Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Čtyři čtyřhvězdy v katalogu CzeV

Čtyři čtyřhvězdy v katalogu CzeV

Umělecká představa znázorňující zrod čtyřhvězdného systému podobnému CzeV1640 s dvěma dvojhvězdnými systemy, které obíhají okolo sebe.
Autor: Institute of Astronomy / University of Hawaii

Překotný nárůst astronomických poznatků, umožněný robotickými pozemskými dalekohledy i dalekohledy sledujícími oblohu z vesmíru, automaticky shromažďujícími obrovská kvanta dat, se promítá do řady oborů astronomie. Samozřejmě neustále prudce narůstají i počty známých proměnných hvězd, zejména díky širokoúhlým přehlídkám oblohy, pátrajícím po všem, co se buď pohybuje (planetky, komety a obecně tělesa ve Sluneční soustavě) nebo co mění jasnost (proměnné hvězdy, ale také hvězdy s tranzitujícími exoplanetami a samozřejmě novy, supernovy a další kataklyzmatické hvězdy atd.).

Amatérům ze Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti se přesto daří objevovat nové, dosud neznámé proměnné hvězdy, i když obrazně řečeno musí lovit ve stále hlubších vodách, kam (zatím) automatické přehlídky nedosáhnou. Samotná nově objevená proměnná hvězda, ať už mění jasnost z fyzikálních příčin či je pozorovaná změna jasnosti způsobena vzájemnými zákryty kolem sebe obíhajících hvězd ve dvojhvězdě, ale už znamená jen malou kapku v moři neustále narůstajících statistik. Přesto existují proměnné hvězdy, které jsou samy o sobě neobvyklé a tedy zajímavé, a dovolují nám zjistit něco nového o vývoji dvojhvězd i hvězd samotných, o původu tak exotických jevů jako jsou novy nebo výbuchy supernov či o vzniku neutronových hvězd nebo dokonce černých děr atd.

Mezi takové neobvyklé a velmi zajímavé objekty patří soustavy hvězd obsahující více jak dvě hvězdy. Vývoj takových systémů může být díky vzájemné interakci jednotlivých složek velmi složitý, například třetí hvězda v soustavě může výrazně urychlit splynutí těsné dvojhvězdy do jediné hvězdy apod.

Většina hvězd v Galaxii není osamocena jako např. naše Slunce (planety nepočítáme), ale tvoří gravitačně vázaný pár s druhou hvězdou. Docela často ještě kolem společného těžiště, i když mnohem dále od blízkého páru, obíhá třetí hvězda. A vzácností nejsou ani čtyřhvězdy, pětihvězdy a dokonce i ještě početnější soustavy. Aby ale byla soustava stabilní, musí mít hierarchickou strukturu. To znamená, že například v trojhvězdě nemohou všechny tři hvězdy obíhat kolem společného těžiště v podobných vzdálenostech, takový systém by nepřežil dostatečně dlouho, abychom jej vůbec mohli pozorovat. Trojhvězdy jsou proto vždy tvořeny relativně blízkým párem hvězd a třetí hvězdou v podstatně větší vzdálenosti (tuto hierarchii vyjadřuje označení 2+1). Pro třetí vzdálenou hvězdu se pak onen blízký pár hvězd jeví jen jako jediná hvězda a soustava je stabilní. U čtyřhvězdy pak mohou existovat dva blízké páry, které jsou ale od sebe hodně vzdáleny (označované 2+2), případně může být struktura podobná trojhvězdě a čtvrtá hvězda obíhá opět ještě mnohem dále od celé soustavy, až se trojhvězda v centru chová podobně jako jediná hvězda (strukturu popisuje označení (2+1)+1).

Proč tedy hovoříme o výjimečnosti, pokud objevíme vícenásobnou proměnnou hvězdu, když i mnohočetné soustavy jsou docela běžné? Klíč je právě v proměnnosti. Příčina změn jasnosti je v takovém případě čistě geometrická, šťastnou náhodou z našeho směru pohledu se jednotlivé hvězdy navzájem zakrývají a vždy, když se jedna hvězda schová za druhou, pozorujeme pokles celkové jasnosti. 

Balkónová pozorovací sestava. Malý dalekohled o průměru 150 mm se CCD kamerou MII G2-1600. I ve městě se dají pořídit vědecky hodnotná data. Autor: Martin Mašek
Balkónová pozorovací sestava. Malý dalekohled o průměru 150 mm se CCD kamerou MII G2-1600. I ve městě se dají pořídit vědecky hodnotná data.
Autor: Martin Mašek
Připomeňme, že hvězdy jsou skutečně velmi daleko, a i pokud jsou jednotlivé hvězdy ve vícenásobné soustavě docela vzdálené, zpravidla je nedokážeme opticky rozlišit a celá soustava se i ve velkých dalekohledech jeví jen jako jediná hvězda. Zjistit, že se jedná o vícenásobnou hvězdu, by vyžadovalo pořízení řady spekter a k tomu by byly zapotřebí opravdu největší dalekohledy, jejichž pozorovací čas je nesmírně vzácný a také drahý. A proto jsou zákryty tak důležité – jejich pozorování je totiž poměrně snadné a může je provádět i amatér vybavený správnou technikou ze zahrady nebo dokonce i z balkónu domu na sídlišti.

Z tvaru světelné křivky (záznamu průběhu změny jasnosti během času) se o dvojhvězdě dozvíme až překvapivě mnoho informací. Na první pohled je zřejmé, že perioda změn jasnosti je současně periodou oběhu obou hvězd. Ale hloubka poklesu jasnosti, tvar světelné křivky a případně změna barvy hvězdy během zákrytu dovolují určit spoustu dalších informací, například poměr velikostí hvězd, sklon jejich dráhy, rozdíly v povrchových teplotách hvězd atd.

Znázornění průběhu světelné křivky zákrytové čtyřhvězdy CzeV343 v závislosti na zákrytech dvou dvojhvězdných párů. Autor: Václav Přibík
Znázornění průběhu světelné křivky zákrytové čtyřhvězdy CzeV343 v závislosti na zákrytech dvou dvojhvězdných párů.
Autor: Václav Přibík

A co více, případné odchylky pozorovaných okamžiků minim od předpovědí (nazývané změny O-C z anglického „observed minus calculated“, tedy rozdíl mezi pozorovaným a spočítaným okamžikem minima) nám mohou prozradit, že se radiální rychlost dvojhvězdy (rychlost pohybu ve směru k pozorovateli) mění. Pokud se minima objevují dříve, než by odpovídalo spočtenému násobku periody, hvězda směrem k nám zrychluje. Pokud se naopak okamžiky minim proti předpovězenému okamžiku zpožďují, hvězda zrychluje od nás. Časové rozdíly jsou způsobeny dobou, kterou potřebuje světlo na překonání rozdílů ve vzdálenosti hvězdy. Tato příčina změn v O-C bývá označována zkratkou LTTE (Light Travel Time Effect) a poprvé jej využil Ole Rømer při měření rychlosti světla na základě odchylek v okamžicích úkazů (tranzitů, zákrytů) měsíců planety Jupiter. Sice Rømer znal vzdálenost planety Jupiter a zjišťoval rychlost světla, zatímco my vycházíme ze známé rychlosti světla, a naopak měříme změny vzdálenosti sledované dvojhvězdy, ale princip je stále stejný. Dlouhodobým sledováním okamžiků minima tak můžeme např. odhalit, že dvojhvězda obíhá kolem společného těžiště s dalším tělesem, které ale jinak nedokážeme rozlišit, protože během oběhu se k nám hvězda periodicky přibližuje a zase se vzdaluje.

Proto je objev čtyřhvězdného systému, ve kterém jsou obě dvojhvězdy k nám natočeny tak šťastně, že nám svými zákryty dovolí dozvědět se o nich řadu informací, stále docela vzácný a důležitý. Prvním kandidátem na takový systém se v katalogu CzeV (katalog spravovaný Sekcí proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti, obsahující proměnné hvězdy objevené převážně českými amatéry ale i profesionálními astronomy), stala čtyřhvězda CzeV343, objevená a publikovaná Pavlem Cagašem a Ondřejem Pejchou v roce 2012. V době objevu se jednalo o teprve čtvrtý známý dvojzákrytový systém, po systému BV Dra a BW Dra, známé „prototypové“ čtyřhvězdě V994 Her a systému KIC 4247791, objevenému dalekohledem Kepler. I když skutečnost, že obě zákrytové dvojhvězdy v systému CzeV343 jsou gravitačně vázány a doopravdy kolem sebe obíhají nebyla v době publikace objevu ještě prokázána, silně tomu napovídal fakt, že periody oběžných dob obou dvojhvězd (přibližně 1,2 a 0,8 dne) dodržovaly poměr 3:2 s přesností lepší než 1 %. K ustavení takto přesné rezonance je zřejmě zapotřebí, aby o sobě oba páry hvězd „věděly“, tedy aby byly gravitačně vázány a vzájemně se ovlivňovaly. Dnes je po letech pozorování tohoto systému už jasné, že CzeV343 je skutečná čtyřhvězda s dobou oběhu obou dvojhvězd přibližně 4 roky. Také už známe velmi přesně periody obou dvojhvězd a víme, že rezonance 3:2 je dodržena s odchylkou menší než 0,08 %.

Čtyřhvězda CzeV343 zfázovaná podle systému A (vlevo) a podle systému B (vpravo). Horní panely ukazují naměřená data, ve světelné křivce se překrývají zákryty obou dvojhvězd. Dolní panely pak data s odečteným vlivem druhé dvojhvězdy. U systému A je velice dobře patrný posun fáze sekundárního minima v čase, způsobený stáčením apsidy této mírně excentrické dvojhvězdy. Autor: Pavel Cagaš
Čtyřhvězda CzeV343 zfázovaná podle systému A (vlevo) a podle systému B (vpravo). Horní panely ukazují naměřená data, ve světelné křivce se překrývají zákryty obou dvojhvězd. Dolní panely pak data s odečteným vlivem druhé dvojhvězdy. U systému A je velice dobře patrný posun fáze sekundárního minima v čase, způsobený stáčením apsidy této mírně excentrické dvojhvězdy.
Autor: Pavel Cagaš

Dnes je podobných více-zákrytových systémů známo už více jak sto, a to i díky práci astronoma z Matematicko-fyzikální fakulty UK Petra Zasche, který se podobným systémům profesionálně věnuje.

U čtyřhvězdy CzeV1640 je vliv systému B ve světelné křivce podstatně méně zřetelný, přesto je křivka jasně ovlivněna poklesy jasnosti (červeně je vlevo nahoře zdůrazněna řada z jedné noci, aby pokles jasnosti způsobený druhou složkou vynikl). Vpravo pak perioda systému B téměř zaniká díky mnohem hlubším minimům systému A (nahoře), po odečtení vlivu systému A se ale ukáže typická světelná křivka zákrytové dvojhvězdy (dole). Autor: Pavel Cagaš
U čtyřhvězdy CzeV1640 je vliv systému B ve světelné křivce podstatně méně zřetelný, přesto je křivka jasně ovlivněna poklesy jasnosti (červeně je vlevo nahoře zdůrazněna řada z jedné noci, aby pokles jasnosti způsobený druhou složkou vynikl). Vpravo pak perioda systému B téměř zaniká díky mnohem hlubším minimům systému A (nahoře), po odečtení vlivu systému A se ale ukáže typická světelná křivka zákrytové dvojhvězdy (dole).
Autor: Pavel Cagaš

V roce 2018 přibyla do katalogu CzeV další čtyřhvězda CzeV1640, také se vyznačující poměrem oběžných dob obou složek 3:2, opět objevená Pavlem Cagašem. CzeV1640 je slabší než CzeV343 (asi 14,5 mag oproti 13,7 mag) a také hloubka poklesů je menší, u slabší složky jen 0,05 mag. Prokázání vzájemné oběžné doby obou složek tak bude ještě mnohem náročnější na přesnost měření, než tomu bylo u CzeV343. S růstem poznatků o těchto systémech se ale zdá, že ustavení rezonance oběžných dob v poměru malých celých čísel je velmi silný argument pro to, že pozorovaný systém je skutečně gravitačně vázaný systém dvou dvojhvězd a nikoli jen náhodná projekce vzdálených a nesouvisejících dvojhvězd do jednoho místa na obloze.

Světelné křivky čtyřhvězdy CzeV1731 ve třech barevných filtrech (nahoře V, uprostřed R a dole I), zfázované podle elementů systému A. Zákryty systému B jsou ve křivce jasně patrné jako poklesy jasnosti mimo primární a sekundární minima systému A. Autor: Zbyněk Henzl
Světelné křivky čtyřhvězdy CzeV1731 ve třech barevných filtrech (nahoře V, uprostřed R a dole I), zfázované podle elementů systému A. Zákryty systému B jsou ve křivce jasně patrné jako poklesy jasnosti mimo primární a sekundární minima systému A.
Autor: Zbyněk Henzl

Třetí a zdaleka nejjasnější dvoj-zákrytová čtyřhvězda, tentokrát objevená Zbyňkem Henzlem, se do katalogu CzeV dostala pod označením CzeV1731 v roce 2019. Její relativně vysoká jasnost 10,7 mag dovoluje snadnější pořízení spekter a také přesnější fotometrická měření. Především je ale takto jasná hvězda dobře zaznamenána robotickými přehlídkami oblohy, jejichž data jsou volně k dispozici (např. ASAS-SN), i když z povahy práce těchto přehlídek jsou data „řídká“ (každá hvězda je snímána jen jednou, případně dvakrát či třikrát za noc). To je zřejmě i důvod, proč unikátnost této soustavy neodhalily algoritmy zpracovávající data z přehlídek a všiml si jí až amatérský astronom, který pozoruje dané pole během noci kontinuálně a získá tak souvislou řadu až několika stovek měření. V takové řadě je pak mnohem snazší odhalit „nepatřičnosti“ ve světelné křivce, které mohou právě napovídat na něco neobvyklého.

Další výhodou při analýze světelné křivky CzeV1731 jsou podstatně delší oběžné doby obou párů (asi 4,1 a 4,7 dne), i když tyto periody zřejmě nejsou v rezonanci (nejsou v poměru malých celých čísel). Zákryty obou složek se tak většinou nepřekrývají a přesné okamžiky takových minim lze určit bez toho, abychom museli vždy odečítat vliv druhé dvojhvězdy.

Studie této hvězdy, provedená Petrem Zasche, Zbyňkem Henzlem a dalšími spolupracovníky je publikována v renomovaném časopise Astronomy and Astrophysics. A protože se CzeV1731 objevila i v zorném poli družice TESS, pátrající po změnách jasnosti hvězd po celé obloze, je množství přesných dat pro analýzu skutečně velké. Velká jasnost tohoto systému také umožnila pořízení spekter hvězd, dovolujících určení radiálních rychlostí, a tedy i hmotností jednotlivých hvězd. CzeV1731 se tak stala teprve třetí známou zákrytovou čtyřhvězdou, u níž známe všechny charakteristiky všech hvězd, oběžné doby a také oběžnou dobu obou párů, která dosahuje asi 34 let.

Objevitelem čtvrté čtyřhvězdy v katalogu CzeV pod označením CzeV2647 je opět Zbyněk Henzl. Tato hvězda je mnohem slabší než CzeV1731 a periody obou složek jsou také podstatně kratší. Tentokrát jsou ale zřejmě v rezonanci v poměru 3:5, což může být z hlediska studia vývoje těchto systémů velmi důležité a svědčí o tom, že obě dvojhvězdy se vzájemně ovlivňují. CzeV2647 se také docela podobá čtyřhvězdě CzeV1640 – je podobně slabá (13,1 mag), hloubka zákrytů slabší složky je asi jen 0,04 mag a především hvězdy v obou složkách jsou si natolik blízké, že se jejich jasnost mění neustále, nikoliv jen v okamžicích zákrytů. To výrazně komplikuje analýzu, protože změny jasnosti každé složky jsou neustále ovlivňovány změnami jasnosti druhé složky. Naštěstí jsou i pro tuto hvězdu k dispozici data z širokoúhlých přehlídek, která by mohla pomoci k nalezení vzájemné oběžné doby obou dvojhvězd a současně k důkazu, že i CzeV2647 je skutečně gravitačně vázaná čtyřhvězda.

U čtyřhvězdy CzeV2647 jsou náznaky, že světelná křivka skrývá ještě další změny docela dobře patrné (vlevo). Po odečtení vlivu systému A je ale světelná křivka systému B velice dobře viditelná (vpravo). Autor: Zbyněk Henzl
U čtyřhvězdy CzeV2647 jsou náznaky, že světelná křivka skrývá ještě další změny docela dobře patrné (vlevo). Po odečtení vlivu systému A je ale světelná křivka systému B velice dobře viditelná (vpravo).
Autor: Zbyněk Henzl

Dvoj-zákrytové čtyřhvězdy jsou stále velmi aktuální a poměrně mladé téma, před pár desítkami let byly takové systémy ještě zcela neznámé. Samozřejmě to ale nejsou jediné zajímavé objekty v katalogu CzeV. Členové SPHE mají na kontě spoustu další objevů a jejich pozorování přispělo k publikaci řady vědeckých článků. Automatické přehlídky oblohy a robotické dalekohledy mají vždy nějaká omezení a existuje tedy prostor parametrů pozorování, který nepokrývají. Amatérští astronomové, zapálení pro vědecký výzkum, pak mohou tyto mezery pokrýt a stále tak mohou přispívat k rozvoji astronomie.

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Cagaš, P.; Pejcha, O., Discovery of a double eclipsing binary with periods near a 3:2 ratio, Astronomy & Astrophysics, Volume 544, id.L3, 4 pp.
[2] Cagaš, P., Discovery of a New Possible Quadruple Star Consisting of Two Eclipsing Binaries with Periods Close to a 3:2 Ratio, Research Notes of the American Astronomical Society, Volume 3, Issue 6, ar
[3] Zasche, P. et al., Doubly eclipsing systems, Astronomy & Astrophysics, Volume 630, id.A128, 14 pp.
[4] Zasche, P., Henzl Z. et al., CzeV1731: The unique doubly eclipsing quadruple system, Astronomy & Astrophysics
[5] Phil Plait, Yo dawg, I heard you like eclipsing binaries, so I put an eclipsing binary around your eclipsing binary, online magazín SyFy Wire



O autorovi

Pavel Cagaš

Pavel Cagaš

Pavel Cagaš (*1966) je členem Zlínské astronomické společnosti. Na Hvězdárně ve Zlíně kterou navštěvoval od dětství, se věnuje občasným exkurzím pro školní skupiny a přednáškám pro širokou veřejnost. Je členem Sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS a jejím velmi aktivním pozorovatelem. V roce 2011 se stal Astrofotografem roku ČAM za svůj snímek "Proměnný vesmír" (který pořídil se svým kolegou Václavem Přibíkem). V roce 2012 obdržel cenu Jinřicha Šilhána proměnář roku a Kvízovu cenu za rok 2016.

Štítky: Petr Zasche, Zbyněk Henzl, Pavel Cagaš, Čtyřhvězda


43. vesmírný týden 2020

43. vesmírný týden 2020

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 19. 10. do 25. 10. 2020. Měsíc bude v první čtvrti. Večer jsou nízko nad jihem Jupiter a Saturn, po půlnoci je velmi vysoko Mars. Ráno je vidět jasná Venuše. Aktivita Slunce je nízká. Na ISS dorazila nová tříčlenná posádka v Sojuzu MS-17. SpaceX připravuje test třímotorové Starhip. Blue Origin provedla po delší odmlce další suborbitální let New Shepard. Sonda BepiColombo proletěla kolem Venuše. Proběhl start s družicemi Starlink (č. 13) a brzy má letět další. Před 45 lety probíhal úspěšně výzkum Venuše sondami Veněra 9 a 10, které také pořídily první snímky povrchu.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

LBN468 Temná a reflexní mlhovina škorpion

  Titul Česká astrofotografie měsíce za září 2020 získal snímek „LBN468 - temná a reflexní mlhovina v Cefeovi“, jehož autorem je Tomáš Zábranský   Na naší obloze je několik souhvězdí, která nikdy nezapadají. Jsou tak blízko nebeského pólu, že se ani při největší snaze během

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Měsíc stáří 2,32 dne

Další informace »