hvězdy – základní stavební kameny ve vesmíru vzdálené světy – jak je studovat? Využívá se: – aktivně – výběr objektů ke studiu • fotometrie • interferometrie • spektroskopie • pozorování v různých oblastech spektra (intenzita, polarita…) • Hertzsprungova-Russellova diagramu • u dvojhvězd také Keplerových zákonů (zejména 3. zákona), dynamické paralaxy pasivně – čekání na „signál“ odkudkoli • částicové detektory • detektory gravitačních vln Fotometrie  vizuální  fotografická  fotoelektrická  CCD, CMOS Vizuální fotometrie metody: • Herschelova – slovní popis • Argelanderova (1844) – definované odhadní stupně rozdílu jasností V, C • Nijlandova – Blažkova (1901) – absolutní i relativní poměřování V, C • Pogsonova – nutná znalost hv. velikostí C • Pickeringova – desetinné dělení rozdílu mezi V a C výhody: levná, lehká, rychlá metoda nevýhody: subjektivní, malá přesnost (0,1 mag, jen pár špičkových pozorovatelů až 0,02 mag) Fotografická metoda fotografie v astronomii: 1840 – John William Draper – Měsíc 1850 – J. A. Whipple, G. Bond – daguerotypie Vegy 1857 – Bond - 1. koloidní snímek hvězd (Alkora a Mizara) 1881 Henry Draper – snímek mlhoviny v Orionu, hvězdy do 14.7 mag 1879-83 A. Common – snímky mlhoviny na suchých deskách; dlouhé expozice => hvězdy na snímku slabší než pozorovatelné vizuálně pravidelné a intenzivní využití – po dobu století (konec 19. – konec 20. st.) citlivost – větší v modré oblasti, ale obecně pro celý rozsah světla materiál – fotovrstva – film, desky => skleněné archívy výhody: velká plocha desek, větší rozlišení než CCD nevýhody: malá kvantová účinnost, nelinearita Fotoelektrická fotometrie • fotoelektrický fotometr – 1. pokusy na konci 19. století (1892 W.H.S. Monck, 1907 J. Stebinns) • standardní měření až od 50. let 20. st. (1946 G. Kron, poč. 50. let H. L. Johnson & W. W. Morgan UBV) – do konce 20. st. • měření přes fotometrické filtry, obecně citlivější spíše v modré části světla (200-650 nm) • náročné na pozorování a zpracování • výhody: velká přesnost až 0,001 mag, standardizace měření • nevýhody: nereprodukovatelnost, náročnost, jen jasné hvězdy CCD + CMOS fotometrie • CCD (Charge-coupled device) – W.S.Boyle a G.E.Smith 1969 (Nobelova cena 2009) - signál přenášen z pixelu na pixel a poté převeden na napětí, • CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor) - založeny na standardní technologii, která se využívá při výrobě paměťových čipů; signál se transformuje na napětí přímo uvnitř každého pixelu (první návrhy a ideje počátkem 60. let 20. st.) • od 1979 dodnes - masivní rozšíření i mezi amatéry (nejprve CCD, dnes CMOS) • snímání pomocí elektronického čipu • korekce snímků – dark, flat, bias • citlivější spíše v červené oblasti, ale dnes citlivost rozšířena do modré • zpracování na počítači, dá se kdykoli zopakovat • výhoda: vysoká kvantová účinnost, jednoduché pozorování, zpracování, ukládání v archivu, možnost opakovaného zpracování, studium všech hvězd na snímku, možnost pozorovat slabší objekty • nevýhoda: menší přesnost u běžných komerčních CCD kamer, při pozorování jasných objektů Co lze zjistit z fotometrie  proměnnost hvězdy • dvojhvězdnost (zákrytové dvojhvězdy) • doba rotace (CP hvězdy) • vnitřní struktura (pulzující hvězdy, astroseismologie, excentrické zákrytové dvojhvězdy) • aktivita hvězd (vzplanutí, výbuchy nov, supernov)  teplota atmosféry, metalicita, log g (barevné indexy)  koeficienty okrajového ztemnění (zákrytové dvojhvězdy)  vzdálenost (standardní svíčky, zákrytové dvojhvězdy, cefeidy)  … Interferometrie - 1868 A.H.L.Fizeau, 1890 A.A.Michelson – ideové záměry - 1920 – A.A.Michelson & F. Pease - určení průměru Betelgeuse - dosažení velkých rozlišovacích schopností - rozlišovací schopnost závisí na průměru dalekohledu ALE místo obřích dalekohledů, menší ve větší vzdálenosti => nezachytí slabší objekty, ale rozlišovací schopnost bude stejná jakou by měl dalekohled o průměru = vzdálenosti menších dalekohledů nejvíce využíváno v radioastronomii, ale dnes i optická interferometrie (CHARA, MERLIN) ALMA (Atacama Large Millimeter Array 0,3 až 9,6 mm; česká účast) VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku, USA ESO Paranal tunel VLTI Ukázka výsledků a možností interferometrie HL Tauri prach v okolí centrální černé díry aktivní galaxie NGC 3783 (představa umělce na základě měření VLTI Ukázka výsledků a možností interferometrie β Persei β Lyrae Rozlišení: 0.5 mas, tj. 200x lepší než HST Srovnání: jako Eiffelova věž viděná z New Yorku Výsledky z interferometru CHARA (Baron a kol., 2012) Spektroskopie Spektrum Sluneční spektrum s vysokým rozlišením Spektrální třídy a povrchové teploty hvězd Spektr. Povrchová Charakteristické Typičtí představitelé třída teplota čáry hvězdy O 28 000 – 40 000 K ionizované a neutrální He, slabý H Alnitak, Mintaka B 10 000 – 28 000 K neutrální helium, silnější vodík ε Ori, α Vir A 7000 – 10 000 K silný vodík α CMa, α Lyr F 6000 – 7000 K slabší čáry vodíku, ionizované kovy α CMi, α Per G 5000 – 6000 K velmi slabý vodík, ionizované a neutrální kovy Slunce, α Aur, K 3500 – 5000 K občas velmi slabý H, neutrální kovy, slabé molekulové pásy β Gem, α Tau, α Boo M 2000 – 3500 K velmi málo nebo žádný H, neutrální kovy, silné molekulové pásy α Ori, α Sco L 1300 – 2000 K žádný H, pásy kovových hydridů, V838 Mon, VW Hyi alkalických kovů a molekul T 700 –1300 K velmi zřetelné spektrální pásy metanu ε Ind Y 200 – 700 K čáry čpavku někteří hnědí trpaslíci Harvardská spektrální klasifikace (spektrální třídy) O – B – A – F – G – K – M – L – T – Y (http://www.astro.sunysb.edu/fwalter/AST101/mnemonic.html) Posloupnost sp. tříd = teplotní posloupnost! (nalevo jsou vyšší povrchové teploty) Pozorované spektrální charakteristiky Získaná informace Maximální vyzařování pro frekvenci nebo vlnovou délku (pouze spojitá spektra) Teplota (Wienův posunovací zákon) Přítomnost čar Složení, teplota Intenzity čar Složení, teplota Šířka čar Teplota, turbulence, rychlost rotace, hustota (tlak), magnetické pole Dopplerův posuv Radiální rychlost Spektrální informace ze světla hvězd • Složení atmosfér hvězd • Určení rychlosti rotace • Studium skvrn na povrchu hvězd • Určení vzájemné rychlosti hvězda – pozorovatel • Studium hvězdného větru • Detekce dvojhvězd ve spektru, určování radiálních rychlostí složek • Detekce exoplanet z měření radiálních rychlostí, zkoumání atmosfér exoplanet Proč studujeme spektra hvězd? Dvojhvězdná studnice informací Dvojhvězdy podle metody pozorování:  vizuální - Galileo, Castelli (1616); Michell (1767), Herschel (1782)  astrometrické - Bessell (1844), Clark (1862) – Sírius  spektroskopické - Mauryová, Pickering (1887-9); SB1 x SB2  zákrytové - Pigott, Goodricke (1782-3) Zákrytové dvojhvězdy (méně než 0.3% všech dvojhvězd, známých statisíce) Nejsnazší na pozorování, zjišťování informací , některé mají krátké periody => výsledky i během jediné noci! Rozdělení zákrytových dvojhvězd podle světelných křivek • algolidy • β Lyrae • W UMa fotometrie - mohu hned zjistit: periodu oběhu, poměr velikostí složek, poměr zářivých výkonů, sklon trajektorie fotometrie+spektroskopie (křivka RV) – absolutní parametry, velikost, hmotnost, zářivý výkon a další => určení vzdálenosti, testy modelů hv. stavby a hv. vývoje zásadní informace (které nelze jinak zjistit) o/pro: • hvězdných atmosférách (okrajové ztemnění, gravitační zjasnění, studium atmosférických zákrytů), • hvězdných nitrech, struktuře a konvektivní vrstvě (over-shooting) (pomocí apsidáIního pohybu, dvojhvězd s excentrickou trajektorií, modely), • hvězdné magnetické dynamo a magnetické aktivity (z rtg., UV, optické a radiová pozorování – mapování zákrytů, hvězdné korony a chromosféry, střídavé změny periody), • fyziku plazmatu (dvojhvězdy s akrečním diskem, plynné proudy), • relativistickou fyziku, kosmologii (černé díry ve dvojhvězdách – potvrzení existence, získání informací o jejich hmotnostech, věku a vlastnostech; stáčení periastra) • vzdálenostech ve vesmíru – nezávislé určení vzdáleností - „standardní svíčky“ Zákrytové dvojhvězdy = astrofyzikální laboratoře