Jediný velký rozdíl mezi Sluncem a hvězdami, které vidíme v noci, je ten, že Slunce je náhodou blízko nás – což je výhodné, za předpokladu, že vás baví být naživu.
Astronomové si to také užívají, ale mají další důvod k radosti z blízkosti Slunce: to nám umožňuje vidět jej jako disk. Slunce je samozřejmě trojrozměrné. Ale z dálky ho vidíme jako vyplněný kruh na obloze, a to znamená, že můžeme podrobně studovat jeho povrch a odhalit jeho sluneční skvrny, reflektory, granule a další úžasné funkce.
Hvězdy na noční obloze jsou a bit dál; ten nejbližší k nám, Vedle Centaurůje zhruba 280 000krát vzdálenější než Slunce! Díky tomu se v dalekohledu jeví odpovídajícím způsobem menší – ve skutečnosti je nekonečně menší a jeví se pouze jako světelný bod. Když se objekt objeví tímto způsobem, říkáme, že je nevyřešený; když je zjevně dost velký na to, aby vykazoval skutečný tvar, pak je to vyřešeno.
O podpoře vědecké žurnalistiky
Pokud se vám tento článek líbí, zvažte podporu naší oceňované žurnalistiky předplatné. Zakoupením předplatného pomáháte zajistit budoucnost působivých příběhů o objevech a nápadech, které formují náš dnešní svět.
Je možné vidět nějaké jiné hvězdy stejným způsobem, jakým vidíme naše slunce, rozložené v celé (nebo alespoň v některé) své slávě?
No, technicky ano. Prakticky vzato je to ale těžké.
Zraková ostrost dalekohledu závisí na velikosti jeho světelného otvorucož je obvykle zrcadlo nebo čočka. Když čísla zmáčkneme, je zde poměrně dost hvězd, které se na obloze jeví dostatečně velké na to, aby je dokázaly naše největší dalekohledy rozeznat. Ale stále je tu problém: naše turbulentní atmosféra rozmazává detaily astronomických objektů.
Tím se nastaví limit druhů na nejmenší detaily, které můžete vidět u objektů na obloze. Chytré techniky však mohou toto omezení obejít, včetně adaptivní optiky, která rychle přetváří zrcadlo v dalekohledu, aby čelilo pohybu nadložního vzduchu. Dalším je zobrazování skvrn, které používá sekvence extrémně krátkých expozic ke zmrazení stejného pohybu. V 70. letech 20. století astronomové použili variaci této techniky k získání ostrých snímků několika blízkých velkých hvězdvčetně Antares ve Scorpiusovi a všem oblíbená začínající supernova, Betelgeuse v Orionu. Uvědomte si, že i když jsou to fyzicky velké hvězdy, jsou tak daleko, že se objevují malý, méně než 0,00002 stupně na šířku, přibližně stejně velká americká čtvrť by se zdála ze vzdálenosti 100 kilometrů. Slunce je pro srovnání půl stupně velké – více než 30 000krát větší.
Jakkoli jsou tyto techniky chytré, stále čelí zásadní překážce velikosti apertury definující rozlišení dalekohledu. Vybudování ještě větších pozemních dalekohledů by pomohlo, ale nabízí klesající výnosy: při určité velikosti – přibližně té, kterou již máme dnes – se úkol stává neúměrně obtížné a drahé.
Ale je tu další technika, která dokáže obejít i toto omezení! Říká se tomu interferometrie a závisí na skutečnosti, že světlo je vlna.
Interferometrický pohled na hvězdu rudého obra π1 Gruis, jak jej viděl přístroj PIONIER na velmi velkém dalekohledu ESO. Rozlišený snímek odhaluje konvektivní buňky, které tvoří povrch této obrovské hvězdy. Každá buňka pokrývá více než čtvrtinu průměru hvězdy a měří v průměru asi 120 milionů kilometrů.
Technicky světlo je oscilace elektrických a magnetických políale stále působí ve většině případů přesně jako vlna. Paprsek světla má hřebeny a prohlubně, a když dva paprsky procházejí navzájem, mohou vytvářet interference. Hřebeny a prohlubně se sčítají, někdy vytvářejí vyšší hřebeny a nižší prohlubně nebo se někdy navzájem ruší.
Tento fenomén, který funguje i u jiných typů vln, už asi znáte. Pokud si sednete do vany plné vody a budete se rytmicky rýsovat tam a zpět, vytváříte vlny, které se pohybují nahoru a dolů po délce vany. Když se hřebeny dvou vln míjejí, mohou se dostat tak vysoko, že vystříknou vodu z vany. Gratuluji! Udělal jsi složitou fyziku při koupeli.
Světlo z hvězdy se může chovat také takto. Typicky interference není tak jednoduchá jako interakce párů hřebenů nebo žlabů; světlo hvězdy má více vlnových délek a výsledný obrazec, který tvoří v jakémkoli dalekohledu, je poměrně složitý. Ale ta struktura, nazývaná interference nebo okrajový vzor, zakóduje informace o svém hvězdném zdrojivčetně velikosti, tvaru a rozložení jasu (to znamená, které jeho části jsou jasnější nebo slabší než ostatní).
Tady je velmi chytrá část: pokud máte dva dalekohledy oddělené určitou vzdáleností, světlo z obou lze poslat do zařízení, které je sečte a vytvoří interferenční obrazce, které lze analyzovat, dekódovat a poté použít k vytvoření obrazu objektu, který mapuje jeho detaily. Kriticky však rozlišení těchto dalekohledů je definováno jejich oddělením, ne jejich velikost. Dva skromné dalekohledy vzdálené od sebe 100 metrů by v zásadě mohly vidět tolik detailů jako dalekohled široký jako fotbalové hřiště!
Tato technika se nazývá interferometrie. Astronomové to ukázali s radioteleskopy ve 40. a 50. letech 20. stoletía v rádiových pozorováních je to nyní rutina. Interferometrie se však stává obtížnější, protože se vlnová délka světla zkracuje. Například „optické“ vlnové délky viditelného světla jsou mnohem kratší než u rádia, takže jejich kombinování je mnohem složitější. Přesto byla v průběhu let s velkým úspěchem vyvinuta optická interferometrie.
Jeden z největších dalekohledů na světě, velmi velký dalekohled (VLT), se skládá ze čtyř 8,2metrových dalekohledů (a také čtyř menších dalekohledů), které pokrývají vzdálenost více než 100 metrů, což jim dává fenomenální rozlišení. Ale ani to není největší: pole Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) má šest jednometrových dalekohledů od sebe vzdálených až 330 metrů. CHARA má rozlišení lepší než miliontinu stupně, což je více než dostatečné k tomu, aby bylo možné vidět rysy na slušném vzorku hvězd. ve skutečnosti většina z vyřešených obrázků hvězd máme jsou od CHARA.
Snímky hvězd v super vysokém rozlišení odhalily mnoho překvapivých – a upřímně řečeno podivných – struktur. VLT se zadíval na rudého obra π1 Gruis a zjistil, že z jeho nitra stoupají obrovské bubliny horkého plynu. CHARA se podívala na jasnou hvězdu Altair a viděl, že má zřetelně vejčitý tvar v důsledku jeho velmi rychlé rotace. CHARA pozorování masivního hyperobra RW Cephei ukázalo se, že jeho tvar je nepravidelný a mění se, což naznačuje, že v roce 2022 vyfoukl obrovský oblak prachu zahalující světlo hvězd, jako Betelgeuse v roce 2019.
Pokud jde o samotnou Betelgeuse, ta byla mnohokrát v centru zájmu interferometrů. Jeho velikost se v průběhu let měnila a bylo zjištěno, že povrch je složitý, rozvířený obrovskými bublinami horkého plynu, jako jsou ty π.1 Gruis. Masivní rudí veleobri, jako je Betelgeuse, vytvářejí většinu prachu, který vidíme rozptýlený po celé galaxii, ale mechanismus není dobře pochopen. Interferometrická pozorování mohou astronomům pomoci zjistit, jak k tomu dochází.
Rozlišení optické interferometrie je omezeno pouze naším inženýrstvím a rychlostí, jakou počítače dokážou zpracovat data. Každý si může domyslet, jak velký může být takový virtuální dalekohled – ve skutečnosti jde o dalekohled Event Horizon Telescope, který spojoval radioteleskopy po celém světě. vytvořit obrazy magnetických polí kolem centrální černé díry Mléčné dráhyje skutečně velká jako Země! Jak se naše technologie vyvíjí a zlepšuje, můžeme ještě vidět tváře mnohem více hvězd a učit se od nich stejně jako od našeho vlastního slunce.
