Hvězdy: zrození vývoj zánik

Transkript

1 2 Hvězdy: zrození vývoj zánik Ještě před několika desetiletími panovala v astronomii představa, že většina hmoty a energie, z níž se skládá vesmír, je obsažena ve hvězdách. Dnes, po objevu tzv. temné hmoty a temné energie, už víme, že to není pravda, že viditelná látka, z níž jsou vytvořeny hvězdy a další vesmírná tělesa, představuje pouhá čtyři procenta veškeré hmotnosti vesmíru. O temné hmotě a temné energii však doposud nevíme nic určitého kromě toho, že existují, a hvězdy ve všech svých vývojových stadiích stále zůstávají těmi nejnápadnějšími prvky univerza. Obr. 1: Dynamická rovnováha sil uvnitř hvězdného tělesa Zdroj: Obr. 2: Mlhovina M42 v Orionu je líhní velmi mladých hvězd. Zdroj: Vznik hvězdy Aby bylo vůbec možné o hvězdách mluvit, je nutné nejdříve tento typ vesmírného tělesa definovat. Nevyhovující je školská definice, podle níž se hvězdy od planet odlišují tím, že vyzařují svou vlastní energii, zatímco planety a další tělesa jen odrážejí světlo, které na ně od hvězd dopadá. Ve skutečnosti i planety mají vlastní vnitřní energii (jež je např. u Země příčinou deskové tektoniky) a na počátku své existence mohou zářit i velmi intenzivně. Klíčovým rysem charakterizujícím hvězdu jsou termonukleární reakce v jádru, při nichž z lehčích prvků vznikají prvky těžší. Hvězdy tedy svou energii získávají jadernou syntézou, zatímco planety radioaktivním štěpením těžkých prvků, které byly vytvořeny ve hvězdách a při jejich zániku se rozptýlily do vesmíru. Proces vzniku hvězdy je v současné době znám do nejmenších podrobností. Na počátku celého děje stojí prachoplynová mlhovina, která se pod vlivem nějakého vnějšího působení začne pomalu smršťovat. Tím vnějším působením je obvykle rázová vlna po výbuchu blízké supernovy, ale mohou to být i jiné důvody. Velikost prachoplynových mračen je různá, pohybuje se v desítkách až stovkách světelných let a jejich hmotnost dosahuje statisíců hmotností Slunce (M ). Průměrná hustota se pohybuje okolo tisíců převážně vodíkových molekul na 1 cm 3, avšak hmota v oblaku není rozptýlena homogenně. Působením rázové vlny nebo jiným vnějším vlivem se tato hustota zvýší, takže se začne projevovat účinek gravitace. V důsledku nehomogenit se uvnitř mračna vytvoří tzv. globule, hustá jádra o průměru několika málo světelných let a s hmotností jednotek až stovek M. Globule se působením gravitace dál smršťují, čímž se zahušťují a zahřívají. Navenek se jeví jako objekty zářící v infračervené, později i v červené oblasti spektra. Z globulí se stávají protohvězdy, což je zárodečné stadium hvězdy ještě před zapálením termojaderných reakcí v jádru. Zdrojem záření protohvězdy je gravitační kontrakce, která probíhá tak dlouho, až teplota v jádru stoupne na 7 mil. K, při níž může začít přeměna vodíku v hélium. Zažehnutím termojaderných reakcí se zároveň zastaví smršťování vznikajícího tělesa, jež se dostává do rovnováhy mezi tlakem žhavého plazmatu z nitra a gravitační silou. Tím je proces utváření hvězdy ukončen (obr. 1). Hvězdy obvykle nevznikají osamoceně; mračno bývá kolébkou velkého počtu hvězd, které vznikají z astronomického hlediska současně a vytvářejí vícenásobné systémy nebo i celé hvězdokupy (obr. 2). Hvězdy mají vnitřní stavbu, tvořenou několika koncentrickými vrstvami. V samém centru je jádro, kde probíhají termojaderné reakce. Pořadí dalších vrstev však závisí na hmotnosti hvězdy. U hvězd menších hmotností (do 1,7 M ) na jádro navazuje tzv. zářivá vrstva, skrz kterou se v jádru produkovaná energie přenáší elektromagnetickým zářením, tedy pohlcováním a vyzařováním fotonů, jejichž vlnová délka se díky tomu pomalu prodlužuje. To je velmi důležité, poněvadž při termojaderných reakcích v jádru vzniká tvrdé gama záření, které se v zářivé vrstvě postupně změkčuje. Jen díky tomu může Slunce na Zemi vytvářet podmínky příznivé pro život. Vnější zónu hvězdy pak představuje konvekční vrstva, kde přenos energie zprostředkovává promíchávání hmoty vzestupnými a sestupnými proudy (obr. 3). U hmotnějších hvězd, v jejichž nitru panují mnohem vyšší teploty a toky energie jsou silnější, naopak konvekce probíhá v sousedství jádra a zářivá vrstva je až nad ní; sled vrstev je tedy opačný. U hmotných i méně hmotných hvězd pak těleso obklopuje atmosféra, dělící se rovněž do několika vrstev fotosféry (viditelný jasný povrch hvězdy), chromosféry a koróny. Fúze vodíku na hélium v jádru nově vzniklé hvězdy je komplikovaný proces. Konkrétní popis reakcí přesahuje rámec tohoto článku, je však třeba alespoň uvést,

2 3 že v závislosti na teplotě a tlaku v nitru hvězdy může fúze probíhat dvojím způsobem. U méně hmotných hvězd (až zhruba do hmotnosti 1,7 M ) se uplatňuje tzv. proton protonový řetězec reakcí, u hmotnějších hvězd mluvíme o uhlíkovém cyklu (uhlík zde funguje jako katalyzátor řetězce šesti termonukleárních reakcí). U obou cyklů je produkce energie závislá na teplotě (T), při níž reakce probíhají, avšak uhlíkový cyklus je energeticky mnohem účinnější (viz Kleczek, J.: str. 389 a 516), jelikož produkce energie je při něm přímo úměrná osmnácté mocnině teploty (T 18 ), zatímco při proton protonovém cyklu jen čtvrté mocnině (T 4 ). Hvězdy jsou různé Že se hvězdy od sebe svou jasností liší, bylo samozřejmě známo už ve starověku. Řecký astronom Hipparchos zavedl šest tzv. hvězdných velikostí, jež představovaly míru jasnosti pozorovaných hvězd. Nejjasnější, okem viditelné byly hvězdy první velikosti, nejslabší šesté velikosti. Pojem hvězdná velikost (magnituda, zkratka m) se používá dodnes, i když, jak už bylo řečeno, s rozměry hvězdného tělesa nemá nic společného a ve skutečnosti vyjadřuje jasnost. Měří se citlivými fotometry s přesností na několik desetinných míst, přičemž je stanoven poměr, podle něhož rozdíl jedné magnitudy znamená 2,512krát (přesněji x viz Příhoda, P.: str. 117) větší jasnost. Dnešní stupnice magnitud nemá omezení ani na jedné straně, takže ty nejjasnější objekty se vyznačují zápornou hvězdnou velikostí. Například nejjasnější hvězda oblohy, Sirius, má hvězdnou velikost ( 1,4 m). Hvězdná velikost, často označovaná jako zdánlivá, ovšem neříká nic o tom, jaká je skutečná svítivost hvězdy. Ta se může na pozemské obloze jevit jako velmi jasný objekt, což ale může být způsobeno buď vysokým zářivým výkonem, anebo jen tím, že se daný objekt nachází v blízkosti sluneční soustavy. Třeba Sirius patří mezi vůbec nejbližší hvězdné objekty v okolí Slunce (8,7 světelného roku), a i když se jedná o hvězdu relativně svítivou, 22x zářivější než Slunce, ve srovnání s nejsvítivějšími hvězdami značně zaostává. Porovnejme to s populární Polárkou (1,97 m), nacházející se poblíž severního nebeského pólu, která má svítivost 2500x větší než Slunce, anebo s nejjasnější hvězdou souhvězdí Labutě, zvanou Deneb (1,25 m), jejíž zářivý výkon přesahuje Slunce více než čtvrtmilionkrát. Protože se však Polárka nachází od nás padesátkrát a Deneb dokonce skoro čtyřistakrát dál než Sirius, jeví se obě hvězdy na obloze méně jasné. Kvůli možnosti objektivního srovnání svítivosti hvězd je proto definována ještě tzv. absolutní hvězdná velikost (absolutní magnituda), udávající, jakou jasnost by na pozemské obloze daný objekt měl, pokud by svítil ze vzdálenosti 10 parseků (3,26 světelného roku). Kvůli odlišení od zdánlivé magnitudy (m) se absolutní magnituda označuje M. Pro zajímavost uveďme absolutní magnitudy jmenovaných objektů: Deneb ( 8,8 M), Polárka ( 3,5 M), avšak Sirius jen (+1,4 M) a Slunce (+4,7 M). Slunce z tohoto srovnání vychází jako velmi slabá hvězda, musíme si ale uvědomit, že náš pohled na hvězdnou oblohu podléhá silnému výběrovému efektu, v důsledku něhož vidíme pouze ty nejsvítivější objekty. Jen pár neozbrojeným okem viditelných hvězd je méně svítivých než Slunce, pokud ale do statistiky zahrneme všechny hvězdy (tedy nejen okem viditelné), naše Slunce se zařadí mezi 5 % těch nejsvítivějších. Malý příklad: nejbližší hvězda, Proxima Centauri, má 17tisíckrát slabší svítivost než Slunce; jedná se o tzv. červeného trpaslíka, daleko nejpočetnější typ hvězd (více než 70 %) v naší galaxii. Hvězdy se od sebe liší nejen jasností, ať už zdánlivou či absolutní, ale i velikostí, povrchovou teplotou a celou řadou dalších parametrů, přičemž však všechny tyto odlišnosti jsou jen výsledkem rozdílné hmotnosti. Hmotnost hvězdy v okamžiku jejího vzniku je principiálním kritériem, rozhodujícím o její celé další existenci. Hmotnosti hvězd se pohybují v intervalu od 0,08 M do 100 M. Spodní mez představuje nejnižší hmotnost, při níž v nitru tělesa vznikne tlak a teplota postačující k slučování vodíku na hélium, horní mez je dána tím, že při větší hmotnosti tlak plazmatu v jádru převáží nad gravitací a vznikající hvězda se rozpadne. Čím větší hmotnost hvězda má, tím mohutnější gravitace na ni působí a úměrně tomu také stoupá tlak a teplota v jejím centru. Výkon termojaderného reaktoru v jádru se tedy s narůstající hmotností zvyšuje, a protože hvězda je v dynamické rovnováze, je vyšší produkce energie doprovázena i vyšší svítivostí. Snahy roztřídit hvězdy podle jejich viditelných charakteristik se datují od první poloviny 19. století, kdy německý fyzik Joseph Fraunhofer vytvořil základy spektrální analýzy. Přesnou spektrální klasifikaci hvězd však umožnilo až zavedení fotografie do astronomie. Od počátku 20. století se používá tzv. harvardská klasifikace, jež hvězdy člení (podle jejich povrchové teploty) do spektrálních tříd či typů O, B, A, F, G, K a M; nejžhavější jsou hvězdy typu O (povrchová teplota K) a nejchladnější hvězdy typu M (cca 3000 K). Kvůli přesnější diferenciaci jsou jednotlivé třídy ještě rozčleněny na deset podtříd, tedy např. A0, F7, G4 apod. Do současné doby byly sice definovány ještě další spektrální třídy, většinou pro hvězdy nacházející se na bezprostředním počátku nebo naopak na konci svého aktivního života, k uvedeným sedmi typům se však řadí výrazně více než 99 % hvězd. Poté, co se podařilo změřit skutečné vzdálenosti hvězd a díky tomu se zjistilo, že jejich zářivý výkon se od sebe velmi liší (ve skutečnosti se svítivosti vyznačují vůbec největším kvantitativním rozpětím ze všech stelárních charakteristik, jelikož nejzářivější hvězdy svítí řádově silněji než hvězdy nejslabší), vedla přímá cesta k pokusům nalézt vztah mezi spektrální třídou hvězdy a její svítivostí. Tohoto úkolu se nezávisle na sobě ujali dánský astronom Ejnar Hertzsprung (v ro- Obr. 3: Hertzsprung Russellův diagram. Zdroj:

3 4 ce 1911) a Američan Henry Russell (1913). Oba vědci vytvořili graf, na jehož vodorovné ose je povrchová teplota či spektrální typ a na svislé (logaritmické) ose svítivost nebo absolutní hvězdná velikost. Když pak byly do tohoto grafu vyneseny hvězdy, u nichž již byla známá jak spektrální třída, tak svítivost, ukázalo se, že jejich rozložení v grafu není rovnoměrné, nýbrž že se koncentrují do několika ostře vymezených linií či oblastí (viz obr. 3). Uvedený graf je v současnosti nazýván Hertzsprung Russellův (nebo jen zkráceně H R) diagram a představuje jeden z nejvýznamnějších poznatků astrofyziky. Nejdůležitější linií v H R diagramu je hlavní posloupnost, probíhající od levého horního k pravému dolnímu rohu, do níž patří cca 90 % všech hvězd. Jedná se o ty hvězdy, které ve svém jádru přeměňují vodík v hélium. Nejhmotnější a nejsvítivější z nich, tzv. modří obři vlevo nahoře, jsou velmi vzácní, už proto, že kvůli svému obrovskému zářivému výkonu žijí jen několik desítek milionů let. Žluté hvězdy uprostřed hlavní posloupnosti jsou hvězdy stejného typu jako naše Slunce (G2), i celková délka jejich života se pohybuje okolo 10 miliard let. Nejpočetnější jsou ovšem červení trpaslíci vpravo dole (jako už uvedená Proxima Centauri). Jejich hmotnost se sice pohybuje jen v rozmezí 0,08 0,5 M, avšak díky velmi nízkému výkonu vydrží zářit stovky miliard až biliony let. Ostatní oblasti H R diagramu zahrnují hvězdy v pozdním stadiu existence o nich bude řeč dále. Obr. 5: Vnitřní stavba červeného veleobra těsně před gravitačním kolapsem a následnou explozí supernovy typu II. Zdroj: Evolved_star_fusion_shells Obr. 4: Supernova typu II: Hvězda prochází gravitačním kolapsem. Z vnitřní, vyhořelé části vznikne neutronová hvězda nebo černá díra; vnější obal je rozžhaven šokovou vlnou, směřující od centra ven, a při teplotách K se tvoří těžké prvky až po uran. Zdroj: [4], str Zánik hvězdy Hvězda stráví nejdelší část své existence na hlavní posloupnosti, kdy ve svém jádru přeměňuje vodík v hélium. Logickou otázkou tudíž je, co se stane, když je v jádru vodíkové palivo již spotřebováno. Tehdy samozřejmě ustává možnost produkovat v jádru energii syntézou hélia, dosavadní dynamická rovnováha mezi tlakem žhavého plazmatu a gravitací se naruší a hvězda se začne hroutit do svého nitra. V důsledku toho se v jádru zvyšuje tlak a teplota, a jakmile teplota dosáhne 10 8 K, spustí se nový cyklus, označovaný 3α. Alfa částicí se nazývá héliové jádro (2 protony + 2 neutrony), a cyklus tedy není nic jiného než řetězec termojaderných reakcí, při nichž se hélium slučuje na uhlík (6 protonů + 6 neutronů). Jádro opět produkuje energii, dynamická rovnováha tělesa se obnoví, avšak hvězda při tom výrazně mění svůj vzhled. Je to dáno tím, že při gravitačním stlačení se prudce zahřeje nejen jádro, ale i kulová vrstva jádro obklopující, tvořená až dosud převážně vodíkem, zatímco v jádru probíhá cyklus 3α, přilehlé vodíkové vrstvy mají nyní takovou teplotu, že v nich může probíhat syntéza vodíku na hélium. Hvězda tedy produkuje mnohem více energie než kdykoliv v minulosti, díky tomu se nafoukne, a i když teplota jejího povrchu poněkud poklesne, v důsledku mnohonásobně zvětšeného průměru o několik řádů zvýší svou svítivost. Stane se červeným obrem nebo dokonce veleobrem. Další vývoj hvězdy závisí opět na její hmotnosti. Hvězdy s méně než osmi slunečními hmotnostmi končí svůj aktivní život cyklem 3α. V závěru stadia červeného obra hvězda odvrhne své vnější vrstvy, z nichž se stane tzv. planetární mlhovina, a v jejím centru zůstane žhavé a superhusté jádro někdejší hvězdy, tzv. bílý trpaslík (v H R diagra-

4 5 Obr. 6: Krabí mlhovina je pozůstatkem po výbuchu supernovy, který byl pozorován v roce Zdroj: mu vlevo dole). Rozměry tohoto tělesa jsou srovnatelné se Zemí, avšak jeho hmotnost stále tvoří podstatnou část hmotnosti původní hvězdy, takže průměrná hustota je v řádu tun na krychlový centimetr. Bílý trpaslík je konečným stadiem hvězdy s menší hmotností, tj. do zmíněných 8 M. Název je odvozen od malých rozměrů a vysoké povrchové teploty (typické spektrum B, A nebo F). Ale protože bílý trpaslík už žádnou energii nevyrábí, září jen díky akumulované energii, postupem doby vychládá, červená, až nakonec, když veškerou nahromaděnou energii vyzáří, zčerná a stane se černým trpaslíkem. Jinak probíhá závěrečná fáze života velmi hmotné hvězdy. I ta se po opuštění hlavní posloupnosti rozepne a vytvoří červeného veleobra, o průměru i více než miliardy kilometrů. Spálením hélia v jádru však vývoj nekončí, protože tlaky a teploty hluboko uvnitř hvězdného tělesa jsou natolik vysoké, že může dojít k fúzi ještě těžších prvků, než je uhlík. Velmi hmotná hvězda se proto vyznačuje tím, že v jejích jednotlivých vrstvách, v závislosti na teplotě, probíhají různé reakce, a čím blíže ke středu, tím těžší prvky zde vznikají (viz obr. 5). Syntézou stále těžších a těžších prvků hvězda pokračuje ve své existenci, avšak každé další stadium je kratší, než předchozí, poněvadž produkce těžších prvků je energeticky čím dál méně efektivní. Budeme li uvažovat modelovou hvězdu o deseti slunečních hmotnostech, pak na hlavní posloupnosti stráví řádově deset milionů let. Další etapa, přeměna hélia v uhlík, trvá asi desetkrát méně, další řetězce, při nichž vznikají ještě těžší prvky, už hvězdu udrží při životě jen stovky až tisíce let a konečně poslední stadium, fúze křemíku na železo, trvá jen několik dní. U železa možnost produkce energie končí, protože na syntézu prvků těžších než železo by bylo naopak nutné energii dodávat (Hasinger, G.: str. 171). Což ovšem také znamená, že v tomto okamžiku už nic nemůže zastavit gravitační kolaps skomírající hvězdy. Železné jádro veleobra se ve zlomku vteřiny smrští na kouli o průměru jen několika desítek kilometrů, přičemž elektrony se sloučí s protony a vytvoří neutrony. Při tomto inverzním beta rozpadu je každé takové sloučení provázeno vznikem jednoho neutrina, a protože neutrin se v jediném okamžiku vytvoří řádově 10 57, uvolní se z nitra nesmírná vlna energie. Na kouli složenou z neutronů přitom dopadá hmota z vyšších vrstev hvězdy; v důsledku přeměny potenciální energie hroutící se hmoty na teplo vyskočí v okolí neutronového jádra teplota na řádově (sto miliard!) kelvinů, což umožní syntézu prvků těžších než železo a zároveň způsobí explozi celé hvězdy, která se rozletí do okolního prostoru rychlostí /km.s 1. Zářivý výkon umírající hvězdy krátkodobě vzroste až desetmiliardkrát a může převýšit i jasnost celé galaxie. Mluvíme o výbuchu supernovy typu II (viz obr. 4), jež vzniká kolapsem velmi hmotné hvězdy. Kromě typu II zná astrofyzika ještě typ I; k výbuchu supernovy tohoto typu dochází tehdy, jestliže bílý trpaslík je součástí těsné dvojhvězdy. Ze svého hvězdného průvodce odsává hmotu, až nakonec při překročení tzv. Chandrasékharovy meze (1,4 M ) gravitačně zkolabuje do neutronové hvězdy. Na místě někdejší hvězdy zůstane jen malá, z neutronů sloužená koule o průměru kilometrů (neutronová hvězda), hmotnosti 1,4 až 4 M a průměrné hustotě 10 9 tun na cm 3. Pokud je však původní hvězda ještě hmotnější (desítky M ), je gravitace dokonce tak mocná, že zkolabuje i neutronová hvězda a na jejím místě se vytvoří černá díra. Jiří Dobrylovský, VŠE v Praze dobrylov@vse.cz The Developmental Cycle of Stars. Stars are cosmic bodies producing energy by thermonuclear reactions where heawier chemical elements emerge from lighter ones. Stars rise in gravitional collapse of dust gaseous protoplanetary nebula. A developmental cycle of a star unwinds from its initial weight where the final stage depends on it, with stars becoming a white dwarf, a neutron star or a black hole. Literatura: GRYGAR, J., HORSKÝ, Z., MAYER, P. (1979): Vesmír. Mladá fronta, Praha. 462 s. HASINGER, G. (2009): Osud vesmíru. Euromedia Group, Praha, 263 s. HLAD, O., PAVLOUSEK, J. (1984): Přehled astronomie. SNTL, Praha. 393 s. KLECZEK, J. (2002): Velká encyklopedie vesmíru. Academia, Praha, 582 s. KLECZEK, J. (1998): Vesmír a člověk. Academia, Praha. 203 s. LENŽA, L. (2002): Astronomie pro každého. Rubico, Olomouc, 352 s. PŘÍHODA, P. (2000): Průvodce astronomií. Hvězdárna a planetárium hl. m. Prahy, Praha, 247 s. VANÝSEK, V. (1980): Základy astronomie a astrofyziky. Academia, Praha. 541 s.

5 6 Polární záře Barevná podívaná, kterou nabízejí polární záře, fascinovala lidstvo odedávna. Ve Francii byly nalezeny jeskynní kresby polární záře z doby kamenné. Záznamy pozorování světelných úkazů nad severním obzorem ve staré Číně jsou staré více než 2500 let. V průběhu staletí se lidé neustále snažili odpovědět na otázku, jak polární záře vzniká. Vysvětlovaly se například odrazem slunečního světla od polárního ledu a sněhu, byly považovány za pochodně osvětlující duším zemřelých cestu do nebeské říše nebo za elektrické výboje. Na objasnění pravé příčiny jsme si museli počkat až do druhé poloviny 20. století, kdy začaly lety raket do kosmu. Zjistilo se, že polární záře vzniká ve výškách 70 až 300 km a že úzce souvisí se slunečním větrem a zemskou magnetosférou. Sluneční vítr a magnetosféra Pojem polární záře si většina z nás spojuje s temnou noční oblohou, přesto je však za její vznik přímo odpovědné Slunce. Ústřední těleso sluneční soustavy je tvořeno žhavým plazmatem. A jsou to právě částice slunečního plazmatu, které po průniku do atmosféry Země vyvolají polární záři. Ze Slunce trvale uniká proud elektricky nabitých částic, tzv. sluneční vítr. Plazma slunečního větru je vysoce vodivé a vytahuje ze Slunce siločáry slunečního magnetického pole. U oběžné dráhy Země svírají se spojnicí Slunce Země úhel přibližně 45. Celou situaci si můžeme přiblížit jako kuličky, které jsou navlečené na gumičce a někam se kutálejí. Slunce navíc čas od času vyvrhuje do prostoru oblaky hustého, rychle se pohybujícího plazmatu. Magnetické pole nesené oblaky bývá kolmé k rovině ekliptiky. Je li magnetické pole v meziplanetárním prostoru orientované k jihu, dochází snadno k jeho propojení s magnetickým polem Země a tím se otevírá cesta pro zvýšený vstup energie a hmoty slunečního větru do magnetosféry. Magnetické pole Země si můžeme jednoduše představit jako pole magnetického dipólu. Působením slunečního větru je ale zdeformované do kapkovitého tvaru. Na denní straně magnetosféru stlačuje sluneční vítr, na noční straně jsou siločáry magnetického pole Země protaženy do značné vzdálenosti. Magnetosféra účinně odstiňuje většinu slunečního větru. Část plazmatu se však do magnetosféry dostává a některé částice mohou podél siločar magnetického pole Země putovat až do horní atmosféry. Zde se srážejí s atomy a molekulami atmosférických plynů, což je doprovázeno světelným zářením neboli polární září. Ale jak to, že polární záři vidíme v noci? Slunce přece svítí na denní straně Jak již víme, na denní straně magnetosféry může docházet k propojování siločar magnetického pole Země a magnetického pole meziplanetárního prostoru. To umožňuje částicím slunečního větru vstupovat do magnetosféry. Otevřené siločáry spolu s plazmovými částicemi jsou přes polární oblasti unášeny na noční stranu do chvostu magnetosféry. Zde po určité době dochází k opětovnému propojení siločar. Uzavřené siločáry se smršťují směrem k Zemi a přitom urychlují stejným směrem i plazmové částice. Právě tyto vysoce energetické částice způsobují jasné noční polární záře. Zvýšený vstup částic slunečního větru do magnetosféry vyvolává její rozkolísání. Pokud dojde k narušení Obr. 1: Příčinou polárních září je plazma slunečního větru vstupující do magnetosféry Země a následná interakce nabitých částic s plyny v horní atmosféře. Sluneční vítr vstupuje podél otevřených magnetických siločar do magnetosféry Země. Siločáry jsou spolu s plazmatem unášeny na noční stranu magnetosféry. V ohonu magnetosféry dochází v tzv. neutrálním bodě k opětovnému propojení siločar. Uzavřené siločáry se smršťují směrem k Zemi a urychlují s sebou plazmové částice. Ty po vstupu do horní atmosféry vyvolávají polární záře. Sluneční vítr vstupuje do magnetosféry také v oblasti magnetických pólů. Na denní straně aurorálního oválu může vyvolat difúzní polární záři. Zdroj: archiv T. Šindelářové celého magnetického pole Země, mluvíme o magnetických bouřích. Poruchy magnetosféry v polárních oblastech se označují jako magnetické subbouře. Spektra polárních září Světlo polárních září vzniká ve vysoké atmosféře přechodem neutrálních atomů a molekul i iontů z vyšších do nižší energetické hladiny. Energetické částice přicházející z magnetosféry se v horní atmosféře srážejí s atomy a molekulami atmosférických plynů a převádějí je do excitovaného stavu, případně do ionizovaného excitovaného stavu. Následný návrat na nižší energetickou hladinu je doprovázený světelným zářením charakteristické vlnové délky. V nižších vrstvách atmosféry není kvůli větší hustotě na tento přechod dostatek času. Nadbytečná energie je předána při srážkách okolním atomům a molekulám. Proto se polární záře vyskytují zřídka ve výškách pod 60 km. Většina vyzářeného světla pochází z tzv. dovoleného přechodu elektronů mezi energetickými stavy. Poté, co jsou elektrony v atomu pozvednuty vnějším zdrojem na vyšší energetickou úroveň, téměř okamžitě se vracejí z excitovaného stavu do svého původního stavu a přebytečnou energii vyzáří ve formě světelného záblesku. Tento proces může typicky trvat něco kolem miliontiny sekundy nebo i méně. Pro pohyb elektronů mezi energetickými hladinami existují určitá pravidla. Někdy se elektron může dostat do energetického stavu, ze kterého nemá kam jít, pokud neporuší pravidla. Tento typ přechodu se nazývá zakázaný přechod. V nízkých zářích (pod 100 km) dominují modré a červené čáry molekulového dusíku. Ionizované molekuly vyzařují hlavně modré světlo, neutrální molekuly tmavě červené. Kvůli vysoké frekvenci srážek zde nemůže docházet k tzv. zakázaným přechodům, proto se neobjevuje zelená a červená spektrální čára kyslíku. Mezi 100 km a 180 km září nejjasněji zelené světlo, vydané při zakázaném přechodu excitovaného neutrálního atomu kyslíku. Pobyt atomu v excitovaném stavu trvá v průměru tři čtvrtě sekundy. Díky klesající hustotě atmosféry s výškou a klesající frekvenci kolizí mezi částicemi mají atomy ve výškách nad 100 km dost času vyzářit charakteristické zelené světlo, protože neztrácejí energii při kolizích. Ve výškách nad 180 km je nejvýraznější červená čára kyslíku. I v tomto případě se jedná

6 7 o tzv. zakázaný přechod excitovaného atomového kyslíku do základního stavu s dobou trvání 110 s. K němu může docházet až ve velmi řídké atmosféře, ve výškách nad 170 až 180 km. Polární záře se může na obloze objevit v podobě barevných skvrn, širokých svítících pásů nebo oblouků. K nejkrásnějším bezesporu patří koróna a polární záře, která svým tvarem připomíná záclonu vlající ve větru. Koróna se pozorovateli jeví jako paprsky sbíhající se v jednom bodě v zenitu. Jedná se však o optický klam. Rovnoběžné zářící pruhy mohou být více než 100 km dlouhé a pohled na ně zdola vyvolává dojem sbíhavosti. Oblasti výskytu polárních září Polární záři bychom mohli pozorovat v bezprostředním okolí magnetických pólů, raději se ale zastavme o pár šířkových stupňů níž. Oblast se statisticky největší pravděpodobností výskytu polární záře leží mezi 65 a 70 geomagnetické šířky. Při pohledu z kosmu bychom v libovolném okamžiku zjistili, že se polární záře vyskytuje v oválném prstenci, který obklopuje póly. Okolo místního poledne ovál dosahuje zhruba k 77 geomagnetické šířky. Na noční straně je vysunutý více k rovníku, přibližně k 67, a je o něco širší. V obdobích zvýšené geomagnetické aktivity se aurorální ovál rozšiřuje a posunuje směrem k rovníku. Noční sektor může zasahovat až k 60 geomagnetické šířky. V aurorálním oválu se polární záře objevují každý den. Slabé difúzní záře magneticky klidných období jsou však ze Země špatně viditelné. Nejintenzivnější záře, včetně již zmiňované koróny, záclon a drapérií, rozehrávají své barevné představení v noční části aurorálního oválu během geomagnetických bouří a subbouří. Pokud bychom se za polární noci vypravili např. na Špicberky nebo do Antarktidy, mohli bychom slabou polární záři spatřit i v denních hodinách. Severní magnetický pól je vůči geografickému posunutý směrem k americkému kontinentu, proto podmínky pro pozorování polárních září jsou v Severní Americe výrazně lepší než v Evropě, např. v New Yorku máme větší pravděpodobnost spatřit polární záři než v Moskvě. Ve střední Evropě se polární záře objevují pouze v období Obr. 2: Polární záře připomínající svým tvarem záclonu vlající ve větru patří mezi nejzajímavější (2002). Foto: M. Červenka silných geomagnetických bouří, kdy se aurorální ovál maximálně roztáhne směrem k rovníku. Mívají podobu světlých oblaků nad severním obzorem. Jejich vzhled se v rozmezí několika minut nebo několika desítek vteřin neustále mění. Svým jasem většinou nepřekonají práh barevného vidění, proto se projevují bílou září. Někdy je však možné pozorovat červené skvrny s nazelenalými závěsy nebo i jiné kombinace. Tyto záře se vyskytují ve vysokých výškách 200 až 1000 km. Trvají většinou dvě až deset minut, někdy se po dvou až třech hodinách opakují. V České republice jsme naposledy měli možnost vidět výraznou polární záři na podzim Tereza Šindelářová, Ústav fyziky atmosféry AVČR, v. v. i. tersin@ufa.cas.cz Northern Ligths. Northern Lights (auroras) are the results of an interaction of solar winds and Earth s magnetosphere. Solar charged particles enter the upper atmosphere in polar regions and interact with atoms and molecules of atmospheric gases which is accompanied by light emissions of specific wavelength. The most spectacular auroras are observed in the auroral ovals at geomagnetic latitudes Aplikace do výuky: 1. Kde bychom mohli pozorovat výrazné polární záře? Je lepší zůstat v Evropě, nebo se za nimi vypravit do Severní Ameriky? Vysvětlete proč. 2. Podívejte se na stránky a zjistěte hustotu a rychlost slunečního větru. Zároveň určete polohu případné momentální polární záře. Literatura a zdroje dat: EATHER, R., H. (1980): Majestic Ligthts, The Aurora in Science, History, and the Arts, American Geophysical Union, Washington, D.C. HARGRAVES, J., K. (1992): The solar terrestrial environment, Cambridge University Press, Cambridge. SIMMONS, D., A., R. (1998): A classification of auroral types, J. Br. Astron.Assoc. 108, s

7 8 Měření účinku slapových sil na horninové prostředí Skoro každý ví, že přitažlivé síly nebeských těles zejména Slunce a Měsíce způsobují vznik dmutí, které se projevuje přílivem a odlivem v mořích, oceánech a velkých jezerech. Méně je známo, že tyto tzv. slapové síly působí i na pevné těleso Země, kdy po jeho povrchu probíhají dlouhé vlny, jejichž vrchol se pohybuje vlivem rotace Země od východu k západu. Gravitační síla tak způsobuje deformaci vzájemně působících těles, která se na Zemi projevuje zdvihem jejího povrchu. Tyto projevy se dlouhodobě sledují například pomocí horizontálních náklonoměrů. Pracovníci Ústavu struktury a mechaniky hornin Akademie věd ČR, v. v. i., se dlouhodobě zabývají sledováním vývoje porušování horninového prostředí, zejména působením velmi pomalých tektonických a gravitačních (svahových) pohybů, nejčastěji pomocí speciálního měřidla vyvinutého k tomuto účelu. Přístroj se nazývá TM 71 a funguje na opticko mechanickém principu. Zjednodušeně lze přístroj popsat takto: dvě volně pohyblivé skleněné destičky s vyleptanou velmi jemnou spirálou jsou položeny přes sebe, přičemž každá je uchycena k jedné straně sledované poruchy. Při vzájemném pohybu obou masivů (a tedy i destiček) dochází k ohybu světelných paprsků na obou mřížkách, což se projeví vznikem pruhovaných obrazců, které je možné matematicky převést na směr a velikost pohybu. Každý přístroj má dvě dvojice těchto destiček, vodorovnou a svislou, takže měří třírozměrný prostorový pohyb. Výhodou tohoto přístroje je velmi vysoká přesnost (dokáže zachytit a změřit pohyb již od 0,01 mm) a značná odolnost a nenáročnost je možné jej nainstalovat téměř v jakýchkoli podmínkách. Pomocí přístroje TM 71 jsou na mnoha místech v Čechách, v Evropě, ale i ve světě sledovány pomalé tektonické pohyby, na některých lokalitách již několik desítek let V posledních dvou letech se začal systematicky sledovat i vliv slapových sil na horninový masiv. Znalost účinku slapových sil je důležitá i při vyhodnocování tektonických měření, protože naměřené pohyby jsou vždy výslednicí více vlivů kromě tektoniky působí na pohyby bloků i tepelné a vlhkostní změny objemu masivu, gravitační pohyby a právě slapové síly. Aby bylo možné sledovat i na tomto velmi citlivém přístroji vliv slabých a rychle se měnících slapových sil, je třeba splnit čtyři podmínky: 1. Protože doba trvání jedné slapové vlny je shodná s dobou otočení Země kolem své osy, je třeba zaznamenávat pohyby mnohem častěji, než se tomu děje u sledování tektonických pohybů, kdy se měření opakuje 1 2x za měsíc. 2. Měřit v době maximálního a minimálního působení slapových sil, aby bylo možné určit účinek jejich působení. 3. Omezit další možné vlivy, zejména účinky působení tepelných objemových změn masivu. Obr. 1: Poloha lokalit sledovaných při dosavadních 24hodinových kampaních. Čísla lokalit viz tabulka. Seznam lokalit sledovaných při 24 hodinových kampaních. zem. zem. číslo kampaň lokalita šířka délka lokality ( s. š.) ( v. d.) Strašínská j. 49,18 13,63 2 Koněpruské j. 49,92 14,07 3 Šeptouchov 49,69 15,27 4 Kostanjeviška j. 46,28 15,89 5 Dobromierz 51,06 15,96 6 Pustožlebská j. 49,37 16,72 7 Čachtická j. 48,73 17,77 8 Demänovská j. 48,99 19,68 9 Issyk-Kul 42,59 75,82 počet měření Měřit ve stejnou dobu na více lokalitách, v ideálním případě rozložených podél průběhu slapové vlny, tedy ve směru západ východ. První podmínka byla splněna zahuštěním odečítání na interval 10 minut po dobu jednoho otočení Země kolem své osy, tj. během 24 hodin. Tak je na každé lokalitě provedeno během jednoho dne 144 měření, tedy dostatečný vzorek pro vyhodnocení pohybů. Porovnání maximálního a minimálního účinku slapových sil je řešeno měřením za úplňku nebo novu (maximum) a za první nebo třetí čtvrti, kdy jsou síly nejslabší. Aby bylo dosaženo skutečného maxima, je ideální nespokojit se jen s úplňkem nebo novem, ale vybrat si extrémní hodnoty během zatmění Slunce nebo Měsíce. 24hodinová měření proto probíhala například při zatmění Měsíce v lednu 2009, při zatmění Slunce v srpnu 2008 a v červenci 2009.

8 9 Pro snížení dalších vlivů, zejména tepelné roztažnosti, je nejvýhodnější instalovat měřicí přístroje v prostředí se stálou nebo relativně málo se měnící teplotou. Ideálním místem jsou tedy jeskyně, štoly a jiné podzemní prostory, kde je teplota a vlhkost poměrně stálá. Jen v České republice je proto osazeno již téměř 40 přístrojů TM 71 na zlomech ve štolách a v jeskyních. Zapojení co nejvíce monitorovaných lokalit při každé kampani je poměrně organizačně náročné, přesto se podařilo i ve spolupráci s kolegy ze Slovenska, Polska, Kyrgyzstánu a Slovinska měřit ve stejnou dobu až na sedmi lokalitách najednou (obr. 1 a tabulka). Následné vyhodnocení měření je poměrně zdlouhavá práce, protože během jedné 24hodinové kampaně je provedeno i několik tisíc odečtů. Po dílčím zhodnocení výsledků měření, v tomto případě ze zatmění Slunce v roce 2008, lze konstatovat, že ve všech lokalitách, v nichž probíhalo měření, byly zjištěny posuny na zlomech související s průchodem slapových vln. Tyto posuny byly spojeny s průchodem vyšší slapové vlny asi 8 hodin po vrcholu zatmění Slunce. Jejich velikost dosáhla až 0,2 mm. V některých lokalitách byly však zjištěny posuny už v době vrcholícího zatmění. Obr. 2: Přístroj TM 71 nainstalovaný ve Strašínské jeskyni cca 5 km severně od Kašperských Hor. Foto: F. Hartvich Otázkou zůstává, zda jsou tyto posuny vratné, jak předpokládají teorie pružné reakce zemského tělesa, anebo nevratné. Jejich nevratnost by znamenala, že slapové síly mohou způsobovat posuny bloků podél poruch minimálně v hloubkách prvních stovek metrů. Velikost těchto posunů, vztažená na geologický čas, by potom korespondovala např. s úhrnnými hodnotami prokázaných tektonických posunů v Českém masivu během čtvrtohor. I další výsledky sledování projevů slapových sil jsou poměrně překvapivé. Nikoli proto, že je možné je zaznamenat a odhalit v podrobném grafu pohybů, ale zejména svou variabilitou projevů a zpožděním za průchodem slapové vlny. Projevy slapové vlny v masivu, a tedy i výsledky měření totiž ovlivňují i další faktory, např. orientace a sklon sledovaného zlomu. Proto se projevy na jednotlivých lokalitách vzájemně liší. Ukázka záznamu z měření při zatmění Slunce na lokalitě Strašínská jeskyně je na obr. 3 a na obr. 4. V obou grafech je zřetelně vidět jednak cykličnost pohybů v závislosti na působení slapové síly, jednak výrazný posun, který se objevil po 18. hodině měření. V současné době probíhá vyhodnocování kampaně z letošního léta, na celkové závěry je tedy ještě brzo. Nicméně se podařilo ukázat, že pomocí optickomechanického přístroje TM 71 je možné průchod slapové vlny v horninovém masivu sledovat. Pokud se budete chtít dozvědět o tomto tématu více, navštivte webové stránky Filip Hartvich, Josef Stemberk, Ústav struktury a mechaniky hornin AV ČR, v. v. i. hartvich@irsm.cas.cz Obr. 3: Graf posunů během zatmění Slunce na lokalitě Strašín (přístroj 1, interval 2 hodiny) ukazují jednotlivé složky pohybu - horizontální rozevírání / zavírání poruchy (osa x), horizontální posun podél poruchy (osa y) a vertikální pohyb (osa z). Vrchol zatmění nastal v 11:41 (černá linie), maxima pohybů následují po 6 8 hodinách (červené pole). Obr. 4: Graf posunů během zatmění Slunce na lokalitě Strašín (přístroj 2, interval 10 minut) ukazují jednotlivé složky pohybu horizontální rozevírání/zavírání poruchy (osa x), horizontální posun podél poruchy (osa y) a vertikální pohyb (osa z). Vrchol zatmění nastal v 11:41 (černá linie), maxima pohybů následují po 7 9 hodinách (červené pole). Measuring the Tidal Forces Effect on Rock Structures. The article describes measurements of the tidal forces effects on the Earth s crust, measured on the faults by using the optical mechanical crack gauge TM 71. Several 24-hour campaigns of a 10-minute device reading interval were organized on 9 sites in Europe and Asia. The preliminary results indicate not only the suitability of this technique but also promising records of the dilatation during eclipses. Literatura: BRIESTENSKÝ, M., STEMBERK, J. (2008): Monitoring mikropohybov v jaskyniach Západného Slovenska. Slovenský kras 46 (25), KOŠŤÁK, B. (1991): Combined indicator using Moiré technique. Proc. 3rd Int. Symp. on Field Measurements in Geomechanics, 9 11 Sept Oslo, KOŠŤÁK, B., CACON, S., DOBREV, N., D., AVRAMOVA TAČEVA, E., FECKER, E., KOPECKÝ, J., PETRO, L., SCHWEITZER, R., NIKONOV, A., A. (2007): Observations of Tectonic Microdisplacements in Europe in Relation to the Iran 1997 and Turkey 1999 Earthquakes. Izvestiya, Physics of the Solid Earth 43 (6), Aplikace do výuky: 1. Na příkladu mořského přílivu a odlivu se pokuste identifikovat místa na Zemi, kde jsou jejich rozdíly největší. 2. Znáte nějakou přílivovou elektrárnu? Jaký je její výkon ve srovnání s klasickými tepelnými elektrárnami? 3. V literatuře se pokuste zjistit, jakých hodnot nabývá tektonický zdvih v Českém masivu během čtvrtohor. Srovnejte tuto hodnotu s Alpami a Himálajem.