Термины и определения. Date (UT)- всемирное время наблюдений. Как его определить? Начнем с того, что если вы находитесь к западу от Гринвича, то вы прибавляете часы, чтобы получить всемирное время, но если вы находитесь к востоку от Гринвича, то наоборот отнимаете их. Белоруссия и Россия, как и все страны СНГ расположены восточнее Гринвича, а поэтому нам необходимо вычитать время, чтобы получить всемирное. Вот пример. В осенне-зимний период мы вычитаем 2 часа от местного времени, а в весенне-летний период 3 часа.

Предположим, что вы наблюдали комету в 3 часа 20 минут местного времени 17 мая 2001 года по белорусскому времени. 3.20 - 3 = 1.20 далее час мы временно опускаем и делим 20 на 60 и получаем доли часа 0, 33, т.е. имеем (тот час, который временно опустили) 1.33. Далее делим 1.33 часа на 24 часа и получаем доли суток 0.05 , тогда записываем в таблицу 05 17.05 (см. таблицу вверху) Для того, чтобы рассчитать всемирное время непосредственно для вашего места наблюдения, вам необходимо знать вашу долготу и те поправки в часах, которые вводятся для наиболее эффективного использования электрической энергии в государственном секторе в определенные периоды времени. Как правило это бывает весной и осенью. ММ- методы оценки блеска комет.

Существует несколько методов оценки блеска комет: В-Бобровникова, S-Сидгвика, М-Морриса, Е-Бейера, G-оценка невооруженным глазом, К-модифицированный метод Сидгвика.

Метод Бобровникова.

В чем суть этого метода? Попытайтесь вывести окуляр из фокуса до тех пор, пока внефокальное изображение звезды и кометы не станут одинакового размера. При этом вы должны добиться схожести в яркости этих объектов. Конечно, вы понимаете, что достичь одинаковых пропорций не совсем удастся, так как комета объект диффузный и имеет менее отчетливые границы, или точнее сказать перепад яркости от центра к краю, чем звезда, которая выглядит однородным по яркости объектом.

Нужно пытаться, чисто умозрительно, распределить яркость кометы равномерно по всей поверхности. Усреднить его! Конечно, при оценке блеска нужно использовать не менее 3 звезд сравнения. B = VBM (Van Biesbroeck-Bobrovnikoff-Meisel) or simple Out-Out method [formerly noted in the ICQ as the Bobrovnikoff method]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой B, а ставится она в графе метода оценки блеска(MM).

Метод Сидгвика. Как работает данный способ оценки блеска кометы? Вы должны наблюдать фокальную комету и сравнивать ее с внефокальным изображением звезды того же размера, что и комета в фокусе.Как и в любом другом методе, здесь необходимо держать в памяти блеск кометы и звезд сравнения! Используйте не менее 3 звезд сравнения! S = VSS (Vsekhsvyatskii-Steavenson-Sidgwick) or In-Out method [formerly called the Sidgwick method in the ICQ]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой S. Ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM). Модифицированный метод Сигдвика.

Это фактически тот же метод, что и выше описанный, но только применяется в биноклях и бинокулярах. В одну половинку вы видите фокальную комету в другую расфокусированную звезду того же размера, что и комета. Сравнивайте и добивайтесь точной оценки! K = "Modified" VSS method, using binoculars with the comet one eyepiece and with the comparison stars out-of-focus in the other eyepiece]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой K. Она ставится в графе для указания метода оценки блеска(MM). Метод Морриса.

Применяется этот метод для комет с различной степенью конденсации. Суть его заключается в следующем: вы создаете такое внефокальное изображение кометы, чтобы она имела однородную поверхностную яркость. Запоминаете ее. Тоже проделываете со звездой сравнения. При этом пытаетесь запомнить блеск кометы и подобрать соответствующую звезду сравнения.

Стремитесь добиться того, чтобы расфокусированная звезда имела те же размеры и блеск, что и расфокусированная комета. M = Modified-Out method discussed by C. S. Morris (ICQ 2, 69)Данный метод обозначается как вы поняли английской буквой M и ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM).

Метод Бейера.

Этот метод очень прост и применим к кометам с любой степенью конденсации. Суть его сводится к следующему. Вы стоите перед телескопом, который уже наведен на бесконечность и готов к наблюдениям. На окулярном узле сделайте пометку 0. Найдите по каталогу звезду 4m. Выдвигайте окуляр до тех пор, пока звезда не растворится с общим фоном неба. Делаем отметку на окулярном узле, когда это произошло.

Далее находим другую звезду, например 6 m и повторяем туже процедуру. Делаем снова пометку на окулярном узле, когда звезда исчезнет на фоне неба.Так можно подобрать звезды вплоть до той величины, которую вы можете вытянуть на своем инструменте. Комету, которую вы наблюдаете надо также расфокусировать до того момента, пока та не сольется с общим фоном неба.

Тогда сделайте пометку, когда это произойдет и обязательно получится так, что комета попадет в какой-то интервал, что и звезды сравнения или между ними.

Тогда зная величину выдвижения окуляра в миллиметрах от отметки 0 до исчезновения звезд сравнения и кометы, используя миллиметровую бумагу, можно построить график зависимости: выдвижение (в мм) - звездная величина. Постройте на миллиметровке график с такой зависимостью. Блеск кометы у вас в кармане!

Согласно моего опыта, этот метод хорош, но у него есть, как считаю я, один недостаток: он довольно чувствителен к фону неба, которое в момент наблюдений может быть подернуто едва уловимой дымкой, что в свою очередь может сказаться на оценке блеска кометы и т.д. E = Extrafocal-Extinction (or Beyer) method (cf. M. Beyer 1968, Astron.Nachr. 291, 257)Данный метод обозначается как вы поняли английской буквой E и ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM).

Оценка блеска невооруженным глазом.

Смотрите на комету невооруженным глазом, запоминайте ее блеск. Потом наведите телескоп или искатель вашего инструмента на звезду сравнения и добейтесь, чтобы расфокусированная звезда была того же размера, что и наблюдаемая фокальная комета.(метод Сигдвика)Надо применять при этом самые минимальные увеличения - от 2 до 6 крат, чего с телескопом вы пожалуй не добьетесь!

Тогда делаем такую запись в таблице наблюдений: GaS. Она говорит о том, что комета наблюдалась невооруженным глазом(G), но при этом использовался вспомогательный инструмент, благодаря которому звезда была расфокусирована и сравнивалась с кометой по методу Сигдвика! Буквочка "а" в середине указывает на то, что была введена средняя поправка на поглощение!См.ниже! В графе PWR ставите "1". В графе АР (апертура) ставите "0.0" При обычной оценке блеска по методу Сигдвика: при наблюдении кометы через телескоп, а потом после проведения операций по дефокусировки звезды, вы должны указать в графе ММ букву "S" перед ней указать поправку на поглощение, которую вы ввели, а далее параметры вашего инструмента согласно таблицы. Буква "G" в данном случае отсутствует! MAG. Mag- звездная величина кометы.

Точность оценки блеска кометы должна быть не ниже +/- 0.2 звездной величины. При этом на оценку его должно быть отведено не более 10 минут. Звезд сравнения нужно взять не менее трех. Если вы определили блеск кометы с точностью менее чем 0,3 звездной величины, тогда после оценки блеска в таблице должны поставить двоеточие : Например: 8,9: (смотри таблицу) Если вдруг комета не обнаружена в момент наблюдений, то вы определяете предельную звездную величину той звезды, которая есть у вас на стандарте и в данную ночь и видна в ваш телескоп.

Тогда в графе MAG, перед оценкой блеска, поставьте "[" прямоугольную квадратную скобку: [12. Это говорит о том, что какой-то наблюдатель, навел свой телескоп на предельно видимую звезду 12 m для его инструмента, которую он выбрал из звездного стандарта и утверждает, что кометы, слабее этой звезды, ему не удалось обнаружить на месте предсказанным эфемеридой! Используйте телескопы с апертурой от 8 до 15 см при оценке блеска комет до 10 m и 15 см и более при оценке комет, блеск которых слабее 10 m.

Используйте те увеличения при наблюдениях, которые позволяют вам достаточно уверенно видеть комету в поле зрения телескопа и рассмотреть максимальное количество деталей у оной! При оценке блеска кометы, согласно, последних требований, необходимо вводить поправку на поглощение в атмосфере.

Для чего это необходимо? Мы наблюдаем кометы на различной высоте над горизонтом, а атмосфера съедает их яркость. Это нужно учитывать! Вспомните яркость восходящего Солнца ранним утром! Вы можете смотреть на него даже без фильтра, но как меняется ситуация, когда оно поднимается даже на величину своего диаметра! Далее я привожу таблицу, которую нужно использовать для введения поправки и объясняю, как ей пользоваться!

ВВЕДЕНИЕ ПОПРАВКИ НА ПОГЛОЩЕНИЕ В АТМОСФЕРЕ ПРИ НАБЛЮДЕНИИ КОМЕТ.

Чтобы не вводить поправку на поглощение используйте звезды сравнения на той высоте, что и наблюдаемая комета! Как пользоваться данной таблицей. Начнем с того, что вы видите 4 заданных параметра: Z,w,s,a. Z-высота в градусах от зенита до горизонта. w-поправка зимняя. s- поправка летняя. a-поправка средняя.

z        w       s        a
90	0.23	0.26	0.24
80	0.23	0.26	0.25
70	0.24	0.27	0.25
60	0.27	0.33	0.30
50	0.30	0.37	0.33
45	0.32	0.41	0.36
40	0.35	0.45	0.40
35	0.40	0.50	0.45
30	0.45	0.58	0.51
28	0.48	0.62	0.55
26	0.52	0.66	0.59
24	0.56	0.71	0.63
22	0.61	0.77	0.69
20	0.67	0.85	0.76
19	0.70	0.89	0.79
18	0.74	0.93	0.83
17	0.78	0.99	0.88
16	0.83	1.05	0.90
15	0.88	1.11	0.99
14	0.94	1.19	1.06
13	1.01	1.28	1.14
12	1.08	1.38	1.23
11	1.18	1.50	1.34
10	1.29	1.64	1.46
9	1.42	1.80	1.61
8	1.58	2.01	1.79
7	1.78	2.26	2.02
6	2.03	2.58	2.30
5	2.36	3.00	2.68
4	2.81	3.57	3.19
3	3.44	4.38	3.91
2	4.40	5.60	5.00
1	6.01	7.63	6.82

Комета и звезды сравнения могут и, как правило, находятся на различной высоте. Тогда нужно вводить поправку на поглощение... Предположим, вы отнаблюдали комету на высоте 30 градусов и оценили ее, как объект 10 m, а звезду сравнения взяли на высоте 60 градусов. Разница в поглощении между 30 и 60 градусами: 0.51-0.30=0.2 m,так как комета ниже звезды сравнения, мы отнимаем поправку 10m-0.2m=9.8m это и есть истинный блеск кометы!

Но если бы комета была выше звезд сравнения, то поправку мы должны были бы прибавить10m+0.2m=10.2m-истинный блеск кометы.Тогда в графе MМ, перед методом оценки блеска кометы, ставим маленькую буквочку aS.

Это означает, что введена средняя поправка и комета оценена по методу Cидгвика. С остальными поправками вы проделываете точно такую же процедуру! Очень важно знать точную высоту кометы и звезды сравнения в градусах над горизонтом! Используйте для этих целей обычный транспортир!

RF.
Источник звезд сравнения.
AP.
Диаметр объектива.
Диаметр или апертура инструмента, который вы используете
при наблюдениях с точностью до 0,1 см. При наблюдении 
невооруженным 
глазом в этой графе ставится "0". T. T-тип инструмента,
который вы используете для наблюдений.
A = camera lens
B = binoculars
C = Cassegrain
D = Schmidt
E = naked eye
H = hyperboloid astro-camera
I = Multiple-Mirror Telescope, F. L. Whipple Observatory (when the f-ratio
is 9, its at the Cassegrain focus)
J = Jones-Bird telescope*
L = Newtonian reflector
M = Maksutov
N = 1x monocular made by taking two identical lenses and using one
as an objective and one as an eyepiece
O = opera glass
P = prime focus of a reflector
q = "small telescopes" with aperture in range 4-10 inches (see note under
instrument "r", below)
Q = "for observations with the largest telescopes" (see note under
instrument "r", below)
r = "small telescopes and finders" with aperture not exceeding 4 inches
(after Bobrovnikoff 1941, Contrib. Perkins Obs. No. 15, p. 5)
R = refractor
S = Schmidt-Newtonian telescope
T = Schmidt-Cassegrain
U = coude
W = Wright-Schmidt
Y  = telescope Ritchey-Chretien
F/.
F/-Относительное фокусное расстояние инструмента.

Дробные значения округляются. Например ваш телескоп имеет относительное отверстие 3.82, то в графе вы пишите 4. При наблюдении в бинокль, бинокуляр, невооруженным глазом, в графе F/ вы ничего не ставите. PWR. PWR - увеличение вашего инструмента. Укажите увеличение вашего инструмента. При наблюдении невооруженным глазом в графе PWR вы должны поставить единицу.

СOMA.

Диаметр видимой комы. Существует множество методов определения диаметра комы кометы. Я дам основные из них, которыми можно пользоваться, но только соблюдайте основные требования предъявленные к ним.

Самый простой - метод "дрейфа".Натяните в окуляре нити так, чтобы каждая проходила через центр поля зрения его. При этом так, чтобы все нити были перпендикулярны друг относительно друга. Добейтесь поворотом окуляра такого момента, чтобы комета двигалась параллельно одной из нитей, а значит перпендикулярно относительно другой.

Как только комета краем комы коснется перпендикулярной нити, включите секундомер. Как только она начнет сходить с нее, т.е. коснется последним краем комы, остановите секундомер. Снимите его показания. У вас получилось 20 секунд. Дальше используйте формулу следующего типа:

d=0.25*t*cos дельта, где cos дельта-склонение кометы, t- промежуток времени, за который комета успела коснуться нити в первый момент и момент последний, когда комета сходила с нее. Примем значение склонения кометы равным 54 градуса, тогда cos дельта 54 градусов равен 0,58. Подставляем значения в формулу d=0.25*20*0,58=2.93. Диаметр комы получился 2.9' дуги.

Данный метод применим к кометам, когда их высота не более 70 градусов по склонению. Другой метод, который я хочу предложить - это метод сравнения. Зная расстояние между звездами в угловых минутах, вы без труда определите диаметр комы!

Используйте для этого достаточно подробные атласы типа: "Уранометрия -2000.0!", AAVSO- Этот метод применяется для комет с диаметром комы больше 5'. И последний метод, который я могу вам предложить - использование микрометра, который достаточно просто сделать самому. Натяните в окуляре 2 параллельные нити и сделайте это достаточно точно.

Даже если вы не знаете расстояние между нитями в угловых минутах, то не теряйтесь! Зная расстояние в угловых минутах между известными вам звездами, вы сделаете это без труда, мысленно разделив промежуток между нитями на равные части... Если диаметр комы определён не достаточно точно, то перед значением диаметра ставится значок &.

При наблюдении достаточно ярких комет, имеет смысл применять для изучения внешнего вида, большие увеличения (120 -200x), которые позволят обнаружить гораздо большее количество деталей.

Каких именно?

Галосы. Концентрические образования вокруг ядра кометы, которые являются результатом выброса с поверхности кометного ядра пылевой компоненты, которая, удаляясь от кометы постепенно "рассасывается" и исчезает на фоне неба. Комета Хейла - Боппа - классический пример тому!

Распад ядра. Не такое уж частое событие! Около 40 комет испытали нечто подобное! Наиболее грандиозный распад испытала комета Шумейкер-Леви в 1994 году, которая упала на Юпитер и прекратила свое существование.

Вам вряд ли удастся рассмотреть с помощью скромных любительских средств подобное явление. Скорее всего вы сможете наблюдать только последствия распада!

Оболочки. Они появляются на переферии кометной комы, испытывают стадию сжатия и завершают свое существование, "схлопываясь" возле ядра.При наблюдении оболочек нужно замерить в угловых минутах высоту вертекса V - расстояние от центра ядра до верхней точки оболочки кометы (комы), а также поперечник П=П1+П2.

Значения П1 и П2 могут быть разными и поэтому было бы интересно с научной точки зрения выполнять такие замеры в течение ночи несколько раз.П1-П2- расстояние от центра ядра кометы до видимого края комы при наблюдении кометы в телескоп.(они могут быть разными!) Во всех перечисленных случаях имеет смысл и научный интерес зарисовка выполненная вами.

При этом необходимо зарисовать то или иное явление перечисленное здесь. Производите замеры всех возникших образований, указывая точное время наблюдений по UT, АР, PWR- и т.д. DC.

Степень конденсации ядра кометы.

Очень часто любители астрономии испытывают сложности при определении степени конденсации комет. Я помогу вам в этом! После прочтения данной статьи у вас не останется следов сомнений при определении данного параметра... Комета, приближаясь к Солнцу, "обрастает" комой. Сквозь нее просматривается завуалированное активное кометное ядро.

При наблюдении в телескоп с различными увеличениями оно может выглядеть по разному. DC -показатель активности околоядерных областей кометы, который поддается систематизации. Для этого и была введена степень кометной конденсации или DC.

DC=0- говорит нам о том, что комета видна, как размытый объект однородной яркости, без признаков усиления этой яркости к центру. DC=1 - говорит нам о том, что комета имеет едва уловимое увеличение яркости от периферии к ее центру. DC=2 - свидетельствует о том, что у кометы вполне заметно увеличение яркости вблизи ядра, без долгого всматривания в телескоп. DC=3 - расскажет нам о том, что комета уже имеет достаточно уверенную конденсацию к центру. DC=4 - сообщит о том, что комета имеет достаточно уверенную центральную конденсацию, которая иногда видна, как вполне звездообразное, но все-таки едва-едва смазанное центральное образование. DC=5 - центральная конденсация у такой кометы имеет фактически звездообразное ядро, блеск которого вы даже можете определить, подобрав звезды из какого-нибудь звездного стандарта. DC=6 - комета с однозначно звездообразным ядром. DC=7 - мы имеем комету с полностью звездообразным ядром, которое окружено большой комой. DC=8 - кома кометы имеет малые размеры, при этом выделяется четкая граница между звездообразным ядром и комой, комой и фоном неба. DC=9 - при такой степени конденсации комета отдаленно напоминает планету с небольшим увеличением, при наблюдении ее в плохую погоду, когда та (планета) кажется едва расфокусированной.

Иногда, оценивая степень конденсации, вы можете заметить для себя, что комета имеет DC=5 и даже где-то близка к DC=6, тогда после 5 ставим наклонную черту: 5/ Иногда перед степенью коденсации ставятся буквы:"d", "D", "s", "S" которые имеют отношение к физическому виду конденсации. d- слабый диск внутри комы. D- яркий диск внутри комы. s- слабая звездообразная или практически звездообразная конденсация. S- яркая звездообразная или почти звездообразная конденсация. Tail.

Длина хвоста.

Если вы определяете длину хвоста в минутах, то после указания данного параметра в таблице ставится буква "m", а если длина хвоста указывается в угловых секундах, то следом за значением ставится буква "s".

Если длина хвоста кометы меньше 1 градуса, то точность оценки его должна быть не хуже 0.01. В случае меньшей точности оценки длины хвоста, перед значением оценки ставим значок: &.

Так как же оценить длину хвоста?

Начнём с того, что в таблице наблюдений, которую вы оформляете, необходимо указывать длину хвоста I-типа, а если он отсутствует, то, конечно, необходимо обратить свой взор к пылевому хвосту!

Первый и вполне надежный метод определения длины хвоста - метод сравнения по известному угловому расстоянию между звездами, для чего необходимо использовать мелкомасштабные атласы. Правда следует уточнить, что их следует использовать тогда, когда длина хвоста кометы не более 10 градусов. Если длина хвоста больше 10 градусов, то на помощь должна придти такая формула: L = arccos [sin дельта*sin дельта'+cos дельта'*cos дельта*cos(a-a')] Где a (выражено в градусах) и дельта - прямое восхождение и склонение кометы соответственно, а a' и дельта' - прямое восхождение и склонение хвоста кометы.

Существует 4 типа кометных хвостов:

Позиционный угол хвоста кометы отсчитывается от направления на север через восток:PA= 0 градусов - хвост направлен на север, РА= 90 градусов - хвост направлен на восток, РА= 180 градусов - хвост направлен на юг, РА= 270 градусов - хвост направлен на запад.

Нанеся на карту положение хвоста, можно без особого труда определить его позиционный угол с помощью транспортира. Точность оценки до 1 градуса. Важно помнить, что позиционный угол мы замеряем против часовой стрелки, если смотреть со стороны полюса мира!

Есть и другие методы оценки длины хвоста, которые описаны во многих книгах по кометной астрономии и на которых я останавливаться не стану, так как считаю, вышеуказанный метод достаточно практичным и обеспечивающий хорошую точность для большинства наблюдаемых комет, у которых хвосты достигают длины не более 10 градусов!

OBS.

Наблюдатель. Первые три буквы фамилии на английском языке и цифровой код, если у вас таковой имеется. Обычно его указывает сам координатор, но вам самим стоит этим поинтересоваться и указывать его, чтобы было меньше проблем при централизованной рассылке наблюдений в ICQ самому координатору!