Komety vizuálně

Následující krátký návod pro vizuální pozorování komet byl připraven podle zdrojů uvedených na konci článku.

Nejdostupnější metodou srovnání a měření jasnosti komet je odhad jasnosti (vizuální fotometrie) na základě vizuálního pozorování, ke kterému je potřeba pouze dalekohled a dobrý katalog hvězd. Vizuální pozorování má dodnes jisté specifické postavení. Je jediným pojítkem mezi historickými záznamy o kometách a současností. Lidské oko má zatím naprosto nenapodobitelné vlastnosti (především schopnost interpretovat nízký jas objektu svítícího na vlnových délkách blízkých zelené barvě), které pozorovateli umožňují dobře vnímat objekt, jakým je kometární koma.

Při odhadu jasnosti komet se využívá postupů známých u proměnných hvězd – nejčastěji metody Argelanderových stupňů. Postup je následující. V blízkém okolí komety vybereme minimálně čtyři hvězdy, jejichž jasnost je při zběžném pohledu podobná jako u vlasatice. Postupně srovnáváme jasnost jednotlivých hvězd s kometou a určujeme jejich vzájemný rozdíl v jasnosti. Nakonec přiřadíme hvězdám čísla podle následující Argelanderovy stupnice:

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

Výsledkem provedeného pozorování je takzvaný kompletní odhad (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), který je základem pro zjištění výsledné jasnosti komety. Zpracovat můžeme provédst později, k tomu potřebujeme jen kvalitní katalog hvězd a případně vhodný software. Výše popsanou metodu je však třeba rozšířit o postupy, které umožní srovnat jas plošného nerovnoměrně zářícího objektu s bodovou hvězdou.

Teoreticky existují dva typy odhadů jasnosti komet – odhad jasnosti jádra označovaný m2 (v praxi je však nerealizovatelný, přístroje většinou neukážou samotné jádro, ale centrální kondenzaci komy) a odhady celkové jasnosti komy m1. Pro dobrý odhad celkové jasnosti komy musí pozorovatel srovnávat její „průměrný“ povrchový jas s „průměrným“ povrchovým jasem mimoohniskového obrazu hvězd s předem známou jasností (ve vizuálním oboru). Nejčastěji používanými metodami jsou tyto:

Bobrovnikovova metoda – (kdy je okulár vysunut z ohniska natolik, aby kometa a srovnávací hvězdy měly podobnou velikost) – je nejjednodušší a nejlépe definována, vhodná pro komety s malou komou, naopak obtížně použitelná pro slabé a hodně difúzní komety, u velkých kom nastává problém s rozostřením na „podobnou“ velikost, kometa je totiž vždy větší;

Sidgwickova metoda - (zapamatovaný, zaostřený obraz komety se porovnává s obrazy hvězd rozostřenými natolik, aby měly stejnou velikost, jako zaostřený obraz komety) – je vhodná pro slabé komety bez výrazné centrální kondenzace – nevýhodou je, že nevyhlazuje povrchový jas komy a pozorovatel musí sám odhadnout průměrný jas disku komety;

Beyerova metoda (okulár se postupně vysunuje z ohniska, až jsou kometa a srovnávací hvězdy rozostřeny natolik, že přestanou být viditelné) – praktické použití je obtížné, je citlivější na jas oblohy než Bobrovnikov a Sidgwick, její použití se dnes nedoporučuje;

Morissova metoda (kombinuje vlastnosti metody Bobrovnikovovy a Sidgwickovy, při odhadu je kometa rozostřena natolik, aby měla dostatečně rovnoměrný plošný jas, který srovnáváme s hvězdami rozostřenými na stejnou velikost, jakou měla rozostřená kometa) – vhodná je především pro velké komety se silnou centrální kondenzací a s poměrně difúzní vnější komou.

Kromě již zmíněných byla v minulosti používána celá řada dalších postupů (srovnávání s galaxiemi, kulovými hvězdokupami, …). Dnes jsou však pro vizuální pozorování doporučeny a akceptovány zmíněné tři metody – Boborvnikov, Sidgwick a Moriss.

Vizuální pozorování je třeba provádět za dobrých atmosférických podmínek. Především je nutné eliminovat vliv světelného znečištění, tedy najít pozorovací stanoviště s temnou oblohou (čím jasnější je pozadí, tím větší část komy zaniká, dojde k podhodnocení její velikosti a následně k odhadu nízké jasnosti). Stejně se projeví vysoká oblačnost nebo opar.

Velmi výrazné jsou také přístrojové efekty. Platí pravidlo, že čím menší přístroj použijete, tím lépe (doporučovány jsou binary s širokým zorným polem či triedry). Většinou je dávána přednost přístrojům s průměrem kolem 50 mm, které jsou blízko používané standardní apertuře, na kterou jsou všechna ostatní pozorování korigována. To však platí především pro jasné komety – pro tělesa o jasnosti kolem 13 mag je použití zrcadlového dalekohledu o průměru objektivu 250 mm naprosto opodstatněné. Na druhé straně každý pozorovatel by měl (v případě, že se mu kometa zdá ve velkém přístroji jasnější než čekal) zkusit použít co nejmenší přístroj. Použitím velkého dalekohledu totiž můžete dojít k jasnosti i o dvě magnitudy nižší než třeba v případě binaru.

Podstatný je pro výsledek vašeho snažení také výběr vhodných srovnávacích hvězd (nejlépe v těsném okolí komety), které by vzhledem k vlastnostem lidského zraku, a také komety, neměly být červené (jiné spektrální typy než G, K, M). Pro komety jasnější 7. magnitudy lze použít například okolí proměnných hvězd, katalog k Atlasu Coeli a pro komety jasnější 9. magnitudy SAO katalog. Další doporučené zdroje jasností a naopak katalogy, jímž je lépe se vyhnout, naleznete v [4]. Pokud jsou hvězdy jinde než kometa, měly by mít stejnou výšku nad obzorem jako ona, pokud by tomu tak nebylo, je potřeba uvažovat vliv extinkce, což dále komplikuje analýzu získaných výsledků.

Kromě samotné jasnosti se odhadují další vlastnosti pozorovaného objektu. Jednak je to průměr komy, který se nejjednodušeji určuje metodou srovnávací, kdy známe vzájemné vzdálenosti dvojic hvězd v zorném poli a porovnáváme je s velikostí komy. Zde se dobře uplatní schopnost pozorovatele pořídit kvalitní zákres zorného pole s realisticky zachycenými rozměry komety. I v případě průměru komy hraje výraznou úlohu kvalita pozorovacího stanoviště, a také přístrojové efekty (ve větších dalekohledech se koma zdá být menší). Odhad jasnosti a velikosti komy je třeba učinit stejným přístrojem. Při odhadu vlastností komy je třeba určit takzvaný stupeň kondenzace (degree of condensation). Jeho hodnoty se označují na stupnici od 0 do 9, kde DC=0 značí zcela difúzní objekt (téměř rovnoměrně svítící disk) a DC=9 je kometa naopak stelárního vzhledu. Určení DC je v praxi poměrně obtížně řešitelný úkol. Odhad by však měl opět být učiněn stejným přístrojem jako v případě jasnosti a velikosti komy.

Ne u všech komet je patrný také ohon; pokud ano, je třeba určit i jeho vlastnosti, především délku a poziční úhel PA (position angle, 0°=N, 90°=E). Nejčastěji se provádí srovnáním vzdáleností dvojic hvězd. Je však potřeba si uvědomit, že dalece nejpodstatnější informací je údaj o jasnosti, případně vzhledu komy a je jim tedy třeba věnovat náležitou pozornost. Parametry ohonů jsou v tomto smyslu spíše doplňkovou informací.

Pozorování komet – publikace

Získaná pozorování je třeba publikovat, a to v takových zdrojích, kde je alespoň jistá pravděpodobnost, že si jich všimnou profesionálové. Pozorování komet shromažďuje organizace ICQ (International Comet Quarterly). Pro zasílaná pozorování existuje v ICQ speciální formát, mající 80 sloupců, jehož kódování je třeba dodržet, aby výsledky byly přijaty k publikaci.

Na následující ukázce vizuálního pozorování zpracovaného pro publikaci v ICQ demonstrujeme jen základní stavbu kódování, která je podrobněji rozebrána v [3] a [4]. Prvních 11 sloupců (IIIYYYYMnL) obsahuje označení komety, následuje určení světového času pozorování (YYYY MM DD.DD), metoda odhadu (eM), odhadnutá jasnost komety (mm.m:), zdroj jasností srovnávacích hvězd (r), parametry a typ přístroje, případně zvětšení (AAA.ATF/xxxx), průměr komy a stupeň její kondenzace (/dd.ddnDC) a délka i poziční úhel ohonu (/t.ttmANG). Na úplný závěr jsou uvedeny informace, které se doplňují v ICQ a kód pozorovatele (ICQ XX*OBSxx).

123456789 123456789 123456789 123456789 123456789 123456789 123456789 123456789
IIIYYYYMnL YYYY MM DD.DD eM/mm.m:r AAA.ATF/xxxx /dd.ddnDC /t.ttmANG ICQ XX*OBSxx

2003WT422006 04 21.84 S 13.7 HS 35 L 5 158 0.8 3 ICQ XX HOR02
2006A1 2006 04 03.08 M 7.7 TT 8 B10 6 4 ICQ XX HOR02
73b 2006 04 07.93 M 9.4 TT 35 L 5 68 1.6 7 2 m230 ICQ XX HOR02
73c 2006 04 25.83 M 7.6 TT 8 B10 9 4 ICQ XX HOR02

Pozorování! A co s nimi?

Na základě vizuálních pozorování z celého světa je možné sestavit takzvanou světelnou křivku komety, která zachycuje vývoj jasnosti a případně také velikosti komy při průletu sluneční soustavou. Ve spojení s historickými výsledky je pak možné sledovat vývoj jasnosti komety v průběhu desetiletí a po dobu několika oběhů kolem Slunce.

ICQ však není jedinou organizací, která data shromažďuje a využívá. Řada pozorovatelů funguje na bázi více-méně národních skupin - rozsáhlá skupina pozorovatelů je sdružena také pod hlavičkou německé VdS (Vereinigung der Sternfreunde) – Fachgruppe Kometen (http://www.fg-kometen.de). Na základě jejich pozorování jsou zpracovávány čistě vizuální světelné křivky, které netrpí slučováním vizuálních a CCD pozorování. Pozorování lze také publikovat „předběžně“ na internetu. Prestižním místem pro předběžnou publikaci výsledků je samotná stránky ICQ (Recent comet magnitude estimates – http://cfa-www.harvard.edu/icq/CometMags.html). Další možností je například stránka argentinské skupiny kolem Luise Mansilly (Rastreadores de Cometas; http://cometas.astronomiaonline.com/).

Zdroje a odkazy:

[1] Lehký; M.; Návod na pozorování komet… Dostupné z: http://astro.sci.muni.cz/lehky/navod.html.
[2] Horálek; P.; Příručka pro pozorovatele v oboru MPH. Dostupné z: http://www.astronom.cz/horalek/Literatura/Prirucka.zip.
[3] ICQ: Observation Format for Data Contributed via E-mail. Dostupné z: http://cfa-www.harvard.edu/icq/ICQFormat.html.
[4] ICQ: Keys to Codes used in Tabulated Observation Format. Dostupné z: http://www.cfa.harvard.edu/icq/ICQKeys.html.