Jsou hvězdy doopravdy stálice?

Transkript

1 Lukáš Král Proměnné hvězdy a jejich amatérské pozorování

2 Úvod Proměnné hvězdy vždy pro amatérské pozorovatele představovaly jedinečnou příležitost zapojit se do výzkumu vesmíru, a to i v tom případě, že měli k dispozici pouze malý dalekohled. V současné době už sice vědecká hodnota vizuálních pozorování upadá, nicméně proměnné hvězdy stále nabízejí lákavou možnost zaznamenat pomocí jednoduchých prostředků dramatické změny objektů ve vzdáleném vesmíru. Pokročilejší amatéři, kteří získají přístup k CCD kameře, pak mohou napozorovat data velmi žádaná i profesionálními astronomy. Jsou hvězdy doopravdy stálice? Podle antické představy se hvězdy nacházejí na sféře stálic, která je ideální a neměnná. Prvním přesvědčivým náznakem toho, že si lidé všimli, že se hvězdy mění, jsou záznamy o novách a supernovách ze starověké Číny, které ovšem měly ve své době jen astrologický význam. V Evropě je důležitým historickým mezníkem objev proměnné hvězdy Mira Ceti D. Fabriciem roku Roku 1669 pak byla objevena první zákrytová dvojhvězda - Algol v souhvězdí Persea. Postupně bylo díky vzrůstajícímu počtu pozorovatelů a zlepšující se technice objeveno mnoho dalších proměnných hvězd, dnes jejich počet dosahuje několika desítek tisíc. Dá se ovšem říci, že jasnost mění úplně každá hvězda záleží jen na tom, jak přesně její jasnost měříme, a také jak dlouho máme trpělivost ji sledovat. Na většině hvězd probíhají různé eruptivní procesy (z tohoto důvodu nepatrně mění jasnost i naše Slunce), někdy se vyskytují na jejich povrchu skvrny, a koneckonců se mění zářivost hvězdy i díky jejímu vývoji, i když většinou jen velmi pomalu (stovky milionů let). V současnosti se za proměnnou hvězdu považuje hvězda, jejíž jasnost se mění v řádu alespoň setin magnitudy. Základním katalogem proměnných hvězd je GCVS (General Catalogue of Variable Stars), jehož elektronická verze je k dispozici na Internetu. Dalším důležitým katalogem je NSV (New Suspected Variables), tedy katalog hvězd podezřelých z proměnnosti, která ale dosud nebyla potvrzena jinými pozorovateli. Proměnářská abeceda Historie označování proměnných hvězd je dosti komplikovaná. Název proměnné hvězdy vždy obsahuje zkratku souhvězdí, ve kterém se hvězda nachází. 2

3 První proměnná objevená v daném souhvězdí byla označena písmenem R, tedy např. R And. Další byla označena S a tak dále podle abecedy až do Z. Další proměnné byly označovány dvojicí písmen: RR, RS,..., RZ, pak SS, ST,..., SZ atd. až po ZZ. Poté se začalo od AA, AB,..., AZ, a pokračovalo se přes BB, BC atd. Když došly i tyto kombinace, konečně došlo na jediný rozumný způsob označování, a to písmenem V a pořadovým číslem (např. V 335 Vul). Proměnným označeným písmeny už ovšem čísla zpětně přiřazena nebyla, nenajdeme proto žádnou proměnnou typu V 15 Cyg. Z výše uvedeného také vyplývá, že neexistují hvězdy s označením např. L nebo CA. Měření jasnosti hvězd Měření množství světla přicházejícího (nejen) od nebeských objektů se nazývá fotometrie. V astronomii popisuje jasnost vesmírných objektů veličina zvaná hvězdná velikost a její jednotkou je 1 magnituda, zkráceně mag. Název této veličiny je zavádějící a vznikl historicky z toho důvodu, že se lidé domnívali, že čím se nám hvězda jeví jasnější, tím musí být větší (hvězdy byly totiž podle tehdejších představ rozmístěny na sféře stálic, tedy všechny stejně daleko). Starověký astronom Hipparchos roztřídil hvězdy podle jasnosti do šesti tříd, přičemž ty nejjasnější byly první velikosti (neboli jasné 1 mag) a ty nejslabší viditelné pouhým okem byly šesté velikosti, tedy jasné 6 mag. Je tedy trochu zrádné, že čím je hvězda jasnější, tím má méně magnitud. Novodobí astronomové tento popis pomocí magnitud převzali a formulovali matematicky tzv. Pogsonovou rovnicí: m a m b = 2,5 log I a I b (1) kde m a a m b jsou hvězdné velikosti hvězd a a b a I a a I b jsou intenzity světla přicházejícího k nám od těchto hvězd (např. ve wattech na metr čtvereční). Znamená to tedy, že pokud je hvězda a o jednu magnitudu jasnější než hvězda b, přichází k nám od ní 2,5-krát více světla. Pokud je rozdíl 5 magnitud, rozdíl v množství dopadajícího světla je už10 5/ 2,5 =100, hvězdy jasné 6 magnitud tedy na naší obloze září stokrát slaběji než hvězdy jasné 1 mag. Tato logaritmická stupnice má tu výhodu, že odpovídá tomu, jak vnímá jasnost hvězd lidské oko (také logaritmicky a ne lineárně, což umožňuje postihnout obrovský rozsah intenzit od slabých hvězd přes Měsíc až po denní jas). Když chceme pomocí hvězdné velikosti popsat jasnosti velmi jasných objektů, dostaneme se s magnitudami dokonce do záporných čísel (viz následující tabulka). 3

4 Objekt Slunce úplněk Měsíce Venuše Sírius Vega Nejslabší hvězdy viditelné bez dalekohledu Nejslabší hvězdy v triedru 10x50 Nejslabší hvězdy v sometu 25x100 Nejslabší hvězdy v 30 cm dobsonu Dosah Hubblova dalekohledu (orientačně) Hv. velikost -27 mag -12 mag -4,5 mag -1,5 mag 0 mag 6 mag 10 mag 12 mag 15 mag 30 mag Slovo jasnost se v astronomické hantýrce velice často používá jako synonymum pro hvězdnou velikost, což je sice přesnější výraz, ale zato je zdlouhavější a více zavádějící. Proto, když astronom mluví o jasnosti hvězdy v magnitudách, má na mysli právě její hvězdnou velikost. Vlastnosti proměnných hvězd Chování proměnných hvězd popisují následující charakteristiky: Amplituda rozdíl mezi minimální a maximální hvězdnou velikostí, udává se v magnitudách ( jak moc se hvězda mění ). Perioda uvádí se jen u pravidelných proměnných, popisuje periodu s jakou se hvězda opakovaně zjasňuje a zeslabuje. Světelná křivka graf jasnosti hvězdy v závislosti na čase, mívá charakteristický vzhled u jednotlivých typů proměnných hvězd. Typ proměnnosti hvězdy se dělí do jednotlivých typů podle fyzikálních příčin změn jasnosti (může jich být více současně). Pokud tato příčina není známa, dělí se hvězdy podle tvaru světelné křivky. 4

5 Nejvýznamnější typy proměnných hvězd Základní dělení: geometrické samotné hvězdy se nemění, změny pozorované jasnosti jsou způsobeny pouze změnou geometrického uspořádání hvězdy vůči pozorovateli (zákryty, rotace) fyzické dochází k fyzickým změnám samotné hvězdy (pulzace, exploze) Proměnné hvězdy se také dělí na pravidelné (změny jasnosti se přesně periodicky opakují), polopravidelné, nepravidelné a na hvězdy s jednorázovou změnou jasnosti (novy, supernovy). Geometrické proměnné hvězdy A) Zákrytové dvojhvězdy U těchto hvězd je změna jasnosti způsobena zakrytím hvězdy jinou hvězdou, která kolem ní obíhá. Jedná se většinou o těsné dvojhvězdy s periodami vzájemného oběhu v řádu hodin až dnů, s jednou jasnější a jednou slabší složkou. Amplituda změn dosahuje typicky 0,1 až 2 mag. Je-li zakryta jasnější složka, je pokles jasnosti výraznější (tzv. primární minimum), je-li zakryta slabší složka, jedná se o méně výrazné, tzv. sekundární minimum. 5

6 Podtypy zákrytových dvojhvězd: Algolidy oddělené kulové hvězdy, mezi zákryty se jasnost nemění Typ W UMa velmi těsné dvojhvězdy, deformované slapovými silami ( šišaté ) mění se neustále, podobné primární a sekundární minimum Typ beta Lyrae také těsné soustavy, zřejmě se u nich vytváří akreční disky, také se mění neustále Ukázka světelných křivek hvězd typu Algol, W UMa a beta Lyr B) Rotující proměnné Typ RS CVn ( skvrnití psi ) hvězdy s nepravidelně rozloženými obřími skvrnami, změny jasnosti způsobuje rotace hvězdy vůči pozorovateli Pulsary rychle rotující husté zbytky po supernovách (neutronové hvězdy), mění se hlavně v rádiovém oboru, ale i v optickém (pulsar v Krabí mlhovině) Elipsoidální hvězdy Fyzické proměnné hvězdy A) Krátkoperiodické pulsující proměnné Jasnost se mění kvůli periodickému nafukování a smršt ování hvězdy, díky kterému mění hvězda velikost a povrchovou teplotu, a tedy i zářivý výkon. Podtypy: Cefeidy (podle delty Cephei) mění se velmi pravidelně, periody jsou v řádu několika dnů a amplitudy až 2 mag; existuje u nich vztah mezi periodou pulzace a zářivým výkonem (svítivostí) hvězdy, lze tedy lehce určit jejich vzdálenost (změříme periodu, z ní poznáme, jak moc hvězda svítí, a porovnáme to s tím, jak jasná se nám jeví) slouží jako tzv. standardní svíčky pro měření vzdáleností galaxií, ve kterých se nacházejí. 6

7 RR Lyr podobné cefeidám, kratší periody Delta Scuti trpasličí cefeidy, extrémně krátké periody (rekord je 11,5 minuty), ale malé amplitudy ne pro vizuální pozorovatele SX Phe zvláštní trpasličí cefeidy s amplitudou až 0,7 mag a periodami v desítkách minut, velmi přitažlivé pro vizuální pozorovatele mění se téměř před očima např. CY Aqr, AE Uma; jsou poměrně vzácné Světelná křivka delty Cephei B) Dlouhoperiodické pulsující proměnné Miridy (podle omikron Ceti neboli Miry) periody kolem 300 dnů, obrovské amplitudy až 10 mag! Nejjasnější o Ceti dosahuje v maximu 2 mag, zatímco v minimu téměř zmizí i z triedru (10 mag) Polopravidelné pulsující proměnné (SRa až SRd) pulzují v jedné nebo více periodách, periody desítky dní až roky, amplitudy větš. do 2 mag, různá míra pravidelnosti světelných změn Nepravidelné C) Eruptivní proměnné UV Cet červení trpaslíci, prodělávají krátké intenzivní erupce s velmi rychlým náběhem jasnosti T Tau mladé hvězdy, dosud nestabilní, nepravidelné změny D) Explodující proměnné Proměnné s jednorázovou změnou jasnosti (exploze v závěrečném stádiu života hvězdy), rychlý náběh a pomalé dohasínání, velké amplitudy (mnoho magnitud) 7

8 Novy (rychlé a pomalé, dohasínání trvá několik dnů až stovek dnů), bývají pozorovány v naší i v sousedních galaxiích. Jsou to těsné dvojhvězdy, ve kterých přetéká hmota z normální hvězdy na povrch bílého trpaslíka, a v okamžiku, kdy se jí tam nashromáždí dostatek, dojde k překotné termonukleární reakci. Supernovy - předchůdcem jsou osamocené velmi hmotné hvězdy (typ II) nebo dvojhvězdy s přetokem hmoty na povrch bílého trpaslíka (typ Ia; vznikne po několika vzplanutích novy), případně i jiné soustavy (typ Ib a Ic zřejmě pár tvořený hmotnou a normální hvězdou). Jádro hvězdy se zhroutí pod vlastní gravitací. V případě supernov typu II vznikne neutronová hvězda, u typu Ia dojde k překotnému zapálení uhlíku v jádře hvězdy a ta je beze zbytku rozmetána. Uvolněná energie zahřeje vnější vrstvy hvězdy na vysokou teplotu a ty se pak explozívně rozpínají. Při explozi dochází mimojiné k syntéze těžších prvků než je železo, které jinak vzniknout nemohou. Již několik set let nebyla pozorována žádná supernova v naší galaxii, pouze v cizích. Supernovy dosahují velké svítivosti jsou vidět na velké vzdálenosti, slouží jako standardní svíčky pro měření vzdáleností velmi vzdálených galaxií (zejména supernovy typu Ia, jejichž původci jsou si velmi podobní). E) Trpasličí novy Jsou to těsné dvojhvězdy s intenzivním přetokem hmoty z jedné složky na druhou, u kterých se vytváří horký a zářivý akreční disk (ten je zodpovědný za většinu světla, které k nám přichází). Pozorujeme u nich obvykle opakovaná, ale nepředvídatelná zjasnění (o několik magnitud, způsobují je změny v akrečním disku) a další drobné oscilace jasnosti. Patří sem podtypy jako SS Cygni a SU UMa. Trpasličí novy se nkdy označují také jako kataklyzmické proměnné, často se však do této kategorie zařazují i novy a supernovy. F) Jiné typy R CrB obři bohatí na uhlík, zahalováni oblaky prachu hluboké nepravidelné poklesy jasnosti (např. R CrB se mění mezi 6 a 14 mag) Rentgenové dvojhvězdy (AM Her, HZ Her) těsné dvojhvězdy s přetokem hmoty a silným mag. polem, které brání vytvoření akrečního disku hmota dopadá přímo na povrch hvězdy Symbiotické hvězdy (Z And) dvojhvězdy s horkou a chladnou složkou, pulzace, výbuchy, někdy i zákryty (CH Cyg) 8

9 Jádra aktivních galaxií (AGN Active Galactic Nuclei) supermasivní černé díry obklopené jasnými akrečními disky, výtrysky hmoty apod. Vizuální pozorování proměnných hvězd Cílem vizuálního pozorování proměnných hvězd je získat průběh jasnosti hvězdy v čase tzv. světelnou křivku. Z ní pak můžeme poznat spoustu věcí o hvězdě samotné, o jejím chování a jeho příčinách (zákryty, pulzace, exploze, tvorba prachu, nestability,... ). Přesnost vizuálního určení jasnosti proměnné hvězdy je u zkušených pozorovatelů kolem 0,1 mag, u začátečníků však může být horší než 0,3 mag. Postup: pořizujeme odhady jasnosti hvězdy v určitých časových intervalech (níže popsaným způsobem), výsledky pak vyneseme do grafu světelné křivky. Při kreslení světelné křivky se na vodorovnou osu vynáší bud světový čas UT (při pozorování z jedné noci, viz dále) nebo tzv. juliánské datum, zkráceně JD. Je to počet dnů, které uplynuly od určitého data v dávné minulosti. Např. půlnoci z 1. na 2. září 2004 odpovídá JD ,5. Protože jde vždy o velké číslo, často se od JD odečítá nějaká celočíselná část. JD pro každou půlnoc lze nalézt ve Hvězdářské ročence nebo lze pro jeho výpočet použít nějaký počítačový program. Příklad světelné křivky. Šipkou je označen předpovězený střed zákrytu. Způsob pozorování závisí na rychlosti, s jakou hvězda mění jasnost: 1) Pomalé hvězdy periody desítky až stovky dnů dělá se jeden odhad za noc, dlouhodobé pozorování (měsíce až roky) 9

10 miridy, polopravidelné a nepravidelné proměnné, novy, supernovy, kataklyzmické proměnné, dlouhoperiodické zákrytové dvojhvězdy,... 2) Rychlé hvězdy periody v řádu minut, hodin až dne celá světelná křivka se pořídí během jedné noci, dělá se jeden odhad za druhým s určitými časovými odstupy (viz dále) krátkoperiodické zákrytové dvojhvězdy, trpasličí cefeidy,... 3) Něco mezi (periody v řádu několika dnů) např. cefeidy - několik odhadů za noc, sestrojí se fázový graf z pozorování z několika nocí Jaké hvězdy si vybrat k pozorování? Kritéria: Časové možnosti pozorovatele mám čas pozorovat jen zřídka, ale zato celou noc ( rychlé hvězdy), nebo spíše každý večer chvíli ( pomalé hvězdy)? Pozorování jen tak pro radost pořizování vědecky cenných dat Dostupnost mapky (dnes není velký problém Internet, počítačové atlasy) Dostatečně velká amplituda změny jasnosti (> 0,5 mag) Rychlé hvězdy, zvláště zákrytovky, vyžadují pečlivé plánování (existuje vhodný software, viz hvězda musí být po celou dobu dostatečně vysoko nad obzorem zákryt musí celý proběhnout za dostatečné tmy přednost by měly mít málo sledované hvězdy, pokud chceme získat data cenná pro odborníky 10

11 Nalezení cíle Narozdíl od deep-sky objektů, proměnka není nijak nápadná pozor na záměnu s jinou hvězdou! Hledá se obvykle podle speciálních mapek o více stupních, ale stejným způsobem jako u deep-sky skákáním z hvězdy na hvězdu a postupným přechodem k podrobnějším mapkám a větším zvětšením. Jak se pozoruje? Proměnnou hvězdu porovnáváme s okolními hvězdami, jejichž jasnost je stálá (tzv. srovnávací hvězdy) přejíždíme pohledem opakovaně z jedné hvězdy na druhou a snažíme se určit rozdíl jejich jasností. Existuje několik metod, jak takové porovnání učinit a zaznamenat, my si zde ukážeme Argelanderovu metodu 1, jejíž předností je zejména jednoduchost. Výsledek porovnání jasností dvou hvězd zapíšeme pomocí tzv. Argelanderových (odhadních) stupňů: AS Definice rozdílu jasností dvou porovnávaných hvězd Zápis 0 Hvězda a se jeví stejně jasná jako hvězda b, nebo se chvílemi a0b zdá střídavě nepatrně slabší a nepatrně jasnější než hvězda b. 1 Při bedlivém pozorování se hvězda a jeví častěji jasnější a1b nebo stejně jasná jako hvězda b, a jen vzácně se jeví hvězda b jasnější než hvězda a. 2 Hvězda a se jeví takřka vždy o málo jasnější než hvězda b. a2b Jen zřídka se zdá, že se jejich jasnosti rovnají. 3 Hvězda a se již na první pohled jeví jasnější než hvězda b. a3b 4 Hvězda a je výrazně jasnější než hvězda b. a4b Důležitá pravidla pro zápis odhadů: Jako první se vždy píše ta jasnější z obou hvězd! Proměnná hvězda se vždy označuje písmenem v (variable proměnná) Definice Argelanderových stupňů se možná zdá být složitá, ale je nutné si uvědomit, že rozdíly jasností, které porovnáváme, jsou obvykle velmi malé a je proto třeba snažit se rozlišit je co nejjemněji. Vyšší odhadní stupně než 4 1 Friedrich Wilhelm August Argelander ( ), německý astronom, tvůrce první spolehlivé metody pro odhadování jasnosti proměnných hvězd 11

12 nemají smysl, těžko lze totiž definovat rozdíl jasností, který by byl větší než výrazný. Jak provádět odhady Určení jasnosti proměnky v daném okamžiku se provede tak, že se proměnka porovná s jednou jasnější a s jednou slabší srovnávací hvězdou. Výsledkem jsou 2 odhady, např. a3v, v2b. Zapíšeme je zkráceně dohromady: a3v2b. Pokud známe jasnosti srovnávacích hvězd a a b, můžeme z odhadu rovnou určit jasnost proměnné v: v=a+p b a (2) p+q a, b jsou jasnosti srovnávaček (v magnitudách) p, q jsou použité odhadní stupně (odhad je ve tvaru a p v q b) Příklad: Máme odhad a3v2b, tzn. p = 3, q = 2, a víme, že a = 8,20 mag a b = 8,70 mag. Pomocí vzorečku tedy snadno zjistíme, že proměnka měla: v=8,2+3(8,7 8,2)/(2+3)=8,50 mag (zaokrouhlujeme na 2 desetinná místa) Výpočet je možné řešit i takto graficky (AS jsou Argelanderovy stupně). Na co je třeba dát si pozor při odhadování Dívat se na obě hvězdy stejným způsobem (nad ně, vedle nich,... ) různá citlivost sítnice v různých místech oka bývá největším zdrojem chyb! Typickou chybou začátečníka je, že se během odhadu dívá mezi obě hvězdy, místo aby přejížděl pohledem od jedné ke druhé. Obraz každé z hvězd mu tak dopadá na jiné místo na sítnici a výsledný odhad je proto špatný. 12

13 Používat srovnávací hvězdy s jasnostmi co nejpodobnějšími jasnosti proměnky oko neumí dobře porovnat velký rozdíl jasností (> 0,5 mag). Tzn. že nemá cenu odhadovat rozdíl mezi hvězdami jasnými 6 mag a 8 mag. Neodhadovat příliš jasné ani příliš slabé hvězdy, pak je odhad nepřesný. Ideální je pozorovat hvězdy o jasnosti 2 až 4 mag nad MHV dalekohledu. Např. na hvězdu jasnou 6 mag nepoužijeme velký somet 25x100, ideální je malý somet 12x60 nebo triedr, v nouzi lze použít i velký somet s clonou. Velký somet je naopak ideální pro odhadování hvězd jasných 8 10 mag. Těžko se srovnávají dvě hvězdy ležící těsně u sebe nebo naopak příliš od sebe vzdálené. Noční můrou proměnáře je srovnávací hvězda, která se nevejde spolu s proměnnou do zorného pole, takže musí přejíždět dalekohledem sem a tam. Proto je dobré mít velké zorné pole. Barevná chyba (Purkyňův jev) rozdíl v barevné citlivosti tyčinek a čípků. U jasných hvězd začíná oko vnímat světlo pomocí čípků, což způsobí posun citlivosti oka k červené barvě. To působí potíže u červených hvězd vznikají rozdíly mezi jednotlivými pozorovateli, výsledek závisí na velikosti použitého dalekohledu. Před začátkem pozorování je také nutná dobrá adaptace na tmu! Také pozor na předpojatost pozorovatele je to jeden z největších problémů vizuálního pozorování! Odhadování je často duchařina a pokud vím, že by hvězda měla trochu zeslábnout, uvidím to, i když to nebude pravda. Když všichni kolem jásají, jak jim proměnka klesá do minima, je těžké zůstat tím neovlivněn, pokud mně se hvězda nemění nebo už naopak zjasňuje. Je tedy třeba: neznat předem očekávanou jasnost hvězdy nebo přesný okamžik minima zásadně si nesdělovat dojmy s okolními pozorovateli vždy zaznamenávat jen to, co vidím, a ne to, co bych chtěl vidět, i když to třeba v danou chvíli vypadá jako nesmysl lepší je žádné pozorování než pozorování vědomě ovlivněné či dokonce vymyšlené! 13

14 Světelná křivka polopravidelné proměnné V Bootis vytvořená z odhadů pozorovatelů projektu Medúza. Vodorovný rozsah grafu je přibližně 2,4 roku. Zákrytové dvojhvězdy aneb Celá křivka za jednu noc Zákrytové dvojhvězdy jsou pro pozorovatele speciálním případem. Při jejich pozorování nás zajímá pouze okamžik, kdy nastává střed zákrytu tzv. minimum jasnosti (anglicky mid-eclipse), naopak nezajímají nás konkrétní jasnosti hvězdy v magnitudách. Nepotřebujeme proto znát jasnosti srovnávacích hvězd, z odhadů vypočítáme pouze subjektivní veličinu zvanou slabost (jednotkou je Argelanderův stupeň). Intervaly mezi odhady volíme zhruba jako dvacetinu až třicetinu doby trvání zákrytu D (obvykle 5 15 minut; D zjistíme z katalogu nebo mapky). Interval by měl být takový, aby se mezitím jasnost hvězdy znatelně změnila, ale ne zase příliš (nejlépe o 1 až 2 odhadní stupně). U hvězd typu beta Lyr a W UMa se D neuvádí (zákryt není přesně ohraničen), dá se však zhruba odhadnout jako čtvrtina periody hvězdy. Příklad: máme hvězdu typu W UMa s periodou 0,5 dne, zákryt bude tedy trvat zhruba D=0.5/4. = 0.13 dne = 3 hodiny. Interval mezi odhady proto zvolíme3/20. = 0,15 h = 9 minut. Průběh pozorování zákrytovky: Vyhledáme hvězdu podle mapky, zapíšeme si použitý přístroj a podmínky. Děláme odhady v pravidelných intervalech, zapisujeme si odhady ve tvaru a p v q b spolu s přesným časem vždy ve světovém čase UT! 14

15 (UT = SEČ 1 h = SELČ 2 h) Zaznamenáváme změny pozorovacích podmínek (mraky, východ Měsíce, rosení objektivu), nebot mohou mít vliv na výsledek pozorování. Pozorování ukončíme, když se hvězda přestane měnit (až vystoupá zpět z minima do maxima), nebo až dosáhne alespoň stejné jasnosti jako na začátku pozorování. Jak odhadovat zákrytovku Proměnnou porovnáme vždy se dvěma srovnávačkami s nejpodobnějšími jasnostmi s jednou slabší a s jednou jasnější, než je proměnná. Jasnost srovnávaček obvykle klesá s písmenem abecedy (a je nejjasnější, b o něco slabší atd.). Dostáváme tak postupně řadu odhadů jako např. a2v3b, a4v1b, b0v2c, b2v1c atd. Důležité pravidlo: mezi každými dvěma použitými srovnávačkami musíme mít alespoň jeden odhad! To znamená, že nelze mít pouze odhady např. mezi a a b a pak až mezi c a d (pak pozorování nelze zpracovat, protože nebudeme znát rozdíl slabostí srovnávaček b a c). Zpracování pozorování zákrytovky Dříve se provedl výpočet slabostí proměnky na kalkulačce, na milimetrový papír se nakreslila světelná křivka a grafickou metodou se určil okamžik minima. Dnes jednoduše nat ukáme odhady do počítače a program sám vše spočítá a nakreslí. Vhodný je např. program Davida Motla nazvaný Protokoly. Je dobré alespoň tušit, jak výpočet slabostí proměnné hvězdy z odhadů probíhá (a aspoň jednou si to vyzkoušet na papíře). Prvním krokem je spočtení slabostí srovnávacích hvězd slabosti nahrazují jejich hvězdné velikosti, které v případě pozorování zákrytovek obvykle neznáme (není to ani potřeba). Nejjasnější použité srovnávačce (řekněme že je to a) se přiřadí slabost nula. Pak se ze všech odhadů mezi a a b spočte průměrný počet Argelanderových stupňů (AS) mezi těmito dvěma hvězdami (např. v odhadu a3v2b je b o 5 AS slabší než a, přičemž tento rozdíl nemusí být ve všech odhadech přesně stejný, proto to průměrování). Z toho tedy víme, že slabost srovnávačky b je 5 AS (= 0 + 5). Pokud je dále průměrný rozdíl mezi b a c roven 4 AS, víme, že c má slabost 9 AS (= 5 + 4). Takto program postupně zjistí slabosti všech použitých 15

16 Ukázka ručně zpracovaného minima klasické zákrytovky W UMa srovnávaček. Slabosti proměnné pak spočítá podle výše uvedeného vzorečku č. 2, do kterého jen místo magnitud srovnávaček dosadí jejich slabosti. Určení okamžiku minima se pak provede metodou zrcadlového obrazu hledáme co nejlepší překrytí původní a zrcadlově převrácené světelné křivky. V programu Protokoly stačí jednoduše posouvat křivku pomocí šipek doleva či doprava. Na papíře se to dělávalo tak, že se přes světelnou křivku přeložil průsvitný papír, na který se překreslila vodorovná osa grafu a také všechny jeho body (např. prázdnými kolečky, aby se daly odlišit od těch původních). Někam vlevo od očekávaného minima se na časovou osu udělala značka (na oba papíry ve stejném místě). Pak se průsvitka vodorovně převrátila, a posouvala se doleva a doprava tak, aby se co nejlépe překryla původní a obrácená křivka (přičemž časové osy obou grafů se musely stále překrývat). Pak se značka z průsvitky přenesla dolů do původního grafu a okamžik minima se určil jako geometrický střed mezi oběma značkami na časové ose. Výsledkem je kromě světelné křivky s vyznačením okamžiku minima jasnosti také protokol obsahující údaje o pozorování, odhady a určený okamžik minima. Pozorování zákrytových dvojhvězd shromažd uje společnost pozorovatelů B.R.N.O. na brněnské hvězdárně (dr. Zejda). Zaslaná pozorování jsou 16

17 vždy jednou za několik let společně publikována v odborné literatuře. Co lze vyčíst z okamžiku minima? Časový rozdíl mezi napozorovaným a předpovězeným okamžikem minima se označuje jako O C (Observed Calculated). Je-li O C menší než asi 1/4 hodiny nic zajímavého se nestalo, hvězda se řídila předpovědí (přesnost vizuálního určení okamžiku minima bývá zhruba ±1/4 hodiny záleží na zkušenosti pozorovatele a také na amplitudě a rychlosti změny hvězdy). Pokud je O C větší, pak nastala bud hrubá chyba při pozorování nebo zpracování nebo hrubá chyba při předpovědi minima nebo dvojhvězda změnila své fyzikální parametry (tzn. katalogové údaje o periodě oběhu už neplatí) to je nejzajímavější případ, nebot jsme přistihli hvězdu při činu! Obvykle to znamená přetékání hmoty z jedné hvězdy na druhou, což změní poměr hmotností obou hvězd a tedy i periodu jejich vzájemného oběhu. Fázová křivka U proměnných hvězd, které se mění pravidelně s určitou periodou (např. cefeidy nebo zákrytovky) je možné seskládat ( zhustit ) odhady pořízené v průběhu různých cyklů hvězdy do jedné periody. Docílíme toho tím, že místo času odhadu do grafu vyneseme tzv. fázi, což je číslo mezi nulou a jedničkou, které udává, ve které fázi světelné změny se hvězda nacházela (pokud 0 znamená např. maximum jasnosti cefeidy, pak při fázi 0,5 se hvězda bude nacházet poblíž minima a 1 znamená opět maximum). Fáze f se spočítá z juliánského data pozorování JD poz takto: f=[jd poz (JD z + EP)]/P, (3) kde JD z je JD některého z minulých minim, příp. maxim hvězdy (tzv. základní minimum), P je perioda hvězdy (obojí zjistíme z katalogu) a E je celé číslo zvané epocha, které udává, kolik period uběhlo od základního minima. E je rovno celé části čísla(jd poz JD z )/P. Pro výpočty fáze samozřejmě existují už hotové počítačové programy (Phaser, Winphase aj.). Fázová křivka nám umožní seskládat např. odhady delty Cephei pořízené nepravidelně během celého roku do jedné jediné periody, čímž dostaneme 17

18 Příklad výsledného protokolu o pozorování zákrytové dvojhvězdy (fiktivní pozorování) 18

19 hustou křivku, kterou bychom jinak během jediné periody nikdy nenapozorovali kvůli střídání dne a noci. Příklad takové křivky delty Cep sestrojené z mých odhadů je na následujícím obrázku. Fázová křivka delty Cephei Pro pokročilé Proměnné hvězdy se dnes na profesionálních observatořích samozřejmě nepozorují vizuálně, ale pomocí přesnějších a hlavně objektivnějších metod. Fotometrie je celým oborem astronomie, a tak zmíníme tyto přesnější metody jen velmi stručně: fotografické metody (klasická fotografie pořízení série snímků a vyhodnocení pomocí měření zčernání negativu v místě hvězdy) fotoelektrický fotometr jako detektor se použije fotonásobič, který převede slabé světlo na elektrický proud CCD kamery (obdoba digitálního fotoaparátu) měření jasnosti se provede ze série snímků pomocí speciálních programů v počítači, dnes je to nejběžnější způsob fotometrie ppoužívaný profesionály Všechny tyto metody jsou založeny na podobném principu jako vizuální pozorování (porovnání proměnné hvězdy se srovnávací), jen místo oka je použit 19

20 přesnější detektor, obvykle vybavený standardními barevnými filtry systému UBVRI (UV, Blue, Visual, Red, Infrared). CCD fotometrie je oproti vizuálnímu pozorování náročnější zejména kvůli tomu, že je nutno dobře zvládnout ovládání techniky a také softwaru pro zpracování snímků. Díky složitějším postupům při zpracování pozorování snadno vzniká chyba, je proto nutná značná pečlivost. Příklad světelné křivky zákrytové proměnné hvězdy DI Peg napozorované pomocí CCD kamery na HaP J. Palisy v Ostravě. Proměnářské organizace v ČR B.R.N.O. (Brno Regional Network of Observers) pozorovatelé především zákrytových proměnných (i CCD), sekce ČAS vydávají zpravodaj Perseus, katalog BRKA a mapky, shromažd ují a publikují okamžiky minim, organizují podzimní konference (účastní se profesionálové i amatéři) organizují každoroční letní praktikum pro pozorovatele proměnných hvězd na vyškovské hvězdárně (2 týdny) (organizační záležitosti) 20

21 (materiály pro pozorovatele) MEDÚZA - pozorovatelé fyzických proměnných hvězd, v rámci B.R.N.O. vydávají katalog MEKA a mapky shromažd ují vizuální odhady i CCD pozorování pořádají setkání členů Proměnné hvězdy se také pozorují v rámci některých oblastních složek České astronomické společnosti (ČAS, a na některých hvězdárnách. Centrem profesionálního výzkumu (nejen) proměnných hvězd je pak Astronomický ústav České akademie věd v Ondřejově poblíž Prahy, profesionální astronomy zabývající se proměnnými hvězdami však najdete i na některých univerzitách. Proměnářské organizace a projekty ve světě AAVSO (American Association of Variable Stars Observers) největší proměnářská organizace (americká, ale přispívají pozorovatelé z celého světa), mají nejrozsáhlejší databázi odhadů, ale obvykle je problém tyto odhady získat na WWW k dispozici mnoho mapek VSNET (Variable Stars Network) ová konference (nové objevy, rychlé zprávy od pozorovatelů, výzvy k pozorování; mnoho tématických skupin) výhoda rychlá komunikace amatérů s profesionály (web je v současnosti mimo provoz, ale ová konference funguje normálně) 21

22 Existuje mnoho dalších národních organizací: AFOEV Francie BAV Německo BAA VSS Velká Británie RASNZ Nový Zéland VSOLJ Japonsko Vědecký význam vizuálních pozorování O odborném významu vizuálních pozorování se vedou mnohé plamenné diskuse. Faktem ale je, že se tento význam postupně snižuje, a to zejména v současné době (2004). Donedávna (2002) bylo poměrně málo CCD pozorovatelů a mnoho proměnných hvězd, proto měly i vizuální odhady odborný význam. Byly sice méně přesné, ale díky velkému počtu vizuálních pozorovatelů bylo možné jednak sledovat velký počet hvězd a navíc bylo možno odhady zpřesnit jejich průměrováním, pokud jich byl dostatek. V posledních dvou letech však nastal rozmach automatických přehlídek oblohy robotických dalekohledů, které každou jasnou noc změří jasnosti všech hvězd do určité jasnosti, a jejich dosah se stále zvětšuje. Tyto prohlídky snadno nahradí vizuálního pozorovatele dlouhoperiodických hvězd s malým dalekohledem. Přesto má ještě určitý význam simultánní pozorování těchto hvězd vizuálně spolu s CCD kamerami kvůli vzájemné kalibraci je nutno navázat dlouhodobé řady vizuálních odhadů na novodobá CCD měření ve standardních filtrech. Toto je důvod, proč ještě nerušit projekty vizuálního pozorování dlouhoperiodických proměnných. CCD kamery postupně nahrazují i vizuální pozorovatele zákrytových proměnných, i když i tato pozorování stále ještě mají určitý význam. Poslední možností, kde se ještě může výrazněji uplatnit vizuální pozorovatel, je monitorování slabých hvězd se vzácnými zjasněními (kataklyzmické proměnné) v případě, že objevíte zjasnění, dáte zprávu profesionálům a ti na objekt zaměří své přístroje. Vyžaduje to ale větší dalekohled (> 15 cm) a především spoustu času a trpělivosti. Nejlépe je zapojit se do VSNETu, odkud lze brát informace o hvězdách a posílat tam svá pozorování. Zajímavějších výsledků můžete dosáhnout, pokudse naučíte pracovat s CCD kamerou vlastní ji mnohé z našich hvězdáren. Zajímavé je např. pozorování hvězd s rychlými změnami jasnosti, jako jsou kataklyzmické proměnné, je 22

23 ovšem nutné spolupracovat s nějakým profesionálním astronomem, který vaše data využije (opět lze s úspěchem využít VSNET). Cenné jsou i přesné okamžiky minim zákrytových dvojhvězd napozorované pomocí CCD, a existují i mnohé další zajímavé pozorovací programy mnohé tipy a nabídky ke spolupráci od profesionálů lze získat právě na podzimních konferencích pořádaných sekcí B.R.N.O. Je tedy nesmysl v dnešní době očekávat, že vizuální pozorování proměnných hvězd je nějaká velká věda s převratnými výsledky. Můžete ale také pozorovat jen tak pro vlastní potěšení. Pohled na vlastnoručně napozorovanou světelnou křivku třeba nějaké jasné cefeidy vás může potěšit stejně jako kresba mlhoviny, galaxie nebo měsíčního povrchu, i když se bude jednat o hvězdu už dávno dobře prozkoumanou a křivka zůstane pouze ve vašem deníku. Vděčný objekt pro takové rekreační pozorování je např. nejznámější cefeida delta Cephei. Kdykoli se dostanete pod hvězdnou oblohu, stačí si udělat jeden odhad, a třeba po roce je všechny seskládat do fázového grafu podle výše popsaného návodu (také na to existují programy). Pokud se ale přece jen chcete zapojit do skutečné vědy, učte se nejlépe fyziku a matematiku a běžte studovat na některou přírodovědnou nebo technickou vysokou školu, otevře se vám daleko více možností. Získané znalosti vám také pomohou i při astronomickém pozorování a jeho zpracování, které se stává díky použití stále složitější techniky a softwaru čím dál tím náročnější. Pokud práci s moderní technikou dobře zvládnete, a věnujete-li pozorování patřičné úsilí, můžete i na poli amatérské astronomie dosáhnout profesionálních výsledků a publikací v odborných časopisech. Literatura Zejda M. a kol.: Pozorování proměnných hvězd I. Hvězdárna a planetárium M. Koperníka, Brno, 1994 Server sekce pozorovatelů proměnných hvězd ČAS Typy proměnných hvězd stránky O. Pejchy na adrese 23

24 Model soustavy beta Lyrae, autor Dave McCarty Lukáš Král: Proměnné hvězdy a jejich amatérské pozorování. Vydáno za podpory Hvězdárny v Úpici jako doplňkový materiál k přednáškám na letní astronomické expedici pro mládež. Sazbu provedl autor v systému L A TEX. krall@troja.fjfi.cvut.cz nebo lkral@centrum.cz, adresa domů: B. Smetany 454, Ostrava-Polanka. První vydání, srpen Poděkování: Tomáši Markovi, Rudolfu Novákovi a Jirkovi Krtičkovi, kteří mne kdysi naučili proměnné hvězdy pozorovat, a Veronice Němcové za pomoc (nejen) při přípravě tohoto sešitku. 24