Кометы (Часть 2)
Если комета находится еще достаточно далеко от Солнца, она будет выглядеть среди звезд размытым туманным пятном (кома), возможно, слегка вытянутой формы, с увеличением яркости к центру симметрии(ядро).
По мере приближения кометы к Солнцу из ядра кометы в направлении, противоположном Солнцу, появится и будет с каждым днем нарастать один, а возможно, и два хвоста. Хвост, более изогнутый относительно направления на Солнце, состоит из более тяжелых пылевых частиц, менее подверженных воздействиюсолнечного ветра - - потока протонов и электронов, движущихся со скоростью 300-400км/с. Более прямой и острый хвост состоит из газа, "сдуваемого" солнечным ветром.
Кометы чрезвычайно интересны тем, что буквально на ваших глазах могут меняться, выбрасывать сгустки вещества из ядра, менять структуру хвоста, вспыхивать и становиться ярче вопреки эфемеридам. Вы можете стать свидетелем интереснейшего явления, если будете регулярно следить за кометой на протяжение всего периода ее видимости.
Буквально до конца XX века большинство новых комет обнаруживались любителями астрономии, за что им присваивались имена открывателей. Но сегодня, после введения в строй сети роботизированных телескопов, следящих за изменениями на небе круглые сутки, вероятность открыть комету скромными любительскими средствами исчезающе мала.Но наблюдения комет все еще чрезвычайно актуальны для науки и могут дать возможность любителям астрономии внести свой посильный вклад в исследование тайн мироздания. Любительские визуальные наблюдения комет включают в себя регулярную оценку их интегральных звездных величин, углового диаметра комы, степени ее конденсации, длины хвоста и его позиционного угла.
Существует несколько методов оценки интегрального блеска кометы. Метод Бахаева-Бобровникова-Всехсвятского (B). Изображение кометы и звезд сравнения выводятся из фокуса инструмента до тех пор, пока они не буду иметь примерно одинаковый диаметр. Затем, средняя яркость кометы сравнивается с яркостью внефокальных изображений звезд сравнения по методу Нейланда-Блажко. Как уже упоминалось ранее, для этого выбираются две звезды сравнения: одна - немного ярче, а другая - немного слабее кометы. Мысленно разбиваем интервал яркости между звездами сравнения и кометой на несколько равных степеней (1-5). К примеру, если комета к ярче звезды b на 2 степени, но при этом, вдвое слабее звезды а, мы запишем оценку следующим образом: a4k2b.
Зная разность звездных величин звезд сравнения, вычисляем величину степени, а дальше - интегральный блеск кометы. Для повышения точности оценки можно использовать несколько пар звезд сравнения. Желательно, чтобы они имели один и тот же, или близкий спектральный класс (F,G,K), который можно узнать из сведений о выделенном объекте в компьютерном планетарии. Метот Сидгвика (S). Сравнивается фокальное изображение кометы с внефокальными изображениями звезд сравнения, имеющими примерно равный диаметр с диаметром головы кометы. Сначала наблюдатель изучает фокальное изображение кометы и запоминает его яркость, после чего выводит окуляр из фокуса до тех пор, пока внефокальные изображения звезд не станут близкими по размеру с диаметром фокального изображения головы кометы. Этот метод требует развития определенных навыков оценки яркости по памяти, поэтому, владельцам биноклей удобнее использовать его улучшенную модификацию: один окуляр (фокус которого нельзя менять отдельно от другого) остается сфокусированным на комету, а второй окуляр расфокусируется для звезд сравнения. Тогда яркость кометы запоминать не придется.
|
