Meteori

Meteori eli tähdenlento on valoilmiö, joka syntyy, kun pieni kivi eli meteoroidi ”palaa” ilmakehässä. Tavallisesti tämä valoilmiö kestää muutamia sekunnin kymmenyksiä, jos sitäkään, korkeintaan muutaman sekunnin. Silmin näkyvä meteori syntyy yli 0,1 millimetrin läpimittaisen kappaleen tuhoutuessa ilmakehässä, mutta tutkalla havaitaan pienempienkin kappaleiden (niin sanottujen mikrometeorit) ionisaatiovanoja.

Meteoroidista tulee meteoriitti, jos se selviää Maan pinnalle asti. Tulipallo on kirkas (kirkkaampi kuin –4 magnitudia) meteori. Kirkasta räjähtävää tai roihahtavaa meteoria kutsutaan bolidiksi. Tulipallon synnyttää noin yli kahden senttimetrin läpimittainen kappale. Joidenkin ilmakehässä hajoavien tai räjähtävien suurten kappaleiden läpimitta on metrejä, jopa kymmeniä metrejä. Suurin osa kirkkaimmista havaituista tulipalloista ei kuulu meteoriparviin. Havaituista tulipalloista käytännössä kaikki jäävät meteoreiksi, avaruusromun maahan putoamisia todennetaan hyvin harvoin.

Meteorit saavat alkunsa komeetoista ja asteroideista periheliohituksessa tai emokomeetan hajoamisessa irronneesta materiasta, josta hitaasti muodostuu emokappaleen kiertoradalle meteorideista koostuva Aurinkoa kiertävä partikkelivyö. Jos Maa kiertoradallaan leikkaa tämän partikkeleiden kiertoradan, ne havaitaan maanpinnalla meteoreina. Jos ne näyttävät tulevan yhdestä pisteestä taivaalta aina samaan aikaan, ilmiötä kutsutaan tähdenlento- eli meteoriparveksi.

Meteorit jaetaan kahteen kastiin sen mukaan, kuuluvatko ne meteoriparviin vai eivät. Meteoriparviin kuulumattomia meteoreja sanotaan sporadisiksi meteoreiksi. Sporadisen ja parvimeteorin ero on häilyvä (samoin kuin se mitä meteoriparvia parviluetteloon listataan), sillä periaatteessa merkityksettömän heikkoja meteoriparvia on lähes kirjaamaton lukumäärä, jolloin jokainen meteori kuuluisi johonkin parveen. IAU:n meteoriparvilistalla on 276 parvea, joista vakiintuneemmiksi luetaan 56 kappaletta. Tunnetuimpia meteoriparvia ovat tammikuun alun kvadrantidit, elokuun perseidit, marraskuussa ajoittain runsainakin esiintyvät leonidit ja joulukuun geminidit.

Suurin osa Aurinkoa kiertävästä meteoridipartikkelimäärästä on radalla, jonka kaltevuustaso (inklinaatio) on alle 30 astetta planeettojen ratatasoon nähden. Tämän vuoksi joidenkin meteoriparvien ja varsinkin sporadisten meteorien säteilypisteiden aktiivisimmat alueet sijaitsevat ratatason tuntumassa. Maan oma kiertoliike Auringon ympäri aiheuttaa sporadisten meteorien radiantti-alueiden keskittymisen Maan aamupuolen suuntaan. Meteoroidien kiertoratojen elliptisyys aiheuttaa aktiivisuusalueen Auringon suunnalle ja sen vastakkaiselle suunnalle. Näistä kahdesta suunnasta saapuvia meteoreja kutsutaan helionisiksi ja antihelionisiksi, jotka näin erotetaan muista sporadisista meteoreista. Helionisia meteoreita ei kuitenkaan juuri voi havaita ilman tutkalaitteita, sillä ne näkyvät valoisalla taivaalla päiväsaikaan, kun taas antihelionisia havaitaan yötaivaalla.

Maan ilmakehään osuu vuorokaudessa noin 10–100 tonnia meteoriittiainesta. 75 % siitä on läpimitaltaan alle 1 mm. 1 mikrometrin läpimittainen kappale osuu 30 mikrosekunnin välein, 1 mm:n läpimittainen 30 sekunnin välein ja 1 metrin läpimittainen joka vuosi.

Meteori-ilmiötä tutkiva tieteenala, meteoriastronomia, sai alkunsa 1800-luvun viimeisinä vuosikymmeninä jaksoittaisten meteoriparvien aktivoituessa (esimerkiksi leonidit). Meteorihavaintoja tehtiin 1930-luvulle asti lähinnä paljain silmin, sen jälkeen valokuvaamalla, 1940-luvulta lähtien VHF-alueen tutkilla ja viime vuosikymmeninä valoherkillä videokuvauslaitteistoilla, infrapunaspektrometreillä ja voimakastehoisilla UHF-tutkilla, sekä planeettaluotainten mukana lentävillä pölypartikkeli-ilmaisimilla.

Lähteet

• Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry: Tähdet 2006. Ursa, 2006.

Kirjallisuutta

• Lagerstedt, Ilpo: Aaveraketteja ja muita taivaan ilmiöitä. Helsinki: Books on Demand, 2011. ISBN 978-952-498-649-6

Aiheesta muualla

• Ursan meteorijaosto