Fotometrie – jak se měří jasnosti hvězd

/ 02.11.2024 /

Slovo fotometrie znamená měření jasnosti světla. Odhadovat jasnosti hvězd očima se provádělo prakticky již od starověku. Každá hvězda vydává určité množství záření. Většinou rozumíme měřením jasnosti viditelné světlo, ale klidně můžeme uvažovat i o neviditelné části spektra. Podle intenzity vyzařování na různých vlnových délkách lze například určit teplotu hvězdy. Další věcí je určení škály jasnosti hvězd, kolikrát je ta která hvězda jasnější než jiná. Jenomže hvězda, která vyzařuje dvakrát více světla se nám očima nejeví dvakrát jasnější, ale vnímáme ji jen jako relativně o trochu jasnější. Uplatňuje se zde totiž logaritmická škála a něco co se nazývá Weberův- Fechnerův zákon. Tím se dostáváme k veličině, která nám jasnost hvězd popisuje a to je tzv. „Hvězdná velikost“. Historicky první, kdo se snažili popsat jasnosti hvězd byli antičtí myslitelé Hipparchos a po něm Ptolemaios. Zavedli šest stupňů jasnosti hvězd, které mohli na nebi spatřit očima, přičemž nejjasnější hvězdy byly označeny jedničkou a nejslabší číslem šest. Díky nemožnosti určit paralaxu hvězd se předpokládalo, že všechny hvězdy jsou od nás stejně daleko, na sféře stálic, takže hvězdná velikost označovala tehdy současně i opravdovou velikost hvězdy. Dnes už se samozřejmě ví, že hvězdy od nás leží v naprosto odlišných vzdálenostech, takže hvězdná velikost nevypovídá o skutečné velikosti hvězd vůbec nic. Jednotkou veličiny hvězdné velikosti je magnituda. Vztah jasností hvězd je popsán tzv. Pogsonovou rovnicí, přičemž i dnes z historických důvodů platí, že čím je menší hvězdná velikost, tím je hvězda jasnější. Jedná se o logaritmickou škálu, takže rozdíl jedné magnitudy znamená rozdíl v jasnosti hvězd 2,5 krát. Nejjasnější hvězda Sirius má asi -1,5 magnitudy, nejslabší viditelné očima asi 6 magnitud, a nejslabší hvězdy, které lze v celku bez problému měřit ve Ždánicích pomocí dalekohledu ASA AZ800 mají asi 17 magnitudu.

Hvězdy mohou měnit svoji jasnost z různých příčin. Například rozsáhlé hvězdné skvrny v jejich fotosféře, proměnnost hvězd samotných (erupce na hvězdách, změna velikosti a pulzace hvězd, změny barvy apod.), anebo zákryty vícenásobných hvězdných systémů. Změny mohou probíhat pravidelně či nepravidelně. Světelné křivky nám mohou dokonce prozradit i deformace ve tvaru hvězd a rozplétání křivek může být někdy úplná alchymie. Nejzajímavější jsou ovšem hvězdy, které mění svoji jasnost jinak, než se očekává a astronomy pak často zajímá především určování přesných časů minim. V minulosti se využívalo vizuální měření jasností hvězd, jenže toto měření je obecně zatíženo jednak poměrně velkou nepřesností v odhadu a také osobní chybou z očekávání výsledku! Průkopníkem v pozorování proměnných hvězd byl německý astronom Friedrich Argelander, který přibližně v polovině 19. století dokonce vydal i metodický návod jak provádět vizuální odhady jasností porovnáváním se srovnávacími hvězdami prostřednictvím tzv. odhadních stupňů. Tato metoda se používala prakticky 150 let a odhady touto Argelanderovou metodou si mohli návštěvníci přednášky Mgr. Jakuba Koláře dokonce i prakticky vyzkoušet! Zkušební hvězdou se stala TIC 461500036 (asi 14 mag), čili relativně slabá zákrytová dvojhvězda, která je ale možná dokonce i trojitá. Během přednášky bylo vyhodnoceno asi 40 světelných křivek od jednotlivých návštěvníků a i když se některé docela dobře shodovaly s předpokládaným průběhem jasnosti, byly i takové, kde byste podobnost hledali jen těžko. Ukázalo se, že vizuální pozorování proměnných hvězd si zkrátka musí pozorovatel nacvičit a ne každý člověk má pro tento typ pozorování talent.

Mnohem lepší a objektivnější metodou je tak dnes používaná CCD, případně CMOS fotometrie. Využívá se při ní speciální astronomické kamery, kterou lze navíc vybavit i kalibrovanými proměnářskými filtry. Měření je v porovnání s vizuálními odhady mnohem citlivější a přesnější. Navíc můžeme na snímcích proměřit nikoliv jen jednu, ale mnohem více hvězd a ke snímkům se můžeme kdykoliv v budoucnosti vrátit a znovu je zpracovat. Pořízení kvalitních měřických snímků však není úplně triviální záležitost. Snímky je potřeba redukovat o tepelný šum ochlazením zobrazovacího čipu, například na kameře u dalekohledu ASA AZ800 běžně na hodnotu asi -15°C. Dále je potřeba připočítat kalibrační snímky odstraňující vady čipu, vinětaci optiky apod., a dále provést odstranění vlivu atmosféry proměřením kontrolních srovnávacích hvězd, které svou jasnost se nemění. Pro měření se využívají též speciální clonky.

Univerzitní dalekohled ve Ždánicích ASA AZ800, za kterého pocházely prakticky všechny snímky, které Jakub Kolář ve své přednášce využil, má průměr hlavního zrcadla 80 cm a jedná se tedy o největší dalekohled na Moravě. Je vybaven velmi kvalitní chlazenou astronomickou kamerou C5A-150M s proměnářskými filtry. Do ostrého provozu byl dalekohled uveden v létě 2023, kdy byla provedena též první fotometrická pozorování. ASA AZ800 je robotický dalekohled, takže pozorovatel nemusí být u dalekohledu fyzicky přítomný a pozorování řídí vzdáleně. Dalekohled je vybaven také meteostanicí, jejíž součástí je i fulldomová kamera sledující stav oblačnosti nad Ždánicemi. Vlastní pozorování probíhá nejprve připojením přes vzdálenou plochu k počítači ovládající dalekohled a provedením jeho kontroly prostřednictvím kamery v kopuli. Dále následuje nájezd na požadované souřadnice objektu a nastavení expozic a filtrů. V současné době probíhá na dalekohledu pozorovací program věnující se čtyřhvězdám a to například i takovým, že obě dvojice, které obíhají kolem společného těžiště jsou zároveň zákrytové. Přesnost měření dalekohedu ASA AZ800 je velmi solidní a několikanásobně předčí dřívější měření prováděná dalekohledem o průměru 60 cm v Brně na Kraví hoře. Kromě těchto dvou dalekohledů využívá pozorovací skupina na MUNI Brno rovněž robotické dalekohledy například na observatořích Tuscany v Itálii, La Silla v Chile, Boyden v Jihoafrické republice a další.

Většina hvězd ve vesmíru nejsou samostatné hvězdy, ale dvojhvězdy, nebo vícenásobné hvězdné systémy. Přesné měření jejich jasností je jednou z metod, jak se o nich dozvědět spoustu zajímavých informací a robotický dalekohled ASA AZ800 k tomu také svým dílem přispívá. Studiem proměnných hvězd se tedy dozvídáme jaké procesy ve hvězdách či vícenásobných hvězdách probíhají a jak tedy náš vesmír funguje.

Přednáška Mgr. Jakuba Koláře se nestandardně uskutečnila namísto v planetáriu v 3D sále ždánické hvězdárny. O velkém zájmu o přednášku svědčí i počet rezervací, nakonec jsme museli ještě i přidávat židle navíc.

Návštěvníci dostali na začátku přednášky papíry a tužky, aby si mohli zkusit prakticky odhadnout jasnost proměnné hvězdy Argelanderovou metodou, takže to bylo současně i takové malé astronomické praktikum.

Vyznačení polohy proměnné hvězdy „V“ a dvou srovnávacích hvězd, jasnější „A“ a slabší „B“. Právě na sérii jedenácti podobných obrázků pořízených dalekohledem ASA AZ 800 si návštěvníci vyzkoušeli svůj talent být vizuálním proměnářem.

Skutečný průběh jasnosti hvězdy zjištěný přesnou CCD fotometrií s vyznačenými body ukazující okamžiky pořízení zkušebních snímků.

Nejlepší vizuální odhady návštěvníků se blížily skutečnému průběhu křivky, jiným se však průběh odhadnout nepovedlo vůbec. Není to vůbec jednoduché a chce to cvik a praxi.

Přednáška byla velice pěkná a moc zajímavá a Jakub Kolář nám během ní dokonce ukázal i on-line navázání spojení a komunikaci s dalekohledem ASA AZ800.

Na závěr si mohli zájemci univerzitní dalekohled ASA AZ800 prohlédnout i přímo v kopuli, jen opravdové pozorování se bohužel nedalo provést, počasí nám nepřálo.

Mgr. Jakub Kolář u velkého dalekohledu ASA AZ800 na hvězdárně ve Ždánicích.