Home Návody Návod na pozorovanie komét
Návod na pozorovanie komét Tlač
Napísal užívateľ Administrator   
Nedeľa, 15 Marec 2009 19:39

Pozorování, při kterém určíte jasnost komety, přinese potěchu a užitek nejen vám, ale pokud bude pečlivě provedeno i profesionálům. Kromě hvězdné velikosti přitom můžete odhadnout také její úhlový průměr a délku ohonu.

 

Komety se nechovají vždy stejným způsobem. Některé se zjasňují či slábnou v závislosti na změnách vzdálenosti od Slunce a Země rychleji nebo naopak pomaleji než je obvyklé. Některé dokonce čas od času "vybuchují". Zaznamenání výrazného zjasnění je potom neocenitelnou pomocí pro astronomy- -profesionály, protože je často předzvěstí rozpadu jádra (nedávno předvedla takový rozpad např. kometa 73P/Schwassmann-Wachmann 3). Z odhadů jasnosti lze určit i absolutní hvězdnou velikost komety a další fotometrické parametry, což umožňuje porovnání komet navzájem.

Možná se vám zdá divné, že by v době širokého rozšíření CCD kamer a výkonné výpočetní techniky měli profesionálové zájem o pozorování získané vizuálně amatéry, ale je to skutečně tak. Profesionální astronomové nemají možnost dostatečně často určovat jasnosti právě pozorovatelných komet; zaměřují se hlavně na spektroskopická a astrometrická měření. Snímky pořizované pro měření přesných poloh se ale na určování celkové hvězdné velikosti komy vůbec nehodí. Případy, kdy je kometa ve skutečnosti i pětkrát jasnější než udávají výsledky získané ze CCD snímků nejsou výjimkou. Odhadování jasnosti komet je ale složitější než určování jasnosti třeba u proměnných hvězd.

Pokud totiž chcete kometu porovnávat s hvězdami, musíte z nich udělat podobné mlhavé skvrnky: zaostřený dalekohled rozostříte a porovnáte rozostřené obrazy hvězd s obrazem komety. To je princip všech metod používaných při určování celkové jasnosti komy. Nejčastěji používané jsou přitom tři metody:

Morrisova metoda:

Komu rozostříte natolik, aby získala přibližně stejný jas po celé viditelné ploše. Zapamatujete si velikost a jas rozostřené komy. Rozostříte srovnávací hvězdy tak, aby měly stejnou úhlovou velikost jako zapamatovaný obraz rozostřené komety a porovnáte jas rozostřených hvězd se zapamatovaným jasem rozostřené komety. Použití Morrisovy metody lze doporučit, přestože nedává výrazně lepší výsledky než následující dvě metody. Pro velké komety se silnou centrální kondenzací je jedinou použitelnou metodou.

Bobrovnikoffova metoda:

Dalekohled je rozostřen natolik, aby měla kometa a srovnávací hvězdy podobnou velikost. Porovnávají se rozostřené obrazy hvězd s rozostřeným obrazem komety. Srovnávací hvězdy vypadají podobně jako kometa, ale ta je vždy poněkud větší (zaostřená kometa má určitou úhlovou velikost, kdežto hvězdy jsou bodové). Metoda dává velmi dobré výsledky pro komety s malým rozměrem komy, které jsou v použitém dalekohledu snadno viditelné (nesmí být příliš blízko hranice viditelnosti, jinak by při rozostřování obraz komety zmizel). Není naprosto použitelná u komet s velkým rozměrem komy, protože byste její jasnost silně podcenili.

Sidgwickova metoda:

Zapamatujte si zaostřený obraz komety a porovnejte ho s obrazy hvězd rozostřenými natolik, aby měly stejnou velikost jako zaostřený obraz komety. Problémem je, že tato metoda "nevyhlazuje" profil povrchového jasu komy, a pozorovatel tak musí rozhodnout, jaký je "průměrný" povrchový jas. Dává dobré výsledky u slabých komet s malým centrálním zjasněním. U komet, které jsou na hranici viditelnosti, je jedinou použitelnou metodou; u komet s výrazným jádrem naproti tomu použitelná není.

Mezi těmito metodami nelze rozhodnout, která dává nejlepší výsledky. Spíše je třeba volit případ od případu, podle rozměru komety, její viditelnosti v použitém přístroji, profilu plošného jasu nebo hustoty hvězd v pozadí (v Mléčné dráze lze Bobrovnikoffovu metodu jen obtížně aplikovat). U velmi malých komet se Morrisova metoda blíží metodě Bobrovnikoffově, pro zcela difůzní komety bez jádra se naopak stává metodou Sidgwickovou. Nejčastěji používaná je Morrisova metoda.

Samotný odhad jasnosti komety by měl být proveden porovnáním alespoň se čtyřmi srovnávacími hvězdami (dvěmi slabšími a dvěmi jasnějšími), které se nacházejí co nejblíže u komety a pokud možno ve stejné výšce nad obzorem. Při porovnávání přejíždějte zrakem mezi rozostřenou kometou a rozostřenou srovnávací hvězdou (u Bobrovnikoffovy metody) nebo porovnávejte zapamatovaný střední jas komy se středním jasem rozostřených hvězd (u Sidgwickovy a Morrisovy metody).

K vyjádření rozdílu se používají tzv. Argelanderovy stupně, kterých je celkem pět (v zápise odhadu se obvykle odhadovaný objekt značí v a srovnávací hvězdy písmeny velké abecedy).

 

A 4 v

A je na první pohled výrazně jasnější než v

A 3 v

A je na první pohled jasnější než v

A 2 v

A se zdá být jasnější než v skoro při každém pohledu, jen málokdy se zdá, že jasnosti obou objektů jsou stejné

A 1 v

při některém pohledu se zdá být A jasnější než v, při některém v jasnější než A, ale častěji je A jasnější než v

A 0 v

při některém pohledu se zdá být A jasnější než v, při některém v jasnější než A, nejčastěji se ale jeví A stejně jasné jako v

 

Analogická definice platí pro odhady, kdy se v jeví jasnější než A. Vhodným postupem (např. graficky nebo metodou nejmenších čtverců) lze z těchto odhadů určit jasnost komety. Nejistota bude tím menší, čím více srovnávacích hvězd použijete. Výsledná jasnost komety se udává s přesností na desetinu magnitudy. Hvězdné velikosti srovnávacích hvězd najdete v některém z vhodných katalogů (např. HIPPARCOS, TYCHO, TYCHO INPUT CATALOGUE, GSC).

Zejména při určování jasnosti jasných okem viditelných komet jsme nuceni používat i poměrně vzdálené hvězdy jako srovn vací. Tyto se však většinou nachází v rozdílné výšce nad obzorem nežli kometa. Hraje zde tedy vliv tzv. atmosférická extinkce. Světlo hvězd je zeslabeno atmosférou Země tím víc, čím delší dráhu atmosférou proletí. V malých výškách nad obzorem (řekněme od 30 stupňů níž) se tento jev již projevuje v nezanedbatelné míře i pro vizuální pozorování. Vliv různě velkého zeslabení světla srovnávacích hvězd a komety lze snížit tím, že se budeme snažit používat srovnávací hvězdy ve stejné výšce nad obzorem jako je kometa. Ale ani takových hvězd nemusí být vždy dostatek. Nezbývá nám tedy nic jiného, než jasnosti srovnávacích hvězd i komety o vliv extinkce opravit. Postupovat lze následovně. Nejprve určíme výšku použitých srovnávacích hvězd a komety nad obzorem (např. pomocí známé velikosti zorného pole triedru). Poté si vybereme buď některé z použitých srovnávacích hvězd (pokud jsou vidět pouhým okem) nebo jiné okem viditelné hvězdy nacházející se v podobné výšce nad obzorem jako použité srovnávací hvězdy a kometa. Nejlepší je požít i hvězdu, která je výrazně víš a pokud možno i níž než hvězdy srovnávací i kometa. I u těchto hvězd určíme jejich výšku nad obzorem. V dalším kroku postupně srovnáváme jasnost takto vybraných hvězd s hvězdami nacházejícími se v okolí nadhlavníku (stačí do 20 stupňů od něj; zde je extinkce zanedbatelná) až pro všechny vybrané hvězdy určíme jasnost, jakou by měly poblíž nadhlavníku. Další fáze se týká zpracování a tudíž ji můžeme dělat doma.

Nejprve si najdeme jasnosti všech použitých hvězd (nejlépe v (nejlépe v katalogu HIPPARCOS nebo TYCHO) a určíme o kolik se nám každá hvězda jevila slabší oproti údaji v katalogu. Až tento údaj zjistíme u všech hvězd, vyneseme závislost zeslabení světla hvězd na jejich výšce nad obzorem. Po proložení vynesených bodů křivkou zjistíme pomocí známých výšek srovnávacích hvězd a komety vliv extinkce na jejich jasnost. Tento "vliv" potom přičteme k jasnosti každé srovnávací hvězdy uvedené v katalogu abychom zjistili, jak jasné se nám ve skutečnosti srovnávací hvězdy jevily. A právě tyto jasnosti použijeme pro určení jasnosti komety. Jasnost komety, kterou by měla bez vlivu extinkce (tu potom dále uvádíme jako výslednou) určíme odečtením vlivu extinkce na její jasnost. Tento postup je vhodný použít několikrát v různých podmínkách (při různě "zaprášené" atmosféře). Tím získáme několik průběhů extinkce v různých podmínkách. Později bude stačit již jen určit výšky srovnávacích hvězd a komety nad obzorem a provést kompletní postup jen pro řekněme 2-3 hvězdy a podle pro ně pozorováním zjištěných hodnot extinkce najít vhodnou extinkční křivku (na které "sedí" nejlépe) a z ní určit vliv extinkce při tomto pozorování. Pokud se vám zdá tento postup příliš pracný, budiž vám povzbuzením to, že získáte velice spolehlivé údaje o jasnosti komety v době, kdy jich nebude příliš. V nedávné minulosti se vedla velká celosvětová diskuze o této problematice při pozorování komety Hyakutake. Výsledkem je doporučení opravovat pozorování o vliv extinkce vždy, když se vyskytnou vzájemné rozdíly vlivu extinkce větší než 0.2 mag. K tomu v praxi dochází u okem viditelné komety ve výšce menší než asi 30 stupňů nad obzorem Stále je ale dobré mít na paměti to, že je nejvhodnější pokud možno použít srovnávací hvězdy ve stejné výšce nad obzorem jako je kometa nebo alespoň některé nad kometou a některé pod ní.

Zde naleznete praktický příklad zpracování získaných pozorování, při kterém výrazně snížíme vliv atmosférické extinkce. Jedná se sice o pozorování proměnné hvězdy, nikoli komety, ale to je v tomto případě nepodstatné.

Pro automatické zpracování získaných pozorování použijte tento program.

Celková jasnost komy však zdaleka není vše, čím můžeme kometu charakterizovat. Odhadnutá jasnost navíc silně závisí na viditelném rozměru komy, který se může u krátkoohniskových a dlouhoohniskových dalekohledů značně lišit (záleží rovněž na použitém zvětšení a pozorovacích podmínkách. Proto se mohou lišit i odhady jasnosti: čím větší část komy pozorovatel vidí, tím by měla být určená celková jasnost vyšší.

Nejčastěji používanou metodou pro odhad rozměru komy je porovnání její velikosti se vzdáleností dvojice hvězd v zorném poli. Vzdálenost použité dvojice hvězd buď změříte z mapy, nebo určíte ze souřadnic uvedených v katalogu. Jiným možným postupem je nechat hvězdu a kometu přecházet přes zorné pole okuláru, který je vybaven vláknovým křížem (jedno vlákno je orientováno severo-jižním směrem). Z doby průchodu okrajů komy v sekundách T pak vypočítáte její průměr v obloukových minutách pomocí vztahu:

 

průměr komy = 0,25 T cos delta,

 

kde delta je deklinace komety. V případě, že má kometa viditelný ohon, určuje se především jeho délka, kterou lze podobně jako rozměr komy měřit přímo porovnáním se známou vzdáleností dvojice hvězd, popř. pomocí známé velikosti zorného pole dalekohledu. Pro dlouhé ohony, je ale nutné délku ohonu vypočítat s použitím vztahu:

 

cos d = sin D sin delta + cos D cos delta cos (alfa - A),

 

kde d je délka ohonu ve stupních, alfa rektascenze komety, delta deklinace komety, A rektascenze a D deklinace konce ohonu. Další údaj, kterým lze popsat vzhled komety je stupeň kondenzace komy. Nazývá se DC (z anglického degree of condensation) a pro jeho popis se používá desetidílná stupnice 0 až 9. Stupeň 0 znamená rovnoměrně jasnou komu bez jakékoli kondenzace a naopak stupeň 9 vyjadřuje hvězdný vzhled. Tyto stupně je možné ještě půlit. Asi namítnete, že je to stupnice subjektivní. Ano, je, ale zejména odhady zkušených pozorovatelů dávají velmi dobrý přehled o změnách vzhledu komy a ten se u některých značně mění.

Jasnost komy, její průměr, stupeň kondenzace a délku ohonu je nutné určit stejným přístrojem.

 

Kamil Hornoch,
Táto emailová adresa je chránená pred spambotmi, aby ste ju videli, povolte JavaScript

 

Valid XHTML and CSS.