Jak se měří nekonečno: Dějiny měření vzdáleností vesmíru (2)

O hvězdách se dlouho soudilo, že jde jen o statická světla na nebeské klenbě. Roku 1717 porovnával Edmund Halley skutečné polohy stálic se starověkým Hipparchovým katalogem a zjistil, že některé z nich – konkrétně Aldebaran, Sirius, Arcturus a Betelgeuze – se nenacházejí v zaznamenané pozici. Bylo jasné, že hvězdy musejí vykazovat paralaktický posun, stejně jako Slunce či planety. Vzdálenosti hvězd však překonávaly jakékoliv rozumné představy a měřit jejich paralaxy se nedařilo. V té době činila přesnost měření přibližně deset obloukových vteřin, což je sice nesmírně málo, přesto se žádná stálice nenachází tak blízko, aby vykazovala podobný paralaktický posun. 

Předchozí část: Jak se měří nekonečno: Dějiny měření vzdáleností vesmíru

Úspěch přišel až v 19. století, kdy tři vědci nezávisle na sobě měřili paralaxy jasných hvězd: Předpokládalo se, že zmíněné objekty leží blízko, a tudíž budou mít relativně velký paralaktický posun. Jako první uspěl ředitel observatoře v Königsbergu Friedrich Bessel, který roku 1838 určil paralaxu hvězdy 61 Cygni jako 0,314″, což odpovídá 10,4 světelného roku (ly). Krátce poté zveřejnili své výsledky u jiných stálic také Thomas Henderson a Friedrich Struve. 

Každopádně se ukázalo, že žádná hvězda neleží tak blízko, aby měla větší paralaxu než 1″ – jinými slovy není blíž než jeden parsek (pc). Dnes považujeme za naši nejbližší hvězdnou sousedku po Slunci velmi slabou Proximu Centauri, vzdálenou 4,22 ly neboli 1,3 pc. Moderní družice pak dokážou měřit paralaxy s přesností 0,001″. V každém případě se i ty nejbližší stálice nacházejí nesmírně daleko: K planetám či kometám se prostřednictvím nepilotovaných sond dostaneme již vcelku běžně, ovšem jakákoliv cesta k jiné hvězdě je zatím naprosto nemyslitelná. 

Objevitelka cefeid

Henrietta Leavittová pracovala na observatoři Harvardovy univerzity: Původně jako administrativní pracovnice přepisovala dlouhé a nudné tabulky o pozorovaných hvězdách, jelikož na konci 19. století ženy stále ještě nemohly být plnohodnotnými členkami akademických obcí. Leavittová však měla štěstí – jejího nadání a píle si všiml tehdejší ředitel observatoře Edward Pickering a podpořil ji v dalším studiu.

Když později zkoumala fotografie Malého Magellanova oblaku, objevila na nich řadu proměnných hvězd (tzv. cefeid), které s časem mění svou velikost a jasnost – jinými slovy pulzují. Následně se jí podařilo zjistit, že perioda pulzů dané cefeidy přímo závisí na jejím zářivém výkonu. Tato skutečnost se pak stala základem dalšího postupu v měření kosmických vzdáleností. 

Periodu pulzací, která určuje skutečný zářivý výkon hvězdy, dokážou astronomové změřit poměrně snadno. Dále je nutné změřit i zdánlivý zářivý výkon – tedy jak zářivá se nám hvězda jeví s ohledem na vzdálenost. A protože víme, že se vzdáleností zdánlivý světelný výkon klesá podle jednoduchého a známého vzorce, můžeme odvodit skutečnou vzdálenost dané cefeidy. Ovšem jen relativně: K získání absolutní hodnoty potřebujeme stanovit vzdálenost alespoň jedné cefeidy jinou metodou, například pomocí její paralaxy – a to se časem samozřejmě povedlo. 

Postupně se pak ukázalo, že cefeid existuje více typů a že při měření zdánlivých jasností musíme počítat například s mračny plynů. Proto se v průběhu 20. století jejich vzdálenosti vícekrát přepočítávaly. Ani cefeidy však nepředstavují univerzální měřicí nástroj.

Zářící supernovy 

Pro měření velkých vzdáleností využívají astronomové také výbuchy hvězd – tzv. supernovy. Konkrétně se jedná o supernovy typu Ia vznikající v soustavě bílého trpaslíka a hvězdy, z níž bílý trpaslík „odsává“ hmotu svou gravitací. Jakmile pak překročí tzv. Chandrasekharovu mez, přestane být stabilní a exploduje. Supernova je poté viditelná i na vzdálenost několika miliard světelných let. 

Protože zmíněné supernovy vznikají naprosto totožným mechanismem (hvězda vybuchne, jakmile překročí přesně danou mez stability), měly by mít také stejné parametry, zejména pokud jde o svítivost. Moderní výzkumy ukazují, že tomu tak zcela není, pro zjednodušení však budeme počítat přibližně se stejnou svítivostí. A pak platí totéž jako pro cefeidy: Jestliže je skutečný zářivý výkon identický, můžeme určit vzdálenost tím, že změříme jejich zdánlivý zářivý výkon. A opět jde o vzdálenost relativní, takže musíme stanovit vzdálenost alespoň jedné supernovy jinou metodou, například pomocí cefeid. 

Hubbleova konstanta

Ve 20. a 30. letech vznikly základy teorie, která může rovněž pomoct při určování vzdáleností v kosmu. Měření spekter vesmírných objektů se provádělo již poměrně dlouho a sloužilo zejména k chemické analýze hvězd na dálku. Takto se na Slunci podařilo objevit nový prvek, a protože se předpokládalo, že se vyskytuje pouze na naší hvězdě, dostal název helium.

Astronom Vesto Slipher si zase jako první všiml, že spektrum některých objektů vykazuje jistý posun. Dnes tento jev nazýváme rudý posuv, protože je spektrum posunuto směrem k červené části, a tehdy to mohlo znamenat jediné – tyto objekty se od nás vzdalují.

TIP: Poselství světla: Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?

Později například Edwin Hubble a Milton Humason odhalili úměrnost: Čím rychleji se objekt vzdaluje, tím dál se nachází. Konstanta této úměrnosti dnes nese Hubbleovo jméno a s její znalostí jsme schopni změřit posun spektra, odvodit z něj rychlost vzdalování a přímým dosazením do vzorce zjistit vzdálenost. I zde však narážíme na několik „ale“: Zaprvé je velmi obtížné pořídit a změřit spektrum vzdáleného objektu. Dále potřebujeme, stejně jako u předchozích metod, určit alespoň jednu vzdálenost jiným způsobem. A v neposlední řadě je složité změřit samotnou Hubbleovu konstantu – o její velikost se dlouhá desetiletí vedly spory, přičemž dodnes neznáme její zcela exaktní hodnotu. 

Na dlouhé cestě

Měření ve vesmíru nebylo, není a nikdy nebude snadné. Ani v budoucnosti možná nezvládneme měřit větší vzdálenosti jakkoliv přímo a zůstaneme odkázáni na nepřímé metody, které navíc kaskádovitě stoupají od Sluneční soustavy až po ty největší vesmírné škály. Chyba na nižších stupních se pak na větších vzdálenostech logicky projeví násobně. Přesto dnes známe základní rozměrové uspořádání našeho kosmu – a to není tak málo.