Hlavní obsah
Cefeidy - proměnné hvězdy 1
Cefeidy - proměnné hvězdy 1 Tvůrce: Sal Khan.
Chceš se zapojit do diskuze?
Zatím žádné příspěvky.
Transkript
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.