Astronomie v obrazech – Hubbleův zákon

Tento vědecký průlom silně závisí na jednom důležitém druhu proměnných hvězd. Před časem byla objevena hvězda v souhvězdí Kefea, která neobvyklým způsobem měnila svoji jasnost. Pulzace jejich vnějších vrstev totiž způsobuje neustálé nafukování a smršťování fyzické velikosti, tím pádem i změnu jasnosti s pravidelnou periodou asi 5 dní. Tato hvězda se jmenuje Delta Cephei, a po ní jsou pojmenovány všechny hvězdy s proměnným chováním tohoto typu: cefeidy. Tyto hvězdy jsou velmi jasné, a díky tomu je lze pozorovat do velkých, dokonce extragalaktických vzdáleností, mimo naši Galaxii. Čím delší je perioda změn v jasnosti, tím většího jasu cefeidy obecně dosahují. Vztah periody a jasnosti je dnes už velmi dobře známý a popisuje ho jednoduchá rovnice.

Představte si tuto situaci: právě jste u obrovského dalekohledu jako pilní pozorovatelé nalezli pravidelně blikající maják, která se chová jako už známé cefeidy. Znáte její periodu, a s pomocí rovnice vypočítáte teoretickou jasnost, neboli zářivý výkon. Tuto hodnotu lze porovnat s napozorovanou jasností hvězdy. Pokud bude cefeida velmi slabá = je velmi daleko. Pokud je jasnější = není až tak daleko. Právě jsme dostali do rukou velmi účinné vesmírné pravítko na spolehlivé určení velkých vzdáleností, které se používá dodnes.

Americký astrofyzik Edwin Hubble pozoroval množství těchto vesmírných majáků na Mount Wilson Observatory, tehdy největším zrcadlovém dalekohledu na světě o průměru 2,5 metru v Kalifornii. Tyto hvězdy viděl ve „spirálních mlhovinách“ (dnes víme, že to jsou galaxie), které vypadaly, že jsou mnohem dál než námi naměřené rozměry naší Galaxie. Tehdy se také vědělo, že velmi vzdálené objekty jsou lehce zabarvené do červena. Dnes tento jev označujeme termínem červený posuv.

Hubble předpokládal, že bude existovat nějaký vztah mezi červeností a vzdáleností. A byl. Při změření několika načervenalých galaxií, jako domovů cefeid, vznikl graf, který ukazuje právě červený posuv z versus vzdálenost D. Za toto zčervenání je zodpovědný rychlý pohyb. Červený posuv lze tedy velmi jednoduše přepočítat na rychlost vzdalování, a to vynásobením rychlostí světla. Posuv z = 0,1 přibližně znamená, že se objekt vzdaluje rychlostí asi 0,1násobku rychlosti světla. Mějme na paměti, že tento vztah rychlosti a posuvu platí jen omezeně: pro objekty od nás vzdálené přes významný zlomek velikosti vesmíru bychom museli použít obecnější rovnici.

Tento graf vzdálenost-rychlost pohybu se jmenuje Hubbleův diagram a je velmi jednoduchý. Říká nám jednu zásadní věc: vzdálenější objekty se vzdalují rychleji. Kdyby byl vesmír statický, všechny exoplanety, hvězdy, mlhoviny, galaxie, kupy galaxií budou stále stejně daleko. Statický vesmír se rozměrově nevyvíjí. Nicméně, pokud pozorujeme obrovské části vesmíru, navzájem vůči sobě se přece jen pohybují tak, jak to vidíme i na obrázku. Vesmír je tedy dynamický, a tento graf ukazuje, že se zvětšuje, protože obrovské vzdálenosti mezi objekty se zvětšují. To je hlavní závěr Hubbleova diagramu a první, robustní důkaz nafukování vesmíru.

Pravděpodobně existuje něco, co zapříčiňuje rozpínání vesmíru. Lze si to představit jednoduchou analogií: Pečete moučník s kousky čokolády bez prášku do pečiva. Těsto v troubě jen ztuhne. Zato při správném dodržení postupu prášek těsto nafoukne a kousky čokolády se od sebe vzdálí. Ale podle chuti pravděpodobně nepoznáme, že tam prášek je; jen podle struktury moučníku. Podobně jako čokoláda, galaxie se vzdalují od sebe. Nejsme si ale jistí, co pohání rozpínání vesmíru. Existuje spousta teorií, ale na žádné se vědci zatím neshodli.

V grafu lze vidět vzdálenosti galaxií versus jejich rychlost vzdalování. Například bod v pravém horním rohu reprezentuje galaxii vzdálenou 2 miliony parseků, která se od nás vzdaluje rychlostí 1000 km/s. Přímka procházející mezi body má, stejně jako všechny přímky, rovnici, která ji popisuje.

A tak vznikla Hubbleova rovnice v = H₀ d, kde v je rychlost vzdalování se objektu, D je jeho vzdálenost, a nově H₀ je tzv. Hubbleova konstanta, která má za úkol ukazovat provázanost rychlosti a vzdálenosti. Její hodnota je určena sklonem přímky v grafu. Přesně tato veličina nám dává informaci o tom, jak rychle se vesmír rozpíná.*

V současnosti je celá plejáda způsobů měření Hubbleovy konstanty. Dvě nejspolehlivější metody jsou pomocí supernov + záření cefeid a pomocí mikrovlnného záření z počátku vesmíru. Obě metody nám zpřesňují konstantu více a více. Ale každá má za výsledek jinou hodnotu. Tento problém je známý jako Krize v kosmologii nebo Hubbleovo napětí, který stále ještě čeká na své vyřešení. Most dole reprezentuje všechna měření pomocí první metody, a most s číslem 67,7 vznikl za pomocí měření mikrovlnného záření. Zatím se nám nedaří mosty spojit do jednoho.

Aby to bylo ještě trochu komplikovanější, Hubbleova konstanta NENÍ konstanta. Rozpínání vesmíru se totiž v čase mění. Přesnějším označením je Hubbleův parametr. To, jak se měnil parametr v minulosti, a jak bude pokračovat, je předmětem vědeckých diskuzí.

Jednotka Hubbleovy konstanty se nejčastěji uvádí ve formě 70 km/s/Mpc. Jednotka této veličiny je pro některé jistě matoucí. Máme zde kilometry/sekundy/megaparsek. Megaparsek je milion parseků, alternativně 3,26 milionů světelných let. Ale proč kombinujeme dvě jednotky vzdálenosti v jedné veličině?

Dává to ale smysl, stačí si zafixovat poslední jednotku, Mpc. Pokud je od nás objekt 1 Mpc vzdálený, pak se od nás kvůli rozpínání vesmíru vzdaluje rychlostí 70 kilometrů za sekundu. Čím dále se objekt zájmu nachází, tím rychleji se vzdaluje. Objekt 10 Mpc vzdálený se bude aktivně vzdalovat rychlostí 10násobnou, tedy 700 km/s. Toto všechno hezky platí, ale ne pro všechny daleké objekty. Jakmile se dostaneme na úroveň vzdálenosti 100 Mpc a ještě dál, je třeba použít trošičku složitější vztah pro určení rychlosti vzdalování.

Pokud bychom použili Hubbleovu konstantu v základních jednotkách, byla by její hodnota 2,2 × 10^-18 s ^-1. Je to vlastně frekvence znázorňující navyšování rozměrů vesmíru. Konstantu už máme v základních jednotkách, ale lze z ní hezky a přehledně vidět, jak rychle se od nás objekty s danou vzdáleností vzdalují? Asi ne.