Proměnné hvězdy ÚTFA MU, Brno 2021 Přednášející: prof. RNDr. Zdeněk Mikulášek, CSc. doc. RNDr. Miloslav Zejda, Ph.D. 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 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 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 ❖ 1. vědecké pozorování – Brahe, Hájek SN1572 – 1. světelná křivka a určení vzdálenosti => popření Aristotela! 2 05 +64.8 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 Miry 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, χ Cyg – jen nejnápadnější prom. hvězdy, nikoli všechny tehdy známé Začátky systematického studia proměnných hvězd do konce 18. st. další objevené proměnné hvězdy až E. Pigott, J. Goodricke systematické pozorování (80. léta 18. st. ) – 1782-3 Gooricke znovuobjevil proměnnost Algolu a správně ji interpretoval jako důsledek zakrývání dvojice hvězd – 1786 Pigott – 1. katalog prom. hvězd (tucet kousků) 1844 F. Argelander – výzva k pozorování proměnných hvězd - jednoduchá metoda pro vizuální pozorování - katalog proměnných hvězd (44 položek) - označování proměnných hvězd 1880 - 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 ❑ Nevizuální fotometrie • fotografická, • fotoelektrická, • „křemíková“ ➢ Spektroskopie ➢ Interferometrie ➢ Detekce gravitačních vln Observatoře ✓ pozemské - profesionální & amatérské ✓ družicové 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 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 Coupled Device) W. Boyle a G. E. Smith 1970 – 1. CCD kamera 1974 – 1. komerční CCD zobrazovací prvky Fairchild Electronics (100x100 px) (schopnost přenosu náboje tehdy <0,5 % =>o trochu méně než dobrá fotografická deska). 1979 – 1. použití v astronomii a počátek nového věku v pozorovací technice (Kitt Peak National Observatory, čip RCA 320x512) 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 0.1 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, … nové – LSST, Pan-STARRS – čipy přes řádově Gpx! 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) 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 Využití spektroskopie Interferometrie 1946 - představena astronomická interferometrie Astronomické interferometry – optické, IR, submm, radiové rádiové = soustavy klasických parabolických antén, jednorozměrných antén nesměrových 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 – 6x1m, vzdálenost až 330 m, Mt. Wilson, USA submilimetrové – ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array, Chile) - 66x 12m a 7m radioteleskopů; účast i České republiky Gravitační vlny Základní katalog proměnných hvězd (GCVS - General Catalogue of Variable Stars) původně Německo, od r. 1948 v Moskvě – ved. N. Samus poslední 5. vydání katalogu 53 627 objektů (stav k 5.12.2018) – 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) VSX (Variable Star Index) – server Americké asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO (http://www.aavso.org/vsx) k 19. 9. 2017 465 093 prom. hvězd, k 24. 9. 2019 1 390 742 k 26. 9. 2021 2 115 130 proměnných hvězd => nejkompletnější katalog současnosti Proměnné hvězdy v 21.století Klasifikace proměnných hvězd, 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 těžiště. ❖ 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 vyhraněné typy kombinované typy – „+“ (logické „a“ pro koexistenci dvou typů), "| „ (logické "nebo" pro možné klasifikace téhož objektu) celkem přes 100 typů proměnnosti (detaily viz GCVS, VSX) Stav 2012 Stav 2019/2021 Zákrytové 589 535 / 970 834 Pulsující 489 360 / 657 136 Rotující 94 571 / 232 035 Kataklyzmické 9 727 / 13 640 Rtg. zdroje 184 / 202 Supernovy 795 / 891 GAIA – řádově miliony EBs LSST statisíce SNs Pár poznámek o Brnu a proměnných hvězdách univerzitní centrum: Josef Mikuláš Mohr, Luboš Perek 60cm dalekohled 1954 Vladimír Vanýsek, Jiří Grygar, Zdeněk Kvíz nebo Luboš Kohoutek. současnost – ÚTFA PřF MU, Zdeněk Mikulášek 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)