Астробиблиотека шурпаков с. Э


Введение поправки на поглощение в атмосфере при наблюдении комет



бет7/9
Дата29.04.2016
өлшемі2.91 Mb.
#94382
1   2   3   4   5   6   7   8   9

Введение поправки на поглощение в атмосфере при наблюдении комет.


Чтобы не вводить поправку на поглощение используйте звезды сравнения на той высоте, что и наблюдаемая комета! Как пользоваться данной таблицей. Начнем с того, что вы видите 4 заданных параметра: Z,w,s,a, где Z-высота в градусах от зенита до горизонта. w-поправка зимняя. s- поправка летняя. a-поправка средняя.

34 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений




Z

w

s

a

90

0.23

0.26

0.24

80

0.23

0.26

0.25

70

0.24

0.27

0.25

60

0.27

0.33

0.30

50

0.30

0.37

0.33

45

0.32

0.41

0.36

40

0.35

0.45

0.40

35

0.40

0.50

0.45

30

0.45

0.58

0.51

28

0.48

0.62

0.55

26

0.52

0.66

0.59

24

0.56

0.71

0.63

22

0.61

0.77

0.69

20

0.67

0.85

0.76

19

0.70

0.89

0.79

18

0.74

0.93

0.83

17

0.78

0.99

0.88

16

0.83

1.05

0.90

15

0.88

1.11

0.99

14

0.94

1.19

1.06

13

1.01

1.28

1.14

12

1.08

1.38

1.23

11

1.18

1.50

1.34

10

1.29

1.64

1.46

9

1.42

1.80

1.61

8

1.58

2.01

1.79

7

1.78

2.26

2.02

6

2.03

2.58

2.30

5

2.36

3.00

2.68

4

2.81

3.57

3.19

3

3.44

4.38

3.91

2

4.40

5.60

5.00

1

6.01

7.63

6.82

Комета и звезды сравнения могут и, как правило, находятся на различной высоте. Тогда нужно вводить поправку на поглощение... Предположим, вы отнаблюдали комету на высоте 30 градусов и оценили ее, как объект 10 m, а звезду сравнения взяли на высоте 60 градусов. Разница в

поглощении между 30 и 60 градусами: 0.51-0.30=0.2 m,так как комета ниже звезды сравнения, мы отнимаем поправку 10m-0.2m=9.8m это и есть истинный блеск кометы!Но если бы комета была выше звезд сравнения, то поправку мы должны были бы прибавить10m+0.2m=10.2m-истинный блеск кометы.Тогда в графе MМ, перед методом оценки блеска кометы, ставим маленькую буквочку aS.Это означает, что введена средняя поправка и комета оценена по методу Cидгвика. С остальными поправками вы проделываете точно такую же процедуру! Очень важно знать точную высоту кометы и звезды сравнения в градусах над горизонтом! Используйте для этих целей обычный транспортир!
АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 35
RF.

Источник звезд сравнения.


AP.

Диаметр объектива.

Диаметр или апертура инструмента, который вы используете при наблюдениях с точностью до 0,1 см. При наблюдении невооруженным глазом в этой графе ставится "0".
T- тип инструмента, который вы используете для наблюдений.

A = camera lens

B = binoculars

C = Cassegrain

D = Schmidt

E = naked eye

H = hyperboloid astro-camera

I = Multiple-Mirror Telescope, F. L. Whipple Observatory (when the f-ratio

is 9, its at the Cassegrain focus)

J = Jones-Bird telescope*

L = Newtonian reflector

M = Maksutov

N = 1x monocular made by taking two identical lenses and using one

as an objective and one as an eyepiece

O = opera glass

P = prime focus of a reflector

q = "small telescopes" with aperture in range 4-10 inches (see note under

instrument "r", below)

Q = "for observations with the largest telescopes" (see note under

instrument "r", below)

r = "small telescopes and finders" with aperture not exceeding 4 inches

(after Bobrovnikoff 1941, Contrib. Perkins Obs. No. 15, p. 5)

R = refractor

S = Schmidt-Newtonian telescope

T = Schmidt-Cassegrain

U = coude

W = Wright-Schmidt

Y = telescope Ritchey-Chretien



F/.
F/-Относительное фокусное расстояние инструмента. Дробные значения округляются. Например ваш телескоп имеет относительное отверстие 3.82, то в графе вы пишите 4. При наблюдении в бинокль, бинокуляр, невооруженным глазом, в графе F/ вы ничего не ставите.

PWR.

PWR - увеличение вашего инструмента. Укажите увеличение вашего инструмента. При наблюдении невооруженным глазом в графе PWR вы должны поставить единицу.



СOMA.

Диаметр видимой комы. Существует множество методов определения диаметра комы кометы. Я дам основные из них, которыми можно пользоваться, но только соблюдайте основные требования предъявленные к ним. Самый простой - метод "дрейфа".Натяните в окуляре нити так,

36 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений
чтобы каждая проходила через центр поля зрения его. При этом так, чтобы все нитибыли перпендикулярны друг относительно друга. Добейтесь поворотом окуляра такого момента, чтобы комета двигалась параллельно одной из нитей, а значит перпендикулярно относительно другой. Как только комета краем комы коснется перпендикулярной нити, включите секундомер. Как только она начнет сходить с нее, т.е. коснется последним краем комы, остановите секундомер. Снимите его показания. У вас получилось 20 секунд. Дальше используйте формулу следующего типа: d = 0.25 * t * cos δ , где δ - склонение кометы, t - промежуток времени, за который комета успела коснуться нити в первый момент и момент последний, когда комета сходила с нее. Примем значение склонения кометы (δ) равным 54 градуса, тогда cos δ 54 градусов равен 0,58. Подставляем значения в формулу d=0.25*20*0,58=2.93. Диаметр комы получился 2.9' дуги. Данный метод применим к кометам, когда их высота не более 70 градусов по склонению. Другой метод, который я хочу предложить - это метод сравнения. Зная расстояние между звездами в угловых минутах, вы без труда определите диаметр комы! Используйте для этого достаточно подробные атласы типа: "Уранометрия -2000.0", AAVSO- Этот метод применяется для комет с диаметром комы больше 5'. И последний метод, который я могу вам предложить - использование микрометра, который достаточно просто сделать самому. Натяните в окуляре 2 параллельные нити и сделайте это достаточно точно. Даже если вы не знаете расстояние между нитями в угловых минутах, то не теряйтесь! Зная расстояние в угловых минутах между известными вам звездами, вы сделаете это без труда, мысленно разделив промежуток между нитями на равные части... Если диаметр комы определён не достаточно точно, то перед значением диаметра ставится значок &.

При наблюдении достаточно ярких комет,имеет смысл применять для изучения внешнего вида, большие увеличения (120 -200x), которые позволят обнаружить гораздо большее количество деталей. Каких именно?

Галосы.

Концентрические образования вокруг ядра кометы, которые являются результатом выброса с поверхности кометного ядра пылевой компоненты, которая, удаляясь от кометы постепенно "рассасывается" и исчезает на фоне неба. Комета Хейла - Боппа - классический пример тому!



Распад ядра.

Не такое уж частое событие! Около 40 комет испытали нечто подобное! Наиболее грандиозный распад испытала комета Шумейкер-Леви в 1994 году, которая упала на Юпитер и прекратила свое существование. Вам вряд ли удастся рассмотреть с помощью скромных любительских средств подобное явление. Скорее всего вы сможете наблюдать только последствия распада!

Оболочки.

Они появляются на переферии кометной комы, испытывают стадию сжатия и завершают свое существование, "схлопываясь" возле ядра.При наблюдении оболочек нужно замерить в угловых минутах высоту вертекса V - расстояние от центра ядра до верхней точки оболочки кометы (комы), а также поперечник П=П1+П2. Значения П1 и П2 могут быть разными и поэтому было бы интересно с научной точки зрения выполнять такие замеры в течение ночи несколько раз.П1-П2- расстояние от центра ядра кометы до видимого края комы при наблюдении кометы в телескоп.(они могут быть разными!) Во всех перечисленных случаях имеет смысл и научный интерес зарисовка выполненная вами. При этом необходимо зарисовать то или иное явление перечисленное здесь. Производите замеры всех возникших образований, указывая точное время наблюдений по UT, АР, PWR- и т.д.


DC. Степень конденсации ядра кометы.

Очень часто любители астрономии испытывают сложности при определении степени конденсации комет. Я помогу вам в этом! После прочтения данной статьи у вас не останется следов сомнений при определении данного параметра...Комета, приближаясь к Солнцу, "обрастает" комой. Сквозь нее просматривается завуалированное активное кометное ядро.При наблюдении в телескоп с различными увеличениями оно может выглядеть по разному. DC -показатель активности околоядерных областей кометы, который поддается систематизации. Для этого и была введена степень кометной конденсации или DC.


АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 37



DC=0- говорит нам о том, что комета видна, как размытый объект однородной яркости, без признаков усиления этой яркости к центру.

DC=1 - говорит нам о том, что комета имеет едва уловимое увеличение яркости от периферии к ее центру.

DC=2 - свидетельствует о том, что у кометы вполне заметно увеличение яркости вблизи ядра, без долгого всматривания в телескоп.

DC=3 - расскажет нам о том, что комета уже имеет достаточно уверенную конденсацию к центру.

DC=4 - сообщит о том, что комета имеет достаточно уверенную центральную конденсацию, которая иногда видна, как вполне звездообразное, но все-таки едва-едва смазанное центральное образование.

DC=5 - центральная конденсация у такой кометы имеет фактически звездообразное ядро, блеск которого вы даже можете определить, подобрав звезды из какого-нибудь звездного стандарта.

DC=6 - комета с однозначно звездообразным ядром.

DC=7 - мы имеем комету с полностью звездообразным ядром, которое окружено большой комой.

DC=8 - кома кометы имеет малые размеры, при этом выделяется четкая граница между звездообразным ядром и комой, комой и фоном неба.

DC=9 - при такой степени конденсации комета отдаленно напоминает планету с небольшим увеличением, при наблюдении ее в плохую погоду, когда та (планета) кажется едва расфокусированной.

Иногда, оценивая степень конденсации, вы можете заметить для себя, что комета имеет DC=5 и даже где-то близка к DC=6, тогда после 5 ставим наклонную черту: 5/ Иногда перед степенью коденсации ставятся буквы:"d", "D", "s", "S" которые имеют отношение к физическому виду конденсации. d- слабый диск внутри комы. D- яркий диск внутри комы. s- слабая звездообразная или практически звездообразная конденсация. S- яркая звездообразная или почти звездообразная конденсация.


Tail. Длина хвоста.

Если вы определяете длину хвоста в минутах, то после указания данного параметра в таблице ставится буква "m", а если длина хвоста указывается в угловых секундах, то следом за значением ставится буква "s". Если длина хвоста кометы меньше 1 градуса, то точность оценки его должна быть не хуже 0.01. В случае меньшей точности оценки длины хвоста, перед значением оценки ставим значок: &.

Так как же оценить длину хвоста?

Начнём с того, что в таблице наблюдений, которую вы оформляете, необходимо указывать длину хвоста I-типа, а если он отсутствует, то, конечно, необходимообратить свой взор к пылевому хвосту! Первый и вполне надежный метод определениядлины хвоста - метод сравнения по известному угловому расстоянию между звездами,для чего необходимо использовать мелкомасштабные атласы. Правда следует уточнить, что их следует использовать тогда, когда длина хвоста кометы не более 10 градусов. Если длина хвоста больше 10 градусов, то на помощь должна придти такая формула:L = arccos [sin дельта*sin дельта'+cos дельта'*cos дельта*cos(a-a')] Где a (выражено в градусах) и дельта - прямое восхождение и склонение кометы соответственно, а a' и дельта' - прямое восхождение и склонение хвоста кометы.

Существует 4 типа кометных хвостов:

I тип - исключительно газовый хвост, который как правило совпадает с радиус вектором направленным так: Солнце - ядро кометы - хвост.

II тип - хвост газово-пылевой, который начинает изгибаться и отклоняться от продолженного радиус - вектора.

III тип - пылевой хвост, такой тип хвостов очень значительно отклоняется от радиус-вектора и в основном он состоит из тяжелых частичек пыли отделившихся от поверхности ядра кометы.


38 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений

Антихвост или аномальный хвост, всегда направлен к Солнцу и состоит из очень тяжелых частичек кометного ядра.

Оторвавшиеся хвосты - еще один тип хвостов. Но я рассматриваю это тип,как частный случай активности комет и физических процессов имеющих место... Хотя К.И.Чурюмов в своей книге по кометам, относит их к определенному типу.

PA. Позиционный угол хвоста кометы

Позиционный угол хвоста кометы отсчитывается от направления на север через восток:PA= 0 градусов - хвост направлен на север, РА= 90 градусов - хвост направлен на восток, РА= 180 градусов - хвост направлен на юг, РА= 270 градусов - хвост направлен на запад. Нанеся на карту положение хвоста, можно без особого труда определить его позиционный угол с помощью транспортира. Точность оценки до 1 градуса. Важно помнить, что позиционный угол мы замеряем против часовой стрелки, если смотреть со стороны полюса мира! Есть и другие методы оценки длины хвоста, которые описаны во многих книгах по кометной астрономии и на которых я останавливаться не стану, так как считаю, вышеуказанный метод достаточно практичным и обеспечивающий хорошую точность для большинства наблюдаемых комет, у которых хвосты достигают длины не более 10 градусов!


OBS. Наблюдатель.

Первые три буквы фамилии на английском языке и цифровой код, если у вас таковой имеется. Обычно его указывает сам координатор, но вам самим стоит этим поинтересоваться и указывать его, чтобы было меньше проблем при централизованной рассылке наблюдений в ICQ самому координатору! Адрес координатора по РБ Шурпакова С.Э. shurpakov@tut.by



Оформление единичных наблюдений.

При оформлении единичных наблюдений старайтесь придерживаться такого написания текста, как указано здесь.

1.Комета(название,номер и компоненты ядра,если таковые имеются)

2.Год,дата проведения наблюдений и доля суток по Всемирному времени(В.В.).

3.Инструмент с которым проводились наблюдения.(Диаметр в мм и относительное

отверстие, увеличение)

4.Звездная величина кометы и DC(степень конденсации).

5.Фамилия наблюдателя и код группы,страна.

6.Можно высылать фото, которые также пойдут в архив. Размер небольшой.

Пример для оформления результатов наблюдений комет:

Комета: C/2002O4(Hoenig)

2002 Дек. 24.89 B.B,250mm Ньютон-1:4-52x, m1=12,Dia=5',DC=5,

Хвост 1 гр,ПУ хвоста кометы =105гр, 42 Шурпаков Беларусь


Наблюдения в архив высылайте по адресу:shurpakov@tut.by
Звездные стандарты и их обозначения.
Очень часто любители астрономии оценивают блеск комет по стандартам, которые есть у них в наличии и вообщем-то правы. Но звезды в них имееют блеск отличный от принятых, международных. Речь идет о тех, которые публикуются в ссылках на стандартах ICQ, что недопустимо при организации серьезных кометных наблюдений. Иногда случается, что астроном-любитель присылает мне наблюдения комет, где указывает стандарт SE - область альфа Персея. При этом блеск кометы он оценивает, как 11,7 m! Но согласно этого стандарта, самая слабая звезда имеет блеск 11,4 m ! Следите за этим моментом, когда оформляете свои наблюдения.

Внимание! При оценке блеска комет не используйте атлас A.A.V.S.O! Его использование не совсем желательно, так как в нем обнаружены значительные ошибки в блеске звезд...

АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 39

Рекомендованные источники звезд сравнения при оценке блеска комет:

AE Planetary magnitudes from the American Ephemeris and Nautical

Almanac (for use with bright comets) [ICQ 4, 105]; also star

magnitudes from Astronomical Almanac

AT Arizona-Tonantzintla Catalog (publ. in July 1965 Sky & Telescope)

[ICQ 2, 6; 4, 8]

C Photovisual magnitudes from "Cape Photographic Catalogue for

1950.0", in Annals of the Cape Observatory, Vols. 17-22.

[ICQ 9, 142]

CA M44 standard sequence as published in Henden and Kaitchuck's

Astronomical Photometry (1982, New York: Van Nostrand Reinhold),

pp. 301-302. [ICQ 9, 99]

CD Open star cluster NGC 225 (R.A. = 0h43m.8, Decl. = +61 47', equinox

2000.0) photometry; star chart with magnitudes given (9.2 < V < 16.0)

as published in Visual Astronomy of the Deep Sky (see ref. 'CL',

below), p. 250.

CE Open star cluster NGC 1647 photometry (8.5 < V < 16.4), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 252 (see ref. 'CL', below).

CF Open star cluster NGC 2129 photometry (11.2 < V < 16.1), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 254 (see ref. 'CL', below).

CG Open star cluster NGC 2422 (M47) photometry (7.7 < V < 14.3), in

Visual Astronomy of the Deep Sky, p. 256 (see ref. 'CL', below).

CH Open star cluster NGC 6494 (M23) photometry (9.3 < V < 13.9), in

Visual Astronomy of the Deep Sky, p. 258 (see ref. 'CL', below).

CI Open star cluster NGC 6823 photometry (9.4 < V < 16.0), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 260 (see ref. 'CL', below).

CJ Open star cluster NGC 6910 photometry (9.9 < V < 14.9), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 262 (see ref. 'CL', below).

CK Open star cluster NGC 7031 photometry (11.2 < V < 16.5), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 264 (see ref. 'CL', below).

CL Photometry by Hoag et al. (1961) from one of the open-star-cluster

charts as published in Visual Astronomy of the Deep Sky, by Roger

N. Clark (Cambridge Univ. Press, 1990), pp. 250-266.

CM Photovisual and photoelectric-V magnitudes from Cape Mimeograms

(Royal Observatory, Cape of Good Hope). [ICQ 9, 142]

CN Open star cluster NGC 7235 photometry (8.7 < V < 16.4), in Visual

Astronomy of the Deep Sky, p. 266 (see ref. 'CL', above).

CO UBV photometry for 39 stars in the range 11.7 < V < 18.7, from

"A New Stellar Standard Sequence in the Comet Cluster of Galax-

ies" (F. Boerngen and N. Richter 1978, Astron. Nach. 299, 117)

CR V magnitudes of 13 stars surrounding NGC 3627 (M66), as given by

Ciatti and Rosino (1977, A.Ap. 56, 62). The range in V is

13.8-16.9, and the stars are fairly red. [ICQ 11, 30]

CS Catalogue of Stellar Identifications (1979, Strasbourg). Large

compilation of many catalogues. For information, see F.

Ochsenbein et al. (1981), A.Ap. Suppl. 43, 259, and Ochsenbein

(1974), A.Ap. Suppl. 15, 215. The visual magnitudes with colons

(:) should be avoided if possible. [ICQ 10, 35]

D Dutch Comet Halley Handbook (E. P. Bus) [ICQ 7, 96]

E One of Everhart's 3 Selected Area charts (1984, Sky Telesc. 67, 28)

EA Selected Area 51: From Everhart (1984, Sky Telesc. 67, pp. 28-30).

EB Selected Area 57: From Everhart (1984, see EA, above) [ICQ 7, 51]

EC Selected Area 68: From Everhart (1984, see EA, above) [ICQ 7, 51]

40 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений
FA V photometry by Harold Ables, U.S. Naval Observatory, Flagstaff,

"Region No. 6", unpublished (stellar V magnitude range 11.1-15.8

photoelectric and 13.7-21.6 electronographic). [ICQ 9, 99]

GA Guide Star Photometric Catalog - I, in Astrophysical Journal

Supplement Series, Volume 68, Number 1 (1988 September).

Contains nearly 1500 stars with V magnitudes and convenient

finder charts throughout the sky. [ICQ 10, 124; 15, 60]

*** NOTE: this is VERY different from the GSC on CD, which has

reference code 'HS' and which is a POOR source of comparison-star

magnitudes! ***

GP [apparently same as 'HE'; see below]

HD Henry Draper Catalog (Harvard Coll. Obs. Annals) [ICQ 2, 39]

HE Harvard E Regions (declination -45 deg), Kron-Cousins V photometry

for nine fields; stars range generally between 7 < V < 16

(Graham 1982, P.A.S.P. 94, 244) [ICQ 10, 124]

HI Hipparcos Input Catalogue (C. Turon et al. 1992, European Space

Agency Special Publication SP-1136; derived V magnitudes

(118,000 stars brighter than mag 13, with the distribution

peak around V = 9); see also HJ

HJ magnitudes in the Hipparcos photometric system, Hp (see code

HI, above); peak of Hp is closer to true visual than to

Johnson V, though it has a long red wing

HK H_p magnitudes from the Hipparcos Catalogue (ESA SP-1200).

HP Harvard Photometry (Harvard College Obs. Annals) [ICQ 4, 8]

HR Harvard Revised Photometry (H.C.O. Annals) [ICQ 1, 42; 4, 8]

HV Johnson V magnitudes from Hipparcos Catalogue, ESA SP-1200.

JT Cousins VRI magnitudes of stars in M67 (M. Joner and B. Taylor

1990, PASP 102, 1004)

L Landolt V Photoelectric Sequences (AJ 78, 959) [ICQ 6, 37]

LA Landolt photoelectric sequences (1992, AJ 104, 340)

LB Landolt (1983, AJ 88, 439 and 853) sequences as published by

Christian Buil in ASTRONOMIE CCD (1989, Societe d'Astronomie

Populaire), p. 261

LC Landolt (1975, PASP 87, 379) magnitude sequence for 33 stars

near V1057 Cyg (V magnitude range 5.5-15.5)

MC Carlsberg Meridian Catalogue (1989). Volume 4. La Palma.

More than 50,000 stars with visual magnitudes down to V = 13;

do not use stars with magnitudes given to less than 0.01 mag.

ME V photometry by Tedesco, Tholen, and Zellner (1982, A.J. 87, 1585);

mag range 6-13 [ICQ 8, 77]

MK V magnitudes for M67 in LE GUIDE PRATIQUE DE L'ASTRONOMIE CCD

P. Martinez and A. Klotz 1994; Adagio press), p. 270

MP McCormick Photovisual Sequence (Univ. of Virginia) [ICQ 3, 15]

MS From "McCormick Photovisual Sequences", by C. A. Wirtanen and

A. N. Vyssotsky (1945, Ap.J. 101, 141-178). [ICQ 9, 142]

MT Visual magnitudes of stars in M67 as published by B. E. Schaefer

(1989, SKY TEL. 77, 332); after work by Racine and Gilliland.

MV From Publ. Leander McCormick Obs., Vol. VI, Part II, pp. 201-306

("Magnitudes and Coordinates of Comparison Stars in Regions of

Long-Period Variables, by S. A. Mitchell, 1935) or Vol. IX, Part

V, pp. 59-88 ("Sequences for Fifty Variable Stars", by Mitchell

and C. A. Wirtanen, 1939). [ICQ 9, 142]

NH North Polar Sequence as published by Henden and Kaitchuck (1982,

Astronomical Photometry, NY: Van Nostrand Reinhold), p. 305.

NN NGC 2129/6531/1342 cluster photometry, in Publ. U.S.N.O. Vol.

АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 41


XVII, parts VII, VIII (1961), pp. 406, etc.. [ICQ 8, 130]

NO U.S.N.O. Photoelectric Photometry Catalogue [ICQ 2, 6; 4, 8]

NP North Polar Sequence (publ. by the A.A.V.S.O.); 3 charts showing

stars w/ useful range mv = 5.0 and fainter [ICQ 1, 17; 3, 7]

NS "Magnitudes and Colors of Stars North of +80 ", by Seares, Ross,

and Joyner (1941, Carnegie Inst. Publication 532) [ICQ 4, 80]

PA M45 sequence, Johnson & Mitchell (1958, Ap.J. 128, 31) [ICQ 8, 77]

PB Pleiades chart in Sky and Telescope 70, 465 (1985). [ICQ 8, 77]

PC Pleiades sequence, Henden and Kaitchuck (1982, Astronomical Photo-

metry; N.Y.: Van Nostrand Reinhold), pp. 298-300 [ICQ 8, 130]

PI IC 4665 sequence as found in Henden and Kaitchuck (1982,

Astronomical Photometry, New York: Van Nostrand Reinhold),

pp. 302-304. [ICQ 10, 35]

RB "Photoelectric Magnitudes and Colours of Southern Stars",

A. W. J. Cousins and R. H. Stoy (1963), in Royal Observatory

Bulletin No. 64 (Royal Greenwich Obs.), Series E3, pp. E101-E248.

[ICQ 9, 142]

RC "Standard Magnitudes in the E Regions", A. W. J. Cousins and R.

H. Stoy (1962), in Royal Observatory Bulletin No. 49 (Royal

Greenwich Obs.), Series E2, pp. E1-E59. [ICQ 9, 142]

SD V magnitudes of members of the globular cluster M15 in the range

13 < V < 22 [and also nearby field stars for 40 stars

of mag 7.64, 10.42-11.15, and 12.9 < V < 18.8],

by A. Sandage (1970, Ap.J. 162, 841)

SE V magnitudes of 134 stars of the II Persei Association (stars of

spectral types A and B, mag range 5.1-11.4;

C. K. Seyfert et al., Ap.J. 132, 58). [ICQ 11, 30]

SM V magnitudes from "A Visual Atlas of the Small Magellanic Cloud",

by Mati Morel (1989), Rankin Park, N.S.W., Australia

SP Skalnate-Pleso Atlas Catalog (Atlas Coeli Cat.) [ICQ 2, 6; 4, 10]

SS Various regions covering declination -60 deg to +10 deg, with

stars having general range 12 < V < 24; Stobie et al. (1985),

Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 60, 503

SW Four half-degree fields with finder charts and UBV photometry,

range 10 < V < 15 (except field IV, which has a gap between

11.5 < V < 13.5), published by W. Saurer et al. (1992) in

Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 93, 553. The four fields

average about 40 stars each, roughly centered at the following

R.A. and Decl. (B1950.0): I, 1h27m, +58.2 deg; II, 3h24m,

+45.2 deg; III, 7h15m, -10.1 deg; IV, 21h31m, +50.2 deg.

TG CCD magnitudes on the Thuan-Gunn system; comparison standard

stars in Thuan and Gunn (1976, PASP 88, 543).

TI Tycho Input Catalogue; more than three million stars brighter

than V = 12.1 prepared for the needs of the Tycho mission

(Hipparcos satellite; see D. Egret et al. 1992, Astron.

Astrophys. 258, 217); available upon request from the

Strasbourg Data Center (France; e-mail address

question@simbad.u-strasbg.fr)

TJ Tycho Catalogue Johnson V magnitudes from ESA SP-1200.

TK Tycho-2 Catalogue (Hog et al. 2000, A.Ap., in press);

NOTE: *only* Tycho-2 V_T magnitudes (labeled VT)

from the *main* catalogue should be used. The

supplements contain a mix of V-like magnitudes

from the original Tycho catalogue and should not

be taken from here.

42 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений


TS Field of 13 stars (R.A. 22h02m, Decl. -19.1 deg, equinox 1950.0),

V magnitudes with finding chart, 9.7 < V < 19.2, by Tritton

et al. (1984), MNRAS 206, 843-847.

TT Tycho/Hipparcos Catalogue V_T magnitudes from ESA SP-1200.

VG Japanese variable-star charts edited by K. Gomi and based on

charts drawn by Y. Kawanishi, publ. in 1970 by Koseisha Co.

as a spiral-bound book; its preface states that the magnitudes

of comparison stars are taken from Harvard Annals (Vols. 37,

50, 54, and 57) and from Skalnate Pleso II (Atlas Coeli).

Akimasa Nakamura, who reported this reference to the ICQ,

says that his comparison of Gomi charts with AAVSO charts

show that the comparison-star magnitudes are very close to

each other.

Y Yale Bright Star Catalogue [ICQ 1, 42; 4, 8]

YF Yale Bright Star Catalogue, fourth edition (should now be used

instead of earlier editions)

YG Yale Bright Star Catalogue, fifth edition


Стандарты звезд сравнения и карты окрестностей для оценки блеска комет.


Область альфа Персея.

АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 43


Я не стал указывать все 114 звезд, так как здесь довольно много градаций по звездной величине: 8.17, 8.36..., ... , 11.16, 11.20,...11.4 Английскими буквами обозначен спектральный класс звезды. Лучше всего при оценках блеска использовать звезды класса G, но пойдет и класс F, так как он близок к классу G, и при необходимости, все остальные звезды.

Номер звезды

Блеск

Спектр

Примечание


1

11.16

F

-

2

11.20

G

-

3

10.52

G

-

4

8.60

F

-

5

9.02

F

-

6

6.05

G

-

7

7.95

A

-

8

9.19

A

-

9

10.02

A

-

10

7.95

B

-

11

9.02

F

-

12

10.19

F

-

13

10.81

F

-

14

8.12

A

-

15

10.03

F

-

16

10.5

F

-

17

10.6

G

-

18

10.61

F

-

19

11.11

G

-

20

7.75

F

-

21

10.01

F

-

22

7.94

A

-

23

9.97

F

-

24

10.41

F

-

25

5.02

B

-

26

5.14

B

-

27

10.37

F

-

28

7.19

B

-

29

9.31

F

-

30

9.30

F

-

31

7.65

A

-

32

9.22

A

-

33

8.38

A

-

34

9.63

F

-

35

9.19

A

-

36

5.24

B

-

37

9.89

F

-

38

7.64

A

-

44 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений



Номер звезды

Блеск

Спектр

Примечание


39

11.22

F

-

40

9.78

F

-

41

9.31

A

-

42

8.51

A

-

43

7.49

A

-

44

6.82

B

-

45

7.71

A

-

46

-

G-K

-

47

6.04

B

-

48

10.63

G

-

49

8.15

A

-

50

8.45

A

-

51

1.86

F

альфа Персея!

52

9.28

F

-

53

10.07

F

-

54

9.14

G

-

55

9.31

A

-

56

-

G

-

57

9.00

A

-

58

10.04

G

-

59

11.4

G

-




Окрестности звезды Y Тельца.

АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 45



Номер звезды

Блеск


1

2.7

2

3.4

3

3.7

4

3.9

5

4.2

6

4.3

7

5.1

8

5.4

9

5.8

10

6.2

11

6.4

12

6.7

13

7.0

14

7.3

15

7.6

16

7.8

17

7.8

18

8.2

19

8.3

20

8.4

21

8.6

22

8.8

23

9.0

24

9.1

25

9.3

26

9.5

27

10.0

28

10.1

29

10.2

30

10.4

31

10.6

32

11.0

33

11.1

34

11.4

35

11.5

36

11.5

37

11.7

38

11.8

39

12.3

40

12.3

41

12.6

42

12.7

43

13.1

44

13.5

45

13.8

46

13.8

47

14.8

46 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений


Проведение наблюдений комет.

(Виталий Невский)

Н
аблюдение за кометами весьма увлекательное занятие.. Дело в том, что кометы очень непостоянные объекты по своей природе. Вид их может изменяться от ночи к ночи и весьма значительно, особенно это касается ярких комет, видимых простым глазом. У таких комет, как правило, развиваются приличные хвосты, побуждавшие предков к различным предрассудкам. Подобные кометы в рекламе не нуждаются, это всегда событие в астрономическом мире, но довольно редкое, а вот слабые телескопические кометы, доступны для наблюдений практически всегда. Замечу так же, что результаты наблюдений комет имеют научную ценность, и наблюдения любителей постоянно публикуются в американском журнале Internatoinal Comet Quarterly, на сайте C. Morris и не только.

На что следует обращать внимание при наблюдении кометы? Одна из самых важных характеристик - звездная величина кометы, ее необходимо оценивать по одному из методов описанных ниже. Затем - диаметр комы кометы, степень конденсации, а при наличии хвоста - его длина и позиционный угол. Это те данные, которые представляют ценность для науки.


Более того, в комментариях к наблюдениям следует отметить, наблюдалось ли фотометрическое ядро (не путайте с истинным ядром, которое невозможно увидеть в телескоп) и как оно выглядело: звездообразное или в виде диска, яркое или слабое. Для ярких комет возможны такие явления как галосы, оболочки, отрыв хвостов и плазменных образований, наличие сразу нескольких хвостов. Кроме того, уже более чем у полусотни комет наблюдался распад ядра! Нужно быть осторожным, чтобы не спутать распад ядра с отрывом плазменного облака, что случается более часто. Распад ядра обычно сопровождается резким увеличением блеска кометы. Оболочки - возникают на периферии кометной атмосферы (см. рис.), затем начинают сжиматься, как бы схлопываясь на ядре. При наблюдении этого явления необходимо замерить в угловых минутах высоту вертекса (V) - расстояние от ядра до вершины оболочки и поперечник Р = Р1 + Р2 (Р1 и Р2 могут быть не равны). Эти оценки необходимо делать несколько раз в течение ночи. При наблюдении комет под рукой желательно иметь несколько инструментов и крупномасштабный атлас, но обычно достаточно хорошего бинокля и телескопа средних размеров с апертурой 150-250мм. Оценки параметров кометы следует проводить на наименьшем (!) инструменте, в который видна комета и с минимальным увеличением. А вот уже более детальное изучение на наибольшем и с большими увеличениями.

Оценка блеска кометы.

Точность оценки должна быть не ниже +/-0.2 звездной величины. Для того чтобы добиться подобной точности наблюдатель в процессе работы в течение 5 мин должен производить несколько оценок блеска желательно по различным звездам сравнения, находя среднее значение звездной величины кометы. Именно таким образом, полученное значение можно считать достаточно точным, но никак не то, которое получено в результате лишь одной оценки! В подобном случае, когда точность не превышает +/-0.3, после значения звездной величины кометы ставится двоеточие (:). Если наблюдателю не удалось найти комету, то он оценивает предельную звездную величину для своего инструмента в данную ночь, при которой он еще смог бы наблюдать комету. В этом случае перед оценкой ставится левая квадратная скобка ([).


О наиболее часто применяемых методах оценки блеска Бобровникова, Морриса и Сидгвика рассакзано выше.

АстроКА – Кометы и методы их наблюдений 47

При оценках блеска комет, в случае, когда комета и звезды сравнения находятся на разной высоте над горизонтом, обязательно должна вводиться поправка на атмосферное поглощение! Особенно это существенно, когда комета находится ниже 45 градусов над горизонтом. При использовании поправки нужно быть внимательным, чтобы не ошибиться, следует ли ее прибавлять или вычитать. Допустим, комета находится ниже звезд сравнения, в этом случае поправка вычитается из блеска кометы; если комета выше звезд сравнения, то поправка прибавляется. Для оценок блеска комет используются специальные звездные стандарты.
Если у вас нету рекомендуемых каталогов, их можно загрузить из инета. Прекрасным инструментом для этого является программа Cartes du Ciel.

Диаметр комы кометы.

Диаметр комы кометы следует оценивать, применяя как можно меньшие увеличения! Замечено, что чем меньше применяется увеличение, тем больше диаметр комы, так как возрастает контраст атмосферы кометы по отношению к фону неба. Сильно влияют на оценку диаметра кометы плохая прозрачность атмосферы и светлый фон неба (особенно при Луне и городской засветке), поэтому в таких условиях необходимо быть очень внимательным при измерении.


Существует несколько методов для определения диаметра комы кометы:
С помощью микрометра, который несложно сделать самому. Под микроскопом натянуть в диафрагме окуляра тонкие нити через определенные промежутки, а лучше воспользоваться промышленным. Это наиболее точный метод.
Метод "дрейфа" описан выше. Метод сравнения. Его принцип основан на измерении комы кометы по известному угловому расстоянию между звездами, находящимися около кометы. Метод применим при наличии крупномасштабного атласа, например, Cartes du Ciel.

С
тепень конденсации кометы.

Более подробно степень конденсации описана выше.




Определение параметров хвоста кометы.

При определении длины хвоста на верность оценки очень сильно влияют те же факторы, что и при оценке комы кометы. Особенно сильно сказывается городская засветка, занижая значение и несколько раз, поэтому в городе заведомо не получится точный результат.


Для оценок длины хвоста кометы лучше всего применять метод сравнения по известному угловому расстоянию между звезд, так как при длине хвоста в несколько градусов, можно использовать доступные всем мелкомасштабные атласы. Для небольших хвостов необходим крупномасштабный атлас, либо микрометр, поскольку метод "дрейфа" годится лишь в том случае, когда ось хвоста совпадает с линией склонения, иначе придется выполнять дополнительные вычисления. При длине хвоста больше 10 градусов его оценку необходимо производить по формуле, так как из-за картографических искажений ошибка может достигнуть 1-2 градусов.

D = arccos * [sin(б) * sin(б') + cos(б) * cos(б') * cos(a - a')],

где (а) и (б) - прямое восхождение и склонение кометы; (а') и (б') - прямое восхождение и склонение конца хвоста кометы (а - выражено в градусах).
48 АстроКА – Кометы и методы их наблюдений

У комет существует несколько типов хвостов. Выделяют 4 основных типа:

I тип - прямой газовый хвост, почти совпадающий с радиус-вектором кометы;
II тип - слегка отклоняющийся от радиус-вектора кометы газово-пылевой хвост;
III тип - пылевой хвост, стелющийся вдоль орбиты кометы;
IV тип - аномальных хвост, направленный в сторону Солнца. Состоит из больших пылинок, которые солнечный ветер не в состоянии вытолкнуть из комы кометы. Весьма редкое явление, мне довелось его наблюдать только у одной кометы C/1999H1 (Lee) в августе 1999г.
Следует отметить тот факт, что у кометы может быть как один хвост (чаще всего I типа) так и несколько.
После того как определена длина хвоста кометы, необходимо измерить его позиционный угол. Проще всего определить позиционный угол, нанеся схематически ось хвоста на к
арту и с помощью транспортира от направления на Северный Полюс Мира против (!) часовой стрелки определить значение угла, как это показано на рисунке.
Однако для хвостов, длина которых больше 10 градусов, ввиду картографических искажений, позиционный угол следует вычислять по формуле:

Г
де (а) и (б) - координаты ядра кометы; (а') и (б') - координаты конца хвоста кометы. Если получается положительное значение, то оно соответствует искомому, если отрицательное, то к нему необходимо прибавить 360, чтобы получить искомое.


Помимо того, что вы в итоге получили фотометрические параметры кометы для того, чтобы их можно было опубликовать, нужно указать дату и момент наблюдения по всемирному времени; характеристики инструмента и его увеличение; метод оценки и источник звезд сравнения, который использовался для определения блеска кометы. После чего вы можете связаться со мной, чтобы отправить эти данные.


Достарыңызбен бөлісу:
1   2   3   4   5   6   7   8   9




©dereksiz.org 2024
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет