Úvod

Vesmír je nepredstaviteľne veľký

Vesmírny priestor je obrovský a podľa bežných ľudských meradiel je ťažké si predstaviť už vzdialenosti v rámci slnečnej sústavy, nieto medzi hviezdami alebo galaxiami. Meranie vzdialeností vo vesmíre je navyše všeobecne pomerne ťažké a ako bolo povedané v predchádzajúcich častiach, aby sme mohli pracovať s „rozumne“ veľkými číslami, používame na rôznych škálach rôzne jednotky. Zatiaľ čo na Zemi a v jej okolí si vystačíme so stovkami a tisíckami kilometrov, v rámci slnečnej sústavy je najnázornejšia astronomická jednotka, za hranicami slnečnej sústavy svetelné roky alebo parseky a ich násobky (kly, Mly, Gly, kpc, Mpc). Obvykle kozmický priestor delíme na medziplanetárny (v rámci slnečnej sústavy, popr. podobných sústav exoplanét v okolí iných hviezd), medzihviezdny a medzigalaktický.

Nielen známeho nemeckého filozofa Immanuela Kanta (1724 – 1804) napĺňalo hviezdne nebo úžasom. Ľudia odpradávna vnímali obrovskú veľkosť (aj keď si ju len ťažko dokázali predstaviť a od staroveku po dnešok opakovane zisťovali, že je vesmír oveľa väčší, než si mysleli). Obdivovali aj zoskupenie hviezd (dnes označované ako súhvezdia) a vymysleli aj rad mýtov o ich vzniku (aj my si pri pohľade na Persea, súhvezdie Kassiopea alebo Orión pripomíname postavy z antickej gréckej mytológie). Hviezdy zjavne nie sú na oblohe rozmiestnené rovnomerne, ale zhlukujú sa spolu. Moderné ďalekohľady odhalili, že dokonca aj galaxie sa vďaka vzájomnému gravitačnému priťahovaniu zhlukujú do zložitých obrazcov a vytvárajú skupiny, kopy galaxií aj nesmierne dlhé vlákna tiahnuce sa stovky miliónov svetelných rokov.

Vzdialenosti vo vesmíre

Galaxia Mliečna dráha

Naše Slnko a 200 miliárd ďalších hviezd tvorí našu Galaxiu čiže Mliečnu dráhu. Keby sme sa na ňu mohli pozrieť z veľkej vzdialenosti milióna svetelných rokov, uvideli by sme, že hviezdy sú v nej usporiadané do tvaru disku s priemerom vyše 100 000 ly. Podobný tvar vidíme aj u niektorých iných galaxií, napr. M31 v súhvezdí Andromedy. Naša slnečná sústava je od stredu Galaxie vzdialená približne 30 000 ly (Obr. 1), obieha okolo neho (a tým aj každý z nás) obrovskou rýchlosťou 230 km/s a jeden taký obeh vykoná raz za 240 miliónov rokov.

Podobne ako hviezdy, aj galaxie sa združujú do väčších celkov. Naša Galaxia spolu s Veľkou galaxiou M31 v Andromede, galaxiou v M33 v Trojuholníku a tromi desiatkami ďalších menších galaxií tvorí osamotenú sústavu, tzv. Miestnu skupinu galaxií. Galaxia M31 sa k  našej Galaxii približuje rýchlosťou 200 km/s  a  približne za miliardu rokov sa zrazí s Mliečnou dráhou. Ďalšími známymi „členmi“ našej miestnej skupiny sú nepravidelné galaxie Veľké a Malé Magellanovo mračno, trpasličie nepravidelné galaxie vzdialené od našej Galaxie asi 200 000 ly. Niekedy miestnu skupinu nazývame Miestnou kopou galaxií (Obr. 8), najväčší zástupcovia v nej sú naša Galaxia a galaxia M31 v Andromede.

Obria kopa galaxií v súhvezdí Panny je od našej Mliečnej dráhy vzdialená asi 60 000 000 ly. Tvorí stred miestnej superkopy galaxií, ktorej niekedy hovoríme supergalaxia. Tá obsahuje rádovo 100 000 galaxií v priestore s rozmermi 100 miliónov ly. Dnes sú známe desiatky supergalaxií, ktoré sa nachádzajú v uzloch rozmiestnenia galaxií (na Obr. 9 vidíme, že štruktúra rozmiestnenia tak trochu pripomína spleť siete hubových vlákien).

Dnes sme schopní nahliadnuť do veľmi vzdialených oblastí vesmíru (a tým aj hlboko do jeho minulosti). Príkladom je Hubbleove extrémne hlboké pole (eXtreme Deep Field, alebo XDF), snímka malej oblasti hlbokého vesmíru v  súhvezdí Pec (Fornax) zložená z údajov nameraných v rokoch 2003 – 2004. Ide o obraz veľmi vzdialeného vesmíru, ktorý dovoľuje nahliadnuť až o 13 miliárd rokov späť do minulosti a hľadať galaxie (celkovo viac ako 5 000 tisíc v malej oblasti oblohy), z ktorých niektoré existovali už medzi 400 a 800 miliónmi rokov po veľkom tresku (Obr. 10).

História merania vzdialeností vo vesmíre

Pre rôzne vzdialenosti používame aj iné princípy merania. Už pred viac ako 2 200 rokmi Eratosthenes z Kyrény určil obvod Zeme (a tým aj jej polomer). Približne v rovnakom čase Aristarchos zo Sama pomocou dômyselnej úvahy odhadol, že Mesiac má polomer 3,7-krát menší ako Zem a jeho vzdialenosť od Zeme zodpovedá asi šesťdesiatnásobku zemského polomeru. Presnejšie určenie vzdialenosti Zem – Slnko bolo už náročnejším problémom. Aj keď sa k dnešnej hodnote pomerne blízko dopočítal už Christian Huygens v roku 1659, k všeobecnej zhode sa dospelo až v 2. polovici 19. storočia. V roku 1838 Friedrich Wilhelm Bessel zmeral prvú paralaxu hviezdy 61 Cygni (zvolil ju kvôli veľkému vlastnému pohybu po oblohe 5,2“ za rok, z čoho usudzoval, že ide o hviezdu blízku; podľa dnešných meraní sa nachádza vo vzdialenosti asi 11 ly). Ďalší povestný krok do vzdialeného vesmíru urobil v roku 1925 americký astronóm Edwin Hubble, keď odhadol vzdialenosť galaxie M31 na milión ly (podľa dnešných meraní je to dokonca 2 500 000 Mly).

Menšie vzdialenosti v rámci slnečnej sústavy meriame pomocou radaru alebo laseru, vzdialenosť Zem – Mesiac poznáme vďaka tomu s presnosťou na niekoľko milimetrov. Približne do vzdialenosti 1 000 ly možno použiť paralaxu. Družica Hipparchos, nazvaná po slávnom antickom gréckom astronómovi premerala v rokoch 1989 – 1993 paralaxy 120 000 hviezd. Prebiehajúce meranie družice Gaia vypustenej v roku 2013 by malo určiť s veľkou presnosťou vzdialenosti asi jednej miliardy hviezd.

Na určenie väčších vzdialeností využívame zákonitosti, že vzdialenejšie hviezdy sú pre nás menej jasné – z inak rovnakej hviezdy nachádzajúcej sa v dvojnásobnej vzdialenosti zachytíme na rovnakej ploche štyrikrát menej energie žiarenia. Potrebujeme ale zistiť, akú svietivosť hviezda má (t. j. koľko energie za sekundu vyžiari). Pre Slnko je hodnota svietivosti obrovská: 4 · 1026 W (JE Temelín má výkon 2 · 10⁹ W). Taký zdroj, pri ktorom poznáme alebo vieme spočítať svietivosť, označujeme ako štandardná sviečka (Obr. 11).

Cefeidy a supernovy

Ako štandardné sviečky môžeme použiť cefeidy, pulzujúce premenné hviezdy, u ktorých môžeme ľahko zmerať periódu zmien ich jasnosti na oblohe, ktorá súvisí so svietivosťou cefeid. Ak zmeriame periódu kolísania jasnosti, môžeme dopočítať svietivosť cefeidy. Podľa skutočnej jasnosti a  zistenej svietivosti potom môžeme určiť ich vzdialenosť. Cefeida využila prvýkrát na meranie vzdialenosti Henrietta Swan Leavittová v roku 1912. Za pomoci cefeid objavil aj Edwin Hubble v roku 1929 rozpínanie vesmíru.

Iným typom štandardných sviečok môžu byť supernovy typu Ia, ktoré môžeme pozorovať na vzdialenosť nielen miliónov, ale dokonca miliárd svetelných rokov. Ide o konečnú fázu tesnej dvojhviezdy, z ktorých jedna je bielym trpaslíkom a druhá obrom (popr. nadobrom). Ak dochádza k prenosu látky z obrej hviezdy na bieleho trpaslíka, zväčšuje biely trpaslík svoju hmotnosť a keď prekročí hodnotu 1,4 hmotnosti Slnka, dôjde ku gigantickej explózii, pri ktorej sa v priebehu niekoľkých sekúnd uvoľní viac energie, než by vyžiarili stovky miliárd sĺnk. Cefeidy a supernovy Ia sú tak dôležitou súčasťou kozmického „rebríka vzdialeností“ (Obr. 12).

Nekonečnosť vesmíru

Je kozmický priestor nekonečný? Odpoveďou si nie sme istí, predpokladáme však, že vesmír nemá žiadnu hranicu (ťažko si takú značku „koniec vesmíru“ dokážeme predstaviť, aj čo by malo byť za ňou) – musí byť teda buď nekonečný alebo uzavretý podobne ako guľatý povrch Zeme, ktorú možno oboplávať alebo obletieť dookola. Vesmír tiež nepozorujeme celý, ale iba jeho časť, tzv. pozorovateľný vesmír. Jeho hranica je daná konečnou rýchlosťou svetla – môžeme pozorovať len takú časť vesmíru, z ktorej k nám svetlo (príp. iné elektromagnetické žiarenie) za dobu existencie vesmíru (asi 14 miliárd rokov) stihlo doletieť.

Zdalo by sa, že polomer pozorovateľného vesmíru bude zodpovedať práve hodnote 14 Gly. V roku 1929 však Edwin Hubble objavil ešte jednu dôležitú vlastnosť nášho vesmíru, priestor v ňom sa rozpína, vzdialenosti medzi galaxiami sa zväčšujú a objekt, ktorý bol napr. pred 13 miliardami rokov vo vzdialenosti 13 Gly sa dnes nachádza oveľa ďalej. Polomer pozorovateľného vesmíru preto odhadujeme na 45 Gly (Obr. 13).