Systematyczne błędy podczas obserwacji gwiazd zmiennych.
Przy wizualnych obserwacjach jasności gwiazd zmiennych występują najrozmaitsze błędy. Ogólne rozróżnia się wśród nich trzy następujące rodzaje: błędy “grube”, błędy przypadkowe’, błędy systematyczne. Błędy “grube” powstają zazwyczaj z nieuwagi i niestaranności obserwatora. Zdarzyć się może np., że obserwator pomyli gwiazdę zmienną z gwiazdą porównania i przy ocenie jasności popełni “grubą” pomyłkę. Pomyłkę taką można łatwo zauważyć na wykresie opracowując obserwacje. Punkt obarczony takim błędem będzie leżał z dala od innych obserwacji. Oceny obarczone błędem “grubym” dadzą się wyodrębnić i po odrzuceniu, nie wpłyną na ogólny rezultat obserwacji.
Błędy grube ponadto zdarzają się bardzo rzadko. Inną klasę błędów stanowią błędy przypadkowe, których eliminacja jest niemożliwa. Przyczyny tych błędów są bardzo różnorodne i często się zmieniają. Dlatego działanie tych przyczyn ma charakter przypadkowy i nie wiemy nigdy, kiedy przyczyny te zwiększają, a kiedy zmniejszają rzeczywistą wartość obserwowanej przez nas wielkości. Wpływ błędów przypadkowych może być znacznie zmniejszony przez zwiększenie ilości obserwacji. Bardziej szczegółowo należy omówić błędy systematyczne.
Błędy te wpływają na wynik w określony sposób, dają się więc zauważyć i w rezultacie można, a nawet trzeba je wyeliminować. Błędy systematyczne wynikają z pewnych charakterystycznych właściwości oka obserwatora, używanego do obserwacji instrumentu oraz warunków zewnętrznych. Przy obserwacjach gwiazd zmiennych błędy systematyczne mogą mieć wpływ na ogólną formę krzywej jasności lub zmieniać jej amplitudę.
Błędy systematyczne są bardzo trudne do wykrycia. W celu stwierdzenia błędów systematycznych pożytecznymi mogą być specjalne laboratoryjne przyrządy dla badania obserwacji w zależności od właściwości oka. Badania laboratoryjne nie wykazują jednak pełnego zakresu błędów systematycznych gdyż nie można przewidzieć wszystkich warunków występujących podczas obserwacji gwiazd. Jeżeli mamy duży ciąg obserwacji jakiejkolwiek gwiazdy zmiennej z których obserwator chce otrzymać rezultaty możliwie obiektywne i o dużej dokładności to należy wyeliminować błędy systematyczne na drodze analizy całego ciągu wykonanych obserwacji, porównując je w razie potrzeby, z obserwacjami innych osób. Praktyczne sposoby takiej analizy znajdują się w wymienionej na końcu referatu literaturze. Niemożliwe jednak jest wykrycie i usunięcie wszystkich błędów systematycznych, które w wielu przypadkach są bardzo subtelne. Błędy te zależą od znacznej liczby różnych czynników pośród których są takie których wpływu nie można jednoznacznie określić, a mianowicie: skupienie obserwatora w dany wieczór, ogólny typ obserwacji, powtarzanie poszczególnych ocen, sposób wpatrywania się w gwiazdę, położenie głowy obserwatora, położenie miejsca obserwacji, oświetlenie boczne, warunki atmosferyczne, samopoczucie obserwatora, nastrój itp. Z tych względów dokładność wizualnych obserwacji gwiazd zmiennych nie jest zbyt duża i dlatego nie ma większego sensu w badaniu i usuwaniu niewielkich systematycznych błędów obserwacji.
Systematyczne błędy które powinny być usunięte aby otrzymać wartościowe opracowanie obserwacji, to: błąd barwy, błąd położenia, błąd interwału. Należy także przeanalizować czy ciąg opracowywanych obserwacji nie jest obarczony następującymi, trudnymi do usunięcia, błędami systematycznymi: błędem interpolacji, błędem tła, błędem “przewidywania”. Oprócz wymienionych wyżej błędów systematycznych w obserwacjach gwiazd zmiennych należy uwzględnić wpływ ekstynkcji atmosferycznej jeżeli gwiazda znajduje się nisko nad horyzontem. Należy także sprawdzić czy istnieją systematyczne różnice pomiędzy różnymi ciągami obserwacji wykonanymi przez różnych obserwatorów. W dalszym ciągu postaram się dokładniej opisać wymienione wyżej błędy systematyczne obserwacji gwiazd zmiennych.
1. Błąd barwy.
Spośród systematycznych błędów obserwacji gwiazd zmiennych największą rolę odgrywa błąd barwy, w większym lub mniejszym stopniu występujący u wszystkich obserwatorów. O systematycznych różnicach różnych obserwatorów w ocenie jasności gwiazd (głównie czerwonych) są liczne, opisane w literaturze przykłady. Oprócz różnic pomiędzy obserwatorami dochodzących do 1m.0 ,często przyczyną systematycznych różnic jest używanie różnych instrumentów. I tak już Argelander wykazał, ze w dużych instrumentach czerwone gwiazdy okazują się bardziej jasnymi niż w mniejszych.
Przykładem systematycznych różnic, jakie powstały przy obserwacji czerwonej gwiazdy na granicy widoczności, mogą być dane otrzymane przez P.Parenago w 1927 roku podczas opracowania obserwacji czerwonej zmiennej długookresowej T Cep. Okazało się, że przy obserwacjach lornetką pryzmatyczną, kiedy T Cep była bliska granicy widoczności, była ona zawsze oceniana jako słabsza, jak w lunecie, w której była ona dobrze widoczna. Wyniki załączono poniżej:
Wielkość gwiazdowa Różnica:
T Cep w lornetce luneta - lornetka
6m.0 0m.0
6m.5 0m.0
7m.0 -0m.1
7m.5 -0m.2
8m.0 -0m.3
8m.5 -0m.4
9m.0 -0m.5