Tähtitieteellinen yhdistys Ursa
Meteorit

2.2. Meteoroidien kiertoradat
Keplerin lakien mukaan jokainen aurinkokuntaan kuuluva kappale liikkuu joko elliptisellä, parabolisella, tai hyperbolisella radalla Auringon ympäri. Parabolinen ja hyperbolinen rata on avoin, kun taas elliptinen on suljettu. Kahdella ensin mainitulla radalla kappale voi etääntyä Auringosta rajattomasti ja näin ollen kappaleen ei tarvitse kuulua varsinaisesti aurinkokuntaamme. Jotta kappale voisi etääntyä Auringon gravitaation ulottumattomiin, se tarvitsee riittävän suuren nopeuden Auringon suhteen (heliosentrinen nopeus, Vh), joka esim. Maan etäisyydellä Auringosta on noin 42 km/s. Jos kappaleen heliosentrinen nopeus on suurempi kuin 42 km/s, se on parabolisella tai hyperbolisella radalla ja eikä siis välttämättä kuuluu aurinkokuntaamme pysyvästi. Tarkoilla valokuvaus- ja tutkahavainnoilla on todettu, että heliosentrista nopeutta suurempi nopeus on vain alle yhdellä prosentilla kaikista Maan ilmakehään osuneista meteoroideista.



Hyperboliset radat tiettävästi syntyvät suurien planeettojen vaikutuksesta; erityisesti Jupiterin, tai Saturnuksen gravitaatiokenttä on lähiohituksessa riittävän voimakas muuttamaan aurinkokunnassamme ellipsiratoja liikkuvien kappaleiden ratoja hyperbolisiksi. Komeetat ja niistä irronneet meteoroidit ovat osa sitä samaa keräytymäkiekkoa, josta koko aurinkokuntamme on aikanaan muodostunut. Meteoroidien heliosentrinen nopeus on siis lähes poikkeuksetta pienempi, kuin 42 km/s, mutta tätä nopeutta ei pidä sekoittaa ns. geosentriseen nopeuteen (Vg), tai atmosfääriseen nopeuteen (Vinf tai Va). Geosentrisellä nopeudella tarkoitetaan meteoroidin teoreettista nopeutta Maan suhteen ilman Maan painovoiman huomiointia. Maa liikkuu radallaan Auringon ympäri 30 km/s (Ve) ja kun meteoroidin heliosentrinen nopeus voi olla korkeintaan 42 km/s, suurin nopeus, jolla ellipsiradalla kiertävä meteoroidi voi Maan ilmakehään iskeytyä, on 72 km/s. Kohtaamisnopeuden ollessa näin suuri meteoroidin saama lisäkiihtyvyys Maan painovoimakentässä on vähäinen, jolloin meteoroidin atmosfäärinen nopeus on vain hitusen korkeampi, kuin Maan ja meteoroidin heliosentristen nopeuksien summa.

Kuvan 2.2.4. vasemmanpuoleinen, nopeampi parvi, olisi havaittavissa yöllä, kun taas oikeanpuoleinen nopeudeltaan hitaampi olisi päiväparvi. Parven ratatason jyrkkä inklinaatio vähentää maan nopeusvektorin vaikutusta.

Meteorihavainnot tarjoavat uutta tietoa meteoriparvien synnystä, radoista ja meteoroidien koosta ja ne ovat suureksi avuksi parvien aktiivisuuden vaihtelun määrittämiselle ja kertovat myös hienojakoisen pölyn ja maan radan leikkaavien komeettojen liikkeistä. Meteoriparvien kehittymisestä voidaan päätellä jotakin myös oman aurinkokuntamme aiemmista kehitysvaiheista.
- EPSC 2022 Espanjan Granadassa 4.11.2022
- Viikonlopullinen aurinkokunta-asiaa 28.2.2022
- Aurinkokuntatapaaminen verkossa 11.3.2021
- EPSC 2020 – Tiedekonferenssi virtuaaliseen tapaan 25.10.2020
- Aurinkokuntatapaaminen 2020 28.2.2020
-
Meteorikuva III 3.3.2025 klo 21.14; Vaasa; Timo Alanko
-
Meteorikuva II 1.2.2025 klo 19.18; Ulvila; Vesa Puistovaara
-
Meteorikuva 18.1.2025 klo 0.00; Jyväskylä; Petri Tikkanen
-
Kvadrantidit IV 11.1.2025 klo 7.41; Kokkola; Pentti Ketola
-
Tulipallo yöllä, Venusta kirkkaampi III 26.3.2025 klo 22.19; Teuva; Kai Haapala
-
Tulipallo yöllä, kuin täysikuu III 25.3.2025 klo 22.10; Kolari; Kai Rantala
-
Tulipallo yöllä, kuin puolikuu III 23.3.2025 klo 23.16; Vaasa; Erkki Rantamäki
-
Tulipallo yöllä, Venusta kirkkaampi III 23.3.2025 klo 1.15; Vesanto; Timo Kuhmonen
- Vs: Suomen ensimmäinen rautameteoriitti löytynyt Lieksasta 16.3.2025
- Vs: Suomen ensimmäinen rautameteoriitti löytynyt Lieksasta 16.3.2025
- Vs: Suomen ensimmäinen rautameteoriitti löytynyt Lieksasta 11.3.2025
- Vs: Tapojeni orja 19.2.2025
- Vs: Tapojeni orja 20.1.2025