Axina

Abychom rozuměli tomu, proč hvězdy září a jak žijí, je třeba vědět, co to jsou atomy. Vesmír - stejně jako naše nejbližší okolí - poznáváme prostřednictvím světla.

Axina

Atomy

Z chemie známe, že atom je nejmenší částečka prvku, například vodíku, uhlíku, hélia, kyslíku, železa atd. V přírodě a ve vesmíru známe 104 prvků. Atomy jsou velmi malé. Jejich kvadrilion (10 na 24) váží 1 gram. Kdybychom jich narovnali vedle sebe 10 milionů (10 na 7), dostali bychom řadu dlouhou 1 mm.
Přes nepatrné rozměry je atom složitý. Podobá se sluneční soustavě. Kolem těžkého jádra (slunce) obíhají lehounké elektrony (planety). Průměr jádra je stotisíckrát menší, než průměr celého atomu. Přesto je jádro několiktisíckrát těžší, než elektrony. Jádro je složeno z kladných protonů a z neutronů, které nemají elektrický náboj. Mezi protony a neutrony v jádře působí obrovská přitažlivost, zvaná jaderná síla. Je nejsilnější ze všech základních interakcí, působících mezi částicemi hmoty. Hvězda září díky této jaderné síle. Z protonů v nitru hvězd vytváří jaderná síla jádra těžších prvků a při tom se uvolňuje velké množství energie.

Elektrony obíhající kolem jádra jsou záporně nabity a jejich počet je stejný jako počet protonů v jádře. Proto se jeví atomy jako elektricky neutrální. Ale ve hvězdách jsou elektrony z atomů vyraženy, takže zbývají buď holá jádra nebo kladně nabité ionty. Žhavé hvězdné plyny jsou složené z iontů, mezi nimiž se rychle pohybují volné elektrony. Takové žhavé směsi kladných iontů a záporných elektronů se říká plazma. Je to čtvrté skupenství hmoty vedle skupenství pevného, kapalného a plynného. Hvězdy jsou tedy velká plazmová tělesa.

Nitro Slunce a ostatních hvězd je směsicí atomových jader a elektronů, které se pohybují závratnými rychlostmi. Atomová jádra ve Slunci mají rychlost několika set km/sec. Elektrony se pohybují mnohem rychleji, 10 000 km/sec i více. U mnohých hvězd jsou tyto rychlosti ještě větší. V nitru hvězd je vysoká hustota (ve Slunci 100 g/ccm) a jádra i elektrony na sebe prudce narážejí. Je-li srážka dvou atomových jader zvlášť prudká, obě jádra splynou a vytvoří jádro nové, těžší. Těmto přeměnám jader se říká termonukleární reakce, neboť probíhají za vysokých teplot (10 milionů až 3 miliardy stupňů). Při termonukleárních reakcích se uvolňuje velké množství energie. Například přeměna 1 kg vodíku na hélium uvolňuje 250 milionů kWh. Poznámka: Vyjádřete cenu této energie v Kč a pochopíte, proč se vědci a technici na Zemi tak usilovně snaží získávat energii z termonukleárních reakcí.

Hvězdy jsou složeny hlavně z vodíku. Vodíková jádra jsou protony a z nich se v nitru hvězd budují ostatní prvky. V nitru Slunce a mnoha jiných hvězd se za teploty 10 až 20 miliónů stupňů mění vodík na hélium. Čtyři protony se sloučí v jádro hélia. U hvězd vyvinutějších, které už přeměnily vodík na hélium, mění se za teploty 100 miliónů stupňů hélium v uhlík. Z uhlíku a hélia vzniká kyslík atd.

Všechny atomy uhlíku, kyslíku a jiných prvků, z nichž sestává naše tělo a věci kolem nás, vznikly termonukleárními reakcemi v nitru hvězd. Odtud byly vyvrženy do mezihvězdného prostoru a staly se součástí mlhoviny, ze které vzniklo Slunce, Země a ostatní tělesa naší planetární soustavy.


Světlo

Světlo – to jsou elektromagnetické vlny, čili elektromagnetické záření, podobné vlnám na vodě. Zatímco vodní hladina kolísá při vlnění nahoru a dolů, v elektromagnetické vlně kmitá elektrická síla a síla magnetická, kolmá na elektrickou. Světlo je takový druh elektromagnetického záření, které působí na naše oko a které tedy vidíme. Jsou i jiné druhy záření, které nevidíme. Liší se od světla délkou vlny.

Délka vlny světla je od 0.0004 do 0.0007 milimetru. Kratší vlny (až do jedné stotisíciny, tj. 10 na -5 milimetru) nazýváme ultrafialové záření. Ještě kratší vlny (až do jedné miliardtiny, tj. 10 na -9 milimetru), se nazývají rentgenové záření nebo X záření. Elektromagnetické záření o vlnových délkách menších než miliardtina milimetru se nazývá záření gama. Naše oko nevnímá žádné z těch záření, jejichž vlny jsou kratší než u světla.

Záření o delších vlnových dél než světlo (tj. od 0.0007 mm do 1/3 mm) se nazývá infračervené záření. Vysílají je např. rozžhavená kamna, infrazářiče, planety, hvězdy. Zářeni o vlnových délkách milimetr až mnoho kilometrů je rádiové záření. Vysílá je například rádiová vysílačka, televizní vysílač a mnoho těles ve vesmíru.

Je třeba zdůraznit, že všechny uvedené druhy záření jsou tytéž elektromagnetické vlny. Liší se pouze svou délkou.

Podobně jako věci jsou složeny z atomů, tak elektromagnetické záření sestává z fotonů. Jsou to drobné chomáčky energie, v nichž kmitá elektrická a magnetická síla. Všechny se pohybují největší možnou rychlostí (asi 300 000 km/sec). Přitom ještě fotony velice rychle kmitají. Počet kmitů za vteřinu (kmitočet) je tím větší, čím je vlnová délka kratší. Čím větší kmitočet fotonu, tím je větší energie, kterou unáší. Světelný foton obsahuje větší energii než infračervený, rentgenový foton má větší energii než světelný apod.

Záření hvězd obsahuje fotony nejrůznějších vlnových délek. Přístroj zvaný spektrograf dokáže roztřídit fotony podle energie. Takovému rozložení záření hvězdy říkáme spektrum hvězdy. Spektrum hvězdy říká jak je hvězda veliká, jak je horká, jak rychle se k nám přibližuje nebo naopak jak rychle se od nás vzdaluje, z jakých chemických prvků se skládá, jak rychle se otáčí atd. Elektromagnetické spektrum kosmických těles je pro poznání vesmíru velmi důležité.

Všechny fotony se vesmírem šíří stejně rychle. Z blízkých hvězd k nám doběhnou dříve než ze vzdálených galaxií. Fotony, které právě teď dopadají na Zemi z celého vesmíru, jsou tedy různě staré. Čím jsou starší, tím vzdálenější těleso je vyslalo. Foton z meteoru je starý méně než tisícinu vteřiny. Foton z Měsíce je starý 1.25 vteřiny, ze Slunce 8 minut, z blízkých hvězd několik roků, ze středu naší Galaxie 30 000 roků, z galaxie v Andromedě (na ilustračním obrázku) 2 miliony roků, ze vzdálených galaxií několik miliard let. Nejstarší fotony vůbec jsou staré 10 miliard roků. Říkáme jim reliktní záření.

Pohled do vesmíru je pohledem do minulosti a to tím dávnější, čím vzdálenější objekty pozorujeme. Je to důsledek konečné rychlosti světla. O tom, co se právě teď děje v naší sousední galaxii M 31 v souhvězdí Andromeda, se dozvědí naši potomci až za 2 miliony let. Tak dlouhou dobu potřebuje světelný paprsek, který právě vyběhl z M 31, aby dostihl naši Galaxii.

Zdroje:

Josip Kleczek: Naše souhvězdí
Wikipedie

28.02.2012, 00:37:00   Publikoval Axinakomentářů: 16