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.