Poprvé byl odhalen meteorický déšť dopadající ne na Zemi, ale na jinou planetu ve Sluneční soustavě – na Mars.
Stalo se tak na základě předpovědi, že oběžnou dráhu Marsu protínají částice uvolněné z komety 79P/du Toit-Hartley. Tyto předpovědi vycházely i z pozorování aktivity v marťanské ionosféře americkou sondou Mars Global Surveyor (MGS).
Apostolos Christou, který presentoval výsledky ve středu 2. dubna na konferenci NAM v Belfastu (RAS National Astronomy Meeting, 31. března až 4. dubna 2008), řekl: „Stejně jako můžeme předpovídat meteorické roje na Zemi, např. Leonidy, můžeme předpovídat meteorické deště na Marsu a na Venuši. Domníváme se, že meteory na Venuši i Marsu jsou stejně jasné jako ty, které pozorujeme na Zemi. Nejsme v pozici, abychom je mohli na marťanské obloze sledovat přímo. Musíme prohledávat data ze sondy a hledat důkaz, že částice shořely v horních vrstvách atmosféry.“
Pozorování meteorických dešťů poskytuje informace o stáří, velikosti a složení částic vyhozených z jádra komety, o rychlosti vyhození, dále o složení a historii samotné komety. K oběžné dráze Marsu se přiblíží zhruba 4krát více komet než k Zemi, velký podíl tvoří komety z Jupiterovy rodiny komet. Mars proto nabízí možnost lépe porozumět meteorickým dešťům a Jupiterově rodině komet.
Rychle se pohybující meteorická částice (meteoroid) ionizuje molekuly zemské atmosféry a vzniká „viditelný“ meteor (proud ionizované zářící plazmy). U Země k tomu dochází ve výšce přibližně 95 až 100 km, u Marsu je vzhledem k řídké atmosféře předpovězená výška 80 až 95 km nad povrchem planety.
V nejvyšších vrstvách (u Země asi od 120 km) je zemská atmosféra tak řídká, že nedochází k ionizaci pouze k ojedinělým srážkám s molekulami vzduchu (tzv. fáze rozprašování). Meteorické deště zanechají v horních vrstvách atmosféry Marsu tenké vrstvičky plazmy, které může MGS nepřímo detekovat.
Christou, Jérémie Vaubaillon a Paul Withers vytvořili model, který umožnil předpovědět meteorický déšť způsobený proudem prachových částic z mateřské komety 79P/du Toit-Hartley. Na základě tohoto modelu identifikovali 6 meteorických dešťů. MGS nemůže meteory pozorovat přímo, ale důkaz o existenci vrstviček plazmy může být odvozen z mapy elektronové hustoty v atmosféře Marsu, která vzniká na základě měření MGS.
Ze 6 předpovězených spršek byla ionosférická data z MGS dostupná pro duben 2003 a březen 2005.
Tým našel požadovanou ionosférickou poruchu v datech z dubna 2003 – odpovídala předpovězenému času i výšce vzplanutí. Při maximu se struktura marťanské ionosférické poruchy velmi podobala té, kterou astronomové pozorují v zemské ionosféře při Perseidách.
V datech z března 2005 nebylo v době předpovězeného meteorického deště (nebo ihned po) nic pozorováno. Christou říká:
„Myslíme si, že meteorické částice shořely ve větší výšce, kde ionizace tak dobře nefunguje. Pokud chceme získat zřetelný obraz celé dráhy meteoru, potřebujeme víc optických a ionosférických pozorování meteorických dešťů z obou planet - ze Země i z Marsu. Teprve pak budeme moci stanovit konečné spojení mezi příčinou a následkem. Pro potvrzení našich předpovědí jsou stejně důležitá i další pozorování marťanských meteorických dešťů - buď z oběžné dráhy nebo z povrchu planety. A nakonec – pro zdokonalení modelu musíme sledovat komety, které by mohly způsobit meteorické deště na Marsu.“
Christou nyní zkoumá možnosti pozorování meteorických dešťů na Marsu během plánované evropské mise ExoMars (rok 2015?).
Zdroj: ScienceDaily IMO
Diskuze:
