Poselství světla (2): Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?
Při zkoumání naprosté většiny kosmických objektů se musíme spokojit s pozorováním světla, které tyto objekty vyzařují. Astronomická spektroskopie je naštěstí užitečná při studiu nejen jednotlivých stálic, ale i celých galaxií.
Spektrum záření, jež k nám přichází z cizího hvězdného ostrova, představuje „součet“ světla z mnoha milionů či miliard tamních hvězd. Z jeho analýzy můžeme pomocí Dopplerova jevu mimo jiné odvodit, jakou rychlostí se tyto ostrovy pohybují – obvykle směrem od nás. Pozorování spekter galaxií zásadním způsobem přispělo i ke vzniku teorie o existenci temné hmoty a také k objevu kvazarů, velmi aktivních galaktických jader, která sledujeme v hlubokém kosmu.
Předchozí část: Poselství světla (1): Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?
Zajímavé údaje o jiných hvězdných ostrovech mohou poskytnout i detailní analýzy spekter jednotlivých hvězd, pokud se tedy nejedná o příliš vzdálenou galaxii. Významná zjištění takto přinesl například výzkum galaxie NGC 4550, která tvoří součást kupy v Panně a dělí ji od nás asi 50 milionů světelných let. Ukázalo se, že podstatná část jejích hvězd se kolem galaktického jádra pohybuje v opačném směru. Podle astronomů jde o důsledek spojení dvou menších ostrovů, v nichž stálice původně kroužily navzájem opačně. Analýza spekter jasných hvězd v cizích galaxiích může rovněž přispět k určení vzdálenosti příslušného ostrova. Jde přitom o přesnější metodu, než nabízejí běžně používaná měření založená na paralaxách či „standardních svíčkách“.
Mezi hvězdami
Prostor mezi stálicemi a galaxiemi, tzv. mezihvězdné prostředí, není úplně prázdný. Ve skutečnosti obsahuje ohromné množství hmoty, ovšem velmi řídce rozložené: 99 % představují kosmické plyny, především vodík následovaný heliem a malým množstvím těžších prvků. Zbývající procento tvoří jemné částice prachu, přičemž se pravděpodobně jedná hlavně o materiál sestávající z uhlíku, silikátů či různých typů ledu.
Pokud se v mezihvězdném prostoru nacházejí mračna plynu a prachu, hovoříme o tzv. mlhovinách. Astronomové je podle vzhledu dělí na difuzní a absorpční, tedy osvětlené, respektive temné. V případě druhých zmíněných je spektroskopie v koncích, protože popsané objekty nijak nezáří. Najdeme je, pokud zakrývají hvězdy či jiné mlhoviny, a zřejmě nejznámější příklad reprezentuje Koňská hlava v Orionu.
Bohatství mlhovin
Spektroskopicky zajímavá situace však nastává, pokud difuzní mlhovina odráží světlo okolních hvězd – jde tudíž o mlhovinu reflexní. Její spektrum záření se pak velmi podobá spektrům stálic, které ji obklopují. Ta přitom bývají více „modrá“, protože záření o kratších vlnových délkách se od mlhovin odráží lépe než záření s delšími vlnami, tedy „červenější“. Difuzní mlhoviny, jež samy září, se označují jako emisní a v takovém případě má spektrum specifickou podobu, odpovídající jejich chemickému složení.
Výzkum spekter záření mezihvězdného prostoru vedl k významným objevům výskytu rozmanitých chemických látek ve vesmíru, jež se týkají především rádiové, mikrovlnné a infračervené oblasti elektromagnetického spektra. Obvykle jde o spektrum pocházející z řídkých chladných mračen, nebo naopak z lokalit s hustým plynem a prachem, ovlivněných UV zářením blízkých stálic. Astronomové tak zjistili, že se v mezihvězdném prostoru vyskytují jednak chemické prvky, jednak i poměrně složité molekuly, včetně organických látek. Ukázalo se, že se ve vesmíru hojně nachází například acetylen, aceton či fullereny, kulovité molekuly sestávající z atomů uhlíku.
Zaměřeno na cizí světy
Spektroskopie představuje nenahraditelný nástroj rovněž při studiu asteroidů, komet – a také exoplanet. Většina světla, jímž se projevují exoplanety, je odražené, nikoliv vlastní: Nejedná se tedy o světelné zdroje, nýbrž pouze o jakási zrcadla nastavená mateřské stálici. Jelikož ovšem světlo hvězdy projde atmosférou oběžnice, nese také informaci o jejím složení, což se stalo základem velmi přínosného oboru transmisní spektroskopie.
Když exoplaneta tzv. tranzituje – z našeho pohledu tedy putuje před diskem hvězdy – částečně zastíní její světlo, které pak prochází skrz plynný obal planetárního tělesa. A protože, jak už víme, určité chemické látky blokují jisté vlnové délky, lze odečtením těchto absorpcí ze spektra odvodit chemické složení atmosféry oběžnice. Astronomové tak na cizích světech vystopovali například vodu, oxid uhelnatý a uhličitý, metan či alkalické kovy. Díky analýzám spekter záření dnes tudíž známe i chemické složení řady vzdálených exoplanet.
Záření vesmíru
Světlo, které naše oči dokážou vidět, představuje pouze jeden ze sedmi druhů elektromagnetického vlnění, jež nás obklopuje. Vlny se liší energií, délkou i frekvencí a astronomové je využívají k různým typům pozorování vesmíru. Viditelné světlo lze pomocí skleněného hranolu či optické mřížky rozložit na spektrální barvy s odpovídajícími intervaly vlnových délek.
