cometes i meteors - castellón de la plana · el cometa halley té un nucli d’uns 12 km i es creu...

Cometes i Meteors

Els cometes són petits cosos de forma irregular composts per una barreja de grans novolàtils i gasos gelats, cosa que els va valdre ser designats per Whipple com «boles de neubrutes» . El nom «cometa» «prové del grec clàssic i significa astre amb llarga cabellera, enreferència a les seues llargues cues.

Típicament, un cometa té menys de 10 km de diàmetre. La major part de les seues videssón cosos sòlids congelats. Quan eventualment s’apropen al Sol, el calor d’aquest comença avaporitzar les seues capes externes, convertint-lo en un astre d’aspecte molt dinàmic, amb unesparts diferenciades; el gràfic inferior mostra els components d’un cometa. Mentre es mantécongelat, és simplement un nucli i el seu aspecte és molt similar al d’un asteroide, excepte perquèen lloc d’estar compost per roques, ho està per gel. Les estructures dels cometes són diverses iamb ràpids canvis, encara que tots ells, quan estan suficientment prop del Sol, desenrotllen unnúvol de material difús denominada coma, que augmenta de grandària i brillantor a mesura que elcometa és escalfat per la radiació solar. També mostren normalment un petit nucli, semiocult per laboirina de la coma. La coma i el nucli constitueixen el «cap» «del cometa.

Els cometes són imprevisibles, i poden sobtadament brillar o empal·lidir en qüestió d’hores.Poden perdre la seua cua o desenrotllar-ne diverses. Alguns cops poden inclús partir-se en dostrossos o més, movent-se junts pel cel.

Posseeixen òrbites molt el·líptiques, que en el periheli els duu molt prop del Sol, ja quesovint l’afeli té lloc molt més enllà de l’òrbita de Plutó. Per la durada dels seus períodes orbitalsse’ls divideix en cometes de cort període i cometes de llarg període. Evidentment també podenexistir cometes de període mitjà. S’anomenen cometes periòdics aquells les òrbites dels quals,ben determinades, fan que tornen a passar per las rodalies del Sol al cap d’uns anys.

La figura posa de manifest dosparticularitats dels cometes. La primera és quela cua es desenvolupa a mesura que aquestss’apropen al Sol, degut a l’escalfament de lesseues gelades superfícies. La segona és queles seues cues sempre estan dirigides endirecció oposada al Sol.

No fa encara gaire, els cometes erenobjecte de superstició i se’ls atribuïa el caràcterde missatgers de males notícies. Registresescrits a la Xina i Europa que es remunten fins a 3.000 anys enrere descriuen enormes cometesocasionals movent-se pel cel, junt a les calamitats que la gent creia que havien causat. Relats mésrecents dels indígenes d’Amèrica del Nord, Central i del Sud, així com d’illes del Pacífic, parlendels cometes com a senyals de catàstrofes. En totes les societats se’ls ha relacionat amb tot tipusde catàstrofes: guerres, terratrèmols, plagues i morts de reis i dirigents.

Cometes i Meteors 1 de 15

L’astrònom anglès Edmund Halley fou un bon amic d’Isaac Newton. El 1.705 va usar lanova teoria de la gravitació de Newton per determinar òrbites de cometes a partir dels seusregistres en el cel en funció del temps. HI va trobar que els cometes brillants del 1.531, 1.607 i1.682 tenien quasi les mateixes òrbites, i quan va tindre en compte les pertorbacionsgravitacionals produïdes por Júpiter i Saturn sobre els cometes, arribà a la conclusió de quèforen distints aspectes d’un mateix cometa. Llavors realitzà els oportuns càlculs i va predir elretorn del cometa el 1.758.

Halley no va viure per poder-ho comprovar, car va morir el 1.742. Tanmateix, el dia deNadal de 1.758, el cometa que immortalitzaria el seu nom feu la seua tornada prevista, i el valocalitzar Johann Georg Palitzsch, un granger alemany afeccionat a l’astronomia, amb la qualcosa no només es desmitificava el mal auguri que s’havia atribuït als cometes, mostrant queeren astres como tots els altres, sinó que quedava absolutament provada la teoria de lagravitació de Newton.

Després del retorn de 1.758-1.759, els astrònoms van començar a buscar connexionsentre el cometa Halley i altres cometes vists abans de l’aparició de 1.531. En total forenidentificades 23 aparicions prèvies, sent la primera la documentada pels xinesos l’any 240 a.C.L’últim retorno fou el 1.986 (gens espectacular) i el pròxim està previst per a l’any 2.061.

EL NUCLI

Després que la sonda espacial europea Giotto haja fotografiat el nucli del cometa Halley el1.986, sabem que el nucli d’un cometa té, probablement, una superfície que pot definir-se comuna corfa negra. El cometa Halley té un nucli d’uns 12 km i es creu que els nuclis dels cometestenen diàmetres d’entre 1 i 50 km. El cometa Hale-Bopp, de 1.997, té un nucli estimat d’uns40 km.

Possible estructura interna d’un nucli cometari, inspirat en un dibuix de D. Jewitt.

La corfa negra del nucli ajuda al cometa a absorbir calor, que fa que alguns gels de sota dela corfa es convertisquen en gas. Amb l’augmento de la pressió por sota de la corfa, el terrenygelat comença a bombar-se en alguns llocs. Eventualment les àrees més molles de la corfacedeixen i el gas és disparat cap a fora com un guèiser que els astrònoms anomenen doll o jet.Junt al gas també s’arrastra la pols que hi ha. A mesura que hi apareixen més i més dolls, esforma un embolcall de gas i pols al voltant del nucli que s’anomena coma.

LA COMA

Els cometes normalment despleguen una coma de diversos milers de kilòmetres dediàmetre, la grandària de la qual depèn de la distància al Sol i del diàmetre del nucli. Aquest últimés important ja que, com que els dolls generalment sorgeixen en la cara del nucli que mira el Sol,la més calenta, com major és el nucli, més gran és la superfície dirigida al Sol, amb la qual cosapot existir un nombre major de dolls que proporcionen una major quantitat de gas alimentant lacoma. Un dels majors cometes històrics va ser el Gran Cometa de 1.811. El seu nucli s’estimàd’entre 30 i 40 km de diàmetre i durant els mesos de setembre i octubre, la coma assolí undiàmetre aproximadament igual al del Sol (1.400.000 km).

El diàmetre de la coma decreix visiblement quan assoleix l’òrbita de Mart. A aquestadistància és quan el doll de partícules solars adquireixen prou intensitat per arrastrar las partículesde gas i pols del nucli i la coma, i aquest procés és el responsable de la cua del cometa, que liconfereix la seua espectacularitat.


LA CUA

Les cues dels cometes brillants poden arribar a tindre una longitudde 150 milions de kilòmetres (1 U.A.) i més. Tanmateix, les cues queestiguen compostes per gas i pols procedents del nucli són molt difuses,tant que el buit a la cua és molt millor que qualsevol buit que es pugaproduir a la Terra. La cua més llarga observada fou la del Gran Cometade 1.843, que va arribar a tindre més de 250 milions de kilòmetres. Perfer-se’n una idea direm que si el nucli del cometa estiguera situat alcentre del Sol, la cua no sols ultrapassaria les òrbites de Mercuri, Venus ila Terra, sinó també la de Mart!

Molts cometes posseeixen dues cues: una degas (també anomenada cua iònica o cua de plasma)composta per ions pel xoc del vent solar amb elcometa, i la cola de pols, composta per partículesalliberades del nucli en vaporitzar-se’n el gel. Lespartícules de pols es disposen seguint l’òrbita delcometa i es desplacen lleugerament per la pressió dela radiació solar, pel que tendeixen a corbar-serespecte a la cua d’ions. La cua de plasma sovintmostra estructures associades a variacions del ritmod’ejecció del nucli en el temps. La cua iònicanormalment es més blava, estreta i recta, mentre quela cua de pols és més difusa, ampla, sovint corbada ide color més blanc. Aquestes diferències d’aspecteestan directament correlacionades amb els diferentsorígens i composicions d’ambdues cues. Al voltant delcometa també es desenrotlla un tènue embolcalld’hidrogen: com que el cometa absorbeix llumultraviolada, per processos químics se n’escapahidrogen i forma una mena d’embolcall. Tanmateix aixòno pot ser observat des de la Terra, ja que la seua llum és absorbida per l’atmosfera i únicamentés possible veure-ho des de l’espai.

Tal com s’ha dit al principio, ladescripció més concisa d’un cometa és quesón boles de neu bruta. Tenen una grandàriade pocs kilòmetres i semblen estar compostsprincipalment per gels d’aigua, diòxid decarboni, amoníac i metà, mesclats amb pols.Es creu que aquesta composició representaun exemple de la matèria primordial a partirde la qual es formà el Sistema Solar. Per tantsón d’un considerable interès científic per lainformació que poden proporcionar sobre laprimitiva historia del sistema solar.

ÒRBITES DELS COMETES

Els cometes interaccionengravitacionalment amb el Sol i altres objectes del Sistema Solar. El seu moviment també estàinfluït, en cert grau, pels gasos que ejecta, de manera que les seues òrbites estan determinadesmajorment, però no del tot, per la gravetat.

La majoria d’òrbites pareixen ser el·líptiques o, en algun cas, parabòliques. Molts delscometes pertanyen a una població anomenada cometes de curt període, amb òrbites el·líptiques


«suaus» «que els porten a regions properes a Júpiter o inclús més enllà de l’òrbita de Neptú.Aproximadament una dotzena d’aquests cometes passen pel Sistema Solar interior cada any, perònormalment sols poden ser observats amb telescopis.

Els cometes que són molt més fàcils de veure són molt més rars; es pensa que provenend’un gran cúmul esfèric de material cometari que envolta el Sol, el Núvol d’Oort. Aquesta esfera téun radi d’1 any-llum (50.000 UA), és a dir, de dimensions enormes, encara que la massa totald’aquest material cometari es xicoteta, estimada en menys de la massa de la Terra o, a moltestirar, menys de la massa de Júpiter. Pot comprovar-se que aquestes estimacions són moltdispars, però cal tindre en compte que el propi Núvol d’Oort sols és una hipòtesi. Ocasionalmentun cometa d’aquest núvol és pertorbat gravitacionalment, per exemple pel pas d’una estrella o perinteraccions amb un altre cometa, emprenent un llarg camí amb una llarga òrbita el·líptica oparabòlica cap al Sol. Aquests són els cometes de llarg període, que històricament solen ser elsmés brillants observats. Les òrbites de tots els cometes poden ser fortament influïdes quan passenprop dels planetes jovians i, en ocasions, queden confinats en òrbites més curtes i properes.

PERÍODES DELS COMETES

Com s’ha indicat, els cometes poden classificar-se segons els seus períodes orbitals, que amés, també els confereix altres característiques pròpies com veurem a continuació.

Els cometes de període curt són aquells que necessiten menys de 20 anys per descriureuna òrbita completa al voltant del Sol. Per tant, se sobreentén que són periòdics, és a dir, querepeteixen els seus passos pel periheli como si es tractara de planetes. Existeixen altrescaracterístiques que els diferencien, com que les seues inclinacions orbitals respecte a l’eclípticaen quasi la meitat d’ells (48%) són inferiors als 10º, mentre que el 37% dels restants posseeixeninclinacions entre 10 i 20º. A més, en la seu immensa majoria el seu sentit de rotació es directe,com el dels planetes i molts d’ells tenen el seu afeli en las proximitats de l’òrbita de Júpiter. Lesdimensions dels nuclis d’aquests són de l’ordre dels 2 km, és a dir, menuts, ja en los freqüentspassos pel periheli van perdent els seus components volàtils i les seues vides forçosament deuenser curtes a escala cosmològica. Se suposa que deu existir algun mecanisme que realment elSistema Solar intern de cometes de curt període, ja que altrament els existents possiblement jas’haurien consumit fa temps.

Els cometes de llarg període són els que completen la seua òrbita en més de 200 anys. Lesseues inclinacions poden adquirirqualsevol valor i estan distribuïts demanera més o menys aleatòria per l’esferaceleste. Tanmateix, un tret és que els seussemieixos majors fan suposar queprocedeixen d’un remot halo cometarisituat entre las 10.000 i 100.000 unitatsastronòmiques. Fou aquest fet el que feupostular a Oort l’existència d’un núvol oesfera on es troben confinats i que huiconeixem amb el nom de Núvol d’Oort. Escalcula que per mantindre constant elnombre observat de cometes de curtperíode, haurien de transitar cada any entre 1.000 i 3.000 petits cometes de llarg període entre 4 i6 unitats astronòmiques del Sol.

Els cometes de període mitjà tenen períodes orbitals d’entre 20 i 200 anys. Se’n coneixendiverses dotzenes i quatre es mouen en sentit retrògrad. El més famós és el cometa Halley quedescriu una òrbita en uns 76 anys en sentit retrògrad, amb una inclinació de 162° respecte al’eclíptica. Tenen el mateix origen que els cometes de curto període, però com que les seuesòrbites els porten amb menys freqüència a las proximitats del Sol, conserven prou trets delscometes nous o jóvens.


D’ON PROCEDEIXEN?

El Sistema Solar va començar como un gran núvol de pols i gas. Fa 4.600 milions d’anysaquest núvol girava lentament al voltant del Sol naixent i partícules de la mateixa van col·lisionarentre ells. Durant aquest temps alguns objectes foren destruïts per les col·lisions, mentre que unsaltres van creixent en grandària i van arribar a convertir-se en planetes.

Al llarg d’aquest període primitiu, els cometes probablement omplien el Sistema Solar. Lesseues col·lisions amb els planetes naixents van tindre un paper principal en el creixement ievolució de cada planeta. Els gels dels quals estan composts els cometes semblen haver estat els«taulells» que formaren les primitives atmosferes dels planetes. Hi ha qui creu firmament queforen las col·lisions de cometes las que proporcionaren l’aigua de la Terra i el capacitaren perquèla vida poguera començar. Es més, pogueren ser bàsics en la formació d’alguns planetes gegants,como Urà i Neptú, les composicions dels quals són pràcticament idèntiques a les dels cometes.

Amb el transcurs dels temps, els cometes han arribat a ser objectes rars a l’interior delSistema Solar. Van deixar de poblar l’espai interplanetari fa uns 4.000 milions d’anys i actualment,de mitjana, sols n’apareix un visible a simple vista cada dècada. Amb telescopis potents se’npoden veure molts més, però continuen sent escassos, ja que s’observen a molt estirar, entre 15 i20 alhora en tot el cel.

Hui en dia, la majoria dels cometes es troben localitzats fora del Sistema Solar, en part delnúvol original de pols i gas que ha romàs pràcticament intocable durant milers de milions d’anys.Aquestes regions són conegudes com núvol d’Oort i cinturó de Kuiper.

L’existència del Núvol d’Oort va ser proposada teòricament per l’astrònom holandès Jan Oortel 1.950. Els seus estudis sobre cometes amb períodes orbitals molt llargs el van dur a laconclusió que existeix un gran «núvol» de cometes del Sistema Sola, potser a un any-llum dedistància. El nombre de cometes que conté s’estima que està entre un bilió (1012) i 10 bilions. Espensa que objectes d’aquest núvol, per col·lisions entre ells o per pertorbacions d’estrellesproperes, són llançats a fora del núvol. Alguns probablement mai creuaran les òrbites delsplanetes gegants, però uns pocs poden penetrar en el Sistema Solar interior i ser detectats des dela Terra. Cal indicar que l’existència d’aquest núvol és sols teòrica i mai s’ha detectat directament.

El cinturó de Kuiper és una regió, en principi teòrica, proposta per Whipple i Kuiper cap al1.950. Veient-se que el Núvol d’Oort no podia explicar adequadament l’existència de cometes ambperíodes curts es proposà l’existència d’un cinturó de cometes a l’interior de l’òrbita de Neptú,entre les 30 i 50 UA. Cap al 1.988 Jewitt i Luu van iniciar la cerca d’aquests hipotètics objectes,que va culminar el 1.992 amb el descobriment de 1992 QB1. Aquest objecte, amb un període de291 anys, orbita el Sol a una distància mitjana de 43 UA. A finals de 1.996 el nombre d’objectesd’aquest tipus descoberts ja era d’uns 40, i contínuament se’n descobreixen més.

COL·LISIONS AMB COMETES

Com que les òrbites dels cometes creuen, en ocasions, les òrbites d’altres cosos delSistema Sola, poden produir-se col·lisions. En un temps es pensava que la col·lisió d’un cometaamb la Terra no ocasionaria greus perjudicis. Ara se sap que no és així i que el xoc d’un cometa,com el d’un asteroide, pot tindre resultats catastròfics.

En el matí del 30 de juny de 1.908, en una regió remota de la Sibèria central anomenadaTunguska, un gran bòlid blanc-blavós més brillant que el Sol va esclatar en el cel amb una intensaresplendor i ona de calor. El soroll de l’explosió es va poder sentir a 1.000 km i va enrunar elsarbres en un radi de 30 km des del punt central de la vall del riu Tunguska. L’ona expansiva vadonar dos vegades la volta a la Terra, i en les nits següents es va poder observar una boirinarogenca en l’alta atmosfera, encara que en aquell moment no se’n coneixien els motius. S’estimaque l’explosió va tindre una intensitat equivalent a una bomba d’hidrogen de 10 a 20 megatonesdetonada a uns 6 o 8 km d’altura sobre la superfície, cosa que podria explicar per què no s’hi hatrobat cap cràter.


La regió era tan remota que hi hagué pocs testimonis i, presumiblement, es perderenpoques vides. Les notícies de l’esdeveniment van ser censurades i sols es van conèixer a poc apoc en la resta del món. Degut a l’allunyament de la zona i a les vicissituds polítiques en aquestapart durant el primer terç del segle, no fou fins el 1.927 que finalment va partir una expedició perinvestigar què hi havia passat. Encara que han estat proposades diverses teories fantàstiques,l’explicació més senzilla consisteix en què la Terra fou assolida per un petit cometa o roca de tipusasteroide d’uns d’uns 100 m de diàmetre, que va esclatar abans d’assolir el terra, sobre la verticalde Tunguska.

El 1.994 van ser testimonis directes d’un fenomen similar en un altre planeta del SistemaSolar. En efecte: a mitjans juliol, fragments del cometa Shoemaker-Levy 9 van impactar sobreJúpiter.

El Shoemaker-Levy 9 era un cometa amb una òrbita que parcialment interceptava la deJúpiter. Durant una molt propera aproximació a Júpiter es trencà en més de 20 trossos per la forçade gravetat del planeta, al temps que fou capturat i es va quedar en òrbita al voltant d’aquest comsi d’un nou satèl·lit es tractara, però en una el·lipsi tan tancada que passava per dins del globus deJúpiter. Es va poder calcular amb antelació que en el següent apropament, els fragments en quès’havia dividit el cometa es precipitarien, un rere l’altre, al llarg d’una setmana, sobre Júpiter, i esva organitzar una gran campanya mundial per observar aquest esdeveniment, que es calcula quepot ocórrer una vegada cada 500 o 1000 anys.

En realitat, l’espectacle no va decebre, i els efectes dels impactes van superar totes lesexpectatives. Encara que els especialistes no es posen d’acord sobre la grandària original delcometa i la seua composició, en un principi es va estimar que podia tindre unes dimensionsproperes als 10 km, però més tard es va rebaixar aquesta xifra a entre 3 i 5 km. Un copfragmentat, els trossos menors podrien ser de l’ordre dels 100 o 300 m (alguns dels més menutses van volatilitzar abans de l’impacte) i els majors podrien arribar a superar, inclús, 1 km.

El resultat dels xocs sobre el gegantí Júpiter van ser impressionants, sobretot pensant enl’efecte devastador que podria tindre l’impacte d’un sol d’aquests fragments en un planeta com laTerra. La bola de foc dels impactes majors, en alguns casos, fou d’alguns millars de kilòmetres, i al’alta atmosfera quedaren unes marques fosques (pràcticament negres) que van perdurar mesos.Prescindint de l’ona explosiva i dels seus efectes, tan sols aquesta capa fosca podria sercatastròfica per a la vida a la terra, ja que bloquejaria l’arribada de la llum i la calor solar durantmesos, i sumiria el planeta a baixíssimes temperatures, al temps que impediria la fotosíntesi, ambla qual cosa les plantes moririen, i després ho farien els animals que se n’alimenten.

Observació de cometes.

OBSERVACIONS VISUALS

Els elements que s’han de quantificar seran els següents:

1. magnitud visual global

2. grandària de la coma

3. grau de condensació de la coma

4. longitud de la cua

5. angle de posició de la cua

6. hora, qualitat de cel i observació…

Vegem-ho:

Per a la determinació de la magnitud visual global de la coma del cometa es poden utilitzar


els mètodes de Bobrovnikolff; o fora-fora, de Sidwick; o dins-fora, de Morris o de Beyer.

Vegem un poc més en detall el mètode Bobrovnikolff, o fora-fora. Per a aquest mètode esdesenfoquen tant la estrella (o estrelles) de referència com el cometa. I s’utilitza preferentment pera cometes brillants.

1. Desenfocar l’ocular del telescopi fins produir una imatge d’una grandària aparent similarentre la part visible del cometa i les estrelles de comparació.

2. Mirar una estrella més feble que el cometa, seguidament el cometa i després una mésbrillant. Comparar així les magnituds de les estrelles amb l’estimada del cometa i avaluar-laper interpolació, avaluant la posició en la que està la magnitud del cometa entre les duesestrelles de comparació.

Suposem que comparam les estrelles A i B de magnitud 7,5 i 8,2 respectivament. Ladiferència de les seues magnituds és: 8,2 - 7,5 = 0,7 Si el cometa és 0,6 d’A a B, lamagnitud estimada és : 0,6 x 0,7 + 7,5 = 7,92, o siga 7,9.

Entre els factors que afecten a el mesurament hi trobem:

• El DIÀMETRE DEL TELESCOPI. En general, amb instruments menuts recollim més llumde les regions més externs de la coma, cosa que pot fer que la vegem un poc més brillantque amb instruments majors, que són més precisos per a mesurar la condensació de lacoma. Cal escollir l’instrument menor que siga capaç de donar-nos-en una bona imatge.

• Com a ESTRELLES DE COMPARACIÓ podem utilitzar les que venen recollides a lescartes d’estrelles variables de l’AAVSO o les del catàleg Tycho, inclòs en molts programesinformàtics actuals. Les estrelles que escollirem no seran estrelles roges.

• ALTITUD del cometa sobre l’horitzó, si és molt baix patirà extinció atmosfèrica. Correccióper taules ICQ.

Per a quantificar l’ESTRUCTURA DE LA COMA haurem de tindre en compte els següentsparàmetres: el Diàmetre o grandària aparent, el Grau de condensació i els possibles detalls dinsde la coma. Vegem aquests paràmetres en detall:

1. DETERMINACIÓ DEL DIÀMETRE DE LA COMA

La coma té una forma circular quan el cometa està lluny per a prolongar-se cap a unaforma el·líptica en apropar-se. En el primer cas s’ha de mesurar el seu diàmetre, però en elsegon hauran de mesurar-se els seus dos eixos.

La mesura es fa mitjançant estimació, comparant amb el telescopi la grandària de lacoma amb la separació entre dues estrelles que caldrà identificar després (amb una cartaceleste). Es pot realitzar també amb ocular amb micròmetre o reticle il·luminat.

2. GRAU DE CONDENSACIÓ DE LA COMA

Descripció del perfil d’intensitat de la coma mitjançant l’escala de valors de 0 a 9 (nosón necessaris decimals).

0 . Coma difusa con lluminositat uniforme, sense condensació cap al centre.

3 . Coma difusa con lluminositat creixent gradualment cap al centre.

6 . La coma mostra un màxim d’intensitat definida al centre.

9 . La coma sembla un punt estel·lar.

3. ALTRES FENÒMENS DE LA COMA

Dolls o jets i esclats o outburst.


El següent pas serà l’ESTUDI DE LA CUA. Ja s’ha vist que poden observar-se’n dos tipus, lade gas (iònica) i la de pols. En ambdós casos se’n valoren les dimensions, l’angle de posició i si hiha algunes estructures característiques (diferències d’intensitats lluminoses i la possible separaciódel cap). Per tindre’n les dimensions caldria usar mitjans fotogràfics ja que visualment podemperdre molta precisió. Per a una cua de menys de 100º de longitud se suggereix obtindre’n lagrandària aparent comparant-la amb parells d’estrelles (com a les observacions del diàmetre de lacoma). Se suggereix el transport mitjançant dibuix a una carta celeste, i convé anotar-hi lescircumstàncies de lluminositat ambiental o curvatura de la cua, ja que poden afectar-ne a lamesura. Per a l’angle de posició s’utilitzarà una precisió ±5º. Com la grandària, es pot dibuixarsobre una carta celeste, per poder després mesurar. Els dibuixos també poden ser útils perapreciar millor estructures en la cua i en la coma.

Utilitzar observacions amb CCD pot facilitar-nos les comparacions anteriors permetent-nosrealitzar mesures astromètriques de més qualitat.

METEORSMeteor, en astronomia, és un concepte que es reserva per distingir el fenomen lluminós que

es produeix quan un meteoroide travessa la nostra atmosfera. És sinònim d’estel fugaç o fallidor,terme impropi, ja que no es tracta d’estrelles que es desprenguen de la volta celeste.

Segons la terminologia actual tenim las següents definicions bàsiques:

• Meteoroide: són partícules de pols i gel o roques de fins a desenes de metres que estroben a l’espai, producte del pas d’algun cometa o restes de la formació del Sistema Solar.

• Meteor: és un fenomen lluminós produït a l’alta atmosfera per l’energia delsmeteoroides interceptats per l’òrbita de la Terra.

• Meteorit: són els meteoroides que assoleixen la superfície de la Terra degut a què noes desintegren per completo en l’atmosfera.

L’aparició de meteors és un fet molt freqüent i alguns són tan espectaculars que podenobservar-se a simple vista. En una nit fosca i clara se’n poden detectar, sense instruments, fins a10 per hora, però a intervals irregulars (poden passar 10 o 20 minuts sense que se’n veja cap);tanmateix, en les èpoques anomenades de pluja d’estels, se n’arriben a observar de 10 a 60 perhora (un cada minut). La contaminació lumínica fa que a les ciutats siga molt difícil gaudir d’aquesttipus d’observacions.

Més estrany és un fenomen més enlluernador: el d’un bòlid (meteors de magnituds inferiorsa la de Venus: -4). Travessen ràpidament el cel, deixen al darrere un estel lluminós i de vegadesesclaten amb un soroll anàleg a un tret d’artilleria.

No totes les nits de l’any són igual d’intenses quant a meteors. Les dates més notablestenen lloc aproximadament el 12 d’agost (Perseides) i el 13 de desembre (Gemínides). Cada certnombre d’anys es repeteixen pluges excepcionals en taxa de meteors visibles per hora, com lesLeònides de 1.966 i 1.999.

S’ha comprovat que les trajectòries dels diferents estels fugaços semblen provenir d’unmateix lloc de l’esfera celeste, punt anomenat radiant. És un efecte de perspectiva, ja que totsvan paral·lels, però com les vies del tren, semblen convergir en l’infinit.

Les pluges de meteors més importants porten el nom de la constel·lació on hi ha el seuaradiant, al qual s’hi afegeix la lletra grega més propera. Així, per exemple, tenim les Lírides, lesPerseides, les Leònides o les gamma Aquariids.

Un meteoroide que no es consumeix al seua pas per l’atmosfera (fase en què és visible coma meteor) i arriba a estavellar-se contra la superfícies terrestre, donada la seua energia, potproduir un cràter d’impacte. El material fos terrestre s’escampa de forma que el cràter pot gelar-se


i solidificar-se en un objecte conegut com a tectita. Els fragments del cos extraterrestres’anomenen meteorits.

Les partícules de pols de meteor deixades per meteoroides en caiguda poden persistir finsalguns mesos en l’atmosfera. Aquestes partícules poden afectar el clima, bé per dispersar radiacióelectromagnètica, bé per catalitzar reaccions químiques a l’atmosfera superior.

TrajectòriaL’origen extraterrestre dels meteors no fou demostrat fins el 1.800, quan dos estudiants

alemanys van calcular l’altura a la qual apareixen en l’atmosfera. El primer punt que cal examinaren l’estudi dels estels fugaços és veure com es calcula l’altura a la qual se les observa. Per a aixòes col·loquen dos observadors en llocs situats a més de 30 km de separació, i s’anota la trajectòriade cada estrella fugaç en relació amb les constel·lacions i fixant la seua posició aparent en unacarta celeste. Degut a un efecte de perspectiva, les trajectòries no coincidiran i el càlcul permetràconèixer l’altura del meteorit en funció de la desviació de les dues trajectòries aparents. Demitjana, aquesta altura resulta ser d’uns 100 km en aparèixer el meteor i 50 en l’instant en quèdesapareix, després d’haver recorregut inclús més de 300 km. La seua desaparició té lloc aaltures més baixes com major és el meteoroide. No obstant això, quan aquest és prou gran comper arribar al terra, la seua velocitat disminueix degut al fregament amb les capes denses del’atmosfera inferior, i la llum que l’envolta es distingeix a alguns kilòmetres d’altura. En arribar aterra, si el seu volum és prou gran, pot originar una explosió a causa de la comprensió brusca del’aire.

En general, l’aparició acostuma a ser molt breu, d’uns 3 o 5 segons, de mitjana, les mésbrillants, fins a una fracció de segon les més febles. Si el meteor és molt gran, pot se’n pot seguirla trajectòria durant un espai de temps un poc major, inferior sempre als 20 segons. Per una altrapart, l’estel fugaç és com una estrella lluminosa que pot eixir en qualsevol moment del dia,majorment de nit, tan ràpidament que és molt possible veure’l a simple vista.

Distribució horàriaS’ha comprovat que els meteors visibles en el transcurs d’una mateixa nit van sent més

nombrosos a mesura que aquesta avança, sent la mitjana horària de les 6 del matí el doble que ales 18. Admetent que els meteors procedeixen d’altres indrets de l’espai, la Terra sols rebràaquells que troba en el seu camí. A més, els meteors de la vesprada són menys veloços que elsdel matí. En efecte, suposant que un corpuscle a una velocitat parabòlica de 42 km/h troba laTerra per la vesprada, tenint la Terra (com sabem) una velocitat de 30 km/s, la velocitat resultantserà de 42 - 30 = 12 km/s, mentre que de matí serà de 42 + 30 = 72 km/s. Encara que, en realitat,aquests números s’han de modificar per efecte de l’atracció terrestre.

En penetrar en l’atmosfera terrestre, la seua energia cinètica es transforma en calor perfregament i el material meteòric sublima, donant lloc al fenomen lluminós que coneixem com aestel fugaç, i que representa un 1% de l’energia inicial del meteoroide.

Rutes d’ionitzacióDurant l’entrada d’un meteoroide a l’atmosfera superior es crea una ruta d’ionització, on les

molècules de l’atmosfera superior són ionitzades pel pas del meteor. Aquestes rutes d’ionitzaciópoden durar fins a 45 minuts cada vegada. Constantment estan entrant meteors de la grandàriade grans d’arena i, per tant, poden trobar-se’n, més o menys contínuament, les rutes d’ionització.Quan les ones de ràdio són rebotades per aquestes rutes, se l’anomena «comunicació tallada permeteor» o «dispersió de meteor».

La dispersió de meteors s’ha usat per assegurar la implementació de sistemes militarsexperimentals de comunicació. La idea bàsica d’aquest sistema és que una ruta d’ionització actuecom a espill per a les ones de ràdio, que podran ser rebotades en la ruta. La seguretat es donarà


pel fet que només aquells receptors situats en una posició correcta podran rebre la informació deltransmissor, com passa amb els espills reals, que allò que es pot percebre en la reflexió depèn dela posició respecte a l’espill. Degut a l’esporàdica naturalesa de l’entrada de meteors, aquestssistemes estan limitats a rangs curts de dades, típicament de 459.600 baud.

Els operadors de ràdio amateur utilitzen la comunicació dispersa per meteors a les bandesVHF. La informació de Snowpack de les muntanyes de Sierra Nevada (Califòrnia) es transmet desde llocs remots via ionització atmosfèrica dels meteors.

Els radars de meteors poden mesurar la densitat atmosfèrica i els vents, tot estimant laproporció de decaïment i transició Doppler d’una sendera del meteor.

Els grans meteoroides poden deixar al seu darrere llargues rutes d’ionització que interactuenamb el camp magnètic de la Terra. Es poden alliberar megawatts d’energia electromagnètica quanla ruta es dissipa, amb un màxim en l’espectre d’energia en les freqüències d'àudio. Curiosament,encara que les ones són electromagnètiques, aquestes poden ser escoltades: són prou poderosescom per fer vibrar la pastura, vidres, cabell, orelles i altres materials. És el que hom coneix com afenomen associat al pas de grans bòlids.

Origen: els cometesEls eixams de meteors estan associats als cometes. Després de la gran pluja amb radiant a

la Constel·lació del Lleó (Leònides) del 1.833, Olmsted i Twlning, de Newhaven, van reconèixer(1.834) que l’existència d’un radiant podia explicar-se suposant que un eixam de corpuscles esmovia al voltant del Sol en una òrbita regular, anàloga a la d’un comenta, i que aquesta òrbita eratravessada per la Terra.

El 1.861, Kirkwood va afermar que aquests corpuscles eren restes dels cometes. Urbain LeVerrier va publicar l’òrbita dels meteors de novembre, les Leònides i, quan Theodor von Oppolzerva examinar l’òrbita del cometa 55P/Tempel-Tuttle del 1.866 (1866 I), es va fer evident la identitatd’ambdues trajectòries.

També el 1.861, Schiaparelli va demostrar que les Perseides del mes d’agost seguien l’òrbitadel formós cometa Swift-Tuttle del 1.862 (1862 III). Galle i Weiss van demostrar que les Lírides del19 d’abril recorren la mateixa ruta que el cometa de Thatcher (1861 I). Finalment, es va demostrarque les Aquariids del 30 d’abril es trobaven en la mateixa òrbita del cometa 1P/Halley i que lesAndromèdids del 27 de novembre prové del cometa de Biela (1852 III) —d’ací el nom de Bièlides— que es va trencar en dos trossos el 1.845 i va desaparèixer després de la seua tornada el1.852. Més recentment s’ha comprovat que la formosa pluja d’estels Dracònides del nou d’octubrede 1.933 estava relacionada amb el cometa Giacobini-Zinner (1933 III), pel que també s’anomenaGiacobínides.

Mecanismes de formacióLes Leònides, les Perseides i les Lírides han estat observades centenars d’anys abans que

fóra descobert el cometa amb el qual estan associades. Amb l’hipòtesi del nucli congelat de FredWhipple es va poder introduir una disgregació lenta del nucli del cometa. Però, això és suficientper explicar l’immens nombre de meteors, que es dedueixen de les observacions?

La causa de què els eixams estiguen més o menys allargats i difusos està en què elscorpuscles que els constitueixen per grans espais. Així, per exemple, l’eixam de les Perseidesdura almenys 12 dies, durant els quals la Terra recorre 30 milions de kilòmetres. J.-G. Porter vacalcular que l’amplada de l’anell ha de sobrepassar els 70 milions de kilòmetres. Les distànciesdels corpuscles al Sol estan lluny de ser iguals i, en conseqüència, la durada de les seuesrevolucions al voltant del Sol, segons les Lleis de Kepler, són diferents. L’eixam, segons això, esdispersarà al llarg de tota l’òrbita i amb el temps acabarà per formar un anell de corpuscles en quèels elements més ràpids assoliran els més lents; com els corredors d’una pista, que si a l’eixidaformen un sol grup, després, a poc a poc, els més veloços assoleixen els últims en guanyar-los


una volta. Així s’explica que es puguen trobar meteors tant abans com després d’un cometa.

Cada any, en arribar la Terra per la mateixa data al punt d’intersecció de la seua òrbita ambla de l’eixam, és a dir, al seu node ascendent o descendent, troba meteoroides. Si l’eixam és vell,els seus elements hauran tingut temps de dispersar-se al llarg de l’òrbita i cada any tindrà lloc unapluja anàloga a les anteriors, com passa amb les Leònides; pel contrari, si l’eixam és jove, derecent formació, es presentarà en bloc compacte i només hi haurà una pluja d’estels en cas detrobar-se l’eixam i la Terra en el mateix punt, cosa que pot passar molt poques vegades si elsperíodes de revolució de l’eixam i la Terra no són commensurables.

El mateix eixam pot ser més o menys ample i la seua òrbita més o menys inclinada respecteal pla de l’eclíptica. La Terra tardarà algunes hores, alguns dies o alguns mesos, com passa ambles Ariètides, en travessar-lo. Els meteors estan llavors molt escampats i passen molts dies senseque se’n trobe el radiant.

Les irregularitats anuals també tenen una altra causa: l’eixam pateix l’atracció dels planetespels que passa prop, i això fa que en canvie l’òrbita, la duració de la seua revolució i la distànciadels nodes a l’òrbita terrestre; canvis que sovint són prou importants perquè en arribar el nostreplaneta a la trajectòria de l’eixam només trobe els elements marginals, poc nombrosos, o passefora de l’anell corpuscular. Cal no sorprendre’s, doncs, de les grans variacions que sovints’observen d’un any al següent. Així passa que un radiant ric en l’any passat, hui dona nomésalguns meteors (o s’ha extingit); pel contrari, també pot ocórrer que un altre, habitualment pobre,ens reserve la sorpresa d’una abundant pluja meteòrica.

Si bé és relativament fàcil traçar un catàleg dels radiants coneguts, apenes és possibleconfeccionar-ne un on es prevegen amb certesa les grans aparicions de meteors, ja que un eixamallargat presenta regions irregulars i de desigual densitat que canvien amb el transcurs dels anys.Camille Flammarion indicava, a principi del segle XX: «El problema és, doncs, lluny de poder-sedonar per resolt». No obstant, la teoria de David Asher i Robert McNaught, que fixa la seua atencióen l’òrbita dels meteors més que en la dels cometes que els generen, pot donar bonesprediccions.

D’entre els més importants, només n’hi ha uns pocs l’activitat dels quals es remunta a unpassat llunyà. Les Leònides, per exemple, han estat assenyalades des del 902; les Perseides desdel 865 i les Lírides des del segle V a.C.

Els corpuscles esporàdics que es fan visibles en trobar-se amb la Terra, a raó de 20 milionsper dia durant tot l’any, estan separats, de mitjana, 260 km l’un de l’altre, segons els càlculs dePorter. En les Perseides, aquesta distància es redueix a 120 km, i en la gran pluja de les Leònidesque va tindre efecte el 1.852, en què la mitjana horària fou de 35.000, la separació de lespartícules era de l’ordre dels 15 a 30 km. Com veiem, la distància que separa els corpuscles ésmolta, i l’eixam més compacte no pot comparar-se amb el nucli d’un cometa.

És possible recollir residus d’estels fugaços: és prou amb fondre neu de les muntanyes poctrepitjades per l’home i que haja romàs, en elles, el major temps possible. Després de filtrar l’aiguaresultant, al filtre hi resten petites partícules, generalment fèrries, separades per un simple imant.S’han d’observar amb una lupa potent, ja que les seues dimensions són inferiors a 0,1 mm.

De dia hi ha meteors, però la seua observació és difícil. Sols són detectables amb tècniquesde radioastronomia, ja que les partícules que penetren a gran velocitat ionitzen els àtoms del’atmosfera. Aquests trajectes ocupats per ions reflecteixen les ones del radar detectant així lapresència diürna de meteors.

Observació de Meteors

Una manera fàcil d’observar meteors visualment és el que anomenem el «mètode derecompte". L’observador pren nota dels meteors vists en una gravadora de cinta o sols un tros depaper. Dóna la magnitud estimada del meteor i si pertany o no a la pluja observada (per exemple,si es tracta d’una Perseida o no). Aquest mètode és aplicable per a màxims de pluges majors com


les Quadràntides, Perseides i Gemínides.

L’observador ha de decidir quin mètode d’observació, dibuix o recompte pot resultar-li mésútil per a l’observació. Com que l’observador vol obtindre’n tanta informació com siga possible, laresposta a aquesta pregunta sembla clara: gràfics. Però dibuixar els meteors té un inconvenientimportant: que el temps emprat a traçar els meteors és temps mort (de no observació). Si lafreqüència de meteors és massa alta, pot passar que es consumisca fins al 50% del seu tempsd’observació per al procediment de traçat. Això fa que aquesta observació siga poc fiable. Aquestasituació es produeix quan l’activitat de meteors total és elevada, com en agost o octubre, o quanuna pluja important (major) està activa.

Imaginem que volem observar a l’octubre. Llavors tenim una pluja important, les Oriònides, idues de menor importància, les Tàurides i les èpsilon-Gemínides. La freqüència de meteors podenser tals que la seua observació es torne inútil si cada meteor vist cal dibuixar-lo. En aquest cas,s’han de combinar ambdós mètodes.

Podrien dibuixar-se tots els meteors que podrien pertànyer a una de les pluges menors,mentre que els Oriònides i altres esporàdics són «recomptats», segons les directrius per a lesobservacions de les pluges majors de meteors, ço és, enregistrar les dades de meteors en unacinta (o en un bloc de notes) sense perdre de vista el cel, mentre que es tracen els meteors de lapluja menor que pretenem documentar. Així es redueix la quantitat de temps mort, però encara éspossible una associació precisa de pluges de menor importància.

Tan prompte com l’observador veu més de 20 meteors per hora, ha de dibuixar sols els quepodrien pertànyer a una pluja menor; la resta sols s’hauran de «comptar».

Tinguem en compte que el principi i final dels períodes d’activitat de la pluja major s’han deconsiderar com els menor, ja que en aquests moments es produeix una taxa baixa.

Mentre es vegen menys de 20 meteors per hora es poden traçar tots els meteors vists, iquan la freqüència és molt alta, per exemple de 50, l’observador s’ha de concentrar en la plujamajor que causa l’activitat.

Característiques d’observacions de Pluges Menors

S’anomenen pluges de meteors menors degut a què s’hi produeix poca activitat per al’observador visual. Generalment es defineix una pluja com a menor si la seua taxa por hora (HR:Hourly Rate) és menor de 10. Cal admetre que el límit és arbitrari, però útil per als nostrespropòsits.

No té sentit definir el límit distingint entre pluja major/menor utilitzant el ZHR (Zenithal HourlyRate en anglès, THZ o Taxa Horària Zenital en valencià). La tècnica d’observació descrita ací ésl’apropiada quan la quantitat observada de meteors no excedeix un cert límit, ja que aquestmètode nos dóna cert temps mort d’observació. És clar que la pèrdua de temps no ha de sersignificativa comprometent la certesa de l’observació. S’ha dit anteriorment que la meta principalde l’observació visual és la fiabilitat dels paràmetres físics de la pluja. Per tant, consideremaquelles pluges que proporcionen menys de 10 meteors/hora com a menors. Traçar en aquestespluges se considera un mètode essencial d’observació.

Açò significa que el nombre visible de meteors durant una observació es considerablementmenor al de una pluja major. Aquesta baixa activitat meteòrica causa problemes específics quetractarem ara. En realitat, los períodes d’activitat inicial i final de pluges majores poden serconsiderades, en efecte, pluges menors, que comporten els mateixos problemes.

L’activitat esporàdica ocorre durant tot l’any. Les trajectòries en el cel de meteors esporàdicssemblen estar distribuïts aleatòriament. I, passa de vegades que en traçar la trajectòria d’unmeteor esporàdic se creua accidentalment amb el radiant d’una pluja. Per tant, la informacióenregistrada d’una pluja pot contindre alguns meteors esporàdics no pertanyents a aquesta.Aquest efecte és la «pol·lució per meteors esporàdics» i se’n donen entre 1 o 2 per hora (m/h).

Imagineu una pol·lució esporàdica de 2m/h. En observar una pluja major d’uns 80 m/h,


l’error relatiu seria de sols 2,5%, però en una pluja menor de 4 m/h arribaria a ser d’un 50%. Perconsegüent, la pol·lució per meteors esporàdics és el major problema en observar pluges menors.Si desitgem obtindre resultats fiables cal reduir-ho. A les següents parts aprendrà a aconseguir-ho.

De seguida s’apreciarà que açò requereix bastant coneixement i experiència. Esnecessitaran moltes hores d’observació per obtindre aquest talent. Es preguntarà llavors si tots elsresultats obtinguts durant l’aprenentatge no tenen valor. En absolut. Mentre cregueu que lainformació obtinguda de pluges menors no és totalment confiable, reporte únicament la quantitatde meteors vists. A la taula «Nombre de meteors observats per període i per pluja» anote només ala columna «Tot», i a la taula «Distribució de Magnitud» faça-ho només al total de la distribució dela magnitud. Aquesta informació sobre el total d’activitat pot ser utilitzada per a algunes anàlisis.

Així podrà aprendre pas a pas, sense la pressió d’haver d’aportar gran quantitat de dades deforma correcta. En aquesta fase d’aprenentatge tracte de traçar els meteors, reportar totes lesdades, i assignar els meteors a les diferents pluges fins que estime que la seua informació potconsiderar-se fiable.

Pot donar-se el cas que no vulgueu arribar tan lluny en l’observació de meteors. Si aquest ésel cas, tracteu de traçar els meteors que mira utilitzant el mètode gràfic i envieu les dadesenregistrades i mapes al director per a observacions visuals de l’Organització Internacional deMeteors, IMO. Això implica que no haureu de lluitar amb els problemes d’observacions de plugesmenors, però que la vostra informació serà d’utilitat científica.

Escollir el camp d’observació

Molts meteors es veuen al centre del camp de visió. A més, és important escollir com acentre del camp aquell en què els meteors que hi apareixen es poden distingir dels esporàdics iassociar-se a una pluja en estudio en aquell moment.

Pels voltants del radiant, els meteors pertanyents a una pluja, es mouen lentament i tenenrecorreguts curts mentre que a distàncies més grans del radiant, s’assemblen als esporàdics. Uncamp prop del radiant aparenta ser més favorable. El principal criteri, la direcció del recorregut,també aplica de manera més exacta a meteors pels voltants del radiant.

Així doncs, potser es pot concloure que es millor mirar directament al radiant. Però calconsiderar un altre aspecte: quina propietat distingeix els meteors de les estrelles? El moviment.Veurem meteors febles entre los centenars d’estrelles del nostre camp, degut al seu moviment. Siuna estrella feble apareix durant un segon no ens n’adonarem. Però aquest és exactamentl’escenari que succeeix quan un meteor sorgeix en el veïnat immediat del radiant! Necessitem unangle de moviment quan es veu un meteor. A més, els meteors molt ràpids, tampoc no es veuen.En conseqüència, la velocitat intermèdia és l’òptima per a la percepció, i una distància del centredel campo de visió al radiant(s) de 20° a 40° és ideal (cal evitar superar els 50º de distància).

A més, una elevació de 50° a 70° de l’horitzó i una distància del radiant de 20° a 40°, existeixun punt addicional per tindre en compte. Si s’han d’observar diverses pluges alhora, cosaperfectament possible, cal considerar que els radiants no se situen en una línia com es veu desdel centre del camp. Altrament els meteors d’aquests radiants no es podran distingir per lesdireccions dels seus recorreguts i distingir-los per la seua velocitat angular o únicament per lalongitud del seu recorregut serà més difícil i menys precís.

En observar, per exemple, els Oriònids (amb el radiant prop de Betelgeuse (β Ori) i lasε Gemínides (Amb el radiant prop de Pollux (β Gem)), el centre del camp hauria d’estar en Taure /Auriga / Perseus o Canis Major / Monoceros / Canis Minor millor que en Cranc / Ursa Major /Llebre / Eridanus.

Quan s’haja escollit el camp millor situat, hauria de seguir-se’n el moviment diürn mentre lescondicions ho permeten (elevació del campo de 50°-70°, llums artificials, obstruccions, etc.). Siens veiem en la necessitat de canviar de camp, anotarem el temps d’aquest canvio i el nou camp.Per a l’anàlisi, el temps de canvio hauria de ser idèntic al límit de l’interval d’observació.


Quan aparega un meteor, manteniu-vos alerta. Tracteu de guardar el fenomen complet a lamemòria. Després continueu veient el cel per memoritzar la següent informació (en aquest ordre):

1. El recorregut: La informació més important és la seua direcció més que els puntsexactes d’inici i final. Memoritze-ho d’acord a les estrelles de fons, és a dir, entre quinesestrelles passa el meteor o entre quines pot ser rastrejada novament o prolongada.

2. Magnitud màxima: Estimeu-la comparant-la con la brillantor de les estrelles veïnesque vàreu memoritzar al començament de l’observació.

3. Velocitat Angular: Per a tindre una quantitat que puga comparar-se amb un valoresperat per associar una pluja, heu de fer-ne una estimació en graus per segon. No éscomplicat: imagineu un meteor que es mou per un segon. El lapse de temps d’un segon potreproduir-se fàcilment i la sensació de la velocitat angular, encara la té en la memòria. Lalongitud del recorregut en graus que el meteor haja assolit després de moure’s un segon,n’és la velocitat angular en graus per segon. Ja amb més experiència, tindreu l’escala fixaen la memòria i podeu llavors estimar la velocitat angular directament sense utilitzar aquestprocediment. No intenteu estimar la duració ni obtindre la velocitat angular dividint lalongitud del recorregut entre la duració. La duració és molt difícil i incerta per a estimar i lalongitud del recorregut es veu afectada per la traça d’errors, pel que el resultat incert de lavelocitat angular és molt major que si convertirem la sensació de la velocitat directament engraus per segon. La Figura dóna una idea sobre de la precisió dels observadorsexperimentats.

4. Deixant persistent: Indiqueu-ne la durada en segons. Els deixants molt curts podenmarcar-se amb «+». Els de llarga durada de meteors brillants poden mostrarcomportaments interessants d’atenuació. A més poden resultar doblats o distorsionats, ihaureu d’anotar-ne els detalls.

5. Color: Generalment és impossible detectar-los en meteors menors a magnitud +2.Aquesta dada és la de menor valor de tota la informació.

Ara, podeu escollir la carta on el meteor s’ha traçat millor, és a dir, aquella carta estel·lar enquè el meteor es troba més prop del centre. Paga la pena preparar un assortiment de cartesperquè en sapigueu la seqüència exacta i pugueu encontrar la targeta més adequada y nointerrompre’n l’observació. El següent pas és la identificació de les estrelles que s’han emprat permemoritzar el recorregut en la pròpia carta. Com que les cartes contenen totes les estrelles fins ala magnitud +6,5 hauríeu de trobar-les fàcilment a no ser que el seu límit de magnitud sigaconsiderablement millor que +6,5 mag. Aquest pas és una font per traçar errors, pel que cal sercurós! Si esteu segurs que heu trobat les estrelles correctes, podeu traçar el meteor de memòria.Per a la identificació, el traç s’ha de numerar.

Finalment, heu d’estimar la precisió del traç amb la següent escala:

1. Molt precís. 2. Precisió intermèdia. 3. Precisió pobra.


Per a les primeres observacions, el traç requerirà temps. No us apureu: prengueu el quenecessiteu per a traçar amb cura. L’important és la qualitat! El temps necessari per traçar minvaràràpidament amb l’experiència. Els observadors experts necessiten una mitjana de 10 a 30 segons.

Després de traçar, enregistreu-ne l’hora. A menys que s’haja vist un bòlid, l’hora ha de seraproximada únicament. Una exactitud d’un minuto és suficient. després cal enregistrar la resta dela informació. Pot completar una llista com s’indica a la figura:

Per poder estalviar temps d’observació, es pot enregistrar la informació en cinta magnètica.Llavors caldrà emplenar la llista després d’observar. Per a meteors traçats necessitareu un certtemps, durant el qual haureu de consultar les targetes, no el cel. Per tant, el temps d’observacióefectiu s’ha de reduir pel temps de traçat. Seria un esforç major registrar el temps emprat a traçarcada meteor individualment, pel que és millor determinar el temps mitjà per a traçar un meteorcom s’indica a continuació.

Utilitze un cronòmetre que puga sumar temps. Quan comence a veure la targeta, inicie elcronòmetre per traçar, detinga’l en finalitzar el traç en, diguem-ne 38,4 s (0:38.4), quans’esdevinga el següent meteor; després d’alguns minuts, inicie de nou als 38,4 s, detinga’l desprésdel traç a 1:22.6 i així successivament. Després d’observar un cert nombre de meteors, diguem-ne25, el cronòmetre desplega el temps en què no vàreu observar el cel (diguem-ne) 16 min i 40 s).Dividint aquest temps entre 25 meteors, obtindrem una mitjana de temps de traç de 40 s permeteor (16 min i 40 s = 1000 s, 1000 s / 25 meteors = 40 s/meteor). Si vàrem observar, perexemple, 29 meteors en un interval, el temps total de traç que cal restar del temps efectiu és 29meteors por 40 s/meteor = 1160 s = 19m i 20s ~ 19 min. En la forma de report (anàlisi d’intervals)aquestes quantitats s’han d’emplenar en la línia:

«Temps per a traç ______ s/meteor, ______ min. Total».

Per als observadors experimentats, el temps mitjà para traçar un meteor és una constantque s’ha de revisar unes dues vegades a l’any a través del procediment descrit con anterioritat.Els novells han de revisar-lo regularment, diguem-ne cada tres observacions de meteors.


Tra

duc

ció

d’A

nton

i Du

ald

e, 2

013

cometes i meteors - castellón de la plana · el cometa halley té un nucli d’uns 12 km i es creu...

Documents