CCD fotometrie je objektivnější a přesnější než vizuální, bohužel je limitována variabilní morfologií komet. V rámci jednoho návratu komety se velikost její komy mění i v rozmezí dvou řádů, takže jedním přístrojem je velice složité vytvořit nějakou uspořádanou řadu pozorování. Často se vyskytuje i vnější slabá plynná obálka kolem koncentrované vnitřní prachové komy, obecně jsou CCD detektory na tuto obálku málo citlivé, a tak často místo celkové jasnosti komety měří pouze jasnost centrální kondenzace. Výsledky CCD fotometrie jsou proto zatíženy značnou systematickou chybou vůči celkové vizuální jasnosti, bývají slabší o 0-3 mag dle typu komety a navíc se dynamicky mění (poměr plynu a prachu se u komet mění, jak se přibližují či vzdalují od Slunce).

Zajímavou modifikací CCD fotometrie vytvořil tým italských astronomů z CARA, který se problémům vyhnul tím, že měří přesně danou objektivní referenční oblast kolem jádra komety a pouze ve spektru odraženého světla kometárního prachu.

Vizuální fotometrie je zatížena subjektivním vnímáním pozorovatelů a méně přesná. Výhodou je to, že člověk jako detektor je značně přizpůsobivý. Když se koma a jas zvětší, stačí vyměnit okulár, či přímo dalekohled. Navíc lidské oko je mnohem citlivější ve spektru plynné složky komy, a tak snáze detekuje vnější slabou obálku. Světelné křivky vizuálních pozorování jsou mnohem reprezentativnější a odolnější proti změnám vzhledu komety. Výsledná značně nižší přesnost je kompenzována počtem pozorování od co největšího množství pozorovatelů.

Obrázek: Příklad, jak vizuální pozorování poslouží profesionálním astronomům. Výstupem v tomto případě je vývoj aktivity komety 73P/Schwassmann-Wachmann před fragmentací jádra, při ní a následný opětovný pokles po vyčerpání nově obnažených zásob plynů zajišťující aktivitu komety.

Jak si vytvořit vlastní světelnou křivku komety

Zajímavé výsledky vizuálního pozorování může dosáhnout i samotný pozorovatel. Vzhledem k tomu, že každý pozorovatel má nějaký svůj osobitý přístup k pozorování i mírně odlišnou spektrální citlivost oka, jsou rozdíly jasností udávaných jednotlivými pozorovateli mnohdy značně odlišné. Někteří pozorovatelé systematicky dosahují větších jasností jiní zas menších. Existují ale i nesystematické chyby způsobené chybami pozorování a nedodržování základní metodiky.

Jak správně vytvořit odhad jasnosti se dočtete v článku Návod na pozorování komet do databáze ICQ.

Při pořizování vizuálního odhadu jasnosti je třeba dodržovat tyto zásady:

• Pozorovat co nejčastěji, ne však více než jednou za noc, pokud ovšem kometa neprolétá v těsné blízkosti Země a nedochází ke změnám jasnosti v rámci hodin.
• Vždy porovnat jasnost komety s alespoň 2-3 (ideálně až 5-6) hvězdami s rozdílem jasnosti do 0.5 mag od komety a barevným indexem menším než 0.7 mag (zvláště je třeba vyhnout se spektrálním typům K, M které se zdají o 0.1-0.4 mag slabší než udává jejich jasnost)
• Pozorování vykonat nejmenším možným dalekohledem ve kterém je kometa ještě pohodlně viditelná tak aby se zamezilo vlivu aperturního efektu na jasnost komety (ve větších dalekohledech a zvětšení se zdají být komety slabší).
• Dávat si pozor na skutečnou velikost komy, mnoho pozorovatelů jasně na první pohled vidí jasnou vnitřní část a mnohdy přehlédne vnější slabší obálku. Výsledkem je menší jasnost komety než od ostatních pozorovatelů.

Je třeba si dát pozor na kvalitu oblohy, která může pozorování značně ovlivnit.

• Je třeba vyvarovat se pozorování pokud je Měsíc nad obzorem. V přesvícené obloze se obvykle ztrácí vnější část komety (lze udělat vyjímku v případě nějaké neobvyklé události, kterou je třeba sledovat - outburst, těsný průlet u Země).
• Pozorovat pouze za astronomické noci, kdy je obloha dostatečně tmavá. Z tohoto pravidla lze ustoupit, pokud v daném čase nelze pozorovat kometu z lepších podmínek odjinud a tedy naše pozorování nekontaminují pozorovací řady provedené z temné oblohy.
• Pokud pozorujeme kometu nízko nad obzorem a srovnávací hvězdy se nacházejí v odlišné výšce nad obzorem, je třeba provést opravu o extinkci.
• Nikdy neprováníme odhad na obloze s výrazným světelným znečištěním z měst a okolí. Pro toto pravidlo neexistuje výjimka (snad pouze pokud se pozoruje vyjímečný úkaz za úplňku vysoko nad obzorem, kdy je světelné znečištění vzhledem k jasu měsíce zanedbatelné).

Při dodržení těchto pravidel máme šanci vytvořit opravdu velice přesnou pozorovací řadu vývoje jasnosti komet. Jako příklad uvádíme světelnou křivku autora článku komety 103P/Hartley při jejím návratu v roce 2010 (viz snímek v úvodu).

Pro zpracování a vyhodnocení křivek lze použít velice dobrý software Comet For Windows, jehož autorem je Seiichi Yoshida.

Převzato: www.kommet.cz.