Jak Henrietta Leavittová pomohla změřit vesmír?
Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) objevila pravidelnost, která umožnila měřit vzdálenosti daleko za hranicemi našeho hvězdného okolí. U cefeid souvisí doba změn jasnosti s jejich skutečnou svítivostí. Z pravidelně proměnné hvězdy se tak může stát ukazatel vzdálenosti.
© / kredit: Neznámý fotograf; historický snímek, Wikimedia Commons / Library of Congress · Zdroj · · Public domain · Úpravy: zmenšení dodaného portrétu na šířku 900 px, doplnění rámečku a kreditu.
Co hledala na fotografických deskách
Leavittová pracovala na Harvardově observatoři v týmu žen, které vyhodnocovaly astronomické fotografické desky. Porovnávala jasnosti hvězd na snímcích pořízených v různých časech a určovala proměnné hvězdy. Výsledky závisely na pečlivém měření i na práci pozorovatelů a fotografického archivu.
Zvlášť důležité byly cefeidy v Malém Magellanově oblaku, sousední galaxii. Tyto hvězdy se pravidelně rozpínají a smršťují a mění přitom jasnost. Doba jednoho úplného cyklu se nazývá perioda.
Výhoda hvězd přibližně ve stejné vzdálenosti
Když se jedna hvězda na obloze jeví jasnější než druhá, nemusí to znamenat, že vydává více světla — může být jen blíž k nám. Bez znalosti vzdáleností proto nedokážeme z pozorované jasnosti určit, která hvězda má skutečně větší světelný výkon. Cefeidy v jedné vzdálené galaxii jsou však vůči nám přibližně stejně daleko. Rozdíly v jejich pozorované jasnosti proto převážně odrážejí rozdíly ve skutečném světelném výkonu.
Leavittová si všimla, že cefeidy s delší periodou jsou svítivější. Vztah naznačila v roce 1908 a podrobněji doložila na 25 hvězdách v roce 1912. Nejde tedy o to, že každá cefeida svítí stejně: právě perioda nám pomáhá rozdíly určit.
Jak z periody získáme vzdálenost
Postup má tři kroky. Nejprve změříme periodu. Z kalibrovaného vztahu odvodíme, jak velký světelný výkon hvězda vydává. Potom ho porovnáme s tím, kolik světla přichází k nám.
Pro stejně svítivé zdroje platí jednoduchá pomůcka: ve dvojnásobné vzdálenosti zachytíme čtvrtinu světelného toku. V praxi astronomové opravují také vliv prachu, složení hvězdy a překrývání obrazu se sousedními hvězdami. Schéma níže odděluje vlastní objev vztahu od jeho použití.
Tři kroky měření vzdálenosti pomocí cefeidy. Vztah periody a svítivosti vyžaduje kalibraci navázanou na jiné metody a opravy vlivu prachu a dalších vlastností.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Proč nestačil samotný objev vztahu
Leavittová získala souvislost mezi periodou a svítivostí, ale pro vzdálenost v konkrétních jednotkách bylo třeba zjistit její kalibraci: jaká skutečná svítivost odpovídá dané periodě. K tomu potřebujeme cefeidy, jejichž vzdálenosti známe jinou metodou.
Na této práci pokračovali další astronomové; zásadní je například geometrické měření blízkých hvězd pomocí paralaxy. Objev tedy poskytl nový stupeň kosmického žebříku vzdáleností, na který musela navázat další měření.
Co z její práce používáme dnes
Cefeidy pomohly Hubbleovi určit vzdálenosti galaxií a dodnes jsou důležitou součástí některých měření Hubbleovy konstanty. Současné přístroje vztah zpřesňují, ale základní myšlenka zůstává.
Práce z roku 1912 vyšla pod podpisem ředitele Edwarda Pickeringa a výslovně uvedla, že výsledky připravila Leavittová. Při hodnocení objevu proto rozlišujeme autorství měření a výkladu, vedení observatoře a pozdější kalibraci metody.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Leavittová objevila vztah mezi periodou a svítivostí cefeid. Teprve jeho kalibrace a porovnání se světlem zachyceným na Zemi umožní určit vzdálenost.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)