Obserwujmy gwiazdy zmienne

Obserwacje wizualne gwiazd zmiennych są taką dziedziną astronomii, w której przeciętny miłośnik astronomii może uzyskać ciekawe i naukowo wartościowe wyniki pod warunkiem, że obserwacje te będą prowadzone starannie i systematycznie. Do obserwacji gwiazd zmiennych nie jest wymagane posiadanie specjalistycznego sprzętu, wystarczą nam własne oczy. Będąc wyposażonymi w lornetkę, bądź teleskop poszerzamy zakres naszych obserwacji na coraz to słabsze gwiazdy.

Trochę historii

Początki obserwacji gwiazd zmiennych sięgają końca XVI wieku, kiedy to David Fabricius odkrył w gwiazdozbiorze Wieloryba gwiazdę zmienną nazwaną później Mira (Cudowna). Kilkanaście lat później, po wynalezieniu lunety stwierdzono iż gwiazda ta zmienia swoją jasność w ciągły sposób w zakresie od 2m do 10m. Coraz bardziej udoskonalany sprzęt optyczny pozwalała astronomom na badanie jasności gwiazd zmiennych nawet wtedy, kiedy nie można było obserwować jej gołym okiem.


Typy gwiazd zmiennych

Cefeidy typu δ Cephei

Są to pulsujące jasne olbrzymy i nadolbrzymy. Okres ich pulsacji zawiera się w przedziale od 1 do 60 dni. Natomiast zakres zmian jasności wynosi od 0,2m do 2,0m. Najbardziej znaną przedstawicielką tej grupy gwiazd jest gwiazda δCep. Oznaczenie tego typu gwiazd zmiennych to Cδ.

Cefeidy typu W Virginis

Nazwa tej grupy gwiazd zmiennych pochodzi od pierwszej odnalezionej gwiazdy tego typu, mianowicie W Vir. Okres pulsacji oraz zakres zmienności jest podobny jak u klasycznych cefeid, jednak są to gwiazdy starsze od swoich koleżanek z grupy Cδ. Oznaczenie ich to CW

Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae

Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae to podobnie jak cefeidy W Virginis gwiazdy stare, ale wysyłają zdecydowanie miej energii. Okres zmienności tych gwiazd waha się w granicach od 1 do 29 godzin, a amplituda zmian wynosi od 0,5m do 1,5m. Oznaczenie typu ro RR.

Wszystkie opisane wyżej typy gwiazd zmiennych odgrywają ważną rolę w wyznaczaniu odległości do najbliższych gromad i galaktyk. Okazuje się bowiem, że cefeidy wykazują zależność okres – jasność absolutna. Dzięki tej zależności astronomowie potrafią wyznaczyć odległości we Wszechświecie do najbliższych, w skali kosmicznej, galaktyk i gromad gwiazd.

Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti

Jest to najliczniejsza grupa gwiazd zmiennych zwanych mirydami. Ich nazwa pochodzi od pierwszej znanej przedstawicielki tego typu, gwiazdy z gwiazdozbioru Wieloryba – Miry (ο Cet). Są to gwiazdy o długim okresie zmian jasności (od 90 do nawet 1000 dni) oraz o dużej amplitudzie zmian – nawet do 10 wielkości gwiazdowych. Są to jedne z najłatwiejszych (moim zdaniem) do obserwacji gwiazd zmiennych. Oznaczenie M.

Gwiazdy typu Algola

Są to gwiazdy zmienne zaćmieniowe, czyli układy gwiazd, których zmiana jasności spowodowana jest przesłanianiem jednego składnika układu przez drugi podczas okrążania wspólnego środka masy. Najbardziej znaną gwiazdą tego typu jest Algol (β Per). Obserwowany zakres zmian jasności układu sięga kilka wielkości gwiazdowych, a okres zmian to średnio kilka-kilkanaście dni. Oznaczenie EA.

Gwiazdy typu β Lyr

Układy te składają się z dwóch blisko siebie krążących gwiazd, które posiadają elipsoidalny kształt, ze względu na bliskość składników i oddziaływaniem na nie sił przypływowych. Wokół takich układów często obserwujemy otoczki gazowe. Oznaczenie EB

Gwiazdy EA oraz EA są również łatwymi do obserwacji.


Metody obserwacji wizualnych

Opiszę tutaj jedną z podstawowych metod i moim zdaniem najłatwiejszą metodę obserwacji gwiazd zmiennych, która po osiągnięciu wprawy daje dużą dokładność i podnosi wartość naukową obserwacji. Jest to metoda Argelandera.
polega ona na porównywaniu jasności gwiazdy zmiennej z jasnością bliskiej gwiazdy o stałej jasności, tzw. gwiazdy porównania.
W metodzie tej jasność badanej gwiazdy zmiennej oznaczmy przez v, a jasność gwiazdy porównania przez a.
Przechodzimy do porównania jasności. Jeśli podczas porównywania jasności gwiazd a i v nie potrafimy zdecydować, która z nich jest jaśniejsza, lub wydaje nam się, że raz gwiazda a, raz gwiazda v jest jaśniejsza, to uznajemy, że gwiazda zmienna ma taką samą jasność jak gwiazda porównania i wynik porównania zapisujemy następująco:

a0v

Jeśli porównując gwiazdy a i v częściej wydaje nam się, że to gwiazda a jest jaśniejsza od v, to uznajemy, że gwiazda a jest o 1 stopień jaśniejsza od gwiazdy v, co wpisujemy jako:

a1v

Jeśli natomiast gwiazda v jest o jeden stopień jaśniejsza, piszemy:

v1a

Jeśli po nieco dłuższej obserwacji widzimy, że gwiazda a jest zdecydowanie jaśniejsza od gwiazdy v, to mówimy, że gwiazda a jest o dwa stopnie jaśniejsza od gwiazdy v, mamy zatem:

a2v

Jeśli po krótkiej chwili widzimy, że gwiazda a jest wyraźnie jaśniejsza od gwiazdy v, piszemy:

a3v

Jeśli na pierwszy rzut oka gwiazda a jest jaśniejsza od gwiazdy v, zapisujemy to jako:

a4v

Analogicznie postępujemy gdy gwiazda zmienna jest jaśniejsza od gwiazdy porównania. Ogólny zapis takiej sytuacji będziemy mieli w postaci:

vna

gdzie n jest liczbą stopni odzwierciedlającą różnice jasności pomiędzy gwiazdami.

Naszą obserwację zatem możemy zapisać w ogólnej postaci:

amvnb

gdzie:
a – gwiazda porównania jaśniejsza od zmiennej,
b – gwiazda porównania słabsza od zmiennej,m, n – stopnie różnicy pomiędzy gwiazdami porównania, a badaną zmienną.

Jasność gwiazdy zmiennej liczymy ze wzoru:

m*b+a*n
v=————————
m+n

Jeśli mamy kilka par porównania, wtedy końcowa jasność będzie równa średniej z poszczególnych pomiarów:

v1+v2+v3+…+vk
v=———————————
k

Przykład:

Wybraliśmy sobie gwiazdę zmienną v oraz trzy gwiazdy porównania:
a – o jasności 4,5m
b – o jasności 5,1m
c – o jasności 5,8m

Z poszczególnych porównań otrzymaliśmy takie wyniki:

a3v, b1v, v2c

Tworzymy więc obustronne oceny:

a3v2c, b1v2c

Podstawiając do powyższego wzoru na obliczenie jasności zmiennej otrzymujemy:

z pierwszej pary: 5,28m
z drugiej pary: 5,33m

Zatem jasność badanej zmiennej wyliczymy ze średniej i otrzymamy: 5,30m.


Skąd wziąć gwiazdy porównania

Moim zdaniem najprostszym sposobem będzie sięgnięcie do ogromnej bazy AAVSO i ściągnięcia (wygenerowania) sobie tam map okolic gwiazdy zmiennej. Szukam tam generatora map (variable star plotter) wprowadzamy odpowiednie dane i system generuje nam żądaną mapę wraz z jasnościami gwiazd porównania wyrażonymi pod postacią dwu i trzycyfrowych liczb. Na przykład liczba 55 oznacza, że gwiazda ma jasność 5,5m. Poniżej przykład mapki generowanej przez system VSP AAVSO dla okolic gwiazdy zmiennej β Lyrae.


Porady wynikające z mojego doświadczenia

Wszystkim początkującym obserwatorom gwiazd zmiennych na początek poleciłbym obserwacje stosunkowo jasnych, łatwych i znanych gwiazd zmiennych. Sam zaczynałem obserwacje gwiazd zmiennych od takich gwiazd jak:

β Persei
β Lyrae
R Leonis
R Cygni
η Aquilae

Są to stosunkowo łatwe do namierzenia gwiazdy i łatwe do obserwacji.

Efemerydy dotyczące gwiazd zmiennych możemy znaleźć zawsze w bieżącym numerze Astronomii. W każdym numerze znajdziemy kilkadziesiąt gwiazd dostępnych do obserwacji w danym miesiącu wraz z opisanym typem zmienności oraz podanym przewidywanym momentem maksimum/minimum. Podane są tam również dane adresowe, gdzie możemy wysyłać wyniki naszych obserwacji.


Zachęcam do obserwacji gwiazd zmiennych, gdyż jak pisałem na początku takie obserwacje mogą mieć wartość naukową, a nic nie daje takiej satysfakcji jak wykreślenie krzywej zmian blasku badanej gwiazdy zmiennej.


Jeśli macie jakieś pytania, uwagi, komentarze, a może chcecie zasięgnąć więcej informacji odnośnie obserwacji gwiazd zmiennych, czekam na Wasze komentarze, kontakt.

 



Bookmark the permalink.
  • Tomasz

    Ciekawy wpis Piotrze. Jest tylko jeden mały błąd, mapka okolic zmiennej ma błędny tytuł moim zdaniem. Współrzędne i wygląd jak Lutnia, a w tytule Perseusz?

    • Masz rację Tomasz – mapka została błędnie opisane w tytule. Zaraz to poprawię. Dzięki za czujność 🙂