Meteor (astronomia)

De Viquipèdia

Un meteor (del llatí meteōrus, i aquest del grec μετέωρος, elevat en l'aire) és un fenomen lluminós pel que les partícules de matèria (meteoroides) que entren a l'alta atmosfera són frenades, encalentides, i evaporades parcial o totalment, i constitueixen un canal de plasma. És sinònim d'estrela fugaç, terme que és impropi, ja que no es tracta d'estreles que es desprenguen de la bóveda celest.

Si la tossa de la partícula és prou grossa com per deixar una estel·la brillant (bola de foc) que il·lumina el paisatge, llavors s'anomena bòlid. Els bòlids a vegades poden explotar i fraccionar-se en d'altres més petits, ja sigui quan encara estan a la baixa atmosfera o bé a l'impactar amb el terra. Els bòlids sovint van acompanyats d'una ona sonora o espetec.

L'aparició de meteors és un fet tan freqüent que tothom la presenciat multitud de vegades. En una nit fosca i clara podem veure de l'ordre de 10 meteors per hora. No totes les nits de l'any són igual d'intenses quant a meteors. Les dates més notables tenen lloc el 12 d'agost (Perseides) i entre el 15 i el 21 de novembre, aconseguint un màxim el 18 de novembre (Leònides). En el cas de pluges excepcionals, com en els anys 1966 i 1999, el nombre augmenta considerablement.

En anys normals, les Leònides produïxen taxes de l'orde de 10-15 meteors per hora. S'ha comprovat que les trajectòries dels diferents meteors, per un efecte de perspectiva, pareixen provindre d'un mateix lloc de l'esfera celest, punt a què s'ha donat el nom de radiant.

Les pluges d'estreles més importants porten el nom de la constel·lació que es troba en el radiant a què s'afig la lletra grega de l'estrela més pròxima. Així, per exemple, tenim les Lírides, les Perseides, les Leònides i les gamma Aquàrides.

Taula de continguts

1 Trajectòria
2 Distribució horària
3 Origen: Els cometes
4 Mecanismes de formació
5 Quantitat
- 5.1 Taula de meteors caiguts en 24 hores
6 Enllaços externs
7 Vegeu també:

[edita] Trajectòria

L'origen extraterrestre de les estreles fugaces, o meteors, no va ser demostrat fins a l'any 1800, quan dos estudiants alemanys van calcular l'altura a què apareixen en l'atmosfera. El primer punt a examinar en l'estudi de les estreles fugaces és veure com es calcula l'altura a què se les observa. Per a això es col·loquen dos observadors en llocs situats a uns trenta quilòmetres de separació anotant cada un la trajectòria de l'estrela fugaç en relació amb les constel·lacions i fixant la seua posició aparent en una carta celeste. A causa d'un efecte de perspectiva, les trajectòries no coincidiran i el càlcul permetrà conèixer l'altura del meteorit en funció de la desviació de les dos trajectòries aparents. Generalment, esta altura resulta ser d'uns 140 Km. a l'aparéixer el meteor i 50 en l'instant en què desapareix, després d'haver recorregut uns 300 Km. Els meteors més dèbils donen una altura de 110 Km. en el moment de la seva aparició, 80 a la seva desaparició i 60 com a longitud de la seva trajectòria, valors tots ells mitjans, perquè cada un pot apartar-se prou de eixes xifres. Així, per exemple, s'han observat meteors a 500 Km. d'altura. La seua desaparició té lloc a altures tant més baixes quant major és el meteorit. No obstant, quan este és prou gran com per a arribar al sòl, la seva velocitat disminuïx a causa del fregament amb les denses capes de l'atmosfera inferior, i la llum que l'embolica s’extingeix a alguns quilòmetres d'altura. A l'arribar al sòl, si el seu volum és prou gran, pot donar lloc a una explosió a causa de la compressió brusca de l'aire. En general, l'aparició acostuma a ser molt breu. D'uns segons - 3 a 5 generalment - les més brillants fins una fracció de segon les més dèbils. Sí el meteor és molt gran, pot seguir-se la seva trajectòria durant un espai de temps un poc major.

[edita] Distribució horària

Fa temps que s'ha comprovat que els meteors visibles en el transcurs d'una mateixa nit van sent més nombrosos a mesura que avança la nit, sent la mitjana horària de les sis del matí doble que a les sis de la vesprada. Admetent que els meteors procedeixen de tots els llocs de l'espai, la Terra només rebrà els que van a la seva trobada, mentres que al matí trobarà tots aquells que troba en el seu camí. A més, els meteors de la vesprada són menys veloç que els del matí. En efecte, suposant que un corpuscle a una velocitat parabòlica de 42 Km. per segon troba a la Terra a la vesprada, tenint la Terra, com sabem, una velocitat de 30 Km. per segon, la velocitat resultant serà de 42-30= 12 Km/seg, mentres que al matí serà de 42+30= 72 quilòmetres per segon. Encara que, en realitat, estos nombres han de modificar-se per efecte de l'atracció terrestre.

Al penetrar en l'atmosfera terrestre, la seva energia cinètica es transforma en calor per fregament i el material meteòric sublima, donant lloc al fenomen lluminós que coneixem com a estrela fugaç.

[edita] Origen: Els cometes

Els eixams de meteors estan associats als cometes. Després de la gran pluja amb radiant en la constel·lació del Lleó (Leònides) de 1833, Olmsted i Twlning, de Newhaven, van reconèixer (1834) que l'existència d'un radiant podia explicar-se suposant que un eixam de corpuscles es movia al voltant del Sol en una òrbita regular, anàloga a la d'un cometa, i que esta òrbita era travessada per la Terra.

En 1861, Kirkwood va afirmar que estos corpuscles eren restes dels cometes. Le Verrier va publicar l'òrbita dels meteors de novembre, les Leònides, i quan Oppolzer va examinar l'òrbita del cometa 55P/Tempel-Tuttle de 1866 (1866 I) es va fer evident la identitat d'ambdós trajectòries.

També en 1861, Schiaparelli va demostrar que els Persèids del mes d'agost seguien l'òrbita del bell cometa Swift-Tuttle de 1862 (1862 III. Galle i Weiss van demostrar que les Lírides del 19 d'abril recorren la mateixa ruta que el cometa de Thatcher (1861 I). Finalment, es va demostrar que les Aquàrides del 30 d'abril es trobaven en la mateixa òrbita del cometa Halley i que les Andromeides del 27 de novembre prové del cometa de Biela(1852 III) - d'ací el nom de Biélides - que es va trencar en dos trossos en 1845 i va desaparèixer després del seu tornada en 1852. Més recentment s'ha comprovat que la bella pluja d'estreles Dracónides del 9 d'octubre de 1933 estava relacionada amb el cometa Glacobini-Zinner (1933 III).

[edita] Mecanismes de formació

Les Leònides, les Perseides i les Lírides han sigut observades centenars d'anys abans que fóra descobert el cometa en què estan associades. Amb la hipòtesi del nucli congelat de Whipple es va poder produir una disgregació lenta del nucli del cometa. Però, és això suficient per a explicar l'immens nombre de meteors, que es deduïxen de les observacions? La causa que els eixams estiguen més o menys allargats i difusos està que els corpuscles que els constituïxen s'estenen per grans espais. Així, per exemple, l'eixam dels Persèids dura 12 dies, almenys, durant els quals la Terra recorre 30 milions de quilòmetres. J.-G. Porter va calcular que l'amplària de l'anell ha de sobrepassar els 7 milions de quilòmetres. Les distàncies dels córpuscles al Sol estan lluny de ser iguals i, en conseqüència, la duració de les seues revolucions al voltant del Sol, d'acord amb les lleis de Kepler, són diferents. L'eixam, segons açò, es dispersarà al llarg de tota l'òrbita i amb el temps acabarà per formar un anell de corpuscles en el qual els elements més ràpids aconseguiran als més lents; com els corredors en una pista, que sí a la partida formen un sol gran grup, després, a poc a poc, els més veloços aconsegueixen als últims al guanyar-los una volta. D'esta manera s'explica que es puguen trobar meteors el mateix abans que després del pas d'un cometa. Cada any, a l'arribar la Terra per la mateixa data al punt d'intersecció de la seva òrbita amb la de l'eixam, és a dir, al seu node ascendent o descendent, troba meteorits. Si l'eixam és vell, els seus elements hauran tingut temps de dispersar-se al llarg de l'òrbita i cada any tindrà lloc una pluja anàloga a les anteriors, com ocorre amb les Leònides; al contrari, si l'eixam és jove, de recent formació, es presentarà en bloc compacte i només hi haurà una pluja d'estreles en cas de trobar-se l'eixam i la Terra en el mateix punt, el que pot ocórrer molt de tard en tard sí els períodes de revolució de l'eixam i la Terra no són commensuraves.

El mateix eixam pot ser més o menys ample i la seva òrbita més o menys inclinada respecte al pla de l'eclíptica. La Terra tardarà algunes hores, alguns dies, o alguns mesos, com ocorre amb les e Ariétides, a travessar-lo. Els meteors estan llavors molt escampats i passen molts dies sense que es trobe el radiant.

Les irregularitats anuals també tenen una altra causa: l'eixam pateix l'atracció dels planetes per què passa prop i això fa que canvie la seva òrbita, la duració de la seva, revolució i la distància dels nodes a l'òrbita terrestre; canvis que sovint són el prou importants perquè a l'arribar el nostre planeta en la trajectòria de l'eixam només trobe els elements marginals, poc nombrosos, o passe fora de l'anell corpuscular. No cal sorprendre's, perquè, de les grans variacions que a vegades s'observen d'un any al següent. Així ocorre que un radiant ric en el passat, avui només done alguns meteors o s'haja extingit; al contrari, també pot ocórrer que un altre radiant, habitualment pobre, ens reserve la sorpresa d'una abundant pluja meteòrica.

Sí bé és relativament fàcil traçar un catàleg dels radiants coneguts, a penes és possible confeccionar un en què preveja amb certesa les grans aparicions de meteors, atés que un eixam allargat presenta regions irregulars i de desigual densitat que canvien amb el transcurs dels anys. Camille Flammarion indicava a principis del segle XX: "El problema està, per tant, lluny de poder-se donar per resolt". No obstant la teoria de David Asher i Robert McNaught, que fixa la seva atenció en l'òrbita dels meteors més que en la dels cometes que els generen pot donar bones prediccions.

D'entre els més importants, només hi ha uns pocs l'activitat dels quals es remunta a un passat llunyà. Les Leònides, per exemple, han sigut assenyalades des de l'any 902; els Persèids des de l'any 865 i les Lírídas des de fa cinc segles abans de la nostra Era.

Els corpuscles esporàdics que es fan visibles a la seva trobada amb la Terra, a raó de 20 milions per dia durant tot l'any, estan separats, generalment, 260 Km. un d'un altre, segons els càlculs de Porter. En els Persèids, esta distància es reduïx a 120 Km., i en la gran pluja de les Leònides que va tenir efecte en 1853, que la mitjana horària va ser de 35 000, la separació de les partícules era de l'orde dels 15 als 30 quilòmetres. Com veiem, la distància que separa als corpuscles és molta, i l'eixam més compacte no pot comparar-se amb el nucli d'un cometa.

Qualsevol pot arreplegar residus d'estreles fugaces. Basta fondre neu de muntanyes poc xafades per l'home i que haja romàs en elles el major temps possible. Després de filtrar l'aigua resultant, en el filtre queden xicotetes partícules, generalment fèrries, separables per un simple imant. S'han d'observar amb una potent lupa, perquè les seves dimensions són inferiors a 0,1 mm.

Pel dia han d'haver-hi meteors però és difícil la seva observació. Només són detectables amb tècniques de radioastronomia ja que les partícules que penetren a gran velocitat ionitzen els àtoms de l'atmosfera. Estos trajectes ocupats per ions reflecteixen les ones del radar detectant així la presència diürna de meteors.

[edita] Quantitat

Els estudis actuals sobre l'absorció de la llum en l'espai, la constitució de l'alta atmosfera, els orígens del sistema solar, etc., han donat una importància cada vegada major a l'estudi de la quantitat de meteors i al càlcul de les seves masses. El càlcul de la quantitat no és difícil, sent prou comptar els que s'observen en un lloc donat i deduir el total per a tota la Terra. S'han utilitzat les observacions efectuades durant molts anys per nombrosos observadors, quasi tots aficionats a l'Astronomia, residents en diferents llocs del món. Els visca el centre d'esports Sabadell de meteors visibles a simple vista fetes d'esta manera concorden amb els antics valors donats per H. A. Newton. El seu nombre aconsegueix els 24 milions fins a la quarta magnitud i dia.