Astronomie

Objekty ve vesmíru vysílají obrovské množství elektromagnetického záření. Vědci tento rozsah nazývají elektromagnetické spektrum, které rozdělili do několika kategorií. Spektrum je znázorněno na obrázku 1 s některými informacemi o vlnách v jednotlivých částech nebo pásmech.

Obrázek 1: Záření a zemská atmosféra. Tento obrázek ukazuje pásma elektromagnetického spektra a to, jak dobře je zemská atmosféra propouští. Všimněte si, že vysokofrekvenční vlny z vesmíru se nedostanou na povrch, a proto je musíme pozorovat z vesmíru. Některé infračervené a mikrovlnné vlny jsou pohlcovány vodou, a proto je lze nejlépe pozorovat z velkých výšek. Nízkofrekvenční rádiové vlny jsou blokovány zemskou ionosférou. (kredit: úprava práce STScI/JHU/NASA)

Typy elektromagnetického záření

Elektromagnetické záření s nejkratší vlnovou délkou, ne delší než 0,01 nanometru, se řadí do kategorie gama záření (1 nanometr = 10-9 metrů; viz Jednotky používané ve vědě). Název gama pochází ze třetího písmene řecké abecedy: gama záření bylo třetím druhem záření, které bylo objeveno jako záření vycházející z radioaktivních atomů, když fyzikové poprvé zkoumali jejich chování. Protože gama záření nese velké množství energie, může být pro živé tkáně nebezpečné. Záření gama vzniká hluboko v nitru hvězd a také při některých nejbouřlivějších jevech ve vesmíru, jako je zánik hvězd a splynutí hvězdných těles. Gama záření přicházející k Zemi je pohlceno naší atmosférou dříve, než se dostane na zem (což je pro naše zdraví příznivé); lze je tedy studovat pouze pomocí přístrojů ve vesmíru.

Elektromagnetické záření s vlnovou délkou od 0,01 nanometru do 20 nanometrů se označuje jako rentgenové záření. Protože je rentgenové záření energeticky vydatnější než viditelné světlo, je schopno proniknout měkkými tkáněmi, ale ne kostmi, a tak nám umožňuje vytvářet obrazy stínů kostí uvnitř nás. Rentgenové záření sice může proniknout na krátkou vzdálenost lidským tělem, ale je zastaveno velkým množstvím atomů v zemské atmosféře, se kterými interaguje. Proto se rentgenová astronomie (stejně jako gama astronomie) mohla rozvíjet až po vynalezení způsobů, jak vyslat přístroje nad naši atmosféru (obrázek 2).

Obrázek 2: Rentgenová obloha. Jedná se o mapu oblohy naladěnou na určité typy rentgenového záření (při pohledu z výšky zemské atmosféry). Mapa naklání oblohu tak, aby disk naší Galaxie Mléčné dráhy procházel jejím středem. Byla sestavena a uměle obarvena na základě dat získaných evropskou družicí ROSAT. Každá barva (červená, žlutá a modrá) zobrazuje rentgenové záření různých frekvencí nebo energií. Například červená barva obkresluje záři z horké lokální bubliny plynu kolem nás, kterou vyfoukla jedna nebo více explodujících hvězd v našem vesmírném okolí. Žlutá a modrá barva znázorňují vzdálenější zdroje rentgenového záření, například pozůstatky jiných explodovaných hvězd nebo aktivní centrum naší Galaxie (uprostřed obrázku). (kredit: úprava práce NASA)

Záření na pomezí mezi rentgenovým a viditelným světlem je ultrafialové (tedy s vyšší energií než fialové). Mimo svět vědy se ultrafialovému světlu někdy říká „černé světlo“, protože ho naše oči nevidí. Ultrafialové záření je většinou blokováno ozónovou vrstvou zemské atmosféry, ale malá část ultrafialových paprsků z našeho Slunce proniká dovnitř a způsobuje lidem spáleniny nebo v extrémních případech nadměrné expozice rakovinu kůže. Ultrafialovému záření se také nejlépe věnuje astronomie z vesmíru.

Elektromagnetické záření s vlnovou délkou zhruba mezi 400 a 700 nm se nazývá viditelné světlo, protože právě tyto vlny dokáže vnímat lidský zrak. Je to také pásmo elektromagnetického spektra, které nejsnáze dosáhne zemského povrchu. Tato dvě pozorování nejsou náhodná: lidské oči se vyvinuly tak, aby nejlépe viděly ty druhy vln, které přicházejí ze Slunce. Viditelné světlo účinně proniká zemskou atmosférou, kromě případů, kdy je dočasně blokováno mraky.

Mezi viditelným světlem a rádiovými vlnami se nacházejí vlnové délky infračerveného neboli tepelného záření. Infračervené záření poprvé objevil astronom William Herschel v roce 1800, když se snažil změřit teplotu různých barev slunečního světla rozložených do spektra. Všiml si, že když náhodou umístil svůj teploměr mimo nejčervenější barvu, stále zaznamenával zahřívání způsobené jakousi neviditelnou energií přicházející ze Slunce. To byl první náznak existence dalších (neviditelných) pásem elektromagnetického spektra, ačkoli trvalo mnoho desetiletí, než jsme je plně pochopili.

Tepelná lampa vyzařuje převážně infračervené záření a nervová zakončení v naší kůži jsou na toto pásmo elektromagnetického spektra citlivá. Infračervené vlny jsou pohlcovány molekulami vody a oxidu uhličitého, které jsou koncentrovanější nízko v zemské atmosféře. Z tohoto důvodu se infračervená astronomie nejlépe provádí z vysokých vrcholků hor, vysoko letících letadel a kosmických lodí.

Po infračerveném záření následují známé mikrovlny, které se používají v krátkovlnné komunikaci a mikrovlnných troubách. (Vlnová délka se pohybuje od 1 milimetru do 1 metru a je pohlcována vodní párou, díky čemuž je účinná při ohřevu potravin). Předpona „mikro-“ odkazuje na skutečnost, že mikrovlny jsou malé ve srovnání s rádiovými vlnami, dalšími ve spektru. Možná si vzpomenete, že čaj – který je plný vody – se v mikrovlnné troubě rychle ohřívá, zatímco keramický šálek – z něhož byla voda odstraněna pečením – zůstává ve srovnání s ním chladný.

Všechny elektromagnetické vlny delší než mikrovlny se nazývají rádiové vlny, ale to je tak široká kategorie, že ji obvykle dělíme na několik podsekcí. Mezi nejznámější z nich patří radarové vlny, které používají dopravní policisté v radarových pistolích ke zjišťování rychlosti vozidel, a rádiové vlny AM, které byly jako první vyvinuty pro vysílání. Vlnová délka těchto různých kategorií se pohybuje od více než jednoho metru až po stovky metrů a další rádiové záření může mít vlnovou délku až několik kilometrů.

Při tak širokém rozsahu vlnových délek ne všechny rádiové vlny interagují se zemskou atmosférou stejným způsobem. FM a televizní vlny nejsou pohlcovány a mohou snadno procházet naší atmosférou. Rádiové vlny AM jsou pohlcovány nebo odráženy vrstvou zemské atmosféry zvanou ionosféra (ionosféra je vrstva nabitých částic v horní části naší atmosféry, která vzniká interakcí se slunečním světlem a nabitými částicemi vyvrženými ze Slunce).

Doufáme, že tento stručný přehled ve vás zanechal jeden silný dojem: ačkoli viditelné světlo je to, co si většina lidí spojuje s astronomií, světlo, které naše oči vidí, je jen malým zlomkem širokého spektra vln vznikajících ve vesmíru. Dnes už chápeme, že posuzovat některé astronomické jevy pouze podle světla, které vidíme, je jako schovat se pod stůl na velkém večírku a posuzovat všechny hosty jen podle jejich bot. V každém člověku je mnohem víc, než se nám zdá pod stolem. Pro ty, kdo dnes studují astronomii, je velmi důležité vyhnout se tomu, aby byli „šovinisty viditelného světla“ – aby respektovali pouze informace viditelné očima a ignorovali informace získané přístroji citlivými na ostatní pásma elektromagnetického spektra.

Tabulka 1 shrnuje pásma elektromagnetického spektra a uvádí teploty a typické astronomické objekty, které vyzařují jednotlivé druhy elektromagnetického záření. I když se vám zpočátku mohou zdát některé druhy záření uvedené v tabulce neznámé, v průběhu výuky astronomie se s nimi seznámíte lépe. K této tabulce se můžete vracet, až se dozvíte více o typech objektů, které astronomové studují.

Záření a teplota

Některé astronomické objekty vyzařují převážně infračervené záření, jiné převážně viditelné světlo a další převážně ultrafialové záření. Co určuje typ elektromagnetického záření vyzařovaného Sluncem, hvězdami a dalšími hustými astronomickými objekty? Často se ukazuje, že odpovědí je jejich teplota.

Na mikroskopické úrovni je vše v přírodě v pohybu. Pevné těleso se skládá z molekul a atomů v nepřetržitých vibracích: pohybují se na místě sem a tam, ale jejich pohyb je příliš malý, než aby ho naše oči dokázaly postřehnout. Plyn se skládá z atomů a/nebo molekul, které volně poletují vysokou rychlostí, neustále do sebe narážejí a bombardují okolní hmotu. Čím je pevná látka nebo plyn teplejší, tím rychlejší je pohyb jejich molekul nebo atomů. Teplota něčeho je tedy mírou průměrné pohybové energie částic, které to tvoří.

Tento pohyb na mikroskopické úrovni je zodpovědný za většinu elektromagnetického záření na Zemi a ve vesmíru. Když se atomy a molekuly pohybují a srážejí nebo vibrují na místě, jejich elektrony vydávají elektromagnetické záření. Vlastnosti tohoto záření jsou určeny teplotou těchto atomů a molekul. Například v horkém materiálu jednotlivé částice vibrují na místě nebo se rychle pohybují od srážek, takže vyzařované vlny jsou v průměru energetičtější. A připomeňme, že vlny s vyšší energií mají vyšší frekvenci. Ve velmi chladném materiálu mají částice nízkoenergetické pohyby atomů a molekul, a proto generují vlny s nižší energií.

Zákony vyzařování

Abychom kvantitativně podrobněji pochopili vztah mezi teplotou a elektromagnetickým zářením, představíme si idealizovaný objekt zvaný černé těleso. Takový objekt (na rozdíl od vašeho svetru nebo hlavy vašeho instruktora astronomie) neodráží ani nerozptyluje žádné záření, ale pohlcuje veškerou elektromagnetickou energii, která na něj dopadá. Pohlcená energie způsobuje, že atomy a molekuly v něm vibrují nebo se pohybují rostoucí rychlostí. Jak se tento objekt zahřívá, bude vyzařovat elektromagnetické vlny, dokud se absorpce a záření nedostanou do rovnováhy. Chceme se zabývat takovým idealizovaným objektem, protože, jak uvidíte, hvězdy se chovají téměř stejným způsobem.

Záření černého tělesa má několik charakteristik, jak je znázorněno na obrázku 3. Na obrázku 3 je znázorněno záření černého tělesa. Graf znázorňuje výkon vyzařovaný na jednotlivých vlnových délkách objekty o různých teplotách. Ve vědě slovo výkon znamená energii, která se uvolní za sekundu (a obvykle se měří ve wattech, což pravděpodobně znáte z nákupu žárovek).

Obrázek 3: Znázornění zákonů záření. Tento graf ukazuje v libovolných jednotkách, kolik fotonů je vyzářeno při každé vlnové délce pro objekty o čtyřech různých teplotách. Vlnové délky odpovídající viditelnému světlu jsou znázorněny barevnými pásy. Všimněte si, že při vyšších teplotách se vyzařuje více energie (ve formě fotonů) při všech vlnových délkách. Čím vyšší je teplota, tím kratší je vlnová délka, při které je vyzářeno maximální množství energie (tento jev je znám jako Wienův zákon).

Především si všimněte, že křivky ukazují, že při každé teplotě náš objekt černého tělesa vyzařuje záření (fotony) na všech vlnových délkách (všech barvách). Je to proto, že v každé pevné látce nebo hustším plynu některé molekuly nebo atomy vibrují nebo se pohybují mezi srážkami pomaleji než průměr a některé se pohybují rychleji než průměr. Když se tedy podíváme na vyzařované elektromagnetické vlny, najdeme široký rozsah neboli spektrum energií a vlnových délek. Více energie se vyzařuje při průměrné rychlosti vibrací nebo pohybu (nejvyšší část každé křivky), ale pokud máme velký počet atomů nebo molekul, bude určitá energie detekována při každé vlnové délce.

Druhé, všimněte si, že objekt s vyšší teplotou vyzařuje více energie při všech vlnových délkách než objekt chladnější. Například v horkém plynu (vyšší křivky na (Obrázek 3) dochází k většímu počtu srážek atomů a ty vyzařují více energie. V reálném světě hvězd to znamená, že horké hvězdy vyzařují na všech vlnových délkách více energie než chladnější hvězdy.

Zatřetí nám graf ukazuje, že čím vyšší je teplota, tím kratší je vlnová délka, na které je vyzařován maximální výkon. Nezapomeňte, že kratší vlnová délka znamená vyšší frekvenci a energii. Je tedy logické, že horké objekty vyzařují větší část své energie na kratších vlnových délkách (s vyšší energií) než chladné objekty. Příklady tohoto pravidla jste mohli pozorovat v každodenním životě. Když je hořák na elektrickém sporáku zapnutý na nízký výkon, vyzařuje pouze teplo, což je infračervené záření, ale nezáří viditelným světlem. Pokud je hořák nastaven na vyšší teplotu, začne matně červeně zářit. Při ještě vyšším nastavení svítí jasněji oranžovo-červeně (kratší vlnová délka). Při ještě vyšších teplotách, kterých nelze běžnými kamny dosáhnout, se kov může jevit jako zářivě žlutý nebo dokonce modrobílý.

Těchto myšlenek můžeme využít k tomu, abychom vymysleli přibližný druh „teploměru“ pro měření teploty hvězd. Protože mnoho hvězd vyzařuje většinu své energie ve viditelném světle, je barva světla, která u hvězdy převládá, hrubým ukazatelem její teploty. Pokud jedna hvězda vypadá červeně a druhá modře, která z nich má vyšší teplotu? Protože modrá barva má kratší vlnovou délku, je známkou teplejší hvězdy. (Všimněte si, že teploty, které ve vědě spojujeme s různými barvami, nejsou stejné jako ty, které používají umělci. V umění se červená barva často označuje jako „horká“ a modrá jako „studená“. Stejně tak se běžně setkáváme s červenou barvou na ovládání vodovodních kohoutků nebo klimatizace, která označuje horké teploty, a s modrou barvou, která označuje studené teploty. Ačkoli se nám tyto barvy běžně používají v každodenním životě, v přírodě je tomu naopak.“

Přesnější hvězdný teploměr můžeme vyvinout tak, že změříme, kolik energie hvězda vydává při jednotlivých vlnových délkách, a sestrojíme diagramy jako na obrázku 3. Poloha vrcholu (nebo maxima) na křivce výkonu každé hvězdy nám může říci její teplotu. Ukázalo se, že průměrná teplota na povrchu Slunce, tedy v místě, kde je vyzařováno záření, které vidíme, je 5800 K. (V celém textu používáme kelvinovou nebo absolutní teplotní stupnici. Na této stupnici voda mrzne při 273 K a vře při 373 K. Veškerý molekulární pohyb ustává při teplotě 0 K. Různé teplotní stupnice jsou popsány v kapitole Jednotky používané ve vědě). Existují hvězdy chladnější než Slunce a hvězdy teplejší než Slunce.

Vlnovou délku, při které je vyzařován maximální výkon, lze vypočítat podle rovnice

\displaystyle{\lambda}_{\text{max}}=\frac{3\times {10}^{6}}{T}

kde je vlnová délka v nanometrech (jedna miliardtina metru) a teplota v K. Tento vztah se nazývá Wienův zákon. V případě Slunce je vlnová délka, při které je vyzařováno maximum energie, 520 nanometrů, což je blízko středu té části elektromagnetického spektra, která se nazývá viditelné světlo. Charakteristické teploty dalších astronomických objektů a vlnové délky, při kterých vyzařují nejvíce energie, jsou uvedeny v tabulce 1.

Protože tato hvězda má maximum vlnové délky na kratší vlnové délce (v ultrafialové části spektra) než naše Slunce (ve viditelné části spektra), nemělo by být překvapením, že její povrchová teplota je mnohem vyšší než teplota našeho Slunce.

Naše pozorování, že žhavější objekty vyzařují více energie na všech vlnových délkách, můžeme popsat také matematickou formou. Pokud sečteme příspěvky ze všech částí elektromagnetického spektra, získáme celkovou energii vyzářenou černým tělesem. To, co obvykle měříme u velkých objektů, jako je hvězda, je energetický tok, tedy výkon vyzařovaný na metr čtvereční. Slovo tok zde znamená „tok“: zajímá nás tok energie do určité plochy (jako je plocha zrcadla dalekohledu). Ukazuje se, že tok energie z černého tělesa při teplotě T je úměrný čtvrté mocnině jeho absolutní teploty. Tento vztah je známý jako Stefanův-Boltzmannův zákon a lze jej zapsat ve formě rovnice jako

F=\sigma{T}^{4}

kde F znamená tok energie a σ (řecké písmeno sigma) je konstantní číslo (5,67 × 108).

Všimněte si, jak působivý je tento výsledek. Zvýšení teploty hvězdy by mělo obrovský vliv na výkon, který vyzařuje. Kdyby například Slunce bylo dvakrát teplejší – tedy kdyby mělo teplotu 11 600 K – vyzařovalo by 24krát, respektive 16krát více energie než nyní. Ztrojnásobení teploty by zvýšilo výkon 81krát. Horké hvězdy skutečně vyzařují obrovské množství energie.

Slovník

černé těleso: idealizovaný objekt, který pohlcuje veškerou elektromagnetickou energii, která na něj dopadá

elektromagnetické spektrum: celá řada nebo rodina elektromagnetických vln, od rádiových až po gama záření

energetický tok: Množství energie, které projde jednotkovou plochou (například 1 metrem čtverečním) za sekundu; jednotkami toku jsou watty na metr čtvereční

gama záření: fotony (elektromagnetického záření) o energii s vlnovou délkou ne delší než 0.01 nanometrů; nejenergetičtější forma elektromagnetického záření

infračervené záření: elektromagnetické záření o vlnové délce 103-106 nanometrů; delší než nejdelší (červené) vlnové délky, které lze vnímat okem, ale kratší než rádiové vlny

mikrovlny: elektromagnetické záření o vlnových délkách od 1 milimetru do 1 metru; delší než infračervené, ale kratší než rádiové vlny

rádiové vlny: radiové vlny: všechny elektromagnetické vlny delší než mikrovlny, včetně radarových vln a rádiových vln AM

Stefanův-Boltzmannův zákon: vzorec, podle kterého lze vypočítat rychlost vyzařování energie černým tělesem; celková rychlost vyzařování energie z jednotkové plochy černého tělesa je úměrná čtvrté mocnině jeho absolutní teploty: F = σT4

ultrafialové záření: elektromagnetické záření o vlnových délkách 10 až 400 nanometrů; kratší než nejkratší viditelné vlnové délky

viditelné světlo: elektromagnetické záření o vlnových délkách zhruba 400 až 700 nanometrů; viditelné lidským okem

Wienův zákon: Wienův zákon: elektromagnetické záření s vlnovou délkou v rozmezí od 0 do 0 mm, které vyzařuje největší intenzitu záření

X-záření: elektromagnetické záření s vlnovou délkou v rozmezí od 0 do 0 mm, které vyzařuje největší intenzitu záření

.01 nanometrů a 20 nanometrů; mezistupeň mezi ultrafialovým zářením a zářením gama

.