Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 47 – vyšlo 30. listopadu, ročník 5 (2007) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

47/2007

Jak objevit novou proměnnou hvězdu

Jaroslav Trnka

Výzkumem proměnných hvězd se dnes zabývá celá řada profesionálních i amatérských hvězdáren. Díky rozvoji techniky je v současné době praktická realizace odborného astronomického pozorování s vědecky publikovatelnými výsledky nesrovnatelně snazší, než tomu bylo před několika lety. Svoji roli zde sehrála především finanční dostupnost pozorovací techniky. Nákladné fotometryFotometr – přístroj k měření světelných hodnot (světelného toku, jasu, teploty, barvy). Používá se například ve fotografii k hodnocení účinků světla na citlivou vrstvu nebo v chemii k určení světelné absorpce roztoků. Fotometr využívá zpravidla fotoelektrického jevu, kdy fotonka, fotodioda či fotonásobič převádí intenzitu osvětlení na elektrický signál. byly vystřídány lehkými a poměrně levnými CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) detektory. Proto byl v posledních letech zaznamenán velký nárůst objevů proměnných hvězdProměnné hvězdy – hvězdy měnící svou jasnost. K základním typům patří pulzující hvězdy, eruptivní proměnné hvězdy, zákrytové promněnné hvězdy a ostatní. Výzkum proměnných hvězd přispívá k pochopení vnitřní stavby hvězd, dynamiky přenosu hmoty mezi složkami, k pochopení závěrečných stádií vývoje hvězd, ale i k měření vzdáleností ve vesmíru (cefeidy, supernovy typu Ia).. Objev nové proměnné hvězdy je dnes pro pozorovatele úkol relativně snadný. Věnovat se pozorování proměnných hvězd mně umožnilo přístrojové vybavení slánské hvězdárnyMěstská hvězdárna ve Slaném – hvězdárna založená v roce 1963. Má šestimetrovou otočnou kopuli se zrcadlovým dalekohledem o průměru 50 cm a ohniskové vzdálenosti 2,5 metru. Hvězdárna se nachází v blízkosti lesoparku Háje a je dominantou severní části města. Kromě popularizační činnosti se pracovníci hvězdárny věnují pozorování proměnných hvězd..

Proměnné hvězdy – hvězdy měnící svou jasnost. K základním typům patří pulzující hvězdy, eruptivní proměnné hvězdy, zákrytové promněnné hvězdy a ostatní. Výzkum proměnných hvězd přispívá k pochopení vnitřní stavby hvězd, dynamiky přenosu hmoty mezi složkami, k pochopení závěrečných stádií vývoje hvězd, ale i k měření vzdáleností ve vesmíru (cefeidy, supernovy typu Ia). Pulzující hvězdy – proměnné hvězdy, které mění svou jasnost díky pulzacím. Dělíme je na krátkoperiodické a dlouhoperiodické nebo na hvězdy s radiální a neradiální pulzací. K nejznámějším zástupcům patří cefeidy (perioda 1 až 135 dní, u kterých je znám vztah mezi periodou pulzací a svítivostí, a proto je lze využít k odhadu vzdáleností ve vesmíru. Dalším typickým zástupcem jsou pulzující obři typu RR Lyrae (perioda do jednoho dne). Zákrytové proměnné – proměnné hvězdy, které jsou součástí vícehvězdného systému a ke změně jejich jasnosti dochází vlivem zákrytů složek. Často jde o těsné dvojhvězdy, jejichž výzkum přispívá k poznání dynamiky atmosfér a přetoku hmoty mezi složkami. K typickým zástupcům patří Algol ze souhvězdí Persea s periodou 2,867 dne. Eruptivní proměnné – proměnné hvězdy měnící náhle svou jasnost. Důvodem může být interakce dvojhvězd nebo různé katastrofické procesy. Do této třídy patří novy, supernovy, hypernovy, symbiotické proměnné, kataklyzmatické proměnné a některé mladé hvězdy.

Výzkum proměnných hvězd

Městská hvězdárna ve SlanémMěstská hvězdárna ve Slaném – hvězdárna založená v roce 1963. Má šestimetrovou otočnou kopuli se zrcadlovým dalekohledem o průměru 50 cm a ohniskové vzdálenosti 2,5 metru. Hvězdárna se nachází v blízkosti lesoparku Háje a je dominantou severní části města. Kromě popularizační činnosti se pracovníci hvězdárny věnují pozorování proměnných hvězd. se systematicky věnuje pozorovacím projektům v oblasti proměnných hvězd a tuto odbornou činnost provádí v rámci činnosti Sekce pro pozorování proměnných hvězd České astronomické společnostiČeská astronomická společnost – Česká astronomická společnost byla založena v Praze 8. prosince 1917 jako spolek sdružující zájemce o astronomii z nejširších vrstev obyvatelstva. Dnes jde o dobrovolné sdružení odborných a vědeckých pracovníků v astronomii, amatérských astronomů a zájemců o astronomii z řad veřejnosti. ČAS dbá o rozvoj astronomie v českých zemích a vytváří pojítko mezi profesionálními a amatérskými astronomy. ČAS je kolektivním členem Evropské astronomické společnosti a spolupracuje se zahraničními astronomickými společnostmi.. Proměnné hvězdy jsou hvězdy, které pravidelně nebo nepravidelně mění svoji jasnostJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m₂ − m₁ = 2,5 log J₁ / J₂.. Ke změně jasnosti dochází většinou z fyzikálních příčin, kdy hvězda mění svůj průměr a povrchovou teplotu. Některé proměnné hvězdy však mění svoji jasnost, protože se jedná o těsné dvojhvězdy, které se vzájemně zakrývají.

Průběh změn jasnosti proměnných hvězd je nutné monitorovat v takovém režimu, aby byl zaznamenán pokud možno celý cyklus světelné periody. Pozorovatel však málokdy pokryje světelnou křivku dostatečně hustě. Zde se významně uplatňuje spolupráce mezi jednotlivými pozorovateli. Jen tak získáme detailní představu o vlastnostech pozorovaných objektů. Perioda změn jasnosti se podle druhu proměnných hvězd výrazně liší. Zákrytové proměnnéZákrytové proměnné – proměnné hvězdy, které jsou součástí vícehvězdného systému a ke změně jejich jasnosti dochází vlivem zákrytů složek. Často jde o těsné dvojhvězdy, jejichž výzkum přispívá k poznání dynamiky atmosfér a přetoku hmoty mezi složkami. K typickým zástupcům patří Algol ze souhvězdí Persea s periodou 2,867 dne. mají periodu v rozsahu od několika hodin až po několik let (u většiny je však perioda kratší než 5 dní). Pro pulzující proměnné hvězdyPulzující hvězdy – proměnné hvězdy, které mění svou jasnost díky pulzacím. Dělíme je na krátkoperiodické a dlouhoperiodické nebo na hvězdy s radiální a neradiální pulzací. K nejznámějším zástupcům patří cefeidy (perioda 1 až 135 dní, u kterých je znám vztah mezi periodou pulzací a svítivostí, a proto je lze využít k odhadu vzdáleností ve vesmíru. Dalším typickým zástupcem jsou pulzující obři typu RR Lyrae (perioda do jednoho dne). se perioda mění v rozsahu 0,2÷1,0 dne (RR Lyr), 1÷70 dní (Cefeidy) až po nejběžnější intervaly 200÷400 dní dlouhoperiodických proměnných typu Mira Ceti.

Pozorovací programy dále ovlivňují nepravidelné pozorovací kampaně, které bývají vyhlášeny například při vzplanutí novyNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let. (explodující proměnné). Tehdy se provádí měření za účelem pokrytí sestupu z maxima jasnosti způsobem barevné fotometrie za účelem detailního studia vývoje barevných indexůBarevný index – rozdíl magnitud objektu ve vybraných spektrálních intervalech.. Pro tyto případy je vhodné měřit hvězdu každou noc, kdy je viditelná. Každý plán pozorovací noci tak musí podléhat aktuální sledovanosti významných objektů, zohledňovat nutnost měření dlouhoperiodických proměnných a prokládat pozorovací čas úseky pro zákrytové proměnné. Pozorovací plán na jednu noc se stává kombinací krátkodobých a dlouhodobých pozorovacích projektů. Výběr objektů je navíc nutné provádět s ohledem na aktuální pozorovací podmínky, fázi Měsíce, výšku pozorovaného objektu nad obzorem a technické možnosti přístrojové techniky. Odměnou trpělivým pozorovatelům jsou cenná data přispívající k poznání těchto bizarních objektů vzdáleného vesmíru. Pozorovatel může navíc kromě měření světelných změn a konstrukce středních světelných křivek věnovat čas tzv. patrolování. Patrolování je způsob monitorování nepravidelných hvězd se vzácnou změnou jasnosti, konkrétně některých trpasličích nov a eruptivních proměnných. Tyto hvězdy jednou za několik let nebo desítek let vzplanou a na pár dní se zjasní o několik magnitudMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru).. Při patrolování je třeba sledovat hvězdu po dlouhou dobu, kdy vůbec nemění jasnost. V tomto režimu pozorování může dojít i k tomu, že se vám poštěstí sledovat změnu jasnosti u hvězdy předem nevytipované. Pozorovatel tak přispěje svou činností k objevu a popisu nové proměnné hvězdy.

Shora dolů: 1) P Cyg – nova v souhvězdí Labutě objevená v roce 1600 Blaeuem;
2) Chi Cyg – proměnná hvězda v souhvězdí Labutě objevená v roce 1687 Krchem;
3) CK Vul – nova v souhvězdí Lištiček objevená v roce 1670 Anthelmeem.
Zdroj: Astrobril.

Objev dvou nových proměnných hvězd

V noci z 19. na 20. srpna 2007 se mně podařilo při fotometriiFotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku. zákrytové hvězdy GT v souhvězdí Lacerta (Ještěrka) dalekohledem současně fotografovat i hvězdné pole o rozměru 15×15 úhlových minut. Výkonná pozorovací technika umožnila zobrazit v této části hvězdné oblohy velmi slabé hvězdy, dokonce stotisíckrát slabší, než které můžeme pozorovat pouhým okem! Při zpracování datových souborů z pozorování bylo hned zpočátku nápadné, že kromě hledané hvězdy GT Lac se ve výsledcích měření objevily ještě dvě hvězdy s výraznou změnou jasnostiJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m₂ − m₁ = 2,5 log J₁ / J₂.. Pozice těchto hvězd byly přeneseny do katalogů s cílem zjistit, zda se v těchto místech oblohy nenachází už známá proměnná hvězdaProměnné hvězdy – hvězdy měnící svou jasnost. K základním typům patří pulzující hvězdy, eruptivní proměnné hvězdy, zákrytové promněnné hvězdy a ostatní. Výzkum proměnných hvězd přispívá k pochopení vnitřní stavby hvězd, dynamiky přenosu hmoty mezi složkami, k pochopení závěrečných stádií vývoje hvězd, ale i k měření vzdáleností ve vesmíru (cefeidy, supernovy typu Ia).. Pro vyhledávání bylo nutné použít nejen známé katalogy proměnných hvězd, ale i databáze dosud nepublikovaných hlášených objevů. I vydavatelé katalogu GCVS (General Catalogue of Variable Stars), který přiděluje proměnným hvězdám definitivní označení, reagují s novými verzemi katalogu proměnných hvězd s určitým zpožděním. Technicky ani není možné při tomto množství objevů vydávat katalog v reálném čase. To s sebou přináší komplikace s identifikací nových proměnných hvězd a pochyby pozorovatele – objevitele, zda jeho objevená proměnná je skutečně ještě neznámý objekt.

Žádná shoda v pozici objektů však nalezena nebyla, proto začínala svítat naděje, že jsem zaznamenal změnu jasnosti těchto hvězd jako první. K tomu, aby mohl být objev ohlášen, bylo nutné napozorovat dostatečné množství dat pro potvrzení proměnnosti hvězd, stanovení jasnosti v maximu a v minimu, učení druhu proměnné hvězdy a periody. Měření probíhala za výhodných pozorovacích podmínek ve dnech 24. 8., 13. 9. a 15. 9.  Na základě získané fázové křivky, která mapuje průběh změn jasnosti, jsou obě nové proměnné hvězdy zařazeny do skupiny zákrytových proměnných hvězd EW. Skupinu EW tvoří nejextrémnější případy těsných, dalekohledem nerozlišitelných, dvojhvězd. Složky hvězdné soustavy se v tomto případě téměř dotýkají. Jsou silně deformované a často mají i rozsáhlou společnou atmosféru. Hlavním zástupcem této skupiny je hvězda W Ursae Maioris (ze souhvězdí Velké medvědice). Analýzou průběhu fázové křivky lze dospět ke skutečným rozměrům soustavy i jednotlivých složek. Rovina trajektorie složek dvojhvězdy, obíhajících kolem hmotného středu soustavy, je skloněna tak, že při pohledu ze Země se tyto složky vzájemně pravidelně zakrývají. Perioda zaznamenaných světelných změn je stejná jako oběžná doba soustavy. Okamžiky minim jasnosti obou binárních systémů byly zaznamenány s přesností lepší než 1 minuta. To umožňuje určit velmi přesnou předpověď následujícího primárního nebo sekundárního minima (zákrytu) složek dvojhvězdy. Okamžik minima je současně nezbytným údajem pro konstrukci O-C diagramuO-C diagram – diagram konstruovaný pro zákrytové proměnné hvězdy nebo pro tranzitující exoplanety. Na vodorovné ose je čas, na svislou osu se vynáší pro každou událost (tranzit, zákryt) rozdíl skutečného času pozorování (O – Observed) a předpovězeného času události z modelu (C – Computed). proměnné hvězdy.

Model hvězdné soustavy W Ursae Maioris

Světelná křivka hvězdné soustavy W Ursae Maioris

Objev proměnných hvězd byl zaznamenán v  International Variable Star Index (VSX), v CzeV katalogu proměnných hvězd, objeví se na stránkách Open European Journal on Variable stars a bude zahrnut do vyhledávacího systému Smithsonian/NASA Astrophysics Data System a databáze SIMBAD Astronomical Database (Strasbourg astronomical Data Center). Obě nové proměnné hvězdy jsem pojmenoval podle Královského města Slaný.:

SLANYvar1 = CzeV132 = GSC 2.2 N032323013853 = VSX J223023.1+455215 SLANYvar2 = CzeV133 = GSC 2.2 N032323010780 = VSX J223051.3+454526

Objevitelský snímek s vyznačenou pozicí nových proměnných hvězd

Klip týdne: Zákrytové proměnné

Zákrytové proměnné. Tyto hvězdy patří ke jednomu z mnoha typů proměnných hvězd. Ke změně jasnosti dochází při těsných zákrytech složek. Mezi složkami často přetéká hmota a nebo mají dokonce společnou atmosféru. Výzkum těchto hvězd přispívá k pochopení toho, jak jedna složka může ovlivnit vývoj druhé složky a jak probíhá přenos hmoty mezi nimi. Zdroj: Hongkong University.

Odkazy