AstroManual - Astronomia Observacional Amadora
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Os Eventos de Fireball

Um fireball é outro termo para um meteoro muito luminoso, geralmente mais luminoso que magnitude -3 ou -4 semelhante a magnitude planeta Vênus. Podemos estimar a magnitude de fireballs quando comparado à outros objetos celestes como, por exemplo: Estrela Vega +0.14, Sirius -1.6, Júpiter -2.5, Marte -2.8, Vênus -4.4, 1º quarto da Lua -10.4, Lua cheia -12.6 e o Sol -26.7.

Dezenas de meteoros com magnitude de fireball acontecem na atmosfera da Terra a cada dia. Porém, a maioria deles acontece em cima dos oceanos e regiões despovoadas, se bem que muito poucos são visíveis à luz do dia. Aqueles que que acontecem à noite também tem pequena chance de serem descobertos devido ao relativamente baixo número de pessoas que estão fora de casa para os notar. Claro que um evento de fireball muito luminoso é mais raro de ser visto. De maneira geral, só aproximadamente 1/3 desses muitos fireballs apresentam para cada classe successiva de magnitude mais luminosa e seguem uma diminuição exponencial. Estatisticamente falando, observadores experientes podem esperar ver aproximadamente apenas 1 fireball de magnitude -6 ou melhor durante cada 200 ou 300 horas de observação de meteoros, enquanto um fireball de magnitude -4 pode ser visto uma vez a aproximadamente cada 20 horas ou assim. Você pode ver fireballs à luz do dia, mas o meteoro deve ser mais luminoso que a magnitude -6 e pode ser notado em uma região de céu longe do sol, e deve ser até mais luminoso quando acontece mais íntimo a posição do Sol.

O Rastro

Fireballs pode desenvolver dois tipos de rastros atrás deles: trens e rastros de fumaça. Um trem é um rastro ardente da ionizaçãoe excitada pelas moléculas de ar deixadas para trás depois da passagem do meteoro. A maioria dos trens dura só alguns segundos, mas em ocasiões raras um trem pode durar até vários minutos. Um trem desta duração, quando visto, pode freqüentemente mudar de conformação com o passar do tempo quando sua esterira é soprada pelos ventos da atmosfera superior. Trens geralmente acontecem muito alto na região meteórica da atmosfera, geralmente maior que 80 km (65 milhas) de altitude, e é freqüentemente associado à meteoros rápidos. Trens de Fireball são freqüentemente visíveis à noite, e muito raramente durante o dia.
O segundo tipo de rastro é chamado um rastro de fumaça, e é visto mais freqüentemente em fireballs que acontecem à luz do dia que à noite. Geralmente acontecendo abaixo de 80 km de altitude, rastros de fumaça ou fumo são rastros não luminosos de partículas que são espojadas para fora do meteoro durante o processo de separação. Estes aparecem semelhantes a rastros de fumaça que as aeronave deixam atrás de si, e ou pode ter aparência clara ou escura.

A Cor

Os Fireballs podem aparecer em cores diferentes, e cores vívidas são informadas mais freqüentemente por observadores de fireball porque o brilho é grande o bastante que chegar ao alcance da visão humana para cor. Estes devem ser tratados com alguma precaução, porém, por causa dos famosos efeitos associados com a persistência da visão. As cores variam pelo espectro, do vermelho para azul luminoso, e (raramente) ao violeta. A composição dominante de um meteoroide pode ter uma parte importante nas cores observadas de um fireball, com certos elementos que exibem assinatura colorida quando vaporizam. Por exemplo, o sódio produz uma cor amarela luminosa, o níquel mostra-se como verde, e magnésio como azul-branco. A velocidade do meteoro também representa um papel importante, pois um nível mais alto de energia cinética intensificara certas cores se comparadas a outros.
Entre os objetos mais lânguidos, as informações recolhidas por observadores visuais, informam que os meteoros lentos são vermelhos ou laranja, enquanto os meteoros rápidos freqüentemente têm uma cor azul, mas para fireballs a situação é mais complexo que isso.
As dificuldades de especificar a cor de um meteoro surgem porque a luz de meteoro é dominada por uma emissão, em lugar de um espectro contínuo. A maioria da luz de um fireball radia de uma nuvem compacta de material que imediatamente cerca o meteoroide ou é arrastando perto dele. 95% desta nuvem consistem em átomos da atmosfera circunvizinha; o equilíbrio consiste em átomos de elementos vaporizados do próprio meteoroide. Estas partículas excitadas emitirão luz a característica de comprimentos de onda para cada elemento. As linhas de emissão mais comuns observadas na porção visual do espectro de material que evapora na cabeça de um fireball originam do ferro (Fe), magnésio (Mg), e sódio (Na). Silício (Si) pode ser apresentado devido a dissociação incompleta de moléculas SiO2 . Manganês (Mn), Cromo (Cr), Cobre (Cu) foi observado em espectros de fireball, junto com elementos mais raros. O Alumínio de elementos refratário (Al), Cálcio (Ca), e Titânio (Ti) tende a ser vaporizado de forma incompleta e assim também apresentar-se no espectros de fireball.

O Som

Há dois tipos de sons gerados por fireballs muito luminosos que já foram informados , sendo ambos bastante raros. Estes são estrondos sônicos, e sons eletrofônicos ( electrophonic). Se um fireball muito luminoso, normalmente maior que magnitude -8, penetra na estratosfera, abaixo de uma altitude de cerca de 50 km (30 milhas) e explode como um bólido, há uma chance de que podem ser ouvidos estrondos sônicos no solo. Isto é mais provável se o bolide acontece a um ângulo de altitude de cerca de 45 graus ou assim para o observador, e é menos provável se o bolide acontece em cima (embora ainda possível) ou se aproximo ao horizonte.
Como eles viajam lentamente, a só aproximadamente 20 km por minuto, geralmente a explosão visual levará de 1.5 a 4 minutos antes de qualquer estrondo sônico possa ser ouvido. Para observadores que testemunham tais espetaculares eventos fiquem atento e escutem durante uns 5 minutos depois do fireball para potenciais estrondos sônicos.
Outra forma de som freqüentemente informada com fireballs luminoso é " electrophonic " som que acontece coincidentemente com o fireball visível. Os sons informados variam de ruído de estática, para chiado, e para sons de estalos (som breve e seco produzido por uma coisa que se racha, quebra ou rebenta de súbito, ou pelo choque ou atrito momentâneo e impetuoso de uma coisa com outra. Freqüentemente, a testemunha de tais sons está localizada perto de algum objeto de metal quando o fireball acontece. Adicionalmente, aqueles com uma quantia grande de cabelo parecem ter uma chance melhor de audição destes sons. Nunca foram validados cientificamente sons de Electrophonic, e a origem deles é desconhecida. Atualmente, a teoria mais popular é a emissão potencial de ondas de rádio de VLF pelo fireball, embora isto ainda há que ser verificado.

Fireball x Meteorito

Falando de modo geral, para que potencialmente um fireball possa alcançar o solo como um meteorito, sua magnitude deve ser maior que entre -8 a -10. Duas exigências adicionais importantes são: Primeiro que o meteoroide original deve ser de origem de asteroidal, composta de material suficientemente robusto para a viagem pela atmosfera, e segundo que o meteoroide têm que entrar na atmosfera como um meteoro relativamente lento.
Meteoroides de origem de asteróide compõem só uma pequena porcentagem (aproximadamente 5%) da população de meteoroide global que é principalmente de natureza cometária. Estudos de fireball fotográficos indicaram que um fireball normalmente tem que estar ainda gerando luz visível abaixo nível dos 20 km (12 milha) de altitude para ter uma boa probabilidade de produzir uma queda de meteorito.
Meteoros muito luminosos com magnitude de -15 ou maior foram estudados e que não produziram nenhum potencial meteorito, especialmente aqueles que têm uma origem cometária. A algum ponto, normalmente entre 15 a 20 km (9-12 milhas ou 48,000-63,000 pés) de altitude, os restos de um meteoroide desacelerarão ao ponto que não mais há o processo de desagregação de matéria, e a luz visível já não é gerada. Isto acontece a uma velocidade de cerca de 2-4 km/seg (4500-9000 mph). Desse ponto em adiante as rochas desacelerarão rapidamente até que elas caiam à sua velocidade terminal que geralmente estará em algum lugar entre 0.1 e 0.2 km/sec (200 mph para 400 mph). Movendo a estas velocidades rápidas, o meteorito(s) será essencialmente invisível durante este final " de seu vôo " escuro de sua queda. O processo de desagregação de matéria que acontece em cima da maioria do caminho do meteorito é um método de remoção de calor muito eficiente, e foi copiado efetivamente para uso durante os primeiros vôos tripulados ao espaço na reentrada das capsulas na atmosfera.
Durante a porção relativa à queda livre final de seu vôo, os meteoritos sofrem muita pequena fricção de aquecimento, e provavelmente só alcança o solo a ligeiramente à temperatura ambiente. Porém, por razões óbvias, os dados exato da temperaturas de impacto de meteorito é bastante escasso e propenso a boatos. Assim, podemos apenas fazer uma suposição de estudos fundamentada no conhecimento atual destes eventos. As melhores estimativas sobre o fluxo total de meteoroides que entram em nossa atmosfera e chegam até o solo como meteoritos indicam um número muito baixo ( talvez mais ou menos entre 10 a 70 meteoritos) a cada dia. Porém, devemos lembrar que 2/3 destes eventos acontecerão em cima de oceano, enquanto outros 1/4 ou assim acontecerá em cima de áreas de terra muito despovoadas e só partirá aproximadamente de 2 a 12 eventos a cada dia com o potencial para descoberta por pessoas. A metade destes acontece novamente no lado noturno da terra, com até mesmo menos chance dessas quedas serem notada.
Devido à combinação de todos estes fatores, e também da dureza e resistencia do material do objeto celeste, estima-se que só um punhado de quedas de meteoritos são testemunhadas a cada ano. As estimativas baseadas na magnitude, mostram que cada quilômetro quadrado da superfície da terra deveria ter, em média , aproximadamente uma queda de meteorito uma vez a cada 50,000 anos . Se esta área for aumentada a 1 milha quadrada, este período de tempo se torna aproximadamente de 20,000 anos entre as quedas. Dos Meteoritos encontrados, seu tamanho varia de partículas que pesam só alguns gramas, até o maior espécime conhecido - o meteorito de Hoba, achado na África do Sul em 1920, pesando aproximadamente 60 toneladas (54,000 kg).
Como com a distribuição da magnitude dos meteoros, o número de meteoritos diminui exponencialmente em tamanho crescente. Assim, a maioria das quedas produzirá só alguns quilogramas de material espalhado, pois grandes meteoritos são bastante raro. Existem meteoritos que caem como únicos e discretos objetos; como chuveiros de fragmentos de um meteoro que se separa durante seu vôo no espaço atmosférico e raramente com quedas de múltiplos elementos.
A massa inicial e composição do meteoroide determinam seu eventual destino, principalmente junto com sua velocidade e ângulo de entrada na atmosfera.

O Vôo dos Meteoróides

Os Meteoroides entram na atmosfera da terra a velocidades muito altas e variam de 11 km/sec a 72 km/sec (25,000 mph para 160,000 mph). Porém, o meteoroide desacelerará rapidamente quando penetra em porções crescentemente mais densas da atmosfera terrestre. Isto é especialmente verdade nas mais baixas camadas, desde 90% das localizadas na massa atmosféricas da terra abaixo de 12 km (7 milhas / 39,000 pés) de altura. Ao mesmo tempo, os meteoroides também perderão rapidamente massa devido a desagregração de material. Neste processo, a capa exterior do meteoroide é continuamente vaporizada e é despojada dele devido à colisão da alta velocidade com as moléculas de ar. Normalmente, as partículas do tamanho de poeira até algumas massa de quilogramas são completamente consumidas na atmosfera. Devido ao atrito atmosférico, a maioria dos meteoritos, variando de alguns quilogramas até aproximadamente 8 toneladas (7,000 kg), perderá toda a sua velocidade cósmica enquanto ainda está a várias milhas cima do solo. Àquele ponto, chamado de ponto de retardamento, o meteorito começa a acelerar novamente, sob a influência da gravidade da Terra, aos conhecidos 9.8 metros por segundo ao quadrado. Então, muito depressa o meteorito alcança sua velocidade terminal de 200 a 400 milhas por hora (90 a 180 metros por segundo).
A velocidade terminal acontece exatamente no ponto onde a aceleração, devido a gravidade, é compensada pela diminuição de velocidade devido ao atrito atmosférico. Meteoroides com mais que aproximadamente 10 toneladas (9,000 kg) reterá uma porção de sua velocidade original, ou velocidade cósmica, em direção à superfície.
Umas 10 toneladas entrando na atmosfera da Terra na perpendicular para a superfície reterão aproximadamente 6% de sua velocidade cósmica em chegando à superfície. Por exemplo, se o meteoroide começasse a 25 milhas por segundo (40 km/s) iria (se sobrevivesse intato à sua passagem pela atmosférica ) cheguar à superfície ainda se movendo a 1.5 milhas por segundo (2.4 km/s), depois de considerável perda de massa devido a desagregação, ainda chegaria com uns 13 gigajoules de energia cinética. Em uma escala muito maior, um meteoroide pesando 1000 toneladas (9 x 10^5 kg) reteria aproximadamente 70% de sua velocidade cósmica, e corpos de mais de 100,000 toneladas ou assim cortará pela atmosfera como se esta nem existisse. Toda essa velocidade de vôo pela atmosfera coloca grande pressão no corpo de um meteoroide e, afortunadamente, tais eventos são extraordinariamente raros.
Meteoroides maiores, particularmente os rochosos, tendem a se desagregar entre 7 e 17 milhas (11 a 27 km) sobre a superfície devido às forças induzidas pelo atrito atmosférico, e talvez também devido a tensão térmica. Um meteoroide que desintegra tende a perder o equilíbrio de sua velocidade cósmica imediatamente por causa do impulso se diminuído dos fragmentos restantes. Os fragmentos que caem então em caminhos balísticos e abruptamente formam arco para a terra. Os fragmentos golpearão a terra em um padrão aproximadamente elíptico (chamado de distribuição, ou elipse de dispersão) com algumas milhas de largura, estando o eixo principal da elipse orientado na mesma direção do rasto original do meteoroide. Por causa do seu maior impulso, os fragmentos maiores tendem a chocar-se com o solo mais adiante abaixo da elipse que os fragmentos menores. Estes tipos de conta de quedas para os " chuveiros de rochas " foram registradas ocasionalmente na história. Adicionalmente, se um meteorito é achado em uma área particular, as chances são favoráveis para que lá também existam outros meteoritos que foram desagregados do meteoroide original.

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