Tycho Brahe (1546–1601) byl nejen epizodní postava z Císařova pekaře, ale hlavně význačný astronom. Jedna z méně známých kapitol jeho vědeckého působení se týká pokusů o určení vzdáleností hvězd.

Všechno začalo v roce 1572, když Brahe spatřil "novou hvězdu" (později označenou jako SN 1572). Bylo to revoluční pozorování - podle tehdejší aristotelovské fyziky měla být nebesa neměnná a dokonalá. Jeho pečlivá měření prokázala, že supernova neměla měřitelnou paralaxu, což znamenalo, že musela ležet daleko ve sféře stálic. Byl to první krok k poznání, že i vzdálený vesmír se může dramaticky měnit.

Tento objev přivedl Braheho k ambicióznímu plánu - pokusit se změřit vzdálenosti hvězd pomocí paralaxy. Paralaxa je zdánlivý posun pozice objektu při změně místa pozorování - stejný efekt pozorujete, když se díváte na blízký předmět střídavě levým a pravým okem. Čím je objekt vzdálenější, tím je paralaxa menší. Moderní astronomie používá vzorec d=1/p, kde d je vzdálenost v parsecích a p paralaxa v úhlových vteřinách. I dnes je tato metoda použitelná pouze pro relativně blízké hvězdy s paralaxou větší než 0.01".

Brahe navrhl geniální metodu - měřit pozice hvězd v půlročních intervalech, kdy by se (podle Koperníkovy teorie) Země měla nacházet na opačných stranách své dráhy kolem Slunce. Vybudoval observatoř Uraniborg vybavenou nejpřesnějšími přístroji své doby, schopnými měřit úhly s přesností jedné úhlové minuty.

Výsledky měření však Braheho postavily před záhadný paradox. Jeho přístroje nedokázaly zachytit žádný paralaktický posun hvězd. To mohlo znamenat dvě věci: buď se Země nepohybuje (jak tvrdil Ptolemaios), nebo jsou hvězdy tak vzdálené, že je paralaxa příliš malá na detekci (jak by odpovídalo Koperníkovu modelu).

Zde však vstoupil do hry druhý problém. Brahe pomocí svých přístrojů měřil i zdánlivé velikosti hvězd a pozoroval je jako kotouče o úhlovém průměru 2-3 úhlových minut - přibližně jako kotouč Jupitera při opozici. Pokud by hvězdy byly tak vzdálené, jak naznačovala neměřitelná paralaxa v Koperníkově systému, musely by být všechny fyzicky větší než celá oběžná dráha Saturnu.

Malý úkrok stranou: Je fascinující, že tento Brahemu "absurdní" výsledek není ve skutečnosti tak vzdálený realitě. Dnes známe hvězdné veleobry jako UY Scuti s poloměrem přibližně 1700 slunečních poloměrů nebo VY Canis Majoris, které skutečně dosahují rozměrů srovnatelných se Saturnovou dráhou. Braheho chyba nebyla v představě existence takto obřích hvězd - ty opravdu existují - ale v předpokladu, že všechny viditelné hvězdy musí být takto velké. To, co ve skutečnosti měřil, byl optický klam způsobený difrakcí světla na jeho přístrojích, efekt, který byl pochopen až o dvě století později.

Tváří v tvář tomuto paradoxu Brahe hledal řešení. Nemohl přijmout tak obrovské hvězdy - podle tehdejší fyziky by, jak poznamenal později Kepler, "jejich svítivost spálila celou sluneční soustavu" (v čemž měl pravdu, ale jen protože zároveň předpokládal mnohem menší vzdálenost od Země, než je reálná vzdálenost hvězd). Zároveň ale nemohl ignorovat svá pečlivá měření pohybu planet, která ukazovala na problémy s čistě geocentrickým systémem.

Výsledkem bylo vytvoření pozoruhodného kompromisu - systému, který dnes známe jako Tychonovu soustavu. V něm Země zůstávala nehybná ve středu vesmíru, což eliminovalo problém s paralaxou i nutnost extrémně velkých hvězd. Slunce obíhalo kolem Země, ale všechny ostatní planety obíhaly kolem Slunce. Tento model dokázal vysvětlit pozorovaný pohyb planet stejně dobře jako Koperníkův systém, ale bez jeho "problematických" důsledků.

Braheho systém získal značnou popularitu mezi jeho současníky - elegantně řešil problém s paralaxou a velikostmi hvězd, a přitom dokázal předpovídat polohy planet stejně přesně jako Koperníkův model. K jeho definitivnímu opuštění došlo až díky třem klíčovým objevům, které Brahe nemohl předvídat.

Prvním bylo objevení hvězdné aberace Jamesem Bradleym v roce 1729. Tento jemný efekt, způsobující zdánlivý posun hvězd o 20.5 úhlové vteřiny v ročním cyklu, byl přímým důkazem pohybu Země kolem Slunce - a byl viditelný i bez nutnosti měřit paralaxu.

Druhým bylo pochopení vlnové povahy světla a difrakce počátkem 19. století. Augustin-Jean Fresnel vysvětlil, proč Braheho měření hvězdných kotoučků byla ve skutečnosti optickým klamem - nešlo o skutečné velikosti hvězd, ale o difrakční obrazce vznikající průchodem světla malými otvory v jeho přístrojích.

Konečný triumf přišel v roce 1838, kdy Friedrich Bessel konečně změřil první hvězdnou paralaxu. Hvězda 61 Cygni vykazovala roční posun o 0.314 úhlové vteřiny - téměř stokrát méně, než byla nejlepší přesnost Braheho přístrojů. Toto měření definitivně potvrdilo jak pohyb Země kolem Slunce, tak skutečně ohromné vzdálenosti hvězd.

Za nápad na tento blogpost děkuji Tomáši Petráskovi, nikdo jiný se mi nedovede tolik trefit do fascinujících faktoidů. Za rešerši děkuji Perplexity Deep search, za což se omlouvám Edovi Citrónovi.