Pavol Habuda

Roj τ Herkulid (IAU #61) je málo známý roj, o jehož existenci není moc známo. Jeho mateřským tělesem je kometa s jazykolomným jménem 73P/Schwassmann-Wachmann 3 (dále jen SW3). Letos bude kometa procházet poblíž uzlu dráhy a je šance, že uvidíme možná i několik stovek tisíc meteorů za hodinu. (Statistika praví, že to bude něco mezi totálním propadákem a spektakulárním sukcesem. Murphyho zákony praví, že je to pokaždé to první.) Jak velká ta šance je není jasné. Je to způsobeno tím, že typické předpovědi spršek počítají se spořádanou kometou, která se nerozpadá a pouze pouští do prostoru malé částice – meteoroidy. V tomto návratu ale potkáme materiál vzniklý kataklismatickým rozpadem komety v roce 1995. Jestliže je šance na skutečný déšť, tak je to letos. A jako obvykle – pozorovací podmínky favorizují pozorovatele v Severní Americe. Další možná sprška bude v roce 2049, to potkáme materiál z normálního návratu.

Historie komety
Kometa SW3 byla objevena v roce 1930 v Hamburku dvojicí Friedrich Carl Arnold Schwassmann a Arno Arthur Wachmann (raději neskloňuji) na deskách z 2. května. Předběžná kalkulace dráhy odhalila, že kometa projde 31. 5. 1930 jenom 9 milionů kilometrů od Země (0,0616 AU). I přes velkou blízkost byla kometa poměrně slabá – jenom 6 magnitud. Oběžná doba komety byla spočtena na 5,4 roku. Její malá velikost ale způsobila, že byla ztracena.

Znovunalezena byla až v roce 1979. V roce 1995 prošla rozpadem, který způsobil její zjasnění o 3 řády (z 12,8mag na 5.5mag). První prudké zvýšení jasnosti bylo pozorováno v rádiové oblasti 8. září. Pozorovatelé na Observatoire de Paris-Meudon’s Nancay Radio Telescope zjistili výrazné zvýšení aktivity na čáře hydroxylu OH –, s maximem 2,22±0,22×1029 molekul/sekundu. To je jen 10× méně než maximální výkon u 1P/Halley v roce 1986. Halleyova kometa má ale rozměry 15×8×8 km, zatímco SW3 je desetkrát menší (100× menší povrch). Tou dobou byla blízko Slunce. 17. září byla její jasnost odhadnuta na 8,3 magnitudy. Další zjasnění nastalo 22. října – 6,3 magnitudy. Tehdy se už vzdalovala od Slunce, ale její jasnost klesala méně než bychom očekávali. V prosinci byl vizuálně potvrzen rozpad komety, bylo identifikováno 5 úlomků, označováno písmeny abecedy. Sekanina zpětně odhadl, že k rozpadu složek B a C došlo někdy kolem 24. října. Následně se od B oddělila A (1. 12.). Jádro D se oddělilo od C (hlavní jádro) koncem listopadu. Odhady říkají, že rozpad hlavního tělesa vedl k snížení velikosti jádra z 1,5 km na 1,1 km. Další návraty byly pozorovány další a další úlomky, některé z nich procházejí dalším rozpadem. Při návratu v roce 2006 jich bylo kolem 70. Jejich typická velikost je několik desítek metrů. Každý další návrat pokračují jejich dezintegrace. Spíše než rozlomení na dva stejně velké kusy dochází u odlamování slupek povrchu – útvar se typicky rozdělí na velkou a malou část. Něco jako tající ledovec. Kometa je sice špinavá sněhová koule, ale zdaleka ne homogenní. Její vznik probíhal v různých částech Sluneční soustavy. Některé oblasti obsahují více těkavých látek, jiné více silikátů. Také při odpařování těkavých látek vzniká na povrchu černá krusta – zvenčí je kometa spíše „špinavá prachová koule“, tlustá několik metrů Zatímco asfalt odráží 7 % světla, tak 1P/Halley odráží 4 %. Když se tahle krusta prohřeje, může dojít k její rozlomení, úniku (sublimaci) podpovrchových látek a následné výtrysky chrlí plyn a prach z povrchu pryč, dokud se materiál nevypotřebuje. A proces se může opakovat.
Více o kometě naleznete na Wikipedii: https://cs.wikipedia.org/wiki/73P/Schwassmann-Wachmann

Historie meteorů
Po objevu komety v roce 1930 Shibata z hvězdárny v Kjótu (Kwasan Observatory) spočetl dráhu a určil, že 9. června by mohl být pozorován meteorický roj, blízko uzlu dráhy komety. Poloha radiantu se promítla nedaleko hvězdy τ Her (α = 234,5°,
δ = 44°), a podle něj dostal očekávaný roj své jméno. Poloha radiantu se ale značně mění a dnes by určitě dostal jméno jiné, možná po kometě. Japonští pozorovatelé zaznamenali mezi koncem května a začátkem června jen několik potenciálních členů roje, případná aktivita tak byla velice slabá. Pak 9. června oznámila hvězdárna, že pozorovala spršku meteorů. A další noc další spršku. První noc jeden pozorovatel pozoroval 1.00 h a viděl spolu 59 meteorů. Stejný pozorovatel viděl nasledující noc 36 meteorů za 30 minut. Tohle už vypadá podezřele. Pozorovatel se
jmenoval Kaname Nakamura, podle něhož byly meteory velice slabé a pouze několik z nich mělo 4. magnitudu. Zbytek 5. a 6. mag. Úplněk nastal 11. června, takže tohle pozorování mohlo mít při běžné obloze MHV kolem 4,5 mag. Navíc Nakamura popsal, že Měsíc měl kolem sebe halo, a osvětloval vysoké cirry. Pozorovatelé ve Spojeném království pozorovali noci 5., 7. a 9. června a nezaznamenali žádnou aktivitu (což můžeme dát za vinu úplňku). Rovněž kontrola originálních zákresů z jiných nocí ukazuje, že značné množství jeho meteorů prochází radiantem (radiant je uprostřed mezi začátkem a koncem zákresu). Dnes panuje shoda na tom, že Nakamurovo pozorování nelze brát vážně, dokud se neprokáže jinak.
V bulletinu hvězdárny v Kjótu lze ale nalézt další pozorování z 21. května. T. Miyasawa pozoroval vyšší počet slabých meteorů z radiantu α = 219,75°, δ = 29,67°. Během 25 minut zaznamenal 11 meteorů, a další tři mimo tento interval. Jeho kolega K. Nakamura hlásil 100+ meteorů za stejný interval s poznámkou, že bylo „nemožné zaznamenat je všechny“. Další dny oba pozorovatelé hlásili „rapidní pokles aktivity“.
Takže byla v roce 1930 pozorována sprška, nebo nebyla? Není to jisté, ale jestli byla sprška 21. května reálná, pak nesouvisela s návratem SW3 v témže roce. Musela by patrit vlečce vzniklé před 1801.
Když se podíváme do starých čínských kronik, pak se nabízí několik možných dešťů, které by mohly souviset s SW3. Asi nejslibněji se jeví pozorování z 12. dubna 246 př.n.l. (13. květen pro epochu J1900.0) s radiantem α = 250°, δ = 32°. Spojitost ale prokázat nelze. Katalogy pozorovatelů z 19. a 20. století neukazují žádný pravidelný radiant. Dráhy z Lindbladova katalogu ukazovaly několik podezřelých drah které byly původně připsány τ Herkulidám, ale pozdější analýza ukázala že dráhy s rojem nesouvisí. Radarové prohlídky HRMP v šedesátých letech, ani CMOR v letech 2000–2004 nenašly žádný podezřelý zdroj. Analýza videometeorů z let 2000–2001 neukázala žádný radiant. Až v roce 2006 byla zaznamenána nenulová radarová aktivita. Vizuální nikoliv.
Změna nastala v minulém desetiletí, kdy se staly běžnými videoprohlídky amatérských a poloprofesionálních astronomů. CAMS prohlídka oblohy v Kalifornii získala 3 dráhy 2. června 2011 (z celkem 12 drah za noc). Poloha radiantu α = 215,5°, δ = 34°.
Další dráhy získala prohlídka CAMS BeNeLux v noci 30.–31. května 2017. Během hodiny zaznamenali 5 drah. Jejich zdrojem byla vlečka z roku 1941. Radiant α = 212,6°, δ = 29,7°. Během noci byly zaznamenány další 4 dráhy roje. ZHR tehdy dosáhla nižší desítky.

Pravidelná aktivita?
Bývaly doby, kdy každý správný amatér měl svůj vlastní meteorický roj, který objevil on sám. Když si vyznačíte radiant, tak z něj vyletí několik sporadických meteorů za noc. Máte tedy nenulovou aktivitu, i když si zvolíte polohu radiantu a rychlost náhodně. Takto náhodně zvolený bod má ZHR 1–3, podle zkušenosti pozorovatelů a aktivity sporadického pozadí. Při hledání pravidelného roje souvisejícího s kometou SW3 nutně nalezneme kandidáty, které mají podobné parametry čistě náhodou.
Jedním takovým potenciálním rojem souvisejícím s SW3 jsou dubnové α Bootidy. Jsou ale aktivní víc než měsíc předem. Poloha radiantu zhruba sedí (vezměte v potaz denní pohyb), rychlost také. Jejich aktivita je slabá. Dalším možným rojem je roj v japonských katalozích se stejným jménem. Všechny tyto tři roje mají podobné charakteristiky a je možné že se jedná o ve všech případech o pozůstatky SW3. U Hashimotových Bootid se někdy udává rychlost slow/medium. Podle japonských pozorovatelů jsou pravidelně aktivní (ZHR 3).
Stálo by za to projít záznamy z kamer (CAMS, GMN, MetRec, EDMOND …) a kouknout na aktivitu roje. Není mi známo, zda někdo tak v poslední době udělal. Při analýze je třeba být ostražitý a při aplikaci S-D kritéria se nevěnovat ani tak absolutní hodnotě S-D, ale „kolenu“, plató oblasti. Roj je mladý, vlečky se navzájem nepropletly a případný radiant má tedy složitou strukturu a každý den se může měnit poloha centroidu. Nelze to udělat automaticky, musí jít o pečlivou manuální práci.
Obecně pro τ Herkulidy platí, že je lze lehce rozeznat. Jejich rychlost je mnohem nižší než u jiných rojů toroidální skupiny. V podstatě cokoliv, co letí z Pastíře a oblasti napravo od něj a má správnou rychlost je pravděpodobně Herkulida. Pro úhlovou rychlost τ Herkulid platí zhruba ω=0.6v g×sinh×sin D , kde ω je úhlová rychlost meteoru, v g geocentrická rychlost, h výška radiantu nad obzorem a D vzdálenost meteoru od radiantu. Jestliže se koukáme na meteor 30 stupňů od radiantu, a radiant je vysoko 50 stupňů, pak úhlová rychlost vychází kolem 3,5 stupňů za sekundu. Rychlost roje je mimo Zemi zhruba 12 km/s. Země si ale částice roje přitahuje, padají na ni, a urychlí je na cca v g=15 km/s. Herkulidy jsou značně ovlivňovány zenitovou atrakcí. Jak meteory padají k Zemi, ta jejich dráhu zakřivuje. Padají po parabole, a jejich radiant se posouvá, ohýbá směrem k zenitu. Ke konci noci výška radiantu klesá na cca 30 stupňů. Pro výšku radiantu nad obzorem 30° má zdánlivý radiant výšku 40°, pro výšku 50° je zdánlivý radiant ve výšce 57°. Nezapomeňte tento posun radiantu započítat – meteory vylétají z radiantu zdánlivého. Níže je uvedena tabulka 1 z IMO návodu pro pozorování meteorů.

Souřadnice ABO: https://www.ta3.sk/IAUC22DB/MDC2007/Roje/pojedynczy_obiekt.php? kodstrumienia=00138&colecimy=0&kodmin=00001&kodmax=01180&sortowanie=0 Souřadnice TAH: https://www.ta3.sk/IAUC22DB/MDC2007/Roje/pojedynczy_obiekt.php? kodstrumienia=00061&colecimy=0&kodmin=00001&kodmax=01180&sortowanie=0
Souřadnice Hashimoto: http://arch.lamacchia.us/meteorobs/www.meteorobs.org/maillist/msg18460.html

Předpovědi
Krátkoperiodické komety, jako je SW3 nebo 21P/Giacobinni-Zinner, procházejí často rychlou změnou drah vlivem gravitačního působení Jupiteru. Jejich dráhy jsou velice nestabilní a procházejí rychlými změnami orbitálních parametrů. Marsden a Sekanina je charakterizovali jako erratic comets (bludičky, ahašvéři). Malá změna dráhy (perturbace) vede k velké změně, protože ji zesílí gravitační působení jiného tělesa skrze rezonanci, typicky Jupiteru. Asteroidy na takových drahách vydrží tisíce až miliony let. K nestabilitě komet ale přispívá kromě dynamicky chaotické dráhy také negravitační efekty, jak jsme zmínili výše. To způsobí, že kometa vydrží na podobné dráze (ve smyslu stejných elementů dráhy) jen několik oběhu, někdy pouze jeden. U SW3 nastala podstatná změna dráhy naposledy v roce 1890. Simulace vleček nelze dělat daleko do minulosti, jejich dráhy se stávají chaotické.
V dnešní době se pro předpověď spršek používají numerické integrátory, které počítají s gravitačním vlivem osmi planet. Vůči asteroidům ale integrátor přidává další dva negravitační členy – A1 a A2 (
Fi=Ai f˙ (r) , kde F1, F2 určují radiální a tangenciální složku síly. F3 složka je kolmá na rovinu oběhu a pro jednoduchost jej lze statisticky považovat za rovnou A2). Tyto členy bývají relativně stabilní pro některé komety, a náhodně se měnící pro jinou kometu. Stačí vytvoření nové aktivní oblasti na povrchu a parametry se změní. Obecně si to můžete představit tak, že výtrysk plynu který směřuje přímo ke Slunci ovlivňuje pouze A1, a výtrysk na horizontu kde Slunce zapadá ovlivňuje pouze A2. Trošku problém je, že jejich hodnota se počítá z minimálně tří návratů – takže pro komety s rychle se měnícím povrchem to jsou spíše “proměnky” nežli konstanty.

Pro modelování meteoroidů potřebujeme další dva parametry. Jednak počáteční rychlost částice opouštějící kometu, a dále člen související se slunečním větrem, závislý na velikosti prachových zrnek. Při modelování vytvoříme mrak částic, např. s rychlostmi od 0 m/s až do 20 nebo 100 m/s. Rozdělení není rovnoměrné, tedy pro jednoduché simulace se používá, ale sofistikovanější simulace pracují např. s Maxwellovským rozdělením. Rovněž zrnkám přiřadíme různé velikosti – od 0.1 milimetru po 10 centimetrů. Nastavíme velikosti u kterých očekáváme, že mohou způsobit buď vizuální, nebo rádiový meteor. Dále určíme jakým směrem jsou částice vymrštěny. Na to slouží dva uhly θ a φ. Jeden určuje úhel od Slunce v rovině dráhy, a druhý úhel vektoru rychlosti s rovinou dráhy komety. To jsou 2+2 parametry. Typicky je ještě spolu svážeme (velké částečky mají menší rychlost; většina částeček je vymrštěna směrem ke Slunci; atd.). Když máme připravenou množinu částic, tak můžeme přejít k jejich vypuštění. Počet uvolněných částic z povrchu se při výkonu současných počítačů pohybuje ve stovkách milionů až v miliardách.
Modelování typicky probíhá tak, že se vezme aktuální vektor rychlosti komety, k němuž se přičte oprava o ejekční rychlost částici uvolněné z povrchu a tlak slunečního větru. Ten se považuje za počáteční, umístí se do středu komety a numericky se integruje až do okamžiku který nás zajímá. Počáteční okamžik je integrace je typicky okamžik průchodu perihelem. Složitější modely rozloží okamžik vypuštění v čase, přes několik měsíců. Složitější modely přidávají i nekonstantní členy jako je Poynting-Robertsonův efekt, zřídka také roční Jarkovského efekt. Oba uvedené efekty vyžadují tisíce let aby se jejich vliv projevil na změně dráhy, pro SW3 je nemusíme uvažovat.
Po integraci se podíváme, kolik částic se přiblížilo dráze Země, a ve kterém okamžiku. Jednotlivým průměrům částic přiřadíme statistické váhy podle velikosti (částic o průměru 1mm je víc
než částic o průměru 2mm). Tak vznikají obrázky jako je obr.3. Pro zjednodušení se používá nastavení úhlů θ a φ tak, aby ejekční rychlost integrované částice byla tangenciální ke dráze komety v perihelu. Pak nám stačí měnit pouze ejekční rychlost z komety a i tak dostaneme rozumné výsledky. Tohle zjednodušení nám značně ušetří množství výpočtů, zejména pro mladé vlečky. Je ekvivalentní použití negravitačního parametru A2. Všechny částice na počátku zůstávají v rovině dráhy komety, bez ohledu na velikost a působící perturbace. Čas za který se roj rozprostře směrem kolmo na rovinu dráhy komety závisí na gravitačních perturbacích planet a trvá stovky let.
Hlavní výhodou této Monte Carlo metody je, že je jen málo závislá na neznámých konstantách komety. Naopak, z pozorované spršky se dají zpětně některé konstanty komety odvodit. Někdy není potřeba ani abychom znali mateřskou kometu. Elementy dráhy můžeme přinejhorším vzít z orbitálních drah meteorů v předchozích letech. Čím ale kometu známe lépe, tím lepší je model ejekčních rychlostí a tím lepší výsledky dostáváme. Rovněž čím je zhuštění symetričtější, tím menšími perturbacemi prošlo a předpověď je spolehlivější. Typickým příkladem je vlečka Leonid z roku 1333, která způsobila bolidový déšť v roce 1998.
Předpovídání meteorických dešťů je obtížné, obzvláště pokud jde o budoucnost. Zatímco časy maxim meteorických dešťů a spršek jsou už rutinní záležitostí, tak předpovědi ZHR se podobají spíše věštění. Okamžik maxima dnes víme předpovědět s přesnosti na 10 minut, předpověď ZHR je spíše podobno generování náhodného exponentu reálného čísla. Jestliže se řádově trefíte, pak kolegové simulanti a astronomická obec uznale pokývá hlavou. Většina předpovědí spršek nevyjde – není pozorována žádná aktivita. Nebo aktivita pozorována je, ale v rádiové oblasti. Nejde o to že sprška je předpovězena špatně – jen jsme se netrefili v amplitudě. Pro odhad aktivity se někdy používá „hádání“ kdy hledáme návraty geometricky podobné tomu současnému. O tom více v kapitole předpovědí 2022.
Když McNaught & Asher použili variaci A1, A2 pro předpověď maxima Leonid v roce 1999, překvapili všechny že jejich předpovědi měly presnost na 10 minut. V jejich modelu se měnila velká poloosa částic. Lyytinen & van Flandern fixovali velkou poloosu a variovali parametr β – tlak slunečního větru. Oba postupy dávají prakticky stejné výsledky. Pozor! Neznamená to, že oba postupy vyjadřují to samé. Ve skutečnosti mohou vyjadřovat skutečnost, že oba jsou ad-hoc fenomenologické modely, které s fyzikální realitou nemají nic společného. Nám stačí nalézt takové řešení variací poruchového počtu, abychom částečky původně daleko od dráhy Země posunuli natolik, že zemskou dráhu protnou. To pak může vysvětlit, proč jsme schopni přesně předpovědět čas spršky, ale vůbec ne intenzitu.

τ Herkulidy – modelace 2022
Pro odhad aktivity THE bylo použito několik způsobů.

První způsob je Monte Carlo modelace, jak byla popsána výše. Jeremie Vaubaillon v roce 2005 použil 2 miliony částic pro návraty v letech 1801 až 2006. Zvolil 5 různých velikostí meteoroidů v rozmezí 0,1–100 mm. Ejekční rychlost byla nastavena podle výšky Slunce nad obzorem, vzdálenosti od Slunce a velikosti částice. Obrázek 3 je z uvedené práce. Žádná vlečka z roku 1995, která by se v roku 2022 dostala do blízkosti Země, nebyla nalezena.
Dalším, kdo modeloval návrat 2022 jsou Lüthen a Arlt v (1). Níže uvedená tabulka uvádí přehled šesti spočtených vleček, které se dostaly do těsné blízkosti Země. Pro geocentrickou rychlost připočtěte zhruba 3 km/s. Na obrázku 2 (Jenniskens, 1995) je vysvětleno, co jednotlivé sloupce znamenají.

Autoři integrovali dráhu komety zpět do roku 1890. Zatímco Vaubaillon používal složitější hydrokód, Lüthen a Arlt si vystačili s negravitačními členy A1 a A2 , Runge-Kuttou a procesorem Celeron 366 MHz. Vlečku v roce 2022 popisují jako mnohem slibnější než ty v letech 2011 a 2017. Jednak je střed vlečky třikrát blíže dráze Země, jednak očekávají mnohem vyšší hustotu materiálu než při návratech SW3 do perihelu kdy nedošlo k rozpadu.
Joe Rao modeloval návrat v roce 1995 trošku jiným způsobem. Modelování s běžnými parametry neukázalo žádnou vlečku, tak zvýšil ejekční rychlost na 30 m/s. Tahle rychlost je pro běžnou kometu nereálně vysoká, ale rozpad SW3 není běžná kometa. Díky rozpadu kometu bylo uvolněno mnohem více materiálu, a část z něj mohla mít ejekční rychlosti které běžný materiál nedosahuje. Problém je, že pro „mnohem více“ bychom potřebovali převodní tabulku do km/s. Taktéž odhaduje, že bylo uvolněno mnohem více velkých částic, ve směru proti pohybu komety. To způsobí, že jejich rychlost vůči Slunci bude nižší, jejich velká poloosa menší a proto se v dalším oběhu dostanou před kometu. Takové částice potřebujeme, protože kometa projde perihelem 25. srpna 2022. Jeho jednoduchý model dává výsledky podobné Lüthenovi a Arltovi.

Dalším způsobem jak zkusit odhadnout ZHR je tzv. Fermiho metoda. Je to způsob jak jak odhadnout řádový výsledek hrubým odhadem, téměř vždy pouze s použitím odmocnin, zlomků, trojčlenky … Místo složitých výpočtů se snažíme najít nejdůležitější parametry, případně přijít s vtipným experimentem. Nepotřebujeme přesné hodnoty ani složité modely. Typický příklad je odhad energie jaderné bomby při testovacím výbuchu v Novém Mexiku. Fermi tehdy upustil kousky papíru a ze vzdálenosti o kolik byly odfouknuty odhadl energii 10 kT (21 kT je dnes akceptovaná hodnota). Kritici o podobných odhadech často rozhlašují, že se jedná o „guesstimate“ (angl. estimate = odhad, guess = náhodně hádat, ve smyslu uhodni na co myslím, uhodni co mám v ruce apod.).
Jeden ze způsobů jak se pokusit „uhodnout“ jaký meteorický déšť nás čeká je porovnání s jinou kometou, která se rozpadla. Jednu takovou náhodou známe. Jmenuje se 3D/Biela a kompletně se rozpadla v roce 1845/46. V porovnání se SW3 je dost rozdílů. Rozpad Biely proběhl v afelu, a nebyl zřejmě pozorován nárůst jasnosti. Maury pozoroval 14. ledna 1846 další malou kometu 1′ od původního tělesa, dva měsíce po znovuobjevení. Jestli by Biela zvýšila prudce svou jasnost, tak bychom měli vidět pokles jasnosti – ten tehdejší pozorovatelé neuvádí. Nárůst byl tedy pozvolný, stejně jako pokles. Marsden a Sekanina odhadli, že složky A a B komety se při rozpadu oddělily rychlostí 1 m/s. To je méně, než odhady rychlosti při rozpadu SW3 (1 až 5 m/s). SW3 se rozpadla náhle a zvýšení o 6 magnitud nastalo během několika hodin. Horii odhaduje rychlost úlomků z komety na 25 m/s. U Biely jsme pozorovali dva
meteorické deště (1872, 1885), oba se ZHR kolem 6.500/hod. Fázový objem do kterého se rozběhly meteoroidy, bude u SW3 mnohem větší, řekněme o 2–3 řády. Jestliže je množství uvolněných částic o 1–2 řády víc (nezapomínejme, že absolutní jasnost Biely byla +13mag, zatímco SW3 kolem 4,5mag), pak nám ZHR vychází cca 10× méně, tedy kolem 500. Meteory z deště Andromedid byly označovány jako „pomalé, slabé, tlumené, …“. Můžeme očekávat, že i Herkulidy budou mít podobné vlastnosti. Jen málokterá dosáhne záporné magnitudy. Očekávat ale můžeme stopy, oranžové barvy.
Dalším způsobem je porovnání vlečky z roku 1995 s jinou vlečkou téže komety. Nárůst o 6 magnitud v maximu můžeme přetransformovat na uvolnění 200× více plynu a prachu. Kometa ale neuvolňovala materiál celou dobu stejně intenzivně. Snížíme řád a odhadneme, že během návratu bylo uvolněno 20× více materiálu než obvykle, v letech 2011 a 2017, kdy byly frekvence kolem 10/hod.
Když porovnáme návraty, tento jednoduchý odhad nám dá ZHR 200.

τ Herkulidy – předpověď 2022 – souhrn

Vaubaillon modeloval aktivitu SW3 zpětně až do roku 1801. Pro rok 2022 našel dvě vlečky, které se přiblíží dráze Země. Jejich ZHR je “up to 10”. Časy maxima jsou:
– vlečka 1997: May 30, 17:00 UT
– vlečka 1892: May 31, 01:00–01:30 UT
Dále byly předpovězeny 3 maxima pro vlečku z roku 1995. ZHR udává Jenniskens kolem 10 pro první maximum. Autoři neuvádí předpovězenou ZHR pro druhé maximum. Dle mého mínění je to pouze odhad založený na faktu že došlo ke značnému uvolnění materiálu a ZHR tak bude někde mezi 0 a nekonečnem. Michail Maslov kdysi předpovídal ZHR mezi 600 a 100.000 (jak říká klasik, asi zapnul turbo u NumLocku). Svou předpověď už stáhl. Fakt je, že skutečnou ZHR nikdo nedokáže odhadnout. V tak vysoké frekvence můžete věřit – čas ukáže zda to bude totální úlet, nebo totální fiasko.
– May 31, 04:55 UT (λ☼ = 69,44°; min. vzdálenost +0.0004 AU; Luthen, Arlt 2001)
– May 31, 05:17 UT (λ☼ = 69,459°; −0.00214 AU; Jenniskens + Vaubaillon 2006)
– May 31, 05:04 UT (λ☼ = 69,451°; −0.00041 AU; Sato 2021)
Dalším zajímavým způsobem pozorování může být sledování lunárních záblesků. Měsíc má stáří 0.7 dne, a je od Slunce vzdálen pouze 8°. Čas, kdy Měsíc protne vlečku je 6 hodin předtím, než vlečka protne Zemi (ekliptikální souřadnice použité pro výpočet jsou: Měsíc: λ = 70°, δ = –5,5° radiant THA: λ = 192°, δ = 39°). Větší přesnost nemá význam počítat. Když se kouknete na obr. 3a, tak poloha Měsíce se liší od polohy Země o 2.5 čárky na ose x nebo y. Zatímco ΔE-C = 0.0004 v tabulce 2, tak pro Zem—Měsíc je ΔE-C = 0.0025. Normálně by to byl miss, ale protože se SW3 rozpadla, všechno je možné. Proto má význam v úterý 31. května ráno pozorovat Měsíc, je možné že se podaří detekovat nějaké záblesky. To za předpokladu, že rychlost kterou balvany opustily povrch komety je v desítkách m/s.
Pozorování záblesků je sice málo pravděpodobné, slibněji vypadá radarové pozorování. Online můžete pozorovat aktivitu na rmobs: https://rmob.org/ , jen si nezapomeňte vybrat stanici kde je radiant nad obzorem. Mínusem je pouze to, že slabých meteorů bude méně než obvykle.
Vizuálně lze zkusit pozorovat v úterý 31. května nad ránem. Maximum po 3.00 SELČ dá 1-2 hezky pomaloučkých meteorů. No a maximum pro meteory z rozpadu SW3 v roce 1995 bude, jako obvykle, vidět ze Severní Ameriky. A znovu zopakuji – protože se kometa SW3 rozpadla, tak platí že všechno je možné.

Literatura:
(1) Lüthen, H. ; Arlt, R. ; Jäger, M. : The Disintegrating Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 and Its Meteors – https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2001JIMO…29…15L
(2) Joe Rao ; Will Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 Produce a Meteor Outburst in 2022? https://www.rasc.ca/sites/default/files/publications/jrasc2021-apr-lr.pdf (pages 60–71)
(3) Johannink, C. ; van ’t Leven, J. ; Miskotte, K. : Tau Herculids in 2017 observed by CAMS https://downloads.meteornews.net/ezine/eMN_2017_4.pdf
(4) P. A. Wiegert, P. G. Brown, J. Vaubaillon, H. Schijns ; The τ Herculid meteor shower and Comet
73P/Schwassmann-Wachmann 3 – https://academic.oup.com/mnras/article/361/2/638/1059651
(5) Meteor Showers and their Parent Comets, by Peter Jenniskens, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2008 – https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008mspc.book…..J/abstract