Proměnná hvězda

Proměnná hvězda je hvězda, jejíž hvězdná velikost (zdánlivá jasnost), popř. i spektrum, se mění v pravidelných nebo nepravidelných časových obdobích.

Podle základních příčin změn jasnosti rozlišujeme proměnné hvězdy do dvou skupin:[1]

  • fyzické proměnné hvězdy – celkový zářivý tok a tedy i jasnost samotné hvězdy se skutečně mění, například kvůli pulzacím
  • geometrické proměnné hvězdy – změna jasnosti je způsobena například rotací nebo zákrytem hvězdy, celkový zářivý tok hvězdy se nemění

Podrobněji se pak dělí na jednotlivé třídy a typy.

Historie

První záznamy o pozorování proměnných hvězd pocházejí z kronik čínských astronomů. Jednalo se o pozorovaná vzplanutí nov nebo supernov, nyní známých pod označením SN 185, SN 393, SN 1006, SN 1054 a SN 1181 (číslo značí rok pozorování podle gregoriánského kalendáře). Dalšími supernovami, již zaznamenanými i v Evropě, byly SN 1572 (objevitel Tycho Brahe) a SN 1604 (známá jako Keplerova supernova).

V roce 1596 David Fabricius zjistil, že hvězda Omikron Ceti mění svou jasnost. Johannes Holwarda v roce 1638 určil její periodu na 11 měsíců a byla to tedy první známá hvězda s pravidelnou proměnností. Dalšími hvězdami, u kterých byla objevena proměnnost, byly Algol (1669), Chí Cygni (1686), R Hydrae (1704) nebo Delta Cephei (1784) a Beta Lyrae (1784). V roce 1844 bylo známo už 21 proměnných hvězd. Díky adaptaci fotografie pro astronomická pozorování začal od roku 1890 počet objevených proměnných hvězd prudce narůstat. Další takový nárůst přišel s nástupem CCD techniky a automatických přehlídek oblohy na přelomu 20. a 21. století.

Oficiální katalog proměnných hvězd – General Catalogue of Variable Stars (GCVS) – v posledním vydání z prosince 2011 uvádí téměř 46 000 proměnných hvězd.[2] Známých proměnných hvězd je ovšem mnohem více, až stovky tisíc.[p 1]

Pojmenování proměnných hvězd

S narůstajícím počtem proměnných hvězd vyvstala otázka jejich rozlišení. První pojmenování ovšem podcenila budoucí množství proměnných hvězd a tak se používá několik navazujících systémů označení. Postupem času se tedy pojmenování ustálila na následující podobě[3], kde je na prvním místě kód hvězdy a na druhém genitiv nebo zkratka souhvězdí, do kterého hvězda patří:

  • Hvězdy, které již měly jména podle Bayerova označení, si tato jména ponechaly - např. Beta Persei
  • Ostatní hvězdy se pojmenovávaly od písmene R po Z - např. T Tauri
  • Následují označení RR, ... RZ, SS, ... SZ až po ZZ - např. RR Lyrae
  • Pokračuje se AA, ... AZ, BB, ... až po QZ. Písmeno J se vynechává na prvním i druhém místě.
  • Výše uvedená označení umožňují pojmenovat celkem 334 hvězd v každém souhvězdí. Další označení začínají písmenem V a číslem, počínaje V335 - např. V838 Monocerotis

Nemohou tedy existovat označení jako QM Lyrae, V 255 Cephei nebo JL Persei.

Výše uvedená pojmenování jsou hvězdám udělena při jejich publikaci v GCVS. Ostatní hvězdy mají označení podle jiných katalogů, ve kterých jsou uvedeny. Někdy mají i více označení najednou a nemusí se k nim přidávat souhvězdí. Např. CzeV244 či hvězda NSVS 17396804, která je zároveň označena jako VSX J230340.1-123816.[p 2]

Pozorování proměnných hvězd

Pro pozorování proměnných hvězd se používá fotometrie, spektroskopie a spektrofotometrie. Fotometrická pozorování mohou být vizuální (prostým okem nebo s dalekohledem), fotografická (na fotografické desky a filmy) nebo elektronická (pomocí DSLR fotoaparátu nebo CCD kamery - jako objektiv slouží dalekohled nebo fotografický objektiv).

Světelná křivka V389 Camelopardalis, která je zákrytovou proměnnou hvězdou typu W UMa. První, hlubší minimum je primární, druhé sekundární.

Výstupem z fotometrického pozorování, je většinou tzv. světelná křivka, která je zobrazena v grafu s vodorovnou osou v jednotkách času (např. Juliánské datum) a svislou osou v magnitudách. Ze světelné křivky lze určit amplitudu změn, periodu a čas minima nebo maxima jasnosti proměnné hvězdy.

Pozorování proměnných hvězd je jednou z oblastí vědy, kde se mohou ve velké míře uplatnit amatéři. Protože je jich mnohem více než profesionálů a potřebná technika pro CCD fotometrii je běžně dostupná, dokáží svými pozorováními pokrýt mnohem více hvězd než samotné profesionální observatoře, a to v dostatečné kvalitě. Není proto výjimkou, že některé z důležitých objevů na poli proměnných hvězd učiní právě amatérští astronomové[4][5][6][7]; český amatérský astronom Pavel Cagaš v roce 2012 objevil proměnnost u hvězdy CzeV343, která je unikátní tím, že se jedná o dvojnásobnou dvojhvězdu - tedy čtyřhvězdný systém, v kterém jsou obě dvojhvězdy zákrytové. Takovéto systémy byly doposud známy pouze tři.[8][9] V České republice sdružuje profesionály i amatéry Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti

Skupiny a třídy proměnných hvězd

Geometrické proměnné hvězdy

Animace zákrytové dvojhvězdy typu Algol. Dolní křivka zobrazuje změnu jasnosti pozorovanou ze Země

U těchto hvězd je jejich proměnná zdánlivá jasnost způsobována geometrií buď vlastní hvězdy nebo těles, která ji obklopují.

Někdy se označují jako zdánlivé proměnné hvězdy. Dělí se do dvou tříd:

  • rotační hvězdy – hvězdy, které mají na svém povrchu tmavé skvrny nebo mají tvar elipsoidu - v různých fázích rotace vyzařují směrem k Zemi různé množství světla
  • zákrytové hvězdy – dvojhvězdy, jejichž složky se vůči pozorovateli ze Země v pravidelných intervalech navzájem zakrývají
    • typ Algol: dvě hvězdy jsou navzájem zcela oddělené. Mezi primárním (hlubším) a sekundárním (mělčím) minimem jsou období téměř konstantní jasnosti.
    • typ β Lyr: hvězdy jsou zdeformované do elipsoidů, maximum je mírně zaoblené
    • typ W UMa: hvězdy jsou natolik blízko sebe, že se navzájem dotýkají a dochází k vzájemnému přenosu materiálu. Primární i sekundární minima jsou stejně nebo téměř stejně hluboká. Periody jsou kratší než jeden den a jasnost se mění neustále (nenastává období konstantního maxima).

Fyzické proměnné hvězdy

Křivka jasnosti pulsující hvězdy typu RRab

Tyto hvězdy mění svoji jasnost díky změně fyzických vlastností vlastní hvězdy. Může jít o změny radiálních rychlostí (tedy rozpínání a smršťování hvězdy), povrchové teploty a následně i vlastního spektra.

Tyto hvězdy se někdy označují jako vlastní proměnné hvězdy. Je jich známo okolo 40 000 a dělí se do tří tříd:

  • pulzující proměnné hvězdy – hvězdy, jejichž proměnnost je způsobena periodickým rozpínáním a smršťováním
    • Cefeidy - krátkoperiodické, dělí se na několik dalších podtypů
    • dlouhoperiodické - pulzující proměnné s periodou v řádu let
  • eruptivní proměnné hvězdy – hvězdy, které vykazují náhlé změny v jasnosti, což je způsobeno aktivitou v jejich atmosféře
  • explozivní proměnné hvězdy – sem se řadí různé typy hvězd s explozivní změnou jasnosti: symbiotické hvězdy, novy, supernovy a rekurentní novy.

Poznámky

  1. ↑ The Variable Star Index spravovaný Americkou asociací pozorovatelů proměnných hvězd obsahuje k říjnu 2012 přes 210 000 proměnných hvězd.
  2. ↑ CzeV je katalog proměnných hvězd objevených pozorovateli z ČR, NSVS (Northern Sky Variability Survey) je automatická přehlídka severní oblohy a VSX je Variable Star Index (viz poznámka výše).

Reference

  1. ↑ Astronomia [online]. Pedagogická fakulta Západočeské univerzity, 2007 [cit. 2009-08-31]. Kapitola Proměnné hvězdy. Dostupné online. 
  2. ↑ Kazarovets, E.V. a kol. The 80th Name-List of Variable Stars. Part II — RA 6h to 16h. Information Bulletin on Variable Stars [online]. 2011-12-21 [cit. 2012-10-06]. Čís. 6008. Dostupné v archivu pořízeném dne 2018-11-30. ISSN 1587-2440. 
  3. ↑ The names and catalogues of variable stars
  4. ↑ SIMONSEN, Mike. Amateurs Discover U Scorpii's Eruption [online]. Sky&Telescope, 2010-01-29 [cit. 2012-10-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-02-13. (anglicky) 
  5. ↑ SCHILLING, Govert. Interstellar Reflections [online]. Sky&Telescope, 2003-01-23 [cit. 2012-10-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2010-09-10. (anglicky) 
  6. ↑ GREEN, Daniel E. W. IAU Circular No. 7785. International Astronomical Union Circular [online]. 2002-01-10 [cit. 2012-10-06]. Čís. 7785. Dostupné online. ISSN 0081-0304. 
  7. ↑ Záznam mailing listu VSNET k V838 Monocerotis
  8. ↑ CAGAŠ, Pavel, Ondřej Pejcha. Discovery of a double eclipsing binary with periods near a 3:2 ratio. Astronomy&Astrophysics [online]. 2012-07-24 [cit. 2012-10-06]. Čís. 544. Dostupné online. 
  9. ↑ CAGAŠ, Pavel. CzeV343: unikátní čtyřhvězda objevená v souhvězdí Vozky [online]. Rev. 2012-07-30 [cit. 2012-10-06]. Dostupné online. 

Související články

Externí odkazy