Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych

kombinuj-licz · 11 Kwietnia 2013

Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych
na podstawie własnych obserwacji astronomicznych

1. Wstęp

To co przedstawię w tym wątku to owoc mojej 22 miesięcznej pracy obserwacyjnej jak i teoretycznej. Przyczyną jej wykonania była miłość do astronomii oraz to, że to właśnie z tą nauką wiążę swoją przyszłość. Zrobiłem ją głównie z myślą o ogólnopolskich konkursach astronomicznych OMSA (Ogólnopolskie Młodzieżowe Seminarium Astronomiczne) i FAST (Fizyczne i Astronomiczne Stypendium w Toruniu). Rok temu publikowałem można to nazwać 'demo' moich wysiłków na OMSA 2012 (zdobywając 2 miejsce oraz 1 nagrodę publiczności) oraz na łamach biuletynu internetowego Proxima (3/2012 str. 23 http://www.astronomica.pl/proxima9.pdf).

Rozszerzona wersja zamieszczanej tutaj pracy pojawi się wkrótce w Uranii.

Obserwator: Mateusz Grala

Teleskopy wykorzystane w obserwacjach: Newton 10'', Newton 14'', Newton 16'' na montażach Dobsona (rozmiar lustra rósł w miarę postępowania projektu)

Miejsce obserwacji: N: 53.98^o S: 18.69^o
Sposób obserwacji: obserwacje wizualne – analiza obrazu widocznego w okularze teleskopu

Przedstawiam stworzoną przeze mnie amatorską próbę stworzenia modelu wybuchów supernowych typu Ia oraz II-P.

2. Cel obserwacji
Celem stworzenia mojego modelu wybuchów supernowych jest:
a) wyznaczenie uniwersalnych krzywych jasności dla supernowych typu Ia oraz II-P i ich porównanie,
b wyznaczenie energii wybuchów poszczególnych supernowych w maksimum ich blasku,
c) sprawdzenie, które supernowe promieniują z większą mocą w maksimum blasku,
d) udowodnienie, że supernowe typu Ia mogą być wykorzystywane jako świece standardowe,
e) sprawdzenie czy supernowe typu II-P mogą być wykorzystywane jako świece standardowe,
f) opis położenia supernowych w galaktykach macierzystych i próba sklasyfikowania ich progenitorów.

3. Metodologia.
Model wybuchów supernowych stworzę na podstawie zebrania wszystkich uzyskanych przeze mnie danych na ich temat. W tym rozdziale opiszę w jaki sposób prowadziłem pomiary i jak poddawałem je analizie teoretycznej. Następnie przejdę do przyjemniejszej części referatu i przedstawię wyniki jakie otrzymałem. O pojawieniu się supernowych na niebie dowiadywałem się z serwisu „Rochesterastronomy” i stamtąd też dostawałem informację o ich typie.

CZĘŚĆ PRAKTYCZNA – SPOSÓB ZBIERANIA DANYCH OBSERWACYJNYCH

a) Wyznaczenie obserwowanej jasności supernowej:
W celu określenia aktualnej jasności supernowej wykorzystałem metodę Nijlanda-Błażki-Arglandera. Jest jedną z najlepiej sprawdzających się metod obserwacji gwiazd zmiennych przy pomocy której wprawne oko jest w stanie wyznaczyć jasność gwiazdy z dokładnością do 0,05mag. Metoda ta polega na wybraniu dwóch gwiazd porównania (‘a’ oraz ‘b’) zbliżonych jasnością (jedna jaśniejsza, a druga ciemniejsza od obserwowanego obiektu) i kolorem do gwiazdy badanej, a następnie ocenie różnic jasności pomiędzy ustalonymi trzema gwiazdami (‘a’, ‘b’ oraz zmienną ‘V’) w skali czterostopniowej. Wynik zapisuje się w następujący sposób amVnb (kolejność zapisu zgodnie z rosnąca jasnością) i na przykład zapis a2V4b oznacza, że różnica jasności pomiędzy gwiazdami ‘V’ i ‘b’ była dwukrotnie większa od różnice pomiędzy gwiazdami ‘a’ i ‘V’.
Wzór na jasność gwiazdy zmiennej wygląda następująco:

FOT. 1 (u dołu wpisu)

b Szacowanie kątowej i minimalnej liniowej odległości supernowej od centrum galaktyki macierzystej:
Dystans między supernową, a środkiem galaktyki macierzystej wyznaczałem na dwa sposoby.
b1. Jeśli supernowa i centrum galaktyki leżały w przybliżeniu na prostej równoległej do równika niebieskiego (miały w przybliżeniu tą samą deklinację) korzystałem z poniższej zależności:

FOT. 2 (u dołu wpisu)

b2. Jeśli supernowa i centrum galaktyki nie leżały na prostej równoległej do równika niebieskiego (miały różną deklinację), szukałem w otoczeniu supernowej dwóch gwiazd, odległych od siebie o dystans podobny do dystansu supernowa-centrum galaktyki i następnie sprawdzając w programie astronomicznym (Stellarium) współrzędne obu gwiazd obliczałem długość odcinka |SUPERNOWA-CENTRUM GALAKTYKI|. W praktyce było tak, że dwie gwiazdy o których mowa były układami optycznie podwójnymi zlokalizowanymi na niebie w pobliżu galaktyki, w której była obecna supernowa.
b3. Minimalną liniową odległość supernowej „r” od centrum wyznaczałem z zależności trygonometrycznej: r=2Rtg(alfa) gdzie R - odległość do galaktyki spisana z danych NASA/IPAC extragalactic database, α – kątowa odległość supernowej od centrum.

c) Widok supernowej w okularze teleskopu – szkic:
Jako, że cała praca badawcza opiera się na bezpośrednim analizowaniu obrazu w okularze teleskopu, postanowiłem szczegółowo udokumentować przeprowadzone obserwacje w postaci szkiców. Na rycinach pokazuję w jaki sposób supernowe prezentowały się na tle galaktyk macierzystych. Szczególną uwagę przywiązywałem do tego, aby zaznaczyć gwiazdy porównania, które używałem do oceny jasności supernowej. Należy pamiętać, że nie traktowałem szkicu jako materiał, na którym mogę dokonywać pomiary, bo to przecież nie jest zdjęcie. Na podstawie rycin zamierzam jedynie przedstawić mój tok myślenia i pokazać w jaki sposób prowadziłem rzeczywistą analizę obrazu w okularze teleskopu

CZĘŚĆ TEORETYCZNA – SPOSÓB ANALIZY DANYCH OBSERWACYJNYCH

a) Konstrukcja krzywej blasku:
Krzywą blasku konstruowałem jako diagram, na którym osią rzędnych była jasność supernowej wyrażona w magnitudo, z kolei na osi odciętych oznaczałem dni, które upłynęły od momentu maksimum jasności supernowej.

b)Szacowanie mocy promieniowania supernowej w maksimum blasku:
Mając przygotowaną krzywą jasności supernowej, mogłem wydzielić te dni, w których supernowa osiągnęła maksymalną i stabilną na okres kilku dni jasność. W celu oszacowania z jaką mocą promieniowała supernowa w tym okresie, skorzystałem z zależności pomiędzy jasnością absolutna gwiazdy, a jej mocą promieniowania:

FOT. 3 (u dołu wpisu)

4. Supernowe typu Ia.

Celem tego rozdziału jest zaprezentowanie mojej metody na wizualne obserwacje supernowych. Szczegółowo omówię obserwację tylko jednej supernowej (ze względów na ograniczenie objętości pracy ), a następnie na jej przykładzie pokażę jak prowadziłem cały projekt obserwacyjny.
Spośród 11 obserwowanych supernowych typu Ia wybrałem Sn2012cg, ponieważ osiągnęła ona dużą jasność w maksimum dzięki czemu odstęp pomiędzy skrajnymi pomiarami jej jasności wynosi prawie 160 dni co przekłada się na długość krzywej blasku i czyni ją atrakcyjną.

a) Sn2012cg:

a1. Szkic supernowej w okolicach jej maksymalnej jasności.

Szkic powstał 12 czerwca 2012 roku o godzinie 00:30. Supernowa Sn2012cg była wtedy w okolicach swojej maksymalnej jasności. Na rycinie oznaczyłem 3 galaktyki w tym galaktykę macierzysta supernowej (NGC 4424), oś deklinacji (wyznaczona na podstawie obserwacji ruchu obrazu w okularze teleskopu) oraz jasności przykładowych gwiazd. Gwiazdy, które użyłem do wyznaczenia jasności supernowej podpisałem literami od A (najjaśniejsza) do G (najciemniejsza).

FOT. 4 (u dołu wpisu)
a2.Wyznaczanie jasności supernowej i jej odległości kątowej od centrum galaktyki.
Od momentu wybuchu, jasność wyznaczyłem w 11 różnych dniach co daje 11 różnych punktów na krzywej jasności. Każdy pojedynczy pomiar jasności supernowej jest uśrednionym wynikiem
10 cząstkowych pomiarów. Poniżej prezentuję przykładową, pojedynczą sesję pomiarową z obserwacją prowadzącą do wyznaczenia jasności oraz oszacowania odległości kątowej supernowej od centrum galaktyki:

FOT. 5 (u dołu wpisu) Karta zawiera dane zebrane w dniu 12 VI 2012 i wynika z niej, że supernowa miała jasność 11,44+/-0,45 mag i była odległa o 17,82+/-2,97’’ od centrum galaktyki. Należy zwrócić uwagę na to, że odcinek łączący supernową i centrum galaktyki jest niemal równoległy do równika niebieskiego dzięki czemu odległość tą mogłem wyznaczyć za pomocą stopera (patrz. rozdz. 3 pkt. b1). Litery a-g oznaczają gwiazdy porównania zapisane na szkicu. Błąd pomiaru szacowałem przez użycie metody najmniej korzystnego przypadku (NKP).

a3. Konstrukcja krzywej blasku.

Poniżej prezentuję daty obserwacji supernowej Sn2012cg, w nawiasie liczbę dni od odkrycia supernowej i moją oszacowaną jasność. Ze względu na metodę obserwacji pomiary zaokrąglałem do 0,05:

FOT. 6 (u dołu wpisu)

Na podstawie zebranych danych wykreśliłem krzywą jasności supernowej, na której pionowa oś ustala jej wartość (począwszy od okolic wartości zasięgu gwiazdowego instrumentu którym prowadziłem obserwacje czyli +15,5 mag) w określonym dniu – pozioma oś, przy czym numerem 0 oznaczony jest dzień, w którym doniesiono o odkryciu supernowej:

FOT. 7 (u dołu wpisu)

a4. Szacowanie mocy promieniowania supernowej w maksimum blasku.

Z krzywej jasności wynika, że supernowa osiągnęła maksimum jasności w okolicach 31V-15VI, gdyż wartości w tych dniach są podobne. Mając na uwadze błąd pomiaru, każdy z dni w pierwszych dwóch tygodniach czerwca może być traktowany jak maksimum jasności. Przeprowadzę teraz rozważania prowadzące do wyznaczenia mocy promieniowania supernowej w tym czasie:
- Najpierw wyznaczam jasność absolutną Sn2012cg, do tego wykorzystuję znajomość odległości do galaktyki NGC 4424 (źródło: NASA/IPAC extragalactic database) r=15,95 Mpc i jasność obserwowaną supernowej w maksimum blasku m=11,45 mag: M=-19,56 mag

- Moc promieniowania Sn2012cg wyznaczam z równania [3] omówionego w rozdz. 3: L=10^36 W

a5. Trudności napotkane w trakcie obserwacji Sn2012cg.

- pomimo, że pogoda nie była najgorsza to zdarzały się pochmurne dni w kluczowych momentach krzywej blasku,
- czas na obserwację był bardzo ograniczony ze względu na krótkie czerwcowe noce,
- jak się okazało pełnia Księżyca przypadła na okolice maksimum jasności,
- koniunkcja supernowej ze Słońcem, która zatrzymała obserwację Sn2012cg na prawie 4 miesiące.

b Zbiór obserwacji i pomiarów wszystkich obserwowanych przeze mnie supernowych typu
Ia oraz II-P. Odległość supernowej od centrum galaktyki zaokrągliłem do 1’’,odległość liniową do 1000 ly, jasność supernowej w maksimum do 0,05 mag

FOT. 8 (u dołu wpisu)

5. Próba stworzenia amatorskiego modelu wybuchów supernowych.

Uniwersalne krzywe jasności – wykres jasności supernowej względem jej jasności maksymalnej
w zależności od czasu dla określonego typu. Numerem 0 oznaczony jest początek maksimum:

FOT. 9 (u dołu wpisu)

Amatorski model wybuchów supernowych dla typów Ia oraz II-P

Fot. 10 (u dołu wpisu)

6. Słowo o niepewnościach modelu i wnioski:

1. Stworzony przeze mnie model powstał na podstawie wizualnych metod obserwacji przez co jest obarczony wieloma niepewnościami pomiarowymi, które starałem się zmniejszyć poprzez obserwacje wielu supernowych.
2. Najdokładniej zbadany fragment krzywej blasku to moment maksimum i kilkanaście dni później, dlatego że w tym czasie miałem do dyspozycji dużo pomiarów jasności różnych supernowych. Tworząc dolną cześć uniwersalnej krzywej byłem zmuszony do potraktowania kilku najjaśniejszych supernowych jako reprezentatywnych, fakt ten okazał się dotkliwy dla typu II-P gdyż miałem wtedy do dyspozycji tylko 3 supernowe jaśniejsze od +14 mag.
3. Szacowanie położeń supernowych w galaktykach jest obarczone bardzo dużym błędem, gdyż jedyne co mogłem sprawdzić to ich minimalną odległość od centrum. Oznacza to, że dla galaktyki usytuowanej względem Ziemi pod dużym kątem taki pomiar może zaciemnić obraz rzeczywistości.
4. Nie jest pewny opis położenia supernowych typu II-P w galaktykach i klasyfikacja ich progenitorów ze względu na małą ilość obserwowanych supernowych II-P. W kolejnych miesiącach zamierzam kontynuować tworzenie modelu kładąc szczególny nacisk na rozstrzygnięcie tych kwestii.
5. Amatorski model wybuchów supernowych, który stworzyłem na podstawie własnych obserwacji będzie rozbudowywany przez kolejne pomiary przyszłych supernowych dzięki czemu zamierzam zmniejszyć niepewności i zweryfikować wyciągnięte wnioski.

7. Zakończenie.
Zdaję sobie sprawę z tego, że to co zrobiłem do światowej nauki zbyt wiele nie wnosi. Można nawet powiedzieć, że nie wnosi nic. Spóźniłem się o kilkadziesiąt lat. Jednak to co stworzyłem motywuje mnie do dalszej pracy i tworzenia nowych pomysłów na amatorskie obserwacje. Trudno mi opisać słowami uczucie, które mi towarzyszy kiedy patrzę na prymitywne wykresy naszkicowane przeze mnie na papierze milimetrowym. W dobie programów komputerowych wyglądają one śmiesznie, jednak zdecydowałem się na to, żeby je w taki sposób pokazać w celu podkreślenia amatorszczyzny. Chciałem na końcu dodać, że nie było moim celem stworzenie modelu, który idealnie pasowałby do współczesnych teorii o supernowych i który byłby taki sam jakim dysponują naukowcy. Wręcz przeciwnie. Chciałem sprawdzić co otrzymam na podstawie własnych obserwacji i liczyłem, że będą to głównie bzdury. Robiłem to dla samej frajdy obserwacji nieba. Jednak finał moich zmagań jest inny niż się spodziewałem. Otrzymałem całkiem ciekawy amatorski model wybuchów supernowych. Dla mnie najbardziej fascynujące jest to, że niektóre dane jakie uzyskałem trudno jest zweryfikować, bo wcześniej o nich nic nie słyszałem.

Post będę edytował w celu poprawiania literówek i innych błędów. Dodam grafiki w środku tekstu zamiast na końcu (tam gdzie je przywołuję) jeśli doradzi mi ktoś jak to zrobić.

Mateusz Grala

Zapraszam też do czytania moich dzienników gwiazdowych, w których będę przeplatał opowiadania o 'mojej astronomii' z obserwacjami, także tymi które wykorzystałem w powyższej pracy.

Edytowane 11 Kwietnia 2013 przez kombinuj-licz

kombinuj-licz · 11 Kwietnia 2013

Proszę też Naszą Astropolisową społeczność o ewentualne zwrócenie uwagi na błędy, szczególnie merytoryczne.

Może ma ktoś pomysł jak rozbudować ten model? Pomimo kilku miesięcy główkowania, wydaje mi się, że jeszcze coś można z tych danych wydziobać. Na razie jeszcze brakuje mi wiedzy, ale czuję, że to jeszcze nie wszystkie wnioski.

ryszardo · 11 Kwietnia 2013

:dobrze:

dobsonme · 12 Kwietnia 2013

Projekt bardzo ciekawy i zaangażowanie godne pochwały. Mam nadzieję, że uda ci się wytrwać, szczególnie obserwacyjnie.

Jest jednak kilka szczegółów o których warto wspomnieć.

Pierwszy to pomiar jasności. Metoda jest słuszna i ćwicząc dosyć szybko uzyskasz większą dokładność, dlatego proponuję ćwiczyć na słabych zmiennych. Ale ja nie o tym. Musisz pamiętać, że przy pomiarach obiektów słabszych od 10^m będziesz korzystać z katalogu Hipparcosa, a przy słabszych od 13^m z GSC. Nie są to katalogi fotometryczne tylko astrometryczne. Podane w nich jasności gwiazd nie są zbyt dokładne.

Druga sprawa. Jeżeli zamierzasz wyznaczyć standardową krzywą na podstawie obserwacji to ci się to nie uda. Ewolucja wybuchu zależy w znacznej mierze od otoczenia supernowej oraz od składu chemicznego gwiazd. Wykresy kilku supernowych będą wyglądały podobnie, ale nie będzie się dało ich na siebie nałożyć.

Wreszcie po trzecie, prędzej czy później będziesz musiał rozszerzyć program na obiekty trochę słabsze, jasnych jest zbyt mało, żeby dało się uzyskać wyniki w sensownym czasie. Z kolei przy słabszych będziesz miał problem z wyznaczeniem krzywej opadania, bo szybko będą ci znikać z pola widzenia. Bez tego wykres jest niewiele wart.

kombinuj-licz · 12 Kwietnia 2013

Dzięki za wskazówki. Rzeczywiście nie ze wszystkich spraw, które napisałeś zdawałem sobie sprawę.

Projekt stałby się bardziej wartościowy naukowo, gdybym był w stanie wyłapać te subtelne różnice w krzywych blasku miedzy poszczególnymi supernowymi (spowodowane jak wspomniałeś tym, że "Ewolucja wybuchu zależy w znacznej mierze od otoczenia supernowej oraz od składu chemicznego gwiazd"). Obecnie dużo się spekuluje w kwestii supernowych Ia, gdyż obserwuje się przypadki znaczniej odbiegające od zmodelowanego przez naukowców schematu.

Jakiego rzędu jest błąd pomiaru jasności gwiazd w katalogu GSC? Czy przypadkiem nie jest on tak mały, że przy moich błędach fotometrycznych pomiarów traci znaczenie?

Słuszna uwaga odnośnie szybkiego opadania wykresu. Jak porównamy moje krzywe i krzywe od NASA to moje są tylko szczytami "tamtych". W przyszłości może uda mi się rozwinąć w astrofotografii - sposób na wydłużenie wykresów.

Jest też kwestia dokładności pomiaru przesunięcia ku czerwieni galaktyk.

Chciałem też dodać, że w tabeli (FOT. 8) w kolumnie jasności absolutnych nie dopisałem błędów pomiaru, który jest równy błędom z kolumny jasności obserwowanych. Przyjąłem pomiar poczerwienienia galaktyk (dane NASA extragalactic database) jako doskonały (założenie wywołane tym, że odległość do galaktyk we wzorze na jasnośc absolutną jest ukryta w logarytmie i uznałem że nie opłaca się utrudniać porojektu kosztem niewielkiego tylko zwiększenie dokładności błędu pomiaru).

Dziękuję za wskazówki.

Edytowane 12 Kwietnia 2013 przez kombinuj-licz

Radek P · 28 Maja 2013

Piszesz, że używana przez Ciebie metoda umożliwia mierzenie jasności z dokładnością nawet do 0.05 mag. Podajesz błąd jednej z obserwacji równy 0.45 mag. Możesz wyjaśnić, dlaczego te wartości tak różnią się od siebie?

kombinuj-licz · 28 Maja 2013

Wynika to z tego, że im ciemniejsze obiekty tym błąd pomiaru się zwiększa, gdyż często gwiazdy porównania są różnego koloru...

Literatura podaje błąd 0,05 mag zapewne w odniesieniu do obserwacji przecietnych, zwykłych gwiazd zmiennych.

Inną sprawą jest to, że błąd pomiaru w całej rozciagłości zanim został oszacowny był stopniowo coraz bardziej zawyżany i uzbierało się czasem nawet 0,45 mag.

Radek P · 29 Maja 2013

Przyznam szczerze, że coraz mniej z tego rozumiem.

Podajesz tabelkę z 10 liczbami z zakresu 11.04-11.93 i podajesz średnią 11.44 oraz niepewność 0.45. Możesz napisać, jak wyznaczyłeś tę wartość 0.45?

im ciemniejsze obiekty tym błąd pomiaru się zwiększa

Zgadzam się - jeśli używasz takiego samego sprzętu, to słabsze gwiazdy powinny mieć większe niepewności pomiarów jasności.

Jednak na Twoim wykresie tego efektu nie widać. Jasności różnią się o 3 mag, a słupki błędów są prawie takie same.

gdyż często gwiazdy porównania są różnego koloru...

Z tym zgodzić się nie mogę. Co ma wspólnego jasność z kolorem? Jeżeli gwiazdy porównania mają inne kolory niż gwiazda mierzona, to niepewności mogą być większe, ale nie widzę związku tego efektu z jasnością. Zawsze dobrze jest wybierać gwiazdy porównania o podobnych kolorach.

Literatura podaje błąd 0,05 mag zapewne w odniesieniu do obserwacji przecietnych, zwykłych gwiazd zmiennych.

A czym supernowe różnią się od "przeciętnych gwiazd zmiennych" jeśli chodzi o ocenę jasności?

błąd pomiaru w całej rozciagłości zanim został oszacowny był stopniowo coraz bardziej zawyżany

Czy mam rozumieć, że celowo zawyżałeś błąd pomiary? Tak wnioskuję z Twojej wypowiedzi.

kombinuj-licz · 30 Maja 2013

1. Wartość 0,45 wyznaczyłem metodą najmniej korzystnego przypadku.

2. Błąd pomiary widać ze jest większy przy ciemniejszych gwiazdach na wykresach pojedynczych supernowych. Zobacz jaki jest błąd pomiaru w najjaśniejszej supernowej typu Ia. To że przy supernowej 2012cg jest wysoki błąd pomiaru wynika prawdopodobnie z tego, że w maksimum blasku miałem dobrane nienajlepsze gwiazdy porównania.

3. Nie zawsze dało się wybrać gwiazdy o identycznych kolorach (małe pole widzenia).

4. Supernowe różnią się tym od "przeciętnych gwiazd zmiennych", że mają małą jasność. Mówiąc "przeciętnych" mam na myśli rzeczy do 6 mag.

5. Tak, zawyżałem błędy pomiaru. Między innymi robiłem to w ten sposób, że jak otrzymałem błąd np. 0,41 to wpisałem ze błąd wynosi 0,45 (bo błędy ustaliłem co 0,05).

Radek P · 31 Maja 2013

Błąd pomiary widać ze jest większy przy ciemniejszych gwiazdach na wykresach pojedynczych supernowych. Zobacz jaki jest błąd pomiaru w najjaśniejszej supernowej typu Ia. To że przy supernowej 2012cg jest wysoki błąd pomiaru wynika prawdopodobnie z tego, że w maksimum blasku miałem dobrane nienajlepsze gwiazdy porównania.

Na wykresie, który pokazałeś, tego efektu nie widać. Najjaśniejsza z badanych przez Ciebie supernowych ma najmniejszy błąd jasności w maksimum, ale druga pod względem jasności ma największy błąd. Dla słabszych trudno zauważyć jakąś korelację błędów z jasnościami, co jest trochę dziwne. Jeżeli miałeś źle dobrane gwiazdy, to może postaraj się je wybrać lepiej? Od razu służę przykładem, jak to zrobić.

Pary gwiazd, których używasz do szacowania jasności powinny składać się z jednej gwiazdy jaśniejszej, a drugiej słabszej od gwiazdy mierzonej. Podałeś jedną z ocen b1v1c, czyli v jest jaśniejsza od c (11.4 mag), a potem podałeś d1v2e, z czego by wynikało, że v jest słabsza od d (11.75 mag). Wg mnie te pomiary są niespójne. Różnica o 0.35 jest raczej dobrze widoczna. Ponadto, gwiazdy używane do pomiaru nie powinny się zbyt mocno różnić jasnością od gwiazdy mierzonej. Jedna z Twoich ocen to a3v4g -> 11.34 mag. Przy tak dużych różnicach jasności nawet najmniejsza zmiana powoduje duże różnice w ocenie np. gdybyś ocenił to na a4v4g -> 11.52 mag, to ocena zmieniłaby się aż o 0.18 mag. Jeżeli samo to, że stosujemy skokową skalę 0, 1, 2, 3 i 4 powoduje różnice rzędu 0.18 mag, to nie ma szans zejść z błędami do 0.05-0.10 mag. Zgaduję, że gdybyś użył gwiazd b, c i d, to dokładniej zmierzyłbyś jasność. Może ewentualnie przydałyby się a i e (w zależności np. od koloru), ale a porównywałeś tylko z e, f i g, a powinieneś raczej z c i d.

Nie zawsze dało się wybrać gwiazdy o identycznych kolorach (małe pole widzenia).

Nie muszą być identyczne, wystarczy, że nie będą bardzo różne. Typowo 3-4 gwiazdy porównania są wystarczające. Jeżeli masz 3, które dobrze ograniczają jasność gwiazdy, i czwarta ma podobną jasność, ale znacząco inny kolor, to jej po prostu nie używaj.

Supernowe różnią się tym od "przeciętnych gwiazd zmiennych", że mają małą jasność. Mówiąc "przeciętnych" mam na myśli rzeczy do 6 mag.

Wizualne pomiary janości gwiazd mogą mieć dokładność rzędu 0.1 mag niezależnie od tego, czy dotyczą gwiazd 5 mag, czy 15 mag, jeśli tylko używamy odpowiedniego teleskopu. Jeśli potrafisz swoim teleskopem dostrzec gwiazdy o jasności prawie 15 mag, to takie, które mają 11-13 mag powinieneś być w stanie ocenić z niepewnościami rzędu 0.1 mag.

Tak, zawyżałem błędy pomiaru. Między innymi robiłem to w ten sposób, że jak otrzymałem błąd np. 0,41 to wpisałem ze błąd wynosi 0,45 (bo błędy ustaliłem co 0,05).

A jak jeszcze?

kombinuj-licz · 31 Maja 2013

Dzięki za wskazówki.

Przy następnej supernowej nie będę brał aż tylu gwiazd porównania. Z pewnością duży błąd pomiaru jest wynikiem między innymi nadmiernej żonglerki gwiazdami porównania. Zdecydowałem się wybrać ich aż tak dużo bo wyszedłem z założenia, że im więcej różnorodnych pomiarów zrobię tym lepiej. Wskazówka odnośnie zmniejszenia ilości gwiazd porównania na pewno zostanie wykorzystana.

Gwiazdy porównania często dobierałem szybko i gwałtownie, gdyż oprócz obserwacji musiałem zająć się także życiem codziennym i szkołą. Kiedy było kilka pogodnych nocy z rzędu, a supernowa była w fazie gwałtownej zmiany blasku to nie zawsze zdążyłem dobrze przemyśleć gwiazdy porównania (noc traciłem na obserwacji, a w dzień zaplątany w różne obowiązki nie mogłem przeznaczać zbyt dużo czasu na astronomię).

Skoro jasności gwiazd można oszacować z błędem 0,1 to najwyraźniej nie jestem wybitnym obserwatorem i (lub) przegiąłem z ilością gwiazd porównania, ewentualnie z ich doborem.

Przy ciemniejszych supernowych zdarzało się tak, że gwiazdy porównania nie mieściły się w polu widzenia razem z supernową (bo przy ciemniejszych używałem większych powiększeń). Często robiłem tak, że kilka gwiazd porównania szukałem w polu widzenia, ale często były one zdecydowanie różne od supernowej oraz kilka poza polem widzenia, które były podobne do supernowej.

Radek P · 1 Czerwca 2013

Niestety nie zawsze tak jest, że większa liczba pomiarów da lepsze oszacowanie wartości średniej. Jeśli te dodatkowe pomiary mają z założenia wyraźnie większy rozrzut, to raczej niewiele wniosą.

Przyznam szczerze, że wolę mówić o "niepewności", a nie o "błędzie". Jeśli bym wiedział, jaki błąd popełniam, to poprawiłbym wynik i byłoby ok (błąd jako różnica wartości rzeczywistej i mojego oszacowania tejże).

Ta niepewność 0.1 mag jest rozumiana raczej jako sigma w rozkładzie Gaussa, a nie błąd maksymalny. Pocieszę Cię, że z reguły obserwatorzy wizualni nie wyznaczają niepewności oceny jasności. Przy analizie zakłada się, że po usunięciu ewidentnie błędnych pomiarów reszta ma niepewności 0.1 mag i już.

MaciekM · 1 Czerwca 2013

To ja od siebie dodam jeszcze taką wskazówkę (czy raczej propozycję).

Czasami również obserwuje gwiazdy zmienne i zauważyłem, że dokładność ocen u mnie wzrasta gdy lekko rozogniskowuję gwiazdy aby nie były punktowe. Możliwe, że ludzkie oko lepiej wychwytuje różnice jasności na obiektach nie-punktowych, możliwe też jednak, że to po prostu "przyzwyczajenie" z mojej strony do obserwacji komet gdzie ocen na punktowych obiektach się po prostu nie wykonuje. Poza tym podobno takim sposobem można też zniwelować różnicę w barwach gwiazd. Nie pamiętam gdzie to czytałem ani czym to było argumentowane, ale chyba jest coś na rzeczy.

Pozdrawiam!

Maciek

kombinuj-licz · 1 Czerwca 2013

Dzięki za wskazówki

Przetestuję.

Radek P · 7 Czerwca 2013

Pomyślałem jeszcze, że sprawdzę, co o doborze gwiazd mówi poradnik AAVSO. Na str. 14-15 czytamy:

Użyj co najmniej dwóch, a gdy to możliwe więcej gwiazd porównania. Gdy interwał między gwiazdami porównania jest bardzo duży, powiedzmy 0.5 lub większy, bądź bardzo ostrożny w ocenianiu jaka jest różnica między jaśniejszą gwiazdą porównania, a zmienną, oraz między zmienną, a słabszą gwiazdą porównania.

co wg mnie jest sensowną wskazówką.