Komeettojen havaitsemiseen voidaan käyttää useita eri
menetelmiä, jotka kaikki ovat harrastajien käytössä. Tarkempia ja
tieteellisesti hyödyllisempiä menetelmiä on kuvattu kirjallisuudessa mutta
millainen havainto tahansa, kunhan se on dokumentoitu, voi olla tärkeä osa
tutkimusta.
|
Kirkkaat komeetat ovat näyttäviä ja joskus jopa "vain kerran elämässä" tapahtuvia asioita, joista kannattaa otta kaikki mahdollinen irti tekemällä huolellisia havaintoja. Havainnekuva © Kari A. Kuure.
|
Havainnot paljain silmin
Vain harva komeetta tulee näkyville palajin silmin. Näin
tapahtuu ehkä kerran tai kaksi vuosikymmenessä. Siitä huolimatta, tai juuri
siitä johtuen, paljain silmin tehtäviin havaintoihin on syytä valmistautua yhtä
huolellisesti kuin muihinkin havaintoihin. Ainoa välineet mitä tarvitset, on
muistikirja, ja kyky määrittää kulmia Tähtitaivas tutuksi -kurssilla neuvotulla
tavalla. Käsittelen myöhemmin sitä, mitä havaitaan, sillä nämä asiat ovat
yhteisiä kaikille havaitsemismuodoille ja menetelmille.
Havainnot kiikarilla ja piirtämällä
Havaintovälineenä kiikari on mitä mainioin väline, sillä sen
voi suunnata kohteeseen suoraan. Lisäksi laaja kuvakenttä mahdollistaa komeetan
pyrstön havaitsemisen paljon laajemmalta alueelta kuin esimerkiksi
kaukoputkella.
Kiikarin lisäksi tarvitse sille jalustan, esimerkiksi
kamerajalustan, jotta kiikarin paino ei rasittaisi käsiä ja kuva pysyisi
vakaana. Vakaasta kuvasta näkee paljon enemmän kuin heiluvasta ja tärisevästä
kuvasta.
Kiikarin koolla ei ole merkitystä. Tietysti suurikokoinen
tähtikiikari (esimerkiksi 20×80) kerää enemmän valoa ja mahdollistaa näin
himmeämmän kohteen havainnoinnin kuin pieni kiikari (esimerkiksi 8×40). Joka
tapauksessa mikä tahansa kiikari kerää enemmän valoa kuin paljaat silmät, joten
sen käyttö on suositeltavaa myös silloin kun havainnot tehdään pääosiltaan
paljain silmin.
Kiikari, joissa on valmiiksi asennettu valosaastesuotimet,
voivat olla hyödyllisiä esimerkiksi kaupunkialueilla tai muutoin
valosaasteisilla alueilla. Valosaastesuotimen tarkoitus on poistaa tiettyjä
valon aallonpituuksia, jotka heijastuvat taivaalta nimenomaan keinovaloista.
Valitettavasti komeetasta heijastuneessa auringonvalossa on myös näitä
aallonpituuksia, jotka tietysti myös leikkaantuvat pois. Kuinka paljon se
sitten vaikuttaa itse komeetan näkymiseen, voi olla hieman vaikea arvioida
etukäteen. Joka tapauksessa valosaastesuodatin lisää kuvan kontrastisuutta ja
mahdollistaa tarkemmat havainnot. Suotimen tulisi kuitenkin välillä kääntää
pois käytöstä, jotta voisi verrata suotimen vaikutusta kuvaan ja näkyviin
yksityiskohtiin.
Kiikarilla havaitessa ja muistiinpanoja voi helpottaa hieman
esivalmistetulla piirrospohjalla, jossa komeetan ytimelle varattu paikka on
piirtoalueen keskellä. Jos tiedät kiikarisi kuvakentän halkaisijan (se on usein
printattu kiikarin runkoon) voit varustaa piirtoalueen sopivalla tähtikartalla
ja kuvakentän reunoja kuvaavalla renkaalla. Monet tähtikarttaohjelmat pystyvät
tekemään tämän valmiiksi, jos syötät ohjelmalle kiikarisi tiedot.
|
Havaintopiirros komeetta Ikeya-Zang'ista. Havaintovälineenä on käytetty 20×60 kiikaria. Kuva © Kari A. Kuure.
|
Koma piirretään (lyijykynä tai hiili) yleensä ”negatiivina”
siten että kirkkain osa on tummin ja himmeänä näkyvä koman ulkoreuna on vaalein,
joka todellisuudessa edustaa mustaa. Koma piirretään tällä tavalla kaikkine
yksityiskohtineen. Piirrokseen lisätään myös pyrstöt samalla
negatiiviperiaatteella.
Jos pyrstössä on näkyvissä juovia, pyörteitä, punoksia,
solmuja tai laikkuja ja katkeamia, ne luonnollisesti piirretään näkyviin, tummana
näkyvä juova on helpoin tehdä teräväkärkisellä pyyyhekumikynällä ja kirkas
juova lisäämällä piirroksen tummuutta. Huomaa, että pyrstö himmenee mitä
kauemmaksi komasta se etenee, joten se täytyy piirtää myös tällä tavalla
vaalenevaksi.
Luonnollisesti voit käyttää myös mustaa piirrospaperia.
Tällöin on kynät ovat valkoisia tai vaalean harmaita ja kuva piirretään ”positiivina”,
siis siten kuin se näkyy kiikarin tai kaukoputken kuvassa. Pienellä
harjoittelulla opit piirtämään varsin luonnollisen näköisiä komeettoja.
Kirkkaan komeetan pyrstö ulottuu usein kiikarin kuvakentän
ulkopuolelle. Tällöin sen piirtäminen vaatii toisen, hieman pienemmän
mittakaavan piirrosta, jota varten havainnot voit tehdä joko samalla tai vaikka
pienemmällä tai laajakulmaisella kiikarilla. Tällöin on kuitenkin kysymys
kahdesta eri havainnosta.
Maastossa piirroksesta tulee helposti vain periaatteellinen.
Piirrokseen voit lisätä erilaisia tietoja ja rajoja, jotka helpottavat
myöhemmin tehtävää lopullista piirrosta. Se on syytä tehdä mahdollisimman pian
varsinaisten havaintojen jälkeen, jotta mielikuva havaitusta komeetasta ei
heikkenisi. Maastossa tehtyjen piirrosten tehtävä on nimenomaan palauttaa
mieleen komeetan ulkomuoto, kirkkaus ja yksityiskohdat, kun teet lopullista
havaintopiirrosta.
Joskus kirkkaasta komeetasta tuleva valo on sen verran
voimakasta, että pystyt havaitsemaan sen värin omin silmin. Tee piirrokseesi
merkitä väristä ja sen voimakkuudesta, jotta voi lisätä värit myös lopulliseen
piirrokseen.
Jos olet tehnyt aikaisemmin piirroshavaintoja, niin tiedät,
että piirroksesi tahriintuu helposti myöhemmässä käytössä. Valmiiksi tehty kuva
on ”kiinnitettävä” tähän tarkoitukseen soveltuvalla lakalla, jota voi hankkia
taiteilijatarvikkeita myyvistä kaupoista. Ne ovat aerosoleja, joten pieni
suihkaus yleensä riittää isoonkin kuvaan.
Jos et aikaisemmin ole piirtänyt, niin voit harjoitella sitä
netistä löytyvien komeettakuvien avulla. Etenkin komeetta C/2002 A1 (Leonard)
on tähän tarkoitukseen sopiva, sillä oli pitkä näkyvä pyrstö, jossa oli
runsaasti erilaisia yksityiskohtia.
Muista myös merkitä muistiinpanoihisi päiväys ja kellon
aika, tiedot kiikarista (tai muusta havaintovälineestä), käytetty suurennus ja
kuvakentän halkaisija. Useat havaitsija tekevät myös merkintöjä
sääolosuhteista.
Havainnot valokuvaamalla
Komeettojen kuvaaminen valokuvaamalla on luonnollisesti
yleisin havaitsemisen muoto. Kuvaamisessa kuitenkin kohdataan kaikki ne
vaatimukset ja ongelmat, joita tähtivalokuvaamisessa muutoinkin on. Komeetan
nopea eteneminen etenkin perihelin läheisyydessä voi myös tuoda mukanaan aivan
omia ongelmia riippuen käytetystä kuvausmenetelmästä. Ehkä helpointa on
kuitenkin kuvata tavallisella digijärjestelmäkameralla, joka on kiinnitetty
seurantajalustaan.
Tarvitset siis kameran. Se voi olla järjestelmäkamera tai
tähtikuvauksessa yleisesti käyttävä CMOS-kamera, mielellään väriversio, sillä
silloin vältyt moninkertaiselta valottamiselta ja saat näyttäviä kuvia
huomattavasti helpommin kuin monokameralla. Valinta on kuitenkin sinun.
Seurantajalusta on lähes välttämätön, sillä komeettojen
kuvaamisessa valotusajat kasvava huomattavan pitkiksi ainakin silloin kun
käytät pitkäpolttovälistä kameran optiikkaa tai kaukoputkea. Vain kaikkein
kirkkaimmat komeetat ovat kuvattavassa ilman seurantaa ja silloin on käytettävä
suhteellisen lyhyttä optiikkaa (< 300 mm). Jos kuvattava komeetta on hyvin
himmeä ja se etenee tähtien suhteen hitaasti, niin ehkä paras vaihtoehto
kameraksi on monokromaattinen CMOS-kamera, jonka kuvat voit pinota riittävän kirkkaaksi
ja selkeäksi kuvaksi. Jos komeetta etenee nopeasti tähtien suhteen, joudut
kohdistamaan komeettaan ennen jokaista kuvaa (tai kuvasarjaa) ja näin helpotat
siten pinoamista ja lopullisen kuvan valmistamista. Tähdet tulevat tässä
menetelmässä viiruiksi tai pistejonoksi.
|
Komeetta C/2006 P1 (McNaugth) 12. tammikuuta 2007. Kuva © Kari A. Kuure.
|
Omissa havainnoissani C/2006 P1 (McNaught) oli
riittävän kirkas ilman seurantaa kuvattavaksi, vaikka säätila ei paras
mahdollinen ollutkaan. Silloinkin valotusaika venyi kuitenkin pitkäksi (1/6 s).
Vuoden 2007 komeetta 17P Holmes kirkastui perihelin jälkeen
merkittävästi ja oli suhteellisen helposti kuvattavissa. Sitä jouduin kuitenkin
valottamaan 30 sekuntia (f= 600 mm aukko 5), jotta riittävän kirkas kuva
pinoamiseen syntyi. Ilman seurantaa tehtävä olisi ollut mahdoton.
|
Komeetta 17P Holmes. Kuva © Kari A. Kuure.
|
Valokuviin jää tietoa monista tekijöistä, mutta täydentäviä
muistiinpanoja on syytä tehdä. Ne tiedot voi sitten siirtää kuviin
metatiedoiksi, jolloin ne säilyvät kuvan yhteydessä.
Mitä havaitaan
Komeetan koman kirkkaus on ensimmäinen havaittava
asia. Se tehtävä ei välttämättä ole kovin helppo, sillä siihen tarvitaan useita
vertailutähtiä samalta korkeudelta kuin mitä komeetta on. Mitään suodattimia,
ei edes valosaastesuodatinta ei käytetä kirkkausarviota tehtäessä. Tämä
artikkelin lopulla käsitellään komeettojen kirkkautta hieman syvällisemmin.
VSS-menetelmässä vertailutähdet voi valita etukäteen
komeetasta olevien aikaisempien tietojen perusteella. Aluksi havaitaan
visuaalisesti komaa ja sen jälkeen siirrytään kaukoputkella tai kiikarilla
vertailutähtiin. Tarkennusta säädetään epäteräväksi, kunnes vertailutähti
näyttää olevan yhtä suuri kuin koma. Tässä siis mennään aivan
muistinvaraisesti. Jos epäterävä tähden kuva on yhtä kirkas kuin koma, olet
määrittänyt komeetan kirkkauden. Usein joudut kuitenkin käyttämään useita eri
vertailutähtiä ennen kuin oikeatähti ja kirkkaus löytyy. Menetelmä soveltuu
komaan, jossa ei ole kovin voimakasta tiivistymistä.
Monia muitakin ja samalla tarkempia menetelmiä on
käytettävissä (Bobrovnikoff, Sidgwick tai Morris
menetelmien kehittäjien mukaan). Jos olet kokenut komeettahavaitsija, olet
varmasti tutustunut niihin ja käytä sitä menetelmää, jonka tunnet hyvin ja
sinulla on kokemusta siitä. Jos vertailutähti ei ole sattumalta yhtä kirkas
kuin komeetta on, niin joudut interpoloimaan himmeämmän ja kirkkaamman tähtien
tiedoista komeetan kirkkauden.
Kirkkauden määrityksessä käytetty suurennus on oleellinen
asia. Tavallisesti käytetään suurennusta 1,5 – 2 kertaa objektiivin halkaisija
senttimetreinä. Tällöin esimerkiksi 16×80 kiikari on optimaalinen väline
kirkkauden määrittämiseen. Kaukoputkella voi olla vaikea saavuttaa näin pieni
suurennuksia, esimerkiksi 15 cm kaukoputkella se merkitsisi enintään vain 30×
suurennusta. Käytä kuitenkin pienintä mahdollista suurennusta, jonka
välineilläsi saat.
Koman halkaisija on seuraava määriteltävä asia.
Parhaiten se tapahtuu taustatähtien avulla, jos kuvakentässä niitä on (ja usein
on). Valokuvista taustatähtien esille saaminen saattaa vaatia hieman
kuvankäsittelyn temppuja etenkin silloin, kun kuvia on pinottu ja muutoinkin
voimakkaasti käsitelty. Yksittäisestä kuvasta ne voi olla helpommin
löydettävissä.
Kiikarihavainnoissa koman halkaisija on suhteellisen
helposti määriteltävissä kuvakentän halkaisijan avulla. Koma voi olla
esimerkiksi 1/3 tai 1/10 kuvakentän halkaisijasta, joten jos kuvakentän
halkaisija on 3,5 astetta, niin silloin päästää lukuarvoihin 1 aste tai 0,35
astetta.
Myös kaukoputken okulaarin kuvakentän halkaisija voidaan
laskea ja siihen löytyy monesta tähtikarttaohjelmasta laskenta rutiini, jos ja
kun syötät ohjelmaan tiedot kaukoputkestasi ja käytetystä okulaarista.
Koman tiivistymisaste ja sen kirkkaus. Komassa voi
olla kirkkaampia alue yleensä keskellä (se saattaa olla myös hieman sivussa),
joka ei kuitenkaan ole itse komeettaydin. Tiivistyminen voi vaihdella lähes
olemattomasta selvästi tähtimäiseen tiivistymiseen. Luokitus tässä suhteessa on
0:sta lukemaan 9. Lukema 0 tarkoittaa komaa, jossa tiivistymistä ei ole
havaittavissa ja koma on täysin diffuusi. Vastaavasti lukema 9 vastaa lähes
tähtimäistä komaa. Tiivistymisaste kirkkausarvion ohella ovat oleellisia
tietoja. Tiivistyneen alueen kirkkaus arvio tehdään samalla tavalla kuin koko
koman kirkkauden arviointi.
Komeetan liikesuunnassa koman edessä saattaa olla keulasokkiallto,
jonka kirkkaus voi poiketa koman kirkkaudesta, ollen yleensä himmeämpi. Jos
havaitse edes heikon keulasokkiaallon, merkitse se havaintopiirrokseen tai
valota kuvaa sen verran, että aalto tulee näkyviin. Keulasokkiaalto on
himmeämpi, joten koma voi ylivalottua valokuvassa. Yhdistämällä eri
valotuksella otettuja kuvia HDR-menetelmällä voit saada merkittävän kuvan
aikaiseksi. Muista kuitenkin lisätä tieto useammasta kuvasta ja käytetystä
yhdistämismenetelmästä metatiedostoon.
Pyrstöjen pituus. Komeetoilla näkyy usein pölypyrstö (tyyppi
II) ja kaasupyrstö (tyyppi I. Pölypyrstö on yleensä helpommin nähtävissä kuin
kaasupyrstö ja sen näkyvä osa voi olla paljonkin pitempi kuin kaasupyrstön
pituus. Kiikarilla pyrstöjen pituudet ja pölypyrstön kaareutuminen on
mahdollista mitata kuvakentän halkaisijan avulla. Laskemalla kuinka monta
kuvakentällistä pystyt pyrstössä näkemään ja kertomalla kuvakentän halkaisija
asteina tällä luvulla saat pyrstön pituuden asteina.
Pyrstön suunta määritetään tähtitaivaan pohjoissuunnan
mukaan, joka saa arvon PA=0°, itä on PA=90°, etelä PA=180° ja länsi PA=270°.
Pyri mahdollisimman tarkkaan suunnan määrittämiseen (asteen tarkkuudella).
Länsisuunnan saat selville kuvakentässä, jos pysäytät seurannan hetkeksi. Jos
pölypyrstö on leveä, mittaa sen leveys! Jos kaasupyrstö on havaittavissa, tee
pituus ja suuntamäärittely kuin pölypyrstölle.
Joskus komeetoilla on näkyvissä ns. vastapyrstö (tyyppi III).
Se ei ole todellinen ilmiö vaan se syntyy komeetan pölypyrstö asennosta
suhteessa havaintolinjaasi. Toisin sanoen komeetan normaali pyrstö voi näkyä
koman takaa molemmin puolin pidemmän tai lyhyemmän aikaa. Jos havaitset
tällaista, niin muista piirtää se myös näkyviin. Vastapyrstön pituuden ja
suunnan määrittely on myös oleellista.
Lisää havaintoja
Kun olet tehnyt edellä kerrotut määrittelyt ja mittaukset,
voit siirtyä tarkastelemaan komaa niin suurella suurennuksella kuin pystyt
kaukoputkella saamaan. Voit hyvin käyttää jopa 200-kertaista suurennusta, jos
komeetan korkeus ja havaintokeli sen mahdollistaa. Tarkoituksena on havaita
mitä koman ytimessä tapahtuu. Itse komeetan ydintä et pysty havaitsemaan, se on
aivan liian pieni, mutta ytimestä lähtee usein suihkuja, jotka näyttävät lähes
”kiinteiltä kappaleilta”. Jos havaitset tällaista, niin piirrä tai valokuvaa
näkemäsi. Komeettaytimen pyöriessä suihkut voivat muodostaa spiraaleja tai
parabolisia juovia ytimen ympärille. Keulasokki voi muodostua juuri tällaisesta
spiraalista.
Komeettojen kirkkaus
Komeettojen kirkkaudella tarkoitetaan yleensä niiden
kokonaiskirkkautta joko visuaalisesti tai valokuvauksellisesti. Visuaalinen ja
valokuvauksellinen kirkkaus poikkeavat yleensä toisistaan. Kirkkaus voidaan
myös määrittää komeetan komalle, siis haihtuvista aineista ja
irronneesta pölystä muodostuneelle ilmakehälle. Lisäksi koman tiivistymisaste
voi vaihdella olemattomasta hyvinkin tähtimäiseen ja kirkkaaseen alueeseen. Tämä
alue ei ole jäistä ja pölyistä muodostunut komeettaydin, joka on yleensä niin
pieni, että sitä ei voi erottaa edes suurimmilla kaukoputkilla.
Kaikille Aurinkokunnan kohteille käytetään samaa
kirkkausasteikkoa kuin muillekin tähtitaivaankohteille. Asteikko on kuitenkin
laadittu tähtimäisille kohteille, joten komeettojen kirkkautta arvioitaessa
täytyy ottaa huomioon se, että komeetan kirkkaus on pintakohteen
kokonaiskirkkaus.
Jos ja kun tähtimäisen kohteen kirkkaus mv=6,
mahdollistaa se kohteen näkymisen pimeältä taivaalta paljain silmin. Komeetalle
tämä sääntö ei kuitenkaan toimi. Pintakohteiden täytyy olla selvästi
tähtimäistä kohdetta kirkkaampia näkyäkseen paljain silmin. Kuinka paljon
kirkkaampi, se riippuu havainto-olosuhteista, pintakohteen laajuudesta ja
tausta taivaan tummuudesta. Nyrkkisäännön mukaan pintakohteiden kirkkauden
täytyisi olla useita (>2–3) kirkkausyksiköitä (magnitudeja) suurempi kuin
tähtien, jotta ne näkyisivät.
Komeetan kirkkautta voi arvioida vertailutähden avulla
siten, että kääntää kaukoputken tarkennuksen epäteräväksi, jolloin tähden
epäterävän kuvan koko kasvaa ja pintakirkkaus vähenee. Jos epäterävän kuvan
koko ja pintakirkkaus ovat samat kuin komeetalla, niin komeetan kirkkaus on
sama kuin tähden. Kirkkausmääritystä tehtäessä ei käytetä mitään suodinta.
..
Aurinkokunnan kohteille määritetään absoluuttinen kirkkaus,
jonka lukuarvo on sellainen, jossa kohteen etäisyys sekä Maasta että Auringosta
olisi yhden astronomisen yksikön mittainen.
Tällöin mv= m0
jossa
mv = visuaalinen kirkkaus
m0 = absoluuttinen kirkkaus.
Komeetan kirkkauteen vaikuttaa etäisyyksien lisäksi
komeettaytimestä haihtuvan kaasun ja pölyn määrä, jotka kasvavat komeetan
lähestyessä Aurinkoa. Lisäksi auringonvalo saa vapautuneen kaasun emittoimaan
lisävaloa joillakin aallonpituuksilla, ja se voi vaikuttaa jonkin verran
komeetan näkyvään kirkkauteen. Toisin sanoen, komeetan absoluuttinen kirkkaus
ei pysy vakiona vaan on verrannollinen komeetan etäisyydestä Aurinkoon.
Komeetan kirkkaus voidaan laskea kaavalla
mv= m0 + 5 log Δ + 2,5 n
log r
jossa
Δ= etäisyys Maahan [au]
r = etäisyys Aurinkoon [au]. Etäisyydet ilmoitetaan
astronomisina yksikköinä (au), jolloin kaava antaa tuloksen kirkkausyksiköissä.
n = kerroin, jonka suuruus vaihtelee kohteen mukaan.
Komeetoilla se on keskimäärin 4,2 mutta vaihteluväli on laaja < 2 – 7, tai
jopa enemmän. Kertoimen suuruus voidaan laskea yleensä ensimmäisten havaintojen
perusteella ja oletusarvona voidaan käyttää keskiarvoa.
Kaavan antama kirkkaus eri etäisyyksille muodostaa ”siististi
käyttäytyvän” kohoavan ja perihelin jälkeen laskevan käyrän. Komeetat eivät
kuitenkaan useinkaan ”käyttäydy siististi”, vaan niissä on havaittu runsaasti
poikkeamia. Jotkin komeetat saavuttavat suurimman kirkkautensa vasta selvästi
perihelin jälkeen.
Toinen yleinen syy kirkkauden poikkeamiin oletuskäyrältä on
komeettaytimistä tapahtuvat purkaukset. Purkaukset saattavat kasvattaa komeetan
kirkkautta 100- tai jopa 1000-kertaisesti.
Purkauksia tapahtuu perihelin molemmin puolin. Perihelin jälkeen
komeetan kirkkaus saattaa myös vähetä hyvin nopeasti, jopa jokusen
kirkkausyksikön verran. Esimerkiksi komeetta 1973f (Kohoutek) himmeni
nopeammin (n. 2m) perihelin jälkeen kuin mitä kirkastuminen oli
tapahtunut. 1P/Halley vuoden 1910 perihelin aikaan kirkkauden
väheneminen oli sen sijaan hitaampaa (jopa 4m) kuin ennen periheliä
tapahtunut kirkastuminen.
Komeettojen yksilölliset erot ovat siis suuria, joten aivan
varmaksi minkään komeetan tulevaa kirkkautta ei voi kovinkaan luotettavasti
laskea tai arvioida. Tämä on syytä pitää mielessä seuraavan kahden komeetan
kirkkauksia käsiteltäessä.