Luka´sˇ Kra´l
Promeˇnne´ hveˇzdy a jejich amate´rske´ pozorova´nı´
´ vod U Promeˇnne´ hveˇzdy vzˇdy pro amate´rske´ pozorovatele prˇedstavovaly jedinecˇnou prˇ´ılezˇitost zapojit se do vy´zkumu vesmı´ru, a to i v tom prˇ´ıpadeˇ, zˇe meˇli k dispozici pouze maly´ dalekohled. V soucˇasne´ dobeˇ uzˇ sice veˇdecka´ hodnota vizua´lnı´ch pozorova´nı´ upada´, nicme´neˇ promeˇnne´ hveˇzdy sta´le nabı´zejı´ la´kavou mozˇnost zaznamenat pomocı´ jednoduchy´ch prostrˇedku˚ dramaticke´ zmeˇny objektu˚ ve vzda´lene´m vesmı´ru. Pokrocˇilejsˇ´ı amate´rˇi, kterˇ´ı zı´skajı´ prˇ´ıstup k CCD kamerˇe, pak mohou napozorovat data velmi zˇa´dana´ i profesiona´lnı´mi astronomy.
Jsou hveˇzdy doopravdy sta´lice? Podle anticke´ prˇedstavy se hveˇzdy nacha´zejı´ na sfe´rˇe sta´lic, ktera´ je idea´lnı´ a nemeˇnna´. Prvnı´m prˇesveˇdcˇivy´m na´znakem toho, zˇe si lide´ vsˇimli, zˇe se hveˇzdy meˇnı´, jsou za´znamy o nova´ch a supernova´ch ze staroveˇke´ Cˇ´ıny, ktere´ ovsˇem meˇly ve sve´ dobeˇ jen astrologicky´ vy´znam. V Evropeˇ je du˚lezˇity´m historicky´m meznı´kem objev promeˇnne´ hveˇzdy Mira Ceti D. Fabriciem roku 1596. Roku 1669 pak byla objevena prvnı´ za´krytova´ dvojhveˇzda - Algol v souhveˇzdı´ Persea. Postupneˇ bylo dı´ky vzru˚stajı´cı´mu pocˇtu pozorovatelu˚ a zlepsˇujı´cı´ se technice objeveno mnoho dalsˇ´ıch promeˇnny´ch hveˇzd, dnes jejich pocˇet dosahuje neˇkolika desı´tek tisı´c. Da´ se ovsˇem rˇ´ıci, zˇe jasnost meˇnı´ u´plneˇ kazˇda´ hveˇzda – za´lezˇ´ı jen na tom, jak prˇesneˇ jejı´ jasnost meˇrˇ´ıme, a take´ jak dlouho ma´me trpeˇlivost ji sledovat. Na veˇtsˇineˇ hveˇzd probı´hajı´ ru˚zne´ eruptivnı´ procesy (z tohoto du˚vodu nepatrneˇ meˇnı´ jasnost i nasˇe Slunce), neˇkdy se vyskytujı´ na jejich povrchu skvrny, a koneckoncu˚ se meˇnı´ za´rˇivost hveˇzdy i dı´ky jejı´mu vy´voji, i kdyzˇ veˇtsˇinou jen velmi pomalu (stovky milionu˚ let). V soucˇasnosti se za promeˇnnou hveˇzdu povazˇuje hveˇzda, jejı´zˇ jasnost se meˇnı´ v rˇa´du alesponˇ setin magnitudy. Za´kladnı´m katalogem promeˇnny´ch hveˇzd je GCVS (General Catalogue of Variable Stars), jehozˇ elektronicka´ verze je k dispozici na Internetu. Dalsˇ´ım du˚lezˇity´m katalogem je NSV (New Suspected Variables), tedy katalog hveˇzd podezrˇely´ch z promeˇnnosti, ktera´ ale dosud nebyla potvrzena jiny´mi pozorovateli.
Promeˇna´rˇska´ abeceda Historie oznacˇova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd je dosti komplikovana´. Na´zev promeˇnne´ hveˇzdy vzˇdy obsahuje zkratku souhveˇzdı´, ve ktere´m se hveˇzda nacha´zı´.
2
Prvnı´ promeˇnna´ objevena´ v dane´m souhveˇzdı´ byla oznacˇena pı´smenem R, tedy naprˇ. R And. Dalsˇ´ı byla oznacˇena S a tak da´le podle abecedy azˇ do Z. Dalsˇ´ı promeˇnne´ byly oznacˇova´ny dvojicı´ pı´smen: RR, RS, . . . , RZ, pak SS, ST, . . . , SZ atd. azˇ po ZZ. Pote´ se zacˇalo od AA, AB, . . . , AZ, a pokracˇovalo se prˇes BB, BC atd. Kdyzˇ dosˇly i tyto kombinace, konecˇneˇ dosˇlo na jediny´ rozumny´ zpu˚sob oznacˇova´nı´, a to pı´smenem V a porˇadovy´m cˇ´ıslem (naprˇ. V 335 Vul). Promeˇnny´m oznacˇeny´m pı´smeny uzˇ ovsˇem cˇ´ısla zpeˇtneˇ prˇirˇazena nebyla, nenajdeme proto zˇa´dnou promeˇnnou typu V 15 Cyg. Z vy´sˇe uvedene´ho take´ vyply´va´, zˇe neexistujı´ hveˇzdy s oznacˇenı´m naprˇ. L nebo CA.
Meˇrˇenı´ jasnosti hveˇzd Meˇrˇenı´ mnozˇstvı´ sveˇtla prˇicha´zejı´cı´ho (nejen) od nebesky´ch objektu˚ se nazy´va´ fotometrie. V astronomii popisuje jasnost vesmı´rny´ch objektu˚ velicˇina zvana´ hveˇzdna´ velikost a jejı´ jednotkou je 1 magnituda, zkra´ceneˇ mag. Na´zev te´to velicˇiny je zava´deˇjı´cı´ a vznikl historicky z toho du˚vodu, zˇe se lide´ domnı´vali, zˇe cˇ´ım se na´m hveˇzda jevı´ jasneˇjsˇ´ı, tı´m musı´ by´t veˇtsˇ´ı (hveˇzdy byly totizˇ podle tehdejsˇ´ıch prˇedstav rozmı´steˇny na sfe´rˇe sta´lic, tedy vsˇechny stejneˇ daleko). Staroveˇky´ astronom Hipparchos roztrˇ´ıdil hveˇzdy podle jasnosti do sˇesti trˇ´ıd, prˇicˇemzˇ ty nejjasneˇjsˇ´ı byly „prvnı´ velikosti“ (neboli jasne´ 1 mag) a ty nejslabsˇ´ı viditelne´ pouhy´m okem byly „sˇeste´ velikosti“, tedy jasne´ 6 mag. Je tedy trochu zra´dne´, zˇe cˇ´ım je hveˇzda jasneˇjsˇ´ı, tı´m ma´ me´neˇ magnitud. Novodobı´ astronomove´ tento popis pomocı´ magnitud prˇevzali a formulovali matematicky tzv. Pogsonovou rovnicı´ : ma − mb = −2, 5 log
Ia Ib
(1)
kde ma a mb jsou hveˇzdne´ velikosti hveˇzd a a b a Ia a Ib jsou intenzity sveˇtla prˇicha´zejı´cı´ho k na´m od teˇchto hveˇzd (naprˇ. ve wattech na metr cˇtverecˇnı´). Znamena´ to tedy, zˇe pokud je hveˇzda a o jednu magnitudu jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda b, prˇicha´zı´ k na´m od nı´ 2,5-kra´t vı´ce sveˇtla. Pokud je rozdı´l 5 magnitud, rozdı´l v mnozˇstvı´ dopadajı´cı´ho sveˇtla je uzˇ 10−5/−2,5 = 100, hveˇzdy jasne´ 6 magnitud tedy na nasˇ´ı obloze za´rˇ´ı stokra´t slabeˇji nezˇ hveˇzdy jasne´ 1 mag. Tato logaritmicka´ stupnice ma´ tu vy´hodu, zˇe odpovı´da´ tomu, jak vnı´ma´ jasnost hveˇzd lidske´ oko (take´ logaritmicky a ne linea´rneˇ, cozˇ umozˇnˇuje postihnout obrovsky´ rozsah intenzit od slaby´ch hveˇzd prˇes Meˇsı´c azˇ po dennı´ jas). Kdyzˇ chceme pomocı´ hveˇzdne´ velikosti popsat jasnosti velmi jasny´ch objektu˚, dostaneme se s magnitudami dokonce do za´porny´ch cˇ´ısel (viz na´sledujı´cı´ tabulka).
3
Objekt Slunce u´plneˇk Meˇsı´ce Venusˇe Sı´rius Vega Nejslabsˇ´ı hveˇzdy viditelne´ bez dalekohledu Nejslabsˇ´ı hveˇzdy v triedru 10x50 Nejslabsˇ´ı hveˇzdy v sometu 25x100 Nejslabsˇ´ı hveˇzdy v 30 cm dobsonu Dosah Hubblova dalekohledu (orientacˇneˇ)
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 astronomicke´ hanty´rce velice cˇasto pouzˇ´ıva´ jako synonymum pro hveˇzdnou velikost, cozˇ je sice prˇesneˇjsˇ´ı vy´raz, ale zato je zdlouhaveˇjsˇ´ı a vı´ce zava´deˇjı´cı´. Proto, kdyzˇ astronom mluvı´ o jasnosti hveˇzdy v magnituda´ch, ma´ na mysli pra´veˇ jejı´ hveˇzdnou velikost.
Vlastnosti promeˇnny´ch hveˇzd Chova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd popisujı´ na´sledujı´cı´ charakteristiky: • Amplituda – rozdı´l mezi minima´lnı´ a maxima´lnı´ hveˇzdnou velikostı´, uda´va´ se v magnituda´ch („jak moc se hveˇzda meˇnı´“). • Perioda – uva´dı´ se jen u pravidelny´ch promeˇnny´ch, popisuje periodu s jakou se hveˇzda opakovaneˇ zjasnˇuje a zeslabuje. • Sveˇtelna´ krˇivka – graf jasnosti hveˇzdy v za´vislosti na cˇase, mı´va´ charakteristicky´ vzhled u jednotlivy´ch typu˚ promeˇnny´ch hveˇzd. • Typ promeˇnnosti – hveˇzdy se deˇlı´ do jednotlivy´ch typu˚ podle fyzika´lnı´ch prˇ´ıcˇin zmeˇn jasnosti (mu˚zˇe jich by´t vı´ce soucˇasneˇ). Pokud tato prˇ´ıcˇina nenı´ zna´ma, deˇlı´ se hveˇzdy podle tvaru sveˇtelne´ krˇivky.
4
Nejvy´znamneˇjsˇ´ı typy promeˇnny´ch hveˇzd Za´kladnı´ deˇlenı´: • geometricke´ – samotne´ hveˇzdy se nemeˇnı´, zmeˇny pozorovane´ jasnosti jsou zpu˚sobeny pouze zmeˇnou geometricke´ho usporˇa´da´nı´ hveˇzdy vu˚cˇi pozorovateli (za´kryty, rotace) • fyzicke´ – docha´zı´ k fyzicky´m zmeˇna´m samotne´ hveˇzdy (pulzace, exploze) Promeˇnne´ hveˇzdy se take´ deˇlı´ na pravidelne´ (zmeˇny jasnosti se prˇesneˇ periodicky opakujı´), polopravidelne´, nepravidelne´ a na hveˇzdy s jednora´zovou zmeˇnou jasnosti (novy, supernovy).
Geometricke´ promeˇnne´ hveˇzdy A) Za´krytove´ dvojhveˇzdy U teˇchto hveˇzd je zmeˇna jasnosti zpu˚sobena zakrytı´m hveˇzdy jinou hveˇzdou, ktera´ kolem nı´ obı´ha´. Jedna´ se veˇtsˇinou o teˇsne´ dvojhveˇzdy s periodami vza´jemne´ho obeˇhu v rˇa´du hodin azˇ dnu˚, s jednou jasneˇjsˇ´ı a jednou slabsˇ´ı slozˇkou. Amplituda zmeˇn dosahuje typicky 0,1 azˇ 2 mag. Je-li zakryta jasneˇjsˇ´ı slozˇka, je pokles jasnosti vy´razneˇjsˇ´ı (tzv. prima´rnı´ minimum), je-li zakryta slabsˇ´ı slozˇka, jedna´ se o me´neˇ vy´razne´, tzv. sekunda´rnı´ minimum.
5
Podtypy za´krytovy´ch dvojhveˇzd: • Algolidy – oddeˇlene´ kulove´ hveˇzdy, mezi za´kryty se jasnost nemeˇnı´ • Typ W UMa – velmi teˇsne´ dvojhveˇzdy, deformovane´ slapovy´mi silami (”sˇisˇate´”) ⇒ meˇnı´ se neusta´le, podobne´ prima´rnı´ a sekunda´rnı´ minimum • Typ beta Lyrae – take´ teˇsne´ soustavy, zrˇejmeˇ se u nich vytva´rˇ´ı akrecˇnı´ disky, take´ se meˇnı´ neusta´le
Uka´zka sveˇtelny´ch krˇivek hveˇzd typu Algol, W UMa a beta Lyr B) Rotujı´cı´ promeˇnne´ • Typ RS CVn (”skvrnitı´ psi”) – hveˇzdy s nepravidelneˇ rozlozˇeny´mi obrˇ´ımi skvrnami, zmeˇny jasnosti zpu˚sobuje rotace hveˇzdy vu˚cˇi pozorovateli • Pulsary – rychle rotujı´cı´ huste´ zbytky po supernova´ch (neutronove´ hveˇzdy), meˇnı´ se hlavneˇ v ra´diove´m oboru, ale i v opticke´m (pulsar v Krabı´ mlhovineˇ) • Elipsoida´lnı´ hveˇzdy
Fyzicke´ promeˇnne´ hveˇzdy A) Kra´tkoperiodicke´ pulsujı´cı´ promeˇnne´ Jasnost se meˇnı´ kvu˚li periodicke´mu nafukova´nı´ a smrsˇt’ova´nı´ hveˇzdy, dı´ky ktere´mu meˇnı´ hveˇzda velikost a povrchovou teplotu, a tedy i za´rˇivy´ vy´kon. Podtypy: • Cefeidy (podle delty Cephei) – meˇnı´ se velmi pravidelneˇ, periody jsou v rˇa´du neˇkolika dnu˚ a amplitudy azˇ 2 mag; existuje u nich vztah mezi periodou pulzace a za´rˇivy´m vy´konem (svı´tivostı´) hveˇzdy, lze tedy lehce urcˇit jejich vzda´lenost (zmeˇrˇ´ıme periodu, z nı´ pozna´me, jak moc hveˇzda svı´tı´, a porovna´me to s tı´m, jak jasna´ se na´m jevı´) – slouzˇ´ı jako tzv. standardnı´ svı´cˇky pro meˇrˇenı´ vzda´lenostı´ galaxiı´, ve ktery´ch se nacha´zejı´.
6
• RR Lyr – podobne´ cefeida´m, kratsˇ´ı periody • Delta Scuti – trpaslicˇ´ı cefeidy, extre´mneˇ kra´tke´ periody (rekord je 11,5 minuty), ale male´ amplitudy ⇒ ne pro vizua´lnı´ pozorovatele • SX Phe – zvla´sˇtnı´ trpaslicˇ´ı cefeidy s amplitudou azˇ 0,7 mag a periodami v desı´tka´ch minut, velmi prˇitazˇlive´ pro vizua´lnı´ pozorovatele – meˇnı´ se te´meˇrˇ prˇed ocˇima – naprˇ. CY Aqr, AE Uma; jsou pomeˇrneˇ vza´cne´
Sveˇtelna´ krˇivka delty Cephei B) Dlouhoperiodicke´ pulsujı´cı´ promeˇnne´ • Miridy (podle omikron Ceti neboli Miry) – periody kolem 300 dnu˚, obrovske´ amplitudy azˇ 10 mag! Nejjasneˇjsˇ´ı o Ceti dosahuje v maximu 2 mag, zatı´mco v minimu te´meˇrˇ zmizı´ i z triedru (10 mag) • Polopravidelne´ pulsujı´cı´ promeˇnne´ (SRa azˇ SRd) – pulzujı´ v jedne´ nebo vı´ce perioda´ch, periody desı´tky dnı´ azˇ roky, amplitudy veˇtsˇ. do 2 mag, ru˚zna´ mı´ra pravidelnosti sveˇtelny´ch zmeˇn • Nepravidelne´ C) Eruptivnı´ promeˇnne´ • UV Cet – cˇervenı´ trpaslı´ci, prodeˇla´vajı´ kra´tke´ intenzivnı´ erupce s velmi rychly´m na´beˇhem jasnosti • T Tau – mlade´ hveˇzdy, dosud nestabilnı´, nepravidelne´ zmeˇny D) Explodujı´cı´ promeˇnne´ Promeˇnne´ s jednora´zovou zmeˇnou jasnosti (exploze v za´veˇrecˇne´m sta´diu zˇivota hveˇzdy), rychly´ na´beˇh a pomale´ dohası´na´nı´, velke´ amplitudy (mnoho magnitud)
7
• Novy (rychle´ a pomale´, dohası´na´nı´ trva´ neˇkolik dnu˚ azˇ stovek dnu˚), by´vajı´ pozorova´ny v nasˇ´ı i v sousednı´ch galaxiı´ch. Jsou to teˇsne´ dvojhveˇzdy, ve ktery´ch prˇete´ka´ hmota z norma´lnı´ hveˇzdy na povrch bı´le´ho trpaslı´ka, a v okamzˇiku, kdy se jı´ tam nashroma´zˇdı´ dostatek, dojde k prˇekotne´ termonuklea´rnı´ reakci. • Supernovy - prˇedchu˚dcem jsou osamocene´ velmi hmotne´ hveˇzdy (typ II) nebo dvojhveˇzdy s prˇetokem hmoty na povrch bı´le´ho trpaslı´ka (typ Ia; vznikne po neˇkolika vzplanutı´ch novy), prˇ´ıpadneˇ i jine´ soustavy (typ Ib a Ic – zrˇejmeˇ pa´r tvorˇeny´ hmotnou a norma´lnı´ hveˇzdou). Ja´dro hveˇzdy se zhroutı´ pod vlastnı´ gravitacı´. V prˇ´ıpadeˇ supernov typu II vznikne neutronova´ hveˇzda, u typu Ia dojde k prˇekotne´mu zapa´lenı´ uhlı´ku v ja´drˇe hveˇzdy a ta je beze zbytku rozmeta´na. Uvolneˇna´ energie zahrˇeje vneˇjsˇ´ı vrstvy hveˇzdy na vysokou teplotu a ty se pak explozı´vneˇ rozpı´najı´. Prˇi explozi docha´zı´ mimojine´ k synte´ze teˇzˇsˇ´ıch prvku˚ nezˇ je zˇelezo, ktere´ jinak vzniknout nemohou. Jizˇ neˇkolik set let nebyla pozorova´na zˇa´dna´ supernova v nasˇ´ı galaxii, pouze v cizı´ch. Supernovy dosahujı´ velke´ svı´tivosti ⇒ jsou videˇt na velke´ vzda´lenosti, slouzˇ´ı jako standardnı´ svı´cˇky pro meˇrˇenı´ vzda´lenostı´ velmi vzda´leny´ch galaxiı´ (zejme´na supernovy typu Ia, jejichzˇ pu˚vodci jsou si velmi podobnı´). E) Trpaslicˇ´ı novy Jsou to teˇsne´ dvojhveˇzdy s intenzivnı´m prˇetokem hmoty z jedne´ slozˇky na druhou, u ktery´ch se vytva´rˇ´ı horky´ a za´rˇivy´ akrecˇnı´ disk (ten je zodpoveˇdny´ za veˇtsˇinu sveˇtla, ktere´ k na´m prˇicha´zı´). Pozorujeme u nich obvykle opakovana´, ale neprˇedvı´datelna´ zjasneˇnı´ (o neˇkolik magnitud, zpu˚sobujı´ je zmeˇny v akrecˇnı´m disku) a dalsˇ´ı drobne´ oscilace jasnosti. Patrˇ´ı sem podtypy jako SS Cygni a SU UMa. Trpaslicˇ´ı novy se nkdy oznacˇujı´ take´ jako kataklyzmicke´ promeˇnne´, cˇasto se vsˇak do te´to kategorie zarˇazujı´ i novy a supernovy. F) Jine´ typy • R CrB – obrˇi bohatı´ na uhlı´k, zahalova´ni oblaky prachu → hluboke´ nepravidelne´ poklesy jasnosti (naprˇ. R CrB se meˇnı´ mezi 6 a 14 mag) • Rentgenove´ dvojhveˇzdy (AM Her, HZ Her) – teˇsne´ dvojhveˇzdy s prˇetokem hmoty a silny´m mag. polem, ktere´ bra´nı´ vytvorˇenı´ akrecˇnı´ho disku ⇒ hmota dopada´ prˇ´ımo na povrch hveˇzdy • Symbioticke´ hveˇzdy (Z And) – dvojhveˇzdy s horkou a chladnou slozˇkou, pulzace, vy´buchy, neˇkdy i za´kryty (CH Cyg)
8
• Ja´dra aktivnı´ch galaxiı´ (AGN – Active Galactic Nuclei) – supermasivnı´ cˇerne´ dı´ry obklopene´ jasny´mi akrecˇnı´mi disky, vy´trysky hmoty apod.
Vizua´lnı´ pozorova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd Cı´lem vizua´lnı´ho pozorova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd je zı´skat pru˚beˇh jasnosti hveˇzdy v cˇase – tzv. sveˇtelnou krˇivku. Z nı´ pak mu˚zˇeme poznat spoustu veˇcı´ o hveˇzdeˇ samotne´, o jejı´m chova´nı´ a jeho prˇ´ıcˇina´ch (za´kryty, pulzace, exploze, tvorba prachu, nestability, . . . ). Prˇesnost vizua´lnı´ho urcˇenı´ jasnosti promeˇnne´ hveˇzdy je u zkusˇeny´ch pozorovatelu˚ kolem 0,1 mag, u zacˇa´tecˇnı´ku˚ vsˇak mu˚zˇe by´t horsˇ´ı nezˇ 0,3 mag. Postup: porˇizujeme odhady jasnosti hveˇzdy v urcˇity´ch cˇasovy´ch intervalech (nı´zˇe popsany´m zpu˚sobem), vy´sledky pak vyneseme do grafu – sveˇtelne´ krˇivky. Prˇi kreslenı´ sveˇtelne´ krˇivky se na vodorovnou osu vyna´sˇ´ı bud’ sveˇtovy´ cˇas UT (prˇi pozorova´nı´ z jedne´ noci, viz da´le) nebo tzv. julia´nske´ datum, zkra´ceneˇ JD. Je to pocˇet dnu˚, ktere´ uplynuly od urcˇite´ho data v da´vne´ minulosti. Naprˇ. pu˚lnoci z 1. na 2. za´rˇ´ı 2004 odpovı´da´ JD 2 453 250,5. Protozˇe jde vzˇdy o velke´ cˇ´ıslo, cˇasto se od JD odecˇ´ıta´ neˇjaka´ celocˇ´ıselna´ cˇa´st. JD pro kazˇdou pu˚lnoc lze nale´zt ve Hveˇzda´rˇske´ rocˇence nebo lze pro jeho vy´pocˇet pouzˇ´ıt neˇjaky´ pocˇ´ıtacˇovy´ program.
Prˇ´ıklad sveˇtelne´ krˇivky. Sˇipkou je oznacˇen prˇedpoveˇzeny´ strˇed za´krytu. Zpu˚sob pozorova´nı´ za´visı´ na rychlosti, s jakou hveˇzda meˇnı´ jasnost: 1) Pomale´ hveˇzdy • periody desı´tky azˇ stovky dnu˚ • deˇla´ se jeden odhad za noc, dlouhodobe´ pozorova´nı´ (meˇsı´ce azˇ roky)
9
• miridy, polopravidelne´ a nepravidelne´ promeˇnne´, novy, supernovy, kataklyzmicke´ promeˇnne´, dlouhoperiodicke´ za´krytove´ dvojhveˇzdy, . . . 2) Rychle´ hveˇzdy • periody v rˇa´du minut, hodin azˇ dne • cela´ sveˇtelna´ krˇivka se porˇ´ıdı´ beˇhem jedne´ noci, deˇla´ se jeden odhad za druhy´m s urcˇity´mi cˇasovy´mi odstupy (viz da´le) • kra´tkoperiodicke´ za´krytove´ dvojhveˇzdy, trpaslicˇ´ı cefeidy, . . . 3) Neˇco mezi (periody v rˇa´du neˇkolika dnu˚) • naprˇ. cefeidy - neˇkolik odhadu˚ za noc, sestrojı´ se fa´zovy´ graf z pozorova´nı´ z neˇkolika nocı´
Jake´ hveˇzdy si vybrat k pozorova´nı´? Krite´ria: • Cˇasove´ mozˇnosti pozorovatele – ma´m cˇas pozorovat jen zrˇ´ıdka, ale zato celou noc (→ rychle´ hveˇzdy), nebo spı´sˇe kazˇdy´ vecˇer chvı´li (→ pomale´ hveˇzdy)? • Pozorova´nı´ jen tak pro radost × porˇizova´nı´ veˇdecky cenny´ch dat • Dostupnost mapky (dnes nenı´ velky´ proble´m – Internet, pocˇ´ıtacˇove´ atlasy) • Dostatecˇneˇ velka´ amplituda zmeˇny jasnosti (> 0,5 mag) Rychle´ hveˇzdy, zvla´sˇteˇ za´krytovky, vyzˇadujı´ pecˇlive´ pla´nova´nı´ (existuje vhodny´ software, viz http://var.astro.cz/brno ): • hveˇzda musı´ by´t po celou dobu dostatecˇneˇ vysoko nad obzorem • za´kryt musı´ cely´ probeˇhnout za dostatecˇne´ tmy • prˇednost by meˇly mı´t ma´lo sledovane´ hveˇzdy, pokud chceme zı´skat data cenna´ pro odbornı´ky
10
Nalezenı´ cı´le Narozdı´l od deep-sky objektu˚, promeˇnka nenı´ nijak na´padna´ – pozor na za´meˇnu s jinou hveˇzdou! Hleda´ se obvykle podle specia´lnı´ch mapek o vı´ce stupnı´ch, ale stejny´m zpu˚sobem jako u deep-sky – „ska´ka´nı´m“ z hveˇzdy na hveˇzdu a postupny´m prˇechodem k podrobneˇjsˇ´ım mapka´m a veˇtsˇ´ım zveˇtsˇenı´m.
Jak se pozoruje? Promeˇnnou hveˇzdu porovna´va´me s okolnı´mi hveˇzdami, jejichzˇ jasnost je sta´la´ (tzv. srovna´vacı´ hveˇzdy) – prˇejı´zˇdı´me pohledem opakovaneˇ z jedne´ hveˇzdy na druhou a snazˇ´ıme se urcˇit rozdı´l jejich jasnostı´. Existuje neˇkolik metod, jak takove´ porovna´nı´ ucˇinit a zaznamenat, my si zde uka´zˇeme Argelanderovu metodu1 , jejı´zˇ prˇednostı´ je zejme´na jednoduchost. Vy´sledek porovna´nı´ jasnostı´ dvou hveˇzd zapı´sˇeme pomocı´ tzv. Argelanderovy´ch (odhadnı´ch) stupnˇu˚: AS 0
1
2 3 4
Definice rozdı´lu jasnostı´ dvou porovna´vany´ch hveˇzd Hveˇzda a se jevı´ stejneˇ jasna´ jako hveˇzda b, nebo se chvı´lemi zda´ strˇ´ıdaveˇ nepatrneˇ slabsˇ´ı a nepatrneˇ jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda b. Prˇi bedlive´m pozorova´nı´ se hveˇzda a jevı´ cˇasteˇji jasneˇjsˇ´ı nebo stejneˇ jasna´ jako hveˇzda b, a jen vza´cneˇ se jevı´ hveˇzda b jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda a. Hveˇzda a se jevı´ takrˇka vzˇdy o ma´lo jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda b. Jen zrˇ´ıdka se zda´, zˇe se jejich jasnosti rovnajı´. Hveˇzda a se jizˇ na prvnı´ pohled jevı´ jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda b. Hveˇzda a je vy´razneˇ jasneˇjsˇ´ı nezˇ hveˇzda b.
Za´pis a0b
a1b
a2b a3b a4b
Du˚lezˇita´ pravidla pro za´pis odhadu˚: • Jako prvnı´ se vzˇdy pı´sˇe ta jasneˇjsˇ´ı z obou hveˇzd! • Promeˇnna´ hveˇzda se vzˇdy oznacˇuje pı´smenem v (variable – promeˇnna´) Definice Argelanderovy´ch stupnˇu˚ se mozˇna´ zda´ by´t slozˇita´, ale je nutne´ si uveˇdomit, zˇe rozdı´ly jasnostı´, ktere´ porovna´va´me, jsou obvykle velmi male´ a je proto trˇeba snazˇit se rozlisˇit je co nejjemneˇji. Vysˇsˇ´ı odhadnı´ stupneˇ nezˇ 4 1 Friedrich Wilhelm August Argelander (1799–1875), ne ˇ mecky´ astronom, tvu˚rce prvnı´ spolehlive´ metody pro odhadova´nı´ jasnosti promeˇnny´ch hveˇzd
11
nemajı´ smysl, teˇzˇko lze totizˇ definovat rozdı´l jasnostı´, ktery´ by byl „veˇtsˇ´ı nezˇ vy´razny´“.
Jak prova´deˇt odhady Urcˇenı´ jasnosti promeˇnky v dane´m okamzˇiku se provede tak, zˇe se promeˇnka porovna´ s jednou jasneˇjsˇ´ı a s jednou slabsˇ´ı srovna´vacı´ hveˇzdou. Vy´sledkem jsou 2 odhady, naprˇ. a3v, v2b. Zapı´sˇeme je zkra´ceneˇ dohromady: a3v2b. Pokud zna´me jasnosti srovna´vacı´ch hveˇzd a a b, mu˚zˇeme z odhadu rovnou urcˇit jasnost promeˇnne´ v: b−a v =a+p (2) p+q a, b jsou jasnosti srovna´vacˇek (v magnituda´ch) p, q jsou pouzˇite´ odhadnı´ stupneˇ (odhad je ve tvaru a p v q b) Prˇ´ıklad: Ma´me odhad a3v2b, tzn. p = 3, q = 2, a vı´me, zˇe a = 8,20 mag a b = 8,70 mag. Pomocı´ vzorecˇku tedy snadno zjistı´me, zˇe promeˇnka meˇla: v = 8, 2 + 3(8, 7 − 8, 2)/(2 + 3) = 8, 50 mag (zaokrouhlujeme na 2 desetinna´ mı´sta)
Vy´pocˇet je mozˇne´ rˇesˇit i takto graficky (AS jsou Argelanderovy stupneˇ).
Na co je trˇeba da´t si pozor prˇi odhadova´nı´ • Dı´vat se na obeˇ hveˇzdy stejny´m zpu˚sobem (nad neˇ, vedle nich, . . . ) – ru˚zna´ citlivost sı´tnice v ru˚zny´ch mı´stech oka by´va´ nejveˇtsˇ´ım zdrojem chyb! Typickou chybou zacˇa´tecˇnı´ka je, zˇe se beˇhem odhadu dı´va´ mezi obeˇ hveˇzdy, mı´sto aby prˇejı´zˇdeˇl pohledem od jedne´ ke druhe´. Obraz kazˇde´ z hveˇzd mu tak dopada´ na jine´ mı´sto na sı´tnici a vy´sledny´ odhad je proto sˇpatny´.
12
• Pouzˇ´ıvat srovna´vacı´ hveˇzdy s jasnostmi co nejpodobneˇjsˇ´ımi jasnosti promeˇnky – oko neumı´ dobrˇe porovnat velky´ rozdı´l jasnostı´ (> 0,5 mag). Tzn. zˇe nema´ cenu odhadovat rozdı´l mezi hveˇzdami jasny´mi 6 mag a 8 mag. • Neodhadovat prˇ´ılisˇ jasne´ ani prˇ´ılisˇ slabe´ hveˇzdy, pak je odhad neprˇesny´. Idea´lnı´ je pozorovat hveˇzdy o jasnosti 2 azˇ 4 mag nad MHV dalekohledu. Naprˇ. na hveˇzdu jasnou 6 mag nepouzˇijeme velky´ somet 25x100, idea´lnı´ je maly´ somet 12x60 nebo triedr, v nouzi lze pouzˇ´ıt i velky´ somet s clonou. Velky´ somet je naopak idea´lnı´ pro odhadova´nı´ hveˇzd jasny´ch 8–10 mag. • Teˇzˇko se srovna´vajı´ dveˇ hveˇzdy lezˇ´ıcı´ teˇsneˇ u sebe nebo naopak prˇ´ılisˇ od sebe vzda´lene´. Nocˇnı´ mu˚rou promeˇna´rˇe je srovna´vacı´ hveˇzda, ktera´ se nevejde spolu s promeˇnnou do zorne´ho pole, takzˇe musı´ prˇejı´zˇdeˇt dalekohledem sem a tam. Proto je dobre´ mı´t velke´ zorne´ pole. • Barevna´ chyba (Purkynˇu˚v jev) – rozdı´l v barevne´ citlivosti tycˇinek a cˇ´ıpku˚. U jasny´ch hveˇzd zacˇ´ına´ oko vnı´mat sveˇtlo pomocı´ cˇ´ıpku˚, cozˇ zpu˚sobı´ posun citlivosti oka k cˇervene´ barveˇ. To pu˚sobı´ potı´zˇe u cˇerveny´ch hveˇzd – vznikajı´ rozdı´ly mezi jednotlivy´mi pozorovateli, vy´sledek za´visı´ na velikosti pouzˇite´ho dalekohledu. Prˇed zacˇa´tkem pozorova´nı´ je take´ nutna´ dobra´ adaptace na tmu! Take´ pozor na prˇedpojatost pozorovatele – je to jeden z nejveˇtsˇ´ıch proble´mu˚ vizua´lnı´ho pozorova´nı´! Odhadova´nı´ je cˇasto „ducharˇina“ a pokud vı´m, zˇe by hveˇzda meˇla trochu zesla´bnout, uvidı´m to, i kdyzˇ to nebude pravda. Kdyzˇ vsˇichni kolem ja´sajı´, jak jim promeˇnka klesa´ do minima, je teˇzˇke´ zu˚stat tı´m neovlivneˇn, pokud mneˇ se hveˇzda nemeˇnı´ nebo uzˇ naopak zjasnˇuje. Je tedy trˇeba: • neznat prˇedem ocˇeka´vanou jasnost hveˇzdy nebo prˇesny´ okamzˇik minima • za´sadneˇ si nesdeˇlovat dojmy s okolnı´mi pozorovateli • vzˇdy zaznamena´vat jen to, co vidı´m, a ne to, co bych chteˇl videˇt, i kdyzˇ to trˇeba v danou chvı´li vypada´ jako nesmysl • lepsˇ´ı je zˇa´dne´ pozorova´nı´ nezˇ pozorova´nı´ veˇdomeˇ ovlivneˇne´ cˇi dokonce vymysˇlene´!
13
Sveˇtelna´ krˇivka polopravidelne´ promeˇnne´ V Bootis vytvorˇena´ z odhadu˚ pozorovatelu˚ projektu Medu´za. Vodorovny´ rozsah grafu je prˇiblizˇneˇ 2,4 roku.
Za´krytove´ dvojhveˇzdy aneb Cela´ krˇivka za jednu noc Za´krytove´ dvojhveˇzdy jsou pro pozorovatele specia´lnı´m prˇ´ıpadem. Prˇi jejich pozorova´nı´ na´s zajı´ma´ pouze okamzˇik, kdy nasta´va´ strˇed za´krytu – tzv. minimum jasnosti (anglicky mid-eclipse), naopak nezajı´majı´ na´s konkre´tnı´ jasnosti hveˇzdy v magnituda´ch. Nepotrˇebujeme proto zna´t jasnosti srovna´vacı´ch hveˇzd, z odhadu˚ vypocˇ´ıta´me pouze subjektivnı´ velicˇinu zvanou slabost (jednotkou je Argelanderu˚v stupenˇ). Intervaly mezi odhady volı´me zhruba jako dvacetinu azˇ trˇicetinu doby trva´nı´ za´krytu D (obvykle 5 – 15 minut; D zjistı´me z katalogu nebo mapky). Interval by meˇl by´t takovy´, aby se mezitı´m jasnost hveˇzdy znatelneˇ zmeˇnila, ale ne zase prˇ´ılisˇ (nejle´pe o 1 azˇ 2 odhadnı´ stupneˇ). U hveˇzd typu beta Lyr a W UMa se D neuva´dı´ (za´kryt nenı´ prˇesneˇ ohranicˇen), da´ se vsˇak zhruba odhadnout jako cˇtvrtina periody hveˇzdy. Prˇ´ıklad: ma´me hveˇzdu . typu W UMa s periodou 0,5 dne, za´kryt bude tedy trvat zhruba D = 0.5/4 = . 0.13 dne = 3 hodiny. Interval mezi odhady proto zvolı´me 3/20 = 0,15 h = 9 minut.
Pru˚beˇh pozorova´nı´ za´krytovky: • Vyhleda´me hveˇzdu podle mapky, zapı´sˇeme si pouzˇity´ prˇ´ıstroj a podmı´nky. • Deˇla´me odhady v pravidelny´ch intervalech, zapisujeme si odhady ve tvaru a p v q b spolu s prˇesny´m cˇasem – vzˇdy ve sveˇtove´m cˇase UT!
14
(UT = SECˇ – 1 h = SELCˇ – 2 h) • Zaznamena´va´me zmeˇny pozorovacı´ch podmı´nek (mraky, vy´chod Meˇsı´ce, rosenı´ objektivu), nebot’mohou mı´t vliv na vy´sledek pozorova´nı´. • Pozorova´nı´ ukoncˇ´ıme, kdyzˇ se hveˇzda prˇestane meˇnit (azˇ vystoupa´ zpeˇt z minima do maxima), nebo azˇ dosa´hne alesponˇ stejne´ jasnosti jako na zacˇa´tku pozorova´nı´.
Jak odhadovat za´krytovku • Promeˇnnou porovna´me vzˇdy se dveˇma srovna´vacˇkami s nejpodobneˇjsˇ´ımi jasnostmi – s jednou slabsˇ´ı a s jednou jasneˇjsˇ´ı, nezˇ je promeˇnna´. • Jasnost srovna´vacˇek obvykle klesa´ s pı´smenem abecedy (a je nejjasneˇjsˇ´ı, b o neˇco slabsˇ´ı atd.). Dosta´va´me tak postupneˇ rˇadu odhadu˚ jako naprˇ. a2v3b, a4v1b, b0v2c, b2v1c atd. • Du˚lezˇite´ pravidlo: mezi kazˇdy´mi dveˇma pouzˇity´mi srovna´vacˇkami musı´me mı´t alesponˇ jeden odhad! To znamena´, zˇe nelze mı´t pouze odhady naprˇ. mezi a a b a pak azˇ mezi c a d (pak pozorova´nı´ nelze zpracovat, protozˇe nebudeme zna´t rozdı´l slabostı´ srovna´vacˇek b a c).
Zpracova´nı´ pozorova´nı´ za´krytovky Drˇ´ıve se provedl vy´pocˇet slabostı´ promeˇnky na kalkulacˇce, na milimetrovy´ papı´r se nakreslila sveˇtelna´ krˇivka a grafickou metodou se urcˇil okamzˇik minima. Dnes jednodusˇe nat’uka´me odhady do pocˇ´ıtacˇe a program sa´m vsˇe spocˇ´ıta´ a nakreslı´. Vhodny´ je naprˇ. program Davida Motla nazvany´ Protokoly. Je dobre´ alesponˇ tusˇit, jak vy´pocˇet slabostı´ promeˇnne´ hveˇzdy z odhadu˚ probı´ha´ (a asponˇ jednou si to vyzkousˇet na papı´rˇe). Prvnı´m krokem je spocˇtenı´ slabostı´ srovna´vacı´ch hveˇzd – slabosti nahrazujı´ jejich hveˇzdne´ velikosti, ktere´ v prˇ´ıpadeˇ pozorova´nı´ za´krytovek obvykle nezna´me (nenı´ to ani potrˇeba). Nejjasneˇjsˇ´ı pouzˇite´ srovna´vacˇce (rˇekneˇme zˇe je to a) se prˇirˇadı´ slabost nula. Pak se ze vsˇech odhadu˚ mezi a a b spocˇte pru˚meˇrny´ pocˇet Argelanderovy´ch stupnˇu˚ (AS) mezi teˇmito dveˇma hveˇzdami (naprˇ. v odhadu a3v2b je b o 5 AS slabsˇ´ı nezˇ a, prˇicˇemzˇ tento rozdı´l nemusı´ by´t ve vsˇech odhadech prˇesneˇ stejny´, proto to pru˚meˇrova´nı´). Z toho tedy vı´me, zˇe slabost srovna´vacˇky b je 5 AS (= 0 + 5). Pokud je da´le pru˚meˇrny´ rozdı´l mezi b a c roven 4 AS, vı´me, zˇe c ma´ slabost 9 AS (= 5 + 4). Takto program postupneˇ zjistı´ slabosti vsˇech pouzˇity´ch
15
Uka´zka rucˇneˇ zpracovane´ho minima klasicke´ za´krytovky W UMa
srovna´vacˇek. Slabosti promeˇnne´ pak spocˇ´ıta´ podle vy´sˇe uvedene´ho vzorecˇku cˇ. 2, do ktere´ho jen mı´sto magnitud srovna´vacˇek dosadı´ jejich slabosti. Urcˇenı´ okamzˇiku minima se pak provede metodou zrcadlove´ho obrazu – hleda´me co nejlepsˇ´ı prˇekrytı´ pu˚vodnı´ a zrcadloveˇ prˇevra´cene´ sveˇtelne´ krˇivky. V programu Protokoly stacˇ´ı jednodusˇe posouvat krˇivku pomocı´ sˇipek doleva cˇi doprava. Na papı´rˇe se to deˇla´valo tak, zˇe se prˇes sveˇtelnou krˇivku prˇelozˇil pru˚svitny´ papı´r, na ktery´ se prˇekreslila vodorovna´ osa grafu a take´ vsˇechny jeho body (naprˇ. pra´zdny´mi kolecˇky, aby se daly odlisˇit od teˇch pu˚vodnı´ch). Neˇkam vlevo od ocˇeka´vane´ho minima se na cˇasovou osu udeˇlala znacˇka (na oba papı´ry ve stejne´m mı´steˇ). Pak se pru˚svitka vodorovneˇ prˇevra´tila, a posouvala se doleva a doprava tak, aby se co nejle´pe prˇekryla pu˚vodnı´ a obra´cena´ krˇivka (prˇicˇemzˇ cˇasove´ osy obou grafu˚ se musely sta´le prˇekry´vat). Pak se znacˇka z pru˚svitky prˇenesla dolu˚ do pu˚vodnı´ho grafu a okamzˇik minima se urcˇil jako geometricky´ strˇed mezi obeˇma znacˇkami na cˇasove´ ose. Vy´sledkem je kromeˇ sveˇtelne´ krˇivky s vyznacˇenı´m okamzˇiku minima jasnosti take´ protokol obsahujı´cı´ u´daje o pozorova´nı´, odhady a urcˇeny´ okamzˇik minima. Pozorova´nı´ za´krytovy´ch dvojhveˇzd shromazˇd’uje spolecˇnost pozorovatelu˚ B.R.N.O. na brneˇnske´ hveˇzda´rneˇ (dr. Zejda). Zaslana´ pozorova´nı´ jsou
16
vzˇdy jednou za neˇkolik let spolecˇneˇ publikova´na v odborne´ literaturˇe.
Co lze vycˇ´ıst z okamzˇiku minima? Cˇasovy´ rozdı´l mezi napozorovany´m a prˇedpoveˇzeny´m okamzˇikem minima se oznacˇuje jako O–C (Observed – Calculated). Je-li O–C mensˇ´ı nezˇ asi 1/4 hodiny ⇒ nic zajı´mave´ho se nestalo, hveˇzda se rˇ´ıdila prˇedpoveˇdı´ (prˇesnost vizua´lnı´ho urcˇenı´ okamzˇiku minima by´va´ zhruba ±1/4 hodiny – za´lezˇ´ı na zkusˇenosti pozorovatele a take´ na amplitudeˇ a rychlosti zmeˇny hveˇzdy). Pokud je O–C veˇtsˇ´ı, pak nastala bud’ • hruba´ chyba prˇi pozorova´nı´ nebo zpracova´nı´ • nebo hruba´ chyba prˇi prˇedpoveˇdi minima • nebo dvojhveˇzda zmeˇnila sve´ fyzika´lnı´ parametry (tzn. katalogove´ u´daje o periodeˇ obeˇhu uzˇ neplatı´) – to je nejzajı´maveˇjsˇ´ı prˇ´ıpad, nebot’ jsme prˇistihli hveˇzdu prˇi cˇinu! Obvykle to znamena´ prˇete´ka´nı´ hmoty z jedne´ hveˇzdy na druhou, cozˇ zmeˇnı´ pomeˇr hmotnostı´ obou hveˇzd a tedy i periodu jejich vza´jemne´ho obeˇhu.
Fa´zova´ krˇivka U promeˇnny´ch hveˇzd, ktere´ se meˇnı´ pravidelneˇ s urcˇitou periodou (naprˇ. cefeidy nebo za´krytovky) je mozˇne´ seskla´dat („zhustit“) odhady porˇ´ızene´ v pru˚beˇhu ru˚zny´ch cyklu˚ hveˇzdy do jedne´ periody. Docı´lı´me toho tı´m, zˇe mı´sto cˇasu odhadu do grafu vyneseme tzv. fa´zi, cozˇ je cˇ´ıslo mezi nulou a jednicˇkou, ktere´ uda´va´, ve ktere´ fa´zi sveˇtelne´ zmeˇny se hveˇzda nacha´zela (pokud 0 znamena´ naprˇ. maximum jasnosti cefeidy, pak prˇi fa´zi 0,5 se hveˇzda bude nacha´zet poblı´zˇ minima a 1 znamena´ opeˇt maximum). Fa´ze f se spocˇ´ıta´ z julia´nske´ho data pozorova´nı´ JDpoz takto: f = [JDpoz − (JDz + EP )]/P,
(3)
kde JDz je JD neˇktere´ho z minuly´ch minim, prˇ´ıp. maxim hveˇzdy (tzv. za´kladnı´ minimum), P je perioda hveˇzdy (obojı´ zjistı´me z katalogu) a E je cele´ cˇ´ıslo zvane´ epocha, ktere´ uda´va´, kolik period ubeˇhlo od za´kladnı´ho minima. E je rovno cele´ cˇa´sti cˇ´ısla (JDpoz −JDz )/P . Pro vy´pocˇty fa´ze samozrˇejmeˇ existujı´ uzˇ hotove´ pocˇ´ıtacˇove´ programy (Phaser, Winphase aj.). Fa´zova´ krˇivka na´m umozˇnı´ seskla´dat naprˇ. odhady delty Cephei porˇ´ızene´ nepravidelneˇ beˇhem cele´ho roku do jedne´ jedine´ periody, cˇ´ımzˇ dostaneme
17
Prˇ´ıklad vy´sledne´ho protokolu o pozorova´nı´ za´krytove´ dvojhveˇzdy (fiktivnı´ pozorova´nı´)
18
hustou krˇivku, kterou bychom jinak beˇhem jedine´ periody nikdy nenapozorovali kvu˚li strˇ´ıda´nı´ dne a noci. Prˇ´ıklad takove´ krˇivky delty Cep sestrojene´ z my´ch odhadu˚ je na na´sledujı´cı´m obra´zku.
Fa´zova´ krˇivka delty Cephei
Pro pokrocˇile´ Promeˇnne´ hveˇzdy se dnes na profesiona´lnı´ch observatorˇ´ıch samozrˇejmeˇ nepozorujı´ vizua´lneˇ, ale pomocı´ prˇesneˇjsˇ´ıch a hlavneˇ objektivneˇjsˇ´ıch metod. Fotometrie je cely´m oborem astronomie, a tak zmı´nı´me tyto prˇesneˇjsˇ´ı metody jen velmi strucˇneˇ: • fotograficke´ metody (klasicka´ fotografie – porˇ´ızenı´ se´rie snı´mku˚ a vyhodnocenı´ pomocı´ meˇrˇenı´ zcˇerna´nı´ negativu v mı´steˇ hveˇzdy) • fotoelektricky´ fotometr – jako detektor se pouzˇije fotona´sobicˇ, ktery´ prˇevede slabe´ sveˇtlo na elektricky´ proud • CCD kamery (obdoba digita´lnı´ho fotoapara´tu) – meˇrˇenı´ jasnosti se provede ze se´rie snı´mku˚ pomocı´ specia´lnı´ch programu˚ v pocˇ´ıtacˇi, dnes je to nejbeˇzˇneˇjsˇ´ı zpu˚sob fotometrie ppouzˇ´ıvany´ profesiona´ly Vsˇechny tyto metody jsou zalozˇeny na podobne´m principu jako vizua´lnı´ pozorova´nı´ (porovna´nı´ promeˇnne´ hveˇzdy se srovna´vacı´), jen mı´sto oka je pouzˇit
19
prˇesneˇjsˇ´ı detektor, obvykle vybaveny´ standardnı´mi barevny´mi filtry syste´mu UBVRI (UV, Blue, Visual, Red, Infrared). CCD fotometrie je oproti vizua´lnı´mu pozorova´nı´ na´rocˇneˇjsˇ´ı zejme´na kvu˚li tomu, zˇe je nutno dobrˇe zvla´dnout ovla´da´nı´ techniky a take´ softwaru pro zpracova´nı´ snı´mku˚. Dı´ky slozˇiteˇjsˇ´ım postupu˚m prˇi zpracova´nı´ pozorova´nı´ snadno vznika´ chyba, je proto nutna´ znacˇna´ pecˇlivost.
Prˇ´ıklad sveˇtelne´ krˇivky za´krytove´ promeˇnne´ hveˇzdy DI Peg napozorovane´ pomocı´ CCD kamery na HaP J. Palisy v Ostraveˇ.
Promeˇna´rˇske´ organizace v CˇR B.R.N.O. (Brno Regional Network of Observers) • pozorovatele´ prˇedevsˇ´ım za´krytovy´ch promeˇnny´ch (i CCD), sekce CˇAS • vyda´vajı´ zpravodaj Perseus, katalog BRKA a mapky, shromazˇd’ujı´ a publikujı´ okamzˇiky minim, organizujı´ podzimnı´ konference (u´cˇastnı´ se profesiona´love´ i amate´rˇi) • organizujı´ kazˇdorocˇnı´ letnı´ praktikum pro pozorovatele promeˇnny´ch hveˇzd na vysˇkovske´ hveˇzda´rneˇ (2 ty´dny) • http://var.astro.cz/ (organizacˇnı´ za´lezˇitosti)
20
• http://var.astro.cz/brno/ (materia´ly pro pozorovatele) ´ ZA - pozorovatele´ fyzicky´ch promeˇnny´ch hveˇzd, v ra´mci B.R.N.O. MEDU • vyda´vajı´ katalog MEKA a mapky • shromazˇd’ujı´ vizua´lnı´ odhady i CCD pozorova´nı´ • porˇa´dajı´ setka´nı´ cˇlenu˚ • http://www.meduza.info/ Promeˇnne´ hveˇzdy se take´ pozorujı´ v ra´mci neˇktery´ch oblastnı´ch slozˇek Cˇeske´ astronomicke´ spolecˇnosti (CˇAS, http://www.astro.cz/) a na neˇktery´ch hveˇzda´rna´ch. Centrem profesiona´lnı´ho vy´zkumu (nejen) promeˇnny´ch hveˇzd je pak Astronomicky´ u´stav Cˇeske´ akademie veˇd v Ondrˇejoveˇ poblı´zˇ Prahy, profesiona´lnı´ astronomy zaby´vajı´cı´ se promeˇnny´mi hveˇzdami vsˇak najdete i na neˇktery´ch univerzita´ch.
Promeˇna´rˇske´ organizace a projekty ve sveˇteˇ AAVSO (American Association of Variable Stars Observers) • nejveˇtsˇ´ı promeˇna´rˇska´ organizace (americka´, ale prˇispı´vajı´ pozorovatele´ z cele´ho sveˇta), majı´ nejrozsa´hlejsˇ´ı databa´zi odhadu˚, ale obvykle je proble´m tyto odhady zı´skat • http://www.aavso.org/ • na WWW k dispozici mnoho mapek VSNET (Variable Stars Network) • e-mailova´ konference (nove´ objevy, rychle´ zpra´vy od pozorovatelu˚, vy´zvy k pozorova´nı´; mnoho te´maticky´ch skupin) • vy´hoda – rychla´ komunikace amate´ru˚ s profesiona´ly • http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/ (web je v soucˇasnosti mimo provoz, ale e-mailova´ konference funguje norma´lneˇ)
21
Existuje mnoho dalsˇ´ıch na´rodnı´ch organizacı´: • AFOEV – Francie • BAV – Neˇmecko • BAA VSS – Velka´ Brita´nie • RASNZ – Novy´ Ze´land • VSOLJ – Japonsko
Veˇdecky´ vy´znam vizua´lnı´ch pozorova´nı´ O odborne´m vy´znamu vizua´lnı´ch pozorova´nı´ se vedou mnohe´ plamenne´ diskuse. Faktem ale je, zˇe se tento vy´znam postupneˇ snizˇuje, a to zejme´na v soucˇasne´ dobeˇ (2004). Doneda´vna (2002) bylo pomeˇrneˇ ma´lo CCD pozorovatelu˚ a mnoho promeˇnny´ch hveˇzd, proto meˇly i vizua´lnı´ odhady odborny´ vy´znam. Byly sice me´neˇ prˇesne´, ale dı´ky velke´mu pocˇtu vizua´lnı´ch pozorovatelu˚ bylo mozˇne´ jednak sledovat velky´ pocˇet hveˇzd a navı´c bylo mozˇno odhady zprˇesnit jejich pru˚meˇrova´nı´m, pokud jich byl dostatek. V poslednı´ch dvou letech vsˇak nastal rozmach automaticky´ch prˇehlı´dek oblohy – roboticky´ch dalekohledu˚, ktere´ kazˇdou jasnou noc zmeˇrˇ´ı jasnosti vsˇech hveˇzd do urcˇite´ jasnosti, a jejich dosah se sta´le zveˇtsˇuje. Tyto prohlı´dky snadno nahradı´ vizua´lnı´ho pozorovatele dlouhoperiodicky´ch hveˇzd s maly´m dalekohledem. Prˇesto ma´ jesˇteˇ urcˇity´ vy´znam simulta´nnı´ pozorova´nı´ teˇchto hveˇzd vizua´lneˇ spolu s CCD kamerami kvu˚li vza´jemne´ kalibraci – je nutno nava´zat dlouhodobe´ rˇady vizua´lnı´ch odhadu˚ na novodoba´ CCD meˇrˇenı´ ve standardnı´ch filtrech. Toto je du˚vod, procˇ jesˇteˇ nerusˇit projekty vizua´lnı´ho pozorova´nı´ dlouhoperiodicky´ch promeˇnny´ch. CCD kamery postupneˇ nahrazujı´ i vizua´lnı´ pozorovatele za´krytovy´ch promeˇnny´ch, i kdyzˇ i tato pozorova´nı´ sta´le jesˇteˇ majı´ urcˇity´ vy´znam. Poslednı´ mozˇnostı´, kde se jesˇteˇ mu˚zˇe vy´razneˇji uplatnit vizua´lnı´ pozorovatel, je monitorova´nı´ slaby´ch hveˇzd se vza´cny´mi zjasneˇnı´mi (kataklyzmicke´ promeˇnne´) – v prˇ´ıpadeˇ, zˇe objevı´te zjasneˇnı´, da´te zpra´vu profesiona´lu˚m a ti na objekt zameˇrˇ´ı sve´ prˇ´ıstroje. Vyzˇaduje to ale veˇtsˇ´ı dalekohled (> 15 cm) a prˇedevsˇ´ım spoustu cˇasu a trpeˇlivosti. Nejle´pe je zapojit se do VSNETu, odkud lze bra´t informace o hveˇzda´ch a posı´lat tam sva´ pozorova´nı´. Zajı´maveˇjsˇ´ıch vy´sledku˚ mu˚zˇete dosa´hnout, pokud se naucˇ´ıte pracovat s CCD kamerou – vlastnı´ ji mnohe´ z nasˇich hveˇzda´ren. Zajı´mave´ je naprˇ. pozorova´nı´ hveˇzd s rychly´mi zmeˇnami jasnosti, jako jsou kataklyzmicke´ promeˇnne´, je
22
ovsˇem nutne´ spolupracovat s neˇjaky´m profesiona´lnı´m astronomem, ktery´ vasˇe data vyuzˇije (opeˇt lze s u´speˇchem vyuzˇ´ıt VSNET). Cenne´ jsou i prˇesne´ okamzˇiky minim za´krytovy´ch dvojhveˇzd napozorovane´ pomocı´ CCD, a existujı´ i mnohe´ dalsˇ´ı zajı´mave´ pozorovacı´ programy – mnohe´ tipy a nabı´dky ke spolupra´ci od profesiona´lu˚ lze zı´skat pra´veˇ na podzimnı´ch konferencı´ch porˇa´dany´ch sekcı´ B.R.N.O. Je tedy nesmysl v dnesˇnı´ dobeˇ ocˇeka´vat, zˇe vizua´lnı´ pozorova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd je neˇjaka´ „velka´ veˇda“ s prˇevratny´mi vy´sledky. Mu˚zˇete ale take´ pozorovat jen tak pro vlastnı´ poteˇsˇenı´. Pohled na vlastnorucˇneˇ napozorovanou sveˇtelnou krˇivku trˇeba neˇjake´ jasne´ cefeidy va´s mu˚zˇe poteˇsˇit stejneˇ jako kresba mlhoviny, galaxie nebo meˇsı´cˇnı´ho povrchu, i kdyzˇ se bude jednat o hveˇzdu uzˇ da´vno dobrˇe prozkoumanou a krˇivka zu˚stane pouze ve vasˇem denı´ku. Vdeˇcˇny´ objekt pro takove´ „rekreacˇnı´ “ pozorova´nı´ je naprˇ. nejzna´meˇjsˇ´ı cefeida delta Cephei. Kdykoli se dostanete pod hveˇzdnou oblohu, stacˇ´ı si udeˇlat jeden odhad, a trˇeba po roce je vsˇechny seskla´dat do fa´zove´ho grafu podle vy´sˇe popsane´ho na´vodu (take´ na to existujı´ programy). Pokud se ale prˇece jen chcete zapojit do skutecˇne´ veˇdy, ucˇte se nejle´pe fyziku a matematiku a beˇzˇte studovat na neˇkterou prˇ´ırodoveˇdnou nebo technickou vysokou sˇkolu, otevrˇe se va´m daleko vı´ce mozˇnostı´. Zı´skane´ znalosti va´m take´ pomohou i prˇi astronomicke´m pozorova´nı´ a jeho zpracova´nı´, ktere´ se sta´va´ dı´ky pouzˇitı´ sta´le slozˇiteˇjsˇ´ı techniky a softwaru cˇ´ım da´l tı´m na´rocˇneˇjsˇ´ı. Pokud pra´ci s modernı´ technikou dobrˇe zvla´dnete, a veˇnujete-li pozorova´nı´ patrˇicˇne´ u´silı´, mu˚zˇete i na poli amate´rske´ astronomie dosa´hnout profesiona´lnı´ch vy´sledku˚ a publikacı´ v odborny´ch cˇasopisech.
Literatura • Zejda M. a kol.: Pozorova´nı´ promeˇnny´ch hveˇzd I. Hveˇzda´rna a planeta´rium M. Kopernı´ka, Brno, 1994 • Server sekce pozorovatelu˚ promeˇnny´ch hveˇzd CˇAS http://var.astro.cz/ • Typy promeˇnny´ch hveˇzd – stra´nky O. Pejchy na adrese http://astro.sci.muni.cz/variables/pejcha/typescz.htm
23
Model soustavy beta Lyrae, autor Dave McCarty
Luka´sˇ Kra´l: Promeˇnne´ hveˇzdy a jejich amate´rske´ pozorova´nı´. Vyda´no za podpory ´ pici jako doplnˇkovy´ materia´l k prˇedna´sˇka´m na letnı´ astronomicke´ expeHveˇzda´rny v U dici pro mla´dezˇ. Sazbu provedl autor v syste´mu LATEX. E-mail:
[email protected] nebo
[email protected], adresa domu˚: B. Smetany 454, 725 25 Ostrava-Polanka. Prvnı´ vyda´nı´, srpen 2004. Podeˇkova´nı´: Toma´sˇi Markovi, Rudolfu Nova´kovi a Jirkovi Krticˇkovi, kterˇ´ı mne kdysi naucˇili promeˇnne´ hveˇzdy pozorovat, a Veronice Neˇmcove´ za pomoc (nejen) prˇi prˇ´ıpraveˇ tohoto sesˇitku.
24
