Jak objevit novou proměnnou hvězdu

Výzkumem proměnných hvězd se dnes zabývá celá řada profesionálních i amatérských hvězdáren. Díky rozvoji techniky je v současné době praktická realizace odborného astronomického pozorování s vědecky publikovatelnými výsledky nesrovnatelně snazší, než tomu bylo před několika lety. Svoji roli zde sehrála především finanční dostupnost pozorovací techniky. Nákladné fotometry byly vystřídány lehkými a poměrně levnými CCD detektory. Proto byl v posledních letech zaznamenán velký nárůst objevů proměnných hvězd. Objev nové proměnné hvězdy je dnes pro pozorovatele úkol relativně snadný. Věnovat se pozorování proměnných hvězd mně umožnilo přístrojové vybavení slánské hvězdárny.

Městská hvězdárna ve Slaném se systematicky věnuje pozorovacím projektům v oblasti proměnných hvězd a tuto odbornou činnost provádí v rámci činnosti Sekce pro pozorování proměnných hvězd České astronomické společnosti. Proměnné hvězdy jsou hvězdy, které pravidelně nebo nepravidelně mění svoji jasnost. Ke změně jasnosti dochází většinou z fyzikálních příčin, kdy hvězda mění svůj průměr a povrchovou teplotu. Některé proměnné hvězdy však mění svoji jasnost, protože se jedná o těsné dvojhvězdy, které se vzájemně zakrývají.

Průběh změn jasnosti proměnných hvězd je nutné monitorovat v takovém režimu, aby byl zaznamenán pokud možno celý cyklus světelné periody. Pozorovatel však málokdy pokryje světelnou křivku dostatečně hustě. Zde se významně uplatňuje spolupráce mezi jednotlivými pozorovateli. Jen tak získáme detailní představu o vlastnostech pozorovaných objektů. Perioda změn jasnosti se podle druhu proměnných hvězd výrazně liší. Zákrytové proměnné mají periodu v rozsahu od několika hodin až po několik let (u většiny je však perioda kratší než 5 dní). Pro pulzující proměnné hvězdy se perioda mění v rozsahu 0,2÷1,0 dne (RR Lyr), 1÷70 dní (Cefeidy) až po nejběžnější intervaly 200÷400 dní dlouhoperiodických proměnných typu Mira Ceti.

Pozorovací programy dále ovlivňují nepravidelné pozorovací kampaně, které bývají vyhlášeny například při vzplanutí novy (explodující proměnné). Tehdy se provádí měření za účelem pokrytí sestupu z maxima jasnosti způsobem barevné fotometrie za účelem detailního studia vývoje barevných indexů. Pro tyto případy je vhodné měřit hvězdu každou noc, kdy je viditelná. Každý plán pozorovací noci tak musí podléhat aktuální sledovanosti významných objektů, zohledňovat nutnost měření dlouhoperiodických proměnných a prokládat pozorovací čas úseky pro zákrytové proměnné. Pozorovací plán na jednu noc se stává kombinací krátkodobých a dlouhodobých pozorovacích projektů. Výběr objektů je navíc nutné provádět s ohledem na aktuální pozorovací podmínky, fázi Měsíce, výšku pozorovaného objektu nad obzorem a technické možnosti přístrojové techniky. Odměnou trpělivým pozorovatelům jsou cenná data přispívající k poznání těchto bizarních objektů vzdáleného vesmíru. Pozorovatel může navíc kromě měření světelných změn a konstrukce středních světelných křivek věnovat čas tzv. patrolování. Patrolování je způsob monitorování nepravidelných hvězd se vzácnou změnou jasnosti, konkrétně některých trpasličích nov a eruptivních proměnných. Tyto hvězdy jednou za několik let nebo desítek let vzplanou a na pár dní se zjasní o několik magnitud. Při patrolování je třeba sledovat hvězdu po dlouhou dobu, kdy vůbec nemění jasnost. V tomto režimu pozorování může dojít i k tomu, že se vám poštěstí sledovat změnu jasnosti u hvězdy předem nevytipované. Pozorovatel tak přispěje svou činností k objevu a popisu nové proměnné hvězdy.

Shora dolů: 1) P Cyg – nova v souhvězdí Labutě objevená v roce 1600 Blaeuem; 2) Chi Cyg – proměnná hvězda v souhvězdí Labutě objevená v roce 1687 Krchem; 3) CK Vul – nova v souhvězdí Lištiček objevená v roce 1670 Anthelmeem. Zdroj: Astrobril.

V noci z 19. na 20. srpna 2007 se mně podařilo při fotometrii zákrytové hvězdy GT v souhvězdí Lacerta (Ještěrka) dalekohledem současně fotografovat i hvězdné pole o rozměru 15×15 úhlových minut. Výkonná pozorovací technika umožnila zobrazit v této části hvězdné oblohy velmi slabé hvězdy, dokonce stotisíckrát slabší, než které můžeme pozorovat pouhým okem! Při zpracování datových souborů z pozorování bylo hned zpočátku nápadné, že kromě hledané hvězdy GT Lac se ve výsledcích měření objevily ještě dvě hvězdy s výraznou změnou jasnosti. Pozice těchto hvězd byly přeneseny do katalogů s cílem zjistit, zda se v těchto místech oblohy nenachází už známá proměnná hvězda. Pro vyhledávání bylo nutné použít nejen známé katalogy proměnných hvězd, ale i databáze dosud nepublikovaných hlášených objevů. I vydavatelé katalogu GCVS (General Catalogue of Variable Stars), který přiděluje proměnným hvězdám definitivní označení, reagují s novými verzemi katalogu proměnných hvězd s určitým zpožděním. Technicky ani není možné při tomto množství objevů vydávat katalog v reálném čase. To s sebou přináší komplikace s identifikací nových proměnných hvězd a pochyby pozorovatele – objevitele, zda jeho objevená proměnná je skutečně ještě neznámý objekt.

Žádná shoda v pozici objektů však nalezena nebyla, proto začínala svítat naděje, že jsem zaznamenal změnu jasnosti těchto hvězd jako první. K tomu, aby mohl být objev ohlášen, bylo nutné napozorovat dostatečné množství dat pro potvrzení proměnnosti hvězd, stanovení jasnosti v maximu a v minimu, učení druhu proměnné hvězdy a periody. Měření probíhala za výhodných pozorovacích podmínek ve dnech 24. 8., 13. 9. a 15. 9.  Na základě získané fázové křivky, která mapuje průběh změn jasnosti, jsou obě nové proměnné hvězdy zařazeny do skupiny zákrytových proměnných hvězd EW. Skupinu EW tvoří nejextrémnější případy těsných, dalekohledem nerozlišitelných, dvojhvězd. Složky hvězdné soustavy se v tomto případě téměř dotýkají. Jsou silně deformované a často mají i rozsáhlou společnou atmosféru. Hlavním zástupcem této skupiny je hvězda W Ursae Maioris (ze souhvězdí Velké medvědice). Analýzou průběhu fázové křivky lze dospět ke skutečným rozměrům soustavy i jednotlivých složek. Rovina trajektorie složek dvojhvězdy, obíhajících kolem hmotného středu soustavy, je skloněna tak, že při pohledu ze Země se tyto složky vzájemně pravidelně zakrývají. Perioda zaznamenaných světelných změn je stejná jako oběžná doba soustavy. Okamžiky minim jasnosti obou binárních systémů byly zaznamenány s přesností lepší než 1 minuta. To umožňuje určit velmi přesnou předpověď následujícího primárního nebo sekundárního minima (zákrytu) složek dvojhvězdy. Okamžik minima je současně nezbytným údajem pro konstrukci O-C diagramu proměnné hvězdy.

Model hvězdné soustavy W Ursae Maioris

Světelná křivka hvězdné soustavy W Ursae Maioris

Objev proměnných hvězd byl zaznamenán v International Variable Star Index(VSX), v CzeV katalogu proměnných hvězd, objeví se na stránkách Open European Journal on Variable stars a bude zahrnut do vyhledávacího systému Smithsonian/NASA Astrophysics Data System a databáze SIMBAD Astronomical Database (Strasbourg astronomical Data Center). Obě nové proměnné hvězdy jsem pojmenoval podle Královského města Slaný.:

Objevitelský snímek s vyznačenou pozicí nových proměnných hvězd