Co je to CCD, proměnné hvězdy atd. CCD kamery jsou doslova hitem současné pozorovací astronomie. Jsou to citlivé detektory světla, jejichž princip je velmi podobný digitálním fotoaparátům (které také prožívají v poslední době velký rozmach). Abychom pochopili jejich přednosti, nahlédneme do historie astronomických pozorování. Celá staletí byli astronomové - pozorovatelé odkázáni pouze na svůj zrak. Přestože je oko velmi dokonalý, citlivý a rychlý detektor světla, jeho nevýhodou je značná neobjektivita - zrakový vjem velmi záleží na zkušenostech pozorovatele a momentálních okolnostech pozorování. Teprve ke konci 19. století se začala v astronomii používat fotografie, která umožnila zaznamenat jevy na obloze objektivně, přesně a s možností dlouhodobé archivace. Její nectností však byla a dosud je malá účinnost při zachycování světla - zachytí nanejvýš několik fotonů ze sta, které na film dopadnou. To sice nevadí při běžném fotografování ve dne, kdy je světla dostatek a kdy se expozice (doba osvětlení filmu) pohybuje v setinách vteřiny, avšak při fotografování slabých objektů noční oblohy to působí velké obtíže - abychom je zachytili, jsou často nutné expozice o délce až několik hodin! K přesnému proměření získaných snímků jsou navíc potřeba velké a drahé přístroje. Velký pokrok nastal až v 70. letech vynálezem techonogie CCD, neboli nábojově vázaných prvků (Charge Coupled Devices), které dnes najdete i ve videokamerách nebo již zmiňovaných digitálních fotoaparátech. Tato technologie se velmi rychle uplatnila v astronomii a detektorům světla na principu CCD se začalo říkat CCD kamery. Jejich základním prvkem je CCD čip, maličká obdélníková polovodičová destička, jejíž rozměry obvykle nepřesahují 5x5 milimetrů. Tato plocha je pokryta stovkami tisíc až milióny prvků citlivých na světlo - tzv. pixelů (obrazových bodů, picture elements). Pokud na pixel dopadá světlo, hromadí se na něm elektrický náboj. Po skončení expozice se informace o velikosti náboje na jednotlivých pixelech převede do digitální podoby a přenese do počítače, který z těchto údajů rekonstruuje obraz dané části oblohy (CCD čip je vždy umístěn v ohnisku dalekohledu, kde se na něj promítá obraz pozorovaného objektu, stejně jako se v klasickém fotoaparátu promítá na film obraz krajiny vytvořený objektivem). Obrovskou výhodou CCD kamer je jejich vysoká citlivost na světlo - zachytí podle typu kamery 40 až 95 dopadajících fotonů ze sta. To umožňuje zkrácení expoziční doby z desítek minut na desítky sekund a také zachycení velmi slabých a vzdálených objektů vesmíru. Zatímco fotografie musíte chemicky zpracovávat, obraz z CCD kamery se vám po několika sekundách objeví zcela automaticky na obrazovce počítače, který obstará i veškeré proměření snímků, takže žádné další přístroje nepotřebujete. Není tedy divu, že se CCD kamery v astronomii velmi rozšířily. Před pár lety proto zakoupila i naše Hvězdárna a planetárium CCD kameru ST-7 americké firmy SBIG. Pomocí CCD kamery provádíme v současné době pozorování tzv. proměnných hvězd. Proměnné hvězdy jsou hvězdy, které mění svou jasnost. To může mít nejrůznější příčiny, například periodické zvětšování ("nafukování") a smršťování hvězdy. Proměnné hvězdy se proto dělí do mnoha skupin. My v Ostravě se v současnosti zabýváme především tzv. zákrytovými proměnnými hvězdami. Je to vždy dvojice hvězd, které kolem sebe vzájemně obíhají s periodou řádově ve dnech, a to tak, že můžeme pozorovat jejich vzájemné zákryty, tedy jakási "zatmění" jedné hvězdy tou druhou. Tyto dvě hvězdy jsou vždy tak blízko sebe, že je sebevětším dalekohledem vidíme jako jedinou nerozlišenou tečku. Můžeme však měřit její jasnost, která se mění právě během zmiňovaného zákrytu. Protože při zákrytu k nám přichází světlo pouze z jedné (té bližší, nezakryté) hvězdy, celková pozorovaná jasnost dvojhvězdy poklesne. CCD kamera je mimořádně vhodným nástrojem právě pro měření jasností hvězd. (V astronomické terminologii má pozorovaná jasnost hvězdy velmi zavádějící historický název hvězdná velikost, ačkoli se skutečnou velikostí hvězdy nemusí mít nic společného. Tato veličina se měří v magnitudách, zkratka mag). Pozorování probíhá tak, že nejprve dalekohled s kamerou na danou hvězdu namíříme (což nemusí být zrovna nejjednodušší), uděláme pár kontrolních snímků a pak necháme kameru, aby automaticky pořizovala jeden snímek za druhým a ukládala je do počítače (za noc tak pořídíme až několik set snímků o celkové velikosti desítek megabytů). Snímky pak zpracujeme speciálními programy, které najdou a určí jasnost proměnné hvězdy na každém ze snímků. Konečným výsledkem našeho úsilí je graf, jehož ukázku si můžete prohlédnout o něco níže. Na vodorovné ose je vynesen čas ve dnech a jejich zlomcích (tzv. juliánské datum, JD) a na svislé jasnost. Takovýto graf se nazývá světelná křivka a u zákrytových proměnných hvězd má charakteristický tvar písmene V - nejprve pokles jasnosti při zakrývání hvězdy a poté opět vzestup při odkrývání. Každý bod v grafu odpovídá jednomu CCD snímku. Zde konkrétně se jedná o hvězdu jménem XZ UMa v souhvězdí Velké Medvědice (známý "Velký vůz"). Byla pozorována v noci z 11. na 12. ledna 1998 od 21:20 do 01:00 hodin SEČ.Zároveň s CCD snímkováním byla pro srovnání jasnost hvězdy odhadována i vizuálně (očima přes dalekohled) a výsledkem je horní z grafů. Je vidět, že se průběh jasnosti hvězdy příliš neliší, ať pozorujeme CCD nebo okem, ovšem CCD pozorování je mnohem přesnější a hlavně objektivnější. Jaký má takové pozorování vlastně smysl? Naším cílem je zjistit okamžik, kdy má taková proměnná hvězda minimální jasnost - určujeme časovou souřadnici vrcholu onoho "písmene V". Pokud určíme nejméně dva takové okamžiky, zjistíme tím oběžnou periodu dané dvojhvězdy a z toho např. poměr hmotností obou hvězd, a také nám to umožní předpovědět, kdy nastane další zákryt. My zde v Ostravě neurčujeme periody, spíše pouze "hlídáme" hvězdy, jestli jejich zákryty nastávají v předpovězený okamžik (v grafech je označen šipkou - v tomto případě se hvězda chovala podle předpovědi poměrně přesně). Pokud zákryt nastane jindy než bylo předpovězeno, znamená to, že se něco děje - v tom nejzajímavějším případě může jít například o přetékání hmoty z jedné hvězdy na druhou, čímž se mění poměr hmotností a tedy i perioda oběhu. Kromě zákrytových proměnných hvězd také občas sledujeme i proměnné hvězdy jiných typů, např. tzv. kataklyzmické proměnné, což jsou vzácně se zjasňující trpasličí dvojhvězdy, u nichž čas od času dochází k výrazným přetokům hmoty z jedné hvězdy na druhou a vytváří se žhavý a svítivý akreční disk. Sledovány již také byly tzv. trpasličí cefeidy, což jsou rychle pulsující hvězdy s periodami pod dvě hodiny. Výborné vysvětlení, proč a jak se mění hvězdy různých typů, najdete na stránce Ondry Pejchy Typy proměnných hvězd.