Úvod

Vesmír je nepředstavitelně veliký

Vesmírný prostor je obrovský a podle běžných lidských měřítek je obtížné si představit už vzdálenosti v rámci sluneční soustavy, natož mezi hvězdami nebo galaxiemi. Měření vzdáleností ve vesmírů je navíc obecně poměrně obtížné a jak bylo řečeno v předchozích částech, abychom mohli pracovat s „rozumně“ velkými čísly, používáme na různých škálách různé jednotky. Zatímco na Zemi a v jejím okolí vystačíme se stovkami a tisíci kilometrů, v rámci sluneční soustavy je nejnázornější astronomická jednotka, za hranicemi sluneční soustavy světelné roky nebo parseky a jejich násobky (kly, Mly, Gly, kpc, Mpc).Obvykle kosmický prostor dělíme na meziplanetární (v rámci sluneční soustavy, popř. podobných soustav exoplanet v okolích jiných hvězd), mezihvězdný a mezigalaktický. 

Nejen známého německého filozofa Immanuela Kanta (1724–1804) naplňovalo hvězdné nebe úžasem. Lidé od pradávna vnímali obrovskou velikost (i když si ji jen těžko dovedli představit a od starověku po dnešek opakovaně zjišťovali, že je vesmír mnohem větší, než si mysleli). Obdivovali i uskupení hvězd (dnes označovaná jako souhvězdí) a vymysleli i řadu mýtů o jejich vzniku (i my si při pohledu na Persea, souhvězdí Kassiopeji nebo Orion připomínáme postavy z antické řecké mytologie). Hvězdy zjevně nejsou na obloze rozmístěny rovnoměrně, ale shlukují se spolu. Moderní dalekohledy odhalily, že dokonce i galaxie se díky vzájemnému gravitačnímu přitahování shlukují do složitých obrazců a vytvářejí skupiny, kupy galaxií i nesmírně dlouhá vlákna táhnoucí se stovky milionů světelných let.

Vzdálenosti ve vesmíru

Galaxia Mliečna dráha

Naše Slunce a 200 miliard dalších hvězd tvoří naši Galaxii neboli Mléčnou dráhu. Kdybychom se na ni mohli podívat z velké vzdálenosti miliónu světelných let, uviděli bychom, že hvězdy jsou v ní uspořádány do tvaru disku o průměru přes 100 000 ly. Podobný tvar vidíme i některých jiných galaxií, např. M31 v souhvězdí Andromedy. Naše sluneční soustava je od středu Galaxie vzdálena přibližně 30 000 ly (obr. 1), obíhá kolem něho (a tím i každý z nás) obrovskou rychlostí 230 km/s a jeden takový oběh vykoná jednou za 240 milionů roků.

Podobně jako hvězdy, i galaxie se sdružují ve větší celky. Naše Galaxie spolu s Velkou galaxií M31 v Andromedě, galaxií v M33 v Trojúhelníku a třemi desítkami dalších menších galaxií tvoří osamocenou soustavu, tzv. Místní skupinu galaxií. Galaxie M31 se k naší Galaxii přibližuje rychlostí 200 km/s a přibližně za miliardu let se srazí s Mléčnou dráhou. Dalšími známými „členy“ naší místní skupiny jsou nepravidelné galaxie Velké a Malé Magellanovo mračno, trpasličí nepravidelné galaxie vzdálené od naší Galaxie asi 200 000 ly. Někdy místní skupinu nazýváme Místní kupou galaxií (obr. 2), největšími zástupci v níjsou naše Galaxie a galaxie M31 v Andromedě.

Obří kupa galaxií v souhvězdí Panny je od naší Mléčné dráhy vzdálena asi 60 000 000 ly. Tvoří střed Místní nadkupy galaxií, které někdy říkáme Supergalaxie. Ta obsahuje řádově 100 000 galaxií v prostoru o rozměrech 100 milionů ly. Dnes jsou známy desítky supergalaxií, které se nacházejí v uzlech rozmístění galaxií (na obr. 3 vidíme, že struktura rozmístěnítak trochu připomíná spleť sítě houbových vláken). 

Dnes jsme schopni nahlédnout do velmi vzdálených oblastí vesmíru (a tím i hluboko do jeho minulosti). Příkladem je Hubbleovo extrémně hluboké pole (eXtremeDeepField, nebo XDF), snímek malé oblasti hlubokého vesmíru v souhvězdí Pece (Fornax) složený z údajů naměřených v letech 2003–2004. Jedná se o obraz velmi vzdáleného vesmíru, který dovoluje nahlédnout až o 13 miliard let zpět do minulosti a hledat galaxie (celkem přes 5 000 tisíc v malé oblasti oblohy), z nichž některé existovaly již mezi 400 a 800 miliony let po velkém třesku (obr. 4).

Historie měření vzdáleností ve vesmíru

Pro různé vzdálenosti používáme i jiné principy měření. Už před více než 2 200 lety Eratosthenés z Kyrény určil obvod Země (a tím i její poloměr). Přibližně ve stejné době Aristarchos ze Samu pomocí důmyslné úvahy odhadl, že Měsíc má poloměr 3,7× menší než Země a jeho vzdálenost od Země odpovídá asi šedesátinásobku poloměru zemského. Přesnější určení vzdálenosti Země–Slunce bylo už náročnějšímu problémem. I když se k dnešní hodnotě poměrně blízko dopočítal už Christian Huygens v roce 1659, k obecné shodě se dospělo až ve 2. polovině 19. století. V roce 1838 Friedrich Wilhelm Bessel změřil první paralaxu hvězdy 61 Cygni (zvolil ji kvůli velkému vlastnímu pohybu po obloze 5,2“ za rok, z čehož usuzoval, že jde o hvězdu blízkou; podle dnešních měření se nachází ve vzdálenosti asi 11 ly). Další pověstný krok do vzdáleného vesmíru učinil v 1925 americký astronom Edwin Hubble, když odhadl vzdálenost galaxie M31 na milion ly (podle dnešních měření je to dokonce 2 500 000 Mly).

Menší vzdálenosti v rámci sluneční soustavy měříme pomocí radaru nebo laseru, vzdálenost Země–Měsíc známe díky tomu s přesností na několik milimetrů. Přibližně do vzdálenosti 1 000 ly lze použít paralaxu. Družice Hipparchos, nazvaná po slavném antickém řeckém astronomovi proměřila v letech 1989–1993 paralaxy 120 000 hvězd. Probíhající měření družice Gaia vypuštěné v roce 2013 by mělo určit s velkou přesností vzdálenosti asi jedné miliardy hvězd. 

Pro určení větších vzdáleností využíváme zákonitosti, že vzdálenější hvězdy jsou pro nás méně jasné – z jinak stejné hvězdy nacházející se ve dvojnásobné vzdálenosti zachytíme na stejné ploše 4× méně energie záření. Potřebujeme ale zjistit, jaký zářivý výkon hvězda má (tj. kolik energie za sekundu vyzáří). Pro Slunce je hodnota zářivého výkonu obrovská: 4 · 10²⁶ W (JE Temelín má výkon 2 · 109 W). Takový zdroj, u něhož známe nebo do vede spočítat zářivý výkon, označujeme jako standarní svíčka (obr. 5).

Cefeidy a supernovy

Jako standardní svíčky můžeme použít cefeidy, pulsující proměnné hvězdy, u kterých můžeme snadno změřit periodu změn jejich jasnosti na obloze, která souvisí se zářivým výkonem cefeid. Pokud změříme periodu kolísání jasnosti, můžeme dopočítat zářivý výkon cefeidy. Podle skutečného jasnosti a zjištěného zářivého výkonu pak můžeme určit jejich vzdálenost. Cefeidy využila poprvé k měření vzdálenosti Henrietta SwanLeavittová v roce 1912. Za pomoci cefeid objevil také Edwin Hubble v roce 1929 rozpínání vesmíru. 

Jiným typem standardních svíček mohou být supernovy typu Ia, které můžeme pozorovat na vzdálenost nejen miliónů, ale dokonce miliard světelných let. Jde o konečnou fázi těsné dvojhvězdy, z nichž jedna je bílým trpaslíkem a druhá obrem (popř. veleobrem). Docházíli k přenosu látky z obří hvězdy na bílého trpaslíka, zvětšuje bílý trpaslík svou hmotnost a když překročí hodnotu 1,4 hmotnosti Slunce, dojde ke gigantické explozi, při níž se během několika sekund uvolní více energie, než by vyzářily stovky miliard sluncí. Cefeidy a supernovy Ia jsou tak důležitou součástí kosmického „žebříku vzdáleností“ (obr. 6). 

Je kosmický prostor nekonečný? Odpovědí si nejsme jisti, předpokládáme ale, že vesmír nemá žádnou hranici (těžko si takovou „značku konec vesmíru“ dovedeme představit i co by mělo být za ní) – musí být tedy buď nekonečný nebo uzavřený podobně jako kulatý povrch Země, kterou lze obeplout nebo obletět kolem dokola. Vesmír také nepozorujeme celý, ale pouze jeho část, tzv. pozorovatelný vesmír. Jeho hranice je dána konečnou rychlostí světla – můžeme pozorovat jen takovou část vesmíru, z níž k nám světlo (popř. jiné elektromagnetické záření) za dobu existence vesmíru (asi 14 miliard let) stihlo doletět.

Zdálo by se, že poloměr pozorovatelného vesmíru bude odpovídat právě hodnotě 14 Gly. V roce 1929 však Edwin Hubble objevil ještě jednu důležitou vlastnost našeho vesmíru, prostor v něm se rozpíná, vzdálenosti mezi galaxiemi se zvětšují a objekt, který byl např. před 13 miliardami let ve vzdálenosti 13 Gly se dnes nachází mnohem dál. Poloměr pozorovatelného vesmíru proto odhadujeme na 45 Gly (obr. 7).