Wizualne obserwacje gwiazd zmiennych – Systematyczne błędy podczas obserwacji gwiazd zmiennych

3. Błąd interwału.

Błąd interwału został zauważony bardzo dawno, a mianowicie już Argelander opisując swoją stopniową metodę obserwacji gwiazd zmiennych, wskazał na niedokładność wyznaczenia dużych różnic jasności gwiazd. Uważał on, że ocena 4 stopnie już jest niedokładna, natomiast ocena 5 stopni faktycznie może odpowiadać ocenie 6, 7 a nawet 8 stopni. Praktyczne stosowanie stopniowych metod oceny jasności, potwierdziło występowanie błędu interwału. Stwierdzono, że dużym przedziałom jasności Dm gwiazd porównania, systematycznie przypada mniejsza jak być powinna ilość stopni Dst; inaczej mówiąc stosunek Dm (różnica jasności dwóch gwiazd porównania w wielkościach gwiazdowych) do obserwowanej różnicy jasności w stopniach Dst nie jest wielkością stałą, co w pierwszym przybliżeniu ożna przedstawić zależnością liniową w postaci: Dm/Dst = a + b*Dst = a1 + b1*Dm; Z błędem interwału w obserwacjach gwiazd zmiennych mamy do czynienia przy wyprowadzaniu skali stopniowej gwiazd porównania. Różnica jasności w stopniach dwóch gwiazd porównania wyprowadzona z obserwacji dwustronnych (typu AsVmB) jest zazwyczaj większa jak ta sama różnica z obserwacji jednostronnych (typu VmAnB lub AnBmV). Eliminacja błędu interwału w obserwacjach jednostronnych i dwustronnych została szczegółową omówiona w Uranii (poz. 3). Błąd interwału może występować także w obserwacjach dwustronnych jeżeli różnica jasności pomiędzy gwiazdami porównania jest duża. Ograniczyć błąd interwału można pamiętając o tym aby różnica jasności pomiędzy gwiazdami porównania była w granicach 0m.3 – 0m.5 .

4. Błąd interpolacji.

Błąd interpolacji jest to bardzo nieprzyjemny błąd systematyczny, niewątpliwie zmieniający rezultaty obserwacji gwiazd zmiennych i bardzo trudny do wyeliminowania. Istota tego błędu polega na „uprzedzeniu” danego obserwatora do pewnego rodzaju ocen. Przykładowo obserwator „unika” ocen typu a1v9b i a9v1b, stosując często oceny typu a3v7b lub a7v3b albo „unika” ocen pośrodku przedziału typu a4v4b, b2v2c itp. W efekcie wpływ błędu interpolacji powoduje zniekształcenie krzywej jasności, a zatem również wielkości amplitudy. Błąd interpolacji w obserwacjach gwiazd zmiennych można stwierdzić porównując rezultaty opracowania tej samej gwiazdy przez różnych obserwatorów. Stwierdzenie różnych amplitud w różnych opracowaniach może być powodem występowania błędu interpolacji. Innym sposobem stwierdzenia błędu interpolacji jest badanie częstości występowania poszczególnych ocen w opracowywanym ciągu obserwacji. Stwierdzenie, że niektóre oceny (np. a2v2b) występują częściej jak inne (np. a2v3b) może świadczyć o występowaniu błędu interpolacji. Usunięcie skutków błędu interpolacji polega na porównaniu krzywych zmian jasności obserwowanych przez wielu obserwatorów, tworząc jedną normalną krzywą jasności dla danej gwiazdy. Aby zmniejszyć błąd interpolacji należy starannie wybierać gwiazdy porównania i dokładnie określić ich wielkości fotometryczne oraz zwracać uwagę aby różnica jasności między tymi gwiazdami nie przekraczała wielkości 0m.3 – 0m.5.

5. Błąd tła.

Niektórzy obserwatorzy zauważyli zwiększenie jasności czerwonych gwiazd w porównaniu z białymi przy Księżycu lub przy oświetlonym niebie. W drugiej połowie ubiegłego wieku znaleziono wiele gwiazd z okresem zmienności 29 – 30 dni. Przykładem może być R Sct u której w drugiej połowie ubiegłego wieku stwierdzono okres zmienności 29 – 30 dni. Obecnie wiadomo, że te zmiany jasności możemy wytłumaczyć wpływem Księżyca. W dwudziestych latach naszego stulecia na wpływ Księżyca i zmierzchu na oceny jasności gwiazd zwrócił uwagę S.M. Seliwanow który w swoich obserwacjach czerwonych gwiazd na rozświetlonym niebie zauważył wzrost ich jasności(do 0m.4 dla UX Dra). Ze względu na nałożenie na rzeczywistą krzywą jasności zniekształcającego miesięcznego okresu spowodowanego Księżycem lub rocznego wywołanego wpływem zmierzchu, wyciągnięto wiele fałszywych wniosków o zmienności gwiazd nieregularnych i pół regularnych. Błąd tła możemy wyjaśnić tymi samymi przyczynami co błąd barwy (efektem Purkinjego). Zmiana oświetlenia nieba powoduje zmianę jasności czerwonych gwiazd. Zalecenia stosowanie gwiazd porównania o barwie (typie widmowym) podobnej do obserwowanej gwiazdy zmiennej powoduje minimalizacje błędu tła.

6. Błąd „przewidywania”.

Szczególnie duże znaczenie u młodych i niedoświadczonych obserwatorów, ma tak zwany „błąd przewidywania”, który polega na zapamiętaniu poprzedniej oceny jasności albo znajomością efemerydy momentów minimum lub maksimum jasności krótkookresowych gwiazd zmiennych. Dużą rolę takiego typu błędów i ogólnie mówiąc podobnych efektów psychologicznych podczas obserwacji gwiazd zmiennych przewidywał Argelander. Błąd „przewidywania” może doprowadzić do znacznego zniekształcenia rezultatów badania gwiazd zmiennych. Na przykład, asymetria krzywych jasności gwiazd typu Algola w pobliżu minimum często jest powodowana tym błędem, ze względu na to że obserwator oceniający jasność gwiazdy na opadającej gałęzi krzywej widzi ją słabszą jak faktycznie, natomiast na gałęzi wznoszącej odwrotnie. Błąd „przewidywania” występuje także często jeśli obserwuje się gwiazdy typu Algola podczas ich stałego blasku, gdzie niedoświadczony obserwator zapisuje taką samą, stałą ocenę jasności. Właśnie dlatego w obserwacjach wizualnych gwiazd zmiennych często trudno stwierdzić szczegóły krzywej jasności poza głównym minimum, jak na przykład, efekt eliptyczności składników oraz wtórne minimum , nawet przy dużej ilości obserwacji. Błąd „przewidywania” jest niemożliwy do wyeliminowania po wykonaniu obserwacji. Zaleca się prowadzić obserwacje wielu gwiazd jednocześnie ,aby łatwiej zapomnieć wykonaną poprzednią ocenę jasności, co powinno minimalizować ten typ błędów.