Odborný pozorovací projekt B.R.N.O. - výzkum zákrytových proměnných hvězd




     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.

    Odborný pozorovací projekt B.R.N.O. (Bohemian Regional Network of Observers) je zaměřen na výzkum zákrytových proměnných hvězd, které jsou součástí vícehvězdného systému. Vlivem zákrytů složek dochází u těchto objektů k různým průběhům změn jasnosti. Změna jejich svítivosti a jasnosti pak závisí na tvaru a vzájemném poměru velikostí a jasností složek vícehvězdného systému, tak i na vzájemné dráze všech složek. Často se jedná o těsné dvojhvězdy, jejichž výzkum přispívá k poznání dynamiky atmosfér a přetoku hmoty mezi složkami. K typickým zástupcům patří hvězda Algol ze souhvězdí Persea s periodou 2,867 dne.

zákrytový systém dvojhvězdy
    Animace průběhu celé periody (fáze) změn jasnosti zákrytové proměnné hvězdy typu Algol. Jedná se zcela oddělený systém tvořený dvojicí hvězd, jejichž rozměry jsou vůči rozměrům oběžné dráhy malé. Ke změnám jasnosti soustavy dochází jen v období vzájemných zákrytů. Hmotnější primární složka má vyšší jas než sekundární složka. Primární minimum nastává v okamžiku kdy sekundární složka zakrývá primární složku.



     Cílem našeho výzkumu je určit z pozorování přesný okamžik zákrytu složek vícehvězdného systému – střed minima. Pokud takové údaje známe v delším časovém období (typicky desítky let), můžeme u sledovaného objektu studovat změny orbitální periody.

    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 zkoumaných 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).

flash animation

Způsob měření

Fázová křivka zákrytové proměnné hvězdy CzeV159     Ať už je naším cílem zjištění časového okamžiku minima zákrytu složek, nebo stanovení oběžné periody vícehvězdného systému, tak máme jednotný postup pro pozorování a zpracování výsledků.

    Kromě samotného dalekohledu, který soustřeďuje parsky světla do ohniskové roviny, používáme citlivý CCD detektor pro digitalizaci vytvořeného obrazu. CCD detektor pořídí snímek vybrané části oblohy společně s hvězdou, jejíž změnu jasnosti budeme analyzovat. Nastavením vhodných parametrů může začít automatické sledování hvězdy dalekohledem a pořizování souboru expozic. Během noci pořídíme až několik set snímků o celkové velikosti desítek megabytů. Proto, aby nám CCD detektor umožnil kromě pořízení snímku oblohy také proměření jednotlivých parametrů jasnosti exponovaných hvězd, je nutné provést korekce snímku. Pro korekce se využívá expozic, které se pořizují mimo pozorovací čas, například po západu slunce nebo časně ráno. První korekční snímek, tzv. flat field ("světlý" snímek), je vlastně takový záznam vlastností optické trasy systému dalekohled - filtry - kamera. Mapuje citlivost jednotlivých pixelů CCD detektoru na světlo. Druhý korekční snímek, tzv. dark frame (temný snímek), mapuje citlivost pixelů na temný proud, závisí na expoziční době a teplotě čipu. Temný snímek můžeme exponovat jednoduše s uzavřeným krytem objektivu dalekohledu. U série expozic obou korekčních snímků potom provedeme zprůměrování, aby nedocházelo k náhodnému šumu. Jak vypadají korekční snímky v porovnání s tzv. light frame (ostrým snímkem) oblohy, můžete vidět na obrázku (flat - dark - light frame).

  Obrázek vpravo: Fázová křivka zákrytové proměnné hvězdy CzeV159 v souhvězdí Ještěrky objevená v Městské hvězdárně ve Slaném 27.11.2007. Vícehvězdný systém je zajímavý nezvykle krátkou periodou (0.3596 dne) a hlubokým sekundárním minimem, které naznačuje, že se jedná o dvojici chladných načervenalých hvězd, z nichž sekundární složkou je pravděpodobně červený trpaslík.


     Pro sestavení jednoho měření, jednoho bodu na světelné křivce, musíme od ostrého snímku odečíst temným snímek a provést korekci světlým snímkem. Pro zpracování souboru CCD expozic používáme software CMuniPack od Ing. Davida Motla. Pomocí tohoto programu je provedení potřebných korekcí snímku velice jednoduché. Není to však jediná vlastnost, kterou program umožňuje. Cílem zpracování CCD snímků je mapovat případné změny jasnosti exponovaných hvězd. Program vyhodnotí jasnosti všech hvězd na snímku a nabídne uživateli přehled změn, které nastaly v průběhu celého pozorování. Uživatel potom musí posoudit, zda změny jasnosti předkládané k hodnocení jsou skutečně způsobeny změnou intenzity jasu proměnné hvězdy, nebo se jedná o analýzu nevhodně pořízených snímků oblohy. Proto si musíme být jisti, že vstupní soubory CCD snímků byly pořízeny co nejkvalitněji.

Obrázek vlevo: Dialog pro výběr proměnné hvězdy, srovnávací hvězdy a dvou kontrolních hvězd.
Obrázek vpravo: Dialog pro automatickou detekci všech proměnných hvězd v zorném poli. Velmi výhodná funkce k monitoringu změn jasností mnoha hvězd na snímku a vykreslení jejich světelné křivky.


   Zracováním CCD snímků jsme získali přehled o změně jasnosti proměnné hvězdy v podobě grafu. Na vodorovné ose je vynesen čas ve dnech a jejich zlomcích (tzv. juliánské datum, JD) a na svislé ose změna jasnosti. U zákrytových proměnných hvězd má graf (světelná křivka) svůj charakteristický tvar. Ve chvíli kdy dochází k zákrytu složek dvojhvězdy, nastává rychlý pokles jasnosti a po chvíli opět příkrý vzestup při odkrývání složek. Světelná křivka v průběhu těchto změn vykreslí v grafu tvar ostrého písmene V. V bodě s minimem jasnosti určujeme časovou souřadnici vrcholu onoho "písmene V". Pokud se nám podaří určit nejméně dva takové okamžiky, zjistíme oběžnou periodu dané dvojhvězdy a z toho např. poměr hmotností obou hvězd, a také nám to umožní předpovědět, kdy nastane další zákryt. Jestliže se dlouhodobě monitorují přesné okamžiky minim zákrytových proměnných hvězd, tak můžeme dojít často k překvapivým objevům. Viditelně se některé dvojhvězdné systémy zpožďují a potom předcházejí v čase okamžiku minima. Příčinou těchto změn periody může být přetékání hmoty z jedné hvězdy na druhou, čímž se mění poměr hmotností a tedy i perioda oběhu. Nebo může systém dvojhvězdy ovlivňovat ještě další složka, kterou nebylo možné jinými způsoby odhalit (hnědý trpaslík či planeta).


Obrázek vlevo: Záznam pozorování hvězdy BO Cyg s určením minima v juliánském datu z databáze projektu B.R.N.O. České astronomické společnosti. Okamžik pozorovaného minima je možné okamžitě porovnat s časem předpovědi (modrá osa).
Obrázek vpravo: Dlouhodobý monitoring (r. 1944 - 2006) přesných okamžiků minim hvězdy XY Leo. Diagram jasně ukazuje, z celkového počtu 366 měření, na přítomnost třetího tělesa v této soustavě (periodické zvlěnění křivky).