Tabulka rojů

Poznámky k jednotlivým rojům

1. Roj komplexu vývojově spojeného s kometou 2P/Encke (a pravděpodobně i s řadou planetek). Do této mohutné soustavy patří ještě řada dalších, i neuvedených, rojů od konce jara do zimy. Radianty těchto rojů leží buď v těsném okolí helionu (tedy u Slunce) a jsou silnými denními roji aktivními do července nebo antihelionu (tedy v protisluní) – s aktivitou od září do prosince. V obou případech jsou jejich radianty obvykle posunuty mírně směrem k apexu, antihelionové radianty proto kulminují krátce po půlnoci. Ke komplexu lze přiřadit i řadu sporadických meteorů. Hlavními nočními roji soustavy jsou Tauridy se dvěma větvemi – severní a jižní – jejichž meteory se od sebe liší především sklony drah. Roj Taurid a hlavně jeho severní větev je známým „producentem“ bolidů. Jejich množství se zvýší až 4násobně, když se Země nachází blízko oblaku větších částic zachycených rezonancí 7 : 2 s Jupiterem. Radiant obou složek Taurid není kruhový, ale eliptický s rozměry ≈ 20º×10º. Komplex TAU produkuje od půlky října do půlky listopadu několik méně či více výrazných maxim.Odhaduje se, že třetina meteorického materiálu má původ u komety Encke.

2. Roj soustavy komety 1P/Halley. Její dráha se sice přibližuje dráze Země v obou uzlech, ale vzdálenost mezi drahami zůstává značná (zvláště pro podzimní roj Orionid). Roje proto nemají ostrá maxima, u obou rojů se však projevuje zajímavá „vláknitá“ struktura, vytvářející vedlejší maxima frekvencí nápadná zvláště u Orionid. Detaily této struktury se projevují i po více let, přičemž se rok od roku poněkud opožďují. V roce 1993 ve výrazném vlákně dosáhla frekvence Orionid asi 35 meteorů za hodinu a v letech 2005–2008 kolem 22. října přesahovala dokonce 50 meteorů za hodinu. Sprška byla bohatá na jasné meteory a trvala několik dní. Další spršku budeme vidět až kolem roku 2040. Ve frekvencích η Akvarid byla nalezena dvanáctiletá periodicita, asi způsobená gravitačními poruchami od Jupiteru, vyšší aktivita (65–85 meteorů za hodinu) nastala v letech 2008–2009, návrat k vysoké aktivitě bude v letech 2020–2021 . Mimo dva hlavní roje snad existuje ještě další oddělený proud, jehož reálnost je sporná.

3. Roj náleží k systému Leonid‑Virginid, který je jednou z částí antihelionového zdroje s aktivitou od února do dubna. Tento komplex je zřejmě tvořen mnoha roji a snad i několika kometami. Zdá se, že většina těles tohoto systému patří k Jupiterově rodině a alespoň část z nich má i společný původ. Jednotlivé roje (většinou velice slabé) těchto proudů od sebe nejsou často výrazně odděleny. Mezi seznamy rojů této soustavy sestavenými různými autory jsou proto dost značné rozdíly. K jejímu detailnímu studiu bude nutné shromáždit velké soubory meteorů zachycených z více stanic; nejlépe získaných TV kamerami.

4. Roj patří do systému Scorpio‑Sagittarid, navazujícím po určitém poklesu aktivity na Leonidy‑Virginidy. Tento komplex lze efektivně pozorovat jen z jižní polokoule, u nás mají radianty příliš nízkou výšku nad obzorem. Dle nepříliš velkého počtu fotograficky zachycených meteorů rojů této soustavy se zdá, že Scorpio‑Sagittaridy mají výraznější heterogenitu drah než Leonidy‑Virginidy (třebaže zastoupení těles Jupiterovy rodiny mají také dost velké), jsou zřejmě poněkud aktivnější a jejich celková frekvence proto někdy dosáhne až kolem 10 meteorů za hodinu.

5. Roj ze skupiny rojů souvisejících s kometami možná společného původu 7P/Pons‑Winnecke (k níž náležejí Červnové Bootidy) a 73P/Schwassmann‑Wachmann 3 (doprovázenou rojem τ‑Herkulid), mimo tyto nejznámější (v tabulce uvedené) roje k soustavě náležejí možná i některé z velmi slabých proudů. Při vesměs malých geocentrických rychlostech mají radianty těchto rojů velké rozměry a rok od roku značně mění svou polohu (až o 20°). Oba uvedené roje mají velice proměnné frekvence, obvykle jsou pod mezí detekce, vzácně pozorujeme spršky. U Červnových Bootid byly pozorovány v letech 1916, 1921, 1927; k poslední větší spršce (asi 100 meteorů za hodinu) došlo v roce 1998, v roce 2004 (23. 6.) byla pozorována slabší sprška se ZHR 40. Roj τ‑Herkulid byl aktivní v roce 1930, v současné době jsou jeho frekvence velmi nízké, méně než 1 meteor za hodinu. V roce 2006 byla zaznamenána silná radarová aktivita, vizuální nikoliv. Další spršky jsou předpovězeny na rok 2022 a 2049. Všechna tělesa této skupiny jsou pod silným vlivem poruch ze strany Jupiteru.

6. Roje o velmi rozdílných drahách, ale vesměs dosti zajímavé a pravděpodobně se společným původem. O souvislosti Kvadrantid s kometou 96P/Machholz 1 se nyní pochybuje, spíše se za mateřské těleso považuje planetka 2003 EH1. Roj je pod vlivem mimořádně silných gravitačních poruch, způsobujících „přeskoky“ mezi vzájemně značně rozdílnými drahami. Kvadrantidy patří k trojici nejsilnějších rojů roku (jeho maximální frekvence rok od roku kolísají mezi 60 a 200 meteorů za hodinu) a tělíska ve vlákně roje jsou výrazně diferencována dle hmotností: maximum slabých meteorů nastává dříve než maximum jasných (změna o 4 mag/hod.). Nové údaje však ukázaly rozdíl v poloze maxima teleskopických (a slabých radarových) meteorů oproti jasným vizuálním meteorům o 10–14 hodin. Mimo maxima se radiant Kvadrantid stává difuzním. Roj δ Akvarid má ze všech meteorických rojů nejmenší vzdálenost přísluní (necelých 0,08 AU). Meteoroidy tohoto roje již prolétají oblastí, v níž se jakýkoliv materiál začíná chovat jako kometární (při teplotách asi 1 200 K).

7. Charakteristiky meteorického roje jsou velmi nejisté, roj byl opticky pozorován jen ojediněle a jeho současná aktivita není zaručena.

8. Radiant roje má složitou strukturu. Někteří z autorů udávají přítomnost dvou složek v případě β Kasiopeid (u tohoto roje nastává navíc maximum slabých meteorů později než jasných) a snad i u ο Cygnid. Dle radarových a fotografických pozorování jde dokonce o proudy částic o značně rozdílných rychlostech a drahách. Mimořádně složitou strukturu má asi i roj α Kaprikornid, radianty jeho fotometeorů tvoří dokonce 3 shluky s podobnými drahami.

9. Rozptyl drah meteorů roje je značný, při nízké geocentrické rychlosti je plocha radiantu obrovská a jeho průměr asi přesahuje 10°. Ke spolehlivé identifikaci meteorů roje je vhodné znát jejich individuální atmosférické rychlosti.

10. Slabé meteory roje mají maximum později než jasné, posun polohy maxima frekvencí slabých vůči jasným meteorům může být až několik dnů. Nové údaje poněkud posunuly polohy maxim rojů Akvarid a zkrátily jejich období aktivity, hlavně pro severní větve (u δ Akvarid i u ι Akvarid). Oproti 80. a 90. letům se zdá, že severní větev δ Akvarid je v současné době skoro neaktivní.Roj se příležitostně projevuje silnou rádiovou aktivitou.

11. Aktivita roje má poměrně krátké trvání, někdy jen jediný den. Poloha maxima se však rok od roku mění, rozdíly od udaného data mohou být i 2 až 4 dny. Také aktivita roje prochází velkými výkyvy.

12. Roj komety C/1861 Gl (Thatcher), jejíž oběžná doba je 415 let. Vlákno roje je pod vlivem gravitačních poruch Saturnu, u roje bývají nepravidelně pozorována ostrá maxima s vysokými frekvencemi (krátkodobě až 600 meteorů za hodinu). Obvyklá frekvence roje je asi 10–18 meteorů v hodině, časy maxim se mohou odchylovat až o 5 hodin od průměru; ostrá maxima nastávají později a obsahují více slabých meteorů. Také FWHM (délka intervalu nadpoloviční aktivity v maximu) kolísá mezi 15 a 60 hodinami.

13. Roj možná souvisí s kometou C/1983 Hl (IRAS‑Araki‑Alcock) o oběžné době necelých 1000 let.

14. Frekvence roje se rok od roku mění, byly sledovány v 60. a v 70. letech, poté byla jejich aktivita prakticky nulová, až v roce 1996 je zachytila nezávisle na sobě řada pozorovatelů. Jejich maximální frekvence bývá až kolem 10 meteorů za hodinu. Ideální pro videopozorování.

15. Dráha roje je dost nejistá.

16. Nový roj, sledován sice od 50. let s nejvýraznější aktivitou v 70. letech, v současné době však jeho aktivita klesá a je sledován jen nepravidelně.

17. Roj byl značně aktivní v 80. a 90. letech, od nás je radiant jen nízko nad obzorem a navíc se zdá, že jeho aktivita opět klesá, v roce 2002 byl jen stěží zachycen.

18. Roj náleží k toroidálnímu svazku drah tvořenému téměř kruhovými drahami s malým sklonem. Tyto roje jsou známy z radarových studií slabých meteorů a z teleskopických pozorování. Roj β Lacertid patří k výraznějším rojům této skupiny, i když jeho aktivita rok od roku velice kolísá. V letech 1967 a 1982 byl po δ Akvaridách nejsilnějším rojem období, v roce 1995 byl dost aktivní i vizuálně (poskytoval přes 5 meteorů za hodinu). Blízký roj κ Kasiopeid byl v 60. letech nejsilnějším radarovým rojem přelomu července a srpna, v okolí jeho radiantu jsou asi další slabé roje. Zdá se však, že také tento roj od té doby ztratil značnou část své aktivity.

19. Roj je tvořen 3 složkami – starou, mladší a mladou. V centru roje převládají jasné meteory, maximum frekvence slabých meteorů je plošší. Také v počátcích aktivity roje koncem července je zastoupení jasných meteorů v roji zvýšeno. Vyhodnocením materiálů z více let byl zjištěn posun maxima frekvencí slabých meteorů vůči jasným: maximum jasných meteorů nastává až o 1,5 hodiny později. Roj souvisí s kometou 109P/Swift‑Tuttle s oběžnou dobou asi 130 let, v blízkosti komety se nacházejí meteory mladých vláken. Koncem minulého století bylo možné sledovat recentně vznikající oblak projevující se od roku 1988, v letech 1991 až 1997 se projevil menšími meteorickými dešti velmi jasných meteorů s frekvencí asi 250–350 meteorů za hodinu. Konec aktivity je nejasný, některé práce udávají zřetelnou aktivitu i v půlce září (pozici radiantu už ale nelze počítat lineárně z denního pohybu).

20. Aktivita roje κ Cygnid kolísá, některé roky je silným rojem (80. léta minulého století) a některé není téměř detekovatelný. Je známý svými jasnými bolidy. V roce 1993 u něj byla pozorována sprška. V roce 2008 bylo nalezeno i mateřské těleso – planetka 2008 ED69. V blízkosti radiantu tohoto roje bývá uváděn další radiant (asi 9º k východu). Ve skutečnosti se zřejmě jedná o nejméně dva překrývající se roje, které se liší denním pohybem. Videopozorování např. ukazují radiant 8 stupňů níže v deklinaci. Různé katalogy udávají rychlosti mezi 20 a 25 km/s.

21. Roj mívá kromě stálé aktivity (která je nyní až kolem 10 meteorů za hodinu) ostré spršky, nastaly v letech 1935, 1986 a 1994 (až 100 meteorů za hodinu). Dle předpovědi nastala další sprška, bohatá na jasné meteory, v roce 2007 (ZHR 130). Poloha stálého a sprškového radiantu se liší o 9º (90; +39) – jedná se tedy o dva různé roje. Autoři, kteří oba radianty rozlišují, značí druhý roj θ Aurigidy. Za mateřskou kometu alespoň jednoho z rojů je pokládána kometa C/1911 Nl (Kiess) s oběžnou dobou asi 2000 let.

22. TV pozorování meteorů v nedávné době prokázalo, že aktivita původně připisovaná δ Aurigidám má dvě výrazně oddělené složky, dřívější z nich je způsobena rojem Zářijových Perseid, pozdní pak slabšími δ Aurigidami. Roj δ Aurigid bývá nově dáván do souvislosti s kometou C/1972 E1 (Bradfield) s oběžnou dobou asi 9200 let. Dne 9. 10. 2008 nastala u Zářijových Perseid neočekávaná sprška trvající půl dne, a další ostrá sprška s jasnými meteory v roce 2013. Radiant se od běžného lišil o několik stupňů (49; +39). Podle Lyytinena další sprška nastane po roku 2040.

23. V roce 2005 bylo zaznamenáno mnoho jasných meteorů. Ukazuje se, že z velice slabého pozadí lze pozorovat spršky s délkou trvání 2–4 hodiny. Jedná se o jeden z prvních příkladů pravidelného roje s velmi krátkou dobou aktivity. Skutečnou aktivitu je potřeba zkoumat nejlépe TV kamerami. Možná souvisí se sprškami v letech 1902, 1942 a 1976.

24. Velmi známý roj 20. století, který poskytl mohutné meteorické deště v letech 1933 a 1946, menší spršky byly pozorovány častěji, vesměs však v blízkosti jeho mateřské komety 21P/Giacobini‑Zinner: v letech 1926, 1972 (asi 300 meteorů za hodinu), 1998 (možná kolem 200 meteorů za hodinu – maximum bylo zachyceno jen radary). V roce 2005 byla zvýšená aktivita vizuálně asi 35 meteorů za hodinu. V roce 2011 dosáhla ZHR asi 300, s velkým podílem slabých meteorů. V roce 2018 byla aktivita zaznamenána ZHR kolem 150 a s trváním 4 hodin.

25. Období aktivity roje udávané různými autory se vzájemně dost liší, často bývají označovány jako severní Piscidy, jejich aktivita však začíná až krátce po skončení aktivity Piscid.

26. Roj asi souvisí s menšími meteorickými dešti, pozorovanými v letech 1883 a 1893. Ke spršce došlo také v roce 1952, kdy byl zachycen větší počet meteorů roje v rámci fotografického programu superschmidtovými komorami. Patří zřejmě mezi nepravidelné roje. Dle své dráhy by mohl souviset s kometou D/1819 W1 (Blanpain) s oběžnou dobou 5,1 let.

27. Roj poskytuje meteorické deště, naposled v letech 1966, 1999, 2001 a 2002, Dle modelů roje současná řada bohatých návratů, tvořených mladými vlákny v těsné blízkosti mateřské komety 55P/Tempel‑Tuttle s oběžnou dobou 33,5 roku, již skončila. V roce 1998 mohli pozorovatelé u nás vidět frekvence roje asi 350 meteorů za hodinu (hlavně velmi jasných meteorů a bolidů), v roce 2002 pak 2 800 meteorů/hod. (většinou ale slabších), další meteorické deště byly pozorovány z jiných oblastí Země. Další silné návraty nastanou až v 30. letech.

28. Roj je kromě velmi nízké každoroční aktivity známý mimořádně krátkými a ostrými sprškami (s trváním pod 25 minut). Spršky byly sledovány v letech 1925, 1935, 1985 a dle předpovědi také v roce 1995, frekvence ve sprškách dosahuje 15 meteorů za minutu. Další sprška byla očekávána v roce 2019 (uzávěrka byla před datem události). Poloha radiantu roje vyžaduje zpřesnění, pravděpodobně se liší polohy běžného a sprškového radiantu.

29. Za mateřské těleso roje je považována kometa C/1917 Melish s oběžnou dobou 145 let.

30. Jeden z hlavních rojů roku, v roji je výrazná diferenciace částic dle hmotnosti. Slabé meteory mají plošší maximum než jasné a pro meteory 6 mag nastává maximum až o den dříve než pro meteory 1 mag. Frekvenční křivka jasných meteorů je velmi asymetrická a po maximu frekvence prudce klesá. Jako mateřské těleso roje byla identifikována planetka (3200) Phaethon, která je pravděpodobně vyhaslou kometou. Dráha roje se velmi rychle vyvíjí, první zpráva o roji pochází z roku 1862, během 19. století byly frekvence roje do 30 meteorů za hodinu, teprve ve 40. a 50. letech minulého století dosáhly kolem 60 meteorů za hodinu a současné hodnoty až po roce 1990. Dle některých studií prostorové struktury roje by měly v těchto letech Geminidy začít slábnout a do konce století skoro zmizet. Vizuální pozorování ale naznačují spíše stále se zvyšující ZHR.

31. Roj souvisí s kometou 8P/Tuttle, jeho spršky nastávají poněkud nezvykle v letech, kdy je kometa v aféliu (1945, 1986 a 2000); frekvence mohou v tomto případě převýšit 100 meteorů za hodinu. Méně výrazná zvýšení frekvence však byla pozorována i v letech, kdy je kometa poblíž přísluní a vzácně i v jiných místech její dráhy, taková zvýšení byla pozorována v letech 1988 a 1994, kdy frekvence roje dosáhly asi 30 meteorů za hodinu.

32. Málo prostudovaný komplex rojů, spolehlivě není známo ani okamžik jeho maxima (dokonce se zdá, že na týden přeruší svou aktivitu). V roce 1980 bylo výrazné maximum (přes 6 meteorů za hodinu) detekováno až 6. ledna, vysoké frekvence měly také v době maxima Kvadrantid v roce 1992. V současné době IMO katalog obsahuje dva roje, z obšírného MDC katalogu byl ale roj Prosincových Leo Minorid odstraněn. Lze očekávat další vývoj, jak v parametrech rojů, tak v otázce frekvencí (a tedy existence v katalogu).

33. Charakteristiky meteorického roje jsou nejisté, roj byl vizuálně pozorován a analyzován Jenniskensem v 90. letech a také Molauem (TV pozorování) v roce 2008. Je možné, že aktivita trvá až do konce ledna.

35. Pravděpodobně případ tranzientního roje, který už není v činnosti. Mateřskou kometou je D/1978 R1 (Haneda‑Campos). Její dráha je silně rušena Jupiterem a periheliová vzdálenost se mění průměrnou rychlostí více než 0,5 AU/století. Roj byl prokazatelně aktivní v 70. a 80. letech minulého století.

36. Sprška roje byla zaznamenána v roce 1981, kdy aktivita přesáhla 150 meteorů/hod. Jestliže je mateřským tělesem dlouhoperiodická kometa, pak další návrat je dobře předpovězen na roky 2038–2040.

37. Podle posledních pozorování je roj aktivní mezi 24. 7. až 4. 8.

38. Velice krátce trvající meteorický roj, pouze několik hodin. Maximum při délce Slunce 170,79º.

39. Další z komplexu toroidálních rojů, v jejichž názvosloví nepanuje shoda. Možná začátek jednoho z dvojice rojů KCG.

40. Sprška roje byla zaznamenána v roce 2015 radarově i kamerami (ZHR 10). Lze detekovat i velice slabý pravidelný roj.

Seznam rojů IAU: https://www.ta3.sk/IAUC22DB/MDC2007/Roje/roje_lista.php?corobic_roje=0&sort_roje=0