1 £ A I ■4* y 4 romenne hvězdy Přednášející: prof. RNDr. Zdeněk Mikulášek, CSc. doc. RNDr. Miloslav Zejda, Ph.D. —— Mgr. Marek Skarka, Ph.D. Cvičící: Mgr. Jakub Kolář i : í; ;/ ÚTFA MU, Brno 2023 Která hvězda je proměnná? každá! záleží jen na časové škále citlivosti detekce změn pro nás - hvězdy se změnou alespoň 0.001 mag na časové škále od ms po desítky let až stovky let => některé jen jedna změna, ale výrazná (supernovy), některé se mění častěji a (ne)pravidelně Význam výzkumu proměnných hvězd • Snazší získávání informací ze světa hvězd • Parametry hvězd - ověřování modelů hvězdné stavby a hvězdného vývoje, parametry mateřských hvězd planetárních soustav • Vzdálenosti ve vesmíru - kosmologie Nejstarší pozorování proměnných hvězd ❖ nesystematická, vzácná ❖ změna hvězd v rozporu s učením Aristotela => zařazeno - meteorologické jevy ❖ změna tak veliká, že nešla přehlédnout => výbuchy (super)nov Rok Typ Souřadnice Dnešní Maximální Doba pozorování Pozorovatel(é) a [h m] s n označení hv.vel. [mag] pouhýma očima -134 ? 5 54 -13 7 ? Hipar chas, Číňané 185 SN 14 12 -60 -8 7.12.185-červenec 186 369 7 Ott +60± ? 6 měsíců 386 SN 18 30 -25 + 1 3 měsíce 393 SN 16 48 -38 -1 8 měsíců 1006 SN 15 13 -45 -8 až -10 28.4.1006 -13.8.1006 arab.,jap.,čín.Jihoevr.poz. 1054 SN 5 30 +22 CM Tau -4 až -5 4.7.1054 -17.4.1056 Jang Wej-Te aj. 1181 SN 2 05 +64.8 -1 červenec 1181 -? 1203 X 16 48 -38 -2 1230 X 16 20 -1-20 říjen 1230 - březen 1231 S. Fujivara aj. 1430 X 7 24 +7 1 měsíc 1572 SN 0 19 +64 B Cas -4 6.11.1572-únor 1574 Schüller,Brahe,Hájek aj. 1600 X? 20 12 -1-38 PCyg +3 8.8.1600-1626? Blaeu, Kepler(?) 1604 SN 17 25 -21 V843 Oph -2,5 9.10.1604-podzim 1605 Kepler,Fabricius ,B r unowski 1667 X 6 +20 V529 Ori 1670 X 19 42 +28 +2,7 20.6.1670-? A nthelme.Picard ❖ 1. vědecké pozorování - Brahe, Hájek SN1572 - 1. světelná křivka a určení vzdálenosti => popření Aristotela! Periodická prvotina srpen 1596 - David Fabricius - objev proměnnosti omikron Ceti, nové pozorování 1609 1638 - 1. případ systematického sledování hvězdy; Jan Fokkens (Johann Phocylides) Holwarda studoval Miru systematicky po celý rok, odhadl periodu na 11 měsíců 1639 a 1642 - J. Hevelius pozorování, označení Mira = podivuhodná 1667 - I. Boulliau - první určení periody světelných změn Mirv 333 d (dnes 332 d) 1667-9? - G. Montanari - objev proměnnosti Algolu (Algol už v egyptském Káhirském kalendáři 1244 - 1163 př.n.l.) 1715 - E. Halley - SN 1572, SN 1604, o Ceti, P Cyg (N1600), Nova 1670 Vul, X Cyg - jen nejnápadnější prom. hvězdy, nikoli všechny tehdy známé Začátky systematického studia proměnných hvězd do konce 18. st. další objevené proměnné hvězdy o Ceti 1596 Mira 372 M5e-M9e Fabricius ß Persei 1667 EA 2.87 B8V Montanari xCygni 1686 M 408 S6.2e-S10.4e Kirch R Hydrae 1704 M 384 M6e-M9e Maraldi R Leonis 1782 M 310 M6e-M9.5IIIe Koch ß Lyrae 1784 EB 12.9 B8II-IIIep Goodricke T) Aquilae 1784 ô Cep 7.18 F6Ib Pigott ô Cephei 1784 ô Cep 5.37 F5-Gllb Goodricke RCrB 1795 RCB - GOIep Pigott a Herculis 1795 SRc M5IMI W. Herschel R Scuti 1795 RVa 147 G01ae-K2plbe Pigott až E. Pigott, J. Goodricke systematické pozorování (80. léta 18. st.) - 1782-3 Gooricke znovuobjevil proměnnost Algolu a správněji interpretoval jako důsledek zakrývání dvojice hvězd - 1786 Pigott - 1. katalog prom. hvězd (tucet kousků) 1880- 1844 F. Argelander - výzva k pozorování proměnných hvězd - jednoduchá metoda pro vizuální pozorování - katalog proměnných hvězd (44 položek) - označování proměnných hvězd E. Pickering - zhruba 100 proměnných hvězd => pokus o základní klasifikaci - z modelu dvojhvězdy a zákrytů vypočtena světelná křivka => teorie dvojhvězdné povahy Algolu 1890 H. Vogel - měření radiálních rychlostí Algolu, potvrzení dvojhvězdy; - spolu s Scheinerem první určení hmotnosti a rozměru hvězdy (mimo Slunce) ( 1914 - H. Shapley - vysvětlení proměnnosti cefeid pulsacemi 1917,1918 - A. Eddington - teorie hvězdných pulsací Metody výzkumu proměnných hvězd v 19. a 20. století > Fotometrie □ Vizuální fotometrie □ Nevizuálni fotometrie • fotografická, • fotoelektrická, • „křemíková" > Spektroskopie > Interferometrie > Detekce gravitačních vln Observatoře S pozemské - profesionální & amatérské s atmosférické - balóny, letadla S družicové s měsíční Vizuální fotometrie fotometrie prováděná prostým okem oko - limit - 6-7 mag, přesnost zpravidla 0.1 mag; výjimečně až 0.02 mag (Otero, Hornoch, Dubovský) Metody: Argelanderova metoda (1844) Nijlandova - Blažkova Pogsonova Pickeringova 2 -- aj 4 -- ^sf-" 6 ■■ £ -i—i V: LU 10 12 * * * i 1 ■ 1 *■ * * * * • ■ 1 I i i 1 1 1 1 0 0.2 0.4 1 1 1 0.6 Phase i i 0.8 1 * visual estimates (1 995) photoelectric data (1958-59) 0,7 delta mag 0,5 0,4 0,3 0,2 0,1 V839 Oph (Molík) Fotografická fotometrie 1881 Draper - 14.7 mag - poprvé lepší dosah se stejným dalekohledem než při vizuálním pozorování výhody: • objektivní metoda studia proměnných hvězd • možnost přehlídek => rozsáhlé skleněné archívy • možnost opakovaně proměřit hvězdy na snímku Fotoelektrická fotometrie 1892 - W. Monck -1. elektrická detekce světla hvězdy (fotonka zkonstruovaná G. Minchinem) 1907 - J. Stebbins - seleniový odporový fotočlánek průkopníci fotoelektrické fotometrie: P. Guthnick a R. Prager (Berlín) a J. Stebbins a jeho kolegové (USA) 30.léta 20.st. - objev fotonásobiče V. K. Zworykina x L. A. Kubetsky 1946 Kron, počátek 50. let 20. st. - Johnson & Morgan UBV Výhody: • fotonásobiče nejcitlivějším přístrojem na detekci světla • detekce jednotlivých fotonů • velký dynamický rozsah • linearita • rychlost Nevýhody - neopakovatelnost měření, náročnější zpracování Současnost - jen na několika observatořích na světě „Křemíková" fotometrie - CCD, CMOS 1969 - 1. prvek CCD (Charged Coupied Device) W. Boyle a G. E. Smith 1970- 1. CCD kamera 1974 - 1. komerční CCD zobrazovací prvky Fairchild Electronics (100x100 jí (schopnost přenosu náboje tehdy <0,5 % =>o trochu méně než dobrá fotografická deska) 1979 - 1. použití v profesionální astronomii a počátek nového věku v pozorovací technice (Kitt Peak National Observátory, čip RCA320x512) Výhody: • vysoká kvantová účinnost (dnes i 90 %) => pozorování slabších objektů • lepší linearita oproti fotografii • možnost počítačového zpracování, zpracovaní všech hvězd na snímku současně, opakované zpracování • dostupnost i pro amatéry, využití moderních fotoaparátů Nevýhody: • potíže s pozorováním jasných hvězd, srovnávací a kontrolní hvězdy • běžně přesnost 0.01 mag, ale lze až 0.001 mag • časové rozlišení řádově 0.01 s (levné komerční kamery) • malý dynamický rozsah Současnost daná CCD&CMOS CCD kamery - masově rozšířeny i mezi amatéry => vzrostl počet fotometrických dalekohledů => nárůst objemu dat pro individuální objekty, nárůst počtu proměnných hvězd DSLR (Digital Single Lens Reflex) kamery - digitální zrcadlovky i kamery mobilních telefonů umožňují fotometrii přehlídkové projekty - ASAS, OGLE, MACHO, ROTSE, NSVS, SuperWASP, APASS, SDSS, Catalina, 2MASS, LINEAR, TASS, Stardial, HAT, TESS... Spektroskopie 1802 W. H. Wollaston - temné čáry ve slunečním spektru 1818 J. Fraunhofer - 576 temných čar ve slunečním spektru, nejvýraznější A až K. 1832 D. Brewster - chladný plyn vytváří temné čáry ve spojitém spektru 1847 J. W. Draper - horká pevná látka emituje spojité spektrum zatímco horký plyn čárové spektrum 1859 G. R. Kirchhoff a R. Bunsen - každý chemický prvek nebo sloučenina má charakteristické spektrum čar, které mají stejnou vlnovou délku v emisním i absorpčním spektru. => možnost studovat složení alespoň povrchových vrstev hvězd na dálku rozborem jejich světla. 1872 H. Draper -1. fotografický záznam spektra, tzv. spektrogram hvězdy (Vegy) * * * 1842 Ch. Doppler- prezentace D. jevu (1868 W. Huggins- pozorovací důkaz) 1888-90 H. C. Vogel - 1. měření a sestavení křivky rad. rychlostí pro dvojhvězdu * * * 1867 - A. Secchi - 1. klasifikace spekter 316 hvězd, přelom 19. a 20. st. - E. Pickering a zejména A Cannonová klasifikace hvězdných spekter; HD katalog (téměř 230 tisíc hvězd) Využití spektroskopie studium změn ve spektrech hvězd: • radiálních rychlosti, detekce složek vícenásobných soustav • změny v profilech některých spektrálních čar (nejčastěji Ha) • změny ekvivalentní šířky čar některých prvků (u magnetických chemicky pekuliárních hvězd) • změna rozšíření způsobené magnetickým polem wavelůnglh / A Interferometrie 1946 - představena astronomická interferometrie Astronomické interferometry - optické, IR, submm, radiové rádiové = soustavy klasických parabolických antén, jednorozměrných antén nesmerových dipólů (Tony Hewish's Pulsar Array). antény jsou spojeny, signály se skládají, interferují tak, že vlny o stejné fázi se posilují a vlny o fázi opačné se ruší => cílem zvýšit úhlové rozlišení, rozlišovací schopnost jako u jediná antény s průměrem shodným se vzdáleností dílčích antén. od 70. let - propojeny radioteleskopy na Zemi i ve vesmíru Very Large Array (Nové Mexiko, USA), Very Long Base Interferometry - VLBI). Square Kilometre Array (SKA) - JAR, Austrálie Event Horizon Telescope (EHT) optické VLTI (ESO, Chile) - 4x 8.2m a 4x1.8m dalekohledy, NPOI (Navy Precision Optical Interferometer, USA) - nejdelší základna na Světě (větve tvaru Y o délce 250 m) CHARA- 6x1 m, vzdálenost až 330 m, Mt. Wilson, USA SUbmilímetrOVé - ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array, Chile) - 66x 12l71 a 7m radioteleskopů; účast i České republiky Gravitační vlny gravitační vlna černá díra prostoročas O světlo se odrazí od ^ zracadla a vrací se zpět zrcadlo zrcadlo a jak procházejí vrcholy a dolíky gravitační vlny rameny interferometru, jedno se nepatrně prodlouží, druhé zkrátí r pokud světlo v obou ramenech ^ urazí stejnou dráhu, světelné vlny se v děliči navzájem vyruší DELIC SVAZKU Q jestliže byla délka ramen ovlivněna gravitační vlnou, světelné vlny se v děliči nevyruší a světlo dopadne na detektor světelné vlny dopadnou na detektor DELIC SVAZKU DETEKTOR SVETLA světelné vlny se navzájem vyruší DETEKTOR SVĚTLA Adaptováno podle: © Johan Jarnestad, The Royal Swedish Academy of Sciences Proměnné hvozdy v 21 .století Základní katalog proměnných hvězd (GCVS - General Catalogue of Variable Stars) původně Německo, od r. 1948 v Moskvě - ved. N. Samus poslední 5. vydání katalogu 58 035 objektů (stav k r. 2022) - nyní přidávány jen individuálně objevené proměnné hvězdy 2 katalogy hvězd podezřelých z proměnnosti - NSV (New catalogue of suspected variable stars) + suppl. - celkem 26 017 objektů (2011,2022) VSX (Variable Star Index) - server Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO (http://www.aavso.org/vsx) k 19. 9. 2017 465 093 prom. hvězd, k24. 9. 2019 1 390 742 k26. 9. 2021 2 115 130 k 19. 9. 2023 2 227 834 proměnných hvězd, ale GAIA DR3 (2022) 2 184 477 zákrytových proměnných, celkem 12.5 mil. proměnných hvězd!!! DalšívDR4, LSST... Více viz přednáška M. Skarky Klasifikace proměnných hvozd, příčiny a mechanismy proměnnosti Klasifikace - zejména podle světelné křivky Označení typu - podle charakteristického znaku nebo typického představitele Dělení proměnných hvězd podle mechanismu proměnnosti: ❖ geometrické (anglicky extrinsic) - světelný tok z hvězdy nebo hvězdné soustavy se nemění, mění se však její svítivost nejčastěji v důsledku rotace hvězdy se skvrnami na povrchu nebo oběhu složek dvojhvězdy kolem společného teziste. ❖ fyzické (anglicky intrinsic) - skutečné proměnné hvězdy; reálně se mění jejich zářivý výkon v daném spektrálním oboru. lokalizace zdroje změn: • v okolí hvězdy, • v povrchových vrstvách hvězdy (nejčastěji - různé projevy hvězdné aktivity), • v podpovrchových vrstvách (pulzace všeho druhu) • v jádru hvězdy - ohnisko vzplanutí supernov Pár poznámek o Brnu a proměnných hvězdách univerzitní centrum: Josef Mikuláš Mohr, Luboš Perek 60cm dalekohled 1954 Vladimír Vanýsek, Jiří Grygar, Zdeněk Kviz nebo Luboš Kohoutek současnost - ÚTFA PřF MU (ZM, MZ, JJ, MS, JK ...) oblasti - CP hvězdy, zákrytové dvojhvězdy, pulsující RR Lyrae, proměnné hvězdy v otevřených hvězdokupách konference, možnosti, spolupráce hvězdárna: Oto Obůrka - HaP MK, Sekce ČAS (Jindřich Šilhán, Zdeněk Pokorný, Zdeněk Mikulášek, Miloslav Zejda)