Podivné chování FG Sge 
 
FG Sge je zcela mimořádná proměnná hvězda. Byla objevena v roce 1943 německým astronomem Cuno Hoffmeisterem, který ji klasifikoval jako nepravidelnou proměnnou hvězdu. V roce 1960 poznamenal Richter, že staré fotografické desky ukazují zřetelný lineární nárůst její jasnosti od devadesátých let devatenáctého století. V roce 1890 byla její hvězdná velikost 13,7 mag a v roce 1960 10,0 mag. Tento růst jasnosti pokračoval až do svého maxima 9. 4.1967. V létě 1992 se fotografická hvězdná velikost snížila opět na 11,2 mag, ale tento pokles byl doprovázen zčervenáním FG Sge takže vizuální hvězdná velikost zůstala mezi koncem šedesátých a začátkem devadesátých let na hodnotě kolem 9,4 mag. Světelná křivka sama o sobě je velice zvláštní, ale jsou ještě další tři aspekty, které ji tvoří naprosto unikátní: 
  • FG Sge je centrální hvězdou malé planetární mlhoviny, objevené Henizem a označené jako He 1-5. Tato mlhovina byla pravděpodobně vytvořena materiálem, jenž vyvrhla hvězda před 6000 lety.
  • FG Sge ukazuje v posledních desetiletích systematické změny spektrálního typu. V roce 1955 ji Heniz klasifikoval jako typ B4I; v roce 1967 byla spektrálního typu A5Ia; v roce 1972 F5Ip a během osmdesátých let se její spektrální typ měnil od F6-7I až po K0-2Ib. Tyto změny ukazují na značné chladnutí a rozsáhlou expanzi atmosféry hvězdy. Toto jsou vlastnosti jimiž se projevují hvězdy, u nichž se zapálila nová série nukleárních reakcí. Hvězda se pohybuje z levého horního rohu H-R diagramu napravo. Cestou protíná pás nestability, což způsobuje její další změny.
V maximu vykazuje FG Sge polopravidelné pulsace s amplitudou několik desetin magnitudy a periodou v rozmezí 10 až 20 dní v roce 1962 a 140 dní v roce 1990. Tento postupný nárůst je pochopitelný, uvážíme-li, že pulsace probíhají atmosférou jež se nafukovala, čímž se stávala řidší a řidší. 
Pokud vám to všechno je málo, pak vězte, že v srpnu 1992 začala hvězdná velikost FG Sge náhle a prudce klesat a dosáhla 13,6 mag. Tento náhlý pokles byl pravděpodobně způsoben prachem, který se formoval v cirkumstelární obálce, podobně jako je tomu u hvězd typu R CrB. Z pozorování dále plyne, že pulsace před hlubokým poklesem ustaly. To se zdá býti pochopitelné, protože odfoukne-li hvězda svou obálku, nemá již dále co pulsovat. Na přiloženém grafu můžete sledovat chování hvězdy po roce 1992 až do dnešních dnů. Více informací o proměnných hvězdách se dozvíte na astro.sci.muni.cz/variables. 
 
Petr Sobotka