Stejně jako střepy rozbitého skla zachycené v centru pozornosti, hvězdy se na noční obloze zdají klamně pasivní. Hvězdná povrchová teplota může dosáhnout 50 000 stupňů Celsia - více než desetkrát teplejší než naše Slunce - a na několika může dosáhnout více než jeden milion stupňů! Teplo uvnitř hvězdy dosahuje ještě vyšších úrovní, které obvykle přesahují několik milionů stupňů - dost na to, aby se atomová jádra roztrhla a transformovala na nové typy látek. Naše příležitostné pohledy vzhůru nejen nedokážou odhalit tyto extrémní podmínky, ale pouze naznačují obrovskou rozmanitost hvězd, které existují. Hvězdy jsou uspořádány do dvojic, trojic a kvartet. Některé jsou menší než Země, zatímco jiné jsou větší než celá naše sluneční soustava. Protože však i nejbližší hvězda je vzdálena 26 bilionů kilometrů, téměř vše, co o nich víme, včetně těch, které jsou na doprovodném obrázku, bylo získáno pouze z jejich světla.
Naše technologie, dnes, je stále divoce neschopná poslat člověka nebo robota na nejbližší hvězdu během okružní jízdy trvající méně než několik tisíc let. Hvězdy proto zůstávají fyzicky nepřístupné nyní a po mnoho let přicházejí bez bezprecedentního průlomu ve vesmírném pohonu. Přestože není praktické navštívit horu, bylo možné studovat části hory, které nám byly zaslány ve formě hvězdného světla. Téměř vše, co víme o hvězdách, je založeno na technice známé jako spektroskopie - analýze světla a dalších forem záření.
Počátky spektroskopie pocházejí z anglického matematika a vědce Isaaca Newtona ze sedmnáctého století. Newtona zaujala tehdy podivná představa, kterou navrhli dřívější myslitelé, jako je René Descartes, že bílé světlo drží všechny barvy duhy. V roce 1666 experimentoval Newton se skleněným hranolem, malou dírou v jedné ze svých okenic a bílou stěnou místnosti. Jak světlo z díry prošlo hranolem, bylo rozptýleno, jako by magií, do řady mírně se překrývajících barev: od červené po fialovou. Jako první to popsal jako spektrum, což je latinské slovo pro zjevení.
Astronomie okamžitě nezahrnovala Newtonův objev. V osmnáctém století si astronomové mysleli, že hvězdy jsou jen kulisou pro pohyb planet. Část tohoto byla založena na rozšířené nedůvěře, že věda mohla díky své dálkové vzdálenosti pochopit skutečnou fyzickou povahu hvězd. To vše však změnil německý optik jménem Joseph Fraunhofer.
Pět let po vstupu do mnichovské optické firmy se Fraunhofer, ve věku 24 let, stal partnerem díky své dovednosti ve výrobě skla, broušení čoček a designu. Jeho snaha o ideální čočky používané v dalekohledech a dalších nástrojích ho vedla k experimentování se spektroskopií. V roce 1814 postavil průzkumný dalekohled, namontoval mezi něj hranol a malou štěrbinu slunečního světla, pak se podíval okulárem, aby pozoroval výsledné spektrum. Jak očekával, pozoroval rozptýlení barev, ale viděl něco jiného - téměř nesčetný počet silných a slabých svislých čar, které byly tmavší než ostatní barvy a některé vypadaly téměř černé. Tyto temné linie by se později seznámily s každým studentem fyziky jako Fraunhoferovy absorpční linie. Newton je možná neviděl, protože díra použitá v jeho experimentu byla větší než Fraunhoferova štěrbina.
Fraunhofer je fascinován těmito liniemi a byl jistý, že to nejsou artefakty jeho nástroje, pozorně je studoval. Postupem času zmapoval přes 600 linek (dnes jich je asi 20 000), pak obrátil svou pozornost na Měsíc a nejbližší planety. Zjistil, že linie jsou identické, a dospěl k závěru, že to bylo proto, že měsíc a planety odrážely sluneční světlo. Poté studoval Siriuse, ale zjistil, že spektrum hvězdy má jiný vzor. Každá hvězda, kterou poté pozoroval, měla jedinečnou sadu tmavých svislých čar, které oddělily každou od ostatních jako otisk prstu. Během tohoto procesu, on ohromně zlepšil zařízení známé jako difrakční mřížka, která mohla být používána místo hranolu. Jeho vylepšená mřížka poskytla mnohem podrobnější spektra než hranol a umožnila mu vytvořit mapy tmavých čar.
Fraunhofer testoval své spektroskopy - termín vytvořený později - pozorováním světla plynového plamene a identifikováním spektrálních čar, které se objevily. Tyto čáry však nebyly tmavé - byly jasné, protože byly výsledkem materiálu, který byl zahřát na žhavení. Fraunhofer si všiml shody mezi polohami dvojice tmavých linií ve slunečním spektru s párem jasných linií z jeho laboratorních plamenů a spekuloval, že tmavé linie mohou být způsobeny nepřítomností konkrétního světla, jako by Slunce (a jiné hvězdy) okradli jejich spektra úzkých pruhů barvy.
Tajemství temných linií nebylo vyřešeno až kolem roku 1859, kdy Gustav Kirchhoff a Robert Bunsen provedli experimenty s cílem identifikovat chemické materiály podle jejich barvy, když byly spáleny. Kirchhoff navrhl, že Bunsen používá spektroskop jako nejjasnější metodu pro rozlišování a brzy se ukázalo, že každý chemický prvek měl jedinečné spektrum. Například Sodium vytvořilo linie, které Fraunhofer poprvé spatřil před několika lety.
Kirchhoff pokračoval, aby správně pochopil temné linie ve slunečním a hvězdném spektru: světlo ze Slunce nebo hvězda prochází okolní atmosférou chladnějších plynů. Tyto plyny, jako například sodná pára, absorbují svou charakteristickou vlnovou délku ze světla a vytvářejí tmavé linie, které Fraunhofer poprvé spatřil začátkem tohoto století. To odemklo kód kosmické chemie.
Kirchoff později dešifroval složení sluneční atmosféry identifikováním nejen sodíku, ale železa, vápníku, hořčíku, niklu a chrómu. O několik let později, v roce 1895, astronomové, kteří sledovali zatmění Slunce, by potvrdili spektrální linie prvku, který dosud nebyl objeven na héliu Země.
Jak detektivní práce pokračovala, astronomové objevili, že záření, které studovali přes spektroskopy, sahalo za známé viditelné barvy do elektromagnetických oblastí, které naše oči nemohou vnímat. V dnešní době se většina práce, která drží pozornost profesionálních astronomů, netýká vizuálních charakteristik objektů hlubokého vesmíru, ale povahy jejich spektra. Prakticky všechny nově objevené extra sluneční planety byly například objeveny analýzou posunů hvězdného spektra, které jsou zavedeny, když obíhají kolem své mateřské hvězdy.
Obrovské dalekohledy, které dotýkají planetu v extrémně odlehlých místech, se zřídka používají s okulárem a jen zřídka fotografují, jako je ta, která je součástí této diskuse. Některé z těchto nástrojů mají zrcadlové průměry větší než 30 stop a jiné, stále ve fázi návrhu a financování, mohou mít povrchy pro sběr světla, které přesahují 100 metrů! Celkově jsou všechny, ty, které existují, a ty na rýsovacím prkně, optimalizovány tak, aby shromažďovaly a rozptylovaly světlo, které shromažďují, pomocí sofistikovaných spektroskopů.
V současné době mnoho z nejkrásnějších snímků hlubokého vesmíru, jako je ten, který je zde uveden, produkují nadaní amatérští astronomové, kteří přitahují krásu objektů, které se unášejí v hlubokém vesmíru. Vyzbrojeni citlivými digitálními fotoaparáty a pozoruhodně přesnými, ale skromnými optickými nástroji, jsou i nadále zdrojem inspirace pro lidi po celém světě, kteří sdílejí svou vášeň.
Barevný obrázek vpravo nahoře vytvořil Dan Kowal ze své soukromé observatoře v srpnu tohoto roku. Představuje scénu ve směru na severní souhvězdí Cygnus. Tato složitá hmota molekulárního vodíku a prachu je asi 4 000 světelných let od Země. Většina světla viděná v hlavní části této mlhoviny je generována masivní jasnou hvězdou poblíž jejího středu. Fotografie se širokým úhlem a dlouhými expozicemi ukazují, že mlhovina je velmi rozsáhlá - v podstatě obrovská řeka mezihvězdného prachu.
Tento snímek byl vytvořen pomocí apochromatického refraktoru o úhlopříčce 6 palců a astronomické kamery s úhlopříčkou 3,5 megapixelu. Obrázek představuje expozici téměř 13 hodin.
Máte fotografie, které chcete sdílet? Zveřejněte je na astrofotografickém fóru Space Magazine nebo je pošlete e-mailem a my bychom je mohli mít v Space Magazine.
Napsal R. Jay GaBany
