Глава 2. Погрешности, которые возможны при визуальных наблюдениях звёзд по методу Нейланда-Блажко, пути их устранения или уменьшения
Если наблюдатель не имеет информации относительно главных факторов, которые вызывают погрешности при визуальных наблюдениях переменных зрение, он почти наверняка столкнется с ними в процессе наблюдений. Очень много незаметных на первых взгляд факторов в действительности могут очень сильно повлиять на результат, начиная от естественных способностей наблюдателя, заканчивая его представлением о процессе оценивания блеска.
Человеческий глаз является в действительности уникальным прибором, который, не несмотря на то, что кажется неэффективным инструментом для регистрации точной информации о мощности источника света, может делать настоящие чудеса. Это так же легко, как мы можем приблизительно сказать, в сколько раз большей является одна поверхность относительно другой (например, два листа бумаги форматов А3 и А5). Интересно, что и погрешность в этом определении является почти такой. А если принять во внимание минимальную пороговую чувствительность глаза, что для ночного зрения составляет меньше 500 фотонов для постоянного источника света, а абсолютный максимум чувствительности – около 20 частиц света, становятся понятными возможности глаза для регистрации света. Кроме того, переходя к звездным величинам, нужно отметить, что человек уже может различить яркости двух объектов, разница в звездных величинах которых едва достигает 0,01 m(V). Лишь при меньшей разнице два одинаковых по спектру источника света будут восприняты как одинаковые по блеску.
Однако наблюдения всегда сопровождаются погрешностями, например случайные погрешности из-за погодных условий, состояние и опыт наблюдателя и другое. Среди погодных условий нужно отдельно выделить атмосферную турбулентность, которая может очень сильно осложнить процесс оценивания, увеличивая пороговую погрешность почти на порядок. Если увеличить длительность оценки, можно впрочем добиться значительного ее преодоления, потому что наша память накапливает зрительное ощущение, со временем сглаживая случайные колебания яркости звезды. Рекомендуется оценивать один интервал не быстрее чем 8 секунд, но и не дольше, потому что начинает уставать глаз.
Источники систематических погрешностей являются очень разными по природе. Рассмотрим первую из возможных погрешностей – цветовая. Ее величина может достигать в отдельных случаях более половины звездной величины. Она может играть наиболее важную роль среди прочих источников ошибок, значительно искажая получаемые графики изменений блеска. Из-за того, что сетчатая оболочка глаза содержит два типа чувствительных клеток – палочки и колбочки, приспособленные для ночного и дневного зрения, глаз по-разному фиксирует свет ярких и тусклих объектов. Как мы видим на рис. 1, дневное зрение наилучше приспособлено к наблюдению в более «красном» диапазоне, потому при увеличении яркости красной звезды её свет начинают воспринимать «дневные» клетки, делая ее еще более яркой для наблюдателя. Это явление называется эффектом Пуркинье. Путь борьбы с этим явлением – применение светофильтров или выбор для красных звёзд красных звёзд сравнения (но 50% из них могут быть немного переменными, потому светофильтры являются наилучшим выходом).
Ошибка фона. Частный случай цветовой ошибки, может влиять на точность оценки блеска, вызывая появление неожиданных периодичностей в изменениях блеска или даже изменения блеска звёзд, что в действительности являются стационарными. Причинами таких явлений являются появление на небе Луны, влияние сумерек и другое.
Цветовая ошибка является важной, однако она лишь значительно искривляет кривую изменения блеска, не влияя на основные закономерности кривой или легко исключается применением светофильтров, в отличие от параллактической ошибки. Это ошибка сравнения двух точечных источников излучения, зависящая от положения мнимой линии, соединяющей эти источники относительно линии глаз наблюдателя. Это связано с неравномерным распределением светочувствительных клеток по глазному дну. Из-за этого и появляется параллактическая погрешность. На рис. 2 приведен пример действия такой погрешности, экспериментально исследованной Робертсом. Сообщают, что величина этой ошибки может достигать больше звездной величины по амплитуде. Но и с ней можно бороться. Проще всего, можно порекомендовать наблюдателям – это максимально синхронный поворот головы за звездой в случае наблюдений с помощью бинокля или невооруженным глазом, или, если это проблематично, на помощь приходит специальная техника оценивания, что заключается в наблюдении либо центром сетчатки, либо ее избранным участком. Выдерживая таким образом по очереди по 8 секунд звезду сравнения и переменную, мы одновременно снижаем влияние атмосферной турбулентности и исключаем влияние параллактической ошибки на точность оценки.
Таким образом, исключив перечисленные выше погрешности можно сделать оценку переменной такой, что имеет научную ценность. Но остается еще ряд ошибок, исключение которых уже является значительно более сложной задачей.
Погрешность интервала является наиболее коварной и почти непоправимой. Еще Аргеландер указал на ее существование, отметив, что оценки разницы блеска в четыре степени являются неточными, а в 5 могут оказаться 6,7 и даже 8 степенями. То есть глаз достаточно легко определяет разницу блеска где-то в интервале 0,4-0,6 звездных величин, а при больших разницах оно ее приуменьшает. Как мы уже говорили, единственный выход из такой ситуации – правильный выбор звёзд сравнения для образования интервала, желательно, не большего указанного.
Ошибка интерполирования заключается в отдаче предпочтения одним значениям оценки блеска по сравнению с другими, например, числу 4,2 там, где должен быть 4,0 или 4,4. Это уже следствие психических процессов мышления, исключить такую погрешность почти невозможно. Понятно, что она будет несколько искривлять форму кривой блеска, но при этом не сильно искажая главных наблюдаемых характеристик звезды, таких как амплитуда и период.
Ошибка ведения появляется чаще у молодых и неопытных наблюдателей и заключается в запоминании моментов экстремумов, которые должны наступить, из-за чего почти сознательно искажаются сделанные оценки. Так, при исследовании затменных переменных звёзд могут быть завышены значения блеска во время неожиданно раннего минимума вследствии изменения её периода, появляется заметная асимметрия в форме кривой затмения в зависимости от того, что наблюдатель ожидает увидеть. Хотя самого момента экстремума это, чаще, не смещает по оси времени, что очень важно.
Подводя итог, можно согласиться, что на визуальную оценку влияет большое количество источников погрешностей. Погрешности, что дает глаз как физический прибор, легко поддаются учету и даже исключению при выполнении вышеупомянутых рекомендаций. Но два последних типа погрешностей являются непоправимыми, и даже не могут быть рассчитаны. Однако важно то, что их влияние ограничено искривлением, созданием асимметрии на графике, но они не способны образовать экстремум заметной мощности, что будет превышать среднюю величину разброса точек на графике.
Именно средний разброс точек и может сказать нам о реальной точности измерения блеска данной звезды. Таким образом, среднюю точность можно найти из средней величины отклонения точек от некоторой кривой, усредняющей точечный график изменения блеска.
Глава 3. Обработка наблюдений и поиск элементов
На основе личного опыта, опыта друзей, с использованием материала из книги М.С. Зверева «Методы изучения переменных звёзд» (на сайте http://www.varstar.narod.ru/)