B Í L Ý T R PA S L Í K

B Í L Ý T R PA S L Í K Číslo 123

2005

únor/březen

Poslední neznámý svět ve sluneční soustavě 14. ledna 2005 se lidem podařilo zdolat poslední opravdu neznámý svět ve sluneční soustavě. Sonda Huygens přistála bezpečně a téměř bezchybně na povrchu největšího Saturnova měsíce, na Titanu. Jak moc se však lišily naše představy od toho, co napozoroval a naměřil Huygens? Trefili jsme se alespoň částečně, nebo byly naše domněnky úplně scestné? To vše bude předmětem tohoto článku. Na úvod si tedy zopakujme naše znalosti o tomto pozoruhodném měsíci. Již v 80. letech se nám potvrdilo, že teplota u povrchu Titanu se za stávajícího tlaku (asi 1,5krát větší tlak než při povrchu Země) pohybuje kolem –180 °C. Věděli jsme, že asi kolem pěti procent atmosféry je tvořeno metanem. Když si pak vědci uvědomili, že tzv. trojný bod metanu je při tlaku panujícím při Titanově povrchu –182 °C, bylo nasnadě domnívat se, že by tam metan mohl být přítomen v kapalné fázi. Trojným bodem nazýváme teplotu, při které mohou existovat všechny tři fáze dané látky (led, kapalina, pára) vedle sebe. Pro ilustraci můžeme jako příklad uvést trojný bod vody, který je za atmosférického tlaku 0 °C. Proč by tedy v Titanově atmosféře nemohl existovat podobný cyklus, jako je hydrologický cyklus na Zemi? Rozdíl by byl pouze v tom, že by médiem putujícím v atmosféře z jedné fáze do druhé nebyla voda, ale metan. Zde je původ teorií, které na Titanu předvídaly nejen metanové deště, ale také řeky, jezera či moře. Další neznámou byl výskyt tzv. kryovulkanické činnosti na Titanově povrchu. Kryovulkanismus je obdoba pozemského vulkanismu. Liší se však tím, že z nitra daného tělesa nevyvěrá na povrch žhavé magma, ale silně podchlazená kapalina, např. čpavková voda či nějaký jednoduchý uhlovodík, jako je etan nebo metan. Něco podobného by se mohlo podle vědců odehrávat i na Titanu. Když už máme metan na povrchu, proč by také nemohl existovat i pod ním? Vnitřní části Titanu by se mohly zahřívat působením

Obr. 1 Radarový snímek měsíce Titan.

2

slapových sil a zároveň tak ohřívat i rezervoáry kapalných uhlovodíků nebo čpavkové vody pod povrchem. V těchto kapalinách by pak mohlo docházet k proudění a kapaliny by sem tam prorazily i na povrch, kde by utuhly v podobě ledového kryovulkanického toku. Co zjistila sonda Cassini při svých blízkých přeletech nad Titanem (proběhly 26. října a 13. prosince minulého roku)? Podívejme se na několik snímků, které Cassini získala. Radarový snímek (obr. 1) byl pořízen ze vzdálenosti 1200 km při prvním blízkém přeletu. Na snímku vidíme komplikovaný povrch, který se skládá z ledových materiálů a uhlovodíků. Jasnější oblasti odpovídají hrubšímu reliéfu, zatímco tmavší oblasti jsou považovány za rovný terén. V levé části můžeme spatřit velkou tmavou kruhovou oblast. Není zcela jasné, zda jde o impaktní kráter, jak by mohl napovídat tvar této oblasti. Podobných struktur pozorujeme na povrchu Titanu velmi málo. Pokud se tedy jedná o impaktní krátery, pak je povrch Titanu vzhledem k jejich malému množství Obr. 2 – Detailnější radarový snímek. relativně mladý. Na dalším radarovém snímku Titanova povrchu (obr. 2) vidíme tmavé oblasti, které mohou reprezentovat krajinu s hladkým reliéfem, krajinu tvořenou materiálem pohlcujícím radarové vlny nebo se může také jednat o místa, která se svažují směrem od zdroje radarových vln a která tedy pouze odrážejí radarové vlny špatným směrem. Jasný pás táhnoucí se z horní levé do spodní pravé části snímku by mohl být kryovulkanickým tokem, kterým vyvěrá na povrch na vodu bohatá kapalina z teplého Titanova nitra. Další snímek (obr. 3) srovnává vzhled terénu na Titanu a na Marsu. Nalevo je snímek oblasti, kde přistálo pouzdro Huygens. Napravo je snímek ze sondy Viking 1, zobrazující vzhled povr- Obr. 3 – Porovnání vzhledu povrchu Marsu a Titanu.

3

chu Marsu z oběžné dráhy. Struktury na Martově povrchu byly vytvořeny foukáním větrů ve směru zprava doleva. Pruhy na místě přistání Huygense mohly být vytvořeny prouděním kapaliny nebo vanoucími větry ve směru zleva nahoře doprava dolů (ze západu na východ). Vzhledem k tomu, co pozorujeme na Marsovském povrchu je pravděpodobnější varianta s vanoucími větry. Tolik novinky z Cassini, nadešel však čas vypravit se přímo na povrch měsíce! Představme si tedy, že jsme na palubě sondy Huygens a 14. ledna tohoto roku v 11.13 SEČ začínáme ve výšce asi 1260 km rychlostí 6 km/s sestupovat do husté atmosféry Titanu. Sestup nám bude trvat asi 2,5 hodiny. Začínáme se prudce třít o atmosféru, ale chrání nás tepelný štít, takže se postupně zbrzdíme až na 400 m/s (výška 180 km). V této chvíli se rozvine první a nejmenší padák, který vytrhne zadní kryt sondy a odkryje tak vědecké přístroje včetně antény. Sonda začíná komunikovat s mateřskou sondou Cassini na oběžné dráze Titanu. O 2,5 vteřiny později se rozvine i hlavní padák o průměru 8,3 m (výška 170 km) a za chvíli je odhozen i tepelný štít. To už se blížíme výšce 150 km, ve které začíná sonda snímkovat okolní prostředí a chemická analýza atmosféry už je dávno v plném proudu. Následuje odhození hlavního padáku a rozvine se třetí a poslední padák (výška 120 km). Stále kolem sebe vidíme jen oranžově temné přítmí, dohlednost je mizerná a čítá jen metry. Ve výšce 60 km sonda přesně určí radarem svou vzdálenost od povrchu a ve 30 km se nám začíná výrazně zlepšovat výhled na povrch. Ve 20 km Huygens pro jistotu odesílá naměřená data směrem sondy Cassini, kdyby nám náhodou nevyšel přistávací manévr. V 700 m si na atmosféru trošku posvítíme a zažehneme 20 W výbojku, abychom snadněji zhotovili spektrum atmosféry. Tato výbojka nám pomůže osvětlit i místo přistání. O několik minut později dosedáme poměrně tvrdě na povrch (13.45 SEČ). Stojíme na pevném povrchu, jehož konzistence by se dala připodobnit vlhkému písku nebo křídě s tenkou ledovou krustou. Materiál je směsí vodního ledu a uhlovodíků a díky uhlovodíkovým příměsím se jeví poměrně tmavý. Všude kolem panuje mrazivých –180 stupňů Celsia. Na přiloženém snímku (obr. 4) vidíme blízké okolí sondy Huygens. Oblé struktury před námi mohou být sice kameny, ale spíše se bude jednat o směs zmrzlého ledu a uhlovodíků. Rozměry největších valounů mají asi 15 cm v průměru. Co nám k celému snímku říká známý geolog Pavel Gabzdyl? „Především bychom si měli povšimnout oblého charakteru balvanů. Ten naznačuje, že povrch Titanu podléhá silné erozní činnosti a je rozhodně živější, než např. povrch Marsu. Eroze může být důsledkem proudění kapaliny nebo vanutí větrů. Pro kapalinu svědčí i fakt, že valouny jsou Obr. 4 – Místo přistání pouzdra částečně usazeny v jemném materiálu, který by mohl odpovídat drobnějším sedimentům.“ Je tedy velmi Huygens.

4

Obr. 5 – Říční síť na Titanu.

pravděpodobné, že vzhled okolní krajiny utvářela proudící kapalina. Nejspíše již avizovaný metan. Vraťme se ještě ke snímkům, pořízeným během sestupu, při kterém Huygens zaznamenal zvyšující se obsah metanu a ve výšce 20 km prošel vrstvou metanových a etanových oblak. Huygens odhalil krajinu, která je formována vydatnou erozí a při pohledu z výšky se jasně rýsují kanály, ve kterých může téct kapalný metan. Díky snímkům z povrchu naopak víme, že místo přistání má oblázkovitý charakter právě díky erozním vlivům. Obr. 5 zobrazuje rozsáhlou síť „odvodňovacích“ kanálů, které směřují z vyšších oblastí do níže položených oblastí tmavých. Tyto kanály postupně přecházejí v útvary připomínající pozemské říční systémy a ústí do metanového jezera. Zdá se, že v současné chvíli jsou metanové řeky a jezera vyschlá, ale je velmi pravděpodobné, že ještě zcela nedávno je plnil metanový déšť. Tmavý vzhled těchto oblastí je důsledkem existence uhlovodíkových sedimentů, které klesají z atmosféry na povrch a následně jsou metanovými dešti snášeny do kanálů a jezer, kde vytvářejí tmavé vrstvy. Díky chemické analýze Titanovy atmosféry (především izotopu 40Ar) se potvrdilo, že na Titanu existovala sopečná kryovulkanická činnost s produkcí kryolávy tvořené vodním ledem a čpavkem. Je až pozoruhodné, kolik podobností s erozními vlivy na Zemi nacházíme na Titanu. Úlohu vody zde hraje metan, úlohu sopečného magmatu podchlazený čpavek... Namísto pozemských nečistot je led znečištěn organickými sedimenty a ty se hromadí v deltách metanových řek a na dně metanových jezer...

5

Obr. 6 – Pobřežní oblast metanového jezera (tmavá plocha) zachycená sondou Huygens při přistávacím manévru.

Nebude na škodu závěrem zmínit obrovskou výdrž Huygense. Ačkoliv vědci předpokládali, že bude fungovat nejdéle půl hodiny, pracoval s přehledem po čtyři hodiny. Z toho byl po 1 hodinu a 12 minut v přímém spojení s Cassini a poté, co zmizel sondě Cassini za obzorem, jsme pomocí radioteleskopů slyšeli Huygensův signál ještě další tři hodiny i na Zemi. Výbojka nakonec místo přistání osvětlovala více jak 1 hodinu a 15 minut, oproti předpokládaným 15 minutám ... Za takovou výdrž sondy mohla dokonalá tepelná izolace, která ji chránila před okolním mrazivým prostředím. V současné chvíli nás čeká podrobná analýza všech naměřených dat a nám tak nezbývá, než se těšit na další zajímavosti z tohoto tajemného světa!

– Jan Píšala –

Foton sem, foton tam – 1. a 2. část V historii lidstva párkrát významně zasáhla astronomie do jeho vývoje a pomohla nás tak posunout o kousek dál od opic. Poprvé to byl ve starověku vynález kalendáře. Podruhé v novověku si lidé uvědomili gravitaci a pochopili, že Země není středem vesmíru. Na konci 19. století si fyzikové mysleli, že pochopili podstatu světa. Byli přesvědčeni o tom, že kdyby znali rychlosti a polohy všech částic ve vesmíru, byli by schopni vypočítat jeho minulost i budoucnost. Naštěstí tehdy zasáhla právě astronomie a ukázala lidem, jak velice se mýlí. Stačilo se podívat třeba jen na světlo Slunce a rozložit jej hranolem. Objevily se v něm tmavé čáry, které tehdy nebyl nikdo schopen vysvětlit. Lidé se začaly zajímat o samotný atom. Postupně vznikla kvantová mechanika a my dnes můžeme

6

využívat třeba televizi, zářivky, tomografy, lasery a vůbec skoro všechny hračky 20. století. Pojďme se proto v tomto malém seriále podívat, co všechno můžeme ze světla vyčíst. Vždyť je to to jediné, co nám může něco povědět o hvězdách, mlhovinách, nebo i celých galaxiích.

I. SPEKTRUM Necháme-li procházet světlo hranolem nebo mřížkou (stačí CD disk), rozloží se nám na jednotlivé barvy. Když na hranol nebo mřížku bude dopadat sluneční světlo jen z úzké štěrbiny, uvidíme na barevném pozadí, tzv. kontinuu, tmavé spektrální čáry. Abychom mohli alespoň trošku porozumět tvorbě spektra, musíme si nejprve povědět něco málo o stavbě atomu.

Stavba atomu Postačí nám jen ten nejjednodušší Bohrův model atomu. Kolem kladného jádra atomu, v němž jsou protony a neutrony, obíhají elektrony, podobně jako planety kolem Slunce. Elektrony však nemohou být na libovolných drahách, ale pouze na drahách s určitou energií. Na obrázku 1 jsou nakresleny energetické hladiny pro vodík. V přírodě se všechno chová tak, aby mělo co nejmenší energii. Proto i elektrony v atomech se snaží obsazovat hladiny s co nejmenší energií. Hladina s nejmenší energií je základní hladina, která je označovaná hlavním kvantovým číslem n = 1. Pokud chceme, aby elektron „vyskočil“ na vyšší hladinu, musíme mu dodat energii. Představme si plyn, přes který bude procházet spojité světlo. Elektrony těchto atomů si vyberou ze světla právě ty fotony, které mají energii vhodnou k přeskoku na některou vyšší hladinu. Když se potom podíváme na spektrum světla, které prošlo tímto plynem, budou se v něm na pozadí kontinuua nacházet tmavé absorpční čáry o vlnových délkách odpovídajících přechodům plynu. Elektrony na vyšších hladinách nezůstávájí dlouho. Za velice krátkou dobu se Obr. 1: Energetické hladiny atomu vodíku vrací zpět a vyzáří foton o vlnové délce (staženo z internetu). odpovídající energetickému rozdílu hladin. Vyzářený foton se ale může vydat do libovolného směru. Proto, podíváme-li se na náš plyn z boku, tedy tak, abychom přes něj neviděli zdroj světla, uvidíme pouze emisní čárové spektrum (obr. 2). Vzhledem k tomu, že každý atom, iont, i dokonce i izotop má jiné energetické hladiny, objeví se nám ve spektru pro jiný plyn i jiné spektrální čáry.

7

zdroj spojitého spektra

absorbující plyn

na pozadí kontinua vidíme tmavé spektrální čáry

pouze emisní čáry bez kontinua

Obr. 2: Experiment s emisí a absorpcí světla plynem.

Podobně vypadají i hvězdná spektra. V tom nejjednodušším přiblížení si můžeme představit, že nitra hvězd vysílají spojité záření. Na své cestě k nám, ale musí světlo projít atmosférou. U většiny hvězd je tloušťka atmosféry velice malá (u našeho Slunce asi 200 km, zatímco poloměr Slunce je kolem 700 000 km), proto se nám ve spektru objeví absorpční čáry na pozadí kontinuua. Stejně jako v našem experimentu. Některé hvězdy ale mají rozsáhlé atmosféry a můžeme u nich pozorovat i emisní čáry. Ale není všechno tak jednoduché. Spektrum ovlivňuje i třeba rychlost částic, složení plynu, hustota a teplota. Než se podrobněji podíváme na spektrální čáry, ukažme si nejprve, jak se tvoří spojité spektrum.

Spojité spektrum Představme si těleso, které by dokonale absorbovalo a vyzařovalo. Takovému předmětu říkáme dokonale černé těleso. Určit, jak bude vyzařovat, byl pro lidi docela velký oříšek. Podařilo se ho rozlousknout až Planckovi, který zjistil, že světlo je emitováno po kvantech – fotonech. Na obrázku 3 je závislost intenzity vyzařování na vlnové délce pro různé teploty. I když v přírodě neexistuje nic, co by dokonale absorbovalo a emitovalo záření, můžeme s pomocí Planckových funkcí pochopit alespoň základní jevy. Když se podíváme na obrázek, vidíme, že maximum intenzity se pro větší teploty posouvá do kratších vlnových délek. Kratším vlnovým délkám odpovídá větší frekvence a také větší energie fotonů. Ve viditelné oblasti spektra má nejdelší vlnovou délku červené světlo a nejkratší fialové. Planckův zákon nám vysvětluje například to, proč když hodíme do ohně hnědou větev, je za chvíli červená a potom horký uhlík z ní je namodralý. Stejně tak je to i u hvězd. Hvězdy s nízkou povrchovou teplotou, například Arkturus, se nám zdají načervenalé, zatímco horké hvězdy, např. Riegel, zase namodralé. Hvězdy bohužel nezáří jako absolutně černá tělesa a i v jejich spojitém spektru můžeme vidět odchylky od Planckových funkcí. Jak vlastně spojité spektrum vzniká?

8

Obr. 3: Planckova funkce pro různé teploty (staženo z internetu).

Elektron v atomu musí mít jen určitou energii, ale mimo atom to už neplatí. Tam se může pohybovat s libovolnou energií. Elektron tedy může absorbovat foton s libovolnou energií, ale větší než energie hladiny, na které se právě nachází. Tomuto procesu se říká ionizace. Probíhá i opačný děj, rekombinace, kdy je elektron zachycen atomem a přebytečnou energii vyzáří. Ionizace a rekombinace jsou nejvíce pravděpodobné těsně u té nejmenší potřebné energie. Pro vodík (obr. 1) je to 13,6, 3,4, 1,5, … eV. Těmto energiím se říká hrany sérií. Série jsou přechody z jedné hladiny na všechny vyšší a obráceně. U vodíku máme Lymannovu sérii, Balmerovu, Pashenovu, … sérii. Ve hvězdném spektru je velmi dobře pozorovatelný Balmerův skok (obr. 4). V této oblasti je vidět celá řada spektrálních absorpčních čar, které vznikají při přechodu z druhé hladiny na dostatečně velkou. Směrem ke kratším vlnovým délkám jejich intenzita klesá.

Elektron při průletu okolo iontu nemusí být vždy absorbován, ale může jen Obr. 4: Balmerův skok na spektru hvězdy η UMa. Toto spektrum pořídil změnit svůj směr půso21. listopadu 2001 Ondřejovským dvoumetrovým dalekohledem bením elektrického pole Dr. Miroslav Šlechta. Na záznamu je rozsah vlnových délek 3518– iontu. Se změnou směru se změní i hybnost elektronu. 3774 Å. Na y-ové ose je tok v relativních jednotkách.

9

Jenomže hybnost se musí při všech dějích zachovávat. Proto elektron vyzáří foton. Ten s sebou odnese také energii a rychlost elektronu se zmenší. Fotony se také mohou rozptylovat na volných elektronech, iontech nebo molekulách. Jestliže se srazí foton s elektronem a jeho energie je mnohem menší než elektronu, potom foton pouze změní svůj směr. Tomuto rozptylu říkáme Thomsonův a je velice důležitý v atmosférách hvězd. Je-li energie fotonu i elektronu zhruba stejná, oba si při srážce vzájemně vymění část své energie. K tomuto rozptylu, tzv. Comptonovu, dochází u akrečních disků nebo velmi horkých bílých trpaslíků. Rozptyl záření na neutrálních atomech a molekulách, Rayleighův, se uplatňuje u chladnějších hvězd. K rozptylu na neutrálním atomu vodíku dochází u hvězd tříd G a K a na molekulách u chladných M hvězd. Tady u nás na Zemi mu vděčíme za modrou oblohu. Elektrony mohou také vysílat záření, pokud jsou magnetickým polem donuceni změnit svůj směr. I tentokrát musí být učiněno zákonům zachování energie a hybnosti zadost. Stejně jako v případě elektrického pole okolo iontu, i zde si foton odnese část energie elektronu a ten se zpomalí. Pokud je rychlost elektronů malá, vysílané záření bude na jedné frekvenci a to té, se kterou elektrony obíhají okolo magnetických siločar. Toto záření, cyklotronové, se pozoruje v horkých koronách hvězd. Je-li rychlost elektronů srovnatelná s rychlostí světla, potom začnou vysílat spojité synchrotronové záření. Takovéto podmínky jsou třeba okolo neutronových hvězd. Na tvorbě hvězdného kontinuua se větší či menší míře podílí všechny tyto jevy, proto jejich spojité spektrum je jiné, než ideální Planckovo. Odlišit od sebe jednotlivé jevy je velice obtížné. Naštěstí jsme schopni získat mnohem více informací z čárového spektra.

Čarové spektrum V kapitolce o stavbě atomu jsme si už vysvětlili jak vzniká čárové spektrum. Čára ale není ostrá, jak by se mohlo zdát. Na to, jaký bude mít tvar má vliv řada jevů. Elektrony v atomu kolem jádra neobíhají po přesně daných hladinách, ale mohou se s jistou pravděpodobností nacházet v nějaké oblasti. Uprostřed této oblasti „potkáme“ elektron s největší pravděpodobností. Nejčastěji dochází k přeskokům elektronů ze středu této oblasti do středu jiné oblasti, proto je spektrální čára nejvíc intenzivní uprostřed, na své klidové frekvenci (viz. obr. 5). Tomuto rozšíření čáry se říká přirozený profil čáry. Přirozené rozšíření je velice malé a ve skutečnosti Obr. 5: Přirozený profil spektrální čáry. zaniká v mnohem výraznějších jevech.

10

Zatím jsme předpokládali, že se atom vůči nám nepohybuje. Ale co se stane, když se přece jenom pohybovat bude? Jestliže se k nám bude atom přibližovat, potom díky Dopplerovu jevu naměříme větší frekvenci vyzářeného fotonu, než je jeho klidová frekvence. Naopak, bude-li se vzdalovat, naměříme menší frekvenci. V každém plynu se částice pohybují chaoticky se svou tepelnou rychlostí. Takže foton od jednoho Obr. 6: Tvar spektrální čáry. Je-li je plyn horký a řídký, projeví atomu bude posunut do menších se na tvaru čáry nejvíce tepelný pohyb atomů nebo iontů frekvencí a od dalšího zase do (Dopplerův profil). Čára je hlubší, ale i užší, než v případě, větších frekvencí. Když se potom kdy září hustší plyn a částice se navzájem velmi ovlivňují podíváme na celý plyn, zjistíme, že (Lorentzův profil). se nám spektrální čára „rozplizla“. Kromě toho, že se částice v plynu pohybují chaoticky, může se celý plyn k nám přibližovat, nebo vzdalovat. Tentokrát už nedojde k rozšíření čáry, ale jenom k jejímu posunutí, protože všechny atomy získaly stejně velkou rychlost. Atom v plynu nebo plazmatu není sám. Elektrické pole okolních částic rozšíří jeho horní hladiny. Tedy i spektrální čára od takovéhoto atomu bude širší. Můžeme vůbec odlišit jakým způsobem je čára rozšírena? Naštěstí ano. Tvar čáry je v obou případech jiný. Na obr. 6 je nakreslen tvar čáry pro případ tepelného pohybu, tzv. Dopplerův profil, a tvar čáry, která je rozšířena díky působení okolních částic, Lorentzův profil. Dopplerův profil má větší centrální část, které se říká jádro čáry, zatímco Lorentzův profil je větší ve vzdálenějších oblastech od středu čáry(v křídlech čáry). Ve skutečnosti se obě situace vždy prolínají. Výsledný profil čáry se označuje jako Voigtův profil. V hustším prostředí převládne rozšíření díky působení ostatních částic, v řidším, ale horkém zase tepelným pohybem. Teď už toho víme dost, abychom se mohli podívat na to, jak vzniká hvězdné spektrum a co všechno se z něj dá vyčíst.

II. TAJEMSTVÍ HVĚZDNÝCH SPEKTER Popravdě řečeno, hvězdy nám v tomto oboru dávají pořádně zabrat. Spektrální klasifikace začala vznikat už v polovině 19. století. Přesto se nedá říci, že bychom rozuměli všem důležitým jevům tvořícím hvězdné spektrum.

Jsem foton a chci ven! Trošku zjednodušeně si můžeme představit, že z míst hluboko pod atmosférou k nám příchází spojité záření. Je to zhruba až tam, kde jsou skoro všechny atomy ionizovány.

11

Tyto fotony musí projít na cestě k nám hvězdnou atmosférou. V ní už teplota není tak vysoká, což umožní to, že víc elektronů je vázáno v atomech a absorpce a emise záření se zde stává velmi důležitou. Na obr. 7 je načrtnuta hvězdná atmosféra. Nalevo od obrázku pokračuje hvězdné nitro a napravo je už prostředí tak řídké, že fotony mohou celkem bez problémů dojít až k nám. Podívejme se nejprve na kouzelníka. Ten si velice šikovně vybral frekvenci tak, aby se v ní nenacházela ani Obr. 7: Schéma hvězdné atmosféry. Černé puntíky představují jedna spektrální čára atomů atomy a ionty, šedé elektrony. Plná čára označuje cestu fotonu a iontů, které potkává na cestě. s frekvencí uprostřed spektrální čáry, čárkovaná s frekvencí na Nesetkal se dokonce ani s žád- kraji a tečkovaná kontinuum. ným elektronem a tak se dostal ven až k nám nejrychleji. O něco míň šikovnější byla kouzelnice, která si sice také vybrala frekvenci kontinua, ale nedala si pozor a potkala se s elektronem. Ten změnil její směr. Bob si pro změnu vybral frekvenci ve středu spektrální čáry. To pro něj není zrovna nejlepší, protože se líbí každému atomu nebo iontu. Na chvíli si ho půjčí. Vlastně jen na tak dlouho, že elektron v atomu vyskočí na vyšší hladinu a potom zase zpátky. Vyzáří ho skoro na stejné frekvenci, velice blízko středu čáry, ale do jiného směru. Protože má ale Bob pořád frekvenci blízkou středu čáry, je velice rychle opět absorbován a emitován jiným atomem nebo iontem. Plácal by se tam snad až do nekonečna, kdyby se náhodou nestalo to, že elektron v jednom atomu se při seskoku netrefil do středu svého energetického pásu, ale o kousek dál. Takže Bob najednou má frekvenci až na okraji čáry. Tato frekvence se ale ostatním atomům a iontům moc nelíbí a tak Bob celkem bez problémů urazí kus cesty ven, než je zase pohlcen. Bobek se na rozdíl od kouzelníka, kouzelnice a Boba narodil o něco později. Při srážce dvou atomů došlo k tomu, že se elektron jednoho z nich dostal na vyšší hladinu. Vzal si k tomu trošku kinetické (pohybové) energie těch dvou atomů, takže se srážkou o něco zpomalily. Při seskoku zpět vyzářil právě Bobka. Jeho osud je velice podobný Bobovi, ale přecejenom je to větší popleta. Jeden z atomů ho poslal zpět do nitra hvězdy, takže hvězdu spolu s kouzelnicí ještě trošku ohřál. Ve vrstvách hluboko v atmosféře dochází často k tomu, že i během té krátké chvíle, kdy je elektron na vyšší hladině dojde ke srážce atomu a nebo iontu s jinou částicí. Při této srážce elektron seskočí na nižší hladinu a získaná energie se přemění na kinetickou energii částic, takže se plyn o něco málo ohřeje. Z tohoto obrázku (7) je také vidět, kde je „zakopanej pes“. Každý foton, který k nám přichází, pochází z jiných oblastí. Kouzelník se nám snaží něco říci o hlubokých vrstvách

12

atmosféry. Bob tu informaci má v podstatě v sobě zakódovanou taky. Může mít totiž frekvenci větší, než je frekvence, kterou by získal „narozením“ v některé z vyšších vrstev. Tam už je nižší teplota, atomy a ionty se pohybují pomaleji, a tedy i energie, kterou může získat elektron při srážce je menší. Nemůže vyskočit na moc vysokou hladinu a tedy i frekvence fotonu, který bude vyzářen bude nižší. To se stalo právě Bobkovi. Kdychom mohli procházet atmosférou, všimli bychom si, že v každé vrstvičce je tvar spektrální čáry jiný. Závisí na tom, jaká je tam teplota a hustota. Díky fotonům jako je Bob jsou tyto informace přeneseny až k nám. Náš problém je v tom, že my nemůžeme odlišit, kde foton vznikl. Víme jen, že má nějakou frekvenci a že na této frekvenci k nám přišlo ještě několik dalších fotonů.

Co způsobil kouzelník s králíkama? Už jsme si pověděli, že kouzelnice s Bobkem a jim podobní fotony mohou ohřát atmosféru. To se děje hlavně u horkých hvězd. Těch jevů, které si můžeme takhle vysvětlit, je ale ještě o něco víc. Ačkoliv Bob vznikl v dost hlubokých vrstvách, díky tomu, že má frekvenci ve středu čáry je velice často absorbován. K nám se dostanou fotony ze středu čáry, až z těch nejvrchnějších oblastí. Čím víc se vzdalujeme od středu čáry, tím víc je prostředí pro fotony průhledné a my vidíme do větších a větších hloubek, až konec v kontinuu vidíme nejhlouběji. Hvězdná atmosféra je pro každou frekvenci jinak průhledná. V centru každé čáry vidíme jinak hluboko. Na obr. 8 vidíme jak vypadá sluneční atmosféra v růzObr. 8: Pohled na Slunce v různých spektrálních oblastech (staženo ných čarách. Toho se využívá při studiu mnoha jevů probíz internetu).

13

hajících na Slunci. Získáme tak informaci, v které výšce a s jakou intezitou se co odehrává. Teplota

S průhledností, nebo neprůhledností je spojen ještě jeden jev, kterému se říká stejný počet absorbujících částic okrajové ztemnění. Dlouhou dobu ho lidé nebyli schopni vysvětlit. Bylo k tomu zapotřebí až přesných modelů počítajících hvězdné spektrum. Přitom jeho hlavní princip není zas až tak složitý. Jde o to, že když se díváme do Slunce pod různými úhly, vidíme jinak hluboko. V hlubších vrstvách je vyšší teplota a vyšší hustota. Díky tomu je i intenzita záření větší. Na obr. 9 je Obr. 9: Okrajové ztemnění. vidět, že v šikmých směrech k nám dojde záření z menší hloubky. Fotony z větších hloubek se k nám nedostanou, protože je čeká na cestě k nám příliš mnoho částic schopných absorpce. V první kapitolce jsme si řekli něco málo o emisním a absorpčním čarovém spektru plynu. Jak je to u hvězd? Úplně stejné. Díváme-li se na hvězdný disk, pak atomy a ionty, které jsou mezi námi a hvězdným nitrem absorbují záření. My pak vidíme tmavé absorpční čáry. Z ostatních oblastí, které se nám na hvězdný disk nepromítají, k nám přichází rozptýlené záření od atomů a iontů atmosféry hvězdy. Z těchto oblastí pozorujeme emisní spektrum (obr. 10). Většina hvězd má tak tenkou atmosféru, že se oblast emisního spektra ani neprojeví. Přesto někteří obři mají tak rozsáhlé atmosféry, že jejich spektrální čáry jsou v emisi. Spektrální čáry od jedné hvězdy nemusí být všechny v emisi, nebo absorpci. U některých chladnějších hvězd hlavní posloupnosti pozorujeme například vodíkové čáry v absorpci, ale čáry ionizovaného vápníku H a K jsou emisní. Tyto čáry vznikají při vyšších teplotách v korónách hvězd, kde je atmosféra velmi řídká a rozsáhlá. Pomocí těchto čar můžeme studovat koróny i vzdálených hvězd. Obr.10: Emisní a absorpční čárové Teď už toho víme dost na to, abychom se mohli podívat na spektrum hvězd. skutečná hvězdná spektra.

(Pokračování přístě)

– Danka Korčáková –

14

Zaostřeno na nekonečno aneb Hvězdy pod drobnohledem Když se podíváte na hvězdnou oblohu, ať už tu noční skutečnou, nebo umělou, kterou nám věrně napodobuje planetárium, nejspíš vás naplní pocit chladu. Ale ve dne tenhle dojem nemáme. Každý zná Slunce jako zářící kotouč na obloze. A v našem podvědomí je to obrovská žhavá koule. V tomhle dojmu nás podporuje i vlastní zkušenost ze zatmění Slunce, nebo přechodu planet přes sluneční disk. Proč nám ale hvězdy v noci přijdou jiné. Protože necítíme teplo z jejich světla, ale jen okolní noční chlad, strach z temnoty a tajemných zvuků, které se na nás valí ze všech stran okolo. A hvězdy samotné vidíme jen jako plápolající zářivé body někde v nepředstavitelné dálce na nebeské klenbě. Přitom se nejedná o jiné hvězdy, než jako je nám dobře známá naše denní hvězda – Slunce. Ve skutečností jsou některé z těch třpytivých teček opravdoví obři, proti kterým se naše Slunce jeví jen jako znaménko na čele Jirky Duška ve srovnání s celou jeho hlavou nebo ještě líp s jeho přerostlým pupkem. Na druhé straně jsou tam i takové, které by Slunce hravě strčilo do kapsy, kdyby nějakou mělo. Ne všechny jsou v poklidné fázi svého vývoje – hvězdy na hlavní posloupnosti. Najdeme zde jak právě se rodící nové hvězdy, tak i zasloužilé starce na samém konci hvězdného života, ale už i po něm. Vyobrazení Slunce najdeme na každém kroku, sám ho nosím na krku jako železný přívěšek. Ale ostatní hvězdy jsou pořád jen svítící body na temné obloze. Kvůli jejich obrovské vzdálenosti od nás, nám jejich skutečnou tvář může přiblížit jen umělecké vyobrazení vzešlé z fantazie pouličního umělce s krabicí barev, nebo počítačové modely sestavené na základě nejrůznějších pozorování. Jen zřídka se těm největším dalekohledům světa podaří přeměnit nepatrný kotouček na snímku hvězdného pole v plošku, na které ale není vidět o mnoho víc detailů. Doufám, že detailnější přiblížení vlastností některých stálic vám otevře nový pohled na oblohu posetou stovkami jasně i slabě zářících hvězd.

Polárka Po Slunci asi nejznámější hvězdou je bezesporu Polárka, nebo chcete-li Alrucaba, Cynosura, či Alfa UMi. Dnes už nejenom námořníci ví, že ukazuje k severu a už děti na základní škole se učí, jak ji pomocí zadních kol Velkého Vozu spolehlivě na obloze najít. Každá astronomická učebnice ji přestavuje jako hvězdu spektrální skupiny F7, z čehož si můžeme odvodit, že jde o hvězdu s povrchovou teplotou mezi šesti a sedmi tisíci Kelviny a hmotností přibližně desetkrát větší než má naše Slunce. Ale opravdu chytrá knížka, jakou Kleczkova Velká encyklopedie vesmíru bezesporu je, nám o ní dokáže říct mnohem víc. Nažloutlý veleobr s poloměrem jako 50 Sluncí a zářící, že by vydala hned za pět tisíc naších Sluncí. Se svou vzdáleností 432 světelných let patří k těm blízkým hvězdám a navíc se k nám neustále přibližuje rychlostí 17 km za sekundu, což ale v kosmickém měřítku nepředstavuje nic úchvatného. Zajímavější je, že patří do skupiny fyzicky proměnných – pulzujících hvězd – cefeid, nesoucí označení po první zástupkyni této skupiny – Deltě Cephei. Tyto hvězdy se pravidelně nafukují a zase smršťují a tím mění i svoji jasnost, to

15

však u Polárky pouhým okem nezjistíme. Téměř železná pravidelnost, se kterou jednotlivé cykly vykonávají jim, zajistila důležité místo jako pomůcky při určování vzdálenosti galaxií ve vesmíru. Ve skutečnosti se nejedná o samostatnou hvězdu, ale jak už to ve vesmíru chodí a 80 procent hvězd je toho solidní důkaz, jde o vícenásobný systém složený celkově z pěti hvězd. Doposud jsem se zmínil jen o složce označené jako A. V její těsné blízkosti obíhá slabá hvězda, kterou nelze přímo pozorovat a lze ji odhalit až na datech pořízených spektroskopem. Složka A je tedy spektroskopickou dvojhvězdou. Ve vzdálenosti necelých dvaceti obloukových minut kolem ní obíhá hvězda hlavní posloupnosti o jasnosti necelých 9 mag – složka B. Ta je pozorovatelná i menšími dalekohledy. V ještě větší vzdálenosti obíhají složky C a D, ty jsou ale se svými 13 a 12 magnitudami na dalekohled jako je Somet binar už příliš slabé. Tak takhle komplikovaný svět se skrývá pod nenápadným světélkem, po kterém se v noci ohlédnete vždy, když se chcete zorientovat, kde leží sever.

– Zdeněk Janák –

Zajímavá pozorování Nedávno jsem v autobusu na lince Praha-Ondřejov mluvil s jedním z pracovníků stelárního oddělení Astronomického ústavu a ten se mi svěřil, že se hrozně moc těší na noční směnu, neboť počasí vypadá slibně a pokud to vydrží, tak to zřejmě bude první pozorovací noc někdy od loňského října. Pravdou je, že nevím, jak to ve finále dopadlo, nicméně velký nedostatek jasných nocí se projevil i v počtu vašich pozorování. Čestnou výjimkou je Barbora Nedomová, současný držitel apačského dobsona. A protože má svá pozorování ve formě moc pěkných pozorovacích protokolů, pokusím se jejich formu maximálně zachovat.

Mare Crisium (Moře nepokojů) Datum:

28. 12. 2004

Čas kresby:

18.30 UT 18.56 UT, colongitudo: 114,9

Dalekohled:

Dobson (Newton) 200/1200 mm s okulárem 5 mm

Místo:

Janovice – na pašunku

Podmínky:

3–4

Hodnocení:

2

Poznámky:

Z počátku to vypadalo, že z pozorování nic nebude, neboť mi v kresbě bránily mraky, ale po chvíli – jako by něco vyslyšelo moje prosby – se docela vyjasnilo. Neváhala jsem už ani chvilku a vrhla jsem se do kresby

16

nádherného měsíčního Moře nepokojů. I když jsem měla v celku jasno a pěkný obraz, nemohu opomenout chvilkové vlnění obrazu. Ke konci kresby, když jsem zvedla hlavu od okuláru, jsem si všimla nádherného hala, které tam dřív nebylo. Jinak z kresby mám vcelku dobrý pocit a co se týče detailu, ty se občas ztrácely, ale myslím, že většinu se mi jich podařilo zachytit. N

Orientace:

570 km

E

Když budete postupovat po obrázku z vrchu směrem dolů tak si můžete hned povšimnout tří kráterů: Geminus (86 km), Burckhardt (57 km) a Cleomedes (126 km). V samotném Moři nepokojů se nachází směrem od severu k jihu na kresbě krátery: Shift (11 km), Peirce (18,5 km), Yerkes (36 km), Pikard (23 km) a Greaves (14 km). Mare Crisium má plochu 176 000 km2 (srovnatelné plochou V. Británie) a průměr 570 km.

Langrenus a Vendelinus Datum:

28. 12. 2004

Čas kresby:


Dalekohled:


Místo:


Podmínky:

4–5

Hodnocení:

4

Poznámky:

Po první kresbě, kterou jsem stihla dokončit tak, tak... Musela jsem čekat zhruba deset minut než se mi opět aspoň trochu vyjasnilo a já mohla pokračovat v kresbě dalšího objektu. Podmínky ale už nebyly tak dobré. Silně se mi třásl obraz a ze západu se mi blížily další mraky. Na kresbu jsem neměla tedy moc času, ale přesto mě to neodradilo. Už ke konci

17

kresby se mi obraz jevil značně rozmazaný a tmavý. V poslední minutě byl na nějakou chvilku Měsíc úplně ztracen za šedou pokrývkou mraků. Vzhledem k tolika rušivým vlivům bylo dosti těžké tuto kresbu namalovat, ale přesto si myslím, že se mi i tak některé důležité detaily podařilo vystihnou. Orientace:

N

147 km

E

Když půjdeme po kresbě směrem od severu k jihu uvidíme nejdříve kráter Langrenus a pod ním kráter Vendelinus. Dvojice kráterů se nachází na západním okraji Mare Fecunditatis (Moře hojnosti). U kráteru Langenus se severozápadně od něj nachází malá trojice kráterků (Naonobu, Atwood a Biharz). U severního okraje Vendelinus se nachází kráter Lhose a u jižního okraje kráter Holden. Terminátor postupuje od východu.

Petavius a Wrottesley Datum:

28. 12. 2004

Čas kresby:


Dalekohled:


Místo:


Podmínky:

4

Hodnocení:

2–3

Poznámky:

Po druhé kresbě jsem musela zase chvíli počkat. Než mraky opět odtáhly a já mohla započít s další a zároveň dnešní poslední kresbou. I když počasí už nebylo moc dobré a vlnění obrazu taky bylo velké, stejně mi to nedalo nenakreslit si tak pěkný a známý kráter jako je Petavius. Detailům jsem se snažila věnovat dost pozornosti, i když mi počasí nepřálo. Dokonce se mi podařilo zakreslit Rimae Petavius. Detaily okolo

18

Petaviuse jsou bych řekla vcelku přesné. Co se týče Wrottesleye tam už tak dobré detaily nejsou neboť jsem mu ani moc pozornosti nevěnovala a byl kreslen ke konci celkové kresby a Měsíc doslova zmizel za mraky. N

Orientace:

80 km

E

Kruhové pohoří (177 km) nacházející se poblíž jižního okraje Mare Fecunditatis (Moře hojnosti). V kráteru se nachází známá Rimae Petevius (brázda Petavius; 80 km). Severozápadně od kráteru nalezneme kráter Wrottesley (57 km). Nejasné kousíčky nacházející se jihovýchodně od kráteru Petavius jsou kousíčky kráterů Hase a Palitzsch. Terminátor postupuje od východu.

Jenssen Datum:

30. 12. 2004

Čas kresby:


Dalekohled:


Místo:

Janovice – za barákem

Podmínky:

2

Hodnocení:

2–3

Poznámky:

Tak tato noc vypadala ze začátku velmi slibně. Zpočátku se mi ani nechtělo jít pozorovat, ale na konec jsem se odhodlala a šla. A ke svému překvapení jsem tam na měsíčním povrchu našla zrovna kráter Jenssen, kterým procházel terminátor. Byla jsem nadšená, že se mi podařilo zachytit něco tak skvělého. Na kresbu jsem měla dostatek času a věnovala jí dost velkou pozornost, abych nezanedbala nějaký důležitý

19

detail. Postupem času se sice začalo zase jako naschvál kazit počasí, ale to mě neodradilo. S touto kresbou jsem byla velice spokojená. Orientace:

N

23 km

E

Terminátor postupuje směrem od východu. Na tomto obrázku jde zpozorovat, jak skvěle kráterem prochází stín. Poznáte ho podle obrysu podobajícího se písmenu W nebo psacímu m. Záleží na tom, jak se na kresbu podíváte. Délka kráteru Jenssen je asi 140 km. Pod kráterem Jenssen se nachází zvláštní kráter podobající se srdíčku. Jde nejspíš o kráter Pitiscus. Kráter nad Jenssenem, který je také vyplněn stínem terminátoru se nazývá Brenner.

Teophilus, Cyrillus a Catharina Datum:

30. 12. 2004

Čas kresby:


Dalekohled:


Místo:

Janovice – za barákem

Podmínky:

3

Hodnocení:

2

Poznámky:

I když se tato trojice kráterů nenacházela u terminátoru, neodolala jsem a vrhla jsem se na ně. Tato trojice mě vždy okouzlovala. Počasí se už sice postupně zhoršovalo, ale vcelku jsem stihla nakreslit vše, co jsem chtěla, i detaily. Ke konci kresby jsem si ale všimla zlomu, který tam předtím tak znatelně vidět nebyl, a tak jsem ho k té okouzlující trojce přidala jako třešničku na dortu. Celkově jsem s kresbou spokojená, protože přes ne moc dobré počasí si myslím, že si mi kresba podařila.

20

Orientace:

N

100 km

E

Na kresbě od severu k jihu se táhne trojice nádherných kráteru Teophilius, Cyrillus a Catharina. U prvního kráteru Teophilius se nachází Mare Nectaris (Moře nektarů) – zprava – a kousek Mare Tranquillitatis (Moře klidu) – ze shora. Za povšimnutí stojí i Rupes Altaj (Altajský zlom), který se táhne od nejspodnějšího kráteru Piccolomini a postupuje směrem na sever ke kráteru Catharina.Terminátor se nachází východně od této trojice. A touto pozorovací smrští se dnes také rozloučíme. Těším se na shledanou zase přibližně za dva měsíce.

– sesbíral Michal Švanda – Obsah čísla: Poslední neznámý svět ve sluneční soustavě, Jan Píšala...............................................1 Foton sem, foton tam – 1. a 2. část, Danka Korčáková...................................................5 Zaostřeno na nekonečno aneb Hvězdy pod drobnohledem, Zdeněk Janák...............14 Zajímavá pozorování.....................................................................................................15

BÍLÝ TRPASLÍK je zpravodaj sdružení Amatérská prohlídka oblohy. Adresa redakce Bílého trpaslíka: Marek Kolasa, Točitá 1177/3, 736 01 Havířov-Podlesí, e-mail: [email protected]. Najdete nás také na WWW stránkách http://www.astronomie.cz. Na přípravě spolupracují Hvězdárna a planetárium Mikuláše Koperníka v Brně, Hvězdárna a planetárium Johanna Palisy v Ostravě a Hvězdárna v Úpici. Redakční rada: Jana Adamcová, Jiří Dušek, Eva Dvořáková, Pavel Gabzdyl, Zdeněk Janák, Marek Kolasa, Lukáš Král, Rudolf Novák, Petr Scheirich, Petr Skřehot, Tereza Šedivcová, Petr Šťastný, Michal Švanda, Martin Vilášek, Viktor Votruba. Sazba Michal Švanda písmem Lido STF v programu OpenOffice.org © APO 2005

B Í L Ý T R PA S L Í K

Recommend Documents