465 př. n. l. Řecký filozof Empedoklés soudil, že existují čtyři elementy: země, voda, vzduch a oheň. Aristotelés tvrdil, že hvězdy a planety tvoří pátý element: éter.
387 př. n. l. Platónův žák Eudoxos navrhl, že planety jsou upevněny na průhledných otáčejících se sférách.
POTOM
355 př. n. l. Řecký myslitel Hérakleidés tvrdil, že hvězdy stojí a Země se otáčí.
12. stol. Italský katolický kněz Tomáš Akvinský začal vyučovat Aristotelovy teorie.
1577 Tycho Brahe zjistil, že Velká kometa je dále od Země než Měsíc.
1687 Isaac Newton vysvětlil ve Philosophiae Naturalis Principia Mathematica pojem síla.
JE ZŘEJMÉ, ŽE ZEMĚ SE NEPOHYBUJE
GEOCENTRICKÝ MODEL
Jeden z nejvlivnějších západních filozofů
Aristotelés ze severořecké
Makedonie věřil, že vesmír ovládají fyzikální zákony, a pokoušel se to dokázat prostřednictvím dedukce, filozofie a logiky. Aristotelés pozoroval, že vzájemná poloha hvězd se jeví jako neměnná a ani jejich jas nikdy nekolísá. Souhvězdí zůstávají stejná a denně oběhnou kolem Země.
Země vrhá během zatmění Měsíce na Měsíc kruhový stín. To Aristotela přesvědčilo, že Země má tvar koule.
zemský stín
Měsíc
Také Měsíc, Slunce a planety obíhají kolem Země po neměnných drahách. Věřil, že jejich pohyb je kruhový a rychlost pohybu zůstává vždy táž.
Pozorování stínu vrženého
Zemí na Měsíc během měsíčního zatmění Aristotela přesvědčilo, že Země má tvar koule. Jeho závěr zněl, že kulatá Země setrvává nehybná, bez otáčení a beze změn polohy ve vesmíru, zatímco celý vesmír věčně obíhá kolem ní. Země mu byla nehybným středem vesmíru.
Aristotelés věřil, že i zemská atmosféra je nehybná. Na vrcholu atmosféry vzniká mezi atmosférickými plyny a otáčejícími se nebesy tření. Opakované výrony plynů ze sopek dosahují vrcholu atmosféry a zapáleny třením vytvářejí komety nebo meteory, to pokud hoří obzvlášť rychle. Tyto Aristotelovy názory byly široce přijímány až do 16. století.■
sluneční paprsky
Země
ZEMĚ OBÍHÁ KOLEM SLUNCE PO KRUŽNICI
RANÝ HELIOCENTRICKÝ MODEL
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Aristarchos (310–230 př. n. l.)
PŘEDTÍM
430 př. n. l. Filolálos z Krotónu předpokládal, že uprostřed vesmíru je veliký oheň, kolem nějž krouží Slunce, Měsíc, Země, pět planet a hvězdy.
350 př. n. l. Aristotelés konstatoval, že Země je uprostřed vesmíru a všechno se otáčí kolem ní.
POTOM
150 n. l. Ptolemaios vydal Almagest, v němž popsal geocentrický model vesmíru.
1453 Mikuláš Koperník navrhl heliocentrický vesmír.
1838 Německý astronom Friedrich Bessel byl první, kdo úspěšně změřil vzdálenost hvězd; použil k tomu paralaktickou metodu.
Astronom a matematik z řeckého ostrova Samu
Aristarchos byl první, kdo navrhl, že Slunce, nikoliv Země, je ve středu vesmíru a že Země obíhá kolem Slunce.
Aristarchovy názory na tuto otázku známe díky jinému řeckému matematikovi, Archimédovi, který ve spisu O počítání písku říká, že Aristarchos přišel s hypotézou, že „stálice a Slunce zůstávají nehybné“ a „Země obíhá kolem Slunce“.
Nepřijatá myšlenka
Aristarchos o pravdivosti svého heliocentrického stanoviska přesvědčil nejméně jednoho astronoma – Seleuka ze Seleukeie, který žil ve 2. století př. n. l. –, u ostatních se však jeho nápadu širšího přijetí nedostalo. Od doby
Ptolemaiovy (kolem roku 150 n. l.)
jasně převažoval geocentrismus, a to až do 15. století, kdy heliocentrický pohled na vesmír oživil Mikuláš Koperník.
Aristarchos byl skutečným původcem Koperníkovy hypotézy. Sir Thomas Heath, matematik a klasický učenec
Aristarchos také věřil, že hvězdy jsou mnohem dále od nás, než se do té doby soudilo. Odhadl vzdálenost ke Slunci a Měsíci a jejich poměrnou velikost vzhledem k Zemi. Jeho výsledky týkající se Měsíce byly poměrně správné, silně však nedocenil vzdálenost Slunce, pravděpodobně v důsledku nepřesnosti jednoho ze svých měření. ■
Viz též: Geocentrický model 20 ■ Upevňování poznatků 24–25 ■ Kopernikánský model 32–39 ■ Hvězdná paralaxa 102
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
John Goodricke (1764–1786)
PŘEDTÍM
130 př. n. l. Hipparchos definoval stupnici magnitudy hvězd, kterou zpopularizoval Prolemaios ve svém
Almagestu
1596 David Fabricius zjistil, že jasnost hvězdy Mira Ceti kolísá s periodickou pravidelností.
POTOM
1912 Henrietta Swanová Leavittová objevila, že perioda některých proměnných hvězd souvisí s jejich absolutní (skutečnou) jasností.
1913 Ejnar Hertzsprung toto kolísání jasnosti kalibroval, takže proměnné hvězdy typu cefeid bylo možné použít jako „standardní svíčky“ k výpočtu vzdáleností mezi galaxiemi.
1929 Edwin Hubble zjistil souvislost rychlosti galaxií s jejich vzdáleností.
JASNOST TÉTO HVĚZDY KOLÍSÁ
Staří řečtí astronomové byli první, kdo klasifikovali hvězdy podle jejich zdánlivé jasnosti, tedy podle jasnosti pozorované ze Země. V 18. století britský amatérský astronom John Goodricke obrátil pozornost na změny zdánlivé jasnosti, poté co mu jeho soused astronom Edward Pigott poskytl seznam proměnných hvězd. Během svých pozorování objevil další. V roce 1782 si Goodricke všiml proměnnosti Algolu, jasné hvězdy v souhvězdí Persea. Byl první, kdo navrhl důvod těchto změn jasnosti, totiž že Algol je ve skutečnosti dvojicí různě jasných hvězd obíhajících kolem společného těžiště. Když se méně jasná složka dvojhvězdy ocitne před jasnější složkou, zatmění způsobí pozorovaný pokles jasnosti. Takové soustavy jsou dnes známé jako zákrytové (a víme, že Algol je ve skutečnosti trojhvězda).
Goodricke si také povšiml, že jasnost hvězdy Delta Cephei v souhvězdí Velryby se mění v pravidelných intervalech.
Zákrytová dvojhvězda je nejjasnější, když jsou viditelné obě složky. Minimální jasnost soustava má, když méně jasná složka zakrývá jasnější složku.
Dnešní astronomové vědí, že je představitelkou hvězd zvaných cefeidy, jejichž jasnost kolísá v důsledku změn velikosti hvězdy, a využívají je k měření vzdáleností k jiným galaxiím.
Goodricke představil své výsledky Královské společnosti v roce 1783. Zemřel krátce poté na zápal plic ve věku pouhých 21 roků. ■
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Charles Messier (1730–1817)
PŘEDTÍM
150 n. l. Ptolemaios začlenil několik mlhovin do svého katalogu.
964 Perský astronom Abdurrahmán asSúfí zaznamenal několik mlhovin ve své Knize stálic
1714 Edmund Halley publikoval seznam šesti mlhovin.
1715 NicolasLouis de Lacaille identifikoval 42 mlhovin.
POTOM
1845 Lord Rosse pozoroval, že některé mlhoviny mají spirálovou stavbu.
1864 William Huggins zkoumal spektra 70 mlhovin a zjistil, že třetina z nich jsou oblaky plynu a ostatní zbytky velmi hmotných hvězd.
1917 Vesto Slipher odhalil, že spirální mlhoviny jsou vzdálené galaxie.
NAŠE MLÉČNÁ DRÁHA JE OBYDLÍ, MLHOVINY JSOU MĚSTA MESSIERŮV KATALOG
Velké dalekohledy stavěné do 18. století zvětšovaly až několikasetkrát. To astronomům umožnilo rozpoznat na obloze nejrůznější mlhavé skvrnky, které označovali jako mlhoviny, latinsky nebulae (čili oblaky).
Francouzský astronom Charles Messier se v první řadě zabýval kometami, které se často mlhovinám podobaly. Takový mlhavý objekt mohl být uznán za kometu jen tehdy, když na hvězdném pozadí změnil v průběhu týdnů či měsíců svou polohu. Messier proto sestavil seznam známých mlhovin, aby je vyloučil jako možné komety. První verzi publikoval v roce 1774 a bylo na ní
43 mlhovin. Konečná verze z roku 1784 obsahuje 80 objektů, dnes označovaných jako Messierovy. Jiní astronomové k nim přidali další, které Messier pozoroval, ale nezahrnul do svého katalogu, takže ten jich dnes obsahuje 110. Pravou povahu Messierových objektů odhalily výkonnější dalekohledy: některé jsou galaxiemi daleko za okrajem Mléčné dráhy, jiné hvězdotvornými mračny plynu a další pozůstatky dávných explozí supernov nebo oblaky plynu vyvrženými umírajícími hvězdami velikosti Slunce. ■
Messier 31, známá rovněž jako Galaxie v Andromedě, je nejbližší velká galaxie vzhledem k Mléčné dráze.
Viz též: Messierův katalog 87 ■ Mléčná dráha 88–89 ■ Výzkum mlhovin 104–105
PRŮZKUM CELÉ PLOCHY OBLOHY
JIŽNÍ POLOKOULE
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
John Herschel (1792–1871)
PŘEDTÍM
1784 Charles Messier publikoval seznam 80 známých mlhovin.
POTOM
1877 Ředitel Pařížské observatoře Amédée Mouchez inicioval velkolepý projekt fotografování celé oblohy nazvaný Cartes du Ciel
1918 Observatoř Harvardovy koleje vydala Katalog Henryho Drapera, pokrývající většinu oblohy.
1948–1958 Palomarská observatoř v Kalifornii dokončila velkou přehlídku oblohy, která shrnula data z téměř 2 000 fotografických desek.
1989–1993 Satelit Hipparcos shromáždil měření, která umožnila katalogizovat více než 2,5 milionu hvězd.
Mezi roky 1786 a 1802 William Herschel publikoval katalog obsahující více než 1 000 nových objektů na obloze. Po jeho smrti v roce 1822 v otcově práci pokračoval syn John, jenž rozšířil svůj záběr a ambice na kompletní přehlídku nočního nebe. William všechna svá pozorování konal z Anglie, kde byl jeho výhled omezen na objekty nacházející se severně od zhruba 33° jižní šířky. Aby mohl prozkoumat zbytek
oblohy, musel John odjet na některé místo na jižní polokouli. Zvolil jižní Afriku, jež byla tehdy součástí Britského impéria. Připlul tam v roce 1833 i se svou manželkou a třemi dětmi, asistentem a dalekohledem s ohniskovou vzdáleností 6 m, který patříval jeho otci. Byl to týž přístroj, který William používal k průzkumu severní oblohy, a mladý Herschel jej zvolil proto, aby nově nabyté informace z jižní polokoule byly plně začlenitelné do těch již existujících.
Rodina se zabydlela v domě poblíž úpatí Tabulové hory, ale dost daleko, aby výhled na oblohu nestínila mračna, která často halí její vrchol, a John Herschel strávil následující čtyři roky pilnou prací.
Jižní obloha
Magellanova mračna jsou dvě trpasličí galaxie doprovázející Mléčnou dráhu a jsou viditelné
jen z jižní polokoule. Lze je spatřit už pouhým okem, avšak Her
Jádro Mléčné dráhy lze nejlépe
pozorovat z jižní polokoule. Tmavé oblasti jsou mračna mezihvězdného prachu stínící světlo hvězd v pozadí.
Z každé polokoule je viditelná jen část nebeské sféry
Z Británie lze pozorovat oblohu jen po 33° jižně od nebeského rovníku.
Pozorováním z jižní Afriky lze doplnit chybějící části hvězdné mapy.
Spojením pozorování z obou polokoulí bude možné zmapovat celou plochu nebeské sféry.
schelova přehlídka s použitím dalekohledu je poprvé detailně představila astronomům. Výsledkem byl seznam více než 1 000 hvězd, hvězdokup a mlhovin uvnitř těchto galaxií.
Herschel prováděl také pečlivá měření rozmístění hvězd uvnitř Mléčné dráhy. V důsledku
Tyto hvězdy jsou mezníky vesmíru. John Herschel
orientace sluneční soustavy vzhledem k Mléčné dráze je její nejjasnější část, o níž dnes víme, že je galaktickým jádrem, ze severní polokoule viditelná jen nízko nad obzorem během léta, když jsou noci krátké. Naopak z jižní polokoule lze galaktické jádro vidět výš na obloze a během temnějších měsíců roku, což umožňuje provádět snazší a podrobnější pozorování. Konečný výsledek Herschelovy práce dostal název The General Catalogue of Nebulae and Stars a obsahuje více
než 5 000 položek. Jsou v něm všechny objekty objevené jím samým a jeho otcem i mnohé nalezené jinými astronomy včetně Charlese Messiera. Byl zamýšlen jako úplný katalog hvězdného nebe. ■
Cambridgeskou univerzitu vystudoval v roce 1816 už jako známý matematik. Spolupracoval se svým otcem Williamem a v jeho práci pokračoval i po otcově smrti v roce 1822. Stal se jedním ze zakladatelů Královské astronomické společnosti a po tři období zastával funkci jejího prezidenta. V roce 1826 se oženil a stal se otcem 12 dětí. Kromě astronomie měl četné jiné zájmy. Při pobytu v jižní Africe Herschel a jeho žena pořídili množství botanických ilustrací, zvláštní pozornost věnoval též fotografii, experimentoval s barevnou reprodukcí a psal články o meteorologii, konstrukci dalekohledů a jiných tématech.
Hlavní práce 1831 Předběžná rozprava o studiu přírodní filosofie 1847 Výsledky astronomických pozorování uskutečněných na mysu Dobré naděje 1864 Všeobecný katalog mlhovin a hvězdokup 1874 Všeobecný katalog 10 300 vícenásobných hvězd a dvojhvězd.
John Herschel
VESMÍR SE ROZPÍNÁ VŠEMI SMĚRY
ZA MLÉČNOU DRÁHOU
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Edwin Hubble (1889–1953)
PŘEDTÍM
1907 Henrietta Swanová Leavittová nalezla vztah mezi periodou a zářivostí cefeid.
1917 Vesto Slipher publikoval tabulku rudého posuvu 25 galaxií.
1924 Hubble ukázal, že Galaxie v Adromedě leží velmi daleko od Mléčné dráhy.
1927 Georges Lemaître předpověděl, že vesmír se může rozpínat.
POTOM
1998 Prokázáno zrychlování rozpínání vesmíru.
2001 Hubble Space Project změřil Hubbleovu konstantu (H0) s přesností 10 %.
2015 Planckova vesmírná observatoř stanovila stáří vesmíru na 13,799 miliardy roků.
Na počátku 20. let 20. století americký astronom Edwin Hubble přišel s důkazem skutečné velikosti vesmíru. Ke své práci v observatoři Mount Wilson poblíž Pasadeny v Kalifornii používal nový 2,5metrový Hookerův dalekohled, v té době největší na světě, aby vyřešil nejtíživější ze sporů tehdejší astronomie. Jeho pozorování vedla k překvapivému odhalení, že vesmír je nejen mnohem, mnohem větší, než se dosud soudilo, ale také že se rozpíná.
Konec „Velké debaty“
V té době byla otázka, zda tzv. spirální mlhoviny jsou galaxie za hranicemi Mléčné dráhy, nebo zvláštní druh mlhovin, předmětem „Velké debaty“. V roce 1920 se ve Smithsonově muzeu ve Washingtonu konalo veřejné slyšení, jež ji mělo vyřešit. Za „malý vesmír“ horoval princetonský astronom Harlow Shapley, který tvrdil, že Mléčná dráha představuje celý vesmír. Shapley argumentoval důkazy, že spirální mlhoviny se otáčejí, což musí znamenat, že jsou poměrně malé, jinak by se jejich okraje otáčely rychlostí
Narodil se v roce 1889 a za studií jako vynikající sportovec vedl basketbalový tým Chicagské univerzity. Po absolutoriu přírodních věd studoval práva na Oxfordské univerzitě. Z Anglie se vrátil oblečen v pláštěnce a s chováním aristokrata a podle Harlowa Shapleyho byl „nemožně nadutý a okázalý“. Navzdory svému talentu na sebeprosazování byl Hubble opatrný vědec. O sobě hovořil jako o pozorovateli a závěry odkládal, dokud neměl dostatek důkazů. Byl velmi nedůtklivý, pokud někdo zasahoval do jeho oblasti výzkumu. Není mu proto ke cti,
Pozorování ukazují, že vesmír se rozpíná stále narůstající rychlostí. Bude se rozpínat navždy a bude stále prázdnější a temnější.
Stephen Hawking
větší, než činí rychlost světla (zprávy o takových důkazech se později ukázaly být mylné). Proti Shapleyovi stál Heber D. Curtis, který podporoval názor, že spirální mlhoviny leží daleko za okrajem Mléčné dráhy. Curtis jako důkaz citoval objev Vesta Sliphera, že světlo většiny „spirálních mlhovin“ je posunuté k červenému konci elektromagnetického spektra, což dokazuje, že se vzdalují od Země enormními rychlostmi – příliš vysokými, než aby mohly zůstat součástí Mléčné dráhy.
že nepřiznal, že 41 ze 46 měření rudého posuvu, které použil k formulaci svého slavného zákona, nevykonal on, ale Vesto Slipher. Své poslední roky Hubble strávil kampaní za to, aby byla Nobelova cena udělována i za astronomii. Zemřel v roce 1953.
Hlavní práce
1929 Vztah mezi vzdáleností a radiální rychlostí u mimogalaktických mlhovin
Hubble chtěl zjistit, zda existuje vztah mezi vzdáleností spirálních mlhovin a jejich rychlostí. Měl proto v úmyslu pátrat po cefeidách (viz s. 138) – hvězdách, jejichž svítivost se předpověditelným způsobem mění – v mlhovinách a měřit jejich vzdálenosti od Země. V zimě 1923 takto dospěl k svému prvnímu velkému objevu.
Hubble začal s fotografickými deskami nejbližších a nejjasnějších mlhovin a hned na jedné z prvních našel cefeidu. Vzdálenosti, které Hubble vypočítal i pro ty nejbližší mlhoviny, byly tak nesmírné, že „Velká debata“ byla okamžitě bezpředmětná: NGC 6822 byla 700 000 světelných roků, M33 a M31 dokonce 850 000 světelných roků od nás. Bylo okamžitě zřejmé, že vesmír je mnohem větší než Mléčná
dráha. Jak prohlašoval už Curtis, spirální mlhoviny byly „vesmírné ostrovy“ nebo „mimogalaktické
Hubble na tomto snímku hledí do objektivu Hookerova dalekohledu na Mount Wilson. Právě tam změřil vzdálenosti galaxií a rychlost rozpínání vesmíru.
mlhoviny“, jak je nazýval Hubble. Během času pojem „spirální mlhoviny“ zapadl a nyní se mluví prostě o galaxiích.
V říši mlhovin Hubble pokračoval v měření vzdáleností galaxií mimo Mléčnou dráhu, i nadále bylo nicméně nemožné rozeznat jednotlivé cefeidy ve slabých a mlhavých vzdálených galaxiích. To jej donutilo uchýlit se k nepřímým metodám, jako byl
„předpoklad standardního měřítka“, tvrdící, že všechny galaxie podobného typu jsou stejně velké, což Hubbleovi dovolilo odhadnout vzdálenost galaxie změřením její zdánlivé velikosti a porovnáním s předpokládanou „skutečnou“ velikostí. Díky Slipherově práci už Hubble věděl, že světlo většiny spirálních mlhovin jeví rudý
Vzdálené galaxie se všechny pohybují směrem od nás
posuv. Kromě toho mají méně jasné spirály vyšší hodnoty rudého posuvu, což znamenalo, že se pohybují vyšší rychlostí. Hubble zjistil, že pokud skutečně existuje vztah mezi vzdáleností galaxie od Země a rychlostí jejího vzdalování, tento rudý posuv by mohl sloužit jako vesmírné měřítko. To by umožnilo počítat vzdálenosti i nejslabších a nejvzdálenějších galaxií a alespoň přibližně si učinit představu o rozměrech vesmíru jako celku. Mezitím pomocný astronom Milton Humason na Mount Wilson přezkoumal Slipherova měření a shromáždil nová spektra vzdálených galaxií. Byla to tvrdá, úmorná práce a Humason a Hubble strávili mnoho třeskutě chladných nocí v pozorovací kleci na vrcholu tubusu mountwilsonského dalekohledu. Hubbleův zásadní článek „Vztah mezi vzdáleností a radiální rychlostí mimogalaktických mlhovin“ vyšel ve sborníku americké Národní akademie věd v roce 1929. Obsahoval graf se ❯❯
Čím vzdálenější galaxie je, tím vyšší je její rychlost
Vesmír se rozpíná všemi směry.
Existuje lineární vztah mezi rychlostí a vzdáleností
Edwin Hubble
46 galaxiemi od nejbližších po nejvzdálenější, vynesenými proti jejich rudému posuvu. Ačkoliv data vykazovala značný rozptyl, Hubbleovi se podařilo většinou proložit úsečku. Graf ukazoval, že všechny galaxie se od Země vzdalují (s výjimkou Galaxie v Andromedě a Galaxie v Trojúhelníku, které se k Mléčné dráze naopak přibližují). A co víc: čím jsou od nás vzdálenější, tím rychlejší jejich vzdalování je.
Interpretace
Vybaven pěti smysly zkoumá člověk vesmír kolem sebe a toto dobrodružství nazývá vědou.
Edwin Hubble
Pokud se z pohledu ze Země všechny galaxie rozlétají, lze to vysvětlit tím, že Země leží ve středu vesmíru, nebo tím, že vesmír sám vzešel z jediného bodu a jako celek se rozpíná. Objektivita – jeden ze základních požadavků vědy –říká, že neexistuje žádný důvod k předpokladu, že Země zaujímá ve vesmíru nějaké zvláštní místo. Místo toho světlo vzdálených galaxií ukazuje, že vesmír není statický. Mnozí astronomové rychle dospěli k závěru, že jde o důsledek rozpínání vesmíru, ačkoliv sám Hubble to nikdy nevyjádřil tak přímo. Ve skutečnosti Vesto Slipher tento trend naznačil již v roce 1919, čtyři roky před Hubbleovými pozorováními, a Georges Lemaître navrhl rozpínání vesmíru z „prvotního atomu“ v roce 1927. Hubbleovy výsledky nicméně poskytly přímou souvislost mezi rychlostmi měřenými
Galaxie jsou na obrázku znázorněny jako skvrnky na rozpínajícím se balonku (v tomto znázornění je počet rozměrů prostoru zredukován ze tří na dva na povrchu balonku). Když se průměr balonku zvětší na dvojnásobek, vzdálenosti mezi skvrnkami se rovněž zdvojnásobí. Čím jsou body od sebe vzdálenější, tím rychleji se od sebe vzdalují. Bod C se vzdálil o 2 cm od A, avšak B se vzdálil jen o 1 cm od A.
rudým posuvem a vzdáleností –
a s ní přesvědčivý důkaz, který vědecká komunita žádala. „Hubbleův zákon“, tvrdící, že rudý posuv galaxií je úměrný jejich vzdálenosti od Země, byl přijat takřka jednohlasně.
Einsteinův omyl
Objev možného rozpínání vesmíru se rozlétl po celém světě, v neposlední řadě proto, že přímo odporoval teorii Alberta Einsteina. Einsteinovi dělalo starost, že vesmír by se nakonec mohl zhroutit sám do sebe v důsledku gravitačního působení své vlastní hmoty, a proto do polních rovnic obecné teorie relativity vložil kosmologickou konstantu (druh záporného tlaku), aby zhroucení zabránil. Tuto myšlenku opustil ihned po Hubbleově objevu.
Einstein a mnozí jiní měli za to, že pozorované rudé posuvy jsou výsledkem Dopplerova jevu při rozlétání galaxií, avšak ne všichni souhlasili. Švýcarský astronom Fritz Zwicky navrhl, že tento rudý posuv by mohl být výsledkem „únavy světla“ na jeho cestě k Zemi, způsobené vzájemným působením fotonů s mezilehlou hmotou. Hubble sám měl potíže uvěřit, že pozorované rudé posuvy jsou skutečné, a raději je chápal jen jako ukazatel vzdálenosti. Ve skutečnosti jsou rychlosti galaxií, které Hubble zaznamenal, důsledkem rozpínání samotného prostoročasu.
K‑faktor
Hubble znázornil rychlost rozpínání prostoročasu přímkovým grafem, který velkolepě nazval „Kfaktor“. Sklon přímky matematicky popisuje číslo dnes známé jako Hubbleova kon
stanta (H0). Toto důležité číslo určuje nejen velikost pozorovatelného vesmíru, ale také jeho stáří. Hubbleova konstanta dovoluje astronomům zkoumat minulost vesmíru a vypočítat okamžik samotného velkého třesku, kdy byl poloměr vesmíru nulový.
Původní vypočtená hodnota H0 byla 500 km za sekundu na megaparsek (jeden megaparsek je zhruba 3,26 milionu světelných roků). To představovalo problém, protože z této hodnoty vyplývalo stáří vesmíru 2 miliardy roků, což bylo méně než polovina přijímaného stáří Země. Ukázalo se, že tato nesrovnalost je způsobena systematickými chybami Hubbleových měření vzdáleností.
Mnohé mu vyšly až sedmkrát
větší v důsledku toho, že k mě
ření místo cefeidy využíval nejjasnější pozorovanou hvězdu v galaxii nebo dokonce svítivost celé galaxie. Naštěstí pro Hubblea byly tyto nepřesnosti zhruba stejné napříč celým souborem dat, takže nalezená závislost byla správná.
Hubbleův „klíčový projekt“
Výpočet rychlosti rozpínání vesmíru poháněl úsilí o vývoj Hubbleova vesmírného dalekohledu od jeho počátků
v 70. letech po start do vesmíru v roce 1990. Jedním z „klíčových projektů“ dalekohledu bylo změření Hubbleovy konstanty s chybou do 10 %. Po celé roky tento přístroj měřil světelné křivky cefeid. Konečným výsledkem,
Planckova observatoř ESA sloužila mezi roky 2009 a 2013. Poskytla údaje, které napomohly ke zpřesnění mnoha kosmologických parametrů včetně Hubbleovy konstanty.
dosaženým v roce 2001, bylo určení stáří vesmíru na 13,7 miliardy roků. Toto číslo bylo zpřesněno na 13,799 miliardy roků (s přesností ± 21 milionů roků) na základě dat získaných sondou Planck v roce 2015. Nejdramatičtější přehodnocení Hubbleova zákona nicméně přišlo v roce 1998, kdy astronomové zjistili, že rozpínání vesmíru zrychluje v důsledku působení tajemné, dosud nevysvětlené „temné energie“. To vedlo k obnově zájmu o Einsteinův údajný omyl – kosmologickou konstantu (viz s. 298–303). ■
Prostoročas mezi galaxiemi se rozpíná.
METEORITY SE PŘI DOPADU MOHOU VYPAŘIT
ZKOUMÁNÍ KRÁTERŮ
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Eugene Shoemaker (1928–1997)
PŘEDTÍM
1891 Americký geolog Grove Gilbert navrhl, že měsíční krátery jsou stopy po dopadech meteoritů.
1891 Mineralog Albert E. Foote podal první geologický popis kráteru.
POTOM
1980 Americký fyzik Luis Alvarez prohlásil, že celosvětově rozšířené vrstvy se šokovým (prudce stlačeným) křemenem ukazují na velkou srážku, která vedla k hromadnému vyhynutí dinosaurů.
1994 Kometa ShoemakerLevy, spoluobjevená Eugenem Shoemakerem, dopadla na Jupiter, sledována sondou Galileo na oběžné dráze obří planety.
Příspěvek amerického astronoma Eugena Shoemakera planetární vědě byl tak rozsáhlý, že se stal jediným člověkem, jehož popel byl dopraven na Měsíc. Byl vůdčí postavou astrogeologie, vědy, která používá postupy geologických věd ke zkoumání cizích světů.
Shoemakerova raná práce se soustředila na kráter v Arizonské poušti zvaný Meteor Crater. Evropští osadníci v nedaleké osadě Canyon Diablo věřili, že jde o jícen
dávné sopky. Stavitelé železnice v 80. letech 19. století nalezli velké kusy železa rezeseté po poušti, což naznačovalo, že kráter mohl vzniknout dopadem železného meteoritu. Tato představa ale byla opuštěna, když se ukázalo, že objem vyvrženin kolem okraje kráteru zhruba odpovídá objemu kráteru samotného. Nemohl to být dopadový kráter, když chyběl meteorit. V roce 1903 důlní inženýr
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Robert Leighton (1919–1997)
PŘEDTÍM
1954 Kanadský astronom Harry Hamley Plaskett objevil oscilace slunečního povrchu.
POTOM
SLUNCE ZNÍ
JAKO ZVON
SLUNEČNÍ VIBRACE
Nedostat se na Měsíc a neklepnout do něj vlastním kladívkem bylo pro mne největším zklamáním v životě.
Eugene Shoemaker
Daniel Berringer pátral po železném meteoritu pode dnem kráteru, nebyl ale úspěšný. Až v roce 1960 nalezl Shoemaker důkaz. Kráter obsahovat tlakově přeměněný křemen, dosud známý jen z míst testování atomových bomb. Tyto minerály nemohou vzniknout sopečnými procesy, může je vytvořit jen energie tělesa dopadajícího rychlostí 60 000 km/h. Uvolněná energie způsobí vypaření tělesa, což vysvětluje, proč v kráteru chybí. Shoemaker tak poskytl první důkaz, že velké meteory dopadají na Zemi, a otevřel nové možnosti výzkumu mimozemských těles. ■
1970 Americký fyzik Roger Ulrich navrhl, že tyto oscilace způsobují zvukové vlny ve slunečním nitru.
70. léta 20. stol. Helioseizmologie poskytla nový způsob výzkumu slunečního nitra.
1995 Vypuštěna sluneční observatoř SOHO.
1997 Tým SOHO objevil „řeky“ plazmatu v konvektivní zóně. přelom 20. a 21. stol. Identifikovány stovky tisíc vibračních módů Slunce.
2009 Observatoř Kepler změřila oscilaci u Slunci podobných hvězd k určení podmínek na exoplanetách.
Vroce 1960 americký fyzik
Robert Leighton pomocí kamery vlastní konstrukce objevil, že Slunce „zní jako zvon“ (jak sám říkal). Ve spolupráci s Robertem Noyesem a Georgem Simonsem zaznamenal oscilace povrchu Slunce s použitím speciálních kamer pro dopplerovský posuv slunečního světla. Tyto přístroje zaznamenaly drobné změny frekvence slunečního absorpčního spektra způsobené tím, jak se sluneční povrch zvedá a zase klesá vzhledem k Zemi.
Pětiminutové oscilace
Složité vzory vibrací s průměrnou periodou 5 minut, označované jako „pětiminutové oscilace“, byly nejprve považovány za povrchový jev, avšak v roce 1970 je Roger Ulrich vysvětlil jako akustické vlny šířící se Sluncem z jedné strany na druhou, takže celé Slunce skutečně rezonuje jako zvon a jeho povrch se chvěje. Dnes tyto vlny vědcům umožňují výzkum nitra Slunce velmi podobným způsobem, jako akustické zemětřesné vlny odhalují vnitřní
Měl velmi zvídavou mysl a snažil se vysvětlit každý neobvyklý jev, který jen v přírodě spatříte. Gerry Neugebauer fyzik a kolega Roberta Leightona
složení a strukturu Země. Vědní obor se nazývá helioseizmologie a jeho cíle se často přirovnávají k úloze postavit piano na základě rozboru zvuků, které tento nástroj vydával, když se řítil ze schodů –avšak cílem je model procesů odehrávajících se v nitru Slunce. Tento model klade přísná omezení na množství helia ve slunečním jádru, což má významné důsledky pro modelování raného vesmíru. ■
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Ray Davis (1914–2006)
PŘEDTÍM
1930 Rakouský fyzik Wolfgang Pauli předpověděl existenci neutrin.
1939 Hans Bethe nastínil dva hlavní procesy, jimiž hvězdy získávají svou energii.
1956 Američtí fyzikové Clyde Cowan a Frederick Reines potvrdili existenci antineutrina, antičástice neutrina.
POTOM
1989 Japonský experiment Kamiokande II, organizovaný Masatošim Košibou, nezvratně ukázal, že Slunce je zdrojem neutrin, a potvrdil Davisův mimořádně nízký poměr zachycení.
SLUNEČNÍ NEUTRINA LZE ZACHYTIT JEN POŘÁDNĚ VELKÝM DETEKTOREM
EXPERIMENT HOMESTAKE
Když Slunce uvolňuje energii jadernou fúzí, vzniká i proud velmi lehkých částic zvaných neutrina
Detekční poměr jejich interakcí bude pravděpodobně velmi nízký
Neutrina velmi slabě interagují s ostatními částicemi, ale mohou se projevit v jistém druhu radioaktivního rozpadu
Vprůběhu první poloviny 20. století vědci propočítali procesy, jimiž Slunce vytváří svou energii slučováním vodíku na helium. Ve slunečním jádru se čtyři protony, tedy vlastně vodíková jádra, za uvolnění energie slučují na jádro helia, dva pozitrony (též zvané antielektrony) a dvě maličké přízračné částice zvané neutrina. Tato neutrina velmi snadno unikají ze Slunce do okolí.
Ačkoliv tato teorie byla přijata již v 50. letech, nebyla tehdy ještě dokázána. V roce 1955 se americký chemik Ray Davis rozhodl prokázat, že Slunce uvolňuje energetická neutrina, tak, že alespoň několik z nich lapí. Aby svého cíle dosáhl, musel ale vyřešit vážný problém. I když byla existence neutrin dosud nejistá, vědci vypočítali, že neutrino má nulový elektrický náboj, je velmi lehké (pokud má vůbec nějakou hmotnost) a jen velmi málo interaguje
Fyzika neutrin je do značné míry umění dozvědět se mnoho pozorováním ničeho.
Haim Harari izraelský fyzik
zik John Bahcall vypočítal teoretické množství neutrin s různými energiemi, které by Slunce mělo vytvářet, a z něj rychlost, s jakou by měl v nádrži vznikat argon-37. Ač Davisův experiment jednoznačně ukázal, že Slunce neutrina skutečně vytváří, zjistil jen jednu třetinu počtu atomů argonu-37, který Bahcall předpověděl. Nesoulad mezi počtem interakcí předpovězených a pozorovaných se stal známým jako „problém slunečních neutrin“.
s ostatními částicemi. Pokud Slunce skutečně chrlí neutrina, měly by podle vědců každým čtverečním centimetrem zemského povrchu každou sekundu procházet miliardy neutrin, avšak jen asi jedno neutrino ze sta miliard by mělo interagovat s atomy hmoty.
Davis došel k závěru, že neutrina by měla být zachytitelná díky své účasti v typu radioaktivního rozpadu označovaném jako beta rozpad. Teorie říká, že energetické neutrino by mělo být schopno přeměnit neutron v atomovém jádru na proton. Davis experimentální cestou zjistil, že ve velmi vzácných případech neutrino, které prochází nádrží s látkou obsahující chlor, interaguje s jádrem stabilního atomu chloru za vzniku jádra nestabilního izotopu argonu označovaného jako argon-37.
Experiment Homestake
V roce 1964 Davis zahájil tzv. experiment Homestake, založený na použití veliké nádrže s chlor obsahující látkou v úloze detektoru. Davisův přítel astrofy-
V roce 1999 Masatoši Košiba na základě své vlastní práce z roku 1989 objevil příčinu tohoto nesouladu s pomocí japonského obřího detektoru Super-Kamiokande. Zjistil, že neutrina na své cestě prostorem oscilují mezi třemi různými typy, jimiž jsou elektronové neutrino, mionové neutrino a tau neutrino. Davisův experiment přitom zaznamenával jen elektronová neutrina. ■
paprsky (druhým možným zdrojem neutrin).
Raymond Davis se narodil ve Washingtonu v roce 1914 a v roce 1943 získal na Yaleské univerzitě doktorát z fyzikální chemie. Následující roky 2. světové války prožil v Utahu, kde dohlížel na výsledky testování chemických zbraní. Od roku 1946 pracoval v laboratoři v Ohiu zaměřené na radioaktivní chemické prvky. V roce 1948 nastoupil do Brookhavenské národní laboratoře na Long Islandu, kde probíhal výzkum mírového využití jaderné síly. Zbytek svého profesního působení strávil studiem neutrin. V roce 1984 odešel z Brookhavenu do důchodu, avšak angažoval se i nadále v homestakeském experimentu, který byl ukončen až na konci 90. let. Davis potkal svou manželku Annu v Brookhavenské laboratoři a měli spolu pět dětí. V roce 2002 získal společně s Masatošim Košibou Nobelovu cenu za fyziku za průkopnický přínos astrofyzice. Zemřel v roce 2006 v Blue Pointu v New Yorku ve věku 91 let. Hlavní práce
1964 Sluneční neutrina II, Experimenty
Davisův detektor neutrin byl umístěn hluboko pod zemí, aby byl chráněn před kosmickými
Nezbytný bude velmi velký detektor.
Ray Davis
V KONTEXTU
KLÍČOVÉ OSOBNOSTI
Louise Websterová (1941–1990)
Paul Murdin (*1942)
Tom Bolton (*1943)
PŘEDTÍM
1783 Anglický duchovní John Michell navrhl existenci hvězd, jejichž gravitace je tak silná, že jí neunikne ani světlo.
1964 Vesmírné rentgenové záření zjištěno Geigerovými počítači na raketách.
1970 Vypuštěna první rentgenová observatoř Uhuru.
POTOM
1975 Stephen Hawking se vsadil s teoretickým fyzikem Kipem Thornem, že Cygnus X1 není černá díra.
1990 Hawking uznal porážku a zaplatil Thornemu předplatné časopisu Penthouse
2011 Bližší pozorování přisuzují Cygnus X1 odhadovanou hmotnost 14,8krát větší, než má Slunce.
HVĚZDY, KTERÉ NEVIDÍME
OBJEV ČERNÝCH DĚR
erné díry jsou neviditelné.
Žádná hmota z nich nedokáže uniknout a s výjimkou explozí Hawkingova tepelného záření na horizontu událostí dokonce polykají i elektromagnetické záření. Protože takové neviditelné objekty lze jen krajně obtížně detekovat, zůstávaly černé díry až do poloviny 20. století teoretickou představou. Nicméně tak vysoká koncentrace hmoty by přece jen měla vytvářet pozorovatelné efekty. Hmota vtahovaná do černé díry a rvaná gravitačními silami by se měla zahřívat na miliony stupňů a při tom by měla do okolního vesmíru chrlit rentgenové záření. V 60. letech astronomové pátrali po zdrojích rentgenového záření s pomocí detektorů vynášených do výšky raketami nebo balony. Mnohé ze stovek nalezených zdrojů byly považovány za „rentgenové dvojhvězdy“ – hvězdné soustavy se superhustým hvězdným zbytkem, jakým je neutronová hvězda, který odsává materiál ze svého viditelného průvodce.
Mezi prvními objevenými rentgenovými dvojhvězdami v roce 1964
byl silný zdroj blízko aktivních hvězdotvorných oblastí Mléčné dráhy v souhvězdí Labutě. V roce 1973 Australanka Louise Websterová, Brit Paul Murdin a Američan Tom Bolton nezávisle na sobě studovali modrou superobří hvězdu HDE 226868. Došli k závěru, že krouží kolem objektu mnohem hmotnějšího než neutronová hvězda. Jediným kandidátem na tohoto neviditelného partnera, označeného Cygnus X1, byla černá díra. Černé díry byly náhle více než teorií. ■
Umělecká představa zobrazuje látku
přetékající z modré superobří hvězdy
HDE 226868 na černou díru Cygnus X1.
Každých 400 000 let hvězda přijde o hmotu jednoho Slunce.
V KONTEXTU
KLÍČOVÁ OSOBNOST
Stephen Hawking (1942–2018)
PŘEDTÍM
1916 Karl Schwarzschild vyřešil polní rovnice obecné relativity a na jejich základě popsal gravitační pole kolem objektu typu černé díry.
1963 Novozélandský matematik Roy Kerr popsal vlastnosti rotující singularity.
1965 Britský matematik Roger Penrose ukázal, že gravitační zhroucení obří hvězdy může vést ke vzniku singularity.
1967 Americký fyzik John Wheeler zavedl pojem „černá díra“ pro typ objektů popsaných Schwarzschildem, Kerrem, Penrosem a jinými.
POTOM
2004 Stephen Hawking odvolal své dřívější tvrzení, že každý objekt spadlý do černé díry je pro vesmír zcela ztracen.
ČERNÉ DÍRY VYDÁVAJÍ ZÁŘENÍ HAWKINGOVO ZÁŘENÍ
Průkopníkem matematické teorie černých děr byl v prvním desetiletí 20. století německý fyzik Karl Schwarzschild. Objekt, který popsal, byla neotáčející se hmota koncentrovaná do bodu s nekonečnou hustotou, zvaného singularita. V jisté vzdálenosti od ní, označované jako Schwarzschildův poloměr, je imaginární kulovitý povrch zvaný horizont událostí. Gravitace pod horizontem událostí směrem k singularitě je tak silná, že jí nic – dokonce ani světlo – nedokáže uniknout.
V následujících desetiletích se teorie černých děr rozvíjela různými směry, avšak černé díry byly vesměs považovány za zcela černé, tedy nevydávající žádné světlo.
Virtuální částice
V roce 1974 se v teorii černých děr odehrála velká změna. Britský fyzik
Stephen Hawking předpověděl, že černé díry vyzařují částice, dnes zvané Hawkingovo záření. Hawking tedy prohlašoval, že černé díry nejsou tak docela černé, protože vydávají nějaký druh záření (ne nutně světla). Kvantová teorie předpovídá, že v prostoru se neustále z ničeho vynořují dvojice „virtuálních“ částic a jejich antičástic a vzápětí spolu anihilují (navzájem se vyruší zpět do nicoty). Jedna částice z páru má vždy kladnou a druhá zápornou energii. Některé z těchto párů částiceantičástice se mohou objevit těsně nad horizontem událostí černé díry. Potom je možné, že jeden z členů páru unikne a může být pozorován jako vyzáření (kladné) energie, zatímco druhý spadne do černé díry. Aby celková energie soustavy zůstala nezměněná, musí mít částice, která spadne do černé díry, zápornou energii. To znamená, že černé díry pomalu ztrácejí hmotuenergii – mluví se o vypařování černých děr. Hawkingovo záření zatím zůstává teoretickou předpovědí. Ukáželi se, že skutečně existuje, bude to znamenat, že černé díry nejsou věčné, což má dopad na osud vesmíru, protože se soudilo, že černé díry by měly patřit k posledním objektům jeho existence. ■
V KONTEXTU
KLÍČOVÝ VÝZKUM
Vesmírný dalekohled
Jamese Webba (od 2002)
PŘEDTÍM
1935 Karl Jansky ukázal, že k výzkumu vesmíru lze využít i jiné záření než světlo.
1946 Lyman Spitzer navrhl umístit dalekohled do vesmíru, kde není pozorování rušeno atmosférou.
1998 Sloanova digitální přehlídka oblohy začala vytvářet 3D mapu galaxií.
Extrémně velkého dalekohledu s průměrem primárního zrcadla 39 m.
2016 Tým LIGO oznámil objev gravitačních vln, které by mohly poskytnout ještě hlubší pohled do vesmíru než JWST.
OHLÉDNUTÍ PŘES 13,5 MILIARDY ROKŮ
STUDIUM VZDÁLENÝCH HVĚZD
Viz též: Radioastronomie 179 ■ Vesmírné dalekohledy 188–195 ■ Digitální pohled na oblohu 296 ■ Gravitační vlny 328–331 ■ Lagrange (životopis) 336
Toto rozpínání roztáhlo světlo na infračervené záření
Vesmírný dalekohled
Jamese Webba (JWST) by navržen jako nejvýkonnější astronomický nástroj ve vesmíru, schopný dohlédnout dokonce ještě dál než Hubbleův vesmírný dalekohled. Jde o infračervený dalekohled vybavený 6,5metrovým pozlaceným zrcadlem a pojmenovaný v roce 2002 po řediteli NASA v době programu Apollo. Bude schopen dohlédnout do vzdálenosti přes 13,5 miliardy světelných roků, tedy do doby vzniku prvních hvězd ve vesmíru. JWST byl schválen v roce
Umělecké představě Vesmírného dalekohledu Jamese Webba dominuje pětivrstvá sluneční clona umístěná pod dalekohledem. Berylliové zrcadlo je pozlacené pro co nejdokonalejší odrazivost.
1995 jako nástupce Hubbleova dalekohledu a k jeho dokončení vedla dlouhá cesta s mnoha technickými nástrahami. V roce 2018, kdy měl podle plánu letět do vesmíru, byl jeho start odložen na rok 2020. Umístěn bude do Lagrangeova bodu 2 asi 1,5 milionu kilometrů za dráhou Země ve směru od Slun
ce. L2 je místo, kde gravitační vlivy Slunce a Země společně táhnou obíhající těleso stejnou úhlovou rychlostí jako Země, takže spolu s ní oběhne Slunce přesně jednou za rok.
To znamená, že JWST bude převážně skryt v zemském stínu, a bude tak chráněn před slunečním teplem, což mu umožní měřit velmi slabé infračervené zdroje ve vesmíru. NASA tvrdí, že dalekohled by byl schopen detekovat teplo vydávané letícím čmelákem na Měsíci.
Hledání tepla
Obří zrcadlo JWST je plochou sedmkrát větší než zrcadlo Hubbleova dalekohledu a namísto z leštěného skla je z 18 šestiúhelníků vyrobených z beryllia, aby jeho odrazivost byla co největší. Jeho plocha 25 m 2 je příliš velká, než aby mohlo být vyneseno rozevřené, takže se rozprostře až na oběžné dráze.
Aby dokázaly zaznamenat slabé tepelné známky vzdálených hvězd, musí být detektory dalekohledu neustále chlazeny na extrémně nízkou teplotu, jež nesmí překročit –223 °C. Aby toho šlo dosáhnout, má JWST tepelný štít o velikosti tenisového kurtu. I ten se rozvine až ve vesmíru. Je vyroben z pěti vrstev lesklého plastu, který odrazí většinu dopadajícího světla a tepla.
Světlo prvních hvězd se šířilo rozpínajícím se prostorem. Infračervené záření je ze Země skoro neviditelné
Abychom tyto hvězdy spatřili, musíme do vesmíru umístit obří infračervený dalekohled
Veškeré teplo, které projde první vrstvou, bude vyzářeno stranou následujícími vrstvami, takže téměř žádné se nedostane k samotnému dalekohledu.
První světlo
Světelné vlny prvních hvězd byly během svého šíření rozpínajícím se vesmírem silně protaženy a změnily se z viditelného světla v infračer
vené záření, takže to je primárním cílem pozorování JWST. Současně bude toto ultracitlivé oko na infračervené obloze sledovat tři další hlavní cíle: bude studovat utváření galaxií v průběhu miliard roků, pozorovat zrod hvězd a planet a sbírat údaje o mimoslunečních planetách. NASA doufá, že tento epochální dalekohled bude pracovat nejméně 10 roků. ■
dráha Země oběžná dráha Měsíce oběžná dráha JWST
James Webb nebude umístěn přímo v L2, ale bude obíhat kolem něj po „halo“ dráze. Lagrangeovy body jsou body v soustavě dvou velkých těles obíhajících kolem společného těžiště, do nichž lze umístit malé těleso, jež poté nemění svou polohu vůči velkým tělesům. V soustavě Slunce–Země je pět takových bodů.
V KONTEXTU
KLÍČOVÝ VÝZKUM
Extrémně velký dalekohled (od 2014)
PŘEDTÍM
1610 Galileo Galilei provedl první astronomické pozorování s pomocí dalekohledu.
1668 Isaac Newton postavil první použitelný zrcadlový dalekohled.
1946 Lyman Spitzer navrhl umístit dalekohled do vesmíru.
1990 Vypuštěn Hubbleův vesmírný dalekohled.
POTOM
2015 V Chile začala pod americkým vedením stavba 22metrového Obřího Magellanova dalekohledu.
2016 Projekt LIGO zachytil vesmírné gravitační vlny ze srážky vesmírných těles.
2018 Vesmírný dalekohled Jamese Webba se stane největším teleskopem vypuštěným do vesmíru.
NEJVĚTŠÍ OKO UPŘENÉ K OBLOZE
JAK POHLÉDNOUT DÁL DO VESMÍRU
hvězd 304–305
Navzdory svému názvu stojí Evropská jižní observatoř (ESO) v severním Chile v pouštní vysokohorské oblasti, kde panují ideální podmínky pro pozemní astronomii. Tato společná organizace 15 evropských zemí, Brazílie a Chile posouvá hranice astronomie již půl století.
Velké dalekohledy
ESO dává svým dalekohledům doslovná jména. V roce 1989 začal pracovat Dalekohled nové technologie (New Technology
Evropská jižní observatoř
Organizace založená v roce 1962 má 17 členských států: Belgii, Českou republiku, Dánsko, Finsko, Francii, Itálii, Německo, Nizozemsko, Polsko, Portugalsko, Rakousko, Španělsko, Švédsko, Švýcarsko, Velkou Británii, Chile a Brazílii. Nachází se v chilské poušti Atacama, která byla zvolena pro svou jasnou a vlhkosti prostou oblohu a absenci světelného znečištění. Ředitelství ESO se nachází nedaleko Mnichova v Německu, avšak pracovní základnou je
Telescope, NTT), u nějž je onou technologií adaptivní optika, která snižuje mihotání pozorovaných objektů v důsledku turbulencí atmosféry. V roce 1999 byl uveden do provozu Velmi velký dalekohled (Very Large Telescope, VLT), skládající se ze čtyř 8,2metrových zrcadlových dalekohledů, které lze používat společně. V roce 2003 následoval radioteleskop Atacama Large Millimeter Array (ALMA) s 66 anténami. Šlo o dosud největší program ESO a největší pozemní astronomický projekt
observatoř Paranal, ultramoderní vědecké centrum ve vzdálené poušti. Podzemní obytné prostory observatoře si zahrály jako padouchovo doupě v bondovce Quantum of Solace z roku 2008. Stavba Extrémně velkého dalekohledu bude stát 1 miliardu eur. ESO vsadila na tento projekt po zamítnutí ještě mnohem dražšího Dalekohledu mimořádně velkých rozměrů (OverWhelmingly Large Telescope, OWL) s primárním zrcadlem o průměru 100 m.
všech dob. V roce 2014 se nicméně ESO rozhodla financovat stavbu Extrémně velkého dalekohledu (Extremely Large Telescope, ELT). Po dokončení v roce 2024 bude největším kdy postaveným optickým dalekohledem s rozlišením patnáctkrát lepším, než má Hubbleův vesmírný dalekohled (viz 172–177).
Obří zrcadlo
ELT bude mít neobvyklou pětizrcadlovou konstrukci uvnitř kupole o velikosti poloviny fotbalového stadionu. Primární zrcadlo (M1) bude shromažďovat viditelné a blízké infračervené světlo a bude sestávat z 798 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1,45 m. Jeho vnější průměr bude 39,3 m. Pro srovnání, Hubbleovo primární zrcadlo měří 2,4 m; dokonce i sekundární zrcadlo
ELT (M2) bude mít průměr přes 4,2 m. Tvar M1 bude možné jemně upravovat, a tak opravovat zkřivení způsobené teplotními změnami a působením gravitace na dalekohled při jeho nastavení do různých poloh. M2 bude odrážet světlo otvorem ve čtvrtém zrcadle (M4) na třetí zrcadlo (M3).
Od něj se odrazí zpět na M4, jež bude vybaveno adaptivní optikou, která odstraní atmosférické
Kupole ELT je na této umělecké představě otevřená v poušti zalité vycházejícím sluncem. Celá stavba bude 78 metrů vysoká.
chvění obrazu na základě mihotání umělé „hvězdy“, kterou na obloze vytvoří laserový paprsek. M4 bude umět změnit svůj tvar tisíckrát za sekundu s použitím 8 000 pod ním umístěných pístů.
sekundární zrcadlo (M2)
páté zrcadlo (M5)
Poslední zrcadlo M5 bude obraz odrážet do kamery. ELT bude pracovat v užším pásu spektra než vesmírné dalekohledy, ale bude shromažďovat světlo v mnohem větším měřítku. Ve výsledku bude schopen pozorovat exoplanety, protoplanetární disky (včetně jejich chemismu), černé díry a první galaxie mnohem podrobněji než jakýkoliv přístroj před ním. ■
primární zrcadlo (M1)
čtvrté zrcadlo (M4)
Srdcem složité zrcadlové soustavy ELT je obří disk primárního zrcadla: soustředí třináctkrát více světla než největší dnes existující optické dalekohledy a bude mu pomáhat šest laserových umělých hvězd.
