Jak dokonać ostrego zdjęcia komety
z dużym ruchem własnym

Aby fotografia komety nadawała się dla celów pozycyjnych, zdjęcie musi być przede wszystkim ostre, z wyraźnie zaznaczonym jądrem komety, muszą znajdować się na kliszy ostre, punktowe obrazy kilku gwiazd, względem których wyznaczona ma być pozycja komety, i — co bardzo ważne — zanotowany być musi moment zdjęcia z dokładnością co najmniej minuty. Potrzebny jest więc astrograf, czyli kamera fotograficzna zamontowana na stałe na lunecie prowadzącej, na montażu ekwatorialnym z mechanizmem zegarowym. Okular lunety winien być wyposażony w mikrometr nitkowy (krzyż nitek) pomocny przy prowadzeniu kamery przy dłuższej, niekiedy powyżej godzinnej ekspozycji.

W czasie naświetlania, aby otrzymać obraz komety, co ważne jest przy zwłaszcza dużym ruchu własnym komety, prowadzimy lunetę za kometą. Obrazy gwiazd uwidoczniają się wówczas w postaci kresek zgodnych co do kierunku lecz z przeciwnym znakiem kierunku ruchu własnego komety. Długość tych „kresek” odpowiada wartości przesunięcia komety w czasie ekspozycji. Jeżeli zdjęcie trwa niewiele minut i ruch własny komety jest powolny, i jeżeli jasność komety jest wystarczająca, nie będzie trudności z pomiarem na kliszy pozycji komety względem jednej, dwóch lub trzech (zależnie od wybranej metody) gwiazd, a za moment obserwacji przyjmiemy średni moment zdjęcia.

Gorzej jest gdy kometa nie ma wyraźnego jądra, wówczas trudno utrzymać ją na krzyżu nitek, obraz na zdjęciu jest nieco zatarty, brak szczegółów głowy i warkocza, a także i obrazy gwiazd stają się zniekształcone, trudno więc i ustalić średni moment ekspozycji. Niekiedy postępuje się w ten sposób, że dokonuje się kilku ekspozycji w odnotowanych momentach, wówczas jednak obraz komety wypadnie nieco zamazany. Jeśli prowadzono prawidłowo lunetę (tzn. krzyż nitek) za kometą, obrazy gwiazd stanowić będą szereg „punktów” i ma moment obserwacji przyjmiemy średni z momentów poszczególnych ekspozycji. W przypadku słabej komety i braku jądra, prowadzenie krzyża nitek za niewyraźnym obrazem komety stwarza dodatkową trudność.

Można temu zapobiec, jeśli luneta wyposażona jest w mikrometr z podwójnym krzyżem nitek, stałym i ruchomym. Postąpimy wówczas w następujący sposób:

Rozpoczynamy obserwację od naprowadzenia lunety na jądro komety jak w poprzednio opisany sposób. Następnie wybieramy z pola widzenia jedną z gwiazd i naprowadzamy na nią krzyż nitek „ruchomych”. W trakcie ekspozycji śledzimy ową gwiazdę na „ruchomym” krzyżu nitek. Zrozumiałe, że łatwiej śledzić gwiazdę niż nieostrą głowę komety. Po upływie kilku minut zasłaniamy obiektyw kamery i odczekujemy aż kometa dość wyraźnie przesunie się między gwiazdami. Następnie naprowadzamy „stały” krzyż nitek ponownie na jądro komety, przesuwamy śrubę mikrometru, żeby „ruchomy” krzyż pokrył tę samą co wpierw gwiazdę i, po ponownym odsłonięciu obiektywu kamery, eksponujemy prowadząc znów lunetę za gwiazdą.

Czynność taką powtarzamy kilkakrotnie. W wyniku otrzymamy na kliszy jedno zdjęcie komety i kilka zdjęć gwiazd, stanowiących szereg odpowiadający ruchowi komety. Zaczernienia gwiazd będą stałe (jeśli stosowano stałe czasy ekspozycji), natomiast zaczernienie na kliszy komety będzie większe niż przy jednorazowej ekspozycji, będzie więc widać tu więcej szczegółów i jądro powinno lepiej się uwydatnić. Jeżeli poszczególne ekspozycje będą dostatecznie krótkie, to obraz będzie mało zniekształcony, o tyle tylko, o ile kometa przesunie się w czasie pojedynczej ekspozycji. Natomiast kumulacja ekspozycji nie wpłynie na ostrość tak zintegrowanego zdjęcia. Ustalenie momentu obserwacji również nie sprawi żadnych trudności.

Jedyny szkopuł — to posiadanie odpowiedniego mikrometru z systemem podwójnych nitek.

Można próbować zdjęć także bez mechanizmu zegarowego, prowadząc jedynie lunetę przy pomocy mikrometru i korygując położenie komety na krzyżu nitek przy użyciu manetek dla drobnego ruchu w rektascensji. Podane wyżej orientacyjnie czasy ekspozycji zależą oczywiście nie tylko od jasności gwiazd i komety, ale i od średnicy i ogniskowej kamery oraz od czułości kliszy, a czas trwania przerw — od wartości ruchu własnego komety. Można to ustalić najlepiej drogą próbnych zdjęć.