Astronomie v obrazech - Střed či okraj, to je poselství kulových hvězdokup

Jak velká je vlastně naše Galaxie? Na začátku minulého století se v astronomických kruzích nemluvilo o Galaxii jako součásti nějakého většího celku, který tvoří náš vesmír. Galaxie BYLA náš vesmír. I s nejcitlivějšími přístroji jsme stále nemohli dohlédnout na její okraj. A protože jsme nedokázali tak dobře určovat vzdálenosti, Galaxie v Trojúhelníku, Andromedě, nebo Magellanova mračna byly všechny považovány za mlhoviny. Dnes moc dobře víme, že tyto objekty jsou daleko za hranicí našeho hvězdného ostrova.

 V roce 1914 začal americký astrofyzik Harlow Shapley zkoumat kulové hvězdokupy. Tyto domovy velmi starých hvězd obsahují desetitisíce až statisíce hvězd. Jeho poznatky z pozorování jsou shrnuty ve velkém objemu 42 článků. Shapley využil pozorování hvězd typu RR Lyrae v kulových hvězdokupách k tomu, aby určil jejich vzdálenosti. Tyto hvězdy jsou totiž speciální ve svých pulzacích - periodicky mění svoji jasnost. A protože vědci dokázali z teoretických modelů určit, jak jasné pulzace jsou a jak pravidelně se opakují, je úkol určení vzdálenosti hračkou. Stačí pozorovat hvězdu po dobu několika nocí a určit periodu změn v její jasnosti. Z periody změn lze určit teoretický jas. Ten porovnáme s opravdovým, naměřeným jasem hvězdy. Z rozdílu teoretický-naměřený jas dokážeme potom určit vzdálenost. Rozdíl je velký pro opravdu vzdálené hvězdy, a malý pro blízké hvězdy. Na obrázku je vidět hvězdy v různých stádiích vývoje v kulové hvězdokupě M5. Zeleně zabarvené jsou právě proměnné hvězdy, kterých je pomálu.

Shapley pozoroval pulzující hvězdy v různých kulových hvězdokupách, a z jejich vzdáleností určil vzdálenosti samotných kulovek. Výsledkem jeho práce byl graf rozmístění hvězdokup v prostoru, který si můžete dole. Svislá osa ukazuje vzdálenost od galaktické roviny, horizontální osa ukazuje projekci na galaktickou rovinu. Číselné hodnoty os jsou parseky, kde 1 parsek* je asi 3,26 světelných let. Plné tečky jsou kulovky nad galaktickou rovinou, prázdné tečky jsou pod galaktickou rovinou. Disk galaxie neboli její rovina je označena šrafovanými pruhy, uvnitř které na úplném začátku vlevo je naše Slunce.

Smysl dává úvaha, že kulovky jsou rozmístěné sféricky neboli ve tvaru velké koule okolo středu Galaxie. Ten ale na obrázku nevypadá, že se nachází tam, kde je Slunce. Vždyť je v oblasti s málo kulovkami, nejvíce se jich přece nachází na značce asi 15 000 pc. A tam by také měl být střed Galaxie. A to byla také Shapleyho úvaha. Byla správná v tom ohledu, že nejvíce kulovek je v souhvězdí Střelce, což je pravda. Ale opravdová vzdálenost Země od centra Galaxie je asi poloviční, 8 500 pc. V té době se nepočítalo s mezihvězdným prachem, který je zodpovědný za pohlcení světla hvězd, a potom přecenění jejich vzdálenosti. Nicméně kvalitativně byl výsledek velmi dobrý: Slunce je relativně daleko od středu. Na obrázku dole je graficky zobrazená projekce 111 kulovek na rovinu galaxie, se Sluncem jako malou žlutou tečkou v Orionově rameni (pro nás jižně od centra, uprostřed obrázku).

*Proč si astronomové zavedli další jednotku vzdálenosti nějakého parseku? Vždyť je to jen asi 3,26 násobek světelného roku - nemohli celou dobu používat světelné roky? Už máme tolik jednotek vzdálenosti, které v astronomii používáme - astronomická jednotka AU (průměrná vzdálenost Země-Slunce), světelný rok (vzdálenost, kterou světlo urazí za 1 rok), poloměr Slunce atd. Tyto jednotky jsou si však svou velikostí velmi vzdálené, na rozdíl od dvojice světelný rok/parsek. Ještě k tomu byl světelný rok použit v astronomickém kontextu mnohem dříve než parsek.

Parsek nám začne dávat smysl, jakmile zjistíme, jak byl definován. Vychází z určování vzdáleností hvězd metodou, která se nazývá paralaxa. Když se dalekohledem podíváme na blízké hvězdy v našem okolí v zimě, budou mít určitou polohu vůči vzdálenějším hvězdám. Tu si zaznamenáme. V létě se na stejné hvězdy podíváme znovu, a opět si zaznamenáme polohu vůči vzdálenějším hvězdám. Ale jejich poloha je trochu jiná. Lze to krásně vidět zde na obrázku.

My totiž vidíme stejné hvězdy z jiného místa na naší oběžné dráze, a díky tomu je také vidíme z jiného směru. A úhel mezi těmito dvěma směry se nazývá paralaxa hvězdy, značí se jako řecké písmeno pí. Čím menší úhel paralaxy, tím je vzdálenější hvězda, a naopak. A teď jsme připraveni na definici parseku: Objekt, který pozorujeme s roční paralaxou 1 úhlové vteřiny, je vzdálený přesně 1 parsek. Jedna úhlová vteřina je asi 1/2000 průměru měsíčního kotouče, tedy maličký úhel.

A takto se dříve udávaly vzdálenosti hvězd, v paralaxách. Astronom napozoroval úhel, o který se hvězda posunula. Ví, že čím větší paralaxa, tím menší vzdálenost. Nepřímá úměra. Pokud je tedy v úhlových vteřinách vzdálenost nějaké hvězdy 0,1 úhlové vteřiny, její vzdálenost je 1/0,1 = 10 parseků. Parsek tedy doslova znamená za sekundu, protože anglicky “per second” znamená přesně to samé. Nakonec je tu vzorec, který spojuje paralaxu a vzdálenost d.

π = 1 / d