Комета C/2006W3 Christensen

Егоров Евгений, 10 кл, (2010 – 2011 уч. г.)

Введение

В 1975 г. Р. Ньюборн и С. Галкис при участии 22 других астрономов попытались описать «среднюю комету». Однако они пришли к выводу, что кометы – индивидуальные образования. И общепринятой модели комет не существует. Наиболее широко распространенной является модель ледяного конгломерата Ф. Л. Уиппла. Она хорошо соответствует «средней комете». Однако авторы констатируют недостаточно универсальное соответствие между уиппловской моделью и реальными кометами.
Когда комета находится далеко от Солнца, в 2-3 раза дальше чем Земля (т. е. на расстоянии 300-400 млн. км), то она имеет вид небольшого размытого пятнышка, круглой формы. [1].
На расстоянии от Солнца более 3 а. е. кометы имеют астероидоподобный вид, и их блеск очень слаб. [2].
По мере приближения кометы к Солнцу становится заметной диффузная кома вокруг кометного ядра. Принято считать, что образование комы начинается на гелиоцентрическом расстоянии около 3 а. е. Но есть основания подозревать, что появление комы вокруг приближающихся комет соответствует «порогу видимости», а не началу комообразования.
После появления комы ее линейные размеры увеличиваются, и это происходит вплоть до гелиоцентрического расстояния около 1.4 а. е. Последующее приближение кометного ядра к Солнцу сопровождается сжатием комы, несмотря на возрастание ее суммарного блеска. На расстоянии приблизительно 1.5 а. е. от Солнца или на несколько меньшем комета приобретает хвост из ионизованных газов и плазмы. Что же касается пылевых хвостов, то у большинства комет они становятся заметными на расстоянии примерно 1 а. е. от Солнца.
Задача данной работы состоит в том, чтобы детально методом фотометрии исследовать комету C/2006W3 Christensen удаляющуюся от Солнца и находящуюся на расстоянии от него более 3 а. е.
Кометной фотометрией является определение общего числа светящихся частиц и их распределения в атмосфере кометы, а в случае пылевых частиц также их физических параметров. Анализ этих результатов позволяет устанавливать закономерности истечения вещества из ядер комет.
Фотометрия или как его называли метод эквиденсид, основанный на эффекте Сабатье. Он был впервые применен в астрофизике в Таутенбургской обсерватории им. Шварцшильда.

Система изофот представляет собой распределение видимой поверхностной яркости и дает закон ее изменения с расстоянием от центра фотометрического ядра. [3]

История кометы C/2006W3 Christensen

Комета была открыта 18 ноября 2006 г. E. J. Christensen. [4]. В это время она находилась на расстоянии 8.6 а. е. от Солнца и ее блеск составлял mV ~ 18.
1 а. е. = 149597868 км [5].

Рис. 1. Снимок Rok Palcic сделан 15 августа 2009 г.

Параметры C/2006W3

Обнаружено активное излучение газов CO, CO2.
Paul Hartogh и др. фотометрическим методом определили радиус ядра - 6 км. [6]
По результатам наблюдений на космической обсерватории Гершель [6], была определена температура газа – 18К, который истекал со скоростью 0.5 км/c.
Соотношение пыли к газу грубо оценивается ~ 2.

Рис. 2. Изофоты кометы, наложенные на снимок полученный 1 ноября 2009 г. в голубых и красных лучах. Стрелкой указано направление на Солнце.

Рис. 3. Изменение блеска и диаметра головы кометы.

Рис. 4. Кривая изменения блеска кометы [7]

Рис. 5. Положение кометы на 16 сентября 2009 г. [8]

Наблюдения

Наблюдения кометы проводились 17, 18 и 31 августа 2009 г. с помощью рефрактора с диаметром объектива: D = 100 мм. и фокусным расстоянием: F = 1000 мм. Изображения регистрировала камера Canon 350D.

Таблица 1. Параметры кометы на наблюдаемое время (самарское = UT + 5h)

2009-8-18 1h 01m
2009-8-19 1h 01m
2009-8-31 22h 26m
Величина: 11.8
Фаза: 12°
Расстояние до Земли: 2.3188 au
Расстояние до Солнца: 3.1532 au
Расстояние от Земли до Солнца: 1.0123 au
Солнечная элонгация: 139°
J2000 RA: 20h 16m 30.37s
DE: 21° 00' 19.8"
Величина: 11.8
Фаза: 12°
Расстояние до Земли: 2.3218 au
Расстояние до Солнца: 3.1545 au.
Расстояние от Земли до Солнца: 1.0121 au.
Солнечная элонгация: 139°
J2000 RA: 20h 14m 20.43s
DE: 20° 31' 03.0"
Величина: 11.9
Фаза: 14°
Расстояние до Земли: 2.4066 au
Расстояние до Солнца: 3.1735 au.
Расстояние от Земли до Солнца: 1.0093 au.
Солнечная элонгация: 132°
J2000 RA: 19h 49m 33.76s
DE: 14° 01' 36.0"

В таблице 1 – фаза или фазовый угол. Это угол между лучом света, падающим от Солнца на комету, и лучом, отразившимся от нее в сторону наблюдателя.

Солнечная элонгация: астрономический термин, означающий угловое расстояние между Солнцем и кометой при наблюдении с Земли (рис. 6).

Рис. 6. Положение небесных тел на 18.8.2009 г. Числами указаны углы в градусах

Из таблицы 1 видно, что комета удалялась от Земли в 19 августа почти в 2 раза быстрее, чем от Солнца, а уже 31 августа разница в скорости составляла более 4 раз.

Рис. 7. Местоположение кометы на момент наблюдений. Цифрами отмечены даты наблюдений [9].

Таблица 2. Условия наблюдений

Дата (август 2009)
Время (час)
(UT)
Суммарная экспозиция (мин)
Изображения
17
20
15
Интервал времени
18
20
12
31
17
7

Определение масштаба изображений

С помощью Атласа неба [9] было определено расстояние между 2 звездами. Оно оказалось 17.”6. Это же расстояние было измерено на изображение в программе IRIS [9] и составило 12 пикселей. Отсюда получаем, что 1 пиксель равен 1.”5.

Рис. 8. Определение масштаба изображения

Обработка наблюдений

Зная масштаб, измеряем длину трека оставленного кометой 17 августа 2009 г. Она составляет: 20 пикселей или 30”. Таков путь (проекция) кометы пройденный за 15 мин.
B
V
R

Рис. 9. Изофоты кометы, полученные со снимков от 17.8.2009.

На рис. 9 хорошо видно, что голова кометы больше деформирована только в фильтрах V и R.

Рис. 10. Определение диаметры головы кометы по изофотам.

На рис. 10 представлены изофоты головы кометы снятой 17.8.2009 в фильтре В. Диаметр головы измерялся следующим образом. Зная расстояние до кометы, определим ее истинный диаметр по формуле:

R = D sin p[5], где

R – линейный радиус в км;
D – расстояние до кометы;
p – угловой радиус кометы в секундах дуги.

sin p = p / 206265”

Результаты вычислений приводятся в таблице 3.

Таблица 3. Диаметр головы кометы

Фильтр/Дата
17.8.2009
18.8.2009
31.8.2009
B (pix)
386
241
219
V (pix)
350
290
290
R (pix)
245
158
118
B (“)
579
362
328
V (“)
525
435
435
R (“)
368
237
177
B (км)
973751
609592
572511
V (км)
882934
732521
759275
R (км)
618895
399098
308946
В качестве сравнения можно привести значения, измеренные для кометы Энке-Баклунда. [1] Так в разные годы диаметр ее головы на расстоянии 1.46 а. е. составлял около 500000 км.

Заключение

Анализируя таблицу 3 можно сделать вывод, что голова кометы C/2006W3 Christensen по мере удаления от Солнца уменьшалась в своих линейных размерах. Исключение составляет только в фильтре V. Мы видим, что 31.8.2009 диаметр головы в фильтре V более чем в 2 раза превышает размеры, полученные в фильтре R.
К сожалению, ограниченность однородного наблюдательного материала не позволяет сделать окончательное объяснение природы данного явления.

Используемые источники

1. Д. О. Мохнач. Кометы. 1966 г.
2. В. Д. Давыдов. Загадки кометных ядер. 1988 г.
3. О. В. Добровольский. Кометы. 1966 г.
4. Информационный сайт для астрономов-наблюдателей. НЦ «Ка-Дар».
5. Е. П. Левитан. Астрономия. Учебник для 11 класса. 1998 г.
6. Herschel SDP Initial Results Workshop, Madrid 17-18 December 2009
7. http://www.aerith.net/comet/catalog/2006W3/2006W3.html
8. http://transientsky.wordpress.com/2009/09/17/nows-the-time-to-see-comet-christensen/
9. Атлас неба. http://astrosurf.org/astropc/
10. IRIS. V5.55. http://www.astrosurf.com/buil


Сравнительный анализ изображений С/2006W3 Christensen поученных на любительском рефракторе и телескопе Фолкеса.

Hosted by uCoz