Astrofyzika

Astrofyzika je slovo gréckeho pôvodu zložené z dvoch gréckych slov – astro znamená hviezda a fisis je príroda. Takže slovo astrofyzika veľmi názorne vyjadruje, že je to disciplína, ktorá sa zaoberá svetom hviezd.

Dnes môžeme stručne zhrnúť, že astrofyzika je oblasť astronómie, ktorá sa zaoberá fyzikou vesmíru a štúdiom fyzikálnych vlastností nebeských telies a priestoru medzi nimi. Z astronómie sa vyčlenila koncom 19. storočia a dnes je považovaná za jej hlavné odvetvie. Hlavnými metódami astrofyzikálneho výskumu sú spektroskopia a fotometria.

 

Diagram znázorňujúci rôzne druhy elektromagnetického žiarenia

Hlavnými fyzikálnymi vlastnosťami, ktoré astrofyzika študuje, sú svietivosť, hustota, teplota a chemické zloženie takých nebeských objektov, ako sú planéty, hviezdy, galaxie, exoplanéty a prostredie medzi nimi. Zaoberá sa aj vzájomnými interakciami jednotlivých typov objektov a ich časovým vývojom. Štúdium kozmológie sa pokladá za teoretickú astrofyziku na oveľa väčších priestorových škálach, ako sú napr. hviezdy, galaxie či kopy galaxií.

Keďže astrofyzika má veľmi široký predmet výskumu, na svoje potreby využíva poznatky rôznych oblastí fyziky, hlavne mechaniky, teórie elektromagnetického poľa, termodynamiky, kvantovej mechaniky, relativity, jadrovej a časticovej fyziky, atómovej a molekulárnej fyziky. Astrofyzika sa dá študovať na Slovensku ako samostatný študijný odbor v rámci astronómie v Bratislave a v Košiciach.

Pohľad do histórie

V druhej polovici 19. storočia došlo k novým objavom vo fyzike, ktoré mali dopad aj na metódy astronomického výskumu. Bolo možné študovať fyzikálnu podstatu javov na nebeskej sfére, ale aj samotných nebeských telies, a postupne tak došlo k vymedzeniu astrofyziky v rámci klasickej astronómie.

Historicky významným medzníkom bol pokrok v spektroskopii. V laboratóriu sa uskutočnili merania žiarenia elektrického výboja v plynnom vodíku a jeho rozklad na spektrum a jednotlivé spektrálne čiary.

Vodík (H) je najjednoduchší a zároveň najrozšírenejší prvok vo vesmíre. Jadrom atómu vodíka je len jeden protón, okolo ktorého obieha jeden elektrón v obale. Interakcia medzi elektrónom a protónom nie je ovplyvňovaná žiadnymi inými časticami (ako je to v ťažších atómoch). Spektroskopické štúdie atomárneho vodíka ukázali, že môže existovať v rôznych energetických stavoch. Najstabilnejší stav (s najnižšou energiou) sa nazýva základný stav, z ktorého sa môžu atómy po pohltení ultrafialového žiarenia dostať do excitovaných stavov (geometrická predstava je taká, že excitovaný vodík má elektrón ďalej od jadra oproti základnému stavu). Pre vtedajších spektroskopikov bol azda najväčším prekvapením fakt, že elektróny v obale môžu existovať iba v určitých stavoch, teda v geometrickej predstave iba v určitých konkrétnych a presne určených vzdialenostiach od jadra.

Uvedený fakt odporoval Ruthefordovmu planetárnemu modelu atómu a tým aj klasickej mechanike. Tento model atómu si Rutheford prepožičal z astronómie, keď predpokladal, že model atómu je ako Slnečná sústava v malom. Zistenia spektroskopie atomárneho vodíka sa dajú zovšeobecniť pre všetky atómy a jej hlavným dôsledkom bolo poznanie, že energetické stavy atómu sú kvantované. To bol aj základ budúcej kvantovej mechaniky.

Koncom 19. storočia sa zistilo, že spektrálny rozklad slnečného svetla dáva veľké množstvo spektrálnych čiar. Experimenty s horúcimi plynmi ukázali, že tie isté spektrálne čiary môžu byť pozorované v spektrách plynov. Takto bolo dokázané, že chemické prvky nájdené na Slnku, hlavne vodík, sú prítomné aj na Zemi. Iba hélium bolo najprv objavené v slnečnom spektre a až neskôr aj na Zemi. Počas 20. storočia potom spektroskopia značne pokročila hlavne zásluhou nastupujúcej kvantovej fyziky, ktorá bola nevyhnutná pre pochopenie astronomických a experimentálnych pozorovaní.

História fotometrie, najrozšírenejšej astrofyzikálnej metódy, sa začala písať v roku 1887, keď Heinrich Rudolf Hertz zistil, že svetlo z elektrickej iskry dopadajúce na elektródy iného iskriska na ňom produkuje merateľné napätie, čiže dochádza k premene svetla na elektrickú energiu. V roku 1888 Wilhelm Hallwach objavil, že ultrafialové svetlo dopadajúce na zinkovú platňu spôsobuje úbytok záporného náboja. Robert Millikan postuloval zákony o fotoelektrickej emisii. Jedným z najdôležitejších je: Počet fotoelektrónov emitovaných za sekundu kolíše úmerne s dopadajúcim žiarením. Tieto objavy vytvorili predpoklady, aby v roku 1905 Albert Einstein formuloval fotoelektrický efekt, za ktorý dostal v roku 1921 Nobelovu cenu za fyziku. Jeho teória presne vysvetľuje ako fotóny narážajú na niektoré materiály a uvoľňujú z nich elektróny. Táto teória umožnila vývoj fotonásobičov, ktoré otvorili cestu k fotoelektrickej fotometrii, jednej z moderných metód astrofyziky.

V roku 1908 bola publikovaná práca Henrietty S. Leavittovej 1777 premenných hviezd v Magellanových mrakoch. Autorka začala pracovať na Observatóriu Harvardskej univerzity od roku 1893, kde sa zaoberala meraním a katalogizovaním hviezd na fotografických platniach získaných na observatóriu. Neskôr zaznamenala tisíce premenných hviezd (hlavne cefeíd) v Magellanových mrakoch a tieto výsledky publikovala v už spomenutej práci. Bol to jeden z prvých veľmi významných astrofyzikálnych objavov, keďže Leavittová si všimla, že jasnosti cefeíd sú priamo závislé od periód ich premennosti. Tento poznatok neskôr umožnil určovanie vzdialeností nielen v rámci našej Galaxie, ale aj vzdialených galaxií.

Ako prvý si uvedomil význam objavu H. Leavittovej dánsky astronóm Ejnar Hertzsprung a už v roku 1913 použil cefeidy na určenie vzdialenosti Malého Magellanovho mračna (SMC). Keďže zanedbal medzihviezdnu absorpciu, vzdialenosť SMC od Zeme mu vyšla len 37 000 svetelných rokov. Harlow Shapley, americký astronóm, prekalibroval škálu absolútnych jasností pre cefeidy a určil vzdialenosť SMC na 95 000 svetelných rokov (v súčasnosti sa vzdialenosť SMC udáva približne 210 000 svetelných rokov). H. Shapley použil metódu cefeíd aj na určenie vzdialeností 86 guľových hviezdokôp od Zeme a pomocou nich určil aj rozmery Galaxie.

Ďalším pozorovateľom cefeíd bol americký astronóm Edwin Hubble, ktorý ich pozoroval v hmlovine v súhvezdí Andromeda (M31) a v hmlovine v súhvezdí Trojuholník (M33) a určil ich vzdialenosti od Zeme na približne 900 000 a 850 000 svetelných rokov. V tej dobe sa ešte nevedelo o galaxiách a aj neskôr sa ešte používali pojmy extragalaktické hmloviny a špirálové hmloviny. Hubble však presvedčivo dokázal, že tieto hmloviny sú ďaleko za hranicami našej Galaxie a že v skutočnosti sú to iné galaxie, ktoré nepatria do Mliečnej dráhy. Bol to veľký historický moment, keď sa dramaticky zväčšila škála známeho vesmíru a ľudstvo sa dozvedelo, že naša Galaxia – Mliečna dráha je len jedným z  mnohých ostrovov v „nekonečnom“ vesmíre. Hubble na základe týchto výsledkov neskôr študoval aj červené posuvy galaxií a objavil rozpínanie celého pozorovaného vesmíru. Týmto objavom boli vytvorené predpoklady pre vznik teoretickej astrofyziky.

Observačná astrofyzika

Veľká väčšina astrofyzikálnych pozorovaní je sprostredkovaná elektromagnetickým žiarením. V nasledujúcom prehľade uvádzame využitie základných druhov elektromagnetického žiarenia.

Rádioastronómia študuje žiarenie s vlnovou dĺžkou väčšou ako 1 mm až po veľmi dlhé vlny s dĺžkou 30 km. Rádiové žiarenie je obyčajne emitované chladnými telesami, medzihviezdnym plynom a prachovými mračnami. Jeho výhodou je, že lepšie prechádza medzihviezdnou látkou v porovnaní s optickým žiarením, a preto nám umožnilo zmapovať štruktúru našej Galaxie. Krátkovlnný koniec rádiových vĺn patrí mikrovlnnému žiareniu.

Mikrovlnné žiarenie pokrýva pásmo vlnových dĺžok od 1 mm do 1 m. V tomto rozsahu sa detegovalo aj reliktové žiarenie s maximom okolo vlnovej dĺžky 1,9 mm. Je to vlastne pôvodné svetlo po Veľkom tresku, ktoré sa oddelilo od hmoty, keď mal vesmír ešte len 370 000 rokov, a dnes je toto žiarenie veľmi posunuté do červena. Aj pulzary (rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy) boli najprv detegované na mikrovlnných frekvenciách a až neskôr boli objavené aj optickými ďalekohľadmi. Všetky tieto pozorovania vyžadujú veľké rádioteleskopy a veľmi citlivé aparatúry. Niektoré sa preto inštalujú aj na kozmických satelitoch.

Infračervená astronómia študuje žiarenie s vlnovými dĺžkami, ktoré sú príliš dlhé, aby mohli byť viditeľné, no kratšie ako rádiové vlny (760 nm – 1 mm). Infračervené pozorovania sa obyčajne realizujú teleskopmi, ktoré sú podobné bežným optickým ďalekohľadom, no sú vybavené špeciálnymi filtrami. Objekty chladnejšie ako hviezdy, napr. planéty, asteroidy, prstence a prach, sa normálne študujú pomocou infračerveného žiarenia.

Optická astronómia je najstarším druhom astronómie, pracuje s viditeľným svetlom v rozsahu vlnových dĺžok 400 až 760 nm. Ďalekohľady vybavené CCD detektormi alebo spektroskopmi sú najbežnejšie používanými prístrojmi. Pozemská atmosféra však silne interferuje s optickým žiarením, preto sa vyvinula adaptívna optika a využívajú sa aj kozmické ďalekohľady za účelom získania vyššej kvality obrazu. V tejto oblasti elektromagnetického žiarenia sú dobre pozorovateľné planéty, hviezdy a študuje sa aj chemické zloženie hviezd, galaxií a hmlovín.

Ultrafialová astronómia skúma horúce hviezdy a procesy v plazme, pri ktorých sa uvoľňuje veľké množstvo energie, v oblasti vlnových dĺžok 10 – 400 nm.

Röntgenová a gama astronómia študujú veľmi energetické javy, ako je napr. akrécia (nabaľovanie) hmoty v tesných dvojhviezdach, vzplanutia nov a supernov a tiež procesy v binárnych pulzaroch, čiernych dierach, magnetaroch (neutrónových hviezdach s veľmi silným magnetickým poľom) a mnohých ďalších. Tieto druhy žiarenia ale takmer neprechádzajú pozemskou atmosférou, preto na ich registráciu máme len dve možnosti: kozmické ďalekohľady a pozemské detektory Čerenkovovho žiarenia. Patria sem družice Chandra, Compton, INTEGRAL, H. E. S. S. a MAGIC teleskopy. Vlnové dĺžky röntgenového žiarenia sa nachádzajú v intervale 10 nm – 10 pm. Gama astronómia pracuje s vlnovými dĺžkami kratšími ako 10 pm.

Kopa galaxií v súhvezdí Herkules

Iné ako elektromagnetické žiarenie môže byť pozorované pozemskými prístrojmi, hoci môže vznikať vo veľkých vzdialenostiach. Bolo zostrojených niekoľko zariadení na detekciu gravitačných vĺn, no ich rozlíšenie je zatiaľ pod potrebnou hranicou, nakoľko zatiaľ sa žiadne vlny nepodarilo zaregistrovať. Neutrínové detektory boli postavené hlavne na detekciu slnečných neutrín, no už sa podarilo registrovať aj neutrína z výbuchu supernovy. Kozmické žiarenie sa registruje vďaka procesom, ktoré spôsobujú vysokoenergetické častice v pozemskej atmosfére.

Astrofyzikálne pozorovania sa líšia aj v časových škálach. Väčšina optických pozorovaní prebieha v minútach až hodinách, no nie je problém registrovať aj rýchlejšie zmeny jasnosti študovaných objektov aj v kratších časových okamihoch (hovoríme o rýchlych variáciách). Historické dáta niektorých nebeských objektov pokrývajú stáročia až tisícročia pozorovaní. Naopak, rádiové pozorovania môžu sledovať aj milisekundové zmeny pulzarov alebo kombinovať s nimi časovú škálu rokov pri štúdiu spomaľovania ich rotácie. Napriek tomu je dĺžka života ľudskej civilizácie zanedbateľná v porovnaní so životom hviezd a galaxií a dĺžka obdobia, počas ktorého sa ľudstvo seriózne venuje astronómii, je pre pochopenie mnohých javov zatiaľ nedostatočná. Astronómovia si pomáhajú tak, že študujú tie isté objekty nielen v rôznych oblastiach elektromagnetického žiarenia, ale aj v rôznych etapách ich života, aby bolo možné pochopiť aj evolúciu (vývoj) študovaných objektov a predpovedať ich budúci vývoj.

Jednotlivé druhy elektromagnetického žiarenia sú prehľadne aj s jednotlivými fyzikálnymi charakteristikami usporiadané v nasledujúcej tabuľke. Treba ešte upozorniť, že neexistuje presná definícia hraníc pre jednotlivé druhy elektromagnetického žiarenia, a preto sa čitateľ môže v literatúre stretnúť aj s trochu inými hodnotami vlnových dĺžok, prípadne iných fyzikálnych charakteristík.

Druhy elektromagnetického žiarenia. So skracujúcou sa vlnovou dĺžkou žiarenia sa zvyšuje jeho energia a účinok žiarenia na atómy či molekuly je významnejší. Zatiaľ čo rádiové vlny môžu svojím dopadom ovplyvniť len orientáciu jadrového spinu a účinky na molekulu sú prakticky nulové, tak gama žiarenie môže zničiť aj atómové jadrá.

Teoretická astrofyzika

Teoretická astrofyzika využíva širokú škálu moderných prostriedkov, ako sú napr. analytické modely na aproximáciu správania hviezd, a na druhej strane výpočtové simulácie. Analytické modely sú lepšie na odhalenie podstaty problémov, numerické modely dokážu odhaliť existenciu efektov a javov, ktoré nie sú na prvý pohľad zrejmé. Teoretici sa snažia vytvárať modely aj s observačnými dôsledkami (predpokladajú, aké správanie študovaných objektov a v akých druhoch elektromagnetického žiarenia by sa malo pozorovať), čo pomáha pozorovateľom získavať práve také údaje, ktoré môžu poprieť existujúce modely alebo vybrať vhodnejšie alternatívy. Teoretici sa potom snažia modifikovať svoje modely, no v prípade veľkého množstva nekonzistentných údajov z pozorovaní sú nútení od svojich modelov odstúpiť.

Hlavné oblasti teoretickej astrofyziky v súčasnosti predstavujú: hviezdna dynamika a evolúcia, vznik a vývoj galaxií, magnetohydrodynamika, veľkoškálová štruktúra hmoty vo vesmíre, pôvod kozmického žiarenia, všeobecná relativita a kozmológia, teória strún a astročasticová fyzika. Spojenie astrofyziky a teórie relativity umožňuje spresňovať vlastnosti a vzdialenosti veľkoškálovej štruktúry vesmíru, pre ktorú je najdôležitejšia gravitačná interakcia, dôležitá pre pochopenie čiernych dier a štúdium gravitačných vĺn.

V súčasnosti sú na špici záujmu teoretickej astrofyziky nasledujúce problémy: Lambda-CDM model (homogénny a izotropný expandujúci plochý model vesmíru s kozmologickou konštantou a s chladnou tmavou hmotou, ktorá sa prejavuje gravitačne na veľkých priestorových škálach; nazýva sa aj „model zhody“, aby všetky pozorovacie fakty boli v zhode s predpokladmi podľa modelu), Veľký tresk (Big Bang), inflačný model (po vzniku vesmíru nastalo jeho „rozfúknutie“ nadsvetelnou rýchlosťou), tmavá hmota, tmavá energia a fundamentálne fyzikálne teórie.

Ladislav Hric

Teoretická astrofyzika musí vysvetliť takéto výrony látky z galaxií,
ku ktorým dochádzalo už dve miliardy rokov po Veľkom tresku
(ilustrácia na základe pozorovaných údajov)

Fotografie z Hubbleovho vesmírneho teleskopu po opravnej misii zo
septembra 2009. Vľavo hore je planetárna hmlovina Motýľ v súhvezdí
Škorpión. Vpravo hore je Stephanov Quintet – sústava interagujúcich
galaxií. Vľavo dole je 100 000 hviezd v jadre guľovej hviezdokopy
Omega Centauri. Vpravo dole je záhadný stĺp v hmlovine Eta Carinae
(v pravej dolnej časti), kde sa rodí veľké množstvo hviezd.