Proč není Pluto planetou?

Nešťastné Pluto, které nedávno navštívila sonda New Horizons, přišlo poměrně nedávno o svůj status planety. Jak k tomu došlo? 

Za drahou poslední plynové planety,  Neptunu, musí existovat další, zatím nepozorovaná planeta, předpokládali astronomové na počátku minulého století. Jejího objevu se měli dočkat až za pár desetiletí.  Relativně malé kosmické těleso, pohybující se ve vnější části Sluneční soustavy, objevil  Clyde Tombaugh v roce 1930. Pluto, jak byla nová planeta pojmenována, je sice jen 2390 km velké, o jeho přiřazení do rodiny planet ale dlouhou dobu nikdo nepochyboval. V roce 1978 se dokonce ukázalo, že Pluto vlastní měsíc, podobný tomu našemu.

Čím více toho ale věda o Plutu zjistila, tím větší rozpaky se začaly objevovat v souvislosti s jeho statusem. Sklon jeho dráhy je daleko větší než u ostatních planet. Zároveň je jeho dráha daleko protáhlejší, než je tomu zvykem u  běžných planet.

V roce 1992 byl objeven první z velkého množství objektů, které se nacházejí ve vnější Sluneční soustavě za dráhou plynných obrů. Tento 120 kilometrů velký asteroid dostal jméno 1992 QB1. Díky stále lepším teleskopům se množství podobných objektů neustále zvyšovalo. Ukázalo se, že Pluto není klasickou planetou, za jakou jsme ho dlouhou dobu měli. Spíše je hodně velkým asteroidem, který se  nachází uprostřed roje jiných, menších asteroidů. Ani jeho měsíc se nedá s naším Měsícem srovnat. U systému Pluto – Charon se jedná spíše o dvojplanetku než o jednoznačnou planetu, kolem které by kroužil její měsíc.

Situace se stala neúnosnou v letech 2003 – 2006. Tehdy totiž astronomové objevili asteroid 2003 UB313. Stal se poslední kapkou, která nechala přetéci pohár pochyb. 2003 UB313 je totiž se svými 2400 km větší než Pluto. Nelogický stav se musel nutně vyřešit. Astronomie měla na výběr: buď rozšíří seznam planet ve Sluneční soustavě o několik desítek nebo snad i stovek nových těles, nebo pozmění status Pluta.

 Obrázek: velké transneptunické objekty. Zdroj: von Lexicon [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html), CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/) oder CC BY-SA 2.5-2.0-1.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/2.5-2.0-1.0)], via Wikimedia Commons

Nová definice planety

Co je to vlastně planeta? Hmota, která se nachází v disku planetární soustavy, se při tvorbě planet shlukuje do menších i větších útvarů. Z principu věci (ve vesmíru se nachází daleko více plynu než prachu) existují v planetární soustavě daleko větší objekty plynové, než kamenné. Díky záření centrální hvězdy časem roztaje plyn v jejím a hvězdný vítr ho odnese do vzdálenějších oblastí. Tam se poté tvoří ty největší planety, které se skládají převážně z plynové složky. Ve vnitřním systému se tvoří naopak planety, které se skládají jen z kamenů.

Horní hranice hmoty a velikosti planet se dá určit poměrně jednoznačně. Ty největší z nich jsou centrální hvězdě vzdálené, plynové objekty. Postupem času mohou ze svého okolí nabrat takové množství hmoty, že teplota v jejich jádrech stoupne nad určitou mez. Původní planety jsou pak schopné ve svém nitru zažehnout termonukleární reakci. Stanou se hvězdami.

Jaká je ale dolní hranice? Jak oddělit „zrno od plev“ v systému, plném těles nejrůznějších velikostí? Určit umělou hranici velikosti a všechno, co je větší, nazvat planetou? Členové mezinárodní astronomické unie, kteří byli nuceni se s „případem Pluto“ zabývat se nakonec shodli na dvou podmínkách, které musí opravdová planeta splnit.

Tvar

Planeta musí být kulatá. Musí se pod vlivem vlastní gravitace zaoblit. Podle tohoto pravidla by Pluto bylo jednoznačnou planetou. Tělesa totiž začínají zakulacovat svůj tvar už při velikosti několika set kilometrů a Pluto se svými 2390 kilometry tuto hranici už dávno překročilo.  Planetou by pak ale musel být i objekt 2003 UB313, který dnes mimochodem nese název „Eris“, a kdoví kolik dalších zatím neobjevených transneptunických těles.

Dominance

Astronomové našli proto další podmínku, která  jednoznačně odděluje planety od ostatních vesmírných těles. Na to, aby se objekt stal planetou, musí dominovat své okolí. V praxi to znamená, že svou gravitací „vyčistil“ své okolí od asteroidů, planetesimál nebo komet. Pluto ani jiné transneptunické objekty tuto podmínku nesplňují.

26. kongres Mezinárodní astronomické unie (IAU), který se konal shodou okolností v Praze, zbavil Pluto status planety.

Ve Sluneční soustavě tak zůstalo jen osm planet – čtyři ve vnitřní části a čtyři ve vnější. Vnitřní planety jsou kamenné, vnější plynové.

Systém doplňují dva pásy asteroidů, menších těles, která se nezvládla gravitačně spojit do většího.
Jeden z nich se nachází mezi Marsem a Jupiterem a probíhá v něm tzv. „sněžná hranice“, rozdělující soustavu na oblast bez kondenzovaného plynu a část naopak obohacenou kondenzovaným plynem. Sněžnou hranici vykazují nejspíše všechny planetární systémy, je způsobena výše zmíněným nahříváním planetárního disku centrální hvězdou a migrací vypařeného plynu z vnitřní části soustavy do vnější.

Druhý pás asteroidů, tzv. Kuiperův pás, se nachází za oběžnou dráhou poslední plynové planety, Neptunu. Nacházejí se v něm tzv. transneptunické objekty, ke kterým dnes patří i Pluto.

Obrázek: Objekty v Kuiperově pásu. Zdánlivé  paprsčité uspořádání je způsobeno jednotlivými průzkumy, zaměřenými do určitých paprskovitých oblastí. 

Nový status Pluta

Rozhodnutí IAU bylo nejspíš příliš nezávislé. Odezvy na odebrání planetárního statusu byly nepříliš příznivé, nakonec tedy dostalo Pluto a jemu podobné objekty nový název. Oficiálně se dnes nazývají „planetkami“.

Celé kauzy bychom nejspíše zůstali ušetřeni, kdyby astronomové na počátku 20. století cíleně nehledali další planetu. Kdyby bylo Pluto objeveno až v roce 2003, nikdy by planetou nebylo, díky novým znalostem se totiž opravdu moc neliší od ostatních asteroidů, které ho obklopují. Jediné, čím se odlišuje je jeho o jen trochu větší velikost. 

Ultimativní katastrofa – kolize planet

Planetární kolize nejsou tak zřídkavé, jak by se mohlo na první pohled zdát. I ve Sluneční soustavě lze nalézt hned několik důkazů divoké, katastrofické minulosti.
 Měsíc vznikl při gigantické kolizi Země a někdejší planetky Theia

Theia byla o něco menší než Mars a zformovala se v blízkosti Země v jednom z jejích Lagrangeových bodů. To jsou oblasti, kde se gravitace Země a Slunce navzájem anulují, takže hmota, která se do těchto bodů prostoru dostane, je už nemůže sama a bez přidaného pohonu opustit. Roli tohoto přídavného pohonu převzala jednoho dne sama gravitace Theiy, když planetka vyrostla nad únosnou mez a její gravitace přestala být zanedbatelnou. Výsledkem se stala kolize obou planet, naštěstí jen boční a ne přímá. Theia při ní byla zcela zničena a větší Země ztratila část své hmoty, která se rozprostřela na oběžné dráze. Později se z ní vytvořil Měsíc.

Venuše 

Když si prohlédnete planety Sluneční soustavy, jistě vás upoutá skutečnost, že jedna z nich rotuje „nesprávným“ směrem. Naše „sesterská“ planeta Venuše, která je skoro stejně velká jako Země, rotuje kolem své osy v obráceném směru. Při pohledu z pomyslného severního pólu Venuše se planeta otáčí kolem své osy ve směru hodinových ručiček. Slunce na Venuši vychází na západě a zapadá na východě. Tento jev způsobila pravděpodobně srážka s velkým asteroidem, možná tak velkým, jako byla Theia. Jen úhel, pod kterým se oba objekty srazily, byl s největší pravděpodobností  jiný.

Merkur a jeho souputníci

Podobný osud zažila nejspíš i planeta Merkur, která je v naší soustavě nejblíže Slunci.
 Úspěšný teleskop Keppler, který sleduje jasnost jednotlivých hvězd a registruje její kolísání při přechodu planet přes hvězdný kotouč, nám umožnil pozorování velkého množství cizích planetárních soustav. Vědci s jeho pomocí zjistili, že zhruba 5 % Slunci podobných hvězd vlastní systém planet, které jsou velice blízké centrální hvězdě. Téměř polovina pozorovaných systémů vlastní uvnitř dráhy našeho Merkuru planetu, podobnou Zemi. V naší soustavě žádná taková planeta neexistuje. Jak vysvětlit naši relativně prázdnou vnitřní planetární soustavu?

Vysvětlení je jednoduché. Planetární soustavy dokáží setrvat ve stabilním stavu jen po určitou dobu. Postupem času vzrůstá pravděpodobnost, že drobné odchylky a výkyvy drah jednotlivých těles jejich stabilitu naruší. Vědci Volk a Gladman (http://arxiv.org/pdf/1502.06558v2.pdf) provedli počítačové simulace planet, obíhajících cizí hvězdy a zkoumali přitom dráhy jejich planet. Došli k názoru, že kolize v planetárních systémech nejsou vůbec zřídkavým jevem, právě naopak.

Silně eliptická dráha Mekuru může být tedy následkem dávných kolizí planet, které kdysi existovaly v těsném okolí Slunce. Merkur může být jediný, kdo dávné apokalypsy přežil a získal dokonce relativně stabilní oběžnou dráhu.

Jedinečnost Země, která je stabilizována přítomností relativně velkého Měsíce

Podle počítačových simulací, které provedli Quintana a jeho kolegové (http://arxiv.org/pdf/1511.03663v1.pdf) si 75 % planet odbude srážky s jinými planetkami v prvních 100 miliónech let své existence. Tato čísla jsou zajímavá hlavně v souvislosti s otázkou, jestli je (pro vznik života výhodná) existence systémů jako Země-Měsíc v planetárních soustavách spíše výjimkou nebo pravidlem. Zdá se, že je vznik planety, stabilizované relativně velkým měsícem, poměrně pravděpodobným a tedy i častým jevem.

Znamenalo by to, že i v jiných soustavách mohou existovat planety, které jsou podobně jako Země ve šťastné pozici, umožňující pohodlnou existenci života. Planety, které mají Měsíc, stabilizující jejich osu, zajišťující střídání ročních období a příliv a odliv tamních oceánů.  Možná to bude právě teleskop Keppler, kdo jednoho dne takovou planetu objeví. 

Jak vznikla Sluneční soustava? Na ostří nože.

Na vzniku Sluneční soustavy se podílela náhoda. Jak k ní došlo? U zrodu naší soustavy stály tři sudičky. Co jí daly do vínku?

Velký Třesk a co dál?

Při velkém třesku, který dal vzniknout hmotě, času i prostoru, se vytvořily jen dva prvky – vodík a helium, pokud nepočítáme nepatrné a zanedbatelné množství berylia a lithia.

Oba plyny formovaly oblaka hmoty, ze kterých vznikaly první hvězdy. Právě v nich docházelo díky termonukleární reakci k dalšímu spojování jednoduchých a lehkých jader. Hvězdy tak spalováním vodíku a helia vyrobily další chemické prvky – stavební kameny, ze kterých se skládáme jak my, tak naše planeta.

První hvězdy se začaly tvořit zhruba 20 miliónů let po velkém třesku. Tehdejší vesmír byl ve srovnání s naším relativně malý a proto i hustý. Tehdejší hvězdy měly k dispozici obrovské množství materiálu. Obří hvězdy kromě toho spalují svou hmoty rychleji než malé, žijí intenzivněji a končí svou kariéru efektními výbuchy. Právě díky jim vznikly všechny ostatní prvky, které kolem  sebe pozorujeme.

Výbuchy supernov, kterými končí svůj aktivní život těžké hvězdy, implantovaly tyto těžší prvky do okolního prostoru, vyplněného do té doby jen vodíkem a nepatrným množstvím helia. Díky pohybu galaxie se tyto prvky ale dostávají i do překvapivě vzdálených oblastí, kde by je nikdo nečekal. Supernova je extrémním jevem. Je doprovázena obrovským zvýšením teploty zúčastněné hmoty (až 60 miliónů stupňů). Vysoká teplota odpovídá velice rychlému pohybu jejích molekul. Část hmoty supernovy se může díky rychlému pohybu dostat i do vnějších částí galaktického disku. Tam postupem doby ochladne. Galaktická gravitace ji potom zase přitáhne zpět, blíže ke svému jádru. Mezitím se ale její spirální ramena (disk) pootočila, takže hmota, vzniklá v supernově, dopadá do úplně jiné oblasti, než ve které původně vznikla a obohacuje o těžké prvky i regiony, ve kterých původně žádné těžší hvězdy nebyly.

Konec života velice hmotných hvězd – výbuch supernovy – způsobuje ve svém okolí drastické změny. Hmota, kterou hvězda vyvrhla do okolního prostoru, se pohybuje obrovskou rychlostí. Hodnoty kolem 10 000 km/s pro ně nejsou žádnou výjimkou. Pro srovnání – maximální dosažitelnou rychlostí je v našem vesmíru rychlost světla – 300 000 km/s. Hmota, kterou se pohybuje hmota supernovy, tedy dosahuje několika procent rychlosti světla. Není tedy divu, že způsobuje ve svém okolí masivní rázovou vlnu.

V našem případě – v době, kdy byl vesmír pořád ještě relativně mladý a hustý – tato rázová vlna naráží na okolní oblaka plynu a způsobuje v nich další zahuštění, které vede ke vzniku nové generace hvězd. Ty už mají k dispozici nejen vodík, ale i malé množství těžších prvků. Celá situace se může opakovat s tím rozdílem že nová hvězda kolem sebe může vybudovat už i planetární systém. Těžší prvky totiž už nejsou ve formě plynu, jak tomu bylo u vodíku a helia, ale tvoří pevné částečky, kterým říkáme „prach“. Z prachu se mohou kolem nově zformované hvězdy tvořit kondenzáty – kameny. Srážkami se kameny nahřívají a nově vzniklé objekty se spékají do stále větších a větších útvarů. Postupem doby tak vzniknou velké asteroidy a kamenné planety. Ty z nich, které se nacházejí ve větší vzdálenosti od centrální hvězdy, na sebe mohou nabalovat kromě prachu i zamrzlý plyn, rostou tedy dokonce rychleji než blízké planety, které mají k dispozici pouze jeden druh materiálu – prach.

Víme odkud pocházíme?

I dnes ještě nacházíme původní hmotu naší soustavy v malých úlomcích hmoty, které čas od času zabloudí na Zemi, v meteoritech. V chondritech, jak se tento druh meteoritů nazývá, se materiál dodnes nachází v původním a nezměněném stavu. Také díky jim se vědcům podařil zrekonstruovat časový průběh jevů, které stály u kolébky zrodu Sluneční soustavy.

Milion let před vznikem Sluneční soustavy

Na místě, kde vznikla naše Sluneční soustava, se původně nacházel oblak plynu – vodíku. Stejně jako se tomu dělo všude jinde ve vesmíru, začal se i on zahušťovat a zahřívat natolik, že v něm vznikaly první hvězdy. Většina z nich nebyla příliš hmotná, průměrně měly jen  0,8 hmoty Slunce, některé byly ale větší. Ty vytvořily těžší prvky a svými výbuchy jimi postupně obohatily blízké i vzdálenější okolí. Jedna z nich se stala první sudičkou naší Sluneční soustavy, když rozmetala svou hmotu v místě, kde jednoho dne vzplane mladé Slunce.

V meteoritech nacházíme prvky, které jsou výsledkem radioaktivního rozpadu izotopů hliníku a železa. Z množství produktů radioaktivního rozpadu se dá odvodit, že příslušná supernova, která se o existenci prvků postarala, musela explodovat zhruba 1 - 1,5 milionu let před vznikem meteoritů. Tato původně obří hvězda měla hmotnost minimálně  25 Sluncí a byla od nás vzdálena 1 – 3 světelné roky.

Odkud pocházela tato hvězda? A jak vypadalo její okolí?

Statisticky vzato  v podobných podmínkách, jaké tehdy panovaly v našem oblaku plynu a prachu, dosáhne hmotnosti 25 Sluncí jen každá 2000. hvězda. Supernova tedy nemohla existovat osamoceně, musela vzniknout ve hvězdokupě s minimálně 2000 hvězdnými objekty. Naše supernova se pak nacházela nejspíše někde uprostřed své hvězdokupy, tam, kde byla dostatečně velká koncentrace hmoty.

Hvězdy se ve hvězdokupách nacházejí v dostatečné blízkosti, takže na sebe mohou vzájemně působit svou gravitací. Bylo jen otázkou času, kdy kolem oblasti, obohacené těžkými prvky z dávné supernovy, prolétne cizí hvězda.

Dodnes anonymní, možná dokonce už vyhaslá starší sestra Slunce, dala svou gravitací důležitý impuls k dalšímu smršťování místního oblaku hmoty.

Budiž světlo – Slunce

Před 4,6 – 4,7 miliardami let z něj vznikla hvězda kategorie G, naše Slunce. Kolem něj se ze zbytků plynu a prachu začaly tvořit planety naší soustavy.

Slunce, které mezitím začalo nahřívat přilehlou část pracho-plynového disku, rozdělilo soustavu do dvou částí. Ve vnitřní části zbyl jen prach, veškerý plyn byl totiž slunečním větrem vynesen do vzdálenějších oblastí soustavy. V nich panovala nižší teplota, díky které mohl plyn kondenzovat na částečkách prachu, které se tam nacházely. Největší koncentrace plynu se logicky nacházela na pomezí obou částí soustavy.

Právě tam vznikly největší pracho-plynové planety: Jupiter a Saturn. Čím více hmoty nabíraly a čím těžší byly, tím více na ně působila přitažlivost Slunce. Po dosažení určité velikosti se stalo nevyhnutelné – obě planety začaly migrovat do vnitřní části soustavy. Kromě toho, že zasáhly do vývoje tamních kamenných planet (viz malá hmotnost Marsu), eliminovaly obě obří planety v dané oblasti téměř všechny asteroidy. Bez dávné návštěvy vnějších planet ve vnitřní části slunečního systému, by se Země odhadem každých 1000 let srážela s podobným asteroidem, jako byl ten, který na naší planetě kdysi vyhladil dinosaury.

Vývoj planetárního systému trval zhruba 100 000 000 let .  Planety, které se dnes pohybují kolem Slunce, mají už 7 miliard let gravitačně stabilní, téměř kruhové dráhy. Znamená to, že v kulové hvězdokupě, jejíž součástí se Slunce stalo, není nablízku žádná další hvězda, která by mohla ohrozit jejich křehkou gravitační rovnováhu. 

K jednomu relativně blízkému průletu cizí hvězdy ale přeci jen došlo. Tato třetí „sudička“ naší soustavy, byla dostatečně daleko na to, aby pouze odrhla část Slunci vzdálené hmoty, a tím nás zbavila části kometek a asteroidů, které by nás mohly v budoucnu ohrožovat svými průlety.

Odkud to víme? Sedna a jí podobné planetky, nacházející se ve vzdálené části Sluneční soustavy, mají extrémně eliptickou dráhu. Pohybují se v rozmezí 79 – 900 astronomických jednotek (AU - vzdálenost, která odpovídá trase Země-Slunce). Zdá se, že naše soustava „končí“ v oblasti kolem 40 AU. Jako by původní akreční disk plynu a prachu někdo rozdělil a vnější zbytek hmoty rozmetal. Logickým vysvětlením je působení gravitační přitažlivosti nedaleko prolétající hvězdy.

První sudička nám dala do vínku pestrobarevnou škálu chemických prvků. Druhá sudička mávla kouzelným gravitačním proutkem a dala vzniknout  Slunci a planetární soustavě. Tato třetí sudička se pak zasloužila o naši bezstarostnou existenci.

Náhoda nebo osud? 

Vize budoucnosti – zachráníme civilizaci výrobou nového Slunce?

Nic ve vesmíru není neměnné. Za pár set miliónů let bude Země díky aktivitě Slunce neobyvatelná. Svítivost slunce dál poroste, naše hvězda bude daleko aktivnější – a naše civilizace nebude mít na vybranou, bude muset Zemi opustit.

Jaké kroky bude muset podniknout inteligentní civilizace, jejíž Slunce se dostalo do konečné fáze svého vývoje? Planety ve Sluneční soustavě se stanou díky záření hvězdy neobyvatelné. 

Projeví se dávná schopnost života, která nám dává možnost přežít a přizpůsobit se podmínkám okolí? Naučíme se žít v podzemí planety, která nás tak bude i nadále chránit před spalujícím a zničujícím zářením? Nebo se spíš rozhodneme opustit Zemi a odstěhovat se na jinou planetu? 

Jakákoliv odpověď na tyto otázky je pouhou spekulací. Pojďme tedy na chvíli spekulovat o tom, co se stane, až se Slunce postará o zánik naší biosféry. 

Veškeré kroky, které budou schopny naši situaci zlepšit, jsou z dnešního pohledu technicky neuvěřitelně náročné. 

Vesmírný štít

Jedním z těch jednodušších by se mohl stát oblak prachu a částic, který by lidstvo umístilo na oběžnou dráhu mezi Zemi a Slunce. Mohl se stát vesmírným štítem, který by odstínil část záření. Alespoň v počáteční době by mohl chránit pozemský povrch před zkázou. 

Jednoho vzdáleného dne ale Slunce zvětší svůj objem natolik, že všechny štíty ztratí svou funkci. Pokud bude na Zemi ještě existovat inteligentní život, bude muset planetu opustit a dopravit se do bezpečí. Kde ho nalezne? 

Najde možnost, jak osídlit měsíce vnějších, plynných planet? Nebo přesídlí do vesmírných lodí? 

Druhá varianta nejspíše vyhraje – zajišťuje totiž mobilitu pro případ, že Slunce vyčerpá i poslední zásoby paliva a vyhasne. 

Nejpozději tehdy se totiž ocitne inteligentní civilizace v problematické situaci: navzdory technickému pokroku, se kterým se dá jistě počítat, bude jistě (podobně jako my) závislá na zdrojích energie.  Za Slunce, které vypovědělo svou službu, si bude muset urychleně najít náhradu.

Cesta k nejbližší vhodné hvězdě by podsvětelnou rychlostí trvala několik desítek tisíc let. Naši nešťastnou civilizaci bude možná lákat úplně jiná možnost ...

... výroba vlastního nového Slunce.   

Hvězda typu Slunce je koule z plynu, která se formuje působením vlastní gravitace. Stlačením se plyn nahřeje tak silně, že se v jeho centru zažehne termonukleární reakce.

Kolik částic plynu bychom museli nashromáždit k výrobě nové hvězdy? Odpověď se dá odvodit z fyzikálních podmínek, které musí být dodrženy pro zdárný chod její termonukleární reakce. 

V oblaku nashromážděného plynu musí panovat tak velký tlak, že k sobě přitlačí dva protony, které se původně odpuzují (jelikož mají stejný elektromagnetický náboj). Za předpokladu, že jsou dostatečně blízko, může za pomoci tunelového efektu proběhnout jejich spojení do těžších jader.  Úspěšná je přitom jen jedna triliontina srážek. Z těchto úvah je zřejmé, že „souboj“ elektromagnetické síly a gravitace musí vyhrát druhá z nich. Počet částic,  které musíme nashromáždit, když chceme vyrobit hvědu, pak odpovídá poměru těchto sil – je to 10+54 částic, které odpovídají 10+30 g plynu (vodíku). 

Za těchto podmínek by vznikla „minimální“ hvězda. Byla by zhruba 1000x menší než Slunce. Svítila by málo, převážně jen v červené oblasti spektra. Pro naše účely by bylo zajímavější stvořit hvězdu, podobnou Slunci. Bude tedy potřeba zhruba 1000x více hmoty – 10+33 g vodíku.

Pro srovnání – je to 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 tun. 

Jak se dá obstarat takové obrovské množství plynu? Bude to bezpochyby těžký oříšek i pro extrémně technicky vyvinutou civilizaci.  Nikde v našem okolí totiž potřebné množství vodíku nenalézáme. Budoucí inženýři budou muset sáhnout po zdrojích v mezihvězdném prostoru. Ani tam ale není hustota vodíku příliš vysoká. Nachází se tam zhruba 1 částice na krychlový centimetr prostoru. V porovnání se Zemí je to opravdu hodně málo. Hustota naší atmosféry je 10+20 částic vzduchu v jednom krychlovém centimetru.  

Dejme tomu, že budoucí civilizace ale zvládne i tento problém a nasbírá dostatečné množství vodíku. Bude ho nutno neustále chladit, jinak by se nedal stlačit. Tepelný pohyb nahřátých molekul totiž působí na plyn rozpínavě. Čím vyšší teplota, tím vyšší je i tlak v něm působící. 

Oblak hmoty nesmí ani rotovat, jinak se působením odstředivé síly zase rozletí do okolí. Nesmí v něm vzniknou ani magnetické pole, to by kolaps hmoty znesnadnilo. 

Všechny tyto překážky by se možná daly překonat. Přesto bude trvat ještě poměrně dlouho, než se hvězda vyvine a ustálí natolik, aby se stala stabilním zdrojem, který bude civilizaci zásobovat potřebným množstvím energie a záření. 

Měli bychom tedy začít s budováním nové hvězdy s patřičným předstihem.

Vlastně bychom měli začít - už dnes. 

Obávám se ale, že předtím budeme muset vyřešit problémy naší společnosti. Aby se nám nestalo, že zničíme svou civilizaci a planetu ještě dříve, než to provede našemu Slunci. 

  

Proč nevidíme odvrácenou stranu Měsíce

Měsíc, který pozorujeme na bezmračné obloze, má pořád stejnou podobu. Ať už ubývá nebo roste, jeho tvář zůstává stále nezměněná. Jak je možné, že vypadá stále stejně, nerotuje snad kolem své osy stejně, jako Země?  

Vázaná rotace 

Měsíc oběhne kolem Země jednou za 27,3 dne. Za stejnou dobu se stihne jednou otočit kolem své osy. Tento jev, kterému se říká „vázaná rotace“ není náhoda.

Vázaná rotace je přímým následkem působení gravitační síly Země. Tato síla klesá se vzdáleností obou těles. V praxi to znamená, že přitažlivost Země působí na přilehlou část Měsíce a jeho povrch více, než na jeho jádro, které je vzdálenější než povrch. Stejně tak naše gravitace působí na odvrácenou stranu Měsíce ještě menší silou, než na jeho jádro.

Je pak jen otázkou času, kdy dojde vlivem slapových sil ke zpomalování rotace obou zúčastněných těles. Současně se zvětšuje vzdálenost oběhu menšího, obíhajícího objektu (v našem případě Měsíce). Vzdaluje se nám ročně o 4 centimetry.

Slapová síla se projevuje např. přílivem a odlivem moří. Vzniká u velkých těles proto, že gravitační pole není konstantní napříč celým tělesem, ale klesá se zvyšující se vzdáleností. Když se těleso ocitne pod vlivem gravitace jiného tělesa, gravitační zrychlení na bližší a vzdálenější straně se může výrazně lišit. To vede ke změnám tvaru tělesa, aniž by se měnil jeho objem. Zatímco byl původní tvar Měsíce koule, mění ho slapová síla na elipsoid se dvěma vybouleninami, jedné na přivrácené straně  a druhé na odvrácené straně Země. Podobným způsobem se chovají pozemské oceány – gravitace Měsíce je formuje do dvou velkých „vyvýšenin“ na přivrácené a na odvrácené straně planety.

Jednoho dne se dostane teoreticky i Země do stavu vázané rotace. U menšího tělesa (v našem případě Měsíce) k ní dojde samozřejmě daleko dříve než u většího – není tedy třeba se obávat radikálních nebo rychlých změn.  Za jeden rok se naše dny prodlouží díky měsíční gravitaci jen o 16 mikrosekund.
Příkladem dvojitě vázané rotace ve Sluneční soustavě je systém Pluto-Charon. Obě planetky jsou relativně malé, proto zaujaly tuto vzájemnou pozici poměrně rychle.

Proč se Měsíc na nebi kývá? 

Pečlivé pozorování měsíčního povrchu odhalí, že nám přivrací stále stejnou tvář. Ještě pečlivější pozorování ale ukáže zajímavý jev – zdá se, že se Měsíc v průběhu svého oběhu na nebi „kolébá“.
 Pomalý kolébavý rytmus našeho souputníka je způsoben faktem, že Měsíc obíhá po lehce eliptické dráze. Když se dostane do největší blízkosti Země, je jeho rychlost vyšší než v nejvzdálenějším bodu jeho dráhy. Rychlost, kterou rotuje kolem své osy se ale nemění. Ukazuje nám proto občas svou západnější – a občas svou východnější část. Díky tomuto jevu, tzv. libraci, můžeme pak pozorovat i malý kousek povrchu, který by se běžně měl nacházet „za horizontem“. Díky sklonu jeho oběžné dráhy můžeme také vidět i kousek za horizont na severní a jižní části Měsíce.
Na nebi vidíme sice stále stejnou měsíční polokouli, z jeho povrchu ale vidíme díky libraci více než 59 procent.

Proměnné hvězdy - co dělá z obyčejné hvězdy proměnnou?

Hvězdy jsou z našeho pohledu extrémně dlouhověké objekty. Tak, jak vypadají na nebi dnes, je mohli vidět už naši předkové před stovkami a tisíci let. Jsou prototypem stálosti a stability. I mezi nimi ovšem existují výjimky. 

Na obloze se projevují změnou jasnosti, která může kolísat mezi několika dny až roky. U některých z nich jsou tyto změny doprovázeny výbuchem nebo výronem hmoty, který drasticky ovlivňuje jejich okolí. Jiné jsou naopak mírné a za jejich kolísavou jasnost může souhra s jiným vesmírným tělesem. 

Nestabilním hvězdám říkáme “proměnné”. Dají se rozdělit na dvě základní kategorie: geometrické a fyzické.

Geometrické proměnné

Změny jasnosti těchto hvězd jsou způsobeny jejich rotací. Hvězdy, které mají na svém povrchu tmavé skvrny nebo mají tvar elipsoidu vyzařují v různých fázích rotace směrem k Zemi různé množství světla, proto kolísá jasnost, kterou registrujeme teleskopem.

Jiným druhem geometrických proměnných jsou tzv. zákrytové hvězdy. Jsou to blízké dvojhvězdy, jejichž složky se během svého cyklu navzájem zakrývají. Jejich svítivost může kolísat dvěma způsoby - v závislosti na tom, jak blízko se obě součásti navzájem nacházejí.

Schema: Proměnná dvojhvězda typu Algol.

U geometrické proměnné typu Algol jsou obě hvězdy dostatečně daleko a jsou navzájem zcela oddělené. Mezi primárním (hlubším) a sekundárním (mělčím) minimem jsou období téměř konstantní jasnosti.

Schema: Proměnná dvojhvězda typu Beta Lyrae.

Hvězdy typu β Lyrae jsou zdeformované do elipsoidů. Maximum v grafu jejich svítivosti je mírně zaoblené. Obě hvězdy mají společnou plynovou obálku, ve které dochází k vzájemnému přenosu materiálu.

Fyzické proměnné hvězdy

Tyto proměnné mění svoji jasnost díky změně svých fyzických vlastností.

Může se jednat o změny v rozpínání a smršťování hvězdy, proměnu povrchové teploty i vlastního hvězdného spektra. Je jich známo okolo 40 000. Podle svého charakteru se dělí do tří kategorií.

Schema: Změna velikosti, barvy a jasnosti cefeid.

Cefeidy jsou periodicky pulzující proměnné. Jejich periodické rozpínání a smršťování je způsobeno vnitřní strukturou hvězdy (více v minulém blogu). Cefeidy mohou mít různou délku periody – od několika dní do několika set dní.

Další kategorií jsou explozivní a eruptivní proměnné hvězdy – například novy a supernovy.

Schema: Proměnná dvojhvězda, která se skládá z bílého trpaslíka a rudého obra.

Často jsou to dvojhvězdy, které se skládají ze dvou nerovných složek - bílého trpaslíka a rudého obra. Zatímco bílý trpaslík býval kdysi hmotnější hvězdou a proto prošel svým vývojem relativně rychle, je jeho společník lehčí a díky tomu žije déle v relativně nepozměněném stavu. Lehčí hvězdy totiž nespalují své palivo tak efektivně a rychle jako hvězdy hmotnější.

Bílý trpaslík je sice rozměrově nepatrný, tvoří ho ale velké množství hmoty, takže působí silnou gravitací. Přitahuje proto část plynu lehčí hvězdy. Ten se kolem bílého trpaslíka pak ukládá ve formě (akrečního) disku. V místě, kde plyn rudého obra dopadá dopadá na disk, se díky vysoké rychlosti plynu a tření uvolňuje energie a vzniká intenzivní záření. Tato oblast, která vyzařuje ultrafialového záření dostala pojmenování "hotspot".

U bílého trpaslíka se silným magnetickým polem se akreční disk nevytvoří. Plyn padá podél magnetických siločar přímo na povrch hvězdy. Přitom se uvolňuje ještě více energie a příslušný hotspot září v rentgenové části spektra.

Jasnost těchto proměnných hvězd kolísá v rozmezí 1,5 – 15 hodin. Někdy se jim říkáprotonovy, jsou totiž předchůdci tzv. nov. Ty totiž vybuchují poté, co bílý trpaslík nashromáždil příliš mnoho hmoty sesterské hvězdy, která ho následně destabilizuje.

Jiným zástupcem fyzických proměnných jsou dlouhoperiodické obří hvězdy, podobné Mira Ceti. Tito rudí obři se nacházejí na konci svého hvězdného života, jsou proto nestabilní. Jejich svítivost se mění v průběhu několika let. Je to způsobeno značným kolísáním rozměrů hvězdy. V jejich nitru se střídavě spalují vrstvy vodíku a helia.

Schema: Procesy, které způsobují pulzování rudých obrů.

Po vyčerpání vodíkového paliva v jádru se hvězda začne smršťovat. Tím se v jejím centru zvýší teplota. Zažehne další druh termonukleární reakce - spalování helia a v jádru hvězdy se začne hromadit uhlík a kyslík. Obaly hvězdy jsou přitom pořád ještě tvořeny zbytky helia a vodíku. Oba prvky se v obalu hvězdy i nadále spalují nezávisle na tom, jaké procesy probíhají v jejím jádře.

Přitom probíhá spalování vodíku a helia střídavě. Nejprve se v dané vrstvě spálí vodík a vzniká helium. S vyčerpání vodíku termonukleární reakce ustane. Brzo ale dosáhne čerstvě vzniklá heliová vrstva dostatečné teploty, která umožní spalování jejího helia na uhlík. Po jeho vyčerpání začne proces znovu od začátku – tentokrát v následující vrstvě. 

Perioda změn je u těchto hvězd díky obrovským zásobám paliva velice dlouhá, postupem času se ale urychluje.

Eruptivní proměnné hvězdy vykazují náhlé změny v jasnosti, způsobené aktivitou v jejich atmosféře. Mohou to být například erupce, jaké pozorujeme v menší míře i na Slunci. Proměny jasnosti těchto hvězd nejsou periodické.

Patří k nim například novy. Jejich nepravidelné výbuchy jsou způsobeny podobným jevem (přenosem hmoty) který dává vzniknout protonovám (viz nahoře). Poté, co bílý trpaslík přetáhl od rudého obra dostatečné množství hmoty (vodíku), zapálí se v ní termonukleární reakce, která způsobí výbuch a část tohoto nového obalu hvězdy odmrští.

Schema: Princip, jakým vzniká nova.

Dalším mechanismem jsou tzv. „flares“ – výrony hmoty, způsobené zkratem v magnetickém poli hvězdy.

Bezpochyby nejefektnějšími proměnnými hvězdami jsou výbuchy supernov, které vytváří efektní mlhoviny.

Schema: Princip vzniku supernovy typu 1a

Cefeidy – hvězdy, které lidstvu prozradily vzdálenost galaxie v Andromedě

Cefeidy jsou proměnné hvězdy, s jejichž pomocí dokážeme měřit vesmírné vzdálenosti. Ne nepodobné majákům, pomáhají naší orientaci v blízkém vesmírném okolí. Jak fungují a jak se z běžné hvězdy stane vesmírný maják?

Hvězdy, které byly podle svého prototypu delta Cephei pojmenovány cefeidiy, jsou tzv. „proměnné“. Jejich skutečná velikost a tím i zářivost se periodicky mění díky jevům, které v nich probíhají. Přitom zdaleka nejsou všechny stejně velké ani stejně zářivé. Byly pozorovány hvězdy s periodou pulzace několik dnů ale také 100 dnů. Všechny mají ale jedno společné – z trvání jejich pulzu se dá přímo odvodit jejich skutečná jasnost. A s její pomocí se dá jednoduše určit její vzdálenost. Dovolují tak měřit nekosmologické (relativně malé) vzdálenosti - například blízkých galaxií.
Patří do kategorie tzv. veleobrů, velkých jasných hvězd. Pulzování (kolísání jasnosti) cefeid činí až 1,5 magnitudy, dá se tedy velice dobře pozorovat teleskopem.
O jejich objev se zasloužila v roce 1912 Henrietta Swan  Leavitt, o které pojednával minulý blog. Objevila, že perioda, se kterou kolísá záření cefeid, závisí na jejich absolutní svítivosti. Čím vyšší svítivost, tím delší periodu jednotlivých pulzů pozorujeme.

Co způsobuje pulzování cefeid?

Proměny zářivosti cefeid jsou způsobeny tzv. Kappa-mechanismem. Při zvyšování teploty plynu se snižuje jeho průhlednost. Díky tomu se v něm hromadí záření – energie, která ho díky neprůhlednosti nemůže opustit.

Schema: první fáze mechanismu cefeid - vrstva He+ zneprůhlední. Následuje smrštění vnějších obalů hvězdy.

Cyklus cefeidy je závislý na existenci specifické vrstvy plynu - nedokonale ionizovaného helia. Helium je prvek, v jehož elektronovém obalu obíhají dva elektrony.  Ztrátou jednoho vznikne nedokonale ionizované helium (He+). Může ale také ztratit oba elektrony a vytvřit iont He++. Ve hvězdě, ze které se stane cefeida, musí být přítomna vrstva nedokonale ionizovaného helia. Při stlačení této plynové vrstvy může dojít k další ionizace He+ na He++ a nahřátí této vrstvy. To má za následek ztrátu průhlednosti.  Další záření,  které dorazí z nitra hvězdy (kde probíhá termonukleární reakce), už touto vrstvou nemůže pronikat na povrch hvězdy.
Ty části plynného obalu hvězdy, které leží nad neprůhlednou vrstvou, byly původně tlakem tohoto záření drženy v gravitační rovnováze. Teď záření chybí. Gravitace nutí tyto plynné obaly ke smršťování. Hvězda kolabuje a zmenšuje svůj poloměr.

Schema: druhá fáze cefeid - rozpínání nahřáté plynové vrstvy a její zprůhlednění. Nyní se začne rozpínat i vnější obal, který předtím kolaboval a smrštil se.

Ve vrstvě, která pulzování hvězdy způsobila mezitím vede nahromaděné záření k nárůstu teploty a k rozpínání plynu. Tím se znovu zprůhlední a dovolí záření, aby ji opustilo směrem k povrchu hvězdy. Vrchní, dosud kolabující vrstvy se nahřejí a začínají se rozpínat. Hvězda v této fázi naopak expanduje.

Schema: třetí stadium cefeidy - expandované vnější obaly se znovu smršťují a hvězda se vrací do původní podoby.

Poté, co záření vrchní vrstvy hvězdy opustilo, znovu kolabují a cefeida se smršťuje do své původní velikosti. Cyklus začíná znovu od začátku.

Jak probíhá měření vzdáleností pomocí cefeid?
Nejprve je potřeba identifikovat proměnnou hvězdu například v sousední galaxii. Delším pozorováním pak lze odvodit její perioda, se kterou pulzuje a její střední zdánlivá velikost (to znamená světlost, jakou se jeví na naší obloze).
Poté lze jednoduchou rovnicí vypočítat její absolutní (skutečná) velikost.

Z rozdílu mezi nyní už známou skutečnou velikostí a velikostí, jakou se nám jeví na obloze, lze další poměrně jednoduchou rovnicí určit její vzdálenost.

Obě rovnice obsahují konstanty, které byly odvozeny  díky kalibraci, kterou provedl poprvé v roce 1918 Harlow Shapley na observatoři Munt-Wilson. Porovnal vzdálenost cefeid s tehdy známými vzdálenostmi hvězd, získanými z měření jejich paralaxy.
Do té doby se daly měřit jen vzdálenosti u relativně blízkých objektů (do 100 světelných let). Odvodit se daly z tzv. paralaxy, zdánlivého pohybu po nebi v průběhu roku, kdy ve skutečnosti mění svou pozici jen pozorovatel, tedy naše planeta, a nikoliv blízká hvězda. U vzdálenějších objektů je paralaxa tak nízká, že přestává být rozlišitelná, proto byl rozsah těchto měření jen velice omezený.

Schema: určení paralaxy a tím i vzdálenosti blízké hvězdy.

Objev cefeid rozšířil možnosti astronomie ze zmíněných 100 světelných let na zhruba 100 miliónů světelných let. Použitelnost cefeid k určení vzdáleností hvězd omezuje předpoklad, že je vztah mezi zářivostí a periodou pulzů pro všechny hvězdy podobný.
Už v 50. letech ale zjistil Baade, že cefeidy s malou hodnotou metalicity (ty, které obsahují jen málo jiných prvků než vodík a helium) vykazují slabší zářivost, než ostatní. Rozdíl činí kolem 1,5 magnitudy. Tento jev se proto musí při výpočtu vzdáleností zohlednit.

Díky cefeidám objevil Edwin Hubble v roce 1929,

že nejasný obláček v souhvězdí Andromeda nepatří do naší galaxie.

Správně vyvodil, že nejasnou mlhovinu tvoří objekt,

který je hodně vzdálený a podobá se naší Mléčné dráze.

Znovu se tím zrelativoval náš pohled na vesmír. Země není jeho centrem. Ani Slunce, kolem kterého Země obíhá, není jeho centrem. A dokonce ani naše galaxie, Mléčná dráha, není centrem vesmíru. Ve skutečnosti je jen průměrným ostrovem hvězd, jakých je v celém vesmíru nespočet. 

Žena, která posunula hranice prozkoumaného vesmíru ze sta na 10 miliónů světelných let (Cepheidy)

Objevila existenci proměnných hvězd, kterým říkáme cefeidy a našla způsob jak je použít k určení vesmírných vzdáleností. Díky její práci se rozšířilo pásmo prozkoumaného prostoru z několika desítek na deset miliónů světelných let.

Narodila se 4. července 1868 v Lancasteru, v Massachusetts do vzdělané rodiny – její otec byl ministrem. I když to v její době nebylo samozřejmostí, dostala to nejlepší vzdělání. Navštěvovala Oberlin College a později Radcliffe College (ženskou součást Harvard University).
Už tehdy se zajímala o astronomii, i když se jí zprvu nevěnovala. Následkem těžké nemoci totiž nemohla několik let pracovat a prakticky ohluchla.

Její lásku k astronomii se ale osudové ráně zlomit nepodařilo. V roce 1893 začala zdarma pracovat pro harvardskou observatoř. Po sedmi letech ji Charles Pickering, ředitel observatoře, zařadil do svého ženského týmu, který byl na tehdejší dobu nevídaným počinem. Svědčí o tom i to, že se mu hanlivě říkalo „Pickeringův harém“.

Pickeringův harém

O jeho vzniku se vypráví krátká anekdota. Jednoho dne byl prý Pickering nespokojený s prací svých asistentů a rozkřikl se: „Tohle by zvládla lépe i moje hospodyně!“ Ať už to bylo z obdivu k talentované ženě nebo proto, že chtěl vytrestat své spolupracovníky – Pickering svou hospodyni, Williaminu Flemingovou, na univerzitě skutečně zaměstnal. S její prací byl nejspíš opravdu spokojen - postupem doby totiž svůj ženský tým rozšířil na téměř 40 žen.
Jeho členky v něm  měly status „computer“, kterým se tehdy označovaly osoby, které propočítávaly rovnice a katalogizovaly a porovnávaly výsledky měření. Hlavním důvodem, proč Pickering zaměstnal právě ženy, nebyl jistě žádný feminismus. Důvodem byla spíše výše platu, který mohl  vyplácet jen ženám. Byl  tak nízký, že by ho žádný muž neakceptoval.
Mohlo by se zdát, že mladá, navíc ještě postižená žena, před sebou nemá žádnou zvláštní kariéru. Seděla jen v kanceláři a srovnávala naměřenou jasnost hvězd.
Ve skutečnosti to bylo nejspíš její postižení, které jí při její práci přišlo na pomoc. I dnes často pozorujeme že se u lidí, kteří přišli o jeden ze smyslů, zostří některý jiný. Možná i díky svému postižení se naučila enormně koncentrovat svou pozornost na sebemenší detaily své úmorné práce.
V roce 1902 už vedla tým, který se zabýval fotometrií a porovnával hvězdné zářivosti, zachycené na fotografických deskách.

Objev cefeid

Během své kariéry objevila 2400 proměnných hvězd, většinou v Magellanových mračnech, menších galaxiích, které doprovází Mléčnou dráhu.
Byla to téměř polovina všech tou dobou známých proměnných hvězd.

Proměnné hvězdy

Dnešní věda zná několik kategorií proměnných hvězd. Některé z nich jsou dvojhvězdami a mění svou zářivost díky tomu, že se vzájemně zakrývají. Jiným k proměnlivému chování dopomáhají jevy, které probíhají v jejich nitru. Ty nejznámější z nich, cefeidy, mění svou zářivost díky tomu,  že se při spalování helia ve hvězdě vytvářejí specifické zóny, které se nahřívají a ochlazují a tím nutí hvězdu, aby měnila svou velikost a tím i celkovou zářivost.

Navíc pečlivě  srovnávala jejich chování a objevila přitom zásadní fakt, který z ní měl udělat astronomickou legendu: objevila závislost mezi periodou proměny některých hvězd a jejich svítivostí.

   Hvězdy, které díky své typické zástupkyni (delta Cephei) dostaly jméno „cefeidy“, pulsují a mění přitom pravidelně svou skutečnou svítivost. Přesto, že se nacházejí různě daleko od Země a jeví se proto více či méně jasné, dovolují nám ze své pozorované jasnosti a z periody proměny vypočítat svou vzdálenost. Staly se tak prvním pomocníkem při poznávání větších vzdáleností a skutečné struktury vesmíru.

Význam cefeid pro astronomii

Tento objev pomohl astronomům poprvé v historii určit vzdálenosti jak v naší vlastní galaxii, tak vzdálenost mezi ní a galaxií v Andromedě. Do objevu cefeid mohla astronomie ověřit jen vzdálenosti do 100 světelných let - díky jim se akční rádius rozšířil na 10 milionů světelných let. Když v roce 1920 Edwin Hubble identifikoval cefeidy v mlhovině v Andromedě, začalo být jasné, že se jedná o galaxii, podobnou Mléčné dráze. Existence dalších galaxií navždy změnila náš pohled na vesmír. Dnes víme, že obsahuje obrovské množství těchto vesmírných ostrovů.
V roce 1929 odhalil Edwin Hubble v neposlední řadě také díky cefeidám rozpínání vesmíru.

Uznávaná osobnost s velkou dávkou smůly

Spolu s Pickeringen pak objevitelka cefeid rozpracovala harvardský standart pozorování hvězd pomocí fotometrie a fotografických desek. Pro harvardskou observatoř pracovala do konce svého života.
Nikdy se nedočkala Nobelovy ceny.
Připadla namísto tomu Edwinovi Hubble, i když k jeho cti musíme dodat, že se nikdy netajil tím, že by jí tato prestižní cena rozhodně příslušela.
Na Nobelovu cenu byla navržena až v roce 1924. Návrh však musel být stažen.

Ukázalo se, že skromná Henrietta Leavitt už v roce 1921 zemřela na rakovinu, aniž by to tehdejší širší vědecký svět zaregistroval.

Její jméno dnes nese v roce 1973 objevený asteroid 5383 a jeden z kráterů na Měsíci.

Izotopy chemických prvků

Všechny chemické prvky se skládají z tzv. jádra, kolem kterého obíhá „oblak“ elektronů. V jádrech se nacházejí dva druhy částic – protony a neurony. Izotopy jednoho prvku mají stejný počet protonů, ale mohou mít rozdílný počet neutronů. Mají tedy rozdílnou hmotnost. Různé izotopy reagují chemicky identicky, jen s tím rozdílem, že těžší izotopy mohou být o něco pomalejší.

Hezká teorie – ale kde jsou důkazy?

Elegantní teorie se dají potvrdit a podpořit experimentem.
Ty nejelegantnější z nich kromě toho vysvětlují i řadu pozorovaných a do té doby záhadných jevů a faktů.

Jak je na tom teorie gigantické kolize Země s Theiou? Vědci vzali na pomoc měsíční horninu, kterou dovezly na Zem například americké mise Apollo. Zkoumali nejen jejich chemické a mineralogické složení, ale zjišťovali například i poměr, v jakém se v nich vyskytují izotopy určitých prvků.

Vědci, kteří analyzovali různé vzorky meteoritů a planetárních hornin, v nich našli rozdílná množství izotopu O17. Zdá se, že původní prachoplynný oblak, ze kterého vznikla Sluneční soustava, obsahoval v různých částech různé množství tohoto izotopu. Částečně to může být vysvětleno tím, že poněkud těžší jádra (izotopy) kyslíku měly sklon klesat v gravitačním poli disku k jeho středu, částečně může jít o lokální obohacení plynu a prachu například výbuchem dávné supernovy.

Koncentrace izotopu O17

Pokusy potvrdily, že Měsíc a Země mají identickou koncentraci izotopu O17.
Znamená to, že materiál, ze kterého vznikly, pochází ze stejné oblasti Sluneční soustavy. Měsíc tedy musel kondenzovat z materiálu, který mohl být pouze v okolí Země. Zároveň ale nemohl vzniknout jako ostatní protoplanety, prostou kondenzací původního prachu a plynu.
Jednak nepopiratelně obíhá po nesprávné oběžné dráze – kolem Země, místo toho, aby jako každá jiná větší planeta kroužil kolem Slunce.

Jednak nemá téměř žádné železné jádro. Kdyby se Měsíc vytvořil z původní hmoty, identické s hmotou, ze které vznikla Země, musel by obsahovat stejné množství železa jako ona. Při srážkách, během kterých se protoplaneta formuje, vzniká velké množství tepla. Její hornina se znovu a znovu taví a železo, které obsahuje, se přemisťuje k centru protoplanety. Časem se tak vytvoří dobře ohraničené jádro, tak jako ho má Země.

Měsíční železné jádro tvoří zhruba 3 % pozemského. Není divu – jeho hmota kdysi byla povrchem obou planet, Země a Theiy a o železo byla ochuzena, to v horkém prostředí klesalo ke středu planet.

Železné jádro Země

Kromě existence a vlivu Měsíce se na vzniku a vývoji života na Zemi pozitivně podílelo i její železné jádro, skryté v centru naší planety. Nenápadné ale důležité jádro vytváří magnetické pole, které chrání planetu před škodlivým a zničujícím kosmickým zářením a proti slunečnímu větru.

Porovnáním s ostatními planetami vědci zjistili zajímavou a skutečnost: Země má na svou velikost nepřiměřeně rozměrné železné jádro. Vysvětlení tohoto jevu nabídla až teorie srážky mladé planety s Theiou. I Theia vlastnila dobře vyvinuté kovové jádro, vznikala totiž ze stejného materiálu jako Země. Její železné srdce se po kolizi obou planet sloučilo s pozemským. Díky němu dnes drží Země ve slunečním systému zajímavý rekord: je planetou s nejvyšší průměrnou hustotou.

Dva měsíce

Někteří vědci se dokonce domnívají, že z vyvržené hmoty obou planet původně vznikly dva Měsíce. Postupem času se ale navzájem gravitačně ovlivnily stejně, jako tomu bylo u Země a Theiy. To vedlo k nevyhnutelné srážce obou objektů. Menší z nich se pak rozestřel na povrchu většího Měsíce. Nejspíše proto je dnes povrch odvrácené strany Měsíce odlišný od její k Zemi přivrácené části.

Na bezmračnou noční oblohu, na které září srpek Měsíce, se dívám plna obdivu.

Katastrofa, která mohla zničit naši planetu dřív, než měla možnost, aby se na ní vyvinul život,

se nakonec stala jednou z nejšťastnějších náhod, jaké kdy naši planetu potkaly.  

Krátký příběh tom, jak se Země srazila s jinou planetou - Theia

Před 4,6 miliardami let se v místě, kde jednoho dne budou kolem své centrální hvězdy obíhat planety Sluneční soustavy, nacházel jen pomalu rotující disk plynu a mezihvězdného prachu. 

Jeho jádro se díky smršťování oblaku postupem doby zahustilo a ohřálo natolik, že se v něm zažehla termonukleární reakce.

Kolem nově vzniklé hvězdy, které budeme jednoho dne říkat Slunce, se začaly nespočetnými srážkami částic prachu tvořit malé hroudy hmoty. Vzájemně kolidovaly a nabalovaly na sebe své souputnice, díky své gravitaci přitahovaly další hmotu, a později vytvořily větší asteroidy, protoplanety a planety.

Ne všechny planety přežily do dnešního dne. Jejich osudy určuje gravitace, a tak vzájemné srážky nebyly žádnou výjimkou. Gravitace má tak silný vliv, že může i ty největší z nich vymrštit ven z planetární soustavy, do bezútěšného mezihvězdného prostoru.

4,6 miliardy let později budeme pozorovat už jen osm planet. Nejblíže Slunci se budou nacházet kamenné planety Merkur, Venuše, Země a Mars. Ve vzdálenější oblasti najdeme plynné obry, kteří dostanou jméno Jupiter, Saturn, Uran a Neptun.

Jen jedna z vnitřních planet bude doprovázena relativně velkým Měsícem. Jeho výjimečná existence naznačuje, že je následkem dávné gigantické katastrofy, které se ostatní planety vyhnuly.

Vraťme se zpátky na začátek příběhu. Slunce už je značně aktivní a zahřívá své okolí, takže v jeho relativní blízkosti rozmrzá kondenzovaný plyn, který tvořil největší podíl prachoplynného disku.  Sluneční záření ho odnáší do vnějších oblastí budoucí planetární soustavy. V okolí hvězdy samé tak kondenzuje převážně jen prach. Tvoří se z něj větší a větší objekty, ze kterých se nakonec vyvine několik protoplanet. Jednou z nich je třetí nejvzdálenější a nápadná planetka, které budeme jednoho dne říkat Země.

Lagrangeovy body

 jsou oblasti, na které působí gravitace Slunce a Země stejnou silou. Slunce je sice hmotnější a jeho přitažlivost mnohokrát větší než je tomu u Země, Země je zato blízko a může proto působit efektivněji.  Hmota, která se ocitne v Lagrangeově bodu, se z něj bez doplňkového zdroje energie už nemůže vzdálit. Těchto bodů je hned několik. Ty dva z nich, které jsou pro tento příběh nejdůležitější, se nacházejí na oběžné dráze kolem Slunce, vzdálené od aktuální pozice Země o 60°.

Země nebyla jedináček 

Dnes dostupné informace naznačují, že Země nevznikla ve svém pásmu sama – měla průvodkyni. Paralelně s ní vznikala na oběžné dráze její menší sestra. Vědci ji pojmenovali – Theia. V řecké mythologii byla Theia matkou bohyně Měsíce Serene. Po ní pojmenovaná planeta se měla v dávné minulosti stát díky gigantické katastrofě – matkou pozemského Měsíce.

Nesmíme si ji představit jako planetu, která by obíhala Zemi podobně, jako to dnes dělá Měsíc. Theia se nejspíše vyvinula z úlomků hmoty, které se zatoulaly do jednoho z tzv. Lagrangeových bodů.

Theia tedy předbíhala Zemi nebo se za ní opožďovala na oběžné dráze kolem Slunce o 60 úhlových stupňů. 

Nevyhnutelná kolize

Dokud byla jen relativně malým objektem, který nezasahoval do systému  Země-Slunce svou vlastní gravitací, bylo vše v pořádku. K problémům došlo až tehdy, kdy hmota Theiy překročila určitou mez, takže začala ovlivňovat své okolí a porušila křehkou rovnováhu sil.  Počítačové simulace ukazují Theiu, která se v následně vydává na komplikovanou dráhu, která končí kolizí s tehdejší mladou Zemí.

Úhel jejich střetu naštěstí odpovídal spíše bočnímu „naťuknutí“.  Čelní kolize by obě planety byla jistě zničila. V našem případě na srážku obou objektů doplatila jen Theia. Roztříštila se, její železné jádro splynulo s jádrem Země, zbylá hmota se smísila s pozemskou, zatímco se její velká část dostala i na oběžnou dráhu a  rozptýlila se do blízkého okolí teď už osamělé planety.

Kolizí vyvržená část Theiy a Země na oběžné dráze chladla a tvořila větší a větší objekty, podobným způsobem, jakým dřív vznikla Země. Časem se z úlomků vytvořila nová planetka, která ovšem na rozdíl od ostatních, obíhala kolem kolem naší planety - ne kolem Slunce.

Schema: Vznik Měsíce. 1 – kolize planet Země a Theia. 2 – destrukce Theiy. 3 – Materiál obou planet se dostal až na oběžnou dráhu Země. 4 – Měsíc, který se zformoval z materiálu, vyvrženého kolizí. Železná jádra obou planet (naznačená hnědou barvou) se spojila do jednoho.

Z dnešního pohledu je tehdejší gigantická katastrofa – šťastnou náhodou. Měsíc, který vznikl ze zbytků kolize, nacházejících se na oběžné dráze, bude na dlouhou dobu fixovat zemskou osu ve „správném“ směru. Postará se o střídání příznivých ročních podnebí a příznivé klima. Svou přitažlivostí tvoří příliv a odliv pozemského oceánu. Sehrál užitečnou roli při vývoji života a nejspíš  dokonce nepřímo napomáhal při jeho vzniku.

Teleskopy – vylepšené, zvědavé oči astronomie

Jak se vyvíjela technická stránka teleskopů? A jak velké jsou dnes ty největší z nich? Lidská dovednost se nezastaví před žádnou překážkou. O dnešních i dřívějších teleskopech ... 

Na nočním nebi obou polokoulí můžeme sledovat neozbrojeným okem kolem 6000 hvězd. Je to málo, nebo hodně?

V dnešní době není pozorování hvězd zrovna snadnou záležitostí. Na vině jsou rušivé, téměř všudy přítomné zdroje světla. Optimální podmínky nacházíme jen daleko od velkých měst nebo silně obydlených oblastí. Nejslabší hvězdy, které se dají dobře pozorovat pouhým okem, mají zhruba 6. hvězdnou velikost.

Hvězdná velikost (jinak nazývaná zdánlivá magnituda, která se označuje symbolem mag nebo m) udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Hvězdy na obloze dělíme historicky od nejjasnějších, které jsou označeny 1. mag, po nejslabší s 6. magnitudou.  
Rozdíl jasnosti o 1 magnitudu odpovídá poměru 2,512:1.  Hvězdy lišící se o 5 magnitud mají vzájemný poměr jasností 1:100.  Vyšší magnituda znamená nižší jasnost hvězdy.

Nejvzdálenější pozorované hvězdy se nacházejí zhruba ve vzdálenosti 7000 světelných let. Pro pozorování vzdálenějších hvězd musíme své oko ozbrojit optickým pomocníkem - teleskopem. Tyto přístroje slouží ke zvětšení blízkých objektů, mají ale hlavně zásluhu na tom, že pozorujeme větší množství objektů vzdálených.

Informace o vzdálených objektech získáváme díky světlu, které k nám vysílají. Fotony, které vznikly v dalekých hvězdách a musely překonat obrovské vesmírné vzdálenosti, dopadají do našeho oka nebo teleskopu a vytváří v nich odpovídající světelnou stopu. Díky tomu, že jsou umělé „oči“ teleskopů větší než lidské oko, mohou sbírat více světla (fotonů) a tím i více informací. Odhalí tak i slabší objekty, které jsou pro neozbrojené lidské oko nerozlišitelné.

Schema: teleskop zachycuje daleko více informací, než pouhé lidské oko.

Refraktor – optický dalekohled

První teleskop vyrobil Galileo Galilei na začátku 17. století. Jeho vlastnoručně broušená čočka měla průměr jen několik centimetrů, přesto způsobil malou revoluci a zprostředkoval úplně nový pohled na vesmír.

Obrázek: By LehrerCN (Own work) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)], via Wikimedia Commons, zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/Galilei_telescope.svg, https://commons.wikimedia.org/wiki/File%3AGalilei_telescope.svg

Optické dalekohledy dostávaly postupem času větší a dokonalejší čočky, výroba ale záhy narazila na technické problémy.
Světelný signál, které čočka sbírá, totiž průchodem přes ni zároveň slábne. Čím větší čočku se pokusíme  vyrobit, tím silnější musí být, aby byla dostatečně stabilní. Tím více následně oslabuje světlo, které přes ni prochází. U čoček větších než 1 metr už nepozorujeme další zlepšení viditelnosti vzdálených hvězd. Začnou u nich převažovat negativní následky silné vrstvy skla. Další zvětšování teleskopů muselo jít jinou cestou – využilo techniku, která je sice známa už od 17. století, ve velkém se pak začala používat až v 19. století.

Reflektor – zrcadlový teleskop

Světelný paprsek v něm nemusí procházet skleněnou čočkou. Namísto toho je odražen od tzv. „zrcadla“, uvnitř tubusu. Díky tomu, že se dá zrcadlo ze zadní strany podepřít, je stabilnější. Zrcadla těchto teleskopů běžně dosahují několika metrů. U těch největších z nich se ale opět vynořily technické problémy. I jejich zrcadla se bortí pod vlastní vahou, i když se to projevuje při daleko větších rozměrech, než u optické čočky.Děje se to zhruba od pěti metrů průměru zrcadla.

Schema: Dva příklady zrcadlových teleskopů. Schematické znázornění sběru světelných paprsků pomocí zrcadel. Kromě těchto dvou typů existují i typy smíšené.

Segmentované teleskopy

Jakým způsobem vylepšit teleskop,  který narazil na hranici možností použité techniky? Řešením se se stala tzv. „segmentace“.  Její princip spočívá v tom, že není nutné, vyrábět zrcadlo z jednoho kusu materiálu. Jak se ukázalo, stejně dobře poslouží několik menších, vzájemně propojených zrcadel. Teoreticky bychom tak mohli vytvořit neomezeně velkou sběrnou plochu teleskopu, kdyby ...
... se při velikostech kolem deseti metrů nepřihlásila pro změnu ke slovu další překážka, která je tentokrát téměř nepřekonatelná. Není technického rázu, je čistě fyzikální. Světlo vzdálených pozorovaných hvězd totiž nemusí projít jen sběrnou soustavou teleskopu (čočkou nebo soustavou zrcadel), musí především projít pozemskou atmosférou. Pohyb vzduchových vrstev v ní ale způsobuje mihotání a rozostření signálu. Vzdálený signál, který by mohla zachytit větší a větší zrcadla, bude neodvolatelně degradovat. Ani větší počet zrcadel proto už nepřinese lepší výsledek.

Adaptivní optika

Jak si poradit s negativním vlivem naší atmosféry? Její vlastnosti se nedají ovlivnit, dají se ale obejít. Jednou z možností je přenos celého teleskopu na oběžnou dráhu kolem Země. I když je tato varianta technicky uskutečnitelná, má citlivé nedostatky. Doprava teleskopu na oběžnou dráhu není zrovna levná záležitost. A jeho opravy a obsluha, jak ukázal například Hubbleův telekop, jsou pak technicky velice náročné.

Skutečným převratem se stalo uplatnění z tzv. „adaptivní optiky“. Do věci se vkládá počítačová technika. Bere si na pomoc laserový paprsek, kterým „proměří“ aktuální stav atmosféry. Počítač pak předává signál na pohyblivou vrstvu zrcadla, která se podle potřeby deformuje a chvění atmosféry „dorovná“. Mikroskopické pohyby zrcadlové vrstvy, které často trvají jen tisícinu vteřiny, tak umožnily další technickou revoluci – rozměry dnešních teleskopů už opravdu nemají žádné hranice.
Jeden takový superteleskop právě vzniká v rámci ESO (evropská jižní observatoř) projektu „EELT“ na náhorní planině Paranal v Chile.  Extremly Large Telescope (EELT) bude mít v průměru 39 metrů a po svém dokončení se pravděpodobně postará o podobnou revoluci, jakou vyvolal před několika staletími první galileův optický teleskop. Bude se mimo jiné podílet na hledání malých kamenných exoplanet, které mají podobnou strukturu jako Země, i na průzkum nejstarších a nejvzdálenějších galaxií, které vznikly brzy po Velkém Třesku.

 Obrázek: EELT (European Extremely Large Telescope), který vyrůstá v Chile. Jeho zrcadlo je složeno ze 798 menších zrcadel. Využívá adaptivní optiku. Do provozu bude uveden plánovaně v roce 2024.
Zdroj: http://www.eso.org/public/germany/images/elt_8_cc/

 Obrázek: Systém zrcadel EELT, celkový průměr bude 39 metrů.
Zdroj: http://www.eso.org/public/germany/images/eelt-5345/

  Obrázek: Porovnání velikostí nejdůležitějších teleskopů. EELT je vpravo-uprostřed.
Autor: Cmglee (Own work    iThe source code of this SVG is valid.) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0) or GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html)], via Wikimedia
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/Comparison_optical_telescope_primary_mirrors.svg

Za posledních 400 let udělala věda a technika obrovský pokrok. Rozměry dnešních teleskopů, a tím i hranice našich možností, už nejsou ovlivněny nedokonalostí naší techniky.
O jejich rozměrech ode dneška rozhodují  už jen finance – a politika.
Doufejme, že se tato poslední překážka, která se staví do cesty pohledu do vesmíru,
neukáže být nepřekonatelnou.

Měření vesmírných vzdáleností – rudý posuv

Jak měří vědci obrovské vesmírné vzdálenosti? Stačí k tomu trocha světla, několik šikovných triků a matematika. "Rudý posuv" a jeho využití v kosmologii. 

Všechny znalosti, které máme o vesmíru, jsou založeny na informacích ze zachyceného záření. Ať už je jím viditelné světlo nebo infračervená a rentgenová složka spektra, jedná se o vždy o stejný princip: fotony, které zachycují pozemské teleskopy, v sobě nesou informaci o stavu zdroje, ve kterém vznikly.
I navzdory velkým vzdálenostem tak můžeme odhadnout, jaké chemické složení měla například hvězda, jejíž světlo vidíme. Díky rafinovaným postupům, můžeme také zjistit jak daleko se zdroj (hvězda nebo galaxie) nachází nebo jakou rychlostí se pohybuje.

Absorpční spektra

 Světlo, přicházející od vzdálené hvězdy nebo galaxie, se dá rozložit (například skleněným hranolem) do jednotlivých vlnových délek. Vznikne tak tzv. "spektrum" - barevný pás, který ukazuje všechny vlnové délky, které signál obsahoval.
V různobarevném spektru pak pozorujeme proluky – temné čáry (viz obrázek nahoře). Dostaly název „absorpční“ čáry. Odpovídají chemickému složení hvězdy, která kdysi světlo vyprodukovala. Každý chemický prvek hvězdy totiž reaguje svým osobitým způsobem a pohlcuje (absorbuje) specifickou vlnovou délku světla. To, že ve spektru chybí, se projeví temnou prolukou.
Rudý posuv

Z pozorovaného spektra pak můžeme odvodit, jak silně jsou tyto absorpční čáry vzdáleného zdroje světla posunuty oproti normálnímu spektru, získanému v laboratoři (viz obrázek nahoře vpravo).
Hodnota posunu čar se dá lehce vypočítat odečtením obou absorbovaných vlnových délek (tmavých čar). Aby byl výsledek univerzální a nebyl závislý na konkrétní vlnové délce měřeného záření, zbývá už jen vydělit (zrelativizovat) ho jednou z použitých hodnot:
Z = (vlnová délka(pozorovaná) – vlnová délka(skutečná) ) / vlnová délka(skutečná)
Výsledkem je takzvaný rudý posuv – absolutní číslo, která udává, nakolik jsou posunuty tmavé absorpční čáry k jednomu nebo druhému konci spektra.

A na vině je ... ?

Efektů, které vedou k posunu absorpčních čar ve spektrech, existuje hned několik. Rozlišujeme naštěstí jen tři hlavní, zato ale řadu vedlejších, zřídkavých jevů.
Kosmologická část rudého posuvu je způsobena rozpínáním vesmíru. Je to jeho nejčastější a nejdůležitější komponenta. V každém bodě časoprostoru vzniká neustále další a další prostor, takže se zdá, že se jednotlivé konkrétní hmotné objekty od sebe navzájem neustále vzdalují. Díky tomuto rozpínání se také zdánlivě prodlužuje vlnová délka jednotlivých fotonů, které pocházejí ze vzdáleného zdroje.
Jinou část rudého posuvu způsobuje tzv. Dopplerův jev. Vlnovou délku přitom způsobuje vlastní pohyb tělesa oproti pozorovateli. Při pohybu směrem k pozorovateli se vlnová délka snižuje a spektrální čáry se proto posouvají do modré části spektra. Při pohybu směrem od pozorovatele je to naopak.
Další částí rudého posuvu je gravitační posuv. Ten je způsoben silným gravitačním polem, ve kterém se nachází pozorovaný zdroj světla. Aby se fotony mohly z gravitačního pole osvobodit, musí vykonat určitou práci, při které ztrácí část své energie. To se projeví prodloužením vlnové délky fotonů. Tento jev se stává relevantní například u zdrojů, které leží nedaleko černé díry, která působí extrémně silnou gravitací.
Z = Z(kosmologická) + Z(gravitační) + Z(doppler)
Situace je naštěstí ve většině případů relativně jednoduchá – pro vzdálené objekty je většinou relevantní jen kosmologická (tedy na rozpínání vesmíru založená) složka rudého posuvu.

Praktické použití rudého posuvu v kosmologii

Tento (ve srovnání s jinými pozorovanými jevy) relativně jednoduchý jev nachází v kosmologii překvapivě mnohostranné využití. Dá se jím vyjádřit velikost vesmíru, vzdálenost a stáří objektu a dokonce se jeho pomocí podařilo vymodelovat strukturu vesmíru.

Aktuální velikost vesmíru

Pokud bereme v úvahu jen kosmologickou část rudého posuvu, dá se „Z“ použít  k rychlému ocenění velikosti vesmíru v době, kdy vznikl analyzovaný světelný signál. Probíhá pomocí faktoru „Z+1“.
Dejme tomu, že pozorujeme objekt s rudým posuvem Z=1. Velikost vesmíru v době, kdy k nám objekt vyslal svoje světlo, byla 1/(z+1) – poloviční než je dnes. Podobně při Z=2 byl vesmír třikrát menší a při Z=3 byl jen čtvrtinový ve srovnání s jeho dnešní velikostí.

Vzdálenost a stáří objektu

Čím vyšší je hodnota „Z“, tím větší je posun spektrálních čar ve spektru a tím větší je také vzdálenost mezi zdrojem a Zemí a stáří zdroje. Konkrétní vzdálenost a „věk“ potom vědci vypočítávají pomocí kosmologických modelů a systémů různých rovnic. Tyto modely se v minulosti měnily podle toho, jakou úroveň znalostí kosmologie dosáhla. Na základě pozorování reliktního záření odvodili vědci řadu kosmologických parametrů, které podobné výpočty dovolují. Dnešní aktuální znalosti tvoří tzv. „standartní kosmologický model“.
Hodnoty rudého posuvu se mohou teoreticky pohybovat mezi 0 (čas – nyní) a 1100 (doba tzv. „rekombinace“, fáze v raném vesmíru, kdy registrujeme první volné záření vesmíru, která odpovídá stáří 380 000 let).
Z=0 odpovídá dnešnímu vesmíru a přímému vesmírnému okolí
Z=1 představuje hranici mezi blízkými a vzdálenými objekty
Z=2 až 3 odpovídá vesmíru s nejvyšší koncentrací kvazarů
Z=5 je doba, ve které pozorujeme reionizaci helia díky vysoce energetickému záření
Z=6 je doba, ve které pozorujeme reionizaci vodíku díky prvním vysoce hmotným hvězdám
Z=10 zatím nejstarší pozorovaný objekt – jeho světlo pochází z doby, kdy byl vesmír starý 480 000 let
Z=15 až 30 odpovídá prvním hvězdám, které ukončily éru temna a vyslaly do vesmíru první stelární záření

Struktura vesmíru

Ze známé pozice a vzdálenosti (Z-koeficientu) jednotlivých objektů, se dá vytvořit kartografická mapa vesmíru.
Struktura, kterou vědci pozorují ve vesmíru, vznikla nejspíš v prvních fázích vesmíru krátce po jeho vzniku. Podílela se na ní nejprve tzv. „temná hmota“ (ta část hmoty, která nereaguje na elektromagnetické záření. Založila první centra se zvýšenou hustotou. Později, když teplota vesmíru klesla pod 3000 stupňů, se k ní přidala naše běžná (baryonická) hmota. Vytvořily se z ní hvězdy, galaxie a kupy galaxií, složené do protáhlých útvarů a konečně pláství, které tvoří dnešní vesmírnou strukturu, která se poněkud podobá pavučině.
Koeficient rudého posuvu dokazuje, že někdy i ty nejjednodušší věci - mohou být geniální.