Vesmírný dalekohled Jamese Webba má mnoho možných aplikací. Ať už jde o kosmologii, astrofyziku, astronomii nebo planetologii. Dnes nás bude nejvíce zajímat právě kosmologie, konkrétně měření vzdáleností ve vesmíru. I v této oblasti nám může nový přístroj velmi významně pomoci. Je skoro až neuvěřitelné, že první alespoň trochu spolehlivá měření vzdáleností v kosmu na delších škálách (miliony světelných let a více) jsou stará sotva 100 let a ty výrazně přesnější jen kolem 70 a méně let. Základem všeho jsou proměnné hvězdy, kterým říkáme cefeidy.

Cefeidy a jejich význam

Mohutný výbuch supernovy v představě umělce.
Zdroj: https://www.spaceanswers.com/

Hvězdám se sice říká stálice, ale už dosti dlouho víme, že úplně stále nejsou. Občas se může objevit a zase zmizet hvězda, kterou jsme předtím neviděli. Takovým událostem říkáme nova či supernova. V prvním případě jde o prudká vzplanutí bílých trpaslíků, na nichž se nahromadilo vodíkové a heliové plazma z nedaleké hvězdy, ve druhém případě se pak jedná buď o výbuch bílého trpaslíka, který překročil limitní hmotnost tohoto typu objektů (Chandrasekharova mez – 1,4 hmotnosti Slunce) nebo o explozi hmotné hvězdy na konci jejího života ve fázi hlavní posloupnosti.

Základní klasifikace proměnných hvězd.
Zdroj: https://www.spaceacademy.net.au/

Mnoho jiných hvězd se však proměňuje spíše průběžně. Tyto hvězdy, které v pravidelných či nepravidelných intervalech mění svůj jas nazýváme proměnné. Problematika proměnných hvězd je velmi obsáhlá, my nyní jen musíme vědět, že proměnnost může být způsobená buď fyzikálně (mění se hvězda samotná) nebo geometricky (proměnnost daná zákryty či rotací).

Dva typy proměnných hvězd cefeid. Oranžově jsou znázorněny klasické cefeidy, červeně hvězdy typu W Virginis, které poprvé jako samostatný typ rozeznal Walter Baade v roce 1942.
Zdroj: https://www.atnf.csiro.au/

Proměnné hvězdy se dále dělí na celou řadu druhů, z nichž asi nejznámější jsou tzv. cefeidy pojmenované podle hvězdy Delta Cephei. Další jsou kupříkladu hvězdy typu T Tauri, RR Lyrae nebo Delta Scuti. U cefeid jde o fyzikální příčinu proměnnosti, jejich jas se mění v důsledku rozpínání a smršťování podpovrchových vrstev.

Těmito hvězdami se zabývala americká astronomka Henrietta Swan-Leavitt, která objevila, že perioda pulsů je u cefeid závislá na jejich absolutní magnitudě. Pokud víme periodu cefeidy, pak můžeme podle vzorce spočítat její absolutní magnitudu. Pozorováním poté zjistíme zdánlivou magnitudu a pak už snadno spočteme vzdálenost.

Pozorování Webbova dalekohledu

Pozorování cefeid v NGC 1365 z Webba (červeně) a Hubblea (šedě).
Zdroj: https://aasnova.org/

Cefeidy se tudíž perfektně hodí k určování kosmologických vzdáleností. Byť i zde může být občas drobná nejasnost, například když jsou cefeidy zahaleny prachem. A právě tady může pomoci Vesmírný dalekohled Jamese Webba, jehož infračervené přístroje jsou na pozorování takových objektů ideální. Postupně je v plánu znovu pozorovat všechny cefeidy nalezené Hubbleovým dalekohledem, ale i hledat nové ještě vzdálenější. Tento úkol zabere roky, ale již nyní máme první výsledky. Astronomové nedávno zveřejnili měření prvních 31 cefeid z galaxie NGC 1365. Měření provedl přístroj NIRCam (použitý filtr F200W) pracující v blízké infračervené oblasti. Na snímku vpravo vidíte jeho výsledky jako červené body. Dobře je vidět vztah mezi zdánlivou hvězdnou velikostí a periodou pulsace.

Detail na část velké spirální galaxie s příčkou NGC 1365 na snímku přístroje MIRI.
Zdroj: https://cdn.esawebb.org/

Tým vedený specialisty z univerzity Johnse Hopkinse našel dosti dobrou shodu v měřeních Hubbleova i Webbova teleskopu. To je velmi významné kvůli nejasnostem s určení Hubbleova parametru určujícího rychlost kosmické expanze. Jak totiž možná víte, různé postupy dávají různé výsledky a zatím nikdo příliš neví co s tím. Jedním z návrhů byla i systematická chyba u dat z Hubblea, což se ale s ohledem na nová měření nezdá příliš pravděpodobné. Nové měření tak může mít pro kosmologii zásadní význam.

Závěr

Nicméně zatím příliš nejásejme. Sami výzkumníci uznávají, že jsou tato pozorování ještě velmi daleko od skutečných možností Webbova dalekohledu. Budoucí pozorování nabídnou delší expoziční dobu i lepší kalibraci přístrojů. Teprve poté se skutečně ukáže, zda jsou cefeidy klíčem k odstranění nesrovnalostí v určení velikosti Hubbleovy konstanty.

Zdroje obrázků

• https://cdn.britannica.com/26/126226-050-9ED958C9/Cepheid-variables-Hubble-Space-Telescope.jpg
• https://www.spaceanswers.com/wp-content/uploads/2016/02/maxresdefault-1.jpg
• https://www.spaceacademy.net.au/library/guides/varstar/vstarclass.gif
• https://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/images/binvar/plrelnceph.gif
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2023/02/apjlac9b27f3_hr.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/weic2306e.jpg