NÁVOD NA POZOROVÁNÍ KOMET

   Pozorování,  při  kterém  určíte  jasnost  komety,   přinese
potěchu a užitek nejen vám,  ale  pokud  bude pečlivě provedeno
i  profesionálům.   Kromě   hvězdné   velikosti  přitom  můžete
odhadnout také její úhlový průměr a délku ohonu.               
   Komety  se  nechovají  vždy  stejným  způsobem.  Některé  se
zjasňují  či  slábnou  v  závislosti  na změnách vzdálenosti od
Slunce a Země  rychleji  nebo  naopak  pomaleji než je obvyklé.
Některé dokonce čas od času "vybuchují".  Zaznamenání výrazného
zjasnění  je  potom   neocenitelnou   pomocí   pro   astronomy-
-profesionály,  protože  je  často  předzvěstí  rozpadu   jádra
(nedávno     předvedla     takový     rozpad    např.    kometa
73P/Schwassmann-Wachmann 3).   Z  odhadů   jasnosti  lze  určit
i  absolutní  hvězdnou  velikost  komety  a  další fotometrické
parametry, což umožňuje porovnání komet navzájem.              
   Možná se vám zdá  divné, že by v době širokého rozšíření CCD
kamer  a  výkonné  výpočetní techniky měli profesionálové zájem
o  pozorování získané vizuálně amatéry, ale je to skutečně tak.
Profesionální  astronomové   nemají  možnost  dostatečně  často
určovat  jasnosti  právě  pozorovatelných  komet;  zaměřují  se
hlavně  na  spektroskopická  a  astrometrická   měření.  Snímky
pořizované pro měření přesných poloh se ale na určování celkové
hvězdné velikosti komy vůbec nehodí. Případy, kdy je kometa  ve
skutečnosti i pětkrát jasnější než udávají výsledky získané  ze
CCD snímků nejsou výjimkou.  Odhadování  jasnosti  komet je ale
složitější než určování jasnosti třeba u proměnných hvězd.     
   Pokud  totiž  chcete  kometu  porovnávat  s hvězdami, musíte
z  nich  udělat  podobné  mlhavé  skvrnky: zaostřený dalekohled
rozostříte  a  porovnáte  rozostřené  obrazy  hvězd  s  obrazem
komety.  To  je  princip  všech  metod používaných při určování
celkové  jasnosti  komy.  Nejčastěji  používané jsou přitom tři
metody:                                                        

Morrisova metoda                                        

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

Bobrovnikoffova metoda                                  

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

Sidgwickova metoda                                      

   Zapamatujte  si  zaostřený  obraz  komety  a  porovnejte  ho
s obrazy hvězd rozostřenými natolik, aby měly stejnou  velikost
jako  zaostřený  obraz  komety.  Problémem  je,  že tato metoda
"nevyhlazuje" profil povrchového jasu komy, a  pozorovatel  tak
musí rozhodnout, jaký je "průměrný" povrchový jas.  Dává  dobré
výsledky u slabých komet s malým centrálním zjasněním. U komet,
které  jsou  na  hranici  viditelnosti,  je jedinou použitelnou
metodou;  u  komet  s  výrazným  jádrem naproti tomu použitelná
není.                                                          
   Mezi těmito metodami nelze rozhodnout, která  dává  nejlepší
výsledky. Spíše je třeba volit případ od případu, podle rozměru
komety,  její  viditelnosti  v  použitém   přístroji,   profilu
plošného jasu nebo hustoty hvězd v pozadí (v  Mléčné  dráze lze
Bobrovnikoffovu metodu jen obtížně aplikovat).  U  velmi malých
komet se Morrisova metoda  blíží  metodě  Bobrovnikoffově,  pro
zcela  difůzní  komety  bez  jádra  se  naopak  stává   metodou
Sidgwickovou. Nejčastěji používaná je Morrisova metoda.        

Samotný odhad  jasnosti  komety by měl být proveden  porovnáním
alespoň se čtyřmi srovnávacími hvězdami (dvěmi slabšími a dvěmi
jasnějšími),  které se nacházejí co nejblíže u komety  a  pokud
možno ve stejné výšce nad obzorem. Při porovnávání  přejíždějte
zrakem  mezi  rozostřenou  kometou  a  rozostřenou   srovnávací
hvězdou   (u   Bobrovnikoffovy   metody)   nebo    porovnávejte
zapamatovaný  střední  jas  komy se středním jasem rozostřených
hvězd (u Sidgwickovy a Morrisovy metody).                      
   K vyjádření rozdílu se používají tzv.  Argelanderovy stupně,
kterých je celkem pět (v  zápise  odhadu se obvykle  odhadovaný
objekt značí v a srovnávací hvězdy písmeny velké abecedy).      

A 4 v    A je na první pohled výrazně jasnější než v           
A 3 v    A je na první pohled jasnější než v                   
A 2 v    A se zdá být jasnější než v skoro při každém  pohledu,
         jen málokdy se zdá, že  jasnosti  obou  objektů  jsou 
         stejné                                                
A 1 v    při některém pohledu se  zdá být A jasnější než v, při
         některém v jasnější než A, ale častěji je  A  jasnější
         než v                                                 
A 0 v    při  některém pohledu se zdá být A jasnější než v, při
         některém v jasnější než  A,  nejčastěji se ale jeví  A
         stejně jasné jako v                                   

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


   Zejména při určování jasnosti jasných okem viditelných komet
jsme nuceni používat i poměrně vzdálené hvězdy jako srovn vací.
Tyto  se  však  většinou  nachází  v rozdílné výšce nad obzorem
nežli kometa. Hraje zde tedy vliv  tzv. atmosférická  extinkce.
Světlo hvězd je zeslabeno  atmosférou  Země tím  víc, čím delší
dráhu  atmosférou  proletí.  V  malých  výškách   nad   obzorem
(řekněme  od  30  stupňů  níž)  se  tento  jev  již   projevuje
v  nezanedbatelné míře i pro vizuální  pozorování.  Vliv  různě
velkého zeslabení světla srovnávacích hvězd a komety lze snížit
tím, že  se budeme  snažit používat srovnávací hvězdy ve stejné
výšce nad obzorem jako je kometa. Ale ani takových hvězd nemusí
být vždy dostatek. Nezbývá nám tedy nic  jiného,  než  jasnosti
srovnávacích hvězd i komety o vliv extinkce opravit. Postupovat
lze následovně.  Nejprve  určíme  výšku  použitých srovnávacích
hvězd a  komety  nad  obzorem  (např.  pomocí  známé  velikosti
zorného  pole  triedru).   Poté   si   vybereme   buď   některé
z  použitých srovnávacích hvězd (pokud jsou  vidět pouhým okem)
nebo jiné okem  viditelné hvězdy  nacházející  se   v   podobné
výšce  nad   obzorem  jako  použité srovnávací hvězdy a kometa.
Nejlepší  je požít i hvězdu, která je výrazně víš a pokud možno
i níž než hvězdy srovnávací i kometa. I u těchto  hvězd  určíme
jejich výšku nad  obzorem. V dalším  kroku postupně  srovnáváme
jasnost  takto  vybraných   hvězd  s  hvězdami nacházejícími se
v okolí nadhlavníku (stačí do 20 stupňů od něj; zde je extinkce
zanedbatelná) až  pro všechny  vybrané  hvězdy  určíme jasnost,
jakou by měly poblíž nadhlavníku. Další fáze se týká zpracování
a tudíž ji můžeme dělat doma.                                  
   Nejprve si najdeme jasnosti všech použitých hvězd (nejlépe v
(nejlépe v katalogu HIPPARCOS nebo TYCHO) a určíme o  kolik  se
nám  každá  hvězda  jevila  slabší  oproti údaji v katalogu. Až
tento údaj zjistíme u všech hvězd, vyneseme závislost zeslabení
světla  hvězd  na  jejich  výšce   nad  obzorem.  Po  proložení
vynesených   bodů   křivkou   zjistíme   pomocí  známých  výšek
srovnávacích hvězd a komety vliv extinkce  na  jejich  jasnost.
Tento "vliv" potom přičteme k jasnosti  každé srovnávací hvězdy
uvedené  v  katalogu  abychom zjistili, jak  jasné  se  nám  ve
skutečnosti  srovnávací  hvězdy  jevily. A právě tyto  jasnosti
použijeme pro určení jasnosti komety. Jasnost komety, kterou by
měla bez vlivu extinkce (tu potom dále uvádíme jako  výslednou)
určíme odečtením vlivu extinkce na její  jasnost. Tento  postup
je  vhodný použít několikrát v různých podmínkách  (při   různě
"zaprášené" atmosféře). Tím  získáme několik  průběhů  extinkce
v  různých podmínkách. Později bude stačit  již jen určit výšky
srovnávacích hvězd  a komety  nad obzorem  a provést  kompletní
postup jen pro řekněme 2-3 hvězdy a podle  pro  ně  pozorováním
zjištěných hodnot  extinkce  najít  vhodnou  extinkční   křivku
(na které "sedí" nejlépe) a z ní určit vliv extinkce při  tomto
pozorování. Pokud se vám zdá tento postup příliš pracný,  budiž
vám  povzbuzením  to,   že  získáte  velice   spolehlivé  údaje
o  jasnosti  komety  v  době, kdy jich nebude příliš. V nedávné
minulosti   se  vedla   velká   celosvětová   diskuze   o  této
problematice při  pozorování  komety  Hyakutake.  Výsledkem  je
doporučení opravovat pozorování  o  vliv  extinkce  vždy,  když
se vyskytnou vzájemné rozdíly vlivu extinkce větší než 0.2 mag.
K tomu v praxi dochází u okem viditelné komety  ve výšce  menší
než asi 30 stupňů nad obzorem Stále je  ale dobré mít na paměti
to,  že je nejvhodnější  pokud možno použít  srovnávací  hvězdy
ve stejné výšce nad obzorem jako je kometa nebo alespoň některé
nad kometou a některé pod ní.                                  
Zde naleznete praktický příklad zpracování získaných pozo-
rování, při kterém výrazně snížíme vliv atmosférické extinkce. Jedná se sice o pozorování proměnné hvězdy, nikoli komety, ale to je v tomto případě nepodstatné. Pro automatické zpracování získaných pozorování použijte tento program. Celková jasnost komy však zdaleka není vše, čím můžeme kometu charakterizovat. Odhadnutá jasnost navíc silně závisí na viditelném rozměru komy, který se může u krátkoohniskových a dlouhoohniskových dalekohledů značně lišit (záleží rovněž na použitém zvětšení a pozorovacích podmínkách. Proto se mohou lišit i odhady jasnosti: čím větší část komy pozorovatel vidí, tím by měla být určená celková jasnost vyšší. Nejčastěji používanou metodou pro odhad rozměru komy je porovnání její velikosti se vzdáleností dvojice hvězd v zorném poli. Vzdálenost použité dvojice hvězd buď změříte z mapy, nebo určíte ze souřadnic uvedených v katalogu. Jiným možným postupem je nechat hvězdu a kometu přecházet přes zorné pole okuláru, který je vybaven vláknovým křížem (jedno vlákno je orientováno severo-jižním směrem). Z doby průchodu okrajů komy v sekundách T pak vypočítáte její průměr v obloukových minutách pomocí vztahu průměr komy = 0,25 T cos delta , kde delta je deklinace komety. V případě, že má  kometa viditelný ohon, určuje se především jeho délka, kterou lze podobně jako rozměr komy měřit přímo porovnáním se známou vzdáleností dvojice hvězd, popř. pomocí známé velikosti zorného pole dalekohledu. Pro dlouhé ohony, je ale nutn‚ déku ohonu vypočítat s použitím vztahu cos d = sin D sin delta + cos D cos delta cos (alfa - A) , kde d je délka ohonu ve stupních, alfa rektascenze komety, delta deklinace komety, A rektascenze a D deklinace konce ohonu. Další údaj, kterým lze popsat vzhled komety je stupeň kondenzace komy. Nazývá se DC (z anglického degree of condensation) a pro jeho popis se používá desetidílná stupnice 0 až 9. Stupeň 0 znamená rovnoměrně jasnou komu bez jakékoli kondenzace a naopak stupeň 9 vyjadřuje hvězdný vzhled. Tyto stupně je možné ještě půlit. Asi namítnete, že je to stupnice subjektivní. Ano, je, ale zejména odhady zkušených pozorovatelů dávají velmi dobrý přehled o změnách vzhledu komy a ten se u některých značně mění. Jasnost komy, její průměr, stupeň kondenzace a délku ohonu je nutné určit stejným přístrojem. Svá  pozorování můžete poslat Společnosti pro meziplanetární hmotu: doc. Vladimír Znojil Elplova 22 628 00 Brno e-mail: znojil@med.muni.cz nebo nám na náš e-mail. Zde také získáte podrobnější informace o pozorování komet.

K. H.



Stránku vytvořili Martin Plšek a Kamil Hornoch.
Poslední úpravy: 25.10.1997
E-mail: xplsek01@stud.fee.vutbr.cz nebo hornoch@astro.sci.muni.cz