Методика за визуални наблюдения на комети




ИмеМетодика за визуални наблюдения на комети
Дата на преобразуване08.04.2013
Размер182.77 Kb.
ТипДокументация
източникhttp://www.innovativeteachersbg.org/Comets/Metodikasavisualninabludenia.doc.docx

?????????? ???????? „????? ??????”

МЕТОДИКА ЗА ВИЗУАЛНИ НАБЛЮДЕНИЯ
НА КОМЕТИ


Кометите се отнасят към групата на малките тела в Слънчевата система. Представляват своеобразни космични айсберги, състоящи се от замръзнали газове със сложен химичен състав, воден лед и труднотопимо минерално вещество във вид на прах и на по-големи фрагменти.

От кометите се интересуват много учени: астрономи, физици, химици, биолози, специалисти по газова динамика, историци и други. И това е естествeно. Именно кометите "подсказаха" на учените, че в междупланетното пространство “духа” слънчев вятър; напълно възможно е те да са допринесли за възникването на живота на Земята, тъй като са могли да внесат в земната атмосфера сложни органични съединения. Освен това кометите носят ценна информация за началните стадии на протопланетния облак, от който са се образували Слънцето и планетите.

Кометите се наблюдават и изучават не само от професионални астрономи. Голяма полза оказват и астрономителюбители, като особено ценни са техните многобройни наблюдения и оценки на блясъка на кометите, на дължината на техните опашки, на позиционният им ъгъл, както и структурни рисунки на кометните опашки. За някои комети, наблюденията на любителите са единствената информация за физичните им характеристики. Всяка година се откриват по около десет нови комети и обикновено веднъж на 23 години близо до Слънцето и Земята минава ярка комета с голяма опашка.

Кометите имат малки по размери ядра, развиващи огромни атмосфери. При това тези гигантски атмосфери се наблюдават за много дълъг период - до няколко години. Ядрото на кометата е първопричината за всички кометни явления. Кометното ядро непрекъснато възобновява и поддържа в огромен обем газовопрахова атмосфера. Ядрото е найглавната част от кометата. Според една от първите представи за кометното ядро на Бесел и Лаплас, то е твърдо тяло, състоящо се от лесно изпаряващи се вещества като лед или сняг, бързо преминаващи в пара под действието на слънчевата топлина Този класически леден модел на кометното ядро в последно време е съществено допълнен и разработен.

Според Фред Уипл, моделът на ядрото е следният: конгломерат от труднотопими кометни частици и замръзнала лесно изпаряваща се компонента (CH4, CO2, H2O и др.). В това ядро, ледените слоеве от замръзнали газове се редуват с прахови слоеве. С увеличаване на температурата, поради приближаването до Слънцето, газовете от типа на изпаряващия се сух лед излизат от твърдото ядро, увличайки със себе си облаци прах. Този модел позволява да се обяснят газовите и праховите опашки на кометите, а също и способността на малки кометни ядра активно да отделят газ.

Основната информация за състоянието на кометите в междупланетното пространство се извлича от физичните наблюдения на приближилите се към Слънцето и Земята комети. Физичните наблюдения се осъществява ??? ???, спектрални, поляриметрични фотографски, фотоелектрични, визуални, и други методи. Цел на физичните наблюдения на кометите е регистрирането на следните параметри:

  • Звездна величина на кометата в системата UBV на ДжонсънМорган ;

  • Визуална звездна величина;

  • Интегрални фотографска и фотовизуална звездни величини;

  • Звездна величина на ядрото;

  • Диаметри на комата и ядрената кондензация;

  • Посока на опашката - позиционен ъгъл и ъгъл на отклонение на оста на опашката от продължения радиусвектор;

  • Тип на опашката;

  • Тип на главата;

  • Характер на непрекъснатия и емисионния спектър;

  • Структурни особености на фотометричното ядро, глава и опашка;

  • Степен на поляризация;

  • Регистрация на кратковременните колебания на яркостта.

Много важна роля при решаването на редица задачи от кометната физика имат фотометричните данни. Фотометрията на кометите е класически раздел от кометната физика. Крайната цел на фотометрията е определянето на общия брой светещи частици и тяхното разпределение в кометната атмосфера, което позволява да се съди за механизмите на изтичане на веществото от кометното ядро, за мощностите на изтичането. Определят се физичните параметри (разпределение по размери, оптични свойства и др.) на частиците прах, скоростите на движение на газовите частици в главата на кометата, времето на живот до изчезването в полето на слънчевата радиация, ускорението и кинетичните температури на кометните молекули и др. Една от частните задачи на кометната фотометрия е установяването на закономерности в изменението на яркостта на кометите при тяхното движение във вътрешните части на Слънчевата система. Като се отчита атмосферната екстинкция, зависеща от зенитното разстояние и коефициента на прозрачност на атмосферата, за обективни причини, водещи до промяната на блясъка се приемат:

- Геоцентричното разстояние на кометата ?;

- Хелиоцентричното разстояние r;

- Състоянието на Слънцето в периода на наблюдение на кометата;

- Структурата и физичните особености на кометното ядро, определящи се от физичните условия в междупланетното пространство;

- Химичната активност на кометното ядро - радикали, сложни въглеродноводородни съединения, притежаващи избухващи свойства;

- Интервала от време ?t, в продължение на който кометното ядро се подлага на въздействието на Слънчевата радиация.

Поголямата част от фотометричните параметри, изчислени за много комети, се основава на визуалните оценки на яркостта на кометите, получени от астрономилюбители, с помощта на късофокусни телескопи. Основните предимства на визуалните методи са: бързина (позволява да се определя яркост в условията на променлива видимост), простота, достъпност, икономичност, сравнително висока точност на индивидуалните поредици наблюдения.

Методите на визуалната фотометрия се свеждат до следните два принципа:

  1. Принцип на съпоставяне яркостта на кометата и звезда за сравнение;

  2. Принцип на фотометричното интерполиране - когато се търси звездната величина на кометата в интервал, зададен от две звезди за сравнение.

За определяне на визуалните звездни величини на кометите се използват следните методи:

Метод на Волохов - Байер

Подбират се три или повече звезди за сравнения а, b и c, …, с известни звездни величини ma, mb и mc, …, такива, че кометата k (нейната търсена звездна величина mk), да е по-ярка от едни звезди за сравнение (например mk>mа) и да е послаба от други (mk<mb). Първо трябва да се фокусира телескопа така, че образите на кометите и звездите за сравнение в него да са ясни. След това се разфокусира телескопът до пълното изчезване на кометата в него и на линейната скала се отчита разстоянието lk между фокусираното и разфокусирано положения. След това същата операция се повтаря със звездите за сравнение, отбелязвайки съответно техните la, lb, lc, …, получени при пълното изчезване на изображенията им. Построява се графиката m=f(l), като по оста X се нанасят отчетените la, lb, lc, …, а по оста Y - съответните им звездни величини ma, mb, mc, …, на звездите за сравнение. Нанасяйки по Х отчетеното разстояние lk, се издига перпендикуляр, до пресичане на графиката в точка K и от там, по оста Y, се определя звездната величина на кометата mk. Ако интервалът от звездни величини за сравнение не превишава 1, то може да се използва формулата:

,

където:

makb и lab

Метод на БахаревБобровниковВсехсвятски

Телескопът се разфокусира, докато разфокусираните образи на кометата и звездата за сравнение станат с еднакъв диаметър (пълно уеднаквяване не се постига, тъй като диаметърът на кометата ще е винаги поголям от този на звездата). Трябва да се знае, че разфокусираното изображение на звездата е с еднаква яркост в центъра и периферията ґ, а кометата изглежда като петно, с различна яркост! Наблюдателят трябва да усредни яркостта на кометата по цялото разфокусирано изображение и тази усреднена яркост се сравнява с яркостта на разфокусираните звезди за сравнение. Тренировъчни наблюдения могат да се правят на кълбовидни купове. Сравнение между яркостите на разфокусираните образи на кометите и звездите, може да се прави по метода на Найланд-Блажко, в който се използват две звезди за сравнение - едната (a) поярка, а другата (b) послаба от кометата (k). Нека звездата a има звездна величина ma, звездата b - звездна величина mb, а кометата k - звездна величина mk (тогава ma>mk>mb). Мислено се разделя известния интервал ?m=mb-ma на няколко степени (3, 4, 5, …) и сравнявайки изображенията на кометата със звездите за сравнение, се определя броя на степените между кометата и всяка звезда. Ако например интервалът ?m се раздели на 5 равни части (степени), то записа а5b показва, че звездата a е 5 пъти поярка от b, според степените от този интервал! При оценяване на блясъка на кометата k, ако звездата a е 3 пъти поярка от кометата к, а звездата b е 2 пъти послаба от k (разбира се сбора от двете числа е равен на броя на степените на ?m), то се записва а3к2b, като блясъка на кометата може да се получи по следните формули:

mk=ma+3*p=ma+0.6*?m

или

mk=mb-2*p=mb-0.4*?m,

където p=?m/5.

Подбирайки звездите за сравнение се определят средните стойностите на визуалната звездна величина на кометата, като при това се достига точност от ?0.1m.

Грешките при определянето на звездната величина на кометата по този метод са свързани с това, че фокусираното изображение на кометата има значителен диаметър, а на звездите за сравнение е малък дори при разфокусиране. Въпреки че се достигат сравними диаметри, то винаги диаметърът на кометното изображение ще бъде по-голям от диаметъра на разфокусираната звезда. Методът на Бахарев-Бобровников-Всехсвятский е много лесен и затова се използва найчесто.

Метод на Сигдвик

Сравняват се разфокусираният образ на кометата с разфокусираните изображения на звездите за сравнение, (разфокукосираните звездни изображения трвбва да са еднакви с размера на разфокусираното кометно изображение). Наблюдателят отначало внимателно наблюдава изображението на кометата, като се старае да запомни средната му яркост. След това разфокусира телескопа, докато размерите на звездите станат сравними с диаметъра на разфокусираното кометно изображение. Яркостта на тези разфокусирани звездни изображения се сравнява със запомнената от наблюдателя средна яркост на кометата. Повтаряйки няколко пъти тази процедура се достига до точност в оценката от порядъка на ?0.1m.

Метод на Морис

Този метод комбинира особеностите на методите на Бахарев-Бобровников-Всехсвятский и Сигдвик, като частично отстранява техните недостатъци:

  • разликата в диаметрите на расфокусираните изображения на кометите и звездите за сравнение в метода Бахарев-Бобровников-Всехсвятский;

  • вариациите на повърхностната яркост на кометната кома, когато разфокусираното изображение на кометата се сравнява с разфокусираните изображения на звездите за сравнение по метода на Сигдвик.

Методът на Морис има следната последователност:

  1. Получава се разфокусирано изображение на кометата, имащо приблизително еднородна повърхностна яркост.

  2. Запомнят се размерите и повърхностната яркост на разфокусираната комета.

  3. Разфокусират се изображенията на звездите за сравнение така, че размерите им да са сравними с размерите на запомненото кометно изображение.

  4. Прави се оценка на блясъка на кометата, като се сравняват повърхностната яркост на кометата и разфокусираните звезди;

  5. Повтаряйки последователността от 1 до 4, няколко пъти, се намира средното значение на блясъка на кометата.

По този метод оценката е с точност до ?0.1m.

Метод на Чюрюмов

Първо се определя блясъка на фотометричното ядро (по метода на ВолоховБайер или чрез сравняване на фокусираните изображения на кометното ядро и звездите за сравнение). Внимателно се изучават и запомнят средната яркост на фокусираното кометно изображение и на звездите за сравнение. Сравняват се средната яркост на комата (без ядрото) с яркостта на разфокусираните звезди (звездите са разфокусирани така, че площта на всяка от тях да е равна на площта на фокусираното изображение на кометата, без централната му част и се намира m2. Интегралният блясък на кометата m1 се намира по звездната величина на фотометричното ядро m2 и звездната величина на условната пръстеновидна кома m2, като се използва таблицa 80 от "Справочник любителя астрономии" на Куликовский П. Г., 1971 год., стр. 569. Този метод е помалко чувствителен към фона на небето, отколкото методът на ВолоховБайер и затова се използва за оценки не само на малки комети, но и на комети с доста големи и развити опашки.

При даването на оценки за блясъка на комета се използва един от гореописаните методи, като наблюдателят винаги има пред вид яркостта на фона на небето, тъй като яркият фон води до големи грешки в определянето на интегралния блясък на кометата. Методът, който се използва, трябва да бъде съобразен с наблюдателните уреди и с практическия опит на наблюдателя. Звездите за сравнение се избират да са над хоризонта - на височината на кометата. Подбират се звезди със спектрален клас, близък до този на Слънцето, т.е. F, G, K. При визуалните наблюдения на кометите трябва в продължение на една нощ да се правят по няколко оценки на яркостта на кометата, тъй като може да се наблюдава "избухване" на яркостта. Ако такова "избухване" е регистрирано, то много важно е да се проследят различните фази нa неговото развитие, като се фиксират структурните особености на главата и опашката. Визуалните оценки на блясъка се привеждат към стандартна апертура 6.78 см. Редукционната формула има следният вид:

m’=m-a*(D-Dо), където:

m- поправената заради апертурата на телескопа визуална звездна величина на кометата;

D - апертура на телескопа (диаметър на обектива ) в см;

Dо=6.78 е оптималното значение на апертурата, към която трябва да се привежда оценката на блясъка на кометата, получена с различни телескопи.

а=0.066 е за рефрактори, а
а=0.019 е за рефлектори.

Когато не се взема пред вид апертурата на телескопа, се получават големи разлики в оценките на звездната величина на кометата, давана по едно и също време от наблюдатели с различни по апертура телескопи.

При определяне на диаметъра на комата се използват три метода.

1. Методът на "Дрейфа" се основава на това, че при неподвижен телескоп, кометата, вследствие на денонощното въртене на небесната сфера, ще пресича бавно полето на зрение на окуляра. Използвайки окуляр с кръстче, трябва кометата да се движи по една от нишките. Определя се със секундомер времето (?t), за което главата на кометата пресича перпендикулярната на нея нишка. Диаметърът на комата (главата) лесно се намира по формулата:

D=0.25*?t*cos(??),

където ? е деклинацията на кометата.

Този метод е неприложим за комети, които имат нормални размери (диаметърът на главата е до 5’).

2.?торият метод се състои в това, че диаметърът на комата се определя по известното ъглово разстояние между звездите, видими в полето на окуляра. Използвайки едромащабни карти и атласи, се определят ъгловите разстояния между звездите, видими около кометата и се сравняват с видимия диаметър на кометата. Този метод се прилага за комети с диаметър, превишаващ 5’.

3.Третият метод е най-точен и се използва тогава, когато телескопът е с микрометър. Диаметърът на комата се измерва, като последователно се движи нишката по допирателната на двата края на главата и се отчитат съответните стойности по скалата на микрометъра.

При определяне на видимия размер, т.е. диаметъра на комата или главата, силно влияние оказва апертурния ефект (диаметъра на обектива на телескопа). За измерване на диаметрите на комите се използват слаби телескопи с малки увеличения.

Едновременно с определянето на диаметъра на главата на кометата се дава оценка на нейната дифузност (кондензация), която дава представа за външния вид на кометата. Степента на дифузност има градация от 0 до 9. Ако степента на кондензация DC=0, то кометата изглежда като светъл обект без или с малко изменение на яркостта от центъра към периферията на главата. Това е напълно дифузна комета. Ако DC=9 кометата изглежда като звездообразен обект. Промеждутъчните значения на DC от 0 до 9 показват различна степен на дифузност например: DC=3 е дифузна кома с постепенно увеличаваща се към центъра яркост. Ако в центъра има пик на яркостта тогава DC=6.

За определяне типа на главата на кометата се използва следната класификация:

Тип Е - яркa комета, обкръжена със светещи параболични "обвивки", с фокус в кометното ядро;

Тип C - кома със средна яркост (около 4 пъти по-слаба от главите тип Е), имаща формата нa луковица;

Тип N - нямат кома;

Тип О - от главата към Слънцето излиза аномална или псевдо опашка;

Тип h - в кометната глава се наблюдават галоси (равномерно разширяващи се пръстени);

Тип f - ветрилообразни изхвърляния на веществото от ядрото. Наблюдаването на еволюцията на "ветрилото" позволява да се съди за въртенето на ядрото;

Тип ? - наблюдават се откъснати опашки.

Когато в главата на кометата се появят пръстеновидни обвивки от тип Е, се следи (зарисува се) тяхното развитие, отбелязват се времената на последователните зарисoвки с точност до 5 сек и се измерват параметрите:

  • V - разстоянието от всяка обвивка до кометното ядро;

  • P1 и P2 - разстоянията от ядрото (максимума на яркостта) до двата края на обвивката, в посока перпендикулярна на оста на главата.

При наблюденията на кометните опашки, периодично трябва да се измерват ъгловата дължина С и позиционния ъгъл Р на оста на опашката, както и да се определя типа на опашката и да се фиксират различните изменения на формата и структурата.

Определянето на типа на опашката става с методите за измерване на диаметрите на комата. Но ако дължината на опашката превишава 10 градуса, то тя се изчислява по формулата:

cos(C)=sin(?)*sin(?)+cos(?)*cos(?)*cos(??’),

където: C е дължината на опашката в градуси, (? и ?) - координати (деклинация и ректасцензия) на кометата, а (? и ?) - координати на края на опашката, които се определят по екваториалните координати на разположените около нея звезди.

Позиционните ъгли Р на опашката се мерят с позиционен микрометър, закрепен на окулярната част на телескопа. Те се отчитат в посока към северния полюс и против въртенето на часовниковата стрелка, т.е.:

Р=0o е на север; Р=90o е на изток; Р=180o е на юг; Р=270o е на запад.

Подбирайки две звезди, проектиращи се върху опашката, чрез екваториалните им координати (?1, ?1) и (?2, ?2), се изчислява Р, по формулата:



където: Р се определя от знака на разликата (?2?1), а (?2 и ?2) и (?1 и ?1)  са координатите на най-отдалечената и на найблизката от ядрото звезди.

Аналогично се изчислява и позиционния ъгъл Р’ на продължения радиусвектор:



където: (?0 и ?0) - координатите на кометното ядро, а (? и ?) - координатите на произволна точка от радиусвектора, удовлетворяващи уравнението на големия кръг, минаващ през Слънцето и кометното ядро.

Определянето на типа на кометната опашка е доста сложна задача, изискваща точно изчисляване на отблъскващата сила, действаща на веществото от опашката. Това се отнася найвече за праховите опашки от I и II тип, съгласно класификацията на Бредихин. За това за астрономителюбители е найудобна следната методика, по която се дава една предварителна оценка на типа на кометната опашка (поточно, типът на кометната опашка се определя от едромащабни фотографии):

  • Тип I - праволинейни опашки, насочени по посока на продължението на радиусвектора или близко до него. Това са газови или плазмени опашки, имащи син цвят. Понякога имат винтова или спирална структура и се състоят от отделни струи и лъчи.

  • Тип II - широка газова опашка, която силно се е отклонила от продължения радиусвектор. Това са газовопрахови опашки и поради съдържащия се в тях прах, имат жълт цвят.

  • Тип III - тесни, къси, извити опашки, насочени перпендикулярно на продължения радиусвектор. Това са прахови опашки с жълт цвят.

  • Тип IV - аномални къси опашки, насочени към Слънцето, чиито състав е от прашинки, жълти на цвят.

  • Тип V - откъснати опашки, насочени по радиусвектора или близко до него. Това са сини на цвят плазмени образувания.

Кометните опашки са винаги насочени в посока, противоположна на Слънцето. Те се състоят от прах, газ и йонизирани частици. Затова в зависимост от състава на частиците, опашките се отблъскват в противоположна на Слънцето посока от сили, имащи различна физическа природа. На праховите частички и неутралния газ им действат сили на лъчево налягане, противодействащи на силите на привличане и при нормалните опашки, те са даже поголеми.


Веселка Радев?


??????????:

  1. ??????? ????, ?????? ? ?? ??????????

  2. ??????? ?., ????? ?., ???? ??? ?????

  3. ?????? ?., ??????? ?., ?????? ?????? ? ?? ??????????

  4. ???????????? ?., ??????? ? ????????????? ????? ? ?????????? ????????


Свързани:

Методика за визуални наблюдения на комети iconСтудентски практики 2008 Модул "ccd наблюдения на комети – астрометрия, фотометрия, поляриметрия" Лекции
Астрометрични наблюдения. Получаване на орбитните елементи от астрометричните данни
Методика за визуални наблюдения на комети iconИзложение спецификации
За оценка на резултатите от техния труд, за подобряване на свойствата на тъканите, за съжаление, все още не съществува цялостна методика...
Методика за визуални наблюдения на комети iconЕси и неговата методика Основни качества на информацията и методика на еси (401-403 стр.)
Представителност на информацията от еси и методика на извадката – същност и характеристика
Методика за визуални наблюдения на комети iconВысшая школа экономики
Введение в проблематику дисциплины. Распределение литературы для подготовки кратких аннотаций и глоссариев. Методика освоения литературы...
Методика за визуални наблюдения на комети iconЕвропейски формат на автобиография
Доцент по Теория и методика на физическото възпитание и спортната тренировка (вкл методика на лечебната физкултура)
Методика за визуални наблюдения на комети iconКъм глава трета технически изисквания за метеорологични наблюдения и сведения
Аеронавигационните метеорологични наблюдения се провеждат и аеронавигационните метеорологични сведения се изготвят в летищните метеорологични...
Методика за визуални наблюдения на комети iconФотометрия на комети
Измерване на сигнала в кръгли синтетични апертури, с последователно нарастващи радиуси
Методика за визуални наблюдения на комети iconЗаявка за Аудио-визуални дискове „Боянската църква До

Методика за визуални наблюдения на комети icon7. принцип на методика за счетоводно отчитане на собствения и прилечения капитал на предприятието. Принципна методика за счетоводно отчитане на дълготрайните
Принцип на методика за счетоводно отчитане на собствения и прилечения капитал на предприятието. Принципна методика за счетоводно...
Методика за визуални наблюдения на комети iconМетодика за оценка на офертите към документация за участие в открита процедура за възлагане на обществена поръчка с предмет
Показатели, относителната им тежест и методика за определяне на комплексната оценка на офертата
Поставете бутон на вашия сайт:
Документация


Базата данни е защитена от авторски права ©bgconv.com 2012
прилага по отношение на администрацията
Документация
Дом