Astronomy 版 (精华区)

发信人: Gforce ()第三个代表(), 信区: Astronomy
标  题: 彗星观测指南
发信站: 哈工大紫丁香 (Fri Feb  4 19:15:10 2005), 转信

北京天文台　姜晓军

　　本文主要介绍使用望远镜对位置已知的亮彗星的物理结构的观测方法。天文爱好者可以从天文期刊和国际天文联合会电报中心发布的IAU Circulars中得到彗星位置、亮度等的预报。天文期刊可以参考美国的 Sky & Telescope、 Astronomy、 Comet Quarterly、英国的 Astronomy Now、日本的《月刊天文》、《天文力 仆 》等，国内的《天文爱好者》杂志也正在克服种种困难，争取及时向大家预报彗星回归。订阅IAU Circulars是了解彗星动态的最快的方法，国内的一些天文台已经通过电子邮件系统(Email)订阅了 IAUCirculars 的电子版，一般在天文电报中心发出的几分钟内便可收到，所以非常及时。IAUCirculars 除了刊登有关彗星的信息外，还刊登超新星、新星等突发天象和一些最新的天文发现和进展，目前在国外，爱好者自己订阅 IAU Ciculars 已十分普遍，相信不久的将来它也会成为国内同好们的主要参考资料。 

　　观测彗星之前应先根据预报自制一份证认图，方法是将彗星所在天区的星图复印下来或用透明纸描下来，再把彗星的预报位置标在复印的星图上，然后以彗星位置为圆心，画出你准备使用的望远镜的视场。夜晚观测时你会发现准备这样一份证认图比直接使用星图要方便得多。制作证认图时，有条件的读者最好使用 Sky Atlas 2000.0 或 Uranometria2000.0，它们是目前最流行的两套星图。如手头没有，使用国内翻印的《捷克星图》也可以。自制证认图时还要注意预报的彗星位置的历元与你使用的星图的历元是否一致，由于岁差和章动的影响，天球坐标系的零点会随时间缓慢变化，拿Sky Atlas 2000.0与《捷克星图》比较（二者历元分别为2000.0 和1950.0）就能明显看出同一颗恒星的坐标已明显不同（这里恒星的自行可忽略不计）所以如二者历元不一致，在证认图上标注彗星位置之前应该进行一下简单的归算，归算公式如下： 

Δα=3^{角标=1}s^{角标=0}.073+1^{角标=1}s^{角标=0}.336sinαtanδ 

Δδ=20".04cosα 

式中α、δ 为天体的赤经和赤纬，Δα、Δδ为每年因岁差和章动导致的α、δ的变化量。例如预报彗星的位置为： 

α=10^{角标=1}h^{角标=0}00^{角标=1}m^{角标=0}00^{角标=1}s^{角标=0} 

δ=+5°00′00″ 

历元: 1950.0 

利用上式将历元转换到2000年，则 

α＝10^{角标=1}h^{角标=0}02^{角标=1}m^{角标=0}37^{角标=1}s^{角标=0} 

δ＝+4°45′32″ 

历元：2000.0 

　　各个结构的形状、大小和亮度对于不同的彗星也会有很大的差别。当彗星远离太阳时，我们只能看到它呈恒星状的彗核；当它接近太阳时，才会在太阳的辐射作用下从彗核蒸发出气体和微小的尘粒，形成彗发和彗尾，也就是我们从望远镜里看到的朦胧的托着尾巴的彗星。即使是大彗星，彗核一般也只有10公里左右，所以在望远镜中彗核总是呈点状。通过望远镜有时还可看到从彗核伸出的螺旋状的物质喷流，向后延伸消失在彗尾之中。 

　当一颗亮彗星接近太阳时，彗发的亮度会向中心增加，我们用彗发凝结度来描述这一现象。彗发凝结度通常分为从0--9共10个级别，随着数值的增大凝结程度依次增强，当凝结度为0时，彗发的亮度均匀，完全不向中心凝结；凝结度为3时，彗发弥散，亮度逐渐向中心增加；凝结度为6时，在彗发的中心已形成了明显的亮度高峰；凝结度为9时，彗发呈恒星状，或象行星一样，是一个有明显边缘的亮度均匀的圆盘。在彗发的前部有时可见到一个清晰的包层；彗发后部有时会有一条较暗的细道一直深入彗尾，称为“核影”。小而暗的彗星的彗发通常呈圆形，彗尾很不明显，而亮彗星的彗发多呈椭圆型，彗尾也较明显。有的彗星彗尾长达上亿公里，在地球上看长度超过100度，但其中的物质密度却极稀薄，远比地球上所能得到的最高的真空还要真空得多。彗星常常有两条以上的彗尾，彗尾可分为两类，一类彗尾较直，而且几乎正背着太阳方向，由电离气体组成，称为离子彗尾或气体彗尾，也称I型彗尾。离子彗尾通常呈蓝色，这是由于电离气体吸收并再发射太阳的短波辐射造成的。彗尾中有时还有一些由复杂的磁场形成的亮结。另一类彗尾呈弯曲的弧形，由尘埃组成，因此称为尘埃彗尾。其中弯曲较小的称II型彗尾，弯曲程度大的称III型彗尾。尘埃彗尾呈黄色，这里需要说明的是目视观测者只能觉察出少数极亮的彗尾的颜色，大多数彗星在望远镜里看来都是微微发白的光斑，而利用彩色摄影，可以清晰的分辨出彗尾的颜色。有的彗星还有指向太阳方向的扇状或线状彗尾，其实这只是弯曲的尘埃彗尾的投影效应。估计彗尾的长度和位置角是彗星观测的重要内容，尽管这一工作更适合照相观测，但目视测量至今仍然受到重视。对于较短的彗尾，可利用望远镜的视场直接估计。事先应仔细测量望远镜的有效视场，测量方法如下：将一颗赤纬已知的亮星置于视场东边缘，不要动望远镜，让星经视场中心横穿整个视场，记录下所需的时间，则望远镜的视场为： 

FOV=15tcosδ 

　其中FOV为视场，单位为角秒，t为恒星经过整个视场所用的时间，单位为秒，δ为恒星的赤纬（南天仍取正值）。对于很长的彗尾，可用望远镜在彗头中和彗尾末端各找一颗恒星，求出它们的角距即是彗尾的长度。还有一种粗略的方法：伸直手臂，拳头对天空的张角约为10度，从彗头依次向后量起，便可得彗尾的长度。估算彗尾长度时应尽量将离子彗尾与尘埃彗尾分开估算，还要注意天空背景亮度的影响，在观测记录中应记下背景光的情况。彗尾的位置角应从北向东量起，即彗尾指北，位置角为0，指东为90度，指南为180度，指西为270度。将亮彗星的彗头和彗尾描在星图上可以较为精确的得出彗尾的长度和位置角。对彗星的目视观测还包括测量彗发的大小和估计彗星的亮度。彗发一般小于低倍望远镜的视场，可以通过已知的视场大小估计彗发的大小，如果彗发比望远镜的视场小很多，应换用倍率高一些的目镜，以缩小望远镜视场。彗星需要做亮度（星等〕估计的有三部分：彗核、彗头和彗尾。彗尾由于反差小，形状又不规则，估计亮度相当困难，这里不作讨论。估计彗头的星等需要在视场中选择几颗亮度已知且恒定的星做为比较星，首先熟记彗头在焦平面上的亮度，然后逐个对比较星进行散焦观测，使其有与彗头相等的视大小，比较散焦后的比较星与彗头的亮度，直到有一颗比较星与彗头的亮度一致；或找到两颗比较星，一颗比彗头稍暗，另一颗比彗头稍亮，用这两颗比较星的星等进行内插，便可得到彗头的星等。比如彗头的亮度大致在两个散焦后的比较星的1/3处，接近较亮的一颗。如果这两颗比较星的星等分别是7.2等和7.8等，则彗头星等为： 

(7.8-7.2)×1/3+7.2=7.4等 

　在观测记录中应详细记下所使用的仪器情况，根据经验，使用大口径仪器得到的星等通常低于小口径仪器的星等。估计彗头星等时如果彗头的凝结度很高，可以对彗头也 进行散焦，使其表面亮度均匀。对于可以看到彗核的彗星，还可以尝试进行彗核星等估计，这时应使用口径大于150mm的望远镜并配合高倍目镜，彗核应在视场中仍保持恒星状。把彗核同在焦点上的比较星进行比较，利用几颗比较星，估算的精度可达0.1等。观测彗星时应做详细的观测记录，记录应包括：观测者、观测地点、观测日期和时刻、观测者适应黑暗的时间、所用望远镜的类型、口径、焦距、放大率、视场、彗头星等、彗发直径、彗发凝结度、彗尾长度和方位角。 

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To see a world in a grain of sand,
And a heaven in a wild flower,
Hold infinity in the palm of your hand,
And eternity in an hour.

 


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