|
|
Visuell observasjon av variable stjerner Av Birger Andresen
Hva er en variabel stjerne ? En stjerne kalles variabel når dens lysstyrke endrer seg med tiden. I noen tilfeller skyldes variasjonen at to stjerner beveger seg rundt et felles tyngdepunkt på en slik måte at de vekselsvis kommer i veien for hverandre. Slike stjerner kalles formørkelsesvariable stjerner. Variasjonen gjenspeiler da ikke fysiske endringer i noen av stjernene. I andre tilfeller skyldes variasjonen fysiske endringer inne i stjernen, på dens overflate eller nær den. Dette er informasjon som har vært med på å avsløre mange mysterier om stjernenes utvikling og hvordan de oppfører seg. Se f.eks. Corona nr. 2/99, 4/99 og 1/00 eller http://www.nvg.org/org/taf/web/arkiv/artikler/stjerner/varstj/varstj.htm for mye mer om variable stjerner generelt og om noen utvalgte typer av slike. Hobbyastronomens rolle Hobbyastronomer har opp gjennom tidene gjort en svært viktig innsats for å kartlegge lysvariasjonen til tusenvis av variable stjerner som er innen rekkevidde for små eller middels store hobbyteleskop gjennom hele stjernens variasjonssyklus eller deler av denne. Mange av dem er på langt nær godt nok kartlagt. Hobbyastronomenes styrke er først og fremst at vi er svært mange, at vi finnes over hele jordkloden og at vi selv kan velge hva vi skal bruke tiden til. De profesjonelle astronomene har nemlig ingen mulighet til å bruke verken mye tid eller dyre teleskoper til å observere disse stjernene systematisk. De må i stedet velge ut de aller mest interessante stjernene og observerer disse i kortere perioder. Og mer trenger de heller ikke gjøre fordi ivrige hobbyastronomer samler inn data som er nøyaktige nok til mange vitenskapelige formål. Hvilke stjerner skal man observere og hvor ofte ? Noen variable stjerner observeres av mange observatører hver dag, mens andre knapt observeres i det hele tatt. Årsaken til få observasjoner kan være at stjernen varierer langsomt, at det ikke finnes gode kart for stjernen eller at den er synlig bare en kort tid nær soloppgang eller solnedgang. I deler av året er f.eks. mange stjerner synlige kun fra steder langt nord på jordkloden. Norske hobbyastronomer har derfor mulighet til å gjøre mange observasjoner av ekstra stor nytteverdi. Endringene i lysstyrke for variable stjerner 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, og variasjonene er relativt langsomme. Tiden mellom to maksimum kan f.eks. variere litt eller lysstyrken ved maksimum og minimum kan endre seg noe for hver gang. Eksempler på dette er de langperiodiske Mira-stjernene hvor det gjerne går 100-400 døgn mellom hver gang de når sin maksimale lysstyrke. Disse stjernene endrer seg svært langsomt, og det kan være passe å observere dem f.eks. en gang hver uke. Atter andre ganger vet vi litt om hva vi kan forvente, men forskjellene er så store og hurtige at stjernene helst 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. Målet med observasjon av variable stjerner Observasjon av variable stjerner går ut på å bestemme stjernens lysstyrke på gitte tidspunkt. Dette gjøres ved å sammenligne lysstyrken til den variable stjernen med andre stjerner som vi kjenner lysstyrken til. Disse kalles sammenligningsstjerner. Man finner kart for de ulike stjernene hos organisasjoner som samler inn observasjoner av variable stjerner. Den mest kjente er American Association of Variable Star Observers (AAVSO), og i Norge har vi VariableStjerneGruppen til Norsk Astronomisk Selskap (NAS.VSG). Hvor finner du kart for observasjon av variable stjerner ? AAVSO har kart for de fleste variable stjerner som er aktuelle for hobbyastronomer. Man kan også finne kart hos andre organisasjoner. Men her er det på sin plass med en kraftig advarsel. Det kan nemlig være overraskende store feil i lysstyrkene som oppgis på kartene selv til kjente organisasjoner som AAVSO. Og altfor ofte brukes sammenligningsstjerner som ikke egner seg. Spesielt skal man holde seg unna stjerner som er svært røde fordi vårt øye har en helt annen følsomhet for svakt rødt lys enn det har for gult eller blått. Og akkurat på dette punktet har f.eks. AAVSO vært svært så dårlige helt til for tre-fire år siden da de bestemte seg for å droppe røde stjerner fra nye kart. Men siden de fleste kartene deres er eldre enn dette, så er man ikke trygg før man har kontrollert kartet. Derfor har NAS.VSG ved gruppeleder Bjørn Håkon Granslo i noen år laget egne lister av meget høy kvalitet over egnede sammenligningsstjerner og deres lysstyrker (såkalte sekvenser) for noen titalls utvalgte stjerner. Her er alle sammenligningsstjerner sjekket slik at de uten tvil egner seg. Usikkerheten i lysstyrken til hver sammenligningsstjerne er kun unntaksvis større enn 0.05 mag. Selv har jeg laget kart for en rekke av disse sekvensene. Disse kartene og de avmerkede sekvensstjernene skal være helt trygge å bruke. De finnes på http://www.nvg.org/org/taf/web/arkiv/artikler/stjerner/varstj/vs_kart/vs_kart.htm. Nøyaktighet ved observasjon av variable stjerner Metodene som brukes ved visuell observasjon av variable stjerner er ganske enkle. 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. Fotoelektriske metoder, f.eks. CCD (Charged Coupled Device) detektorer, kan gi nøyaktighet fra 0.003 til 0.05 mag. Nøyaktigheten som oppnås med visuelle observasjoner er fullt ut tilfredsstillende for mange vitenskapelige formål. Metoder for visuell observasjon Det finnes mange metoder for å observere variable stjerner. De mest brukte er Brøkmetoden, Pogsons trinnmetode og Argelanders trinnmetode. Brøkmetoden er den enkleste, mens de to andre generelt gir bedre nøyaktighet. Selv har jeg brukt Argelanders metode, og jeg er så fornøyd med den at jeg velger å beskrive kun den her. 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. Under perfekte forhold kan enkelte erfarne observatører oppnå en nøyaktighet på 0.04 mag. En nybegynner kan fort ha en nøyaktighet på 0.25 til 0.3 mag. selv ved gode forhold. Metoden er oppkalt etter tyskeren Argelander. Vi skal i det følgende kalle den variable stjernen for V og sammenligningsstjernene for A, B, C osv. Lysstyrkene til disse stjernene skal vi kalle mV, mA, mB, mC osv. Det er altså vår oppgave å bestemme lysstyrken mV til den variable stjernen. Metoden går ut på å sammenligne den variable stjernen med minst en sammenligningsstjerne som er sterkere enn V og minst en som er svakere enn V. Hver av disse delobservasjonene gjøres ved å bruke Argelanders trinnskala nedenfor. Det er her forutsatt at A er sterkere enn V for å gjøre beskrivelsen enklere. Metoden er helt lik når 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. Dersom vi f.eks. finner at V er to trinn svakere enn A og tre trinn sterkere enn B, så skriver vi altså ned observasjonen som A2V3B. Dersom vi i tillegg gjør en tredje delobservasjon hvor vi finner at V er fire trinn sterkere enn D, så blir den totale observasjonen A2V3B;V4D. Og skulle vi gjøre en fjerde delobservasjon hvor V er 4 trinn svakere enn K, så skriver vi den totale observasjonen ned enten som A2V3B;K4V4D eller som K4V3B;A2V4D. I praksis bruker vi aldri mer enn to sammenligningsstjerner som er sterkere enn V og to som er svakere enn V. Normalt bruker vi kun en på hver "side" av V. Beregning av lysstyrken til den variable stjernen La oss først beregne variabelens lysstyrke, mV, for tilfeller hvor vi kun har sammenlignet V med to sammenligningsstjerner (A og B). Vi bruker da følgende formel : mV = mA + [a / (a + b )] · (mB – mA) som kan omskrives til : mV = mA + a · (mB – mA) / (a + b )
For observasjoner som involverer tre eller fire sammenligningsstjerner setter vi først opp de to kombinasjonene av sammenligningsstjerner som er sterkere og svakere enn V. A2V3B;V4D gir f.eks. A2V3B og A2V4D, mens A2V3B;K4V4D gir de to kombinasjonene som allerede er skrevet opp (A2V3B og K4V4D) eller K4V3B og A2V4D (som gir samme resultat). Så beregnes mv fra formelen ovenfor for de to kombinasjonene og deretter beregnes gjennomsnittet for disse to estimatene. Hvis f.eks. A3V2B gir 7.23 mag og K4V4D gir 7.29 mag, så blir altså mv = ½ * (7.23 + 7.29) = 7.26 mag som avrundes til 7.3 mag. 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 ? Joda. Det er helt greit å bruke halve trinn, men jeg har selv ikke brukt det. 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. Datainnsamling og rapportering av observasjoner Det finnes et standard sett med data som skal rapporteres for hver observasjon. Disse kan være litt forskjellige for ulike organisasjoner. Data som kreves av NAS.VSG er listet opp og forklart nedenfor, og rapporteres til NAS.VSG v/Bjørn Håkon Granslo, Nordahl Grieggs vei 22A, 1472 Fjellhamar enten pr. brev eller pr. e-post (b.h.granslo@astro.uio.no). Rapporteringsfrekvensen kan godt være en gang pr. måned. NAS.VSG rapporter observasjonene videre til ulike internasjonale organisasjoner. Mange rapporterer direkte til AAVSO via web-sidene deres eller via e-post. I en startfase kan TAF-medlemmer gjerne sende observasjonene sine til NAS.VSG via TAF v/Birger Andresen. I tillegg til observatørens navn og adresse skal følgende data noteres for hver observasjon :
Dato og Kl. (U.T) : Dette er tidspunktet som observasjonen ble gjort angitt som Universal Time (U.T.) = Norsk Tid - 1 time = norsk sommertid - 2 timer. Døgnet skifter kl. 00:00 U.T., altså kl. 01:00 norsk tid = 02:00 norsk sommertid. En observasjon som gjøres kl. 01:47 norsk sommertid 12. september 2005 noteres altså som 11/9-05 kl. 23:47.
Variabel : Navnet på den variable stjernen som er observert. Observasjon : Her angis selve observasjonen (se tabellen og teksten ovenfor).
Metode : Her oppgir du hvilken metode du brukte. Du kan oppgi det en gang for alle på lik linje med navn og adresse øverst på arket dersom du alltid bruker samme metode. 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 :
I eksemplet i tabellen ovenfor er B7x50 = 7x50 prismekikkert, L70;24X = 70mm linsekikkert med 24 gangers forstørrelse og C280;140X = 280mm Schmidt-Cassegrain teleskopet som finnes oppe på TAF-observatoriet brukt med et øyestykke som gir 140 gangers forstørrelse. Kode : Dette er en eller flere enkeltbokstaver som hver forteller noe om kart, observasjonsforhold eller om den variable stjernen. Kodene til AAVSO brukes. De er som følger :
En dvergnova i utbrudd observert med NAS.VSG kart og med disig himmel får f.eks. kode HKY. Klasse : Dette er din kvalitetsvurdering av observasjonen. Følgende koder skal brukes :
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. Mørketilvending av synet Valg av instrument
Tabellen nedenfor viser hva slags kikkerter som er best ved følgende forutsetninger : bra forhold (svakeste synlige stjerne uten kikkert = 5.5 mag.), normalt godt syn, optisk utstyr av rimelig god kvalitet, og bra seeing (dersom stort instrument).
Synsfeltet og posisjonering av stjernene 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. Motstand mot å bruke trinn = 0 Ekstinksjon – stjernens høyde over horisonten Ekstinksjonen øker kraftig ved dis. Man kan fort komme opp i 2.0 mag. 30° over horisonten. Ekstinksjonen er størst i den blå delen av spekteret og minst i den røde delen. Defokusering – et viktig hjelpemiddel Lederen i Variable Stjernegruppen i Norsk Astronomisk Selskap, Bjørn H. Granslo bruker defokusering i utstrakt grad. Forslag til stjerner for nybegynnere Observasjon av svært røde stjerner er vanskelig for nybegynnere. Dette ser vi av at det er stor spredning i lyskurvene for slike stjerner. Man bør bruke defokusering for disse som nevnt rett ovenfor. På den annen side har de røde Mirra-stjernene så stor og langsom variasjon at de er veldig artige å følge for nybegynnere. Jeg skal derfor anbefale en slik stjerne som er relativt lette å lokalisere; U Orionis (4.8-13.0 mag., periode = 468.3 døgn). Det er for øvrig en rekke Mirastjerner som er sterkere enn 7 mag ved maksimum; Omicron Ceti (Mira), S Coronae Borealis, R Cygni, RT Cygni, R Trianguli, Chi Cygni, R Andromedae, T Cephei og R Cassiopeiae er noen. Ellers er kefeiden Delta Cephei (3.5-4.4 mag., periode = 5.355341 døgn) grei å trene på siden den både er synlig uten kikkert hele tiden og alltid er synlig fra Norge. Andre anbefalte stjerner for nybegynnere er Z Ursae Majoris (semiregulær stjerne, 6.2-9.4 mag., Periode 195.5 døgn), Y Tauri (semi-regulær stjerne, 6.5-9.5 mag., periode = 242 døgn) og dvergnovaen SS Cygni som holder seg nær 12.3 mag mellom ca. ukelange utbrudd med 30 til 80 dagers mellomrom. Normalt øker lysstyrken til ca. 8.5 mag. i løpet av en til to døgn når utbruddene starter. En artig stjerne er VZ Cancri. Den har riktignok liten variasjon (7.18 – 7.91 mag), men perioden er så kort som 0.178363704 døgn = ca. 4 t 17m. R Corona Borealis er en "skøyer" som normalt holder seg på ca. 6.0 mag., men som innimellom faller raskt til 14-15 mag., gjerne med noen års mellomrom Kilder Artikkelens hovedkilder er :
__________________________________
|