Hvězdy, černé díry a galaxie
Přihlásit se
Hvězdy, černé díry a galaxie (14/18) · 9:23

Cefeidy — proměnné hvězdy Cefeidy jsou pulsující hvězdy významné pro měření ve vesmíru.

Navazuje na Měřítka ve vesmíru.
Toto je obrázek Henrietty Swan Leavittové. Udělala, o něco více než před 100 lety, bylo to začátkem 20. století… Pracovala pro Edwarda Charlese Pickeringa, který byl astronom z Harvardu. V době, kdy pracovala pro jeho observatoř, udělala jeden z nejdůležitějších objevů v celé astronomii. Řekl bych, že se řadí mezi první tři, protože to skutečně umožnilo lidem, jako Hubbleovi, začít si uvědomovat, že se vesmír rozpíná, nebo dokonce být schopen přemýšlet o tom, jak měřit vzdálenosti objektů ve vesmíru i mimo dosah našich nástrojů paralaxy. Viděli jsme, že s paralaxou musíme mít extrémně citlivé přístroje, jen k měření vzdáleností hvězd, které jsou relativně blízko nás, velmi citlivé přístroje, abychom se dostali ke hvězdám, které jsou možná dál v naší galaxii. Ani dnes nemáme nástroje k měření věcí mimo naši galaxii. Ale díky Henriettě Swan Leavittové jsme schopni získat povědomí o objektech mimo naši galaxii. Pojďme se zamyslet nad tím, co udělala. Její práce byla klasifikovat hvězdy Velkého – trochu mi dělá problémy to vyslovit – Velkého Magellanova oblaku a Malého Magellanova oblaku. A takto vypadají při pohledu z jižní polokoule. Tady tento je velký. A zde je malý. A nezapomeňme, toto je předtím, než si Hubble uvědomil, nebo ukázal světu, že jsou hvězdy mimo naši galaxii, že jsou galaxie za naší galaxií. Takže v tomto okamžiku si lidé plně neuvědomovali, že se jedná o samostatné galaxie. Prostě se říkalo: „Toto jsou jakési druhy skvrnek, nebo tyto shluky hvězd, které vidíme na jižní polokouli.“ A jen abychom získali povědomí, kde jsou vzhledem k naší galaxii, Mléčné dráze. Toto samozřejmě není skutečný obrázek. Nemůžeme pořídit obrázek z tohoto výhodného místa. To by muselo být velmi, velmi daleko, nicméně právě tady je Mléčná dráha a toto je malý Magellanův oblak a zde je velký Magellanův oblak. Už mi to jde lépe vyslovovat. Takže její práce byla pouze zařadit různé hvězdy, které viděla. Ale zatímco zařazovala, dívala se také na proměnné vlastnosti hvězd. A ukázalo se, že se dívala na celou třídu hvězd – cefeidy, proměnné hvězdy. A co je na nich zajímavé, jsou tyto dvě věci: Jsou neuvěřitelně jasné, jsou až 30 000krát zářivější než Slunce, a jsou 5-20krát hmotnější než Slunce, 5-20krát větší hmotnost než Slunce. Ale zajímavými je dělá to, že jsou opravdu velmi zářivé, takže je můžete spatřit opravdu zdaleka. Můžete vidět tyto proměnné hvězdy cefeidy v jiných galaxiích. Můžeme je vidět za Malým Magellanovým oblakem nebo za Velkým Magellanovým oblakem. Můžete vidět tyto hvězdy v jiných galaxiích. A ještě zajímavější je, že jejich intenzita je proměnlivá, že se stávají zářivějšími a tmavšími s dobře definovanou periodou. Takže pokud se díváte na proměnnou hvězdu, cefeidu – a toto je pouze jakási simulace, velmi chabá simulace –, tak by to mohlo vypadat takto, a pak v průběhu následujících 3 nebo 4 dnů by to mohlo snížit intenzitu na něco takového. A pak opět za 3–4 dny to může vypadat takto. A poté to bude vypadat opět takto. Takže skutečná intenzita stoupá a klesá s dobře definovatelnou periodou. Takže pokud toto trvá 3 dny a toto další 3 dny, pak celý cyklus přechodu z nízké intenzity zpět do vysoké intenzity bude 6 dní. Takže toto je 6denní období. A to, co Henrietta Leavittová viděla, toto nebylo zřejmé, vynesla to do grafu. Usoudila, že všechno v každém z těchto oblaků bylo zhruba ve stejné vzdálenosti, všechno ve Velkém Magellanově oblaku je bylo zhruba ve stejné vzdálenosti, a to samozřejmě není přesné. Toto je celá galaxie, takže očividně máte objekty dále v galaxii a věci blíže. Máte hvězdy tady a tady. A jejich vzdálenost k nám nebude přesně stejná. My možná sedíme někde tady. Ale ono to bude blízko. Nebyl to špatný odhad. A tím, že toto předpokládala, viděla něco velmi zajímavého. Zakreslila… Nakreslím to tady. Vykreslila na vodorovné ose relativní světlost. Takže opravdu jediný způsob, jak to mohla změřit, bylo změřit to, jak jasné se jí zdály, a předpokládala, že jsou stejně daleko. Takže, samozřejmě pokud máte jasnější hvězdu, ale ta je mnohem dál, bude tmavší. Pokud předpokládáte, že jsou všechny zhruba stejně vzdálené, pak jejich jas vám řekne, jak jasná je ta daná hvězda. Znázornila relativní svítivost hvězdy na jedné ose. A na další osu nanesla periodu těchto proměnných hvězd. A teď použiji logaritmickou stupnici. Řekněme, že toto je ve dnech. Takže toto je jeden den, toto je 10 dní, toto tady je 100 dní. Logaritmické měřítko je v mocninách desítky. Mohl bych říci, že… Pokud vezmeme záznam těchto, toto by byla nula, toto by byla 1, toto by bylo 2. A to používám jako stupnici. Používám logaritmus periody. Nebo je jen značím jako 1, 10, 100, ale dávám každé z nich stejný odstup. Když kreslila na tuto stupnici ‚relativní svítivost vs. perioda‘, tak dostala nákres, který vypadá zhruba takto. A toto samozřejmě není přesné. Dostala nákres, který vypadá zhruba takto. Byl to celkem lineární vztah, pokud nakreslíte relativní jasnost v závislosti na logaritmu periody. Zde se jedná o logaritmické měřítko. A tady můžete data proložit přímkou. A proč? Tak bych řekl, nebo si myslím, že většina lidí by se řekla, že toto je jeden z nejdůležitějších objevů v astronomii. Přemýšlejte o tom, v čem je tu problém. Můžeme se podívat na všechny tyto hvězdy ve vesmíru. Řekněme, že se díváte na zlomek oblohy a podíváte se na něco, co vypadá takto, takže je to opravdu zářivé. A pak spatříte něco tmavého, co vypadá jako toto. Pokud byste měli povrchní znalosti, tak byste řekli: „Tato hvězda je jasnější.“ Řekli byste, že toto je v podstatě zářivější hvězda. Ale jak to víte? Možná, že místo toho, že je jasnější, je to jen tmavší, bližší hvězda. Možná je toto bližší hvězda. Možná to je celá galaxie, ale je tak daleko, že to nemůžete ani říci. Ale najednou, na základě práce, kterou Henrietta Leavittová udělala, pokud uvidíte jednu z cefeid proměnných hvězd v jiné galaxii, znáte její relativní jas ve srovnání s jinými proměnnými hvězdami, cefeidami. Pokud můžete umístit jednu z těchto cefeid proměnných hvězd, pokud znáte přesně vzdálenost k jedné z nich, a znáte její absolutní svítivost, pak znáte absolutní svítivost jakékoli jiné cefeidy, proměnné hvězdy. Řekněme, že pomocí paralaxy, což je náš další nástroj, zjistíme… Řekněme, že je nějaká hvězda v naší galaxii a použijeme paralaxu, tak jsme schopní docela dobře změřit, že je to třeba 100 světelných let daleko. A tato hvězda je proměnná hvězda, cefeida. A řekněme, že perioda je 1 den. Nyní víme něco zajímavého. Víme, že proměnné hvězdy, s periodou 1 den a 100 světelných let daleko, budou vypadat takto. Bude to vypadat jako tady ten nákres. Takže pokud později uvidíme proměnnou hvězdu s periodou 1 den, takže se stává jasnější a tmavší v průběhu 1 dne a možná také dochází k rudému posuvu, ale možná to vypadá trochu více tlumeně, vypadá to jako toto. Nyní víme, že pokud to bylo 100 světelných let daleko, tak by mělo tuto jasnost. Takže na základě toho, jak moc je tmavá, můžeme zjistit, jak vzdálená tato proměnná hvězda cefeida je. Pokud vás to trochu mate, rozeberu to podrobněji v příštích několika videích a můžeme si blíže vysvětlit matematiku v pozadí. Toto ale byl velký objev. Objev této třídy hvězd: cefeidy – proměnné hvězdy. Ona nebyla ta, kdo je objevil. Lidé již před ní věděli, že tam jsou tyto hvězdy, které jsou zářivější a tmavší. Jejím objevem ale bylo, že viděla lineární vztah mezi relativní jasností těchto hvězd a jejich periodou. Když vidíme cefeidy v úplně jiných galaxiích nebo galaktických hvězdokupách, tak při pohledu na jejich periodu víme, jakou mají reálnou relativní světelnost. A pak můžeme hádat, jak daleko tyto věci opravdu jsou. Ne, můžeme odhadovat, jak daleko tyto věci opravdu jsou.
video