■ hvězdy- - základní stavební'kameny ve vesmíru * vzdálené světy - jak,je studovat? . dájkoyý průzkum vesmíru - ■ ■ Využívá se: . - aktivně - výběr objektů Re studiu : • • fotometrie • interferometrie • spektroskopie • pozorování v různých oblastech $peRtfä (intenzita, polarita...)' • Hertzsprungova-Russellova diagramu • u dvojhvězd také Keplerových zákonů (zejména 3. zákona), dynamické paralaxy » • pasivně - čekání na „signál" pdkudkoli * ' .* • časticové detektory * • detektory gravitačních vln Fotometrie Vizuální fotometrie PROTOKOL pro pozorovaní zákrytových dvojhvězd 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) proměnna HVĚZDA RZ Ctó datum POZOROVATIt feU MottV SrArsiCf obec btdl'STf fristroj k, > MS'a'50 ív- Ä POZOROVACÍ pocm jx-itw^qAr. TůJirií^n* /jtaiSjí íwxtavjÄ ^••íéwu1 t»>,» 1 \ ■ 01 íl ^4% i A - .k i ŕ a * i ; V 1"? a 1 » X äi c, ss \ iS a, ľt - \ & * A v, J, i* ¥ jv 7. t 0 \ ■ Si X, i " i) 1 X' 51 ó 5 » !* C 2 Jb % * K & ». ■ a X ■» X ak, *; ■■ -f - i -f . ji } 1 v - i i . > ■ !fa ľ> "út-ix r K, i i* la B a.Ä í u y * x iv 0 t 1 v 1 II 3 y 4 v j v t v 1 v t. v í » í pozorované MiNlMUr" roíET odh ZiH MĚSlC rok UT C M T Ě A. :l = i K SEST a * Sx ■" w iROvN Hvi IDA ODHADNÍ STUPtŇl INplY íp. MAG O. G 4 XCM4 f. S* MAPKA ^ÉHTASCiNIÍ ZAí.AONi MINIMUM ZŮR.Ů, PfcíDPOVřOÉNf MlNIMUH D6K.UNACE f É R 1 0 OA CHTftA |Chtl POZ M 1 K 1 M u M (O-C ) í 0,0 VtDALA HVĚZDÁRNA A = L * ľ**fc r ■* ťur^ M líOPÍffN'KA V £H N í" 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 ^m^m 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 U B V) - 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, fiat, 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 • dvoj hvězd nost (zákrytové dvojhvězdy) c E • 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) OCLE-LUC-I2CEP-M1 P-Í.TTBMd 4H f&íiiw, šiti 1 1 1 ! : P - lT4,W3d 0CLE-LMC-T!CEP-033 V v P-5,835140 p-ee.eies OO.E-LUC-I3CEP-0S2 f-titůnaa p.iřSůíío ŕ-a* *ři a OCLE-LUC-I2CEP-0IS4 \Í\l P - I.T703DSH P -53.3&LO OCLE-LMC-T2CEP-tB3 p-nanosia P-418 43 0 0aE-lUC-I2CEP-»S O&E-LUC-TZCEP-ÍI 1 w Í^^^^ť'^^ ^^^^^^^^^ P -242.2Ě0d OCLE-LIÍC-I2CEP-2I1 w P-9.34W1 d P -M.25IIJ OGLE-LUC-T2CEP-2SO w p-l&.řawne P- IÍ8 31 1 0O.E-5UC-T3CEP-57 W *-ao.í»tid «lE-5uq-rjCEP-l5 P- 17.49434 p - isa.04ci OGLE-SMC-TÍCEP-ÍJ ľ- 17,e»T6i) y y P-1M.883I) OCLE-5UC-r2CEP-2E w P - 14.1616] o P - IT4.6Í d Oa.E-SUC-TÍCEP-76 A/VSA V V p - m.aaa OClE-SUC-ríCEP-29 w f -33.e*a6i phose phase phase phase ❖ 14M. M- 3.5/ Standardized Supernova - Perlmurter Interferometrie - 1868 A.H.LFizeau, 1890 A.A.Michelson - ideové záměry - 1920 - A.A.Michelson & F. Pease - určení průměru Betelgeuse - dosažení velkých rozlišovacích schopností VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku, USA - 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 radioastronomir ale dnes i optická interferometrie (CHARA, eMERLIN) Ukázka výsledků a možností interferometrie Ukázka výsledků a možností interferometrie ß Persei 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) ß |_yrae PSY Raw L'rooessöl SqjanttíuLi of i Verv Ctosc Double Suir (VLTYEPUN + NAOS-CONICA) ESO Pí R»to Sihůt ii CKíímtíf Smi C Ějrepsn Sotni™ Ota^-j.xy ELEKTROMAGNETICKÉ SPEKTRUM Proniká atmosférou Země? Záření Vlnová délka [m] A N T rádiové mikrovlnnné IR ^ světlo _— * uv ^ntgenové^ gama 103 1Q"2 10"5 .5 x 10"6 KT8 1Q-10 10"12 Přibližná velikost .£\^\y\AA/WWWlll (Jl budov lidí včely hlavičky prvoku molekuly atomu jádra atomu špendlíku Frekvence [Hz] Teplota těles vyzařujících na vln. délce [K] 104 10« 1012 1015 1016 10ie 1020 100 K 10 000 K 10 milionu K 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 z Ori, a Vir A 7000 - 10 000 K silný vodík a CMa, a Lyr F 6000 - 7000 K slabší čáry vodíku, ionizované kovy a CMi, a Per G 5000 - 6000 K velmi slabý vodík, ionizované a neutrální kovy Slunce, a Aur, K 3500 - 5000 K občas velmi slabý H, neutrální kovy, slabé molekulové pásy p Gem, a Tau, a Boo M 2000 - 3500 K velmi málo nebo žádný H, neutrální kovy, silné molekulové pásy a Ori, a 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 z 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.sunvsb.edu/fwalter/AST101 /mnemonic.html) Posloupnost sp. tříd = teplotní posloupnost! (nalevo jsou vyšší povrchové teploty) Spektrální informace ze světla hvězd 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 Proč studujeme spektra 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 !ř-0.«l P=0,50 ((-=0,67 Í>=0,S3 n -0,5 QJQ 0-5 a seguence of sře/íar ffifjr prafites Johnson-Cousins G-band—i j,-»,. _ 1 ■"■ J TiO TiO 500 550 wavelength (nm) Zákrytové dvojhvězdy = astrofyzikální laboratoře zásadní informace (které většinou nelze jinak zjistit) o/pro: • hvězdách (poloměry, hmotnosti, zářivé výkony), • hvězdných atmosférách (okrajové ztemnění, gravitační zjasnění, studium atmosférických zákrytů), • hvězdných nitrech, struktuře a konvektivní vrstvě (overshooting) (pomocí apsidálního 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" Co můžete využívat při studiu Dalekohledy • ASAAZ800 lokalita - hvězdárna Ždánice vybavení - CCD kamera G4-16000 - spektrograf - LISA • Newton 600/2780 + G4-16000 - lokalita Kraví hora, Brno po dohodě s HaP • Celestron CGE 1400 XLT (průměr 350 mm) - Boyden, JAR • Skywatcher Newton 8" 203/1000 EQ-6 PRO - mobilní • MUMO - Maksutow-Newt. 190/1000 + fotoaparát Canon Dk154 - 1.54m+CCD, La Silla, Chile PLATOSpec - 1.52m dal.+spektrograf, La Silla Perkův 2m dalekohled v Ondřejově projekty, Bc, Mgr... Počítačová učebna Stáže-ERASMUS, ESO