33-3 Ďalšie spektroskopické údaje
33-1 Atmosféra planét; 33-2 Hviezdne
atmosféry; 33-3 Ďalšie spektroskopické údaje; 33-4 Vlastnosti hmoty vo
vnútri Slnka; 33-5 Slnečná produkcia tepla; 33-6 CNO-cyklus a p-p
reakcia; 33-7 Budúcnosť nášho Slnka;
33-3 Ďalšie spektroskopické údaje
Astronómov už dávno vzrušovala otázka, či Slnko má magnetické pole podobné magnetickému poľu Zeme. Nevieme však „prísť na“ Slnko s kompasom v ruke, aby sme si to overili, a môžeme robiť závery len na základe vplyvu magnetického poľa na žiariacu hmotu Slnka, čo sa prejaví aj v spektre samotného žiarenia. Z laboratórnych experimentov vieme, že magnetické pole vplýva na žiariace plyny, mení ich spektrum. Ak umiestnime plameň Bunsenovho kahančeka medzi póly silného magnetu a do plameňa nasypeme kuchynskú soľ, dvojica žltých spektrálnych čiar sodíka sa od seba trochu vzdialia – rozdiel vlnovej dĺžky sa zväčší úmerne intenzite magnetického poľa. Tento jav nazývame Zeemanov jav, a spôsobuje ho vplyv magnetického poľa na pohyb elektrónov v elektrónovom obale – vďaka Zeemanovmu javu môžeme merať priamo magnetické pole v atmosfére Slnka. Uvedenú metódu merania magnetického poľa Slnka zaviedol v roku 1908 americký astronóm G.E. Hale2, čo viedlo k mnohým zaujímavým objavom. Slnko síce nevykazuje stále pravidelné magnetické pole podobné magnetickému poľu Zeme, ale vykazuje silnú magnetickú aktivitu v slnečných škvrnách, v slnečných zábleskoch (angl. flare) a v slnečných fakliach, ako aj v iných typických ale nepravidelných prejavoch.
Horúca hmota Slnka je plazma, ktorá unáša magnetické siločiary. Popísaná odlišná rotácia rôznych heliopisných šírok a hĺbok Slnka spojená konvekčným prúdením, ktoré prenáša teplo zo stredu spôsobuje, že póly Slnka sa približne za 11 rokov prehodia. V polovici periódy Slnko nemá typické dipólové pole, ale pole vyviera na povrch nad a pod rovníkom. Na týchto miestach sa fotosféra ochladí a menej žiary – pozorujeme tieto miesta ako „slnečné škvrny“, lebo sa javia ako tmavé, ich teplota je až o 2000 K nižšia než teplota okolia.
Prachové častice nachádzajúce sa v magnetickom poli rotujú okolo magnetických siločiar ako zrnká ryže napichnuté na niť. Infračervené žiarenie týchto rotujúcich zŕn je polarizované, a magnetická zložka polarizovaného svetla je súhlasné s magnetickým poľom okolo ktorého zrno rotuje. Pri spracovaní obrazu sa približne rovnako orientované miesta pospájali do vlákien obrazu. Prekvapivé však je, že pozorovania ukazujú, prachové častice sa reálne zoradia do vlákien okolo magnetických siločiar, a pozorovania naznačujú, že v týchto miestach je prach chladnejší (podobne ako je hmota Slnka na miestach so silnejším magnetickým poľom – slnečné škvrny – chladnejšie.)
Je známe napr., že pravidelné magnetické pole Zeme často narúšajú tzv. „magnetické búrky“: nie sú to ničím iným, než búrlivé magnetické vlny šľahajúce zo Slnka do okolitého vesmíru zasahujúce aj Zem. Sú sprevádzané tokom ionizovaných častíc. Medzi ionizovanými časticami slnečnej atmosféry a magnetickým poľom Slnka prebieha zaujímavé „pretláčanie sa, kto je silnejší“. v blízkosti Slnka je víťazom magnetické pole a je tak silné, že diktuje pohyb nabitým časticiam – tie sa dokážu pohybovať prakticky len po magnetických siločiarach. Intenzita magnetického poľa klesá so vzdialenosťou od Slnka, ako v prípade dipólu, teda treťou mocninou vzdialenosti, preto rastúcou vzdialenosťou „v pretláčaní sa“ začnú vyhrávať ionizované častice a vzniká pravdepodobne aj určitý dynamo efekt, ktorý zosilní magnetické pole Slnka – aspoň tak si vysvetľujeme skutočnosť, že umelé družice vo vzdialenosti obežnej dráhy Zeme merajú 100-krát vyššiu intenzitu magnetického poľa, než by zodpovedala spomínanému poklesu intenzity poľa dipólu (v atmosfére Slnka je magnetická indukcia rádovo 10−4 T, vo vzdialenosti orbity Zeme by mala byť 10−11 T, meraná hodnota je ale 10−9 T). Napriek tomu, že magnetické pole Slnka so vzdialenosťou slabne, vytvára okolo slnečnej sústavy ochranný obal podobne, ako vytvára magnetické pole Zeme ochranný obal okolo Zeme – predstavujúc štít proti značnej časti kozmického žiarenia.
Rovnako disponujú magnetickým poľom aj iné hviezdy, a dokonca aj samotná Mliečna dráha. Vplyv magnetického poľa sa dá pozorovať pomocou polarizácie svetla vyžiareného prachovými časticami v medzihviezdnom priestore. V medzihviezdnom priestore sú plyny aj prach. A tiež magnetické pole. Prachové častice nie sú dokonalé gule, sú skôr podlhovasté ako zrná ryže. Za prítomnosti magnetického poľa rotujú okolo vonkajšieho magnetického poľa. Môže to byť kvôli tomu, že majú elektrický náboj, ktorý mohli získať pri dopade UV žiarenia,či pri zrážke iným zrnkom prachu, teda trením, podobne ako získala v Millikanovom pokuse olejová kvapka náboj (ten náboj núti pohybovať sa v rovine kolmej na magnetické pole, a súčasne okolo ťažiska čiastočky, zrnko sa teda otáča okolo magnetického poľa). Prípadne zrnko prachu môže mať vlastný magnetický moment (čo vedie k takej istej rotácii okolo magnetických siločiar) – takto sa aspoň dnes predstavuje príčina toho, čo vyslovene vidíme, vznik slabých vláknitých štruktúr prachu a plynu nasledujúcich miestne magnetické pole. Svetlo okolitých hviezd je týmto prachom pohltené a následne vyžiarené v ďalekej infračervenej oblasti, ktoré je vďaka rotácii zŕn polarizované a nesie informáciu o orientácii lokálneho magnetického poľa až k nám, na stovky, tisíce, ba milióny svetelných rokov (aj z iných galaxií). Vidíme magnetické polia galaxií, ktoré vôbec nie sú chaotické, a sú grandióznych rozmerov.
Je to až neuveriteľné, že čo všetko dokážeme pomocou fyziky zistiť o takých ďalekých hviezdach, ktoré ani v najväčších ďalekohľadoch nespôsobia nič viac, než to, že jeden pixel obrázku má inú farbu než okolie.
Pri tak veľkých vzdialenostiach je veľmi náročné, či nemožné zmerať tú zložku rýchlosti hviezdy, ktorá je kolmá na smer pozorovania. Určité posunutie sa dá namerať len v prípade najbližších hviezd – posunutie voči pozadiu veľmi vzdialených hviezd, a to aj len pri porovnaní záberov zhotovených niekoľkoročným odstupom času.
Zmerať rýchlosť hviezdy v radiálnom smere, tj. v smere pozorovania (v smere spojnice medzi pozorovateľom a hviezdou) je výrazne jednoduchšie. Dopplerov jav, ktorý sme spomínali pri zvuku, je pozorovateľný aj pri svetle, pri elektromagnetickom vlnení, a prezradí, akou rýchlosťou sa k nám blíži alebo akou rýchlosťou sa od nás vzďaľuje hviezda. Dopplerov jav v prípade zvuku popisoval vzťah
| f′=fv±vpv±vz, |
kde v bola rýchlosť šírenia zvuku v nejakom prostredí (väčšinou vzduchu či vo vode, ale aj v iných hmotných prostrediach); vp bola rýchlosť pozorovateľa voči prostrediu a vz rýchlosť zdroja vlnenia voči prostrediu. Vo výber znamienka nám pomôže naša fyzikálna predstavivosť – čo kvalitatívne očakávame od Dopplerovho javu.
Pred teóriou relativity používali tento vzťah aj pre éter, ale jeho existenciu sme už zavrhli pred vyše 100 rokmi.
Presné odvodenie relativistického Dopplerovho javu je matematicky trochu náročnejšie, než aby sme to tu chceli urobiť. Pokiaľ však vzájomná rýchlosť vrel pozorovateľa a zdroja svetla je malá voči rýchlosti c svetla vo vákuu, môžeme napísať nasledujúci približný vzťah
| vrel=cΔλλ. |
Vo vzťahu vystupuje relatívna rýchlosť vrel, lebo o absolútnom pohybe či už pozorovateľa alebo zdroja hovoriť v teórii relativity nemôžeme. Δλ je rozdiel pozorovanej vlnovej dĺžky spektrálnej čiary oproti vlnovej dĺžke tej istej spektrálnej čiary v laboratóriu, keď sa zdroj voči pozorovateľovi nepohybuje.
Porovnáme napríklad spektrum prvku vo svetle z hviezdy so spektrom toho istého prvku v laboratóriu (tým istým prístrojom) a dostaneme nasledujúce výsledky: vlnová dĺžka jednej konkrétnej čiary spektra vodíka z lampy v laboratóriu je 656,28 nm, kým v spektre hviezdy je vlnová dĺžka tej istej spektrálnej čiary 656,42 nm. Vlnová dĺžka sa vďaka pohybu hviezdy posunula o hodnotu Δλ=(656,42−656,28) nm=0,14 nm. Z nameraného posunu vlnovej dĺžky spektrálnej čiary vieme, že relatívna rýchlosť hviezdy
| vrel=(3×108 m/s)0,14 nm656,28 nm=64 km/s. |
Spektrálna čiara sa posunula smerom k dlhším vlnovým dĺžkam – frekvencia sa znížila – to nám prezrádza, že hviezda sa od nás vzďaľuje.
Box 33-1 Relativistický Dopplerov jav
Vieme, že ak sa zdroj v sústave pozorovateľa pohybuje rýchlosťou v, čas zdroja sa v sústave pozorovateľa spomalí. Ak vo vlastnej sústave zdroja sa dva deje odohrajú s časovým odstupom T0, v sústave pozorovateľa to bude trvať dlhšie (dilatácia času) a bude to
| T=T0√1−v2c2. |
V našom prípade zdroj vypustí jednu vlnu a potom druhú. V sústave zdroja je to s odstupom času T0 a na tom istom mieste, ale v sústave pozorovateľa sa udejú s časovým odstupom T a na dvoch rôznych miestach vzdialených od seba na x=vT (tu sa zdroj pohybuje rýchlosťou v).
Ak zdroj od pozorovateľa (astronóma) sa vzďaluje rýchlosťou v, dve po sebe idúce vlny vyšle s časovým odstupom T, ale druhá vlna bude musieť k astronómovi preletieť väčšiu vzdialenosť o x – preto astronóm dve po sebe idúce vlny registruje s časovým odstupom
Tast=T+xc=T+vTc=T(1+vc)=T01+vc√1−v2c2=T0√(1+vc)21−v2c2=T0√(c+v)2c2−v2=T0√c+vc−vVlnová dĺžka vlnenia v sústave zdroja je λ0=cT0, kým pre astronóma je λast=cTast, teda
|
λast=λ0√c+vc−v. |
Ak sa hviezda k astronómovi blíži, vymeníme v tomto vzťahu v za −v. Znamienka v čitateli a v menovateli sú opačné a zvolíme ich na základe kvalitatívneho fyzikálneho očakávania (má sa vlnová dĺžka predĺžiť, alebo skrátiť).
2George Ellery Hale (29.06.1868-21.02.1938), americký astronóm, ktorý sa venoval pozorovaniu Slnka a objavil, že tzv. slnečné škvrny sú oblasti so silným magnetickým poľom. Haleho-Boppova kométa sa však nemenuje po ňom (tú objavili v roku 1995 Alan Hale a Thomas Bopp).