Wizualne obserwacje gwiazd zmiennych – Systematyczne błędy podczas obserwacji gwiazd zmiennych

Inny przykład występowania błędu barwy to wizualne oceny jasności gwiazdy nowej DQ Her w lecie i jesieni 1935 roku kiedy, dzięki jasnym liniom emisyjnym w widmie, miała niezwykłą zieloną barwę, a różnica w ocenach jasności dla różnych obserwatorów dochodziła do 1m.3 (PZ T.5 str.49 – średnia różnica jasności pomiędzy obserwatorami Czernowem i Zwierewem wynosiła ok. 1m.2). W chwili obecnej uważać można za pewne, że błąd barwy spowodowany jest takimi samymi przyczynami co efekt Purkinjego.

Istota efektu Purkinjego polega na tym, że jeżeli dwie powierzchnie różnej barwy (czerwona i niebieska), są jednakowej jasności przy pewnym określonym natężeniu źródła światła, oświetlającego, to zmiana natężenia źródła powoduje zmianę jasności oświetlanych powierzchni w następujący sposób: – wzrost natężenia światła źródła oświetlającego powoduje, że powierzchnia niebieska będzie wydawała się mniej jasna jak powierzchnia czerwona, natomiast zmniejszenie natężenia źródła światła spowoduje efekt odwrotny.

Efekt Purkinjego zauważono najpierw dla oświetlonych lub świecących powierzchni, jednak badania laboratoryjne potwierdziły występowanie tego efektu także dla źródeł punktowych. Efekt Purkinjego, staje się zrozumiały, jeżeli poznamy dokładnie proces widzenia. Cały proces widzenia ma swój początek w oku, należy się więc zapoznać z budową oka, aby zrozumieć jak przebiega całe zjawisko. Światło wchodzi do oka przez rogówkę i załamuje się w soczewce, tworząc obraz w tylnej części oka na warstwie zwanej siatkówką – tak że na różne części siatkówki pada światło z różnych części zewnętrznego pola widzenia. Siatkówka nie jest ściśle jednorodna: w środku naszego pola widzenia znajduje się miejsce, plamka, którą się posługujemy, gdy chcemy zobaczyć coś bardzo dokładnie. W miejscu tym mamy największą ostrość widzenia; nazywa się je dołkiem środkowym albo żółtą plamką. Własne doświadczenia wykazują, że przy oglądaniu przedmiotów boczne części oka nie są tak sprawne w rozróżnianiu szczegółów, jak jego środek. W poszczególnych częściach siatkówki znajdują się struktury różnego rodzaju. Obiekty gęściej występujące w pobliżu brzegów siatkówki nazywamy pręcikami. Bliżej żółtej plamki obok komórek pręcikowych znajdują się także komórki czopkowe.

W miarę zbliżania się do żółtej plamki liczba czopków wzrasta i w samym dołku są już tylko komórki czopkowe ułożone bardzo ciasno. Stwierdzamy więc, że w samym środku pola widzenia, widzimy za pomocą czopków, w miarę zaś jak przesuwamy się do brzegów pojawiają się inne komórki – pręciki. Czopki pracują przy jasnym (dziennym) świetle i mają maksimum czułości przy długości fali światła l = 550 nm . Pręciki natomiast mają maksimum czułości przy l = 520 nm i pracują przy słabym (zmierzchowym) oświetleniu. Przy zmniejszeniu jasności widzimy wykorzystując pręciki co powoduje że światło o barwie niebieskiej wydaje się być jaśniejsze od światła o barwie czerwonej, a więc zgodnie z efektem Purkinjego. Ten sam efekt powoduje także, że przy patrzeniu wprost, gwiazdy o zabarwieniu czerwonym wydają się jaśniejsze od gwiazd o zabarwieniu niebieskim. Budowa oka tłumaczy także dlaczego bokiem oka widzimy znacznie słabsze gwiazdy jak na wprost. Wyżej wymienione fakty powodują, że błąd barwy posiada bardzo złożony charakter i zależy zarówno od jasności obserwowanego obiektu jak i od sposobu wpatrywania się w gwiazdę przez obserwatora. Zauważono, że dla różnych obserwatorów zmiana dziennego (jasnego) oświetlenia na zmierzchowe (słabe) może zachodzić przy różnej jasności obserwowanego obiektu.

Z wymienionych wyżej powodów, wartości poprawek błędu barwy wyprowadzonych z określonego szeregu obserwacji, są słuszne tylko dla niewielkiego zakresu wielkości gwiazdowych i dla obserwacji danego obserwatora, wykonanych tym samym instrumentem. Istnieje kilka sposobów dla określenia i wyeliminowania błędu barwy. Najczęściej do wyznaczenia i wyeliminowania błędu barwy przyjmuje się sposób podany przez P.P. Parenago szczegółowo opisany w literaturze (poz. 1, 4, 5).

2. Błąd paralaktyczny (położenia).

Błędem położenia (paralaktycznym) nazywamy systematyczny błąd w ocenie jasności dwóch obiektów punktowych (gwiazd), przy czym błąd ten jest zależny od położenia linii łączącej te obiekty w stosunku do linii oczu obserwatora. Powstanie tego błędu wyjaśnia się niejednakową czułością na światło różnych części siatkówki oka. Jasną jest rzeczą, że u różnych obserwatorów błąd ten ma rozmaitą wielkość. Ponieważ z dobowym ruchem sfery niebieskiej zmienia się położenie linii łączącej dwie gwiazdy w stosunku do horyzontu, to w efekcie otrzymamy zmiany różnicy jasności gwiazd, z okresem jednej doby gwiazdowej albo z okresem rocznym, jeżeli obserwator będzie wykonywał ocenę jeden raz w ciągu nocy codziennie o tej samej porze. Wszędzie tam gdzie zauważymy zmiany jasności z okresem rocznym lub dobowym, należy podejrzewać, że mogą one być spowodowane błędem położenia.

Odkryto wiele pozornie zmiennych gwiazd, których zmiany jasności możemy dzisiaj wytłumaczyć wpływem błędu położenia. Bardzo wyraźnie występuje błąd położenia w przypadku, kiedy obserwator posługuje się jedną gwiazdą porównania lub spośród kilku gwiazd porównania jedną z nich posługuje się częściej niż pozostałymi. Podstawowa metoda stwierdzenia występowania błędu paralaktycznego (położenia) w trakcie opracowywania obserwacji, to wyznaczenie odchyleń ocen jasności od wartości średniej w zależności od czasu gwiazdowego. Jeśli stwierdzimy systematyczne odchylenia, należy wtedy poprowadzić „gładką” krzywą i z tak otrzymanego wykresu brać poprawki dla każdego momentu obserwacji, eliminując w ten sposób wpływ błędu położenia. Taka metoda może być stosowana dla gwiazd zmieniających jasność w sposób okresowy (cefeidy, gwiazdy zmienne zaćmieniowe). Gdy mamy do czynienia z gwiazdą pół regularną lub nieregularną, zagadnienie wyznaczenia błędu położenia komplikuje się, bo nie można sporządzić średniej krzywej, zrzuconej na jeden okres. W celu wykrycia błędu położenia, należy w tym przypadku zestawić wykres średniej jasności gwiazdy w zależności od czasu gwiazdowego. Z tak otrzymanego wykresu po poprowadzeniu „gładkiej” krzywej odczytujemy poprawkę dla każdego momentu obserwacji. Nie zawsze konieczne jest eliminowanie błędu położenia z wykonanych obserwacji. Możemy w taki sposób prowadzić obserwacje lub je opracowywać że jednocześnie eliminujemy błąd położenia. Obserwacje nie zachodzących krótkookresowych gwiazd zmiennych prowadzone równomiernie w ciągu całego roku w średnim rezultacie są wolne od błędu położenia, który w różnych częściach krzywej jasności wchodzi z różnymi znakami. Inny sposób to prowadzenie obserwacji szybkozmiennych gwiazd w przeciągu dwóch m-cy w roku (zawsze w tych samych miesiącach w kolejnych latach).