Главная

Наблюдения

Открытия Обсерватории

Обсерватория

Астрофотография

Методики наблюдений

Статьи
Каталог ссылок
Южные ночи 2005
Астрофест 2003


Методика наблюдений комет

Наблюдение за кометами весьма увлекательное занятие. Если вы не пробовали свои силы в этом, настоятельно рекомендую попытаться. Дело в том, что кометы очень непостоянные объекты по своей природе. Вид их может изменяться от ночи к ночи и весьма значительно, особенно это касается ярких комет, видимых простым глазом. У таких комет, как правило, развиваются приличные хвосты, побуждавшие предков к различным предрассудкам. Подобные кометы в рекламе не нуждаются, это всегда событие в астрономическом мире, но довольно редкое, а вот слабые телескопические кометы, доступны для наблюдений всегда. Замечу так же, что результаты наблюдений комет имеют научную ценность, и наблюдения любителей постоянно публикуются в американском журнале Internatoinal Comet Quarterly, на сайте C. Morris и не только.

Для начала расскажу, на что следует обращать внимание при наблюдении кометы. Одна из самых важных характеристик - звездная величина кометы, ее необходимо оценивать по одному из методов описанных ниже. Затем - диаметр комы кометы, степень конденсации, а при наличии хвоста - его длина и позиционный угол. Это те данные, которые представляют ценность для науки.

Более того, в комментариях к наблюдениям следует отметить, наблюдалось ли фотометрическое ядро (не путайте с истинным ядром, которое невозможно увидеть в телескоп) и как оно выглядело: звездообразное или в виде диска, яркое или слабое. Для ярких комет возможны такие явления как галосы, оболочки, отрыв хвостов и плазменных образований, наличие сразу нескольких хвостов. Кроме того, уже более чем у полусотни комет наблюдался распад ядра! Немного поясню эти явления.

  • Галосы - концентрические дуги вокруг фотометрического ядра. Они были хорошо заметны у известной кометы Hale-Bopp. Это пылевые облака, регулярно выбрасываемые из ядра, постепенно удаляющиеся от него и исчезающие на фоне атмосферы кометы. Их необходимо обязательно зарисовывать с указанием угловых размеров и времени зарисовки.
  • Распад ядра. Явление довольно редкое, но уже наблюдавшееся более чем у 50 комет. Начало распада можно заметить только при максимальных увеличениях, о чем следует незамедлительно сообщать. Но нужно быть осторожным, чтобы не спутать распад ядра с отрывом плазменного облака, что случается более часто. Распад ядра обычно сопровождается резким увеличением блеска кометы.
  • Оболочки - возникают на периферии кометной атмосферы (см. рис.), затем начинают сжиматься, как бы схлопываясь на ядре. При наблюдении этого явления необходимо замерить в угловых минутах высоту вертекса (V) - расстояние от ядра до вершины оболочки и поперечник Р = Р1 + Р2 (Р1 и Р2 могут быть не равны). Эти оценки необходимо делать несколько раз в течение ночи.

При наблюдении комет под рукой желательно иметь несколько инструментов и крупномасштабный атлас, но обычно достаточно хорошего бинокля и телескопа средних размеров с апертурой 150-250мм. Оценки параметров кометы следует проводить на наименьшем (!) инструменте, в который видна комета и с минимальным увеличением. А вот уже более детальное изучение на наибольшем и с большими увеличениями.

Оценка блеска кометы

Точность оценки должна быть не ниже +/-0.2 звездной величины. Для того чтобы добиться подобной точности наблюдатель в процессе работы в течение 5мин должен производить несколько оценок блеска желательно по различным звездам сравнения, находя среднее значение звездной величины кометы. Именно таким образом, полученное значение можно считать достаточно точным, но никак не то, которое получено в результате лишь одной оценки! В подобном случае, когда точность не превышает +/-0.3, после значения звездной величины кометы ставится двоеточие (:). Если наблюдателю не удалось найти комету, то он оценивает предельную звездную величину для своего инструмента в данную ночь, при которой он еще смог бы наблюдать комету. В этом случае перед оценкой ставится левая квадратная скобка ([).

В литературе приводится несколько методов оценок звездной величины кометы. Но наиболее применимыми остаются метод Бобровникова, Морриса и Сидгвика.

Метод Бобровникова. Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 7-9! Его принцип заключается в выведении окуляра телескопа из фокуса до тех пор, пока внефокальные изображения кометы и звезд сравнения не окажутся приблизительно одинакового диаметра. Полного равенства достичь невозможно, так как диаметр изображения кометы всегда больше диаметра изображения звезды. Следует учитывать, что у внефокального изображения звезды яркость примерно одинакова, а комета выглядит пятном неравномерной яркости. Наблюдатель должен научиться усреднять яркость кометы по всему ее внефокальному изображению и эту среднюю яркость сравнивать со звездами сравнения. Сравнение яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения можно производить по методу Нейланда-Блажко.

Метод Сидгвика. Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 0-3! Его принцип заключается в сравнении фокального изображения кометы с внефокальным изображениями звезд сравнения, имеющими при расфокусировке такие же диаметры, что и фокальная комета. Наблюдатель сначала внимательно изучает изображение кометы, "записывая" ее яркость в памяти. Затем расфокусирывает звезды сравнения и оценивает записанный в памяти блеск кометы. Здесь необходим определенный навык, чтобы научиться оценивать блеск кометы, записанный в памяти.

Метод Морриса. Метод комбинирует особенности методов Бобровникова и Сидгвика, его можно применять для комет с любым значением степени конденсации! Принцип сводится к следующей последовательности приемов: получают такое внефокальное изображение кометы, которое имеет приблизительно однородную поверхностную яркость; запоминают размеры и поверхностную яркость внефокального изображения кометы; расфокусировывают изображения звезд сравнения таким образом, чтобы их размеры были равны размерам запомнившегося изображения кометы; оценивают блеск кометы, сравнивая поверхностные яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения.

При оценках блеска комет, в случае, когда комета и звезды сравнения находятся на разной высоте над горизонтом, обязательно должна вводиться поправка на атмосферное поглощение! Особенно это существенно, когда комета находится ниже 45 градусов над горизонтом. Поправки следует брать из таблицы и в результатах обязательно указывать - вводилась поправка или нет. При использовании поправки нужно быть внимательным, чтобы не ошибиться, следует ли ее прибавлять или вычитать. Допустим, комета находится ниже звезд сравнения, в этом случае поправка вычитается из блеска кометы; если комета выше звезд сравнения, то поправка прибавляется.

Для оценок блеска комет используются специальные звездные стандарты. Далеко не все атласы и каталоги можно использовать для этой цели. Из наиболее доступных и распространенных в настоящее время следует выделить каталоги Тихо2 и Дрепера. Не рекомендуется, к примеру, такие каталоги как AAVSO или SAO. Более подробно об этом можно посмотреть здесь.

Если у вас нету рекомендуемых каталогов, их можно загрузить из инета. Прекрасным инструментом для этого является программа Cartes du Ciel.

Диаметр комы кометы

Диаметр комы кометы следует оценивать, применяя как можно меньшие увеличения! Замечено, что чем меньше применяется увеличение, тем больше диаметр комы, так как возрастает контраст атмосферы кометы по отношению к фону неба. Сильно влияют на оценку диаметра кометы плохая прозрачность атмосферы и светлый фон неба (особенно при Луне и городской засветке), поэтому в таких условиях необходимо быть очень внимательным при измерении.

Существует несколько методов для определения диаметра комы кометы:

  • С помощью микрометра, который несложно сделать самому. Под микроскопом натянуть в диафрагме окуляра тонкие нити через определенные промежутки, а лучше воспользоваться промышленным. Это наиболее точный метод.
  • Метод "дрейфа". Основан на том, что при неподвижном телескопе комета, вследствие суточного вращения небесной сферы, будет медленно пересекать поле зрения окуляра, проходя за 1сек времени 15" дуги вблизи экватора. Применив окуляр с натянутым в нем крестом нитей, следует повернуть его так, чтобы комета перемещалась вдоль одной нити и, следовательно, перпендикулярно к другой нити креста. Определив по секундомеру промежуток времени в секундах, за который кома кометы пересечет перпендикулярную нить, легко найти диаметр комы в угловых минутах по формуле

d=0.25 t cosб,

где б - склонение кометы, t - промежуток времени. Этот метод нельзя применять для комет, находящихся в близполярной области при б > +70гр.!

  • Метод сравнения. Его принцип основан на измерении комы кометы по известному угловому расстоянию между звездами, находящимися около кометы. Метод применим при наличии крупномасштабного атласа, например, Cartes du Ciel.
Степень конденсации кометы
Ее значения лежат в пределах от 0 до 9: 0 - полностью диффузный объект, равномерной яркости; 9 - практически звездообразный объект. Наиболее наглядно это можно представить из рисунка
Определение параметров хвоста кометы

При определении длины хвоста на верность оценки очень сильно влияют те же факторы, что и при оценке комы кометы. Особенно сильно сказывается городская засветка, занижая значение и несколько раз, поэтому в городе заведомо не получится точный результат.

Для оценок длины хвоста кометы лучше всего применять метод сравнения по известному угловому расстоянию между звезд, так как при длине хвоста в несколько градусов, можно использовать доступные всем мелкомасштабные атласы. Для небольших хвостов необходим крупномасштабный атлас, либо микрометр, поскольку метод "дрейфа" годится лишь в том случае, когда ось хвоста совпадает с линией склонения, иначе придется выполнять дополнительные вычисления. При длине хвоста больше 10 градусов его оценку необходимо производить по формуле, так как из-за картографических искажений ошибка может достигнуть 1-2 градусов.

D = arccos[sinб sinб' + cosб' cos' cos(a - a')],

где а, б - прямое восхождение и склонение кометы; а', б' - прямое восхождение и склонение конца хвоста кометы (а - выражено в градусах).

У комет существует несколько типов хвостов. Выделяют 4 основных типа:

I тип - прямой газовый хвост, почти совпадающий с радиус-вектором кометы;

II тип - слегка отклоняющийся от радиус-вектора кометы газово-пылевой хвост;

III тип - пылевой хвост, стелющийся вдоль орбиты кометы;

IV тип - аномальных хвост, направленный в сторону Солнца. Состоит из больших пылинок, которые солнечный ветер не в состоянии вытолкнуть из комы кометы. Весьма редкое явление, мне довелось его наблюдать только у одной кометы C/1999H1 (Lee) в августе 1999г.

Следует отметить тот факт, что у кометы может быть как один хвост (чаще всего I типа) так и несколько.

После того как определена длина хвоста кометы, необходимо измерить его позиционный угол. Проще всего определить позиционный угол, нанеся схематически ось хвоста на карту и с помощью транспортира от направления на Северный Полюс Мира против (!) часовой стрелки определить значение угла, как это показано на рисунке.

Однако для хвостов, длина которых больше 10 градусов, ввиду картографических искажений, позиционный угол следует вычислять по формуле:

Где а, б - координаты ядра кометы; а', б' - координаты конца хвоста кометы. Если получается положительное значение, то оно соответствует искомому, если отрицательное, то к нему необходимо прибавить 360, чтобы получить искомое.

Помимо того, что вы в итоге получили фотометрические параметры кометы для того, чтобы их можно было опубликовать, нужно указать дату и момент наблюдения по всемирному времени; характеристики инструмента и его увеличение; метод оценки и источник звезд сравнения, который использовался для определения блеска кометы.

©2003-2015 Виталий Невский
Хостинг предоставлен: hoster.by

Rambler's Top100