Kdo někdy pozoroval noční oblohu, pravděpodobně si všiml zvláštního rozdílu mezi hvězdami a planetami. Hvězdy často výrazně blikají, jejich světlo jakoby neustále kolísá a někdy se zdá, že dokonce rychle mění barvu. Naproti tomu planety většinou svítí mnohem klidněji a jejich světlo působí stabilněji. Tento rozdíl je dobře patrný například při pohledu na jasné planety, jako je Venuše nebo Jupiter. Zatímco okolní hvězdy na obloze jiskří a mihotají se, planeta září spíše jako malý, klidný světelný bod. Tento jev lidé pozorují už od dávných dob. V mnoha jazycích se hvězdy popisují jako „třpytící se“ nebo „blikající“. Ve skutečnosti však hvězdy samy o sobě žádným způsobem neblikají. Jejich svítivost se v krátkých časových intervalech nemění. Hvězdy září poměrně stabilně a jejich světlo putuje vesmírem po velmi dlouhou dobu téměř beze změny. To, co na obloze vnímáme jako blikání, vzniká až v poslední fázi cesty světla – když paprsky vstupují do zemské atmosféry.

Pozorování tohoto jevu je navíc velmi citlivé na podmínky v atmosféře. Někdy hvězdy blikají jen nepatrně, jindy může být jejich třpyt velmi výrazný. Nejčastěji je tento efekt patrný u hvězd nízko nad obzorem, kde jejich světlo musí procházet mnohem silnější vrstvou atmosféry než u hvězd vysoko na obloze. Právě proto se může stát, že hvězda při východu nebo západu bliká velmi silně a její světlo se zdá být neklidné. Rozdíl mezi hvězdami a planetami si lze snadno vyzkoušet při jednoduchém pozorování. Pokud se na obloze objeví jasná planeta, například Jupiter nebo Saturn, stačí ji porovnat s jasnou hvězdou v její blízkosti. Hvězda bude téměř vždy výrazněji mihotat, zatímco planeta bude působit mnohem klidnějším dojmem. Právě tento jednoduchý pozorovací rozdíl je prvním krokem k pochopení fyzikálního jevu, který astronomové označují jako scintilaci, tedy atmosférické blikání hvězd.

Co způsobuje blikání hvězd

Blikání hvězd je způsobeno především zemskou atmosférou. Světlo hvězdy musí na své poslední části cesty k pozorovateli projít vrstvami vzduchu, které nejsou dokonale homogenní ani klidné. Atmosféra je neustále v pohybu, vzduch se zahřívá od zemského povrchu, stoupá vzhůru, ochlazuje se a opět klesá. Tento neustálý pohyb vytváří turbulence a způsobuje, že různé části atmosféry mají mírně odlišnou hustotu, teplotu i tlak. Proto také mění své optické vlastnosti – zejména index lomu, tedy schopnost lámat světlo.

Když světlo hvězdy prochází těmito nestabilními vrstvami vzduchu, jeho paprsky se nepatrně vychylují z původního směru. Protože se hustota vzduchu mění velmi rychle a nepravidelně, mění se také směr paprsků v čase. Pro pozorovatele na Zemi to znamená, že obraz hvězdy se na obloze velmi rychle nepatrně posouvá a zároveň se mění množství světla, které dorazí do oka nebo do objektivu dalekohledu. Tento proces probíhá mnohokrát za sekundu, takže hvězda na obloze jakoby neustále jiskří nebo se mihotá.

Vedle změn jasnosti může docházet také k drobným změnám barvy. Atmosféra totiž láme světlo různých vlnových délek o něco odlišně, podobně jako optický hranol. Pokud turbulence způsobí krátkodobé změny směru paprsků, může se stát, že k pozorovateli na okamžik dorazí více světla z určité části spektra. Hvězda se pak může na zlomek sekundy jevit mírně načervenalá, namodralá nebo nažloutlá. Tento efekt je nejvýraznější u jasných hvězd blízko obzoru.

Astronomové označují tento jev jako scintilaci. Jde o přirozený důsledek průchodu světla turbulentní atmosférou. Zatímco pro běžného pozorovatele je třpyt hvězd spíše estetickým zážitkem, pro profesionální astronomii představuje určitý problém, protože omezuje rozlišovací schopnost dalekohledů. Právě proto se velké observatoře staví na vysokých a suchých místech, kde je atmosféra stabilnější a turbulence menší.

Proč planety téměř neblikají

Na první pohled by se mohlo zdát, že planety by měly na atmosférické turbulence reagovat stejně jako hvězdy. Jejich světlo totiž také prochází zemskou atmosférou a musí překonat stejné nestabilní vrstvy vzduchu. Přesto však při běžném pozorování vidíme, že planety svítí mnohem klidněji než hvězdy. Zatímco hvězdy na obloze výrazně jiskří a jejich jasnost se rychle mění, planety většinou září poměrně stabilním světlem. Tento rozdíl je dán především tím, jak velké se tyto objekty na obloze jeví. Hvězdy jsou od Země vzdáleny tak obrovské vzdálenosti, že i ty největší z nich se na obloze jeví jako pouhé bodové zdroje světla. Jinými slovy, veškeré světlo hvězdy, které k nám dorazí, přichází prakticky z jediného směru. Pokud turbulence v atmosféře paprsky mírně vychýlí, změní se okamžitě množství světla, které dorazí k pozorovateli. Proto se jasnost hvězdy může velmi rychle měnit a my tento efekt vnímáme jako blikání.

Scintilace – rozdíl mezi hvězdou a planetou Zdroj: Pinterest   Překlad textů v obrázku Scintillation Explained – Vysvětlení scintilace (blikání hvězd) star – hvězda Saturn – Saturn Earth’s atmosphere – zemská atmosféra

Planety jsou naproti tomu mnohem blíž než hvězdy, a proto na obloze vytvářejí malý, ale skutečný kotouček. I když je pouhým okem vnímáme jako bod, ve skutečnosti jejich světlo přichází z malé plochy. Každý bod na tomto kotoučku vysílá světlo, které prochází atmosférou po trochu jiné dráze. Turbulence tedy ovlivňuje jednotlivé paprsky různým způsobem – některé paprsky jsou vychýleny více, jiné méně. Výsledkem je, že změny v jednotlivých částech obrazu se navzájem částečně vyruší a celková jasnost planety zůstává mnohem stabilnější.

Dalším faktorem je také velikost zdánlivého úhlového průměru planety. U jasných planet, jako je Jupiter nebo Saturn, může být tento průměr dostatečně velký na to, aby byl v dalekohledu zřetelně viditelný kotouček. Atmosférické turbulence sice způsobují drobné chvění obrazu planety, ale jasnost celého kotoučku zůstává poměrně stabilní. U hvězd je situace jiná – protože jde o bodový zdroj světla, jakékoli malé vychýlení paprsku se okamžitě projeví změnou jasnosti. Tento rozdíl lze snadno ověřit při jednoduchém pozorování. Pokud se na obloze nachází jasná planeta a poblíž ní jasná hvězda, například v období, kdy je na obloze dobře viditelný Jupiter, lze obě tělesa snadno porovnat. Hvězda bude téměř vždy výrazněji jiskřit a měnit jasnost, zatímco planeta bude působit mnohem klidněji. Právě tento rozdíl byl v minulosti jedním z praktických způsobů, jak odlišit planety od hvězd při pozorování pouhým okem.

Je však třeba dodat, že planety mohou někdy také mírně blikání vykazovat, zejména pokud jsou nízko nad obzorem. V takovém případě jejich světlo prochází velmi silnou vrstvou atmosféry a turbulence může být natolik výrazná, že ovlivní i světlo přicházející z větší plochy planetárního kotoučku. Tento efekt je však obvykle mnohem slabší než u hvězd a při běžném pozorování není příliš nápadný. Rozdíl mezi hvězdami a planetami tak krásně ukazuje, jak významnou roli hraje atmosféra při pozorování vesmíru. I když je vesmírný prostor mezi hvězdami a Zemí téměř dokonale průhledný, posledních několik desítek kilometrů atmosféry může výrazně ovlivnit to, jak objekty na obloze vnímáme.

Kdy hvězdy blikají nejvíce

Intenzita blikání hvězd není vždy stejná. Někdy se hvězdy na obloze zdají téměř klidné, jindy se jejich světlo výrazně třpytí a mění jasnost i barvu. Tento rozdíl souvisí především s podmínkami v zemské atmosféře a také s polohou hvězdy na obloze. Jedním z nejdůležitějších faktorů je výška hvězdy nad obzorem. Pokud se hvězda nachází vysoko na obloze, její světlo prochází relativně krátkou vrstvou atmosféry a je ovlivněno menším množstvím turbulentních proudů vzduchu. Naopak hvězdy nízko nad obzorem musí své světlo posílat skrz mnohem silnější vrstvu atmosféry, která může být několikanásobně delší než při pozorování hvězdy v blízkosti zenitu. V takovém případě světlo prochází větším množstvím vrstev s různou hustotou a teplotou, a proto je také více lámáno a rozptylováno. Výsledkem je výraznější scintilace, tedy rychlé změny jasnosti a polohy hvězdy, které vnímáme jako blikání.

Velkou roli hraje také stabilita atmosféry. V klidných nocích, kdy je proudění vzduchu slabé a jednotlivé vrstvy atmosféry jsou relativně stabilní, bývá blikání hvězd méně výrazné. Naopak při silném proudění vzduchu, při přechodu front nebo při velkých teplotních rozdílech mezi zemským povrchem a vyššími vrstvami atmosféry se turbulence zesilují a hvězdy mohou jiskřit velmi výrazně. Tento efekt dobře znají astronomové, kteří při pozorování používají dalekohledy. Kvalita obrazu v dalekohledu je totiž velmi citlivá právě na stabilitu atmosféry. Pokud je turbulence silná, obraz hvězd a planet se v dalekohledu chvěje a detaily se rozmazávají. Astronomové proto používají termín seeing, kterým označují kvalitu atmosférických podmínek pro pozorování. Dobré seeingové podmínky znamenají stabilní atmosféru a klidný obraz v dalekohledu, zatímco špatný seeing způsobuje výrazné chvění obrazů hvězd.

Vliv seeingu Zdroj: CloudyNights   Překlad textů v obrázku Site A view – pohled ze stanoviště A Site B view – pohled ze stanoviště B Jupiter – Jupiter Laminar, stable air flow from the Ocean – laminární, stabilní proudění vzduchu od oceánu Turbulent Flow – turbulentní proudění Site A – stanoviště A Site B – stanoviště B

Z těchto důvodů se velké astronomické observatoře často staví na místech, kde je atmosféra mimořádně stabilní. Ideální jsou vysoké horské oblasti, kde je vzduch řidší, čistší a méně ovlivněný turbulencemi vznikajícími nad zahřátým zemským povrchem. Typickými příklady jsou observatoře v chilské poušti Atacama, na Havajských ostrovech nebo na Kanárských ostrovech. V těchto lokalitách bývá atmosféra mimořádně klidná a astronomové zde mohou dosahovat mnohem ostřejších pozorování než v níže položených oblastech. Ještě dokonalejší řešení představují kosmické teleskopy umístěné mimo zemskou atmosféru. Tam už žádné turbulence neexistují a světlo hvězd se šíří nerušeně, takže hvězdy přestávají „blikat“ úplně.

Proč je blikání hvězd důležité pro astronomii

Zatímco pro běžného pozorovatele je třpyt hvězd především estetickým zážitkem, pro astronomii představuje atmosférické blikání poměrně zásadní problém. Turbulence v atmosféře totiž způsobují, že obraz hvězdy nebo planety pozorovaný dalekohledem není dokonale ostrý. Světlo se při průchodu různými vrstvami vzduchu neustále nepatrně vychyluje, takže obraz objektu v dalekohledu jemně kmitá, deformuje se a ztrácí detaily. Tento efekt omezuje rozlišovací schopnost dalekohledů na Zemi a dlouhou dobu představoval jednu z hlavních překážek při pozorování velmi jemných struktur ve vesmíru.

Astronomové proto věnují velkou pozornost výběru míst, kde staví své observatoře. Ideální jsou lokality s mimořádně stabilní atmosférou, malou oblačností a minimálním světelným znečištěním. Taková místa se často nacházejí ve vysokých horách nebo v suchých pouštních oblastech. Vysoká nadmořská výška znamená, že dalekohled je nad velkou částí atmosféry, a světlo hvězd tak prochází menším množstvím turbulentních vrstev. Proto se některé z největších světových observatoří nacházejí například v chilské poušti Atacama, na vrcholcích havajských sopek nebo na Kanárských ostrovech. I v těchto ideálních podmínkách však atmosférické turbulence nikdy úplně nezmizí a vždy alespoň částečně ovlivňují kvalitu pozorování.

Dalším řešením, které moderní astronomie využívá, je umístění dalekohledů mimo zemskou atmosféru. Kosmické teleskopy obíhající kolem Země nebo umístěné v hlubokém vesmíru nejsou atmosférickými turbulencemi ovlivněny vůbec. Díky tomu mohou pořizovat mimořádně ostré snímky vesmíru a zachycovat detaily, které by z povrchu Země bylo velmi obtížné pozorovat. Právě proto přinesly kosmické observatoře, jako byl Hubbleův kosmický teleskop nebo novější teleskop Jamese Webba, tolik zásadních objevů o vzdálených galaxiích, hvězdách i planetárních soustavách.

Současná astronomie však dokáže alespoň částečně kompenzovat vliv atmosféry i u pozemních dalekohledů. K tomu slouží technologie nazývaná adaptivní optika. Ta využívá velmi rychlá měření deformací světelného vlnoplochy způsobených turbulencí a pomocí speciálních deformovatelných zrcadel tyto deformace okamžitě koriguje. Zrcadla mohou měnit svůj tvar stovky až tisícekrát za sekundu a tím průběžně upravovat obraz tak, aby se co nejvíce přiblížil ideálnímu stavu. Díky této technologii mohou i velké pozemní dalekohledy dosahovat velmi vysokého rozlišení a v některých případech dokonce překonávat kvalitu obrazů z menších kosmických teleskopů.

Adaptivní optika Zdroj: ScienceDirect   Překlad textů v obrázku Light from telescope – světlo z dalekohledu Distorted wavefront – deformovaná vlnoplocha Adaptive mirror – adaptivní zrcadlo Control system – řídicí systém Beamsplitter – dělič svazku Wavefront sensor – senzor vlnoplochy Corrected wavefront – korigovaná vlnoplocha High-resolution camera – kamera s vysokým rozlišením

Atmosférické blikání hvězd je tedy zároveň krásným vizuálním jevem i významným fyzikálním problémem. Pro pozorovatele na noční obloze představuje třpyt hvězd charakteristický znak hvězdného nebe. Pro astronomy je však připomínkou toho, že naše planeta je obklopena dynamickou atmosférou, která sice umožňuje život na Zemi, ale zároveň komplikuje pozorování vzdáleného vesmíru. Právě snaha překonat tento vliv vedla k vývoji moderních observatoří, kosmických teleskopů i pokročilých optických technologií, které dnes umožňují studovat vesmír s nebývalou přesností.