|
|
|
|
Visuell observasjon av variable stjerner Av Birger Andresen, Trondheim Astronomiske ForeningObservasjon av variable stjerner er et av de feltene hvor vi hobbyastronomer gjør mest vitenskapelig nytte for oss. Selv med små kikkerter og relativt enkle metoder kan vi samle inn data som er helt nødvendig for at fagastronomene skal forstå hva som skjer inne i stjernene og hvordan disse utvikler seg. Denne artikkelen beskriver i detalj hvordan visuelle observasjoner av variable stjerner gjøres. Det er svært mange variable stjerner som fremdeles ikke er overvåket godt nok. Derfor trengs flere observatører.
Hva er en variabel stjerne ? En stjerne kalles variabel når dens lysstyrke endrer seg med tiden. Denne variasjonen bærer med seg svært verdifull informasjon om hva som foregår inne i stjernen, på dens overflate eller nær den. Dette er informasjon som har vært med på å avsløre mange mysterier om stjernenes utvikling. Det er lite som tyder på at dette blir mindre viktig i fremtiden. Endringene i lysstyrke kan være helt regelmessige slik at vi vet nøyaktig hva som kommer til å skje fremover. Disse stjernene er det liten grunn til å bruke tiden på annet enn kanskje for å trene opp sine ferdigheter som observatør. Andre ganger vet vi sånn omtrent hva som kommer til å skje, men ikke helt. Tiden mellom to maksimum kan f.eks. variere litt, og lysstyrken ved maksimum og/eller minimum kan endre seg noe for hver gang. De langperiodiske Mira-stjernene, hvor det gjerne går 100-400 døgn mellom hver gang de når sin maksimale lysstyrke, og som endrer seg svært langsomt, er eksempler på dette. Disse stjernene kan det være nok å observere f.eks. en gang hver uke. Atter andre ganger vet vi litt om hva vi kan forvente, men forskjellene er så store at stjernene bør overvåkes daglig dersom været tillater det. Enkelte stjerner varierer så uregelmessig at vi knapt kan spå noe som helst om hva som kommer til å skje. Også disse bør observeres så ofte som mulig. Se for øvrig Corona nr. 2/99, 4/99 og 1/00 for mer om variable stjerner generelt og om noen utvalgte typer av slike. Hobbyastronomen tar jobben når fagastronomen ikke har tid Det finnes svært mange variable stjerner. Dette gjør at mange av dem på langt nær er godt nok kartlagt. Hobbyastronomenes styrke er at vi også er mange og at vi selv kan velge hva vi skal bruke tiden bak okularet (øyestykket) til. De profesjonelle astronomene har nemlig ingen mulighet til å bruke verken mye tid eller dyre teleskoper til å observere disse stjernene systematisk unntatt i kortere perioder. Og det er heller ikke nødvendig for dem å gjøre det fordi ivrige hobbyastronomer samler inn data som er mer enn nøyaktig nok til de fleste vitenskapelige formål. I stedet kan fagastronomene konsentrere seg om å analysere dataene som hobbyastronomene samler inn i håp om å komme et steg videre i å skjønne hvorfor den enkelte stjernen varierer slik den gjør. I tillegg legger de forholdene til rette for oss hobbyastronomer ved å lage nøyaktige kart for områdene rundt de variable stjernene som de ønsker mer data for. Disse kartene må inneholde nøyaktig posisjon og lysstyrke for stjerner som skal brukes for å bestemme lysstyrkene til de variable stjernene. Det er ingen lett oppgave å velge ut stjerner som egner seg som slike såkalte sammenligningsstjerner. Dette skal vi komme tilbake til senere i artikkelen. De profesjonelle astronomene jobber gjerne direkte inn mot store internasjonale observasjonsgrupper som mottar observasjoner fra hobbyastronomer verden over. Store mengder data kvalitetssikres og analyseres før de gjøres tilgjengelig for fagastronomene. Et betydelig antall variable stjerner kan observeres med små kikkerter, og noen til og med uten kikkert. En 7x50 prismekikkert er f.eks. perfekt til å observere variable stjerner med lysstyrke fra 3.5 til 8.0 mag. Og det finnes mange svært interessante variable stjerner som er såpass lyssterke hele tiden eller i perioder. Derfor kan de fleste delta i nyttig datainnsamling selv om de ikke har store kikkerter. Hovedprinsippene for observasjon av variable stjerner Observasjon av variable stjerner går ut på å bestemme disse stjernenes lysstyrker på gitte tidspunkt. Dette gjøres ved å sammenligne lysstyrken til den variable stjernen med andre stjerner som vi kjenner lysstyrken til. Metodene som brukes er ikke veldig kompliserte. Det er egentlig bare litt trening, entusiasme og en normal evne til å være nøyaktig som skal til. Ved gode observasjonsforhold kan du da etter hvert oppnå en nøyaktighet på ca. 0.1 mag. med visuelle metoder som er temaet for denne artikkelen. For ordens skyld nevnes det at god gammeldags fotografering typisk gir en nøyaktighet på 0.2 mag., altså dårligere enn visuelle metoder. Fotometer, fotoelektriske metoder og CCD (Charged Coupled Device) detektorer kan gi nøyaktighet fra 0.003 til 0.05 mag. Nøyaktigheten som oppnås med de enkle visuelle metodene er fullt ut tilfredsstillende for de fleste vitenskapelige formål. Nettopp dette, og at resultatene er så etterspurt av fagastronomene, gjør at mange hobbyastronomer prioriterer observasjon av variable stjerner høyt. Mange setter også pris på spenningen rundt den uforutsigbare naturen til mange variable stjerner. Det blir jo artigere når man ikke vet helt hva som venter der oppe på himmelen akkurat denne natten. Metoder for visuell observasjon Det finnes mange metoder for å observere variable stjerner. De ulike metodene har sine styrker og svakheter, så man må bare velge den metoden man selv er mest fortrolig med. I denne artikkelen skal tre slike metoder beskrives; Brøkmetoden, Pogsons trinnmetode og Argelanders trinnmetode. Brøkmetoden er den enkleste. Det kan derfor være lurt å starte observasjoner av variable stjerner med denne metoden. Så bør man gå over til en av de andre metodene så snart man får nok erfaring. Vi skal la mA betegne lysstyrken til en vilkårlig stjerne A, mens mB skal være lysstyrken til en annen vilkårlig stjerne B osv. Den variable stjernen skal vi kalle V. Det er altså vår oppgave å bestemme dens lysstyrke mV. Brøkmetoden Dette er den enkleste metoden, men samtidig er den i mange tilfeller den minst nøyaktige metoden. Den kalles også fraksjonsmetoden. Metoden går ut på å sammenligne den variable stjernen med to andre stjerner. Den ene, som vi skal kalle A, bør være litt sterkere enn den variable stjernen, mens den andre sammenligningsstjernen, som vi kaller B, bør være litt svakere enn V. Det frarådes å bruke metoden dersom lysstyrken til V ikke er mellom lysstyrken til A og B fordi resultatet da blir for unøyaktig. Nøyaktigheten reduseres også dersom lysstyrken til V er veldig mye nærmere lysstyrken til den ene av de to sammenligningsstjernene enn til den andre. Det beste er derfor at lysstyrken til V er omtrent midt mellom lysstyrkene til A og B, og at forskjellen mellom sammenligningsstjernene, mB – mA, er mellom 0.2 mag. og 1.0 mag. Metoden bør heller ikke brukes dersom man ikke på forhånd vet lysstyrkene til A og B. Årsaken er at man da får problemer dersom man skifter sammenligningsstjerner. Og det må man ofte gjøre for variable stjerner som varierer ganske mye i lysstyrke siden V bør være mellom lysstyrken til A og B. En observasjon gjøres ved å dele intervallet mellom A og B inn i et passende antall like store deler. Det kan være greit at antall deler er lik 10*(mB – mA). Vi får i så fall 11 deler dersom lysstyrken til A er 8.7 mag. og B er 9.8 mag. fordi 10*(9.8 – 8.7) = 10*1.1 = 11. Dette er en gunstig inndeling fordi et trenet øye typisk er i stand til å skille forskjeller på 0.1 mag. under rimelig gode forhold. Du skriver ned observasjonen på formen A(a )V(b )B hvor a +b = antall deler. a og b , som er de greske bokstavene alfa og beta, forteller hvor mange deler lysstyrken til V skiller seg fra henholdsvis A og B. Du skriver f.eks. A(5)V(6)B dersom du synes at lysstyrken til V er så å si midt mellom lysstyrkene til A og B, men ørlite nærmere A. Observasjonen blir derimot A(10)V(1)B eller A(9)V(2)B dersom V er nesten like sterk som B og langt unna A. I praksis viser det seg nesten umulig å velge mellom A(10)V(1)B og A(9)V(2)B. Dette er årsaken til at metoden ikke bør anvendes dersom V er svært mye nærmere lysstyrken til den ene av sammenligningsstjernene enn den andre. Lysstyrken til den variable stjernen kan nå regnes ut med formelen : mV = mA + a · (mB – mA) / (a + b ) For A(5)V(6)B i vårt tilfelle blir mV = 8.7 + 5 · (9.8 – 8.7) / (5+6) = 9.8 + 5 · 0.1 = 8.7 + 0.5 = 9.2 mag.Formelen blir spesielt enkel når (mB – mA) / (a + b ) = 0.1 (altså når antall deler = 10 · (mB – mA)). Da får vi rett og slett mV = mA + a · 0.1. Man kan gjerne sammenligne V med flere par av sammenligningsstjerner, f.eks. først med A og B, og deretter med C og D. Deretter regner man ut mV som gjennomsnittet for alle observasjonene. Bruk helst en inndeling på 10 deler uansett dersom forskjellen mellom A og B er minst 1.0 mag. Da kaller vi gjerne metoden for desimalmetoden. Årsaken til at vi helst ikke skal bruke mer enn 10 deler, er at det da blir svært vanskelig å velge f.eks. mellom A(5)V(11)B, A(4)V(12)B og A(3)V(13)B osv. Metoden blir derfor raskt unøyaktig etter hvert som mB-mA øker ut over 1.0 mag. Det er derimot tull å bruke 10 deler dersom forskjellen mellom A og B er vesentlig mindre enn 1.0 mag. fordi selv en trenet operatør sjelden ser forskjeller som er særlig mindre enn 0.1 mag. Pogsons trinnmetode Pogsons trinnmetode ble utviklet av engelskmannen Pogson, som sammen med Argelander i Tyskland, grunnla den systematiske forskningen på variable stjerner rundt 1840-1850. I motsetning til brøkmetoden, hvor hver observasjon består i å sammenligne den variable stjernen med to andre stjerner (A og B), så går Pogsons trinnmetode ut på å sammenligne V kun med en annen stjerne (A). Denne kan være sterkere enn V eller svakere enn V. Observasjonen gjøres ved å anslå hvor mange trinn forskjell det er på lysstyrken til A og V. Et trinn skal alltid være 0.1 mag. Dersom V er 0.3 mag. svakere enn A, så skrives dette ned som A-3. Dette leser vi som "V er 3 trinn svakere enn A". Dersom V i stedet er 2 trinn (altså 0.2 mag.) sterkere enn A, så skriver vi A+2 på observasjonsskjemaet. Skriv ned observasjonen som A=V dersom du mener V og A er like sterke. Vi bør alltid gjøre flere slike observasjoner (minimum to, helst tre eller flere) hvor V i tur og orden sammenlignes med ulike stjerner. Så regner man ut lysstyrken til V som gjennomsnittet for alle observasjonene. Fjern eventuelle uteliggere først; dvs. se bort fra observasjoner som åpenbart er feil fordi de avviker mye fra gjennomsnittet for et sett av observasjoner som ellers har liten spredning. Eksempel (d Cassiopeia) :
§ (Eksempel slutt) De viktigste fordelene med Pogsons trinnmetode i forhold til brøkmetoden er :
De viktigste ulempene ved Pogsons trinnmetode er :
Nøyaktigheten i hver sammenligning er typisk ett trinn for en trenet observatør når trinnet er høyst 4 (til nød 5). Ved større forskjeller er ikke vårt øye nøyaktig nok. Ved mange delobservasjoner kan vi bruke statistiske metoder for å øke nøyaktigheten noe. Triks : Med Pogsons trinnmetode kan vi også benytte andre variable stjerner i situasjoner hvor det ikke finnes noen egnede sammenligningsstjerner. Anta f.eks. at den beste sammenligningsstjernen er A, men at denne er mer mer enn 5 trinn (0.5 mag) sterkere enn V. Anta også at RS er en variable stjerne som har lysstyrke mellom A og V akkurat når observasjonen gjøres. Hvis vi nå finner at A er 3 trinn sterkere enn RS og at RS er 4 trinn sterkere enn V, så betyr det at A er 3+4=7 trinn sterkere enn V. På observasjonsskjemaet skriver vi "A+3[RS]; RS+4 = A+7". Hakeparentesen i første delobservasjon forteller at vi her har bestemt lysstyrken til RS (og ikke V) relativt til A. Den andre delobservasjonen er helt vanlig i den forstand at V er vurdert mot en annen stjerne; nemlig RS. Å gjøre observasjonen i to steg via RS blir mer nøyaktig enn om vi skulle sammenligne A og V direkte i slike tilfeller. Men vi taper allikevel nøyaktighet siden vi gjør to sammenligninger. Vi kan selvfølgelig være heldige slik at vi bommer med ett trinn den ene veien for den ene delobservasjonen, og ett trinn den andre veien for den andre. I så fall opphever feilene hverandre, og sluttsvaret blir helt korrekt. Men vi kan like gjerne bomme med ett trinn i samme retning. Totalfeilen blir da to trinn. Problemet er at vi ikke vet hvilken av disse tilfellene vi har. Feilen blir derfor dobbelt så stor når vi må gå via RS. Argelanders trinnmetode I The Observer’s Guide To Astronomy, Vol. 2, Redaktør : P. Martinez påstås dette å være den mest nøyaktige visuelle metoden for å anslå lysstyrken til en variabel stjerne. Metoden er oppkalt etter tyskeren Argelander. Argelanders trinnmetode er i prinsippet lik Pogsons trinnmetode bortsett fra at trinnet er individuelt for hver observatør i stedet for fast (=0.1 mag.) som i Pogsons trinnmetode. Ideen er grei; trinnet bør være lik den minste forskjellen i lysstyrke som en observatør er i stand til å skille. Argelanders metode går nettopp ut på at observatøren skal utnytte sin maksimale evne til å skille lysstyrker. I praksis har omtrent 9 av 10 erfarne observatører et beste trinn på mellom 0.07 og 0.15 mag. Trinnet avhenger ikke bare av observatøren, men også av observasjonsforholdene. "Urolig" luft vil f.eks. gjøre det vanskeligere å se små forskjeller. Under perfekte forhold kan enkelte erfarne observatører oppnå et trinn på 0.04 mag. En nybegynner kan fort ha et trinn på 0.25 til 0.3 mag. selv ved gode forhold. I motsetning til med Pogsons metode, MÅ vi gjøre minst to delobservasjoner med Argelanders metode fordi trinnets virkelige størrelse ikke er kjent. Det er imidlertid ikke noe absolutt krav at lysstyrken til V skal være mellom lysstyrkene til de to sammenligningsstjernene slik det var for brøkmetoden. Det er allikevel en stor fordel å sammenligne V med stjerner som er både sterkere og svakere. Forskjellen mellom variabelen (V) og sammenligningsstjernen (A) bestemmes ut fra trinnskala nedenfor. Det er her forutsatt at A er sterkere enn V for å gjøre beskrivelse enklere. Metoden er helt lik også om V er sterkest, men vi skriver da observasjonen ned på en litt annen måte som forklart nedenfor. A er null trinn sterkere enn V :
A er ett trinn sterkere enn V :
A er to trinn sterkere enn V :
A er tre trinn sterkere enn V :
A er fire trinn sterkere enn V :
A er fem trinn sterkere enn V :
Som det fremgår av dette, så vil det hele tiden se ut som forskjellen i lysstyrke mellom to stjerner varierer mens vi observerer. Dette kalles fluktuasjoner. Typisk vil fluktuasjonene være ± to trinn. Sammenligningsstjernen bør være slik at trinn fem unngås. Utover trinn fem mister metoden raskt nøyaktighet. Nøyaktig samme metode brukes til å vurdere V i forhold til B. Denne gang er V sterkest, og resultatet skrives som V2B dersom V er to trinn sterkere enn B osv. Det samlede resultatet skrives på formen Aa V; Vb B eller sammenfattet som Aa Vb B. Variabelens lysstyrke, mV, regnes nå ut med formelen : mV = mA + [a / (a + b )] · (mB – mA) som kan omskrives til akkurat samme formel som angitt foran for brøkmetoden : mV = mA + a · (mB – mA) / (a + b ) Vi ser at trinnet i Argelanders metode er lik (mB – mA) / (a + b ). § (Eksempel slutt) Man bør gjøre flere delobservasjoner der V sammenlignes med flere kombinasjoner av to sammenligningstjerner; f.eks. (1) først med A og C og så med B og D eller (2) først med A og C, så med B og C og til slutt med B og D, eller (3) med A og C, A og D, B og C, A og D, B og E osv. Lysstyrken regnes da ut for hver delobservasjon før gjennomsnittet beregnes for alle observasjonene (ta ikke med delobservasjoner som åpenbart er feil når gjennomsnittet beregnes). Det ble nevnt ovenfor at erfarne observatører under optimale forhold kan se forskjeller på helt med i ca. 0.04 mag. og at metoden raskt mister sin nøyaktighet når forskjellen mellom V og sammenligningsstjernene blir mer enn 4 til 5 trinn. Fem trinn utgjør bare 0.20 mag. for "superobservatøren" vår. Han/hun må altså ha gode sammenligningsstjerner med lysstyrke i området mV ± 0.20 mag. for å kunne ha full glede av sin dyktighet og de gode forholdene. Dette er slett ikke alltid at det er tilfelle siden sammenligningsstjernene må være i samme felt som V. Konklusjonen er at sammenligningsstjernene er viktige for det realiserte trinnet i Argelanders metode. Ofte er man usikker på om en stjerne er f.eks. 2 eller 3 trinn svakere enn en annen. Hvorfor velge ? Er det ikke like greit å si at stjernen er 2.5 trinn svakere ? Enkelte sier at dette er bare tull fordi ett trinn i Argelanders metode jo nettopp er minste forskjell en observatør kan skjelne, og at man derfor skal holde seg til hele trinn fordi man ellers gir inntrykk av at observasjonen er mer nøyaktig enn den kan være. Andre mener at en verdi på 2.5 helt klart viser at det virkelige trinnet er mellom 1.5 og 3.5, mens man ellers vil måtte tolke det som mellom 1.0 og 3.0 eller 2.0 og 4.0 alt etter hvilket av de hele trinnene observatøren velger. Jeg er tilbøyelkig til å si meg enig med de som hevder at det ikke er noen gode grunner for å la være å dele opp trinnene i desimalverdier når man blir litt erfaren. Dette er også en fordel i forbindelse med det vi kaller skjevhet eller forutinntatthet (se lengre bak i artikkelen). Nybegynnere oppfordres til å bruke hele trinn. Etter hvert kan man først innføre halve trinn (2.5 etc), og på sikt kanskje også tiendeler. Helt generelt skrives observasjonen da på formen A2.3V1.6B. Legg merke til at du kan bruke Argelanders metode selv om du ikke kjenner lysstyrkene til A og B når du gjør observasjonen. Disse kan du slå opp etterpå, eller la andre finne for deg. Rapportering av observasjoner Det er viktig at alle nødvendige data rapporteres sammen med selve observasjonen. Til dette finnes standard skjemaer som kan være litt forskjellige for ulike organisasjoner. Norske hobbyastronomer skal bruke skjemaet til Variable Stjernegruppen i Norsk Astronomisk Selskap (NAS.VSG) som sendes til NAS.VSG v/Bjørn Håkon Granslo, Postboks 1029, Blindern, 0315 Oslo en gang pr. måned, og da helst så tidlig som mulig etter at måneden er slutt. NAS.VSG rapporter observasjonene videre til ulike internasjonale organisasjoner. For spesielt interessante objekter som f.eks. novaer kan observasjoner med fordel sendes umiddelbart til gruppens leder via E-post til b.h.granslo@astro.uio.no Skjemaene kan fås både fra NAS.VSG og fra TAF. I tillegg til generelle data for hele observasjonsperioden (navn, adresse etc.) skal følgende data rapporteres fra hver observasjon :
Variabel : Navnet på den variable stjernen som er observert. AQLV1494 er f.eks. stjerne V1494 i stjernebildet Aquila (Ørnen), altså novaen som ble oppdaget 1. desember 1999 (se Corona nr. 4/99). Dato & U.T. : U.T. = Universal Time = Norsk Tid - 1 time = Norsk Sommertid - 2 timer. Tidspunktet for observasjonen av Algol er altså gjort kl. 20:40 Norsk tid 7. januar år 2000. Døgnet skifter kl. 00:00 U.T., altså kl. 01:00 Norsk Tid. En observasjon som gjøres kl. 00:47 norsk tid 24. november noteres altså på skjemaet som 23/11-00 kl. 23:47.
Observasjon : Her angis selve observasjonen. I eksemplet er Argelanders trinnmetode brukt. Det er her helt avgjørende at mottakeren ikke er i tvil om hvilke stjerner som har ulike betegnelser. Disse er nummerert på de kartene du bruker og som du får via NAS.VSG eller andre organisasjoner. En kopi av det kartet du har brukt (eller en entydig referanse f.eks. til kartets adresse på Internett eller lignende) må vedlegges rapporten første gang du eventuelt bruker et kart som ikke er mottatt fra NAS.VSG. Senere må det angis at dette kartet brukes. Dette er meget viktig fordi stjernene kan være ulikt nummerert, eller at ulike stjerner brukes, på kart fra ulike organisasjoner. Dessuten er det ikke uvanlig at det er feil på kartene. Du skal kun i "nødstilfeller" lage egne kart fordi dine tabeller over lysstyrker kan være feil, og ikke minst fordi blant annet fargen på en stjerne er helt avgjørende for om den egner seg som sammenligningsstjerne. Dessuten må sammenligningsstjernene ikke selv være variable bortsett fra det spesialtilfellet som er nevnt tidligere. Å lage karter med sammenligningsstjerner er derfor en jobb for ekspertene dersom dine observasjoner skal være av vitenskapelig nytte. Sammenligningsstjernene nummereres normalt fortløpende etter lysstyrke enten med tall eller bokstaver; f.eks. A, B, C, … , 1, 2, 3 … Kl. : Kl. står for Klasse, og er din kvalitetsvurdering av observasjonen. Følgende koder skal brukes :
Magn. : Dette er det anslaget du regner ut for observasjonen. Du kan overlate til andre å gjøre beregningene dersom du er i tvil om hvordan du gjør dette eller om du er usikker på lysstyrken til en eller flere av sammenligningsstjernene du brukte. Men da er det viktigere enn noen gang at alle nødvendige opplysninger for å gjøre beregningene er oppgitt. Av hensyn til skjevhet / forutinntatthet (se senere) kan det være en fordel å ikke regne ut lysstyrken før en uke eller to etter at observasjonen er gjort. Instrument : Her angir du hva slags instrument du har brukt (bokstavkode) etterfulgt av objektivets størrelse i mm og til slutt den forstørrelsen du brukte. Følgende instrumentkoder brukes :
Eksempler : "N" = øye uten kikkert, "B7x50" = 7x50 prismekikkert, "L80;73X" = refraktor med 80mm linse og 73 gangers forstørrelse, "M280;70X" = 11 tommers (280mm) f/10 (brennvidde = 280 * 10 = 2800mm) speilteleskop med 40mm okular som gir forstørrelse på (2800mm)/40mm = 70 ganger fordi forstørrelsen = kikkertens brennvidde / okularets brennvidde. Merknad : Skriv ned relevante kommentarer. Det anbefales f.eks. at du oppgir lysstyrken til den svakeste stjernen du ser med det instrumentet du brukte når du gjorde observasjonen (grensemagnituden, også kalt Lm fra den engelske forkortelsen Limiting Magnitude). Årsaken er at øyet lettere ser forskjell på to lyspunkter når disse er på grensen av hva du kan se enn når de er sterke. Derfor er det viktig å vite hvor nær Lm sammenligningsstjernene og variabelen selv er for å vurdere observasjonene nøyaktighet. Feil og unøyaktigheter som må unngås og noen viktige tips Høy kvalitet på hver observasjon er viktigere enn mange observasjoner. Nedenfor diskuteres en del problemområder som kan gi unødvendige feil i observasjonene. Det gis også enkelte nyttige tips. Valg av sammenligningsstjerner Sammenligningsstjerner må velges ut med stor omhu. Følgende retningslinjer gis for Argelanders trinnmetode, men er i stor grad gyldige også for de andre metodene :
Valg av instrument Det er viktig å velge riktig teleskop/kikkert. Følgende retningslinjer gis :
Tabellen nedenfor viser hva slags kikkerter som er best ved rimelig gode observasjonsforhold (Lm = 5.5 mag). Den lave forstørrelsen til en prismekikkert (B) gir et tap i Lm på 0,5 mag. eller litt mer i forhold til en refraktor (G) med optimal forstørrelse fordi forstørrelsen avgjør hvor mørk himmelbakgrunnen virker. Forutsetninger : Bra forhold (5.5 mag.), Middels erfaren observatør, Normalt godt syn, Optisk utstyr av god kvalitet, Kikkert på stativ (dersom prismekikkert eller søker) og Bra seeing (dersom stort instrument). Bra seeing = rolig atmosfære / lite koking eller turbulens (litt upresist sagt).
Instrumentets bruksområde kan utvides til sterkere stjerner enn angitt i tabellen ved defokusering (se nesten bakerst i artikkelen). Posisjonsvinkelfeil og øyets følsomhet for lys Øyets oppløsningsevne er størst i sentrum av netthinnen, mens følsomheten for lys er størst noen grader vekk fra sentrum. Faktisk kan det dreie seg om hele 1.5 mag. i forskjell. Derfor er det viktig å sørge for at de to stjernene som sammenlignes faller mest mulig symmetrisk i forhold til øyets sentrum. Dette kan vi få til ved ikke å observere de to stjernene samtidig, men i stedet å feste blikket vekselvis på de to stjernene. Feil som følge av at øyets følsomhet for lys endrer seg alt etter posisjonen i forhold til sentrum av netthinnen kalles gjerne posisjonsvinkelfeil. Problemet med posisjonsvinkel kan oppdages eller korrigeres for ved å observere både med kikkerter som viser himmelen "rettvendt" og speilvendt f.eks. med og uten stjernediagonal for teleskoper hvor øyestykket kan byttes ut. Alternativet er å gjøre flere observasjoner ved å vri hodet i forskjellige posisjoner hver gang. Dette er lettest med prismekikkerter for stjerner nær senit (rett opp). Da kan man f.eks. legge seg på bakken eller på en campingstol/seng med føttene f.eks. vestover først, og så østover. En tredje metode er å observere samme stjerne med samme posisjonsvinkel hver gang. Dette gir da en systematisk feil som det kan kompenseres for ved sammenligning med tilsvarende observasjoner fra et tilstrekkelig antall andre observatører. Denne metoden kan være vanskelig fordi stjernene ikke alltid kan observeres på samme sted på himmelen. Vinkelen med horisonten for en linje gjennom den variable stjernen og en sammenligningsstjerne vil derfor endre seg. Man bør vente minst 15 minutter før man observerer når man kommer ut fra lyse omgivelser fordi øyet trenger såpass lang tid på å tilpasse seg mørke forhold skikkelig. Bruk derfor heller ikke kunstig lys under observasjonen uten at det er helt nødvendig, og bruk da i tilfelle svakt rødt lys siden dette blender minst. Observer helst ikke i månelys, skumring/demring eller ved mye dis/skyer. Synsfeltet Optiske feil i linser og speil gjør at forholdene gjerne blir litt dårligere utover mot kanten av synsfeltet når vi observerer i en kikkert. Derfor bør vi helst stille inn kikkerten slik at den variable stjernen og sammenligningsstjernen ligger mest mulig symmetrisk om sentrum i synsfeltet. Skjevhet / forutinntatthet Dette er et fenomen som oppstår når observatøren tror han/hun vet noe om en stjernes lysstyrke før observasjonen gjøres. Da blir gjerne estimatet nær den forventede verdien. Det er f.eks. uheldig om en observatør husker forrige observasjon av stjernen dersom det dreier seg om en stjerne som observatøren vet endrer seg langsomt og i en gitt retning. Derfor er det en fordel om en observatør følger så mange variable stjerner at det er vanskelig å huske estimatet fra forrige gang. Det kan også være lurt å ikke regne ut lysstyrken før tidligst en uke eller to etter at estimatet av typen A(a )V(b )B er notert ned for langperiodiske variabler. Å bruke desimaler i trinnene er en fordel i denne sammenhengen fordi det er mye vanskeligere på huske observasjoner av typen A2.1V2.8B enn A2V3B. En spesiell form for skjevhet er at mange observatører har en sterk "motstand" mot å si at trinnet er 0. I så fall blir det feil hver gang den variable stjernen passerer lysstyrken til en av sammenligningsstjernene. I slike tilfeller kan det være lurt å bytte ut sammenligningsstjernen før lysstyrken til den variable stjernen blir altfor lik den. Problemet kan reduseres også ved at man er bevisst på dette problemet slik at man passer ekstra godt på når det er muligheter for at man lurer seg selv. En annen ting som er viktig av samme årsak er å ikke diskutere observasjoner seg i mellom før alle har notert ned sine verdier dersom flere observerer sammen. Man vil ellers påvirke hverandre. Ekstinksjon – stjernens høyde over horisonten En stjerne bør helst ikke observeres når den står lavere enn 10° over horisonten. Årsaken er at lys med forskjellig farge svekkes i ulik grad når det passerer gjennom atmosfæren, og spesielt nær horisonten hvor atmosfæren er tykk. Problemet er størst dersom sammenligningsstjernene og variabelen har betydelig forskjell i farge. Lyssvekkelsen gjennom atmosfæren kalles ekstinksjon. Tabellen nedenfor viser typiske verdier for ekstinksjonen for visuelt (hvitt) lys ved svært klar himmel. Tabell : Ekstinksjon for visulet (hvitt) lys ved klar himmel.
Ekstinksjonen øker kraftig ved dis. Man kan fort komme opp i 2.0 mag. 30° over horisonten. Ekstinksjonen øker i den blå delen av spekteret, mens den avtar i mot den røde delen. For to stjerner, en rød og en blå, som ser akkurat like sterke ut 50° over horisonten, vil den røde stjernen virke sterkest nær horisonten, mens den blå ser sterkest ut nær senit (rett opp). Feilen øker kraftig jo nærmere horisonten vi kommer. Det er dette som gjør at nøyaktigheten blir liten for observasjon av variable stjerner lavt på himmelen. Dobbeltstjerner Liten forstørrelse (f.eks. 7x50 prismekikkert) gjør at stjerner kan se ut som et objekt, mens de er oppgitt som to separate stjerner med hver sin lysstyrke på kart eller i tabeller. Beregningene blir feil dersom man ikke bruker den samlede lysstyrken for slike dobbeltstjerner i utregningene. Se egen artikkel i dette nr. av Corona for hvordan man regner ut samlet lysstyrke for dobbeltstjerner. Defokusering – et viktig hjelpemiddel Å defokusere betyr å skru på fokuseringsmekanismen slik at stjernene i synsfeltet ikke lengre er skarpe. Lyset fra stjernen spres da ut over et større område, og de ser svakere ut i kikkerten. Dette kan man bruke for å svekke sterke stjerner ned til en lysstyrke som er ideell for sammenligning av lysstyrker (tilsvarende 2.0-4.5 mag. ved Lm=5.5 mag. uten kikkert). Det er også en hjelp til å sammenligne stjerner av ulik farge fordi øyets fargefølsomhet er minst for svakt lys. Men defokuser ikke mer enn at stjernen er minst 0.5 mag. klarere enn grensemagnituden (Lm). For å bestemme lysstyrken til kometer er defokusering helt nødvendig. Her er jo lyset fra kometen allerede smurt utover et visst område, mens en fokusert stjerne fortoner seg nesten som et punkt. Den eneste måten som duger er å også spre lyset fra stjernen utover med defokusering. Lederen i Variable Stjernegruppen i Norsk Astronomisk Selskap, Bjørn H. Granslo bruker defokusering i utstrakt grad. Kilder Artikkelens hovedkilder er :
Observasjon av variable stjerner, Ørnulf Midtskogen og Leif Owren, Norsk Astronomisk Selskaps samlehefte nr. 6 : Observasjon av stjernehimmelen - Del 2. |