Решение с негатива угловой размер хвоста кометы. «АиТ» - Виталий Невский - Как наблюдать кометы
1. Созвездия
Знакомиться со звездным небом надо в безоблачную ночь, когда свет Луны не мешает наблюдать слабые звезды. Прекрасна картина ночного неба с рассыпанными по нему мерцающими звездами. Число их кажется бесконечным. Но так только кажется, пока вы не приглядитесь и не научитесь находить на небе знакомые группы звезд, неизменных по своему взаимному расположению. Эти группы, названные созвездия-м и, люди выделили тысячи лет назад. Под созвездием понимают область неба в пределах некоторых установленных границ. Все небо разделено на 88 созвездий, которые можно находить по характерному для них расположению звезд.
Многие созвездия сохраняют свое название с глубокой древности. Некоторые названия связаны с греческой мифологией, например Андромеда , Персей , Пегас , некоторые - с предметами, которые напоминают фигуры, образуемые яркими звездами созвездий: Стрела , Треугольник , Весы и др. Есть созвездия, названные именами животных, например Лев , Рак , Скорпион .
Созвездия на небосводе находят, мысленно соединяя их ярчайшие звезды прямыми линиями в некоторую фигуру, как показано на звездных картах (см. звездную карту в приложении VII, а также рис. 6, 7, 10). В каждом созвездии яркие звезды издавна обозначали греческими буквами * , чаще всего самую яркую звезду созвездия - буквой α, затем буквами β, γ и т. д. в порядке алфавита по мере убывания яркости; например, Полярная звезда есть а созвездия Малой Медведицы .
* (Греческий алфавит дан в приложении II. )
На рисунках 6 и 7 показаны расположение главных звезд Большой Медведицы и фигура этого созвездия, как его изображали на старинных звездных картах (способ нахождения Полярной звезды знаком вам из курса географии).
Невооруженным глазом в безлунную ночь можно видеть над горизонтом около 3000 звезд. В настоящее время астрономы определили точное местоположение нескольких миллионов звезд, измерили приходящие от них потоки энергии и составили списки-каталоги этих звезд.
2. Видимая яркость и цвет звезд
Днем небо кажется голубым оттого, что неоднородности воздушной среды сильнее всего рассеивают голубые лучи солнечного света.
Вне пределов земной атмосферы небо всегда черное, и на нем можно наблюдать звезды и Солнце одновременно.
Звезды имеют разную яркость и цвет: белый, желтый, красноватый. Чем краснее звезда, тем она холоднее. Наше Солнце относится к желтым звездам.
Ярким звездам древние арабы дали собственные имена. Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла (видны летом и осенью), Сириус - ярчайшая звезда неба (видна зимой); красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом); желтая Капелла в созвездии Возничего (видна зимой) * .
* (Названия ярких звезд даны в приложении IV. )
Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами 1-й величины, а самые слабые, видимые на пределе зрения,- звездами 6-й величины. Эта старинная терминология сохранилась и в настоящее время. К истинным размерам звезд термин "звездная величина" (обозначается буквой m) отношения не имеет, она характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,5 раза. Тогда разность в 5 звездных величин соответствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд б-й величины. Современные методы наблюдений дают возможность обнаружить звезды примерно до 25-й звездной величины.
Точные измерения показывают, что звезды имеют как дробные, так и отрицательные звездные величины, например: для Альдебарана звездная величина m=1,06, для Беги m=0,14, для Сириуса m= - 1,58, для Солнца m= -26,80.
3. Видимое суточное движение звезд. Небесная Сфера
Из-за осевого вращения Земли звезды нам кажутся перемещающимися по небу. Если стать лицом к южной стороне горизонта и наблюдать суточное движение звезд в средних широтах северного полушария Земли, то можно заметить, что звезды восходят на восточной стороне горизонта, поднимаются выше всего над южной стороной горизонта и заходят на западной стороне, т. е. они движутся слева направо, по ходу часовой стрелки (рис. 8). При внимательном наблюдении можно заметить, что Полярная звезда почти не меняет положения относительно горизонта. Все же другие звезды описывают в течение суток полные круги с центром вблизи Полярной. В этом можно легко убедиться, проделав в безлунную ночь следующий опыт. Фотоаппарат, установленный на "бесконечность", направим на Полярную звезду и надежно укрепим в этом положении. Откроем затвор при полностью открытом объективе на полчаса или час. Проявив полученный таким образом снимок, увидим на нем концентрические дуги - следы путей звезд (рис. 9). Общий центр этих дуг - точка, которая остается неподвижной при суточном движении звезд, условно называется северным полюсом мира. Полярная звезда к нему очень близка (рис. 10). Диаметрально противоположная ему точка называется южным полюсом мира. Для наблюдателя северного полушария Земли он находится под горизонтом.
Явления суточного движения звезд удобно изучать, воспользовавшись математическим построением - небесной сферой , т. е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения. На поверхность этой сферы проецируют видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят ряд точек и линий (рис. 11). Так, отвесная линия ZCZ", проходящая через наблюдателя, пересекает небо над головой в точке зенита Z. Диаметрально противоположная точка Z" называется надиром. Плоскость (NESW), перпендикулярная отвесной линии ZZ", является плоскостью горизонта - эта плоскость касается поверхности земного шара в точке, где расположен наблюдатель (точка С на рис. 12). Она делит поверхность небесной сферы на две полусферы: видимую, все точки которой находятся над горизонтом, и невидимую, точки которой лежат под горизонтом.
Ось видимого вращения небесной сферы, соединяющую оба полюca мира (Р и Р") и проходящую через наблюдателя (С), называют осью мира (рис. 11). Ось мира для любого наблюдателя всегда будет параллельна оси вращения Земли (рис. 12). На горизонте под северным полюсом мира лежит точка севера N (см. рис. 11 и 12), диаметрально противоположная ей точка S - точка юга. Линия NCS называется полуденной линией (рис. 11), так как вдоль нее на горизонтальной плоскости в полдень падает тень от вертикально поставленного стержня. (Как на местности провести полуденную линию и как по ней и по Полярной звезде ориентироваться по сторонам горизонта, вы изучали в. V классе в курсе физической географии.) Точки востока Е и запада W лежат на линии горизонта. Они отстоят от точек севера N и юга S на 90°. Через точку N, полосы мира, зенит Z и точку S проходит плоскость небесного меридиана (см. рис. 11), совпадающая для наблюдателя С с плоскостью его географического меридиана (см. рис. 12). Наконец, плоскость (QWQ"E), проходящая через центр сферы (точку С) перпендикулярно оси мира, образует плоскость небесного экватора , параллельную плоскости земного экватора (см. рис. 12). Небесный экватор делит поверхность небесной сферы на два полушария: северное с вершиной в северном полюсе мира и южное с вершиной в южном полюсе мира.
4. Звездные карты и небесные координаты
Чтобы сделать звездную карту, изображающую созвездия на плоскости, надо знать координаты звезд. Координаты звезд относительно горизонта, например высота, хотя и наглядны, но непригодны для составления карт, так как все время меняются. Надо использовать такую систему координат, которая вращалась бы вместе со звездным небом. Такой системой координат является экваториальная система , она так названа потому, что экватор служит той плоскостью, от которой и в которой производятся отсчеты координат. В этой системе одной координатой является угловое расстояние светила от небесного экватора, называемое склонением δ (рис. 13). Оно меняется в пределах ±90° и считается положительным к северу от экватора и отрицательным к югу. Склонение аналогично географической широте.
Вторая координата аналогична географической долготе и называется прямым восхождением α.
Прямое восхождение светила М измеряется углом между плоскостями больших кругов , один проходит через полюсы мира и данное светило М, а другой - через полюсы мира и точку весеннего равноденствия , лежащую на экваторе (см. рис. 13). Так назвали эту точку потому, что в ней Солнце бывает (на небесной сфере) весной 20-21 марта, когда день равен ночи.
Прямое восхождение отсчитывают по дуге небесного экватора от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, если смотреть с северного полюса. Оно изменяется в пределах от 0 до 360° и называется прямым восхождением потому, что звезды, расположенные на небесном экваторе, восходят (и заходят) в порядке возрастания их прямого восхождения. Поскольку это явление связано с вращением Земли, то прямое восхождение принято выражать не в градусах, а в единицах времени. За 24 ч Земля (а нам кажется, что звезды) совершает один оборот - 360°. Следовательно, 360° соответствуют 24 ч, тогда 15°-1 ч, 1°-4 мин, 15"-1 мин, 15"-1 с. Например, 90° составляют 6 ч, а 7 ч 18 мин - 109°30".
В единицах времени прямое восхождение обозначается на координатной сетке звездных карт, атласов и глобусов, в том числе и на карте, приложенной к учебнику и "Школьному астрономическому календарю".
Упражнение 1
1. Что характеризует звездная величина?
2. Есть ли различие между северным полюсом мира и точкой севера?
3. Выразите 9 ч 15 мин 11 с в градусной мере.
Задание 1
1. По приложению VII ознакомьтесь с обращением и монтажом подвижной карты звездного неба.
2. По таблице координат ярких звезд, данной в приложении IV, найдите на звездной карте некоторые из указанных звезд.
3. По карте отсчитайте координаты нескольких ярких звезд и проверьте себя, используя приложение IV.
Узловые вопросы: 1. Понятие созвездия. 2. Различие звезд по яркости (светимости), цвету. 3. Звездная величина. 4. Видимое суточное движение звезд. 5. небесная сфера, ее основные точки, линии, плоскости. 6. Звездная карта. 7. Экваториальная СК.
Демонстрации и ТСО: 1. Демонстрационная подвижная карта неба. 2. Модель небесной сферы. 3. Звездный атлас. 4. Диапозитивы, фотографии созвездий. 5. Модель небесной сферы, географический и звездный глобусы.
Впервые звезды были обозначены буквами греческого алфавита. В созвездии атласа Байгера в XVIII века исчезли рисунки созвездий. На карте указываются звездные величины.
Большая Медведица - (Дубхе), (Мерак), (Фекда), (Мегрец), (Алиот), (Мицар), (Бенеташ).
Лиры - Вега, Лебедева - Денеб, Волопаса - Арктур, Возничего - Капелла, Б. Пса - Сириус.
Солнце, Луна и планеты на картах не указаны. Путь Солнца показан на эклиптике римскими цифрами. На звездных картах нанесена сетка небесных координат. Наблюдаемое суточное вращение - явление кажущееся - вызванное действительным вращением Земли с запада на восток.
Доказательство вращения Земли:
1) 1851 г. физик Фуко - маятник Фуко - длина 67 м.
2) космические спутники, фотографии.
Небесная сфера - воображаемая сфера произвольного радиуса используемая в астрономии для описания взаимного положения светил на небосклоне. Радиус принимают за 1 Пк.
88 созвездий, 12 зодиакальных. Условно можно разделить на:
1) летние - Лира, Лебедь, Орел 2) осенние - Пегас с Андромедой, Кассиопея 3) зимние - Орион, Б. Пес, М. Пес 4) весенние - Дева, Волопас, Лев.
Отвесная линия пересекает поверхность небесной сферы в двух точках: в верхней Z - зените - и в нижней Z " - надире .
Математический горизонт - большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии.
Точка N математического горизонта называется точкой севера , точка S - точкой юга . Линия NS - называется полуденной линией .
Небесным экватором называется большой круг, перпендикулярный оси мира. Небесный экватор пересекается с математическим горизонтом в точках востока E и запада W .
Небесным меридианом называется большой круг небесной сферы, проходящий через зенит Z , полюс мира Р , южный полюс мира Р ", надир Z ".
Домашнее задание: § 2.
Созвездия. Звездные карты. Небесные координаты.
1. Опишите, какие суточные круги описывали бы звезды, если бы астрономические наблюдения проводились: на Северном полюсе; на экваторе.
Видимое движение всех звезд происходит по кругу, параллельному горизонту. Северный полюс мира при наблюдении с Северного полюса Земли находится в зените.
Все звезды восходят под прямыми углами к горизонту в восточной части неба и также заходят за горизонт в западной. Небесная сфера вращается вокруг оси, проходящей через полюса мира, на экваторе расположенные точно на линии горизонта.
2. Выразите 10 ч 25 мин 16 с в градусной мере.
Земля за 24 ч совершает один оборот - 360 о. Следовательно, 360 о соответствует 24 ч, тогда 15 о - 1 ч, 1 о - 4 мин, 15 / - 1 мин, 15 // - 1 с. Таким образом,
1015 о + 2515 / + 1615 // = 150 о + 375 / +240 / = 150 о + 6 о +15 / +4 / = 156 о 19 / .
3. Определите по звездной карте экваториальные координаты Веги.
Заменим название звезды буквенным обозначением (Лиры) и найдем ее положение на звездной карте. Через воображаемую точку проводим круг склонения до пересечения с небесным экватором. Дуга небесного экватора, которая лежит между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения круга склонения звезды с небесным экватором, является прямым восхождением этой звезды, отсчитанным вдоль небесного экватора навстречу видимому суточному обращению небесной сферы. Угловое расстояние, отсчитанное по кругу склонения от небесного экватора до звезды, соответствует склонению. Таким образом, = 18 ч 35 м, = 38 о.
Накладной круг звездной карты поворачиваем так, чтобы звезды пересекла восточную часть горизонта. На лимбе, напротив отметки 22 декабря, находим местное время ее восхода. Располагая звезду в западной части горизонта, определяем местное время захода звезды. Получаем
5. Определить дату верхней кульминации звезды Регул в 21 ч по местному времени.
Устанавливаем накладной круг так, чтобы звезда Регул (Льва) находилась на линии небесного меридиана (0 h - 12 h шкалы накладного круга) на юг от северного полюса. На лимбе накладного круга находим отметку 21 и напротив ее на краю накладного круга определяем дату - 10 апреля.
6. Вычислить, во сколько раз Сириус ярче Полярной звезды.
Принято считать, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,512 раза. Тогда разность в 5 звездных величин составит различие в яркости ровно в 100 раз. Так звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого в (эта величина примерно равна 2,512). В общем случае отношение видимой яркости двух звезд связано с разностью их видимых звездных величин простым соотношением:
Светила, яркость которых превосходит яркость звезд 1 m , имеют нулевые и отрицательные звездные величины.
Звездные величины Сириуса m 1 = -1,6 и Полярной звезды m 2 = 2,1, находим в таблице.
Прологарифмируем обе части указанного выше соотношения:
Таким образом, . Отсюда. Т. е. Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
Примечание : используя степенную функцию, также получим ответ на вопрос задачи.
7. Как вы думаете, можно ли долететь на ракете до какого-нибудь созвездия?
Созвездие - это условно определенный участок неба, в пределах которого оказались светила, находящиеся от нас на разных расстояниях. Поэтому выражение «долететь до созвездия» лишено смысла.
Лабораторная работа №15
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДЛИНЫ КОМЕТНЫХ ХВОСТОВ
Цель работы – на примере вычисления длины кометных хвостов ознакомиться с методом триангуляции.
Приборы и принадлежности
Подвижная карта звездного неба, фотографии кометы и солнечного диска, линейка.
Краткая теория
Известно, что измерения вообще, как сопоставление измеряемой величины с некоторым эталоном, разделяются на прямые и косвенные. Причем, если возможно измерение интересующей величины обоими методами, то прямые измерения, как правило, предпочтительнее. Однако, именно при измерениях больших расстояний использование прямых методов бывает затруднительно, а подчас и невозможно. Высказанное соображение становится очевидным, если вспомнить, что речь может идти не только об измерениях больших длин на земной поверхности, но и об оценке расстояний до космических объектов.
Существует значительное количество косвенных методов оценки больших расстояний (радио и фотолокация, триангуляция и др.). В настоящей работе рассматривается астрономический метод, с помощью которого можно по фотографии определить размеры трех хвостов кометы Донати.
Для определения длины кометных хвостов используется уже известный метод триангуляции с учетом знания горизонтального параллакса наблюдаемого небесного объекта.
Горизонтальный параллакс - это угол (рис. 1), под которым виден с небесного тела средний радиус Земли.
Если известны этот угол и радиус Земли (R рис. 1), мы можем оценить расстояние до небесного тела L o . Горизонтальный параллакс оценивается с помощью точных приборов за четверть суток поворота Земли вокруг оси с учетом, что небесные тела могут быть спроецированы на небесную сферу.
Соответственно можно определить угловые размеры самих хвостов и головы кометы. Для этого используется карта звездного неба с учетом координат звезд известных созвездий (склонение и прямое восхождение).
Если по известному параллаксу определить расстояния до небесного тела, то размеры хвостов можно вычислить, решая обратную задачу параллактического смещения.
Определив угол α, можем определить размеры объекта АВ:
(угол α, выраженный в радианах)
Учитывая это, надо ввести масштаб, который дает нам фотографический снимок небесного объекта. Для этого необходимо выбрать две звезды (как минимум) на фотографии известного созвездия. Желательно, чтобы они были расположены на первом небесном меридиане. Тогда угловое расстояние между ними можно оценить по разности их склонения.
(αˊ - угловое расстояние между двумя звездами)
Склонение звезд находим с помощью подвижной карты звездного неба или из атласа. После этого, измеряя размеры участка звездного неба с помощью линейки или штангенциркуля (измерительного микроскопа), определяем линейный коэффициент фотографий, который будет равен:
α 1 ‑ линейно-угловой коэффициент данного снимка, а [мм] определяется по фотографии.
Затем измеряем линейные размеры небесного тела и через γ определяем угловые размеры:
(а" ‑ линейные размеры отдельной части небесного тела).
В итоге можно оценить истинные размеры объекта: .
1. По фотографии определить линейные размеры трех хвостов кометы Донати. Горизонтальный параллакс р = 23".
3. Оценить, с какой погрешностью определены размеры хвостов.
КАК НАБЛЮДАТЬ КОМЕТЫ
Виталий Невский
Наблюдение за кометами весьма увлекательное занятие. Если вы не пробовали свои силы в этом, настоятельно рекомендую попытаться. Дело в том, что кометы очень непостоянные объекты по своей природе. Вид их может изменяться от ночи к ночи и весьма значительно, особенно это касается ярких комет, видимых простым глазом. У таких комет, как правило, развиваются приличные хвосты, побуждавшие предков к различным предрассудкам. Подобные кометы в рекламе не нуждаются, это всегда событие в астрономическом мире, но довольно редкое, а вот слабые телескопические кометы , доступны для наблюдений практически всегда. Замечу так же, что результаты наблюдений комет имеют научную ценность, и наблюдения любителей постоянно публикуются в американском журнале Internatoinal Comet Quarterly , на сайте C. Morris и не только.
Для начала расскажу, на что следует обращать внимание при наблюдении кометы. Одна из самых важных характеристик - звездная величина кометы, ее необходимо оценивать по одному из методов описанных ниже. Затем - диаметр комы кометы, степень конденсации, а при наличии хвоста - его длина и позиционный угол. Это те данные, которые представляют ценность для науки.
Более того, в комментариях к наблюдениям следует отметить, наблюдалось ли фотометрическое ядро (не путайте с истинным ядром, которое невозможно увидеть в телескоп) и как оно выглядело: звездообразное или в виде диска, яркое или слабое. Для ярких комет возможны такие явления как галосы, оболочки, отрыв хвостов и плазменных образований, наличие сразу нескольких хвостов. Кроме того, уже более чем у полусотни комет наблюдался распад ядра! Немного поясню эти явления.
- Галосы - концентрические дуги вокруг фотометрического ядра. Они были хорошо заметны у известной кометы Hale-Bopp. Это пылевые облака, регулярно выбрасываемые из ядра, постепенно удаляющиеся от него и исчезающие на фоне атмосферы кометы. Их необходимо обязательно зарисовывать с указанием угловых размеров и времени зарисовки.
- Распад ядра. Явление довольно редкое, но уже наблюдавшееся более чем у 50 комет. Начало распада можно заметить только при максимальных увеличениях, о чем следует незамедлительно сообщать. Но нужно быть осторожным, чтобы не спутать распад ядра с отрывом плазменного облака, что случается более часто. Распад ядра обычно сопровождается резким увеличением блеска кометы.
- Оболочки - возникают на периферии кометной атмосферы (см. рис.), затем начинают сжиматься, как бы схлопываясь на ядре. При наблюдении этого явления необходимо замерить в угловых минутах высоту вертекса (V) - расстояние от ядра до вершины оболочки и поперечник Р = Р1 + Р2 (Р1 и Р2 могут быть не равны). Эти оценки необходимо делать несколько раз в течение ночи.
Оценка блеска кометы
Точность оценки должна быть не ниже +/-0.2 звездной величины. Для того чтобы добиться подобной точности наблюдатель в процессе работы в течение 5мин должен производить несколько оценок блеска желательно по различным звездам сравнения, находя среднее значение звездной величины кометы. Именно таким образом, полученное значение можно считать достаточно точным, но никак не то, которое получено в результате лишь одной оценки! В подобном случае, когда точность не превышает +/-0.3, после значения звездной величины кометы ставится двоеточие (:). Если наблюдателю не удалось найти комету, то он оценивает предельную звездную величину для своего инструмента в данную ночь, при которой он еще смог бы наблюдать комету. В этом случае перед оценкой ставится левая квадратная скобка ([).
В литературе приводится несколько методов оценок звездной величины кометы. Но наиболее применимыми остаются метод Бобровникова, Морриса и Сидгвика.
Метод Бобровникова.
Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 7-9! Его принцип заключается в выведении окуляра телескопа из фокуса до тех пор, пока внефокальные изображения кометы и звезд сравнения не окажутся приблизительно одинакового диаметра. Полного равенства достичь невозможно, так как диаметр изображения кометы всегда больше диаметра изображения звезды. Следует учитывать, что у внефокального изображения звезды яркость примерно одинакова, а комета выглядит пятном неравномерной яркости. Наблюдатель должен научиться усреднять яркость кометы по всему ее внефокальному изображению и эту среднюю яркость сравнивать со звездами сравнения. Сравнение яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения можно производить по методу Нейланда-Блажко.
Метод Сидгвика.
Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 0-3! Его принцип заключается в сравнении фокального изображения кометы с внефокальным изображениями звезд сравнения, имеющими при расфокусировке такие же диаметры, что и фокальная комета. Наблюдатель сначала внимательно изучает изображение кометы, "записывая" ее яркость в памяти. Затем расфокусирывает звезды сравнения и оценивает записанный в памяти блеск кометы. Здесь необходим определенный навык, чтобы научиться оценивать блеск кометы, записанный в памяти.
Метод Морриса.
Метод комбинирует особенности методов Бобровникова и Сидгвика. его можно применять для комет с любым значением степени конденсации! Принцип сводится к следующей последовательности приемов: получают такое внефокальное изображение кометы, которое имеет приблизительно однородную поверхностную яркость; запоминают размеры и поверхностную яркость внефокального изображения кометы; расфокусировывают изображения звезд сравнения таким образом, чтобы их размеры были равны размерам запомнившегося изображения кометы; оценивают блеск кометы, сравнивая поверхностные яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения.
При оценках блеска комет, в случае, когда комета и звезды сравнения находятся на разной высоте над горизонтом, обязательно должна вводиться поправка на атмосферное поглощение! Особенно это существенно, когда комета находится ниже 45 градусов над горизонтом. Поправки следует брать из таблицы и в результатах обязательно указывать - вводилась поправка или нет. При использовании поправки нужно быть внимательным, чтобы не ошибиться, следует ли ее прибавлять или вычитать. Допустим, комета находится ниже звезд сравнения, в этом случае поправка вычитается из блеска кометы; если комета выше звезд сравнения, то поправка прибавляется.
Для оценок блеска комет используются специальные звездные стандарты. Далеко не все атласы и каталоги можно использовать для этой цели. Из наиболее доступных и распространенных в настоящее время следует выделить каталоги Тихо2 и Дрепера. Не рекомендуется, к примеру, такие каталоги как AAVSO или SAO. Более подробно об этом можно посмотреть .
Если у вас нету рекомендуемых каталогов, их можно загрузить из инета. Прекрасным инструментом для этого является программа Cartes du Ciel .
Диаметр комы кометы
Диаметр комы кометы следует оценивать, применяя как можно меньшие увеличения! Замечено, что чем меньше применяется увеличение, тем больше диаметр комы, так как возрастает контраст атмосферы кометы по отношению к фону неба. Сильно влияют на оценку диаметра кометы плохая прозрачность атмосферы и светлый фон неба (особенно при Луне и городской засветке), поэтому в таких условиях необходимо быть очень внимательным при измерении.
Существует несколько методов для определения диаметра комы кометы:
- С помощью микрометра, который несложно сделать самому. Под микроскопом натянуть в диафрагме окуляра тонкие нити через определенные промежутки, а лучше воспользоваться промышленным. Это наиболее точный метод.
- Метод "дрейфа". Основан на том, что при неподвижном телескопе комета, вследствие суточного вращения небесной сферы, будет медленно пересекать поле зрения окуляра, проходя за 1сек времени 15" дуги вблизи экватора. Применив окуляр с натянутым в нем крестом нитей, следует повернуть его так, чтобы комета перемещалась вдоль одной нити и, следовательно, перпендикулярно к другой нити креста. Определив по секундомеру промежуток времени в секундах, за который кома кометы пересечет перпендикулярную нить, легко найти диаметр комы в угловых минутах по формуле
d=0.25 * t * cos(б)
где (б) - склонение кометы, t - промежуток времени. Этот метод нельзя применять для комет, находящихся в близполярной области при (б) > +70гр.!
- Метод сравнения. Его принцип основан на измерении комы кометы по известному угловому расстоянию между звездами, находящимися около кометы. Метод применим при наличии крупномасштабного атласа, например, Cartes du Ciel .
Ее значения лежат в пределах от 0 до 9.
0 - полностью диффузный объект, равномерной яркости; 9 - практически звездообразный объект. Наиболее наглядно это можно представить из рисунка
Определение параметров хвоста кометы
При определении длины хвоста на верность оценки очень сильно влияют те же факторы, что и при оценке комы кометы. Особенно сильно сказывается городская засветка, занижая значение и несколько раз, поэтому в городе заведомо не получится точный результат.
Для оценок длины хвоста кометы лучше всего применять метод сравнения по известному угловому расстоянию между звезд, так как при длине хвоста в несколько градусов, можно использовать доступные всем мелкомасштабные атласы. Для небольших хвостов необходим крупномасштабный атлас, либо микрометр, поскольку метод "дрейфа" годится лишь в том случае, когда ось хвоста совпадает с линией склонения, иначе придется выполнять дополнительные вычисления. При длине хвоста больше 10 градусов его оценку необходимо производить по формуле, так как из-за картографических искажений ошибка может достигнуть 1-2 градусов.
D = arccos * ,
где (а) и (б) - прямое восхождение и склонение кометы; (а") и (б") - прямое восхождение и склонение конца хвоста кометы (а - выражено в градусах).
У комет существует несколько типов хвостов. Выделяют 4 основных типа:
I тип - прямой газовый хвост, почти совпадающий с радиус-вектором кометы;
II тип - слегка отклоняющийся от радиус-вектора кометы газово-пылевой хвост;
III тип - пылевой хвост, стелющийся вдоль орбиты кометы;
IV тип - аномальных хвост, направленный в сторону Солнца. Состоит из больших пылинок, которые солнечный ветер не в состоянии вытолкнуть из комы кометы. Весьма редкое явление, мне довелось его наблюдать только у одной кометы C/1999H1 (Lee) в августе 1999г.
Следует отметить тот факт, что у кометы может быть как один хвост (чаще всего I типа) так и несколько.
Однако для хвостов, длина которых больше 10 градусов, ввиду картографических искажений, позиционный угол следует вычислять по формуле:
Где (а) и (б) - координаты ядра кометы; (а") и (б") - координаты конца хвоста кометы. Если получается положительное значение, то оно соответствует искомому, если отрицательное, то к нему необходимо прибавить 360, чтобы получить искомое.
Помимо того, что вы в итоге получили фотометрические параметры кометы для того, чтобы их можно было опубликовать, нужно указать дату и момент наблюдения по всемирному времени; характеристики инструмента и его увеличение; метод оценки и источник звезд сравнения, который использовался для определения блеска кометы. После чего вы можете связаться со мной, чтобы отправить эти данные.
1. Какие космические тела, видимые невооруженным глазом на звездном небе Земли, могут изменять направление своего движения (на фоне звезд) более чем на ? Почему это происходит?
Решение: Как известно, все планеты Солнечной системы совершают как прямые, так и попятные движения. Такое петлеобразное движение планет является следствием сложения движений Земли и планет по орбите вокруг Солнца. Рассуждая аналогично, можно сделать вывод, что таким же образом на фоне звезд должны двигаться и любые другие тела, вращающиеся вокруг Солнца. Из них невооруженным глазом видны пять планет (Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн), а также яркие кометы.
2.
У каких небесных тел есть хвосты? Сколько их может быть, из чего они состоят? 
Решение:
Газовые и газово-пылевые хвосты, направленные от Солнца, появляются у комет при их приближении к Солнцу. Также у кометы может существовать пылевой хвост, направленный вдоль орбиты кометы. Кроме этого, у комет встречаются небольшие аномальные хвосты, направленные к Солнцу (состоящие из массивных пылевых частиц комы). В итоге у кометы может быть до четырех хвостов. Обнаружен также газовый хвост у Земли, направленный в сторону от Солнца. По расчетам, он простирается на расстояние около 650 тыс.км. Вероятно, газовые хвосты есть и у других планет, имеющих атмосферы. 
Кроме этого, структуры, которые часто называют "хвостами", встречаются у взаимодействующих галактик (как правило, у одной галактики такая структура одна). Они состоят из звезд и межзвездного газа.
3. Две звезды на небе расположены так, что одна из звезд видна в зените при наблюдении с северного географического полюса, а вторая каждые сутки проходит через зенит при наблюдении с земного экватора. Известно, что от Земли до первой звезды свет идет чуть больше 430 лет. От второй звезды до Земли свет идет почти 16 лет. Как долго идет свет от первой звезды до второй?
Решение: Так как первая звезда видна в зените на полюсе, то она находится в северном полюсе Мира. Вторая звезда находится на небесном экваторе. Поэтому угловое расстояние между звездами составляет , а время, которое свет идет от одной до другой, можно вычислить по теореме Пифагора. Однако, сравнив расстояния до звезд в световых годах, можно понять, что время прохождения света от первой звезды до второй практически совпадает со временем прохождения света от первой звезды до Земли, т.е. ответ задачи - 430 лет.
4. На какой единственной планете можно наблюдать и полное, и кольцеобразное затмение Солнца одним и тем же спутником?
Решение: Как известно, и полные, и кольцеобразные затмения Солнца происходят на Земле, так что она и является этой единственной планетой. Из-за эллиптичности орбит Земли вокруг Солнца и Луны вокруг Земли угловой диаметр Солнца меняется от до , а диаметр Луны от до . Если угловой диаметр Луны больше углового диаметра Солнца, то может произойти полное солнечное затмение, если, наоборот, угловой диаметр Солнца превышает диаметр Луны, то может произойти кольцеобразное затмение. У всех остальных планет Солнечной системы нет спутников, угловые размеры которых при наблюдении с планеты были бы близки к угловым размерам Солнца.
5. Каким может быть максимальное количество месяцев в году, таких что одна и та же фаза Луны в течение каждого из этих месяцев повторяется по два раза? Период повторения фаз Луны (т.н. "синодический месяц") меняется от суток до суток (вследствие эллиптичности лунной орбиты).
Решение: Очевидно, что фазы Луны не могут повторяться в феврале - его продолжительность даже в високосные годы меньше, чем наименьшее возможное значение синодического месяца. Все остальные месяцы в календаре, наоборот, всегда длиннее синодического месяца, поэтому в каждом из этих месяцев могут существовать фазы Луны, повторяющиеся по два раза. Рассмотрим нереалистичный "предельный" случай - пусть во всех календарных месяцах содержится 31 день, а синодический месяц всегда оказывается равным ровно 29 суткам. Тогда предположим, что в некотором месяце (назовем его "месяц № 1") какая-то фаза Луны была сразу после полуночи 1-го числа. Во второй раз та же фаза повторится 30-го числа того же месяца. В следующий раз она встретится 28-го числа следующего месяца ("месяца № 2"), потом 26-го числа "месяца № 3" и так далее - во всех календарных месяцах вплоть до "месяца № 12" эта фаза будет встречаться только один раз (в "месяце № 12" она придется на 8-е число). Т.е. в такой ситуации в течение года мы найдем только один нужный нам месяц (первый). Очевидно, что из-за большей продолжительности синодического месяца и меньшей продолжительности части календарных месяцев (если они при этом длиннее синодического месяца) ситуация не изменится. Однако наличие в календаре короткого февраля позволяет найти лучшее решение. Если некоторая фаза Луны пришлась на конец суток 31 января, то она же еще раз встречалась в январе - 2-го числа. Та же самая фаза будет отсутствовать в феврале, в следующий раз после 31 января она повторится 1-го или 2-го марта (в зависимости от того, високосный год или нет). Следующее ее повторение придется примерно на 30-31 марта, т.е. одна и та же фаза по два раза повторится в двух календарных месяцах. Других таких месяцев в году не будет - рассмотренный выше "предельный" случай исключает их наличие. Отсюда получаем ответ: таких месяцев два (январь и март), причем этот максимум реализуется в любом году (но, конечно, для разных фаз Луны).