OBJEVOVÁNÍ A DOBÝVÁNÍ VESMÍRU
Objevování vesmíru bylo po dlouhou dobu lidské historie možné pouze ze Země pomocí čím dál dokonalejších dalekohledů. Teprve díky technologickému vývoji ve 20. století se stalo dobývání vesmíru, ať už s lidskou či bez lidské posádky, skutečností. Prim po dlouhou dobu hrály dvě velmoci ve vesmírném výzkumu - Spojené státy americké a Sovětský svaz.
Dřívější velkolepé projekty byly dnes nahrazeny projekty pro vědecké účely, často v podobě vysílání sond bez lidských posádek.
Dnes jsou vedle USA a Ruska významnými podporovateli výzkumu vesmíru také státy EU, Čína, Indie, Japonsko či Kanada.
Kosmických sond bez lidské posádky je ve vesmírném prostoru několik desítek. Nejblíže Zemi se nacházejí sondy zkoumající Měsíc a jeho okolí (například Artemis). Na Marsu operuje Marsovská vědecká laboratoř (MSL), známější pod jménem vozítka Curiosity. 5. července 2016 doletěla k planetě Jupiter sonda Juno. Vůbec nejvzdálenějšími sondami jsou Voyager 1 a Voyager 2 vypuštěné již v roce 1977. První z nich za účelem výzkumu Jupiteru a Saturnu. Aktuálně je již mimo sluneční soustavu ve vzdálenosti více než 20 miliard km (cca 135 astronomických jednotek, více než 37 světelných hodin). Voyager 2 byla také určená pro průzkum vnějších planet sluneční soustavy a jako jediná prolétla kolem Uranu či Neptunu. Její vzdálenost je téměř 17 miliard km.
Vesmírné stanice určené pro pobyt lidí slouží jako laboratoř, pozorovatelna Země či jako základna pro další lety do sluneční soustavy. Vůbec první orbitální stanicí Země se stala v roce 1971 sovětská kosmická stanice Saljut, následovaná americkou stanicí Skylab. Více než 15 let (mezi lety 1986 a 2001) byla v provozu stanice Mir, která byla vůbec první dlouhodobě obydlenou vědeckou stanicí ve vesmíru. V současné době je jedinou trvale obydlenou stanicí (od roku 2000) Mezinárodní vesmírná stanice - ISS, která je společným projektem pěti kosmických agentur (NASA - Spojené státy americké, Roskosmos - Rusko, JAXA - Japonsko, Kanadská kosmická agentura a Evropská kosmická agentura).
KLASIFIKACE GALAXIÍ
Galaxie jsou hvězdné soustavy složené z hvězd, mlhovin, hvězdokup, mezihvězdné hmoty či temné hmoty. Po celém vesmíru můžeme pozorovat jejich rozmanité tvary (ohromné kotouče, oblaka, spirály, koule), velikosti (několik tisíc světelných let či stonásobně větší), skladby (až z mnoha tisíc miliard hvězd) apod.
Hubble dělí galaxie podle tvaru do tří typů: eliptické galaxie (E), spirální galaxie (S) a spirální galaxie s příčkou (SB). Každý typ má několik podtypů podle tvaru.
Eliptické galaxie mají osm podtříd, přičemž E0 je koule a E7 je zploštělý elipsoid. Mezi eliptické galaxie patří například galaxie M110 v souhvězdí Andromeda nebo galaxie M60 a galaxie M87 - Virgo Aa v souhvězdí Panna. Pro spirální galaxie jsou typická výrazná spirální ramena, která vycházejí z galaktického jádra. Typickým představitelem spirální galaxie je například pouhým okem viditelná Velká galaxie v Andromedě (M31) nebo galaxie Větrník (M101). Spirální galaxie s příčkou mají tvar podobný spirálním galaxiím, ale spirální ramena u nich nevycházejí z galaktického jádra, nýbrž vybíhají z konců galaktické příčky. Zástupcem tohoto typu je například galaxie M91 v souhvězdí Vlasy Bereniky a také naše Galaxie.
Přechodný typ (nikoliv však vývojově přechodný) mezi eliptickou a spirální galaxií tvoří čočkové galaxie. K představitelům galaxií v této kategorii patří galaxie M86 v Panně. Později byla Hubbleova klasifikace galaxií doplněna o nepravidelné galaxie (Irr I) a porušené galaxie (Irr II), např. interagující galaxie (dvě nebo více galaxií, které jsou poměrně blízko a navzájem se ovlivňují gravitační přitažlivostí), galaxie s překotným zrodem hvězd apod.
MLHOVINY
Mlhoviny jsou oblaka prachových částic a plynů v mezihvězdném prostoru.
Podle dodnes uznávané tzv. mlhovinové hypotézy z roku 1734 jsou mlhoviny rodištěm hvězd.
Mlhoviny jsou složeny z prachových a plynových částic. Prachová složka je kombinací uhlíku a křemičitanů, které mohou být obaleny ledem nebo nečistotami. Plynová složka je tvořena tak, že na 1 000 atomů vodíku připadá 80 atomů hélia a 1 atom těžšího prvku, což přibližně odpovídá složení průměrných hvězd. Mlhoviny se často nacházejí v blízkosti horkých hvězd, a protože je jejich plynná složka tvořena převážně vodíkem, tato horká hvězda vodík ionizuje a díky tomu mlhoviny září.
Mlhoviny lze roztřídit podle způsobu jejich osvětlení. Některé jsou chladné a temné (neosvětlené) a jsou viditelné jen jako siluety proti hvězdnému pozadí. Známým příkladem je mlhovina Koňská hlava v Orionu či mlhovina Pytel uhlí v Jižním kříži. Když se vmlhovině narodí hvězdy, svým světlem ji rozzáří a vzniknou tak osvětlené emisní (plynné) mlhoviny. Osvětlenými mlhovinami jsou také mlhoviny reflexní (prachové), jejichž záření není způsobeno zrodem hvězdy, ale rozptylem světla blízké hvězdy na prachových částečkách mlhoviny. Příkladem je mlhovina uvnitř hvězdokupy Plejády nebo mlhovina Toby Jug.
MODELY VESMÍRU
Model vesmíru je zjednodušené zachycení vesmíru založené na výsledcích pozorování, poznaných fyzikálních zákonech a na dalších předpokladech (ve své době například na náboženské ideologii). Důvodem k vytvoření takového modelu je jednak nemožnost pozorovat vzdálené části vesmíru a jednak nutnost odhlédnout od detailů a vyzdvihovat spíše obecné vlastnosti, které vesmír má. V průběhu času se poznání vesmíru pochopitelně mění. Původní geocentrické a následně zjednodušené heliocentrické modely jsou aktuálně nahrazeny velmi sofistikovanými modely. I tak je však v současné době našemu pozorování přístupná jen část vesmíru, o které ale vlastně ani nevíme, zda je jeho typickým vzorkem. Neznáme všechny zákony, jimiž se vývoj vesmíru řídí, a vzniklé mezery je tak nutno nahrazovat předpoklady. Většině dnes uznávaných modelů vesmíru je společný předpoklad homogenity vesmíru (vesmír je všude stejný), neměnnosti fyzikálních zákonů v čase či platnost obecné teorie relativity. Přes tento společný základ se modely vesmíru liší.
Model statického vesmíru považuje vesmír za neměnný, zůstává stále stejný ve všech místech a ve všech dobách, nemá žádný začátek a nikdy neskončí.
Člověk uvažuje o časových změnách, které se stanou během trvání lidského života. Za tu dobu se vesmír podstatným způsobem nemění, což podporuje teorii statického vesmíru.
Statičnost vesmíru ovšem vylučují dva paradoxy. Gravitační paradox říká, že jakmile by se ve statickém vesmíru nacházely částice, gravitační síla by měnila jejich polohu a vesmír by se tedy v čase vyvíjel - nebyl by tedy statický. Aby statický zůstal, musel by být prázdný. Fotometrický paradox říká, že je-li hustota rozložení látky ve vesmíru konstantní a hvězdy přitom září nekonečně dlouho, mělo by se to projevit tím, že každý bod noční oblohy bude svítit. Tedy v noci by mělo být světlo jako ve dne. Tento jev ale není pozorován.
Relativistické modely vycházejí z Einsteinovy obecné teorie relativity a platí od 1. poloviny 20. století. Podle ní je časoprostor zakřivován přítomností hmoty a energie. Pohyb těles je určován zakřivením časoprostoru. Obecná teorie relativity je teorií gravitace. V případech malých hmotností a rychlostí, kdy jsou gravitační pole slabá, obecná teorie relativity souhlasí s důsledky Newtonova gravitačního zákona. Odchylky jsou obvykle tak malé, že při výpočtech drah planet a komet kolem Slunce se preferuje jednodušší zákon Newtonův namísto složitých rovnic obecné teorie relativity. Rozdíl mezi oběma se uplatňuje až u velmi silných gravitačních polí (např. u neutronových hvězd - pulzarů a černých děr). Einsteinovu původní rovnici obecné teorie vyřešil ruský matematik Fridman. Jeho řešení, podle něhož vesmír není statický, potvrdil pozorováními rozpínajícího se vesmíru americký astronom Hubble.
Zdroje dat:
Rees, M. J. (ed.) (2006): Vesmír. Knižní klub, Praha.
http://fyzika.jreichl.com
http://objekty.astro.cz
http://spaceprob.es
http://www.aldebaran.cz
https://www.wikipedia.org
OBJEVOVÁNÍ A DOBÝVÁNÍ VESMÍRU
Objevování vesmíru bylo po dlouhou dobu lidské historie možné pouze ze Země pomocí čím dál dokonalejších dalekohledů. Teprve díky technologickému vývoji ve 20. století se stalo dobývání vesmíru, ať už s lidskou či bez lidské posádky, skutečností. Prim po dlouhou dobu hrály dvě velmoci ve vesmírném výzkumu - Spojené státy americké a Sovětský svaz.
Dřívější velkolepé projekty byly dnes nahrazeny projekty pro vědecké účely, často v podobě vysílání sond bez lidských posádek.
Dnes jsou vedle USA a Ruska významnými podporovateli výzkumu vesmíru také státy EU, Čína, Indie, Japonsko či Kanada.
Kosmických sond bez lidské posádky je ve vesmírném prostoru několik desítek. Nejblíže Zemi se nacházejí sondy zkoumající Měsíc a jeho okolí (například Artemis). Na Marsu operuje Marsovská vědecká laboratoř (MSL), známější pod jménem vozítka Curiosity. 5. července 2016 doletěla k planetě Jupiter sonda Juno. Vůbec nejvzdálenějšími sondami jsou Voyager 1 a Voyager 2 vypuštěné již v roce 1977. První z nich za účelem výzkumu Jupiteru a Saturnu. Aktuálně je již mimo sluneční soustavu ve vzdálenosti více než 20 miliard km (cca 135 astronomických jednotek, více než 37 světelných hodin). Voyager 2 byla také určená pro průzkum vnějších planet sluneční soustavy a jako jediná prolétla kolem Uranu či Neptunu. Její vzdálenost je téměř 17 miliard km.
Vesmírné stanice určené pro pobyt lidí slouží jako laboratoř, pozorovatelna Země či jako základna pro další lety do sluneční soustavy. Vůbec první orbitální stanicí Země se stala v roce 1971 sovětská kosmická stanice Saljut, následovaná americkou stanicí Skylab. Více než 15 let (mezi lety 1986 a 2001) byla v provozu stanice Mir, která byla vůbec první dlouhodobě obydlenou vědeckou stanicí ve vesmíru. V současné době je jedinou trvale obydlenou stanicí (od roku 2000) Mezinárodní vesmírná stanice - ISS, která je společným projektem pěti kosmických agentur (NASA - Spojené státy americké, Roskosmos - Rusko, JAXA - Japonsko, Kanadská kosmická agentura a Evropská kosmická agentura).
KLASIFIKACE GALAXIÍ
Galaxie jsou hvězdné soustavy složené z hvězd, mlhovin, hvězdokup, mezihvězdné hmoty či temné hmoty. Po celém vesmíru můžeme pozorovat jejich rozmanité tvary (ohromné kotouče, oblaka, spirály, koule), velikosti (několik tisíc světelných let či stonásobně větší), skladby (až z mnoha tisíc miliard hvězd) apod.
Hubble dělí galaxie podle tvaru do tří typů: eliptické galaxie (E), spirální galaxie (S) a spirální galaxie s příčkou (SB). Každý typ má několik podtypů podle tvaru.
Eliptické galaxie mají osm podtříd, přičemž E0 je koule a E7 je zploštělý elipsoid. Mezi eliptické galaxie patří například galaxie M110 v souhvězdí Andromeda nebo galaxie M60 a galaxie M87 - Virgo Aa v souhvězdí Panna. Pro spirální galaxie jsou typická výrazná spirální ramena, která vycházejí z galaktického jádra. Typickým představitelem spirální galaxie je například pouhým okem viditelná Velká galaxie v Andromedě (M31) nebo galaxie Větrník (M101). Spirální galaxie s příčkou mají tvar podobný spirálním galaxiím, ale spirální ramena u nich nevycházejí z galaktického jádra, nýbrž vybíhají z konců galaktické příčky. Zástupcem tohoto typu je například galaxie M91 v souhvězdí Vlasy Bereniky a také naše Galaxie.
Přechodný typ (nikoliv však vývojově přechodný) mezi eliptickou a spirální galaxií tvoří čočkové galaxie. K představitelům galaxií v této kategorii patří galaxie M86 v Panně. Později byla Hubbleova klasifikace galaxií doplněna o nepravidelné galaxie (Irr I) a porušené galaxie (Irr II), např. interagující galaxie (dvě nebo více galaxií, které jsou poměrně blízko a navzájem se ovlivňují gravitační přitažlivostí), galaxie s překotným zrodem hvězd apod.
MLHOVINY
Mlhoviny jsou oblaka prachových částic a plynů v mezihvězdném prostoru.
Podle dodnes uznávané tzv. mlhovinové hypotézy z roku 1734 jsou mlhoviny rodištěm hvězd.
Mlhoviny jsou složeny z prachových a plynových částic. Prachová složka je kombinací uhlíku a křemičitanů, které mohou být obaleny ledem nebo nečistotami. Plynová složka je tvořena tak, že na 1 000 atomů vodíku připadá 80 atomů hélia a 1 atom těžšího prvku, což přibližně odpovídá složení průměrných hvězd. Mlhoviny se často nacházejí v blízkosti horkých hvězd, a protože je jejich plynná složka tvořena převážně vodíkem, tato horká hvězda vodík ionizuje a díky tomu mlhoviny září.
Mlhoviny lze roztřídit podle způsobu jejich osvětlení. Některé jsou chladné a temné (neosvětlené) a jsou viditelné jen jako siluety proti hvězdnému pozadí. Známým příkladem je mlhovina Koňská hlava v Orionu či mlhovina Pytel uhlí v Jižním kříži. Když se vmlhovině narodí hvězdy, svým světlem ji rozzáří a vzniknou tak osvětlené emisní (plynné) mlhoviny. Osvětlenými mlhovinami jsou také mlhoviny reflexní (prachové), jejichž záření není způsobeno zrodem hvězdy, ale rozptylem světla blízké hvězdy na prachových částečkách mlhoviny. Příkladem je mlhovina uvnitř hvězdokupy Plejády nebo mlhovina Toby Jug.
MODELY VESMÍRU
Model vesmíru je zjednodušené zachycení vesmíru založené na výsledcích pozorování, poznaných fyzikálních zákonech a na dalších předpokladech (ve své době například na náboženské ideologii). Důvodem k vytvoření takového modelu je jednak nemožnost pozorovat vzdálené části vesmíru a jednak nutnost odhlédnout od detailů a vyzdvihovat spíše obecné vlastnosti, které vesmír má. V průběhu času se poznání vesmíru pochopitelně mění. Původní geocentrické a následně zjednodušené heliocentrické modely jsou aktuálně nahrazeny velmi sofistikovanými modely. I tak je však v současné době našemu pozorování přístupná jen část vesmíru, o které ale vlastně ani nevíme, zda je jeho typickým vzorkem. Neznáme všechny zákony, jimiž se vývoj vesmíru řídí, a vzniklé mezery je tak nutno nahrazovat předpoklady. Většině dnes uznávaných modelů vesmíru je společný předpoklad homogenity vesmíru (vesmír je všude stejný), neměnnosti fyzikálních zákonů v čase či platnost obecné teorie relativity. Přes tento společný základ se modely vesmíru liší.
Model statického vesmíru považuje vesmír za neměnný, zůstává stále stejný ve všech místech a ve všech dobách, nemá žádný začátek a nikdy neskončí.
Člověk uvažuje o časových změnách, které se stanou během trvání lidského života. Za tu dobu se vesmír podstatným způsobem nemění, což podporuje teorii statického vesmíru.
Statičnost vesmíru ovšem vylučují dva paradoxy. Gravitační paradox říká, že jakmile by se ve statickém vesmíru nacházely částice, gravitační síla by měnila jejich polohu a vesmír by se tedy v čase vyvíjel - nebyl by tedy statický. Aby statický zůstal, musel by být prázdný. Fotometrický paradox říká, že je-li hustota rozložení látky ve vesmíru konstantní a hvězdy přitom září nekonečně dlouho, mělo by se to projevit tím, že každý bod noční oblohy bude svítit. Tedy v noci by mělo být světlo jako ve dne. Tento jev ale není pozorován.
Relativistické modely vycházejí z Einsteinovy obecné teorie relativity a platí od 1. poloviny 20. století. Podle ní je časoprostor zakřivován přítomností hmoty a energie. Pohyb těles je určován zakřivením časoprostoru. Obecná teorie relativity je teorií gravitace. V případech malých hmotností a rychlostí, kdy jsou gravitační pole slabá, obecná teorie relativity souhlasí s důsledky Newtonova gravitačního zákona. Odchylky jsou obvykle tak malé, že při výpočtech drah planet a komet kolem Slunce se preferuje jednodušší zákon Newtonův namísto složitých rovnic obecné teorie relativity. Rozdíl mezi oběma se uplatňuje až u velmi silných gravitačních polí (např. u neutronových hvězd - pulzarů a černých děr). Einsteinovu původní rovnici obecné teorie vyřešil ruský matematik Fridman. Jeho řešení, podle něhož vesmír není statický, potvrdil pozorováními rozpínajícího se vesmíru americký astronom Hubble.
Zdroje dat:
Rees, M. J. (ed.) (2006): Vesmír. Knižní klub, Praha.
http://fyzika.jreichl.com
http://objekty.astro.cz
http://spaceprob.es
http://www.aldebaran.cz
https://www.wikipedia.org