Hvězdy se nacházejí v rozličných vzdálenostech od Země, ačkoli se zdá, že všechny jsou od nás stejně daleko. Většina nejjasnějších hvězd, které dokážeme prostým okem zachytit, se nachází v rozsahu 3 až 300 pc. Dalším klamem je vzájemná vzdálenost hvězd. Vidíme-li některé hvězdy blízko sebe, ještě to neznamená, že si jsou skutečně blízko i v prostoru. Jedna z nich se může nacházet blízko Země, druhá může ležet sice ve stejném směru, ale velmi daleko od Země.

4.1 Pohyb hvězd

Otáčení Země okolo vlastní osy způsobuje zdánlivý pohyb hvězd po obloze. Všechny hvězdy vycházejí opět v oblasti východu, pohybují se po trajektoriích rovnoběžných s nebeským rovníkem. V důsledku otáčení Země vzhledem ke hvězdám se pozorovateli na Zemi otočí hvězdná obloha kolem dokola jednou za hvězdný den, což je 23 hodin a 56 minut. Rozdíl mezi hvězdným dnem a slunečním dnem, což je doba, po které se pozorovateli opakuje poledne, ukazuje obrázek 4.1.

 
Obrázek 4.1: Rozdíl mezi slunečním a hvězdným dnem

Body, okolo nichž se hvězdná obloha zdánlivě otáčí, nazýváme světové póly. Jsou to ty body, ve kterých hvězdnou oblohu protíná osa zemské rotace. Na severu míří tato osa přibližně ke hvězdě Polárce, severní světový pól pak leží na hvězdné obloze této hvězdě velmi blízko, jen 1° 14˛ .

 
Obrázek 4.2: Fotografie pohybu hvězd (teleskopický fotoaparát, expozice tedy pouhých 20 minut)

Je nutné vysvětlit expozici T a B: Fotoaparát s expozicí T je takový, který umožňuje dlouhodobé otevření závěrky. Při prvním stisku spouště se tento fotoaparát otevře, při druhém stisku opět uzavře. Většina moderních automatických fotoaparátů bohužel tuto “vymoženost” nemá. Expozice B umožňuje přidržením spouště nechat fotoaparát otevřený. Nevýhodou této expozice je fakt, že nemůžeme pohyb hvězd naměřit tak, že budeme po několik hodin držet spoušť. Při možnosti expozice B je nutné použít drátěnou spoušť s možností aretace.

Máme-li veškeré pomůcky k dispozici, a je-li danou noc jasné počasí, je vše k fotografování připraveno. Vybereme si raději odlehlejší místo, na které dopadá velice málo světla z umělých zdrojů (pouliční osvětlení, projíždějící auta, rozsvícené panelové domy). Nejvýhodnější je fotografovat hvězdy například na letním táboře v přírodě. Fotoaparát umístíme buď na stativ, nebo tak, aby nedošlo při expozici k posunutí přístroje, a namíříme ho nejlépe směrem k pólu. Směr k pólu není nutno dodržet, chceme-li například zachytit pohyb hvězd těsně před jejich západem, je dobré namířit aparát směrem na západ.

Výsledkem takového měření potom bývá obrázek podobný obrázku 4.2. Chceme-li úlohu měřit ještě kvalitněji, lze si sehnat například teleskopický fotoaparát, případně pevnou kameru. S využitím velmi širokého objektivu typu rybí oko se zorným polem 180° potom můžeme docílit stejně kvalitních snímků, jaké vídáme v astronomických učebnicích a jiných publikací (viz například obr. 1. z barevné přílohy učebnice [1]).

Další úlohou bude tentokrát úloha nenáročná na vybavení, zato náročná trochu jiným způsobem. Pozorovatel, který vidí oblohu plnou hvězd poprvé, může být na první pohled zaskočen jejich množstvím. Přesto se po několika málo nocích může zorientovat v mnoha souhvězdích, do kterých byly hvězdy zařazeny. Úloha je tedy více než jasná:

Rozeberme si nyní jednotlivá souhvězdí, která stojí za to na obloze najít. Připomínám, že popisujeme hvězdnou oblohu v našich šířkách, na čemž je viditelnost souhvězdí závislá.

Pomůckou pro pozorování souhvězdí může být jakákoli mapka souhvězdí pro některé roční období (bývají k dispozici v zeměpisných atlasech na prvních stranách), a hlavně otáčivá mapa hvězdné oblohy, která je v mnoha obdobách k dispozici na všech hvězdárnách a planetáriích, je k sehnání i ve větších knihkupectvích. Není těžké se naučit s otočnou hvězdnou mapou zacházet.

 
Obrázek 4.3: Schematický nákres nikdy nezapadajících souhvězdí

Budeme-li se zajímat a hledat na noční obloze jiná souhvězdí, potom záleží také na roční době, ve které hvězdy pozorujeme. Viditelnost souhvězdí jen v některé roční doby je dána pohybem Země kolem Sluncem a natočením její osy neustále k Polárce. Podle mapek, které jsou v Příloze E (Mapy hvězdné oblohy), lze najít mnoho souhvězdí, která jsou v různou roční dobu pozorovatelná. Je dobré si navíc uvědomit, že vzájemná poloha souhvězdí se samozřejmě nemění, můžeme tedy například použít pomůcku k nalezení Polárky pomocí pětinásobného prodloužení konce Velkého vozu (tato pomůcka je známá).

Jednotlivé hvězdy v souhvězdích mají také různou jasnost. Podle jasnosti rozdělujeme hvězdy do hvězdných tříd. Každé hvězdě přisuzujeme její hvězdnou velikost. Tato veličina je dnes přesně definována pomocí množství zářivé energie, které k nám od hvězdy přichází. Jednotkou hvězdné velikosti je magnituda (mag). Hvězdná velikost může nabývat libovolných reálných hodnot. Slunce má hvězdnou velikost -26,7 mag, Měsíc nabývá při úplňku hodnoty -12,7 mag. To, že mají jasnější nebeská tělesa menší hvězdnou velikost, má historické důvody. Starověký astronom Ptolemaios totiž označil nejjasnější hvězdy jako hvězdy první velikosti a nejslabší jako hvězdy šesté velikosti. Obecně platí, že zdravé oko dokáže určitě rozeznat hvězdy až 6 mag.

V následující tabulce (čerpáno z [14] str. 44) se nacházejí nejjasnější hvězdy severní oblohy. Je nutné ještě vysvětlit, jakým způsobem se jednotlivé hvězdy označují. Jednou z možností je nazývat je jejich historickými názvy, jako například Acamar, Dubhe, Homan atd. Druhou z možností je využít zkratky latinského názvu souhvězdí. Každá hvězda se potom označuje řeckým písmenem a onou zkratkou (například a Lyr je nejjasnější hvězdou souhvězdí Lyry, známější je pod názvem Vega). Méně jasné hvězdy jsou obvykle označovány jen číslem, pod kterým jsou uvedeny v některém hvězdném katalogu.

• Před pozorováním je dobré se alespoň 30 minut adaptovat na tmu. Poté je nutné vyhýbat se jakémukoli silnému osvětlení. Pozorovací stanoviště volte co nejdál od světelných zdrojů (i vzdálená pouliční lampa může vadit).
• Chcete-li si v průběhu pozorování svítit, například na mapku hvězdné oblohy, pak jedině tlumeným červeným světlem (oční tyčinky jsou na toto světlo méně citlivé). S výhodou lze využít červených svítících diod.
• Je dobré pozorovat méně jasné objekty delší dobu, aby se oko stačilo adaptovat. Dívejte se tedy na konkrétní objekt nehybným okem po několik sekund či desítek sekund.
• Používejte boční pohled (dívejte se tedy mírně nad či pod pozorovaný objekt, případně pod či nad), aby většina světla dopadala do míst největší hustotou tyčinek.

4.3 Pozorování proměnných hvězd

Hvězdy byly pokládány (a možná ještě někdo věří, že jsou) za stálice. Není tomu tak u všech hvězd. V dnešní době však známe několik desítek tisíc proměnných hvězd všech možných typů a neustále jsou objevovány další. Proměnné hvězdy jsou ty hvězdy, které pravidelně (periodicky) či nepravidelně mění svojí jasnost. Pozorování těchto proměnných hvězd patří mezi jedny ze základních úkolů astronomů. Vyberme si z velkého množství těchto hvězd ty, jejichž pozorování není tak složité, tedy těch jasnějších. Úkol tedy zní:

U některých proměnných hvězd si můžete proměny jasnosti všimnout už po několika hodinách, u některých je perioda i několik dnů, případně let. Pro nás bude pohodlné sledovat ty proměnné hvězdy, u nichž se maxima jasnosti opakují nejvýše do několika dnů. Dalším limitujícím faktorem pro pozorování proměnných hvězd bez použití dalekohledu je interval jasnosti. Pohodlnější bude sledovat ty hvězdy, které jsou jasnější (tedy maximálně do čtvrté magnitudy) a jejichž rozsah světelných změn je alespoň 1 mag. Skutečně vhodných pozorovatelných proměnných hvězd v našich zeměpisných podmínkách je tedy nakonec asi desítka.

 Ke každé této hvězdě je v Příloze E (Mapky hvězdné oblohy) k dispozici mapka konkrétního souhvězdí s vyznačenou proměnnou hvězdou a srovnávacími hvězdami v okolí.

U pravidelně se měnících hvězd je dobré pozorovat maxima a minima jejich jasnosti vzhledem ke srovnávacím hvězdám. Tato maxima a minima je možné sehnat například na specializovaných webových stránkách (http://astro.sci.muni.cz/variables). V době minima by potom měla jasnost pozorované hvězdy viditelně poklesnout vzhledem ke srovnávacím hvězdám, v době maxima potom zjistíme, že pozorovaný objekt je jasnější než srovnávací hvězdy.

Druhou možností, ovšem jistě náročnější, je změřit z pozorovaných proměn jasnosti periodu proměnné hvězdy. Bohužel, například hvězda d Cephei, s periodou přibližně 5,37 dne, nabývá mnoha maxim, případně minim, v průběhu dne, kdy tedy naše pozorování znemožní jasné Slunce. Periodu lze tedy zjistit až po delším pozorování takové hvězdy. Tuto konkrétní hvězdu objevil anglický amatérský astronom John Goodricke na podzim roku 1784. Sledoval ji celou zimu, a tak brzy našel její periodu.

• V souhvězdí Lyry lze k pozorování proměnné hvězdy b Lyrae, zvané Sheliak, použít hvězdu g Lyr (3,2 mag). b Lyr je podvojný systém. Hlavní složkou je zřejmě svítivý obr spektrální třídy B, dvakrát hmotnější než Slunce. Ten se během vývoje již natolik nafoukl, že jeho látka z vnějších vrstev přetekla zčásti na druhou složku a z části unikla ze soustavy. Sekundární hvězdu, i když má hmotnost dvanáct Sluncí, ve viditelném světle nepozorujeme (je obklopena neprůhledným diskem). Hlubší pozorovatelná minima jasnosti vznikají zakrytím primární hvězdy.
• Algol, druhá nejjasnější hvězda souhvězdí Persea, je jasnou zákrytovou dvojhvězdou. Každých 2,87 dne její jasnost poklesne z 2,1 na 3,4 mag. Celá změna probíhá asi deset hodin. Pro určení minima jasnosti lze jako srovnávací hvězdu použít z Per (2,9 mag), e Per (3 mag) nebo d Per (3,1 mag).
• o Ceti je nejznámější, nejstarší a nejjasnější dlouhoperiodická proměnná hvězda. Byla objevena roku 1596 dánským astronomem Fabriciem. K této hvězdě není třeba žádná srovnávací hvězda. Mira totiž buď je prostým okem vidět, nebo ji nenalezneme (a to z důvodu velkého rozmezí změn hvězdné velikosti 2 až 10 mag).
• V sousedním souhvězdí Labutě, v Kefeovi, jsou zajímavé hned dvě proměnné hvězdy - d a m Cep. d Cep je jasnou cefeidou. Pokles z maxima do minima je pomalejší než vzestup, který trvá o něco méně než dva dny. Jako srovnávacích hvězd lze použít hvězdy e Cet (4,2 mag), i Cet (3,5 mag) a z Cet (3,35 mag).