Měření vzdáleností ve vesmíru je fascinující a klíčovou součástí astronomie a kosmologie. Zatímco na Zemi se měření vzdálenosti může zdát jako poměrně jednoduchá záležitost, pro objekty ve vesmíru se stává výzvou, která vyžaduje sofistikované metody a přístroje. Největšími vzdálenostmi jsou ty kosmické.
V průběhu historie se astronomové postupně vymysleli metody, které nevyžadují přímé přikládání měřítka, což je ve vesmírném měřítku nemyslitelné. Jednou z prvních a stále používaných metod je triangulace, která nahrazuje měření vzdálenosti měřením úhlů. Tento princip se úspěšně používá dodnes.
Paralaxa jako základní kámen měření
Speciálním případem využití triangulace v astronomii je určování vzdálenosti nebeských objektů pomocí paralaxy. Paralaxa je úhel, o který se na obloze nebeské těleso posune, je-li pozorováno z krajových bodů vhodně zvolené základny. Výpočet paralaxy se používá hlavně k měření vzdáleností objektů ve vesmíru.
K měření vzdáleností objektů ve Sluneční soustavě se jako základna používá poloměr Země, k měření vzdáleností hvězd poloměr oběžné dráhy Země (vzdálenost Země-Slunce). Pro některé další typy paralax se používají i jiné základny. Jde např. o družici Gaia, jejímž hlavním posláním je sestavit třírozměrnou mapu nejbližšího okolí v naší Galaxii.
Paralaxa roční je úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší.
Úspěch se dostavil až na přelomu 18. a 19. století. Friedrich Bessel v Královci ověřil roku 1812 neobvykle velký vlastní pohyb hvězdy 61 Cygni objevený Piazzim. V roce 1838 publikoval změření první roční paralaxy: 0,314“. To mu umožnilo určit vzdálenost hvězdy 61 Labutě, jedné z nejbližších hvězd. Měření paralaxy Vegy provedené na nové Pulkovské hvězdárně u Petrohradu se liší od dnes udávané hodnoty zhruba dvakrát. Roku 1868 pak David Gill změřil paralaxu jasné hvězdy 1. velikosti α Centauri.
Přesné měření paralaxy výrazně zlepší kosmologický žebřík vzdáleností, a tím i určení Hubbleovy konstanty.
Měření vzdáleností ve Sluneční soustavě
Pro měření bližších objektů ve Sluneční soustavě, jako jsou planety Merkur a Venuše, se rovněž využívá princip paralaxy. Vzdálenosti planet byly určeny nikoli přímým geometrickým měřením, ale měřením času. Z pozorování Venuše se podařilo pomocí paralaxy Slunce změřit velikost Země a vycházet z do té doby obtížně ověřitelného předpokladu, že je Země kulatá.
V roce 1672 Giovanni Domenico Cassini a Jean Richer změřili paralaxu Marsu, z níž vycházela střední vzdálenost ke Slunci na 153 milionů kilometrů. Později, díky přesnějším měřením, se podařilo určit poloměr oběžné dráhy Země s přesností v jednotkách kilometrů.
Standardní svíčky pro kosmické vzdálenosti
Pro měření středních a velkých vzdáleností, kde již není možné rozlišit jednotlivé hvězdy, se používají metody založené na tzv. „standardních svíčkách“. Jde o objekty, jejichž skutečná svítivost je známá, a porovnáním s jejich pozorovanou jasností lze určit jejich vzdálenost.
Cefeidy
Jedním z nejznámějších typů standardních svíček jsou cefeidy. Tyto proměnné hvězdy, pojmenované podle hvězdy δ Cephei, pravidelně mění svou svítivost. Henrietta Swan Leavittová v roce 1912 objevila závislost mezi periodou pulzů a svítivostí cefeid, což umožnilo určovat jejich absolutní svítivost a následně i vzdálenost soustavy, v níž se nacházejí.
Adam Riess a jeho tým SH0ES (Supernovae, H0, for the Equation of State) analyzovali záření 70 cefeid v blízké trpasličí galaxii Velkém Magellanově oblaku pomocí Hubbleova teleskopu. Nová metoda DASH (Drift And Shift) umožnila proměřit tucet cefeid za dobu, kdy by klasickým postupem stihli pozorovat jen jedinou hvězdu. Tato měření potvrdila, že se vesmír rozpíná asi o 9 procent rychleji, než bychom očekávali.
Supernovy typu Ia
Dalším typem standardní svíčky jsou supernovy typu Ia. Tyto exploze bílých trpaslíků v těsných dvojhvězdách mají vždy zhruba stejnou uvolněnou energii. Z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Tato metoda umožňuje měřit vzdálenosti galaxií a jejich soustav na mnohem větší vzdálenosti než metody založené na trigonometrii nebo cefeidách.
Kvantová optika a budoucnost měření vzdáleností
Tým z laboratoře CAPADS na Fakultě jaderné a fyzikálně inženýrské ČVUT v Praze provedl průlomové měření v oblasti intenzitní optické interferometrie, která je zásadní pro přesné měření směrů a vzdáleností ve vesmíru. Výzkum týmu se zaměřil na tzv. Hanbury Brown-Twiss (HBT) efekt, který je klíčový pro intenzitní interferometrii a kvantovou optiku.
„Úspěšné pozorování HBT efektu současně na pěti frekvencích představuje zásadní pokrok,“ vysvětluje Sergei Kulkov. „Tento úspěch dokazuje možnost rozšíření intenzitní interferometrie do širokopásmového režimu s využitím fázově citlivých metod, které umožňují určit směr, ze kterého světlo přichází.“
Intenzitní interferometrie v současnosti dosahuje rozlišení v řádu miliobloukových vteřin (mas), zatímco kvantově asistované metody by mohly potenciálně zlepšit rozlišení až na 10-100 mikroobloukových vteřin (µas) u jasných hvězd.
„Naše nedávná měření představují významný první krok k realizaci kvantově asistované interferometrie,“ doplňuje Peter Švihra. Tato metoda spočívá v detekci párů fotonů pocházejících z různých zdrojů, což vyžaduje extrémně vysokou časovou a spektrální přesnost - řádově několik pikosekund a pikometrů.
Vědci právě odhalili DRUHÝ 3I/ATLAS — Už není sám!
Tým Petra Švihry na výzkumu spolupracoval s prestižními institucemi, jako jsou Brookhaven National Laboratory v USA a univerzita EPFL ve Švýcarsku.
Rozpínání vesmíru a Hubbleova konstanta
Nová měření Hubbleova vesmírného teleskopu potvrzují, že se náš vesmír rozpíná asi o 9 procent rychleji, než bychom očekávali podle průběhu rozpínání mladého vesmíru, krátce po Velkém třesku. Nové výsledky týmu odborníků, který vedl Adam Riess, nositel Nobelovy ceny, podstatně snížily pravděpodobnost, že by pozorování zrychlení rozpínání vesmíru bylo hříčkou náhody.
Edwin Hubble v letech 1912 až 1915 na Lowellově hvězdárně zjistil, že galaxie se od nás vzdalují tím rychleji, čím jsou dál. Tato závislost je popsána Hubbleovou konstantou, jejíž dnešní hodnota činí přibližně 70 km/s/Mpc. Riess a jeho kolegové operují s Hubbleovou konstantou s nejistotou 1,9 procenta.
Rozpor mezi měřením rychlosti rozpínání relativně blízkého vesmíru a měřením rychlosti rozpínání raného vesmíru (založeným na pozorování reliktního mikrovlnného záření teleskopem Planck) zůstává nevyřešen. Tato zjištění naznačují, že v našem chápání kosmologie vesmíru existují neznámé faktory.
tags: #odmereni #vzdalenosti #scia