Eind 1999 ben ik gestart met beoefenen van de astronomie, de tak astrofotografie trok vrij snel mijn aandacht.  Via de astroclub Antares, kwam ik de eerste maal in contact met webcamera's voor astrogebruik. Mijn interesse steeg snel en ik heb er dan ook enkele omgebouwd  voor long-exposure toepassingen. Nadat ik later een Genesis camera had gebouwd wou ik iets anders doen dan enkel foto's maken.  Mijn interesse ging steeds uit naar kometen, dus ik ging op zoek naar een methode om fotometrie op kometen toe te passen. Dit bleek geen eenvoudige klus, daar er niet echt strikte richtlijnen te vinden waren. Iedere methode had zo zijn voor- en nadelen. Immers je hebt een comadiameter,  de heliocentrische afstand, type instrument waarmee de waarnemingen gebeuren enz… Allemaal factoren die de fotometrische meetresultaten van kometen op een of andere manier beïnvloeden.   Als ik de resultaten bekeek tussen visuele en CCD waarnemingen waren er soms vrij grote verschillen.  Het speuren naar een goede procedure ging dus verder…

De periode voor de Deep Impact missie begin 2005 zag ik een mail met een oproep tot alle amateurastronomen, om mee te werken aan de Deep Impact missie.  De komeet 9p/tempel 1 zou massaal gevolgd worden !  Dit was een project dat sterk aanleunde met mijn verwachtingen.  De website Deep Impact missie gaf vrij  veel informatie en daar vond ik ook de link van de CARA-groep in Italië.   Ik heb toen grondig de methodiek van de CARA groep bestudeerd en hun procedure en meetmethode overtuigde me zodanig dat ik direct van start wou gaan. Deze meetmethodiek had een meer diepere wetenschappelijke waarde.
Dankzij de hulp van Giovanni Sostero, één van de meest actieve waarnemers van het CARA-team, kon ik vrij snel resultaten boeken.  

Bedoeling is dus om met amateurmateriaal toch goede fotometrische gegevens te verzamelen die vergelijkbaar zijn met zelfs professionele metingen en dus onafhankelijk zijn van de gebruikte telescoopdiameters.  De meest gebruikte methode is de magnetude-fotometrie. D.w.z. dat we de geïntegreerde magnitude bepalen met een meetvenster gelijk aan de comadiameter.  Dit is een interessante techniek die voldoende nuttige gegevens kan verzamelen met voldoende wetenschappelijke waarde. Deze techniek staat de waarnemers toe om een goede kwalitatieve norm met een vrij eenvoudige methode te bereiken. Eén groot nadeel van deze magnitude-fotometrie is de bepaling van de coma-diameter, dit is heel subjectief en volledig afhankelijk van het gebruikte instrument, de camera, belichtingstijd en de toestand van de hemel en de waarnemer zelf.  Zoals u merkt heeft deze methode zijn beperkingen. Volgens mijn bescheiden mening is deze methode nuttig om vergelijkingen te maken met de visuele waarnemingen, die door de eeuwen heen werden verkregen, en ook de geïntegreerde magnitude is van de comadiameter.

Voor- en nadelen even op een rij
We kunnen kometen zowel visueel als met CCD waarnemen. We beschikken momenteel over een gigantische hoeveelheid aan gegevens van visuele komeetwaarnemingen over de eeuwen heen. Tevens is het visueel waarnemen van kometen relatief gemakkelijk te doen en vraagt niet zoveel tijd. Echter zijn deze minder nauwkeurig en afhankelijk van het gebruikte instrument, de geometrie, gebruikte methode, mengsel van gas + stof…  
Bekijken we even de CCD-magnitude fotometrie versus CCD AfRho fotometrie
De CCD magnitude-fotometrie heeft tal van voordelen tov visuele waarnemingen zoals:
-    grotere nauwkeurigheid tot 0.1 magn en zelfs beter
-    scheiding van stof en gassen door gebruik van optische filters
-    berekeningen van fysieke parameters worden mogelijk
nadelen van de CCD magnitude fotometrie:
-    tijdrovend en niet zo eenvoudig uit te voeren
-    afhankelijk van gebruikte instrument
Vergelijken we dan de afrho fotometrie
-    grote precisie (10%) (lineair)
-    gemakkelijke berekening fysieke parameters vb: gas/stof verhouding
-    scheiding van gas en stof door gebruik van optische filters
-    automatische correctie van het gebruikte instrumentarium
-    meetresultaten hebben een belangrijke wetenschappelijke waarde
nadelen van afrho-metingen zijn
-    eerder tijdrovend en niet zo voor de hand liggend om uit te voeren.


Wat theorie…..
Zoals we weten zijn kometen objecten met emissielijnen. Hieronder een spectrum van de komeet Hale-Bopp

Het licht dat we ontvangen van een komeet bestaat uit 2 componenten:
    -  Het licht van de zon dat reflecteerd op de stofdeeltejes van de coma
    -  De licht-emissie van de gascomponenten van de komeet (zie voorbeeld grafiek hierboven)

Meten we zonder optische filter dan verkrijgen we de som van het gereflecteerde licht door het stof alsook de gasemissies.  Willen we een bepaalde component isoleren (stof of gas) dienen we dus gebruik te maken van optische filters.  
In professionele astronomie wordt de komeetfotometrie gebruikt om de
poductiehoeveelheid aan gas en stof evenals de grootte en eigenschappen van de kern
te bepalen. Dit wordt uitgevoerd gebruik makend van smal-band filters, met een bepaald spectraal venster om een bepaalde bijzondere  gasemissies of gereflecteerd licht door
het komeetstof (d.w.z. continuum) te meten.  

Bovenvermelde figuur geeft een spectrum van een komeet (ref: Lamy, 1986) .  Daarboven de doorlaatcurve van optische filters. Enkele emissielijnen vallen binnen de R(volle lijn), S (stippellijn), en Rc (dubbel streeplijn) die allen gebruikt worden binnen het CARA-project.

Helaas hebben smalbandfilters ( vb: 647 nm met bandbreedte van 10 nm) geen grote efficiëntie bij gebruik op amateur telescopen (lees:kleinere opening) en de minder goede waarnemingsomstandigheden.
We zouden lange belichtingstijden moeten gebruiken en daar een komeet een bewegend object is, verschillend van de siderische beweging, zouden we ook nog moeten volgen op de komeet zelf, wat zeer moeilijk wordt.  Vandaar dat de amateur CCD-komeetfotometrie gebruik maakt van dezelfde filters als bij CCD-fotometrie van variabelen. Meer bepaald de BVRI (Cousins), deze filters zijn betaalbaar en laten voldoende licht door om toe te passen op de amateurtelescopen.  We gebruiken uiteindelijk enkel de R, I (veel minder gascontaminatie) en soms de V-filter (Johnson).

Wat is nu Af[rho]  ( verder in dit artikel AfRho genoemd) ?
Voor het bestuderen van stof in de coma wordt algemeen de afRho-waarde die door A' Hearn [1] wordt geïntroduceerd [2] in 1984.

De afrho waarde wordt berekend uit de verhouding van de gemeten lichtflux, die we ontvangen van de komeet en de zonneflux.  We kunnen dus schrijven:

                                                Af[rho] = rho*(2DR/rho)2 Fcom/Fsun

                                                                          [ A f rho ]

The Af[rho] is het product van de albedo (A), vul (filling) factor (f) van de stofkorrels in het meetvenster en de lineaire straal van het meetvenster [rho] van de komeet.

Waarbij:
A is de albedo (volgens Bond)
f is de vul (filling) factor, dat is hoeveel de poederkorrels het meetvenster vullen
rho is de straal van de coma verondersteld in de meting, uitgedrukt in cm
D is de geocentric afstand Earth-Comet, uitgedrukt in cm
R is de heliocentric afstand, uitgedrukt in  Astronomical Unit
Fcom is de gemeten komeet licht flux (of flow)
Fsun is de zonneflux bij 1 AU

Deze hoeveelheid kan als grootte van een hypothetische stofschijf worden geïnterpreteerd die de zelfde hoeveelheid licht reflecteerd zoals die door de stofcoma.

De eenheid wordt over het algemeen gegeven in centimeter of soms in meter.  Zo komen we van een helderheidsmeting (magnetude) tot een lineaire waarde die volledig bepaald wordt door de chemische en fysische eigenschappen  van de stofcomponent.  Men zegt soms ook dat de afrho-waarde de stofproductie weergeeft van een komeet veronderstellend dat de totale massa en de albedo gekend zijn. Ik ga hier niet verder op in daar het ons te theoretisch en te ver zou leiden.  We kunnen niet zo maar de link leggen tussen AfRho en de stofproductie.
De voordelen van deze techniek zijn:

-de bepaling van Afrho wordt niet door de instrumentele kenmerken beïnvloed.
De meetresultaten, die met verschillende opstelling worden verkregen en in de verschillende geometrische omstandigheden (waarnemingsomstandigheden van hemel, lichtvervuiling) zijn genomen zijn nu representatief en vergelijkbaar .
zelfs als de optimale voorwaarde niet voldaan zijn en observatie vergelijkt bij:
- smalband filters, waarvan de golflengte van enkel en alleen het gereflecteerd licht van
het stof wordt doorgelaten
- spectrum analyse
- het gebruiken van breedband filters

zelfs een ongefiltreerde observatie, in integraal licht, is het mogelijk om interessante resultaten te verkrijgen. Zo heeft men bij rijke stoffige kometen  als hale-Bopp, die zonder filters werden waargenomen, de Afrho waarde met een 10% overschat. Deze situatie kan worden verbeterd door gebruik te maken van breed bandfilters

Keuze van referentiesterren.
De professionele astronomen gebruiken gecalibreerde referentiesterren zoals de Landolt-reeks.  Echter kan men deze enkel gebruiken bij fotometrische hemel en zijn zeer beperkt.  
We gebruiken daarom de Tycho en/of de Hyparcos catalogus.  Daar we nauwelijks over een fotometrische hemel beschikken en ook af te rekenen hebben met de extinctie, gebruiken we , indien mogelijk, sterren binnen 1-3° van de komeet in kwestie.  Daar het gereflecteerde licht van komeet het licht van onze zon is, gebruiken we best sterren met quasi hetzelfde spectrum als onze zon. M.a.w. met een B-V van ongeveer 0.6.  In de regel laten we sterren toe met een B-V index tussen 0.5 en 0.7. Eveneens kiezen we  referentiesterren met een magnetude die in de buurt liggen van de te verwachten magnetude van onze komeet.  Met deze tips in het achterhoofd zal het resultaat van onze meting nauwkeuriger zijn.  Met een planetariumprogramma kan de keuze snel opgezocht worden.  De CARA-project groep heeft echter een zeer handige software-tool ontwikkeld die gratis te downloaden is van CARA . De handleiding van dit programma vind je hier.  Eveneens heb ik een korte handleiding gemaakt om de keuze van de refenrentiesterren te vergemakkelijken en de kans op fouten te verkleinen. Hier vind je deze handleiding.

Hoe wordt Afrho gemeten ?

Het minimum instrumentarium wat men nodig heeft:
-    Telescoop met voldoende opening om zwakke kometen met voldoende signaal/ruis te kunnen meten.
-    Montering met volgmotor
-    CCD camera met instelbare temperatuurregeling en lineaire  respons
-     R,I of V filter

Bekijken we even de procedure die de leden van CARA, en ook ikzelf toepassen.

1.    Nemen van beelden van de komeet met CCD-camera en filter en met een fotometrische hemel. Met fotometrische hemel bedoelen we een wolkenvrije hemel.
-    enkele tips:
    o    belichtingstijd moet zodanig gekozen worden dat er geen beweging merkbaar is van de komeet (in de regel max. 2 pixels verschuiving). Hiervoor dient men rekening te houden met de pixelresolutie van de combinatie: optiek en CCD en de beweging aan de hemel van de komeet.
    o    De bekomen ADU moet in het lineaire deel van de CCD-chip vallen. M.a.w. zeker geen verzadiging en toch voldoende signal/ruisverhouding.

For English version: see website of CARA

2.    Nemen van beelden van de referentiesterren (min. 2)
    a.    De referentiester moet binnen 1° van de komeet gelegen zijn
    b.    Belichtingstijd zodanig kiezen dat er geen verzadiging van de CCD optreed.  In      
           In de regel nemen we ongeveer de helft van de max. ADU.
    c.    Kleurindex: voor  B-V: 0.5-0.7
    d.    Enkel vergelijksterren uit de TYCHO-MAIN cataloog zijn geldig.
    e.    We kiezen steeds eerst een ster uit de Hyparcos cataloog, indien geen  
           Hyparcos ster binnen 1° gelegen is, nemen we een ster uit de TYCHO-Main
           cataloog.
    f.    Magnitude rond de 9 of 9.5 of bij heldere kometen dichter bij de te verwachten
           komeet magnitude.
    g.    Error magnitude: < 0.1 magnitude
    h.    Een goede hulp is onderstaande link: je dient enkel de coördinaten (RA en
           DEC) in te vullen in het daarvoor voorziene veld en je krijgt de correcte lijst.

                                                  referentiesterren voor Af(Rho)

3.    Goede flatfieldbeelden en darkframes zijn uiterst belangrijk !  Dus neem steeds
           flatfieldbeelden na elke opname .
4.    Toepassen van dataredcutie. Maw stacken van de beelden (median) met
            toepassing van dark- en flatfields.  Stack gebeurd op de komeet zelf omde beweging van de komeet te comlpenseren. De sterstrepen vormen geen probleem.
5.    Om de berekening uit te voeren maken gebruik van de Winafrho-software. Deze
           software is gratis te downloaden, wel onder bepaalde condities: Je dient
           geregistreerd te zijn bij www.cara-project.org, tevens dien je steeds de bron te
            vermelden bij elke publicatie van afrho-resultaten. Een uitgebreide handleiding
            van de Winafrho-software is beschikbaar in pdf-formaat.

De ganse gebruikersprocedure ga ik in dit artikel niet verder uiteenzetten. De meegeleverde handleiding is voldoende duidelijk.  Er is ook een PP beschikbaar op deze website: