Amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych prowadzone metodami wizualnymi

Czym są gwiazdy zaćmieniowe? Gwiazda zmienna zaćmieniowa jest to obiekt, którego zmiany jasności wynikają z faktu, iż jest on układem podwójnym, w którym składniki, obiegając wspólny środek ciężkości, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zakrywają. Te zaćmienia są przyczyną zmian jasności. Źródło:

Jak mierzymy gwiazdy zmienne? (Źródło: Gwiazdy porównania a = 7.1, b = 7.4, c = 7.8, d = 8.1, e = 8.5 Ocena jasności: a m v n c v = (an + cm)/(m + n) a7v3c - metoda Pickeringa – v = 7.59 a9v3c - metoda NBA – v = 7.62 a3v1c – metoda Argelandera- v= 7.62

Najważniejsze cele obserwacji gwiazd zaćmieniowych.  Wykonanie serii pomiarów jasności w trakcie zaćmienia (EA). W przypadku gwiazd EB i EW warto podjąć obserwacje w trakcie całego cyklu zmian jasności.  Na podstawie uzyskanych pomiarów wyznaczamy moment minimum - głównego (Min I) lub wtórnego (Min II) - w postaci daty juliańskiej (JD).  Wyznaczenie poprawki heliocentrycznej dla wyznaczonego minimum za pomocą programu Ptelcat lub nomogramu Zwieriewa.  Wyznaczenie różnicy między zaobserwowanym momentem minimum HJD, a momentem minimum HJD obliczonym z efemeryd.  Sporządzenie diagramu O-C dla danego obiektu.  Wyciągnięcie wniosków z wieloletnich obserwacji w zakresie: zmiany okresu zaćmień, obecności trzeciego składnika w układzie, ruchów linii apsyd itp.

Charakterystyka wizualnych obserwacji gwiazd zaćmieniowych.  Drobiazgowe planowanie obserwacji gwiazdy, z wykorzystaniem efemeryd zaćmień.  Długi czas obserwacji dla pojedynczego obiektu w czasie pojedynczej nocy.  Duża ilość pomiarów do wykonania dla pojedynczego obiektu w regularnych odstępach czasu.  Obserwacja dwóch – trzech gwiazd zaćmieniowych podczas jednej sesji obserwacyjnej.  Wymagana duża dokładność służby czasu.  Potrzeba dużej dokładności i szybkości pomiarów wizualnych (doświadczenie).

Charakterystyka wizualnych obserwacji gwiazd zaćmieniowych cd.  Minima danej gwiazdy zaćmieniowej obserwujemy najwyżej 1-3 razy w roku. W przypadku innych typów gwiazd zmiennych obserwacje (pojedyncze pomiary jasności) wykonuje się znacznie częściej np. co kilka dni.  Możemy stworzyć wykres minimum z fragmentarycznych obserwacji tej fazy uchwyconych np. w okresie kilku miesięcy. Zrzucamy je na jedno minimum i z dużej ilości pomiarów wyznaczamy dokładny moment minimum.  Duże wymagania odnośnie kompleksowej obróbki wyników obserwacji.

Charakterystyka wizualnych obserwacji gwiazd zaćmieniowych cd.  Specyficznymi minimami są minima gwiazd zaćmieniowych o bardzo długich okresach i zaćmieniach trwających wiele nocy, czy nawet miesięcy, jak np. OW Gem, Epsilon Aur, Zeta Aur.  Obserwacje tego typu gwiazd w trakcie minimum nie wymagają pośpiechu typowego dla tego typu obserwacji. Dla większej dokładności prowadzimy pomiary z użyciem większej ilości standardów. W przypadku gwiazd tego typu zaczynamy obserwację gwiazdy kilka dni przed minimum, a gdy występuje tzw. płaskie dno, próbujemy uchwycić jego początek i koniec. Źródła: AAVSO oraz wikipedia

Charakterystyka wizualnych obserwacji gwiazd zaćmieniowych cd.  Mniejsze wymagania sprzętowe w stosunku do obserwacji fotometrycznych. Jest to tania metoda obserwacji.  Brak map dla wielu najbardziej interesujących gwiazd zaćmieniowych.  W porównaniu do metod fotometrycznych – metody wizualne są szybsze i mniej pracochłonne. Ale…  …są bardziej pracochłonne niż wizualne obserwacje innych typów gwiazd zmiennych, jak np. mirydy, półregularne itp.

Najczęściej popełniane błędy.  Błąd autosugestii.  Zbyt częste pomiary jasności w czasie zaćmienia.  Brak odpowiednio słabych standardów i ocenianie zmiennej metodą Pogsona w centralnej fazie zaćmienia.  Obserwacja przez niedoświadczonego obserwatora gwiazdy zaćmieniowej o małej amplitudzie zmian jasności.  Obserwacje na granicy zasięgu stosowanego instrumentu.

Pobieżny opis moich obserwacji.  Sprzęt: Synta (dobson) 200 mm, lornetki: Celestron 15x70, Taiga 9x60, brak żurawia lornetkowego.  Mapy: AAVSO, GZZ, mapy własne oparte o mapy AAVSO i CdC (katalogu Tycho), mapy innych doświadczonych obserwatorów, m.in. Emiliana Skrzyneckiego oraz Stanisława Świerczyńskiego.  Moment wykonania pomiaru zanotowany z dokładnością do ok. 10 s, a czasem nawet lepszą.  W przypadku gwiazd o płytkich minimach wynik pojedynczego pomiaru nie był zaokrąglany, a podawany był z dokładnością do 0,01 magnitudo.  Warunki: wiejskie z niebem do 6.5 magnitudo, obserwacje prowadzone czasami przy jasnym księżycu, ale brak obserwacji w warunkach dużego zachmurzenia i obecności cirrusów.  Obserwacje prowadzone tylko w sytuacji, gdy samopoczucie fizyczne i psychiczne było dobre.

Wykresy sporządzone na podstawie wizualnych obserwacji gwiazd zaćmieniowych - przykłady

Obiekty wybrane do szczegółowej analizy.  AH Cephei  V836 Cygni  HW Virginis.  Wszystkie wymienione obiekty były uwzględnione w programie GZZ i oznaczone jako szczególnie ciekawe i wymagające obserwacji.

AH Cephei – charakterystyka (GZZ Suhora).  Typ: EB/DM  Jasność poza minimami: 6.88  Głębokość minimum głównego: 0,2 magnitudo  Głębokość minimum wtórnego: 0,2 magnitudo  Okres: 1, dnia  GCVS: głębokość minimów zmienna, max. jasność 6,78, Min. I 7,07, Min. II 7,03.

Położenie AH Cephei na niebie oraz mapa obserwacyjna (mapy GZZ i AAVSO).

Wykres zmian jasności AH Cephei z wszystkich obserwacji.

Wyznaczone minima AH Cephei – wykresy.

Wyznaczone minima AH Cephei.  ,2639 HJD (+/- 0,004), poprawka HJD +0,0026. E: O-C: -0,0728 d  ,27813HJD (+/-0,001), poprawka HJD -0,0015. E: O-C: -0,0657 d  ,37828HJD (+/- 0,0008), poprawka HJD -0,0018. E: O-C: - 0,0645 d  ,3541 HJD (+/-0,0004), poprawka HJD -0,0026. E: O-C: - 0,0068 d  ,3147 HJD (+/ ), poprawka HJD -0,0023. E: O-C: -0,0230 d  ,2950 HJD (+/-0,002), poprawka HJD -0,0018. E: O-C: -0,1184 d  HJD (+/- 0,0171), E: 11553, O-C: - 0,0947 d Minimum wtórne oznaczone na diagramie O-C czerwoną kropką, wyznaczone z wielu pomiarów wykonanych w ciągu kilku miesięcy.  HJD (+/- 0,002525), E: 11623, O-C: - 0,0674 d Minimum główne oznaczone na diagramie O-C zieloną kropką, wyznaczone z wielu pomiarów wykonanych w ciągu kilku miesięcy.

Diagram O-C (Suhora).

Najbardziej aktualny diagram O-C dla AH Cep (Suhora)

V836 Cygni – charakterystyka (GZZ Suhora).  Typ: EB  Jasność poza minimami: 8.76 (Suhora)  Głębokość minimum głównego: 0,6 magnitudo  Głębokość minimum wtórnego: 0,2 magnitudo  Okres: 0, dnia  GCVS: Max jasność: 8.57, Min. I: 9,23, Min. II: 8,77, kształt krzywej zmian jasności zmienny.

Położenie V836 Cygni na niebie oraz mapa obserwacyjna (mapy GZZ i AAVSO).

Wykres zmian jasności V836 Cygni z wszystkich obserwacji.

Wyznaczone minima V836 Cygni– wykresy.

Wyznaczone minima V836 Cygni - wykresy

Wyznaczone minima V836 Cygni.  ,4756 HJD (+/- 0,0006), poprawka HJD +0,0025. E: O-C: +0, d  ,3040 HJD (+/- 0,0021), poprawka HJD +0,0031. E: O-C: +0, d  ,3351 HJD (+/- 0,0087), poprawka HJD +0,0038. E: O-C: +0, d  ,4201 HJD (+/- 0,0001), poprawka HJD +0,0038. E: O-C: + 0, d  HJD (+/- 0,0005), poprawka HJD +0,0038. E: O-C: +0, d

Diagram O-C (Suhora).

Najbardziej aktualny diagram O-C dla V836 Cyg

HW Vir – charakterystyka (GZZ Suhora).  Typ: EA  Jasność poza minimami: 10,9  Głębokość minimum głównego: 0,8 magnitudo  Głębokość minimum wtórnego: 0,1 magnitudo  Długość trwania zaćmienia: 0,2 godziny  Okres: 0, dnia  VSX: Układ najpewniej zawiera egzoplanety. Max. jasność: 10,48, Min. I: 11,38, Min. II: 10,62.

Położenie HW Virginis na niebie oraz mapa obserwacyjna (mapy GZZ i AAVSO).

Wykres zmian jasności HW Virginis z wszystkich obserwacji.

Wyznaczone minima HW Vir– wykresy ,31781 HJD (+/- 0,00019), poprawka HJD +0,0047. E: O-C:- 0,00405 d ,38771 HJD (+/- 0,00015), poprawka HJD +0,0044. E: O-C: -0,00357 d

Diagram O-C (Suhora).

Najbardziej aktualny diagram O-C dla HW Vir

Podsumowanie i wnioski – 3 gwiazdy  AH Cephei – Trudna do obserwacji gwiazda ze względu na dość długie i do tego bardzo płytkie minimum. Na skuteczną obserwację pozwala użycie dobrych gwiazd porównania i możliwie najmniejszej lornetki.  V836 Cygni – Nieco trudniej obserwuje się gwiazdy zaćmieniowe w gęstych polach gwiazdowych, gdzie ciężko skupić wzrok na gwieździe zmiennej i gwiazdach porównania. Obiekt łatwy do obserwacji dzięki sporej jasności oraz dużemu spadkowi jasności w trakcie zaćmienia.  HW Virginis – Gwiazda łatwa do odnalezienia, ale już nie tak łatwa do obserwacji w trakcie gwałtownego i głębokiego zaćmienia. W czasie minimum należy oceniać tylko tą gwiazdę, mniej więcej co minutę, starając się pomiar przeprowadzić bardzo szybko i jak najdokładniej. Gwiazda ma niezwykle krótki okres zmian jasności, pozwalający na uchwycenie więcej niż jednego minimum w ciągu nocy. Jeden z najciekawszych obserwowanych przeze mnie obiektów.

Podsumowanie i wnioski.  Obserwacje wizualne w porównaniu z obserwacjami fotometrycznymi są zdecydowanie mniej dokładne. W celu poprawienia dokładności wyników warto stosować np. program kalka, bądź wykonywać kilka obserwacji minimów i „zrzucać” je na jedno z nich.  Metody wizualne można skuteczniej stosować w przypadku, gdy jest szansa na przeprowadzenie w dłuższym okresie czasu kampanii obserwacyjnej dla danych obiektów z udziałem dużej liczby doświadczonych obserwatorów.  Z punktu widzenia miłośniczej astronomii, wizualne obserwacje gwiazd zaćmieniowych pozostają nadal jednymi z najciekawszych doświadczeń obserwacyjnych, jakie może przeżyć miłośnik astronomii. Mogą mieć nadal ogromne znaczenie w popularyzacji i nauczaniu astronomii.  Staranne obserwacje gwiazd zaćmieniowych prowadzone metodami wizualnymi mogą być wartościowym uzupełnieniem obserwacji fotometrycznych w przypadku obiektów zaniedbanych przez obserwatorów.