Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Szybki wzrost liczby odkryć gwiazd zmiennych, który zaznaczył się na przełomie XIX i XX wieku, tłumaczy się zastosowaniem metod fotograficznych do badań tych gwiazd. W XIX wieku, gdy gwiazdy zmienne badano wyłącznie metodami wizualnymi, odkrycie gwiazdy zmiennej bywało w zasadzie dziełem przypadku, bo wizualne metody badań nie dawały możliwości skutecznego systematycznego wykrywania zmienności blasku gwiazd. Dopiero zastosowanie fotografii otworzyło przed obserwatorami gwiazd zmiennych nowe możliwości ich odkrywania.

       Na płytach fotograficznych, zawierających zdjęcia ogniskowe danego obszaru nieba, zmienność blasku gwiazd może być wykryta za pomocą komparatorów błyskowych. W tym celu należy porównywać ze sobą dwie klisze ze zdjęciami jednego i tego samego obszaru nieba dokonanymi tym samym astrografem w różnym czasie (np. z różnicą kilkunastu dni). Należy stosować ten sam czas naświetlania i dobierać inne warunki tak, aby obrazy gwiazd nie różniły się ani rozmiarem, ani kształtem. Przy spełnieniu tego rodzaju warunków obrazy gwiazd o niezmienionym blasku nie będą się różniły zasadniczo od siebie na obu kliszach swym wyglądem, to znaczy będą miały takie samo zaczernienie i takie same średnice. Natomiast, jeśli jakaś gwiazda na skutek zmienności w czasie dokonywania obu zdjęć będzie różnić się pod względem blasku, to średnice jej na obu zdjęciach ogniskowych będą nieco różne, wskutek czego przy migotaniu w komparatorze błyskowym jej obraz będzie pulsował, co zwróci uwagę obserwatora badającego kliszę.

       Do badań gwiazd zmiennych mogą być stosowane wszelkie metody fotometryczne. W wielu jednak przypadkach, np. w celu wyznaczania okresu zmienności, wystarczają oceny blasku wykonywane wizualnie na niebie przez lunetę, lub na kliszy fotograficznej za pomocą lupy. Już W. Herschel zaproponował, aby małe różnice blasku gwiazd były oceniane w umownych stopniach przez bezpośrednie porównywanie blasku obu gwiazd na niebie. Zasada Herschela została zmodyfikowana przez Argelandera, który podał proste reguły oceniania blasku gwiazd na podstawie wrażenia świetlnego doznawanego przez oko, bez uciekania się do fotometrów. Reguły Argelandera znalazły bardzo obszerne zastosowanie i nadal bywają jeszcze stosowane przez obserwatorów gwiazd zmiennych. Dlatego celowe jest ich bliższe wyjaśnienie.

       W sąsiedztwie badanej gwiazdy zmiennej należy wybrać pewną liczbę gwiazd porównania, o których wiemy, że ich blask nie ulega zmianom, zakres zaś blasku gwiazd porównania powinien obejmować cały zakres zmienności danej gwiazdy zmiennej. Oznaczamy gwiazdy porównania literami a, b, c, d, ..., a gwiazdę zmienną - literą v. Małe różnice blasku gwiazdy porównywania i gwiazdy zmiennej oznaczamy w stopniach według następujących reguł. Jeżeli nie dostrzegamy żadnej różnicy w blasku gwiazdy a i v przy kolejnym im przyglądaniu się, to orzekamy, że gwiazdy są jednakowo jasne, co zapisujemy w postaci:
       Jeżeli przy uważnym przyglądaniu się gwiazdom a i v częściej gwiazda a wydaje się nam jaśniejsza od v niż odwrotnie, to uznajemy, że a jest jaśniejsza od v o jeden stopień, co piszemy w postaci
       Gdy gwiazda a jest dla naszego oka zdecydowanie jaśniejsza od v, to oznaczamy tę róznicę pzrez dwa stopnie, pisząc
       Jeszcze większe różnice oznaczamy przez 3, 4 stopnie itd. Im większa jest jednak różnica blasku, tym mniej pewna jest ocena stopni i dlatego unika się oceniania różnic blasku większych od 4 stopni.

       Metoda Argelandera ocen wizualnych małych różnic blasku była następnie modyfikowana i ulepszana. Uznano np. za korzystne wybierać do porównania z gwiazdą zmienną dwie gwiazdy, jedną jaśniejszą od zmiennej, drugą zaś od niej słabszą, pisząc np. oceny blasku w postaci
oceniając nie tylko, że a jest jaśniejsza o dwa stopnie od v, a v jest jaśniejsza o 3 stopnie od b, lecz sprawdzając przy obserwacjach, czy a jest jaśniejsza od b o 5 stopni. Metoda nabiera charakteru interpolacyjnego i w tej postaci nosi nazwę metody Nijlanda - Błażko, od nazwisk astronoma holenderskiego A. A. Nijlanda i rosyjskiego S. N. Błażko, którzy zaproponowali ten sposób przeprowadzania ocen. E. C. Pickering zaproponował metodę ocen polegającą na tym, że różnicę blasku gwiazd porównania b-a zawsze dzieli się na 10 stopni, notując oceny w takiej postaci
aby zawsze było m + n = 10.

       Oceny wizualne są oczywiście obarczone licznym błędami natury subiektywnej, wynikającymi z właściwości oka, samopoczucia obserwatora itp. Wpływa to na zmienność stopnia nawet u tego samego obserwatora. Z tego powodu metody ocen wizualnych są niewystarczające, jeżeli zadaniem obserwatora jest uzyskanie krzywej fotometrycznej zmian blasku gwiazdy zmiennej, to jest takiej krzywej, która wyrażałaby blask gwiazd w wielkościach gwiazdowych dla poszczególnych momentów czasu. Stosujemy wtedy dokładniejsze metody fotometrii obiektywnej, najlepiej fotometrii fotoelektrycznej, starając się przeprowadzać obserwacje co najmniej w dwóch barwach, aby oprócz zmian ogólnego blasku poznać zmiany wskaĄnika barwy. Pełny materiał obserwacyjny uzyskujemy, jeżeli uzupełnimy obserwacje fotometryczne obserwacjami spektralnymi i to zarówno w zakresie spektrofotometrii widma ciągłego, jak i w zakresie badań zmian zachodzących w liniach spektralnych, w ich konturach oraz w położeniu (przesunięcia dopplerowskie).

       Z ocen wizualnych blasku gwiazd zmiennych, bądź z ich pomiarów fotometrycznych wyprowadzamy podstawowe elementy zmienności, do których zaliczamy: okres zmienności wyrażany w dobach i ich ułamkach, epokę wyjściową (maksimum lub minimum blasku), wyrażaną zwykle w dniach juliańskich, największy i najmniejszy blask w wielkościach gwiazdowych (rzadziej w stopniach), zakres zmian wskaźnika barwy i widma, zmiany prędkości radialnej itp. . Różnica między największym i najmniejszym blaskiem nosi nazwę amplitudy zmian blasku. Przebieg zmian blasku przedstawiamy za pomocą krzywej podawanej bądź w postaci wykresu, bądĄ w postaci tablicy liczbowej zawierającej wielkości gwiazdy zmiennej w równych odstępach czasu.

       Jeszcze Argelander zaproponował, aby gwiazdy zmienne oznaczać w każdym gwiazdozbiorze literami wielkimi alfabetu łacińskiego od R do Z (np. R Lyrae). Reguła ta stała się jednak wkrótce niewystarczająca wobec szybkiego wzrostu odkryć gwiazd zmiennych, bo dawała możność oznaczenia tylko 9 gwiazd zmiennych w każdym gwiazdozbiorze. Zasadę tę uzupełniono więc przez wprowadzenie, po wyczerpaniu oznaczeń R-Z w poszczególnych gwiazdozbiorach kombinacji dwóch wielkich liter alfabetu łacińskiego w kolejności RR, RS,...RZ, SS, SZ,...ZZ. Gdy zaś i te kombinacje stały się niewystarczające do oznaczenia wszystkich gwiazd zmiennych w danym gwiazdozbiorze, uzupełniono je dalszymi kombinacjami dwuliterowymi w kolejności: AA,...AZ, BB,...BZ,...QZ. W ten sposób QZ oznacza 334 gwiazdę zmienną danego gwiazdozbioru. W niektórych jednak gwiazdozbiorach liczba gwiazd zmiennych przekroczyła już 334. W tym przypadku zaniechano dalszych oznaczeń kombinacjami literowymi i począwszy od gwiazdy zmiennej 335 w danym gwiazdozbiorze, oznaczane są one literą V z numerem kolejnym, począwszy od 355, np. V335 Ophiuchi, V347 Sagittarii itp. Jasne gwiazdy zmienne, oznaczone przez Bayera literami greckimi, nie otrzymały oznaczeń literami wielkimi alfabetu łacińskiego. Oznaczaniem gwiazd zmiennych zajmuje się komisja gwiazd zmiennych Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Z upoważnienia tej komisji opracowywane są w Moskwie i tam wydawane drukiem generalne katalogi gwiazd zmiennych. Efemerydy zmienności gwiazd zaćmieniowych i momentów najmniejszego blasku dla około 800 gwiazd zaćmieniowych i momentów największego blasku dla kilkuset gwiazd typu RR Lyrae opracowywane są i wydawane corocznie przez Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: