Noc 3/4 kwietnia 2005 roku w całej Europie środkowej była pogodna, ciepła i nieomal bezksiężycowa. Kamery i aparaty sieci PFN pracowały pełną parą oczekując na potencjalne bolidy związane ze 
spadkami Pribram i Neuschwanstein. Nie próżnowali też co niektórzy obserwatorzy wizualni wykorzystując dobre warunki i szkicując meteory. Spokój kwietniowej nocy zburzyło nagłe pojawienie się bolidu o godzinie 21:41 UT. Niebo na moment pojaśniało niczym rozświetlone przez księżyc w kwadrze. Darek Dorosz obserwujący tej nocy w Żabikowie nie miał szczęścia aby dostrzec bolid który przelatywał gdzieś za budynkiem. Zaintrygowany blaskiem bijącym z południowego zachodu zawiadomił czym prędzej wyżej podpisanego o możliwym pojawieniu się bolidu. Faktycznie, dokładnie o wskazanej godzinie na zdjęciu wykonanym przez 8mm obiektyw fish-eye odnalazłem wyraźny ślad zjawiska bardzo nisko nad południowym horyzontem. Wkrótce okazało się że bolid uchwycony został na obrazach pochodzących aż z czterech stale pracujących stacji PFN oraz dodatkowo przez Arka Olecha który będąc wtedy w Chełmie fotografował zachodni horyzont lustrzanką cyfrową. Z różnych części kraju napłynęły też mniej lub bardziej precyzyjne opisy zjawiska dostrzeżonego przez przypadkowych obserwatorów. Bolid opisywano jako niezbyt szybki, bardzo jasny, „ognisty”, iskrzący ale też pozbawiony wyraźnego śladu. Co niektórzy dostrzegli też fragmentacje pod koniec lotu. Meteor musiał wyglądać bardzo efektownie i wywierać wielkie wrażenie skoro jeden z obserwatorów na jego widok rozpoczął poszukiwania meteorytu gdzieś w pobliskich zaroślach. Po kilku dniach otrzymaliśmy mail od Dr Pavla Spurnego który również dostrzegł zjawisko będąc na urlopie gdzieś na pograniczu czesko-austriackim
Na podstawie danych z kamer video i aparatów fotograficznych podjęliśmy próbę wstępnej analizy tego co stało się w nocy z 3 na 4 kwietnia. Zadanie było dość trudne. Jedyne obrazy na których bolid widoczny był w całości były trudne do przeanalizowania. Obraz z Krakowa był silnie prześwietlony a do analizy zdjęcia wykonanego w Nowym Dworze Mazowieckim trudno było się zabrać mając do dyspozycji jedynie metodę Turnera. Pozostałe zapisy przedstawiały mniejsze lub większe fragmenty trajektorii. Tak czy owak w ciągu 2 tygodni powstała wstępna analiza zaprezentowana na seminarium Polskiego Towarzystwa Meteorytowego 22 kwietnia 2005 roku. Bolid ochrzczony został nazwą Krzeszowice, głównie za sprawą Darka który stwierdził że będzie to nazwa odpowiednio trudna do wymówienia dla obcokrajowców. Faktycznie, Krzeszowice leżały gdzieś blisko końca trajektorii, choć nie pod punktem o maksymalnej jasności który leżał gdzieś w pobliżu miasta Wolbrom.
Z czasem otrzymaliśmy nowe narzędzie obliczeniowe w postaci programu Turner autorstwa A.Olecha pozwalającego na dopasowywanie siatek współrzędnych na obrazkach. Dane zostały więc powtórnie przeliczone zaś analiza przedstawiona w formie plakatu na IMC 2005 w Oostmalle. Jeszcze w trakcie konferencji otrzymaliśmy parametry bolidu wyznaczone przez Czechów i tu trochę niemiła niespodzianka – liczby te były zbliżone, jednak nie identyczne. Jak wiadomo w analizie danych pochodzących z sieci bolidowej liczy się każda minuta łuku a błąd prędkości rzędu 0.1km/s potrafi czasami „wyrzucić” aphelium orbity poza układ słoneczny. Stało się jasne że nadszedł czas aby napisać program działający według sprawdzonych metod obliczeniowych. Tak oto przez niemal całą jesień i zimę tworzyłem kilka programów z pakietu „IMOGENA” opartych o metody rodem z Ondrejova. W marcu 2006 roku oprogramowanie osiągnęło niezbędne minimum funkcjonalności przy którym mogłem ponownie przystąpić do analizy zjawiska.
2. Dane użyte do analizy
Jak wcześniej wspomniano zjawisko uchwycone zostało z pięciu lokalizacji. 3 spośród nich (Kraków, Zielona Góra, Lublin) to stacje video wyposażone w kamery CCTV z obiektywami 4mm, pracujące w systemie PAL, rejestrujące 25 klatek na sekundę o typowym zasięgu 2 – 3 magnitudo. Z przyczyn nie do końca znanych a prawdopodobnie związanych z komputerem rejestrującym obrazy z Zielonej Góry, częstotliwość zapisywania klatek jest tej nocy zredukowana o połowę, co więcej w zapisie zdarzają się co jakiś czas przerwy długości 0.12s. Obie stacje foto pracowały na aparatach cyfrowych Canon 300D, W Chełmie zastosowano obiektyw o ogniskowej 18mm (Przekątna pola 70 stopni, zasięg +7m), w Nowym Dworze obiektyw Peleng 3.5/8mm (Pole 180 stopni, zasięg w zenicie +5.5m). W obu wypadkach wykonywane były ekspozycje 30s.
Współrzędne ze stacji video wymagały ponownego przeliczenia i dopasowania. W celu zwiększenia ilości dostępnych gwiazd postanowiłem wykorzystać obrazy innych meteorów (i widocznych na nich gwiazd) zarejestrowanych na początku kwietnia. Dla stacji w Lublinie i Zielonej Górze wykorzystano kilka zjawisk z nocy 3/4 kwietnia, dla stacji krakowskiej miałem nadzieję wykorzystać też noce sąsiednie, okazało się jednak że pozycja zamocowanej na stałe kamery różni się z nocy na noc o około 1 stopień, a w porównaniu z danymi z pliku refstars z 29 marca o blisko 10 stopni. Czyżby kamera została poruszona przy odsłanianiu obiektywów?
Pozycje gwiazd na wszystkich obrazach zmierzone zostały w układzie prostokątnym przy użyciu programu AstroRecord 3.02, pomiary zostały kilkukrotnie powtórzone i uśrednione. Następnie dla poszczególnych stacji zsumowano wszystkie pozycje gwiazd i po odpowiednim przeliczeniu rektascensji obliczone zostały siatki współrzędnych. Sytuacja dla poszczególnych stacji wyglądała następująco:
Chełm – Zdjęcie wykonane obiektywem 18mm jest najbardziej precyzyjnym obrazem spośród badanych. Z pełnego zdjęcia o rozdzielczości 3072 x 2048 pikseli wykadrowano fragment zawierający ślad meteoru na którym zaznaczono 57 gwiazd. Siatka 2 stopnia dopasowana została z precyzją 50″ łuku. Obraz meteoru nie jest zbyt mocno prześwietlony, nadaje się do fotometrii, na obrazku brakuje jednak bardzo jasnych gwiazd porównania. Końcowa część zjawiska poza kadrem
Nowy Dwór Mazowiecki – Ze względu na specyfikę odwzorowania obiektywu fisheye dopasowanie współrzędnych przeprowadzono specjalnie do tego celu stworzoną metodą opisaną w 1995 roku przez J.Borovicke. Wykorzystując ponad 100 gwiazd określono położenie bolidu z błędem 25′. Bolid widoczny bardzo nisko, w całości, końcowa część rozmyta przez dystorsje, być może przyćmiona przez odległe chmury.
Kraków – Krakowska stacja PFN05 kierowana przez Macka Kwintę dostarczyła obraz bolidu rozdzielony na 3 niezależne pliki z danymi. Widok zjawiska o jasności -11m zupełnie ogłupił Metreca który w plikach inf nie zapisał niczego co dałoby się bezpośrednio wykorzystać. Pozycje środka bolidu w pierwszym i ostatnim ciągu klatek zmierzono ręcznie AstroRecordem (co 4 klatki). Pomimo pewnych kłopotów nie spotkałem problemu z dopasowaniem odpowiedniej siatki współrzędnych. Zjawisko znajduje się w centrum pola, jest dobrze otoczone gwiazdami, osiągnięta precyzja to 3′ przy 2 stopniu dopasowania. Bolid jest tutaj na znacznej długości zupełnie prześwietlony, zapis zawiera jednak bezcenne dane dotyczące końcowego fragmentu zjawiska.
Sumaryczne obrazy uzyskane z trzech zapisów video z godziny 21:04:38, 21:04:40 i 21:04:41 stacja PFN 80006 Kraków
Lublin – Zjawisko widoczne w początkowej części na brzegu kadru. Po zsumowaniu obrazków udało się jednak dopasować dobrą (6′ błędu) siatkę 1 stopnia z gwiazd w bezpośrednim otoczeniu meteoru. Aby zminimalizować wpływ dystorsji wykorzystano pierwsze 0.76s zapisu wideo odrzucając część leżącą na brzegu.
Zielona Góra – Podobnie jak w Lublinie tak i tutaj zjawisko widoczne jest jedynie w początkowej części co gorsza jednak w żaden sposób nie udało się otoczyć meteoru gwiazdami. Obszar nieba w którym pojawił się bolid leżał bardzo nisko, w południowej części gwiazdozbioru wężownika. Dopasowana została siatka pierwszego stopnia na gwiazdach leżących bliżej centrum pola a meteor ograniczony został do pierwszej sekundy lotu. Zapis punktów czasowych w pliku inf jest nieregularny a częstość zapisu zredukowana o połowę.
Z punktu widzenia fotometrii do obróbki nadawały się tylko obrazy ze stacji fotograficznych. W obu przypadkach zabrakło odpowiednio jasnych gwiazd porównania dla najjaśniejszego odcinka trajektorii. Pomiarów fotometrycznych dokonano przy użyciu oprogramowania IMOgena.
Moment zjawiska został określony bardzo dokładnie za pomocą radiometrów należących do czeskiej części Europejskiej Sieci Bolidowej. Maksimum blasku zaobserwowano o 21:41:40.1s
W toku analizy odrzucony został obrazek z Zielonej Góry. Wprowadzenie do obliczeń danych z tej stacji w sposób wyraźny psuło obraz trajektorii a w szczególności profil prędkości bolidu (spójny dla pozostałych stacji). Wielokrotne próby dopasowania siatki współrzędnych spełzły na niczym zabierając blisko tydzień czasu.
3.Trajektoria zjawiska
Trajektorię bolidu obliczono używając danych z 4 stacji bolidowych. Do obliczeń wykorzystano metodę płaszczyzn. Dodatkowo do obliczeń włączono obrazy fragmentów zaobserwowanych podczas rozpadu meteoroidu w końcowej części. Poszczególne trajektorie uśredniono w sposób opisany w 1987 roku przez Ceplechę.
W wyniku obliczeń uzyskano następujące współrzędne początku i końca:
| fi | lambda | h | |
| Początek | 51.0345 +/- 0.0015 | 20.2699 +/- 0.0122 | 98.3km +/- 0.5 |
| Koniec | 50.213 +/- 0.006 | 19.789 +/- 0.005 | 37.9km +/- 0.9 |
Długość bolidu wynosi 115km. Poszczególne fragmenty trajektorii uwzględnione w obliczeniach pokrywają następujące odcinki długości:
| STACJA | POCZĄTEK | KONIEC |
|---|---|---|
| Lublin | 0 | 22.1 |
| Chełm | 3.6 | 95.6 |
| Kraków (1) | 0.9 | 51.7 |
| Kraków (3) | 89.0 | 115.5 |
| Kraków B | 102.1 | 104.9 |
| Kraków C | 105.2 | 107.0 |
| Kraków D | 108.1 | 109.7 |
| Kraków E | 109.5 | 114.0 |
| Nowy Dwór Maz. | 12.5 | 100.2 |
Czas trwania zjawiska wynosił 4.86s. Odcinek po 4s lotu jest widoczny tylko w stacji krakowskiej znajdującej się najbliżej końca bolidu
Wykres pokazujący zależność wysokości od czasu przedstawia się następująco:
Z początkowych odcinków trajektorii wyznaczono prędkość wejścia bolidu w atmosferę która wyniosła 28.85km/s +-0.3 . NIe udało się na tych odcinkach wyznaczyć deceleracji bolidu która prawdopodobnie mieści się poniżej możliwości wykrycia przy błędzie tej wielkości. Dane o prędkości w końcowej części bolidu przyniosła obserwacja z Krakowa. Obserwujemy tam gwałtowne hamowanie obiektu który w sposób łagodny przestaje być widoczny przy prędkości 5.3 +- 0.1 km/s. Dość ciekawie prezentuje się końcówka wykresu gdzie obserwujemy typowy dla tego rzędu prędkości spadek hamowania. Efekt ten widoczny był we wszystkich dotychczas wykonanych analizach, co więcej można tego rodzaju wygięcie krzywej dostrzec u wielu bolidów zbliżających się do prędkości przy jakiej zanika ablacja.
Na podstawie uzyskanej trajektorii uzyskano radiant bolidu w miejscu o współrzędnych
alfa = 302.6 +-0.8 delta = 65.9 +-0.9
4. Orbita
Na podstawie wyznaczonej trajektorii obliczony zostały następujące radianty:
Geocentryczny
alfa = 306.3 +- 1.5 delta = 63.3 +- 1.7
Heliocentryczny
lambda = 89.6 +- 0.6 beta = 42.1 +- 1.1
Prędkość geocentryczna bolidu wynosiła 26.7 km/s +- 0.5 a prędkość heliocentryczna 38.4 +- 0.4 km/s
Wyznaczono następujące elementy orbitalne:
| element | wartość | błąd |
| a [AU] | 2.98 | – |
| 1/a [1/AU] | 0.3352 | 0.0313 |
| q [AU] | 0.961 | 0.007 |
| Q [AU] | 5.0 | 0.6 |
| i [deg] | 42.9 | 1.0 |
| e | 0.678 | 0.029 |
| długość węzła [deg] | 14.204445 | 0.000008 |
| argument peryhelium [deg] | 154.7 | 2.5 |
| okres obiegu [y] | 5.15 | – |
| moment przejścia przez peryhelium | 2005 03 15.72 | – |
Orbita bolidu jest więc wyraźnie eliptyczna i silnie nachylona do płaszczyzny ekliptyki. Odległość aphelium jest porównywalna z półosią wielką orbity Jowisza, ze względu jednak na znaczne nachylenie obiekt nie zbliżał się do Jowisza bardziej niż na 0.7 au. Spotkanie z ziemią nastąpiło w węźle zstępującym orbity przy czym ciało przeszło przez peryhelium 2 i pół tygodnia wcześniej. Z przedstawionych elementów orbitalnych trudno wnioskować o naturze obiektu. Są one charakterystyczne zarówno dla zewnętrznego krańca obiektów grupy Apollo jak i dla komet rodziny jowiszowej. Porównanie z danymi w katalogach Kotena, DMS oraz ze znanymi obiektami NEA i orbitami komet nie wykazało żadnych podobieństw do znanych obiektów lub wcześniej obserwowanych bolidów (Wykorzystano kryterium Drummonda przy D'< 0.105).
Korzystając z programu ORSA 0.7.0 prześledziłem przeszłość meteoroidu do roku 1905. (Oprogramowanie to nie uwzględnia efektów niegrawitacyjnych stąd dalsze cofanie obliczeń wstecz byłoby ryzykowne). Wprowadziłem do programu elementy orbitalne badanego meteoroidu jak tez dodatkowo 6 innych ciał o zmodyfikowanych elementach mieszczących się w granicach wyżej określonych błędów. Nie stwierdziłem żadnych gwałtownych zmian orbity w ciągu ostatnich 100 lat. Obiekt podlegał pewnym perturbacjom ze strony Jowisza do którego zbliżał się co kilkanaście lat na odległość nie mniejszą niż 0.7 AU
5. Analiza obrazów video
O ile obrazy fotograficzne dają nam dość dobre pojęcie o trajektorii i jasności zjawiska o tyle pojedyncze klatki video zapisywane co 0.04s pozwalają dokładnie przyjrzeć się przebiegowi zjawiska. Bolid na wszystkich 3 zapisach video pojawia się jako punkt około 2 wielkości gwiazdowej. W ciągu kolejnych 2s obiekt zamienia się w ognistą kulę z charakterystycznym krótkotrwałym śladem (tzw. „wake”, struktura ta nie doczekała się określenia w polskim nazewnictwie), jednocześnie obiekt opuszcza pola widzenia kamer w Zielonej Górze i Lublinie. Około 3s lotu bolid osiąga maksymalną jasność i jest widoczny jako bardzo silnie prześwietlony kulisty obiekt rozświetlający tło nieba. Po 3.7s bolid zaczyna szybko tracić jasność, jednocześnie rozpoczyna się fragmentacja. Pierwszy z fragmentów oznaczony litera B widoczny jest od 3.82s, jak można się domyślić fragmentacja nastąpiła nieco wcześniej a oddzielony od bolidu fragment ginął w silnym świetle drugiego składnika. W 0.12s później dostrzegamy nieco słabszy fragment C. W t+4.1s, gdy znika składnik C tuż za głównym fragmentem dostrzegamy dość niewyraźny fragment D. Na tej samej klatce można też już zauważyć że kształt obrazu głównego składnika staje się eliptyczny, a więc prawdopodobnie mamy tu przynajmniej 2 równorzędne bardzo jasne fragmenty których przy tak silnym prześwietleniu nie da się jeszcze dostrzec osobno. Od 4.34s składniki A i E są już wyraźnie rozdzielone. Oba fragmenty wygasają bardzo powoli, na klatce z 4.66s widać tez wyraźnie że pomiędzy składnikami A i E znajduje się jeszcze jeden niewielki fragment oznaczony literą F. A i E równocześnie znikają z obrazu w 4.86 s będąc na wysokości 38km i w odległości zaledwie 44km od stacji w Krakowie.
Animacja w formacie GIF przedstawiająca fragmentację bolidu (560 kb)
Pozycje wszystkich fragmentów (za wyjątkiem F) zostały zmierzone co pozwoliło na wyznaczenie indywidualnych trajektorii składników. Poniższa tabela zawiera zestawienie obliczonych parametrów.
| fragment | tp | tk | hp | hk | vp | vk |
| A | 0s | 4.86s | 98.3km | 37.9km | 28.9km/s | 5.3km/s |
| B | 3.73s | 4.05s | 44.9km | 43.4km | 10.6km/s | 6.5km/s |
| C | 3.89s | 4.09s | 43.2km | 42.4km | 9.5km/s | 7.5km/s |
| D |
4.1s |
4.28s |
41.8km |
40.9km |
<10km/s |
<10 km/s |
| E |
4.16s |
4.86s |
41.1km |
38.7km |
9.2km/s |
5.1km/s |
(tp,tk – czas początku i końca, hp,hk – wysokości początki i końca, Vp, Vk – prędkość początkowa i końcowa)
Znając położenia przestrzenne fragmentów można pokusić się o analityczne przedłużenie ich trajektorii wstecz w celu ustalenia rzeczywistego punktu fragmentacji. Na poniższym wykresie przedstawiono obserwowaną wysokość fragmentów w funkcji czasu. Wysokość tą dla poszczególnych fragmentów dopasowano funkcjami i przedłużono do przecięcia z trajektorią głównego fragmentu. Jak widać fragment B oddzielił się w 3.6s lotu na wysokości 45.5km, wszystkie pozostałe najprawdopodobniej powstały w jednym momencie (3.8s) na wysokości 43.5km. Jak nietrudno się domyślić za różne nachylenie poszczególnych krzywych odpowiadają różnice w wielkości poszczególnych odłamków. Meteoroid poprostu przełamał się na pół a drobne odłamki jakie przy tym powstały zaobserwowaliśmy pod postacią fragmentów C i D.
6.Fotometria
Do wykonania fotometrii użyte zostały obrazy fotograficzne z Chełma i Nowego Dworu Mazowieckiego. Użyto metody opisanej w „Handbook for Photographic Meteor Observations” (IMO). W obu wypadkach nie obejmują one całej trajektorii bolidu, dane kończą się wraz z odcinkiem o maksymalnej jasności. Końcówka bolidu zarejestrowana została w Krakowie, ze względu na brak odpowiednich gwiazd porównania nie dało się w żaden sposób określić zależności pomiędzy natężeniem a jasnością bolidu w magnitudo.
W obu stacjach foto bolid był zjawiskiem o jasności przekraczającej -7 magnitudo. Sumaryczną krzywą jasności absolutnej (przeliczonej dla odległości 100km i bolidu znajdującego się w zenicie) przedstawiłem poniżej
Jak wspomniałem powyżej do obliczenia jasności wykorzystano wzory opisane w „Handbooku” IMO i wyprowadzone kilkadziesiąt lat temu dla fotografii analogowej. Tymczasem w obu przypadkach analizowano obrazy z aparatów cyfrowych Canon 300D. Dla fotografii cyfrowej nie spotkałem się jeszcze z odpowiednimi formułami, a jak się wydaje powinny one być jak najszybciej wyprowadzone. Praktyka wskazuje że aparat cyfrowy rejestruje w ciągu nocy znacznie więcej zjawisk niż aparat analogowy. Mam uzasadnione podejrzenie że jasność na krzywej przedstawionej powyżej jest zawyżona, jednak bez przeprowadzenia odpowiedniego eksperymentu trudno będzie powiedzieć coś więcej na ten temat.
Obraz z krakowskiej kamery CCTV ze względu na silne prześwietlenia i brak gwiazd porównania jest nieprzydatny do wyznaczania jasności, daje jednak jako takie pojęcie o kształcie kompletnej krzywej zmian blasku. Poniższy wykres przedstawia sumaryczną jasność pikseli dla obrazu bolidu wyrażoną w jednostkach umownych.
Jak widać powyżej w początkowej fazie lotu obserwujemy powolny wzrost jasności z nieznacznymi fluktuacjami jasności. W 2.5s następuje nagły skok o 1 magnitudo, po czym bolid gwałtownie jaśnieje osiągając maksimum blasku po 3.2s na wysokości 50km.
Gdzie leżał ów punkt można zorientować się patrząc na załączony rysunek. Oczywiście z punktu widzenia fotometrii nazwa Krzeszowice jest nieuzasadniona, z większych miejscowości w pobliżu najjaśniejszego punktu na trajektorii wymienić warto Miechów, Wolbrom i Sędziszów. Po 3.7s faza maksimum kończy się a jasność spada gwałtownie. Stacja w Nowym Dworze traci bolid z oczu, tymczasem na obrazach z bliżej położonego Krakowa przez jeszcze sekundę obserwować możemy proces fragmentacji powolne wygasanie zjawiska. Gdy w 4.86s fragmenty przestają być widoczne znajdują się w odległości zaledwie 44km, dość wysoko na niebie. Na klatkach video wydają się być słabsze niż gwiazda polarna a więc ich jasność absolutna nie przekracza +3m!.
7. Podsumowanie
Bolid PF030405a był zjawiskiem dość trudnym do przeanalizowania. Dane z którymi przyszło rozpocząć obliczenia miały często dość fragmentaryczny charakter. Sytuację dodatkowo pogarszało prześwietlenie zjawiska utrudniające pomiary pozycyjne i fotometryczne. Złożenie wszystkiego w jedną spójną całość zajęło sporo czasu i niewiele pomógł tu fakt że przy obliczeniach korzystano z nowego oprogramowania które wiele z wykonywanych czynności zautomatyzowało.
Pojawia się wiele wniosków dotyczących dopasowywania siatek współrzędnych. Podstawowym jest chyba ten że meteor na obrazku musi być otoczony gwiazdami. Niewiele pomoże obecność nawet 50 gwiazd w górnej części obrazka jeżeli w otoczeniu meteoru znajdującego się na dolnym brzegu nie widać gwiazd zupełnie. Podobnie jeśli chodzi o dopasowywanie siatek wyższych stopni – meteor zawsze musi znajdować się pomiędzy gwiazdami. Współrzędne na zewnątrz pola gwiazdowego na wiele się nie zdadzą, choćby nawet siatka przy wizualnej ocenie wydawała się regularna. Tu naprawdę decydują ułamki stopnia.
Dbać należy o dobre, nieruchome zamocowanie kamer. Nie może być sytuacji w której z nocy na noc kamera jest delikatnie potrącana – przez obserwatora, wiatr, koty na dachach etc. No i jak najczęściej robić obrazek referencyjny.
Ogólny wniosek dotyczący całej sieci jest stary jak świat – potrzebujemy więcej stacji, gęściej rozmieszczonych. Dopóki nie uda się zagęścić sieci musimy maksymalnie obniżyć pola widzenia, tak aby obejmowały one jak największe fragmenty atmosfery. Bolid Krzeszowice jest klinicznym przykładem tego że obserwujemy raczej tylko początkowe odcinki trajektorii dużych bolidów a górne krawędzie klatek i tak nie są w żaden sposób pokrywane bazowo przez inne stacje.
Biorąc pod uwagę obraz bolidu wyłaniający się z tej analizy przestaje mnie dziwić to że ten i ów obserwator pobiegł w najbliższe krzaki szukać meteorytu. Widok rozpadającego się meteoru z wolno wygasającymi fragmentami musiał być bardzo sugestywny. Nie sposób powiedzieć czy z takiego zjawiska coś mogło spaść. Na pierwszy rzut oka meteoroid miał dość dużą prędkość początkową, na tyle dużą że wyklucza się przy niej spadek. Podobnie wysokość końcowa około 40km nie jest typowa dla bolidów dających spadki. Zastanawia jednak fakt że na tak dużej wysokości obserwowaliśmy fragmenty wyhamowane do prędkości rzędu kilku kilometrów na sekundę. Niewątpliwie temat do przyszłych dyskusji. Ciekawostką jest fakt że ewentualny meteoryt mógłby spaść na Wadowice co robi wrażenie jeśli weźmie się pod uwagę datę zjawiska…
Warto na koniec wspomnieć też o tym jak opisywany bolid wyglądał na krakowskim niebie. Niejako w ludzkiej naturze leży postrzeganie bolidu jako czegoś lecącego z góry na dół. Tak też nieco bezwiednie przedstawiliśmy bolid na zdjęciach i zapisach video z krakowskiej stacji. Tymczasem to 115 kilometrowe zjawisko nadlatując z północy nad małopolskę wznosiło się na niebie! Obiekt pojawił się nieco na południowy wschód od bieguna niebieskiego, przeleciał tuż obok gwiazdy polarnej i zniknął w gwiazdozbiorze Żyrafy. Trajektoria widziana była w wielkim skrócie perspektywicznym, tak że początkowo zjawisko mogło się wydawać bardzo wolne, by po chwili zacząć przyspieszać. Nie trzeba było wielkiej wyobraźni ani nawet tej całej analizy aby zorientować się w jakim kierunku porusza się bolid…