• Jste zde:
• Úvodní stránka » 
• Odborné články » 
• Fotometrická pozorování komet

Pro pozorovatele noční oblohy se kometa stává zajímavou teprve po přiblížení ke Slunci, kdy vytváří komu a posléze ohony. Koma je v podstatě sférický obal jádra, tvořený prachem a ionizovanými částmi původních molekul vázaných v materiálu komety. Koma „svítí“ dvěma typy záření. Jednak ionizované molekuly absorbují sluneční záření a opět jej emitují na specifických vlnových délkách a za druhé obsažené prachové částice odrážejí dopadající sluneční záření. Pro pozorovatele patří k nejdůležitějším molekulám dvouatomový uhlík C₂, který je zodpovědný za výrazné vyzařování komy v zelené oblasti spektra (Swanovy pásy). Vizuálně pozorovatelný průměr komy může dosáhnout reálného průměru v řádu 100 tisíc km.

Z jádra uvolněný materiál je strháván slunečním větrem a dochází tak k tvorbě ohonů. Rozeznáváme dva typy ohonů: prachový ohon je tvořený pevnými částicemi, odchyluje se od směru toku slunečního větru, neboť částice částečně setrvávají v dráze komety; plazmatický ohon je tvořen ionizovanými molekulami, dosahuje výrazných délek, sleduje tok slunečního větru a poruchy meziplanetárního magnetického pole.

S existencí prachových ohonů úzce souvisí také tvorba roje meteoroidů podél dráhy komety. Větší částice původně přítomné v těsném okolí komety se postupně rozprostřou podél celé dráhy, při průchodu Země tímto proudem pozorujeme na noční obloze aktivitu meteorického roje, meteory  zdánlivě vyletují z jednoho místa – radiantu.

Vizuální pozorování komet

Vizuální pozorování komet má dodnes jisté specifické postavení. Je totiž 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 vhodné 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:

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).

Výsledkem takto 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 takto provedené pozorování můžeme později, k tomu již potřebujeme pouze kvalitní katalog hvězd a případně software ke zpracování (které lze však provést i graficky s milimetrovým papírem, tužkou a pravítkem). Výše popsanou metodu je však třeba rozšířit o postupy, které umožní srovnat jas plošného nerovnoměrně zářícího objektu s bodovou hvězdou.

Pro dobrý odhad celkové jasnosti komy (označovaný m) 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;
• 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.

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). Doporučené zdroje jasností a naopak katalogy, jímž je lépe se vyhnout, naleznete na stránkách ICQ. 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 určují další vlastnosti pozorovaného objektu. Jednak je to průměr komy. Nejjednodušší je metoda 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. Podrobná analýza pak může probíhat dodatečně. 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 musí 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. Pro dlouhé ohony je třeba použít výpočet ze souřadnic podle vztahu

cos d = sin D sin ð + cos D cos ð cos (a – A),

kde d je délka ohonu ve stupních, a je rektascenze komety, ð je deklinace komety, A je rektascenze a D deklinace konce ohonu. Pro odhad pozičního úhlu je pak nejefektivnější metodou opět zákres. Délka ohonu je stejně jako průměr komy výrazně závislá na kvalitě pozorovacích podmínek.

Je však potřeba si uvědomit, že dalece nejpodstatnější informací je údaj o jasnosti, případově vzhledu komy a je jim tedy třeba věnovat náležitou pozornost. Parametry ohonů jsou v tomto smyslu spíše doplňkovou informací.

Získaná pozorování je třeba publikovat, a to v takových zdrojích, kde si jich všimnou profesionální astronomové. 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. 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 a 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

 2003WT42  2006 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
  
Na základě vizuálních pozorování z celého světa je možné sestavit takzvanou vizuální 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. Existuje však řada regionálních amatérských databází, které slouží k výměně informací mezi pozorovateli (LIADA, Crni Vrh). 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.

CCD fotometrie komet

Se zvyšující se dostupností kvalitních CCD kamer roste i počet pozorovatelů, kteří se věnují fotometrii komet. CCD fotometrie nenahrazuje vizuální pozorování, přestože je principielně přesnější, z pohledu analýzy aktivity komet se jedná o komplementární informace. Důvodem jsou  rozdíly ve vlastnostech senzorů oka a CCD kamer. Kamery však umožňují řadu dalších rozšíření pozorovacích programů. Světlo přicházející do kamery lze jednoduše filtrovat a s použitím několika filtrů je možné získat fyzikálně přesnější představu o povaze procesů probíhajících v komě.

Základní členění fotometrických měření lze obecně provést podle oboru spektra, který je při měření používán (nefiltrovaná či barevná nejčastěji v oborech V a R). Řadu modifikací lze nalézt také ve způsobu kalibrace snímků. V oboru V je kalibrace prováděna na základě dostupných katalogů jasností hvězd, v oboru R je potřeba postupovat obezřetněji, neboť dostupné katalogy neobsahují přesně změřené jasnosti v tomto pásu. Spolu se snímky komet jsou během noci fotografována také kalibrační pole, obsahující hvězdy s přesně známou magnitudou (v našem případě v oboru R). Na základě analýzy jasnosti těchto hvězd v různé výšce nad obzorem je pro dané stanoviště nalezena aktuální hodnota extinkce, která dále slouží ke kalibraci zjištěné přístrojové jasnosti komety (je-li to třeba).

Z pořízených snímků však není určována jen jasnost, ale také průměr komy a vlastnosti ohonů. Na rozdíl od vizuálních pozorování CCD fotometrie nezná termín 'stupeň kondenzace'. Tato veličina odhadovaná vizuálními pozorovateli je v případě CCD fotometrie nahrazována sadou měření jasnosti komety v různých průměrech fotometrických clon.

Publikace naměřených výsledků v ICQ podléhá podobným pravidlům jako vizuální pozorování. Získaná data lze použít jednak ke konstrukci světelných křivek komet, ale také například k odvozování některých fyzikálních charakteristik komy (množství obsaženého prachu atd.).

Postup pozorování

Snímání kamerou probíhá expozicemi, které dovolí dovolí vlastní pohyb objektu či stabilita montáže (nesmí dojít k rozmazání obrazu komety). Celkem je pořízeno 10 až 20 snímků každé sledované komety. Fotografie jsou ukládány ve standardním formátu .fits. Navíc je během noci (při stabilizované teplotě kamety) získána série 10 - 20 jednotlivých temných snímků - darkframe pro pozdější zpracování, při kterém je na fotografie aplikován jejich medián. Vzhledem k nerovnoměrné citlivosti pixelů čipu a vlastnostem optického systému je na každý snímek nutno aplikovat také flatfield, který je snímán obdobně jako darkframe v sérii 10 až 20 snímků (přičemž expozice je volena tak, aby jednotlivé snímky byly naexponovány na hodnotu poloviny rozsahu kamery). K jeho získání je snímána rovnoměrně osvětlená bílá plocha.

Kromě snímků komet jsou během noci pokud možno v pravidelných intervalech pořizovány fotografie dvou až čtyř kalibračních polí s hvězdami s přesně známou magnitudou v oboru R. Tyto snímky slouží ke kalibraci jasnosti komety a pro úpravu výsledného fotometrického měření na lokální hodnotu extinkce. Jasnost kalibračních hvězd se pohybuje v rozmezí +6,5 až +8,5 mag v oboru R a tomu je přizpůsoben také expoziční čas snímků.

Používané standartní - kalibrační hvězdy

HD       SAO     rektascenze  deklinace   V-mag   V-R    R-mag  souhězdí
 37352   58292   5h 39m 15s   +30°09´02"  7,709   0,117  7,592  Aur
102056   81968  11h 44h 44s   +28°40´13"  7,024  -0,004  7,028  Leo
161817   85402  17m 46h 40s   +25°45´00"  6,982   0,123  6,859  Her
175544  124055  18h 55m 46s   + 0°15´54"  7,395   0,074  7,321  Aql
218155  108392  23h 05m 33s   +14°57´33"  6,783  -0,014  6,797  Peg

Zpracování a fotometrie

Zpracování nasnímaného materiálu probíhá až dodatečně pomocí vhodného software (SIMS, MaximDL, …). Od jednotlivých snímků je odečten DarkFrame. Na takto upravené snímky komet je dále aplikován FlatField. Upravené snímky je však třeba sečíst. K tomuto účelu je využíván program Astrometrica (nebo některé další), který umožňuje skládání na objekt s předem definovaným pohybem mezi hvězdami, nebo SIMS, je-li kometa vidět na jednotlivých snímcích, které lze pak složit přímo „na kometu“. Výsledným produktem zpracování je snímek s ekvivalentní expozicí až stovky sekund, který je "pointován" na pohybující se objekt.

Získaný snímek komety ve formátu .fits případně .sdf je proměřen pomocí linuxového software GAIA, který kromě jiného (průměr komy, délka a poziční úhel ohonu) nabízí možnost relativní fotometrie objektů v různých průměrech kruhových clon (neprofesionální programy obvykle využívají čtvercové clony, jejichž použití je u komet problematické). Získané hodnoty je potřeba „srovnat“ s kalibračními hvězdami a případně opravit na hodnotu místní extinkce (je zjištěna na základě jasností hvězd v různé výšce nad obzorem, a provádí se pokud je velký rozdíl mezi výškou komety a srovnávací hvězdy). Extinkce je veličina, která za daných atmosférických podmínek udává hodnotu, o jakou klesne absolutní jasnost hvězdy průchodem přes vrstvu atmosféry o tloušťce odpovídající jedné „vzduchové hmotě“.

Postup

Ze snímků je zjištěna relativní magnituda jednotlivých hvězd či komet (suma intenzit na pixelech náležících objektu minus pozadí). Mějme libovolnou hvězdu o R-magnitudě M, která během noci mění svou polohu na obloze v důsledku rotace Země, a promítá se tedy do různé výšky nad obzorem. Pokud by planeta Země byla bez atmosféry, pak bychom stejnými přístroji naměřili v každé výšce nad obzorem stejnou relativní jasnost m1, m2, ..., mn a platil by vztah m1=m2= ... = mn=M.

Jelikož však atmosféru máme, je nutné uvažovat, že jasnost hvězdy je závislá na výšce hvězdy nad obzorem. Tedy pro dvě různé výšky nad obzorem naměříme pro jednu hvězdu o R-magnitudě M hodnoty relativních magnitud m1 a m2, které jsou vzájemně různé a navíc ani jedna z nich nepředstavuje námi hledanou M. V tomto jednoduchém případě platí, že m1-m2=k, kde předpokládáme, že k je konstanta pro období neproměnných atmosférických podmínek. Uvažujeme dále, že mezi M a m1 platí vztahy m1=M+e.h1 a zároveň m2=M+e.h2, kde h1 a h2 jsou množství vzdušných hmot ve výškách nad obzorem H1 a H2. Z těchto vztahů lze odvodit, že pro hodnotu k platí k=(M+e.h1)-(M+e.h2) odkud pro hodnotu extinkce platí vztah e=k/(h1-h2) tedy po úpravě [1].

[1]

e=(m1-m2)/(h1-h2) .

Obdobný postup lze zvolit také pro dvě různé hvězdy o R-magnitudách M1 a M2, které se nacházejí v jednom okamžiku v různých výškách nad obzorem H1 a H2 a naměříme pro ně tedy relativní magnitudy m1 a m2. Výsledný vztah pro extinkci má tvar [2].

[2]

e=[(m1-m2)-(M1-M2)]/(h1-h2) .

Toho již lze využít pro zjištění jasnosti komety. Veličiny m1, h1, M1 jsou naměřené pro jednu kalibrační hvězdu, odpovídající mk a hk změříme pro kometu, hodnotu e známe z předchozího kroku, a tak lze pouhou úpravou předchozího vztahu získat výraz pro výpočet absolutní jasnosti komety ve tvaru [3].

[3]

Mk=e.(h1-hk)-(m1-mk)-M1 .

Publikace

Naměřené výsledky je nutné zpracovat do protokolu, který pro fotometrická měření komet

Pro účely publikace CCD pozorování se v ICQ užívá rozšířené kódování o 120 sloupcích, které je modifikací kódu užívaného pro pozorování vizuální. Na následující ukázce CCD pozorování zpracovaného pro publikaci v ICQ opět demonstrujeme jen základní stavbu kódu. Až do sloupce 43 jsou informace totožné, místo zvětšení (xxxx) je uváděna délka použité celkové expozice a opět následují parametry komy a ohonu bez DC. Další část kódu obsahuje informace o způsobu prováděných měření a parametry CCD kamety (InT APERTURcamchip SFW C ## u.uu xx.x PIXELSIZE). Informace o stupni kondenzace je nahrazena sadou několika měření téhož snímku v různých průměrech clon.

    
ICQ však není jedinou organizací, která data shromažďuje a využívá. Řada pozorovatelů funguje na bázi více-méně národních skupin s přesně definovaným programem, jehož výstupem nejsou jasnosti samotné, ale jiná fyzikální veličina. V tomto směru jsou zajímavé výsledky italské skupiny CARA (Comet Data Archive for Amateur Astronomers – http://cara.uai.it), která používá pozorování svých členů ke sledování veličiny Af[rho], která má přímý vztah k množství prachu obsaženého v komě, a na základě této informace lze dokumentovat vývoj aktivity jádra.

Odkazy

1) IAU Minor Planet Center; http://minorplanetcenter.net/

2) International Comet Quarterly, http://www.icq.eps.harvard.edu/icq.html

3) Cometary Science Archive, http://www.csc.eps.harvard.edu/index.html