"АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК", 1995, том 29. № 6. с. 542 - 546 c 1995 г.
© 1995, О.И.Белькович*, А.И.Грищенюк**, М.Г.Ишмухаметова*, С.Левин***, А.С.Левина**, В.В.Мартыненко**, Н.И.Сулейманов*, В.Яремчук***
* Астрономическая обсерватория им. В.П. Энгельгардта Казанского государственного университета, Россия
** Крымская метеорная станция им. Г.О.Затейщикова. Симферополь, Украина
*** Малая академия наук школьников Крыма "Искатель". Симферополь, Украина
Дано описание нового метода обработки визуальных наблюдений метеорных потоков, его основные принципы и формулы. Метод был применен для обработки длительного ряда наблюдений потока Персеид за 1972 - 1993 гг. Анализируется структура потока и ее особенности в связи с возвращением кометы Свифта-Туттля.
До 40-х годов нашего столетия основным методом наблюдений метеоров был визуальный. Бурное развитие инструментальных методов наблюдений (фотографического, радиолокационного, а затем и телевизионного) привело к тому, что они практически вытеснили визуальные наблюдения, которые стали уделом любителей астрономии. До последнего времени считалось, что эти наблюдения потеряли свою научную ценность и не могут конкурировать с инструментальными методами из-за невозможности объективного учета свойств человеческого глаза и индивидуальных особенностей наблюдателя. Однако практика показала, что по радиолокационным наблюдениям невозможно получить структуру метеорных потоков со скоростью метеорных тел выше 50 км/с из-за большого количества радиоотражений от поворотных метеорных следов и ограничений, вызванных влиянием начального радиуса и коэффициента диффузии. С другой стороны, наличие длительных рядов визуальных наблюдений основных метеорных потоков, особенно полученных в различных часовых поясах, делает заманчивой возможность использовать наблюдательный материал любителей астрономии в научных целях.
Визуальные наблюдения метеорного потока Персеид выполнены в 1972 - 1993 гг. группами наблюдателей Крымской метеорной станции имени Г.О. Затейщикова и Малой академии наук Крыма на территории Крыма, а в некоторые годы одновременно и в других регионах СНГ. Наблюдения проводились в основном школьниками, прошедшими предварительную подготовку под руководством опытных наблюдателей. Общий объем данных составил 3500 интервалов наблюдений, из них 3100 были пригодны для обработки.
Новый метод обработки визуальных наблюдений был разработан в метеорном отделе Астрономической обсерватории имени В.П. Энгельгардта. В его основу были заложены следующие принципы. Во-первых, приведенное зенитное часовое число метеоров должно быть пропорционально плотности потока метеорных тел с массами больше, чем масса метеороида, соответствующая метеору +3 звездной величины для данного метеорного потока. Во-вторых, простота обработки метода и, в-третьих, максимально возможное исключение субъективных факторов в процессе обработки. Порог +3'" был выбран потому, что он близок к эффективной предельной звездной величине Мэф (рис.1) для визуальных наблюдений. Поправка приведения наблюдаемого часового числа к этому порогу минимальна, следовательно, минимальной будет и ошибка приведения. Простота метода обеспечена отсутствием каких-либо поправок, учитывающих изменение вероятности наблюдения метеоров в поле зрения глаза. Для того чтобы минимизировать субъективный фактор, все вычисления производятся с учетом веса. В данном методе операции усреднения и применение метода наименьших квадратов выполняются с натуральными логарифмами численности метеоров N, распределения которых близки к пуассоновским (Белькович, 1961), следовательно, дисперсия N равна N + 1 и все величины ln(N) равен 1/N для N>1. Согласно физической теории метеоров и геометрическим условиям наблюдений, зенитное часовое число метеоров ZHR определяется по формуле (Андреев и др., 1983; Белькович, 1991)
где N - наблюденное число метеоров, Т - эффективное время наблюдения, Z - зенитное расстояние радианта, S - параметр распределения метеорных тел по массам, К - коэффициент приведения к +3 звездной величине. Параметры S и К находятся из распределения метеоров по звездным величинам (рис. 1).
Рис. 1. Функция распределения метеоров по звездным величинам.
При этом оператор на экране дисплея выбирает линейный участок распределения, для которого методом наименьших квадратов определяется наклон прямой на графике. В дальнейшем коэффициент К используется для поправки каждого наблюдения, а параметр S, как правило, усредняется по всем наблюдениям, и затем в формуле (1) используются его средние значения как функция долготы Солнца.
При разработке метода с помощью регрессионного анализа было исследовано влияние фазы и зенитного расстояния Луны на замечаемость метеоров. Из массива наблюдений были выбраны годы, когда фаза Луны не равна нулю. Для каждого года проведена обработка наблюдений по формуле (1). Методом наименьших квадратов для логарифма численности определены положения восходящей и нисходящей ветвей активности потока. В точке их пересечения были найдены максимальные значения ZHR, а затем их зависимость от фазы Луны РМ. Коэффициент корреляции при этом оказался равным 0.519. Путем подбора была определена поправка 1.3(1 - cos(PM)), которая исключает влияние фазы Луны.
Для исследования влияния зенитного расстояния Луны на замечаемость метеоров были выбраны такие наблюдения, когда Луна в течение ночи была и над горизонтом, и под горизонтом. Численность метеоров, полученная при видимой Луне и исправленная по формуле (1), была пронормирована относительно численности, полученной при Луне под горизонтом. При этом коэффициент корреляции нормированной численности в зависимости от зенитного расстояния Луны ZM оказался равен 0.60. Поправка, максимально учитывающая зенитное расстояние Луны, имеет вид (l-sin(ZM))0.3.
Кроме того, было обнаружено, что после исправления наблюдаемой численности по формуле (1)и за влияние Луны зависимость от косинуса зенитного угла радианта исключается не полностью. По-видимому, существует неучтенная связь между вероятностью наблюдения метеора и длиной его видимого пути. Поэтому была дополнительно исследована зависимость численности метеоров от зенитного расстояния радианта. Из всего массива данных были выбраны ночи, где есть наблюдения при малых и при больших зенитных расстояниях радианта. Для каждой ночи наблюденная численность, исправленная по формуле (1) и за влияние Луны, была пронормирована к численности, где зенитное расстояние максимально. Методом наименьших квадратов на графике проведена линия регрессии, характеризующая линейную зависимость с коэффициентом корреляции 0.70 (рис. 2). Найденная по ней поправка равна (cosZ)1.86.
Рис. 2. Зависимость ln нормированной численности метеоров N/N0; от In косинуса зенитного расстояния радианта.
Полная формула приведения наблюдаемого числа метеоров N к зенитному часовому числу ZHR примет вид
Для примера на рис. 3 показано крестиками зенитное часовое число, вычисленное по формуле (1), а кружками - зенитное часовое число, исправленное по формуле (2).
Рис. 3. Зависимость lg численности метеоров: + - исправленной по формуле (1) и О - исправленной по формуле (2) в зависимости от долготы Солнца L.
Визуальные наблюдения потока Персеид за 22 года (1972 - 1993) были обработаны описанным выше методом. Зависимость усредненного за все годы параметра S как функции долготы Солнца приведена на рис. 4 и 5.
Рис. 4. Изменение параметра S как функции долготы Солнца L. Вертикальные линии - среднеквадратические ошибки средних. |
Рис. 5. Параметр S в окрестностях минимальных значений. |
Вертикальные линии показывают дисперсию индивидуальных значений S. Минимальное значение S равно 1.57 и соответствует долготе Солнца 139.6° (эпоха 2000.0). Анализ результатов показал, что за исключением шести лет (1980 - 1982, 1991 - 1993) положение максимума потока можно считать стабильным. Значения логарифмов зенитных часовых чисел в зависимости от долготы Солнца для стабильных 16 лет приведены на рис. 6.
Рис. 6. Изменение lg(ZHR) за 16 лет как функции долготы Солнца.
Из графика видно, что все точки концентрируются вдоль четырех прямых линий, найденных способом наименьших квадратов. Это означает, что изменение плотности потока вдоль орбиты Земли как функции долготы Солнца по обе стороны от максимума меняется по экспоненте. Центральная часть потока между долготами Солнца 138.22° и 142.12° имеет больший градиент, чем на периферии. Максимальное значение ZHR = 71 соответcтвует долготе Солнца 140.36°.
Два других временных интервала 1980 - 1982 и 1991 - 1993 гг. соответствуют времени, когда ожидалось возвращение кометы Свифта-Туггля, и времени ее переоткрытия и прохождения через перигелий в декабре 1993 г. Активность Персеид для 1980 - 1982 гг. в сравнении со средней кривой показана на рис. 7.
Рис. 7. Активность Персеид за 1980 - 1982 гг. относительно линии средней активности за 16 лет. |
Рис. 8. Активность Персеид за 1991 - 1993 гг. относительно линии средней активности за 16 лет. |
Активность потока в 1980 и 1981 гг. в 1.5-2 раза выше, чем обычно, а максимум сдвинут по долготе Солнца на 0.5°. Активность Персеид в 1982 г. тоже выше обычного, но положение максимума становится близким к среднему значению за стабильные годы.
Активность потока в 1991 - 1993 гг. относительно средней кривой показана на рис. 8. В 1991 г. максимум активности потока пришелся на долгoтy Солнца 139.83°, a ZHR равно 98. Максимум же активности в 1992 - 1993 гг. находится на долготе Солнца 139.45°, а ZHR=78, что близко к обычному значению ZHR. Но в эти годы, особенно в 1991 - 1992 гг., наблюдались очень кратковременные выбросы на долготе Солнца 139.45° - 139.55°, при этом активность достигала около 250 метеоров в час. Выбросы, замеченные в эти годы, несомненно, связаны с возвращением кометы-родоначальницы. Но как объяснить выбросы в 1980 - 1981 гг. на долготе 138.9°, а также очень короткий выброс в 1989 г. на долготе 139.8° (Белькович и др., 1990)?
1. Разработан новый метод обработки визуальных наблюдений метеоров, позволяющий получать достаточно тонкую структуру метеорных потоков.
2. В результате разработки составлен пакет программ, с помощью которого можно довольно быстро обрабатывать большой массив наблюдательных данных.
3. Обработка данным методом длительного ряда визуальных наблюдений потока Персеид позволила проанализировать динамику потока и выявить изменения в его структуре, вызванные приближением к Земле кометы-родоначальницы роя.
4. Визуальные наблюдения метеоров, включающие счет часового числа и запись звездных величин, тем более проводимые в различимых часовых поясах, имеют не меньшую ценность, чем аппаратурные наблюдения. Это позволяет вернуться к обработке наблюдений, выполненных в предыдущие годы, что даст возможность определить эволюцию структуры метеорных роев, особенно долгопериодических.
Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований, код проекта 93-02-2898.
Андреев В.В., Белькович О.И., Тохтасьев B.C. Селективность фотографических наблюдений метеоров // Астрон. вести. 1983. Т. 17. Вып. 4. С. 244 - 248.
Белькович О.И. Определение средней квадратической ошибки числа метеоров в единицу времени // Астрон, вести. 1961. Т. 38. Вып. 3. С. 532-535.
Белькович (Belkovich О). Visual Meteors Observations -What is the Use? // Internal. Meteor. Conf. Potsdam, 19 - 22 Septermber 1991. P. 27-29.
Белькович О.И., Мартыненко В.В ., Левина А.С., Грищенюк A.И. Структура метеорного потока Персеид из наблюдений 1980, 1986, 1989 годов // Кометный циркуляр. 1990. Вып. 416. С. 12.
0. I. Bel'kovich, A. I. Grishchenyuk, M. G. Ishmukhametova, S. Levin, A. S. Levina, V. V. Martynenko, N. I. Suleimanov, and V. Yaremchuk
Engel'gardt Astronomical Observatory, Kazan'State University, Russia
Zateishchikov Crimean Meteor Station, Simferopol', Ukraine
Minor Academy of Sciences, Simferopol', Ukraine
A new technique ol' processing visual observations ol meteoric streams is described, and its basic principles and formulas are presented. This method was applied for processing a long-term series of the Perseid stream observations made from 1972 to 1993. The structure and peculiarities of the stream are analyzed in relation to the return of the Swift-Tuttle comet.
