Tip:
Highlight text to annotate it
X
Toto je obrázek Henrietty Swan Leavittové.
Udělala,
o něco více než před 100 lety -- to je začátkem 20.století --
v době, kdy pracovala pro Edwarda Charlese Pickeringa, který byl astronom z Harvardu,
v době, kdy pracovala pro jeho observatoř,
udělala, co je pravděpodobně -- rozhodně
jeden z nejdůležitějších objevů v celé astronomii.
Řekl bych, že se řadí mezi prvními tři,
protože to skutečně umožnilo lidem, jako Hubblovi, začít
si uvědomovat, že se vesmír rozpíná.
Nebo dokonce být schopen přemýšlet o tom, jak
měřit vzdálenosti objektů ve vesmíru i mimo
dosah našich nástrojů paralaxy.
Viděli jsme, že s paralaxou musíme mít
extrémně citlivé přístroje,
aby i měření vzdálenosti hvězd,
které jsou relativně blízko nás,
velmi citlivé přístroje, abychom se dostali ke hvězdám
které jsou možná dál v naší galaxii.
Ani dnes nemáme nástroje
k měření věcí mimo naši galaxii.
Ale diky Henriettě Swan Leavittové,
jsme schopni přiblížit nebo získat povědomí
o objektech mimo naši galaxii.
Pojďme se zamyslet *** tím, co udělala.
Její práce byla doslova, zařadit hvězdy do Velkého Magellanova oblaku
(trochu mi dělá problémy to vyslovit "Magellanic Cloud.")
a Malého Magellanova oblaku.
A takto vypadají při pohledu z jižní polokoule.
Tady tento je velký.
A zde je malý.
A nezapomeňme, toto je předtím, než si Hubble uvědomil,
nebo ukázal světu,
že jsou hvězdy mimo naši galaxii,
ze jsou galaxie za naší galaxií.
Takže v tomto okamžiku si lidé ani plně neuvědomovali,
že se jedná o samostatné galaxie.
Prostě se říkalo, "Toto jsou jakési druhy skvrnek,
nebo tyto shluky hvězd, které vidíme
na jižní polokouli.
A jen abychom získali povědomí, kde jsou vzhledem
k naší galaxii, Mléčné dráze,
toto samozřejmě není skutečný obrázek --
nejsme schopni pořídit obrázek z tohoto výhodného místa.
To by muselo být velmi, velmi daleko,
nicméně právě tady je Mléčná dráha,
a toto je malý Magellanův oblak,
a zde je velký Magellanův oblak
(Už mi to jde lépe vyslovovat.)
Takže její práce byla pouze zařadit různé hvězdy,
které viděla.
Ale zatímco zařazovala,
dívala se na tyto věci nazývané proměnné.
A ukázalo se, že to na co se dívala byly
třídy hvězd nazývané cefeidy proměnné hvězdy.
A co je na nich zajímavé, jsou tyto 2 věci:
Jsou neuvěřitelně jasné;
jsou až 30tisíc krát zářivější než Slunce,
a jsou 5-20 krát hmotnější než Slunce,
5-20 x vyšší hmotnost než Slunce.
Ale to, co je dělá zajámavými, je,
že jsou opravdu zářivé, takže je můžete spatřit opravdu zdaleka.
Můžete vidět tyto proměnné
hvězdy cefeidy v jiných galaxiích,
ve skutečnosti je můžeme vidět dokonce dále než za malým Magellanovým oblakem
nebo za velkým Magellanovým oblakem.
Můžete vidět tyto hvězdy v jiných galaxiích.
A co je na nich ještě zajímavější je, že
jejich intenzita je proměnlivá,
že se stávají zářivějšími a ponurými
s dobře definovatelnou dobou.
Takže pokud se díváte na proměnnou hvězdu cefeidu
(a toto je pouze jakási simulace,
velmi chabá simulace)
mohlo by to vypadat takto [velký kruh],
a pak v průběhu následujících 3 nebo 4 dnů,
by to mohlo snížit intenzitu na něco takového [malý kruh].
A pak opět za 3-4 dny,
to může vypadat takto [velký].
A poté to bude vypadat opět takto [malý].
Takže skutečná intenzita stoupá a klesá
s dobře definovatelnou periodou.
Takže pokud toto trvá 3 dny,
a toto další 3 dny,
pak období --
jeden celý cyklus
přechodu z nízké intenzity zpět do vysoké intenzity --
bude 6 dní.
Takže toto je 6ti denní období.
A to, co Henrietta Leavittová viděla --
toto nebyla jasná věc ke zpracování.
Zmapovala...
Usoudila, že všechno co v každém z těchto oblaků
bylo zhruba ve stejné vzdálenosti;
všechno ve velkém Magellanově oblaku je
zhruba ve stejné vzdálenosti.
A to samozřejmě není přesné.
Toto je celá galaxie, takže očividně máte objekty
dále v galaxii,
a věci blíže.
Máte hvězdy tady
a tady.
A jejich vzdálenost k nám nebude přesně stejná.
My možná sedíme někde tady.
Ale ono to bude blízko.
Nebyl to špatný odhad.
A tím, že toto předpokládala, viděla něco velmi krásného.
Pokud nakreslila plán...
Nakreslím to tady.
Vykreslila na vodorovné ose
relativní světlost.
Takže opravdu
jediný způsob jak to mohla změřit, je jak jasné se jí zdály,
a předpokládala, že jsou ve stejné vzdálenosti.
Takže, samozřejmě pokud máte jasnější hvězdu, ale ta je mnohem
mnohem dál,
bude tmavší.
Takře pokud se domníváte že jsou všechny
zhruba stejně vzdálené,
pak jejich jas vám řekne, jak jasná je
ta vlastní hvězda.
Znázornila relativní jasnost hvězdy
na jedné ose.
A na další osu
nanesla periodu těchto proměnných hvězd.
A co ted udělám je,
že použiji logaritmickou stupnici.
Takže řekněme, že toto je ve dnech.
Takže toto je jeden den, toto je 10 dní,
toto tady je 100 dní.
Logaritmus 10.
Mohl bych říci, že...
Pokud vezmeme záznam těchto,
toto by byla nula,
toto by byla 1, toto by bylo 2.
A to používám jako stupnici.
Používám logaritmus periody.
Nebo je jen značím jako 1, 10, 100
ale dávám každé z nich
10ti násobek odstupu.
Když kreslíte na tuto stupnici:
relativní jasnost vs. perioda --
dostala nákres, který vypadá zhruba takto.
A toto samozřejmě není přesné.
Dostala nákres, který vypadá zhruba takto.
Byl to celkem lineární vztah,
pokud nakreslíte relativní jasnost v závislosti
na logaritmu periody.
Zde se očividně jedná o logaritmus
a tak zde můžete vložit přímku.
A proč, já bych argumentoval --
A myslím, ze většina lidí by argumentovala --
toto je jeden z nejdůležitějších objevů v astronomii,
pokud víte...
Protože, přemýšlejte o tom, v čem je tu problém:
Můžeme se podívat na všechny tyto hvězdy ve vesmíru.
Řekněme, že se díváte na zlomek oblohy,
a podíváte se na něco co vypadá jako toto,
takže je to opravdu jasné, zářivé.
A pak spatříte něco matného
co vypadá jako toto.
Pokud byste měli velmi povrchní znalosti,
řekli byste, "oh, tato hvězda je jasnější."
Řekli byste, že toto je v podstatě zářivější hvězda.
Ale jak to víte?
Možná, že místo toho, že je jasnější,
možná, že je to jen matnější, bližší hvězda.
Možná je toto bližší hvězda.
Možná to je celá galaxie,
ale je tak daleko, že to nemůžete ani říci.
Ale najednou,
na základě práce, kterou Henrietta Leavitt udělala,
pokud uvidite jednu z cefeid proměnných hvězd v jiné galaxii,
víte, že to je relativní jas
ve srovnání s jinými proměnnými hvězdami cefeidami .
Pokud můžete umístit jednu z těchto cefeid proměnných hvězd,
pokud znáte přesně vzdálenost k jedné z nich,
a znáte jejich absolutní svítivost,
pak znáte absolutní svítivost
jakékoli jiné cefeidy proměnné hvězdy.
Řekněme, že pomocí paralaxy,
což je náš další nástroj,
zjistíme...
Řekněme, že je nějaká hvězda v naší galaxii
a řekněme, že použijeme paralaxu
jsme schopní to docela dobře změřit
což je -- nevím --
řekněme 100 světelných let daleko.
A tato hvězda je proměnná hvězda cefeida.
A řekněme, že perioda je 1 den.
Nyní víme něco zajímavého.
Víme, že proměnné hvězdy, s periodou 1 den,
a 100 světelných let daleko,
budou vypadat takto.
Bude to vypadat jako tady ten nákres.
Takže pokud později uvidíme proměnnou hvězdu
s periodou 1 den --
tzn., že se stává jasnější a tlumenější v průběhu 1 dne
(a možná je také červená)
ale možná to vypadá trochu více tlumeně;
vypadá to jako toto --
Nyni víme, že pokud to bylo 100 světelných let daleko,
mělo by to tuto jasnost.
Takže na základě toho, jak moc to to tlumené,
můžeme zjistit jak vzdálená
tato proměnná hvězda cefeida je.
Pokud vás to trochu mate,
rozeberu to podrobněji v příštích několika videích,
a můžeme si blíže vysvětlit matematiku v pozadí.
Toto ale byl velký objev.
V objevování této třídy hvězd, proměnných hvězd --
Ona nebyla jediná, kdo je objevil;
lidé již před ní věděli, že tam jsou
tyto hvězdy, které jsou zářivější a tlumené. --
Co ale bylo jejím velkým objevem bylo, že viděla tento
lineární vztah mezi relativní jasností těchto hvězd
a jejich periodou.
Když pak, když vidíme proměnné hvězdy
v úplně rozlišných galaxiích
nebo galaktických hvězdokupách,
při pohledu na jejich periodu
víme, jaká je jejich skutečná relativní světelnost.
A pak můžeme hádat, jak daleko tyto věci opravdu jsou.
Ne, můžeme ODHADOVAT jak daleko tyto věci opravdu jsou.