Cefeidy – standardní svíčky pro určení vzdálenosti ve vesmíru

Cefeidy jsou proměnné hvězdy, jejichž absolutní svítivost velice přesně koreluje s periodou jejich světelných změn. Pokud tak určíme relativní svítivost cefeidy pozorovanou na Zemi a periodu jejích světelných změn, můžeme určit vzdálenost cefeidy od Země. Absolutní svítivost cefeid lze určit u těch blízkých, kdy můžeme změřit jejich paralaxu a určit tak i jejich vzdálenost.

Metoda určení vzdálenosti pomocí paralaxy hvězdy využívá toho, že se během pohybu Země okolo Slunce mění úhel, pod kterým vidíme blízkou hvězdu, a tedy i její poloha na pozadí velmi vzdálených hvězd. Obraz hvězdy tak během roku na pozadí velmi vzdálených hvězd opisuje malou elipsu. Vzdálenost i těch nejbližších hvězd je však tak velká, že měřený úhel, pod kterým bychom z hvězdy viděli průměr dráhy Země okolo Slunce, a který měříme při sledování pohybu hvězdy na pozadí velmi vzdálených hvězd, je velmi malý. Jde tak o velmi náročná a extrémně přesná astrometrická měření.

 

Tato metoda funguje jen v naší Galaxii, a to ještě jen v její části, která není příliš vzdálená od Sluneční soustavy. Vrcholným přístrojem pro jejich měření je astrometrická družice Gaia, která pracuje ve vesmíru na dráze v blízkosti libračního bodu L2. Na konci roku 2023 slavila první desetiletí úspěšného měření a palivo pro stabilizační motorky by ji mělo vydržet do druhé čtvrtiny roku 2025. Observatoř Gaia se zaměřuje na velice přesná měření poloh a pohybů hvězd, ať už vlastních, nebo způsobených paralaxou. Navazuje na předchozí astrometrickou misi Hipparcos, která pracovala na vysoce eliptické dráze okolo Země mezi léty 1989 až 1993.

 

Zatímco katalog mise Hipparcos obsahuje okolo miliónu hvězd s přesně určenou polohou, astrometrický katalog observatoře Gaia obsahuje už téměř dvě miliardy hvězd s měřenými polohami (přesněji na konci minulého roku už překročil miliardu a osm set milionů). Jde o zatím jen těžko představitelné číslo, i když pořád jsme jen u zhruba jednoho procenta celkového počtu hvězd v Galaxii.

 

Roste tak i počet hvězd se známými paralaxami a tím i vzdálenostmi. Mezi nimi jsou pak i cefeidy. Družice Hipparcos mohla určovat paralaxy hvězd pouze do vzdálenosti zhruba 1600 světelných let, paralaxu se i tak podařilo určit u více než 100 000 hvězd. U Gaii je možné určovat paralaxy až do vzdálenosti okolo 30 000 sv. l, což je téměř vzdálenost ke středu naší Galaxie. Ovšem dosah a přesnost v konkrétních případech závisí na jasnosti hvězdy a také, jak hvězdy v blízkém okolí ovlivňují měření. Připomeňme, že paralaxy pro hvězdy ve vzdálenostech blížících se 10 000 světelných let dokázal určovat i Hubblův teleskop.

 

Zde však šlo jen o specifické případy a týkalo se to reálně jen malého počtu hvězd. Gaia má naopak potenciál určit paralaxy velmi velkého počtu hvězd. U cefeid je velkou výhodou, že jde o velmi jasné hvězdy. Problémem je, že jde o velmi vzácný typ hvězd, takže i jejich počet v Galaxii je omezený. Gaia určila paralaxy několik stovek těchto proměnných hvězd.

 

 

Cefeidy jsou velmi jasné hvězdy, jejich svítivost je zhruba sto tisíckrát větší, než je svítivost Slunce. Je tak možné je identifikovat i v relativně velmi vzdálených galaxiích. Postupně se zjistilo, že existují dva typy cefeid. Klasické cefeidy reprezentují například delta Kefea, ale také eta Vodnáře, zeta Blíženců, RT Vozky nebo beta Mečouna. Jako cefeidy typu II lze zmínit W Panny nebo BL Herkula. Existují i anomální cefeidy.

 

Pro zjištění, kolik máme různých typů cefeid a v čem se různí, je potřeba dostatečně velkou statistiku jejich pozorování, a hlavně určení jejich paralax a vzdáleností. Je potřeba znát co nejpřesněji jejich odlišné vlastnosti, aby bylo možné identifikovat snadno typ nově pozorované cefeidy. Observatoř Gaia velmi významně počet cefeid s určenou paralaxou zvýšila. Pozorování pomoci různých filtrů zároveň umožňuje určovat například metalicitu (příměs prvků těžších než hélium) cefeidy. To může být jeden z parametrů, který ovlivňuje vztah mezi svítivosti cefeidy a periodou jejich změn. Právě takové studie byly jedny z raných zajímavých výsledků založených na datech z observatoře Gaia.

 

Pozorování cefeid – zlomový přístroj byl Hubblův teleskop

Zatím se dařilo identifikovat jednotlivé cefeidy a spolehlivě určovat vzdálenost galaxií do hodnot až téměř 150 milionů světelných let. U těch nejvzdálenějších jde o práci Hubblova vesmírného teleskopu. Díky umístění ve vesmírném prostoru má velmi „ostrý zrak“. A dokáže tak identifikovat jednotlivé hvězdy i u vzdálenějších galaxií. Je tak možné vybrat vhodnou galaxii a identifikovat v ni co největší počet cefeid. U nich pak identifikovat jejich typ a určit periodu změn jasnosti a relativní svítivost. I proto, že rozměry galaxií jsou vzhledem k jejich vzájemným vzdálenostem velmi malé, získáme tak relativně velmi přesnou hodnotu vzdálenosti galaxie.

Zároveň lze určit rudý posuv galaxie a můžeme tak určit vztah mezi rudým posuvem způsobeným rozpínáním našeho Vesmíru a vzdáleností galaxie. Pro blízké galaxie, kde je hodnota kosmologického rudého posuvu malá, může být celková hodnota změny vlnové délky vyzařovaného světla významně ovlivněna i Dopplerovým posuvem vznikajícím při vlastním pohybu galaxie. Proto je důležité pozorovat cefeidy a určovat vztah mezí rudým posuvem a vzdáleností ve vzdálenostech přesahujících 10 milionů světelných let, kde už je vliv vlastního pohybu galaxie na hodnotu celkové změny vlnové délky vyzařovaného světla malý.

 

Cefeidy tak umožňují studovat rozpínání našeho Vesmíru, jak probíhalo zhruba posledních 100 milionů let. Pokud určíme pomocí cefeid vzdálenosti dostatečného počtu galaxií a určíme pak i jejich rudý posuv, můžeme zjistit průběh vztahu mezi rudým posuvem a vzdáleností. Pro galaxie, kde jsme určení vzdálenosti pomocí cefeid z nějakých důvodů nerealizovali, pak jejich vzdálenost můžeme určit z jejich rudého posuvu.

Právě Hubblův teleskop byl klíčové zařízení, které umožnilo určit pomocí cefeid průběh rozpínání vesmíru až po vzdálenost 100 milionů světelných let a dramaticky zpřesnit hodnotu Hubblovy konstanty. A právě spolehlivost dat z tohoto zařízení je klíčová pro věrohodnost našich kosmologických modelů. Při pozorování cefeid ve vzdálenostech přesahujících 40 milionů světelných let se začíná Hubblův teleskop potýkat s problémem, že rozlišení cefeidy na pozadí s vysokou hustotou hvězd je náročný problém a není jisté, zda vliv svitu hvězd v pozadí nevede k systematickým nejistotám, které mohou ovlivnit naše analýzy vesmírného rozpínání.

 

Webbův teleskop studuje vzdálené cefeidy

Jak bylo zmíněno, má Hubblův teleskop velmi ostrý zrak. Přesto však je zejména v červené oblasti horší a celkově omezený. Rozlišovací schopnost Webbova teleskopu pozorujícího v infračervené oblasti je dramaticky lepší, jeho zrak je ještě ostřejší. Výhodou zároveň je, že infračervené elektromagnetické záření je daleko méně ovlivněno galaktickým a mezigalaktickým plynem, který se vyskytuje mezi námi a cefeidou. Při studiu dané cefeidy tak je svitem hvězd, které se promítají do blízkosti studované cefeidy, a dalšími vlivy měření ovlivněno daleko méně.

 

V současné době byla v časopise The Astrophysical Journal Letters publikována práce, kdy se analýza cefeid ve vzdálených galaxií provedena Hubblovým teleskopem zopakovala s využitím Webbova teleskopu. Autoři se soustředili na ty galaxie, ve kterých se vyskytla supernova Ia typu. V každé z nich se podařilo identifikovat a proměřit více než 70 cefeid, pomoci Webbova teleskopu to bylo většinou i více než u toho Hubblova. Ukázalo se, že výsledná analýza dat z Webbova teleskopu velice dobře potvrzuje výsledky získané pomocí Hubblova teleskopu. Potvrdilo se, že nebyly ovlivněny významnými systematickými nejistotami. Nové výsledky z Webbova teleskopu jsou zároveň přesnější a zmenšují rozptyl dat. Umožní tak zpřesnit určení vzdálenosti daných galaxií a tím i supernov Ia typu. Tím se pak zpřesní určení absolutní svítivosti tohoto typu supernov a přesnost určování vzdálenosti pomocí nich.

 

Supernovy Ia typu pro určení vzdálenosti až k hranicím vesmíru

Předpokládáme, že supernovy Ia typu jsou způsobeny explozí bílého trpaslíka, který je v těsné dvojhvězdě s rudým obrem. Z něj přetéká hmota na bílého trpaslíka a zvětšuje jeho hmotnost. V okamžiku, kdy hmotnost bílého trpaslíka překročí Chandrasekharovu limitu, se trpaslík začne hroutit. To vede k explozi supernovy Ia typu. Vzhledem k tomu, že je přesně definovaná hmotnost, při které k výbuchu dojde, je i přesně dána svítivost jevu. Může tak sloužit jako standardní svíčka pro určování vzdálenosti. Zároveň patří supernovy Ia k těm nejsvítivějším jevům ve vesmíru. Lze je tak pozorovat až k hranicím našeho pozorovaného vesmíru.

 

Právě pomocí supernov Ia bylo objeveno zrychlování rozpínání vesmíru, které je jednou z hlavních evidencí existence temné energie. Proto je velmi důležité ověřování a zpřesňování hodnot jejich absolutních svítivostí.

A právě to lze realizovat pomocí určení vzdálenosti pomocí cefeid, pokud supernova Ia vybuchne relativně blízko.

 

Je však třeba připomenout, že tyto supernovy jsou extrémně vzácné. Nejbližší pozorované byly ve vzdálenostech přes 11 milionů světelných let.

 

Ke kalibrování absolutní svítivosti supernov Ia jich potřebujeme co nejvíce ve vzdálenostech, kde můžeme pozorovat zároveň cefeidy i tyto supernovy. Jde tedy o vzdálenosti mezi 10 až 150 miliony světelných let. Takových bylo zatím pozorováno okolo stovky. To je pořád poměrně omezené množství na to, aby se zde identifikovaly případné odlišné typy. Navíc při hledání odlišností mezi nimi je potřeba co nejlépe proměřit časový průběh změn jejich intenzit i další parametry, jako třeba chemické složení. Právě chemické složení by svítivost mohlo ovlivňovat. Zároveň se uvažuje, že by některé supernovy Ia mohly být splynutím binárních bílých trpaslíků. I v tomto případě by se absolutní svítivost mohla lišit.

Velice pozitivní je, že pokrok v pozorovacích technikách dramaticky zvýšil počet pozorovaných supernov. Zatímco v roce 2000 se za rok pozorovalo okolo 200 supernov, v posledních pěti letech je to ročně okolo 20 000. Většina z nich je pochopitelně ve velmi velkých vzdálenostech. Připomeňme, že objem i statistika rostou se vzdálenosti s třetí mocninou.

Je jasné, že počet pozorovaných supernov Ia typu ve vzdálenosti do 150 milionů světelných let dramaticky neroste. V současnosti je to mezi 5 až 10 ročně.

 

Závěr

Webbův teleskop se ukázal jako velmi efektivní nástroj pro pozorování vzdálených cefeid. Plně potvrdil kalibraci vzdáleností galaxií s výskytem pozorování supernovy Ia typu, kterou realizoval Hubblův teleskop, a dále ji zpřesnil. Je jasné, že v budoucnu umožní pozorování cefeid i ve vzdálenějších galaxiích, než tomu bylo možné u Hubblova teleskopu. Pomohlo by to ještě více zpřesnit kalibraci absolutní svítivosti supernov Ia typu, které jsou klíčové pro určování vzdáleností v kosmologických měřítcích. Zatím data z Webbova teleskopu potvrzují a zpřesňují data z toho Hubblova. V následujících letech a desetiletích se dá čekat dramatické zvýšení statistiky pozorování i přesnosti získaných dat. Lze tak očekávat zvýšení důvěryhodnosti a přesnosti pozorování změn v rozpínání našeho Vesmíru v průběhu celé jeho existence, což je klíčové pro naše kosmologické modely.

 

Přednáška o novinkách v pozorování gravitačních vln a další kosmologické zajímavosti hlavně v oblasti pozorování kompaktních konečných stádií hvězd pro Kosmologickou sekci ČAS:

 

Přednáška o konečných stádiích velmi hmotných hvězd pro Fyzikální čtvrtky na FEL ČVUT