Výsledky pozorování komety C/2006 W3 (Christensen)

CCD fotometrie komety C/2006 W3 v roce 2009

Nejjasnější kometou roku 2009 byla C/2006 W3 (Christensen). Maxima jasnosti na úrovni kolem 8 mag dosáhla podle vizuálních pozorování v první polovině srpna, ale vývoj světelné křivky zdaleka nebyl tak jednoduchý, aby bylo možné označit jedno datum a jedno číslo udávající maximum jasnosti. Jak CCD tak vizuální pozorování komety bylo od června 2009 značně ztíženo, kometa se pohybovala hustými oblastmi mléčné dráhy a byl tedy problém správně naměřit či odhadnout její jasnost v důsledku bohatého hvězdného pozadí.

Čistě vizuální křivku jasnosti této komety zkonstruoval pro VdS-Fachgruppe Kometen Andreas Kammerer (Graf 1). Na základě 584 jednotlivých pozorování z celého světa (do listopadu 2009) dostal tento výsledek: m = -0.8 mag + 5×log D + 14.5×log r, čili chování komety zhruba odpovídalo tělesu s absolutní magnitudou -0,8 a jasnost stoupala i klesala s mocninou 14,5. Tento jeden tvar pokrývá křivku celkem dobře, i když ve fázi předcházející periheliu zhruba od ledna do dubna 2009 byla kometa o něco jasnější a naopak od září 2009 slábne o něco rychleji. Podle vizuálních pozorování průměr komy dosáhl svého maxima kolem 8' koncem července 2009, ohon komety byl vizuálně pozorován jen ojediněle, především v červenci.

Graf 1: Pozorovací řada komety C/2006 W3 (Christensen) - odkaz.

Kromě vizuálních odhadů jsou v současnosti prováděna měření jasnosti komet pomocí CCD v různých průměrech fotometrických clon (kvůli zachycení celkové jasnosti komy). Nejčastěji publikovaná pozorování jsou bez fotometrického filtru (C – clear, jsou tedy výrazně závislá na spektrální citlivosti použitého čipu) a nebo ve fotometrických filtrech (nejčastěji R – prachová složka či V – blízké vizuálnímu). Kometa byla v roce 2009 fotometricky sledována na dvou stanovištích v ČR [Hvězdárna Vsetín, Emil Březina, BRE03, obor R, CCD SBIG – ST7, Newton 300/1700; Mikulůvka, Jiří Srba, SRB01, Hvězdárna Valašské Meziříčí, obor R, CCD Apogee AP7p (zapůjčená od Petra Pravce, ASU AV ČR), teleobjektiv MTO 8/500 mm]. Následující analýza je provedena na základě CCD pozorování komety publikovaných v ICQ do čísla 150 včetně (neobsahuje většinu 'letních' pozorování roku 2009 ze světa) a dat, která získali Emil Březina a Jiří Srba do září 2009.

Graf 2: Vývoj celkové jasnosti komety v nejčastěji používaných fotometrických clonách.

Kometa byla na Mikulůvce sledována od dubna do září 2009 většinou za dobrých atmosférických podmínek bez měsíčního svitu, celkem v průběhu 17 nocí. Získáno bylo 108 jednotlivých měření jasnosti v různých fotometrických clonách. Graf 2 zachycuje vývoj CCD-R jasnosti komety v daném období ve čtyřech nejčastěji používaných fotometrických clonách 1', 2', 4' a 8' (úhlových minut). Jasnost komety byla ale měřena i ve clonách větších, ve kterých se měřená CCD-R magnituda vyrovnala vizuální viz dále. Podle provedených CCD měření byla jasnost komety víceméně stálá na úrovni kolem 8 mag a to od poloviny července do poloviny srpna, vzhledem k nízké hustotě pokrytí křivky nelze označit jeden bod, kdy kometa dosáhla nejvyšší jasnosti (alespoň ve velkých aperturách), pouze na základě malých apertur 1' a 2' lze položit maximální jasnost v oboru R do období kolem 20.-25.8. 2009, tedy cca 50 dní po přísluní 6.6.2009. Velmi zajímavá je stagnace či dokonce pokles jasnosti na konci července a na začátku srpna, který ale není v našich datech dostatečně zdokumentován. Do Grafu 2 jsou vynesena také data Emila Březiny (BRE03) ze Vsetína ve cloně 2,35'.

Graf 3: Srovnání měřené jasnosti při cloně 2' a cloně o rozměru komy.

Na Grafu 3 je srovnán průběh jasnosti ve clonce o průměru 2', průběh jasnosti ve clonce odpovídající průměru komy a měřený průměr komy. Od července bylo měření průměru komy zatíženo průchodem komety hustými oblastmi mléčné dráhy, velikost komy se pohybovala od 7' do 10', ojediněle i přes 10'. Tato měření jsou ale výrazně závislá na kvalitě pozorovacích podmínek.  Podle provedených měření předcházelo maximum průměru komy maximu jasnosti možná až o měsíc. Podobný trend je patrný i ve vizuálních datech. Jedná se patrně o důsledek měnícího se stupně kondenzace vzdalující se komety, kometa byla nejblíže Zemi 12.8.2009.

Graf 4: Srovnání CCD-R fotometrických parametrů a vizuálních pozorování.

Na základě CCD měření jasnosti komety převzatých z ICQ (International Comet Quarterly) doplněných o data ze Vsetína a Mikulůvky bylo možné se pokusit pro kometu zkonstruovat CCD-R(C) fotometrickou křivku, podobně jako v případě vizuálních pozorování. Vzhledem k danému vzorku dat byla pro tento účel použita měření ve fotometrické clonce 1' a 2', což samozřejmě dává nižší hodnoty ve srovnání s vizuálním pozorováním, ale vede k relevantnějšímu výsledku (měření ve velkých clonách je u všech pozorovatelů mnohem více zatíženo vlivem atmosférických podmínek, přístrojovými efekty a podobně). Ke  konstrukci křivky byl použit program Comet4Win, Seichiho Yoshidy. Uvedeny jsou dvě vypočtené křivky (pro clony 1' – modře, 2' – zeleně), výsledek je možné srovnat jednak s křivkou pro jasnost v oboru R při měřeném průměru komy (oranžová) a za druhé s předpovězenou vizuální křivkou (červeně) i s vizuálními odhady jasnosti na pozadí (velké šedé kroužky). Zajímavý je trend Yoshidovy křivky, kde do magnitudy 14 pravděpodobně dominují CCD měření malými fotometrickými clonkami provedená na nedostatečně exponovaných snímcích pro astrometrické účely (která dávají nízkou hodnotu jasnosti ve srovnání s námi použitými daty). Mezi 14-12 mag dochází ke srovnání počtu i hodnot vizuálních odhadů a CCD měření (vizuální pozorovatelé i CCD kamery vidí a měří stejnou komu). Od magnitudy 12 početně dominují vizuální pozorování, která postupně převyšují CCD měření i hodnotami jasnosti (koma se zvětšila a v tomto případě použitá clona 1' respektive 2' zabírá jen její centrální část). Při použití hodnoty CCD-R jasnosti komety určené při změřené velikosti komy, jsou hodnoty srovnatelné (menší cca 0,2 – 0,5 mag), což je značné specifikum této komety, dané převahou prachu v komě a tedy odraženého slunečního světla ve spektru komety (oranžová křivka). Pro všechny křivky je uveden vztah, ve stejném tvaru jako v prvním odstavci. Vizuální křivce A. Kamera se nejvíce blíží zelená křivka.

Graf 5: CCD-R magnitudy komety měřené různým způsobem a Af[rho] profil.

Pro kometu C/2006 W3 byla v rámci projektu CARA (Cometary Archive for Amateur Astronomers) provedena nejen měření jasnosti, ale také určení veličiny Af [rho], která na základě fotometrických měření v oboru R umožňuje odhadnout množství prachu v atmosféře komety. Data byla odeslána do databáze CARA (http://www.cara-project.org). Na Grafu 5 vidíte měřené hodnoty veličiny Af [rho] v centimetrech ve srovnání s jasností komety v oboru R vypočtenou softwarem Wafrho1 pro stejnou čtvercovou fotometrickou clonu (v našem případě odpovídající průměru komy cca 100 000 km). Pro srovnání je uveden opět profil CCD-R jasnosti v clonce 2' získaný naším standardním postupem – měřením v kruhových clonách v programu Gaia.

Graf 6: Pokusné měření programem Wafrho1 s různými kroky velikostí clon.

Jelikož rozlišení mnou používaného systému (cca 10,1“/px) je velmi malé ve srovnání s ostatními pozorovateli, provedl jsem na příkladu komety C/2006 W3 (Christensen) 'test relevance' měření prováděných na tonto systému. V programu Wafrho1 je po patřičné kalibraci možné nastavit rozmezí a krok čtvercových fotometrických clon, ve kterých je měření prováděno. Jak je patrné z Grafu 6, pro měření se smysluplnou chybou je potřeba brát v úvahu teprve clonku 4x4 pixely (chyba poklesne pod 10%) a dále pokračovat ve zvětšování hrany clonky až 'k nejbližší jasné hvězdě' nebo mírně za okraj pozorované komy, obdobně jako v případě klasické fotometrie.

Graf 7: Srovnání měření Af[rho] pro kometu 06w3 – BRY01 a SRB01.

Kromě toho jsem provedl srovnání přímého měření Af [rho] profilu komety C/2006 W3 (Christensen) a to s daty, která 13.7.2009 získal pozorovatel Erik Bryssinck [BRY01] – Graf 7. Při malých průměrech fotometrických clon je mnou zjištěná hodnota nízká (uvedený graf začíná clonou 3 px na úrovni 30 000 km), kvůli již výše zmíněnému problému s rozlišením, od clony 5 px již jsou výsledky srovnatelné. Druhý vrchol na průměru komy 130 000 km je artefaktem způsobeným přítomností poměrně jasné hvězdy. Srovnávací data byla převzata z databáze CARA.

Graf 8: Srovnání měření Af[rho] pro kometu 06w3 – CARA a SRB01.

Vzhledem k tomu, že svá měření Af [rho] pro kometu C/2006 W3 mám již k dispozici za celý rok 2009, mohl jsem na Grafu 8 provést srovnání kompletní měření s neúplnou databází CARA. Zobrazeny jsou výsledky pro průměr komy ~ 100 000 km. Výsledky jsou do poloviny srpna v dobrém souhlasu, v závěru roku se již rozptylem hodnot výrazně projevilo zhoršující se počasí nad střední Evropou a hustota hvězdného pozadí při poloze komety uprostřed mléčné dráhy.

K pozorováním komety C/2006 W3 (Christensen) v roce 2009 se nejspíše ještě vrátím, neboť teprve v průběhu roku 2010 budou publikována jednak CCD fotometrická data v ICQ alespoň do září 2009, která umožní zpřesnit náš pohled na vývoj jasnosti, a dále věřím, že další data z roku 2009 přibudou i do databáze CARA, což dále umožní udělat si představu a relevanci mých měření respektive o vývoji obsahu prachu k komě komety během aktivní fáze +/- 0,5 roku kolem průchodu  přísluním.

Odkazy

[1] Intarnational Comet Quarterly, http://www.cfa.harvard.edu/icq/icq.html

[2] CARA archive, http://www.cara-project.org

[3] Data ke kometě C/2006 W3, CCD fotometrie 2009