Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Vesmír na dlouhých vlnách -- díl druhý

... aneb radioastronomické příběhy. Záznam přednášky z Ostravského astronomického víkendu 29. září 2001.

Ilustrační foto...Zastavme se na chvíli u otázky, co nám radioastronomická pozorování přinášejí nového oproti sledování ve vizuálním oboru. Řečeno zcela obecně -- každé pozorování na různých vlnových délkách (či frekvencích) nám přináší informace o způsobu záření objektu (tedy o objektu samém), stejně jako poznatky o prostředí, v němž se záření šíří od zdroje až k nám. Musíme je samozřejmě umět dekódovat, ostatně to je jeden z hlavních úkolů fyziky či astrofyziky.

Všechna tělesa produkují elektromagnetické záření buďto tzv. procesy tepelnými, nebo netepelnými. Uveďme si zatím jen pár příkladů: u tepelného záření je množství vyzářené energie (celkově i na jednotlivých frekvencích) závislé na teplotě. Záření vyvolané atomy a molekulami má jisté, předem dané frekvence. Jako příklad netepelného záření poslouží synchrotronové záření -- o něm ale až trochu později.

Věnujme se nyní chvíli tepelnému záření. Jak známo, každé těleso zahřáté na určitou teplotu vyzařuje ve všech oborech elektromagnetického spektra. Množství vyzářené energie je samozřejmě závislé na frekvenci, ale parametrem je právě teplota tělesa. Jestliže těleso vyzařuje podobně jako tzv. absolutně černé těleso -- a například hvězdy jsou v prvním přiblížení takový-mi zdroji záření -- je pak dokonce docela snadné zjistit, kolik energie těleso na určité frekvenci (či vlnové délce) vyzáří. Fyzikální zákon, který to popisuje, zformuloval v prosinci roku 1900 Max Planck, čímž potvrdil tehdy odvážný předpoklad o kvantovém charakteru záření.

Experimentálně i teoreticky bylo dokázáno, že čím vyšší teplotu má (absolutně černé) těleso, tím více vyzařuje, a také tím více se posouvá ke kratším vlnovým délkám maximum vyzařování (proto stále teplejší a teplejší předměty mění své zabarvení z červeného na žluté a pak i na namodralé).

Hvězdy jako typické kosmické objekty v Galaxii jsou natolik horké objekty, že v mikrovlnné a rádiové části spektra tepelně září jen nepatrně. Protože jsou současně i poměrně daleko, lze tepelné rádiové záření registrovat jen u Slunce, a pak samozřejmě i dalších blízkých objektů -- planet. Měření teplot planet v mikrovlnné a rádiové části spektra se v minulosti ne-obešlo bez překvapení, jak dokládá tento příběh:

 

Ilustrační foto...Horká Venuše

O Venuši nebylo před érou kosmického výzkumu známo příliš mnoho spolehlivých informací, zjištěné údaje si často diametrálně odporovaly. O velký rozruch se postarala skupina radioastronomů, vedená Cornellem Mayerem. Od roku 1956 měřili tzv. jasovou teplotu Venuše v oboru centimetrových vlnových délek. Vycházela až neskutečně vysoká: od 250 do 400 stupňů Celsia! Výsledkům věřil tenkrát málokdo: co když jde o záření z poměrně husté ionosféry? O ní ovšem nikdo nic určitého nevěděl, toto bylo jen možné vysvětlení na pokraji spekulace. Kdyby ovšem šlo o záření z ionosféry, pak by mělo ve směru k okraji disku růst; naopak v případě, že by byl na tak vysokou teplotu vyhřát samotný povrch planety, měl by být pozorovatelný pokles -- tedy okrajové ztemnění.

Dvoukanálový mikrovlnný radiometr, který byl umístěn na americké sondě Mariner 2, přinesl jednoznačné řešení. Pracoval na vlnových délkách 13,5 a 19 mm; v této části spektra se rádiová intenzita Venuše mění natolik výrazně, že z jejího rozložení na disku je možné kriticky testovat vlastnosti Venušiny atmosféry. Sonda úspěšně proletěla kolem Venuše v polovině prosince 1962; radiometr snímal záření Venuše ve třech řezech a všechny tři sekvence měření daly jednoznačný výsledek: existuje okrajové ztemnění. Spor o to, zda Venuše je doopravdy horkou planetou, byl v zásadě ukončen.

K tomu dodejme, že v roce 1960 Carl Sagan, čerstvý absolvent univerzity v Chi-cagu, oživil dřívější představy Ruperta Wildta o skleníkovém jevu na Venuši a uveřejnil první model její atmosféry, kde se tento efekt plně projevuje. Podle něj měla být Venuše horkou planetou. Nyní se nade vší pochybnost prokázalo, že jí skutečně je.

 

Spojité záření tepelného původu lze tedy popsat Planckovým zákonem, pomocí něj lze vypočítat tzv. jasovou teplotu tělesa. Ve spektrech však často nacházíme i jednotlivé spektrální čáry. Ty v případě atomů či iontů vznikají tím, že elektron přejde z jedné energetické hladiny do druhé a přitom se vyzáří či pohltí foton jisté, přesně dané frekvence. Pro prvky běžné ve vesmíru leží tyto spektrální čáry většinou ve viditelném a přilehlých oborech spektra, nikoli v rádiovém. Nicméně v případě vodíku -- nejhojnějšího prvku ve vesmíru -- přichází v úvahu i jedna spektrální čára na radioastronomických frekvencích. Příběh, týkající se jejího odhalení, je až neskutečně zamotaný. Můžeme jej nazvat: Uprostřed zbraní Múzy mlčí.

 

Ilustrační foto...Inter arma silent Musae

Když Grote Reber, jeden z pionýrů radioastronomie, zaslal výsledky svého rádiového mapování oblohy k publikaci v re-nomovaném astronomickém časopisu The Astrophysical Jour-nal, ocitnul se jeho tehdejší výkonný re-daktor Otto Struve v nelehké situaci. Jako uznávaný odborník věděl, že zaslaný příspěvek musí projít recenzním řízením. Kdo ale Reberovu práci zhodnotí, když je jediným radioastronomem na světě? Dlouho Struve zvažoval, zda je menší zlo práci jednoduše odmítnout, nebo ji přece jen zveřejnit i s rizikem, že může být docela podřadná. Nakonec zvolil druhou možnost: v červnu 1940 se v časopisu objevil Reberův příspěvek s názvem Kos-mický rádiový praskot.

Mezitím v Evropě vypukla válka a Nizozemí bylo obsazeno německou armádou. Jan Oort, profesor Leidenské univerzity, se musel skrývat na venkově, protože protestoval proti vyloučení židovských univerzitních profesorů, za což mu hrozilo zatčení. I v úkrytu však pokračoval ve vědecké práci a zejména vychovával mladého studenta Hendrika van de Hulsta.

Exemplář časopisu The Astrophysical Journal s Reberovým článkem se vinou válečných událostí dostal do Oortových rukou se značným zpožděním. Oort však okamžitě seznámil své spolupracovníky a studenty s Reberovými výsledky. Hned mu bylo jasné, že rádiové záření, které objevil Karl Jansky a nyní zkoumá Grote Reber, je nejen spojité (tj. zdroj vysílá současně na mnoha vlnových délkách či frekvencích), ale určitě i diskrétní (jde tedy o záření v jistých spektrálních čarách). Oort věděl, že z fyzi-kál-ních důvodů dlouhovlnné rádiové záření musí mnohem snadněji než viditelné světlo pronikat chladným plynem (především vodíkem) a prachem v mezihvězdném prostoru. Rádiová dohlednost v Galaxii je rozhodně větší než dohlednost viditelného záření, takže právě rádiové záření může poslou-žit k sondování struk-tury naší hvězdné soustavy. Zadal proto svému studentu van de Hulstovi úkol, aby se pokusil najít fyzikální mechanismus, který umožňuje chladnému vodíku či jinému plynu zářit v rádio-vém oboru spektra.

V předposledním válečném roce se van de Hulstovi podařilo problém ús-pěšně vyřešit. Výsledky publikoval až v roce 1945 v málo přístupném holandském časopisu. Byly překvapivé, ale správné, což se potvrdilo i tím, že nezávisle úplně stejný nápad dostal i ruský astrofyzik Josif Šklovskij: vyšlo mu přesně totéž.

 

Vodík je, jak známo, nejhojnějším prvkem ve vesmíru: devět z deseti atomů je vodíkových. To platí pro hvězdy i mezihvězdnou látku. V ní je valná většina vodíku v neutrálním stavu -- ovšem neutrální vodík ve viditelném oboru spektra nezáří, nedochází tu k přechodům elektronů mezi jednotlivými energetickými hladinami. Nicméně velikost energie atomu neutrálního vodíku je určena také tím, zda jsou jedny z kvantových veličin protonu a elektronu -- konkrétně spiny -- orientovány souhlasně či nesouhlasně. Jsou-li souhlasné, je atom v poněkud vyšším energetickém stavu. Změní-li se orientace jednoho ze spinů, přejde neutrální atom vodíku do nižšího stavu a vyzáří kvantum energie, odpovídající frekvenci 1420 MHz (což se rovná vlnové délce 211 mm).

Ilustrační foto...

Toto vše si Hendrik van de Hulst odvodil; současně vzal v úvahu, že v pod-mín-kách mezihvězdného prostředí podléhají atomy vodíku jen nepatrným vnějším poruchám, takže mají dostatek času k tomu, aby samovolně přešly z jednoho fyzikálního stavu do jiného, který má nepatrně nižší energii. Pravděpodobnost, že k takovému přechodu dojde, je pramalá: uskuteční se v průměru jednou za 11 milionů roků! Když ovšem uvážíme, že radioteleskopy budou sbírat sice nepatrné příspěvky, ale z obrovských oblastí mezihvězdného prostoru, mohlo by těchto přechodů nastat přece jen dostatečné množství k tomu, aby záření chladného vodíku v čáře 21 cm pozorovatelné bylo. Nezbývalo než si výsledek těchto úvah ověřit pozorováním. Náš předchozí příběh tedy pokračuje.

 

Ilustrační foto...Objev na spadnutí

Holandská skupina vedená Janem Oortem budovala první radioteleskopy z vyřazených vojenských radarů, o které těsně po válce nebyla nouze. Na sledování rádiového záření vodíku se ovšem chystali i jiní. První detekce se nakonec zdařila dvěma fyzikům z Harvardovy univerzity -- Haroldu Ewenovi a Edwardu Purcellovi. Bylo to při nočním pozorování 25. března 1951. Signál přišel ze souhvězdí Hadonoše, zdroj záření byl přinejmenším 3000 až 5000 světelných let daleko.

Holandské astronomy, kteří měli při přípravě zařízení pro detekci záření dlouho před svými kolegy náskok, o prvenství připravil požár v laboratoři krátce před objevem. I tak pouze o šest týdnů později -- 11. května -- Oortova skupina objev potvrdila, a pak ještě australští radioastronomové Christiansen a Hindman z observatoře v Sydney (to bylo 12. července). Všechny tři skupiny, které -- i když soupeřily o prvenství objevu -- se o svých přípravách a výsledcích navzájem informovaly. Společně též zveřejnily zprávy o pozorování záření vodíku na vlnové délce 21 cm; bylo to v prestižním časopisu Nature dne 1. září 1951. Astronomická veřejnost se tak naplno dověděla o velkém objevu, který mimo jiné umožnil prozkoumat strukturu naší vlastní hvězdné soustavy.

 

Na rozdíl od viditelného záření je v oboru rádiových vln dohlednost i v rovině Galaxie dosti velká, určitě několik desítek tisíc světelných ro-ků. Jemný mezihvězdný prach není pro pozorování na decimetrových vlnách žádnou překážkou. Oblaka chladného vodíku, která sice našimi optickými dalekohledy nevidíme, vyzařují ve spektrální čáře o vlnové délce 21 cm. Z malých změn vlnové délky této čáry můžeme podle Dopplerova principu vypočítat vzájemnou rychlost pohybu oblaku a Slunce. To nakonec vede ke zjištění, kde se vodíkový oblak nalézá, jak je vzdálen od Slunce i od středu Galaxie, a jakou rychlostí obíhá kolem tohoto centra. Jan Oort se svými spolupracovníky a četnými studenty po celá 50. léta neúnavně mapoval rádiovou hvězdnou oblohu, viditelnou z observatoře v Dwingeloo v severním Nizozemí. Vznikla tak na dlouhou dobu nejdokonalejší mapa naší hvězdné soustavy. Jasně ukazovala, že Galaxie má skutečně dobře vyvinutá spirální ramena. Radioastronomické výsledky také skvěle souhlasily s prvními výsledky zjišťování galaktické struktury jinými metodami.

Ilustrační foto...

Vraťme se však k tomu, jakým způsobem vzniká rádiové záření kosmických objektů. Kromě tepelného záření přichází v úvahu i záření netepelné; po pravdě řečeno, toto je zajímavější část problému.

Netepelné záření, jak již z názvu plyne, vzniká způsobem, který přímo nesouvisí s teplotou objektu. V současnosti je známa již velmi široká škála mechanismů, jakými může vznikat takové záření. Vyberme si však jen dva, které patří mezi nejdůležitější.

První z nich souvisí s pohybem volných a nabitých částic (převážně elektronů) v magnetickém poli. Vlétne-li taková částice do magnetického pole, je její trajektorie zakřivena působením Lorentzovy síly. Částice se v mag-netickém poli urychluje, mění se její hybnost a proto současně musí vyzařovat fotony. Charakter záření závisí na rychlosti částice: je-li menší než rychlost světla, záření se nazývá cyklotronové; toto záření v astronomii velký význam nemá. Je-li však rychlost částice blízká rychlosti světla, jde o záření tzv. synchrotronové (podle záření elektronů v pozemských synchrotronových urychlovačích); tento druh záření je ve vesmíru velice častý. Synchrotronové záření je polarizované, úzce směrové, při vysokých energiích se vytváří prak-ticky spojité spektrum odlišného tvaru než u jiných typů záření.

Druhým příkladem netepelného mechanismu vzniku záření je tzv. mezihvězdný maser. Popišme si stručně jeho fyzikální podstatu. V každém atomu či molekule existují metastabilní hladiny, na nichž elektrony mohou setrvat řádově mnohem déle, než dojde k samovolné emisi. Může však nastat také emise stimulovaná, a to blízkým průletem fotonu, jehož energie odpovídá některému dovolenému přechodu z metastabilní hladiny. Vyslaný foton má pak přesně stejnou energii, fázi, polarizaci i směr jako podněcující foton. Jestliže se takto po určitou dobu obsazovaly metastabilní hladiny a pak jsou naráz vyprázdněny, projeví se to značným zesílením záření těchto molekul.

Stimulované emise se používá v případě světelných zdrojů v laserech, u zdrojů mikrovlnných a rádiových v maserech. V kosmických podmínkách září jako masery řídká oblaka plynu v okolí některých typů hvězd, zejména velmi zářivých. Důležité slovo je "řídká" (oblaka): v hustších hvězdných atmosférách jsou totiž elektrony vyvedeny z metastabilní hladiny srážkou s ji-nou částicí dříve, než může nastat samovolná nebo stimulovaná emise. Díky mezihvězdnému maseru můžeme i ve vzdálených galaxiích sledovat moleku-ly, které jsou tam zastoupeny byť jen stopově, právě proto, že jejich záření je tímto způsobem značně zesíleno (jsou to např. molekuly hydroxylu OH, vody H2O či metanolu CH3OH).

Zdeněk Pokorný

| Zdroj: Ostravský astronomický víkend pořádala Hvězdárna a planetárium Johanna Palisy v Ostravě. Uveřejňujeme s laskavým svolením pracovníků hvězdárny i autora.  IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Opraví NASA Endeavour?
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 8
Ilustrační foto...
Slunce bouří v milém zákoutí...
Ilustrační foto...
Hvězdný posel
Ilustrační foto...
Expedice Úpice 2001 -- díl tři
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691