Velká, větší, největší - hvězda Deneb a hvězdná magnituda

Hvězda Deneb vévodí souhvězdí Labutě. Je to 19. nejjasnější hvězda naší oblohy. To se možná nezdá moc napínavé. Zajímavou začne být hvězda Deneb v momentě, kdy si uvědomíme její vzdálenost. (délka blogu 6 min.)

Hvězdy, které vidíme na obloze, jsou různě vzdálené. Čím vzdálenější je objekt, který pozorujeme, tím méně jasný se nám jeví. Proto jasnost jednotlivých hvězd na naší obloze nevyjadřuje jejich reálnou jasnost.

Deneb je extrémní hvězdou.  Svědčí o tom fakt, že se navzdory své vzdálenosti pořád ještě řadí mezi nejjasnější objekty na naší noční obloze. Její zdánlivá velikost je 1,2 m (magnitudy).

Magnituda

Magnituda je fotometrická veličina používaná v astronomii. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Je to jednotka, která vznikla díky – síle zvyku.

Vznik krkolomné jednotky – zdánlivé magnitudy

Starověké Řecko má dokonce i dnes na vědu velký vliv. Klasickým příkladem může být právě hvězdná magnituda. A i u ní se naplno projevuje to, že základy, které dali Řekové dnešní vědě, občas neodpovídají vědecké realitě.

Když řecký učenec Hipparchos ve 2. století př. n. l. dělil hvězdy na nebi do různých kategorií, zvolil jako měřítko jedinou vlastnost, kterou mohl pozorovat - jejich jasnost. Nevěděl nic o skutečné vzdálenosti hvězd a netušil, že jejich vzhled na našem nebi nemá se skutečným stavem hvězdy moc společného.

Ty nejjasnější nazval hvězdami první třídy, ty nejméně jasné dostaly přidělenu 6. třídu (dnes magnitudu). Toto rozdělení bylo ve starém Řecku logické. Ve světle dnešních znalostí v sobě ovšem skrývá dva problémy: logaritmickou škálu a negativní „třídu“ – magnitudu hvězd.

Podvědomě očekáváme, že první magnituda je dvakrát jasnější než druhá, atd. Opak je pravdou. Je to proto, že lidské oko funguje nelineárně a že nereaguje stejně na různé hodnoty světla, které do něj dopadají. Hipparchos to samozřejmě nemohl vědět. Ve skutečnosti se dá rozdíl mezi dvěma sousedními magnitudami vyjádřit poněkud krkolomným poměrem 2,512:1 (tzv. Pogsonův poměr).

Aby byla situace ještě komplikovanější, je magnituda některých objektů na naší obloze přece jen vyšší, než je tomu u většiny hvězd. Nastává tak nutnost zavést negativní magnitudu.

 Slunce má hodnotu - 26,73 m. Kdybychom ho pozorovali ze vzdálenosti planety Neptun, mělo by pořád ještě úctyhodných -19,35 m. Měsíc v úplňku má -13,73 m a známé satelity řady Iridium (které jsou často vidět na noční obloze) -9 m. ISS dosahuje -5 m, Venuše -4,67 m.

Malá výpovědní hodnota zdánlivé magnitudy o skutečném stavu vesmírného tělesa je dobře vidět v případě Jupiteru a Marsu. Jupiter má -2,94 m a daleko menší, ale zato bližší planeta Mars má na našem nebi téměř stejnou zdánlivou magnitudu (-2,91 m). Nejjasnější hvězda, kterou uvidíte na obloze je Sírius s magnitudou -1,46 m. Za „absolutní“ nulu se dlouho považovala hvězda Vega. Kvalitnější nové přístroje ovšem odhalily, že její magnituda poněkud kolísá. Dnes se udává jako 0,03 m.

Komplikaci při určování zdánlivé jasnosti způsobuje pohlcování záření vzdálenějších hvězd v mezihvězdném prostoru. Není totiž naprosto prázdný. Pokud se světlu vzdálené hvězdy postaví do cesty prach nebo plyn, pohlcuje se část jejího elektromagnetického spektra a snižuje se tak její zdánlivá jasnost.

Zdá se vám tato situace komplikovaná? Pak čtěte dál. Při určení hvězdné jasnosti záleží totiž i na povrchové teplotě hvězdy, jak se ukázalo po objevu neviditelných složek elektromagnetického spektra. Hodně horké a hodně „studené“ povrchy hvězd vyzařují část energie v té části spektra, kterou nemůžeme zachytit očima nebo dříve používanou fotografickou deskou. Poté, co byly vyvinuty odpovídající přístroje, tedy vědci museli upravit i hodnoty absolutních magnitud hvězd. Hvězdná jasnost, která zohledňuje všechny části spektra, se nazývá „bolometrická“ a bývá označována příponou „bol“, která následuje po písmenu m nebo M.

Absolutní magnituda

Vzhledem k tomu, že zdánlivá magnituda nevypovídá nic o skutečném stavu hvězdy, byla zavedena ještě jedna, vědečtější jednotka. Dostala jméno absolutní magnituda a označení M. Odpovídá hvězdné velikosti, kterou by měla hvězda při pozorování ze vzdálenosti 10 parseků čili 32,6 světelných roků. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostí M a zdánlivou hvězdnou velikostí m je dán rovnicí, která nepostrádá určitou eleganci. M = m + 5 [1 - log(d)], kde d je skutečná vzdálenost hvězdy.

Naše Slunce se zdánlivou magnitudou -26,73 m má zároveň absolutní jasnost +4,84 M. Hvězdy, které mají absolutní jasnost udávanou menším číslem, než má naše Slunce, jsou zářivější. Patří mezi ně jak Sírius, který má na našem nebi zdánlivou jasnost -1,46 m a absolutní jasnost +1,43 M, tak Vega (+0,03 m a +0,58 M) nebo třeba Pollux (+1,15m a +1,08 M).

Hvězda Deneb, o které bude řeč později, se pyšní hodnotami +1,25m a -7,24 M. Znamená to, že kdyby byla vzdálena 10 parseků, bude o téměř 9 magnitud jasnější, než Slunce ve stejné vzdálenosti.

Deneb

Deneb je nejjasnější hvězda souhvězdí Labutě. Spolu s hvězdou Eta Carinae je jednou z nejjasnějších zatím známých hvězd naší Galaxie. Patří k nejvzdálenějším a přitom pouhým okem viditelným hvězdám. Kdyby se nacházela ve stejné vzdálenosti jako Vega (25 světelných let), byla by na našem nebi srovnatelná s Měsícem.

Deneb je stejně jako Eta Carinae modrým veleobrem. (Více o kategoriích hvězd – zde.) Momentálně se nachází v přechodném stadiu a stává se rudým veleobrem. Tato obří hvězda je zhruba 60 000x – 250 000x zářivější než naše Slunce.

Relativní nejistota, se kterou určujeme její absolutní zářivost, je způsobena obrovskou vzdáleností této extrémní hvězdy.

Vzdálenost Denebu se dá vypočítat z pozorování jejího pohybu po obloze během roku, tzv. paralaxy. Zatímco Země obíhá kolem Slunce, mění se automaticky pozice blízkých i vzdálených hvězd, když je pozorujeme ve dvou protilehlých bodech naší oběžné dráhy.

U blízkých hvězd se zaznamenává intenzivnější pohyb, u vzdálených jsou naměřené rozdíly jen nepatrné. Deneb vykazuje pohyb jen 0,001 úhlové vteřiny. Je to hodnota, která leží tak blízko rozlišovací schopnosti našich přístrojů, že je zatížena už relativně velkou chybou. To se odráží i na odhadu vzdálenosti Denebu. Nejpřesnější měření satelitu, který se shodou okolností jmenuje stejně, jako starořecký vědec– Hipparchos, udávají vzdálenost 1600 – 7400 světelných roků.

Průměr Denebu se odhaduje na 200násobek průměru Slunce.

Kdyby se nacházel na místě Slunce, sahal by jeho povrch až k oběžné dráze naší Země. Povrch Denebu trochu osciluje, což vyvolává malé změny povrchové teploty a jasnosti. Deneb se tím stal prototypem proměnných modrých veleobrů.

Jeho povrchová teplota činí zhruba 8400 K a hmotnost se odhaduje na 25násobek hmotnosti Slunce.

Z Hertzsprung-Russelova diagramu a platných teorií se dá odvodit, že Deneb dlouho v nynějším stavu nezůstane. Svou stabilní fázi, ve které hvězdy spalují vodíkové palivo, zakončil už před zhruba 40 000 lety. Během několika dalších miliónů roků vybuchne jako supernova. Už dnes je jeho hvězdný vítr přibližně 100 000x intenzivnější, než sluneční vítr.

Deneb má možná relativně malého hvězdného průvodce se zdánlivou magnitudou 11,7 m, který se dá pozorovat jen silnými teleskopy. O jeho vlastnostech zatím není moc informací.