Astronomický proseminář II Proměnné hvězdy Citát l l„Premenné hviezdy sú všade okolo nás, ale ktoré to sú, to vám nepoviem, lebo to sám neviem …“ l lslovenský stelární astronom lRNDr. Ladislav Hric, CSc. lhvězdárna Ždánice lléto počátkem 80. let minulého století > foto_cb 33384 https://sasselov.cfa.harvard.edu/ > Definice lhvězdy, jejichž pozorovaná jasnost se s časem mění lasi 10 % hvězd jsou hvězdy zjevně proměnné lrozvoj diagnostických metod = vyšší procento proměnných hvězd v náhodném vzorku hvězd lrozpětí pozorovaných světelných změn od 1 milimagnitudy (0,001 mag @ 1 ‰) do desítek magnitud (10 mag = 1 : 104, 15 mag = 1 : 106) lčasové škály: od 10–4 s do časových měřítek změn vlivem hvězdného vývoje > Historie lTycho Brahe objevil r. 1572 „novou“ hvězdu v souhvězdí Kasiopeji lperiodicky proměnná hvězda – r. 1596, David Fabricius, o Ceti lsystematický výzkum E. Pigott a J. Goodricke (G. objevil světelné změny Algolu 1782-3) l1786 Pigott publikoval první katalog proměnných hvězd - 12 exemplářů l > Historie lfotografické metody – pořizovaly se skleněné archívy lpočet známých proměnných hvězd během 20. století vzrostl ze 700 na dnešních asi 50 000 lastrometrická družice Hipparcos, 12 000 nových PH lzákladním katalog - General Catalogue of Variable Stars lpřed latinským názvem souhvězdí ve 2. pádu se uvádí kombinace písmen nebo čísel v tomto pořadí: R, S, T, …Z, RR, RS, RT, …RZ, SS, ST, …, SZ, TT,…ZZ, AA, AB, … ) QQ, QZ, V 343, V 344 …například V 3891 Sgr. ljiné typy proměnných hvězd – rentgenové nebo radiové zdroje, označení z příslušného katalogu, označení obsahuje zaokrouhlenou rektascenzi a deklinaci l > Mechanismy proměnnosti ldva základní typy lgeometrické, kde se světelný tok z hvězdy nebo hvězdné soustavy nemění, mění se však její svítivost lfyzické, skutečné proměnné hvězdy, u nichž se reálně mění jejich zářivý výkon > Geometrické proměnné hvězdy lrotující proměnné hvězdy 1.sledovaná hvězda rotuje 2.hvězda je členkou podvojné soustavy lmagnetické hvězdy lhvězdná aktivita ldvojhvězdy 1.zákrytové dvojhvězdy 2.interagující dvojhvězdy > Fyzické proměnné hvězdy lnestacionární děje v okolí hvězdy lnestacionární děje na povrchu hvězdy lpulzující proměnné hvězdy lsupernovy lzáblesky záření gama > Typy proměnných hvězd lalgolidy, cefeidy, eruptivní trpaslíci, heliové proměnné l lhvězdy typu SR, hvězdy typu RS CVn, hvězdy typu a2 CVn, hvězdy typu b Cephei, hvězdy typu ZZ Ceti, hvězdy typu R CrB, hvězdy typu S Doradus, hvězdy typu g Doradus, hvězdy typu BY Draconis, hvězdy typu RR Lyrae, hvězdy typu bLyrae, hvězdy typu YY Orionis, hvězdy typu FU Orionis, hvězdy typu d Scuti, hvězdy typu T Tauri, hvězdy typu RV Tauri, hvězdy typu W Uma, hvězdy typu W Vir l lmiridy, novám podobné hvězdy, novy, polary, pulzary, Ap hvězdy, supernovy, symbiotické hvězdy, trpasličí novy > Poloha PH na HR diagramu hrdigcz > Zákrytové proměnné hvězdy lsložky opticky nerozlišitelné, spektroskopicky někdy ano l lrovina oběhu musí ležet poblíž směru pozorovatel-soustava l ltěsné dvojhvězdy – přetok hmoty mezi složkami orbital > EclipseBinaryTypes > Mira aneb o Ceti lobjevena v roce 1596 (David Fabricius 1564-1617) jako první proměnná hvězda, která nebyla N nebo SN loznačení o Ceti pochází od Bayera 1603 lv době objevu považována za novu, přestože ji Fabricius pozoroval i v r. 1609 lpoté byla zapomenuta, znovuobjevení Johannem Heveliem 1639 a 1642 ji pojmenovává Mira (Podivuhodná) lFabricius se toho nedožil lbylo však dohledáno několik mnohem starších pozorování, zejména v Asii (Čína, Korea) l1997 zobrazení kotoučku proměnné hvězdy pomocí HST, je patrná rozsáhlá atmosféra Miry o poloměru 0,03", což při vzdálenosti 120 pc dává poloměr hvězdy 3,3 AU lz kotoučku navíc vybíhá plynný proud směrem k průvodci Miry, kterým je bílý trpaslík, obíhající ve vzdálenosti 70 AU l2001 určeny parametry průvodce proměnné hvězdy Miry, vzdálené od nás 128 pc, průvodce - 0,6 MS a Tef teplotu 9000 K, jde o mladého BT (850 milionů let) > cetus Mira-alapre bigCetus cetus-sml LTmira pulsing_mira1 miranight miraday mira oceti-clip Hvězdy typu Mira lprototyp: hvězda o Ceti pojmenovaná jako Mira lpulzující chladní obři s periodami 100-500 dnů ljsou to hvězdy sluneční hmotnosti v pokročilém vývojovém stadiu lamplituda změny jasnosti (V) > 2,5 mag lkatalog GCVS obsahuje přes 6000 mirid ldále se miridy dělí na typy: M - v optické oblasti pásy TiO, S - pásy ZrO, TiO, C - pásy molekul uhlíku (např. C2) > Hvězdy typu Mira lMiridy jsou rovněž důležité jako "standardní svíčky" sloužící k určování vzdáleností v naší Galaxii a také vzdáleností galaxií nejbližších (Velké a Malé Magellanovo mračno) lproces, kterým miridy ztrácejí látku není zcela objasněn lčervení chladní obři a veleobři představují velice heterogenní skupinu. Miridy patří k chladným hvězdám (povrchové teploty 3500-3000 K) s velmi pravidelnou periodou a amplitudou větší než 2,5 mag lvelký interval změn jasnosti ve vizuální oblasti je částečně způsoben nízkou povrchovou teplotou těchto hvězd. Pro většinu mirid je maximum energie vyzářeno v IR oblasti > Supernovy - historická zastavení lLundmark ve 20. letech 20. století publikoval názor, že nova pozorovaná Hartwigem v roce 1885 ve Velké mlhovině v Andromedě se nachází v této galaxii, pak její zářivý výkon musí být mnohem větší než u jiných nov lslovo supernova poprvé použili Baade & Zwicky v roce 1934 l ljejich charakteristika jevu supernovy: ücelková uvolněná energie řádu 1044 až 1046 J üpozůstatek může vytvořit neutronovou hvězdu üpři explozi se uvolní rozpínající se obálka ionizovaného plynu l > Historické supernovy v Galaxii l rok rektascenze deklinace souhvězdí l 185 14h 32m -60 20 Kentaur l 393 17h 11m -38 20 Štír l1006 14h 59m -41 45 Vlk l1054 05h 31m +21 59 Býk l1181 02h 02m +64 37 Kasiopeja l1572 00h 22m +63 51 Kasiopeja l1604 17h 27m -21 27 Hadonoš > Světelné křivky a klasifikace lIa – ve všech typech galaxií i starých populacích lIb – mladé populace, silné He čáry lIc – mladé populace, bez He čar, lII-P – spojena s populací I, po maximu zůstane L dlouho téměř konstantní lII-L – po maximu L klesá lineárně SNlightcurves > Spektra supernov lIa – ve všech typech galaxií i starých populacích lIb – mladé populace, silné He čáry lIc – mladé populace, bez He čar, lII-P – spojena s populací I, po maximu zůstane L dlouho téměř konstantní lII-L – po maximu L klesá lineárně l SNspektra > Klasifikační strom snetax > Podstata supernov lvývoj velmi hmotných hvězd pak spěje k posloupnosti procesů, které souhrnně označujeme „výbuch supernovy“ lna supernovy lze pohlížet jako na specifický druh proměnných hvězd, kdy mechanismem proměnnosti jsou odezvy na rychlé děje v centrálních oblastech v důsledku hvězdné evoluce ltaková proměnnost je „na jedno použití“ lpo „výbuchu“ se totiž hvězda kvalitativně zcela změní – rozplyne se nebo bude NH či ČD > Objevování supernov lSN patří k nejžádanějším novým objektům a tak se stále zdokonalují technické prostředky k jejich vyhledávání lSN označujeme rokem jejich objevu a velkým písmenem abecedy odpovídajícímu pořadí objevu v daném roce (např. „SN 1987A“ je první SN objevenou v roce 1987), pokud velká písmena nestačí, používá se dvojice malých písmen: [rok] aa .. az, ba .. bz, atd; např. „SN 2004bk“ lv r. 1990 bylo objeveno 38 extragalaktických supernov lv r. 1995 to bylo 57 SN, v r. 2000 bylo objeveno 173 SN lv r. 2003 dokonce 334 SN atd. laktuální stav https://sne.space/ lmá dnes vizuální pozorovatel šanci? > Objevování supernov > Od teorie k praxi – M1 lKrabí mlhovina je pozůstatkem po supernově z roku 1054, nachází se 6000 světelných roků daleko lv centru jasné mlhoviny je rychle rotující neutronová hvězda - pulzar, který emituje pulzy záření s frekvencí 30 Hz optical 04xray 02Crab Od teorie k praxi – Cas A lposlední SN v naší Galaxii, vzplanula někdy kolem r. 1680, zůstal silný radiový zdroj Cas A - nejsilnější radiový zdroj mimo sluneční soustavu l ldružice Chandra měřila rázové vlny v pozůstatku po SN a odtud plyne vzdálenost na 11 000 ly 01Cascol > Od teorie k praxi – SN 1987A l24. února 1987 v LMC, vzdálenost 165 000 ly lpoprvé zachycena neutrina generovaná SN pozemskými detektory lsystém tří prstenců zářícího plynu, který obklopuje SN 1987A l 9904w images supernovy05 Od teorie k praxi – SN ve vzdálených galaxiích lRobert Evans objevil cca 40 SN vizuálně ! lvíce zde n772-2 n772-2 sn1991t n3997 n3997 Metody výzkumu PH lfotometrie lsvětelná křivka lčas minima (maxima) lvizuální lfotografická lCCD lspektroskopie linterferometrie IQ Per > Role amatérských pozorovatelů lzákrytové proměnné lurčení okamžiku minima lstanovení (O – C) lsestavení celé světelné křivky lmiridy, dlouhoperiodické proměnné lsvětelná křivka lnovy, supernovy lobjev lsvětelná křivka lpoužívanou metodou je metoda vizuální nebo CCD fotometrie > Robotizované dalekohledy lprojekt ASAS lsoumrak amatérských pozorování LPVs? lna severní polokouli podobný projekt neexistuje lrole amatérů – krátkoperiodické PH, raději přechod na CCD fotometrii (lépe standardní UBVRI) > Robotizované dalekohledy l asas3_closed_small asas3_enclosure_small asas3_view > Literatura lZdeněk Mikulášek, Proměnné hvězdy, elektronická skripta MU Brno, 2002 lProměnářské CD, Sekce PPH ČAS lhttp://var.astro.cz lhttps://www.aavso.org/vsx/ lhttp://www.rochesterastronomy.org/supernova.html > hasta la vista, amigos