{"id":48,"date":"2012-05-28T12:08:40","date_gmt":"2012-05-28T10:08:40","guid":{"rendered":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/?page_id=48"},"modified":"2014-09-29T22:21:44","modified_gmt":"2014-09-29T20:21:44","slug":"meteori-i-meteorski-rojevi","status":"publish","type":"page","link":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/meteori-i-meteorski-rojevi\/","title":{"rendered":"Meteori i meteorski rojevi"},"content":{"rendered":"<p><strong>Meteor<\/strong> (gr\u010d. \u03bc\u03b5\u03c4\u03ad\u03c9\u03c1\u03bf\u03bd \u2014 atmosferski fenomen) je svetlosna pojava nastala jonizacijom atmosfere kroz koju prolazi meteoroid. Sjajni meteori se nazivaju bolidi. Meteoroidi koji poti\u010du od istog objekta (komete ili asteroida) imaju paralelne putanje pa meteori koji od njih nastaju izgledaju kao da poti\u010du iz istog dela neba (radijant). U ovom slu\u010daju govori se o meteorskom roju. Meteoridi koji ne pripadaju nijednom roju su sporadici.<\/p>\n<p>Ako meteoroid pre\u017eivi prolazak kroz atmosferu i padne na povr\u0161inu nebeskog tela, naziva se meteorit.<\/p>\n<p>Usled trenja meteoroida u atmosferi dolazi do ekcitacije kako atoma u meteoroidu tako i atoma i molekula atmosfere. Pri njihovoj deekscitaciji javlja se svetlost koju vidimo kao meteor. Temperatura u udarnom talasu koji prethodi ve\u0107oj meteoroidskoj \u010destici iznosi vi\u0161e od 10.000&nbsp;\u00b0C.<\/p>\n<p>Meteori se u narodu nazivaju i \u201ezvezde padalice\u201c.<\/p>\n<div id=\"toc_container\" class=\"no_bullets\"><p class=\"toc_title\">Contents<\/p><ul class=\"toc_list\"><li><a href=\"#Opis_pojave\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">1<\/span> Opis pojave<\/a><ul><li><a href=\"#Meteorski_tragovi\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">1.1<\/span> Meteorski tragovi<\/a><\/li><li><a href=\"#Zvuci_meteora\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">1.2<\/span> Zvuci meteora<\/a><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Meteoroidi\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">2<\/span> Meteoroidi<\/a><\/li><li><a href=\"#Meteorski_rojevi\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">3<\/span> Meteorski rojevi<\/a><ul><li><a href=\"#Evolucija_meteorskog_roja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">3.1<\/span> Evolucija meteorskog roja<\/a><\/li><li><a href=\"#Populacioni_indeks\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">3.2<\/span> Populacioni indeks<\/a><\/li><li><a href=\"#ZHR\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">3.3<\/span> ZHR<\/a><\/li><li><a href=\"#Neki_znacajni_meteorski_rojevi\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">3.4<\/span> Neki zna\u010dajni meteorski rojevi\t<\/a><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Sporadici\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">4<\/span> Sporadici<\/a><ul><li><a href=\"#Periodicnost\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">4.1<\/span> Periodi\u010dnost<\/a><\/li><li><a href=\"#Pseudoradijanti\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">4.2<\/span> Pseudoradijanti<\/a><ul><li><a href=\"#Apeks\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">4.2.1<\/span> Apeks<\/a><\/li><li><a href=\"#Antihelion\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">4.2.2<\/span> Antihelion<\/a><\/li><li><a href=\"#Helion\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">4.2.3<\/span> Helion<\/a><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Bolidi\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">5<\/span> Bolidi<\/a><\/li><li><a href=\"#Meteoriti\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">6<\/span> Meteoriti<\/a><ul><li><a href=\"#Podela\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">6.1<\/span> Podela<\/a><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Posmatracke_tehnike\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">7<\/span> Posmatra\u010dke tehnike<\/a><ul><li><a href=\"#Vizuelna_posmatranja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">7.1<\/span> Vizuelna posmatranja<\/a><\/li><li><a href=\"#Teleskopska_posmatranja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">7.2<\/span> Teleskopska posmatranja<\/a><\/li><li><a href=\"#Fotografska_posmatranja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">7.3<\/span> Fotografska posmatranja<\/a><\/li><li><a href=\"#Radarska_i_radio-posmatranja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">7.4<\/span> Radarska i radio-posmatranja<\/a><\/li><li><a href=\"#Video_posmatranja\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">7.5<\/span> Video posmatranja<\/a><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Istorija_meteorske_astronomije\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">8<\/span> Istorija meteorske astronomije<\/a><ul><li><a href=\"#Najstariji_zapisi\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.1<\/span> Najstariji zapisi<\/a><\/li><li><a href=\"#Prve_sumnje_u_poreklo_meteorita\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.2<\/span> Prve sumnje u poreklo meteorita<\/a><\/li><li><a href=\"#Analiza_putanja_meteora\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.3<\/span> Analiza putanja meteora<\/a><\/li><li><a href=\"#Rodenje_meteorske_astronomije\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.4<\/span> Ro\u0111enje meteorske astronomije<\/a><\/li><li><a href=\"#Maticna_tela_meteorskih_rojeva\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.5<\/span> Mati\u010dna tela meteorskih rojeva<\/a><\/li><li><a href=\"#Razvoj_novih_posmatrackih_tehnika\"><span class=\"toc_number toc_depth_2\">8.6<\/span> Razvoj novih posmatra\u010dkih tehnika<\/a><ul><li><a href=\"#Meteorska_fotografija\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">8.6.1<\/span> Meteorska fotografija<\/a><\/li><li><a href=\"#Meteorski_spektri\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">8.6.2<\/span> Meteorski spektri<\/a><\/li><li><a href=\"#Upotreba_radara\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">8.6.3<\/span> Upotreba radara<\/a><\/li><li><a href=\"#Video-posmatranja_meteora\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">8.6.4<\/span> Video-posmatranja meteora<\/a><\/li><li><a href=\"#Razvoj_teorijskih_objasnjenja\"><span class=\"toc_number toc_depth_3\">8.6.5<\/span> Razvoj teorijskih obja\u0161njenja<\/a><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><li><a href=\"#Izvori\"><span class=\"toc_number toc_depth_1\">9<\/span> Izvori<\/a><\/li><\/ul><\/div>\n<h2 id=\"opis pojave\"><span id=\"Opis_pojave\">Opis pojave<\/span><\/h2>\n<p>Kada \u010destica (meteoroid) dospe do vi\u0161ih slojeva atmosfere (termosfera), po\u010dinje njena interakcija sa atmosferom koja mo\u017ee rezultovati pojavom meteora.<sup>[1]<\/sup><\/p>\n<p>Tipi\u010dan meteor vidljiv golim okom ili teleskopom je proizvod meteoroida ve\u0107eg od 0,01&nbsp;mm. Sjaj nastalog meteora zavisi od veli\u010dine i brzine meteoroida \u2014 meteor 0. magnitude mo\u017ee nastati od meteoroida veli\u010dine 2&nbsp;cm koji u\u0111e u atmosferu brzinom od 15&nbsp;km\/s kao i od \u010destice veli\u010dine 0,5&nbsp;cm i brzine 60&nbsp;km\/s (sjaj meteora zavisi i od visine meteora nad horizontom, odnosno od udaljenosti od posmatra\u010da, v. ni\u017ee). Ulaskom u gu\u0161\u0107e slojeve atmosfere, meteoroid se brzo zagreva. \u010cestice manje od 0,5&nbsp;mm se zagrevaju celom zapreminom, dok se kod ve\u0107ih \u010destica zagreva samo povr\u0161inski sloj do nekoliko desetih delova milimetra u dubinu. Kada se zagreje na pribli\u017eno 2200&nbsp;K, materijal po\u010dinje da sublimira, i nastali vreli gasovi okru\u017euju \u010desticu. Pojava gubljenja mase usled trenja u atmosferi se naziva ablacija. Elektroni u atomima ovih gasova su u pobu\u0111enom stanju, njihovom deekscitacijom osloba\u0111a se elektromagnetno zra\u010denje (uklju\u010duju\u0107i vidljivu svetlost). Oko 90% svetlosti meteora poti\u010de od<br \/>\ndeekscitacije atoma meteoroida, temperature 3000 do 5000&nbsp;K. Ostatak poti\u010de od ekscitacije\/deekscitacije i jonizacije\/rekombinacije atoma i molekula u atmosferi. Tokom ablacije meteor gubi kineti\u010dku energiju, usporavaju\u0107i pritom. Male \u010destice potro\u0161e svu masu pre nego \u0161to zna\u010dajno uspore. Me\u0111utim, ve\u0107e \u010destice (oko 20&nbsp;cm i ve\u0107e, za brzinu od 15&nbsp;km\/s) uspore do brzine od 3&nbsp;km\/s pre nego \u0161to izgube svu masu. Pri ovoj brzini prestaje ablacija, a povr\u0161ina meteoroida se postepeno hladi, formiraju\u0107i pokoricu. S obzirom da tokom ovog dela leta nema ablacije, nema ni svetlosne pojave (odnosno meteora), a ovaj deo leta meteoroida se naziva tamni let (engl. Dark flight). Za razliku od meteora koji traje nekoliko sekundi, tamni let mo\u017ee da traje nekoliko minuta. Meteoroid pada na zemlju, i takvo telo se naziva meteorit, a prepoznatljivo je po pokorici (koja mo\u017ee da nestane usled dejstva vremenskih prilika).<sup>[2]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"tragovi\"><span id=\"Meteorski_tragovi\">Meteorski tragovi<\/span><\/h3>\n<p>Razlikuje se nekoliko tipova tragova meteora (engl. Train). Formiranje tragova zavisi od meteoroida (sastava, brzine, mase), atmosfere (dnevne varijacije, uticaj aktivnosti Sunca) i visine na kojoj se trag javlja. Jedan meteoroid mo\u017ee proizvesti vi\u0161e razli\u010ditih tragova.<sup>[3]<\/sup><\/p>\n<ul>\n<li>Wakes \u2014 tragovi koji se javljaju neposredno iza glave meteora. Mogu biti du\u017eine nekoliko kilometara, a na istom mestu obi\u010dno traju kra\u0107e od 0,1 sekunde. Ovi tragovi mogu nastati direktno od meteoroida ili ablacijom finih \u010destica koje se osloba\u0111aju iz njega. Obi\u010dno je najja\u010di na visinama iznad 55&nbsp;km. Ova vrsta traga, za razliku od glave meteora, nije u toplotnoj ravnote\u017ei, pa se javljaju spektralne linije male verovatno\u0107e prelaza. U spektru se nalaze linije Na I, Fe I, Mg I, Ca I kao i drugih atoma oslobo\u0111enih iz meteoroida.<\/li>\n<li>Green Trains (\u201ezeleni tragovi\u201c) \u2014 predstavljaju spektralnu liniju kiseonika na 557,7&nbsp;nm. Tipi\u010dni su za brze meteore srednjeg ili slabog sjaja i javljaju se nakon prestanka meteora. Maksimum sjaja dosti\u017eu nakon 0,1 sekunde i po pravilu ne traju du\u017ee od 3 sekunde. Najsjajniji su i najdu\u017ee traju na visinama od oko 105&nbsp;km, \u010dak i kada sam meteor ima maksimum sjaja mnogo ni\u017ee. \u010cinjenica da ja\u010dina zelenog traga nije u korelaciji sa sjajem meteora govori u prilog tome da nastaje od atmosferskog kiseonika.<\/li>\n<li>Persistent trains (\u201etrajni tragovi\u201c) \u2014 javljaju se kod brzih i sjajnih bolida (Leonidi, koji se kre\u0107u brzinom od 71&nbsp;km\/s naro\u010dito \u010desto ostavljaju trajne tragove). Javljaju se u regionu maksimalnog sjaja meteora, naj\u010de\u0161\u0107e na visini izme\u0111u 75 i 100&nbsp;km. Pri nastanku mogu biti vrlo sjajni (sjajniji od -5. magnitude) ali im sjaj brzo opada. Ipak, ostaju vidljivi i desetine minuta, prolaze\u0107i kroz nekoliko faza tokom kojih mogu \u010dak i da pove\u0107avaju sjaja.<\/li>\n<li>Reflection trains (\u201ereflektuju\u0107i tragovi\u201c) \u2014 mogu nastati pri eksploziji sjajnih bolida u sumrak ili tokom dana. Za razliku od trajnih tragova, reflektuju\u0107i tragovi ne sijaju sopstvenim sjajom ve\u0107 reflektuju ili rasejavaju sun\u010devu svetlost. Pod povoljnim okolnostima mogu da traju satima.<\/li>\n<\/ul>\n<h3 id=\"zvuci\"><span id=\"Zvuci_meteora\">Zvuci meteora<\/span><\/h3>\n<p>Sjajni meteori (bolidi sjajniji od -8. magnitude) mogu biti pra\u0107eni zvukom. \u201eNormalan\u201c zvuk se pojavljuje par minuta nakon meteora, \u0161to je posledica sporijeg prostiranja zvuka kroz atmosferu od brzine svetlosti. Ovi zvuci se mogu javiti kada je meteor na manje od 60&nbsp;km od povr\u0161ine i \u010duju se kao praskovi ili huk, a mogu biti prisutni i drugi \u0161umovi.<sup>[4]<\/sup> Ovi zvuci se javljaju jer se meteoroid kre\u0107e hipersoni\u010dnom brzinom (br\u017ee od zvuka pri istoj gustini atmosfere).<sup>[2]<\/sup><\/p>\n<p>Me\u0111utim, decenijama su posmatra\u010di prijavljivali da \u010duju zvuke simultano sa pojavom meteora, \u0161to je odbacivano kao fizi\u010dki nemogu\u0107e sve do osamdesetih godina 20. veka. Tada je pojava ovih \u201eabnormalnih\u201c zvukova bolje prou\u010dena i ponu\u0111eno je obja\u0161njenje njihovog nastanka i propagacije. Pri ulasku sjajnih bolida u dublje slojeve atmosfere, nastala jonizacija interaguje sa linijama geomagnetnog polja koje, vra\u0107aju\u0107i se u osnovno stanje emituju elektromagnetne talase vrlo niske frekvencije koji se kre\u0107u brzinom svetlost, a u blizini posmatra\u010da u prisustvu dielektrika bivaju konvertovani u zvu\u010dne talase. Zbog toga se ovakav zvuk zove \u201eelektrofoni\u010dki zvuk\u201c.<sup>[2]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"meteoroidi\"><span id=\"Meteoroidi\">Meteoroidi<\/span><\/h2>\n<p>Meteoroidi su nebeska tela veli\u010dine izme\u0111u 100&nbsp;\u03bcm i 100&nbsp;m. Ve\u0107a tela su asteroidi, a manja me\u0111uplanetarna pra\u0161ina.<sup>[5]<\/sup> Granica izme\u0111u meteoroida i asteroida nije o\u0161tra \u2014 da li \u0107e telo pre\u010dnika deset metara biti smatrano za meteoroid ili za asteroid je vi\u0161e stvar autora. Kao op\u0161te pravilo kod ovih prelaznih veli\u010dina se mo\u017ee uzeti da su asteroidi objekti koji su dovoljno posmatrani da su poznati njihovi orbitalni elementi.<sup>[6]<\/sup><\/p>\n<p>Meteoroidi su naj\u010de\u0161\u0107e kometnog ili asteroidnog porekla. Komete u blizini perihela osloba\u0111aju i po nekoliko tona materijala u sekundi. Meteoroidi koji su asteroidnog porekla nastaju prilikom povremenih sudara asteroida. Osim toga, s obzirom na to da su prona\u0111eni meteoriti poreklom sa Marsa i Meseca, jasno je da neki meteoroidi nastaju pri udaru nebeskih tela (meteoroida, asteroida, kometa) u planete i satelite Sun\u010devog sistema.<sup>[6]<\/sup> Meteoroidi kometskog porekla imaju gustinu oko 0,2&nbsp;g&nbsp;cm<sup>-3<\/sup> tako da uglavnom potpuno sagore u atmosferi. Meteoroidi asteroidnog porekla imaju gustinu od oko 2&nbsp;g&nbsp;cm<sup>-3<\/sup>, \u0161to je dovoljno \u010dvrsta konzistencija da mogu da dospeju do povr\u0161ine Zemlje, pod uslovom da su dovoljno velike mase da pre\u017eive ablaciju.<sup>[7]<\/sup> Oko 1% meteoroida nisu poreklom iz Sun\u010devog sistema.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Za tela u Sun\u010devom sistemu, najve\u0107a heliocentri\u010dna brzina na udaljenosti od Sunca na kojoj se nalazi i Zemlja (1 astronomska jedinica) iznosi 42&nbsp;km\/s, a brzina Zemlje iznosi 30&nbsp;km\/s. Meteoroid koji se kre\u0107e direktno Zemlji u susret ima brzinu od&nbsp;72 km\/s, odnosno 72,9&nbsp;km\/s kada se doda i gravitacija Zemlje. Ovo je najve\u0107a mogu\u0107a geocentri\u010dna brzina meteoroida. Najmanju mogu\u0107u geocentri\u010dnu brzinu bi imao meteoroid koji se kre\u0107e paralelno sa Zemljom i ulazi u atmosferu jedino pod dejstvom Zemljine gravitacije, i ta brzina iznosi 11,2&nbsp;km\/s.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Sa smanjenjem mase, broj \u010destica raste eksponencijalno. Tako svakog dana na Zemlju padne preko 100 tona meteoritskog materijala, ali najve\u0107i deo \u010dine upravo mikrometeoriti.<sup>[6]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"rojevi\"><span id=\"Meteorski_rojevi\">Meteorski rojevi<\/span><\/h2>\n<p>Kada se kometa na\u0111e u blizini Sunca, led koji \u010dini najve\u0107i deo njene mase po\u010dinje da sublimira, osloba\u0111aju\u0107i pritom \u010dvrste \u010destice koje su dotle bile zarobljene u jezgru komete \u2014 meteoroide. Ove \u010destice po pravilu imaju male radijalne brzine u odnosu na brzinu kretanja oko Sunca (koja je pribli\u017eno jednaka brzini same komete), tako da ostaju na orbitama bliskim orbitama komete. Kada Zemlja nai\u0111e na ove \u010destice, one se kre\u0107u gotovo paralelnim putanjama, a posmatra\u010du sa Zemlje izgleda kao da izviru iz iste ta\u010dke. Ova ta\u010dka se naziva radijant, a za meteore koji iz nje dolaze ka\u017ee se da pripadaju odgovaraju\u0107em meteorskom roju. Meteorski rojevi po pravilu dobijaju ime po latinskom nazivu sazve\u017e\u0111a u kome se radijant nalazi. Tako postoje Perseidi (po Perseju), Leonidi (po Lavu) ili Drakonidi (po Zmaju). Neki rojevi nose tradicionalna imena, koja ne odgovaraju sazve\u017e\u0111u u kome se danas nalazi njihov radijant \u2014 Kvadrantidi se zovu po sazve\u017e\u0111u <em>Quadrans Muralis<\/em> koje je ukinuto (radijant ovog roja se nalazi u Volaru), dok<br \/>\nje radijant Lirida zapravo u Herkulu, ali su precizne granice me\u0111u sazve\u017e\u0111ima definisane tek po\u010detkom dvadesetog veka, kada su Liridi ve\u0107 bili poznati pod svojim (danas nepravilnim) imenom, koje je zadr\u017eano. Ako se u nekom sazve\u017e\u0111u nalazi vi\u0161e radijanata, rojevi dobijaju ime po Bajerovoj oznaci zvezde koja je radijantu najbli\u017ea \u2014 \u03c0-Pupidi, \u03b3-Normidi, \u03b7-Akvaridi.<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>U retkim situacijama, meteorski rojevi mogu nastati i od asteroida \u2014 takav je slu\u010daj sa Geminidima \u010dije je roditeljsko telo asteroid (3200) Fajeton (mada postoje indikacije da je Fajeton zapravo degasifikovano\/uga\u0161eno jezgro komete, ili da su i Fajeton i Geminidi, kao i jo\u0161 nekoliko asteroidnih tela, nastali raspadom neke komete).<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"evolucija roja\"><span id=\"Evolucija_meteorskog_roja\">Evolucija meteorskog roja<\/span><\/h3>\n<p>Tipi\u010dan meteorski roj nastaje osloba\u0111anjem \u010destica pri prolasku mati\u010dne komete kroz perihel. Mada je poznat slu\u010daj da su Andromedidi nastali prilikom dezintegracije komete 3D\/Bjela, ovakvi doga\u0111aji su retki, ve\u0107 kometa pri svakom svom prolasku kroz perihel oslobodi odre\u0111eni broj \u010destica (meteoroida).<sup>[7]<\/sup> Jezgro komete se sastoji od leda u kome su zarobljene \u010destice pra\u0161ine.<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup> Kada se kometa probli\u017ei Suncu, odnosno kada je u blizini svog perihela, led po\u010dinje da sublimira, osloba\u0111aju\u0107i \u010destice koje postaju meteoroidi. Ovo osloba\u0111anje se ne de\u0161ava na celoj povr\u0161ini komete, ve\u0107 postoje izolovane aktivne oblasti. Sublimacija i osloba\u0111anje \u010destica su intenzivniji posle prolaska kroz perihel, zbog kombinovanog efekta zagrevanja od strane Sunca i toga \u0161to jezgro zadr\u017eava ve\u0107 primljenu toplotu. Povremeno dolazi do izbacivanja materijala i kada je kometa daleko od Sunca, pretpostavlja se da je uzrok osloba\u0111anje energije pri prelasku amorfne smese led\/voda u kristalni led.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Pri osloba\u0111anju \u010destica, jedan deo pada nazad na kometu, ali je drugi trajno napu\u0161ta. Brzina koja je potrebna za napu\u0161tanje jezgra komete (\u201ebrzina bega\u201c, engl. \u201eescape velocity\u201c) veli\u010dine 10&nbsp;km je oko 3&nbsp;m\/s, a brzina kojom se \u010destica udaljava od jezgra (\u201ebrzina izbacivanja\u201c, engl. \u201eejection velocity\u201c) pribli\u017eno 500 \u2212 1000&nbsp;m\/s. Brzina izbacivanja je ve\u0107a za manje i rastresitije \u010destice, kod manjih jezgara kometa i u blizini Sunca.<sup>[4]<\/sup> Kako je brzina izbacivanja zna\u010dajno manja od brzine kojom se kometa i izba\u010deni meteoroidi kre\u0107u oko Sunca, to sve \u010destice ostaju na pribli\u017eno paralelnim orbitama i sa sli\u010dnim brzinama.<sup>[7]<\/sup> Razlika u brzinama \u010destica kako i \u010dinjenica da mogu da budu izba\u010dene u svim pravcima, povla\u010di dva efekta. Prvo \u2014 neki meteoroidi se kre\u0107u ispred a neki iza komete, a drugo \u2014 kako meteoroidi imaju razli\u010ditu brzinu, to je razli\u010dit i period kojim obilaze oko Sunca, tako da se vremenom neki meteoroidi udaljavaju od komete i raspore\u0111uju po celoj orbiti. Vreme potrebno da<br \/>\nmeteoroidi popune celu orbitu se razlikuje od roja do roja, a zavisi i od veli\u010dine \u010destice. Tako ovo vreme za \u010destice mase ~ 2 grama kod Geminida iznosi oko 16\u221218 godina (11 revolucija), a kod Perseida oko 4400 godina (35 revolucija). \u010cesticama mase 0,5&nbsp;g (koje daju meteore vidljive golim okom) potrebno je pribli\u017eno 2,5 puta vi\u0161e vremena da se rasporede po celoj orbiti.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Na meteoroide deluju dve klase efekata koji uti\u010du na evoluciju potoka meteoroida \u2014 gravitacija i negravitacioni efekti. Negravitacioni efekti uklju\u010duju pritisak zra\u010denja, Pojnting-Roberstsonov efekat i efekat Jarkovskog.<\/p>\n<p>Pritisak zra\u010denja je posledica toga \u0161to svaki foton koji padne na neko telo predaje tom telu svoj impuls. Kako je pritisak zra\u010denja relativno mali (za zra\u010denje apsolutno crnog tela iznosi 4\u03c3T<sup>4<\/sup>\/3c<sup>[8]<\/sup>), on najvi\u0161e uti\u010de na \u010destice male mase. Tako \u010destice \u010dija je masa reda veli\u010dine 0,1&nbsp;\u03bcm bivaju potpuno izba\u010dene iz Sun\u010devog sistema.<sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Na \u010destice pre\u010dnika ve\u0107eg od 1&nbsp;\u03bcm zna\u010dajniji uticaj od pritiska Sun\u010devog zra\u010denja ima Pojnting-Robertsonov efekat, koji dovodi do pribli\u017eavanja \u010destica Suncu. Kada Sun\u010devi zraci (odnosno fotoni) zagreju \u010desticu, ako je ona dovoljno mala da bude uniformno zagrejana, emitova\u0107e zra\u010denje uniformno u svim pravcima (posmatrano iz koordinatnog sistema vezanog za \u010desticu). Me\u0111utim, Sun\u010deva svetlost ne obasjava \u010desticu direktno bo\u010dno, ve\u0107 malo iskosa iz smera ka kome se \u010destica kre\u0107e (ovaj ugao zavisi od brzine \u010destice i ve\u0107i je za brze \u010destice), usporavaju\u0107i je pri tome. Obrnuto, iz referentnog sistema koji miruje u odnosu na Sunce, \u010destica dobija energiju direktno bo\u010dno, ali sama ne zra\u010di energiju uniformno, ve\u0107 vi\u0161e u smeru ka kome se kre\u0107e, usporavaju\u0107i sama pri tome.<sup>[8]<\/sup><\/p>\n<p>Ovaj efekat se mo\u017ee razumeti i na drugi na\u010din, pomo\u0107u Doplerovog efekta. Naime, fotoni koje \u010destica zra\u010di u smeru svog kretanja imaju mali plavi pomak, dok fotoni koje zra\u010di u suprotnom smeru imaju mali crveni pomak (u odnosu na fotone koje zra\u010di radijalno na pravac kretanja, odnosno na fotone koje je apsorbovala). Ova razlika je utoliko ve\u0107a ukoliko se \u010destica br\u017ee kre\u0107e, i dovodi do gubitka impulsa, odnosno do usporavanja \u010destice i njenog polaganog spiralnog kretanja ka Suncu.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Ako je objekat dovoljno veliki da njegova povr\u0161ina nije uniformno zagrejana (meteoroidi pre\u010dnika 10&nbsp;cm i ve\u0107i, asteroidi) javlja se efekat Jarkovskog. Strana objekta na kojoj Sunce tek izlazi (iz perspektive samog objekta) je hladnija od strane objekta na kojoj Sunce upravo zalazi. Najtoplija i najhladnija ta\u010dka nisu one koje su okrenute direktno ka i od Sunca, ve\u0107 su to ta\u010dke posle lokalnog podneva \/ pono\u0107i (v. sliku). Rezultanta zra\u010denja toplote sa objekta je usmerena od najtoplije ka najhladnijoj ta\u010dki, tako da je posledica ovog efekta da se objekti koji se kre\u0107u progradno udaljavaju od Sunca, a objekti koji se kre\u0107u retrogradno pribli\u017eavaju Suncu.<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>S obzirom na to da svi ovi efekti zavise od mase i brzine meteoroida, njihova ukupna posledica je separacija meteoroida istog roja po masi.<\/p>\n<p>U starenju roja zna\u010dajnu ulogu imaju i gravitacioni uticaji koje trpe kako meteoroidi tako i njihovo mati\u010dno telo. Najja\u010di je uticaj Jupitera, kao planete sa najve\u0107om masom, a zna\u010dajan je i uticaj Zemlje, jer prolazi direktno kroz sve vidljive rojeve. Planete mogu potpuno menjati orbite rojeva, tako je prolazak komete 21P\/\u0110akobini-Ziner (mati\u010dna kometa Drakonida) na manje od jedne AJ od Jupitara 1958. godine doveo do toga da Zemlja nije vi\u0161e sekla orbitu ove komete. Me\u0111utim, kometa je 1969. ponovo pro\u0161la blizu Jupitera, ovog puta na svega 0,58&nbsp;AJ, nakon \u010dega je silazni \u010dvor komete ponovo dospeo u blizinu Zemljine orbite. Komete (i rojevi) \u010dije orbite imaju veliku inklinaciju i kre\u0107u se gotovo normalno na ravan ekliptike, trpe znatno manje uticaje planeta. Takav je npr. slu\u010daj sa Perseidima i njihovom mati\u010dnom kometom 109P\/Svift-Tatl.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Svi navedeni efekti dovode do postepene disperzije roja, do trenutka kada se roj utapa u fon sporadika. Zbog toga su svi posmatrani rojevi starosti do nekoliko desetina hiljada godina, \u0161to je izuzetno kratko u pore\u0111enju sa 4,6 milijardi godina koliko, iznosi procenjena starost Sun\u010devog sistema.<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"populacioni indeks\"><span id=\"Populacioni_indeks\">Populacioni indeks<\/span><\/h3>\n<p>Populacioni indeks (<em>r<\/em>) je odnos izme\u0111u stvarnog broja meteora (<em>N<\/em>) neke magnitude i stvarnog broja meteora prve sjajnije magnitude. Ako se smatra da je ovaj odnos isti kroz sve opsege magnituda, onda relacija va\u017ei i za stvarni kumulativni broj meteora <em>\u03a6<\/em>. <em>\u03a6<\/em><sub>m<\/sub> je stvarni broj meteora magnitude m ili svetlijih. Dakle, va\u017ei:<\/p>\n<p><em>r<\/em>=<em>N<\/em><sub>m+1<\/sub>\/<em>N<\/em><sub>m<\/sub>=<em>\u03a6<\/em><sub>m+1<\/sub>\/<em>\u03a6<\/em><sub>m<\/sub><\/p>\n<p>S obzirom na to da sjaj meteora istog roja zavisi od mase \u010destica (jer se meteori jednog roja kre\u0107u pribli\u017eno jednakim brzinama, tako da brzina nema uticaja na sjaj u okviru istog roja) to populacioni indeks pokazuje odnos izme\u0111u broja te\u017eih i lak\u0161ih \u010destica \u2014 \u0161to ima vi\u0161e \u010destica male mase, to je populacioni indeks ve\u0107i. Kako svi efekti koje trpi neki meteorski roj sna\u017enije deluju na \u010destice male mase, to stariji roj ili filament roja (grupa meteoroida oslobo\u0111enih pri jednom prolasku komete kroz perihel) ima manji populacioni indeks. Mada se tabelarno daju podaci za populacioni indeks svakog pojedina\u010dnog roja, trebalo bi izra\u010dunati populacioni indeks za svako pojavljivanje roja, jer je mogu\u0107e da Zemlja jedne godine pro\u0111e kroz stariji filament koji ima manji populacioni indeks, a onda slede\u0107e godine pro\u0111e kroz relativno mlad filament koji obiluje lak\u0161im \u010desticama i ima ve\u0107i populacioni indeks.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Rojevi koji imaju populacioni indeks 2,0 \u2212 2,5 imaju natprose\u010dan broj sjajnih meteora, dok oni sa populacionim indeksom ve\u0107im od 3,0 imaju natprose\u010dan broj slabih meteora.<sup>[9]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"zhr\"><span id=\"ZHR\">ZHR<\/span><\/h3>\n<p>ZHR (engl. <em>Zenithal Hourly Rate<\/em>, \u201ezenitna \u010dasovna frekvenca\u201c) je mera aktivnosti meteorskog roja. Da bi aktivnost bila uporediva za razli\u010dite godine, mesta na Zemlji, posmatra\u010dke uslove i sl., ZHR uklju\u010duje faktore korekcije za obla\u010dnost, visinu radijanta nad horizontom i kvalitet neba (i posmatra\u010da), i skaliran je na 1 sat. U najjednostavnijem slu\u010daju, ZHR se mo\u017ee izra\u010dunati kao:<sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p><em>ZHR<\/em>=<em>N\u22c5R\u22c5L\u22c5C<\/em>\/<em>t<\/em><sub>eff<\/sub>=(<em>N\u22c5r<\/em><sup>6,5\u2212<em>lm<\/em><\/sup>)\/(<em>t<\/em><sub>eff<\/sub>\u22c5sin<em>h<\/em><sub>r<\/sub>\u22c5(1\u2212<em>F<\/em>))<\/p>\n<p>gde su:<\/p>\n<ul>\n<li><em>N<\/em> \u2014 broj vi\u0111enih meteora za vreme <em>t<\/em><sub>eff<\/sub><\/li>\n<li><em>t<\/em><sub>eff<\/sub> \u2014 efektivno vreme posmatranja izra\u017eeno u satima<\/li>\n<li><em>R<\/em>=1\/sin<em>h<\/em><sub>r<\/sub> \u2014 korekcioni faktor za visinu radijanta nad horizontom (<em>h<\/em><sub>r<\/sub>). Kada je radijant na 30\u00b0 od horizonta, posmatra\u010d vidi svega polovinu meteora u odnosu na broj koji bi video da je radijant u zenitu.<\/li>\n<li><em>L<\/em>=<em>r<\/em><sup>6,5\u2212<em>lm<\/em><\/sup> \u2014 korekcioni faktor za kvalitet neba i posmatra\u010da izra\u017een kroz grani\u010dnu magnitudu (<em>lm<\/em>). Smatra se da idealan posmatra\u010d vidi meteore i zvezde do 6,5. magnitude. Posmatranje nema smisla ako je grani\u010dna magnituda manja od 5. Populacioni indeks je ozna\u010den sa <em>r<\/em>.<\/li>\n<li><em>C<\/em>=1\/(1\u2212<em>F<\/em>) \u2014 korekcioni faktor za obla\u010dnost <em>F<\/em> koju procenjuje posmatra\u010d (npr., ako je pokrivena petina neba, <em>F<\/em> = 20% = 0,2)\n<\/li>\n<\/ul>\n<p>Standardna gre\u0161ka se ra\u010duna kao ZHR\u22c5N<sup>-1\/2<\/sup>, i zato \u0161to je ve\u0107i broj meteora preciznije je mogu\u0107e izra\u010dunati ZHR.<\/p>\n<p>Za detaljnije i preciznije analize treba uzeti u obzir i druge faktore:<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<ul>\n<li>da li je populacioni indeks isti kroz \u010ditav raspon magnituda<\/li>\n<li>da li je grani\u010dna magnituda ista za zvezde i za meteore<\/li>\n<li>\u010dinjenicu da je ve\u0107a verovatno\u0107a videti meteor koji je dalje od radijanta jer ostavlja du\u017ei trag na nebu nego meteor iste magnitude koji je bli\u017ee radijantu<\/li>\n<li>uticaj Zemljine gravitacije koja ubrzava meteor i savija mu trag tako da izgleda bli\u017ee zenitu (zenitno privla\u010denje)<\/li>\n<\/ul>\n<h3 id=\"zna\u010dajni rojevi\"><span id=\"Neki_znacajni_meteorski_rojevi\">Neki zna\u010dajni meteorski rojevi\t<\/span><\/h3>\n<p>\u201eVeliki\u201c rojevi su meteorski rojevi koji se pojavljuju svake godine bez izuzetka i \u010diji je ZHR u maksimumu ve\u0107i od 10. Trenutno ima devet velikih rojeva, i ova lista je stabilna bar od 1950. Osim \u03b7-Akvarida i Ju\u017enih \u03b4-Akvarida, radijanti ovih rojeva se nalaze na severnoj nebeskoj hemisferi, zbog \u010dega ih se njihova aktivnost bolje vidi sa severne hemisfere.<sup>[1]<\/sup><\/p>\n<table border=\"1\" cellpadding=\"4\" cellspacing=\"0\" style=\"margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 100%; clear: center\">\n<caption>Veliki godi\u0161nji meteorski rojevi<sup>[4]<\/sup><\/caption>\n<tr>\n<th rowspan=\"2\">Ime roja<\/th>\n<th rowspan=\"2\">Period aktivnosti<\/th>\n<th colspan=\"2\">Maksimum<\/th>\n<th colspan=\"2\">Polo\u017eaj radijanta<\/th>\n<th rowspan=\"2\" width=\"20px\"><em>ZHR<\/em><sub>max<\/sub><\/th>\n<th rowspan=\"2\" width=\"10px\"><em>r<\/em><\/th>\n<\/tr>\n<tr>\n<th><em>\u03bb<\/em><sub>\u2299<\/sub><\/th>\n<th>Datum<\/th>\n<th><em>\u03b1<\/em><\/th>\n<th><em>\u03b4<\/em><\/th>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Kvadrantidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">28. decembar \u2014 12. januar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">283\u00b0,16<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 3. januar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">230\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+49\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">120<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,1<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Liridi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">16 \u2014 25. april<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">32\u00b0,32<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 22. april<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">271\u00b0,4<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+33\u00b0,6<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">18<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,1<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u03b7-Akvaridi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">19. april \u2014 28. maj<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">45\u00b0,5<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 5. maj<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">338\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">-1\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">60<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,4<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Ju\u017eni \u03b4-Akvaridi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">19. jul \u2014 19. avgust<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">125\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 28. jul<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">339\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">-16\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">15<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">3,2<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Perseidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">17. jul \u2014 24. avgust<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">140\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 12. avgust<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">49\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+58\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">100<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,2<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Orionidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">1. oktobar \u2014 10. novembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">208\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 21. oktobar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">95\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+16\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">22<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,9<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Leonidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">6 \u2014 30. novembra<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">235\u00b0,27<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 17. novembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">152\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+22\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">18<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,5<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Geminidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">7 \u2014 17. decembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">262\u00b0,2<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 13. decembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">112\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+33\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">120<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">2,6<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<tr>\n<td><span style=\"font-size:12px\">Ursidi<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">17 \u2014 26. decembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">270\u00b0,7<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">\u2248 22. decembar<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">217\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">+76\u00b0<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">10<\/span><\/td>\n<td><span style=\"font-size:12px\">3,0<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<\/table>\n<h2 id=\"sporadici\"><span id=\"Sporadici\">Sporadici<\/span><\/h2>\n<p>Sporadici su meteori koji nemaju jasnu pripadnost nekom poznatom meteorskom roju. To mogu biti meteori koji su pripadali nekom roju ali su tokom evolucije promenili orbitalne elemente toliko da ne mogu biti pridru\u017eeni svome roju, mogu nastati kao posledica sudara manjih tela unutar Sun\u010devog sistema ili na neki drugi, slu\u010dajan na\u010din.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Populacioni indeks sporadika je 2,95\u00b10,05 (za ve\u0107inu izra\u010dunavanja mo\u017ee se zaokru\u017eiti na 3,0). Broj sporadika se kre\u0107e izme\u0111u 5 i 15 u satu pri odli\u010dnim posmatra\u010dkim uslovima. Mada se sporadici pojavljuju na slu\u010dajan na\u010din, njihov broj i smer kretanja pokazuju odre\u0111enu pravilnost.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Ve\u0107ina bolida i svi poznati meteori koji su doveli do pada meteorita su poreklom sporadici.<sup>[10]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"periodi\u010dnost\"><span id=\"Periodicnost\">Periodi\u010dnost<\/span><\/h3>\n<div style=\"font-family:'Times New Roman', Times, serif; float:right; text-align:center; width:250px; margin:20px\">\n<img src=\"http:\/\/www.burgic.com\/wordpress\/wp-content\/uploads\/2013\/04\/Meteor_number_sr.svg_.png\" alt=\"Uticaj rotacije Zemlje ne braj sporadika\" width=220px><\/p>\n<p style=\"text-align: center\">Rotacija i revolucija Zemlje kao uzrok dnevne varijacije broja sporadika (posmatrano iznad severnog pola Zemlje)<\/p>\n<p><\/center>\n<\/div>\n<p>Broj sporadika varira na dnevnoj i godi\u0161njoj osnovi. Dnevno, broj sporadika je najni\u017ei oko 18 \u010dasova uve\u010de a najvi\u0161i oko 6 \u010dasova ujutru, i ovaj ciklus je isti na obe Zemljine hemisfere. Tokom godine, na severnoj hemisferi sporadici imaju minimum tokom juna, a zatim od jula se njihov broj skoro ravnomerno pove\u0107ava do maksimuma izme\u0111u oktobra i decembra. Na ju\u017enoj hemisferi je broj sporadika ve\u0107i u prvoj polovini godine, sa maksimumom u julu nakon \u010dega sledi o\u0161tar pad i minimum u septembru i oktobru.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"pseudoradijanti\"><span id=\"Pseudoradijanti\">Pseudoradijanti<\/span><\/h3>\n<p>Budu\u0107i da ne pripadaju nijednom roju, sporadici nemaju radijant u pravom smislu. Me\u0111utim, posmatrano u odnosu Zemlja \u2014 Sunce, kao posledica geometrije kretanja Zemlje i meteoroida na orbitama oko Sunca, dolazi do odre\u0111enog grupisanja. Tako se mo\u017ee uo\u010diti \u0161est izvora \u2014 severni i ju\u017eni apeks (meteori dolaze \u010deono ka Zemlji u odnosu na njeno kretanje oko Sunca), helion (meteori dolaze od Sunca ka Zemlji), antihelion (meteori dolaze iz ta\u010dke suprotno od Sunca) i severni i ju\u017eni toroidalni izvor. Ipak, sporadici ne dolaze samo iz ovih izvora. Za razliku od pravih meteorskih rojeva \u010diji radijanti retko imaju pre\u010dnik ve\u0107i od 5\u00b0, izvori sporadi\u010dnih meteora mogu imati i 20\u00b0 u pre\u010dniku.<sup>[4]<\/sup><sup>[11]<\/sup><\/p>\n<p>Postoji o\u010digledna razlika u sjaju sporadi\u010dnih meteora poreklom iz razli\u010ditih izvora. Toroidalni izvori imaju ve\u0107i populacioni indeks (bogatiji su slabijim meteorima), dok apeks ima najni\u017ei populacioni indeks (ve\u0107i udeo sjajnijih meteora). Populacioni indeks (sjaj meteora) i vreme izlaska odnosno zalaska izvora odre\u0111uju i dominantnu tehniku posmatranja: fotograski (i donekle vizuelno) za apeks, vizuelno za antihelion, teleskopski za toroidalni izvor, a radio za helion (jer je aktivan danju).<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<div style=\"font-family:'Times New Roman', Times, serif; float:right; text-align:center; width:250px; margin:20px\">\n<center><br \/>\n<img src=\"http:\/\/www.burgic.com\/wordpress\/wp-content\/uploads\/2013\/04\/Sporadic_meteor_sources.svg_.png\" alt=\"Pseudoradijanti sporadika\" width=220px><\/p>\n<p style=\"text-align: center\">Pseudoradijanti sporadika: H &mdash; helion, AH &mdash; antihelion, A &mdash; apeks, T &mdash; toraks, S &mdash; Sunce.<br \/>(Prikaz u eklipti\u010dkom koordinatnom sistemu)<\/p>\n<\/div>\n<p>Materijal koji dolazi iz heliona i antiheliona je povezan \u2014 u pitanju su \u010destice \u010dije orbite imaju malu inklinaciju, veliki ekscentricitet i perihel na manje od 0,6&nbsp;AJ. Ako Zemlja prese\u010de njihovu orbitu pre prolaska kroz perihel \u2014 vide se kao antihelionidi, a ako do kolizije do\u0111e nakon prolaska kroz perihel \u2014 kao helionidi. Helionidi su najaktivniji od maja do juna (u vreme dnevnih rojeva \u03b6-Perseidi i \u03b2-Tauridi), a antihelionidi u oktobru i novembru \u2014 \u0161to odgovara Tauridima. Navedeni rojevi su povezani sa objektima koji imaju orbitalne elemente sli\u010dne kometi 2P\/Enke (Jupiterova familija kometa).<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Toroidalni izvori su postavljeni simetri\u010dno u odnosu na apeks, nalaze se na oko 50\u00b0 severno i ju\u017eno i predstavljaju izvor iz koga dolaze meteoroidi sa visokom inklinacijom orbite. Roditeljska tela meteoroida koji pripadaju toroidalnim izvorima nisu poznata, a od \u201evelikih\u201c rojeva se samo radijant Kvadrantida nalazi u ovom regionu, i to u severnom kraku.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"apeks\"><span id=\"Apeks\">Apeks<\/span><\/h4>\n<p>Apeks je smer tangente na Zemljinu orbitu u smeru njenog kretanja (\u010deono), odnosno 90\u00b0 zapadno od Sunca, zbog \u010dega izlazi tek u satima nakon pono\u0107i.<sup>[10]<\/sup> Materijala u samoj ravni ekliptike nema, tako da postoje dva odvojena izvora u apeksu, na 15\u00b0 severno i ju\u017eno od ekliptike.<sup>[10]<\/sup><sup>[11]<\/sup> Materijal koji dolazi iz ovog izvora nastaje od Halejeve familije kometa i kre\u0107e se retrogradno, tako da na Zemlju nailazi nakon \u0161to pro\u0111e perihel<sup>[4]<\/sup><sup>[10]<\/sup>. S obzirom na to da se kre\u0107u suprotno od kretanja Zemlje, tj. direktno ka njoj, ovi meteori su izuzetno brzi (50 \u2014 70 km\/s) zbog \u010dega su i relativno sjajni i ostavljaju trajne tragove za sobom.<sup>[10]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"antihelion\"><span id=\"Antihelion\">Antihelion<\/span><\/h4>\n<p>Antihelionidi su meteori koji nastaju od meteoroida male inklinacije koji se oko Sunca kre\u0107u u direktnom smeru, a \u010dija je orbita gotovo normalna na orbitu Zemlje (u ta\u010dki preseka)<sup>[11]<\/sup>. Rezultuju\u0107i pseudoradijant je nasuprot Suncu (ta\u010dnije 195\u00b0 isto\u010dno odnosno 165\u00b0 zapadno od Sunca, jer je malo pomeren ka apeksu)<sup>[4]<\/sup><sup>[11]<\/sup>. Ovaj deo neba izlazi ubrzo nakon zalaska sunca a kulminira oko 1 \u010das po pono\u0107i po lokalnom vremenu (ne kulminira u pono\u0107 upravo zbog otklona ka apeksu)<sup>[4]<\/sup><sup>[11]<\/sup><sup>[10]<\/sup>.<\/p>\n<p>Zbog ortogonalnog odnosa putanja Zemlje i meteoroida, antihelionidi su me\u0111u sporijim meteorima, sa brzinama u rasponu 20 \u2014 35 km\/s. Roditeljska tela od kojih poti\u010du antihelionidi nisu poznata, ali se pretpostavlja da su asteroidnog, a ne kometskog porekla zbog ve\u0107e gustine materijala. Do kolizije sa Zemljom dolazi pre nego \u0161to \u010destice pro\u0111u svoj perihel. <sup>[10]<\/sup>.<\/p>\n<h4 id=\"helion\"><span id=\"Helion\">Helion<\/span><\/h4>\n<p>Helionidi imaju sli\u010dne orbitalne elemente kao antihelionidi, ali seku Zemljinu orbitu nakon \u0161to pro\u0111u kroz svoj perihel, zbog \u010dega dolaze iz pravca Sunca. Meteori koji pripadaju ovom izvoru se mogu videti ponekad ujutru neposredno pre svanu\u0107a.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"bolidi\"><span id=\"Bolidi\">Bolidi<\/span><\/h2>\n<p>Bolid (gr\u010d. \u03b2\u03bf\u03bb\u03af\u03c2, \u03b2\u03bf\u03bb\u03af\u03b4\u03bf\u03c2 \u2014 d\u017eilit, projektil, engl. fireball) je izuzetno sjajan meteor. Bolide izazivaju meteoroidi ve\u0107i od prose\u010dnih, i to \u010de\u0161\u0107e meteoroidi asteroidnog porekla, koji imaju ve\u0107u gustinu od kometnih. Me\u0111unarodna astronomska unija pod bolidom podrazumeva meteor sjajniji od bilo koje planete (odnosno sjajniji od -5. magnitude, imaju\u0107i u vidu da je najsjajnija planeta na no\u0107nom nebu Venera magnitude -4,7).<sup>[7]<\/sup><sup>[1]<\/sup> Me\u0111unarodna meteorska organizacija bolidom smatra meteor koji bi u zenitu imao magnitudu ne manju od -3.<sup>[4]<\/sup> Ova definicija je preciznija, jer \u0161to je meteor dalje od zenita to je prividno manje sjajan. Meteor koji na visini <em>h<\/em> nad horizontom ima magnitudu <em>m<\/em><sub>h<\/sub> bi u zenitu imao magnitudu <em>m<\/em><sub>z<\/sub>:<sup>[4]<\/sup><br \/>\n<em>m<\/em><sub>z<\/sub>=<em>m<\/em><sub>h<\/sub>+5\u22c5log(sin<em>h<\/em>)<\/p>\n<p>Razlog le\u017ei u udaljenosti od posmatra\u010da. Bolid magnitude -6 koji se u zenitu zavr\u0161ava na 50 kilometara iznad posmatra\u010da, ako je na 5\u00b0 iznad horizonta bi\u0107e udaljen 600 kilometara od posmatra\u010da i ima\u0107e magnitudu od svega -1.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Me\u0111unarodna meteorska organizacija defini\u0161e i \u201evideo-bolide\u201c, kao meteore koji imaju \u201evideo-magnitudu\u201c -3 ili sjajniju, ali s obzirom na to da video-kamere snimaju i u infracrvenom delu spektra, nije lako napraviti vezu izme\u0111u vizuelne i video magnitude. Razli\u010diti su poku\u0161aju na\u010dinjeni da se defini\u0161e \u201eradio-bolid\u201c, ali za sada nije mogu\u0107e dati preciznu definiciju radio-signala koji bi odgovarao bolidima.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Mada su neki bolidi poreklom iz meteorskih rojeva (Perseidi su npr. posebno bogati bolidima), ve\u0107inom su sporadici. Kao i broj sporadika u jedinici vremena, tako i broj bolida u jedinici vremena nije konstantan ve\u0107 varira. Me\u0111utim, u\u010destanost pojave bolida ne prati u\u010destanost pojave sporadika. Na godi\u0161njem planu, maksimum aktivnosti bolida je u vreme oko prole\u0107ne ravnodnevice, iako je tada minimum aktivnosti sporadika (za posmatra\u010de na severnoj hemisferi). U\u010destanost bolida je gotovo tri puta manja od ove maksimalne vrednosti u vreme jesenje ravnodnevice. Dnevne oscilacije su tako\u0111e suprotne oscilaciji broja sporadika \u2014 najvi\u0161e bolida se mo\u017ee videti u 18.00 \u010dasova po lokalnom vremenu, a najmanje u 6.00 (odnos je 4:1). Razlog ovih varijacija je dvojak. Varijacije na godi\u0161njem nivou su posledica nehomogenog (neizotropnog) rasporeda meteoroida na Zemljinoj orbiti. Dnevne razlike su posledica razli\u010dite brzine u odnosu na Zemlju (geocentri\u010dna brzina) kojom meteori ulaze u atmosferu u razli\u010dito doba dana. Naime (v. <a href=\"#sporadici\">Sporadici<\/a>) u vreme lokalne zore se posmatra\u010d nalazi na strani Zemlje u smeru kojim Zemlja revoluira oko Sunca, tako da je brzina meteoroida zbir njihove heliocentri\u010dne brzine i brzine revolucije Zemlje. U vreme lokalnog zalaska Sunca, posmatra\u010d je na suprotnoj strani, tako da je geocentri\u010dna brzina meteoroida razlika heliocentri\u010dne brzine meteoroida i brzine revolucije Zemlje. Br\u017ei meteoroidi uzrokuju sjajnije meteore, ali je to ta\u010dno samo do jedne grani\u010dne mase meteoroida. Kod \u010destica ve\u0107e mase, ve\u0107a brzina zna\u010di da ablacija po\u010dinje u vi\u0161im i re\u0111im slojevima atmosfere. \u010cestice male brzine po\u010dinju sa ablacijom u ni\u017eim, gu\u0161\u0107im slojevima atmosfere, gde je (zbog ve\u0107e gustine) transformacija kineti\u010dke energije meteoroida u jonizaciju atmosfere efikasniji proces koji se pritom jo\u0161 i odvija bli\u017ee posmatra\u010du, zbog \u010dega se javljaju sjajniji meteori. O\u010dekuje se da dnevni efekat ima dominantnu ulogu u blizini ekvatora, a da ne igra gotovo nikakvu ulogu na polovima Zemlje, gde bi dominirao efekat neizotropnog rasporeda meteoroida na Zemljinoj orbiti. Me\u0111utim, za sada nedostaju posmatra\u010dki podaci kako iz tropskih tako i iz polarnih oblasti.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"meteoriti\"><span id=\"Meteoriti\">Meteoriti<\/span><\/h2>\n<p>Meteoroid koji dospe na povr\u0161inu Zemlje ili nekog drugog nebeskog tela se naziva meteorit. Meteoriti su naj\u010de\u0161\u0107e asteroidnog porekla, ali je na\u0111eno i identifikovano vi\u0161e od sto meteorita koji poti\u010du sa Marsa<sup>[12]<\/sup> i dvadesetak onih koji poti\u010du od Meseca. Meteoroidi kometskog porekla su po pravilu suvi\u0161e slabe konzistencije da bi pre\u017eiveli prolazak kroz atmosferu Zemlje. Osim meteoroida dovoljno krupnih i \u010dvrstih da bi pre\u017eiveli ablaciju u atmosferi, na povr\u0161inu Zemlje dospevaju i sitne \u010destice \u2014 mikrometeoriti \u2014 koji pri ulasku u atmosferu vrlo brzo uspore, tako da ne dolazi do ablacije i pojave meteora, a zatim se polako spu\u0161taju na povr\u0161inu Zemlje. Godi\u0161nje na Zemlju padne oko 10.000 tona mikrometeorita.<sup>[4]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Kada meteoroid u\u0111e u Zemljinu atmosferu, njegova povr\u0161ina se zagreva i topi usled trenja, pri \u010demu nastaje karakteristi\u010dno glatka povr\u0161ina. Kapljice otopljene na \u010deonom delu meteoroida mogu da se sakupljaju i ohlade na repnom delu meteoroida, usled \u010dega nastaje \u201eorijentisani meteorit\u201c.<sup>[13]<\/sup> Meteoroid od koga nastaje meteor ulazi u atmosferu naj\u010de\u0161\u0107e brzinom od 15 do 20&nbsp;km\/s javljaju\u0107i se kao meteor na visini od oko 100 kilometara. Usled trenja, meteoroid usporava, i na visini od pribli\u017eno 20 kilometara ima brzinu 3 km\/s, dovoljno malu da proces ablacije stane, a samim tim nestaje i svetlost koju vidimo kao meteor. Ovaj deo leta meteoroida se naziva \u201etamni let\u201c. Otopljeni materijal na povr\u0161ini se hladi, daju\u0107i karakteristi\u010dnu tamnu pokoricu, koja je kod gvozdenih meteorita tanja nego kod stenovitih<sup>[2]<\/sup><sup>[7]<\/sup><sup>[13]<\/sup><\/p>\n<p>Pri udaru o tlo, meteorit pravi udarni krater, a izba\u010deni i otopljeni materijal zemaljskog porekla se hladi i formira tektite. Kod ve\u0107ine tela u Sun\u010devom sistemu, ne postoji vulkanska niti tektonska aktivnost, tako da su udarni krateri meteorita jedini odgovorni za izgled reljefa.<sup>[7]<\/sup><sup>[8]<\/sup><\/p>\n<p>Do sada je prona\u0111eno oko 30.000 meteorita, od toga oko 24.000 na Antarktiku, 4.000 u Sahari i 2.000 na drugim mestima.<sup>[8]<\/sup> Verovatno\u0107a pada nekog meteorita na Antarktik nije ni\u0161ta ve\u0107a nego na nekom drugom mestu na Zemlji, ali su meteoriti na Antarktiku bolje o\u010duvani zahvaljuju\u0107i niskim i stabilnim temperaturama kao i zbog slabe erozije usled nedostatka povr\u0161inske vode i vegetacije. Meteorite je na ve\u010ditom snegu i ledu lak\u0161e uo\u010diti i prepoznati jer nisu pome\u0161ani sa sli\u010dnim stenama koje poti\u010du sa Zemlje.<sup>[5]<\/sup> Osim toga, u materijalu koji su Apolo misije vratile na Zemlju sa Meseca identifikovana su dva meteorita (hondriti, v. ni\u017ee u tekstu), a pomo\u0107u Oportjuniti rovera je identifikovan jedan gvozdeni meteorit na Marsu.<sup>[5]<\/sup><sup>[14]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"podela meteorita\"><span id=\"Podela\">Podela<\/span><\/h3>\n<p>Po sastavu, meteoriti se mogu podeliti na stenovite (aeroliti), gvozdene (sideriti) i stenovito-gvozdene meteorite (sideroliti).<sup>[13]<\/sup> Stenoviti meteoriti su naj\u010de\u0161\u0107i me\u0111u meteoritima koji su na\u0111eni neposredno nakon pada, tako da se mo\u017ee pretpostaviti da oni \u010dine i najve\u0107i deo meteorita koji dospeju na povr\u0161inu Zemlje. Me\u0111utim, kako su gvozdeni meteoriti mnogo robusniji, a ve\u0107inom i namagnetisani, to oni \u010dine ve\u0107inu meteorita \u010diji pad nije imao svedoke i na\u0111eni su naknadno.<sup>[15]<\/sup><\/p>\n<p>Stenoviti meteoriti \u010dine vi\u0161e od 90% svih meteorita.<sup>[5]<\/sup> Od toga, najve\u0107i deo \u010dine hondriti, meteoriti u \u010dijoj se strukturi jasno zapa\u017eaju zrnca \u2014 hondrule (na gr\u010dkom hondrula zna\u010di zrno).<sup>[7]<\/sup> Me\u0111u hondritima su od posebnog interesa ugljeni\u010dni (karbonatni) hondriti, \u010diji sastav odgovara sastavu Sun\u010devog sistema i samog Sunca (ako se izuzmu gasovite i pojedine isparljive komponente). Spadaju u najstarije meteorite, starost im je bliska starosti Sun\u010devog sistema (4,6 milijardi godina) tako da predstavljaju nezamenljiv izvor informacija o formiranju Sistema.<sup>[5]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Sa nebeskih tela koja su bila dovoljno topla (bilo usled sudara sa drugim telima ili radioaktivnog raspada) da bi se otopila poti\u010du ostale klase meteorita. Prilikom otapanja tela, lak\u0161e komponente (jedinjenja silicijuma, aluminijuma, kalcijuma, kiseonika) su isplivale na povr\u0161inu formiraju\u0107i koru, dok su te\u017ei materijali (gvo\u017e\u0111e i nikl) formirali jezgro tela. Nakon sudara je do\u0161lo do fragmentacije ovih diferenciranih tela, i od njih poti\u010du diferencirani meteoriti \u2014 ahondriti, gvozdeni i stenovito-gvozdeni meteoriti.<sup>[5]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Ahondriti su stenoviti meteoriti koji predstavljaju delove kore diferenciranih nebeskih tela, naj\u010de\u0161\u0107e asteroida. Po sastavu su identi\u010dni sa zemaljskim stenama. Nazvani su po tome \u0161to nemaju hondrule. U ahondrite spadaju i meteoriti poreklom sa Marsa i Meseca, ali su oni mla\u0111i od ostalih ahondrita.<sup>[5]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Gvozdeni meteoriti \u010dine oko 6% svih meteorita, i najve\u0107i poznati meteoriti su upravo gvozdeni meteoriti. Poreklom su iz jezgara asteroida, a oslobo\u0111eni su u sudarima dovoljno sna\u017enim da bude oslobo\u0111en materijal iz jezgra.<sup>[5]<\/sup><sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Stenovito-gvozdeni meteoriti su mogli nastati na dva na\u010dina. Prvi je odlamanje od asteroida na granici kore i jezgra, a drugi sudar stenovitog i gvozdenog asteroida, pri \u010demu nastaje meteoroid koji se sastoji od delova oba tela.<sup>[7]<\/sup> Stenovito-gvozdeni asteroidi su najre\u0111i.<sup>[5]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"tehnike\"><span id=\"Posmatracke_tehnike\">Posmatra\u010dke tehnike<\/span><\/h2>\n<h3 id=\"vizuelna posmatranja\"><span id=\"Vizuelna_posmatranja\">Vizuelna posmatranja<\/span><\/h3>\n<p>Vizuelna posmatranja meteora su najstariji metod prou\u010davanja meteora (postoje podaci iz drugog milenijuma p. n. e. iz Mesopotamije i drevne Kine). Mada danas postoje znatno naprednije tehnike, vizuelna posmatranja su najbolji na\u010din da se uporede istorijski sa aktuelnim podacima. Osim toga, zahvaljuju\u0107i relativnoj jednostavnosti, vizuelna posmatranja su najmasovonija tehnika me\u0111u amaterima.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Da bi vizuelno posmatranje imalo smisla, potrebno je da bude zadovoljeno nekoliko uslova. Radijant mora da bude dovoljno visoko nad horizontom \u2014 posmatranja nemaju smisla ako je horizontska visina radijanta manja od 20\u00b0 osim u slu\u010daju pljuskova. Drugi zahtev se odnosi na kvalitet neba \u2014 grani\u010dna magnituda (magnituda najslabijeg vidljivog meteora odnosno zvezde) ne sme da bude manja od 5, Sunce mora da bude bar 12\u00b0 ispod horizonta, a treba da bude vidljivo najmanje 80% neba (u smislu da nije zaklonjeno oblacima ili nekim predmetom, npr. drvetom ili gra\u0111evinom). Mesec treba da je ili izme\u0111u poslednje i prve \u010detvrti (kada je vidljivo manje od 50% njegove povr\u0161ine) ili nisko nad horizontom. Mesec koji je izme\u0111u prve i poslednje \u010detvrti (vidljivo vi\u0161e od 50% povr\u0161ine) a visoko nad horizontom mo\u017ee da dovede dotle da posmatra\u010d vidi svega 10% meteora koje bi video pri potpuno tamnom nebu.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>U toku posmatranja se bele\u017ei<sup>[4]<\/sup>:<\/p>\n<ul>\n<li>vreme po\u010detka i kraja posmatranja, vreme po\u010detka i kraja pauze (ukoliko postoji), kao i vreme u toku posmatranja u intervalima ne du\u017eim od 15 minuta<\/li>\n<li>grani\u010dna magnituda (periodi\u010dno, za slu\u010daj da se iz razli\u010ditih razloga menja)<\/li>\n<li>obla\u010dnost, odnosno zaklonjenost neba<\/li>\n<li>centar vidnog polja (rektascenzija i deklinacija)<\/li>\n<li>podaci o vi\u0111enim meteorima <\/li>\n<li>kom roju pripada (ili je sporadik)<\/li>\n<li>maksimalna magnituda koju je meteor dostigao<\/li>\n<li>postojanje trajnog traga (traga koji opstaje vi\u0161e sekundi nakon meteora)<\/li>\n<li>boja meteora (boju nije mogu\u0107e detektovati kod meteora slabijih od 2. magnitude)<\/li>\n<\/ul>\n<p>Ova tehnika se mo\u017ee primeniti i pri maksimumu roja, pa \u010dak i pri pljusku kakav su imali Leonidi 1998. godine sa 60 meteora u minuti, uz nekoliko korekcija \u2014 ne treba bele\u017eiti podatke o boji, tragu, a pri pljusku \u010dak ni o pripadnosti roju osim za o\u010digledne sporadike, jer se mo\u017ee smatrati da svi vi\u0111eni meteori pripadaju roju koji ima maksimum. Tako\u0111e, treba \u010de\u0161\u0107e bele\u017eiti vreme i odre\u0111ivati grani\u010dnu magnitudu.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Osim navedene tehnike, koja se naziva \u201ebrojanje meteora\u201c, kod vizuelnog posmatranja slabijih rojeva koristi se i tehnika ucrtavanja meteora, radi preciznijeg odre\u0111ivanja pripadnosti roju. Me\u0111utim, ucrtavanje je mnogo preciznije kod teleskopskih posmatranja (gre\u0161ka odre\u0111ivanja po\u010detka i kraja meteora kod vizuelnih posmatranja je \u00b15\u00b0, a kod teleskopskih posmatranja \u00b120\u2019).<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"teleskopska posmatranja\"><span id=\"Teleskopska_posmatranja\">Teleskopska posmatranja<\/span><\/h3>\n<p>Teleskopska posmatranja meteora se \u010desto nepotrebno zanemaruju, pri \u010demu se kao glavna mana ove tehnike navodi su\u017eeno vidno polje teleskopa ili dvogleda u odnosu na posmatranje golim okom. Me\u0111utim, teleskopom se mogu videti manje sjajni meteori u odnosu na one vidljive golim okom, a osim toga mogu\u0107e je znatno preciznije ucrtavanje meteora i odre\u0111ivanje radijanta. Naro\u010dito je pri posmatranju slabijih meteorskih rojeva bitno uo\u010diti stvarno postojanje radijanta na fonu sporadika, a za ovakvu analizu je teleskopsko posmatranje idealno. Isto va\u017ei i za otkrivanje subradijanata (finih struktura unutar radijanata koje odgovaraju razli\u010ditim meteorskim potocima u okviru istog roja) kod velikih rojeva. Veliko uveli\u010danje smanjuje vidno polje teleskopa (i to ne linearno ve\u0107 vidno polje opada sa kvadratom uveli\u010danja), tako da je neophodno na\u0107i balans izme\u0111u ova dva parametra. Mo\u017ee se smatrati da je dvogled 8\u00d750 ili 10\u00d760 sa prividnim vidnim poljem od 55\u00b0 (ili neke sli\u010dne kombinacije) odli\u010dna kombinacija za posmatranje meteora.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"fotografska posmatranja\"><span id=\"Fotografska_posmatranja\">Fotografska posmatranja<\/span><\/h3>\n<p>Foto-aparatima nije mogu\u0107e snimiti meteore slabog sjaja, zapravo je te\u0161ko snimiti bilo koji meteor slabiji od -1. magnitude, ali uprkos tome postoji opravdanje za kori\u0161\u0107enje ove tehnike u istra\u017eivanju meteora. Mogu\u0107e je precizno odrediti putanju, radijant, brzinu, usporenje, pa \u010dak i masu. Uz upotrebu prizme ili difrakcione re\u0161etke mogu\u0107e je snimiti i spektar meteora.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Ako se koristi foto-aparat sa filmom, neophodno je da foto-aparat ima mogu\u0107nost \u201ebeskona\u010dne\u201c ekspozicije, tj. da je blenda otvorena sve dok je pritisnut okida\u010d (koristi se \u017ei\u010dani okida\u010d koji se mo\u017ee zako\u010diti u poziciji za fotografisanje). Ekspozicija je naj\u010de\u0161\u0107e izme\u0111u 5 i 15 minuta. Film bi trebalo da bude osetljivosti od 400 do 1600 ISO, a upotreba filmova osetljivosti manje od 400 ISO nema smisla. Osim ako je cilj fotografisati boje meteora, koristi se crno-beli film jer pri du\u017eim ekspozicijama nebo na filmu u boji ima zelenkastu ili braonkastu nijansu. Ako su uslovi lo\u0161i (mese\u010dina, svetlosno zaga\u0111enje, izmaglica\u2026) koristi se kra\u0107a ekspozicija i manje osetljiv film, kako se ne bi dobile zamagljene fotografije. \u0160to su uslovi bolji, to je mogu\u0107e koristiti osetljiviji film i du\u017ee ekspozicije.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Od digitalnih senzora, u opticaju su CMOS i CCD senzori. Me\u0111u njima nema velike razlike, osim \u0161to se CMOS senzor sporije greje i time generi\u0161e manje \u0161uma. Kod upotrebe digitalnih senzora za fotografisanje meteora mora se isklju\u010diti redukcija \u0161uma, jer se ona posti\u017ee tako \u0161to se sa zatvorenom blendom napravi snimak jednake ekspozicije kao \u017eeljeni snimak, \u0161to zna\u010di da foto-aparat snima samo 50% vremena.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>S obzirom na to da su meteori u blizini radijanta kra\u0107i, nisu pogodni za fotografisanje. Nisko nad horizontom je mogu\u0107e snimiti vi\u0161e meteora nego bli\u017ee zenitu, ali ako je vidno polje suvi\u0161e nisko, ve\u0107a je opasnost od izmaglice i svetlosnog zaga\u0111enja. Zbog toga je dobar kompromis usmeravanje vidnog polja na 20\u00b0 \u2014 30\u00b0 od radijanta i oko 40\u00b0 iznad horizonta.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Upotrebom vi\u0161e aparata na istoj lokaciji sa razli\u010ditim vidnim poljima pove\u0107ava se verovatno\u0107a da \u0107e biti snimljen neki meteor. S druge strane, postavljanjem aparata na razli\u010ditim lokacijama ali tako da snimaju isti deo neba, mogu\u0107e je snimiti isti meteor pomo\u0107u vi\u0161e kamera i preciznije izra\u010dunati putanju meteora i orbitalne elemente meteoroida.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"radarska posmatranja\"><span id=\"Radarska_i_radio-posmatranja\">Radarska i radio-posmatranja<\/span><\/h3>\n<p>Od vremena Drugog svetskog rata je poznato da meteori mogu da reflektuju radio-talase. Primenjuju se dve tehnike u zavisnosti od polo\u017eaja predajnika i prijemnika. Ako je predajnik istovremeno i prijemnik, tada se analiziraju radio-talasi odbijeni nazad ka samom predajniku i ovakva tehnika se naziva <em>back-scattering<\/em> (rasipanje unazad). Na ovom principu je zasnovan rad radara, koji se i koristi za radio-posmatranja meteora tehnikom <em>back-scattering<\/em>-a. Radarska istra\u017eivanja meteora su po pravilu rezervisana za profesionalne organizacije.<sup>[4]<\/sup><sup>[1]<\/sup><\/p>\n<p>Amateri, s druge strane, koriste tehniku <em>forward scattering<\/em>-a (rasipanje unapred) jer im je za ovakvu vrstu posmatranja dovoljna samo prijemna antena a analiziraju se talasi koje emituje neki udaljeni izvor (ispod horizonta) a reflektuje ih meteor. Osim toga, potrebno je da izvor emituje radio-talase na frekvenciji na kojoj nema interakcije kod prijemnika. Ova tehnika je postala popularna od sredine osamdesetih godina.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Radio-posmatranja meteora se mogu sprovoditi nezavisno od doba dana kao i od vremenskih uslova. Zato je ovo jedina tehnika kojom se mo\u017ee pratiti aktivnost dnevnih meteorskih rojeva, koji su aktivni danju jer im je radijant u blizini Sunca. Najaktivniji dnevni meteorski rojevi su Arijetidi i \u03b6-Perseidi. Oba roja su aktivna krajem maja i po\u010detkom juna.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"video posmatranja\"><span id=\"Video_posmatranja\">Video posmatranja<\/span><\/h3>\n<p>Video posmatranja su najnovija posmatra\u010dka tehnika u meteorskoj astronomiji, koju su razvili profesionalni astronomi sredinom sedamdesetih godina 20. veka, a krajem osamdesetih godina je pristupa\u010dnost opreme omogu\u0107ila da se i amateri bave ovom tehnikom. Video-tehnika ima velike prednosti \u2014 uz savremenu opremu je mogu\u0107e snimiti sve meteore vidljive golim okom, pa \u010dak i neke teleskopske; video-kamere mogu da rade kontinuirano i \u0161alju signal direktno ra\u010dunaru na kome postoji softver za automatsku obradu podataka; brzina, sjaj, polo\u017eaj, radijant i orbitalni elementi se odre\u0111uju znatno preciznije nego vizuelnim posmatranjima. Video-kamerama se mogu snimiti svetlosne krive meteora, fragmetacija meteoroida, kao i spektri meteora ako je kamera opremljena prizmom ili difrakcionom re\u0161etkom. Fotografskim posmatranjima je mogu\u0107e preciznije odrediti polo\u017eaj meteora nego video posmatranjima, ali je video-kamerom mogu\u0107e snimiti znatno slabije meteore nego fotografski.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Za snimanje meteora se mogu koristiti kamere sa i bez poja\u010diva\u010da signala. Po vedroj tamnoj no\u0107i \u0107e optimizovani sistem koji koristi kameru sa poja\u010diva\u010dem snimiti 3-4 puta vi\u0161e meteora od optimizovanog sistema sa kamerom bez poja\u010diva\u010da. Zbog toga je kamera sa poja\u010diva\u010dem signala korisnija u situacijama kada je potrebno snimiti vi\u0161e slabih meteora \u2014 kod snimanja spektara, trajnih tragova ili za snimanje teleskopskih meteora. Me\u0111utim, poja\u010diva\u010d signala poskupljuje sistem, a radni vek mu je ograni\u010den na nekoliko hiljada sati snimanja. Osim toga, poja\u010diva\u010di su osetljivi na iole ja\u010du svetlost (Mesec u vidnom polju, dnevna svetlost pa \u010dak i svetliji sumrak \u2014 ne smeju se koristiti ako Sunce nije na vi\u0161e od 12\u00b0 ispod horizonta, a \u010dak i kada je kamera isklju\u010dena, ako Sun\u010dev zrak padne na objektiv kamere i osvetli poja\u010diva\u010d, on mo\u017ee pregoreti). Osim toga, poja\u010diva\u010di signala se u nekim zemljama (poput SAD) tretiraju kao vojna oprema i njihov izvoz mo\u017ee biti zabranjen. Za automatsku obradu signala naj\u010de\u0161\u0107e se koriste programi MetRec i UFO tool suite.<sup>[1]<\/sup><sup>[4]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"istorija\"><span id=\"Istorija_meteorske_astronomije\">Istorija meteorske astronomije<\/span><\/h2>\n<h3 id=\"najstariji zapisi\"><span id=\"Najstariji_zapisi\">Najstariji zapisi<\/span><\/h3>\n<p>Meteori su poznati \u010dove\u010danstvu od davnina. Drevne zabele\u0161ke o sjajnim meteorima ili meteorskim pljuskovima, postoje u analima svih starih naroda. Najstariji pomen meteorskog pljuska je zabele\u017een u kineskim analima iz 1768. p. n. e.<sup>[16]<\/sup> Jo\u0161 jedan kineski zapis, 687. p. n. e. bele\u017ei da su \u201ezvezde padale kao ki\u0161a\u201c.<sup>[17]<\/sup><sup>[18]<\/sup> Bele\u0161ke o meteorima se nalaze i u korejskim i japanskim analima, dok se kod Plinija Starijeg u delu Poznavanje prirode (Naturalis historia) nalazi zapis o meteoritu koji je pao 467. p. n. e. u Trakiji, blizu reke Egos-Potamos.<sup>[18]<\/sup> Diogen iz Apolonije je ponudio korektno obja\u0161njenje da su meteori \u201enevidljive zvezde koje padaju na zemlju umiru\u0107i kao vatreno kamenje, poput kamena iz Egos-Potamosa\u201c. Ovo obrazlo\u017eenje je odbacio Aristotel koji je u svom delu \u201eMeteorologija\u201c meteorit iz Egos-Potamosa proglasio obi\u010dnim kamenom, a meteore objasnio kao isparenja iz zemlje koja se zapale kada se previ\u0161e pribli\u017ee Suncu.<sup>[13]<\/sup><sup>[16]<\/sup><sup>[17]<\/sup><br \/>\nAristotelovo obrazlo\u017eenje je dominiralo evropskom naukom do kraja 18. veka, i meteori su smatrani atmosferskom pojavom u rangu polarne svetlosti, oblaka ili snega.<sup>[19]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"prve sumnje\"><span id=\"Prve_sumnje_u_poreklo_meteorita\">Prve sumnje u poreklo meteorita<\/span><\/h3>\n<p>Prvu sumnju u zemaljsko poreklo meteorita (koji u to vreme nisu jo\u0161 uvek bili povezani sa meteorima ve\u0107 se smatralo da su vulkanskog porekla) pobudila su brojna svedo\u010denja o \u201ekamenju koje je palo sa neba\u201c. Ovih svedo\u010danstava ima u kineskim analima, u kojima se bele\u017ee i pad meteorita, i broj fragmenata na koje se meteorit raspao.<sup>[16]<\/sup><sup>[18]<\/sup> U Rusiji je zabele\u017een udar meteorita 25. juna 1290. godine u blizini Velikog Ustjuga, pri \u010demu su meteoriti bili pra\u0107eni bolidima, bukom i potresima, a te\u0161ko je stradala obli\u017enja \u0161uma.<sup>[16]<\/sup> Najstariji sa\u010duvani meteorit \u010dije je ta\u010dno vreme pada poznato je meteorit iz Ensisajma, u Alzasu, u dana\u0161njoj Francuskoj. Ovaj meteorit mase oko 130 kilograma je pao 7. novembra 1492. godine izme\u0111u 11 i 12 \u010dasova pre podne u polje \u017eita u okolini Ensisajma. U blizini se nalazio Maksimilijan I Habzbur\u0161ki koji je odlomio nekoliko komada meteorita i naredio da se ostatak prenese u crkvu u Ensisajmu. Dva pada meteorita u Fracuskoj, imala su brojne svedoke. Drugi pad, 24.<br \/>\njula 1790. je iznedrio preko 300 pisanih svedo\u010danstava, od kojih su mnoga data pod zakletvom, da je kamenje palo sa neba, a meteoriti su prikupljeni i zajedno sa ovim svedo\u010danstvima poslati Francuskoj akademiji nauka, \u010diji su se \u010dlanovi nakon toga rugali \u201eneznanju prostog naroda\u201c. Me\u0111utim, nakon jo\u0161 jednog prijavljenog slu\u010daja pada, 26. aprila 1803. kod mesta Egl, Francuska akademija nauka je poslala \u017dana Batista Bioa da istra\u017ei slu\u010daj. Bio je potvrdio da je kamenje koje je na\u0161ao vanzemaljskog porekla.<sup>[18]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"analiza putanja\"><span id=\"Analiza_putanja_meteora\">Analiza putanja meteora<\/span><\/h3>\n<p>U to vreme su ve\u0107 postojale prve naznake da Aristotelovo obja\u0161njenje pojave meteora mo\u017eda nije ispravno. Halej, koji je ve\u0107 odredio putanju i periodi\u010dnost komete koja danas nosi njegovo ime, je poku\u0161ao da odredi brzinu i visinu bolida koji je vi\u0111en 21. marta 1676. godine. Ra\u010dunica je ukazivala da je brzina tela koje je izazvalo ovaj bolid bila preko 4300&nbsp;m\/s, \u0161to je ukazivalo na nezemaljsko poreklo objekta. Osim toga, porede\u0107i svedo\u010danstva ovog doga\u0111aja iz razli\u010ditih mesta, zaklju\u010dio je da je visina ovog meteora bila preko 80&nbsp;km. Me\u0111utim, pogre\u0161no je pretpostavio da na toj visini nema atmosfere te je zaklju\u010dio da je pogre\u0161io i vratio se Aristotelovom tuma\u010denju.<sup>[13]<\/sup><sup>[17]<\/sup> D\u017eon Pringl, \u0161kotski lekar, je odre\u0111ivao putanju bolida koji je 26. novembra 1758. godine pro\u0161ao 400 kilometara dugim putem od srednje Engleske do zapadne \u0160kotske, i zaklju\u010dio da se bolid kretao brzinom od oko 50&nbsp;km\/s, na visini od 65&nbsp;km. Ovaj njegov rad je bio u najve\u0107oj meri ignorisan. Gotovo trideset godina kasnije, 1786. godine, do istih je zaklju\u010daka do\u0161ao i ameri\u010dki astronom Dejvid Ritenhaus, analiziraju\u0107i bolid koji je pro\u0161ao 31. oktobra 1779. iznad Vird\u017einije i Filadelfije.<sup>[17]<\/sup><\/p>\n<p>Me\u0111utim, tek detaljan rad Ernsta Hladnog, objavljen 1794. na nema\u010dkom a preveden 1798. na engleski jezik je naveo \u0161ire nau\u010dne krugove na razmi\u0161ljanje da su meteori i meteoriti kosmi\u010dkog a ne zemaljskog porekla. Kao dopisni \u010dlan Ruske akademije nauka<sup>[16]<\/sup>, odgovorio je na molbu profesora Palasa da prou\u010di izve\u0161taje \u201eo kamenu koji je pao u Sibir\u201c.<sup>[17]<\/sup> Hladni se ozbiljno prihvatio ovog zadatka, prou\u010di\u0161vi sva tada dostupna svedo\u010danstva o meteoritima i bolidima i u svom radu je nedvosmisleno pokazao da su meteori i meteoriti vanzemaljskog porekla, te je ukazao na vezu meteorita i bolida s jedne i bolida i meteora s druge strane. Do tada, svi ovi fenomeni su smatrani nezavisnim. Mada rad Hladnog nije bio odmah usvojen, on je posejao seme sumnje koje je proklijalo zahvaljuju\u0107i pljuskovima Leonida koji su se desili uskoro.<sup>[7]<\/sup><sup>[16]<\/sup><sup>[17]<\/sup><sup>[18]<\/sup><\/p>\n<p>Prvo sistematsko pra\u0107enje meteora su obavili Johan Bencenberg i Hajnrih Brandes 1798. godine, dok su bili studenti u Getingenu. Oni su posmatrali meteore izme\u0111u 11. septembra i 4. novembra me\u0111usobno udaljeni 15,2&nbsp;km. Ukupno su uo\u010dili 402 meteora, od toga su 22 videli obojica. Na osnovu toga su odredili da se sredina traga meteora u proseku nalazi na visini od 89 km, potvr\u0111uju\u0107i teoriju Hladnog o vanzemaljskom poreklu meteora.<sup>[13]<\/sup><sup>[17]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"ro\u0111enje\"><span id=\"Rodenje_meteorske_astronomije\">Ro\u0111enje meteorske astronomije<\/span><\/h3>\n<p>Slede\u0107e godine, 1799, je sa ju\u017ene hemisfere posmatran pljusak Leonida, ali tek 33 godine kasnije ova pojava izaziva pravu revoluciju u meteorskoj astronomiji. Pljusak Leonida 1832. godine je vi\u0111en iz Azije i isto\u010dne Evrope kada je astronom-amater Semjonov uo\u010dio pojavu radijanta \u2014 da svi meteori prividno izviru iz jedne ta\u010dke (ili jako uske oblasti).<sup>[16]<\/sup> Me\u0111utim, za godinu ro\u0111enja meteorske astronomije se naj\u010de\u0161\u0107e uzima 1833. godina kada je u no\u0107i 12. novembra iz zapadne Evrope i SAD-a vi\u0111en pljusak Leonida sa vi\u0161e hiljada meteora u minuti.<sup>[19]<\/sup> Uz toliki broj meteora bilo je o\u010digledno da svi imaju po\u010detnu ta\u010dku u sazve\u017e\u0111u Lava. Ovaj pljusak je pobudio znatno interesovanje nau\u010dne javnosti za meteore.<sup>[17]<\/sup><sup>[18]<\/sup> Francuski nau\u010dnici Bio i Fransoa Arago su krenuli u pro\u010davanje kineskih, japanskih i koejskih zapisa, ustanoviv\u0161i da u kineskim analima postoje zapisi o Leonidima stari 3500 godina i da je dobro pozato da se na svakih 33 godine de\u0161ava pljusak meteora u novembru.<sup>[16]<\/\nsup><\/p>\n<p>Arago je, nakon pljuska Leonida, postavio pitanje koliko se mo\u017ee o\u010dekivati meteora u no\u0107i bez pljuska i ima li jo\u0161 pljuskova osim novembarskih. Odgovor na ovo pitanje je potra\u017eio Adolf Ketele, osniva\u010d i direktor opservatorije u Briselu \u010dija je strast bila statistika. U izlaganju pred Kraljevskom akademijom nauka i umetnosti u Briselu, 3. decembra 1836, Ketele je izneo zapa\u017eanje da se u proseku mo\u017ee o\u010dekivati 8 meteora na sat, ali da je zapazio i poja\u010danu aktivnost meteora izme\u0111u 8. i 15. avgusta. Ameri\u010dki fizi\u010dar i geolog D\u017eon Lok je ve\u0107 11. avgusta 1834. u jednom malom dnevnom listu u Sinsinatiju opisao svoje zapa\u017eanje da postoji meteorski roj \u010diji je maksimum oko 9. avgusta, a radijant u Perseju, po \u010demu je ovaj roj dobio naziv Perseidi. Nezavisno od Loka i Ketelea, Edvard Herik, bibliotekar na Jejlu, je otkrio postojanje ovog avgustovskog roja, a analizom starih zapisa na\u0161ao je 7 pominjanja Perseida, od 1029. u Egiptu do 1833. u Engleskoj. Herik je svoje zapa\u017eanje objavio januara 1838. Ve\u0107 slede\u0107e godine, Herik je objavio Keteleovo zapa\u017eanje da su Perseidi poznati ve\u0107 vekovima me\u0111u vernicima Engleske i Nema\u010dke kao \u201evatrene suze svetog Lavrentija\u201c, rimskog arhi\u0111akona koji je mu\u010den i pogubljen 10. avgusta 258.<sup>[17]<\/sup><sup>[19]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"mati\u010dna tela\"><span id=\"Maticna_tela_meteorskih_rojeva\">Mati\u010dna tela meteorskih rojeva<\/span><\/h3>\n<p>Slede\u0107i veliki korak u istra\u017eivanju meteora je bilo utvr\u0111ivanje njihove veze sa kometama. O\u010dekuju\u0107i povratak Leonida, 1865-1866, organizovana su sistematska istra\u017eivanja meteora \u0161irom Evrope (Viljem Dening u Engleskoj, \u0110ovani Skjapareli u Italiji) i SAD (Herbert Njutn).<sup>[16]<\/sup> Denison Olmsted, profesor sa Jejla koji je posle pljuska 1833. zapo\u010deo meteorsku astronomiju u SAD, je prvi (ve\u0107 1836. godine) sugerisao mogu\u0107e zajedni\u010dko poreklo meteora i kometa. Prva stvarna veza je objavljena 1867 \u2014 Skjapareli je pokazao da Perseidi imaju iste orbitalne elemente kao kometa 109P\/Svift-Tatl. Me\u0111utim, Skjapareli nije imao dovoljno dobre podatke da bi utvrdio mati\u010dno telo Leonida, vezu Leonida i komete 55P\/Templ-Tatl je otkrio 1867. nema\u010dki astronom Karl Fridrih Vilhelm Peters.<sup>[17]<\/sup><\/p>\n<p>Ameri\u010dki astronom Denijel Kirkvud je 1861. izneo pretpostavku da su meteorske \u010destice ostaci nekada\u0161njih kometa, ali ovaj rad nije bio zapa\u017een sve dok 1867. nije objavio knjigu o astronomiji u kojoj je izneo i ovu ideju. Klju\u010d prihvatanja veze kometa i meteora do\u0161ao je sa Andromedidima. Kometa 3D\/Bjela je otkrivena prvi put 1772, zatim reotkrivena 1805, nakon \u010dega je ustanovljeno da se radi o istoj kometi, sa periodom od 6,7 godina. Ponovo je vi\u0111ena 1826. i 1832. ali je bila slabo vidljiva 1839. Kada se pojavila ponovo 1846. ustanovljeno je da se rapsla na dva fragmenta. Vi\u0111ena je jo\u0161 samo pri slede\u0107em prolasku 1852, ali je uo\u010den pljusak meteora koji je koincidirao sa prolascima Bjele i bio istog perioda. Andromedidi, kako je nazvan ovaj roj, imali su iste orbitalne elemente kao Bjela, \u0161to je dokazao austrijski astronom Edmund Vajs. Vajs je predviveo jak pljusak Andromedida za 1872. godinu, i predvi\u0111anje se i obistinilo, kao definitivna potvrda veze kometa i meteora.<sup>[7]<\/sup><sup>[17]<\/sup><\/p>\n<h3 id=\"razvoj tehnika\"><span id=\"Razvoj_novih_posmatrackih_tehnika\">Razvoj novih posmatra\u010dkih tehnika<\/span><\/h3>\n<h4 id=\"razvoj fotografije\"><span id=\"Meteorska_fotografija\">Meteorska fotografija<\/span><\/h4>\n<p>Slede\u0107i pljusak Andromedida je bio najavljen za 1885. Ladislav Vajnek je za ovaj doga\u0111aj pripremio dve kamere, jednu u Pragu i drugu u Drezdenu. Uspeo je da snimi jedan meteor kamerom iz Praga, \u0161to je prva fotografija meteora.<sup>[7]<\/sup><sup>[16]<\/sup><sup>[17]<\/sup> Sa pobolj\u0161anjem fotografske emulzije pove\u0107ao se broj snimljenih meteora, naj\u010de\u0161\u0107e sporedno, pri fotografisanju drugih nebeskih objekata.<sup>[17]<\/sup> U Jejlu (Viljem Elkin) i Moskovskoj opservatoriji se nezavisno 1893. po\u010delo sa upotrebom rotiraju\u0107eg zatvara\u010da za odre\u0111ivanje ugaone brzine meteora.<sup>[16]<\/sup> Mehanizam koji je Elkin koristio bio je krajnje jednostavan \u2014 iznad kamere je postavio to\u010dak bicikle, a jednu polovinu to\u010dka je pokrio neprovidnim materijalom i podesio da se to\u010dak okre\u0107e fiksnom brzinom. Elkin je iste godine zapo\u010deo sa sistematskim fotografisanjem meteora, a pratili su ga Sikora u SSSR-u i opservatorija koled\u017ea u Harvardu.<sup>[17]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"razvoj spektara\"><span id=\"Meteorski_spektri\">Meteorski spektri<\/span><\/h4>\n<p>Prvi spektar meteora je slu\u010dajno, snimaju\u0107i spektre zvezda, snimio 1897. Edvard Pikering sa Harvarda. Prvi uspe\u0161an program sistematskog snimanja meteorskih spektara je pokrenuo 1904. Sergej Bla\u0161ko sa Mokovske opservatorije.<sup>[7]<\/sup><\/p>\n<p>Kanadski astronom Piter Milman je 1934. objavio prvu sistematsku studiju meteorskih spektara. Od onda, meteorski spektri se snimaju redovno, upotrebom kako prizme tako i difrakcione re\u0161etke. Ovi spektri sadr\u017ee informacije o sastavu i meteoroida i atmosfere.<sup>[16]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"razvoj radara\"><span id=\"Upotreba_radara\">Upotreba radara<\/span><\/h4>\n<p>Kada je 12. februara 1942. 20 nema\u010dkih brodova isplovilo iz Bresta, a britanski radari nisu opazili ovaj pokret zbog smetnji koje su imali, Armijska operativna istra\u017eiva\u010dka grupa (Army Operational Research Group) je dobila zadatak da istra\u017ei ovaj problem. Zadatak je poveren D\u017eejmsu Haju, britanskom fizi\u010daru. Haj je ustanovio da je smetnja bila posledica poja\u010dane aktivnosti Sunca. Osim toga, zaklju\u010dio je da su radarski signali koji su pogre\u0161no tuma\u010deni kao tragovi raketa Fau-2 zapravo tragovi meteora. Ove svoje zaklju\u010dke je Haj smeo da objavi tek po zavr\u0161etku Drugog svetskog rata. Nakon Drugog svetskog rata, ve\u0107 1945. godine, jedan rashodovani vojni radar je dodeljen Univerzitetu u Man\u010desteru, koji je osnovao eksperimentalnu stanicu D\u017eordel Benk (danas opservatorija D\u017eordel Benk). Prednost upotrebe radara u meteorskoj astronomiji se ogleda u tome \u0161to je dovoljan jedan radar za odre\u0111ivanje polo\u017eaja i brzine meteora, \u010dinjenici da je radarom mogu\u0107e detektovati i slabije meteore od onih vidljivih golim okom, kao i \u0161to mo\u017ee detektovati meteore bez obzira na vremenske prilike (obla\u010dnost, maglu, ki\u0161u), pa \u010dak i po danu. Ovo poslednje je dovelo do otkri\u0107a brojnih dnevnih radio-rojeva.<sup>[17]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"razvoj video\"><span id=\"Video-posmatranja_meteora\">Video-posmatranja meteora<\/span><\/h4>\n<p>Video posmatranja predstavljaju najmla\u0111u i jednu od najnaprednijih tehnika za posmatranje meteora. Po\u010detkom sedamdesetih godina 20. veka, profesionalni astronomi su uveli ovu tehniku, da bi im se do kraja osamdesetih pridru\u017eili i amateri (u Japanu 1986. i Holandiji 1987). Od tada, video posmatranja meteora su dostigla zna\u010dajan nau\u010dni nivo, a od posebnog interesa su mre\u017ee kamera koje su automatizovane tako da rade svake vedre no\u0107i i snimke direktno prenose na ra\u010dunar. Takva redovna aktivnost je zapo\u010dela u Nema\u010dkoj 1999. godine, i iz ove grupe je proistekla IMO video meteorska mre\u017ea. Sli\u010dne mre\u017ee su uspostavljene 2004. u Japanu i Poljskoj. Do 2007. godine, IMO video meteorska mre\u017ea je imala 30 kamera raspore\u0111enih na 22 posmatra\u010dka mesta u 9 evropskih dr\u017eava, sa ukupno preko 200.000 snimaka meteora. U Japanu, SonotaCo mre\u017ea je do 2008. godine narasla na 31 posmatra\u010dko mesto sa preko 130 kamera i preko 140.000 snimljenih meteora, iz kojih je pouzdano izra\u010dunato 18.650 orbita meteoroida. U Poljskoj, Poljska mre\u017ea za bolide (engl. Polish Fireball Network) imala je 2008. godine 13 posmatra\u010dkih mesta sa ukupno 24 kamere, sa oko 20.000 \u010dasova efektivnog snimanja i isto toliko snimljenih meteora godi\u0161nje.<sup>[4]<\/sup><\/p>\n<p>Radi promovisanja i koordinisanja video-posmatranja meteora, Me\u0111unarodna meteorska organizacija (IMO) je sup1997. godine na Me\u0111unarodnoj meteorskoj konferenciji u Petnici formirala posebnu video-komisiju.<sup>[20]<\/sup><\/p>\n<h4 id=\"razvoj teorije\"><span id=\"Razvoj_teorijskih_objasnjenja\">Razvoj teorijskih obja\u0161njenja<\/span><\/h4>\n<p>Po\u010detkom 20ih godina 20. veka, zanimanje za meteore je naglo poraslo u vezi sa prou\u010davanjem gornjih slojeva atmosfere. Britanski nau\u010dnici Frederik Lindeman i Gordon Dobson su ve\u0107 1923. primenili aproksimativnu fizi\u010dku teoriju meteora pri prou\u010davanju strukture vi\u0161ih slojeva atmosfere. Sovjetski radio in\u017eenjer Nikolaj Ivanovi\u010d je 1931. objavio rad o eksperimentalno ustanovljenoj vezi izme\u0111u meteorskih fenomena i jonizacije atmosfere. Tridesetih godina su postavljeni temelji prou\u010davanju atmosfere pomo\u0107u fotografija meteora. Razvojem meteorske fotografije bilo je mogu\u0107e ustanoviti fizi\u010dke osobine (temperaturu, gustinu) atmosfere do 120&nbsp;km. Osim toga, ustanovljeno je da postoje dve vrste meteorskih \u010destica \u2014 guste i mehani\u010dki \u010dvrste \u010destice i druga klasa vrlo krhkih tela koja se lako raspadnu pri prolasku kroz atmosferu. Nade\u017eda Sitinska je 1940. uspostavila vezu izme\u0111u mase meteoroida i sjaja meteora. Sovjetski astronom Boris Levin je pedesetih godina razvio vrlo detaljnu fizi\u010dku teoriju meteora. Danas se istra\u017eivanja<br \/>\nnastavljaju na \u010detiri fronta \u2014 prou\u010davanje meteoroida, njihovog sastava i porekla (spektrometrijom meteora i analizom meteoroida); prou\u010davanje uticaja koje meteoroidi trpe u orbitama (gravitacioni i negravitacioni uticaji); prou\u010davanje interakcije meteoroida i atmosfere (fizi\u010dka teorija meteora) i uloga meteoroida i meteorita u razvitku Sun\u010devog sistema.<sup>[16]<\/sup><\/p>\n<h2 id=\"izvori\"><span id=\"Izvori\">Izvori<\/span><\/h2>\n<p>[1] Robert Lunsford (2009) <em>Meteors and How to Observe Them<\/em>. New York: Springer Science+Business Media, LLC. ISBN 978-0-387-09461-8.<br \/>\n[2] Ceplecha, Zden\u0115k (1998) Ji\u0159\u00ed Borovi\u010dka, W. Graham Elford et al. Meteor Phenomena and Bodies, <em>Space Science Reviews<\/em> (84): 327-471.<br \/>\n[3] Borovi\u010dka, Jir\u00ed (2006) Meteor Trains - Terminology and Physical Interpretation, <em>Journal of the Royal Astronomical Society of Canada<\/em> 100 (5): 194-198.<br \/>\n[4] J\u00fcrgen Rendtel and Rainer Arlt (2011) <em>Handbook for Meteor Observations<\/em>. Potstdam: International Meteor Organization. ISBN 978-2-87355-020-2.<br \/>\n[5] Hester, Jeff; Brad Smith, George Blumenthal et al. (2010) <em>21st Century Astronomy<\/em>. (3rd ed.). New York: W. W. Norton &amp; Company. str. 332-336. ISBN 970-0-393-11664-9.<br \/>\n[6] Hannu Karttunen, Pekka Kr\u00f6ger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner, ed. (2007) <em>Fundamental Astronomy<\/em> (5th ed.). Berlin: Springer. str. 195-197. ISBN 978-3-540-34143-7.<br \/>\n[7] Paul Murdin, ed. (2001) <em>Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics<\/em>. Institure of Physics Publishing. ISBN 0-7503-0440-5.<br \/>\n[8] Patrick Moore, ed. (2002) <em>Philip's Astronomy Encyclopaedia<\/em>. London: Philip's. ISBN 0-540-07863-8.<br \/>\n[9] \u201eIMO Meteor Shower Calendar 2012\u201c. International Meteor Organization Pristupljeno 8. 9. 2012.<br \/>\n[10] \u201eMinor Showers and Sporadic Meteors\u201c. Sky Scan, Edmonton, Alberta, Canada. 14. 2. 2004. Pristupljeno 31. 10. 2011.<br \/>\n[11] Robert Lunsford (2011) \u201eSporadic Meteors\u201c. Spaceweather.com Pristupljeno 31. 10. 2011.<br \/>\n[12] \u201eMeteoritical Bulletin Database\u201c. The Meteoritical Society. 5. 10. 2012. Pristupljeno 12. 10. 2012.<br \/>\n[13] Patrick Moore (2000) <em>The Data Book of Astronomy<\/em>. Bristol: IOP Publishing Ltd. str. 240-251. ISBN 0-7503-0620-3.<br \/>\n[14] Rubin, Alan E.; Jeffrey N. Grossman (2010), Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions, <em>Meteoritics &amp; Planetary Science<\/em> 1 (45): 114-122. DOI:10.1111\/j.1945-5100.2009.01009.x.<br \/>\n[15] Richard A. Matzner, ed. (2001) <em>Dictionary of Geophysics, Astrophysics, and Astronomy<\/em>. Boca Raton: CRC Press. ISBN 0-8493-2891-8.<br \/>\n[16] V. Fedynsky (Fed\u044bnski\u0439, Vsevolod Vladimirovi\u010d) (2002) <em>Meteors<\/em>. Honolulu: University Press of the Pacific. ISBN 0-89875-712-6.<br \/>\n[17] Iwan P Williams (2011) The origin and evolution of meteor showers and meteoroid streams, <em>Astronomy &amp; Geophysics<\/em> 52 (2): 2.20 \u2014 2.60. DOI:10.1111\/j.1468-4004.2011.52220.x.<br \/>\n[18] Charles Pollars Olivier (1925). <em>Meteors<\/em>. Baltimore: Williams &amp; Wilkins Company. ISBN 1-4067-3685-6.<br \/>\n[19] Mark Littmann (17. 5. 2005.) The Discovery of the Perseid Meteors, <em>Sky Publishing, a New Track Media Company<\/em> Pristupljeno 29. 11. 2011.<br \/>\n[20] \u201eVideo Observations\u201c. International Meteor Organization Pristupljeno 26. 8. 2012.<\/p>\n<hr>\n<p><em style=\"font-size:10px\">Osnova \u010dlanka preuzeta sa <a href=\"https:\/\/sr.wikipedia.org\/w\/index.php?title=%D0%9C%D0%B5%D1%82%D0%B5%D0%BE%D1%80&oldid=7016861\" title=\"Meteor (7. 4. 2013)\" target=\"_blank\">Vikipedije<\/a> 7. aprila 2013. Autor skoro celupnog teksta na Vikipediji sam bio ja.<\/em><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Meteor (gr\u010d. \u03bc\u03b5\u03c4\u03ad\u03c9\u03c1\u03bf\u03bd \u2014 atmosferski fenomen) je svetlosna pojava nastala jonizacijom atmosfere kroz koju prolazi meteoroid. Sjajni meteori se nazivaju bolidi. Meteoroidi koji poti\u010du od istog objekta (komete ili asteroida) imaju paralelne putanje pa meteori koji od njih nastaju izgledaju kao da poti\u010du iz istog dela neba (radijant). U ovom \u2026 <a class=\"continue-reading-link\" href=\"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/meteori-i-meteorski-rojevi\/\"> Continue reading <span class=\"meta-nav\">&rarr; <\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"parent":0,"menu_order":1,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":[],"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/48"}],"collection":[{"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=48"}],"version-history":[{"count":9,"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/48\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":415,"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/pages\/48\/revisions\/415"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/www.meteori.rs\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=48"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}