|
Większość obserwacji amatorskich
komet w Polsce ogranicza się do fotometrii wizualnej tych obiektów.
Inne obserwacje, takie jak astrometria, czy np. fotometria
fotoelektryczna praktycznie nie są wykonywane przez polskich amatorów
astronomii, dlatego poniższe instrukcje nie zawierają informacji na
temat tych technik, lecz jedynie kilka porad na temat wizualnych
obserwacji. Zdaję sobie sprawę, że aby wyczerpać w maksymalnym
stopniu poruszaną problematykę należałoby napisać materiał
kilkakrotnie przewyższający objętością niniejszą podstronę, coś
w rodzaju "poradnika obserwatora komet". W Polsce niestety nie
powstał jeszcze taki poradnik, który stanowiłby maksymalnie
kompleksowe opracowanie technik obserwacji amatorskich komet. Ale
jeszcze nic nie jest straconego, wszak mamy w naszym kraju kilku wyśmienitych
obserwatorów tych obiektów, może któryś z nich pokusi się o
wykorzystanie własnych doświadczeń i opracowanie czegoś, co stanowiłoby
swego rodzaju "vademecum miłośnika komet".
Powróćmy jednak do tematu.
Fotometria wizualna komet może odnosić się zarówno do jądra komety,
głowy, jak i jej warkocza. Ze względu na trudność zaobserwowania
samego jądra, a także małą kontrastowość warkocza, amatorska
fotometria ogranicza się raczej do oceny jasności i wyglądu samej głowy,
a także określenia długości, kierunku i kształtu ewentualnego
warkocza. Tak uzyskane wyniki mogą dostarczyć bardzo użytecznych
danych do analizy cech fizycznych jądra.
Generalnie wyznaczenie jasności
komety jest podobne do wyznaczania jasności gwiazd zmiennych. Ocena
taka wymaga dwóch gwiazd porównania o znanych jasnościach, jedną
nieco słabszą, drugą nieco jaśniejszą od komety. Pojawia się tylko
jeden problem - kometa, w przeciwieństwie do gwiazdy jest obiektem
rozciągłym. Dlatego opracowano kilka metod oceny całkowitej jasności
komety. Oto one.
Metoda Bobrovnikoffa - polegająca
na jednoczesnym rozogniskowaniu obrazów komety i gwiazd porównania
do tego stopnia, aż rozmiary wszystkich obiektów będą porównywalne,
co umożliwi ich bezpośrednie porównanie. Jest to metoda stosowana
najczęściej przy kometach jasnych, silnie skondensowanych.
Metoda Sidgwicka - polegająca
na zapamiętaniu wyglądu komety, a następnie rozogniskowaniu obrazów
gwiazd porównania do momentu, w którym ich rozmiary będą takie same
jak zapamiętana średnica otoczki komety oraz porównaniu ich jasności.
Metoda ta stosowana jest najczęściej w przypadku obserwacji komet słabych
i silnie rozmytych.
Metoda Morrisa - polega na częściowym
rozogniskowaniu obrazu komety, jednak tylko do takiego stopnia by spłaszczyć
profil jasności, następnie zapamiętaniu jej średnicy i jasności
oraz rozogniskowaniu obrazu gwiazd porównania do wielkości obrazu
komety i porównaniu ich jasności. Metoda ta jest nieco trudniejsza od
poprzednich, jednak wypełnia lukę między nimi, będąc szczególnie
przydatna do oceny jasności komet średnio skondensowanych.
Metoda Beyera - polega na
rozogniskowaniu obrazu komety i gwiazd porównania do momentu, aż zaczną
znikać na tle nieba. Logicznym jest, iż najsłabszy obiekt zniknie
najszybciej. Ocena różnicy stopnia znikania obserwowanych obiektów
pozwala na ocenić ich wzajemną relację jasności. Metoda ta jest
szczególnie przydatna przy ocenie jasności komet silnie
skondensowanych o małych średnicach.
Dla oceny różnicy jasności pomiędzy
kometą a gwiazdami porównania stosuje się najczęściej tzw. metodę
interpolacyjną. I tak jeśli po zastosowaniu którejś z powyższych
metod jasność komety wypada pomiędzy dwiema gwiazdami, należy
podzielić w wyobraźni różnicę między jasnościami gwiazd porównania
na 10 stopni oraz ocenić o ile takich stopni kometa jest słabsza od jaśniejszej
z gwiazd, a o ile jaśniejsza od słabszej. Przykładowy zapis oceny
jasności komety wygląda w tym przypadku następująco:
(7,5) 3 k 7 (8,2)
W tym przypadku obliczona jasność
komety wynosi:
(3 / 3+7) x (8,2 - 7,5) + 7,5 = 0,3 x
0,7 + 7,5 = 0,21 + 7,5 = 7,7
Dla zwiększenia
dokładności obserwacji dobrze jest użyć kilku par gwiazd porównania.
Poszukiwanym wynikiem będzie w tym przypadku średnia z poszczególnych
interpolacji.
Do pomiarów
średnicy otoczki można zastosować kilka metod. Najprostszą
metodą, choć jak to zwykle w takich przypadkach bywa najmniej dokładną
jest wyznaczenie jej rozmiaru jako ułamka odległości pomiędzy dwiema
gwiazdami. Znając odległość kątową między gwiazdami można łatwo
obliczyć średnicę otoczki naszej komety. Można też naszkicować
otoczkę na mapie okolic komety i zmierzyć jej rozmiary przy użyciu
skali mapy.
Inną,
zdecydowanie dokładniejszą metodę można zastosować mając do
dyspozycji okular z lekko oświetlonym krzyżem. W takim przypadku
wystarczy zorientować jedną z nitek krzyża wzdłuż linii wschód-zachód.
Następnie, przy unieruchomionym teleskopie, pozwolić przemaszerować
komecie przez pole widzenia i zanotować przedział czasu w którym
otoczka przejdzie przez nitkę północ-południe. Szukaną średnicę
otoczki komety otrzymamy ze wzoru:
d =
¼ t cos ð
gdzie:
d - średnica otoczki w minutach łuku; t -
zmierzony odstęp czasu w sekundach; ð - deklinacja
komety w momencie obserwacji
Wskazane
jest, by wykonać kilka pomiarów, a uzyskane wyniki następnie uśrednić.
Innym
parametrem, który można wyznaczyć metodą wizualną jest stopień
kondensacji otoczki (DC), który mówi o zmianie jasności otoczki
wzdłuż linii przechodzącej przez środek zgęszczenia centralnego.
Brak odniesienia stopni DC do konkretnego wzorca powoduje znaczne rozbieżności
w ocenie różnych obserwatorów. Należy jednak stosować się do
pewnej skali, która kształtuje się następująco:
Stopień
0 - obraz otoczki rozmyty, brak zgęszczenia centralnego,
1 - bardzo słabe, ale dostrzegalne pojaśnienie ku środkowi,
3 - obraz otoczki nadal bardzo rozmyty, wyraźne zgęszczenie centralne,
6 - głowa komety z wyraźnym, jasnym jądrem,
9 - kondensacja gwiazdopodobna, punktowe jądro bez rozmytej otoczki.
Obserwacje warkocza.
Większość
obserwatorów komet twierdzi, że warkocze są najpiękniejszą częścią
tych ciał niebieskich. Niewątpliwie są jednak częścią najbardziej
ulotną i zmienną. Nie każda kometa jednak ma wykształcony warkocz.
Jeśli jednak ma, to do jego obserwacji konieczne są dobre warunki
obserwacyjne (przejrzystość atmosfery, brak sztucznych świateł).
Wartościami
mierzonymi są długość i położenie warkocza.
Pierwszą wartość można łatwo odnaleźć porównując naniesiony
przez nas na mapie rysunek warkocza ze skalą mapy lub (w
przypadku krótkich warkoczy) względem pary gwiazd. Położenie
warkocza, czyli jego kąt pozycyjny (PA) najlepiej określić
poprzez naszkicowanie na mapie położenia głowy i warkocza komety i
zmierzenie PA kątomierzem. PA mierzy się od północy przeciwnie do
ruchu wskazówek zegara. Warto także zanotować szczegóły w wyglądzie
warkocza: jego kształt, ewentualne miejscowe zagęszczenia lub zakłócenia
budowy. Mogą one mieć niebagatelne znaczenie przy analizie obserwacji.
Pamiętajmy,
że przy obserwacjach warkocza bardzo
istotna jest jasność tła nieba. Światło Księżyca
lub pobliskie lampy uliczne mogą łatwo zniweczyć nasz trud i uczynić
nasze obserwacje kompletnie bezużytecznymi.
Wyniki
wizualnych obserwacji komet można przesyłać do Sekcji
Obserwatorów Komet PTMA. Uzupełnione o dokładny czas
obserwacji wyrażony w ułamku doby, a także o dane dotyczące użytego
instrumentu obserwacyjnego oraz źródła jasności gwiazd porównania
mogą stanowić cenne dopełnienie bazy danych i wejść w skład
opracowania polskich i światowych obserwacji danej komety. Szczegółowe
informacje dotyczące wymogów stawianych przez SOK można znaleźć na
stronie internetowej Sekcji.
Życzę powodzenia.
|
