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.

Vesmírné vzdálenosti – kouzlo chaosu

Určit vzdálenost objektu v systému, který se neustále rozpíná a vteřinu za vteřinou se mění, není vůbec lehké. Hvězdy na obloze, jsou v danou chvíli dokonce nejspíš jinde, než je vidíme. Na vině jsou fyzikální zákony.

Vzdálenost ve vesmíru totiž záleží nejen na poloze pozorovaného objektu, jak je tomu při běžných měřeních na Zemi. U vesmírných objektů záleží také na čase.

Schema - zdánlivá a skutečná pozice hvězd

Díky rychlosti světla, která je konečná a neměnná, nevidíme objekty na tom místě, kde se právě nacházejí, ale na místě, kde se nacházely v době, kdy k nám vyslaly svoje světlo. Právě světlo je totiž substancí, která nám zprostředkovává všechny informace o vzdáleném objektu. Náš pohled do vzdáleného vesmíru je zároveň pohledem do minulosti a nevypovídá nic o tom, co se na daném místě děje dnes.

Astronomie rozeznává tři základní druhy vzdáleností.

Skutečná vzdálenost

Skutečný stav vzdáleného objektu nikdy nevidíme. Vždycky jde jen o zpožděný obraz. Vzdálenost, ve které se pozorovaný objekt skutečně nachází, je reálná pozice, ve které se objekt nachází dnes, tedy dávno poté, co k nám vyslal svoje světlo. Tato pozice je závislá na geometrii vesmíru a na rychlosti jeho rozpínání.
Celý vesmír se rozpíná a v každém jeho bodě neustále vzniká nový prostor. Skutečná vzdálenost objektů je větší, než vzdálenost, kterou bychom mohli očekávat na základě jejich obrazu na nebi.  V praxi to znamená, že objekt, který registrujeme jako 13,7 miliardy let starý (zde Velký třesk), je od nás momentálně reálně vzdálen ne 13,7 miliardy světelných let (tedy vzdálenosti, kterou muselo překonat jeho světlo), ale 46 miliard světelných let.

Zdánlivá (světelná) vzdálenost

Je ta vzdálenost, kterou urazilo světlo, vyslané daným objektem, na cestě k pozemskému teleskopu. Jelikož byl vesmír dříve (v době vzniku světelného signálu) menší, je tato vzdálenost také menší než skutečná vzdálenost objektu. Světelná vzdálenost odpovídá stáří signálu.
Úhlová vzdálenost
Díky perspektivě se vzdálené objekty zdají být menšími než blízké, i když mají stejnou velikost. Tento jev se dá použít k měření vzdáleností známých objektů. Dá se tak například odvodit vzdálenost galaxie, pozorované teleskopem.

Schema: Galaxie, která se od nás vzdaluje (vlastní rychlost galaxie znázorňuje červená šipka) zabírala dříve na nebi větší prostor, proto se nám její dřívější obraz jeví větší, než by byl ve skutečnosti dnes, kdybychom mohli pozorovat skutečnou velikost galaxie.

Úhlová vzdálenost je jiná, než výše uvedená zdánlivá (světelná) vzdálenost. Důvodem je zvětšující se vesmír. Světlo vzdáleného objektu se k nám vydalo v minulosti, kdy byl vesmír menší. Tím pádem je obraz objektu relativně větší, než by tomu bylo dnes, protože objekt sám tehdy zabíral relativně větší část vesmíru (a tím pádem větší úhel na obloze), než by tomu při stejné velikosti bylo dnes. Relativně větší objekt se zdá být díky perspektivě blíže, proto je naměřená úhlová vzdálenost ještě menší, než zdánlivá vzdálenost.

 Schéma: Přibližné porovnání rozdílů ve vzdálenostech, měřených různými způsoby. Z obrázku je vidět, jak moc se mohou naměřené vzdálenosti vzájemně lišit.
Jak tedy nejlépe vyjádřit údaje o vzdálenosti vesmírných objektů? Různě měřené vzdálenosti se od sebe poměrně hodně liší, chaos se zdá být dokonalý.
Záchranou se pro astronomii stal koeficient, kterému říkáme tzv. „rudý posuv“. I když jeho název zní komplikovaně, jedná se ve skutečnosti o příjemně jednoduchý jev.

Rudý posuv

Je založen na porovnání vlnových délek zachyceného světla objektu a obchází tím problémy s jeho relativními vlastnostmi, jako jsou jasnost nebo zdánlivá velikost. Rudý posuv se vypočítává z posunu specifických, absorpčních čar ve spektru zachyceného záření,  vyslaného vzdálenou galaxií.
Je to nejjednodušší, nejspolehlivější, nejobjektivnější a proto nejdůležitější metoda, jakou astronomové určují vzdálenosti vesmírných objektů.  
Tomuto důležitému jevu chci věnovat celý blog, více tedy příště - "rudý posuv".