Poselství světla: Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?

Člověk obrací zrak k nebi odjakživa. Lidské znalosti o vesmíru se přitom vždy odvíjely od toho, jaké přístroje a metody se v dané době nabízely. V 19. století, zhruba dvě stě let poté, co Galileo Galilei postavil první dalekohled, vedli astronomové vlastně dost nudný a monotónní život. Pečlivě pozorovali oblohu, nejlépe každou noc, a trpělivě zaznamenávali pohyby vesmírných těles. Občas nalezli nový objekt, ať už ve Sluneční soustavě, nebo mimo ni. Základní poznatky o vzdálených tělesech jim však zůstávaly skryté: Nikdo například nevěděl, z čeho se všechny ty hvězdy a mlhoviny skládají.

Duha na přání

Pak se však naskytla záchrana, jakou očekával jen málokdo. Přinesli ji fyzici a společně s nimi chemici, kteří zkoumali něco úplně jiného než vesmír – světelné spektrum. K prvním badatelům studujícím spektrum záření patřil slavný anglický učenec Isaac Newton. V letech 1666–1672 se zabýval experimenty s optikou a právě on použil výraz „spektrum“ pro popis podivuhodné duhy barev, jež se objeví, jakmile světelné záření projde optickým hranolem – tedy průhledným tělesem se dvěma rovnými stěnami, které světlo lámou.

Když Newton vhodným způsobem umístil dva optické hranoly ve tvaru jehlanu za sebou, pak jeden z nich nejprve rozložil „bezbarvé“ světlo na duhové spektrum a druhý zas barvy složil zpět. Pokus přivedl proslulého badatele k závěru, že bezbarvé či bílé světlo, jak ho vidíme kolem sebe, není „čisté“ – ale ve skutečnosti ho tvoří směs všech barev. Lidé si přitom do té doby obvykle mysleli, že optické hranoly barevná světla nějak „vyrábějí“.

Za světlem do kosmu

Počátkem 19. století studoval spektra rovněž německý fyzik Joseph von Fraunhofer. Připsal si řadu objevů a vynálezů, ale stál také u zrodu spektrální analýzy, díky níž se spektroskopie proměnila ve významnou analytickou metodu v chemii, fyzice i v astronomii. Fraunhofer spojil dalekohled s difrakční mřížkou – tedy optickým prvkem s pravidelným vzorem, který rozkládá světlo na jednotlivé složky – a mohl tak pozorovat spektra Slunce, hvězd i dalších objektů v kosmu.

Z uvedených sledování se postupně vyvinul dnes velmi rozsáhlý a plodný vědecký obor astronomické spektroskopie. V současnosti využívá především tři oblasti elektromagnetického spektra záření vesmírných těles: viditelné světlo, rádiové a rentgenové vlny. Metody a uplatňovaná zařízení se přitom mohou značně lišit, hlavně proto, že záření o rozdílných vlnových délkách má různé vlastnosti a zemskou atmosférou prochází v odlišné míře.

Molekulární kyslík O₂ a ozon O₃ v ovzduší absorbují elektromagnetické záření o vlnových délkách pod 300 nanometrů. Z toho plyne, že rentgenová a UV spektroskopie vyžadují použití vesmírných teleskopů či detektorů na suborbitálních raketách, jež se na krátkou dobu dostanou do kosmického prostoru. Podobné problémy provázejí infračervené záření, u nějž podstatnou část spektra absorbují atmosférické molekuly „skleníkových plynů“, tedy oxidu uhličitého a vodní páry. Proto si i jeho studium obvykle žádá přístroje umístěné ve vesmíru. Rádiové signály zas mají oproti viditelnému záření mnohem delší vlny a k jejich výzkumu jsou nutné velké antény či soustavy antén.

Chemie stálic

Spektrum záření může odhalit až nečekané množství údajů o hvězdách i jiných kosmických objektech, jako je jejich teplota, hustota, hmotnost, zářivý výkon, vzdálenost a díky Dopplerovu jevu také jejich relativní pohyb vzhledem k nám či od nás. Rovněž přitom může prozradit chemické složení zdroje světla, v případě hvězd tedy spíš procentuální hmotnostní zastoupení prvků, neboť chemické složení je u všech stálic přibližně stejné. 

Horké objekty jako hvězdy vysílají tzv. spojité spektrum, tvořené všemi vlnovými délkami z určitého intervalu. Průchodem světla chladnějším prostředím, například horními vrstvami plynných obalů stálic, mlhovinami či zemskou atmosférou, se na spojitém spektru zobrazí tmavé, tzv. absorpční čáry. Ionty, atomy či molekuly v daném prostředí totiž procházející fotony pohltí, ovšem pouze ty o určitých frekvencích v závislosti na svých energetických hladinách. O absorbované fotony je záření hvězdy ochuzeno, takže se v jeho spektru v daných místech objeví tmavší „zářezy“.

Pruhované šifry

Popsaný charakter absorpčního spektra s řadou tmavých čar má pochopitelně i Slunce: Jeho záření putuje z vnitřní vrstvy, fotosféry, přes okrajovou chromosféru o nižší teplotě. Spektrum záření fotosféry je spojité, ovšem při průchodu chladnější chromosférou dochází k pohlcování záření o určitých vlnových délkách. V odpovídajících místech spektra se tak objevují temné, absorpční čáry. 

Poprvé je popsal William Wollaston v roce 1802. O dvanáct let později se jimi začal podrobněji zabývat již zmíněný Joseph von Fraunhofer, jehož jméno dnes nesou. Ve spektru záření naší centrální stálice jich detailně zaměřil a označil téměř 600, načež vytvořil mapu slunečního spektra. 

Otisky prstů

Naopak světlé, tzv. emisní čáry na tmavém pozadí vytvářejí oblaka horkého plynu, v jejichž blízkosti se nacházejí velmi žhavé hvězdy s povrchovými teplotami nad 30 000 K. Uvedené stálice vysílají silné záření zejména v ultrafialové oblasti, jež je pak pohlcováno v mračnech plynu – například v rozsáhlých a řídkých atmosférách žhavých veleobrů. Následně budí v dlouhovlnné oblasti viditelného spektra vlastní záření plynu, které způsobuje na spojitém spektru emisní čáry. Absorpční spektrum dané látky tvoří v podstatě doplněk jejího emisního spektra: Tam, kde se u prvního zmíněného nacházejí tmavé pruhy, jsou u emisního spektra stejné látky světlé spektrální čáry. 

Jednotlivým chemickým prvkům a molekulám odpovídají charakteristická emisní spektra, jde o jakési nezaměnitelné otisky prstů. Když tedy astronomové analyzují získané spektrum a porovnají ho se známými emisními spektry prvků a molekul, mohou zjistit složení a další vlastnosti objektu, jehož záření zachytili nebo kterým světlo prochází. 

Průkopníkem využití spektroskopie v astronomii se stal italský astronom Angelo Pietro Secchi, který shromáždil čtyři tisíce hvězdných spekter a rozdělil je do pěti hlavních tříd. Položil tak základy spektrální klasifikace hvězd.

Dokončení: Poselství světla (2): Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?