Meteorický dážď  τ Herkulíd

Materské teleso tohto roja (IAU #61) je kométa 73P/Schwassmann-Wachmann 3 (názov je celkom krkolomný, tak v ďalšom texte použijem skratku SW3) bude tento rok prelietavať blízko uzla svojej dráhy a je možné, že uvidíme aj niekoľko stotisíc meteorov za hodinu. Štatistika tvrdí, že uvidíme čokoľvek medzi totálnym prepadákom a kolosálnym úspechom. Murphyho zákony dodávajú, že je to vždy prepadák.
Aká je teda šanca, že uvidíme spektakulárne divadlo na oblohe? Tu je odpoveď nejasná. Typické predpovede spŕšiek meteorov počítajú s tým, že kométa (materské teleso) sa nerozpadáva, len vypúšťa malé úlomky (meteoroidy). Pri tomto návrate sa stretneme s materiálom, ktorý vznikol kataklizmatickým rozpadom kométy v roku 1995. Ak máme šancu na skutočný meteorický dážď, tak je to práve v tomto roku. Predpovede favorizujú pozorovateľov v severnej Amerike. Je možné, že v roku 2049 budeme vidieť ďalšiu spŕšku, Zem sa stretne s materiálom vyvrhnutým z normálneho návratu kométy.

História materského telesa

Kométu SW3 objavili v Hamburgu dvaja pozorovatelia. Friedrich Carl Arnold Schwassmann a Arno Arthur Wachmann na záberoch z 2. mája 1930. Prvé predbežné výpočty dráhy odhalili, že kométa prejde 31.mája 1930 len 9 miliónov kilometrov (0,0616 AU) od Zeme. Aj napriek svojej blízkosti kométa bola málo jasná – len 6 magnitúd. Vypočítaná obežná doba bola 5,4 roka. Kométa bola malá, preto sme ju stratili. Znovu bola objavená až v roku 1979.

V roku 1995 sa kométa rozpadla. Jasnosť stúpla o 3 rády (z 12,8 na 5,5 magnitúdy). Prvé prudké zvýšenie jasnosti bolo pozorované 8. septembra v rádiovej oblasti. Pozorovatelia na Observatoire de Paris-Meudon’s Nancay Radio Telescope zistili výrazné zvýšenie aktivity na čiare hydroxylu OH, s maximom  2,22±0,22×1029 molekúl za sekundu. Je to len 10× menej ako maximálny výkon u 1P/Halley v roku 1986. Halleyova kometa má rozmery 15×8×8 km, SW3 je desaťkrát menšia (100× menší povrch). Vtedy sa nachádzala blízko Slnka, 17. septembra mala jasnosť cca 8,3 magnitúdy. Ďalšie zjasnenie nastalo 22. októbra – 6,3 magnitudy. To už sa kométa vzďaľovala od Slnka. Jej jasnost však klesala pomalšie ako sa očakávalo. V decembri vizuálne pozorovania potvrdili rozpad kométy, identifikovalo sa 5 úlomkov, označili ich písmenami abecedy. Sekanina odhadol, že k rozpadu zložiek B a C došlo okolo 24. októbra. Neskôr (1. decembra) sa od úlomku B oddelil úlomok A. Jadro D sa oddelilo od C (hlavné jadro) koncom novembra. Pri ďalších návratoch boli pozorované nové úlomky, niektoré z nich sa ďalej rozpadávali. Pri návrate v roku 2006 ich bolo približne 70. Ich typická veľkosť je niekoľko desiatok metrov. Pri každom ďalšom návrate sa úlomky lámu na menšie. Neprebieha však rozlomenie na dva približne veľké kusy, skôr pozorujeme odlamovanie malých čiastočiek – útvar sa typicky rozdelí na veľkú a malú časť. Odhaduje sa, že rozpad hlavného telesa zmenšil veľkost jadra kométy SW3 z 1,5 na 1,1km. Viac o komete nájdete na Wikipedii.

História τ Herkulíd

Po objave kométy v roku 1930 Shibata z hvezdárne v Kjóto (Kwasan Observatory) vypočítal dráhu a určil, že 6. júna by sme mohli pozorovať meteorický roj blízko uzla dráhy kométy. Radiant sa nachádzal blízko hviezdy τ Her (α = 234,5°, δ = 44°) a podľa nej dostal očakávaný roj meno. Poloha radiantu sa veľmi mení, dnes by určite dostal iné meno, najskôr po kométe. Japonskí pozorovatelia zaznamenali koncom mája a začiatkom júna len niekoľko potenciálnych členov roja, prípadná aktivita bola veľmi slabá. 9. júna oznámila hvezdáreň, že pozorovala spŕšku meteorov. O deň neskôr ďalšiu. Prvú noc Kaname Nakamura pozoroval 1,00 h a videl spolu 59 meteorov. Rovnaký pozorovateľ pozoroval oblohu aj druhú noc a videl 36 meteorov za 30 minút. Podľa neho boli meteory málo jasné a len niekoľko z nich malo 4. magnitúdu. Zvyšok 5. a 6. magnitúdu. Mesiac bol v splne 11. júna, takže pozorovateľ mohol mať pri bežnej oblohe MHV okolo 4,5 magnitúdy. Nakamura popísal, že okolo Mesiaca bolo halo a osvetľoval vysoké cirry. Pozorovatelia v Spojenom kráľovstve pozorovali 5., 7. a 9. júna a nezaznamenali žiadnu aktivitu (Mesiac bol v splne). Kontrola originálnych zákresov Nakamuru z iných nocí ukazuje, že veľa jeho meteorov prechádza radiantom (radiant je uprostred medzi začiatkom a koncom zákresu). Dnes panuje zhoda, že Nakamurovo pozorovanie nemôžeme brať vážne, kým sa nepreukáže opak.

Obr. 1: Snímka komety 73P z roku 2006. Zdroj: https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/Comet_73P.html

V bulletine hvezdárne v Kjóto je pozorovanie z 21. mája. T. Miyasawa pozoroval vyšší počet slabých meteorov z radiantu α = 219,75°, δ = 29,67°. Počas 25 minút zaznamenal 11 meteorov, ďalšie tri mimo tento interval. Jeho kolega K. Nakamura ohlásil 100+ meteorov v rovnakom intervale s poznámkou, že bolo „nemožné zaznamenať ich všetky“. V nasledujúcich dňoch už obaja pozorovatelia hlásili „rapídny pokles aktivity“.

Pozorovali sme v roku 1930 spŕšku alebo nie? Nie je to isté, ak bola spŕška 21. mája reálna, tak nesúvisela s návratem SW3 v tomto roku. 

Keď sa pozrieme do starých čínskych kroník, tak sa ponúka niekoľko možných dažďov, ktoré by mohli súvisieť s SW3. Asi najsľubnejšie je pozorovanie z 12. apríla 246 pr.n.l. (13. máj pre epochu J1900.0 s radiantom α = 250°, δ = 32°. Katalógy pozorovateľov z 19. a 20. storočia neukazujú žiadny pravidelný radiant. Dráhy z Lindbladovho katalógu ukazovali niekoľko podozrivých dráh, ktoré boli pôvodne pripísané τ Herkulidám, ale neskoršia analýza ukázala, že dráhy s rojom nesúvisia. Radarové prehliadky HRMP v šesťdesiatich rokoch, ani CMOR v rokoch 2000–2004 nenašli žiadny podozrivý zdroj. Analýza videometeorov z rokov 2000–2001 neukázala žiadny radiant. Až v roku 2006 bola zaznamenaná nenulová radarová aktivita. Vizuálni pozorovatelia nehlásili nič. 

Zmena nastala v minulom desaťročí, keď začali amatéri a poloprofesionálni astronómovia robiť pravidelné videoprehliadky oblohy. CAMS v Kalifornii získala 3 dráhy 2. júna 2011 (z celkom 12 dráh za noc). Poloha radiantu α = 215,5°, δ = 34°.

Ďalšie dráhy získala prehliadka CAMS BeNeLux v noci z 30. na 31. mája 2017. Za jednu hodinu zaznamenali 5 dráh. Ich zdroj bola vlečka z roku 1941. Radiant α = 212,6°, δ = 29,7°. Počas noci boli zaznamenané ďalšie 4 dráhy roja. ZHR vtedy dosiahla hodnotu cca 10.

Pravidelná aktivita?

Boli doby, keď každý správne pozorujúci amatér objavil svoj vlastný novoobjavený meteorický roj. Keď si vyznačíte radiant, tak z neho vyletí niekoľko sporadických meteorov za noc. Máte nenulovú aktivitu, aj keď si zvolíte polohu radiantu a rýchlosť meteoru náhodne. Takto náhodne zvolený bod má ZHR 1–3, podľa skúsenosti pozorovateľov a aktivity sporadického pozadia. Ak hľadáme pravidelný roj, ktorý by súvisel s kométou SW3, vždy nájdeme náhodných kandidátov s podobnými parametrami.

Jeden potenciálny roj súvisiaci s SW3 sú aprílové α Bootidy. Sú aktívne viac ako mesiac predtým. Poloha radiantu približne sedí (musíme vziať do úvahy denný pohyb radiantu), rýchlosť tiež. Ich aktivita je slabá. Ďalší možný kandidát je roj v japonských katalógoch pod rovnakým menom. Všetky tieto roje majú podobné charakteristiky a je možné, že ide o pozostatky SW3. U Hashimotových Bootid sa niekedy udáva rýchlosť slow/medium. Podle japonských pozorovateľov sú pravidelne aktívne (ZHR 3). 

Bolo by vhodné prejsť záznamy z kamier (CAMS, GMN, MetRec, EDMOND …) a pozriť sa na aktivitu roja. Nemám informácie, že by to niekto urobil. Pri analýze treba dávať pozor a pri aplikácii S-D kritéria sa nevenovať jeho absolútnej hodnote, ale “kolenu”, plató oblasti, roj je mladý, vlečky sa vzájomne nepreplietli, prípadný radiant bude mať zložitú štruktúru a každý deň sa môže meniť poloha centroidu. Nedá sa to urobiť automatizovane, musí sa to robiť precízne manuálne.

Všeobecne pre τ Herkulidy platí, že sa dajú ľahko rozoznať. Ich rýchlosť je oveľa nižšia ako u iných rojov toroidálnej skupiny. Meteor, ktorý vyletí z Pastiera a z oblasti vpravo od neho a má správnu rýchlosť, je pravdepodobne Herkulida. Pre uhlovú rýchlosť τ Herkulíd platí zhruba ω=0.6vg× sin h ×sin D, kde ω je uhlová rýchlosť meteoru, vg geocentrická rýchlosť, h výška radiantu nad obzorom a D vzdialenosť meteoru od radiantu. Ak sa pozeráme na meteor 30 stupňov od radiantu a radiant je 50 stupňov vysoko, tak uhlová rýchlosť je približne 3,5 stupňa za sekundu Rychlost roje je mimo Zem zhruba 12 km/s. Zem si častice roje pritiahne, takže rýchlosť v blízkosti Zeme je cca vg=15km/s. 

Herkulidy sú veľmi ovplyvnené zenitovou atrakciou. Ako meteory padaju k Zemi, ich dráha sa zakrivuje. Padajú po parabole a ich radiant sa posúva, ohýba smerem k zenitu. Ku koncu noci výška radiantu klesá na cca 30 stupňov. Pre výšku radiantu nad obzorom 30° má zdanlivý radiant výšku 40°, pro výšku 50° je zdanlivý radiant vo výške 57°. Nezabudnite tento posun radiantu započítať – meteory vyletujú z radiantu zdanlivého. Preto tu uvádzam tabuľku 1 z IMO návodu na pozorovanie meteorov.

Tabuľka 1. Uhlové rýchlosti ako funkcie vzdialenosti meteoru D a výšky meteoru nad obzorom h pre tri rôzné geocentrické rýchlosti. Rýchlosť je uvedená v °/s.
rojoznačeniesollongmaximumαδΔαΔδvg
alpha Bootids (IAU)ABO36.727.4.218.8
14.5
0.7 0.2 20
tau Herculids TAH72 2.6.228.5 39.8 -0.10.9 15
alpha Bootids (Hashimoto)Jap62.523.5.21017slow
Tabuľka 2. Prehľed rojov spomenutých v texte.
Súradnice ABO
Súradnice TAH
Súradnice Hashimot

Predpovede

Krátkoperiodické komety, napríklad SW3 alebo 21P/Giacobinni-Zinner, prechádzajú často pod vplyvom gravitačného pôsobenia Jupitera rýchlou zmenou dráh. Ich dráhy sú veľmi nestabilné a prechádzajú rýchlymi zmenami orbitálnych parametrov. Marsden a Sekanina ich charakterizovali ako erratic comets (bludičky, ahasveri). Malá zmena dráhy (perturbácia) vedie k veľkej zmene, protože ju zosilní gravitačné pôsobenie iného telesa rezonanciou typicky Jupitera. Asteroidy na takých dráhach vydržia tisíce až milióny rokov. K nestabilite dráh komét prispievajú okrem dynamicky chaotickej dráhy aj negravitačné efekty. To spôsobí, že kometa vydrží na podobnej dráhe (rovnaké dráhové elementy) len niekoľko obehov, niekedy len jeden. U SW3 nastala podstatná zmena dráhy naposledy v roku 1890. Simulácie vlečiek nemôžeme robiť ďaleko do minulosti, ich dráhy sa stávajú chaotické. 

V súčasnosti sa na predpoveď používajú numerické integrátory, ktoré počítajú s gravitačným vplyvom ôsmich planét. Voči asteroidom integrátor pridáva ďalšie dva negravitační členy – A1 a A2 (Fi=Aif˙r, kde F1, F2 určujú radiálnu a tangenciálnu zložku síly. F3 složka je kolmá na rovinu obehu a pro jednoduchosť ju môžeme štatisticky považovať za rovnú A2). Tieto členy bývajú relatívne stabilné pre niektoré kométy a náhodne sa meniace pro inú kométu. Stačí vytvorenie novej aktívnej oblasti na povrchu a parametry sa zmenia. Môžeme si to predstaviť tak, že výtrysk plynu ktorý smeruje prímo k Slnku ovplyvňuje len A1 a výtrysk na horizonte, kde Slnko zapadá, ovlivňuje len A2. Je tu malý problem, ich hodnota sa počíta z minimálne troch návratov, takže pre kométy s rýchlo sa meniacim povrchom to sú skôr premenné ako konštanty

Na modelovanie meteoroidov potrebujeme ďalšie dva parametre. Počiatočnú rýchlosť častice opúšťajúcej kométu a člen súvisiaci so slnečným vetrom, závislý na veľkosti prachových zrniek. Pri modelovaní vytvoríme mrak častíc, napr. s rýchlosťami od 0 m/s až do 20 alebo 100 m/s. Rozdelenie nie je rovnomerné, na jednoduchšie simulácie ho môžeme použiť, ale sofistikovanejšie simulácie pracujú  napr. s Maxwellovským rozdelením. Ďalej zrnkám priradíme rôzne veľkosti – od 0,1 milimetra po 10 centimetrov. Nastavíme veľkosti, u ktorých očakáváme, že môžu spôsobiť buď vizuálny alebo rádiový meteor. Ďalej určíme akým smerom sú častice vymrštené. Na to slúžia dva uhly θ a φ. Jeden určuje uhol od Slnka v rovine dráhy a druhý uhol vektora rýchlosti s rovinou dráhy kométy. To sú 2+2 parametre. Typicky ich ešte spolu zviažeme (veľké čiastočky majú menšiu rýchlosť; väčšina čiastečiek je vymrštená smerom k Slnku; atď.). Keď máme pripravenú množinu častíc, tak môžeme prejsť k ich vypusteniu. Počet uvoľnených častíc z povrchu sa pri výkone súčasných počítačov pohybuje v stovkách miliónov až v miliardách. 

Modelovanie typicky prebieha tak, že zoberieme aktuálny vektor rýchlosti kométy, k nemu sa pripočíta oprava o ejekčnú rýchlosť častice uvoľnenej z povrchu a o tlak slnečného vetra. Ten sa považuje za počiatočný, umiestni sa do stredu kométy a numericky sa integruje až do okamihu, ktorý nás zaujíma. Počiatočný okamih integrácie je typicky okamih prechodu perihéliom. Zložitejšie modely rozložia okamih vypustenia v čase na niekoľko mesiacov. Zložitejšie modely pridávajú aj nekonštantné členy, ako je Poynting-Robertsonov efekt, zriedkavo aj ročný Jarkovského efekt. Oba uvedené efekty vyžadujú tisíce rokov, aby sa ich vplyv projevil na zmene dráhy, pre SW3 ich nemusíme uvažovať.

Po integrácii sa pozrieme, koľko častíc v ktorom okamihu sa priblížilo k dráhe Zeme. K jednotlivým priemerom častíc priradíme štatistické váhy podľa veľkosti (častíc s priemerom 1mm je víc ako častíc s priemerom 2mm). Tak vznikajú obrázky ako je obr.3.  Na zjednodušenie sa používa nastavenie uhlov θ a φ tak, aby ejekčná rýchlosť integrovanej častice byla tangenciálna k dráhe komety v perihéliu. Potom nám stačí meniť len ejekčné rychlosti z kométy a tiež dostaneme rozumné výsledky. Toto zjednodušenie nám ušetrí množstvo výpočtov, hlavne pre mladé vlečky. Je ekvivalentné použitiu negravitačného parametru A2. Všetky častice na počiatku zostávajú v rovine dráhy kométy bez ohledu na veľkost a pôsobiace perturbácie. Čas, za ktorý sa roj rozprestrie smerem kolmo na rovinu dráhy kométy, závisí na gravitačných perturbáciách planét a trvá stovky let. 

Hlavnou výhodou tejto Monte Carlo metódy je, že je len málo závislá na neznámych konštantách kométy. Naopak, z pozorovanej spŕšky sa dajú spätne niektoré konštanty kométy odvodiť. Niekedy ani nemusíme poznať materskú kométu. Elementy dráhy môžeme zobrať z orbitálních dráh meteorov v predchádzajúcich rokoch. Čím viac kométu poznáme, tým je lepší model ejekčných rýchlostí a dostávame lepšie výsledky. Taktiež, čím je zhustenie symetrickejšie, tým menšími perturbáciami prešlo a predpoveď je spoľahlivejšia. Typickým príklad je vlečka Leoníd z roku 1333, ktorá spôsobila bolidový dážď v roku 1998. 

Predpovedanie meteorických dažďov je obtiažne, hlavne ak ide o budúcnosť. Určenie času maxima je už rutinná záležitosť, predpovede ZHR pripomínajú veštenie. Okamih maxima dnes vieme predpovedať s presnosťou na 10 minút, predpoveď ZHR sa podobá generovaniu náhodného exponentu reálneho čísla. Ak sa rádovo trafíte, tak kolegovia simulanti a celá astronomická obec uznanlivo pokýve hlavou. Väčšina predpovedí spŕšiek nevyjde – nie je pozorovana žiadna aktivita. Prípadne aktivita je pozorovaná len v rádiovej oblasti. To neznamená, že spŕška je predpovedaná nesprávne, len sme sa netrafili v amplitúde. Niekedy sa na odhad aktivity použije “hádanie”, pri ktorom hľadáme návraty geometricky podobné tomu súčasnému. Tomu sa budem venovať v kapitole o predpovedi na rok 2022. 

Keď McNaught & Asher použili variáciu A1, A2 na predpoveď maxima Leoníd v roku 1999, prekvapili všetkých. Ich predpovede mali presnosť na 10 minút. V ich modeli sa menila veľká poloos častíc. Lyytinen a van Flandern fixovali veľkú poloos a variovali parametr β – tlak slnečného vetra. Obidva postupy dávají prakticky rovnaké výsledky. Pozor! Neznamená to, že oba postupy vyjadrujú to isté. V skutočnosti môžu vyjadrovať fakt, že obidva modely sú ad-hoc fenomenologické modely, ktoré s fyzikálnou realitou nemajú nič spoločné. Nám stačí nájsť také riešenie variácií poruchového počtu, aby sme  častice pôvodne ďaleko od dráhy Zeme posunuli tak, že ju pretnú. Toto môže vysvetliť fakt, prečo vieme presne predpovedat čas maxima, ale vôbec nie jeho intenzitu.

τ Herkulidy – modelovanie 2022

Aktivita sa odhadovala niekoľkými spôsobmi.

Prvý spôsob je Monte Carlo modelácia, ktorý som popísal vyššie. Jeremie Vaubaillon v roku 2005 použil 2 milióny častíc pre návraty v roku 1801 až 2006. Zvolil 5 rôznych veľkostí meteoroidov v rozmezí 0,1–100 mm. Ejekčná rýchlosť bola nastavena podľa výšky Slna nad obzorom, vzdialenosti od Slnka a veľkosti častice. Obrázok 3 je z uvedenej práce. Žiadna vlečka z roku 1995, ktorá by sa v roku 2022 dostala do blízkosti Zeme, sa nenašla. Ďalší, kto modelovali návrat 2022 sú Lüthen a Arlt v (1). V tabuľke je 6 spočítaných vlečiek, ktoré sa dostali do tesnej blízkosti Zeme. Na geocentrickú rýchlosť prirátajte zhruba 3 km/s. Na obrázku 2 (Jenniskens, 1995) je vysvetlené, čo jednotlivé stĺpce znamenajú

Obr. 2: Hodnota ΔE-C popisuje vzdialenosť dráhy kométy od dráhy Zeme. Hľadáme nejväčšie priblíženie. Herkulidy majú ΔE-C negatívne (pre simuláciu J. Vaubaillona, ktorá je nejviac sofistikovaná, obr. 3b), takže sa nemôžeme spoliehať na pomoc slnečného vtra. Naopak, pre malé častice slnečný vietor pôsobí proti nám. Tlačí malé čiastočky smerom od Slnka. Tlak žiarenia je úmerný 1/r2, efekt vyzerá akoby sa znížila hodnota gravitačnej konštanty. Pro milimetrové částice je efekt v našom prípade výrazný, pre 10 cm častice oveľa menej. Iné simulácie preto počítajú s váčšími časticami a vačščími ejekčnymi rýchlosťami. Hodnota δE-C nám popisuje, ako sme sa pri rendez-vous netrafili v čase. V tabuľke nie je hodnota E-C. Ukazuje, či predbiehame kométu alebo sa za ňou oneskorujeme. V roku 2022 sa SW3 oneskoruje za Zemou o 65,9 dňa. Ak sú E-C a ΔE-C malé, tak kométa proeetí blízko Zeme. Je lepšie, ak sa Zem za kométou o niečo spomaľuje, potom prejdeme hustejšou vlečkou. Neplatí to ale vždy, záleží na smere a rychlosti rotácie komety. Dá sa jednoducho dopočítať z δE-C . Bežné pravidelné roje majú δE-C ≈ 0,002 roka.

čas spŕškyvlečkaδE-C [AU]ΔE-C   [AU]αδv
1936-Jun-7.781908‘ +0.051‘ 0.0003221.5°44.7°13.9
1984-Jun-3.471952‘ –0.052‘ 0.0023219.3°36.8°13.2
2001-May-30.411941‘ –0.027‘ 0.0026212.2°28.4°12.5
2011-Jun-2.241952‘ –0.022‘ 0.0011214.2°33.5°12.9
2017-May-31.1361941‘ –0.012‘ 0.0013212.6°29.7°12.4
2022-May-31.2051995‘ –0.022‘ 0.0004205.4°29.2°12.1
  • Autori integrovali dráhu komety späť do roku 1890. Zatiaľčo Vaubaillon používal zložitejší hydrokód, Lüthen a Arlt si vystačili s negravitačnými členmi A1 a A2 , Runge-Kuttou a procesorom Celeron 366 Mhz. Vlečku v roku 2022 popisujú ako oveľa sľubnejšiu ako v rokoch 2011 a 2017. Stred vlečky je trikrát bližšie k dráhe Zeme a očakáva sa oveľa vyššia hustota materiálu ako pri návratoch SW3 do perihélia, keď nedošlo k rozpadu.

Joe Rao modeloval návrat v roku 1995 trochu inak. Modelovanie s bežnými parametrami neukázalo žiadnu vlečku, tak zvýšil ejekčnú rýchlosť na 30 m/s. Taká rýchlosť je pre bežnú kometu nereálne vysoká, ale SW3 nie je bežná kométa. Vďaka rozpadu sa uvoľnilo oveľa viac materiálu, časť mohla mať ejekčnú rýchlosť, ktorá sa bežne nedosahuje. Problém je, že pre „oveľa viac“ by sme  potrebovali prevodnú tabuľku do km/s. Taktiež odhaduje, že sa uvoľnilo oveľa viac veľkých častíc v smere proti pohybu kométy. To spôsobí, že ich rýchlosť voči Slnku bude nižšia, ich veľká poloos menšia a preto sa v nasledujúcom obehu dostanú pred kométu. Takéto častice potrebujeme, pretože kometa projde perihéliom 25. augusta 2022. Jeho jednoduchý model dáva výsledky podobné Lüthenovi a Arltovi.

Obr. 3a: Priemet vlečiek 1897 a 1892 do roviny dráhy Zeme 2022 (Jenniskens, 2005)
Obr. 3b: Modelovanie vlečky z roku 1995. Vidíme, že väčšina materiálu je von z dráhy Zeme. Modelácia sa opiera o parametre, aké by mala kométa pri bežnom návrate k Slnku. Iní autori používajú kreatívny prístup k modelovaniu.

Ďalší spôsob ako skúsiť odhadnúť ZHR je tzv. Fermiho metoda. Pokúsime sa odhadnúť rádový výsledok hrubým odhadom, takmer vždy s použitím odmocnín, zlomkov, trojčleniek…  Proste namiesto zložitých výpočtov sa snažíme nájsť najdôležitejšie parametre, prípadne použijeme vtipný experiment.
Nepotrebujeme presné hodnoty ani zložité modely. Typický príklad je odhad energie jadrovej bomby pri testovacom výbuchu v Novom Mexiku. Fermi vtedy pustil kúsky papiera a zo vzdialenosti o ktorú boli odfúknuté odhadol energiu na 10kT (21 kT je dnes akceptovaná hodnota). Kritici o podobných odhadoch často vyhlasujú, že je to „guesstimate“ (angl. estimate = odhad, guess = náhodne hádať, v zmysle uhádni na čo myslím a pod.). Jeden zo spôsobov, ako sa pokúsiť „uhádnuť“ aký meteorický dážď nás čaká, je porovnanie s inou kometou, ktorá sa rozpadla. Jednu takú máme. Ide o kométu 3D/Biela, ktorá sa úplne rozpadla v roku 1845 a 1846. Oproti SW3 tu máme niekoľko rozdielov. Rozpad Biely nastal v aféliu a zrejme nebol pozorovaný nárast jasnosti. Maury pozoroval 14. januára 1846 ďalšiu malú kométu 1′ od pôvodneho telesa dva mesiace po znovuobjavení. Ak by Biela prudko zvýšila jasnosť, mali by sme vidieť aj pokles jasnosti – ten vtedajší pozorovatelia neuvádzajú. Nárast teda bol pozvoľný, rovnako ako pokles. Marsden a Sekanina odhadli, že zložky A a B komety sa pri rozpade oddelili rýchlosťou 1 m/s. To je menej, ako sú odhadované rýchlosti pri rozpade SW3 (1 až 5 m/s). SW3 sa rozpadla náhle a zvýšenie o 6 magnitúd nastalo počas niekoľkých hodin. Horii odhaduje rýchlosť úlomkov z kométy na 25 m/s. U Biely sme pozorovali dva meteorické dažde (1872, 1885), obidva so ZHR okolo 6500. Fázový objem, do ktorého sa rozbehli meteoroidy, bude u SW3 oveľa väčší, dajmetomu o 2–3 rády. Ak je množstvo uvoľnených častíc o 1–2 rády vyššie (nezabúdajne, že absolútna jasnost Biely bola +13mag,  SW3 mala okolo 4,5mag), tak nám ZHR vyjde tak 10x menej, čiže okolo 500. Meteory z dažďa Andromedíd boli popisované ako „pomalé, slabé, tlmené, …“. Môžeme očakávať, že aj Herkulidy budú mať podobné vlastnosti. Len máloktorá dosiahne zápornú magnitudu. Môžeme očakávať stopy oranžovej farby.

Ďalší spôsob je porovnanie vlečky z roku 1995 s inou vlečkou. Nárast o 6 magnitud v maxime môžeme pretransformovať na uvoľnenie 200× viac plynu a prachu. Kometa neuvoľňovala materiál v čase rovnako intenzívne. Znížime rád a odhadneme, že počas návratu sa uvoľnilo 20× viac materiálu ako obvykle, v rokoch 2011 a 2017, kde boli frekvencie okolo 10/hod. Ak porovnáme návraty, tento jednoduchý odhad nám dá ZHR 200.

τ Herkulidy – predpoveď 2022 – zhrnutie

Obr. 4: Polohy radiantov rojov súvisiacich s SW3. Číslami sú označené spŕšky v jednotlivých rokoch z modelácie pohybu prachových vlečiek kométy. Tohtoročná poloha je označená zelenou farbou. Radiant je veľmi citlivý na ejekčné rýchlosti. Môže sa od uvedeného líšiť aj o 5 stupňov.
Obr. 5: Výška radiantu pre maximovú noc. Počítané pre Vsetín. maximum nastane okolo 5.00 UT, t.j. 7.00 LSEČ. Poloha radiantu je uvedená pre vlečku v roku 2022.
Obr. 6: Viditeľnosť maxima roja pre pozorovateľov na rôznych miestach zemegule. Čísla udávajú výšku radiantu nad obzorom

Vaubaillon modeloval aktivitu SW3 spätne až do roku 1801. Pre rok 2022 našiel dve vlečky, ktoré sa priblížia k dráhe Zeme. Ich ZHR je “up to 10”. Časy maxima sú:

  • vlečka 1997: May 30, 17:00 UT
  • vlečka 1892:  May 31, 01:00–01:30 UT  

Ďalej sú predpovedané tri maximá pre vlečku z roku 1995. Jenniskens udáva ZHR okolo 10 pre prvé maximum. Autori neuvádzajú ZHR pre druhé maximum.  Podľa mňa ide len o odhad založený na fakte, že sa uvoľnilo veľké množstvo materiálu a teda ZHR bude niekde medzi nulou a nekonečnom. Michail Maslov kedysi zverejnil predpovede ZHR medzi 600 až 100 000. Svoje predpovede už stiahol. Klasik by mohol povedať, asi na počítači namiesto NumLocku zapol Turbo. Fakt je, že skutočnú ZHR nikto nedokáže odhadnúť. Uvidíme, buď tieto predpovede na vysoké frekvencie vyjdú alebo to bude úplný prepadák. 

  • May 31, 04:55 UT (λ☼ = 69,44°; min. vzdálenost +0.0004 AU; Luthen, Arlt 2001) 
  • May 31, 05:17 UT (λ☼ = 69,459°; −0.00214 AU; Jenniskens + Vaubaillon 2006) 
  • May 31, 05:04 UT (λ☼ = 69,451°; −0.00041 AU; Sato 2021) 

Ďalší zaujímavý spôsob pozorovania je pokúsiť sa sledovať lunárne záblesky. Mesiac má vek 0,7 dňa a je od Slnka vzdialený len 8°. Čas, kedy Mesiac pretne vlečku, je 6 hodin pred pretnutím Zemou. Ekliptikálne súradnice použité vo výpočte sú: Mesiac: λ = 70°, δ = –5,5° radiant THA: λ = 192°, δ = 39°). Väčšia presnosť je zbytočná. Na obrázku 3a sa poloha Mesiaca líši od polohy zeme o 2,5 čiarky na osi x alebo na osi y, Zatiaľčo ΔE-C   = 0.0004 v tabuľke 2, tak pre Zem—Mesiac je  ΔE-C   = 0.0025. Za normálnych okolností by to bol “miss”, ale možné je úplne všetko, SW3 sa rozpadla. Preto má význam v utorok 31. mája ráno pozorovat Mesiac, je možné že sa podarí detegovať nejaké záblesky. To za predpokladu, že rýchlosť, ktorou balvany opustili povrch kométy, je v desiatkách m/s. 

Pozorovanie zábleskov je málo pravdepodobné, sľubnejšie vyzerá radarové pozorovanie. Online môžete pozorovať aktivitu na RMOB, len si nezabudnite vybrať stanicu, kde je radiant nad obzorom. Tu podotýkam, že slabých meteorov bude menej ako obvykle. Spustili sme stanicu na hvezdárni v Partizánskom (na 143MHz). Stanicu na Vsetíne (frekvencie 50 a 143MHz) sa žiaľ nanovo spustiť nepodarilo

Môžete skúsiť pozorovať meteory vizuálne. V utorok 31. mája nad ránom by sme mali vidieť niekoľko pekných veľmi pomalých meteorov z maxima po 3.00 SELČ. Maximum meteorov z rozpadu SW3 v roku 1995 bude vidieť zo severnej Ameriky. A znovu opakujem a pripomínam – kométa SW3 sa rozpadla, tak platí, že možné je úplne všetko!

Update: 30. mája 2022. Vaubaillon zverejnil nové predikcie. Mení sa (oproti článku vyššie) jediná vec. Vyzerá to, že na rádiu bude nižšia aktivita.

Literatúra:

  1. Lüthen, H. ; Arlt, R. ; Jäger, M. : The Disintegrating Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 and Its Meteors   – https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2001JIMO…29…15L
  2. Joe Rao ; Will Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 Produce a Meteor Outburst in 2022?
    https://www.rasc.ca/sites/default/files/publications/jrasc2021-apr-lr.pdf (pages 60–71)
  3. Johannink, C. ; van ’t Leven, J. ; Miskotte, K. : Tau Herculids in 2017 observed by CAMS https://downloads.meteornews.net/ezine/eMN_2017_4.pdf
  4. P. A. Wiegert, P. G. Brown, J. Vaubaillon, H. Schijns ; The τ Herculid meteor shower and Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 –  https://academic.oup.com/mnras/article/361/2/638/1059651
  5. Meteor Showers and their Parent Comets, by Peter Jenniskens, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2008 – https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008mspc.book…..J/abstract