Návod na pozorování komet
a jiných mlhavých objektů


MARTIN LEHKÝ - Hradec Králové




1. Úvod

Jednou z mála oblastí, kde se může ještě v dnešní době astronom amatér naplno prosadit a přispět tak k velmi zajímavým poznatkům, jsou komety. Je to dáno především tím, že se jedná o velmi nestálé objekty ve sluneční soustavě, neboť neustále mění jasnost (někdy i nečekaně explodují, např. kometa 29P/Schwassmann - Wachmann 1 nebo 52P/Harrigton-Abell), vzhled a nikdo neví co se stane třeba o hodinu později. A proto je nutno držet nad nimi hlídku a neustále je monitorovat, což je samozřejmě jen v silách amatérů. Každý den jsou získány desítky až stovky pozorování z celého světa, která se shromažďují v místních databázích ( u nás je to SMPH - Společnost pro Meziplanetární hmotu: Doc.Vladimír Znojil, Elplova 22, Brno, 628 00), tam se předběžně zpracují a předají dále do celosvětového databáze ICQ - International Comet Quarterly (Daniel W. E. Green, Smithsonian Institution, Astrophysical Observatory, 60 Garden street, Cambridge, Massachusetts 021-38, USA), kde se zanesou do počítače a jsou pak k dispozici všem astronomům, kteří se zabývají jejich zpracováním nebo je využívají k doplnění svých měření získaných na jiné úrovni. Vizuální pozorování sice sama o sobě nejsou tak přesná, ale když je jich k dispozici větší počet lze získat solidní výsledky. Uplatnění nacházejí především pro sestavení světelné křivky, určení absolutní magnitudy a také pro porovnání různých charakteristik dané komety s jinými vlasaticemi z doby, kdy vizuální pozorování bylo jediné možné a tím vlastně dodatečně získáváme nové důležité informace z minulosti. Velké uplatnění zřejmě nalezne celá databáze také v budoucnu a napomůže k bližšímu výzkumu těchto záhadných těles, jež jsou tvořena ve většině případů z původní hmoty, ze které vznikla Sluneční soustava, Země a v neposlední řadě i my.

Sice v dnešní době je řada pozorování prováděna CCD technologií, ale přesto mají vizuální odhady cenu a budou stále žádána neboť jejich přesnnost je plně dostačující. Určení celkové jasnosti komy je natolik komplikované, že měření získaná CCD technologií se běžně od sebe liší v mnoha desetinách magnitud. Čipy jsou různě citlivé, stejně jako lidské oči a pak vstupuje na scénu celá řada vlivů, více či méně závažných. Např. délka expozice, pozorovací podmínky, parametry dalekohledu, ...

Tento celý článek je pomůckou pro všechny, kteří by se chtěli zapojit do sledování komet a přispět tak zrnkem písku ke stavbě obrovského hradu, jehož dokončení je zatím v nedohlednu. Každé pozorování by mělo obsahovat základní údaje, jako přesné datum a čas v UT (Universal Time - světový čas (SEČ-1hodina=UT)), zkratky použité metody k odhadu jasnosti a zdroje srovnávacích hvězd, samotné odhady, výslednou jasnost, průměr komy, stupeň centrální kondenzace, popřípadě délku a PA (Positional Angle - poziční úhel, N 0o E 90o S 180o W 270o) chvostu, dále pak typ přístroje, průměr objektivu, světelnost, zvětšení, místo pozorování a samozřejmě i jméno pozorovatele. Na první pohled to vypadá velmi složitě, ale opak je pravdou. V následujících odstavcích si vysvětlíme mnoho důležitého, abychom vše pochopili a naše pozorování byla správná.


2. Hvězdná velikost

Nejdůležitější částí vizuálního pozorování je odhad celkové jasnosti komy (značí se m1) a proto se musí provést s co největší pečlivostí. Podle vzhledu komety by se měl pozorovatel rozhodnout jakou metodu odhadu použije, mnoho času je také třeba věnovat výběru srovnávacích hvězd a v neposlední řadě je nutno klást velký důraz na samotné pozorování u dalekohledu.

2.1. METODY ODHADU HVĚZDNÉ VELIKOSTI

V případě, že by kometa měla vzhled zcela stelární, vypadala by jako hvězda, mohli bychom k odhadu použít Argelanderovu metodu, která je běžná u pozorování proměnných hvězd.

2.1.1. ARGELANDEROVA METODA

Pro vyšší přesnost pozorování si vybereme v blízkém okolí komety minimálně čtyři hvězdy, jejichž jasnost je při zběžném pohledu podobná nebo stejná jako u vlasatice. Poté začneme se vzájemným porovnáváním, při větší vzdálenosti komety od hvězdy je potřeba dalekohledem přejíždět sem a tam, aby objekt na který se právě díváme byl ve středu zorného pole, pokud je kometa blízko hvězdy postačí přejíždět jen zrakem, ale je zapotřebí, aby oba objekty byly ve stejné vzdálenosti od středu. Postupně tak budeme srovnávat kometu s jednotlivými hvězdami (je dobré odhadnout i srovnávací hvězdy mezi sebou) a budeme určovat jejich vzájemný rozdíl v jasnosti a přiřazovat čísla podle Argelanderovy stupnice.

0 objekt X i Y se jeví stále stejně , není mezi nimi žádný rozdíl v jasnosti ( X 0 Y nebo Y 0 X )
1 objekt X se jeví občas jasnější než Y ( X 1 Y - jasnější objekt uvádíme vždy vlevo)
2 objekt X se jeví vždy jasnější než Y ( X 2 Y )
3 objekt X se jeví na první pohled jasnější než Y ( X 3 Y )
4 objekt X se jeví výrazně jasnější než Y ( X 4 Y )


V krajních případech lze stupnici i prodloužit, ale je důležité, aby byla dodržena její linearita, což při větších rozdílech v jasnosti může dělat problémy. Stupnice třeba i s hodnotou 5 je již považována za pseudoargelanderovskou. Výsledkem našeho snažení pak budou takzvané kompletní odhady (například K 2 v 3 D - hvězda K je o dva odhadní stupně jasnější než kometa a kometa je o tři stupně jasnější než hvězda D), které jsou základem pro zjištění jasnosti komety. Zpracovat je můžeme druhý den nebo později , neboť k tomu již nepotřebujeme oblohu, ale pouze dokonalý katalog hvězd a poté i software na zpracování ( jeden poměrně slušný je u nás na hvězdárně od J.Veselého nebo je možno se obrátit na V.Znojila do Brna), v nouzi, když není po ruce počítač, lze k výsledné jasnosti dospět i graficky (stačí milimetrový papír, tužka a pravítko). Samotnou Argelanderovu metodu můžeme použít pro pozorování komet jen velmi vzácně, téměř nikdy, ale to neznamená, že bychom na ni měli zapomenout, naopak, je velmi důležitá, neboť se stala základem a je součástí ostatních metod. Neustále se tedy budeme setkávat se čtyř (i více) bodovou stupnicí a se stejným zpracováním. Rozdíly jsou jen v tom, že komety nemají v drtivé většině bodový vzhled, ale jsou plošné ( zaujímají viditelně nenulový prostorový úhel ) a tak je nutné dalekohled rozostřit, aby se z hvězd staly také plošky (nelze srovnávat bod s plochou), což není tak zcela jednoduché. Na rozostření existuje několik uznávaných metod, přičemž použití každé z nich závisí na vzhledu komety a na pozorovacích podmínkách. Je proto velmi žádoucí, aby každý pozorovatel znal alespoň následující tři metody, které jsou běžně ve světě používány.

2.1.2. BOBROVNIKOVOVA METODA

Je zřejmě nejjednodušší ze všech, stačí totiž jen dalekohled rozostřit natolik, až obrazy hvězd a komety budou mít podobnou velikost a můžeme již odhadovat. Vhodná je především pro malé komety, u velkých se potýkáme s problémem rozostření a je také obtížné odhadnout podobnou velikost.

2.1.3. SIDGWICKOVA METODA

Zapamatovaný obrázek (rozměr a jasnost) zaostřené komety porovnáme se stejně velkými obrazy rozostřených srovnávacích hvězd. Vhodná je pro slabé komety bez výrazné centrální kondenzace ( bez výrazného středového zhuštění).

2.1.4. MORRISOVA METODA

Nejprve rozostříme kometu přesně tak, abychom získali přibližně stejnou plošnou jasnost, zbavíme se tak jasnější oblasti ve středu. Velikost a plošnou jasnost komety si zapamatujeme. Dále rozostříme hvězdu na stejný průměr jaký měla rozostřená kometa a provedeme odhad mezi hvězdou a zapamatovanou jasností komety. Celý tento postup opakujeme až si budeme jisti odhadem a poté co ke hvězdě připíšeme číslo z Argelanderovy stupnice můžeme přikročit k další. Vhodná je především pro velké komety se silnou centrální kondenzací a s poměrně difůzní vnější komou.

Je jasné, že u každého pozorování by bylo zbytečné psát třeba Sidgwick method, ale bohatě totiž postačí jednopísmenná zkratka a aby ji kdokoliv a kdekoliv porozuměl jsou zavedené oficiální mezinárodní zkratky, které by se měly používat. Pro vizuální pozorování to jsou :

 A  Argelander method
 B  Bobrovnikoff method
 b  Bobrovnikoff method (+ obrazový zesilovač RCA # 4549)
 E  Beyer method (cf. M.Beyer 1968, Astron.Nachr. 291, 257)
 e  Beyer method (+ obrazový zesilovač RCA # 4549)
 G  Prosté oko (nutno použít brýle k rozostření srovnávacích  hvězd, platí 
    jen pro jasné komety od 5m výše)
 I  In - focus 
 K  "Modifikace" Sidgwick method, při použití binokuláru se  zaostřenou 
    kometou v jednom okuláru a s rozostřenou hvězdou  ve druhém okuláru 
    (cf. R. A. Keen 1985, ICQ 7, 48)
 M  Morris method 
 N  Nejasný blíže nedefinovaný odhad jasnosti (pozorování  vybraná 
    z literatury získaná před rokem 1970)
 O  Rozostřovací metoda "Out-of-focus method" (není zcela jasné o jaký 
    typ se jedná)
 o  Vizuální mimoohniskové porovnávání (+ obrazový zesilovač RCA  # 4549)
 Q  "Out-Out", předpokládá se, že metoda je stejná jako  Bobrovnikoff, 
    ale není zcela jasné co pozorovatel přesně myslí
 S  Sidgwick method
 s  Sidgwick method (+ obrazový zesilovač RCA # 4549) 
Jasnost komety se nezískává jen vizuálně, ale také fotografickou cestou nebo za pomoci fotometru či CCD kamery. Můžeme se proto setkat i s následujícími zkratkami :

 C  Nefiltrovaná CCD celková hvězdná velikost (velmi blízko  Johnson V)
 c  Nefiltrovaná CCD hvězdná velikost jádra (velmi blízko  Johnson V)
 g  CCD magnituda s Gunn g filtrem (+ RCA CCD w/ observer LAR)
 L  Fotoelektrická B
 P  Fotografická
 p  Fotografická na filmu Kodak 2415
 R  Fotoelektrická R
 r  CCD magnituda s Gunn r filtrem
 T  Odhad jasnosti z TV monitoru
 U  Fotoelektrická U
 V  Fotoelektrická V
 v  Fotoelektrická přes filtry srovnatelnými s vizuálními
 W  Fotoelektrická (není blíže specifikováno)
 w  1P21 fotometr + Kodak W64 filtr 
Podle tohoto seznamu tedy bezpečně poznáme jakou metodou byla jasnost získána a jakou váhu můžeme pozorování přiložit, což nám pomůže při celkovém zpracování pozorování.


2.2. SROVNÁVACÍ HVĚZDY

Na správném výběru srovnávacích hvězd závisí přesnost výsledné jasnosti pozorovaného objektu a je tedy potřeba mu věnovat dostatek času, jak již bylo řečeno výše. K čemu by nám bylo velmi přesné pozorování, získané se sebevětší pečlivostí u dalekohledu, kdyby jsme jej poté navázali na nepřesné jasnosti srovnávacích hvězd. Nesmíme tedy v žádném případě podcenit tuto na první pohled již jednoduchou záležitost. Sedět nad katalogem je stejně důležité jako se dívat ostrým zrakem na pozorovaný objekt.

2.2.1. VÝBĚR SROVNÁVACÍCH HVĚZD

Výběr srovnávacích hvězd můžeme provést v zásadě dvěmi způsoby, přímo u dalekohledu při pozorování nebo předem s pomocí katalogů. Pro přesnější práci je samozřejmě lepší druhý způsob, neboť v katalogu nalezneme kromě jasnosti také další velmi důležité údaje, které bychom třeba během pozorování ani nepostřehli. Zjistíme zda-li vybraná hvězda není proměnná, jestli není extrémně červená (Bobrovnikov navrhnul preferovat hvězdy modré) nebo jestli nemá velkou chybu jasnosti. Takto vlastně všechny hvězdy v okolí pozorovaného objektu projdou pomyslným sítem a ty které na něm zůstanou vyloučíme z pozorování a nebudeme poté s nimi ztrácet čas u dalekohledu. Což je druhá výhoda. V některých případech však výběr předem nelze provést a srovnávací hvězdy si musíme chtě nechtě určit přímo během pozorování. Stává se tak především u nově objevených komet když neznáme přesnou polohu a srovnávací hvězdy bychom museli vybírat z velké části okolí (většinu zbytečně). Dalším důvodem může být problém týkající se katalogu, především jeho vlastnictví. V každém případě je nutné při výběru u dalekohledu odhadnout pozorovaný objekt s větším počtem srovnávacích hvězd, aby nenastali případné potíže se zpracováním, až vybrané hvězdy dodatečně projdou "katalogovým sítem".

2.2.2. KATALOGY A DALŠÍ ZDROJE SROVNÁVACÍCH HVĚZD

Pro zajištění alespoň částečné homogenity, všech pozorování komet přicházejících do celosvětové databáze, se smí používat jen několika ověřených zdrojů srovnávacích hvězd. Jejich soupis je vydáván centrálou a kromě dvoupísmenné zkratky a názvu (někdy je uveden i kratší popis nebo podrobnosti), je uveden také odkaz na číslo zpravodaje ICQ (International Comet Quarterly), kde byl prvně představen.

Přestože se jedná o poměrně potřebný seznam, není mnoho znám mezi našimi pozorovateli. Možná bude tedy rozumné představit ho zde v plném rozsahu. Nemusí být užitečný jen pro "kometáře a meziplanetárníky", ale uplatnění najde zajisté mezi všemi.


 DOPORUČOVANÉ  zdroje srovnávacíh hvězd :

 AE  Jasnosti planet z American Ephemeris and Nautical Almanac (pro jasné komety)
     (ICQ 4, 105) ; také jasnosti hvězd uvedené v této knize  
 AT  Arizona - Tonantzintla Catalog ( publ.in July 1965 Sky & Telescope) 
     (ICQ 2, 6; 4, 8)
 C   Fotovizuální magnitudy z "Cape Photographic Catalogue for 1950.0", in Annals of 
     the Cape Observatory, Vols. 17-22. (ICQ  9, 142)
 CA  Standartní sekvence otevřené hvězdokupy M 44 publikovaná v  Henden and 
     Kaitchuck´s Astronomical Photometry (1982, New  York : Van Nostrand Reinhold),
     pp. 301-302. (ICQ 9, 99)
 CD  Otevřená hvězdokupa NGC 225, fotometrie ( 9.2 < V < 16.0 ), Visual Astronomy 
     of the Deep Sky, p.250 (viz. CL)
 CE  Otevřená hvězdokupa NGC 1647, fotometrie ( 8.5 < V < 16.4 ), Visual Astronomy
     of the Deep Sky, p.252 (viz. CL)
 CF  Otevřená hvězdokupa NGC 2129, fotometrie ( 11.2 < V < 16.1 ), Visual Astronomy
     of the Deep Sky, p.254 (viz. CL)
 CG  Otevřená hvězdokupa NGC 2422 (M 47), fotometrie ( 7.7 < V < 14.3), Visual 
     Astronomy of the Deep Sky, p.256 (viz. CL)
 CH  Otevřená hvězdokupa NGC 6494 (M 23), fotometrie ( 9.3 < V < 13.9), Visual 
     Astronomy of the Deep Sky, p.258 (viz. CL)
 CI  Otevřená hvězdokupa NGC 6823, fotometrie ( 9.4 < V < 16.0), Visual Astronomy
     of the Deep Sky, p.260 (viz. CL)
 CJ  Otevřená hvězdokupa NGC 6910, fotometrie ( 9.9 < V < 14.9), Visual Astronomy
     of the Deep Sky, p.262 (viz. CL)
 CK  Otevřená hvězdokupa NGC 7031, fotometrie ( 11.2 < V < 16.5), Visual Astronomy
     of the Deep Sky, p.264 (viz. CL)
 CL  Hoag et al. fotometrie (1961) z mapek otevřených hvězdokup publikovaných ve 
     Visual Astronomy of the Deep Sky, Roger N. Clark (Cambridge Univ. Press, 1990), 
     pp. 250-266
 CM  Fotovizuální a fotoelektrické V-magnitudy z Cape Mimeograms (Royal Observatory,
     Cape of Good Hope) (ICQ 9, 142)
 CN  Otevřená hvězdokupa NGC 7235, fotometrie ( 8.7 < V < 16.4), Visual Astronomy of
     the Deep Sky p.266 (viz. CL)
 CO  UBV fotometrie pro 39 hvězd v rozmezí 11.7 < V < 18.7 z "A New Stellar Standart 
     Sequence in the Comet Cluster of galaxies" (F.Boerngen and N.Richter 1978, 
     Astron.Nach. 299,117)
 CR  V magnitudy 13 hvězd z okolí NGC 3627 ( M 66 ), Ciatti and Rosino (1977, 
     A.Ap. 56, 62). Rozmezí 13.8 < V < 16.9. Hvězdy  jsou dosti červené.
 CS  Catalogue of Stellar Identifications (1979,Strasbourg). Velká kompilace mnoha 
     katalogů. Ochsenbein et al. (1981), A.Ap.Suppl. 43, 259, and Ochsenbein  (1974), 
     A.Ap.Suppl. 15, 215. Pokud je to možné vyvarujte se  vizuálních magnitud 
     s dvojtečkou (:). (ICQ 10, 35)
 D   Dutch Comet Halley Handbook (E.P.Bus) (ICQ 7, 96)
 E   Jedna ze tří Everhart´s Selected Area (1984, Sky Telesc. 67, 28) (ICQ 7, 51)
 EA  Everhart Selected Area 51 (1984, Sky Telesc. 67, pp. 28-30) (ICQ 7, 51)
 EB  Everhart Selected Area 57 (1984, Sky Telesc. 67, pp. 28-30) (ICQ 7, 51)
 EC  Everhart Selected Area 68 (1984, Sky Telesc. 67, pp. 28-30) (ICQ 7, 51)
 FA  V fotometrie, Harold Ables, U.S.Naval Observatory, Flagstaff, "Region No.6", 
     nepublikováno (hvězdné V magnitudy v rozsahu  11.1-15.8 fotoelektricky 
     a 13.7-21.6 elektronograficky) (ICQ  9, 99)
 GA  Guide Star Photometric Catalog - I (Astrohysical Journal Supplement Series, 
     Volume 68, Number 1, 1988 September).  Obsahuje kolem 1500 hvězd s V magnitudami 
     a šikovné hledací  mapky. (ICQ 10, 124; 15, 60)
 HD  Henry Draper Catalog (Harvard Coll. Obs. Annals) (ICQ 2, 39)
 HE  Harvard E Regions (declination - 45 deg), Kron-Cousins V fotometrie devíti 
     hvězdných polí, celkový rozsah je mezi 7 a  16 V magnitudou (Graham 1982, 
     P.A.S.P. 94, 244) (ICQ 10, 124)
 HP  Harvard Photometry (Harvard College Obs. Annals) (ICQ 4, 8)
 HR  Harvard Revised Photometry (H.O.C. Annals) (ICQ 1, 42; 4, 8)
 JT  Cousins VRI magnitudy hvězd nacházejících se v kupě M 67 (M. Joner and
     B. Taylor 1990, PASP 102, 1004)
 L   Landolt V Photoelectric Sequences (AJ 78, 959) (ICQ 6, 37)
 LB  Landolt Sequences (1983, AJ 88, 439 and 853) publikované Christian  em 
     Buil  em  v ASTRONOMIE CCD (1989, Societe d'Astronomie Populaire, p.261)
 MC  Carlsberg Meridian Catalogue (1989), Volume 4, La Palma. Více než 50 000 hvězd
     s vizuální magnitudou pod V=13; nepoužívat hvězdy, které mají jasnost udanou 
     s horší přesností než 0.01  mag.
 ME  Tedesco, Tholen and Zellner V fotometrie (1982, A.J. 87, 1585); 
     rozsah 6 - 13 mag. (ICQ 8, 77)
 MK  V magnitudy hvězd nacházejících se v kupě M 67 (P. Martinez a A. Klotz,
     LE GUIDE PRATIQUE DE L'ASTRONOMIE CCD, 1994, p.270)
 MP  McCormick Photovisual Sequence (Univ. of Virginia) (ICQ 3,15)
 MS  Z "McCormick Photovisual Sequence", C.A.Wirtanen a A. N. Vyssotsky 
     (1945, Ap.J. 101, 141-178) (ICQ 9, 142)
 MT  V magnitudy hvězd nacházejících se v kupě M 67 publikoval B. E. Schaefer
     (1989, SKY & TEL. 77, 332); zpracoval Racine a Gilliland.
 MV  Publ.Leander McCormick Obs., Vol. VI, Part II, pp. 201-306 ("Magnitudes and 
     Coordinates of Comparison Stars in Regions of Long-Period Variables", 
     S.A.Mitchell, 1935) nebo Vol. IX, Part  V, pp. 59-88 ("Sequence for Fifty 
     Variable Stars", S.A.Mitchell and C.A.Wirtanen, 1939) (ICQ 9, 142)
 NH  North Polar Sequence, Henden and Kaitchuck ( 1982, Astronomical Photometry, 
     New York: Van Nostrand Reinhold, p.305)
 NN  NGC 2129/6531/1342 Photometry, Publ. U.S.N.O. Vol. 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 (A.A.V.S.O.); 3 mapky, užitečný rozsah mv = 5.0 a slabší 
     (ICQ 1, 17; 3, 7)
 NS  "Magnitudes and Colors of Stars North of + 80"; Seares, Ross and Joyner 
     (1941, Carnegie Inst. Publication 532) (ICQ 4, 80)
 PA  M 45 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 Photometry; 
     New York: Van Nostrand Reinhold), pp.298-300 (ICQ 8,130)
 PI  IC 4665 sequence, 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), 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),
     Royal Observatory Bulletin No. 49 (Royal Greenwich Obs.), Series E2, pp. E1-E59. 
     (ICQ 9, 142)
 S   Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog (ICQ 1, 17; 4, 9)
 SD  V magnitudy hvězd náležejících do kulové kupy M 15 v rozpětí 13 < V < 22
     (plus 40 hvězd z blízkého okolí, mag. 7.64, 10.42 - 11.15 a 12.9 < V < 18.8),
     A. Sandage (1970, Ap.J. 162, 841)
 SE  V magnitudy 134 hvězd ze seskupení II Persei Association (hvězdy 
     spektrálního typu A a B, rozsah 5.1-11.4; C.K.Seyfert et al., Ap.J. 132, 58)
     (ICQ 11, 30)
 SM  V magnitudy z "A Visual Atlas of the Small Magellanic Cloud", Mati Morel
     (1989), Rankin Park, N.S.W., Australia
 SP  Skalnaté Pleso Atlas Catalog (Atlas Coeli Cat.) (ICQ 2, 6; 4, 10)
 SS  Různé oblasti pokrývající deklinaci od - 60 deg do + 10 deg, s hvězdami 
     v rozsahu 12 < V < 24; Stobie et al. (1985), Astron. Astrophys. Suppl. 
     Ser. 60, 503
 SW  Čtyři půlstupňové pole s hledacími mapkami a UBV fotometrií, 
     rozsah 10 < V < 15 (kromě pole IV, které má mezeru mezi 11.5  < V < 13.5), 
     W.Saurer et al.(1992), Astron. Astrophys. Suppl.  Ser. 93, 553. V každém poli 
     je průměrně okolo 40 hvězd.  Středy mají zhruba následující souřadnice ( R.A. 
     a Decl.  (B 1950.0)) : 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; srovnávací hvězdy z Thuan and Gunn 
     (1976, PASP 88, 543).
 TI  Tycho Input Catalogue; více než tři milióny hvězd jasnějších než V=12.1 mag, 
     připraveno pro potřeby Tycho mise (Hipparcos  satellite; viz. D.Egret et al. 
     1992, Astron. Astrophys. 258,  217); možno získat ze Strasbourg Data Center 
     (France; e-mail adresa je question@simbad.u-strasbg.fr)
 TK  Tycho-2/Hipparcos Catalogue V_T magnitudy (popis ke katalogu, 
     E. Hog et al., 2000, Astronomy and Astrophysics; nebo je katalog také popsán
     na WWW http://www.astro.ku.dk/~erik/Tycho-2); Používat lze jen jasnosti
     z hlavního katalogu, doplňky obsahují směs údajů i z jiných zdrojů.
 TS  Pole 13 hvězd (R.A. 22h02m, Decl. -19.1 deg, equinox 1950.0), V magnitudy 
     s vyhledávací mapkou, 9.7 < V < 19.2, Tritton et  al. (1984), MNRAS 206, 843-847.
 TT  Tycho/Hipparcos Catalogue V_T magnitudy z ESA SP-1200
 VG  Japonské mapky proměnných hvězd; editoval K. Gomi a vycházel z mapek,
     které nakreslil Y. Kawanishi (1970, Koseisha Co.). Magnitudy srovnávacích hvězd
     jsou převzaté z Harvard Annals (Vols. 37, 50, 54, and 57) a katalogu Skalnaté
     Pleso II. (Atlas Coeli).
 Y   Yale Bright Star Catalogue (ICQ 1, 42; 4, 8)
 YF  Yale Bright Star Catalogue, čtvrté vydání
 YG  Yale Bright Star Catalogue, páté vydání

 NEDOPORUČOVANÉ  zdroje srovnávacích hvězd,
 ale smějí se použít (s opatrností) pokud doporučené zdroje nejsou dostupné :

 AA  A.A.V.S.O. atlas proměnných hvězd (ICQ 4, 6)
 AC  Mapky Amer.Assn.of Var.Star Observers (ICQ 4, 7)
     Poznámka : Množství dobrých mapek; vysoce je doporučována mapka okolí
     Severní polární sekvence. 
 AP  Atlas photometrique des Constellations (1948), Antoine Brun (obsahuje hvězdy
     do 7.5 mag s Harvardskou fotometrií) (ICQ 5, 24)
 AS  AAVSO mapka pro galaxii M81 (NGC 3031) a supernovu 1993J. Revidovaná sekvence 
     byla publikována v dubnovém (1993) čísle ICQ. Je to dobrá sekvence s rozsahem 
     10.5 < V < 15.5 (ICQ 15, 60; 15, 102)
 FG  Mapky proměnných hvězd publikované v "A Field Guide to the Stars and Planets",
     D. H. Menzel and J. M. Pasachoff (část Peterson Field Guide Series); mapky které 
     vytvořil Wil Tirion pro SS Cyg (visual mag 5.1 - 11.4), R CrB (7.5 - 12.6), Algol 
     (2.9 - 5.5), beta Lyr a Mira (3.5 - 9.2) jsou uvedeny na stránkách 158-161 
     ve druhém vydání a na stránkách 198-201 ve třetím vydání. (zdroj jasností
     není specifikován, ale je možná z AAVSO)
 HI  Hipparcos Input Catalogue (C. Turon et. al. 1992, ESA Special Publication
     SP-1136); odvozené V magnitudy (118 000 hvězd jasnějších než 13. mag., 
     s rozšířením kolem V = 9); podívej se též na HJ
 HJ  Magnitudy v Hipparcos photometric system Hp ; vrchol u Hp je blížeji
     ke skutečnému V než Johnson V, nicméně je trochu do červena.
 HK  Hp magnitudy z Hipparcos Catalogue (ESA SP-1200)
 HV  Johnson V magnitudy z Hipparcos catalogue (ESA SP-1200)
 LM  V magnitudy z "A Visual Atlas of the Large Magellanic Cloud", Mati Morel (1983),
     Rankin Park, New South Wales (ICQ 10, 67)
 ML  Mati Morel V magnitudy z mapy Large Magellanic Cloud (viz.LM)
 MM  Mati Morel V magnitudy z mapy Small Magellanic Cloud (viz.SM)
 OH  Seznam jasných hvězd v Observer's Handbook, R.A.S.C. (ICQ 7, 51)
 PK  Soviet Program for Comet Halley ; Dr.Klim Churyumov, Kiev University popisuje 
     následovně:  Srovnávací hvězdy byly poznamenány na listech The Palomar Sky  
     Survey, vizuální magnitudy těchto hvězd byly určeny  porovnáním se standartními 
     hvězdami z hvězdokupy NGC 2129 (V  magnitudy převzaty z Hoag et al., Publ. 
     U.S.N.O., Second Series, Vol. XVII, Part VII, pages 406 and 518, 1961).  
     Vizuální magnitudy byly určeny vztahem mv = V + 0.16 (B-V)
 SA  M 67 sequence, R.E.Schild (1983, PASP 95, 1021), Kron-Cousins magnitudy
     (ICQ 10, 35)
 SC  Sky Catalogue 2000.0 (Sky Publishing; hvězdná magnituda V < 8.1) 
     (ICQ 4, 62; 4, 105)
 TJ  Tycho Catalogue - Johnson V magnitudy (ESA SP-1200)
 VB  Variable star charts of the British Astr.Assn. (ICQ 4, 64)
 VF  Variable star charts of the A.F.O.E.V. (France) (ICQ 4, 64)
 VN  Variable star charts of the R.A.S. of New Zealand (ICQ 4, 64)
 W   International Halley Watch (IHW) , blíže nespecifikovaná AAVSO mapka (ICQ 7, 96)
 WA  Zvláštní IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou SU Tauri (ICQ 7, 96)
 WB  Zvláštní IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou CZ Orionis (ICQ 7, 96)
 WC  Zvláštní IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou Y Tauri (ICQ 7, 96)
 WD  Zvláštní IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou V Tauri (ICQ 7, 96)
 WE  IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou X Sextantis (ICQ 8, 130)
 WF  IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou S Sextantis (ICQ 8, 130)
 WG  IHW vydání AAVSO mapky pro proměnnou SX Leonis (ICQ 8, 130)
 WH  Blíže nespecifikovaná IHW mapka (ICQ 8, 44)
 WW  B.A.A. Charts publikované v IHW Observer's Manual (ICQ 8, 44)

 Zdroje srovnávacích hvězd použitelné jako  POSLEDNÍ MOŽNOST 
 (nikdy je nepreferuj) :

 BC  Boss Catalogue
 BD  Bonner Durchmusterung (Argelander et al.) (ICQ 2, 59; 4, 63)
 CC  Carte du Ciel, Paris (Astrographic Catalogue ?) (ICQ 10, 35)
 GR  Groombridge (ICQ 3, 15)
 HS  V magnitudy z Hubble Space Telescope astrometric catalogue (publikováno na 
     dvou kompaktních discích) (ICQ 15, 60)
 LN  Lampkin's Naked-Eye Stars (ICQ 2, 6)
 PD  "Photometrische Durchmusterung: Generalkatalog", G.Mueller and P.Kempf (1907), 
     Publ. Astrophysikalischen Observatoriums zu  Postdam No. 52 (Vol. 17); 
     B.D. hvězdy do 7.5 mag. (ICQ 10,35)
 PL  Hvězda (hvězdy) & citovaný zdroj fotoelektrických údajů, rozdíl 
     (kometa-srovnávací hvězda) > 4.5 mag. (ICQ 10, 35)
 RA  Annual Ephemeris of the Royal Astronomical Society of Canada (není doporučováno
     pro jasné komety) (ICQ 5, 64)
 TB  Supernova Search Charts, G.D.Thompson and J.T.Bryan, Jr. (1989, Cambridge 
     University Press)

 NEAKCEPTOVATELNÉ  zdroje srovnávacích hvězd - nikdy je nepoužívej :

 UA  Atlas Borealis, Eclipticalis, Australis (ICQ 2, 6)
 UC  Cape Photographic Catalogs (ICQ 1, 42; 4, 63)
 UL  Určitá kometa nebo planeta uvedená jako zdroj jasnosti, ale srovnávací 
     objekt nebyl spolu s kometou ve stejném čase ve  stejné výšce nad obzorem nebo 
     není v žádném katalogu. (ICQ 7,  51)
 UM  Jasnosti galaxií, mlhovin a pod. (ICQ 2, 6)
 UN  Northon's Atlas (ICQ 2, 39; 4, 62)
 UP  Jakýkoliv standartní fotografický atlas (např. Falkauer, Stellarium)
     (ICQ 3, 15; 2, 59); PPM catalogue (Roeser et al.)
 UR  Revue des Constellations (ICQ 5, 24; 5, 64)
 US  Skalnaté Pleso Atlas (ICQ 7, 51)
 UX  Určité hvězdy uvedené bez katalogu.

Starší zdroje srovnávacích hvězd a starší zkratky :

 A   Mapky nebo atlas AAVSO (ICQ 3, 47)
 AG  Astronomisches Gesellschaft Katalog (ICQ 2, 6)
 AH  G.D.Roth°s Astronomy: A Handbook, p.534 (mapka otevřené hvězdokupy Plejády) 
     (ICQ 6, 64)
 AN  Sekvence srovnávacích hvězd, které publikoval M.Beyer v Astron. Nachrichten.
 GP  (Stejné jako HE)
 V   Mapky proměnných hvězd z uznaných zdrojů. (ICQ 1, 42) 

3. Koma

Po úspěšném odhadu celkové jasnosti komy se můžeme začít věnovat dalšímu důležitému bodu, kterým je odhad průměru komy a určení stupně centrální kondenzace.

3.1. METODY ODHADU PRŮMĚRU KOMY

Vizuální odhad průměru komy je poměrně potřebný, neboť na fotografiích či CCD snímcích bývá často tato hodnota podceněna. Vše ale závisí na vzhledu komety, především toto podcenění platí pro velké a velmi difůzní komy. Navíc je také mnoho snímků děláno za účelem určení přesné pozice (pro následné počtení elementů dráhy)a jsou tedy snímány po krátkou dobu, aby byla kometa (okolí jádra) co nejvíce bodová. Vizuální odhad průměru komy má tedy své opodstatnění.

Pro odhad průměru se nejčastěji používají následující metody. První metoda vyžaduje, aby dalekohled s pohonem, pokud nějaký má, byl uveden do klidu a hvězdy i s kometou procházeli nerušeně zorným polem. Nejvhodnějším okulárem pro tento způsob určení průměru komy je pointační okulár s osovým křížem. A jak to tedy vypadá v praxi? Jednoduše. Seřídíme osy okuláru podle světových stran a měříme stopkami čas průchodu komy komety mezi prvním a posledním kontaktem, pohybující se po ose orientované východ západ. Po několika měření, nutných ke zpřesnění výsledného času T (v sekundách), použijeme následující vztah k výpočtu průměru komy (v obloukových vteřinách)

Průměr komy = 0.25 T cos Delta

kde Delta je deklinace komety. Tato metoda je celkem přesná, ale není ji možno aplikovat ve všech případech. Je nemožné ji použít při poloze komety s deklinací větší než + 70o nebo menší než - 70o. Důvodem je, že při přiblížení se k +/- 90o se hodnota cos Delta velice blíží nule a následně tím se neúměrně prodlužuje doba průchodu komy skrz zorné pole. Navíc je tato metoda nevhodná pro komety s větším průměrem komy než 5 obloukových minut. Druhá a také nejrozšířenější metoda pro určení průměru komy je porovnání difůzního obrazu komety s vybranou dvojicí hvězd v blízkém okolí. Vzájemná vzdálenost obou hvězd se poté určí podle nějakého dobrého velkoškálového atlasu, např. Bečvářův Atlas Borealis, Eclipticalis, Australis nebo v dnešní době dle mapek vykreslených počítačem na základě katalogů HS nebo TI. Metoda je vhodná především pro větší komety s průměrem komy přesahující 3 obloukové minuty. Třetí, zcela nejlepší a ideální metodou, předčívající obě předchozí je přímé měření průměru komy mikrometrickým okulárem. Získané hodnoty tímto způsobem jsou preferovány před ostatními, protože nejsou zatíženy velkými nepřesnostmi.

Odhad průměru komy je dobré dělat co nejmenšími přístroji, v závislosti na jasnosti samozřejmě. Je také velmi žádoucí či bezpodmínečně nutné, aby odhad celkové jasnosti komy a průměru komy byl dělán stejným přístrojem.

3.2. ODHAD STUPNĚ KONDENZACE

Spojení odhadu průměru komy a stupně kondenzace (DC Degree of Condensation) dává profesionálním astronomům, a nejen jim, dobrou představu o fyzikálním zevnějšku komety. Jestli je kometa malá zkondenzovaná nebo velká difůzní.



POKRAČOVÁNÍ SE PŘIPRAVUJE



Použitá a doporučená literatura

Hollan J. Jak je to jasné? (Hollan, Brno)
Green D.W.E. The International Comet Quarterly OBSERVATIONS KEYS (1994 February 1994)
Morris C.S. Comet News Service (1979, 79-1, 2)
Morris C.S. A review of visual comet observing techniques I. (ICQ October 1980, p. 69-73)
Pravec P. Vizuální pozorování komet (Pravec, Ondřejov)
Sidgwick J. Observational Astronomy for Amateurs (London : Faber and Faber) (1955, p.251)




Zpět na hlavní stránku.