Методы визуального наблюдения комет

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 0.1^m.

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 0.1^m. 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 0.1^m, сравнимую с точностью вышеизложенных методов.

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.

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:




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 m_а, звезда b — звездную величину m_b, комета к — звездную величину m_к, причем m_a<m_k<m_b. Мысленно разбиваем известный интервал Δm=m_a-m_b 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:

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.

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:

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.

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:

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 (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.