
 +
! typ !! gęstość pozorna (''bulk density''<ref name="bulk density"></ref>), <br>ρ&nbsp;[g/cm<sup>3</sup>] !! współczynnik ablacji<ref>'''ablacja''' – utrata masy (materii) meteoroidu przez topienie i&nbsp;odparowanie z&nbsp;powierzchni, podczas przelotu przez atmosferę. Na skutek ablacji meteoroid traci większość masy, a&nbsp;nawet wyparowuje całkowicie. W&nbsp;zależności od typu meteorytu i&nbsp;jego wytrzymałości do powierzchnię Ziemi dociera zazwyczaj mniej niż 10% jego masy początkowej. Stopień ablacji (=destrukcji) bardzo silnie zależny od prędkości wejścia meteoroidu w&nbsp;atmosferę. Drugim czynnikiem wpływającym na stopień ablacji jest skład materii z&nbsp;której jest zbudowany meteoroid – większość ciał które wchodzą w&nbsp;atmosferę to są meteoroidy II i&nbsp;III typu (śniegowo-lodowe) a&nbsp;one, w&nbsp;zasadzie, ulegają całkowitej destrukcji</ref>, <br>σ&nbsp;[s<sup>2</sup>/km<sup>2</sup>] !! budowa !! częstość występowania !! parametry orbit
 +
|-
 +
| '''I''' || 3,7 || 0,017 || '''kamienny (''stony'')''' || 29% || rowspan="3" | półosie ''a''&nbsp;≈&nbsp;2,3–2,7, <br>duże mimośrody&nbsp;''e''&nbsp;≈&nbsp;0,6–0,8, <br>niewielkie nachylenie do ekliptyki&nbsp;''i''&nbsp;≈&nbsp;4–6°
 +
|-
 +
| '''II''' || 1,9–2,1 || 0,041 || '''węglisty (''carbonaceous'')''' || 33%
 +
|-
 +
| '''IIIA''' || 0,6–0,9 || 0,10 || '''kometarny, lekki, luźny, lodowo-śniegowy (''cometary'')''' || 29%
 +
|-
 +
| '''IIIB''' || 0,2–0,34 || 0,21 || '''kometarny, bardzo luźny, śniegowy (''soft cometary'')''' || 9% || półosie ''a''&nbsp;~3,0, duże mimośrody&nbsp;''e''&nbsp;~0,7, większe nachylenie do ekliptyki&nbsp;''i''&nbsp;~13°
 +
|-
 +
|}
 +
 
 +
Wyróżnia się jeszcze rzadkie podtypy i obiekty, które są w modelach opisywane innymi wartościami parametrów nie „pasującymi” do tych głównych<ref>przykład bolidu wywołanego meteoroidem żelaznym znajduje się w&nbsp;publikacji Ceplecha (1966)</ref>. Są to obiekty nie tylko o&nbsp;znacząco mniejszych lub większych wartościach współczynnika ablacji, ale również o&nbsp;orbitach niemal parabolicznych (''e''&nbsp;~0,99) lub dużych nachyleniach do ekliptyki.
 +
 
 +
Przykładowe bolidy różnych typów
 +
 
 +
:{| {{Table data}}
 +
! typ !! bolid
 +
|-
 +
| '''I''' || [[Janov 1987|Janov]], [[Martin]], [[Turji-Remety]], [[Zvolen]]
 +
|-
 +
| '''II''' || [[EN241287]], [[EN140588]], [[EN210199]], [[Oświęcim]], [[Traunstein]]
 +
|-
 +
| '''IIIA''' || [[Breclav]], EN040904A
 +
|-
 +
| '''IIIB''' || EN170171, PN40401, [[:Category:Bolidy|Šumava]]
 +
|-
 +
| '''żelazne (?)''' || [[Węgliniec]]
 +
|}
 +
 
 +
Mała liczba zarejestrowanych zjawisk bardzo jasnych bolidów nie pozwala na precyzyjne ilościowe oszacowania, ale można na podstawie dostępnych danych zauważyć pewne trendy. I&nbsp;tak w&nbsp;przedziale wielkości meteoroidu od 0,1 do 1&nbsp;metra dominują typy II i&nbsp;III, od 1 do 10&nbsp;metrów praktycznie dominują typy IIIB. W&nbsp;miarę wzrostu wielkości meteoroidu maleje udział typów I i&nbsp;IIIA. Procentowo rozkłada się to następująco:
 +
* dla wielkości 0,1&nbsp;m: I – kilkanaście procent, II ~30%, IIIA ~35%, IIIB ~20%;
 +
* dla wielkości 1&nbsp;m: I ~10%, II ~50%, IIIA ~15%, IIIB ~25%
 +
* i dla wielkości 10&nbsp;m: I ~2%, II ~30%, IIIA ~=10%, IIIB >60%).
 +
 
 +
Meteoroidy typu I (kamienne, ''stony'') mają maksimum dla średnicy ~20&nbsp;cm, typu II (węgliste, ''carbonaceous'') dla około 1&nbsp;metra.
 +
 
 +
<br clear="all"/>
 +
 
 +
=== Jasności bolidów ===
 +
 
 +
Przyjęło się nazywać jasny meteor '''bolidem''', gdy jego jasność jest większa niż jasność Księżyca w&nbsp;pełni, ale nie ma tu ścisłej definicji.
 +
 
 +
By opisać jasność meteorów posługujemy się – zapożyczoną z&nbsp;astronomii do określania jasności gwiazd – skalą '''''magnitudo''''' (oznaczenie <sup>m</sup> lub ''mag''). Z&nbsp;definicji różnica jasności równa 5<sup>m</sup> odpowiada stosunkowi natężeń równemu 1:100. Przykładowe jasności obiektów astronomicznych:
 +
* najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem: +6<sup>m</sup>,
 +
* jasność najjaśniejszej gwiazdy na niebie Syriusza: –1,47<sup>m</sup>,
 +
* jasność Wenus w maksimum blasku: –4,6<sup>m</sup>
 +
* jasność Księżyca w pełni: –12,7<sup>m</sup>,
 +
:Księżyc w pełni ma jasność około '''–12,7<sup>m</sup>'''. Ale jasność Księżyca w&nbsp;pierwszej kwadrze (widoczna/oświetlona połowa tarczy) to nie połowa, lecz zaledwie 1/11 jasności Księżyca w&nbsp;pełni! Co daje około '''–10,0<sup>m</sup>'''. Co ciekawe, podczas ostatniej kwadry Księżyc jest jeszcze ciemniejszy – z&nbsp;powodu większego obszaru ciemnych mórz widocznych na oświetlonej wówczas części, jasność Księżyca spada od pełni do ostatniej kwadry 12-krotnie (co daje też około '''–10<sup>m</sup>'''). Kiedy Księżyc jest w&nbsp;połowie tak jasny jak podczas pełni? Moment ten przypada około 2&nbsp;dni i&nbsp;10 godzin przed pełnią i&nbsp;po niej (kiedy faza Księżyca to około 95%). Jasność Księżyca wynosi wówczas około '''–12,0<sup>m</sup>''' (patrz → [[Bolidy (typy)#Jasności bolidów]]).
 +
* jasność Słońca: –26,7<sup>m</sup>.
 +
 
 +
W opracowaniach dotyczących obserwacji jasnych meteorów podaje się ich zaobserwowaną jasność oraz często tzw. '''jasność absolutną''', jest to jasność bolidu w&nbsp;zenicie dla obserwatora znajdującego się w&nbsp;odległości 100&nbsp;km.
 +
 
 +
<br clear="all"/>
 +
 
 +
== Galeria ==
 +
 
 +
Klasyfikacja widm meteorów (Vojáček et al. 2015)
 +
<gallery caption="" widths="200px" heights="150px" perrow="3">
 +
File:Vojáček_2015_(aa25047-14-fig8).jpg|''Classification of meteor spectra. The ternary graph of the Mg&nbsp;I (2), Na&nbsp;I (1), and Fe&nbsp;I (15) multiplet relative intensities. Every group of meteoroids is represented with a&nbsp;different symbol''
 +
File:Vojáček_2015_(aa25047-14-fig9).jpg|''Position of the meteor shower of meteoroids in the ternary graph of the Mg&nbsp;I (2), Na&nbsp;I (1), and Fe&nbsp;I (15) multiplet relative intensities. Every shower is represented with a&nbsp;different symbol''
 +
</gallery>
== [[Bibliografia]] ==
== [[Bibliografia]] ==
-
* +Britt D.T., Consolmagno G.J., (2002), '''Stony Meteorite Porosites and Densites: A Review of the Data through 2001.'''
+
* {{Bland (2006)}}
-
* +Britt D.T., Consolmagno G.J., (2004), '''Meteorite Porosites and Densites: A Review of trends in the Data.''' ''Lunar and Planetary Science XXXV'', 2004.
+
* +Britt Daniel T., Consolmagno Guy J., (2002), '''Stony Meteorite Porosites and Densites: A Review of the Data through 2001'''.
-
* +Ceplecha Zdeněk, (1966), '''Complete data on iron meteoroid (Meteor 36221).''' ''Bulletin Astronomical Institutes of Czechoslovakia'', vol. 17, 1966, s. 195-206. Plik [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1966BAICz..17..195C adsabs]
+
* Britt Daniel T., Consolmagno Guy J., (2004), '''Meteorite Porosites and Densites: A Review of trends in the Data''', {{!lpsc|n=35 |nabs=2108}}.
-
* +Ceplecha Zdeněk, (1985), '''Fireball information on meteroids and meteorites.''' ''Bulletin Astronomical Institutes of Czechoslovakia'', vol. 36, 1985, s. 237-242. Plik [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1985BAICz..36..237C adsabs]
+
* Ceplecha Zdeněk, (1966), '''Complete data on iron meteoroid (Meteor 36221)''', ''Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia'', vol. 17, 1966, s. 195-206. Plik {{!ADS|f=1966BAICz..17..195C}}.
-
* +Ceplecha Zdeněk, (1986), '''Photographic Fireball Networks.''' ''Asteroids, comets, meteors II; Proceedings of the International Meeting, Uppsala, Sweden, June 3-6, 1985''. Plik [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986acm..proc..575C adsabs]
+
* Ceplecha Zdeněk, (1985), '''Fireball information on meteroids and meteorites''', ''Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia'', vol. 36, 1985, s. 237-242. Plik {{!ADS|f=1985BAICz..36..237C}}.
-
* +Ceplecha Zdeněk, (1994), '''Impacts of meteoroids larger than 1 m into the Earth's atmosphere.''' ''Astronomy and Astrophysics'', vol. 186, 1994, s. 967–970. Plik [http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A&A...286..967C adsabs]
+
* +Ceplecha Zdeněk, (1986), '''Photographic Fireball Networks''', ''Asteroids, comets, meteors II; Proceedings of the International Meeting, Uppsala, Sweden, June 3-6, 1985''. Plik {{!ADS|f=1986acm..proc..575C}}.
-
* +Ceplecha Zdeněk, (1994), '''Meteoroid properties from photographic records of meteors and fireballs.''' ''Asteroids, comets, meteors 1993: proceedings of the 160th International Astronomical Union, held in Belgirate, Italy, June 14-18, 1993'', s. 343-356. Plik [http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1994IAUS..160..343C adsabs]
+
* Ceplecha Zdeněk, (1994), '''Impacts of meteoroids larger than 1 m into the Earth's atmosphere''', ''Astronomy and Astrophysics'', vol. 286, 1994, s. 967–970. Plik {{!ADS|f=1994A&A...286..967C}}.
-
* +Ceplecha Zdeněk, Borovička Jiří, Elford Graham W., ReVelle Douglas O., Hawkes Robert L., Porubčan Vladimír, Šimek Miloš, (1998), '''Meteor phenomena and bodies.''' ''Space Science Reviews'', vol. 84, Kluwer Academic Publisher 1998, s. 327–471.
+
* +Ceplecha Zdeněk, (1994), '''Meteoroid properties from photographic records of meteors and fireballs''', ''Asteroids, comets, meteors 1993: proceedings of the 160th International Astronomical Union, held in Belgirate, Italy, June 14-18, 1993'', s. 343-356. Plik {{!ADS|f=1994IAUS..160..343C}}.
-
* Pokrzywnicki Jerzy, (1958), '''O ciężarze właściwym meteorytów.''' ''Acta Geophys. Polon.'', vol. VI, nr 2, 1958, s. 127-152. Plik {{Djvu|Pokrzywnicki_(AGeophP_VI_1958).djvu|DjVu}}
+
* +Ceplecha Zdeněk, Borovička Jiří, Elford Graham W., ReVelle Douglas O., Hawkes Robert L., Porubčan Vladimír, Šimek Miloš, (1998), '''Meteor phenomena and bodies''', ''Space Science Reviews'', vol. 84, Kluwer Academic Publisher 1998, s. 327–471.
-
== Przypisy ==
+
* Morys Jarosław, (2021), '''[[Bolidy (typy)|Efekty dźwiękowe bolidów]]''', ''Meteoryt'', 101, 2021, s. 16. Plik {{Link-Meteoryt|r=2021}}.
-
<references />
+
* Morys Jarosław, (2022), '''[[Bolidy (typy)|Kolory meteorów]]''', ''Meteoryt'', 102, 2022, s.29. Plik {{Link-Meteoryt|r=2022}}.
 +
 
 +
* Pokrzywnicki Jerzy, (1958), '''O ciężarze właściwym meteorytów''', ''Acta Geophys. Polon.'', vol. VI, nr 2, 1958, s. 127-152. Plik {{Djvu|Pokrzywnicki_(AGeophP_VI_2_1958).djvu|DjVu}}.
 +
 
 +
* Pokrzywnicki Jerzy, (1962), '''Ciężary właściwe meteorytów''', ''Acta Geophys. Polon.'', vol. X, nr 2, 1962, s. 191-194. Plik {{Djvu|Pokrzywnicki_(AGeophP_X_2_1962).djvu|DjVu}}.
 +
 
 +
* Pokrzywnicki Jerzy, (1968), '''Ciężary właściwe meteorytów''', ''Acta Geophys. Polon.'', vol. XVI, nr 4, 1968, s. 369-372. Plik {{Djvu|Pokrzywnicki_(AGeophP_XVI_4a_1968).djvu|DjVu}}.
 +
 
 +
* Przylibski Tadeusz A., (2023), '''Meteoroid i meteoryt. Powrót do podstaw i definicji (''Meteoroid and meteorite. Back to basics and definitions'')''', ''Acta Soc. Metheor. Polon.'', 14, 2023, s. 157-162. Plik {{Link-ASMP|BN=1|2195013}}.
 +
 
 +
* {{Sansom (2016)}}
 +
 
 +
* Vojáček Vlastimil, Borovička Jiří, Koten Pavel, Spurný Pavel, Štork Rostislav, (2015), '''Catalogue of representative meteor spectra''', ''Astronomy and Astrophysics'', vol. 580, A67, 2015, ss. 31. Plik {{!doi|10.1051/0004-6361/201425047}}.
 +
 
 +
{{Przypisy}}
== Zobacz również ==
== Zobacz również ==
Linia 109: Linia 183:
== Linki zewnętrzne ==
== Linki zewnętrzne ==
-
* Wikipedia - [http://pl.wikipedia.org/wiki/Orbita Orbita]
+
* Wikipedia – [http://pl.wikipedia.org/wiki/Orbita Orbita] {{SeparatorBull}} [http://pl.wikipedia.org/wiki/Wielkość_gwiazdowa Wielkość gwiazdowa]
-
* Obserwowane spadki meteorytów (''Meteorite falls'') - [http://www.woreczko.pl/meteorites/falls/f_Falls-classes.htm Statystyka typów meteorytów]
+
* Wikipedia (EN) – [http://en.wikipedia.org/wiki/Bulk_density Bulk density]
 +
 
 +
* woreczko.pl – [http://www.woreczko.pl/meteorites/features/glossary-Ablation.htm Ablacja (''Ablation'')] {{SeparatorBull}} [http://www.woreczko.pl/meteorites/features/glossary-Meteoroid.htm Meteoroid i bolid (''Meteoroide & bolide, fireball'')] {{SeparatorBull}} [http://www.woreczko.pl/meteorites/features/glossary-FireballNetwork.htm Sieci bolidowe (''Fireball network'')] {{SeparatorBull}} Obserwowane spadki meteorytów (''Meteorite falls''): [http://www.woreczko.pl/meteorites/falls/f_Falls-classes.htm statystyki typów meteorytów]
 +
 
 +
[[Category:Bolidy]]

Aktualna wersja na dzień 22:11, 27 kwi 2024

0

Spis treści

Meteoroid

Meteoroid (meteoroide) – małe skaliste, lodowo-śniegowe i/lub żelazne ciało poruszające się po okołosłonecznej orbicie; wg definicji IAU (Międzynarodowa Unia Astronomiczna) są to obiekty mniejsze od asteroid ale większe od atomu; praktycznie ich wielkość mieści się w zakresie od 0,01 mm (mniejsze to pył międzyplanetarny, interplanetary dust) do kilkudziesięciu, kilkuset metrów. Większość meteoroidów powstała w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, tj. ok. 4,5 mld lat temu. Najwięcej z nich pozostało w obszarze pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. pasie asteroid/planetoid oraz w pasie Oorta i Kuipera. W przypadku kolizji meteoroidu z Ziemią ich średnia prędkość wejścia w atmosferę to ok. 20 km/s (nie mniej niż 11,19 km/s = 40284 km/h – druga prędkość kosmiczna i nie więcej niż 72,8 km/s, która jest złożeniem parabolicznej prędkości ucieczki i prędkości Ziemi na orbicie. Zakładając, że wszystkie meteoroidy pochodzą z Układu Słonecznego!).

Gdy taki meteoroid wpada w ziemską atmosferę wywołuje zjawisko meteoru. Bardzo jasne meteory to bolidy. Obserwując bolid (charakter dynamiki utraty masy, jego fragmentację i wejściową orbitę) można sporo powiedzieć o typie ciała, które to zjawisko wywołało.


Wielkość/masa meteoroidu vs typ

Przybliżone masy wybranych obiektów o zadanej wielkości:

vs masa obiektu
średnica iron stony carbonaceous cometary
1 cm 4,08 g 1,78 g 1,05 g 0,52 g
10 cm 4,08 kg 1,78 kg 1,05 kg 0,52 kg
1 m 4,08 ton 1,78 ton 1,05 ton 520 kg
10 m 4080 ton 1780 ton 1050 ton 520 ton
100 m 4,1 milionów ton 1,8 milionów ton milion ton 520 tys. ton
1 km 4,08×1012 kg 1,78×1012 kg 1,05×1012 kg 5,2×1011 kg[1]


Przybliżone rozmiary wybranych obiektów o zadanej masie:

vs średnica
masa obiektu iron stony carbonaceous cometary
1 g 6,2 mm 8,2 mm 9,8 mm 12,4 mm
100 g 2,9 cm 3,8 cm 4,6 cm 5,8 cm
1 kg 6,2 cm 8,2 cm 9,8 cm 12,4 cm
100 kg 29 cm 38 cm 46 cm 58 cm
1 tona 62 cm 82 cm 98 cm 124 cm
100 ton 2,9 m 3,8 m 4,6 m 5,8 m
109 kg (milion ton)[2] 62 m 82 m 98 m 124 m
1012 kg (miliard ton)[3] 620 m 820 m 980 m 1,24 km
1015 kg 6,2 km 8,2 km 9,8 km 12,4 km

Dla obliczeń przyjęto średnie gęstości meteorytów:

  • żelazne (iron) – 7,8 g/cm3, średnia gęstość meteorytów żelaznych – stopu Fe-Ni
  • kamienne (stony) – 3,4 g/cm3, średnia gęstość (bulk density[4]) chondrytów zwyczajnych typu H i L
  • węgliste (carbonaceous) – 2,0 g/cm3, średnia gęstość (bulk density) chondrytów węglistych typu CI
  • kometarne (cometary) – 1,0 g/cm3, gęstość lodu


Bolid

Typy bolidów – klasyfikacja meteoroidów

Kiedy przeglądamy statystyki spadków i znalezisk, możemy dojść do wniosku, że meteoroidy, które wchodzą w ziemską atmosferę, są skalisto/krzemianowymi obiektami, a od czasu do czasu trafiają się wśród nich obiekty żelazno-kamienne czy żelazne. Ale tak nie jest. Obserwacje meteorów i bolidów wskazują jednoznacznie, że wśród meteoroidów dominują ciała o pochodzeniu kometarnym składające się z lodu i „śniegu”.

Analiza zarejestrowanych widm bolidów i modele teoretyczne wskazują, że większość ciał wpadających w atmosferę i dających zjawisko meteoru/bolidu to węgliste ciała przypominające meteoryty typu CI i lodowo-śnieżne bryły o małej gęstości i spójności (statystyka ta opiera się na obiektach od 0,1 do 1 metra); źródło: Ceplecha (1994).

typ gęstość pozorna (bulk density[4]),
ρ [g/cm3] 		współczynnik ablacji[5],
σ [s2/km2] 		budowa częstość występowania parametry orbit
I 3,7 0,017 kamienny (stony) 29% półosie a ≈ 2,3–2,7,
duże mimośrody e ≈ 0,6–0,8,
niewielkie nachylenie do ekliptyki i ≈ 4–6°
II 1,9–2,1 0,041 węglisty (carbonaceous) 33%
IIIA 0,6–0,9 0,10 kometarny, lekki, luźny, lodowo-śniegowy (cometary) 29%
IIIB 0,2–0,34 0,21 kometarny, bardzo luźny, śniegowy (soft cometary) 9% półosie a ~3,0, duże mimośrody e ~0,7, większe nachylenie do ekliptyki i ~13°

Wyróżnia się jeszcze rzadkie podtypy i obiekty, które są w modelach opisywane innymi wartościami parametrów nie „pasującymi” do tych głównych[6]. Są to obiekty nie tylko o znacząco mniejszych lub większych wartościach współczynnika ablacji, ale również o orbitach niemal parabolicznych (e ~0,99) lub dużych nachyleniach do ekliptyki.

Przykładowe bolidy różnych typów

typ bolid
I Janov, Martin, Turji-Remety, Zvolen
II EN241287, EN140588, EN210199, Oświęcim, Traunstein
IIIA Breclav, EN040904A
IIIB EN170171, PN40401, Šumava
żelazne (?) Węgliniec

Mała liczba zarejestrowanych zjawisk bardzo jasnych bolidów nie pozwala na precyzyjne ilościowe oszacowania, ale można na podstawie dostępnych danych zauważyć pewne trendy. I tak w przedziale wielkości meteoroidu od 0,1 do 1 metra dominują typy II i III, od 1 do 10 metrów praktycznie dominują typy IIIB. W miarę wzrostu wielkości meteoroidu maleje udział typów I i IIIA. Procentowo rozkłada się to następująco:

  • dla wielkości 0,1 m: I – kilkanaście procent, II ~30%, IIIA ~35%, IIIB ~20%;
  • dla wielkości 1 m: I ~10%, II ~50%, IIIA ~15%, IIIB ~25%
  • i dla wielkości 10 m: I ~2%, II ~30%, IIIA ~=10%, IIIB >60%).

Meteoroidy typu I (kamienne, stony) mają maksimum dla średnicy ~20 cm, typu II (węgliste, carbonaceous) dla około 1 metra.


Jasności bolidów

Przyjęło się nazywać jasny meteor bolidem, gdy jego jasność jest większa niż jasność Księżyca w pełni, ale nie ma tu ścisłej definicji.

By opisać jasność meteorów posługujemy się – zapożyczoną z astronomii do określania jasności gwiazd – skalą magnitudo (oznaczenie m lub mag). Z definicji różnica jasności równa 5m odpowiada stosunkowi natężeń równemu 1:100. Przykładowe jasności obiektów astronomicznych:

  • najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem: +6m,
  • jasność najjaśniejszej gwiazdy na niebie Syriusza: –1,47m,
  • jasność Wenus w maksimum blasku: –4,6m
  • jasność Księżyca w pełni: –12,7m,
Księżyc w pełni ma jasność około –12,7m. Ale jasność Księżyca w pierwszej kwadrze (widoczna/oświetlona połowa tarczy) to nie połowa, lecz zaledwie 1/11 jasności Księżyca w pełni! Co daje około –10,0m. Co ciekawe, podczas ostatniej kwadry Księżyc jest jeszcze ciemniejszy – z powodu większego obszaru ciemnych mórz widocznych na oświetlonej wówczas części, jasność Księżyca spada od pełni do ostatniej kwadry 12-krotnie (co daje też około –10m). Kiedy Księżyc jest w połowie tak jasny jak podczas pełni? Moment ten przypada około 2 dni i 10 godzin przed pełnią i po niej (kiedy faza Księżyca to około 95%). Jasność Księżyca wynosi wówczas około –12,0m (patrz → Bolidy (typy)#Jasności bolidów).
  • jasność Słońca: –26,7m.

W opracowaniach dotyczących obserwacji jasnych meteorów podaje się ich zaobserwowaną jasność oraz często tzw. jasność absolutną, jest to jasność bolidu w zenicie dla obserwatora znajdującego się w odległości 100 km.


Galeria

Klasyfikacja widm meteorów (Vojáček et al. 2015)

Classification of meteor spectra. The ternary graph of the Mg I (2), Na I (1), and Fe I (15) multiplet relative intensities. Every group of meteoroids is represented with a different symbol

Position of the meteor shower of meteoroids in the ternary graph of the Mg I (2), Na I (1), and Fe I (15) multiplet relative intensities. Every shower is represented with a different symbol

Bibliografia

  • Bland Philip A., Artemieva Natalya A., (2006), The rate of small impacts on Earth, Meteoritics & Planetary Science, vol. 41(4), 2006, s. 607–631 (abstrakt). Plik doi; plik aDs.
  • +Britt Daniel T., Consolmagno Guy J., (2002), Stony Meteorite Porosites and Densites: A Review of the Data through 2001.
  • Britt Daniel T., Consolmagno Guy J., (2004), Meteorite Porosites and Densites: A Review of trends in the Data, 35th Lunar and Planetary Science Conference, 2004. Abstract [#2108].
  • Ceplecha Zdeněk, (1966), Complete data on iron meteoroid (Meteor 36221), Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia, vol. 17, 1966, s. 195-206. Plik aDs.
  • Ceplecha Zdeněk, (1985), Fireball information on meteroids and meteorites, Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia, vol. 36, 1985, s. 237-242. Plik aDs.
  • +Ceplecha Zdeněk, (1986), Photographic Fireball Networks, Asteroids, comets, meteors II; Proceedings of the International Meeting, Uppsala, Sweden, June 3-6, 1985. Plik aDs.
  • Ceplecha Zdeněk, (1994), Impacts of meteoroids larger than 1 m into the Earth's atmosphere, Astronomy and Astrophysics, vol. 286, 1994, s. 967–970. Plik aDs.
  • +Ceplecha Zdeněk, (1994), Meteoroid properties from photographic records of meteors and fireballs, Asteroids, comets, meteors 1993: proceedings of the 160th International Astronomical Union, held in Belgirate, Italy, June 14-18, 1993, s. 343-356. Plik aDs.
  • +Ceplecha Zdeněk, Borovička Jiří, Elford Graham W., ReVelle Douglas O., Hawkes Robert L., Porubčan Vladimír, Šimek Miloš, (1998), Meteor phenomena and bodies, Space Science Reviews, vol. 84, Kluwer Academic Publisher 1998, s. 327–471.
  • Morys Jarosław, (2021), Efekty dźwiękowe bolidów, Meteoryt, 101, 2021, s. 16. Plik available online.
  • Morys Jarosław, (2022), Kolory meteorów, Meteoryt, 102, 2022, s.29. Plik available online.
  • Pokrzywnicki Jerzy, (1958), O ciężarze właściwym meteorytów, Acta Geophys. Polon., vol. VI, nr 2, 1958, s. 127-152. Plik DjVu
    Źródło: Wiki.Meteoritica.pl
    .
  • Pokrzywnicki Jerzy, (1962), Ciężary właściwe meteorytów, Acta Geophys. Polon., vol. X, nr 2, 1962, s. 191-194. Plik DjVu
    Źródło: Wiki.Meteoritica.pl
    .
  • Pokrzywnicki Jerzy, (1968), Ciężary właściwe meteorytów, Acta Geophys. Polon., vol. XVI, nr 4, 1968, s. 369-372. Plik DjVu
    Źródło: Wiki.Meteoritica.pl
    .
  • Przylibski Tadeusz A., (2023), Meteoroid i meteoryt. Powrót do podstaw i definicji (Meteoroid and meteorite. Back to basics and definitions), Acta Soc. Metheor. Polon., 14, 2023, s. 157-162. Plik ASMP.
  • Sansom Eleanor Kate, (2016), Tracking Meteoroids in the Atmosphere: Fireball Trajectory Analysis, Ph.D. thesis (dysertacja), supervisor Philip Bland, Faculty of Science and Engineering, Curtin University, 2016.[7] Plik hPDF.
  • Vojáček Vlastimil, Borovička Jiří, Koten Pavel, Spurný Pavel, Štork Rostislav, (2015), Catalogue of representative meteor spectra, Astronomy and Astrophysics, vol. 580, A67, 2015, ss. 31. Plik doi.

Przypisy

  1. ^ objętość wody zawartej w jeziorze Śniardwy odpowiada kuli o średnicy 1080 m; taka ilość wody wpada do Bałtyku u ujścia Wisły w przeciągu 18,5 minut
  2. ^ roczna produkcja stali w Polsce w 2015 roku wyniosła 9,11 miliona ton, odpowiada to stalowej kuli o średnicy 130,6 m; odpowiada to ½ objętości piramidy Cheopsa; taka ilość stali wystarczyłaby na wzniesienie 700 wysokościowców podobnych do wieżowca Warsaw Spire
  3. ^ roczna produkcja stali na świecie jest rzędu 1,62 miliarda ton (dane z 2015 roku; Wikipedia), odpowiada to stalowej kuli o średnicy 734 m; jest to równoważne objętości 80 piramid Cheopsa; wysokość najwyższego budynku świata Burdż Chalifa w Dubaju wynosi 828 m
  4. ^ a b w mineralogii gęstość minerałów/skał nie jest ściśle zdefiniowana i zależy od ich składu, porowatości i defektów struktury. Stąd do ich opisu stosuje się dwie miary gęstości: gęstość bezwzględną (g/cm3) – stosunek masy do objętości i gęstość pozorną (G/cm3) – stosunek masy do objętości wraz ze znajdującymi się w próbce porami (pustkami) (=gęstość usypowa, bulk density). Różnica pomiędzy gęstością bezwzględną a pozorną jest miarą porowatości (porosity) materiału
  5. ^ ablacja – utrata masy (materii) meteoroidu przez topienie i odparowanie z powierzchni, podczas przelotu przez atmosferę. Na skutek ablacji meteoroid traci większość masy, a nawet wyparowuje całkowicie. W zależności od typu meteorytu i jego wytrzymałości do powierzchnię Ziemi dociera zazwyczaj mniej niż 10% jego masy początkowej. Stopień ablacji (=destrukcji) bardzo silnie zależny od prędkości wejścia meteoroidu w atmosferę. Drugim czynnikiem wpływającym na stopień ablacji jest skład materii z której jest zbudowany meteoroid – większość ciał które wchodzą w atmosferę to są meteoroidy II i III typu (śniegowo-lodowe) a one, w zasadzie, ulegają całkowitej destrukcji
  6. ^ przykład bolidu wywołanego meteoroidem żelaznym znajduje się w publikacji Ceplecha (1966)
  7. ^ kompendium wiedzy o modelowaniu trajektorii meteoroidów w atmosferze

Zobacz również

Linki zewnętrzne

Źródło „http://meteoritica.pl/index.php5/Bolidy_(typy)”
Osobiste