Przy wizualnych obserwacjach jasności gwiazd zmiennych występują najrozmaitsze błędy.
Ogólne rozróżnia się wśród nich trzy następujące rodzaje:

• błędy "grube",
  
• błędy przypadkowe',
  
• błędy systematyczne.
  

Błędy "grube" powstają zazwyczaj z nieuwagi i niestaranności obserwatora. Zdarzyć się może np., że obserwator pomyli gwiazdę zmienną z gwiazdą porównania i przy ocenie jasności popełni "grubą" pomyłkę. Pomyłkę taką można łatwo zauważyć na wykresie opracowując obserwacje. Punkt obarczony takim błędem będzie leżał z dala od innych obserwacji. Oceny obarczone błędem "grubym" dadzą się wyodrębnić i po odrzuceniu, nie wpłyną na ogólny rezultat obserwacji. Błędy grube ponadto zdarzają się bardzo rzadko.

Inną klasę błędów stanowią błędy przypadkowe, których eliminacja jest niemożliwa. Przyczyny tych błędów są bardzo różnorodne i często się zmieniają. Dlatego działanie tych przyczyn ma charakter przypadkowy i nie wiemy nigdy, kiedy przyczyny te zwiększają, a kiedy zmniejszają rzeczywistą wartość obserwowanej przez nas wielkości. Wpływ błędów przypadkowych może być znacznie zmniejszony przez zwiększenie ilości obserwacji.

Bardziej szczegółowo należy omówić błędy systematyczne. Błędy te wpływają na wynik w określony sposób, dają się więc zauważyć i w rezultacie można, a nawet trzeba je wyeliminować.

Błędy systematyczne wynikają z pewnych charakterystycznych właściwości oka obserwatora, używanego do obserwacji instrumentu oraz warunków zewnętrznych. Przy obserwacjach gwiazd zmiennych błędy systematyczne mogą mieć wpływ na ogólną formę krzywej jasności lub zmieniać jej amplitudę. Błędy systematyczne są bardzo trudne do wykrycia. W celu stwierdzenia błędów systematycznych pożytecznymi mogą być specjalne laboratoryjne przyrządy dla badania obserwacji w zależności od właściwości oka. Badania laboratoryjne nie wykazują jednak pełnego zakresu błędów systematycznych gdyż nie można przewidzieć wszystkich warunków występujących podczas obserwacji gwiazd. Jeżeli mamy duży ciąg obserwacji jakiejkolwiek gwiazdy zmiennej z których obserwator chce otrzymać rezultaty możliwie obiektywne i o dużej dokładności to należy wyeliminować błędy systematyczne na drodze analizy całego ciągu wykonanych obserwacji, porównując je w razie potrzeby, z obserwacjami innych osób. Praktyczne sposoby takiej analizy znajdują się w wymienionej na końcu referatu literaturze. Niemożliwe jednak jest wykrycie i usunięcie wszystkich błędów systematycznych, które w wielu przypadkach są bardzo subtelne. Błędy te zależą od znacznej liczby różnych czynników pośród których są takie których wpływu nie można jednoznacznie określić, a mianowicie:

• skupienie obserwatora w dany wieczór,
• ogólny typ obserwacji,
• powtarzanie poszczególnych ocen,
• sposób wpatrywania się w gwiazdę,
• położenie głowy obserwatora,
• położenie miejsca obserwacji,
• oświetlenie boczne,
• warunki atmosferyczne,
• samopoczucie obserwatora, nastrój itp.

Z tych względów dokładność wizualnych obserwacji gwiazd zmiennych nie jest zbyt duża i dlatego nie ma większego sensu w badaniu i usuwaniu niewielkich systematycznych błędów obserwacji.

Systematyczne błędy które powinny być usunięte aby otrzymać wartościowe opracowanie obserwacji, to:

• błąd barwy,
• błąd położenia,
• błąd interwału.

Należy także przeanalizować czy ciąg opracowywanych obserwacji nie jest obarczony następującymi, trudnymi do usunięcia, błędami systematycznymi:

• błędem interpolacji,
• błędem tła,
• błędem "przewidywania".

Oprócz wymienionych wyżej błędów systematycznych w obserwacjach gwiazd zmiennych należy uwzględnić wpływ ekstynkcji atmosferycznej jeżeli gwiazda znajduje się nisko nad horyzontem. Należy także sprawdzić czy istnieją systematyczne różnice pomiędzy różnymi ciągami obserwacji wykonanymi przez różnych obserwatorów.

W dalszym ciągu postaram się dokładniej opisać wymienione wyżej błędy systematyczne obserwacji gwiazd zmiennych.

1. Błąd barwy.

Spośród systematycznych błędów obserwacji gwiazd zmiennych największą rolę odgrywa błąd barwy, w większym lub mniejszym stopniu występujący u wszystkich obserwatorów. O systematycznych różnicach różnych obserwatorów w ocenie jasności gwiazd (głównie czerwonych) są liczne, opisane w literaturze przykłady. Oprócz różnic pomiędzy obserwatorami dochodzących do 1^m.0 ,często przyczyną systematycznych różnic jest używanie różnych instrumentów. I tak już Argelander wykazał, ze w dużych instrumentach czerwone gwiazdy okazują się bardziej jasnymi niż w mniejszych. Przykładem systematycznych różnic, jakie powstały przy obserwacji czerwonej gwiazdy na granicy widoczności, mogą być dane otrzymane przez P.Parenago w 1927 roku podczas opracowania obserwacji czerwonej zmiennej długookresowej T Cep. Okazało się, że przy obserwacjach lornetką pryzmatyczną, kiedy T Cep była bliska granicy widoczności, była ona zawsze oceniana jako słabsza, jak w lunecie, w której była ona dobrze widoczna. Wyniki załączono poniżej:

              Wielkość gwiazdowa                      Różnica:
              T Cep  w lornetce                       luneta - lornetka 
                  6m.0                                      0m.0 
                  6m.5                                      0m.0 
                  7m.0                                     -0m.1 
                  7m.5                                     -0m.2 
                  8m.0                                     -0m.3 
                  8m.5                                     -0m.4 
                  9m.0                                     -0m.5 

Inny przykład występowania błędu barwy to wizualne oceny jasności gwiazdy nowej DQ Her w lecie i jesieni 1935 roku kiedy, dzięki jasnym liniom emisyjnym w widmie, miała niezwykłą zieloną barwę, a różnica w ocenach jasności dla różnych obserwatorów dochodziła do 1^m.3 (PZ T.5 str.49 - średnia różnica jasności pomiędzy obserwatorami Czernowem i Zwierewem wynosiła ok. 1^m.2). W chwili obecnej uważać można za pewne, że błąd barwy spowodowany jest takimi samymi przyczynami co efekt Purkinjego.

Istota efektu Purkinjego polega na tym, że jeżeli dwie powierzchnie różnej barwy (czerwona i niebieska), są jednakowej jasności przy pewnym określonym natężeniu źródła światła, oświetlającego, to zmiana natężenia źródła powoduje zmianę jasności oświetlanych powierzchni w następujący sposób:
- wzrost natężenia światła źródła oświetlającego powoduje, że powierzchnia niebieska będzie wydawała się mniej jasna jak powierzchnia czerwona, natomiast zmniejszenie natężenia źródła światła spowoduje efekt odwrotny.

Efekt Purkinjego zauważono najpierw dla oświetlonych lub świecących powierzchni, jednak badania laboratoryjne potwierdziły występowanie tego efektu także dla źródeł punktowych. Efekt Purkinjego, staje się zrozumiały, jeżeli poznamy dokładnie proces widzenia. Cały proces widzenia ma swój początek w oku, należy się więc zapoznać z budową oka, aby zrozumieć jak przebiega całe zjawisko.

Światło wchodzi do oka przez rogówkę i załamuje się w soczewce, tworząc obraz w tylnej części oka na warstwie zwanej siatkówką - tak że na różne części siatkówki pada światło z różnych części zewnętrznego pola widzenia. Siatkówka nie jest ściśle jednorodna: w środku naszego pola widzenia znajduje się miejsce, plamka, którą się posługujemy, gdy chcemy zobaczyć coś bardzo dokładnie. W miejscu tym mamy największą ostrość widzenia; nazywa się je dołkiem środkowym albo żółtą plamką. Własne doświadczenia wykazują, że przy oglądaniu przedmiotów boczne części oka nie są tak sprawne w rozróżnianiu szczegółów, jak jego środek. W poszczególnych częściach siatkówki znajdują się struktury różnego rodzaju. Obiekty gęściej występujące w pobliżu brzegów siatkówki nazywamy pręcikami. Bliżej żółtej plamki obok komórek pręcikowych znajdują się także komórki czopkowe. W miarę zbliżania się do żółtej plamki liczba czopków wzrasta i w samym dołku są już tylko komórki czopkowe ułożone bardzo ciasno. Stwierdzamy więc, że w samym środku pola widzenia, widzimy za pomocą czopków, w miarę zaś jak przesuwamy się do brzegów pojawiają się inne komórki - pręciki. Czopki pracują przy jasnym (dziennym) świetle i mają maksimum czułości przy długości fali światła l = 550 nm . Pręciki natomiast mają maksimum czułości przy l = 520 nm i pracują przy słabym (zmierzchowym) oświetleniu. Przy zmniejszeniu jasności widzimy wykorzystując pręciki co powoduje że światło o barwie niebieskiej wydaje się być jaśniejsze od światła o barwie czerwonej, a więc zgodnie z efektem Purkinjego. Ten sam efekt powoduje także, że przy patrzeniu wprost, gwiazdy o zabarwieniu czerwonym wydają się jaśniejsze od gwiazd o zabarwieniu niebieskim.

Budowa oka tłumaczy także dlaczego bokiem oka widzimy znacznie słabsze gwiazdy jak na wprost. Wyżej wymienione fakty powodują, że błąd barwy posiada bardzo złożony charakter i zależy zarówno od jasności obserwowanego obiektu jak i od sposobu wpatrywania się w gwiazdę przez obserwatora. Zauważono, że dla różnych obserwatorów zmiana dziennego (jasnego) oświetlenia na zmierzchowe (słabe) może zachodzić przy różnej jasności obserwowanego obiektu. Z wymienionych wyżej powodów, wartości poprawek błędu barwy wyprowadzonych z określonego szeregu obserwacji, są słuszne tylko dla niewielkiego zakresu wielkości gwiazdowych i dla obserwacji danego obserwatora, wykonanych tym samym instrumentem. Istnieje kilka sposobów dla określenia i wyeliminowania błędu barwy. Najczęściej do wyznaczenia i wyeliminowania błędu barwy przyjmuje się sposób podany przez P.P. Parenago szczegółowo opisany w literaturze (poz. 1, 4, 5).

2. Błąd paralaktyczny (położenia).

Błędem położenia (paralaktycznym) nazywamy systematyczny błąd w ocenie jasności dwóch obiektów punktowych (gwiazd), przy czym błąd ten jest zależny od położenia linii łączącej te obiekty w stosunku do linii oczu obserwatora. Powstanie tego błędu wyjaśnia się niejednakową czułością na światło różnych części siatkówki oka. Jasną jest rzeczą, że u różnych obserwatorów błąd ten ma rozmaitą wielkość. Ponieważ z dobowym ruchem sfery niebieskiej zmienia się położenie linii łączącej dwie gwiazdy w stosunku do horyzontu, to w efekcie otrzymamy zmiany różnicy jasności gwiazd, z okresem jednej doby gwiazdowej albo z okresem rocznym, jeżeli obserwator będzie wykonywał ocenę jeden raz w ciągu nocy codziennie o tej samej porze. Wszędzie tam gdzie zauważymy zmiany jasności z okresem rocznym lub dobowym, należy podejrzewać, że mogą one być spowodowane błędem położenia. Odkryto wiele pozornie zmiennych gwiazd, których zmiany jasności możemy dzisiaj wytłumaczyć wpływem błędu położenia. Bardzo wyraźnie występuje błąd położenia w przypadku, kiedy obserwator posługuje się jedną gwiazdą porównania lub spośród kilku gwiazd porównania jedną z nich posługuje się częściej niż pozostałymi. Podstawowa metoda stwierdzenia występowania błędu paralaktycznego (położenia) w trakcie opracowywania obserwacji, to wyznaczenie odchyleń ocen jasności od wartości średniej w zależności od czasu gwiazdowego. Jeśli stwierdzimy systematyczne odchylenia, należy wtedy poprowadzić "gładką" krzywą i z tak otrzymanego wykresu brać poprawki dla każdego momentu obserwacji, eliminując w ten sposób wpływ błędu położenia. Taka metoda może być stosowana dla gwiazd zmieniających jasność w sposób okresowy (cefeidy, gwiazdy zmienne zaćmieniowe). Gdy mamy do czynienia z gwiazdą pół regularną lub nieregularną, zagadnienie wyznaczenia błędu położenia komplikuje się, bo nie można sporządzić średniej krzywej, zrzuconej na jeden okres. W celu wykrycia błędu położenia, należy w tym przypadku zestawić wykres średniej jasności gwiazdy w zależności od czasu gwiazdowego. Z tak otrzymanego wykresu po poprowadzeniu "gładkiej" krzywej odczytujemy poprawkę dla każdego momentu obserwacji.

Nie zawsze konieczne jest eliminowanie błędu położenia z wykonanych obserwacji. Możemy w taki sposób prowadzić obserwacje lub je opracowywać że jednocześnie eliminujemy błąd położenia. Obserwacje nie zachodzących krótkookresowych gwiazd zmiennych prowadzone równomiernie w ciągu całego roku w średnim rezultacie są wolne od błędu położenia, który w różnych częściach krzywej jasności wchodzi z różnymi znakami. Inny sposób to prowadzenie obserwacji szybkozmiennych gwiazd w przeciągu dwóch m-cy w roku (zawsze w tych samych miesiącach w kolejnych latach).

3. Błąd interwału.

Błąd interwału został zauważony bardzo dawno, a mianowicie już Argelander opisując swoją stopniową metodę obserwacji gwiazd zmiennych, wskazał na niedokładność wyznaczenia dużych różnic jasności gwiazd. Uważał on, że ocena 4 stopnie już jest niedokładna, natomiast ocena 5 stopni faktycznie może odpowiadać ocenie 6, 7 a nawet 8 stopni. Praktyczne stosowanie stopniowych metod oceny jasności, potwierdziło występowanie błędu interwału. Stwierdzono, że dużym przedziałom jasności Dm gwiazd porównania, systematycznie przypada mniejsza jak być powinna ilość stopni Dst; inaczej mówiąc stosunek Dm (różnica jasności dwóch gwiazd porównania w wielkościach gwiazdowych) do obserwowanej różnicy jasności w stopniach Dst nie jest wielkością stałą, co w pierwszym przybliżeniu ożna przedstawić zależnością liniową w postaci:

Dm/Dst = a + b*Dst = a1 + b1*Dm;

Z błędem interwału w obserwacjach gwiazd zmiennych mamy do czynienia przy wyprowadzaniu skali stopniowej gwiazd porównania. Różnica jasności w stopniach dwóch gwiazd porównania wyprowadzona z obserwacji dwustronnych (typu AsVmB) jest zazwyczaj większa jak ta sama różnica z obserwacji jednostronnych (typu VmAnB lub AnBmV). Eliminacja błędu interwału w obserwacjach jednostronnych i dwustronnych została szczegółową omówiona w Uranii (poz. 3). Błąd interwału może występować także w obserwacjach dwustronnych jeżeli różnica jasności pomiędzy gwiazdami porównania jest duża. Ograniczyć błąd interwału można pamiętając o tym aby różnica jasności pomiędzy gwiazdami porównania była w granicach 0^m.3 - 0^m.5 .

4. Błąd interpolacji.

Błąd interpolacji jest to bardzo nieprzyjemny błąd systematyczny, niewątpliwie zmieniający rezultaty obserwacji gwiazd zmiennych i bardzo trudny do wyeliminowania. Istota tego błędu polega na "uprzedzeniu" danego obserwatora do pewnego rodzaju ocen. Przykładowo obserwator "unika" ocen typu a1v9b i a9v1b, stosując często oceny typu a3v7b lub a7v3b albo "unika" ocen pośrodku przedziału typu a4v4b, b2v2c itp. W efekcie wpływ błędu interpolacji powoduje zniekształcenie krzywej jasności, a zatem również wielkości amplitudy. Błąd interpolacji w obserwacjach gwiazd zmiennych można stwierdzić porównując rezultaty opracowania tej samej gwiazdy przez różnych obserwatorów. Stwierdzenie różnych amplitud w różnych opracowaniach może być powodem występowania błędu interpolacji. Innym sposobem stwierdzenia błędu interpolacji jest badanie częstości występowania poszczególnych ocen w opracowywanym ciągu obserwacji. Stwierdzenie, że niektóre oceny (np. a2v2b) występują częściej jak inne (np. a2v3b) może świadczyć o występowaniu błędu interpolacji. Usunięcie skutków błędu interpolacji polega na porównaniu krzywych zmian jasności obserwowanych przez wielu obserwatorów, tworząc jedną normalną krzywą jasności dla danej gwiazdy. Aby zmniejszyć błąd interpolacji należy starannie wybierać gwiazdy porównania i dokładnie określić ich wielkości fotometryczne oraz zwracać uwagę aby różnica jasności między tymi gwiazdami nie przekraczała wielkości 0^m.3 - 0^m.5.

5. Błąd tła.

Niektórzy obserwatorzy zauważyli zwiększenie jasności czerwonych gwiazd w porównaniu z białymi przy Księżycu lub przy oświetlonym niebie. W drugiej połowie ubiegłego wieku znaleziono wiele gwiazd z okresem zmienności 29 - 30 dni. Przykładem może być R Sct u której w drugiej połowie ubiegłego wieku stwierdzono okres zmienności 29 - 30 dni. Obecnie wiadomo, że te zmiany jasności możemy wytłumaczyć wpływem Księżyca. W dwudziestych latach naszego stulecia na wpływ Księżyca i zmierzchu na oceny jasności gwiazd zwrócił uwagę S.M. Seliwanow który w swoich obserwacjach czerwonych gwiazd na rozświetlonym niebie zauważył wzrost ich jasności(do 0m.4 dla UX Dra). Ze względu na nałożenie na rzeczywistą krzywą jasności zniekształcającego miesięcznego okresu spowodowanego Księżycem lub rocznego wywołanego wpływem zmierzchu, wyciągnięto wiele fałszywych wniosków o zmienności gwiazd nieregularnych i pół regularnych. Błąd tła możemy wyjaśnić tymi samymi przyczynami co błąd barwy (efektem Purkinjego). Zmiana oświetlenia nieba powoduje zmianę jasności czerwonych gwiazd. Zalecenia stosowanie gwiazd porównania o barwie (typie widmowym) podobnej do obserwowanej gwiazdy zmiennej powoduje minimalizacje błędu tła.

6. Błąd "przewidywania".

Szczególnie duże znaczenie u młodych i niedoświadczonych obserwatorów, ma tak zwany "błąd przewidywania", który polega na zapamiętaniu poprzedniej oceny jasności albo znajomością efemerydy momentów minimum lub maksimum jasności krótkookresowych gwiazd zmiennych. Dużą rolę takiego typu błędów i ogólnie mówiąc podobnych efektów psychologicznych podczas obserwacji gwiazd zmiennych przewidywał Argelander. Błąd "przewidywania" może doprowadzić do znacznego zniekształcenia rezultatów badania gwiazd zmiennych. Na przykład, asymetria krzywych jasności gwiazd typu Algola w pobliżu minimum często jest powodowana tym błędem, ze względu na to że obserwator oceniający jasność gwiazdy na opadającej gałęzi krzywej widzi ją słabszą jak faktycznie, natomiast na gałęzi wznoszącej odwrotnie. Błąd "przewidywania" występuje także często jeśli obserwuje się gwiazdy typu Algola podczas ich stałego blasku, gdzie niedoświadczony obserwator zapisuje taką samą, stałą ocenę jasności. Właśnie dlatego w obserwacjach wizualnych gwiazd zmiennych często trudno stwierdzić szczegóły krzywej jasności poza głównym minimum, jak na przykład, efekt eliptyczności składników oraz wtórne minimum , nawet przy dużej ilości obserwacji. Błąd "przewidywania" jest niemożliwy do wyeliminowania po wykonaniu obserwacji. Zaleca się prowadzić obserwacje wielu gwiazd jednocześnie ,aby łatwiej zapomnieć wykonaną poprzednią ocenę jasności, co powinno minimalizować ten typ błędów.

7.Wnioski końcowe.

Wymienione wyżej błędy systematyczne bardzo zniekształcają otrzymaną krzywą jasności gwiazdy zmiennej. Mimo, że istnieją sposoby na likwidacje niektórych błędów systematycznych z ciągu wykonanych obserwacji podczas ich opracowania, to jednak nie można liczyć na ich całkowite usunięcie, gdyż pomimo dużego nakładu pracy, może okazać się to zadaniem nie do wykonania. Uwzględnienie błędów systematycznych oparte jest na metodach empirycznych, które mogą prowadzić do niepewnych rezultatów. Uwzględniając trudności wyznaczenia błędów systematycznych z wykonanych już obserwacji, każdy obserwator powinien już w trakcie obserwacji, przyjąć taki sposób ich prowadzenia, aby w dużym stopniu uniemożliwić ich powstanie, lub przynajmniej je zminimalizować. W związku z tym duże znaczenie ma odpowiedni wybór gwiazd porównania, gdyż pewność wykonanych obserwacji i ich dokładność często zależy od tego, jak udanie je dobraliśmy. Poniżej podajemy zasady jakimi należy się kierować przy wyborze gwiazd porównania:

1. Barwa (typ widmowy) gwiazd porównania powinna być możliwie taka, jak u obserwowanej gwiazdy zmiennej. W taki sposób sprowadzamy do minimum mogące powstać błędy związane z "błędem barwy", a także z "błędem tła", które to błędy powstają przy różnej barwie porównywanych gwiazd.
2. Przy wyborze gwiazd porównania koniecznie należy zwrócić uwagę na to, żeby nie różniły się one znacznie jasnością, ponieważ w takim przypadku "błąd interpolacji" będzie znacznie zniekształcał obserwacje. Dostatecznie dokładne oceny jasności możemy uzyskać jeżeli różnica jasności gwiazd porównania nie przekracza 0^m.6 - 0^m.7. Dla przedziału 1^m.0 oceny jasności są już niepewne, a przy jeszcze większym interwale zupełnie niepewne.
3. Gwiazdy porównania należy wybierać możliwie blisko gwiazdy zmiennej. Szczególnie jest to ważne przy obserwacjach teleskopowych. Jeżeli gwiazda porównania i gwiazda zmienna nie są widoczne jednocześnie w polu widzenia teleskopu i przy ocenach jasności należy przesuwać teleskop żeby zobaczyć każdą z nich, to takie obserwacje, z reguły mają małą dokładność. Jeżeli w takim przypadku nie możemy zmienić okularu na słabszy(zmniejszyć powiększenie teleskopu), to takich obserwacji należy w miarę możliwości zaniechać.

1. M. S. Zwierew i dr. Metody izuczenia pieremiennych zwiozd, "Pieremiennyje Zwiozdy" tom III str. 113 - 133
2. A. Biskupski - Urania, nr.1, 1960 rok, str. 20 - 23
3. A. Biskupski - Urania, nr.7, 1961 rok, str. 211 - 214
4. A. Biskupski - Urania, nr.4, 1963 rok, str. 112 - 114
5. A. Biskupski - ANNUAL SCIENTIFIC SUPPLEMENT TO URANIA, nr.4, 1963 rok, Warszawa
6. R.P Feynman, R.B Leighton, M. Sands - Feynmana wykłady z fizyki, tom I, część 2, 1969 rok, Warszawa

SUPLEMENT

1. Przed rozpoczęciem obserwacji należy przez kilkanaście minut(10 - 15 min.) odpocząć w ciemnym pomieszczeniu aby przyzwyczaić oczy do ciemności.
2. Podczas obserwacji należy wybierać jedną gwiazdę porównania jaśniejszą, a drugą słabszą od obserwowanej gwiazdy. Barwa (typ widmowy) gwiazd porównania powinna być w przybliżeniu podobna do barwy gwiazdy zmiennej.
3. Jeśli obie gwiazdy porównania są jaśniejsze(lub słabsze) od gwiazdy zmiennej, to należy je używać tylko w przypadku ostatecznym (przykładowo, brak w okolicy innych odpowiednich gwiazd porównania). Powyższe odnosi się do metod Argelandera, Pickeringa i Nijlanda - Błażki.
4. Jeśli jedna z gwiazd porównania równa jest jasnością zmiennej, to wybieramy jeszcze dwie gwiazdy porównania, jedną jaśniejszą, drugą słabszą(np. a3v0b4c).
5. Przy obserwacjach lornetką lub lunetą, zawsze należy gwiazdę obserwowaną(zmienną lub porównania) umieścić w środku pola widzenia. Stosując się do tego zalecenia powodujemy znaczne ograniczenie ważnego błędu systematycznego - nazywanego błędem paralaktycznym.
6. Podczas obserwacji należy po kilka razy patrzeć na wszystkie obserwowane gwiazdy, zarówno na gwiazdy porównania jak i na gwiazdę zmienną.
7. Patrzeć na gwiazdy podczas obserwacji należy zawsze wprost, a nie bokiem oka. Tylko w przypadku kiedy gwiazda zmienna jest bardzo słaba, patrzenie bokiem oka pozwala obserwować słabsze gwiazdy, ale dokładność takich obserwacji jest znacznie mniejsza. Nigdy nie należy patrzeć jednocześnie na dwie gwiazdy.
8. Obserwacje danej gwiazdy zmiennej należy prowadzić zawsze za pomocą tego samego instrumentu. Przy konieczności zmiany instrumentu (lub powiększenia) należy wykonać kilka ocen za pomocą obydwu instrumentów.
9. Od czasu do czasu zaleca się przeprowadzić specjalne obserwacje gwiazd porównania w celu dokładniejszego określenia ich wzajemnego związku. Pozwala to na wyprowadzenie skali jasności gwiazd porównania.
10. Obserwacje należy zapisywać nie na oddzielnych kartkach, a w specjalnym dzienniku obserwacji i zawsze ołówkiem. W dzienniku niczego nie należy poprawiać, a w razie konieczności należy przekreślić i napisać ponownie na górze lub obok.
11. Obserwacje, z reguły należy prowadzić przy dobrych warunkach meteorologicznych. Zawsze należy notować w dzienniku wszystkie warunki obserwacji, a mianowicie: dane o Księżycu(faza, odległość od zmiennej), chmury, mgła i inne zjawiska meteorologiczne, światło zodiakalne, oświetlenie nieba, samopoczucie obserwatora, poprawkę zegara, dane o instrumencie używanym do obserwacji. Sama obserwacja powinna zawierać: nazwę obserwowanej gwiazdy, datę, moment i ocenę jasności. Niepewną ocenę oznacza się dwukropkiem ":" postawionym po liczbie lub ocenie. Wyjątkowo, pewne obserwacje dobrze jest oznaczyć wykrzyknikiem "!". Momenty obserwacji notować według sprawdzonego zegara najlepiej z dokładnością do jednej minuty. Taka dokładność jest potrzebna dla gwiazd zmiennych szybko zmieniających jasność (zaćmieniowe, typ RR Lyr), dla innych zmiennych wystarcza dokładność 5-15 min.
12. Obserwacje danego wieczoru należy przepisać na czysto (najlepiej nie później jak następnego dnia). Przepisane na czysto obserwacje należy prowadzić dla każdej gwiazdy osobno. Koniecznie należy zachować oryginalny dziennik obserwacji!