wtorek, 04 sierpień 2015 13:50

Technika obserwacji

Napisał

Zadanie obserwatora gwiazd zmiennych sprowadza się właściwie do dwóch zagadnień. Pierwszym z nich i zwykle najtrudniejszym, jest... odnalezienie gwiazdy na niebie. O ile dla jasnych gwiazd nie stanowi to właściwie żadnego problemu (wystarczy mieć odpowiednią mapkę danego obszaru nieba), o tyle w przypadku gwiazd słabych sprawa ma się całkiem inaczej. Dla odnalezienia niektórych po raz pierwszy poszukiwanych przez nas gwiazd w skrajnych przypadkach możemy stracić nawet do kilkudziesięciu (!) minut, przy czym może się zdarzyć, że nasze poszukiwania pozostaną bezowocne. Potem, kiedy zaczniemy daną gwiazdę obserwować systematycznie, jej odnajdywanie wśród dziesiątek czy setek innych obiektów będzie szło nam coraz sprawniej, a po pewnym czasie nie będzie nam sprawiało żadnych trudności, a czas potrzebny do tego celu ograniczy się zapewne do kilkunastu lub kilkudziesięciu sekund. Ja jestem z resztą zdania, że nie należy zbyt często zmieniać zestawów obserwowanych gwiazd, gdyż w takim przypadku można po pewnym czasie dojść do takiej wprawy, że poszczególne gwiazdy odnajdujemy praktycznie bez używania jakichkolwiek map.

Jeśli więc gwiazda została już odnaleziona, to mamy za sobą pierwszy etap obserwacji. Teraz możemy przystąpić do etapu zasadniczego, którym jest określenie jej jasności. Warto w tym miejscu zaznaczyć, że oko ludzkie ocenia jasności ciał niebieskich na podstawie wrażenia. Dlatego jest ono zdolne dość dokładnie oceniać nie tyle same jasności, co ich różnice, i to tym dokładniej, im są one mniejsze. Jasności gwiazd oparte na wrażeniach oka nazywane są jasnościami wizualnymi, a proces wyznaczania jasności wizualnych ciał niebieskich nazywany jest fotometrią wizualną.

Do wyznaczania jasności ciał niebieskich mogą być stosowane różne metody. W przypadku gwiazd zmiennych stosuje się zwykle metodę opracowaną w XIX wieku przez Argelandera. Oparta jest ona o zasady interpolacji i polega na porównaniu jasności gwiazdy zmiennej z jasnością pobliskiej gwiazdy o stałej jasności, zwaną gwiazdą porównania.

Jeśli jasność gwiazdy zmiennej oznaczymy literą v, jasność gwiazdy porównania literą a, a podczas porównania jasności obu gwiazd wydają nam się one równe lub nie możemy zdecydować się, która z nich jest jaśniejsza, to uznajemy, że jasności obu gwiazd są równe i zapisujemy obserwację jako

a0v

Jeśli po dłuższej chwili obserwacji częściej wydaje nam się, że gwiazda a jest jaśniejsza od gwiazdy v, choć nie jest to zbyt oczywiste i czasami co do tego mamy pewne wątpliwości, to zapisujemy

a1v

i mówimy, że gwiazda a jest o 1 stopień jaśniejsza od zmiennej v.

Jeżeli widzimy, że gwiazda a jest zdecydowanie i bez wątpienia jaśniejsza od zmiennej v, to mówimy, że jest ona jaśniejsza o 2 stopnie i zapisujemy to w postaci

a2v

Jeżeli natomiast już na pierwszy rzut oka da się zauważyć, że gwiazda a jest na pewno jaśniejsza od zmiennej v, to zapisujemy obserwację jako

a3v

i mówimy, że gwiazda a jest o 3 stopnie jaśniejsza od zmiennej v.

Przy większej różnicy jasności możemy użyć większej liczby stopni, przy czym należy pamiętać, że wraz ze wzrostem tej liczby, czyli również i różnicy jasności obu gwiazd, zmniejsza się dokładność naszej oceny. Nie poleca się stosowania większej liczby stopni niż 6 i uznajemy, że gwiazda a jest o 6 stopni jaśniejsza od zmiennej v wtedy, gdy już na pierwszy rzut oka nawet połowa różnicy jasności obu gwiazd byłaby zauważalna (a6v).

Podobnie postępujemy, gdy nasza zmienna jest jaśniejsza od gwiazdy porównania, oznaczonej np. literką b i w takim przypadku nasze zapiski przyjmą formę

v0b

v1b

v2b

lub v3b

Ponieważ dla określenia jasności naszej zmiennej konieczne jest porównanie jej jasności zarówno z gwiazdą jaśniejszą, jak i słabszą, to ostatecznym rezultatem naszych wysiłków jest tzw. ocena dwustronna, np.:

a2v3b

która wskazuje, iż nasza gwiazda zmienna jest o 2 stopnie słabsza od gwiazdy a i jednocześnie o 3stopnie jaśniejsza od gwiazd b. Ogólnie ocenę dwustronną można zapisać w postaci

amvnb

gdzie:

a - gwiazda porównania o jasności większej od zmiennej

m - ilość stopni o które gwiazda a jest jaśniejsza od zmiennej

v - gwiazda zmienna

n - ilość stopni o które zmienna jest jaśniejsza od gwiazdy b

b - gwiazda porównania o jasności mniejszej od zmiennej.

Dla zwiększenia dokładności naszej obserwacji pożądanym jest, by do oceny jasności naszej zmiennej użyć trzech lub więcej gwiazd porównania.

Po podstawieniu do powyższego schematu jasności gwiazd porównania otrzymujemy przykładową zależność

(4,6) 2 v 3 (5,1)

Jasność gwiazdy zmiennej wyznaczymy podstawiając odpowiednie wartości po wzór

v = [m/(m+n)] * (b-a) + a

Otrzymujemy w ten sposób równanie 

v = [2/(2+3)] * (5,1-4,6) + 4,6

czyli  v = 4,8

Jasność obserwowanej gwiazdy zmiennej wynosiła 4,8 magnitudo.

Podczas dokonywania samej oceny nie wolno zapomnieć o zapisaniu dokładnej daty i czasu obserwacji, gdyż nawet najdokładniej wykonana obserwacja nie umiejscowiona w czasie nie ma żadnej wartości poznawczej. Dobrze jest też zapisać dzień tygodnia, co może pozwolić później wyeliminować ewentualny błąd w dacie. Datę należy określić w tzw. dobach juliańskich. Dokładne prowadzenie pomiaru czasu stanowi jeden z najistotniejszych czynników mających wpływ na dokładność obserwacji. Im dokładniej określimy moment obserwacji, tym dokładniejsza będzie cała nasza obserwacja. Oczywiście należy podchodzić do tego zagadnienia z pewnym wyczuciem. Dla gwiazd długookresowych nie potrzebna jest dokładność większa niż rzędu kilkunastu a nawet kilkudziesięciu minut. Dla gwiazd o okresie zmienności od koło 3 do kilkunastu czy kilkudziesięciu dni dokładność ta nie może być już gorsza niż około 10 minut. Dla gwiazd o okresie nie przekraczającym 3 dni przyjmuje się natomiast, iż dokładność wyznaczenia momentu obserwacji nie powinna być gorsza niż rzędu 1 minuty. A dla gwiazd szybkozmiennych (UV Ceti) dokładność ta powinna wzrosnąć do około 10 sekund.

W przypadku gwiazd krótkookresowych, szczególnie zaćmieniowych, należy przy tym pamiętać o określeniu poprawki na równanie światła, by zredukować drogę Ziemi wokół Słońca. Równanie światła może mieć istotne znaczenie, gdyż wartość tej poprawki może dochodzić nawet do 16 minut. Poprawkę tę na dany moment można wyliczyć z odpowiedniego wzoru, jednak ze względu na pracochłonność takiego rozwiązania, polecam raczej skorzystanie ze specjalnych tablic lub nomogramów. Nomogram taki zawiera m.in. książka Tomasza Krzyta "Poradnik obserwatora gwiazd zmiennych" wydana przez PTMA w 1995 r. 

Istotnymi są też inne dane, takie jak użyty do obserwacji instrument, jego parametry, warunki pogodowe czy też samopoczucie obserwatora. Wszystkie te czynniki mają bowiem znaczący wpływ na naszą subiektywną ocenę. No i oczywiście nie możemy zapomnieć o zanotowaniu jasności gwiazd porównania, bo w przeciwnym razie nasz cały trud pójdzie na marne.

 

 

Część 1. Sprzęt obserwacyjny

Część 2. Układamy program

Część 3. Technika obserwacji

Część 4. Opracowanie wyników

Część 5. Błędy obserwacji

Cześć 6. Zgłaszanie wyników

 

 

Czytany 4865 razy Ostatnio zmieniany piątek, 19 sierpień 2016 11:36

Skomentuj

kalkulatory

baner GCVS