Stálice je historické označení pro hvězdy, jejichž vzájemné polohy na obloze se při běžném pozorování jeví jako neměnné. Odlišovaly se tak od Slunce, Měsíce a planet, které vůči hvězdnému pozadí zřetelně mění polohu. Zdánlivá stálost hvězd umožňuje rozeznávat obrazce souhvězdí.
Hvězdy se ve skutečnosti pohybují. Vzhledem k jejich velkým vzdálenostem jsou však změny vzájemných poloh většinou příliš pomalé, než aby byly patrné pouhým okem během lidského života. Jejich postupné posuny na obloze lze měřit jako vlastní pohyby.
Historické pojetí
V antických a středověkých geocentrických představách byly stálice umístěny na vnější nebeské sféře, která se denně otáčela kolem Země. Slunce, Měsíc a planety měly vlastní pohyby vůči této sféře. Představu sféry stálic zachoval také Mikuláš Koperník ve své heliocentrické soustavě. Denní pohyb oblohy však vysvětloval otáčením Země. Hvězdy umístil do velmi velké vzdálenosti, čímž vysvětloval, proč se tehdy nedařilo pozorovat změnu jejich poloh způsobenou ročním oběhem Země kolem Slunce.
Zjištění vlastního pohybu hvězd se tradičně připisuje Edmundu Halleyovi, který na počátku 18. století upozornil na rozdíly mezi soudobými polohami některých jasných hvězd a údaji antických pozorovatelů. Průkaznost jeho výsledků však zpochybnila analýza Franka Verbunta a Marca van der Sluyse z roku 2019: podle ní Halleyovy závěry významně ovlivnily chyby starých katalogů. Za první přesvědčivý důkaz autoři označili měření pohybu Arcturu, které roku 1738 publikoval Jacques Cassini.
Skutečné a zdánlivé pohyby
Zdánlivá stálost se týká vzájemných poloh hvězd, nikoli jejich poloh vůči obzoru. Denní pohyb hvězdné oblohy je důsledkem rotace Země. Pro měření této rotace se používá také hvězdný čas, jehož referenčním směrem je jarní bod.
Vlastní pohyb je úhlová změna polohy hvězdy na nebeské sféře za jednotku času, která je důsledkem jejího pohybu vůči Sluneční soustavě. K určení prostorového pohybu je vedle něj a vzdálenosti hvězdy zapotřebí také radiální rychlost, tedy složka rychlosti ve směru zorného paprsku. Ta se měří pomocí posunu čar ve spektru. Vlastní pohyby v dostatečně dlouhých časových intervalech mění i obrazce souhvězdí.
Od vlastního pohybu se odlišuje roční paralaxa. Jde o zdánlivý posun polohy hvězdy způsobený změnou místa pozorování během oběhu Země kolem Slunce. U bližších hvězd je tento posun větší a jeho měření umožňuje určit jejich vzdálenost. V roce 1838 publikoval Friedrich Wilhelm Bessel úspěšné měření paralaxy 61 Cygni.
Třpyt hvězd
Hvězdy se při pozorování ze Země často třpytí. Tento jev, označovaný jako scintilace, vzniká při průchodu světla neklidnou zemskou atmosférou. Vzdálené hvězdy se jeví jako téměř bodové zdroje, a proto jsou změny jejich zdánlivé jasnosti výraznější. Planety mají větší úhlové rozměry a světlo přicházející z různých částí jejich kotoučku se průměruje, takže obvykle svítí klidněji. Při dostatečném zvětšení lze jejich kotoučky rozeznat dalekohledem. Třpyt je tedy především důsledkem podmínek pozorování, nikoli vlastností, která by definovala stálice.
Užití pojmu
Představa přibližně stálého hvězdného pozadí zůstává užitečná například v astronavigaci a při výkladu hvězdného času. Přesná astrometrie naproti tomu polohy a pohyby hvězd přímo měří; jejich neměnnost nepředpokládá.
