Západočeská pobočka

3. Metody vizuálního pozorování proměnných dvojhvězd - historický přehled

3.1 F.W.Herschel

První jasně formulovanou pozorovací metodu vypracoval F.W.Herschel. Používal soustavu zvláštních značek, symbolů, kterými vyjadřoval výsledky srovnání jasností obou hvězd. Slovně bychom tyto výsledky vyjádřili asi takto: stejně jasné, jasnější, slabší, výrazně jasnější, výrazně slabší.

3.2 Argelanderova (stupňová) metoda

Argelander zřejmě velmi dobře znal Herschelovu pozorovací metodu a při vlastních pozorováních si uvědomil její nedostatky. Ve své "Výzvě k přátelům astronomie" z  r. 1844 zcela jednoznačně popsal, jak se má pozorování provádět. Herschelovy značky nahradil číselným vyjádřením. Ale nechme promluvit autora samotného:

"Jestliže dvě hvězdy, jejichž rozdíl v jasnosti je třeba stanovit, se mi zdají stejně jasnými nebo brzy jedna, brzy druhá se mi zdá jasnější, odhaduji, že tyto hvězdy mají stejnou jasnost a uvedu to v zápisu tak, že je položím sobě rovny. Při tom je lhostejné, kterou hvězdu uvedu dříve. Srovnávám-li dvě hvězdy a a b, napíši ab nebo ba( možno psát též a0b nebo b0a).

Zdá-li se mi na první pohled, že hvězdy mají sice stejnou jasnost, ale při pozornějším zkoumání a při opětovném přechodu jak z a na b, tak z b na a se mi jeví hvězda a vždy nebo jen s řídkými výjimkami právě poznatelně jasnější než b, považuji a o jeden stupeň jasnější než b a napíši to a1b, a je-li b jasnější než a , pak b1a, takže jasnější hvězdu uvedu před číslem a slabší za ním.

Jestliže se mi jedna hvězda zdá vždy nepochybně jasnější než druhá, označuji tento rozdíl dvěma stupni. Zapisuji to a2b, je-li a jasnější než b, nebo b2a, je-li b jasnější než a.

Na první pohled nápadný rozdíl považuje za tři stupně a vyznačuje se a3b nebo b3a.

Konečně a4b značí ještě nápadnější rozdíl. Větší rozdíly, za nejzazší možností svého oka, není možno přesně odhadovat."

Postupem doby se definice vyvinuly do podoby uvedené v tabulce.

Argel. stupeň (AS) Definiční popis rozdílu slabostí srovnávacích hvězd Zápis
0 Hvězda a se jeví stejně slabá jako hvězda b nebo se chvílemi zdá střídavě nepatrně slabší a nepatrně jasnější než hvězda b. a0b
1 Při bedlivém pozorování se hvězda a jeví častěji jasnější než stejně jasná jako hvězda b a jen vzácně se jeví hvězda b jasnější než hvězda a. a1b
2 Hvězda a se jeví takřka vždy o málo jasnější než hvězda b. Jen zřídka se zdá, že se jejich slabosti rovnají. a2b
3 Hvězda a se již na první pohled jeví jasnější než b. a3b
4 Hvězda a je výrazně jasnější než hvězda b. a4b

Argelander striktně nezavrhuje hodnocení rozdílu slabostí dvou hvězd vyšším stupněm, ale je třeba si uvědomit, že spolehlivost takového odhadu není velká. Velký rozdíl slabostí hvězd není nutné vždy řešit užitím více Argelanderových stupňů, ale pokud je to možné, raději volbou vhodnějších srovnávacích hvězd. Dnes má Argelanderova metoda dvě podoby. V první z nich se používají pro stanovení slabosti proměnné hvězdy vždy pouze dvě srovnávací hvězdy - jedna slabší a jedna jasnější. Další modifikace Argelanderovy metody propaguje použití více srovnávacích hvězd najednou, přičemž na srovnávací hvězdy nejsou kladeny žádné nároky, pouze se snažíme vyhnout použití srovnávacích hvězd, které se od proměnné hvězdy liší o více než 4 AS. Hodí se pro pozorování nepravidelných a polopravidelných proměnných hvězd a proměnných hvězd s malými amplitudami světelných změn. Pro sledování například cefeid, hvězd typu RR Lyr nebo zákrytových dvojhvězd, u nichž je výsledkem pozorování okamžik maxima či minima jasnosti, můžeme bez velkého omezení přesnosti a s menší námahou užít prvního přístupu.

3.3 Pogsonova metoda

Zatímco Argelanderova metoda nepředpokládala žádné znalosti o srovnávacích hvězdách, Pogson založil svou metodu na znalosti hvězdných velikostí srovnávacích hvězd. Ty by měly být předem zjištěny fotometricky. Při odhadu pozorovatel interpoluje hvězdnou velikost proměnné hvězdy mezi dvě známé hvězdné velikosti hvězd srovnávacích. Pogson předpokládal, že velikost jednoho odhadního stupně je 0,1 mag. Pak pracoval s desetinami magnitudy stejně jako se stupni. Při pozorování určoval poměr rozdílů ma - mv a mv - mb. Jestliže hvězdná velikost hvězdy a je 9,3 mag a hvězdná velikost hvězdy b 9,8 mag, pak ze zápisu pozorování a3v2b, respektive a0,3v0,2b vyplývá hvězdná velikost proměnné hvězdy 9,6 mag. Tuto metou lze použít například u dlouho periodických proměnných s velkými amplitudami jasnosti.

3.4 Pickeringova metoda

Pickering v  mnoha případech využil při astronomických výzkumech pohledu "klasického fyzika". Výše uvedené metody jej příliš neuspokojily, a proto v r. 1881 publikoval svou interpolační metodu. Proměnnou hvězdu vždy srovnával s dvojicí srovnávacích hvězd se známými hvězdnými velikostmi. Rozdíl těchto hvězdných velikostí chápal jako interval, který rozdělil na 10 částí. Při pozorování je pak nutné rozhodnout, kde v daném intervalu leží proměnná hvězda. Jestliže se např. proměnná hvězda nachází uprostřed mezi srovnávacími hvězdami a a b, píšeme a5v5b, což jinak řečeno znamená, že proměnná je o 5 desetin rozdílu ma - mb jasnější než b a o stejnou část rozdílu slabší než a. Pozorovatel si tedy vybírá jednu z  11 možností zařazení proměnné hvězdy (od a=v, resp. ma = mv , a1v9b, a2v8b, ... až po a9v1b, v = b, resp. mv = mb). Obecně lze podle Pickeringovy metody zapsat odhad ve tvaru:

a p v q b

kde p+q =10 a ma - mb =< 1 mag, přičemž jasnější hvězdu píšeme vždy vlevo.

3.5 Nijlandova - Blažkova metoda

V r. 1901 navrhli A. A. Nijland a o pár let později nezávisle na něm S. N. Blažko spojit výhody Argelanderovy stupňové a Pickeringovy interpolační metody. Princip kombinované metody spočívá v tom, že se proměnná hvězda zařadí do intervalu rozdílu hvězdných velikostí nebo slabostí dvojice srovnávacích hvězd, ale tato interpolace je vyjádřena ve stupních. Jinak řečeno, interval slabostí mezi srovnávacími hvězdami a a b ( sa - sb) rozdělíme na tolik částí, kolik bychom mezi a a b vložili odhadních stupňů. Nechť je tento rozdíl sa - sb = 7 AS. Pak musíme rozhodnout o kolik sedmin tohoto rozdílu je proměnná slabší než a a jasnější než b. Výsledek takového rovnání, odhadu, zapíšeme ve tvaru:

a p v q b

kde p+q = sa - sb , což je zde 7 AS. Při odhadu se pozorovatel střídavě dívá na obě srovnávací hvězdy a proměnnou a odhaduje, o kolik odhadních stupňů se od sebe vzájemně liší. Při každém měření by se mělo postupovat ve dvou krocích. V prvním kroku je třeba stanovit rozdíl slabostí srovnávací hvězdy a proměnné v odhadních stupních a v druhém pak odhadnout velikost rozdílu slabostí mezi proměnnou a druhou srovnávací hvězdou při stálém porovnávání s velikostí prvního rozdílu.

3.6 Značení

Velmi záhy po objevech prvních proměnných hvězd se objevil vážný problém - jak proměnné hvězdy pojmenovávat, označovat. První systém značení navrhl v roce 1844 Argelrander. Jeho myšlenka byla prostá. Označil proměnné hvězdy velkým písmenem latinské abecedy počínaje R a zkratkou souhvězdí, v němž se nalézá. Záhy se však ukázalo, že podcenil počet těchto hvězd v jednotlivých souhvězdích. Situaci vyřešil Hartwig r.1885 přidáním druhého písmene tak, že k R přiřadil písmena R až Z, k S písmena S až Z atd. Po vyčerpání těchto 54 možností se r.1904 začalo podle Ristenpartova návrhu stejným způsobem postupovat od písmene A, přesněji řečeno od kombinace AA, přičemž písmeno J se vynechává. Počet možných označení se těmito kombinacemi zvýšil na 334. Objevování proměnných hvězd pokračovalo ostrým tempem, takže ani Ristenpart nepřišel s konečným řešením, jak se původně zdálo. Písmenné rozšíření nadlouho nepomohlo. Nijland se proto r. 1901 vrátil ke starému návrhu - proměnné hvězdy v  jednotlivých souhvězdích prostě číslovat tak, že R And = V1 And atd. Tento návrh však v r. 1865 narazil na odpor samotného Argelrandera a ke škodě celého oboru nebyl přijat. Rezoluce IAU z r. 1925 je jistým kompromisem. Všechna výše popsaná označení písmeny ponechává v platnosti. Teprve po QZ následují hvězdy označené V 335, V 336, ... Popsaný systém značení proměnných hvězd představuje tzv. definitivní označení. Takové označení obdrží od 27. komise Mezinárodní astronomické unie každá hvězda, u které je proměnnost jasnosti bezpečně prokázána a kromě toho je možné ukázat i její pravděpodobný typ proměnnosti.

Autor článku: Machoň, Štemberová, Rottenborn
Aktualizace: 4. 11. 2006

© 2006-2019 Západočeská pobočka České astronomické společnosti