Modelování fragmentace meteoroidů
Pro většinu jasných meteorů (bolidů) zaznamenaných z více stanic Evropské bolidové sítě (EN) můžeme spočítat jejich atmosférickou dráhu a také dráhu ve Sluneční soustavě. Pro tu je rozhodující znát co nejpřesněji velikost počáteční rychlosti a souřadnice radiantu meteoru (místo odkud zdánlivě vylétá). Když se jedná o velmi kvalitní pozorování, můžeme získat mnohem podrobnější popis chování původního tělesa (meteoroidu) při jeho zániku v atmosféře. V naprosto výjimečných případech část meteoroidu přežije průlet atmosférou a na zem dopadnou meteority. Pak dokážeme s přesností na stovky metrů také určit pádovou oblast a umožníme tak jejich efektivní hledání. Nalezené meteority s rodokmenem, jak je nazýváme, jsou pak nesmírně cenným materiálem pro studium vzniku a vývoje Sluneční soustavy.
K tomu všemu a také k odvozní některých fyzikálních vlastností meteoroidů používáme počítačové modelování. Vycházíme přitom z velmi přesných dat ze stanic EN a následně spočtené atmosférické dráhy tělesa. Co dokážeme pomocí modelování spočítat? V případě menších meteoroidů a tedy slabších video meteorů (milimetrová tělesa) můžeme odvodit celkovou hustotu materiálu, jak rychle ztrácí hmotu (ablační a erozní koeficient) i hmotnosti zrn, ze kterých se skládá. Pro větší meteoroidy (centimetrová a decimetrová tělesa), které pozorujeme jako bolidy, máme dat více a jsou také výrazně bohatší. Obvykle tedy můžeme podrobněji popsat zánik takového tělesa v atmosféře, jak rychle ztrácí hmotu, na kolik fragmentů se rozpadá v různých výškách nad zemí, jaké jsou hmotnosti zrn, ze kterých se skládá a jaká je mechanická pevnost částí meteoroidu.
Data o bolidech
Jaká máme k dispozici data o bolidech? Především je to radiometrická křivka (obrázek 1), která popisuje celkovou jasnost bolidu ve velmi vysokém časovém rozlišení (0,2 ms). Díky tomu pozorujeme u bolidů velmi náhlá a krátká (setiny sekundy) zjasnění i o několik magnitud (obvykle důsledek rozpadu původního tělesa na několik kusů a uvolnění drobných prachových zrn), velmi rychlé polopravidelné změny jasnosti (tzv. flickering) nebo pozvolné a dlouhotrvající (desetiny sekundy) změny jasnosti.
Obrázek 1. Radiometrická křivka Geminidy EN121218_193710 pořízená kamerou DAFO na stanici Šindelová s časovým rozlišením 0,2 ms. Pro srovnání je přidán i výřez z digitálního celooblohového snímku tohoto bolidu.
Kalibrované informace o jasnosti celého bolidu máme z celooblohových snímků. Videa z IP kamer a z velmi rychle naváděné video kamery (tzv. FIPS, Fireball Intelligent Positioning System) poskytují pro velkou část letu delších bolidů podrobné snímky rozpadu meteoroidu na jednotlivé kusy (obrázek 2) a jejich následného pohybu. Celooblohový snímek umožňuje odvodit velmi důležité údaje o rychlosti a brždění čela bolidu (zpravidla čelní kus původního meteoroidu) během celé jeho dráhy v atmosféře a poskytuje tak další pozorovací omezení fyzikálního modelu.
Obrázek 2. Ukázka výřezů z detailního videozáznamu bolidu EN300618_013421 pořízeného rychlonaváděcím systémem FIPS na observatoři v Kunžaku. Tento záznam slouží k podrobnějšímu zkoumání fragmentace meteoroidu.
Fyzikální model
Při modelování využíváme fyzikální model, který popisuje průlet a zánik tělesa v atmosféře. Obsahuje klasické rovnice popisující ztrátu hmoty meteoroidu (ablaci), jeho brždění a množství vyzářeného světla a také fragmentaci, tedy drcení meteoroidu na menší části v důsledku mechanického namáhání. Ta je přítomná prakticky u všech pozorovaných meteorů a je nutné ji do výpočtů zahrnout.
Fragmentace v našem modelu má několik podob. Často jsou to náhlé rozpady, kdy dojde k rozlomení meteoroidu na několik kusů a obvykle také k uvolnění prachu, jehož rychlá ablace způsobí prudké zjasnění bolidu. Pozorujeme ale také pozvolné a déle trvající změny jasnosti, které jsou zřejmě způsobené pozvolným uvolňováním prachových či větších částic z některé části meteoroidu. Tento proces nazýváme eroze.
Hledání řešení
Abychom odvodili fyzikální vlastnosti pro konkrétní meteoroid, musíme nalézt shodu mezi pozorovanými daty a fyzikálním modelem. Dosáhneme toho tak, že vhodně zvolíme volné parametry modelu. Z radiometrické křivky dokážeme určit okamžiky, kdy došlo k rozlomení meteoroidu na menší kusy. Naším úkolem je určit počty kusů, jejich hmotnosti, možnou přítomnost erodujících kusů nebo množství a vlastnosti uvolněných prachových zrn. Tradiční cesta je metoda pokus–omyl, kdy volíme náhodně i na základě dlouhodobé zkušenosti tyto hodnoty a dosahujeme stále lepší shody s pozorováními (celková jasnost bolidu, brždění).
V posledních letech ale také rozvíjíme poloautomatickou metodu hledání řešení, která se opírá o genetický algoritmus. Nápad použít zjednodušená pravidla evoluce života v programování pochází už z roku 1950, ale více se tyto algoritmy rozvíjely v 60. a 70. letech a masově potom v 90. letech 20. století. Jejich síla spočívá v jejich univerzalitě (řeší optimalizační problémy v různých oblastech) a robustnosti (často najdou dobré řešení).
Na obrázku 3 je zobrazena radiometrická křivka jedné jasnější Geminidy (EN131218_012640) spolu s modelem, který byl nalezen pomocí genetického algoritmu. Obrázek 4 potom ukazuje brždění pro tuto Geminidu. V obou případech je shoda fyzikálního modelu s pozorovanými daty výborná, takže vlastnosti meteoroidu v modelu velmi pravděpodobně odpovídají vlastnostem pozorovaného tělesa.
Obrázek 3. Radiometrická křivka Geminidy EN131218_012640 (šedé body) spolu s modelovanou celkovou jasností bolidu (purpurová křivka) a taky dílčími jasnostmi fragmentů (černé křivky) a uvolněného prachu (zelené křivky). Svislé čárkované čáry značí okamžiky rozpadu meteoroidu a jeho částí. Na vodorovné ose je relativní čas v sekundách, na svislé absolutní jasnost v magnitudách.
Obrázek 4. Rezidua v dynamice čelního fragmentu, tj. rozdíl mezi polohou z pozorování a z modelu v kilometrech (svislá osa) v závislosti na relativním čase v sekundách (vodorovná osa). Tři barvy odpovídají stanicím Evropské bolidové sítě.
Co můžeme z modelu odvodit?
Nyní můžeme z našeho modelu odvodit poměrně hodně vlastností meteoroidu: upřesněnou počáteční hmotnost, hmotnosti jednotlivých kusů uvolněných při fragmentaci, tlak působící na čelo fragmentů v okamžiku rozpadů (a tedy mechanickou pevnost fragmentů, která je tlaku úměrná) a vlastnosti prachových i větších zrn, která se uvolnila při rozpadech. Ve vzácných případech můžeme také spočítat konečnou hmotnost a vektor rychlosti fragmentů, které průlet atmosférou přečkaly (meteority) a pomocí dalšího postupu (výpočet temné dráhy se zahrnutím měřeného výškového profilu větru) určit i pádovou oblast. Vzácně jde o větší množství meteoritů, které se vyplatí hledat. Celá řada takových případů je uvedená na stránce o významných bolidech.
Tímto způsobem využíváme špičková data z Evropské bolidové sítě k odvození fyzikálních vlastností meziplanetární hmoty. V poslední době se taky snažíme o využití dat o slabších meteorech z video pozorování k modelování, jejich propojení s daty z EN pro slabší bolidy a popis vlastností meteoroidů v závislosti na velikosti od těch největších (několik decimetrů) až po milimetrová tělesa.