Zpráva o RY Dra
(Jak jsem to zpracoval)

Již od počátků mého astronomického se snažení jsem se setkával – kromě klasiky deep–sky také s proměnnými hvězdami. Sem tam jsem udělal nějaký odhad, který jsem buď někde poslal, nebo ho založil do svého archivu. V létě předminulého roku jsem pohlédl na proměnné hvězdy také z jiné stránky. Pokusil jsem se zpracovat napozorovaná data proměnné hvězdy RY Dra . . .
Hvězda RY Draconis leží v západní části souhvězdí Draka v blízkosti hvězd 7, 8, 9 Draconis. Její souřadnice jsou alfa = 12h 54,5m, delta = +66° 16’ (ekv. 1950,0). Vizuální hvězdná velikost se pohybuje mezi 6,0 – 8,0 mag. V Bossově General Catalogue je uvedena pod číslem GC 17 574. RY Draconis je klasifikována jako typ C5,4J. Patří k typům s výrazným zastoupením uhlíku 13C. Při pozorovnání dalekohledem se jeví jako velice červená.
K dispozici jsem měl vizuální odhady pozorovatelů AAVSO, získané z internetu. Pro zjištění periody jsem vycházel z období 41 307,6 – 50 079,4 JD (22. 12. 1971 – 27. 12. 1995). Světelné změny podle vizuálních odhadů jsou velmi složité a jsou zde i velké rozdíly mezi jednotlivými pozorovateli. Tento problém je dán tím, že na rozdíl od fotoelektrických pozorování je lidské oko zatíženo velkým množstvím různých subjektivních vlivů. Nejhlavnějším problémem však je, že při vizuálních odhadech srovnáváme červenou hvězdu s bílou, kdy se maximum citlivosti oka přesouvá ke krátkovlnné oblasti spektra.
Křivka vytvořená z vizuálních pozorování AAVSO
Člověk dokáže díky čípkům s různou spektrální citlivostí rozlišit až 7 milionů barevných odstínů. Barva však není absolutní vlastností objektů. Je odvozena od pocitových vjemů a závisí mimo jiné na osvětlení oka a velikosti pozorovaného objektu. Například světlo žárovky se nám zdá nažloutlé, přestože má stejnou teplotu jako chladný veleobr třídy M, který se nám jeví naoranžovělý. S trochou nadsázky lze říci, že pro pozorovatele je barevné vidění spíše překážkou. Nicméně ze zkušenosti víme, že stejný rozdíl jasnosti, například mezi dvěma „červenými“ a dvěma „bílými“ hvězdami, odhadne pozorovatel stejně. Velikost odhadního stupně, tedy při odhadech hvězd stejné barvy, na jejich barvě prakticky nezáleží. Ale v případě, že jsou porovnávány hvězdy odlišných barev, je odhad mezi nimi tím obtížnější a nejistější, čím je mezi hvězdami větší barevný rozdíl.
Při pozorování se nabízí jednoduché, ale často neproveditelné řešení – vybrat si srovnávací hvězdy barevně co nejbližší k proměnné hvězdě. Další možností je postup německého pozorovatele J. Plassmanna, který používal pro odstranění barevné chyby vhodné filtry. Největší nebezpečí však barvy hvězd pro pozorovatele představují při přechodu z fotoptického na skotopické vidění. Při něm se maximum citlivosti oka posouvá ke krátkovlnnému (modrému) konci spektra (lambdamax = 507 nm). Tento jev popsal v r. 1825 Jan Evangelista Purkyně. Předpokládejme, že pozorujeme dvě velmi jasné hvězdy, jednu namodralou a druhou například oranžovou, které se nám budou jevit stejně jasné. V této fázi pokusu se budou uplatňovat zejména čípky. Snižujme nyní stejnoměrně jasnost obou testovacích hvězd až na hranici viditelnosti. Od jisté mezní jasnosti se bude oranžová hvězda jevit slabší než namodralá. Pro neozbrojené oko leží tato hranice v intervalu hvězdných velikostí 2 až 3 mag, její hodnota se však mění v závislosti na použitém přístroji.
Nad touto hranicí je Purkyňův jev pro barevně vnímané hvězdy zanedbatelný, pod ní (v bezbarvém intervalu) způsobuje velký systematický posuv. Hvězdy na hranici viditelnosti jsou nejdříve vnímány jako bezbarvé, při delším pohledu jako barevné s hvězdnou velikostí o 0,1 až 0,2 mag větší. Pro velmi slabé hvězdy, když se blížíme k hranici viditelnosti, vliv Purkyňova jevu klesá.
Purkyňův jev se projevuje individuálně. Při konstrukci světelných křivek načervenalých proměnných hvězd z pozorování více pozorovatelů můžeme dostat rozptyl až 1 mag. Takový rozptyl je důsledkem mnoha vlivů, které se při Purkyňově jevu uplatňují. Například při přechodu na větší přístroj se hvězdy jeví jasnější, více se do vidění zapojují čípky (spektrální citlivost místa na sítnici, kde se hvězdy zobrazují, se posouvá více ke křivce čípků, tj. ke dlouhovlnnému červenému konci spektra) a „červené“ hvězdy jsou pak oproti „bílým“ vnímány jasněji než u menšího přístroje. Při pozorování bychom se používání přístrojů různých průměrů měli vyhnout. Pokud je změna nezbytná, pak je nutné provádět část pozorování souběžně oběma přístroji.
Dalším faktorem, při němž se Purkyňův jev uplatňuje, je stupeň adaptace oka na tmu. Na výsledek pozorování působí rušivě nejen, je-li pozorováno za soumraku, ale také při svitu Měsíce nebo dokonce (v odlehlých místech za dobré viditelnosti) i při svitu Mléčné dráhy. V dnešní době se ale mnohem výrazněji bude projevovat světelné znečištění oblohy. Na světelné obloze se budou načervenalé hvězdy jevit jasnější než bílé hvězdy stejné hvězdné velikosti. Nejde však jen o globální pohled na oblohu. Světlost pozadí v zorném poli dalekohledu je přece závislá na použitém zvětšení. Změna zvětšení v průběhu pozorování se tedy může stát dalším zdrojem chyb. Pozornost bychom měli věnovat i úhlové výšce hvězdy. Při úhlových výškách do 30° se uplatňuje extince zejména v modré oblasti spektra a červené zbarvení hvězd může být díky atmosféře výraznější. Jak se tedy při pozorování nejlépe vypořádat s Purkyňovým jevem? Různí autoři uvádějí, že použitím žlutozeleného filtru se redukuje působení Purkyňova jevu až o 50 %. Nicméně většina pozorovatelů takový fitr k dispozici nemá. Proto je nutné při pozorování dbát zásady, aby právě vnímaná hvězda byla pokud možno na stejném místě sítnice a zkrátit na minimum dobu, kdy se díváme právě na tu červenou.


Periodogram RY Dra  získaný z vizualních pororování na základě Fourierovy analýzy hvězdných velikostí.
I přes tyto negativní vlivy je z křivky zřejmá periodicita. Hvězdné velikosti, pořízené vizuálními pozorovateli, byly zpracovány metodou Fourierovy analýzy. Ze získaných dat pak byly určeny hladiny odpovídajících pravděpodobností. Z těchto výpočtů jsem určil periodu 1 099 dní, která by mohla být pokládána za jakousi velkou, skládající se z malých period okolo 300 dní.

I když fotometrické měření za delší časová období jsou úzkoprofilovým „zbožím“. Podařilo se mi získat díky J. Duškovi několik fotometrických odhadů z období let 1988 až 1994, pořízených Dr. J. Papouškem, 60cm reflektorem univerzitní observatoře na Kraví hoře v Brně. Z těchto dat mi pak vycházela perioda okolo 270 dní. Delší periodu jsem se nepokoušel hledat, neboť časový rozsah fotometrických měření není dostatečně velký.
Nejnižší jasnost hvězdy byla určena 8,1 mag, nejvyšší pak 6,2 mag. Při porovnání period vypočítaných z fotometrických a vizualních odhadů se ukázalo, že tyto periody vychazejí velice podobné. Z tohoto porovnání by se dalo usuzovat, ze hvězda i přes své červené zabarvení je vcelku vhodná k vizuálním pozorování.

Děkuji Mgr. J. Duškovi za poskytnuté cenné rady, RNDr. J. Papouškovi, CSc. za fotoelektrická měření a anonymním pozorovatelům společnosti AAVSO, od kterých pochází vizuální pozorování.


Marek Kolasa

Použitá literatura:
Zejda M., Borovička J., Hájek P., Hroch F., Mánek J., Mikulášek Z., Šilhán J. – Pozorování proměnných hvězd I, Brno
Dušek J. – Spektroskopiské a fotometrické studium hvězdy Y CVn, Brno
Šolc M., –Fyzika hvězd a vesmíru, Praha
Vetešník M., Papoušek J. – Studies on the light changes of semiregular red variable star, Brno