Ilość gwiazd zmiennych, które można obserwować zależy od instrumentu, którym się obserwuje. Oczywiście im większy instrument się posiada, tym więcej gwiazd zmiennych można obserwować i tym ciekawszy ułożyć program obserwacji. Dlatego też każdy obserwator gwiazd zmiennych winien posiadać lub mieć dostęp do jakiegoś większego instrumentu.
Poniższa tabelka podaje zasięg w wielkościach gwiazdowych, jaki można uzyskać w zależności od średnicy obiektywu. Są to dane teoretyczne i wszelkie niedokładności optyki obniżają jakość obrazu i podany w tabelce zasięg.
| D [mm] | 15 | 25 | 50 | 75 | 100 | 150 | 200 |
| m | 8.0 | 9.1 | 10.6 | 11.6 | 12.1 | 13.0 | 13.6 |
Tak więc jednym z czynników determinujących program obserwacji jest posiadany instrument. Jak można się zorientować z podanej tabelki, właściwie nawet większą lornetą można już prowadzić obserwacje, układając sobie interesujący i odpowiedni program.
Dobór gwiazd do obserwacji zależy także od wprawy obserwatora. Głównym czynnikiem wyboru winny stać się amplituda i czas trwania zmian jasności. Początkujący obserwatorzy winni obserwować tylko gwiazdy regularne, o amplitudzie zmian blasku większej niż 1m i szybko zmieniające swą jasność. Wprawni obserwatorzy mogą obserwować gwiazdy o amplitudzie zmian blasku około 0m.5–0m.6.
Wszystkim obserwatorom, zarówno początkującym, jak i doświadczonym polecamy do obserwacji gwiazdy zmienne regularne, szczególnie zaś gwiazdy zmienne zaćmieniowe. Obserwacje tych gwiazd dają stosunkowo szybko wyniki i nie wymagają prowadzenia obserwacji w każdą pogodną noc. Tymi gwiazdami szczególnie zajmują się obserwatorzy PTMA i Sekcja Obserwacyjna dysponuje odpowiednimi materiałami pomocniczymi, takimi jak mapy oraz efemerydy. W związku z tym, przy obserwacjach tych gwiazd obserwatorzy mogą liczyć na daleko idącą pomoc.
Mając na uwadze wymienione wyżej sprawy można przystąpić do układania programu obserwacji. Program na daną noc układamy tak, aby obserwować kilka zmiennych. Daje to podwójną korzyść, gdyż ułatwia zapominanie ocen i pozwala na bardziej efektywne wykorzystanie nocy. Przy obserwacjach gwiazd zmiennych regularnych, takich jak np. gwiazdy zmienne zaćmieniowe, cefeidy czy też zmienne typu Mira Ceti, będziemy z naszych obserwacji wyznaczać momenty minimów bądź też maksimów blasku. Dlatego też, przy obserwacjach niektórych z tych obiektów, trzeba znać przybliżone momenty tych zjawisk.
Nieocenioną pomocą obserwatora są efemerydy wydawane przez Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego i zawarte w „Dodatku Międzynarodowym do Rocznika Astronomicznego Obserwatorium Krakowskiego”. Podają one przybliżone, przewidywane momenty (wyliczane teoretycznie), kiedy winno nastąpić minimum danej gwiazdy zaćmieniowej. Wydawnictwo to zawiera również efemerydy gwiazd zmiennych typu RR Lyrae, podające kiedy winno nastąpić maksimum blasku danej cefeidy krótkookresowej.
Obserwator wybiera do obserwacji gwiazdy także w zależności od posiadanych mapek. Mapki, którymi dysponuje Centralna Sekcja Obserwacji Gwiazd Zmiennych Zaćmieniowych zawierają okolice gwiazdy zmiennej zaćmieniowej z zaznaczonymi gwiazdami porównania, tzw. dojście oraz część nieba widoczną gołym okiem. Dojście pozwala na odszukanie i zidentyfikowanie gwiazdy zmiennej i jej okolicy. Startuje się od jakiejś jasnej, widocznej gołym okiem gwiazdy i identyfikując poszczególne obiekty widoczne w instrumencie odszukuje się na niebie gwiazdę zmienną i jej okolicę. Mapy zaopatrzone są w strzałki, skierowane na północ i podziałkę, podającą skalę, co ułatwia posługiwanie się nimi.
Przystępujemy do układania programu obserwacji na daną noc. Program taki winien podawać jakie gwiazdy będziemy danej nocy obserwować, kiedy w przybliżeniu należy zacząć i kiedy skończyć obserwacje każdej z gwiazd. Informacje te odczytujemy z efemeryd. Efemerydy gwiazd zmiennych zaćmieniowych są podzielone na trzy części, w zależności od okresu gwiazdy. Wyróżniono gwiazdy o okresach krótkich (do 2d), średnich 2d<P<10d) i długich (większych niż 10d). Efemeryda gwiazd krótkookresowych składa się z dwu części. Najpierw dla danej gwiazdy odczytuje się liczbę odpowiadającą danemu miesiącowi (część b efemerydy), a następnie na daną datę miesiąca odczytuje się dla tej gwiazdy liczbę (liczby) z części a efemerydy. Suma liczby wziętej z części b oraz liczby (lub każdej z liczb oddzielnie) wziętej z części a daje przewidywany moment minimum danej gwiazdy. Przewidywany moment minimum otrzymujemy w postaci: rok, miesiąc, dzień i ułamek dnia z dokładnością do 0d.01. Podane w efemerydach liczby to są ułamki doby. Tak więc jeżeli dodając dwie liczby otrzymujemy liczbę większą od 100, mamy już dzień następny, gdyż liczba np. 123 oznacza 1d.23. Jeżeli w części b przed liczbą jest znak minus, to liczbę tę odejmujemy od liczby wziętej z części a. Analogicznie jak poprzednio, gdy różnica jest ujemna, to przewidywany jest moment minimum na dzień wcześniejszy. Np. otrzymujemy 46-61 = -15, to minimum wino nastąpić w dniu poprzedzającym dzień, dla którego prowadziliśmy naszą rachubę. Winno ono nastąpić 0d.15 przed północą interesującego nas dnia, czyli innymi słowami: dzień dla którego prowadzimy rachubę minus jeden dzień i 0d.85. Wszystkie przewidywane momenty są podawane w czasie uniwersalnym.
Aby otrzymać czas środkowo-europejski należy do podanych momentów dodać jedną godzinę. Tabela 1 pozwala zamieniać ułamki doby (wyrażone z dokładnością do 0d.01) na godziny i minuty. Minima gwiazd zaćmieniowych o średnich okresach odczytuje się nieco inaczej. Dla gwiazd tych sporządzono tabele oddzielnie na każdy miesiąc. Wierszami podane są dni w miesiącu, kolumnami nazwy gwiazd. Odszukujemy tabelę na interesujący nas miesiąc i nazwę gwiazdy. Przecięcie kolumny z nazwą gwiazdy z wierszem odpowiadającym danej dacie pozwala wprost odczytać przewidywany moment minimum blasku danej gwiazdy, też w czasie uniwersalnym. Liczby w tabeli przedstawiają ułamki doby, liczby przekreślone odnoszą się do przewidywanych momentów minimów wtórnych.
Dla gwiazd długookresowych odszukuje się przewidywane momenty minimów gwiazd w osobnej tabeli. Podane w niej są kolejne miesiące (kolumnami) i nazwy gwiazd (wierszami). Liczby podają dobę z ułamkami doby. Kiedy należy rozpocząć, a kiedy zakończyć obserwację, danej gwiazdy? Czas obserwacji możemy odczytać z tabel, gdzie podane są wartości 1/2 D dla każdej gwiazdy. Do i od przewidywanego momentu minimum dodajemy i odejmujemy podaną wartość 1/2 D i otrzymujemy interwał, w czasie którego następuje zmiana blasku, gwiazdy, a więc otrzymujemy okres, w którym należy prowadzić obserwacje.
Postępując w podany sposób wybieramy gwiazdy do obserwacji na daną noc. Zwracamy uwagę na to, że obserwujemy w nocy, a więc wtedy, kiedy następuje zmiana daty. Dlatego też przygotowując program patrzymy do efemerydy nie tylko na interesujący nas dzień (wieczór), ale także na dzień następny (okres obserwacji po północy); dla gwiazd krótkookresowych należy również liczyć efemerydę dla dnia poprzedniego. Należy, jak już wspomnieliśmy mieć zawsze kilka gwiazd do obserwacji, tak dobranych, aby obserwować je kolejno jedna za drugą, n.p. wg schematu pierwsza gwiazda, druga gwiazda, trzecia gwiazda, pierwsza itd.
Do układania programu przydatna może być lista gwiazd zmiennych zaćmieniowych, których efemerydy są podane w Roczniku. Lista ta podaje nazwę gwiazdy, jej współrzędne na podaną epokę, minimum bazowe, okres zmienności, autorów obserwacji i wyznaczenia okresu, typ widmowy gwiazdy, jasność w maksimum blasku, amplitudy minimum głównego i wtórnego, wartość D i d, typ obserwacji (v = wizualne, p = fotograficzne, e = fotoelektryczne) na podstawie których wyznaczono jasność w maksimum i amplitudę, oraz rok, kiedy po raz ostatni obserwowano daną gwiazdę. Gdy gwiazda zaćmieniowa jest typu β Lyrae (ozn. β) lub W UMa (ozn. W) to wtedy należy przyjąć jako wartość 1/2 D jedną czwartą okresu.
Przy wyborze gwiazd zaleca się zwrócenie szczególnej uwagi na gwiazdy, które przez dłuższy okres czasu nie były obserwowane, jak też na obserwowanie, o ile jest to możliwe, minimów wtórnych. Dla gwiazd mających długi okres trwania zakrycia (wartość D jest duża), jak też takich, dla których w czasie jednej nocy obserwuje się tylko jedną gałąź, należy obserwacje prowadzić przez kilka nocy, tak aby „zrzucając” obserwacje na jeden moment otrzymać obie gałęzie konieczne do wyznaczenia minimum. Należy zdawać sobie sprawę z zasadniczego faktu, że program podaje przewidywane momenty. Momenty obserwowane niejednokrotnie bardzo znacznie różnią się od podanych. Jest więc rzeczą absolutnie niedopuszczalną sugerowanie się efemerydą przy obserwacjach.
Wszystkie wizualne metody ocen blasku wykorzystują bardzo dużą czułość i wrażliwość oka ludzkiego i opierają się o psychofizyczne prawo Webera-Fechnera, które mówi, że zmiana natężenia wrażenia jest proporcjonalna do logarytmu stosunku energii wywołującego te wrażenia. Zakłada się, że te wrażenia są porównywalne.
W celu znalezienia blasku gwiazdy zmiennej jej jasność porównuje się z jedną lub dwoma (w zależności od metody) pobliskimi gwiazdami o stałym blasku, zbliżonym do blasku gwiazdy zmiennej.
W tej metodzie wybiera się jedną gwiazdę porównania (słabszą lub jaśniejszą od zmiennej) o znanej jasności. Ocenia się różnicę jasności między gwiazdą porównania i gwiazdą zmienną od razu w wielkościach gwiazdowych. Zapis obserwacji a 0.m2 V oznacza, że gwiazda porównania a jest o 0.m2 jaśniejsza od gwiazdy zmiennej, zaś zapis V 0.m3 b oznacza, że gwiazda zmienna jest o 0.m3 jaśniejsza od gwiazdy porównania b. Aby móc stosować tę metodę trzeba znać jasności gwiazd porównania wyrażone w wielkościach gwiazdowych i mieć dużą wprawę, by wprost podawać różnicę jasności w wielkościach gwiazdowych. Jest to metoda bardzo niedokładna i nie zaleca się jej stosowania.
Jasność gwiazdy zmiennej porównuje się z dwoma gwiazdami porównania, z których jedna, n.p. a jest jaśniejsza od zmiennej, a druga, n.p. b ciemniejsza od zmiennej. Obserwowany interwał jasności między gwiazdami porównania zawsze dzielimy na dziesięć części i oceniamy, w której części tego interwału znajduje się gwiazda zmienna. Ocenę zapisaną jako a 5 v 5 b rozumie się następująco: jasność gwiazdy zmiennej jest o 5 części naszego interwału jasności słabsza od gwiazdy porównania a i tyle samo jaśniejsza od gwiazdy porównania b. Zapis a 3 v 7 b oznacza, że jasność gwiazdy zmiennej jest o 3 części interwału jasności a-b ciemniejsza od gwiazdy porównania a, zaś o 7 części tego interwału jaśniejsza od gwiazdy porównania b. Zapisy a 0 v i b 0 v oznaczają, że jasność gwiazdy zmiennej jest równa jasności gwiazd porównania a lub b odpowiednio. Ogólny zapis oceny blasku gwiazdy zmiennej v w porównaniu z dwoma gwiazdami porównania: a (jaśniejszą od zmiennej) oraz b (słabszą od zmiennej) w tej metodzie wygląda następująco:
a m v n b
gdzie: m+n = 10.
Główną wadą tej metody jest to, że wymaga ona (podobnie jak metoda Pogsona) znajomości jasności gwiazd porównania.
Aby dokonać oceny blasku metodą Argelandera wybiera się jedną gwiazdę porównania i z nią porównuje się gwiazdę zmienną. Podstawową tej metody jest stopień, który podaje taką różnicę blasku dwu gwiazd, którą obserwator jeszcze może rozróżnić. Jeden stopień jest to więc minimalna różnica blasku dwu gwiazd, którą dany obserwator może jeszcze zobaczyć. Argelander podał następujące reguły na określanie różnicy blasku dwu gwiazd.
Patrzymy na dwie gwiazdy a oraz b, których jasność chcemy ocenić. Jeżeli gwiazda a wydaje mi się zawsze tak samo jasna jak b, lub też obserwuję, że gwiazda a jest nieco jaśniejsza od gwiazdy b, lecz po chwili wydaje mi się, że to gwiazda b jest jaśniejsza od gwiazdy a, to mówię, że jasności gwiazd a i b są takie same i zapisuję to jako a 0 b lub też b 0 a.
Jeżeli na pierwszy rzut oka wydaje mi się, że jasności obu gwiazd są takie same, ale przy przenoszeniu wzroku z gwiazdy a na gwiazdę b i z gwiazdy b na gwiazdę a widzę, że gwiazda a jest nieco jaśniejsza od gwiazdy b, to twierdzę, że a jest o jeden stopień jaśniejsza od b, zapisuję a 1 b, (gwiazda jaśniejsza na pierwszym miejscu).
Jeżeli na pierwszy rzut oka obie gwiazdy wydają mi się jednakowo jasne, ale po dokładnym wpatrzeniu widzę bez żadnych wątpliwości, że gwiazda a jest jaśniejsza od gwiazdy b to zapisuję a 2 b. Jeżeli od razu widzę, że gwiazda a jest jaśniejsza od gwiazdy b, to zapisuję a 3 b.
Jeszcze większą różnicę oceniam na cztery stopnie i zapisuję (gdy a jaśniejsze od b) jako a 4 b. Ocen większych niż cztery stopnie nie ma w tej metodzie, a oceny ze stopniem cztery są najmniej pewne, dlatego też należy ich unikać.
Metoda ta jest połączeniem metody Pickeringa i metody Argelandera. Wybiera się dwie gwiazdy porównania, jedną ciemniejszą i drugą jaśniejszą od zmiennej. Ocenia się w stopniach (tak jak w metodzie Argelandera) różnicę blasku między jaśniejszą gwiazdą porównania a zmienną, a potem niezależnie ocenia się różnicę jasności między zmienną i ciemniejszą gwiazdą porównania. Zapis obserwacji wygląda n.p. a 3 v 1 b. Ponieważ gwiazda zmienna jest porównywana z dwoma gwiazdami w metodzie tej oceny są dwustronne. Gdy jasność zmiennej jest równa jasności gwiazdy porównania, to ocenia się tylko z tą jedną gwiazdą porównania (tzw. obserwacja jednostronna) i zapisuje n.p. v 0 c.
Rys. 1.
Obserwator winien starać się, aby jego ocena odpowiadała stosunkowi różnic jasności między gwiazdą porównania jaśniejszą i zmienną oraz zmienną i ciemniejszą gwiazdą porównania. W tym celu należy modyfikować stopniowy zapis zwiększając ilość stopni. Tłumaczy to rys. 1 (wielkość kółka odpowiada jasności gwiazdy). Patrząc na rys. 1a od razu, na pierwszy rzut oka widać różnicę „jasności” między a i v, a także między v i b. Różnice „jasności” a i v oraz v i b są mniej więcej takie same. Zapis naszej obserwacji winien więc być następujący: a 3 v 3 b. Na rys. 1b też od razu widać różnice „jasności” zarówno między a i v, jak też między v i b. Ocena mogłaby być a 3 v 3 b. Widzimy jednakże, że różnica „jasności” między a i v jest mniejsza niż różnica „jasności” v i b. Innymi słowy b jest wyraźniej słabsze od v, w porównaniu z tym, jak a jest „jaśniejsze” od v. Różnicę obserwowaną należy uwzględnić w zapisie, poprawiając obserwację pierwotną (a 3 v 3 b) na stosunek różnic jasności i zapisać n.p. a 3 v 6 b.
Metoda Nijlanda-Błażki jest najdokładniejszą z omawianych metod i posiada najwięcej zalet. Nie wymaga znajomości jasności gwiazd porównania w wielkościach gwiazdowych. Pozwala na uzyskanie indywidualnej skali stopniowej obserwatora. Zaleca się stosowanie tej metody oceniania jasności gwiazd zmiennych.
Wszystkie obserwacje muszą być zapisywane w specjalnym zeszycie (a nie na kartkach!) zwanym zeszytem obserwacyjnym. Zeszyt winien być podpisany i posiadać adres obserwatora. W zeszycie tym zapisuje się miejsce obserwacji, noc obserwacyjną, tzn. datę i dzień tygodnia, (n.p. 25/26 listopada 1971 roku czwartek/piątek), następnie w odpowiednich rubrykach: nazwa gwiazdy, moment obserwacji (z dokładnością do 1m), zapis obserwacji, wagę obserwacji (oznaczoną notą, tak jak w szkole 2, 3, 4, 5), instrument, którym się obserwuje i uwagi. W uwagach zapisuje się wszelkie dane dotyczące pogody, jak też samopoczucie obserwatora, oraz poprawki zegarka.
Przed rozpoczęciem obserwacji wzrok obserwatora winien odpocząć. Przed obserwacją przez około pół godziny należy przebywać w ciemnym pomieszczeniu, aby wzrok się odpowiednio zaakomodował. Należy obserwować tylko w pogodne noce i niezbyt nisko nad horyzontem (wyżej niż 25° nad horyzontem). Oceny blasku wykonywane przy częściowo zachmurzonym niebie są bardzo niepewne. Wszelkie spostrzeżenia dotyczące pogody zapisuje się w uwagach w zeszycie obserwacyjnym.
Należy patrzeć najpierw na jedną, a potem na drugą gwiazdę. Patrzy się wprost, a nie bokiem oka (tzw. „zerkanie” obniża dokładność oceny i może być stosowne w wyjątkowych wypadkach; jeżeli już obserwowano zerkaniem, to fakt ten każdorazowo należy zaznaczyć w uwagach). Oceny blasku należy dokonywać szybko. Nie należy długo wpatrywać się w gwiazdy w czasie dokonywania oceny, gdyż męczy to oko i obniża wartość obserwacji. Gdy występują trudności z dokonaniem oceny, to należy odejść od instrumnetu, odpocząć i dopiero po chwili starać się na nowo dokonać oceny.
Przed dokonaniem oceny należy rozejrzeć się w okolicy zmiennej i wybrać odpowiednie gwiazdy porównania, tzn. gwiazdy porównania zbliżone jasnością do gwiazdy zmiennej.
Obserwuje się jednym okiem. Drugie oko winno być albo zamknięte, albo też „nastawione na nieskończoność”, tak, że nie widzi ono obrazu. Linia łącząca obrazy (w okularze teleskopu) dwu gwiazd, których jasność się właśnie porównuje winna być równoległa do linii łączącej oczy obserwatora. Aby to uzyskać przekrzywia się odpowiednio głowę. Obrazy obu gwiazd winno się porównywać gdy są one w środku pola, lub też w pobliżu środka.
Ocenę, zaraz po jej dokonaniu wpisuje się wraz z momentem czasu do zeszytu. Po zapisaniu należy ją od razu zapomnieć. Pamiętanie oceny poprzedniej wpływa na ogół na następne. Sugerowanie się poprzednimi ocenami prowadzi do licznych błędów, które mogą całkowicie zniszczyć wartość obserwacji.
Nie wolno pamiętać efemerydy, gdyż prowadzi to do sugerowania się. (Skutki sugerowania: patrz wyżej!). Należy zapisywać to co się widzi. Nie należy sugerować się podanymi jasnościami gwiazd porównania. Absolutnie niedopuszczalne jest odczekiwanie aż jasność gwiazdy zmiennej będzie równa jasności którejś z gwiazd porównania i dokonywanie wtedy oceny.
Od czasu do czasu należy dokonywać oceny jasności między używanymi gwiazdami porównania.
Zapisy w zeszycie winny być dokonywane przy bardzo słabym świetle, aby nie psuć akomodacji oka. Nie wolno stosować barwnych filtrów w latarce, gdyż uczulają one oko na barwy.
Przed i po obserwacjach sprawdzamy nasz zegarek n.p. przez porównanie z radiowymi sygnałami czasu. Poprawkę zegarka każdorazowo zapisujemy w zeszycie.
(d.c.n.)
Od redakcji
P. Mieczysław Szulc (Mały Mędromierz 32, pow. Tuchola, woj. bydgoskie) zaobserwował w dniu 26 marca br. piękne zjawisko halo dokoła Słońca, utrzymujące się od 14h15m do zachodu Słońca, i prosi zainteresowanych o skomunikowanie się z Nim według podanego wyżej adresu.
|
 |
Copyright © „Urania — Postępy Astronomii” webmaster: Marek Gołębiewski |
|