Astronomické a geofyzikálne observatórium UK v Modre

Hlavné menu

Vyhľadávanie

Info o observatóriu

Adresa:

Astronomické observatórium
P.O.Box 4
900 01 Modra
Slovenská republika
tel.: +421 336475261

Zemepisná dĺžka:

17°,27402056 východne

Zemepisná šírka:

48°,37327278 severne

Nadmorská výška:

531.10 m

Kód MPC:

118

Pozorovanie kométy 17P/Holmes

História:


Kométa 17P/Holmes bola objavená v 6. novembra 1892 E. Holmesom pri podobnom zjasnení ako kométa absolvovala tohto roku. V čase objavu mala jasnosť 4-5 mag a v priebehu niekoľkých mesiacov sa postupne slabla, pričom kométa absolvovala ďalší výbuch v polovici januára 1893, posledné pozorovania boli urobené začiatkom apríla 1893 Wilsonom a Koboldom. Ako zaujímavosť možno spomenúť, že ako vysvetlenie výbuchov navrhol Whipple (1983, 1984) zrážku opakovanú zrážku s hypotetickým satelitom.   

 

Prvé eliptické dráhy získali nezávisle H. Kreutz a G. M. Searle, ktoré boli neskôr spresnené a ukázalo sa, že sa nejedná o návrat kométy 3D/Biela, pozorovanej naposledy v roku 1852 fragmentovnej na dve samostatné časti. Kométa sa po návrate v roku 1906 stratila a bola opäť nájdená až v roku 1964. Svojou dráhou patrí medzi kométy Jupiterovej rodiny, jej obežná doba je v súčasnosti 6.88 rokov a Zem ani Mars bezprostredne neohrozuje zrážkou, takisto jej meteorický roj nebude možné pozorovať na Zemi.


Perihéliom prešla naposledy 4.mája 2007 a 23-24.októbra 2007, viac ako 5 mesiacov po perihéliu opäť neočakávane zjasnela a výbuch jasnosti bol rekordný aj v porovnaní s inými výbuchmi komét zaznamenanými v histórii. Jasnosť kométy sa zvýšila z magnitúdy 17 na cca 2.5 v priebehu 42 hodín a samotná koma dosahuje v súčasnosti priemer viac ako 1500000 km. Zmenu jasnosti prvýkrát nahlásil J. A. Henríquez Santana na Tenerife a vzápätí R. Naves v Barcelone. Kométa sa stala viditeľnou voľným okom a vzhľad komy sa postupne menil od stelárneho na rozpínajúci sa kruhovo symetrický disk, neskôr deformovaný interakciou so slnečným vetrom. Na širokouhlých snímkach zo 4. novembra (napr. Éder, 2007) bolo možné pozorovať aj slabšie a rozsiahlejšie halo a krátky iónový chvost, so vzhľadom pripomínajúcim morského hlavonožca.


Efektívny priemer jadra bol z pozorovaní metódou širokopásmovej BVRI fotometrie Hubblovým vesmírnym ďalekohľadom odhadnutý na 3.42 km (Lamy et al., 2000). Snodgrass a kol., 2006 získali časti svetelných kriviek neaktívneho jadra vo veľkých vzdialenostiach použitím 3.6-m ďalekohľadu NTT a odhadli  strednú zdanlivú jasnosť kométy mR=22.86+-0.02 a z nej priemer jadra d=3.24+-0.02 km. Synodickú rotačnú dobu Psyn sa kôli nedostatku dát nepodarilo určiť jednoznačne, za predpokladu jednoduchej rotácie a bimodálnej svetelnej krivky by sa mala nachádzať v intervale 7.2-12.8 h. Amplitúda svetelných zmien bola zdola ohraničená hodnotou dm=0.3mag, čo umožnilo získať dolný odhad pomeru poloosí jadra a/b>=1.3 v tvare dvojosého elipsoidu (a>=b=c).  Pre albedo a fázový koeficient boli vo výpočtoch predpokladané typické hodnoty. Pre farebné indexy (V-R) a (R-I) boli určené hodnoty 0.41+-0.07 resp. 0.44+-0.08.

 

 

Dáta a spracovanie:

 

Kométa bola pozorovaná na AGO pomocou hlavného ďalekohľadu 0.6-m/f5.5 a CCD kamery Apogee AP8p umiestnenej v primárnom ohnisku počas dvoch nocí (31.10./01.11. a 05/06.11. 2007), t.j. vyše 8 dní po neočakávanom výbuchu aktivity. Prehľad jednotlivých snímok počas oboch nocí je v Tabuľke 1:

 

Dátum Čas (UT) - stred N t [s] Filter
01.11.2007 04:09:37-04:15:53 10 5 C

04:16:56-04:18:29 3 10 R

04:19:38-04:20:16 2 30 B

04:21:57 1 5 C
05.11.2007 20:53:14-20:54:16 2 15 C

20:58:53-21:06:29 6 20 C

21:21:36-20:26:35 3 60 R

21:29:33-21:39:31 5 60 B

 

Tabuľka 1: Prehľad jednotlivých sérií snímok. N je počet snímok v sérii a t je doba expozície v sekundách. V druhom stĺpci sú uvedené časy stredn expozície prvej a poslednej snímky v sérii.

 

 

Snímky boli kalibrované použitím balíka IRAF (Tody, 1993). Okrem štandardných kalibrácií bias, dark, flatfield bolo nutné zohľadniť aj riadkový offset (overscan korekcia); dôvodom je fakt, že nasýtenia všetkých pixelov na CCD snímke vo vybranom riadku y sú znížené o hodnotu dI(y), ktorá je úmerná celkovému nasýteniu v danom riadku dI(y)~SUM(I(x,y)). Presný vzťah medzi dI a celkovým nasýtením nie je zatiaľ známy, hodnotu dI pre jednotlivé riadky však možno odčítať z overscan oblasti CCD čipu. V prípade nasýtenej hviezdy v riadku je pokles dI<~10 ADU, v prípade riadkov na ktoré pripadal obraz kométy dokonca dI<~50 ADU. Ide pravdepodobne o vlastnosť/chybu kamery alebo samotného čipu.

 

Kalibrované snímky majú rozmer 1016x1016 pixelov a rozlíšenie 1.5"/pixel. Na skúmanie morfológie boli použité nefiltrované snímky, centrované na kométu, sčítané a orezané na rozmer 790x790 pixelov. Výsledkom tejto operácie sú dve snímky, za každú noc jedna, so zlepšeným pomerom signál/šum. Nasýtenia na týchto zložených snímkach boli ďalej logaritmicky transformované za účelom vyrovnania nasýtení vo vnútorných a vonkajších častiach komy a na záver podrobené operácii lokálny adaptívny filter (Maxim DL 3.07), ktorej úlohou je zosilniť odchýlky jednotlivých pixelov od lokálneho pozadia a odhaliť tak nevýrazné štruktúry. Filter má dve vstupné parametre:

1) polomer okolia r, z ktorého sa priemerovaním intenzít pixelov určuje pozadie,  

2) multiplikatívny faktor k, ktorý určuje koľkokrát sa na výslednej snímke zväčší odchýlka bodu od priemernej hodnoty z jeho okolia na pôvodnej snímke.

Vhodnou voľbou týchto parametrov a nastavením kontrastu možno zviditeľniť detaily rôznej úrovne.

 

Záver:

 

Na obr. 1 je zložená snímka z prvej noci, ktorá bola transformovaná za účelom vyrovnania kontrastu vnútorných a vonkajších častí komy, ale nebola ešte podrobená záverečnej filtrácii. Snímka pripomína vzhľad komy pri vizuálnom pozorovaní. Koma je na strane smerujúcej k Slnku ostrejšie ohraničená ako na strane opačnej. Takisto si možno všimnúť, že v kome sa nachádza okrem centrálnej kondenzácie aj ďalšie lokálne maximum intenzity a obe sú obklopené opticky riedšou oblasťou v tvare prstenca. Na obr. 2 vidíme výslednú spracovanú snímku so štruktúrami vo vnútornej kome oveľa detailnejšie. Sekundárne maximum sa premieta vzhľadom k centrálnej kondenzácii na opačnú stranu ako Slnko a pozostáva z niekoľkých radiálne smerujúcich prúdov hmoty. Najjasnejší z týchto prúdov je smerovo zhodný s priemetom vektora Slnko-kométa do roviny kolmej k zornému lúču. Vnútorná časť komy na strane privrátenej k Slnku má mierne chaotický vzhľad. Obr. 3 je v podstate kvalitatívne veľmi podobný obr.2, len všetky štruktúry sú zreteľnejšie a proporcionálne naškálované. Pozorovania vo filtroch odhalili obdobné štruktúry, iba pomer signál/šum bol zodpovedajúco nižší. Počas oboch nocí sa Zem nachádzala vo vzdialenosti viac ako 10° od roviny dráhy kométy a postupne sa vzďaľovala.

 

Obrázok 1: Snímka kométy 17P/Holmes z 1.novembra 2007, vytvorená sčítaním 11 snímok získaných bez filtra so stredmi expozícií v intervale 04:09:37-04:21:57 UT a expozičnými dobami 5 sekúnd. Po úprave kontrastu zodpovedá približne vzhľadu kométy pri vizuálnych pozorovaniach.

 


Obrázok 2: Snímka kométy 17P/Holmes z 1.novembra 2007, vytvorená sčítaním 11 snímok získaných bez filtra so stredmi expozícií v intervale 04:09:37-04:21:57 UT a expozičnými dobami 5 sekúnd. Snímka bola počítačovo spracovaná za účelom zvýraznenia štruktúry vnútornej časti komy.
 

Obrázok 3: Snímka kométy 17P/Holmes z 5.novembra 2007, vytvorená sčítaním 8 snímok získaných bez filtra so stredmi expozícií v intervale 20:53:14-21:06:29 UT a expozičnými dobami 15, 15, 20, 20, 20, 20, 20, 20 sekúnd. Snímka bola počítačovo spracovaná za účelom zvýraznenia štruktúry vnútornej časti komy.

Z fotometrických rezov kolmých k priemetu vektora Slnko-kométa (na nespracovaných snímkach) sme na základe polohy inflexných bodov zmerali priečny priemer komy v jednotlivých nociach, na 9.1' a 15.4', čo zodpovedá lineárnym rozmerom cca 643000 resp. 1086000 km. Za predpokladu rovnomerného rozpínania čela prachovej komy by bola rýchlosť rozpínania približne 550 m/s. Skutočná dĺžka radiálnej štruktúry, ak by skutočne kopírovala vektor Snko-kométa, by bola pri fázových uhloch 15° a 13.8° najmenej 793000 resp. 1153000 km.

Ako pozorované štruktúry súvisia s výbuchom aktivity by bolo možné skúmať prostredníctvom podrobnejšieho fyzikálneho modelu, pričom by bolo vhodné aj lepšie pokrytie celej udalosti pozorovaniami.

 

Referencie:


Éder István: 2007, http://eder.csillagaszat.hu/digital/C17P_Holmes/20071104/17P_Holmes_20071104_eder_en.htm

 

Lamy, P. L., Toth, I., Weaver, H. A., Delahodde, C., Jorda, L., A'Hearn, M. F.: 2000,

„The nucleus of 13 short-period comets“, American Astronomical Society, DPS Meeting #32, 32, 1061


Snodgrass, C.; Lowry, S. C.; Fitzsimmons, A.: 2006, Photometry of cometary nuclei: rotation rates, colours and a comparison with Kuiper Belt Objects,

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373, 1590-1602

 

Tody, D.: 1993. "IRAF in the Nineties". Page 173 of: Hanisch, R. J., Brissenden,

R. J. V., & Barnes, J. (eds), Astronomical Data Analysis Software and Systems

II. A.S.P. Conference Ser., vol. 52.

 

Whipple, F. L.: 1984, "Comet P/Holmes, 1892III - A Case of Duplicity?", Icarus, 60, 522-531

 

Powered by Etomite CMS.