Vesmír je obrovský. Je dokonce nekonečný. Jaké triky používají astronomové k určení vesmírných vzdáleností? Znáte tři základní metody? (délka blogu 6 min.)
Obrovské vzdálenosti – obrovské jednotky
Na Zemi si vystačíme s metrem nebo kilometrem. Jak ale změřit vzdálenosti, které jsou tak obrovské, že pro ně pojmy jako kilometr ztrácejí význam? Pro vesmírné podmínky si museli astronomové vymyslet nové, daleko větší jednotky. A tak se při popisu astronomických vzdáleností bavíme o AU (astronomická jednotka), světelném roce nebo parseku.
Astronomická jednotka se rovná vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem. Používá se hlavně k popisu vzdáleností ve Sluneční soustavě. Jedna astronomická jednotka je stejně dlouhá jako zhruba 150 000 000 km, přesněji 149?597?870?700 metrů.
Světelný rok se rovná vzdálenosti, kterou urazí světlo, tedy nejrychlejší vesmírný cestovatel, za jeden pozemský rok. Světelný rok se dá samozřejmě vyjádřit i v metrech. Činí 9 460 730 472 580 800 m. V astronomii se světelný rok používá k vyjádření vzdáleností hvězd nebo galaxií.
Ještě delší než světelný rok je jednota parsek. Tato, jen na první pohled, krkolomná jednotka vyjadřuje vzdálenost, ve které vidíme objekt s rozměry jedné AU pod úhlem jedné úhlové vteřiny (viz obrázek dole).
Parsek odpovídá 3,26 světelných roků nebo 206 000 astronomických jednotek. Pokud bychom ho chtěli vyjádřit v metrech, dostaneme opravdu úctyhodné číslo. Parsek je přibližně 3,09x10^(16) metrů.
Na první pohled je parsek neobratná jednotka. Odpovídá ale přesně tomu, co astronomové potřebují. Všechno, co víme o hvězdách v našem vesmíru, je totiž odvozeno z jejich pozorování. Většinu vlastností nám prozradí stav a intenzita jejich světla. Astronomové se ale naučili ze světla hvězd odvodit i jejich vzdálenost. Používají přitom malý trik a využívají trigonometrii.
Vzdálenost hvězdy se dá zjistit z jejího zdánlivého pohybu oproti hvězdnému pozadí (které je tak daleko, že jeho pohyb nevnímáme) pomocí dvou pozorování, která se musí uskutečnit buď v různých místech zemského povrchu, nebo v různých bodech dráhy Země kolem Slunce.
Měření vzdálenosti pomocí pohybu hvězd
Zmíněné metodě se říká měření pomocí trigonometrické paralaxy. Spočívá například v tom, že se v průběhu roku sleduje na nebi aktuální pozice hvězdy. S odstupem šesti měsíců se tato poloha vůči hvězdnému pozadí nepatrně mění – hvězdu totiž vidíme z opačné strany oběžné dráhy Země kolem Slunce.
Hvězda opisuje na nebi malou kružnici, ze které se dá přímo odvodit její vzdálenost a parsecích. Čím vzdálenější je měřená hvězda, tím menší úhel se dá pozorovat.
Pozorování jasu hvězdy
Hvězdy, které vidíme na nebi, mají různou jasnost. Intenzita pozorovaného světla hvězdy je závislá na absolutní jasnosti zdroje – ale také na jeho vzdálenosti.
Vzdálená velice jasná hvězda tak může být na našem nebi zdánlivě stejně jasná jako její blízká ale méně jasná kolegyně. Pro určení vzdálenosti hvězdy na základě její jasnosti je tedy nutno znát její skutečnou jasnost.
Jistě se teď ptáte, z čeho se pozná absolutní jasnost jednotlivých hvězd. K tomu dobře slouží v předminulém blogu zmiňovaný Hertzsprung-Russellův diagram. Z pozorování světla hvězdy se dá zjistit, jaké vlnové délky hvězda vyzařuje, tedy její spektrální typ. Protože se i hvězdy musí řídit fyzikálními zákony, určuje spektrální typ hvězdy i její skutečnou jasnost.
Zvláštní místo zaujímají při měření vzdáleností hvězdy, kterým říkáme proměnné. Mění svou jasnost periodicky, některé během hodin, jiné během několika dní. Už Henrietta Levitt si v minulém století všimla, že se dá absolutní jasnost těchto hvězd odvodit od délky jejich periodických proměn. Nazvala je cefeidy. Dodnes se používají k určení vzdálenosti uvnitř naší galaxie. V cizích vzdálenějších galaxiích jednotlivé cefeidy nerozeznáme, jejich roli mohou ale převzít určité druhy supernov (supernova typu Ia).
Extrémní vzdálenosti odhalí červený posuv
Pro určení vzdálenosti extrémně dalekých galaxií a kvazarů, jsou dokonce i supernovy příliš slabé. Vědci si proto museli najít jinou možnost. Používají tzv. rudý posuv, změnu spektra světla vzdáleného zdroje.
Spektrum vzdáleného zdroje (například galaxie) se rozloží na jednotlivé části. Potom se určí spektrální linie a přiřadí se jednotlivým chemickým prvkům. Čím je zdroj vzdálenější, tím více jsou známé spektrální čáry chemických prvků posunuty k červené oblasti spektra (odtud název červený posuv).
Poté, co jsme změřili vesmír, budeme se příště zabývat otázkou - proč neexistují zelené hvězdy?
