روشهای تخمین درخشندگی دنباله دارها

حتما شما هم در طول دوران نجوم آماتوری خود موفق به دیدن دنباله دارهای کم نور و یا حتی پرنور شده اید . خوشبختانه در سالهای اخیر عبور پیاپی دنباله دارهای پرنوری نظیر هیل-باپ ، هیاکوتاکه آماتورها را به رصد دنباله دارها مشتاق تر نموده است . هنگامی که از پشت دوربین یا تلسکوپی کوچک به نظاره دنباله داری مشغول می شوید توده مه آلود کوچکی را می بینیم که متشکل از دو بخش است یکی ناحیه متراکم و پخش اطراف آن یا همان گیسو و دیگری ناحیه کشیده چند پاره یا همان دم (دنباله) آن .
از آنجایی که اغلب دنباله دارها کم نور هستند و با چشم غیر مسلح دیده نمی شوند نیاز به ابزار اپتیکی مناسب برای رصدشان اجتناب ناپذیر است . از این رو ، برآوردی از مشخصات رصدی گیسو و دم دنباله دار از جمله کارهای جالبی است که هر آماتور علاقمند به رصد دنباله دارها به آن می پردازد و لذت می برد. از طرفی چونکه گیسو فاقد تمرکز نقطه ای مشابه آنچه در مورد ستارگان شاهد آن هستیم، می باشد تخمین درخشندگی آن کار چندان ساده ای نیست و ترفند های بخصوصی را می طلبد .
تخمین درخشندگی ستارگان متغییر ، با دقتی در حدود ۰/۱ تا ۰/۲امکان پذیر است . برای این منظور قدر سوژه را به کمک درخشندگی از قبل دانسته ی ستاره (ها) راهنما تعیین می کنیم ، اما این موضوع در مورد دنباله دار ها متفاوت است . نه تنها به علت تنوع ابعاد گیسوی آن که از چند دقیقه تا حتی چند درجه می باشد بلکه بخاطر وجود ناحیه چگال مرکزی و گیسوی پخش اطراف آن نیز هست . در ضمن به علت تفاوت زاویه رویت دنباله دار( از نگاهی دیگر گویی دنباله دار را از پهلو می بینیم ) تخمین قدر آن با خطایی همراه است .
از گذشته های دور تخمین قدر دنباله دار ها با ابهاماتی همراه بوده است . در برخی از گزارشات درخشندگی دنباله دارها را به نورانیت بخش مرکزی پرنورترآن نسبت می دادند . بنا براین تخمین درخشندگی کل گیسو به درستی انجام نمی شد . روش تخمین درخشندگی دنباله دار تا حدی شبیه آن چیزی است که در مورد ستارگان متغییرانجام می دهیم . بدین صورت که برای تخمین قدر گیسو از دو ستاره راهنما استفاده می شود .
انتخاب ستاره ها باید به گونه ای باشد که با وضعیت نورانیت گیسو در آن ایام هماهنگی داشته باشد . از این رو گزینش باید به شکلی انجام گیرد که ستاره ی (های) راهنما به محدوده دید گیسو در ابزار رصدی نزدیک باشند تا به کمک درخشندگی آنها برآورد صحیحی از قــدر گیسو صورت پذیرد .
در ضمن باید به این نکته توجه داشت که اغلب دنباله دار ها در آسمان شامگاهی یا صبحگاهی قابل دیدن هستند و در این شرایط ارتفاع سوژه از افق چندان زیاد نیست . به این ترتیب ، بخاطر اثر خاموشی جو تخمین قدر آن در صورت عدم مهارت راصد با خطایی همراه است .
در طول قرن گذشته تا کنون روشهای گوناگونی برای تخمین درخشندگی دنباله دارها به وجود آمده است که هر یک دارای نقاط قوت و ضعفی بوده اند ، اما درکل تصویر قابل قبولی از برآورد درخشندگی دنباله دارها را ارائه می دهند . برخی از معتبرترین و در عین حال متداولترین آنها را که به وسیله اغلب آماتورها به کار گرفته می شود در این گفتار بیان می کنیم .
● روش VSS ۱ یا اصطلاحاً روش " کانونی- غیرکانونی"
برای تخمین درخشندگی دنباله دارهای پخش مناسب است بدین معنی که گیسو دارای تراکم مرکزی ناچیزی باشد . برای این منظور ، ابتدا تصویر کانونی شده دنباله دار را در ذهن می سپاریم .آنگاه تصویر ستاره راهنما را به تدریج از وضعیت کانونی خارج می کنیم به گونه ای که اندازه تصویر غیر کانونی ستاره با ابعاد گیسو برابری کند .
آنگاه این تصویر را با تصویر کانونی شده دنباله دار که در ذهن مان سپرده ایم مقایسه می کنیم . به علت وجود تشابه در بخش مرکزی و ناحیه محو اطراف آن با تصویر دنباله دار، در این حالت ارزیابی بهتری از درخشندگی گیسو به عمل می آید .
این روش که اغلب به روش "سیجویک" مشهور است از حدود نیم قرن پیش توسط وی در انجمن نجوم بریتانیا به کارگرفته شده است . البته به دلیل آنکه قبل از او اشخاص دیگری نظیر وسخویاتسکیج ، استیونسن و دیگران این روش را به وجود آورده اند با کلمه اختصاری برگفته شده از حرف نخست اسامی آنها وسخویاتسکیج - استیونسن - سیجویک به روش VSS نیز شهرت یافته است . همانگونه که اشاره شد این روش در مورد دنباله دار های پرنور که تراکم مرکزی بالایی دارند نظیر هیل-باپ کارایی چندانی ندارد و تخمین قدر آن به سختی انجام می گیرد . در چنین مواردی تصویر غیر کانونی ستاره راهنما نورانیت نسبتاً یکنواختی دارد در حالی که تصویر کانونی دنباله دار دارای تغییرات شعاعی نوارنیت زیادی خواهد داشت .
● روش VBM ۲ یا اصطلاحاً روش " غیرکانونی- غیرکانونی"
هنگامی که گیسو اندازه کوچکی دارد ( زمانی که جدایی زاویه ای آن از خورشید اندک یا درخشانتر از قدر+۴ است ) مورد استفاده قرار می گیرد . در این روش به کمک غیر کانونی نمودن یکسان تصویر دنباله دار و ستاره راهنما تخمینی از درخشندگی گیسو انجام می گیرد . به گونه ای که تصویر دنباله دار و ستاره را اندکی از کانونی خارج می کنیم تا اندازه تصاویر غیر کانونی آنها یکسان شود .
این روش یکی از آسانترین روشهای موجود است . بنا براین به کمک این روش تخمین قدر دنباله دارهای پرنور نظیر هیل-باپ که دارای تغییرات شعاعی نورانیت نسبتاً یکنواختی است به راحتی مقدور می شود. این روش به روش ببرونیــکف مشهور است ، اما قبل از وی اشخـاصی چون ون بیسبـورک ، میسـل و دیگران آن را به وجود آوردند و از این رو به روش ون بیسبورک-ببرونیکف- میسل یا VBM نیز شهرت دارد .
● روش چارلز موریس ۳ یا روش غیر کانونی
اصلاح شده که ترکیبی از دو روش کانونی-غیرکانونی و غیر کانونی-غیرکانونی است . این روش نسبت به روش های قبل تا حدی مشکل تر است و به مهارت بیشتری نیاز دارد . به گونه ای که دنباله دار را تا حدی غیر کانونی می کنیم که تراکم ناحیه مرکزی آن محو شود و دارای تغیرات دزخشندگی کل نسبتاً یکسانی باشد . به عبارت دیگر تصویر غیر کانونی دنباله دار تا حد امکان نورانیت سطحی یکنواختی داشته باشد .
به همین صورت ستاره راهنما به میزانی غیر کانونی می شود که اندازه آن با تصویرغیرکانونی دنباله دار برابر شود . به علت پیچیده تر بودن این روش ( و نیاز به مهارت بیشتر ) باید تعداد دفعات رصد و بخاطر سپردن تصاویر ستاره و دنباله دار را افزایش داد تا تخمین بهتری به عمل آید . در این روش دنباله دار و ستاره راهنما به یک میزان غیر کانونی نمی شوند تا اینکه تخمین نورانیت سطحی بهتری از تصاویر دنباله دار و ستاره انجام شود .
● روش بیر
که توسط منجم آماتور معروف قرن بیستم مکس بیر استفاده شد . این روش تا حدی شبیه روش غیرکانونی-غیرکانونی یا VBM است اما تفاوت در میزان غیر کانونی کردن است. دراین روش دنباله دار را تا چندین برابر تصویر کانونی خود غیر کانونی خواهد شد . به همین ترتیب ستاره نیز غیرکانونی خواهد شد . عمل غیرکانونی نمودن تا جایی ادامه می یابدکه تصویر یکی از آنها شروع به محو شدن کند .
اگر ابتدا ستاره محو شد به این معنی است که راهنما کم نورتر از دنباله دار است و بلعکس . بنا براین می توان با گزینش ستارهای راهنمای متفاوت تخمین بهتر و بهتری از درخشندگی دنباله دار بدست آورد. روش بیر بیشتر در مورد دنباله دارهای با تراکم بالا که اندازه نسبتا کوچکی دارند به کاربرده شود و در مورد دنباله دار های پخش چندان مناسب نیست . علارغم گفته های بالا روش بیر برای تخمین قدر دنباله دار ها پیشنهاد نمی شود .
در روش آخر که به کمک چشم غیر مسلح انجام می گیرد ، درخشندگی دنباله دار با ستارهای همسایه آن انجام می گیرد که همگی در وضعیت کانونی هستند .تنها زمانی که گیسوی دنباله دار بسیار متراکم یا اصطلاحاً " شبه ستاره ای" باشد قادریم از روش اخیر استفاده کنیم . با این وجود ، اگر بجای روشهای دیگر از آن استفاده نماییم تخمینی که به عمل می آوریم مشابه تخمین های منجمان قبل از قرن بیستم میلادی است .

سهیل خوشبین فر
۱. Vsekhsvyatskij-Steavenson-Sidgwick
۲. Van Biesbroeck-Bobrovnikoff-Meisel
۳. Charles Morris
۴. Max Beyer

منبع : انجمن علمی پژوهشی نجم شمال