Wikipedie

Proměnná hvězda

hvězda, jejíž zdánlivá jasnost se mění
(přesměrováno z Proměnné hvězdy)

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

Geometrické proměnné hvězdy editovat

 
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 editovat

 
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 editovat

  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 editovat

  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 editovat

Externí odkazy editovat

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Proměnná_hvězda&oldid=21086373“