Queria proponer que quizas un tema interesante seria intentar observar el cometa 73P concretamente los pedazos mas brillantes el C y el B , no se trata solo de observarlo , sino tambien de estimar su magnitud, este coemta se esta haciendo cada dia mas brillante puede llegar a mag 3 el pedazo c y 6-7 el pedazo b , asi que es un buen candidato para empezar.
Hay varias formas de hacerlo
FOTOMETRÍA VISUAL DE COMETAS:
La fotometría de la coma cometaria tiene varias dificultades. La principal es que se comparan un objeto difuso y muchas veces de tamaño considerable (la coma cometaria) con objetos puntuales (estrellas). Esto produce algunos errores importantes que estudiaremos más adelante pero además complica bastante los métodos de estimación, dado que la luminosidad del cometa se dispersa en una extensión del campo del ocular y el brillo total es la suma de toda esa luz.
METODOS:
Todos los métodos trabajan con imágenes extrafocales ya sea del cometa, las estrellas de comparación o ambas, dado que no se puede comparar, por lo antes visto, una imagen puntual con una extendida.
Métodos usados con esos propósitos son los de Bobrovnikoff, Sidwick, Morris y Beyer. Los tres primeros son básicamente similares al método fraccional o del intervalo descrito por el autor en la práctica de estrellas variables.
Método de Bobronikoff.
El observador selecciona estrellas de comparación cercanas al cometa, una más brillante, A, y otra menos brillante, B, que el cometa, C, próximas a él (para evitar el problema de la absorción atmosférica) y de brillo similar. Es conveniente utilizar que nos de un aumento del orden de 1.5 o 2x respecto al diámetro del objetivo expresado en centímetros. De este modo se minimiza el diámetro aparente del cometa ya que el aumento es pequeño.
Posteriormente se siguen los siguientes pasos:
1- se desenfoca el telescopio hasta que el cometa y las estrellas de comparación tengan el mismo diámetro aparente.
2- estime el brillo del cometa respecto de A y B como se hace en el método fraccional. De esto se obtiene una estimación del tipo A, a, C, b, B.
Este método presenta el problema de que al desenfocar el cometa se dejan de ver las parte exteriores de la coma y por tanto perdemos parte del brillo.
Método de Sidwick
Cuando el cometa es muy débil, si lo desenfocamos puede dejar de verse. En ese caso es conveniente utilizar este método.
Los pasos a seguir son:
1- seleccionar dos estrellas como en el caso anterior
2- se memoriza la imagen de la coma del cometa "en foco"
3- se desenfocan las estrellas de comparación hasta que su diámetro sea igual a la coma en foco.
4- se hace una comparación respecto de A y B de la forma ya descripta, obteniéndose un resultado del tipo A ,a , C, b, B.
La memoria aquí es un factor muy importante porque no es sencillo comparar una imagen directamente, mucho menos si la misma está exclusivamente en nuestra memoria. También es importante el hecho de que el brillo del cometa no es uniforme (disminuye a medida que nos alejamos de la condensación central), mientras que el de las estrellas desenfocadas si lo es.
Método de Morris.
En este método se iguala el diámetro de un cometa moderadamente desenfocado, con estrellas desenfocadas. Se pensó como un método intermedio entre los anteriores, que mejorara por tanto la precisión de los mismos.
Los pasos a seguir son:
1- desenfocar la coma del cometa hasta obtener una superficie aproximadamente uniformemente iluminada.
2- memorizar dicha imagen
3- desenfocar hasta que se igualen los diámetros de las imágenes estelares con el la del cometa que se tiene en la memoria.
4- compare dichas imágenes como hemos descrito anteriormente. Se obtiene entonces una estimación del tipo A, a, C, b, B.
Así como hicimos con la variables, la magnitud se obtiene a partir de estas estimaciones por medio de la fórmula:
mC = mA+(a/a+b)*(mA-mB)
válida para los tres métodos descriptos.
Es conveniente realizar las medidas para varios pares de estrellas de comparación y promediarlas.
El método de Beyer.
En este caso no es necesario memorizar nada y no es necesario que las estrellas de comparación sean una más débil y la otra más brillante.
La idea es medir en que punto la imagen de una estrella al ser desenfocada se extingue por debajo del fondo del cielo. Las estrellas brillantes deben ser desenfocadas más que las débiles. Relacionando el desenfoque con la magnitud podríamos poner a esta en función del primero y midiendo el desenfoque necesario para hacer desaparecer el cometa podemos obtener la magnitud del mismo.
Con una escala conveniente en el portaocular podemos establecer un punto cero para cuando las imágenes están en foco y medir a partir de él, el desenfoque necesario para que las estrellas desaparezcan en el fondo de cielo. Haciendo medidas de varias estrellas se puede establecer una "curva de calibración" y luego midiendo para el cometa, obtener a partir de ella la magnitud del mismo. Una descripción más completa de este método se puede ver en Edberg y Ferrín (1985).
Este método parece tener varias ventajas como ser que no hay una comparación, lo que evita subjetividades del observador, las estrellas y el cometa son desenfocados al máximo por lo que los problemas de in homogeneidad del brillo desaparecen, etc.
ERRORES QUE AFECTAN A LAS OBSERVACIONES
Muchas son las dificultades, algunas ya mencionadas como ser memorización de la imagen cometaria, brillo de la coma distribuido en forma desigual en ella, etc. Podemos agregar también que los límites de la coma son difusos y en los procesos de desenfocar las estrellas hasta que alcance el tamaño de esta la subjetividad del observador pesa de manera muy importante.
También el efecto Purkinje y el efecto Dove afectan, pero en menor medida que para variables.
A continuación describimos algunas correcciones que deben hacerse.
Corrección por apertura del instrumento.
Las observaciones deben ser reducidas todas a una apertura standard de 6.8cm, para facilitar la comparación con observaciones realizadas anteriormente. También depende del tipo de telescopio (refractor o reflector).
Ferrín propone una corrección en Edberg y Ferrín (1985)
Refractores: mcor = mobs-0.066(A-6.
Reflectores: mcor = mobs-0.019(A-6.
donde A es la apertura en cm. Estos valores son empíricos y existe todavía una discusión sobre su magnitud.
Lamentablemente aún no existe una corrección para prismáticos y ojo desnudo, hecho que debería ser estudiado. Efecto del crepúsculo.
La luz de fondo afecta las medidas notablemente. Por ello será necesario corregir los valores afectados. Esta corrección viene siendo estudiada y una primera aproximación se ve en la fig.3 y se debe a Ferrín.
La misma da una idea del efecto y no de su magnitud precisa.
Efecto de la Luna.
El efecto lunar es muy importante. Su influencia es similar al efecto anterior pero no se conoce ningún tipo de corrección.
Efecto Delta.
Este efecto se debe a que cuando un cometa se acerca mucho a la Tierra se vuelve tan grande y difuso que su estimación de magnitud se hace difícil. Las partes más externas se pierden y se mide menos magnitud. No ha sido cuantificado aún.
BIBLIOGRAFÍA Y REFERENCIAS:
EDBERG, S y FERRIN, I
1985) Manual para la observación de cometas.
BOBROVNIKOFF, N. :"On systematic errors in the photometry of comets" - Contributions from the Perkins Obsrv., No.19.
Curva de visibilidad
resultado no la ves.
