Решение с негатива угловой размер хвоста кометы. Созвездия. Звездные карты. Небесные координаты

Лабораторная работа №15

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДЛИНЫ КОМЕТНЫХ ХВОСТОВ

Цель работы – на примере вычисления длины кометных хвостов ознакомиться с методом триангуляции.

Приборы и принадлежности

Подвижная карта звездного неба, фотографии кометы и солнечного диска, линейка.

Краткая теория

Известно, что измерения вообще, как сопоставление измеряемой величины с некоторым эталоном, разделяются на прямые и косвенные. Причем, если возможно измерение интересующей величины обоими методами, то прямые измерения, как правило, предпочтительнее. Однако, именно при измерениях больших расстояний использование прямых методов бывает затруднительно, а подчас и невозможно. Высказанное соображение становится очевидным, если вспомнить, что речь может идти не только об измерениях больших длин на земной поверхности, но и об оценке расстояний до космических объектов.

Существует значительное количество косвенных методов оценки больших расстояний (радио и фотолокация, триангуляция и др.). В настоящей работе рассматривается астрономический метод, с помощью которого можно по фотографии определить размеры трех хвостов кометы Донати.

Для определения длины кометных хвостов используется уже известный метод триангуляции с учетом знания горизонтального параллакса наблюдаемого небесного объекта.

Горизонтальный параллакс - это угол (рис. 1), под которым виден с небесного тела средний радиус Земли.

Если известны этот угол и радиус Земли (R рис. 1), мы можем оценить расстояние до небесного тела L o . Горизонтальный параллакс оценивается с помощью точных приборов за четверть суток поворота Земли вокруг оси с учетом, что небесные тела могут быть спроецированы на небесную сферу.

Соответственно можно определить угловые размеры самих хвостов и головы кометы. Для этого используется карта звездного неба с учетом координат звезд известных созвездий (склонение и прямое восхождение).

Если по известному параллаксу определить расстояния до небесного тела, то размеры хвостов можно вычислить, решая обратную задачу параллактического смещения.

Определив угол α, можем определить размеры объекта АВ:

(угол α, выраженный в радианах)

Учитывая это, надо ввести масштаб, который дает нам фотографический снимок небесного объекта. Для этого необходимо выбрать две звезды (как минимум) на фотографии известного созвездия. Желательно, чтобы они были расположены на первом небесном меридиане. Тогда угловое расстояние между ними можно оценить по разности их склонения.

(αˊ - угловое расстояние между двумя звездами)

Склонение звезд находим с помощью подвижной карты звездного неба или из атласа. После этого, измеряя размеры участка звездного неба с помощью линейки или штангенциркуля (измерительного микроскопа), определяем линейный коэффициент фотографий, который будет равен:

α 1 ‑ линейно-угловой коэффициент данного снимка, а [мм] определяется по фотографии.

Затем измеряем линейные размеры небесного тела и через γ определяем угловые размеры:

(а" ‑ линейные размеры отдельной части небесного тела).

В итоге можно оценить истинные размеры объекта: .

1. По фотографии определить линейные размеры трех хвостов кометы Донати. Горизонтальный параллакс р = 23".

3. Оценить, с какой погрешностью определены размеры хвостов.

1. Какие космические тела, видимые невооруженным глазом на звездном небе Земли, могут изменять направление своего движения (на фоне звезд) более чем на ? Почему это происходит?

Решение: Как известно, все планеты Солнечной системы совершают как прямые, так и попятные движения. Такое петлеобразное движение планет является следствием сложения движений Земли и планет по орбите вокруг Солнца. Рассуждая аналогично, можно сделать вывод, что таким же образом на фоне звезд должны двигаться и любые другие тела, вращающиеся вокруг Солнца. Из них невооруженным глазом видны пять планет (Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн), а также яркие кометы.

2. У каких небесных тел есть хвосты? Сколько их может быть, из чего они состоят?
Решение: Газовые и газово-пылевые хвосты, направленные от Солнца, появляются у комет при их приближении к Солнцу. Также у кометы может существовать пылевой хвост, направленный вдоль орбиты кометы. Кроме этого, у комет встречаются небольшие аномальные хвосты, направленные к Солнцу (состоящие из массивных пылевых частиц комы). В итоге у кометы может быть до четырех хвостов. Обнаружен также газовый хвост у Земли, направленный в сторону от Солнца. По расчетам, он простирается на расстояние около 650 тыс.км. Вероятно, газовые хвосты есть и у других планет, имеющих атмосферы. Кроме этого, структуры, которые часто называют "хвостами", встречаются у взаимодействующих галактик (как правило, у одной галактики такая структура одна). Они состоят из звезд и межзвездного газа.

3. Две звезды на небе расположены так, что одна из звезд видна в зените при наблюдении с северного географического полюса, а вторая каждые сутки проходит через зенит при наблюдении с земного экватора. Известно, что от Земли до первой звезды свет идет чуть больше 430 лет. От второй звезды до Земли свет идет почти 16 лет. Как долго идет свет от первой звезды до второй?

Решение: Так как первая звезда видна в зените на полюсе, то она находится в северном полюсе Мира. Вторая звезда находится на небесном экваторе. Поэтому угловое расстояние между звездами составляет , а время, которое свет идет от одной до другой, можно вычислить по теореме Пифагора. Однако, сравнив расстояния до звезд в световых годах, можно понять, что время прохождения света от первой звезды до второй практически совпадает со временем прохождения света от первой звезды до Земли, т.е. ответ задачи - 430 лет.

4. На какой единственной планете можно наблюдать и полное, и кольцеобразное затмение Солнца одним и тем же спутником?

Решение: Как известно, и полные, и кольцеобразные затмения Солнца происходят на Земле, так что она и является этой единственной планетой. Из-за эллиптичности орбит Земли вокруг Солнца и Луны вокруг Земли угловой диаметр Солнца меняется от до , а диаметр Луны от до . Если угловой диаметр Луны больше углового диаметра Солнца, то может произойти полное солнечное затмение, если, наоборот, угловой диаметр Солнца превышает диаметр Луны, то может произойти кольцеобразное затмение. У всех остальных планет Солнечной системы нет спутников, угловые размеры которых при наблюдении с планеты были бы близки к угловым размерам Солнца.

5. Каким может быть максимальное количество месяцев в году, таких что одна и та же фаза Луны в течение каждого из этих месяцев повторяется по два раза? Период повторения фаз Луны (т.н. "синодический месяц") меняется от суток до суток (вследствие эллиптичности лунной орбиты).

Решение: Очевидно, что фазы Луны не могут повторяться в феврале - его продолжительность даже в високосные годы меньше, чем наименьшее возможное значение синодического месяца. Все остальные месяцы в календаре, наоборот, всегда длиннее синодического месяца, поэтому в каждом из этих месяцев могут существовать фазы Луны, повторяющиеся по два раза. Рассмотрим нереалистичный "предельный" случай - пусть во всех календарных месяцах содержится 31 день, а синодический месяц всегда оказывается равным ровно 29 суткам. Тогда предположим, что в некотором месяце (назовем его "месяц № 1") какая-то фаза Луны была сразу после полуночи 1-го числа. Во второй раз та же фаза повторится 30-го числа того же месяца. В следующий раз она встретится 28-го числа следующего месяца ("месяца № 2"), потом 26-го числа "месяца № 3" и так далее - во всех календарных месяцах вплоть до "месяца № 12" эта фаза будет встречаться только один раз (в "месяце № 12" она придется на 8-е число). Т.е. в такой ситуации в течение года мы найдем только один нужный нам месяц (первый). Очевидно, что из-за большей продолжительности синодического месяца и меньшей продолжительности части календарных месяцев (если они при этом длиннее синодического месяца) ситуация не изменится. Однако наличие в календаре короткого февраля позволяет найти лучшее решение. Если некоторая фаза Луны пришлась на конец суток 31 января, то она же еще раз встречалась в январе - 2-го числа. Та же самая фаза будет отсутствовать в феврале, в следующий раз после 31 января она повторится 1-го или 2-го марта (в зависимости от того, високосный год или нет). Следующее ее повторение придется примерно на 30-31 марта, т.е. одна и та же фаза по два раза повторится в двух календарных месяцах. Других таких месяцев в году не будет - рассмотренный выше "предельный" случай исключает их наличие. Отсюда получаем ответ: таких месяцев два (январь и март), причем этот максимум реализуется в любом году (но, конечно, для разных фаз Луны).

Я вновь воспользуюсь брошюрой «Дидактический материал по астрономии», написанной Г.И. Малаховой и Е.К.Страутом и выпущенной издательством «Просвещение» в 1984 г. В этот раз под раздачу идут первые задачи итоговой контрольной работы на стр. 75.

Для визуализации формул буду использовать сервис LаTeX2gif , так как в RSS библиотека jsMath не в состоянии отрисовать формулы.

Задача 1 (Вариант 1)

Условие: Планетарная туманность в созвездии Лиры имеет угловой диаметр 83″ и находится на расстоянии 660 пк. Каковы линейные размеры туманности в астрономических единицах?

Решение: Указанные в условии параметры связаны между собой простым соотношением:

1 пк = 206265 а.е., соответственно:

Задача 2 (Вариант 2)

Условие: Параллакс звезды Процион 0,28″. Расстояние до звезды Бетельгейзе 652 св. года. Какая из этих звезд и во сколько раз находится дальше от нас?

Решение: Параллакс и расстояние связаны простым соотношением:

Далее находим отношение D 2 к D 1 и получаем, что Бетельгейзе примерно в 56 раз дальше Проциона.

Задача 3 (Вариант 3)

Условие: Во сколько раз изменился угловой диаметр Венеры, наблюдаемой с Земли, в результате того, что планета перешла с минимального расстояния на максимальное? Орбиту Венеры считать окуржностью радиусом 0,7 а.е.

Решение: Находим угловой диаметр Венеры для минимального и максимального расстояний в астрономических единицах и далее их простое отношение:

Получаем ответ: уменьшился в 5,6 раза.

Задача 4 (Вариант 4)

Условие: Какого углового размера будет видеть нашу Галактику (диаметр которой составляет 3 · 10 4 пк) наблюдатель, находящийся в галактике M 31 (туманность Андромеды) на расстоянии 6 · 10 5 пк?

Решение: Выражение, связывающее линейные размеры объекта, его параллакс и угловые размеры уже есть в решении первой задачи. Воспользуемся им и, слегка модифицировав, подставим нужные значения из условия:

Задача 5 (Вариант 5)

Условие: Разрешающая способность невооруженного глаза 2′. Объекты какого размера может различить космонавт на поверхности Луны, пролетая над ней на высоте 75 км?

Решение: Задача решается аналогично первой и четвертой:

Соответственно космонавт сможет различать детали поверхности размером в 45 метров.

Задача 6 (Вариант 6)

Условие: Во сколько раз Солнце больше Луны, если их угловые диаметры одинаковы, а горизонтальные параллаксы соответственно равны 8,8″ и 57′?

Решение: Это классическая задача на определение размера светил по их параллаксу. Формула связи параллакса светила и его линейных и угловых размеров неоднократно попадалась выше. В результате сокращения повторяющейся части получим:

В ответе получаем, что Солнце больше Луны почти в 400 раз.

Узловые вопросы: 1. Понятие созвездия. 2. Различие звезд по яркости (светимости), цвету. 3. Звездная величина. 4. Видимое суточное движение звезд. 5. небесная сфера, ее основные точки, линии, плоскости. 6. Звездная карта. 7. Экваториальная СК.

Демонстрации и ТСО: 1. Демонстрационная подвижная карта неба. 2. Модель небесной сферы. 3. Звездный атлас. 4. Диапозитивы, фотографии созвездий. 5. Модель небесной сферы, географический и звездный глобусы.

Впервые звезды были обозначены буквами греческого алфавита. В созвездии атласа Байгера в XVIII века исчезли рисунки созвездий. На карте указываются звездные величины.

Большая Медведица - (Дубхе), (Мерак), (Фекда), (Мегрец), (Алиот), (Мицар), (Бенеташ).

Лиры - Вега, Лебедева - Денеб, Волопаса - Арктур, Возничего - Капелла, Б. Пса - Сириус.

Солнце, Луна и планеты на картах не указаны. Путь Солнца показан на эклиптике римскими цифрами. На звездных картах нанесена сетка небесных координат. Наблюдаемое суточное вращение - явление кажущееся - вызванное действительным вращением Земли с запада на восток.

Доказательство вращения Земли:

1) 1851 г. физик Фуко - маятник Фуко - длина 67 м.

2) космические спутники, фотографии.

Небесная сфера - воображаемая сфера произвольного радиуса используемая в астрономии для описания взаимного положения светил на небосклоне. Радиус принимают за 1 Пк.

88 созвездий, 12 зодиакальных. Условно можно разделить на:

1) летние - Лира, Лебедь, Орел 2) осенние - Пегас с Андромедой, Кассиопея 3) зимние - Орион, Б. Пес, М. Пес 4) весенние - Дева, Волопас, Лев.

Отвесная линия пересекает поверхность небесной сферы в двух точках: в верхней Z - зените - и в нижней Z " - надире .

Математический горизонт - большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии.

Точка N математического горизонта называется точкой севера , точка S - точкой юга . Линия NS - называется полуденной линией .

Небесным экватором называется большой круг, перпендикулярный оси мира. Небесный экватор пересекается с математическим горизонтом в точках востока E и запада W .

Небесным меридианом называется большой круг небесной сферы, проходящий через зенит Z , полюс мира Р , южный полюс мира Р ", надир Z ".

Домашнее задание: § 2.

Созвездия. Звездные карты. Небесные координаты.

1. Опишите, какие суточные круги описывали бы звезды, если бы астрономические наблюдения проводились: на Северном полюсе; на экваторе.

Видимое движение всех звезд происходит по кругу, параллельному горизонту. Северный полюс мира при наблюдении с Северного полюса Земли находится в зените.

Все звезды восходят под прямыми углами к горизонту в восточной части неба и также заходят за горизонт в западной. Небесная сфера вращается вокруг оси, проходящей через полюса мира, на экваторе расположенные точно на линии горизонта.

2. Выразите 10 ч 25 мин 16 с в градусной мере.

Земля за 24 ч совершает один оборот - 360 о. Следовательно, 360 о соответствует 24 ч, тогда 15 о - 1 ч, 1 о - 4 мин, 15 / - 1 мин, 15 // - 1 с. Таким образом,

1015 о + 2515 / + 1615 // = 150 о + 375 / +240 / = 150 о + 6 о +15 / +4 / = 156 о 19 / .

3. Определите по звездной карте экваториальные координаты Веги.

Заменим название звезды буквенным обозначением (Лиры) и найдем ее положение на звездной карте. Через воображаемую точку проводим круг склонения до пересечения с небесным экватором. Дуга небесного экватора, которая лежит между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения круга склонения звезды с небесным экватором, является прямым восхождением этой звезды, отсчитанным вдоль небесного экватора навстречу видимому суточному обращению небесной сферы. Угловое расстояние, отсчитанное по кругу склонения от небесного экватора до звезды, соответствует склонению. Таким образом, = 18 ч 35 м, = 38 о.

Накладной круг звездной карты поворачиваем так, чтобы звезды пересекла восточную часть горизонта. На лимбе, напротив отметки 22 декабря, находим местное время ее восхода. Располагая звезду в западной части горизонта, определяем местное время захода звезды. Получаем

5. Определить дату верхней кульминации звезды Регул в 21 ч по местному времени.

Устанавливаем накладной круг так, чтобы звезда Регул (Льва) находилась на линии небесного меридиана (0 h - 12 h шкалы накладного круга) на юг от северного полюса. На лимбе накладного круга находим отметку 21 и напротив ее на краю накладного круга определяем дату - 10 апреля.

6. Вычислить, во сколько раз Сириус ярче Полярной звезды.

Принято считать, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,512 раза. Тогда разность в 5 звездных величин составит различие в яркости ровно в 100 раз. Так звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого в (эта величина примерно равна 2,512). В общем случае отношение видимой яркости двух звезд связано с разностью их видимых звездных величин простым соотношением:

Светила, яркость которых превосходит яркость звезд 1 m , имеют нулевые и отрицательные звездные величины.

Звездные величины Сириуса m 1 = -1,6 и Полярной звезды m 2 = 2,1, находим в таблице.

Прологарифмируем обе части указанного выше соотношения:

Таким образом, . Отсюда. Т. е. Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.

Примечание : используя степенную функцию, также получим ответ на вопрос задачи.

7. Как вы думаете, можно ли долететь на ракете до какого-нибудь созвездия?

Созвездие - это условно определенный участок неба, в пределах которого оказались светила, находящиеся от нас на разных расстояниях. Поэтому выражение «долететь до созвездия» лишено смысла.

Любители астрономии могут сыграть большую роль в изучении кометы Хейла-Боппа, наблюдая ее с помощью биноклей, подзорных труб, телескопов и даже невооруженным глазом. Для этого они должны регулярно оценивать ее интегральную звездную визуальную величину и отдельно звездную величину ее фотометрического ядра (центрального сгущения). Кроме этого, важны оценки диаметра комы, длины хвоста и его позиционного угла, а также подробные описания структурных изменений в голове и хвосте кометы, определение скорости движения облачных сгущений и других структур в хвосте.

Как оценить блеск кометы? Наиболее распространенными среди наблюдателей комет являются следующие методы определения блеска:

Метод Бахарева-Бобровникова-Всехсвятского (ББВ) . Изображения кометы и звезды сравнения выводятся из фокуса телескопа или бинокуляра до тех пор, пока их внефокальные изображения не будут иметь приблизительно одинаковый диаметр (полного равенства диаметров этих объектов достигнуть невозможно из-за того, что диаметр изображения кометы всегда больше диаметра звезды). Необходимо также учитывать тот факт, что у внефокального изображения звезды яркость приблизительно одинакова по всему диску, комета же имеет вид пятна неравномерной яркости. Наблюдатель усредняет яркость кометы по всему ее внефокальному изображению и эту среднюю яркость сравнивает с яркостью внефокальных изображений звезд сравнения.

Подбирая несколько пар звезд сравнения, можно определить среднее значение визуальной звездной величины кометы с точностью до 0.1 m .

Метод Сидгвика . Этот метод основан на сравнении фокального изображения кометы с внефокаль-ными изображениями звезд сравнения, имеющими при расфокусировке такие же диаметры, как и диаметр головы фокального изображения кометы. Наблюдатель внимательно изучает изображение кометы, находящейся в фокусе, и запоминает ее среднюю яркость. Затем выводит окуляр из фокуса до тех пор, пока размеры дисков внефокальных изображений звезд не станут сравнимыми с диаметром головы фокального изображения кометы. Яркость этих внефокальных изображений звезд сравнивается с "записанной" в памяти наблюдателя средней яркостью головы кометы. Повторяя несколько раз эту процедуру, получают набор звездных величин кометы с точностью до 0.1 m . Этот метод требует развития определенных навыков, позволяющих хранить в памяти яркости сравниваемых объектов - фокального изображения головы кометы и внефокальных изображений дисков звезд.

Метод Морриса является комбинацией методов ББВ и Сидгвика, частично устраняя их недостатки: различие диаметров внефокальных изображений кометы и звезд сравнения в методе ББВ и вариации поверхностной яркости кометной комы, когда фокальное изображение кометы сравнивается с внефокальными изображениями звезд по методу Сидгвика. Блеск головы кометы методом Морриса оценивается следующим образом: вначале наблюдатель получает такое внефокальное изображение головы кометы, которое имеет приблизительно однородную поверхностную яркость, и запоминает размеры и поверхностную яркость этого изображения. Затем он расфокусирует изображения звезд сравнения таким образом, чтобы их размеры были равны размерам запомнившегося изображения кометы, и оценивает блеск кометы, сравнивая поверхностные яркости внефокальных изображений звезд сравнения и головы кометы. Повторяя этот прием несколько раз, находят среднее значение блеска кометы. Метод дает точность до 0.1 m , сравнимую с точностью вышеизложенных методов.

Начинающим любителям можно порекомендовать воспользоваться методом ББВ, как наиболее простым. Более подготовленные наблюдатели чаще применяют методы Сидгвика и Морриса. В качестве инструмента для проведения оценок блеска надо выбирать телескоп с минимально возможным диаметром объектива, а лучше всего - бинокль. Если комета настолько ярка, что видна невооруженным глазом (а это и должно произойти с кометой Хейла-Боппа), то люди с дальнозоркостью или близорукостью могут попробовать весьма оригинальный метод "дефокусировки" изображений - попросту сняв свои очки.

Во всех рассмотренных нами методах требуется знание точных звездных величин звезд сравнения. Они могут браться из различных звездных атласов и каталогов, например, из каталога звезд, входящего в комплект "Атласа звездного неба" (Д. Н. Пономарев, К. И. Чурюмов, ВАГО). При этом необходимо учесть, что если звездные величины в каталоге приводятся в системе UBV, то визуальная величина звезды сравнения определяется по следующей формуле:

m = V+ 0.16(B-V)

Сравнение яркостей кометы и звезд сравнения можно производить с помощью метода Нейланда-Блажко , в котором используются две звезды сравнения: одна - ярче, другая - слабее кометы. Суть метода заключается в следующем: пусть звезда а имеет звездную величину m а, звезда b - звездную величину m b , комета к - звездную величину m к, причем m a а на 5 степеней ярче звезды b , и одна степень p равна 0.2Δm. Допустим, что при оценке блеска кометы k оказалось, что она слабее звезды

b

m k =m a +3p=m a +0.6Δm
или
m k =m b -2p=m b -0.4Δm

Помимо оценок визуальных звездных величин головы кометы, важными являются также оценки диаметра комы и степени ее диффузности.

Диаметр комы (D) можно оценить, используя следующие методы:

Метод "дрейфа" основан на том, что при неподвижном телескопе комета, вследствие суточного вращения небесной сферы, будет заметно перемещаться в поле зрения окуляра, проходя 15 секунд дуги за 1 секунду времени (вблизи экватора). Взяв окуляр с крестом нитей, следует развернуть его так, чтобы комета перемешалась вдоль одной и перпендикулярно другой нити. Определив по секундомеру промежуток времени At в секундах, за который голова кометы пересечет перпендикулярную нить, легко найти диаметр комы (или головы) в минутах дуги по следующей формуле:

D=0.25Δtcosδ

Метод межзвездных угловых расстояний . Используя крупномасштабные атласы и карты звездного неба, наблюдатель определяет угловые расстояния между близкими звездами, видимыми в окрестностях кометы, и сравнивает их с видимым диаметром комы. Этот метод применяется для больших комет, диаметр комы которых превышает 5".

Заметим, что видимый размер комы или головы сильно подвержен апертурному эффекту, то есть сильно зависит от диаметра объектива телескопа. Оценки диаметра комы, полученные с помощью различных телескопов, могут отличаться друг от друга в несколько раз. Поэтому для подобных измерений рекомендуется применять небольшие инструменты и малые увеличения.

Параллельно с определением диаметра комы наблюдатель может оценивать ее степень диффузности (DC) , которая дает представление о внешнем виде кометы. Степень диффузности имеет градацию от 0 до 9. Если DC=0, то комета представляется светящимся диском с малым или отсутствующим изменением поверхностной яркости от центра головы к периферии. Это полностью диффузная комета, в которой отсутствует какой-либо намек на присутствие в ее центре более плотно светящегося сгущения. Если же DC=9, то комета по внешнему виду не отличается от звезды, то есть выглядит звездообразным объектом. Промежуточные значения DC между 0 и 9 указывают на различную степень диффузности.

При наблюдениях хвоста кометы следует периодически измерять его угловую длину и позиционный угол, определять его тип и фиксировать различные изменения его формы и структуры.

Для нахождения длины хвоста (С) можно воспользоваться теми же методами, что и для определения диаметра комы. Однако при длине хвоста, превышающей 10°, следует воспользоваться следующей формулой:

cosC=sinδsinδ 1 +cosδcosδ 1 cos(α-α 1)

Позиционный угол хвоста (РА) отсчитывается от направления к северному полюсу мира против вращения часовой стрелки: 0° - хвост точно направлен на север, 90° - хвост направлен на восток, 180°- на юг, 270° - на запад. Его можно измерить, подобрав звезду, на которую проецируется ось хвоста, по формуле:

Где α 1 и δ 1 - экваториальные координаты звезды, а α и δ - координаты ядра кометы. Квадрант РА определяется знаком sin(α 1 - α) .

Определение типа хвоста кометы - довольно сложная задача, требующая точного вычисления значения отталкивающей силы, действующей на вещество хвоста. Особенно это касается пылевых хвостов. Поэтому для любителей астрономии обычно предлагается методика, которой можно пользоваться для предварительного определения типа хвоста наблюдаемой яркой кометы:

I тип - прямолинейные хвосты, направленные вдоль продолженного радиуса-вектора или близко к нему. Это газовые или чисто плазменные хвосты голубого цвета, часто в таких хвостах наблюдается винтовая или спиральная структура, и состоят они из отдельных струек или лучей. В хвостах I типа часто наблюдаются облачные образования, с большими скоростями движущиеся вдоль хвостов от Солнца.

II тип - широкий, изогнутый хвост, сильно отклоняющийся от продолженного радиуса-вектора. Это газопылевые хвосты желтого цвета.

III тип - неширокий, короткий изогнутый хвост, направленный почти перпендикулярно к продолженному радиусу-вектору ("стелющийся’’ вдоль орбиты). Это пылевые хвосты желтого цвета.

IV тип - аномальные хвосты, направленные к Солнцу. Неширокие, состоящие из крупных пылинок, которые почти не отталкиваются световым давлением. Цвет их также желтоватый.

V тип - оторвавшиеся хвосты, направленные вдоль радиуса-вектора или близко к нему. Цвет их голубой, так как это чисто плазменные образования.