PLANETKY PRO POZOROVATELE

Že pozorování zákrytů hvězd planetkami má svůj význam, nemusím snad ani připomínat. V dalekohledu neviditelná planetka zakryje/nezakryje viditelnou hvězdu a výsledek je nasnadě. V současné době, na rozdíl od dob před několika roky, lze najít na internetu různé předpovědi a jejich upřesnění. Snahou těchto stránek není vytvářet nové předpovědi. Chci jen upozornit na ty zákryty, které se mě, častokrát dosti subjektivně, jeví nějakým způsobem jako důležité nebo zajímavé. Zároveň bych chtěl poskytnout určitou službičku těm, kteří mají rádi informace z různých zdrojů poněkud pohromadě.

OD 22. 1. DO 31. 1. 2007

ZÁKRYTY HVĚZD MĚSÍCEM

MALÁ STATISTIKA K DVOJPLANETKÁM

PLANOCCULT - VYBRANÉ ZPRÁVY doplněno 13. 9. 2006

ÚVODEM

POMOC ZAČÍNAJÍCÍM POZOROVATELŮM

na hlavní stranu

Z dějin stránky:

 19. 1. 2007 - pohled na uvedené období je z mého hlediska uzavřen. Opět, jako i v předchozích dvou období, nenajdete hledací mapky, které bych tvořil. Upřesněné předpovědi Prestonovy s sebou nesou i hledací mapky, v přehledové tabulce je odkaz na stránku, kde jsou na ně odkazy. Toto zkrácení je z mého pohledu nutností, neboť zákrytů, které bych vybral jako pro nás aspoň trošku vhodných je opravdu mnoho, a ruční zpracování jednotlivých hledacích mapek bych prostě nestíhal. Zatím se mi nepodařilo najít cestu, která by vedla k cíli zdárnějšímu. Pokud někdo ví o možnosti, jak vyzískat s předpovědí i mapky bez dalšího mého zásahu, tak ať mi dá vědět. Budu jen rád, když by se mi tato možnost podařila uskutečnit a tím vrátit těmto stránkám původní obsah. 

MALÁ STATISTIKA K DVOJPLANETKÁM:

Ze statistiky průvodců planetek hlavního pásu plyne, že zatím objevené měsíčky planetek většinou nemají velkou poloosu dráhy větší než asi 10 průměrů hlavní planetky. Leč 6 planetek z tohoto jasně vybočuje. Jsou to planetky 4674 Pauling, kde poměr velké poloosy oběžné dráhy průvodce (okolo 250 km) a průměru hlavní složky (kolem 8 km) je 31, dále planetky 1509 Esclangona (poměr 11,7), 3749 Balam (44), 17246 2000 GL74 (51), 22899 1999TO14 (38) a 379 Huenna (37; průměr hlavní složky je 92 km, velká poloosa dráhy průvodce okolo 3400 km). Tyto výjimky tvoří asi 20% z poznaných podvojných planetek (či planetek s průvodci) hlavního pásu rozprostírajícího se mezi drahou Marse a Jupitera. Proto je dobré pozorovat nejen v oblasti obklopující předpověď do desetinásobku průměru planetky, ale i dále. (Zpracováno 24. 11. 2005 podle Johnstonova archivu).

PONĚKUD VÝZNAMNĚJŠÍ STATISTIKU K DVOJPLANETKÁM SI MŮŽETE PŘEČÍST

ve Žni objevů 2004 dílu B (Jiří Grygar), která je například na stránce IANu, vydání 613 ( http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=1782 ). Pokud mají autoři pravdu a průvodci planetek jsou typicky vzdáleni okolo 2,8% poloměru Hillovy sféry, poté by se dal zlepšit výběr planetek z hlediska pozorování jejich okolí. I když každé pravidlo může mít své výjimky ...

Velká encyklopedie vesmíru (Josip Kleczek, ACADEMIA 2004 (dotisk)) k pojmu Hillova sféra a Hillova křivka říká:

Hillova křivka. Křivka spojující body nulové rychlosti. Systém H. k. v prostoru se nazývá Hillova plocha (plocha nulové rychlosti). Těleso velmi malé hmotnosti, které se pohybuje v gravitačním poli dvou jiných těles o velké hmotnosti, nemůže tuto křivku na své dráze nikdy překročit. Musí se proto pohybovat pouze v té části roviny, která je ohraničena Hillovou plochou.

Hillova sféra. Prostor kolem planety (přibližně kulového tvaru), ve kterém je pohyb částic ovládán více planetou, než Sluncem.

Encyklopédia astronómie (Anton Hajduk, Ján Štohl a kolektiv, 1987, OBZOR, Bratislava) uvádza:

Hill, George William, 1838 - 1914 - angl. astronóm a matematik. Zaoberal sa nebeskou mechanikou, našiel nové metódy na riešenie problému troch telies (-H. plocha). Na základe originálnych matematických metód vypracoval veľmi dokonalů teóriu pohybu Mesiaca.

Hillova plocha - myslená plocha v reštringovanom probléme troch telies ohraničujúce priestor, v kt. sa može pohybovať tretie teleso. Matematicky je definovaná podmienkou, že relat. rýchlosť tretieho teliesa vzhladom na súradnicovú sústavu rotujúcu so spojnicou prvých dvoch telies sa musí rovnať nule.

Poznámka: Hillova sféra Země má poloměr asi 1,5 milionu kilometrů. 

Odkaz vztahující se k Hillově sféře:

http://www.astrohk.cz/kurz/astronomicky_kurz_hphk_sylabus.pdf , zde se dozvíte, že se spočítá Rh =  (m₂ / 3 * (m₁ + m₂ ))^1/3 * a

NĚKTERÉ ZPRÁVY Z PLANOCCULTU:

Planetka 563 Sulieka je možná podvojná, z čehož nebyla zatím ani podezřelá. Ukazuje se, že pozorovat okolí planetek nemusí být až tak marné, jak se někdy můžeme domnívat, a že když zachytíme stín planetky, ještě nemáme v tomto okamžiku odcházet od dalekohledu, ale pečlivě pozorovat dál (vloženo 13. 9. 2006):

Délka zákrytu prvním tělesem vede k tomu, že byl způsoben částí o rozměru 63 km (relativní rychlost okolo 40,8 km/sec), u druhého zákrytu vychází část, která zakrývala, na 31 km. Podle databáze JPL/NASA má planetka průměr 53,3 km a otočku 5,690 hodiny, odrazivost 0,248 a spektrální třídu Sl. Vzdálenosti středů obou těles ze zákrytu vychází na 2690 km. Pro srovnání uvádím, že Hillova sféra (odhad) je pro 53 km planetku okolo 14000 km, z toho 2,8% činí okolo 391 km. Jen pro zajímavost jsem zkoušel, jaká by musela být střední hustota 53 km tělesa, aby 2,8% Hillovy sféry bylo okolo 2700 km. Vyšla mi okolo 1100000 kg/m3. Pokud má mít model 2,8% pravdu, pak se vyskytuje zásadní otázka: z čeho Suleika vlastně je?

Target star trail polluted by nearby star (TYC 1398-01417-1). Remote observation and reduction by Eric Frappa. Official TAROT occultation results on http://www.euraster.net TAROT (Telescope Automatique pour la Recherche des Objets Transitoires) is managed by Michel Boer & Alain Klotz (CESR/CNRS). TAROT occultations web site: http://tarot6.obs-azur.fr/occult

Upozornění na oběžník č. 10 na stránce http://astrosurf.com/eaon/ . Kromě základních záležitostí ohledně nejistoty předpovědí je i tabulka, která poněkud objasňuje naše možnosti zachycení stínu planetky pro různé poměry průměru planetky a sigmy (nejistoty). Myslím, že ze všeho je nejnázornější právě ona tabulka a doprovodný obrázek (vloženo 23. 8. 2006):

Měli bychom uvažovat nejen v odstupu od středové čáry, ale i v časové délce pozorování, neboť nejistota nemíří jen do stran od středové čáry, ale i podél ní.

Další dvojplanetkový náběh (vloženo 1. 7. 2006):

Silvano Casulli, Colleverde di Guidonia, Rome, Italy, and R. Behrend, Geneva Observatory, Switzerland, repport that photometric measurements on three recent nights on (6406) 1992 MJ show that this object is most probably a binary object making deep eclipses (~0.7 mag). The period (0.28day) is rather short in comparison to the other known similar sised binary objects (Antiope, Tama, Berna, Debussy, Frostia, Atami and Lundia). Further long runs of photometric observations are very encouraged. An official annoucement will be submitted to the official institution. http://obswww.unige.ch/~behrend/page5cou.html#006406

Ohybové jevy či polostín při zákrytu hvězdy jasně a zřetelně obsahuje oběžník č. 9. Protože je poněkud obsáhlejší, je tu jen dopis a odkaz. O těchto záležitostech se někdy zmiňuji a občas se je pokouším nějakým způsobem vyjádřit, především ve vztahu k malým planetkám, jejich případným měsícům či při nižší relativní rychlosti zákrytu. Oběžník je pochopitelně psaný anglicky. Uvítal bych, kdyby se někdo vrhnul na překlad a umožnil jejich českou (slovenskou) podobu umístit na tuto stránku. Překladateli pouze jedinou ale zaručenou odměnou může být "Přeložil:...." a vědomí, že tak učinil pro pozorovací veřejnost.

http://www.astrosurf.com/eaon/Circulaires/Circulaire9d.htm 

Další planetka je podvojná, tentokráte se jedná o těleso, které je sice zařazeno mezi Centaury, ale klidně ho můžeme považovat i za TNO. Může za to jeho dráha, která se chaoticky vyvíjí tak, že se planetka dostává čím dál tím blíže Slunci: (vloženo 17. 2. 2006)

>From J.Lecacheux.
A major member (size ~100 km ?) of the Centaur population has been detected binary by the "Hubble" Space Telescope [read below].
The perihelion (May 2006) of its orbit is at 17.5 AU from the Sun, a bit closer to us than Uranus, and the aphelion at 59 AU within the transneptunian belt. The resulting period is 236 y., by 5 % shorter than the period of Pluto. There are few doubts that this body, like all the Centaurs, is a former TNO dislodged by planetary perturbations, and now in chaotic migration toward the inner Solar System.
=================================================================
Electronic Telegram No. 401
Central Bureau for Astronomical Telegrams
INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

......
(42355) 2002 CR_46
K. S. Noll, Space Telescope Science Institute; W. M. Grundy, Lowell Observatory; D. C. Stephens, Johns Hopkins University; and H. F. Levison, Southwest Research Institute, report the detection of a binary companion to this centaur-type object (MPECs 2002-C84, 2002-H53; MPS 50182) when at 16.68 AU from the earth on Jan. 20.410-20.426 UT with the High Resolution Camera (+ clear filter) of the Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescope as part of an ongoing observing program. The minor planet was observed with one 300-sec exposure at each of four dithered positions on the detector. Two components are clearly resolved in each image and in the co-added image. The fainter component is approximately 1.2 magnitudes fainter than the brighter of the two. The two components are separated in the images by an angular distance of 0".11 +/- 0".01, with the fainter component at p.a. 226 degrees as measured from the primary. The spacecraft tracked the motion of (42355) as it moved at an average rate of 0".085/min; the relative position of the two components remained the same during the orbit. The projected separation of the objects in the plane of the sky is 1330 +/- 130 km. ......

2006 February 15 (CBET 401) Daniel W. E. Green
=================================================================

Trojité těleso za drahou Neptunovou:

As reported below by Brown et al, 2003 EL61 becomes the second Kuiper Belt member (the first one being Pluto) accompanied by more than one satellite. The newly detected satellite orbits at 39300 km, inside the 49500 km orbital radius (P= 49 days) of the previously discovered satellite. 2003 EL61 seems a very strange system. According to its large mass derived from Kepler laws, one can infer high density, and so conclude that the big central body (size ~1600 km ?) mainly is made of  ROCKY STUFF, just like any honest Main Belt asteroid ! Also this a very elongated fast rotator (P ~4 hours), maybe unique in the Kuiper world, possibly a bilobated contact binary, like the Main Belt asteroid 121 Hermione for example. 

Electronic Telegram No. 310 Central Bureau for Astronomical Telegrams INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

M. E. Brown, California Institute of Technology, on behalf of the adaptive-optics team at Keck Observatory, reports the discovery of a second satellite of the transneptunian object 2003 EL_61 from K'-band images taken with the Laser Guide Star Adaptive Optics system at the Keck II telescope on Mar. 1, May 27, and June 29. The satellite is 4.6 +/- 0.5 mag fainter than the primary. A preliminary circular orbit suggests a 34.1-day period with a semimajor axis of 39300 km, inclined by 40 degrees from the larger outer satellite, S/2005 (2003 EL_61) 1 (cf. IAUC 8577), though additional observations are required to confirm the orbit. Additional information can be found at website http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/2003EL61.......

Zákryt hvězdy Charonem má své výsledky:

After our successful observation of Charon's occultation in july 2005, I have compiled all the data from the Sicardy et al article in Nature (2006), the Gulbis et al article in Nature (2006) and the Young et al IAUC 8570 (2005), to produce the most complete profile of Charon available today. The result is here: http://www.euraster.net/results/2005/index.html#0711-PI

Dva malé křížiče Marsu jsou dvojité (16. 1. 2006):

====================================================================

Electronic Telegram No. 353

Central Bureau for Astronomical Telegrams

INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

......

(2044) WIRT

D. Pray, Carbuncle Hill Observatory, Greene, RI; P. Pravec and P. Kusnirak, Ondrejov Observatory; W. Cooney, J. Gross, and D. Terrell, Sonoita Research Observatory, Sonoita, AZ; A. Galad, S. Gajdos, and J. Vilagi, Modra Observatory; and R. Durkee, Minneapolis, MN, report that photometric observations obtained during 2005 Dec. 8-29 reveal that minor planet (2044) is a binary system with an orbital period of 18.97 +/- 0.01 hr. The primary rotates with a period of 3.6898 +/- 0.0001 hr, and its lightcurve amplitude is 0.26 mag. Mutual eclipse/occultations events that are 0.07- to 0.15-mag deep indicate a secondary-to-primary mean-diameter ratio of 0.25 +/- 0.02. ......

D. Dunham píše (úryvek):

Aug. 9: A video recording made in 2004 shows that Ianthe may have a small satellite.

Like the Alexandra observations in 2. above, the observations of the May 12th occultation by (85) Io, except for Steve Edberg's video observation from La Canada, Calif. and some of the miss observations, can be found in Occult format on my Web site at http://iota.jhuapl.edu/mp085512.txt . The notable observation is a definite blink video recorded by Paul Maley in Arizona; as can be seen in the figure at http://iota.jhuapl.edu/mp085512.gif . Maley's blink (labelled as "2") is between 2 and 3 Io radii away from the center, possibly a small, close-in satellite.

Česky krátce řečeno: podezření na satelit, které vzniklo při pozorování zákrytu, vlastně okolí planetky. Planetka podle mých seznamů nebyla z podvojnosti nikdy podezřelá.

Další dopis je pro ty, kteří touží po vkladači času do videosignálu:

those from you who want to know all about the new CUNO GPS time inserter should look at the web site -

http://www.astronik.de/home.htm 

Použijte odkaz v dopise.

Na úvod:

Jednou z důležitých položek předpovědi je nejistota. Vyjadřuje se pomocí úhlů či kilometrů, označuje se jako sigma. Význam této hodnoty spočívá v pravděpodobnosti, kam až může stín planetky dosáhnout. Je zřejmé, že kolem středu předpovědi je pravděpodobnost průchodu stínu planetky největší a hranice pro hodnotu 1 sigma je 68% pravděpodobnosti výskytu stínu. Dvojnásobek hodnoty vyjadřuje hranici pravděpodobnosti výskytu stínu z 95%, trojnásobek sigmy by měl vést k jistotě, že v tak širokém pásu se stín planetky zcela určitě vyskytne (pravděpodobnost se blíží 100%). Hodnota sigmy je složená z nejistoty polohy hvězdy a planetky. Obrázek ukazuje průběh pravděpodobnosti výskytu stínu planetky v závislosti na vzdálenosti od středu předpovědi vyjádřených pomocí hodnoty sigma. (vyňato z jedné mapky od O. Kloese):

Protože lze se setkat s různými poměry nejistoty a úhlového rozměru planetky, pak je nutno vzít v úvahu poněkud obecnější obrázek a tabulku, oboje je součástí Oběžníku č. 10:

Probability (in %) to see a chord from the ...

Z uvedeného je jasné, že pokud je v předpovědi naznačena nejistota 1 sigma, pak je naznačena pouze oblast s určitou pravděpodobností výskytu stínu planetky, nikoliv místa, odkud se zcela určitě napozoruje celý profil planetky (při expedicích) nebo že zcela určitě napozorujeme zákryt. Hodnota 2 či 3 sigma by měla být při našich úvahách, zda z našeho stanoviště pozorovat či nikoliv, mnohem závaznější než by se na první pohled zdálo. Také se ukazuje, jak dobré je si povšimnout poměru nejistoty a úhlového rozměru planetky, což je hodnota, kterou počítám z předpovědi a je uvedená v řádku tabulky jako nejistota/úhl. prům. Do dneška byla zaokrouhlená na celou číslici, ale nyní ji budu uvádět na jedno desetinné místo.

Hledací mapky jsou vytvořeny programem Cartes du Cielem. Zrovna tak obzorníkové mapky. Případná zorná pole mají průměry 5°, 1°, 0,5° a 1´. Uprostřed zorných polí je cílová hvězda (pakliže je zobrazena, je v databázi mého CdC) nebo se tam nachází oblast, kde hledanou hvězdu hledat. Mapky upravuji do negativu a pokud možno do černobílé podoby (jsou to odstíny šedě značně ořezané). Program Cartes du Ciel mám nastavený na souřadnice hvězdárny v Teplicích a odtud se odvíjí i stav obzoru a polohy nebeských těles. Vždy se jedná o pohled topocentrický, v tomto případě teplický. Tuto skutečnost musíte v krajních případech vzít v úvahu. Vytvářet více pohledů nemá smysl, protože by se jedna planetka stala neúnosně obsáhlou záležitostí a tvorba jedné stránky by mohla přesáhnout čas, který by byl únosný. U mapek obzorníkových je orientace jasná podle zobrazených souřadnic (obzorníkových). U mapek vyhledávacích (kvůli čitelnosti hvězdného pozadí souřadnice nejsou) je sever nahoře a východ vlevo podle astronomických souřadnic (rektascence, deklinace). Deklinační kružnice běžící svisle přes střed zorného pole, je úsečkou rovnoběžnou se svislými okraji mapy.  Ostatní souřadnicové kružnice včetně rektascenčních jsou křivkami. Úhlové proporce udávají zorná pole. Pro příklad si můžete kliknout. Snímky v odkaze deta 2 jsou z databáze ESO http://archive.eso.org/ nebo z databáze NASA http://skyview.gsfc.nasa.gov/ .

Protože jsem hledal něco, co by mi zobjektivnilo některé odhady, dospěl jsem postupně za přispění Tomáše Janíka (který mě částečně navedl) k tabulce, která by měla být tak trochu universální, aspoň co se týče některých parametrů pozorování. Vychází z parametrů zákrytu a pokud jsou uvedené v předpovědi, mohou dobře orientačně posloužit. Ne v každé předpovědi najdu požadované údaje. U upřesněných předpovědí (a leckdy i v předpovědích polonominálních) je situace poněkud komplikovanější, neboť chybová ploška nemá tvar kružnice, ale elipsy. Odhad vypočítávám v tabulce Exelu, uvádím ji celou, přestože některé údaje předpovědi se tím zdvojí. Ale není snad na škodu mít některé věci na očích. Jen připomínám, že pro pozorovatele bude asi nejdůležitější pozorovací interval, který si vybere s ohledem na monitorování okolí (JEDEN PRO +- 1000 KM, DRUHÝ +- 2000 KM) a v případě možného satelitu údaje času zákrytu 0,1 S JE KM (doba zákrytu 0,1 sec odpovídá velikosti té části tělesa planetky či satelitu, která by zakrývala hvězdu) a 0,5 S JE KM (totéž, jako předchozí, ale pro čas 0,5 sec). Tyto dva údaje by měly vést k úvahám, zda kamera či vizuální pozorovatel by byli schopni zachytit nějaké malé těleso (limit kamery cca 0,1 sec - vliv neklidu obrazu, vizuální pozorovatel cca 0,5 sec (výjimečně i výrazně kratší čas)). Na údaje, které vyplývají z rychlosti pohybu planetky se lze spolehnout (dráhové parametry), avšak co se týče přesného průběhu stínu planetky, jejího rozměru a z toho plynoucích údajů, je zapotřebí vzít v úvahu, že většina planetek je v tomto ohledu poněkud neznámá nebo leží v nejistotách. Proto berte povětšinou tyto údaje jen jako orientační. Podobná situace je i v upřesněných předpovědích, jen s tím rozdílem, že se všechny chyby co nejvíce zmenšily. Jen výjimečně známe přesný rozměr planetky v aktuálním profilu nebo případného satelitu. Červeně jsou označené zadávané hodnoty, modře vypočítané (do této tabulky vložena 4 coby vzor), popřípadě šedé údaje oznamují, že údaj byl nějakým způsobem mnou odvozen z předpovědi nebo jiného zdroje, popřípadě je předpokládán. 

Pokud je v textu uveden odstup od středu předpovědi a časový interval pozorování k němu se vážící, jsou úvahy založeny na nejmenším odstupu pozorovatele od  průběhu předpovědi (převážně nejistoty) až do vzdálenosti, kterou považuji za vhodné sledovat. Bližší řekne jednoduchý obrázek, který je názornější než mé dlouhé zamotané vysvětlování. Pro věrší verzi si klikněte na obrázek:

Nutno také připomenout, že všechny délky pozorování jsou delší, než by odpovídaly zvolené dráze. Je to způsobeno jednak nejistotou předpovědi, kterou musíme přičíst a délkou zákrytu. Ta, pokud je v rámci několika sekund, není příliš výrazná, ale v případě delšího zákrytu vystupuje již jednoznačně.

Rotaci planety Země a tím pohyb pozorovatele pro zjednodušení zanedbávám. Je to svým způsobem jasná chyba, ale pro hrubou orientaci v možnostech pozorování i takovýto hrubý odhad stačí. Země se v našich šířkách točí dráhovou rychlostí okolo 300 m/sec, za minutu pozorovatel urazí dráhu 18 km, za pět minut 90 km. Ve většině případů je můj odečet z mapy zatížen srovnatelně velkou chybou jako je posuv pozorovatele rotací planety během několika minut. Navíc by se zákryt musel odehrát v zenitu pozorovatele, jinak je chyba vyvolaná neúvahou rotace menší. Totéž platí i pro odhad délky pozorování, kdy hodnota 0,3 km/sec ve většině případů ji příliš neovlivní. Podívejte se naschvál na relativní rychlosti a zkuste si ji představit o 0,3 km/sec větší či menší.

Mimo jiné také ve spodní části tabulky je uvedené číslo planetky a fialové číslo vedle vyjadřuje, jaký minimální průměr dalekohledu bychom měli užít, abychom cílovou hvězdu spatřili. Vychází ze vzorce, který jsem upravil v části konstanty tak, aby odpovídal malému zvětšení, zenitové vzdálenosti 60° s mezní hvězdnou velikostí v oblasti 4 mag. a pozorovacím podmínkám, které považuji za průměrné. Původní vzorec ze kterého jsem vycházel je pouze přibližný a má tvar

mezní hvězdná velikost pro dalekohled = 2 + mezní hvězdná velikost oka ve sledované oblasti * log (průměr objektivu v mm).

Úpravu konstanty pro mé pozorovací podmínky, oko a přístroj s použitím výše zmíněných parametrů (opakuji a doplňuji: newton průměr 200 mm, zvětšení 48, zenitová vzdálenost 60°, mezní hv. velikost 4,0, průměrný pozorovatel) jsem odvodil z výsledků, které jsem obdržel na stránce http://www.go.ednet.ns.ca/~larry/astro/maglimit.html . Mě místo 2 vychází podle porovnání a praxe 1,1 za dodržení vstupních podmínek. Protože každý máme jiné oko a přístroj, pozorovací podmínky a stav ovzduší se mění, berte minimální průměr objektivu jen jako orientační záležitost, nicméně má své určité opodstatnění. Vaše zkušenost s vaším přístrojem vám může dát poněkud odlišnou konstantu a v případě, že bych použil můj přístroj k pozorování v zenitu se zvětšením 75 za ideálních podmínek, dal bych konstantu okolo 1,8 až 1,9. Není - li váš přístroj tak velký jak ukazuje můj výpočet, nedejte se odradit jestliže víte, že pozorování zvládne. V obecnosti bych pojímal minimální průměr zde vypočítaný jako určité směrné číslo. Pokud si stanovíte ze zkušenosti s vaším přístrojem pro různé podmínky podobná čísla, můžete pak porovnáním vašeho čísla a mého výpočtu uvažovat, zda by byla cílová hvězda dostupná oku či kameře v součinnosti s vaším dalekohledem. (Prostě si řeknete, že můj výpočet vyžaduje např. 584 mm objektiv, váš výpočet odhadu průměru dalekohledu je 200 mm a máte doma 200mm, pozorováním si potvrdíte, že cílová hvězda byla ještě dobře pozorovatelná na dolní hranici bezpečné vnímatelnosti, pak spočítáte poměr obou výsledků (584/200 = 2,92) a tím  získáte reálnější úpravu mého odhadu pro váš přístroj, oko a pozorovací podmínky. Číslem 2,92 mé odhady vydělíte a pokud nepřesáhnou průměr vašeho dalekohledu, za dodržení pozorovacích podmínek by cílová hvězda měla být viditelná). Velkou roli hraje možnost výměny okuláru a s tím souvisí nejen výměna zvětšení, ale i změna limitní magnitudy (větší zvětšení = lepší čitelnost slabších hvězd pokud nepřekročíme míru rozlišení optiky) ale i pohon a stabilita montáže při větších zvětšeních.

Rozlišovací schopnost dalekohledu vypočítáme z notoricky známého vzorce: r" = 114 / D, kde r" - rozlišovací schopnost v úhlových vteřinách; 114 - konstanta pro střed viditelného záření; D - průměr objektivu v mm. Musíte si být však jisti kvalitou optiky (tedy i okuláru) a hlavně vzít v úvahu neklid ovzduší. Využít plné rozlišovací schopnosti vyžaduje i větší zvětšení. To je svým způsobem pro velkou část přenosných přístrojů kamenem úrazu, ne kvůli nekvalitní optice, ale kvůli nestabilitě montáží při pohybu či jejich zadrhávání při ručním vedení za cílovou hvězdou. Další úvaha spočívá v tom, že pokud oko má rozlišovací schopnost okolo 120", abychom rozlišili úhlel 1", potřebuje 120 násobné zvětšení. Pokud máme dalekohled, který by teoreticky měl poskytnout rozlišení 0,8" a oko s rozlišením 150", potřebujeme k využití plné rozlišovací schopnosti dalekohledu 187,5 násobné zvětšení. Pokud máme oko s rozlišením 120", potřebujeme 150 násobné zvětšení u stejného objektivu. Zvětšení dalekohledu je dáno vztahem:

zvětšení dalekohledu = ohniská vzdálenost objektivu : ohnisková vzdálenost okuláru

Tyto úvahy můžeme vztáhnout na kvalitní dobře seřízenou optiku za ideálního klidu obrazu. U kamer umístěných v primárním ohnisku, kde jediným objektivem bývá pouze primární objektiv, je zapotřebí navíc uvážit hrubost rastru snímací matice a ohniskovou vzdálenost objektivu dalekohledu. Máme - li komplikovanější optickou soustavu připojenou ke kameře, kde můžeme volit velikost výsledného obrazu - snímaného výřezu - je situace poněkud jednodušší, pakliže seřízení optiky a stabilita montáže při pozorování je velmi dobrá.

10. 10. 2006 přibyla nová tabulka, která odhaduje délku pozorování z hlediska nejistoty předpovědi a pátrání po případném průvodci planetky. Je založena na jednoduchém výpočtu odhadu Hillovy sféry (na začátku stránky dvě krátké zprávičky o statistice zatím známých průvodců planetek). Myslím, že zároveň může sloužit coby odhad nejkratší (hill. sf. 2,8%) a nejdelší  (hill. sf. 100%) délky pozorování. Pokud by z nějakého důvodu byla výsledná délka pozorování kratší než 2 minuty u upřesněných předpovědí, nebo 4 minuty u polonominálních předpovědí, poté pozorujte podle typu předpovědi: u polonominálních nejkratší délka by měla být (nevychází-li delší) aspoň 4 minuty, v případě Frappových předpovědí asi 5- 6 minut, u upřesněných 2 minuty. U polonominálních předpovědí je těžké stanovit jednoznačně nejkratší délku pozorování, protože zde hraje roli stáří předpovědi (někdy až rok starých) a jakost výchozích údajů. V tabulce je uveden odhad poloměru Hillovy sféry v kilometrech (sloupec hill. sf. 100%) a čas nutný k obhlédnutí celého jejího průměru včetně nejistoty o velikosti 3 sigma. Poloměr 2,8% Hillovy sféry je uveden v příslušném sloupci a čas k obhlédnutí tohoto úseku také. Pokud nás stín planetky bude výrazně míjet, příslušné úpravy budou uvedeny v článku.

na přehled

OD 22. 1. DO 31. 1. 2007

V tabulce jsou barevně odlišeny řádky, některé z části. Bílý podklad buňky - předpovědí se zabývám blíže; šedý podlkad - předpovědí se nezabývám; žlutý podklad upozorňuje na upřesněnou předpověď (převážně Prestonovu) a začíná od sloupce POZN. Upozorňuje na to, že ve sloupci ODKAZ je odkaz na stránku, kde není přímo obrázek předpovědi, zato tam najdete podrobnosti k předpovědi a především hledací mapky. Ve sloupci POZN. je více méně asi vše jasné, jen upozorňuji na to, že pokud je tam zkratka SAT, pak je planetka v seznamu buď planetek s měsíci nebo podezřelých z průvodce. Takovýchto seznamů je několik a ne vždy se shodují. X znamená překážku v pozorování (obzor, soumrak, malý pokles jasu atd.). RYCH upozorňuje na nižší relativní rychlost zákrytu a tudíž i na s tím spojené výhody (či nevýhody).

ZÁKRYTY HVĚZD MĚSÍCEM

Počítáno programem LOW, který najdete na stránce http://www.doa-site.nl/ v plném znění a můžete si ho stáhnout a používat podle svých pořeb a svého stanoviště.

Pozorování zákrytů hvězd Měsícem má stále své odůvodnění. Podobně, jako u zákrytů hvězd planetkami, je každé stanoviště původní a neopakovatelné pro daný časoprostor a zákryt. Na rozdíl od některých jiných astronomických pozorování. Tím nechci jiná pozorování znehodnotit, jen trochu povznést toto pozorovací odvětví, které u některých  má jen nízkou vážnost a vyvolává buď záchvaty smíchu nebo zlosti - to podle povahy. Dobrý pozorovatel s dobře známou osobní rovnicí dokáže mít přesnost pozorování v rámci několika málo setin sekundy

#####################

A nezbývá nic jiného, než si přát vhodné počasí na ty zákryty, pro které jsme si z nějakého důvodu připravili budík na talířek a chystáme si ukrojit ze spánku. Popřát všem, kteří budou pozorovat jednu a tutéž planetku, aby napozorovali její stín je nesmysl. A aby naše pozorování mělo smysl, je zapotřebí ho odeslat. Před pozorováním je dobré se seznámit s protokolem, aby nedošlo ke zbytečným nepřesnostem a aby pozorování mělo žádanou úpravu. Proto si prohlédněte záležitosti třeba v interaktivním formuláři, který najdete na několika různých stránkách (i na těch, co jsou uvedeny níže). Tady je jedna z nich: http://mpocc.astro.cz/results/report.html . A nezapomeňte, že i když zákryt pro vaše místo nenastal, je důležité také podat o tom zprávu! Že negativní pozorování má stejnou váhu zrovna tak jako pozitivní!

Pokud někdo začíná a chtěl by se seznámit v kostce s tímto pozorováním, mohu mu nabídnout překopírovaný Bulletin zákrytů a zatmění vydaného hvězdárnou ve Valašském Meziříčí v roce 1992 a který ve své obecnosti je platný dodnes a zaslat ho e-mailem. Obsahuje návod k pozorování a vysvětlivky k protokolu.  Má velikost (včetně protokolu) přibližně 2,5 Mb. Ale není problém rozdělit poštu na více částí, které po dohodě se postupně odešlou. Mou adresu naleznete níže. Také není problém zaslat tiskovinu normální poštou, stačí se jen ozvat jakýmkoli způsobem (telefonicky, poštou, e - mailem, osobně atd.) na telefon či adresu SHaP Teplice a požadovat mou osobu. Tuto službičku poskytnu zdarma. Důležité je uvést zpáteční adresu nebo spojení.

Otta Šándor, Severočeská hvězdárna a planetárium v Teplicích, Koperníkova 3062, 415 01 Teplice.

Telefon 417 539 289

sandor@hapteplice.cz 

Doporučuji pro vizuální pozorovatele před i po pozorování si změřit osobní chybu. Jedna z možností je na stránce:

http://home.t-online.de/home/nagel.klaus/astdir/occ.htm 

Jak pozorovat vizuálně (jak s oblibou píši na vlastní oko) a že ideálně ostrý obraz není vždy žádoucí, se můžete dočíst polsky na stránce:

http://www.astromax.astrowww.pl/aster_wizua.htm .

Využití videokamer pro pozorování zákrytových dějů (a nejen jich):

http://home.zcu.cz/~smid/kamera/kamera.htm 

Anglicky se dočtete o pozorování na::

http://astrosurf.com/eaon/Introduction.htm 

Hodně pozorovacích úspěchů a čistou oblohu!

Pokud máte pocit, že jsem nějakou měl připomenout, vynechat nebo něco vylepšit, sdělte mi to. Budu jedině rád.

Otta Šándor.  SHaP Teplice.  Případné připomínky a dotazy na sandor@hapteplice.cz .

Pokud byste přece jen chtěli více planetek, tak je můžete najít na odkazech, ze kterých čerpám:

Stránky J. Mánka: http://mpocc.astro.cz/2006/

Stránky S Prestona:  http://www.asteroidoccultation.com/

Stránky E. Frappy: http://www.euraster.net/pred/index.html

Stránky V. Něvského:  http://www.nevski.nm.ru/Rus/info/occultinf_eng.html   (již delší dobu nejsou dostupné, zato je v činnosti jeho stránka http://www.nevski.nm.ru/Rus/ )

Stránky M. Kretlowa: http://astro1.physik.uni-siegen.de/uastro/occult/index.html (V SOUČASNÉ DOBĚ NEJSOU AKTUALIZOVANÉ)

Stránky M. Schmidta: http://www.mathe-schmidt.net/astro/astoccs.html (ZATÍM BEZ AKTUALIZACE NA ROK 2005)

Stránky EAONu a vlastně J. Schwaenena: http://astrosurf.com/eaon/ 

Poněkud více a  o některých planetkách: http://obswww.unige.ch/%7Ebehrend/page1cou.html

Nebo také některé „maličkosti“ D. Denisenka: http://hea.iki.rssi.ru/~denis/astronomy.html 

Nebo na stránka SPA (J. Harpera): http://harper.cyberwitch.com/occ/

Nebo také se podívejte na: http://www.astromax.prv.pl/

Nebo na: http://home.plex.nl/~gottm/doa/

Nebo na: http://www.astro.cz/cz/cas/  

Kampaň na pozorování planetky 2867 Stein pro sondu Rosetta např. na stránce: http://hea.iki.rssi.ru/~denis/Steins.html  

O možnostech dalekohledu na stránce: http://www.go.ednet.ns.ca/~larry/astro/maglimit.html

Velice zajímavé jsou stránky: http://www.hohmanntransfer.com/catchall.htm

Stránek by bylo hodně, ale snad tyto zatím stačí …

Nečiním si žádného nároku na autorská práva,  pokud se Vám informace zde obsažené hodí, klidně je šiřte dál. Konec konců, základní informace jsou přebírány z jiných zdrojů a na můj slovní doprovod možná ani nejste zvědaví.

Otta Šándor

sandor@hapteplice.cz