<< 1.6. Ryhmähavainnot | Sisällysluettelo | 2.1.1 Ablaatio - meteorin loisto ja tuho >>

II Taustatietoa

2.1. Meteorit, tulipallot ja meteoriitit

Sana meteori on peräisin muinaisesta kreikan kielestä ja merkitsee ”ilmassa”. Ennen 1900-lukua meteor(a)-sanaa käytettiin revontulista ja monista muista ilmakehän ilmiöistä, kuten sateenkaarista ja pilvimuodostelmista, jotka nykyään kuuluvat meteorologian piiriin - esimerkkinä Dr. B. Franklinin 1700-luvun artikkeli vesipatsaista eli trombeista merellä, joiden sanottiin olevan ”vaarallisia meteoreita”. Varhaisimmat meteorihavainnot ovat 6000 vuoden takaa, mutta ensimmäinen varma kirjattu havainto meteoriparvesta on vasta vuoden 36 j.Kr. perseideistä. Kansanomaisesti meteoreja on kutsuttu tähdenlennoiksi ja tässä oppaassa käytetään myös tätä tieteellisesti ajatellen harhauttavaa nimitystä tautofonian välttämiseksi.

Ennen 1800-lukua tähdenlentojen oletettiin olevan ikivanhan Platon selityksen mukaan "maallista, eli vulkaanista alkuperää", eli niin sanottuja aeroliittejä. Niistähän oli kirjattu putoamishavaintoja jo vuodesta 465 e.Kr. lähtien.

Esitettiin myös, että meteoreilla olisi jotakin yhteyttä ilmakehän sähköpurkausten, suokaasujen ja jopa kuolleiden kukkien huurujen kanssa. Eräs teoria selitti meteoriitit ilmassa olevien kivipölyhiukkasten yhteenkeräytymisen ja putoamisen olevan identtinen prosessi raesateiden kanssa. Taivaalta putoili ajoittain kiviä, mutta niiden alkuperää ja yhteyttä meteoreihin ei vielä 1700-luvun tiedekään osannut yhdistää, vaikka kymmenet kirjatut taivaalta pudonneet kivet niitä edeltävine valo- ja ääniefekteineen ja varsinkin vuonna 1803 Ranskan ilmatilassa räjähtänyt tulipallobolidi ja sitä seurannut kolmen tuhannen kappaleen kivisade aiheuttivatkin kiivaita tieteellisiä väittelyitä.

Meteoriaktiivisuudessakin oli havaittu vaihteluja, mm. Laurin päivän meteorit tunnettiin jo satakunta vuotta ennen koko meteoriparvikäsitettä ja (loka)-marraskuun parven tuottamia meteorimyrskyjä kirjattiin historiankirjoihin jo 1200-luvulta asti.

Aeroliittien ja tähdenlentojen arvoituksen selvittämiseen tarvittiin oikeita teorioita ja sopivia kokeita joilla ne todistetaan. Vuonna 1794 saksalainen fyysikko Ernst Chladini esitti meteorien olevan maapallon ulkopuolelta kotoisin oleva ilmiö ja jo syksyllä 1798 Göttingenin Yliopiston opiskelijat W. H. Brandes ja J. F. Benzenberg fysiikan professorinsa G. C. Lichtenbergin kannustamina tekivätkin kuusi yötä kestäneen havaintosarjan, joka selvitti meteorien nopeudet ja esiintymiskorkeudet. Tätä oli jo aiemmin yritetty eteläisessä Saksassa 17. marraskuuta 1623 nähdystä Tübingenin tulipallosta, mutta yksimielistä tulkintaa meteorin korkeudesta (148 km?) ei vielä silloin syntynyt.

Göttingeniläisten opiskelijoidenkin ensimmäinen olettamus meteorien esiintymiskorkeudeksi oli noin 7 km ja kappaleiden alkuperänä pidettiin Maata! He järjestivät kahdessa paikassa samanaikaisia tähdenlentohavaintoja, joiden välimatkaa kasvatettiin kesken havaintosarjan 16 kilometriin. Molemmat havaitsijat piirsivät lyhtyjensä valossa tarkasti kartoilleen meteorin syttymis- ja sammumispisteet, sekä kronometreista tapahtuma-ajan. Kaikista 204 havaitusta meteorista molemmille havaitsijoille yhteisiä oli 22 kpl.

Kuva 2.1.1. Meteorin korkeuden selvittäminen ensimmäisen kerran.

Tähdenlennon näennäisen paikan täytyi eri kohdista katsottuna olla erilainen; siinä ilmenee parallaktinen siirtyminen tähtiin nähden, josta sitten voidaan laskea meteorin syttymis- ja sammumiskorkeus, sen kulkeman radan pituus ja nopeus. Brandes ja Benzenberg tulivat odottamattomaan, mutta erittäin tärkeään tulokseen: tähdenlennot tapahtuivat paljon korkeammalla (kokeen mukaan alin korkeus 26 km, ylin 170 km), kuin aikaisemmin oli luultu, ja niiden nopeus (29–44 km/s) oli huomattavasti suurempi kuin yleensä Maan pinnalla tavattavat nopeudet. Vaikka tuloksissa oli huomattavasti hajontaa lyhyestä havaintopaikkavälistä johtuen, tuli kuitenkin todistetuksi, että tähdenlentoja aiheuttavat ns. ”valaisevat meteori” ovat varmaankin kosmista alkuperää, eivätkä Maasta peräisin olevia aeroliittejä. Kesti kymmeniä vuosia ennen kuin kokeen tulokset ja seuraukset meteorien syntyteoriaan hyväksyttiin tiedepiireissä.

Vuonna 1818 Chladini esitti meteoroidien kiertävän Aurinkoa omina ryhminään. Ajatuksesta seurasivat meteorivirtojen ja parvien, sekä radiantin olemassaolo, jotka varmistuivat vasta vuonna 1833 leonidi-myrskystä tehdyissä radianttihavainnoissa, sekä saman vuosikymmenen lopulla lyridi- ja perseidiparvien normaalia aktiivisempina vuosina tehdyistä vastaavista havainnoista. Schiaparelli pystyi laskemaan Swift-Tuttle (1862 III) -komeetan radan vuonna 1867 ja toteamaan sen yhteneväisyyden 1866 leonidi-myrskyn meteoroidien kanssa. Periaatteessa jokaisen komeetan radalta siis piti löytyä meteoroideja ja aika monelta niitä löytyykin, mutta läheskään kaikki radat eivät kuitenkaan kohtaa Maan rataa.

Kuva 2.1.2. Komeettojen ratoja aurinkokunnassa.

Adolphe Quetelet julkaisi maailman ensimmäisen meteoriradianttiluettelon Belgiassa 1839, jota seurasi Herchell&Gregin luettelo 1872, jossa oli jo 139 radianttia, tietolähteenä 6000 eurooppalaista havaintoa 20 vuoden ajalta. Vuonna 1876 brittiläinen meteoriharrastaja W. F. Denning listasi omista havainnoistaan 27 meteoriradianttia. Huikean 63-vuotisen havaitsijanuran tuloksena Denning lopulta listasi 1482 eri meteoriradianttia, josta noin 97% pelkkää kuvittelua – liekö tämä varoittava esimerkki siitä, miten ”mopo voi karata” innokkaan tieteenharrastajan käsistä? Muutkin sortuivat samaan virheeseen ja menetelmät, joilla meteoriradiantteja, eli parvia taivaalta haettiin ja varsinkin, miten havaintotietoja silloin käsiteltiin, olivat monesti virheellisiä.

Tähdenlennon, eli meteorin siis aiheuttavat Maan ilmakehään (tai yleisesti planeetan tai kuun kaasukehään) ulkoavaruudesta osuvat pienet materiahiukkaset, meteoroidit, jotka eivät yleensä ole hiekanmurusia suurempia. Ilmakehään tullessaan hiukkaset luovuttavat suuren nopeutensa vuoksi liike-energiansa säteilynä aiheuttaen maanpinnalle asti näkyvän valoilmiön; tähdenlennon, eli meteorin. Usein puhutaan kitkan aiheuttamasta meteoroidin ”palamisesta” ilmakehässä, mutta kitkasta tai palamisesta ei ole kysymys.

Kahta samanlaista meteoria ei ole! Tässä kappaleessa esitetään useita meteorin käyttäytymiseen liittyviä tieteellisesti selvitettyjä erikoispiirteitä ja ominaisuuksia, joita kaikkia tuskin millään yksittäisellä meteorilla on. Meteoriitin pudottajilla on tiettyjä erikoisominaisuuksia, mutta koska tämä on meteorien havainto-opas, pitää muistaa, että kiventiputtajat ja niiden erikoispiirteet ovat visuaalisesti havaittujen meteoreiden suuressa joukossa harvinaisia, alle promilleluokan poikkeuksia.

Osa avaruuspölystä, sopivassa kulmassa ja hitaalla nopeudella ilmakehän kohtaavat mikrometeoroidit, jarruuntuvat pysähdyksiin jo ilmakehän yläosassa tuhoutumatta ja jäävät leijailemaan sinne laskeutuakseen hitaasti vuosien kuluessa alas.

Meteorit syttyvät pääasiallisesti noin 110 kilometrin korkeudessa ja sammuvat viimeistään noin 25 kilometriä alempana. Lentoradan pituus voi kuitenkin olla sen vinoudesta riippuen jopa 100 km.

Meteorin alkukorkeus [km]: hb = 100+v_inf²/200

Meteorin loppukorkeus [km]: he = 75+v_inf²/200

Meteorin keskikorkeus [km]: h = 86+v_inf²/200

Meteorin tulokulman vaikutus keskikorkeuteen [km]: h = 78+0.48*v_inf+m-θ/10
jossa m on meteorin kirkkaus [mag.], θ on meteorin elevaatiokulma [°]

Jos meteori on kirkkaampi kuin Venus, eli –4 mag, sitä kutsutaan tulipalloksi.