Контакты Карта сайта
 
Hypernova.ru
Новости
Мир вокруг нас
Практикум
Наблюдаем сами
Звездный маршрут
Небесный календарь
Астро-фотография
Справочная страница

0

Методы визуального наблюдения комет

Дата: Август 1996

Схематическое изображение строения кометы
Схематическое изображение строения кометы
 
Любители астрономии могут сыграть большую роль в изучении кометы Хейла-Боппа, наблюдая ее с помощью биноклей, подзорных труб, телескопов и даже невооруженным глазом. Для этого они должны регулярно оценивать ее интегральную звездную визуальную величину и отдельно звездную величину ее фотометрического ядра (центрального сгущения). Кроме этого, важны оценки диаметра комы, длины хвоста и его позиционного угла, а также подробные описания структурных изменений в голове и хвосте кометы, определение скорости движения облачных сгущений и других структур в хвосте.

Как оценить блеск кометы? Наиболее распространенными среди наблюдателей комет являются следующие методы определения блеска:

Метод Бахарева-Бобровникова-Всехсвятского (ББВ). Изображения кометы и звезды сравнения выводятся из фокуса телескопа или бинокуляра до тех пор, пока их внефокальные изображения не будут иметь приблизительно одинаковый диаметр (полного равенства диаметров этих объектов достигнуть невозможно из-за того, что диаметр изображения кометы всегда больше диаметра звезды). Необходимо также учитывать тот факт, что у внефокального изображения звезды яркость приблизительно одинакова по всему диску, комета же имеет вид пятна неравномерной яркости. Наблюдатель усредняет яркость кометы по всему ее внефокальному изображению и эту среднюю яркость сравнивает с яркостью внефокальных изображений звезд сравнения.

Подбирая несколько пар звезд сравнения, можно определить среднее значение визуальной звездной величины кометы с точностью до 0.1m.

Метод Сидгвика. Этот метод основан на сравнении фокального изображения кометы с внефокаль-ными изображениями звезд сравнения, имеющими при расфокусировке такие же диаметры, как и диаметр головы фокального изображения кометы. Наблюдатель внимательно изучает изображение кометы, находящейся в фокусе, и запоминает ее среднюю яркость. Затем выводит окуляр из фокуса до тех пор, пока размеры дисков внефокальных изображений звезд не станут сравнимыми с диаметром головы фокального изображения кометы. Яркость этих внефокальных изображений звезд сравнивается с "записанной" в памяти наблюдателя средней яркостью головы кометы. Повторяя несколько раз эту процедуру, получают набор звездных величин кометы с точностью до 0.1m. Этот метод требует развития определенных навыков, позволяющих хранить в памяти яркости сравниваемых объектов — фокального изображения головы кометы и внефокальных изображений дисков звезд.


Метод Морриса является комбинацией методов ББВ и Сидгвика, частично устраняя их недостатки: различие диаметров внефокальных изображений кометы и звезд сравнения в методе ББВ и вариации поверхностной яркости кометной комы, когда фокальное изображение кометы сравнивается с внефокальными изображениями звезд по методу Сидгвика. Блеск головы кометы методом Морриса оценивается следующим образом: вначале наблюдатель получает такое внефокальное изображение головы кометы, которое имеет приблизительно однородную поверхностную яркость, и запоминает размеры и поверхностную яркость этого изображения. Затем он расфокусирует изображения звезд сравнения таким образом, чтобы их размеры были равны размерам запомнившегося изображения кометы, и оценивает блеск кометы, сравнивая поверхностные яркости внефокальных изображений звезд сравнения и головы кометы. Повторяя этот прием несколько раз, находят среднее значение блеска кометы. Метод дает точность до 0.1m, сравнимую с точностью вышеизложенных методов.

Рекомендуемые увеличения для наблюдения комет
Рекомендуемые увеличения для наблюдения комет
 
Начинающим любителям можно порекомендовать воспользоваться методом ББВ, как наиболее простым. Более подготовленные наблюдатели чаще применяют методы Сидгвика и Морриса. В качестве инструмента для проведения оценок блеска надо выбирать телескоп с минимально возможным диаметром объектива, а лучше всего — бинокль. Если комета настолько ярка, что видна невооруженным глазом (а это и должно произойти с кометой Хейла-Боппа), то люди с дальнозоркостью или близорукостью могут попробовать весьма оригинальный метод "дефокусировки" изображений — попросту сняв свои очки.

Зависимость яркости от диаметра объектива
Зависимость яркости от диаметра объектива
 
Во всех рассмотренных нами методах требуется знание точных звездных величин звезд сравнения. Они могут браться из различных звездных атласов и каталогов, например, из каталога звезд, входящего в комплект "Атласа звездного неба" (Д. Н. Пономарев, К. И. Чурюмов, ВАГО). При этом необходимо учесть, что если звездные величины в каталоге приводятся в системе UBV, то визуальная величина звезды сравнения определяется по следующей формуле:

m = V+ 0.16(B-V)



Подбору звезд сравнения следует уделить особое внимание: желательно, чтобы они были поблизости от кометы и примерно на той же высоте над горизонтом, на которой находится наблюдаемая комета. При этом надо избегать красных и оранжевых звезд сравнения, отдавая предпочтение звездам белого и голубого цвета. Никакой научной ценности не имеют оценки блеска кометы, основанные на сравнении ее яркости с яркостью протяженных объектов (туманностей, скоплений или галактик): сравнивать блеск кометы можно только со звездами.

Сравнение яркостей кометы и звезд сравнения можно производить с помощью метода Нейланда-Блажко, в котором используются две звезды сравнения: одна — ярче, другая — слабее кометы. Суть метода заключается в следующем: пусть звезда а имеет звездную величину mа, звезда b — звездную величину mb, комета к — звездную величину mк, причем ma<mk<mb. Мысленно разбиваем известный интервал Δm=ma-mb на несколько степеней (3,4,5 и т.д.) и, сравнивая поочередно изображения кометы и звезд сравнения, определяем количество таких же самых ступеней между кометой и каждой звездой. Если, к примеру, интервал Δm разделен на 5 степеней, то запись a5b означает, что звезда а на 5 степеней ярче звезды b, и одна степень p равна 0.2Δm. Допустим, что при оценке блеска кометы k оказалось, что она слабее звезды

b

на 3 степени и ярче звезды a на 2 степени. Этот факт записывается как a3k2b, и, следовательно, блеск кометы равен:
mk=ma+3p=ma+0.6Δm
или
mk=mb-2p=mb-0.4Δm

Визуальные оценки блеска кометы в периоды ночной видимости необходимо делать периодически через каждые 30 минут, а то и чаще, учитывая то обстоятельство, что ее яркость может довольно быстро измениться вследствие вращения ядра кометы неправильной формы или внезапной вспышки блеска. При обнаружении большой вспышки яркости кометы важно проследить за различными фазами ее развития, фиксируя при этом изменения в структуре головы и хвоста.

Диаметр комы
Диаметр комы
 
Помимо оценок визуальных звездных величин головы кометы, важными являются также оценки диаметра комы и степени ее диффузности.

Диаметр комы (D) можно оценить, используя следующие методы:


Метод "дрейфа" основан на том, что при неподвижном телескопе комета, вследствие суточного вращения небесной сферы, будет заметно перемещаться в поле зрения окуляра, проходя 15 секунд дуги за 1 секунду времени (вблизи экватора). Взяв окуляр с крестом нитей, следует развернуть его так, чтобы комета перемешалась вдоль одной и перпендикулярно другой нити. Определив по секундомеру промежуток времени At в секундах, за который голова кометы пересечет перпендикулярную нить, легко найти диаметр комы (или головы) в минутах дуги по следующей формуле:
D=0.25Δtcosδ

где δ — склонение кометы. Этот метод нельзя применять для комет, находящихся в околополярной области при δ<-70° и δ>+70°, а также для комет с D>5'.

Метод межзвездных угловых расстояний. Используя крупномасштабные атласы и карты звездного неба, наблюдатель определяет угловые расстояния между близкими звездами, видимыми в окрестностях кометы, и сравнивает их с видимым диаметром комы. Этот метод применяется для больших комет, диаметр комы которых превышает 5'.

Заметим, что видимый размер комы или головы сильно подвержен апертурному эффекту, то есть сильно зависит от диаметра объектива телескопа. Оценки диаметра комы, полученные с помощью различных телескопов, могут отличаться друг от друга в несколько раз. Поэтому для подобных измерений рекомендуется применять небольшие инструменты и малые увеличения.

Степень диффузности
Степень диффузности
 
Параллельно с определением диаметра комы наблюдатель может оценивать ее степень диффузности (DC), которая дает представление о внешнем виде кометы. Степень диффузности имеет градацию от 0 до 9. Если DC=0, то комета представляется светящимся диском с малым или отсутствующим изменением поверхностной яркости от центра головы к периферии. Это полностью диффузная комета, в которой отсутствует какой-либо намек на присутствие в ее центре более плотно светящегося сгущения. Если же DC=9, то комета по внешнему виду не отличается от звезды, то есть выглядит звездообразным объектом. Промежуточные значения DC между 0 и 9 указывают на различную степень диффузности.

При наблюдениях хвоста кометы следует периодически измерять его угловую длину и позиционный угол, определять его тип и фиксировать различные изменения его формы и структуры.


Для нахождения длины хвоста (С) можно воспользоваться теми же методами, что и для определения диаметра комы. Однако при длине хвоста, превышающей 10°, следует воспользоваться следующей формулой:
cosC=sinδsinδ1+cosδcosδ1cos(α-α1)

где С — длина хвоста в градусах, α и δ — прямое восхождение и склонение кометы, α1 и δ1 — прямое восхождение и склонение конца хвоста, которые можно определить по экваториальным координатам расположенных около него звезд.
Позиционный угол хвоста
Позиционный угол хвоста
 


Позиционный угол хвоста (РА) отсчитывается от направления к северному полюсу мира против вращения часовой стрелки: 0° — хвост точно направлен на север, 90° — хвост направлен на восток, 180°— на юг, 270° — на запад. Его можно измерить, подобрав звезду, на которую проецируется ось хвоста, по формуле:

.
.
где α1 и δ1 — экваториальные координаты звезды, а α и δ — координаты ядра кометы. Квадрант РА определяется знаком sin(α1 — α).

Определение типа хвоста кометы — довольно сложная задача, требующая точного вычисления значения отталкивающей силы, действующей на вещество хвоста. Особенно это касается пылевых хвостов. Поэтому для любителей астрономии обычно предлагается методика, которой можно пользоваться для предварительного определения типа хвоста наблюдаемой яркой кометы:

I тип — прямолинейные хвосты, направленные вдоль продолженного радиуса-вектора или близко к нему. Это газовые или чисто плазменные хвосты голубого цвета, часто в таких хвостах наблюдается винтовая или спиральная структура, и состоят они из отдельных струек или лучей. В хвостах I типа часто наблюдаются облачные образования, с большими скоростями движущиеся вдоль хвостов от Солнца.

II тип — широкий, изогнутый хвост, сильно отклоняющийся от продолженного радиуса-вектора. Это газопылевые хвосты желтого цвета.

III тип — неширокий, короткий изогнутый хвост, направленный почти перпендикулярно к продолженному радиусу-вектору ("стелющийся’’ вдоль орбиты). Это пылевые хвосты желтого цвета.

IV тип — аномальные хвосты, направленные к Солнцу. Неширокие, состоящие из крупных пылинок, которые почти не отталкиваются световым давлением. Цвет их также желтоватый.

V тип — оторвавшиеся хвосты, направленные вдоль радиуса-вектора или близко к нему. Цвет их голубой, так как это чисто плазменные образования.


Готовьтесь к следующей комете Хейла-Боппа
Необычное явление 27 июля 1994 года
Светлое пятно на Луне над кратером Катарина
Летние дип-скай объекты для небольшого телескопа
Мое открытие кометы Галлея
Список красных гигантов — углеродных звезд
Метеорные потоки летних месяцев
Ночи с кометой Хиакутаке
На Кавказ на охоту за кометами!
Астероид 1980 РА для наблюдения в мощные телескопы
Лунное затмение 3-4 апреля 1996 года
Маленький метеорный дождь — Дракониды
Полное солнечное затмение 9 марта 1997
Покрытие Венеры Луной 12 июля 1996 года
Ссылки на эту статью:
TEXT: HTML: BB Code:

Ваши комментарии

(0)

Пока нет ни одного комментария, вы можете быть первым!

НАПИСАТЬ КОММЕНТАРИЙ




Сколько будет 39 + 14 =

       
Если вы введете ваш email вы будете получать уведомления о новых комментариях



Похожие статьи


Методы и техника фотографирования комет
Наблюдения кометы кометы д’Арре
Наблюдения кометы Хартли 2 (103Р) Февраль 1998
Мириды и мои наблюдения U Геркулеса
Наблюдения двойных звезд в апреле
Наблюдения малой планеты Гигея в 1995 году
Наблюдения нбесных объектов с телескопом ИНТЕС
Порядковые номера периодических комет
Приемы для наблюдения больших деталей у небесных объектов
Погода и климатические изменения для наблюдения планет

Hypernova.ru © 2013-2015 Контакты Карта сайта
Новости
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Мир вокруг нас
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Практикум
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Наблюдаем сами
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Звездный маршрут
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Небесный календарь
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Астро-фотография
1995
1996
1997
1998
1999
2000
Справочная страница
1995
1996
1998
1999
2000
Наверх