ukazka

vesmíru největších záhad

Třetí, kompletně přepracované vydání

Co by se stalo, kdyby se Země převrátila?

Zdá se vám uvedená otázka nesmyslná?

Zřejmě ano. Vědci však téměř jistě vědí, že v minulosti se jedna planeta „vzhůru nohama“ skutečně obrátila. Řeč je o Venuši, která jako jediná ve Sluneční soustavě rotuje v opačném směru, než obíhá kolem Slunce. K možným hypotézám patří dávná tečná srážka s jiným planetárním zárodkem, jež mohla rotační osu převrátit.

Jak by však podobná událost změnila náš život v případě Země, pomineme-li fakt, že by takový impakt velká část biosféry nejspíš nepřežila? Pokud by se zachovala rotační perioda, následky by byly spíš kosmetického rázu. Přirozeně by se změnil smysl „západu“ a „východu“, neboť Slunce by vycházelo na západě a směřovalo by k východu, kde by posléze zapadlo. Prohodila by se také roční období: Léto by na severní polokouli nastávalo od prosince do února.

Naše vnímání „severu“ a „jihu“ by však nejspíš zůstalo stejné a severní polokoule by zřejmě nadále nesla totéž označení. Sever od jihu totiž odlišuje orientace magnetického pole Země, které se odvíjí od rotujícího nitra tělesa, takže by se převrátilo společně s planetou a střelka kompasu by sever ukazovala stále v arktických oblastech.

Podstatně by se ovšem proměnila noční obloha. Již bychom nevídali Polárku, Velký vůz či Kasiopeju, ale museli bychom si zvyknout na nová souhvězdí jako Jižní kříž, Tukana nebo Mečouna. Měsíc by byl také „vzhůru nohama“. A pokud si chcete podobnou situaci vyzkoušet v praxi, stačí vyrazit na jižní polokouli.

Co je to siderický čas a perioda rotace?

Hvězdný nebo též siderický čas se odvozuje od rotace naší planety vzhledem ke vzdáleným stálicím. Jedná se v podstatě o jednu otočku Země o 360°: Za tu dobu se konkrétní hvězda dostane do stejného místa na obloze. Takto určená rotační perioda činí 23 hodin, 56 minut a 4,091 sekundy.

„Běžný“ den má však přesně 24 hodin. V tomto případě se jedná o tzv. synodický den, jehož délka se rovněž odvozuje od rotace Země, ale tentokrát vůči blízkému Slunci. Navíc musíme vzít v úvahu, že se naše planeta posune za den po oběžné dráze kolem centrální hvězdy zhruba o 1°, tedy asi o 2,6 milionu kilometrů. Proto je synodický den o necelé čtyři minuty delší.

Obdobu siderické periody rotace Země tvoří její siderický oběh kolem Slunce. Délka siderického nebo též hvězdného roku činí 365,25636 slunečního čili synodického dne, což odpovídá 365 dnům, 6 hodinám, 9 minutám a 9 sekundám. Jedná se o skutečnou dobu oběhu naší planety kolem Slunce o 360°. Při pohledu z povrchu Země jde potom o dobu zdánlivého oběhu naší denní hvězdy po ekliptice vzhledem k ostatním stálicím – tedy o interval dělící dvě po sobě následující stejné polohy Slunce mezi hvězdami.

Konec června

Na severní polokouli léto

Na jižní polokouli zima

Podzim

Sklon rotační osy 23,5°

Konec prosince

Na severní polokouli zima

Na jižní polokouli léto

Rovník

Jaro

Jak by vypadala hvězdná obloha na Marsu?

Lidé zatím neměli možnost pozorovat oblohu z rudé planety. To se poštěstilo jen několika automatům, které na jejím povrchu přistály. Jaký by se nám tam naskytl pohled? Hvězdná obloha na Marsu se od té pozemské příliš neliší. Z hlediska vesmírných vzdáleností se rudá i modrá planeta nacházejí prakticky na stejném místě: Rozdíly v polohách vzdálených hvězd tak sice mohou být oproti jejich pozici na pozemském

nebi měřitelné, ale uvedená změna zůstává v každém případě mimo rozlišovací schopnost lidského zraku. Tisknout nové hvězdné mapy by proto bylo zbytečné.

Odlišnosti na Marsu přirozeně panují, pokud jde o vzhled blízkých objektů. Slunce se nachází asi o polovinu dál, má zhruba dvoutřetinový zdánlivý rozměr a poskytuje pouze 45 % záření ve srovnání se zemským povrchem. Na marsovském

nebi také chybí Měsíc. Planeta má sice dva přirozené satelity, Phobos a Deimos, ale jejich rozměry jsou ve srovnání se souputníkem Země zanedbatelné.

Větší Phobos vypadá jako brambora o rozměru kolem 20 km a oběhne Mars jednou za osm hodin, tedy rychleji, než se planeta otočí kolem své osy. Vychází tudíž na západě a po čtyřech hodinách zapadá na východě. Nachází se zhruba 6 000 km od povrchu rodného tělesa a jeví se jako plošný objekt s rozměrem odpovídajícím asi třetině Měsíce. Menší Deimos má opět nepravidelný tvar, dosahuje velikosti okolo 10 km

a oběhne planetu za 30 hodin. Zdánlivě se proto pohybuje po obloze „správně“, tj. od východu k západu. Krouží však ve vzdálenosti přes 23 000 km a vypadá pouze jako jasný bod – podobně jako Venuše na pozemské obloze.

Co se týče planet, nejjasnější zůstává na marsovském nebi právě Venuše s maximem kolem −3,2 magnitudy (mag). Země se ve společnosti Měsíce jeví jako dvojtěleso a její jasnost se mění od −2,5 do +0,9 mag podle fáze. Vnější planety, tj. Jupiter a další, jsou v opozici o něco jasnější než při pohledu ze Země, nezkušené oko by si však rozdílu nejspíš nevšimlo.

Jak se zformovaly prstence kolem planet?

Kolem všech velkých planet Sluneční soustavy najdeme systém prstenců, přičemž nejvýraznější útvary tohoto typu obepínají Saturn. Ostatně jeho prstenec zaznamenal svým primitivním dalekohledem již Galileo Galilei a podstatu zmíněného objektu později vysvětlil Christiaan Huygens. Družice Pioneer objevily prstence u Jupitera, načež se je podařilo zachytit rovněž u Uranu a Neptunu, a to jak ze Země – při sledování zákrytů hvězd

planetami – tak prostřednictvím sond Voyager přímo na místě.

Zajímavostí jistě je, že v roce 2014 se povedlo prstenec identifikovat také u planetky

10199 Chariklo, měřící asi 250 km, a již v roce 2008 byl oznámen objev tohoto útvaru kolem Saturnova měsíce Rhea. Ve druhém zmíněném případě se však prstencová hypotéza při

dalších průletech sondy Cassini nepotvrdila.

Obecně můžeme o planetárních prstencích říct, že se nejedná o pevné struktury, ale o samogravitující systém malých

částic, převážně ledových zrn pokrytých prachem. Původ těchto zajímavých útvarů s nejvyšší pravděpodobností souvisí s vývojem soustavy přirozených satelitů. Mohlo tak dojít například ke slapovému roztrhání mě-

síce či měsíců, z jejichž pozůstatků se pak prstenec zformoval. Nebo se naopak jedná o zbytky primárního materiálu, z něhož by – nebýt gravitačního vlivu ostatních souputníků – vznikl další měsíc. Hypotézy o zrodu planetárních prstenců se však v současnosti považují za značně nejisté, neboť vykazují mnohé nedostatky. S ohledem na nejasnost původu není ani zcela zřejmé, zda jsou prstence pouze přechodným jevem, s životností například několika milionů let, nebo trvalou ozdobou. Změny v prstencích Neptunu pozorované během éry družicové astronomie však hovoří spíš pro první možnost.

Jak

rychle se pohybují hvězdy v naší Galaxii?

Galaxie představují gigantické hvězdné ostrovy, kolem jejichž středu zdánlivě víří miliardy stálic jako na obřím kolotoči. Pravdou je, že v naší Galaxii skutečně převažuje rotační pohyb jednotlivých hvězd. Například Slunce ji oběhne přibližně za 230 milionů let a daný interval označujeme jako galaktický rok. Jelikož se naše stálice nachází asi 26 400 světelných let od středu hvězdného ostrova, znamená to, že krouží rychlostí kolem 230 km/s.

Galaxie však není planetární soustava a nemá uprostřed koncentrované gravitační centrum. Pohyby hvězd proto velmi ovlivňuje jejich vzájemné působení. Vede to k narušování pohybu od jednoduché rotace, přičemž zmíněné poruchy mohou v libovolném směru běžně dosahovat desítek kilometrů za sekundu.

Výjimku tvoří tzv. hyperrychlé hvězdy neboli hypervelocity stars, česky též prchající hvězdy: Pohybují se rychlostí přes 1 000 km/s a nejčastěji se nacházejí na trajektoriích, po nichž Mléčnou dráhu opustí. Jejich původ zůstává nejasný a dost možná souvisí s těsnými setkáními masivních stálic v ústřední oblasti Galaxie, kde leží velmi hustá centrální hvězdokupa.

Trajektorie hyperrychlých hvězd

Dochází ve vesmíru ke srážkám hvězd?

Ve vesmíru k přímým srážkám hvězd dochází, ovšem velmi zřídka. Člověk by snadno mohl nabýt dojmu, že ideální příležitost představují kolize galaxií, kdy se celé hvězdné ostrovy navzájem prostoupí. Stálice jsou však malé – tedy ve srovnání s obřími vzdálenostmi, které je dělí. Jejich přímé fyzické srážky jsou proto i při kolizích galaxií velmi výjimečné, až vyloučené.

Pokud se hvězdy těsně potkávají, mohou si obvykle vyměňovat energii gravitačním působením; ale mají-li dostatek energie k sobě přiletět, pak jí mají dost i k tomu, aby se opět vzdálily. Musel by existovat nějaký činitel, který by přebytečnou energii systému dvou stálic rozptýlil.

Srážky bývají častější v případě těsných dvojhvězd, pokud se například jedna z nich v důsledku vývoje rozepne a druhá se pohybuje v její obálce. V důsledku tření v obálce se potom mohou po nějaké době opravdu srazit. Energie se může vyzářit i gravitačními vlnami. Snad jen dvojice bílých trpaslíků by měla dostatek času, aby se splynutí dočkala. Je přitom možné, že popsaným způsobem vzniká podstatná část supernov typu Ia.

Kolik vodíku obsahují hvězdy?

Drtivou většinu hvězd tvoří především vodík, což samozřejmě souvisí se skutečností, že se jedná o nejrozšířenější prvek ve vesmíru. Představuje 74 % hmotnosti baryonické, tedy běžné hmoty, následován heliem s 24 % a kyslíkem s 1 %; další prvky jsou v podstatě stopové. Převážná většina vodíku a helia přítomná dnes v kosmu pochází z období jeho vzniku, z raného tvoření prvků, ke kterému došlo v prvních 20 minutách kosmického věku. Těžší elementy reprezentují především produkty termojaderných reakcí v nitrech hvězd. Poměrné zastoupení prvků se tudíž s věkem stálice mění.

Chemické složení mladých hvězd se velmi podobá skladbě vesmíru. Tvoří je tedy převážně vodík a helium přibližně v poměru 3 : 1 s příměsí těžších prvků – astronomové je pro jednoduchost označují jako „kovy“ – jejichž hmotnostní zastoupení činí na počátku méně než 2 %. Během „pobytu“ hvězdy na hlavní posloupnosti Hertzsprungova–Russellova diagramu se v jejím nitru termojaderně přeměňuje vodík na helium, a zastoupení helia na jeho úkor tak roste. V pozdějších fázích vznikají při termojaderných reakcích i těžší prvky: nejprve uhlík, dusík a kyslík, a v jádrech hmotnějších hvězd pak i další, až po prvky skupiny železa. Ještě těžší elementy, včetně stříbra, zlata a platiny, představují produkty termojaderných reakcí při explozích supernov. Množství vodíku ve hvězdě tedy s jejím věkem postupně klesá.

A nakonec terminologická vsuvka: Při posuzování chemického složení je třeba důsledně rozlišovat mezi hmotnostním a částicovým procentem, což je dáno rozdílnou „váhou“ atomů jednotlivých prvků: Například helium je asi čtyřikrát „těžší“ než vodík, uhlík dvanáctkrát atd. Slunce sice v současnosti hmotnostně tvoří ze 71 % vodík, z 27 % helium a ze 2 % příměsi kovů, ale pokud jde o počet částic, převažují atomy vodíku s 91,2 %, následují atomy helia s 8,7 % a nakonec atomy těžších prvků s méně než 0,1 %.

Co je mezihvězdný prach?

Jedná se o prach ležící mezi hvězdami, převážně vyvržený během výbuchů supernov (snímek zachycuje planetární mlhovinu NGC 2818, tvořící právě pozůstatek supernovy).

Z prachu se formují nové stálice a podle astronomů nám jeho výzkum prozradí, jak se v kosmu utvářely složitější molekuly potřebné pro vznik života.

Pilotovaná kosmonautika

Lidstvo se do vesmíru vydává pravidelně již od roku 1961.

Společnými silami jsme do kosmu vyslali téměř sedm set kosmonautů

Co by se stalo, kdyby si kosmonaut ve vesmíru sundal skafandr?

Bohužel, případy rychlé expozice velmi nízkému tlaku byly již v historii kosmonautiky zaznamenány: Přistávací kabině Sojuzu 11 se v roce 1971 předčasně otevřel ventil vyrovnávající vnitřní tlak, z lodi unikla atmosféra a všichni tři členové posádky zahynuli. Pokud by si kosmonaut sundal skafandr ve vesmírném prostoru, během 15–20 sekund by ztratil vědomí v důsledku prudkého poklesu tlaku. Vnitřní tlak lidského těla není dostatečný, aby takto explodovalo, avšak přítomnost plynů by mohla vážně narušit vnitřní orgány. Prudká expanze by zřejmě poškodila plíce, čemuž by se však dalo zabránit vydechnutím před sundáním skafandru. V krevním řečišti by se nejspíš objevily bublinky vzduchu, podobně jako když se potápěč vynoří příliš rychle. Pokud by byl kosmonaut vystaven vakuu po dobu kratší než 3–4 minuty, nejspíš by se jej podařilo resuscitovat. Delší expozice vzduchoprázdnu by však téměř nevyhnutelně skončila smrtí a postupným zmrznutím.