PHSP Pozorování vizuálních dvojhvězd

Radim Martinek

1. Počet dvojhvězd

V astronomické literatuře se uvádí, že více než polovina hvězd se nachází ve dvojhvězdách a vícenásobných soustavách. Hvězdy v takovýchto soustavách se navzájem ovlivňují (gravitačně, osvětlování, zahřívání, případně výměna hmoty). Počet hvězd ve dvojhvězdách však bude pravděpodobně ještě větší. Napovídají to například výsledky měření družice HIPPARCOS, která pracovala na oběžné dráze kolem Země od listopadu 1989 do března 1993. Pro katalog HIPPARCOS se podařilo získat mimořádně přesné údaje pro více než 118 tisíc hvězd do 12,4 mag. Měření jasnosti byla přesná na 1,5 milimagnitudy, a tak se podařilo odhalit na 2 700 proměnných hvězd a dále přes 12 000 nových vizuálních dvojhvězd. Výše popsaná představa velkého počtu vícenásobných hvězdných soustav je však zřejmě chybná. Podle nové studie, kterou vypracoval Charles J. Lada (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics – CfA) je zřejmé, že většina hvězd v naší Galaxii jsou osamocené hvězdy. Nicméně dvojhvězdy jsou pro astronomy zajímavé z hlediska možnosti určení jejich hmotností a studování jejich vývoje. Vzdálenosti mezi složkami dvojhvězd se pohybují ve velkých rozmezích od 3.10⁶ do 3.10¹² km. Oběžné periody jsou od 17,5 minuty do 3 000 000 let.

2. Katalogy dvojhvězd

Nejznámější katalogy:
 

• katalog W. J. Struveho, zakladatele pulkovské hvězdárny, který v roce 1872 vydal první velký katalog 3110 dvojhvězd. Před pořadovým číslem každé dvojhvězdy je značka autora katalogu ∑. Například hvězda Castor má v tomto katalogu označení ∑ 1110.
• katalog Aitkenův (Robert G. Aitken) z roku 1932 obsahuje přes 17 000 dvojhvězd. Před pořadovým číslem dvojhvězdy je zkratka ADS. V tomto katalogu má Castor označení ADS 6175.
• uvažovalo se o katalogu, v němž bude k označení dvojhvězd sloužit přímo její poloha pro ekvinokcium 2000,0. Castor měl mít v tomto katalogu označení 07346N3153, neboť jeho poloha v roce 2000,0 byla RA = 7 h 34,6 m, Decl. = + 31o 53´.

Prvním astronomem, který soustavně pozoroval dvojhvězdy, byl William Herschel. Oběžný pohyb je prokázán pouze u poměrně malé části dvojhvězd (většinou u těsných dvojic, kde je oběh rychlejší). Oběžný pohyb svědčí o tom, že se skutečně jedná o dvojhvězdu.

3. Typy dvojhvězd

a) optické (zdánlivé)
Hvězdy spolu gravitačně nesouvisí, jedná se pouze o náhodnou projekci dvou hvězd (blízká + vzdálená) do jednoho místa na obloze. Dvojice hvězd vykazuje rovněž rozdílný vlastní pohyb, který se projevuje lineárním posuvem jedné složky vůči druhé.
b) fyzické (skutečné)
Jedná se o seskupení dvou (i více hvězd). Hvězdy se v takovýchto soustavách navzájem ovlivňují především gravitačně, ale také zářením (světlo, teplo), případně dochází k přenosu hmoty z jedné složky na druhou.
Poznámka:
Soustavu dvou hvězd, gravitačně navzájem vázaných, označujeme jako dvojhvězdu. Existují však i trojhvězdy, čtyřnásobné hvězdné systémy apod. Příkladem trojhvězdy může být Albireo (β Cygni) nebo Alamak (γ Andromedae). Známou čtyřhvězdou je například ε Lyrae. Šestinásobným hvězdným systémem je Castor (α Gem) ze souhvězdí Blíženců.

4. Rozdělení skutečných dvojhvězd

a) Vizuální dvojhvězda
Hvězdy jsou dostatečně vzdáleny od sebe, lze je snadno rozlišit v dalekohledu, případně i pouhým okem. Můžeme tedy měřit, jak se jejich vzájemné polohy mění v čase. Dostatečně dlouhá série měření obvykle ukáže, že obě složky dvojhvězdy se pohybují po elipsách, jejichž ohniska leží ve společném těžišti soustavy. Oběžné doby vizuálních dvojhvězd jsou značné – činí řádově roky až tisíce let.
b) Zákrytová dvojhvězda
Hvězdy jsou velmi blízko sebe, v dalekohledu jednotlivé složky dvojhvězdy nerozlišíme. Je to proto, že obě hvězdy jsou ve skutečnosti blízko sebe, nebo jsou v těsné blízkosti jen zdánlivě díky velké vzdálenosti od Země. V dalekohledu tedy vidíme pouze jednu hvězdu. Že se jedná o zákrytovou dvojhvězdu zjistíme z periodických změn jasnosti pozorované hvězdy. Říkáme jim také zákrytové proměnné hvězdy. Při vzájemném oběhu dvojice hvězd dochází k vzájemným zákrytům, což se při pozorování ze Země projeví periodickými změnami jasnosti. Rovina oběžné dráhy méně hmotné složky míří v tomto případě do blízkosti Země. Periody zákrytových dvojhvězd mohou nabývat nejrůznějších hodnot: u velice těsných dvojhvězd jde jen o stovky minut, zatímco jiné zákrytové dvojhvězdy se zakrývají jen jednou za několik let. Každá zákrytová dvojhvězda je i spektroskopickou dvojhvězdou.
c) Spektroskopická dvojhvězda
Pokud rovina oběžné dráhy méně hmotné složky nemíří přímo k Zemi, nedochází k vzájemným zákrytům dvojice hvězd, a tedy ani k poklesu jasnosti sledované hvězdy. Že se jedná o dvojhvězdu, zjistíme ze změn poloh spektrálních čar v pořízeném spektru. Dochází k periodickému rozdvojování spektrálních čar. To je způsobeno tzv. Dopplerovým efektem: při pohybu složek dvojhvězdy kolem společného těžiště se k nám střídavě jedna složka přibližuje, zatímco druhá se od nás vzdaluje. Tím kolísá poloha spektrálních čar v rytmu oběžné doby. Metoda umožňuje rozlišit i takové těsné dvojice, kdy vizuální rozlišení obou objektů vůbec nepřipadá v úvahu.
d) Astrometrická dvojhvězda
Hvězdy nejsou „stálice“, jak se dříve astronomové domnívali. Vykonávají tzv. vlastní pohyby. Jestliže změna polohy hvězdy za další období není přímka, ale jedná se o „vlnovku“, je to známka přítomnosti dalšího objektu, jehož gravitační působení ovlivňuje pohyb pozorované hvězdy.
e) Rentgenová dvojhvězda
Projevuje se periodickými změnami rentgenového záření – např. rentgenové pulsary.
f) Těsná dvojhvězda
Jedná se o systémy, jejichž oběžná rovina prochází Zemí a oběh hvězd kolem společného těžiště se projevuje v periodických změnách jasnosti dvojhvězdy. Již v roce 1946 aplikoval F. B. Wood na uvedené systémy dlouho známý Rocheův model. Velmi podrobně rozpracoval jeho myšlenku Z. Kopal, který analyzoval pozorování řady zákrytových dvojhvězd. Pro vývoj soustavy těsné dvojhvězdy má zásadní význam ekvipotenciální plocha, nazvaná Rocheova mez. Relativní rozměry této kritické plochy závisí jen na poměru hmotností obou složek. Kopal dělí zákrytové dvojhvězdy na tři typy podle toho, jak jednotlivé složky zaplňují oblasti uvnitř Rocheovy meze. U oddělených systémů (detached - D) jsou rozměry obou hvězd v soustavě těsné dvojhvězdy menší než kritická mez a obě složky se v podstatě vyvíjejí jako samostatné hvězdy. Nedochází k transportu látky mezi složkami systému. V polodotykových soustavách (semidetached - SD) je jedna hvězda s poloměrem menším než Rocheova mez (normální nevyvinutá hvězda), kdežto druhá hvězda je ve svém vývoji podstatně dál. V rámci zvětšení objemu po opuštění hlavní posloupnosti vyplňuje Rocheův lalok a její hmota přetéká přes vnitřní Lagrangeův librační bod L1 na druhou složku. V dotykových soustavách (contact - C) vyplňují hmoty obou složek Rocheův lalok a jsou prakticky v kontaktu. Dotykové soustavy se vyskytují hlavně mezi méně hmotnými hvězdami.

5. Dráhy vizuálních dvojhvězd

Obě složky dvojhvězdy obíhají po eliptických drahách kolem společného těžiště. Rozměry eliptických drah jsou nepřímo úměrné hmotnostem hvězd.

6. Co měříme u vizuálních dvojhvězd

Dvojhvězdy jsou využívány jako zajímavé objekty při večerních programech, určených široké veřejnosti. Návštěvníky často zaujme vzájemná blízká poloha obou hvězd, jejich rozdílné jasnosti či barvy. Z odborného hlediska nás však spíše zajímá něco jiného. Při měření určujeme polohu slabší složky dvojhvězdy vůči jasnější hvězdě. Při dostatečně dlouhé době pozorování slabší složka vykoná jeden oběh kolem jasnější hvězdy – například Sírius B oběhne kolem hvězdy Sírius A přibližně jednou za 50 let. Při vlastním měření určujeme vzdálenost „d“ mezi oběma hvězdami A a B (v obloukových vteřinách) a tzv. poziční úhel „P“ (ve stupních). Poziční úhel, který se měří ve směru od severu přes východ ke spojnici obou hvězd, nabývá hodnot od 0° do 360°.

7. Čím měříme vizuální dvojhvězdy

Na Hvězdárně Valašské Meziříčí používáme k měření parametrů vizuálních dvojhvězd okulárový (vláknový) mikrometr, který je v příslušenství k dalekohledu Zeiss-coudé 150/2250 mm.

8. Co ovlivňuje pozorování vizuálních dvojhvězd

a) dosah dalekohledu – tj. nejslabší hvězda, viditelná v dalekohledu
b) rozlišovací schopnost dalekohledu
c) kvalita pohonu dalekohledu (hodinový stroj)
d) kvalita a přesnost okulárového mikrometru, ztráty světla díky osvětlení vláknového kříže apod.
e) atmosférické podmínky
 

9. Význam pozorování vizuálních dvojhvězd

Pozorování dvojhvězd je jedinou metodou, s jejíž pomocí můžeme přesně vypočítat skutečné hmotnosti jednotlivých hvězd na základě znalosti oběžné doby a Keplerových zákonů. V případě osamělých hvězd je určení jejich hmotností zatíženo značnou chybou.

10. Pozorování na Hvězdárně Valašské Meziříčí

K měřením vizuálních dvojhvězd je na Hvězdárně Valašské Meziříčí využíván dalekohled Zeiss-coudé 150/2250 mm. V minulých letech byly měřeny vzdálenosti složek a poziční úhly u těchto dvojhvězd: 61 Cyg, β Lyr, ξ Lyr, κ Her, 100 Her, θ Ser, γ Del, α Her, ψ Dra, υ Dra, ο Dra, σ CrB, γ Leo, β Cyg, μ Cyg, ψ Cyg, 48 Cyg, ε Lyr, κ Boo, μ Boo, π Boo, ∑1835 Boo, 95 Her, 40+41 Dra, 16+17 Dra, 16 Dra, ζ UMa, π¹ UMi, δ Cep, ξ Cep, γ Ari, λ Ari, 30 Ari, γ And, 59 And, 56 And, 32 Eri, ψ¹ Psc, ξ Psc, α Psc, 65 Psc, 77 Psc, ε Equ, η Cas, ∑3053 Cas, τ Cas, ξ Aqr, 41 Aqr, 94 Aqr, 37 Cet, 66 Cet, 59 Tau, ∑401 Tau, 118 Tau, λ Ori, η Ori, ∑627 Ori, ∑696 Ori, 8 Mon, 1 Cam, o Cap, β Cap, 12 Cap, 15 Tri, ∑2978 Peg, α Gem, ∑958 Lyn, τ Cnc, γ Vir, S1645 CVn, α CVn.