Wizualne obserwacje komet

1. Sens wizualnych obserwacji
2. Niezbędny i zalecany sprzęt oraz osprzęt
3. Przygotowanie się do obserwacji
4. Metody obserwacji i ich wykonywanie
5. Opracowanie i analiza obserwacji
6. Uwagi końcowe
7. Tabele

1. Sens wizualnych obserwacji

Amatorskie obserwacje komet, wykonywane według określonego schematu przez dużą liczbę obserwatorów, mogą wnieść znaczny wkład w poznanie tych ciekawych obiektów. Ich duża wartość naukowa polega przede wszystkim na tym iż obserwacji amatorskich jest znacznie więcej niż profesjonalnych. Tak duża liczba obserwacji pokrywających "szczelnie" okres od odkrycia komety do przejścia jej przez peryhelium a później do osiągnięcia przez nią ok. 12 mag pozwala nam prześledzić procesy zachodzące na niej w tym czasie. Konkretnie, korzystając z obserwacji amatorskich, możemy:

Szczególnie ważne są pomiary opisujące kometę w funkcji czasu, ponieważ tu właśnie ujawnia się przewaga wielu obserwacji amatorskich nad garstką profesjonalnych, natomiast badania nie wymagające ciągu obserwacji takie jak np. wyznaczenie składu chemicznego jądra komety znacznie lepiej wykonują profesjonaliści.

2. Niezbędny i zalecany sprzęt oraz osprzęt

Wizualne obserwacje komet należą do tej dziedziny astronomicznych obserwacji które wymagają sprzętu optycznego. Wprawdzie co jakiś czas pojawia się kometa widoczna gołym okiem, jednak jest to stanowczo zbyt rzadko by usatysfakcjonować miłośnika astronomii nie dysponującego żadnym sprzętem obserwacyjnym. Okazuje się jednak iż w cale nie musi on mieć dużego teleskopu gdyż do większości obserwacji komet używa się lornetek.

Lornetka. Lornetka jest więc tym podstawowym instrumentem który powinien posiadać każdy obserwator. Ich duża przydatność w obserwacjach komet determinowana jest przez dużą światłosiłę, szerokie pole widzenia, wykorzystanie obu oczu i... niewielkie rozmiary. Duża światłosiła, tj. niewielki stosunek ogniskowej do średnicy obiektywu, zapewnia łatwiejsze dostrzeżenie obiektu rozmytego (jakim jest kometa) niż instrumentem z obiektywem o tej samej wielkości lecz o niższej światłosile. Duże pole widzenia gwarantuje natomiast łatwość znalezienia odpowiednich gwiazd porównania. Jest to szczególnie ważne w przypadku obserwacji jaśniejszych komet - w małym polu widzenia dużego teleskopu naprawdę trudno by znalazły się jasna kometa i jasna gwiazda. Wykorzystanie obu oczu w lornetce daje tą przewagę nad jednoocznymi teleskopami iż nie powoduje tak szybko zmęczenia oraz w pewnym stopniu zwiększa zasięg. Wreszcie, posiadacze lornetek mogą stale mieć przy sobie sprzęt obserwacyjny gdyż ich niewielkie rozmiary i masa umożliwiają np. zabieranie na wycieczki górskie. Dużą światłosiłą, małymi rozmiarami i obuocznością charakteryzują się wszystkie lornetki różni je natomiast pole widzenia (chodź zawsze jest ono dość duże) oraz rozmiar obiektywu. Dlatego spośród wielu lornetek należy przy kupnie wybrać tą z największym obiektywem za daną cenę. Rozmiar obiektywu ma bowiem decydujący wpływ na zasięg lornetki czy teleskopu.

O powiększeniu i średnicy obiektywu mówi oznaczenie lornetki. Np. symbol 20x60 oznacza lornetkę o powiększeniu 20x i obiektywie 60mm; symbol 7x35 oznacza natomiast lornetkę powiększającą 7x z obiektywem 35mm.

W Polsce najlepiej jest kupić lornetkę w komisie fotograficznym lub na bazarze u handlarzy ze wschodu. W komisie dostaniemy zazwyczaj sprzęt używany, ale często jest on dość tani i mamy duży wybór. Na bazarze natomiast przeważnie można dostać nową lornetkę. Cena często jest korzystna lecz bywają trudności w zdobyciu większych lornetek.

Decydując się na zakup, należy zawsze zwrócić szczególną uwagę na jakość lornetki. W tym celu przed kupnem należy sprawdzić czy:

Jeżeli badana lornetka po takim "teście" nie wykaże choćby najmniejszej wady, można wstępnie uznać ją za dobrą i pomyśleć o kupnie. Jednak nic nie zastąpi doświadczonego kolegi który umiejętnie przebada lornetkę na okoliczność obserwacji astronomicznych.

Spośród lornetek dostępnych na rynku szczególnie godne polecenia są modele rosyjskich firm: "TENTO" oraz "Berkut":

Rewelacyjna chodź znacznie droższa jest duża lornetka (tzw. binar) firmy SOMET. Produkowany był w Czechosłowacji jednak już nie jest i dlatego należy poszukiwać używanego modelu.

Natomiast absolutnie nie należy kupować lornetek produkcji USA i japońskich gdyż są one kilkukrotnie droższe, a oferują dokładnie to samo, co ich odpowiedniki Rosyjskie lub Czeskie (no, może są trochę bardziej estetyczne).

Statyw. Komfort prowadzenia obserwacji a niekiedy nawet możliwość ich wykonania zależy od statywu. Bezwzględnie jest on wymagany przy obserwacjach lornetką 20x60, lecz znacznie ułatwia obserwacje także mniejszymi modelami jak np. 7x50. Dobry statyw powinien się charakteryzować przede wszystkim stabilnością.

Najlepszym statywem do obserwacji przez lornetkę jaki możemy kupić w Polsce jest niemiecki, drewniany statyw fotograficzny dostępny chyba tylko w komisach fotograficznych. Metalowa głowica zapewnia bardzo płynne i pewne ruchy lornetką. Brak w niej jakichkolwiek luzów. Drewniane, sztywne nogi eliminują jakiekolwiek drgania. Jego cena to ok. 100 zł. Odwrotnością jego cech charakteryzują się natomiast, zalewające obecnie sklepy fotograficzne, statywy aluminiowe. Nie dajmy się skusić na ich "nowoczesny" wygląd i zachwalaną lekkość! Statywy te posiadają plastikowe głowice które nie dość że bardzo się gną to jeszcze mają ogromne luzy. Cienkie, aluminiowe nogi są bardzo chwiejne.

Największą wadą wszystkich trójnożnych statywów jest brak możliwości ustawienia lornetki na okolice bliskie zenitowi. Graniczną wysokością na którą możemy skierować instrument jest ok. 60° nad horyzontem. Problem ten rozwiązuje jednak odpowiednia przejściówka.

Do obserwacji komet przez lornetkę, prócz klasycznego statywu z trzema nogami, z powodzeniem możemy używać imadełka z gwintem fotograficznym. Urządzenie takie jest dostępne w komisie fotograficznym. Jego największą zaletą jest nieograniczone pole manewru (także zenit) oraz bardzo małe rozmiary. Wadą tego rozwiązania jest natomiast konieczność znalezienia jakiejś konstrukcji do której możnaby przykręcić tenże statyw. W brew pozorom często jest to bardzo trudne (np. na polanie w lesie). Poza tym mniej solidne imadełka mogą nie utrzymać ciężkiej lornetki (takiej jak 20x60) często jeszcze przymocowanej nie w swym środku ciężkości. Dlatego kupując taki statyw należy zwrócić szczególną uwagę za solidność wykonania, średnicę ruchomej kuli (im większa tym lepiej) i wiążącą się z tym "pewność" blokowania głowicy.

Teleskop. O ile lornetka jest podstawowym instrumentem w który powinien być wyposażony każdy obserwator komet to teleskop jest urządzeniem zalecanym tym obserwatorom, którzy mają ambicje obserwować komety słabe, nie dostępne już lornetką, tj. o jasnościach mniejszych niż ok. 10 mag. Układ optyczny teleskopu najbardziej przydatny w obserwacjach komet powinien przede wszystkim, podobnie jak optyka w lornetkach, mieć dużą światłosiłę (duży stosunek ogniskowej obiektywu do jego średnicy). W praktyce obserwacji komet za teleskopy z "dobrą" światłosiłą uznaje się teleskopy o f/6 (światłosiła 1:6), f/5 i f/4. Z pośród powszechnie dostępnych światłosiły takie najczęściej posiadają teleskopy systemu Newtona.

W porównaniu z lornetką teleskopy mają wiele wad: często są zbyt duże by je brać na wycieczki, obserwuje się nimi jednym okiem. Mają jednak jedną zdecydowaną przewagę: mogą posiadać obiektywy niemal dowolnie duże (w granicach przyzwoitości!).

Kupując teleskop pomyślany do obserwacji komet należy wybrać ten z największym obiektywem na jaki nas stać. Pamiętać także trzeba o tym by posiadał "dobrą" światłosiłę. Trzeba także zwrócić uwagę na jakość wykonania, gdyż w przeciwieństwie do lornetek często, niestety, pozostawia ona wiele do życzenia.

Jak wiadomo, im większe zwierciadło teleskopu tym słabsze komety zobaczymy. Oto kilka przykładów:

Montaż. Terminem "montaż" określa się po prostu statyw teleskopu. Istnieją dwa zasadnicze typy montażów, obydwa nadające się do obserwacji komet: azymutalny i paralaktyczny.

Montaż azymutalny to taki, który umożliwia ruch teleskopu w osiach: pionowej i poziomej. Przykładem typowego montażu azymutalnego jest wspomniany wcześniej trójnogi statyw pod lornetkę. Rozwiązanie takie jest znacznie tańsze od montażu paralaktycznego, jednak ma wiele wad. Wiemy że sfera niebieska porusza się wzdłuż osi kąta godzinnego i deklinacji a nie pionu i poziomu. Dlatego obserwując kometę musimy regulować położenie (aby utrzymywać ją stale w okolicy centrum pola widzenia) w dwóch osiach i to tym częściej im większe powiększenie stosujemy (mniejsze pole widzenia). W praktyce obserwacji komet możemy obserwować komfortowo używając montażu azymutalnego do powiększenia ok. 50x. Po prostu przy większym powiększeniu musimy zbyt często regulować położenie teleskopu, co utrudni lub uniemożliwi, wykonanie obserwacji. W rzeczywistości do obserwacji komet nie ma to tak dużego znaczenia, gdyż zazwyczaj używa się najmniejszego dostępnego powiększenia (prawie zawsze mniejszego niż 50x) w celu uzyskania największego pola widzenia, co z kolei jest często niezbędne do odnalezienia gwiazd porównania. Montaże azymutalne mają wiele odmian. Jedną z powszechniej stosowanych, szczególnie w większych teleskopach jest montaż typu Dobson. Jest on po prostu ruchomą podstawką dla teleskopu.

Miłośnicy astronomii którzy chcieliby oprócz obserwacji komet także fotografować niebo lub używać dużych powiększeń np. do obserwacji planet powinni się zaopatrzyć w montaż paralaktyczny, najlepiej z automatycznym prowadzeniem teleskopu za niebem. Umożliwia on ruch teleskopu w osi kąta godzinnego i deklinacji. W praktyce sprowadza się to do tego, że przy odpowiednim ustawieniu montażu wystarczy regulować położenie obiektu tylko w jednej osi (kąta godzinnego), lub w ogóle nie trzeba go regulować (gdy posiada napęd). Ponadto montaże paralaktyczne bardzo często posiadają tzw. drobne ruchy, które umożliwiają precyzyjne utrzymywanie obiektu w centrum pola widzenia nawet przy bardzo dużym powiększeniu. Aby utrzymywać obiekt w centrum pola widzenia za pomocą jednej osi, lub aby napęd montażu korygował położenie teleskopu prawidłowo montaż musi być tak ustawiony, by jego oś godzinna celowała dokładnie w biegun. Do prawidłowego ustawienia montażu potrzebny będzie okular z krzyżem nitek. Na początek należy ustawić teleskop na gwiazdę w pobliżu równika a zarazem znajdującą się blisko południka. Ruch gwiazdy wskaże kierunki świata (gwiazda porusza się w kierunku zachodnim) na które należy zorientować krzyż w okularze. Im dokładniej zostanie ustawiony krzyż z nitek tym większą dokładność można będzie osiągnąć przy właściwym ustawianiu montażu, dlatego należy stosować duże powiększenia. Teraz trzeba włączyć napęd montażu a w przypadku jego braku korygować położenie gwiazdy drobnym ruchem ale tylko w kącie godzinnym! Gwiazda będzie powoli dryfowała (mimo korekt w kącie godzinnym) przy czym ruch w kierunku W-E jest nie istotny, należy zwrócić uwagę na ruch w kierunku N-S (lub S-N). Jeżeli gwiazda dryfuje na północ wówczas oś godzinna ustawiona jest na zachód od bieguna, jeśli zaś gwiazda dryfuje na południe to oś godzinna celuje na wschód od bieguna. Na tym etapie należy dokładnie ustawić montaż w azymucie (zwiększając powiększenia) aby wyeliminować całkowicie dryf gwiazdy w kierunku N-S. Następnie trzeba ustawić teleskop na jakąś gwiazdę także w pobliżu równika ale tym razem znajdującą się nad wschodnim horyzontem. Teraz znów należy obserwować jej dryf (położenia krzyża nie wolno regulować!) względem nitek okularu. Jeżeli znosi ją na południe należy przesunąć oś godzinną w górę jeśli zaś na północ to w dół. Czynność tę powtarzamy (stosując coraz większe powiększenia) aż do wyeliminowania dryfu N-S. Położenie teleskopu na tak ustawionym montażu wystarczy regulować już tylko w osi kąta godzinnego lub w ogóle nie należy go regulować gdy jest napęd. Nie muszę tu chyba udowadniać jak bardzo podnosi to komfort pracy, zwłaszcza przy dużych powiększeniach.

Na polskim rynku montaże paralaktyczne dostępne są raczej tylko w kompletach z teleskopami. Najczęściej są one typu niemieckiego (z przeciwwagą). Wyposażone jest w nie większość teleskopów ze zwierciadłami większymi niż 15 cm, jednak ich jakość bywa często niezadowalająca.

3. Przygotowanie się do obserwacji.

Planując obserwacje komet trzeba zawsze pamiętać o przygotowaniu pewnych materiałów, danych i dodatkowych pomocy. Przede wszystkim dobrze jest w notatniku zanotować "z góry" datę obserwacji a pod nią plan na daną noc. O tym jakie komety można danej nocy obserwować oraz wszystkie potrzebne informacje oraz mapy znajdziesz na podstronie widoczne komety. Dalej, należy zawsze pamiętać o obrotowej mapce nieba (nigdy nie wiadomo kiedy może się przydać!) i jakimś poglądowym atlasie z gwiazdami nie słabszymi od widocznych gołym okiem (polecam "Atlas Nieba 2000" ze względu na małe rozmiary i podane jasności gwiazd) które pomagają zorientować się "w sytuacji". Na obserwację należy zabrać jeszcze latarkę dającą słabe, czerwone światło, termos z ciepłym piciem (zimą lub gdy planuje się dłuższe obserwacje) oraz notes obserwacyjny z kilkoma długopisami lub ołówkami. Możliwość pewnego zapisania obserwacji jest bardzo ważna. Np. gdy obserwujemy kometę i w chwili wykonywania zapisków wypada z ręki ołówek należy wziąć następny, zwłaszcza gdy nadchodzą chmury lub kometa zachodzi. Poszukiwanie leżącego ołówka w ciemności (lub nawet przy słabym świetle) może zająć sporo czasu po którym komety może już nie być widać. Kiedyś, obserwując kometę okresową 81P/Wild 2 zdarzyła mi się inna przykra historia, związana właśnie z możliwością zapisu obserwacji. Kometa była widoczna wyraźnie. Szybko oceniłem jej jasność lecz gdy chciałem ją zapisać okazało się że nie mam długopisu... Bardzo nieprzyjemne uczucie: widoczna kometa, kartka papieru przede mną a nie ma czym pisać! Pakując się na obserwacje należy zabrać także zegarek (czas wykonania obserwacji jest bardzo ważny!). Oczywiście należy jeszcze zabrać instrument i gotowe!

Tak więc w skrócie, idąc na obserwacje należy zabrać:

4. Metody obserwacji i ich wykonywanie.

Obserwacja amatorska ma za zadanie opisać komę i warkocz. Komę opisujemy podając jej jasność, wielkość i stopień kondensacji. W przypadku dostrzeżenia warkocza podaje się jego długość i kąt pozycyjny. Zaobserwowane wartości wpisuje się do raportu.

Wyznaczanie jasności otoczki. Aby wyznaczyć jasność całkowitą otoczki znajdujemy sobie dwie gwiazdy porównania jedną jaśniejszą, a drugą słabszą od komety, znajdujące się w jej pobliżu, w jednym polu widzenia (aby wpływ ekstynkcji różnicowej był niewielki). Następnie ustalamy w wyobraźni że ich jasności różnią się o 10 jednostek. Teraz staramy się umieścić jasność komety pomiędzy jasnościami gwiazd. Wynik zapisujemy w tej formie: A m K n B, gdzie: "A", "K" i "B" to odpowiednio jaśniejsza gwiazda, kometa i słabsza gwiazda, "m" to ilość jednostek o które gwiazda "A" jest jaśniejsza od komety a "n" to ilość jednostek o które kometa jest jaśniejsza od gwiazdy "B". Jeżeli nie masz dostępu do dobrego katalogu po prostu prześlij mapę z zaznaczonymi gwiazdami porównania i oceną a koordynatorzy sekcji obliczą jasność. Jeśli zaś masz dostęp do katalogu oblicz ją sam! Najlepiej by m + n = 10. Jasność otoczki otrzymasz ze wzoru:

gdzie: "A" jasność gwiazdy jaśniejszej , "B" jasność gwiazdy słabszej, "K" jasność komety, "m" ilość jednostek o które gwiazda "A" jest jaśniejsza od komety, "n" ilość jednostek o które kometa jest jaśniejsza od gwiazdy "B".

Wynik zaokrąglamy do 0.1 magnitudo. Metoda ta nazywa się interpolacyjną.
Przykład: Jeżeli gw. A ma 6.5 mag. a gw. B ma 8 mag. i wydaje się nam że kometa jest nieco słabsza od gw. A i znacznie jaśniejsza od gw. B możemy to zapisać w ten sposób: A 3 K 7 B. Podstawiając teraz dane do wzoru nr 1 otrzymujemy całkowitą jasność komy równą w przybliżeniu 7.0 mag .

Dobrze, ale jak porównywać obiekt rozmyty do punktowego obrazu gwiazdy ?

Problem ten rozwiązuje jedna z czterech metod, których używamy w zależności od charakterystyki komety.

Pierwsza z nich, Bobrownikoffa polega na rozogniskowaniu teleskopu do tego stopnia by obrazy gwiazd miały wielkość równą wielkości otoczki. Jest to możliwe dzięki temu, że ich rozmiary rosną szybciej niż rozmiar komy. Następnie oceniamy jasność otoczki zgodnie z metodą interpolacyjną. Metodę Bobrownikoffa możemy używać do wyznaczania blasku tylko jasnych komet, ponieważ słabe przy rozogniskowywaniu zlałyby się z tłem nieba i przestałyby być widoczne. Z pośród wszystkich metod jest ona najdokładniejsza.

Drugą metodą jest metoda Sidgwicka. W tym przypadku zapamiętujemy wielkość otoczki i rozogniskowujemy nasz teleskop do tego stopnia, by gwiazdy były tak duże jak koma przy dobrym zogniskowaniu. Teraz, stosując metodę interpolacyjną oceniamy zapamiętaną jasność otoczki (zogniskowanej !) z widocznymi, rozogniskowanymi gwiazdami. Metoda ta jest mało dokładna, używa się jej tylko dla bardzo słabych komet.

Trzecią z nich jest metoda Morrisa. Jest ona metodą pośrednią między wyżej opisanymi. Stosujemy ją do komet o wyraźnej, centralnej kondensacji, które trudno porównywać do jednolicie rozmytych gwiazd używając metody Sidgwicka. Metoda Morrisa polega na tym iż porównujemy lekko rozogniskowany obraz komety (do tego stopnia by była jednolicie rozmyta, ale nie na tyle by stawała się niewidoczna) z rozogniskowanymi do jej rozmiarów gwiazdami. Musimy więc przed porównywaniem zapamiętać wielkość i jasność komety (przy lekkim rozogniskowaniu). Jasności porównujemy metodą interpolacyjną. Używamy jej do słabszych lecz wyraźnie widocznych komet.

"Dziel i rządź" to nazwa ostatniej, czwartej metody. Rozwiązuje ona problem oceny jasności tak dużych kom (> 30'), że nie da się rozogniskować obrazów gwiazd do ich rozmiarów. Stosując ją musimy na tyle rozogniskować obraz komety, by rozkład jasności był równomierny na całej jej powierzchni (tak jak w met. Morrisa). Następnie porównujemy jasności gwiazd (nieostrych) z dowolnym fragmentem komety. Później liczymy ile średnic gwiazdy mieści się w średnicy otoczki. Teraz, stosując metodę interpolacyjną otrzymujemy jasność części rozogniskowanego obrazu komety o średnicy równej rozogniskowanemu obrazowi gwiazdy porównania. Jasność całkowitą komety otrzymujemy ze wzoru:

m1 = m - 2.5 log (s2)

gdzie: "m1" to jasność całkowita komy, "m" jasność ocenianego fragmentu, "s" ilość średnic gwiazdy porównania, mieszczących się w średnicy obserwowanej komy.

Jeżeli kometa jest obserwowana na wysokości mniejszej niż 20°, oceniając jej jasność należy uwzględnić wpływ ekstynkcji różnicowej. Ponieważ atmosfera ziemska w różnym stopniu pochłania światło na różnych wysokościach nad horyzontem, to gdy użyte do oceny jasności komety gwiazdy porównania leżą na innych wysokościach niż kometa, ich światło jest w innym stopniu pochłonięte a co za tym idzie ocena jasności jest zafałszowana. Pochłanianie to (ekstynkcja atmosferyczna) zwiększa się w kierunku horyzontu, przy czym różnice w pochłanianiu światła (gdy różnica wysokości wynosi np. 1°) są różne na różnych wysokościach nad horyzontem (ekstynkcja różnicowa). Ponadto zależą one od wysokości obserwatora nad poziomem morza oraz... od pory roku (tak, tak, pora roku jest ważna ponieważ charakteryzuje się w miarę stałą wilgotnością powietrza, która to z kolei ma wpływ na zdolność pochłaniania światła przez atmosferę). W praktyce przy obserwacjach komet wpływ ekstynkcji jest zauważalny dopiero gdy kometa znajduje się na wysokości 20° nad horyzontem lub niżej. Wpływ ekstynkcji różnicowej eliminujemy dodając do katalogowej jasności gwiazd porównania, jasność obliczoną służącym do tego celu programem. Następnie metodą interpolacyjną obliczamy jasność komety, odejmując od wyniku odczytany z tabeli wpływ ekstynkcji dla komety. Otrzymana wartość będzie obserwowaną jasnością komety, uwolnioną od wpływu ekstynkcji różnicowej.

Wyznaczanie wielkości otoczki kometarnej. Jest wiele metod mierzenia średnicy kątowej komy. Wymagają one jednak najczęściej użycia specjalistycznego sprzętu takiego jak mikrometr czy przynajmniej okular z krzyżem. Jednak amatorzy obserwujący komety rzadko są w nie wyposażeni (podobnie jak ja), dlatego używają znacznie prostszej (i mniej dokładnej) metody, nie wymagającej jednak żadnego dodatkowego osprzętu. Polega ona po prostu na narysowaniu obrazu otoczki wraz z okolicznymi gwiazdami i porównaniu tego szkicu z mapą nieba. Używając skali mapy (którą może być np. odległość między liniami siatki deklinacji), przeliczamy wielkość otoczki na minuty kątowe.

Wyznaczanie stopnia kondensacji (DC). DC (ang. degree of condensation) mówi o zmianie jasności powierzchniowej otoczki wzdłuż jej średnicy. Stopień kondensacji zmienia się od DC = 0, gdy obraz otoczki jest rozmyty i jednorodnie jasny na całej powierzchni (brak jakiegokolwiek pojaśnienia w kierunku środka), do DC = 9 gdzie kometa ma postać gwiazdo podobną. W przypadku gdy otoczka wykazuje stopniowy wzrost natężenia w kierunku środka, DC = 3. Jeżeli kometa ma wyraźny szczyt jasności w swym centrum, wówczas DC wynosi 6. W zależności od stopnia kondensacji komety można oczywiście używać pośrednich DC takich jak np. 2, lub nawet połówkowych.

Wyznaczanie długości obserwowanego warkocza. W przypadku dostrzeżenia tego pięknego tworu, możemy wyznaczyć jego długość. Czynimy to analogicznie jak przy wyznaczaniu średnicy otoczki.

Wyznaczanie kąta pozycyjnego warkocza (PA). Kąt pozycyjny warkocza (ang. position angle) zawarty jest pomiędzy linią łączącą środek otoczki z kierunkiem północnym a obserwowanym warkoczem. Liczymy go w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Wyznaczamy zaś, korzystając z wcześniej wykonanych szkiców. Na podstawie atlasu nieba znajdujemy na naszym rysunku kierunek północny, a następnie, zgodnie z definicją, kątomierzem mierzymy kąt pozycyjny warkocza.

Pozostało już tylko wypełnianie raportu z obserwacji!

5. Opracowanie i analiza obserwacji.

A. Analiza obserwacji jasności komety.

Jasność heliocentryczna. Jasność obserwowana komety zależy zarówno od jej wielkości i aktywności jak i od odległość od Słońca i od Ziemi. Na wykresie jasności obserwowanej widać różne tendencje. Są one spowodowane zarówno zmianą odległości od Ziemi jak i od Słońca. Aby spróbować powiedzieć coś na temat tego jak kometa reaguje na światło słoneczne podczas zbliżania się do Słońca należy "oczyścić" jasność obserwowaną ze składowej będącej wynikiem zmiennej odległości od Ziemi. Tak "oczyszczona" jasność nazywa się heliocentryczną. Zmiany jasności heliocentrycznej są powodowane tylko zmianą odległości komety od Słońca, tak jak by obserwator znajdował się w stałej odległości od komety (równej 1 AU). Jasność heliocentryczną oblicza się według wzoru:

m = m1 - 5 log (D)

gdzie: "m" jasność heliocentryczna, "m1" jasność obserwowana, "D" odległość komety od Ziemi w chwili wykonywania obserwacji.

Obliczone jasności można następnie przedstawić na wykresie. W tym przypadku na osi rzędnych należy odłożyć właśnie jasność heliocentryczną a na osi odciętych albo logarytm dziesiętny odległości (wtedy punkt 0 odpowiada odległości od Słońca równej 1 AU) albo różnicę logarytmów odległości komety od Słońca i odległości peryhelium komety od Słońca (wtedy 0 oznacza peryhelium). W przypadku dużej liczby obserwacji można także sporządzić drugi wykres jasności heliocentrycznej, z obserwacji uśrednionych. Można także połączyć za sobą "średnie" punkty. Na takich wykresach widać jak kometa reagowała na zmiany odległości od Słońca. Teoretycznie wykres ten powinien być liniowy, jednak czasem obserwowane są różne anomalie. Właśnie wykrywaniu takich anomalii służy jego sporządzenie.

Jasność absolutna i współczynnik aktywności. Każdą kometę można opisać dwoma parametrami, wyznaczonymi z wizualnych obserwacji: jasnością absolutną H(0) i współczynnikiem aktywności n. Jasność absolutna komety to blask jaki miałaby w odległości 1 AU od Ziemi oraz 1 AU od Słońca. Nie trudno się domyślić że jest to miejsce zerowe funkcji jaką jest wykres jasności heliocentrycznej. (gdy na osi rzędnych odłożony jest logarytm odległości komety od Słońca). Współczynnik aktywności mówi natomiast o tym jak szybko kometa jaśnieje w określonej jednostce czasu. Jest to więc współczynnik kierunkowy funkcji, którą jest wykres jasności heliocentrycznej. Jasność absolutna i współczynnik aktywności choć zazwyczaj stałe, czasami zmieniają swoje wartości. Stąd też anomalie w wykresie jasności heliocentrycznej (gdy H(0) i n są stałe wykres ten jest liniowy). Tak więc parametry te ilościowo opisują charakter komety. Należy zwrócić uwagę na to iż w wielkich odległościach od Słońca parametry te, zgodnie z przyjętym modelem, mają inne wartości niż gdy kometa znajduje się blisko Słońca, jednak amatorzy nie są w stanie obserwować komet w takich odległościach by wychwycić te "teoretyczne zmiany". Tak więc w dobrym przybliżeniu można uznać że komety dostępne obserwacjom amatorskim teoretycznie mają stałe H(0) i n (a więc i wykres teoretycznie jest liniowy). Jasność absolutną i współczynnik aktywności oprócz odczytania z wykresu możemy wyznaczyć z dwóch obserwacji posługując się układem dwóch równań z których każde ma postać:

m1 = H(0) + 5 log (D) + 2.5 n log (r)

gdzie: "m1" jasność obserwowana, "D" odległość od Ziemi, "r" odległość od Słońca, "H(0)" jasność absolutna, "n" współczynnik aktywności.

Rozmiar jądra. Jasność absolutna H(0) wskazuje rozmiar centralnej kondensacji wokół jądra lub też samego jądra (gdy takiej otuliny brak) i jest to jedyny parametr potrzebny do obliczenia tych rozmiarów. W zasadzie nigdy do końca nie wiadomo czy obliczona wartość jest właściwym jądrem czy też wspomnianą otuliną. Należy tu pamiętać że rozmiary typowych jąder komet rzadko przekraczają 10 km dlatego wartość większa może wskazywać na obecność takiej właśnie otoczki. Rozmiar jądra (lub tej otuliny) obliczamy za wzoru:

D = 10 2.3 - 0.2 H(0)

gdzie: "D" średnica kondensacji [km], "H(0)" jasność absolutna.

B. Analiza obserwacji komy.

Analiza kątowej wielkości komy. Obserwator nigdy nie może dostrzec całej atmosfery kometarnej, lecz jedynie jej większy lub mniejszy fragment - komę. Obserwowana wielkość komy zależy przede wszystkim od przejrzystości atmosfery i użytego sprzętu. Dlatego sporządzając wykres należy połączyć ze sobą punkty o największych wartościach a nie średnich (jak przy jasności). Na osi rzędnych odkłada się rozmiar komy a na osi odciętych datę.

Analiza liniowej wielkości komy. Następną rzeczą jaką można wykonać jest obliczenie rzeczywistej wielkości obserwowanej otoczki. Przeliczenia z wielkości kątowej na liniową wykonuje się posługując się wzorem:

gdzie: "D" wielkość liniowa komy [km], "d" wielkość kątowa ['], "D" odległość od Ziemi w chwili wykonywania pomiaru [AU].

O ile na wielkość kątową składa się wielkość liniowa i odległość od Ziemi o tyle wielkość liniowa uwolniona jest od fałszującego wpływu odległości od Ziemi i przedstawia "prawdziwy" rozmiar obserwowanej komy. Obliczone wartości można przedstawić na podobnym wykresie jak wielkość kątową, tyle że zmienia się wartości na wielkość liniową komy oraz można zmienić oś odciętych na odległość komety od Słońca (nie logarytm tej odległość!). Można także ze sobą połączyć punkty o maksymalnych wartościach. Otrzymany wykres powinien mieć postać liniową, choć przy dokładnych obserwacjach może udać się wychwycić zjawisko polegające na nieoczekiwanym zmniejszeniu się rozmiarów komy w okresie jej regularnego powiększania się. Jest ono spowodowane tym, że w bliskich odległościach od Słońca jego intensywne promieniowanie zaczyna już w niewielkich odległościach od jądra rozbijać cząsteczki komy. Jego "niszcząca" natura zaczyna dominować nad "tworzącą" (koma w istnieje m.in dzięki temu promieniowaniu).

Analiza stopnia kondensacji otoczki. Ostatnią rzeczą jaką można przeanalizować, dysponując wizualnymi obserwacjami, jest prześledzenie zmian DC. Parametru tego nie trzeba w żaden sposób przeliczać ani redukować. Największy wpływ na jego wartość ma wielkość teleskopu i użyte powiększenie. Jego zmiany można przedstawić na wykresie podobnym do wykresu liniowych rozmiarów komy.

C. Opracowanie obserwacji warkocza.

Analiza kątowej długości warkocza. Podobnie jak w przypadku komy, na zmierzoną długość warkocza ma wpływ wiele czynników zewnętrznych. Na wykresie, jak w przypadku komy, punkty łączymy obwiednią a nie linią tendencji.

Analiza długości liniowej warkocza. O "prawdziwej" długości warkocza, zależnej tylko od wpływu Słońca na kometę oraz, oczywiście, od niej samej, informuje nas wartość długości liniowej, mierzonej zwykle w kilometrach. Aby ją obliczyć należy nie tylko uwzględnić wpływ odległości komety od Ziemi (jak w przypadku komy), lecz także "orientację" komety w przestrzeni aby wyeliminować wpływ skrótów perspektywicznych. Dokonuje się tego używając zestawu wzorów:



gdzie: "l" długość liniowa warkocza [km], "d" długość kątowa warkocza [°], "D" odległość od Ziemi [j.a.], "r" odległość od Słońca [j.a.]

Wzór ten nie podaje dokładnej długości warkocza gdyż opiera się on na założeniu że warkocz skierowany jest dokładnie odsłonecznie, jest dokładnie prosty a Ziemia stale znajduje się w odległości od Słońca równej 1 j.a. Niedokładności te są jednak mniejsze od błędów oszacowań długości warkocza.

Otrzymane wartości można przedstawić na podobnym wykresie jak wielkość liniową komy.

6. Uwagi końcowe.

Jak widać amatorskie obserwacje komet nie są zbyt trudne i nie wymagają drogiego sprzętu. Ja sam sporo obserwacji wykonuję zwykłą lornetką 20x60 umieszczoną na statywie. Jak wcześniej wspomniałem obserwacje amatorskie nabierają dużej wartości naukowej dopiero wówczas, gdy są wykonywane przez dużą liczbę osób. Ogólnoświatowego nadzoru nad tą dziedziną miłośniczych obserwacji podjął się Daniel W.E.Green z Cambridge. Obserwacje, napływające do niego z całego świata, są systematyzowane i publikowane w kwartalniku "ICQ" ("International Comet Quarterly") a następnie trafiają do centralnego archiwum, skąd mogą być udostępnione osobom zainteresowanym tą tematyką. To właśnie tu ustala się pewien schemat obserwacji komet, ułatwiający ich analizę. Ponadto w wielu krajach istnieją koła zrzeszające amatorów obserwujących komety. W Polsce są to: Sekcja Obserwatorów Komet (SOK) działająca przy PTMA oraz Centrum Obserwacji Komet. Obserwacje nadesłane do nich są następnie wysyłane do Cambridge i publikowane w "ICQ".

Na zakończenie kilka uwag. Należy dołożyć wszelkich starań przy wyborze miejsca obserwacji. Wyjazd kilka kilometrów za miasto zdecydowanie poprawia warunki. Przez kilkanaście minut przed obserwacją powinno się przyzwyczajać wzrok do ciemności. Wszystkie notatki i szkice należy wykonywać przy słabym, czerwonym świetle. Na rysunku otoczki i warkocza dobrze jest zaznaczyć użyte do oceny blasku gwiazdy porównania.

7. Tabele.

Tabela 1. Wybrane źródła gwiazd porównania.
Kod
Nazwa
Rekomendacja ICQ
Komentarz
AE
--------
* * * *
Jasności planet oraz gwiazd z American Ephemeris and Nautical Almanac (tylko do jasnych komet) [ICQ 4, 105]
HDHenry Draper Catalog
* * * *
Harvard Coll. Obs. Annals [ICQ 2, 39]
SSmithsonian Astrophysical Obs. Star Catalog (SAO)
* * * *
[ICQ 1, 17; 4, 9]
SPSkalnate-Pleso Atlas Catalog (Atlas Coeli Cat.)
* * * *
 [ICQ 2, 6; 4, 10]
TITycho Input Catalogue
* * * *
Ponad 3 mln. gwiazd jaśniejszych od 12.1 mag.
TTTycho/Hipparcos Catalogue
* * * *
Jasności V_T, ESA SP-1200
YYale Bright Star Catalogue (BSC)
* * * *
 [ICQ 1, 42; 4, 8]
YFYale Bright Star Catalogue (BSC)
* * * *
 IV wydanie (powinno być używane zamiast starszych wydań)
YGYale Bright Star Catalogue (BSC)
* * * *
V wydanie
AAA.A.V.S.O. Variable Star Atlas
* * *
[ICQ 4, 6]
ACMapy A.A.V.S.O
* * *
 [ICQ 4, 7] Są także bardzo dobre mapy AAVSO (np. bieguna Pn.)
HIHipparcos Input Catalogue
* * *
 C. Turon et al. 1992, European Space Agency Special Publication SP-1136
HKHipparcos Catalogue
* * *
Jasności H_p, ESA SP-1200
HVHipparcos Catalogue
* * *
Jasności Johnson V, ESA SP-1200
SCSky Catalogue 2000.0
* * *
Sky Publishing; gwiazdy jaśniejsze od 8.1 mag [ICQ 4, 62; 4, 105]
TJTycho Catalogue
* * *
Jasności Johnson V, ESA SP-1200
BCBoss Catalogue
* *
--------
BDBonner Durchmusterung
* *
Argelander i in. [ICQ 2, 59; 4, 63]
HSGuide Star Catalog (GSC)
* *
Jasności V z Teleskopu Hubble'a [ICQ 15, 60]
UAAtlasy: Borealis, Eclipticalis, Australis
*
[ICQ 2, 6]
UCCape Photographic Catalogs
*
[ICQ 1, 42; 4, 63]
UM
--------
*
Jasności obiektów mgławicowych [ICQ 2, 6]
UNNorton's Atlas
*
[ICQ 2, 39; 4, 62]
UP
--------
*
Jakikolwiek standardowy atlas fotograficzny (np. Falkauer, Stellarium) [ICQ 3, 15; 2, 59]
USSkalnate Pleso Atlas
*
[ICQ 7, 51]