obserwują: Kometama
część II. wiosna 2002 r.
Kometa Ikeya-Zhang sfotografowana 3 kwietnia 2002 r. przez-J. Wilanda
P
ora na przedstawienie kolejnego gościa na naszym niebie, czy li komety C/2001 OGIO8 (LO- NEOS). Była ona obiektem niezwyk łym. Otóż od około dziesięciu lat od kryw a się p lan eto id y zaliczan e do grupy tzw. damoklidów, nazwanych tak od pierwszej znanej (5335) Damokles. Planetoidy te m ają orbity eliptyczne podobne do orbit komet krótkookreso wych, takich ja k lP/Halley. 28 lipca 2001 r. M.Van Ness, pracownik progra mu LO N EO S3 (Lowell Observatory Near Earth Object Search) w Arizonie (USA) zauważył na otrzymanych ob razach nową planetoidę oznaczoną na stępnie 2001 OGIO8. Obserwacja pla netoidy pozwoliła zakwalifikować ją właśnie jako typowego damoklida — w aphelium oddala się od Słońca poza orbitę Urana, w peryhelium nieco prze kracza orbitę Ziemi.Najbliżej Ziemi, w odległości zale dwie 0,554 j.a. omawiany obiekt zna lazł się 17 kwietnia 2002 r. (czyli zale dwie tydzień wcześniej niż opisywana już 153P/Ikeya-Zhang).
Ostatecznie wyznaczone elementy orbity 2001 OGIO8 są następujące:
T = 2002 marzec 15,1989 TT q = 0,994073j.a. e = 0,925215 w = 116,4208° Q = 10,5541° i= 80,2440°
(elem enty kątowe podane dla epoki
2000.0)
Jak widać, 2001 O G 108 krąży wokół Słońca po silnie wydłużonej elipsie z okresem prawie 50 lat.
3 Celem programu LONEOS jest wykry wanie planetoid mogących potencjalnie uderzyć w Ziemię i wyznaczanie ich orbit.
Ponieważ orbity damoklidów przy pom inają orbity kom et krótkookreso w ych, p rz y p u sz c z a się, że s ą one „w ygasłym i” jądram i kom etarnym i, pozbawionymi już materii lotnej. Jądra komet krótkookresowych, a więc i da- moklidy, pokryte są ciem ną m aterią o bardzo niskim albedo, pom im o to odkryty właśnie 2001 OG 108 okazał się być najjaśniejszą z grupy planetoid przecinających orbitę Ziemi, co w ska zuje na jego dużą średnicę, prawdopo dobnie ok. 15 km. Na szczęście obec na k o n fig u racja o rb it om aw ianego damoklida i Ziemi sprawia, że ich zde rzenie nie je st m ożliw e (największe zbliżenie to ok. 45 min km), jednak w przyszłości zbliżenia 2001 OGIO8 z Jow iszem m ogą zmienić jej orbitę w sposób trudny do przewidzenia.
Przewidywane zbliżenie do Ziemi na wiosnę 2002 r. połączone z jedno czesnym przechodzeniem przez pery helium tak jasnego i dużego damokli da sprawiło, że pojawiła się możliwość zaobserwowania ewentualnej resztko wej aktyw ności typu kom etam ego. Rzeczywiście, 11 stycznia 2002 r. zo stała zaobserw ow ana słaba otoczka, a nawet szeroki, bardzo słaby warkocz. W tym momencie „z urzędu” planeto- ida 2001 O G IO8 stała się kom etą C/2001 OGIO8 (LONEOS), chociaż w rzeczywistości je st to przykład, jak wątła i um owna je st granica między planetoidami i kometami.
Stosunkowo duża jasność omawia nego damoklida sprawiła, że był on do stępny nawet przez większe lornetki. Co więcej, przez dłuższy czas znajdo wał się na niebie w pobliżu zenitu, prze ch o d ząc za le d w ie k ilk a sto p n i od Gwiazdy Polarnej. Nie był efektowną, jasną kometą, jednak chyba jego
Ł u E □ - BAA ■ - SOK C/2001 OG1Q8 ■ ■ □ a - a “. T o 1“ ■. ■ _ a D m □□ ■ Ł r “ v. □ 4c ■ „ J r _n o
« d ? * .
■ V ■ y ■ ■ v. I ■ ■ ^ i V ° i ■ V □ ■ \26 stycznia 15 lutego 7 marca 2 7 m arca 16 kwietnia 6 mai a
Data 2002
Rys. 6 log(r)-log(r0)
zwykła natura sprawiła, że zaintereso wała się nim spora grupa obserwato rów. Niemniej jednak w celu poprawie nia statystyki do 86 obserwacji SOK (na wykresach czarne kwadraty) dodano 88 obserw acji sekcji kom etam ej BAA4 (b ia łe k w a d ra ty ) (ry s. 6). P rzed e wszystkim widoczny jest duży rozrzut ocen jasności sięgający aż 2m, spowo dowany głównie znacznym rozmyciem komety i związaną z tym silną zależ nością oceny od warunków obserwa cyjnych. Średnie odchylenie standardo w e ocen y ja s n o ś c i dla tej kom ety można ocenić na aż 0,8m (chociaż gdy pod uwagę weźmiemy jedynie obser wacje SOK, wielkość ta wynosi jedy nie 0,4m, co bardzo dobrze świadczy o naszych obserwatorach). Największą ja sn o ść ró w n ą ok. 9 ,5 m om aw iany
obiekt osiągnął ok. 22 marca 2002 r. Po zredukowaniu jasności komety do jasności heliocentrycznej (rys. 7) można zauważyć, że nie da się opisać całego zbioru danych jedną zależnością liniową. W prawdzie stosunkowo nie duża liczba obserwacji utrudnia anali zę, jednak wydaje się, że „żywot” ko mety C /2001 O G 108 można podzielić na trzy okresy:
1. Przed osiągnięciem peryhelium, czyli do 15 marca 2002:
H0 = 9,4m± 0 ,2 m n = 3,2 ± 2,1
Powyższe wartości są typowe dla kom ety długookresow ej i oznaczają stosunkowo m ałą aktywność, prawdo podobnie charakteru powierzchniowe go (brak dyskretnych źródeł materii na powierzchni jądra).
4 BAA — British Astronomical A ssocia tion (Brytyjskie Towarzystwo Astrono miczne).
2. Od 15 marca do 12 kwietnia 2002: H0 = 10,2m± 0 , l m
n = 15 ± 2
Po przejściu przez peryhelium ak tywność komety gwałtownie spada (od wrotność „wybuchu”) — kometa szyb ko „wyłącza się”.
3. Po 12 kwietnia 2002: H0 = l l ,5 m± 0 ,3 m
n = 1,5 ± 1,3
Widoczny jest wyraźny spadek al bedo oraz ustalenie się bardzo małej ak tywności — kometa praktycznie prze staje reagować na ciepło płynące ze Słońca. Wydaje się, że po prostu prak tycznie cała powierzchniowa materia lotna zniknęła i od Słońca oddala się obecnie obiekt jeszcze bardziej zbliżo ny do k la s y c z n e j p la n e to id y , n iż w chwili odkrycia.
Średnicę jądra 2001 OGIO8 wyzna czoną na podstawie powyższej w arto ści można określić na zaledwie 1 km, jednak ta sama średnica określona zo
stała innymi metodami na aż 15 km. Może to oznaczać, że w omawianym przypadku źle działają standardow e metody szacowania średnicy jąder ko- metamych. Jest to być może związane z w y ją tk o w o n isk im a lb e d o 2001 OG 108, prawdopodobnie typowym dla wszystkich damoklidów.
C /2 0 0 1 O G IO8 (L O N E O S ) był obiektem wyjątkowo trudnym do ob serwacji. Jasność powierzchniowa po zostawała stała w całym okresie obser- w acji i w y n o siła zaled w ie 12m/D ’. Oznacza to, że obserwacja omawiane go obiektu w warunkach miejskich (lub np. w świetle Księżyca) była niemoż liwa.
Średnica otoczki komety wynoszą ca początkow o 2 ’ osiągnęła m aksy malną wielkość 4 ’ w okresie najwięk
szego jej zbliżenia do Ziemi w poło wie kwietnia 2002, aby potem ponow nie spaść do 2 ’. Rzeczywista średnica otoczki w okresie obserwacyjnym zma lała od 160 tys. do zaledwie 80 tys. km, co jest wielkością niezwykle małą, kil kakrotnie mniejszą niż dla większości obserwowanych komet. Potwierdza to m ałą „wydajność” komety (niewielką m asę emitowanej materii).
Pewnych informacji o emisji m ate rii z jądra może dostarczyć analiza stop nia kondensacji otoczki DC. W tym przypadku wiarygodniejsze od danych BAA są ponow nie dane SOK, które wskazują, że wielkość ta zmalała od 4 na początku lutego do zaledwie 1 w po łowie maja. Potwierdza to sygnalizo wany ju ż spadek aktywności komety. Co więcej, dane SOK wydają się wska zywać na gwałtowne „załamanie” DC na początku kwietnia, co odpowiada opisywanemu „wyłączeniu się” kome ty w tym okresie i zaprzestania emisji świeżej materii.
Niestety, żaden z członków SOK nie widział warkocza. Inni obserwatorzy donosili o warkoczu długim na 1,8’, co odpowiada w przestrzeni zaledwie 150 tys. km. Trudno w takim razie mówić o warkoczu, można go po prostu trak tować jak asymetrię otoczki. Jego kąt po zycyjny oraz wygląd świadczą, że był to warkocz gazowy. Emisji pyłu z oma wianego obiektu nie stwierdzono.
Jak widać, damoklid C /2001 OG 108 (LONEOS) nie był obiektem zbyt efek townym, jednak niezwykle interesują cym pod względem poznawczym. Po raz pierw szy m ożna było dokładnie zbadać przedstawiciela tej klasy obiek tów. Co więcej, mogli to uczynić także miłośnicy astronomii.
Opisane powyżej dwie komety
różniały się: 53P/Ikeya-Zhang efek townym w yglądem i „fotogeniczno- ścią”, zaś C/2001 OGIO8 (LONEOS) „ pochodzeniem ” . W porów naniu z nimi nasz następny bohater, C/2002 E2 (S n y d er-M u ra k am i) b y ł po p ro stu zw ykłą, p rz e c ię tn ą kom etą, ja k ic h zwykle kilka przelatuje rocznie przez nasze niebo. Tym razem dostał się je d nak w „dobre” towarzystwo omawia nych komet i dzięki temu zasłużył na krótkie podsumowanie.
Kometa C/2002 E2 została odkryta 11 m arca 2002 r. w gwiazdozbiorze O rła n ie z a le żn ie p rzez D .S n y d era (USA) i S.M urakam i (Japonia) jako rozmyty obiekt o jasności 1 l m i średni cy 3 ’. Najbliżej Ziemi, w odległości niestety aż 1,367 j.a. kometa znalazła się 8 kwietnia 2002 (czyli z kolei ty dzień wcześniej niż omawiana C/2001 OGIO8).
Ostatecznie wyznaczone elementy orbity komety Snydera-Murakami są następujące: T = 2002 luty 21,7743 TT q = 1,466410j.a. e = 1,000487 co = 9,0271° Q = 244,5801° i= 92,5443°
(elementy kątowe podane dla epoki 2000.0)
Jak widać, orbita omawianej kome ty jest hiperbolą, co oznacza, że w tej chwili opuszcza ona Układ Słoneczny na zaw sze. Jednak czy b y ł to gość z przestrzeni między gwiazdowej? Ra czej nie. Mimośród niewiele przekra czający 1 oznacza, że jest to efekt za burzenia pierwotnej bardzo wydłużonej orbity eliptycznej, którą dopiero nale żałoby odtworzyć.
W celu przeanalizowania param e trów komety podobnie jak poprzednio do 53 obserwacji SOK dodano 59 ob serwacji BAA. Otrzymaną krzywą ja sności pokazuje rys. 8. Można ponow nie zauważyć, że oceny wykonane przez członków SOK wykazują się znacznie mniejszym rozrzutem niż obserwacje BAA — średnie odchylenie standardo we wynosi dla nich jedynie 0,3m. Mak symalną jasność równą ok. 10m kometa osiągnęła ok. 23 marca 2002.
Wykres jasności heliocentrycznej od czasu nie w ykazuje ja k ic h k o lw ie k o d c h y le ń od z a le ż n o śc i lin io w e j. W związku z tym można opisać krzywą jasności komety przy pomocy jednego zestawu parametrów:
H0 = 6,8m± 0 ,2 m n = 5,4 ± 0,4
Jak widać, jądro komety było dosyć jasne (jego średnicę można ocenić na ok. 9 km) i należy żałować, że nie zna lazła się ona bliżej Ziemi. Także wiel kość czynnika n wskazuje na stosun kowo dużą „wrażliwość” kom ety na ciepło płynące ze Słońca. Gdyby ko meta Snydera-Murakami znalazła się w odległości od Ziem i zbliżonej do 2001 OGIO8, świeciłaby na naszym niebie z jasnością 7m i wzbudziłaby na pewno znacznie większe zainteresowa nie obserwatorów. Pomijając jej małą obserw ow aną jasność, kom eta była trudnym obiektem obserwacyjnym tak że z p o w o d u n isk iej ja s n o ś c i p o wierzchniowej wynoszącej przez cały okres obserwacyjny zaledwie 12mO . Oznacza to, że podobnie jak w przy padku C/2001 OGIO8, obserwacja C/ 2002 E2 w warunkach miejskich była niemożliwa.
W okresie obserwacyjnym zdecydo wanie zmieniała się śre d n ic a o to c z k i komety, od 5 ’ na po czątku marca do za ledwie 1 ’ w połowie czerwca. Jednocze śnie wydaje się, że w ew nątrz otoczki m o ż n a w y ró ż n ić obszar o w iększej jasności powierzch niowej o średnicy właśnie 1’. Podob nie zm ien iała się rzeczywista średni ca otoczki w tym
samym okresie: od 300 tys. km (co jest wielkością typową dla większości ko met) do 100 tys. km. Wynika z tego, że w chwili odkrycia kom eta otoczona była rozrzedzoną otoczką o średnicy 300 tys. km, następnie zewnętrzne ob szary otoczki „ulotniły się” i pozostał jedynie „rdzeń” o średnicy 100 tys. km. O obecności niewielkiego zagęszcze nia w otoczce świadczyć może też nie zmieniający się w okresie obserwacyj nym stopień kondensacji DC równy za ledw ie 2. N ie k tó rz y o b serw ato rzy BA A o b se rw o w ali tak że w ark o cz o długości przestrzennej ok. 300 tys. km, który podobnie ja k w przypadku C/2001 OGIO8 można raczej trakto wać jako asymetrię gazowej otoczki.
Z powyższej analizy wynika, że C/ 2002 E2 (Snyder-Murakami) to typo wa, mało aktywna kometa. Jej aktyw ność polega prawdopodobnie na subli- macji materii lotnej z całej powierzchni jądra, a nie jest ona związana z centra mi aktywnymi na jego powierzchni.
Pora na ostatnią z atrakcji wiosen nego nieba, czyli kometę C/2002 FI (Utsunomiya). Mimo że osiągnęła aż 4m, była obserwowana przez niewielu. Ale po kolei...
Kometa Utsunomiya została odkry ta 18 marca 2002 przez znanego japoń skiego miłośnika astronomii i odkryw cę wielu komet, Syogo Utsunomiya, jako rozmyty obiekt o jasności 10m, ob darzony 1° warkoczem. Spodziewano się, że kometa będzie na tyle jasna, by być widoczna gołym okiem. Jednak dużym utrudnieniem okazało się to, że była widoczna zawsze nisko nad hory zontem: w kwietniu porannym, a na po czątku maja wieczornym. Nad ranem towarzyszyła omawianej wcześniej ko m ecie 153P/Ikeya-Zhang, natom iast w ieczorem tw orzyła niezapom niany układ z Plejadami i Merkurym, chociaż wtedy była już niezwykle trudnym do obserwacji obiektem. Już ok. 10 maja jej obserwacja była możliwa jedynie
z półkuli południowej.
Najbliżej Ziemi, w odległości niestety aż 1,178 j.a. kom eta znalazła się 16 kwietnia 2002 (czyli tydzień po C/2002 E2), zaledwie kilka dni przed osiągnię ciem peryhelium, w związku z czym był to okres jej największej jasności.
Ostatecznie wyznaczone elementy orbity kom ety Utsunom iya są nastę pujące:
T0= 2002 kwiecień 22,8985 TT
C/2002 F1 (Utsunomiya) - SOK Rys. 9 24 kwietnia Data 2002 14 maja -04 -0.3 Rys. 10 -0.1 0.0 0.1 lo g (r)-lo g (r ) C/2002 F1 q = 0,438299j.a. e = 0,999541 w = 125,9001° Q = 289,0294° i = 80,8767°
(elementy kątowe podane dla epoki 2000.0)
Z prezentowanych elementów wy nika, że orbita omawianej komety jest silnie wydłużoną elipsą. Kometa okrą ża Słońce w okresie 30 tys. lat, oddala jąc się od niego na odległość prawie 2000 j.a., tak więc przyleciała do nas z wewnętrznych części Obłoku Oorta. W peryhelium natomiast zbliżyła się do Słońca na odległość nieco tylko prze kraczającą odległość Merkurego.
Niestety, w związku z trudnymi wa runkami obserwacyjnymi (obserwacja komety wymagała widzialności „czys tego” horyzontu) pomimo dużej jasno ści napłynęło do SOK stosunkowo nie w iele obserwacji. W związku z tym ponow nie w ykorzystano archiw um BAA i do 42 obserwacji SOK dodano 80 obserwacji naszych brytyjskich ko legów. Otrzymaną krzywą jasności po kazuje rys. 9.
Przede wszystkim wyraźnie widać „urwanie się” obserwacji SOK ok. 4 maja. Następujące po tej dacie obser wacje BAA zostały wykonane już na półkuli południowej. Trudne warunki obserwacji kom ety (widoczna na tle rozjaśnionego świtem czy zmierzchem nieba) sprawiły, że obserwacje odzna czają się wyjątkowo dużym rozrzutem — średnie odchylenie standardowe wy nosi dla nich aż 1,3m. M aksymalną jas ność rów ną ok. 4,5m kometa osiągnęła 22 kwietnia 2002. Była to dokładnie ja sność komety lkeya-Zhang w tym dniu, co oznacza, że można było wtedy na porannym niebie oglądać dwie kome
ty o tej samej jasności. Jednak o ile lkeya-Zhang jaśniała na wysokości aż 50° nad horyzontem, o tyle Utsunomiya wznosiła się zaledwie 3° nad horyzon tem, co oznaczało, że w yglądała jak obiekt 8m (ekstynkcja atmosferyczna na tej wysokości wynosi ok. 4m), a jej ob serwacja była niezwykle trudna.
Widoczne jest także, że rzeczywista jasność komety była nieco wyższa od przewidywanej. Niewielka liczba ob serwacji utrudnia analizę, jednak do w y k resu ja sn o śc i h elio cen try czn ej (rys. 10) można dopasować cztery od cinki prostoliniowe o następujących pa rametrach:
1. Przed 8 kwietnia 2002: H0 = 8,9m± 0 ,3 m n = 3,5 ± 0,7
Powyższe wartości są typowe dla kom ety długookresow ej i oznaczają stosunkowo m ałą aktywność, prawdo podobnie charakteru powierzchniowe go (brak dyskretnych źródeł materii na powierzchni jądra).
2. Od 8 kwietnia do 22 kwietnia (pe ryhelium) i od 22 kwietnia do 11 maja
2002:
H0 = 1 0 ,lm± 0,8m n = 7 ± 1
Prawdopodobnie na powierzchni ją dra pojawia się centrum aktywne, któ re następnie po minięciu peryhelium stopniowo przygasa.
3. Po 11 maja 2002: Ho = 7,5m± 0 ,3 m n = 1,3 ± 1,0
Widoczny jest lekki wzrost albedo oraz ustalenie się bardzo małej aktyw ności — kometa praktycznie przestaje reagować na ciepło płynące ze Słońca (podobnie ja k om aw iana w cześniej 2001 OGIO8). Wydaje się, że aktyw ność centrum ustała, a praktycznie cała
powierzchniowa materia lotna zniknę ła. Pamiętajmy jednak, że ten odcinek krzywej jasności jest wyjątkowo słabo „obsadzony” obserwacjami i wszelkie wnioski m ogą być zbyt pochopne.
Na podstawie powyższych parame trów można sądzić, że jądro komety ma średnicę zaledwie ok. 3 km. Duża ja s ność komety (pomimo znacznej odle głości od Ziemi) związana była jedy nie z jej dużym zbliżeniem do Słońca. Jak już wspomniano, o możliwości obserwacji komety na tle nieba decy d u je je j ja s n o ś ć p o w ie rz c h n io w a . W przypadku komety Utsunomiya po c z ą tk o w o w y n o siła o n a z a le d w ie
1 l mO , co oznacza, że kometę można było obserwować jedynie na ciemnym tle nieba poza miastem (rzeczywiście, w tym okresie wznosiła się ona jeszcze w ystarczająco wysoko nad horyzon tem), jednak w okresie maksimum jas ności było to już ok. 6mO , czyli była możliwa jej obserwacja na rozjaśnio nym porannym lub wieczornym niebie. Podobnie stopień kondensacji DC zmieniał się od zaledwie 3 w marcu do aż 8 w połowie kwietnia 2002 (przypo mnijmy, że wartość 9 oznacza wygląd całkowicie gwiazdopodobny). Oznacza to, że w maksimum jasności było widać właściwie jedynie gwiazdopodobne ją dro obdarzone słabą otoczką. Ułatwiało to znacznie obserwacje, jednak w przy padku niedostrzeżenia głowy czy war kocza utrudniało identyfikację komety wśród gwiazd. Wydaje się, że szybszy wzrost DC nastąpił ok. 5 kwietnia, co można wiązać z hipotetycznym uaktyw nieniem się centrum aktywnego na po wierzchni jądra mało aktywnej komety zbliżającej się do peryhelium.
Średnica głowy komety C/2002 FI w okresie obserwacyjnym była
tycznie stała i wynosiła ok. 4 ’, dopiero pod koniec okresu obserwacyjnego spa dając do 1’. Uwzględniwszy odległość komety od Ziemi, daje to średnicą li niową równą ok. 300 tys. km, co jest wartością typową dla większości komet. Jednocześnie widoczny jest spadek śred nicy do zaledwie 100 tys. km ok. 5 maja, co można wiązać z „wyłączeniem” cen trum aktywnego i zanikiem otoczki.
Kometa Utsunomiya była obdarzo na stosunkowo jasnym warkoczem, wi docznym praktycznie w całym okresie obserwacyjnym. Niektórzy obserwato rzy widzieli nawet jego obydwie skła dowe: gazową i pyłową. N ajwiększą d łu g o ść ró w n ą ok. 1,5° w a rk o c z osiągnął w pobliżu peryhelium kome ty. Długość ta daje w przestrzeni pra wie 6 min km. Na podstawie analizy kąta pozycyjnego PA oraz opisów ob serwowanego warkocza można sądzić, że była widziana głównie składowa ga zowa, chociaż niektórzy obserwatorzy w idzieli rów nież pyłow ą (obydw ie składowe widoczne są na zdjęciach).
Podsumowując, można stwierdzić, że kom eta C/2002 FI (Utsunom iya) była przeciętną kometą o małym j ądrze i niskiej aktywności, która tylko dlate go stała się jasna, że znalazła się blisko Słońca, co pozwoliło na jej krótkie uak tywnienie.
Prawie każda z komet obserwowa
nych wiosną 2002 r. miała w sobie coś unikalnego:
— 153P/Ikeya-Zhang piękny, dłu gi warkocz (oraz historię pow iązaną z naszym wybitnym miłośnikiem astro nomii, Janem Heweliuszem),
- C/2001 O G 108 (LONEOS) była przykładem aktywnego damoklida,
— C/2002 FI (Utsunomiya) była „miniaturką” 153P, ponadto tworzyła niezapomniane konfiguracje z Plejada mi i Merkurym, stanowiąc cel wręcz „sportowych” obserwacji — dostrzeże nia komety w tak trudnych warunkach.
„Kometama wios na 2002” pozwoliła wielu obserwatorom zweryfikować stoso w ane m etody ocen param etrów obser wacyjnych (głównie jasności) dla komet o różnym wyglądzie, co w efekcie niewąt pliwie wpłynęło na poprawienie własnego warsztatu obserwacyj - nego. W porównaniu z poprzednio obser w ow anym i w SOK kom etam i je s t w i doczna znaczna po prawa jakości oceny jasności czy stopnia
kondensacji, co widać zwłaszcza w po równaniu z obserwacjami BAA.
Jednocześnie odkrycie przez miłośni ków trzech z omawianych komet dowo dzi, że nawet w dobie systemów LINE AR czy LONEOS nadal jest możliwe odkrycie nowej komety przez amatora. Obserwowana w lecie 2002 r. kometa C/2002 0 4 (Hoenig) jest przykładem, że można tego dokonać w Europie i to nawet w naszej okolicy. Czekajmy więc na odkrywcę — Polaka!
Tomasz Ściężor
ERRATA
Data 2002
W poprzednim zeszycie,na s.272, w I cz. tego artykułu, błędnie zamieściliśmy inny rysunek na miejscu rys. 5. Właściwy rys. 5 tamtego artykułu podajemy powyżej. Za błąd przepraszamy. Red.