Научная библиотека

§ 33. СИСТЕМАТИЧЕСКИЕ ОШИБКИ НАБЛЮДЕНИЙ БЛЕСКА

Как и все измерения, определения блеска подвержены как случайным, так и систематическим ошибкам. Рассмотрим некоторые из возникающих систематических ошибок.

Прежде всего об ошибках визуальных наблюдений. Первую из них мы уже рассмотрели — это ошибка цветоощущения глаза. Она приводит к тому, что при оценке блеска окрашенной звезды, желтой или красноватой, два наблюдателя могут получить различные результаты. В некоторых случаях расхождения могут достичь почти звездной величины. Чтобы изучить этот эффект, надо сравнить между собой одновременные ряды наблюдений, полученные разными наблюдателями. Его также можно выявить, сравнивая шкалы блеска звезд сравнения, как описано выше.

Однако здесь возникают некоторые дополнительные трудности. Ошибка цвета может быть различна даже у одного наблюдателя и зависит от блеска звезды: при наблюдениях ярких звезд она будет сказываться иначе, чем при наблюдении слабых объектов. Это учесть гораздо труднее.

С этим связана также ошибка фона. При ярком фоне (свет города, Луны) красноватая звезда кажется более яркой, чем при темном фоне. В связи с этим на кривой блеска такой звезды может получиться ложная периодичность с периодом, равным лунному (синодическому) месяцу.

Одна из возможных ошибок связана с изменением видимого расположения звезд сравнения относительно переменной звезды при изменении часового угла, так как различные части глазного дна не одинаково реагируют на излучение. Обычно эта ошибка не очень велика, но и она может повлиять на результаты оценок блеска.

Есть еще одна ошибка, которая получила название аффекта притяжения. Оценивая интервалы блеска по интерполяционному способу, наблюдатель предпочитает (конечно, подсознательно) одни оценки другим. Это выявляется из статистического сопоставления оценок. Допустим, что наблюдения выполняются по способу Пикеринга. Тогда оказывается, что у того или иного наблюдателя чаще встречаются оценки, скажем, чем хотя они должны были бы встречаться статистически равновероятно.

Все эти ошибки, конечно, влияют на точность получаемых результатов. Поэтому для решения тонких задач, требующих максимальной объективности, визуальные наблюдения нужно заменять инструментальными. Однако это не означает, что и из визуальных наблюдений нельзя сделать надежные выводы. Достаточно сказать, что изменение периодов переменных звезд изучено главным образом по визуальным наблюдениям. Да и «тонкий» эффект Блажко был открыт и изучен на основе визуальных наблюдений.

Остановимся теперь на систематических ошибках, возникающих при фотографических наблюдениях. Они, как оказывается, значительно больше, чем при визуальных наблюдениях. Ошибка цвета может возникать от использования разнородных фотоматериалов и вообще не контролируема. Даже при применении стандартного фотоматериала возникает систематическая ошибка цвета из-за того, что каталожные звездные величины могут относиться к другой эффективной длине волны. При фотографических наблюдениях могут возникнуть цветовые ошибки, обусловленные несовершенством оптики астрографа. Автор встретился на практике с таким случаем при фотографических наблюдениях красной звезды V Орла.

Как известно, любой объектив обладает остаточной хроматической аберрацией. Это означает, что он собирает лучи различного цвета на разных расстояниях от него. Допустим, что при фокусировке снимка были использованы слабые звезды, которые дают резкие точечные изображения, и найдем наилучшнй «фотографический» фокус. Лучи другого цвета дадут экстрафокальные изображения, которые окружат изображение звезды ореолом. Если экспозиция мала, то ореол будет слабым, еле заметным, красная звезда будет иметь вид резкой точки.

Ее фотографический блеск и будет оценен. Допустим теперь, что или экспозиция была большой, или прозрачность атмосферы повышенной. Тогда ореол станет ярким, и фокальное изображение звезды потонет в ярком ореоле. Оценивая блеск этой звезды сравнением с блеском соседних звезд, мы увидим, что красная звезда внезапно стала гораздо более яркой. Именно это и случилось с V Орла: она стала внезапно ярче почти на две звездные величины. При визуальных наблюдениях такое невозможно.

Есть у фотографических наблюдений и эффект фона. Это особенно заметно, если наблюдаемые звезды располагаются на фоне яркой туманности. Казалось бы, что наложение фотографической вуали на звездные изображения должно повысить фотографический эффект. На самом деле происходит обратное. При этом ослабление изображений зависит от плотности фона, что учесть очень трудно.

Если при фотографических наблюдениях можно исключить эффект часового угла, всегда располагая изучаемые звезды единообразно, то он все же должен проявиться, но уже по другой причине. Дело в том, что при суточном вращении небесной сферы, в зависимости от часового угла, изменяется зенитное расстояние звезды. Как известно, от зенитного расстояния зависит поглощение света в земной атмосфере — оно увеличивается при увеличении зенитного расстояния. Коэффициент поглощения зависит от длины волны, т. е. от цвета, причем это влияние больше сказывается на фотографических наблюдениях, чем на визуальных. Допустим, что мы оцениваем блеск красной звезды сравнением с блеском белых звезд. Ослабляться их блеск поглощением земной атмосферы будет по-разному, что скажется на оценке. Конечно, это влияет и на результаты визуальных наблюдений, но в меньшей степени.

И, наконец, у фотографических наблюдений есть еще систематическая ошибка поля. В зависимости от расстояния изображения звезды от центра снимка ее фотографический эффект изменяется. Эту ошибку можно исследовать и вводить соответствующие поправки. А достигать она может даже звездной величины. Правда, эта ошибка при наблюдениях переменных звезд не учитывается, потому что звезды сравнения подбираются по расположению близкими одна к другой и расстояния их изображений от центра снимка практически одинаковы.

Поэтому ошибка поля влияет на переменную звезду и звезды сравнения одинаково.

Влияние ошибок наблюдений несколько ограничивает возможности как визуальных, так и фотографических наблюдений. Если у переменной звезды амплитуда колебаний блеска меньше то этими методами ее наблюдать нельзя и надо использовать астрофотометр.