Nejstarší období
Mezi hvězdami viditelnými pouhým okem existuje několik proměnných hvězd. Kromě toho vždy vybuchovaly supernovy, objekty, které řadíme také mezi proměnné hvězdy, i když představují jejich extrémní skupinu. Z tohoto pohledu lze říci, že proměnné hvězdy jsou známé odnepaměti. Jejich výzkum však začal poměrně nedávno, a to nejen z pohledu historie lidstva, ale i z pohledu historie astronomie. Podepsal se na tom přístup antických učenců, kteří považovali vzdálený vesmír za neměnný – tzv. sféru stálic. Staří čínští pozorovatelé tímto předsudkem netrpěli a pečlivě zaznamenávali jakékoli změny na nebi. Díky nim víme, že roku 1054 vybuchla supernova v souhvězdí Býka. Dnes se na jejím místě nachází Krabí mlhovina, označovaná také M1 (v jejím centru byl objeven pulsar). Důvodem k pečlivým pozorováním v Číně bylo to, že supernovy (kterým se říkalo „hvězdy-hosté“) hrály roli v čínské astrologii. Tak, jako středověká a raně novověká Čína nevyužila svých obrovských možností v jiných oblastech, nerozvíjela ani astronomii. Ve starověku však byly Hipparchem zavedeny hvězdné velikosti (třídy) – první jednotky jasnosti, sice značně nepřesné, ale přesto důležité a v upravené podobě dodnes používané; máme-li se zabývat hvězdami měnícími svou jasnost, je třeba nejprve definovat jasnost.
Počátky moderního výzkumu proměnných hvězd spadají do 16. a 17. století v Evropě, do období renesance.
16. a 17. století
V roce 1572 pozoroval Tycho Brahe „novou hvězdu“ – supernovu v souhvězdí Cassiopei. Pečlivě zaznamenal její polohu a zaznamenával pokles její jasnosti. Vytvořil tak první záznam světelné křivky proměnné hvězdy. V jeho době nebylo toto pozorování bráno vážně a to přesto, že Tycho Brahe se pokusil určit také paralaxu této „nové hvězdy“. Jeho pozorování bylo negativní, tj. dokázal, že paralaxa „nové hvězdy“ je při dostupné přesnosti neměřitelná a „nová hvězda“ musí být přinejmenším 6× dál než Měsíc. Tycho Brahe svým pozorováním podstatně přispěl k opuštění starověké představy neměnného vesmíru.
Roku 1596 pozoroval David Fabricius proměnnou hvězdu omíkron Ceti, která mizela a znovu se objevovala. V roce 1609 ji pojmenoval „Mira“ (Podivuhodná). Pozorování této hvězdy se r. 1638 věnoval John P. Holwarda, který pozoroval hvězdu celý jeden rok. Jiný astronom, Ismael Bouilliau určil správně periodu světelných změn Miry na 333 dní (dnešní hodnota 332 dní).
18. století
Za zakladatele systematického pozorování proměnných hvězd jsou považováni Edward Pigott a John Goodricke. John Goodricke objevil v letech 1782 – 1783 proměnnost hvězdy Algol a navrhl pro vysvětlení změn jeho jasnosti, které se později ukázalo jako správné: Algol je dvojhvězda, jejíž složky obíhají kolem společného těžiště a během periody se vzájemně zakrývají. Tato domněnka zpočátku nebyla jednoznačně přijímana a potvrdil ji definitivně až H. Vogel r. 1888. Goodricke objevil také další proměnné hvězdy: β Lyrae a δ Cephei. Obě hvězdy jsou typy představitelkami samostatných typů proměnných hvězd. Velmi významným typem je především typ δ Cephei; těmto hvězdám se také říká cefeidy (název v tomto případě neznamená meteorický roj, ačkoli podle názvu by to tak mohlo vypadat). Edward Pigott objevil roku 1784 další cefeidu η Aquilae a roku 1795 další 2 proměnné: R Coronae Borealis a R Scuti. V roce 1786 uveřejnil první katalog proměnných hvězd, ve které bylo těchto 12 proměnných:
Nova Cas (SN 1572)
Algol
R Leo
Mira Ceti
Nova Vul 1670
η Aquilae
P Cygni
χ Cygni
β Lyrae
Nova Oph (SN 1604)
R Hya
δ Cephei
19. století
K rozvoji pozorování proměnných hvězd přispěl významně Friedrich Argelander (1799 – 1875). Roku 1844 uveřejnil v německé astronomické ročence článek Aufforderung an Freunde der Astronomie (Výzva přátelům astronomie), ve kterém popsal svoji metodu vizuálních odhadů jasnosti proměnných hvězd, která je správná, a která umožňuje maximálním způsobem využít možnosti lidského oka k určení jasnosti proměnné hvězdy porovnáním s jasností okolních neproměnných hvězd. Tato metoda byla jedinou spolehlivou metodou fotometrie hvězd až do nástupu fotoelektrických fotometrů a CCD-kamer.
Argeladerův soupis tehdy známých proměnných hvězd z roku 1844 obsahuje už 44 položek. Argelander zavedl označování proměnných hvězd písmeny R, S, … Z, které se někdy používá dodnes. V roce 1880 bylo známo 100 proměnných hvězd. V tomto roce vytvořil Edward C. Pickering (1846 – 1919) základní klasifikaci proměnných hvězd, která se používá dodnes. Do konce 19. století se počet známých proměnných hvězd zvýšil na několik stovek. Bylo to umožněno jednak růstem zájmu astronomů o proměnné hvězdy, existencí spolehlivých map oblohy, vynálezem Argelanderovy metody a na konci století také prvními fotografickými přehlídkami oblohy.
Astronomové si pochopitelně kladli otázku, proč jsou některé hvězdy proměnné, zatímco mnohé jiné nikoli. Skutečnost, že typů proměnných hvězd je velké množství, však tento úkol znesnadňovala. Pokrok přinesla až nová optická metoda – spektrometrie. A tento pokrok byl přelomový.
Spektrální rozklad viditelného světla na jednotlivé barvy byl znám už dlouho (spektrální čáry od začátku 19. století – Fraunhofer). Avšak teprve stavba větších dalekohledů umožnila proměřovat spektra hvězd. Za zakladatele spektrometrie hvězd lze považovat Roberta W. Bunsena a Gustava-Roberta Kirchhoffa. Kirchhoff na základě vzhledu spekter hvězd zjistil, že hvězdy mají atmosféry tvořené plynem, který absorbuje záření přednostně na těch vlnových délkách, na kterých sám září. Soustavná prohlídka spekter hvězd začala v 60. letech 19. století. Průkopník detailní analýzy spekter hvězd, William Huggins (1824 – 1910) zjistil u Siria přítomnost vodíku, sodíku, železa a hořčíku a u Aldebaranu a Betelgeuse přítomnost vodíku, sodíku, železa, vápníku a bismutu. Protože spektra těchto prvků byla čárová, znamenalo to, že tyto prvky jsou plynném skupenství – atmosféry hvězdy tedy mají velmi vysokou teplotu. Porovnání vlnových délek čar ve spektrech hvězd se čarami laboratorních vzorků vedla k zjištění, že hvězdy vůči nám nejsou v klidu, ale pohybují se – vykazují radiální rychlosti.
Astronom J. N. Lockyer a chemik E. Frankland experimentální cestou zjistili, že vzhled spektra nezávisí jen na chemickém složení hmoty, ale i na její hustotě a teplotě.
V 50. letech 19. století vyvinul Johann Karl Friedrich Zöllner (1834 – 1882) a použil první astronomický fotometr. Měřenou hvězdu srovnával s umělou, vytvořenou odrazem světla svítilny. Osvětlení vyvolavé touto umělou hvězdou reguloval polarizačním hranolem. Než se objektivní fotometrie začala ve velkém měřítku systematicky používat, však trvalo ještě dlouho. Po celé 19. století a část století 20. se používala vizuální fotometrie. Od Zöllnera pochází důležitý pojem astrofyzika.
Hovoříme-li o fotometrii, nesmíme vynechat důležitý čin Normana Pogsona (1829 – 1891). Ten v roce 1856 zformuloval vztah mezi historickou stupnicí jasnosti a moderní metrickou soustavou. Historická stupnice jasnosti hvězd (hvězdné velikosti) pochází od Hipparcha z 2. století před naším letopočtem. Pogson ve své rovnici vytvořil jednoznačný vztah mezi hvězdnou velikostí a svítivostí.
Většina proměnných hvězd známých ve 2. polovině 19. století měla oranžovou barvu a ve spektru molekulární pásy. Spektrum těchto hvězd se měnilo spolu s jasností. Odlišným případem byl bílý Algol. Roku 1888 Hermann Vogel prokázal, že Algol vykazuje periodický pohyb spektrálních čar, který koresponduje se změnami jasnosti, a přesně odpovídá hypotéze o dvojhvězdě, jejíž složky se vzájemně zakrývají. U cefeid se však tento mechanismus nepotvrdil. Harlow Shapley r. 1914 prokázal, změny jasnosti sice jsou doprovázeny posunem spektrálních čar svědčících o změnách radiální rychlosti, avšak výpočet složek předpokládaného binárního systému nedává rozumný výsledek. Jedna hvězda by musela obíhat uvnitř druhé.
Do konce 19. století byla objevena řada hvězd, u kterých nedocházelo ke změnám jasnosti v důsledku zákrytů, ale přesto se jejich spektrální čáry periodicky rozdvojovaly a zase spojovaly, podobně jako u Algolu. Tak byly objeveny spektroskopické dvojhvězdy.
Současně s nástupem spektrometrie, která umožnila zjistit o hvězdách velké množství informací, probíhal i rozmach fotografie. Velikost obrazu hvězdy na skleněné fotografické desce je při správné expozici přímo úměrná její zdánlivé jasnosti. Proto je možné i na fotografii uplatit Argelanderovu metodu – výhodou fotografie je navíc to, že k jednou proměřované hvězdě exponované v určitém čase je možné se vrátit a provést měření znovu. Fotografický snímek také zachycuje velké zorné pole.
20. století
Začátek 20. století se nesl ve znamení velkých pokroků teoretické fyziky, která do té doby pokulhávala za experimentální fyzikou (a astrofyzikou) o několik desetiletí. R. 1900 vysvětlil Max Planck záření černého tělesa v celém rozsahu elektromagnetického spektra – čímž pomohl objasnit chování spojitého spektra hvězd, včetně posunu maxima vyzařování ke kratším vlnovým délkám s rostoucí teplotou. Niels Bohr vytvořil model atomu, později zdokonalený Sommerfeldem, který vysvětlil existenci čárového spektra charakteristického pro určité prvky (dobře fungoval jen u atomu vodíku). Souboru teoretických poznatků z tohoto období se dnes říká „stará kvantová teorie“ – z dnešního pohledu byla poloklasická.
Vývoj experimentální astrofyziky se však ani tehdy nezastavil. Umožnil to mimo jiné i pokrok teoretické fyziky, se kterou šly ruku v ruce technické vynálezy založené na jejích výsledcích. Za pokračovatele Zöllnera a průkopníka moderní objektivní fotometrii lze považovat amerického astrofyzika Joela Stebbinse (1878 – 1966). Ten měřil se selenovým fotočlánkem nejprve jasnost Měsíce, později jasnost proměnné hvězdy Algolu. Po roce 1945 se ve fotometrii hvězd začal používat fotonásobič, přístroj založený na vnějším fotometrickém jevu. Zpřesnění fotometrie si vyžádalo zavést fotometrický systém. Autory jednoho z prvních a dodnes používaného fotometrického systému UBV jsou H. L. Johnson (1921 – 1980) a W. W. Morgan (1906 – 1994).
V roce 1911 vznikla v USA American Association of Variable Stars Observers (AAVSO) – první organizace na světě sdružující pozorovatele proměnných hvězd na úrovni jednoho státu. Do dalšího vývoje zasáhla negativně I. světová válka. Podobné organizace v jiných zemích vznikly až po skončení I. světové války. V českých zemích vznikla r. 1924 Sekce proměnných hvězd při České astronomické společnosti.
Proměnné hvězdy sehrály ještě v roce 1930 jednu poměrně významnou třebaže málo známou roli v historii astronomie. V roce 1930 se ustanovila Mezinárodní astronomická unie. Ta mimo jiné provedla revizi souhvězdí a stanovila jejich přesné hranice. Hranice byly stanoveny jednak podle obecné shody o tvarech a polohách souhvězdí a jednak – podle tehdy známých proměnných hvězd. Hranice byly vedeny ve směru nebeských rovnoběžek a poledníků vzhledem k ekvinokciu 1875,0. Proto jsou hranice souhvězdí hranaté a občas mají výběžky do souhvězdí jiných. Souhvězdí Had a Hadonoš se prolínala – vyřešilo se to rozdělením Hada na Had-hlava a Had-ocas – Hadonoš zůstal celistvý. Příliš velké souhvězdí Loď Argo bylo rozděleno na Lodní kýl, Lodní záď a Plachty. Některá malá nebo ne všemi uznávaná souhvězdí byla zrušena. Například souhvězdí Zední kvadrant (dnes součást Pastýře), ze kterého se nám dochoval název meteorického roje Kvadrantidy. Jiná zrušená souhvězdí byl také Malý a Velký Herschellův dalekohled. Přesto zůstala na obloze některá poměrně velká souhvězdí jako Velká Medvědice, Hydra, případně velmi dlouhé souhvězdí (Řeka) Eridanus, zatímco jiná souhvězdí, jako Moucha nebo Jižní Kříž na jižní obloze jsou proti nim nepatrná. Celkem je od roku 1930 obloha rozdělena na 88 souhvězdí.
V dalším vývoji stelární astronomie hrála významnější roli fyzika hvězd, především jejich atmosfér. Proměnné hvězdy sice neztratily nic ze své zajímavosti a poznatky z oblasti proměnných hvězd se staly nedílnou a bohatě využívanou součástí astronomické metodologie, ale jejich význam pro pokrok astronomie jako takové se zmenšil. A to navzdory letům do vesmíru, které přinesly možnost studovat vesmír – tedy i hvězdy – ve spektrálních oborech dříve člověku nedostupných. S novými spektrálními obory se totiž objevily nové druhy kosmických objektů: hvězdy po mnoha staletích „přestaly být ve vesmíru samy“. Jednou z příčin je také rozmach extragalaktické astronomie, studia mezihvězdné látky a kosmologie.
20. století se neslo ve znamení podstatného nárůstu počtu pozorovatelů proměnných hvězd, zejména amatérských. Oblast proměnných hvězd se brzy stala oblastí, ve které je příliš mnoho objektů, které si zaslouží pozorování a studium, ale je relativní nedostatek lidí, kteří se pozorováním a studiem těchto hvězd zabývají. A tady je prostor pro astronomy-amatéry.
Konec 20. a začátek 21. století znamenal další kvalitativní skok v podobě rozmachu výpočetní techniky a nasazení dříve vojenských automatických přehlídek oblohy pro potřeby astronomie. Prostor pro astronomy-amatéry se nezmenšil, třebaže jejich podmínky k pozorování ze spíše zhoršují a činnost robotických dalekohledů zčásti nahradila dříve výhradně amatérská pozorování. Velké možnosti se amatérům otevírají v oblasti zpracování dat pořízených robotickými dalekohledy a přehlídkami oblohy, případně dat z umělých družic.
Odkazy:
GARY, Bruce: Exoplanet Observing for Amateurs
PEJCHA, Ondřej: Typy proměnných hvězd
PARIMUCHA, Štefan: Premenné hviezdy: pulzujúce, rotujúce, zákrytové
SMITH, Robert Connon: Cataclysmic Variables
MIKULÁŠEK, Zdeněk – KRTIČKA, Jiří: Úvod do fyziky hvězd a hvězdných soustav, Masarykova universita v Brně, Brno 2005
MIKULÁŠEK, Zdeněk: Proměnné hvězdy, Masarykova universita v Brně, Brno 2005
ŠOLC, Martin – ŠVESTKA, Zdeněk – VANÝSEK, Vladimír: Fyzika hvězd a vesmíru, SPN, Praha 1983