АССОЦИАЦИЯ АСТРОНОМОВ - ЛЮБИТЕЛЕЙ

Международная Метеорная Организация (IMO)

Содержание:

Выбор метода наблюдений

Выбор поля зрения

Наблюдения метеоров

Критерии для сопоставления метеор-радиант

Особенности наблюдений малых потоков

После наблюдений нескольких внушительных метеорных пиков вы, вероятно, поймаете “лишние” метеоры и спросите, имеется ли еще что - нибудь интересное между действием больших метеорных потоков. Ответ будет, естественно ДА. Имеются так называемые малые метеорные потоки, которые не исследованы также хорошо, как большие. В добавок всегда есть спорадические метеоры. Если вы имеете некоторый опыт, вы можете внести значительный вклад в изучение видов метеорной активности.

Малые метеорные потоки характеризуются небольшой активностью для визуального наблюдателя, ZHR, условно, менее 10 метеоров в час. Нет смысла проводить строгую границу между малыми и большими потоками. Описанная методика предназначена для наблюдений любого потока, когда количество метеоров небольшое.

Данные визуальных наблюдений всегда содержат метеоры, которые проектируются на радиант потока случайно. Представим себе, что из радианта вылетели 2 “случайных” метеора. Наблюдая большой метеорный поток, 80 метеоров в час, мы получим ошибку лишь 2,5 %, но для малого потока, 4 метеора в час, относительная ошибка составит уже 50 %! Если мы хотим получить надежные результаты, мы должны отфильтровать случайные метеоры от метеоров потока. Это может быть достигнуто только в том случае, если будут учтены все критерии сопоставления метеора и радианта. Дальше вы увидите, что эти критерии довольно комплексные, требующие тщательного анализа. Вопрос принадлежности метеора к потоку невозможно решить непосредственно под небом. Решение этой проблемы заключается в нанесении путей метеоров на звездные карты выполненные в гномонической проекции, записях необходимых параметров наблюдаемых метеоров и идентификации метеоров после наблюдений.

Наблюдения малых метеорных потоков требуют большого знания и опыта. Приобрести необходимый опыт нельзя, если сидеть дома и болтать о метеорах. Внимательно прочтите этот материал и выходите на улицу для регулярных наблюдений, даже тогда идите, когда холодно и неуютно! Понадобятся десятки часов наблюдений, прежде чем вы окажетесь в первых рядах опытных наблюдателей.

Результаты, которые вы получите на стадии изучения, тоже имеют определенную научную ценность. Пока вы думаете, что вы все еще не в состоянии на должном уровне наблюдать малые потоки, просто сообщайте общее количество замеченных метеоров. В таблице "Наблюдаемое количество метеоров за период наблюдений" заполняйте столбец "Общее количество". В таблице "Распределения метеоров по звездным величинам" укажите общее распределение.

Таким образом вы сможете учиться шаг за шагом, без излишнего давления на себя. Не старайтесь сообщать сразу весь объем информации с ошибками и их исправлениями по мере приобретения опыта. На стадии изучения учитесь наносить метеоры на звездные карты, нарабатывайте навыки в определении параметров метеоров.

Может оказаться, что вы не пожелаете углубляться в изучение. В таком случае пробуйте наносить метеоры на звездные карты, и посылайте их вместе с остальными результатами ваших наблюдений сотруднику IMO.

Наблюдения

Основные правила визуальных наблюдений больших потоков пригодны для всех видов метеорных наблюдений, включая и те, о которых мы говорим здесь. Процедуры анализа наблюдений и заполнения формы отчета остаются также неизменными. Здесь мы укажем только на специфичность наблюдений малых потоков.

1. Выбор метода наблюдений

Прежде всего вы должны решить, какой метод, нанесение метеоров на звездные карты или счет может быть использован с наибольшим преимуществом. Так как вы хотите наблюдать малые потоки, ответ на этот вопрос, кажется, ясен: нанесение на звездные карты. Однако этот метод имеет главный недостаток - время, потраченное на саму зарисовку. Если количество метеоров высокое, может случиться, что вы потратите, скажем до 50 % вашего времени на процедуру зарисовки. Такие наблюдения становятся весьма ненадежными. Подобная ситуация возникает, когда общая метеорная активность высока, например в августе или октябре, когда активен один из больших метеорных потоков.

Представьте, что вы собрались наблюдать в октябре. В это время активны: большой поток Ориониды и два малых потока - Тауриды и эпсилон - Геминиды. Количество метеоров может быть таким, что ваши наблюдения станут бесполезными, если вы будете рисовать каждый замеченный метеор. В таком случае комбинируйте оба метода:

Все метеоры, которые могут принадлежать одному из малых потоков, следует наносить на звездные карты, в то время как Ориониды и спорадические метеоры следует только “считать”, придерживаясь инструкций для наблюдений больших потоков, то есть данные о последних вы записываете на магнитную ленту (или на бумаге) не отрывая глаз от неба. Таким образом вы уменьшите ваше “мертвое время”, но при этом старайтесь точнее определять принадлежность метеоров к малым потокам.

Если вы видите больше 20 метеоров в час, вы должны наносить на звездные карты только те метеоры, которые могут принадлежать к малым потокам; остальные только “считаются”.

Если вы видите меньше 20 метеоров в час, вы должны наносить на звездные карты каждый замеченный метеор, а если количество метеоров достигнет 50 в час, концентрируйтесь на большом потоке, вызвавшем такую активность.

2. Выбор поля зрения

Большинство метеоров регистрируются в центре поля зрения. Поэтому важно выбрать этот центр, при правильном выборе метеоры могут быть легко ассоциированы с потоком.

Вблизи радианта метеоры потока более медленные, в то время как с увеличением расстояния от радианта они уподобляются спорадическим. Поле зрения вблизи радианта более благоприятно. К тому же, в этом случае, путь метеора надежнее сопоставляется с радиантом.

От выше сказанного можно подумать, что наилучшим выбором центра поля зрения будет непосредственно радиант. Но это не верно. Чем собственно отличаются метеоры от звезд? Движением. Мы замечаем слабый метеор на фоне звезд из-за его движения. Если бы слабая звезда неожиданно и на короткое время появилась, мы бы ее могли и не заметить. То есть точный сценарий, который происходит, когда метеор появляется в непосредственной близости от радианта. Нам нужно чуть - чуть движения и мы засекаем метеор. С другой стороны, очень быстрые метеоры легко упустить. Средняя скорость является оптимальной для восприятия.

Принимая во внимание все факторы, о которых шла речь выше, оптимальное расстояние от центра поля зрения до радианта (ов) от 20° до 40° . Избегайте расстояний, превышающих 50° . Кроме того, центр поля зрения должен находится на высоте не ниже 50° по отношению к горизонту.

Если вы собираетесь наблюдать несколько потоков одновременно, вы должны позаботиться, чтобы их радианты не оказались на одной прямой, иначе станет невозможно различать метеоры этих потоков по направлению полета. Например, наблюдая Ориониды (радиант вблизи Бетельгейзе) и эпсилон-Геминиды (радиант вблизи Поллукса) центр поля зрения должен быть в Тельце/Возничем/Персее или Малом Псе/Единороге/Большом Псе и никак не в Раке/Большой Медведице или Зайце/Эридане.

Когда поле зрения выбрано, вы должны следовать за его суточным движением пока позволяют условия (высота поля зрения по отношению к горизонту, искусственные огни, строения, деревья и т.д.). Если вы вынуждены сменить поле зрения, отметьте время и само поле. Для анализов, время такого изменения должно соответствовать границе интервалов наблюдений.

3. Наблюдения метеоров

Когда появляется метеор, держитесь спокойно. Постарайтесь запомнить явление как одно целое. Смотрите, не отрываясь, на небо и отметьте следующее:

Путь

Наиболее важную информацию даст скорее направление, чем точные точки начала и конца. Запомните его на фоне звезд, например, между какими звездами следовал метеор или по направлению к каким звездам его путь может быть прочерчен.

Максимальная звездная величина (Mag.)

Оцените ее, сравнивая метеор с яркостью близлежащих звезд, которые вы перед этим запомнили.

Угловая скорость (Ang. Vel.)

Выразите эту величину в угловых градусах в секунду (° /сек.). Это не трудно. В вашей памяти метеор движется 1 секунду. Это время может быть легко воспроизведено, а чувство угловой скорости должно быть в памяти. Путь в градусах, пройденный метеором за секунду есть угловая скорость. Когда вы приобретете необходимый опыт, вы сможете определять значение угловой скорости автоматически.

Не пробуйте оценивать продолжительность полета и находить угловую скорость делением длины пути на эту продолжительность. Продолжительность полета трудно оценить, более того, вы не можете оценить ее уверенно, на длину пути очень сильно влияют ошибки зарисовок и, таким образом, погрешность в определении угловой скорости выше, нежели если вы определяете эту скорость по вашему чувству и непосредственно выражаете ее в ° /сек.. На рисунке 1 дается относительное число ошибок опытных наблюдателей в определении угловой скорости, для различных ее значений.

Рисунок 1: Относительное число ошибок опытных наблюдателей в определении угловой скорости, для различных ее значений.

След (Train)

После пролета метеоров иногда наблюдаются туманные следы. Определите продолжительность видимости следа в секундах. Непродолжительные следы, так называемые “проблески”, достаточно обозначить знаком “ + ”. Долговременные следы могут демонстрировать интересные детали - разложение, изгибание, разного рода искажения. Вы должны отметить все эти явления.

Цвет (Col.)

В большинстве случаев, если метеор слабее 2-й звездной величины, цвет определить невозможно. Эта информация имеет наименьшее значение среди всех данных.

Теперь вы можете включить ваш темно-красный фонарик и найти звездную карту, на которую метеор лучше всего наносится, т.е. ту карту, для которой метеор был бы ближе всего к центру. Было бы неплохо, если вы заранее ознакомитесь с последовательностью вашей стопки карт. Следующий шаг - идентификация звезд, использованных вами для запоминания метеорного пути. Поскольку карты содержат все звезды до +6.5 звездной величины, вы должны быстро находить их на карте, если предельная звездная величина не сильно отличается. Будьте внимательны, потому что этом случае бывают ошибки! Если вы уверены, что нашли те звезды, можете наносить метеор на карту по памяти. Для идентификации зарисовки пронумеруйте.

В конечном итоге, оцените точность (Acc.), с которой вы зарисовали путь метеора, по следующей шкале:

При ваших первых наблюдениях зарисовки потребуют времени. Не спешите. Используйте время так, чтобы качество зарисовки ставилось на первое место. Время зарисовок значительно сократится, когда возрастет ваш опыт. Опытные наблюдатели тратят, в среднем, от 10 до 30 секунд.

После нанесения метеора на карту посмотрите на часы и отметьте время (Time UT). Если метеор не является болидом, время может быть оценено грубо. Точности 1 минута достаточно. Дальше запишите всю оставшуюся информацию. Как образец, вы можете использовать таблицу 1.

Таблица 1: Журнал наблюдений. Столбцы "Shw" (поток), "Begin" (начало), "End" (конец) заполняются после наблюдений, в домашних условиях.

Графу “поток” оставьте пустой; она заполняется после сопоставления метеоров с радиантами, после наблюдений. Последние графы предназначены для координат метеора, что также определяется в домашних условиях.

Для экономии части вашего времени, вы можете записывать информацию на пленку магнитофона (диктофона). В этом случае вы должны изложить ее на бумаге после наблюдений. Для зарисовок потребуется время, в течении которого вы смотрите на карту, а не на небо. Следовательно, эффективное время наблюдений уменьшается. Проблемно записывать время, потраченное вами на зарисовку каждого метеора в отдельности, лучше вычислите среднее время, уходящее на зарисовку одного метеора.

Используйте секундомер, дающий возможность суммировать отрезки времени. Когда начали смотреть на карту - запустите секундомер. Стали наблюдать - остановите его. После наблюдений некоторого количества метеоров секундомер покажет время, в течение которого вы не наблюдали. Деление этого времени на количество наблюдаемых метеоров даст среднее время, которое вы потратили на одну зарисовку. Общее время зарисовок следует вычесть из эффективного времени наблюдений. Для опытных наблюдателей время отдельной зарисовки рассматривается как константа, которую следует проверять дважды в год. Начинающие наблюдатели должны проверять это время регулярно, скажем через каждый третий метеор, который они увидели и зарисовали.

Критерии для сопоставления метеор - радиант

Частицы метеороидного потока движутся по похожим орбитам и входят в атмосферу Земли параллельно друг другу, на почти одинаковой скорости, образуя метеоры. Для отличия метеоров потока от остальных метеоров существуют определенные критерии.

1. Видимый путь и радиант

Как вы уже знаете из наблюдений больших потоков, метеоры летят со стороны определенной области неба - радианта. Чтобы лучше понять, посмотрите на рисунки 2 и 3, которые показывают, как наблюдатели A, B, C, D, E проектируют метеор M на небесную полусферу. Большие круги касаются метеоров, принадлежащих к тому же самому радианту и имеют два полюса или точки пересечения: радиант R - над горизонтом и анти-радиант AR - под горизонтом. Плоскость, перпендикулярная к большим кругам, проходящая через O обозначает точки, отстоящие на 90° от радианта.

Когда центр карты P расположен меньше чем в 90° от радианта, последний может быть отмечен на этой плоскости и на карте, при помощи обычных проекционных формул. Если же радиант находится на расстоянии более чем 90° от центра карты, его нельзя спроектировать, но анти-радиант можно. Положения можно получить так:

a AR = a R + 180°

d AR = - d R

Если радиант можно нанести на карту, обратное продление метеорных треков ведет к радианту. Если нельзя, метеорные треки направлены на анти-радиант. Это очевидно из рисунка 3.

Рисунок 2: Вид траектории, спроектированной на небесную сферу и на карту. P - центр карты (центр проекции), М - траектория полета метеора.

Рисунок 3: Вид сферы, на которую траектория метеора проектировалась с различных мест. A, B и C расположены на том же самом меридиане (большом круге). Другие наблюдатели (D, E) могут увидеть траекторию на других кругах.

Из-за возмущений больших планет и различных условий выброса кометного вещества частицы метеороидного потока не движутся точно по тем же самым орбитам. Таким образом, они не входят в атмосферу Земли строго параллельно друг другу. Поэтому радиант метеорного потока не является точкой, это пространство определенного размера, его изменения зависят от того, насколько разнообразны индивидуальные орбиты метеорных частиц, и от того, как с геометрической точки зрения поток сталкивается с Землей.

Если вы наносите метеоры потока на звездные карты, их обратные продолжения формируют значительно большую площадь радианта. Здесь сказываются ошибки наблюдений. Конечно, у опытных наблюдателей ошибок меньше, но избежать их нельзя.

Когда мы пытаемся решить, принадлежит-ли метеор к определенному радианту, вопрос сводится к тому, какую площадь может занимать радиант на небе. Воображая ее слишком большой, мы “захватим” спорадические метеоры. Делая ее слишком маленькой, мы классифицируем некоторые метеоры потока как спорадические, по причине ошибок зарисовок. Оптимальные диаметры таких радиантов зависят от углового расстояния (D) между радиантом и наблюдаемым метеором. Оптимальные диаметры радиантов приводятся в таблицах 2 и 3, которые даны ниже.

2. Угловая скорость

Метеоры одного потока начинают испускать свет на одинаковых высотах над земной поверхностью. Их скорости также похожи, есть правда, небольшие различия. Уменьшением скорости метеора в атмосфере Земли можно пренебречь, т.к. скорость уменьшается всего на несколько процентов. Для наших целей мы можем предположить, что метеоры потока движутся параллельно друг другу и с постоянными скоростями.

Таким образом, угловая скорость метеора w (в ° /сек.) может быть вычислена по формуле, в зависимости от пред-атмосферной скорости V (км./сек.), высоты над горизонтом h_b (в градусах) и высоты над поверхностью Земли H_b (в км.) начальной точки метеора, и углового расстояния между конечной точкой метеора и радиантом D_e (в градусах).

l - видимая длина пути метеора, s - точная длина трека.

Для видимой длины пути короче ~30° мы находим:

l / sin l ~ константа = 1 рад ~ 57.3°

Таким образом, угловая скорость w хорошо определяется для любой точки на небе. В таблице 5 приводятся допустимые ошибки при определении угловой скорости во время наблюдений. В таблице 6 приводятся угловые скорости w для различных скоростей V. Эти таблицы можно использовать для определения ожидаемых угловых скоростей метеоров. Для интерполяции значений, не включенных в таблицу 6 , обратитесь к примеру, приведенному ниже.

3. Видимая длина пути

Если взять константы начальных и конечных высот (H_b, H_e) метеоров определенного потока, можно вычислить ожидаемую видимую длину пути l для каждого метеора в отдельности в зависимости от высоты радианта h_R, высоты начальной точки h_b, и углового расстояния между радиантом и начальной точкой D_b:

Для начальных и конечных высот l зависит от трех величин: h_R, h_b и D_b. Чтобы визуализировать эту зависимость, мы должны были бы построить диаграмму в 4-х измерениях. Это значит, что критерий достаточно сложен. Но вычисляя l для нескольких комбинаций начальных / конечных высот находим:

D_b / l ~ константа для D_b < 30°

Видно, что критерий l может успешно использоваться только в окрестностях радианта. Здесь можно отличить метеоры потока от остальных метеоров по их коротким путям. Имея в виду, что конечная высота зависит от массы частицы и материала, можно предположить, что вычисленная l - верхний предел для частиц потока. Таким образом, H_b = 100 км и H_e = 80 км. Результаты отражены на рисунке 5.

Рисунок 5: Величина D_b / l для D_b < 30° как функция h_b для некоторых высот радианта h_R. Вычисления выполнены для H_b = 100 км и H_e = 80 км.

Видно, что радианты, имеющие низкие высоты над горизонтом дают длинные пути (величина D_b / l мала). Чем выше метеор над горизонтом, тем ближе он к наблюдателю, поэтому истинная длина видима под большим углом (видимая длина пути l). Применение величин, показанных на рисунке 5 для выяснения принадлежностей метеоров к потокам весьма проблематично, так как конечные высоты могут изменяться очень сильно, и к тому же от ошибок зарисовок длина пути страдает намного больше, чем направление полета. Мы должны учесть правило:

Для высот радианта больше чем 30° , видимая длина пути l равна как максимум половине расстояния между радиантом и начальной точкой метеора.

Следовательно, расстояние между радиантом и начальной точкой зарисованного на карте метеора должно быть по крайней мере в 2 раза больше, чем путь метеора, только в таком случае можно подозревать о принадлежности метеора к потоку. Однако, это правило не распространяется на болиды, которые глубже проникают в атмосферу и оставляют поэтому более длинные пути.

Глядя на рисунок 5 формулировка этого правила кажется очень слабой, так как факторы 3-5 будут иметь силу для большинства метеоров, но если усилить формулировку, появится опасность классификации значительного количества метеоров потока как спорадических, если они возникают в окрестностях радианта, когда короткие пути наносятся слишком длинными. Опыт показывает, что с помощью двух параметров, направления полета и угловой скорости, можно достаточно успешно отличать спорадические метеоры от метеоров потока.

4. Анализ

В предыдущих разделах вы изучили критерии, по которым определяется принадлежность метеора к потоку. Теперь перейдем к практке. После наблюдений вы должны уделить время для их анализа.

Прежде всего, из Календаря Метеорных Потоков IMO следует взять таблицы радиантов и выбрать активные радианты, соответствующие дате вашего наблюдения. Положения радиантов (учитывая их дрейф) нанесите на звездные карты.

Таблица 2: Оптимальные диаметры радиантов для сопоставления метеор-радиант.

Таблица 3: Оптимальные размеры комплексных радиантов (в альфа и дельта).

Диаметры радиантов определены как концентрические круги или эллипсы. Масштаб на карте не постоянен, поэтому радиант в центре карты выглядит меньше, нежели по краям карты. Таблица 4 показывает вариации масштаба карты. Например, радиант, диаметром 20° в 150 мм от центра карты должен быть начерчен как круг диаметром 104 мм.

Таблица 4: Масштаб s в мм / ° для различных расстояний d до центра карт Гномонического Атласа Брно (действителен для оригинальной проекции, где R = 160.43 мм).

Таблица 5: Допустимые ошибки при определении угловой скорости.

Таблица 6: Угловые скорости (в ° /сек.) как функция высоты начальной точки метеора h_b и расстояния D_e между конечной точкой метеора и радиантом для различных значений геоцентрических скоростей V. H_b - высота над поверхностью Земли начальной точки метеора.

Примеры:

После нанесения радиантов на карту (карты) вы должны проанализировать каждый метеор в отдельности. Пользуйтесь линейкой как минимум 30 см длиной. Если обратное продолжение метеорного пути встречает площадь радианта соответствующего размера, метеор может принадлежать к этому потоку (см. таблицы 2 и 3). Может случиться, что метеор принадлежит радианту, который обозначен на соседней карте. В этом случае обратное продолжение метеорного пути продолжите на другую карту, используя общие звезды обеих карт.

Следующем шаг - анализ длины пути метеора. Длина пути должна быть короче половины углового расстояния между начальной точкой метеора и радиантом. Так как это - грубая мера, здесь мы можем пренебречь переменным масштабом карты. Эти расстояния нужно просто измерить линейкой и сравнить. Если условие выполняется, перейдем к следующему.

Наблюдаемая угловая скорость метеора, с учетом допустимой ошибки, должна соответствовать ожидаемому значению (см. таблицу 5). Чтобы проверить это условие, необходимо знать географические координаты пункта вашего наблюдения по которым определяется высота начальной точки метеора над горизонтом. Кроме того, вы должны определить угловое расстояние между конечной точкой метеора и радиантом. Это расстояние оценивается путем сравнения с известными угловыми расстояниями между яркими звездами (см. таблицу 7).

Таблица 7: Расстояния между яркими звездами в Атласе Брно (округлены до 5° ).

Теперь, по таблице 6 или по формуле данной в предыдущем разделе, вы можете определить ожидаемую угловую скорость метеора. Это значение сравнивается с величиной, полученной при наблюдениях. Например, условие выполняется, если ожидаемая угловая скорость 15 ° /сек., при оцененной во время наблюдений скорости от 9 до 21 ° /сек.

Если метеор удовлетворяет все три критерия, он может рассматриваться как член потока. Иногда бывает, что по критериям метеор соответствует одновременно двум потокам. В таком случае вы выбираете наиболее вероятный поток, т.е. тот, для которого условия выполняются наилучшим образом. Нельзя рассматривать один метеор членом двух или нескольких потоков. Вы должны решить в пользу одного потока, даже если вероятности принадлежности к двум потокам одинаковы.

Гномоническая проекция

Понятие гномонической проекции требует некоторого объяснения. Это единственная картографическая проекция, способная показывать большие круги как прямые линии. Метеоры в этой проекции, также можно изобразить как прямые. На других звездных картах, например в "Звездном Атласе Нортона", метеоры изобразятся как части дуг. Те, кто изображают метеоры не в гномонических картах как прямые линии, еще очень неопытные наблюдатели. На рисунке 6 показано, что представляет из себя гномоническая проекция. Как мы уже сказали, метеоры описывают дуги на небесной сфере, которые есть части больших кругов. Такой круг определяет плоскость. Тогда нанесение метеора на карту сводится к определению пересечения этой плоскости и плоскости, на которую проецируются звезды. На рисунке 6 показано два метеора и их большие круги на небесной сфере. Наша гномоническая карта - плоскость, касательная к небесной сфере в точке P. Центр проекции - O. От O все звезды сферы спроецированы на плоскость карты.

Рисунок 6: Гномоническая проекция. Значение R определяет масштаб карты (в случае Атласа Брно R = 160.43 мм). P - центр проекции, и таким образом центр карты. Маленькие стрелки моделируют метеоры и их проекцию на карту.

Проекция метеора на карту есть пересечение плоскости, определяемой большим кругом и плоскости звездной карты. Радиант также лежит на этом пересечении. Точки, удаленные больше чем на 90° от центра карты, не проектируются на карте. Фактически, созвездия очень сильно искажены к краям карты. Для решения этой проблемы нужно несколько карт. Каждая из них представляет плоскость, касательную к небесной сфере в других точках P. Некоторые характеристики гномонической проекции описаны ниже:

1. Гномонический Атлас Брно 2000.0

Благодаря крупному масштабу и предельной звездной величине, звездные карты этого атласа наиболее подходят для нанесения метеоров. Наблюдатели могут делать ксерокопии карт, которые они собираются использовать при наблюдениях. Пожалуйста, будьте внимательны при этом, так как первоначальный масштаб карт должен остаться неизменнмым, устройства предназначенные для копирования могут несколько изменить масштаб. Всякий раз, когда вы собираетесь делать копии, используйте оригинал, иначе ошибки прибавятся. Если длина стороны копии отличается больше чем на 3 мм, вы должны использовать другое средство копирования. Дальше описываются детали этого атласа и математические формулы перевода координат, используемых в атласе, в экваториальные и обратно.

Звезды и созвездия

Атлас содержит звезды до +6.5 звездной величины в соответствии с каталогом SAO, с добавлением звездных объектов, не вошедших в этот каталог. Так как атлас главным образом предназначен для наблюдений невооруженным глазом, двойные и кратные звезды не обозначены. Объекты, разделенные более чем на 3 ' поданы раздельно, в то время как более тесные объекты изображены как один объект, причем это делается, если суммарнный блеск объектов не ниже предельной звездной величины атласа. Переменные звезды поданы для их максимальной яркости, а у тех, где переменность может достигать 0.5 m, стоит буква "V".

Звезды сравнения подобраны так, чтобы иметь малый показатель цвета (B-V) в UBV системе; звезды сравнения, слабее чем +4.5m имеют (B-V) меньше чем 0.5m, но ввиду недостатка ярких звезд сравнения, эта величина может достигать 1.25m в тех случаях, если звезда ярче +1.5m. Величины звезд сравнения выражаются в целых и десятичных долях, с одним знаком после запятой, но без разделительной точки. Сириус (альфа Большого Пса) отмечен как "-15", что означает -1.5m. Ригель (бэта Ориона) отмечен как "01", что означает +0.1m. Переменные звезды не использованы в качестве звезд сравнения, даже если некоторые из них имеют очень низкую амплитуду переменности (например Капелла).

Диаметры звездных дисков даются с шагом 0.7m начиная с +6.5m, в девяти классах величины. Положения звезд рассчитаны для эпохи 2000.0 с учетом их собственных движений.

Большинство созвездий изображены в общепринятом виде, звезды соединены линиями. Названия созвездий представлены трехбуквеннными обозначениями, в заглавных буквах.

Страницы

В Атласе 12 страниц, охватывающих все небо. Расположение страниц основано на представлении всего неба как додекаэдра (двенадцатигранника) с одной из вершин в точке северного полюса мира. Девять "верхних" граней построены в зависимости от положения и формы, так чтобы каждая индивидуальная карта имела форму прямоугольника. Таким образом стало возможным добиться масштаба 2.8 мм на 1° в центре, при размерах карт 280 мм x 350 мм. Весь комплект карт выполнен в порядке прямых восхождений таким образом, чтобы большинство радиантов больших метеорных потоков были ближе к центру карт.

Координаты

Атлас содержит отметки координат через 7-сантиметровые интервалы (это будет 25° при данном масштабе в центре карты). Проекция или считывание положений в соответствии с этими метками намного точнее, чем это было бы в системе a , d . Перевод координат очень простой и доступный каждому при наличии калькулятора или небольшого компьютера.

От координат X и Y, указанных в нижнем левом углу карты (в мм, ось X - вправо, ось Y - вверх), преобразование в стандартные координаты (x, y) по отношению к центру карты идет следующим образом:

  (1)

Где R - радиус проекции, а (X_0, Y_0) положения центра карты. При расстоянии 70 мм между координатными метками на карте, R = 160.43 мм. Для карт с 1 по 3 и с 7 по 12 X_0 = 175 мм и Y_0 = 140 мм; для карт с 4 по 6, X_0 = 140 мм и Y_0 = 175 мм.

Дальше определяем направляющий вектор объекта из соотношений:

  (2)

Где alpha (a ) и delta (d ) - прямое восхождение и склонение объекта, alpha_0 (a _0) - прямое восхождение центра карты, данное в градусах в таблице 8.

Таблица 8: Прямое восхождение alpha_0, склонение delta_0 и декартовы координаты X_0 и Y_0 центра каждой карты в Гномоническом Атласе Брно 2000.0.

Вычисление положения объекта на карте начинается с вычисления направляющего вектора, используя систему (2). Потом вычисляется s = p sin delta_0 + r cos delta_0, где delta_0 - склонение центра карты; значения delta_0 также даются в таблице 8. Если s < 0.582, объект нельзя нанести на карту. Стандартные координаты объекта определяются соотношением:

(3)

откуда легко также найти координаты (X, Y), по соотношению (1).

Для других направлений, сначала определяем стандартные координаты по соотношению (1) и полярный радиус t = sqrt (1+x*x +y*y). Компоненты направляющего вектора вычисляются так:

  (4)

откуда значение a и d может быть определено по системе (2).

Следует вычесть 360° , если это число превышено в a .

2. Советы по определению X, Y координат в Атласе Брно

Для сообщений положений важно, чтобы масштаб карт оставался неизменным. Это значит, что расстояние между тонкими пересечениями должно быть 70 мм. Начало координат X, Y расположено в нижнем левом углу карты (ось X направлена направо, ось Y - вверх). Основные линии внутренние, а не жирные. Копировальные устройства часто могут изменять первоначальный масштаб карт. Поэтому, если вы решили делать копии, используйте только оригиналы, иначе вы не избежите ошибок. Если ошибка масштаба превышает 3 мм на всей длине карты (то есть если расстояние между основными линиями отличается больше чем на 3 мм), вы должны отказаться от такой карты.

Чтобы свести к минимуму влияние остаточных ошибок масштаба, координаты метеора должны быть отнесены к тем же координатным линиям. Рекомендуется использовать линейку длиной 35 см как минимум.