Основная информация о поведении комет в межпланетном пространстве извлекается из физических наблюдений приблизившихся к Солнцу и Земле комет. Физические наблюдения осуществляются визуальными, фотографическими, фотоэлектрическими, спектральными, поляриметрическими, радиоастрономическими, телевизионными и другими методами.
Цель физических наблюдений комет заключается в регистрации следующих параметров: видимой визуальной звездной величины, интегральных фотографических и фотовизуальных звездных величин, звездных величин кометы в системе UBV Джонсона – Моргана, звездных величин ядра, диаметров комы и ядерной конденсации, направление хвоста (позиционного угла и угла отклонения оси хвоста от продолженного радиуса-вектора), типа хвоста, типа головы, характера непрерывного и эмиссионного спектров, структурных особенностей фотометрического ядра, головы и хвоста кометы, степени поляризации, ориентации плоскости поляризации, регистрации кратковременных колебаний яркости, фиксирования различных фаз больших вспышек яркости и т.п.

Особенно важную роль при решении ряда задач кометной физики играют фотометрические данные.

Фотометрия комет – классический раздел кометной физики. Конечная цель фотометрии заключается в определении общего числа светящихся частиц и их распределения в атмосфере кометы, что позволяет судить о механизмах истечения вещества из ядер комет, о мощности источников истечения; в отношении пылевых частиц определять их физические параметры (распределение по размерам, оптические свойства и др.); в отношении газовых частиц определять скорости их движения в голове кометы, время жизни до исчезновения в поле солнечной радиации, ускорения и кинетические температуры кометных молекул и др.

Одной из частных задач кометной фотометрии является установление закономерностей изменения яркости комет при их движении во внутренних частях Солнечной системы. При учете атмосферной экстинкции, зависящей от зенитного расстояния и коэффициента прозрачности атмосферы, объективными причинами, приводящими к изменениям блеска комет являются: 1) геоцентрическое расстояние кометы Δ; 2) гелиоцентрическое расстояние r или поверхностная температура кометного ядра; 3) состояние Солнца в период наблюдений кометы; 4) структура и физические особенности ядра кометы, определяемые физическими условиями в межпланетном пространстве; 5) химическая активность кометного ядра (радикалы, сложные углеродно-водородные соединения, обладающие взрывчатыми свойствами); 6) интервал времени Δt, в течение которого кометное ядро подвергается воздействию солнечной радиации (вековые изменения).

И. Ньютон в 1687 г. исследовал проблему вариации интегральной яркости комет с целью их использования при определении «фотометрического параллакса» комет. При этом он считал, что кометы светят отраженным солнечным светом и вычислял видимую яркость I по формуле

Здесь Io – постоянная блеска, т.е. блеск кометы при

В конце XIX в. Голечек показал, что наблюдения комет лучше представляются формулой

С. В. Орлов в 1911 г. предложил определять показатель n совместно с фотометрическим параметром Ho (абсолютная величина кометы) по формуле

Эта формула позволяет по наблюденным видимым визуальным величинам кометы m определять совместно Ho и n.

Б. Ю. Левин, исходя из предположения о десорбции газов с поверхности твердого ядра и закона для изменения температуры поверхности , получил следующую формулу для кривой яркости кометы:

где mΔ – приведенная к видимая звездная величина кометы, A и B – фотометрические параметры.
Имея ряд видимых звездных величин кометы, приведенных к , можно вычислить методом наименьших квадратов фотометрические параметры A и B кривой яркости кометы.
Большая часть фотометрических параметров, вычисленных для многих комет, основана в первую очередь на визуальных оценках яркости комет, полученных любителями астрономии с помощью короткофокусных телескопов. Основные преимущества визуальных методов: быстрота, дающая возможность производить определения яркости в условиях переменной видимости; простота; доступность; экономичность; сравнительно высокая точность внутри индивидуальных рядов наблюдений.

Методы визуальной фотометрии сводятся к двум принципам: а) принцип приведения яркостей кометы и звезды сравнения к промежуточной яркости путем ослабления в известном отношении; б) принцип фотометрического интерполирования, когда находится звездная величина кометы в интервале, задаваемом двумя звездами сравнения.

В настоящее время используются два наиболее испытанных на большом числе комет метода визуальной фотометрии: метод Волохова – Бейера и метод А. М. Бахарева.
Метод Волохова – Бейера заключается в выведении изображения кометы и звезды сравнения из фокуса до исчезновения на фоне неба. Степень выдвижения окуляра отсчитывается по линейной шкале. Выбрав две звезды m1 и m2 таким образом, чтобы комета по яркости mk находилась между ними, снимают соответственно отсчеты на звезды n1 и n2 и на комету nk. Звездная величина кометы определится по формуле (пусть m1 < m2)

Для повышения точности mk необходимо выбрать несколько звезд сравнения и построить зависимость , по которой определяют mk.

Метод Бахарева основан на сравнении внефокальных изображений кометы и звезд стандартов. При этом нужно учитывать то, что звезды расфокусируются в более или менее равномерный кружочек, а комета выглядит неравномерным пятном с размытыми краями. Сравнение блеска звезд и яркости кометы лучше производить по методу Блажко – Нейланда, в котором используются две звезды сравнения: одна ярче, другая слабее кометы. Мысленно разбивают интервал Δm между звездами на несколько степеней (2, 3, 4, 5 и т.д.).

Сравнивая комету попеременно с обеими звездами, определяют в личной шкале число таких же степеней между кометой и каждой звездой. Пусть две звезды имеют звездные величины «a» и «b», а комета величину «k». Разобьем интервал звездных величин на пять степеней – запись «a5b» показывает, что звезда «a» на 5 степеней ярче звезды «b». Внимательно сравнивая комету с каждой звездой, визуально определяем, сколько таких же степеней можно расположить между кометой и каждой звездой. Предположив, что комета слабее звезды «a» на 3 степени и ярче звезды «b» - на 2. Тогда можно сделать следующую запись: a3k2b.

Подбирая несколько пар звезд сравнения, определим среднее значение звездной величины кометы.

Наиболее продолжительные ряды визуальных оценок блеска нескольких десятков комет в СССР были получены А. М. Бахаревым. В США группы любителей астрономии уже в течение многих лет выполняют непрерывные и регулярные оценки яркости комет, доступных визуальным наблюдениям с помощью бинокуляров и небольших телескопов. Здесь в первую очередь следует упомянуть Джона Бортля из Стормвилла, неутомимого энтузиаста визуальных наблюдений комет. Его физические наблюдения различных комет, выполненные с помощью 32-сантиметрового рефлектора и бинокуляра (20X80), регулярно публикуются в журнале «Sky and Telescope» и в киевских Кометных циркулярах. Наблюдения Д. Бортля служат своеобразным эталоном того, как следует наблюдать кометы.

При визуальных наблюдениях комет необходимо делать в течение ночи несколько оценок яркости комет, учитывая то обстоятельство, что кометы могут неожиданно «вспыхнуть» на глазах у наблюдателей на несколько звездных величин, как это периодически происходит с кометой Швассмана – Вахмана-1, а иногда совершенно неожиданно случается и с другими кометами, например с кометой Олкока (1963 III), которая 27 мая 1963 г. резко усилила свой блеск на 6 звездных величин, или с кометой Тутля – Джакобини – Кресака, дважды в 1973 г. «вспыхнувшей» на 10 звездных величин. При обнаружении большой вспышки яркости кометы важно проследить за различными фазами ее развития, фиксируя при этом структурные особенности головы и хвоста.

Визуальные оценки блеска комет используют для построения кривых блеска, для определения фотометрических параметров и для сравнений сильных отклонений блеска кометы от регулярной кривой с солнечной активностью, для определения числа светящихся молекул N в атмосфере кометы, для оценки радиуса кометного ядра и для других целей.

Некоторые исследователи производили обширные сопоставления колебаний блеска комет с солнечной и геомагнитной активностью на основе визуальных оценок блеска, полученных разными наблюдателями с инструментами, имеющими различную апертуру, т.е. диаметры объективов. А такие ряды визуальных оценок блеска крайне неоднородны и отягощены большими ошибками. Изменения блеска комет, выводимые из таких наблюдательных рядов, когда амплитуды колебаний звездной величины кометы невелики, чаще всего нереальны. Возможные же реальные колебания блеска редко превышают уровень ошибок измерений. Поэтому связывать полученные таким образом вариации блеска комет с явлениями на Солнце, в геомагнитном поле и в межпланетном пространстве не имеет смысла. В этом случае, как полагает американский исследователь комет Ф. Миллер, кометы следует рассматривать как довольно-таки грубые зонды, неоднозначно реагирующие на ситуацию в межпланетном пространстве. Визуальные оценки блеска комет, полученные различными наблюдателями, можно использовать для определения фотометрических параметров и для построения кривой блеска кометы, но для этого нужно все оценки блеска привести к одной апертуре. В качестве стандартной была предложена апертура 6,78 см. Редукционная формула имеет следующий вид:

где m’ – исправленное за апертуру инструмента значение визуальной величины кометы, m – наблюденное значение визуальной величины кометы, D – апертура инструмента в см, Do = 6,78 см – оптимальное значение апертуры инструмента, к которой следует приводить оценки блеска комет, полученные с помощью инструментов, имеющих различные отверстия; коэффициент α в среднем для большего числа наблюдений, полученных с помощью различных инструментов, следует принять равным: для рефракторов α = 0,066 звездной величины на 1 см объектива (m . см-1); для рефлектора α = 0,019 m . см-1. Неучет апертуры инструмента, как указывала Э. Рёмер, может привести к большим различиям в оценке звездной величины кометы, наблюдаемой в одно и то же время наблюдателями, использующими инструменты, сильно отличающиеся своей апертурой. Эти различия могут порой достигать нескольких звездных величин, но это вовсе не означает, что внезапно произошло реальное изменение блеска кометы на столько же величин. Например, если один наблюдатель оценивает блеск кометы с помощью небольшого рефрактора, имеющего диаметр объектива D1 = 6,78 см, а другой – с помощью рефрактора с диаметром объектива 56,78 см, то их оценки блеска кометы в один и тот же момент времени будут отличаться на величину

Без редукции за апертуру инструмента кривые блеска комет, построенные на визуальных оценках блеска различных наблюдателей, будут отличаться большой нерегулярностью, которую при необъективном подходе можно принять за проявление кометной активности.

Кроме этого, на точность визуальных оценок может влиять разный в различных местах фон неба, выбор звезд сравнения, имеющих спектральный класс, сильно отличающийся от спектрального класса Солнца, а также использование в качестве звезд сравнения звезд, находящихся на значительных зенитных расстояниях от кометы и т.п. Поэтому многие «результаты», полученные при сопоставлении колебаний блеска комет с солнечной активностью на поверку оказываются несостоятельными.

Даже такой чувствительный индикатор как ионизованный хвост кометы, не всегда может считаться надежным зондом солнечного ветра, так как помимо аберрационного эффекта хвоста на солнечном ветре, что и используется для определения скорости солнечной плазмы, в хвостах I типа могут возбуждаться различные плазменные неустойчивости, могущие дать существенный вклад в амплитуду колебаний хвоста относительно продолженного радиуса-вектора.

Так как глаз наиболее чувствителен к зеленому участку спектра (λ = 5550 Å), а в этой спектральной области наибольший вклад в яркость кометы дают углеродные эмиссии (полосы Свана), то по визуальной звездной величине кометы можно определить число светящихся молекул углерода N в атмосфере кометы по следующей формуле:

где mк – видимая визуальная кометы, mлк – звездная величина люкса (единица освещенности 1лк =1 лм . 1м-2), f(c2) – сила осциллятора для полосы Свана. Для значений mлк = -13m,78 и f(c2) = 0,031 формула для числа светящихся молекул углерода в комете примет вид

Например, пусть мы оценили визуальную яркость кометы mк = 1m,22 на расстояниях

Так как масса одной молекулы C2 равна ≈ 5.10-23 г. то можно оценить мгновенную массу углеродной атмосферы:

Следовательно, мгновенная масса углеродной атмосферы такой кометы будет превышать 100 тысяч тонн.

Определив по визуальным оценкам яркости абсолютную величину кометы (методом наименьших квадратов по формуле С. В. Орлова), можно оценить диаметр ядра кометы по упоминаемой выше формуле Л. Кресака.

При визуальных наблюдениях комет важно также измерять визуальную величину фотометрического ядра (центрального сгущения), диаметры головы и ядра, длину хвоста, положение и угловые размеры различных структурных деталей в голове и хвосте (галосов, лучей, облачных образований, темные промежутки, «тень ядра» и другие), расстояние между узлами в спиральном хвосте и измерение его ширины от ядра к концу, позиционные углы хвоста, лучей и других кометных структур.

Любители астрономии должны освоить методику определения позиционного угла сначала на ярких кометах, а затем, приобретя опыт, применить ее и к более слабым кометам. Позиционный угол хвоста – важная физическая характеристика кометы, так как по нему можно рассчитывать аберрационный угол хвоста (его отклонение от продолженного радиуса-вектора), который в свою очередь служит своеобразным мерилом скорости распространения солнечной плазмы (солнечного ветра) в той области межпланетного пространства, где находится данная комета. Если удастся подобрать две звезды, располагающиеся вдоль оси хвоста и имеющие координаты α1, δ1 и α2, δ2, то позиционный угол хвоста p можно вычислить по формуле

причем α2, δ2 – координаты звезды более удаленной от ядра (квадрант p определяется знаком разностей α и δ).
Позиционный угол продолженного радиуса-вектора вычисляется по формуле

где α0, δ0 – координаты ядра кометы, α и δ – координаты произвольной точки радиуса-вектора.

Координаты любой точки радиуса-вектора α, δ должны удовлетворять уравнению большого круга, проходящего через Солнце и ядро кометы:

где αс, δс – координаты Солнца (по Ежегоднику).

Позиционные углы отсчитываются от направления на север через восток. При появлении достаточно яркой кометы с длинным хвостом (как, например, комета Беннета 1970 II, комета Когоутека 1973 XII или комета Веста 1976 VI) любителям астрономии под силу проведение и фотографических наблюдений таких комет. С помощью любой фотографической камеры («Зенит», «ФЭД», «Киев», «Салют», «Ленинград» и др.) при полностью открытом отверстии можно получить прекрасные фотографии комет при сравнительно небольших выдержках (не более 30 с), чтобы избежать заметного смещения комет и звезд на негативе. Для фотографирования комет следует использовать наиболее чувствительные типы пленок (250-350 единиц ГОСТ) и в случае небольших выдержек (несколько секунд) проявлять пленки необходимо в чувствительных проявителях (например, подогретых фенидоновых проявителях).

Для получения на негативе более слабых деталей хвостов необходимы выдержки в несколько минут. А это уже требует обязательного гидирования. С этой целью фотоаппарат необходимо укрепить на экваториальной установке, например, школьного телескопа, и осуществлять гидирование вокруг часовой оси, пользуясь трубой телескопа. При отсутствии креста нитей можно держать какую-либо звезду вблизи края поля зрения телескопа, не давая ей ни исчезать, ни двигаться к центру поля зрения в течении всей экспозиции.

После фотографирования кометы (обязательно нужно сделать несколько снимков кометы) на ту же пленку следует внефокально снять какую-нибудь яркую звезду (желательно класса G или M и на том же зенитном расстоянии что и комета); при этом заезду следует снять на тот же самый кадр несколько раз с разными выдержками, увеличивая каждую последующую выдержку в два раза по сравнению с предыдущей: 1s, 2s, 4s, 8s и т.д. такая стандартизация и калибровка позволят провести научную обработку полученного негатива кометы.

Если есть возможность гидировать фотоаппарат, то желательно, кроме снимков в интегральном свете, также фотографировать комету через различные фильтры (типа УФС, ОС, ЖС и др.). Это позволяет исследовать комету в более узких спектральных участках, в которых свечение кометы определяется излучением какого-либо одного сорта молекул (CN, C2, Na). А по монохроматическим распределениям яркости в комете можно определить ряд физических параметров кометной атмосферы (скорости и ускорения частиц в поле солнечной радиации и др.). Эти параметры можно рассчитать по таблицам из книги: Коноплева В. П., Пазарчук Г. К. и Шульман Л. М. Поверхностная фотометрия комет. – Киев: Наукова думка, 1977 г.

Для выяснения картины физических процессов, происходящих в ядрах и атмосферах комет, необходимо извлечь данные об интегральной яркости и цвете, форме, распределения относительной и абсолютной интенсивности по поверхности, размерах объекта в интегральном свете и монохроматических излучениях.

Фотографическая фотометрия комет как протяженных объектов характеризуется следующими особенностями: 1) отсчеты при измерениях поверхностей яркости отличаются высокой стабильностью, за исключением измерения деталей, сравнимых по величине с радиусом кружка рассеяния или аберрационного кружка, для которых сказывается влияние структуры изображения; 2) почти не играют роли ошибки поля, исключая виньетирования, но ошибки пластинок остаются; 3) влияние фона устраняются, так как измеренная плотность негатива соответствует суммарному воздействию засветки от неба и объекта.

Интегральные звездные величины кометы получаются путем суммирования яркостей площадок, расположенных вдоль последовательных фотометрических разрезов, что является довольно трудоемким процессом, особенно для таких протяженных объектов как кометы, занимающие порой большие площади.

Распределение яркости в комете и ее структура нагляднее всего представляются при помощи замкнутых кривых одинаковой яркости, называемых изофотами. При наличии калибровки и стандартизации интегральная яркость кометы может быть получена суммированием интенсивностей по площадям изофот.

Очень эффективным при построении детальной картины изофот оказался метод эквиденсит, принцип которого основан на фотографическом эффекте обращения Сабатье. Суть метода состоит в следующем. На контрастную фотопластинку (особенно хорошо для этой цели использовать пластинки фирмы «Орво» FU-5) накладывается исследуемый негатив кометы и производится его засветка (начиная с небольших выдержек в 10-15 с) от источника, создающего равномерную освещенность ≈30 люкс. Затем пластинка проявляется 45 с в контрастном проявителе, после чего процесс проявления прерывается, пластинка моется в течении 1 мин и затем вторично подвергается засветке (пластинка лежит в кювете с водой) с выдержкой 10 с от того же источника. После этого пластинка проявляется вновь до полного проявления (2-3 мин), моется 1 мин и фиксируется. На пластинке образуется негативное изображение широкой внешней эквиденситы 1-й ступени, повторяющей контуры кометы. Из эквиденситы первой ступени делается 2-я ступень: засветка 120 с, первое проявление 45 с, промывка 1 мин, вторая засветка 20 с, второе проявление, промывка, фиксирование и промывка. В результате такой обработки эквиденсита 1-й ступени разделяется на две более узкие эквиденситы. Можно получить четыре эквиденситы 3-й ступени из 2-й ступени. Меняя первые экспозиции для получения эквиденсит 1-й ступени, равномерно покрывают все изображения кометы достаточно узкими линиями равной плотности, а следовательно, и равной яркости, которая определяется по характеристической кривой. Обычно для построения детальной картины изофор яркой кометы затрачивается очень много времени, исчесляемого несколькими днями, а то и неделями. Метод эквиденсит позволяет получить детальную картину изофор яркой кометы за несколько часов.

Прикрепив к объективу фотоаппарата поляроид, можно изучить поляризационные особенности кометы, поворачивая поляроид после каждой экспозиции на угол 60o (достаточно трех положений). Определив интенсивности I1, I2, I3 путем фотометрии, можно вычислить степень поляризации и плоскость преимущественного колебания светового вектора по формулам Фесенкова:

где здесь p – коэффициент поляризации, α – позиционный угол преимущественного колебания светового вектора.

Визуальные и фотографические наблюдения комет, выполняемые любителями астрономии, значительно расширяют фонд наблюдений каждой конкретной кометы. Использование данных любительских наблюдений, наряду с наблюдениями за кометами, проводящимися в астрономических обсерваториях, позволяет составить наиболее полную картину развития активных процессов в головах и атмосферах комет, а также о ее изменениях яркости с изменением гелиоцентрического расстояния, а следовательно, о ее поведении в межпланетном пространстве.

Комментарии (1)   | Распечатать