Vesmír

Vesmír či kosmos (z řeckého κόσμος, ozdobašperk ale později také vše uspořádané, řádnévesmír) je souhrnné označení veškeré hmotyenergie a časoprostoru, který je obsahuje.[2] Zahrnuje tedy hvězdy, planety, galaxie, mezigalaktický prostor a další.[3][4] V užším smyslu se vesmír také někdy užívá jako označení pro kosmický prostor, tedy část vesmíru mimo Zemi. Starý 3 miliard let

Různými názory na svět a jeho vznik se již od pradávna zabývaly mýty, některá náboženství a filosofie. V dnešní vědě se zkoumáním vesmíru jako celku zabývá hlavně kosmologie a astrofyzika.

Podle některých vědeckých teorií je tento „náš“ vesmír součástí systému většího počtu vesmírů zvaného multivesmír nebo mnohovesmír (z anglického multiverse). Tyto jiné vesmíry přitom mohou mít zcela odlišné fyzikální zákony než ten náš. Termín mnohovesmír se používá také v populární kultuře, především ve sci-fi literatuře.

 

Historie

Obrázek Hubbleova ultra hlubokého pole s vysokým rozlišením zobrazuje pestrý rozsah galaxií, z nichž každá se skládá z miliard hvězd. Ekvivalentní oblast oblohy, jakou zabírá obrázek, je zobrazena v levém dolním rohu. Nejmenší, nejčervenější galaxie, kterých je přibližně 100, jsou ty nejvzdálenější, jaké optický dalekohled kdy zachytil a které existovaly již krátce po velkém třesku.

Během historie lidstva vzniklo několik kosmologií a kosmogonií pro pozorovatelný vesmír. Nejstarší kvantitativní geocentrické modely vznikly ve starověkém Řecku. Předpokládaly, že vesmír je v prostoru konečný a existuje věčně, a obsahuje soubor soustředných sfér konečných velikostí – které odpovídají stálicím, Slunci a různým planetám – rotujících kolem kulaté, ale nehybné Země. V průběhu staletí, díky přesnějším měřením a lepším teoriím gravitace vedl vývoj k heliocentrickému modelu Sluneční soustavy Mikuláše Koperníka a k modelu vesmíru Isaaca Newtona. Další vývoj astronomie přinesl poznání, žeSluneční soustava je součástí galaxie složené z miliard hvězd, Mléčné dráhy, a že mimo Mléčnou dráhu existují v dosahu astronomických přístrojů jiné galaxie. Pečlivé studium rozložení těchto galaxií a jejichspektrálních čar vedlo ke vzniku moderní kosmologie. Objevy rudého posuvu v roce 1924 Edwinem Hubblem a reliktního záření v roce 1964 Arnem Penziasem a Robertem Wilsonem ukázaly, že vesmír se rozpíná, a že měl patrně svůj počátek.

Podle dnes převládajícího vědeckého modelu vesmíru, známého jako Velký třesk, se vesmír začal rozpínat v tzv. Planckově čase z extrémně horkého a hustého bodu, v němž byla soustředěna veškerá hmota a energie pozorovatelného vesmíru. Od Planckova času se vesmír rozšířil do dnešní podoby, po velice krátkou dobu (méně než 10-32 sekundy) trvala kosmická inflace.[5] Několik nezávislých experimentálních měření tuto teoretickou inflaci i teorii velkého třesku podpořilo. Nedávná pozorování ukazují, že rychlost rozpínání vesmíru se zvětšuje, a to díky temné energii (energii vakua), o níž první data získal v 1933 švýcarsko-americký astronom Fritz Zwicky: většina hmoty ve vesmíru se vyskytuje ve formě, kterou nelze zjistit současnými přístroji, a proto není zahrnuta v současných modelech vesmíru, což je případ temné hmoty.[A 1] Nepřesnosti současných pozorování vesmíru nedovolují předpovědět konečný osud vesmíru.

Současný výklad astronomických pozorování ukazuje, že stáří vesmíru je 13,75±0,17 miliardy let[6] a že průměr pozorovatelného vesmíru je minimálně 93 miliard světelných let čili 8,80×1026 metrů.[7] Podle obecné teorie relativity se prostor může rozšiřovat rychlostí větší než je rychlost světla, a proto můžeme pozorovat jen malou část vesmíru v důsledku omezené rychlosti světla. Protože nemůžeme pozorovat prostor ve vzdálenosti větší než dokázalo uletět světlo (či jakékoli jiné elektromagnetické záření) od velkého třesku, není jisté, zda velikost vesmíru je konečná nebo nekonečná.

 

 

Etymologie, synonyma a definice

Podrobnější informace naleznete v článcích KosmosPříroda a Svět.

České slovo vesmír pochází z ruského slova весь мир (ves mir – „celý svět“), které se začalo používat v době národního obrození místo staročeského vesvět. Anglické slovo pro vesmír (universe) pochází zestarofrancouzského slova univers, a to z latinského slova universum. Toto slovo používal Cicero i pozdější autoři latinských textů ve stejném smyslu, jako se dnes používá slovo vesmír. Latinské slovo pochází z poetického zkrácení slova unvorsum, poprvé použitého v Lukreciově knize De rerum natura (O přírodě) IV.262.[9]

Obrázek Foucaultova kyvadla, které potvrzuje otáčení planety Země kolem vlastní osy.

Alternativní výklad slova unvorsum je „vše se otáčí jako jedno“, nebo „vše je otáčeno jedním“. V tomto smyslu může být slovo překladem staršího řeckého slova pro vesmír, περιφορά, „něco přepravovat v kruhu“, které původně znamenalo roznášení jídla v kruhu hostů. Toto řecké slovo odkazuje na časné řecké modely vesmíru. Ohledně Platónovy metafory o Slunci[10] Aristotelés uvažoval o tom, že rotace nejvzdálenější sféry stálic prostřednictvím Slunce působí pohyb a změny na Zemi.[11] Řekové celkem přirozeně předpokládali, že Země je pevná a že se nebe otáčí kolem ní, a teprve důmyslná astronomická a fyzikální měření (jako Foucaultovo kyvadlo) musela prokázat opak.

Nejvíce používaný termín pro „vesmír“ mezi starověkými řeckými filozofy od dob Pythagora byl τὸ πᾶν (všechno), definované jako celek (τὸ ὅλον) a prostor (τὸ κενόν). Další synonyma vesmíru u starověkých řeckých filozofů byla κόσμος (což znamenalo světkosmos) a φύσις (jež původně znamenalo živou přírodu a z něhož pochází slovo fyzika). Podobná synonyma se vyskytují v latině (totum, mundus, natura) a přežila i v moderních jazycích, např. německá slova Das All, das Weltall a die Natur pro vesmír. Podobná synonyma jsou také v angličtině, jako everything (v teorii všeho), cosmos (v kosmologii), world (hypotéza mnoha světů) nebo nature (přírodní zákony a přírodní filozofie).

 

 

Nejširší definice: realita a pravděpodobnost

Nejširší definici vesmíru lze nalézt ve spise De Divisione naturae (O rozdělení přírody) středověkého filozofa a teologa Jana Scota Eriugeny, který definoval vesmír jako prostě vše: všechno stvořené i všechno nestvořené. VeFeynmanově přístupu ke kvantové mechanice na bázi dráhového integrálu[12] jsou amplitudy pravděpodobnosti různých výsledků určitého pokusu – za přesně definovaného počátečního stavu systému – určeny sumací po všech možných historiích (cestách), kudy mohl systém dospět z počátečního do konečného stavu systému.[13] Samozřejmě pokus může mít pouze jeden výsledek, jinými slovy, je možný pouze jeden skutečný výsledek v našem vesmíru, viz proces kvantového měření, také známý jako kolaps vlnové funkce. V tomto dobře definovaném matematickém významu i to, co neexistuje (všemi možnými cestami), může ovlivnit to, co skutečně existuje (experimentální měření). Konkrétní příklad: každý elektron je v podstatě totožný s každý jiným elektronem, a proto musí amplituda pravděpodobnosti počítat s možností, že si vymění místa, což je jev známý jako symetrie výměny. Toto pojetí vesmíru, a to jak existujícího, tak neexistujícího, má volnou paralelu v buddhistické doktríně šúnjata o vzájemném vývoji reality,[14] a v představě Gottfrieda Leibnize o existenci nekompatibilního, nekonzistentního.

 

 

Definice reality

Související informace naleznete také v článku Skutečnost.
Související informace naleznete také v článku Fyzika.

Obvykle se vesmír definuje jako vše, co existovalo, existuje a bude existovat. Podle našeho současného chápání se vesmír skládá ze tří principů: prostoru a času, souhrnně známého pod pojmem časoprostor nebo vakuum; forem energie, včetně hybnosti a hmoty, a přírodních zákonů, které je dávají do vztahů. S definicí pojmu vesmíru souvisí vše, co existuje v jediném okamžiku kosmologického času, jako je věta „Vesmír je nyní vyplněn jednotným mikrovlnným zářením na kosmickém pozadí“.

Tyto tři principy vesmíru (časoprostor, hmota, energie a fyzikální zákony) zhruba odpovídají představám Aristotelovým. Ve své knize Fyzika (Φυσικῆς, od které odvozujeme slovo fyzika), Aristoteles dělí τὸ πᾶν (vše) do tří zhruba analogických složek: hmoty (látka, ze které se skládá vesmír), tvaru (uspořádání hmoty ve vesmíru) a změny (stvoření, zničení nebo změna jeho vlastností, změna jeho tvaru). Fyzikální zákony jsou koncipovány jako pravidla pro vlastnosti hmoty, jejího tvaru a jejích změn. Později filozofové jako napříkladLucretiusAverroesAvicenna nebo Baruch Spinoza změnili či upřesnili jejich rozdělení, například Averroes a Spinoza rozeznávají natura naturans (tvořící, aktivní přírodu) od natura naturata, stvořené přírody.

 

Definice oddělených časoprostorů[editovat | editovat zdroj]

Je možné si představit oddělené časoprostory, každý existující sám o sobě, které ale nemohou navzájem spolu komunikovat. Snadno si lze představit jako metaforu skupinu samostatných mýdlových bublin, v nichž žijí pozorovatelé, a z jedné mýdlové bubliny nemohou spolupracovat s pozorovateli v jiných mýdlových bublinách, dokonce z principu. Podle jedné terminologie je každá „mýdlová bublina“ časoprostoru označována jako vesmír, zatímco náš konkrétní prostor a čas se označuje jako náš Vesmír, stejně jako my máme pojmenování pro náš měsíc Měsíc. Celá kolekce těchto oddělených prostorů se označuje mnohovesmír.[16] Tyto spolu nespojené vesmíry by mohly mít odlišné dimenze a topologie prostoročasu, různé formy hmoty a energie, různé fyzikální zákony a fyzikální konstanty, ačkoli takové možnosti jsou v současné době jen spekulativní.

Definice pozorovatelné reality[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Pozorovatelný vesmír.

Podle ještě více omezující definice je vesmír vše, co se nachází v našem časoprostoru a s čím bychom mohli interagovat nebo naopak. Podle obecné teorie relativity některé regiony prostoru nemohou být nikdy v interakci s naší částí prostoru za celou dobu existence vesmíru, a to kvůli konečné rychlosti světla a pokračující expanzi vesmíru.[17] Například rádiové signály vyslané ze Země nikdy nedosáhnou určité oblasti prostoru, a to i kdyby vesmír existoval navěky, neboť prostor se může šířit rychleji než světlo. Je třeba zdůraznit, že vzdálené oblasti vesmíru existují a jsou součástí reality stejně jako my, ale nikdy jich nemůžeme dosáhnout. Oblasti prostoru, které můžeme ovlivnit a které nás mohou kauzálně ovlivnit, jsou označovány jako pozorovatelný vesmír.[18] Přísně vzato, pozorovatelný vesmír závisí na poloze pozorovatele. Cestováním může pozorovatel přijít do styku s větší oblasti prostoru a času než pozorovatel, který je stále na jednom místě: pozorovatelný vesmír je pro prvního z nich větší než pro druhého. Přesto ani nejrychlejší cestovatel není schopen komunikovat se všemi částmi prostoru. Obvykle se pozorovatelným vesmírem rozumí vesmír pozorovatelný z naší Sluneční soustavy v Mléčné dráze.

Velikost, stáří, obsah, struktura a zákony vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Pozorovatelný vesmír.

Složení vesmíru dle dat WMAP

Vesmír je nesmírně velký a možná má i nekonečný objem. Region viditelný ze Země (pozorovatelný vesmír) je koule o poloměru přibližně 46 miliard světelných let,[7]; (celý vesmír podle nejnovějších odhadů má zhruba 96 miliard světelných let) poloměr byl určen z toho, kde jsou díky rozpínání vesmíru viditelné nejvzdálenější objekty. Pro srovnání: průměr typické galaxie je přibližně jen 30 000 světelných let a typická vzdálenost mezi dvěma sousedními galaxiemi je pouze 3 milióny světelných let.[19] Například naše Galaxie má průměr zhruba 100 000 světelných let,[20] a galaxie v Andromedě se nachází zhruba ve vzdálenosti 2,5 milionů světelných let od Mléčné dráhy.[21] V pozorovaném vesmíru existuje pravděpodobně více než 100 miliard (1011) galaxií.[22] Velikosti galaxií se pohybují od trpasličích galaxií s méně než deseti miliony (107) hvězd,[23] až po obří eliptické galaxie s biliónem (1012) hvězd,[24] všechny se otáčejí kolem těžiště ve středu galaxie. Z velice hrubého odhadu vyplývá, že v pozorovatelném vesmíru je kolem jedné triliardy hvězd (1021), nicméně v roce 2010 astronomové zveřejnili studii, která došla k číslu 300 triliard hvězd (3×1023).[25]

Pozorovatelná hmota ve vesmíru je rozšířena rovnoměrně (homogenně), pokud se berou průměrné hodnoty ve vzdálenostech větších než 300 miliónů světelných let.[26] Nicméně v menším měřítku pozorujeme, jak se hmota hierarchicky „shlukuje“: atomy do hvězd, většina hvězd do galaxií, většina galaxií do kup galaxií, kupy se sdružují v nadkupách galaxií a nakonec tu jsou největší struktury ve vesmíru, jako je např. Sloanova velká zeď galaxií. Také pozorovatelná hmota je ve vesmíru rozložena izotropně, což znamená, že vesmír se jeví ve všech směrech pozorování stejný, v každém směru pozorování má zhruba stejný obsah.[27] Ve vesmíru se vyskytuje rovněž izotropní mikrovlnné záření, které odpovídá tepelné rovnováze spektra záření černého tělesa o teplotě asi 2,725 Kelvina.[28]Hypotéza, že celý vesmír je homogenní a izotropní, je známa jako kosmologický princip[29] a astronomická pozorování ji podporují.

Rozložení galaxií ve vesmíru získané v rámci projektu 2dF Galaxy Redshift Survey

Současný vesmír má velmi nízkou celkovou hustotu, zhruba 9,9×10−30 gramů na centimetr krychlový. Tato hmota a energie je rozdělena na 74% temné energie, 22% chladné temné hmoty a 4% obyčejné hmoty. Na čtyři metry krychlové připadá jeden atom vodíku.[30] Vlastnosti temné energie a temné hmoty jsou z velké části neznámé. Temná hmota podléhá gravitaci stejně jako obyčejná hmota a tudíž zpomaluje expanzi vesmíru, naopak temná energie toto rozpínání urychluje.

Nejpřesnější odhad věku vesmíru, 13,73±0,12 miliardy let, vznikl na základě pozorování reliktního kosmického mikrovlnného záření.[31] Nezávislé odhady (založené například na radioaktivním datování) věku vesmíru mají sice menší přesnost, přesto potvrdila věk 11 – 20 miliard let, či 13-15 miliard let.[32] Vesmír nebyl stejný po celou dobu své existence; například poměr mezi populacemi kvasarů a galaxií se změnil a sám prostor se patrně rozšířil. Tato expanze umožnila, že pozemští vědci mohou pozorovat světlo z galaxie vzdálené třicet miliard světelných let od Země, a to i v případě, že světlo k nám cestovalo pouhých třináct miliard roků. Tato expanze je v souladu s pozorováním, že fotony emitované ze vzdálených galaxií mají posunutou vlnovou délku do červeného oboru spektra a nižší frekvenci. Rychlost prostorové expanze vesmíru se zrychluje, jak ukazuje studium supernov typu Ia a expanze byla potvrzena i dalším pozorováním.

Relativní podíly chemických prvků, především nejlehčích atomů, jako je vodíkdeuterium a helium, se zdají být stejné v celém vesmíru a jsou pozorovatelné po celou jeho historii.[33][34][35] Zdá se, že ve vesmíru je mnohem více hmoty než antihmoty, asymetrie pravděpodobně souvisí s narušením CP invariance při rozpadech elementárních částic.[36] Zdá se, že vesmír nemá žádný souhrnný elektrický náboj, proto má gravitace dominantní postavení v kosmologických měřítkách délky. Zdá se také, že vesmír nemá žádnou souhrnnou hybnost či moment hybnosti. Absence náboje a hybnosti by vyplývaly ze známých fyzikálních zákonů (Gaussova zákona elektrostatiky a z Landaova-Lifšicova pseudotenzoru), pokud by vesmír byl konečný.[37]

Z pozorování se zdá, že Vesmír tvoří spojité časoprostorové kontinuum, které se skládá ze tří prostorových dimenzí a jednoho časového rozměru. Prostor se zdá být téměř plochý (téměř nulové zakřivení), což znamená, že Eukleidovská geometrie experimentálně platí s vysokou přesností pro většinu vesmíru.[38] Zdá se, že časoprostor má souvislou topologii, alespoň v měřítku pozorovatelného vesmíru. Jsou však také náznaky, že by vesmír mohl být vícedimenzionální, a že časoprostor může mít provázanou globální topologii, obdobně s válcovou nebo toroidní topologie dvourozměrných prostorů.[39][40]

Vesmír se podle pozorování řídí souborem fyzikálních zákonů a fyzikálních konstant.[41][42] Podle převažujícího standardního modelu fyziky se veškerá hmota skládá ze tří generací leptonů a kvarků, což jsou fermiony. Tyto elementární částice spolu interagují prostřednictvím nejvýše tří základních interakcíelektroslabé interakce, která zahrnuje elektromagnetismus a slabou jadernou sílusilnou jadernou sílou, jak ji popisuje kvantová chromodynamika, a gravitaci, která se v současné době dá nejlépe popsat obecnou teorií relativity. První dvě interakce mohou být popsány renormalizovanou kvantovou teorií pole, interakce zprostředkovávají kalibrační bosony, které odpovídají určité kalibrační symetrii. Renormalizované kvantové teorie obecné relativity dosud nebylo dosaženo, i když různé formy teorie strun jsou nadějné. Speciální teorie relativity má platnost v celém vesmíru, za předpokladu, že prostorové a časové délky jsou dostatečně malé, jinak musí být použita obecná teorie relativity. Neexistuje žádné vysvětlení pro konkrétní hodnoty fyzikálních konstant, jako je Planckova konstanta h nebo gravitační konstanta G a jeví se, že jsou platné v celém vesmíru. Platí zákony zachování, jako např. zákon zachování nábojehybnostimomentu hybnosti a energie; v mnoha případech mohou tyto zákony zachování souviset se symetrií a matematickou identitou.

Jemné vyladění vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Z pozorování vyplývá, že mnohé z vlastností vesmíru mají zvláštní hodnoty v tom smyslu, že ve vesmíru, kde se uvedené vlastnosti jen mírně odchylují, nemůže vzniknout inteligentní život.[43][44] Ve vědecké komunitě neexistuje shoda, zda toto jemné doladění vlastností vesmíru existuje.[45][46] Zejména není známo, za jakých podmínek může vzniknout inteligentní život, jakých nabývá forem a tvarů, a jak dlouhou má dobu trvání. Důležité konstatování v této diskusi je, že pro pozorovatele existuje vesmír, který je doladěn tak, že je schopen podporovat inteligentní život. Podmíněná pravděpodobnost pozorování vesmíru, který je vyladěný k podpoře inteligentního života, je 1. Tento poznatek je znám jako antropický princip a je zvláště důležitý v případě vzniku vesmíru a pravděpodobnosti vzniku jiných vesmírů s odlišnými vlastnostmi od našeho vesmíru. Antropický princip je náboženské a nikoli vědecké povahy[47] a je zdrojem polemik[48].

Historické modely vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Kosmologie.

Modely vesmíru (kosmologie) a jeho původu (kosmogonie) vznikaly na základě ve své době dostupných údajů a představ o vesmíru. V minulosti byla kosmologie a kosmogonie příběhem bohů vyprávěných různými způsoby. Teorie odosobněného vesmíru řídícího se fyzikálními zákony byly nejprve navrhovány Řeky a Indy. V průběhu staletí se zlepšovala astronomická pozorování, vznikly teorie pohybu a gravitace, které vedly ke stále přesnějšímu popisu vesmíru. Moderní éra kosmologie začala v roce 1916 obecnou teorií relativityAlberta Einsteina,[49] která umožnila kvantitativně předpovědět vznik, vývoj a konec vesmíru jako celku. Většina dnes přijímaných kosmologických teorií vychází z obecné teorie relativity a z předpokládané teorie Velkého třesku, jsou však třeba ještě přesnější měření, která by určila, která z teorií je správná.

Stvoření světa[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Stvoření.

Mnohé kultury znají příběhy popisující vznik světa, které můžeme rozdělit několika do různých typů. V jednom se svět rodí z vejce, jako například ve finské epické básni Kalevala,[50] čínském příběhu Pangu[51] nebo indickém příběhu Brahmánda Purana.[52] V jiných příbězích vystupuje bytost, která stvoří svět, jenž z ní vychází, jako v příběhu tibetského buddhismu Ádi-buddha,[53] ve starověkém řeckém příběhu Gaii (Matky Země),[54] mýtu aztécké bohyně Coatlicue,[55] v příběhu staroegyptského boha Atuma,[56] nebo stvoření světa podle biblické knihy Genesis. V dalším typu příběhu je svět stvořen ze spojení mužského a ženského božstva jako například v maorském Rangi a Papa.[57] V jiných příbězích je vesmír stvořen ruční prací z již existujících materiálů, jako je tělo mrtvé bohyněTiamat v babylónském eposu Enúma eliš[58] nebo obra Ymira v severské mytologii – nebo z chaosu, jako Izanagi a Izanami v japonském bájesloví.[59] V jiných příbězích vychází vesmír ze základních principů, jako je Brahman a Prakrti,[60] nebo jin a jang v čínské filozofii.

Filozofické modely vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Předsókratici.
Související informace naleznete také v článku Čas.

6. století před naším letopočtem raní řečtí filozofové, předsókratici, vytvořili první známé filosofické modely vesmíru. Nejdříve poznali, že zdání může klamat, a usilovali lepší pochopení základních skutečností. Zvláště si všimli schopností věci změnit formu (např. led se změní na vodu a dál na páru) a několik filozofů si začalo uvědomovat, že všechny očividně různé látky na světě (dřevo, kov, atd.) jsou různými formami jednoho praelementu, arché. Prvním byl Thalés, který za tuto pralátku považoval vodu.[61] Po něm Anaximenésza prvopočátek považoval vzduch a navrhl, že musí existovat přitažlivé a odpudivé síly, které způsobují že arché kondenzuje a vyskytuje se v různých formách.[62] Empedoklés definoval jako základní látky čtyři živly ve vesmíru, které jsou nutné k vysvětlení jeho rozmanitosti (zemi, vzduch, oheň a vodu) a které se vyskytují v různých kombinacích a formách.[63] Tato teorie čtyř elementů byla přijata řadou dalších filozofů. Někteří filozofové před Empedoklem prosazovali méně hmotné věci pro arché, Hérakleitos prosazoval logos„rozum, který řídí veškerenstvo“,[64] Pythagoras věřil, že všechny věci jsou složené z čísel,[65] kdežto Thaletův student Anaximandros věřil, že vše je složeno z chaotické látky známé jako apeiron (bezmezno),[66] zhruba odpovídající modernímu pojmu kvantové pěny. Teorii apeiron pozoruhodně modifikoval Anaxágoras, který navrhoval, že různé věci na světě jsou utkané z rychle rotujícího apeironu, který uvádí do pohybu Nús (mysl).[67] Jiní filozofové – především Leukippos a Démokritos – navrhli, že vesmír je složen z nedělitelných atomů, pohybujících se v prázdném prostoru, vakuu.[68] Aristotelés tomuto názoru oponoval (Příroda se hrozí prázdnoty) na základě toho, že odpor vůči pohybu se zvyšuje s hustotou; z tohoto důvodu by prázdný prostor neměl bránit pohybu, což by mělo vést k možnosti nekonečné rychlosti.[69]

Ačkoli Hérakleitos byl zastáncem věčné změny, jeho současník Parmenidés přišel s myšlenkou, že všechny změny jsou pouhou iluzí, že opravdová základní skutečnost je věčně neměnná a jednoho charakteru.[70] Parmenidés označil tuto skutečnost za τὸ ἐν (jedno). Parmenidova teorie nebyla pro mnoho Řeků přijatelná a jeho žák Zénón z Eleje předložil k řešení několik slavných paradoxů. Aristotelés vyřešil paradoxy zavedením pojmu nekonečně dělitelného kontinua a aplikoval je na prostor a čas.

Indický filozof Kanáda, zakladatel filosofické školy Vaišéšika, která přišla s teorií atomismu, si myslel, že světlo a teplo jsou různými druhy téže látky.[71] V 5. století našeho letopočtu si buddhistický filozof atomista Dignāga myslel, že existují atomy bodové velikosti, Dignāga, které jsou krátkodobými záblesky světla a energie. Popíral existenci podstatných věcí, a myslel si, že pohyb je tvořen okamžitý proudy záblesků energie.[72]

Teorie omezeného času (temporal finitism) je inspirována doktrínou stvoření světa sdíleného třemi abrahámovskými náboženstvímijudaismemkřesťanstvím a islámem. Křesťanský filozof Jan Filoponos předložil filozofické argumenty proti starověké řecké představě nekonečné minulosti. Filoponovy argumenty proti nekonečné minulosti používal od počátku muslimský filosof Alkindus, židovský filozof Josefem Gaonem a muslimský teolog Al-Ghazzálím. Nazývají se také kosmologický argument Kalam.[73][74] Použili dva logické argumenty proti nekonečné minulosti, z nichž první je argument „proti možnosti existence časového nekonečného regresu„, má následují strukturu:

  • (1) Aktuální nekonečno nemůže existovat.
  • (2) Nekonečný časový regres událostí by vytvořil aktuální nekonečno.
  • (3) Proto nekonečný časový regres událostí nemůže existovat.[75]

Druhém argumentu, „nemožnosti utvořit aktuální nekonečno přidáváním“, se uvádí:

  • (1) Časová série událostí je množinou, která je utvářená přidáváním událostí.
  • (2) Množina utvářená za sebou následující událostmi nemůže být aktuálním nekonečnem.
  • (3) Proto časová série událostí nemůže být aktuálním nekonečnem.[76]

Oba argumenty byly přijaty později křesťanskými filosofy a teology, a druhý argument zejména stal slavným poté, co byla přijat Immanuelem Kantem v jeho diplomové práci o protimluvech týkajících se času.[77]

Astronomické modely vesmíru[editovat | editovat zdroj]

První astronomické modely vesmíru byly vytvořeny krátce po vzniku astronomie babylonskými astronomy, kteří viděli Zemi jako plochý disk plovoucí v oceánu, a tak vytvořili předpoklady pro vznik raných řeckých map světa od Anaximandra a Hekataia z Milétu.[78][79]

Pozdějšíi řečtí filozofové sledovali pohyby nebeských těles a snažili se vytvořit modely vesmíru, založené na hlubších empirických důkazech. Podle modelu Eudoxa z Knidu je prostor a čas nekonečný a věčný, Země je kulatá a pevná, a všechno ostatní je omezeno pouze na otáčení dutých soustředných sfér, v jejichž středu je nehybná Země, jejíž střed je středem všech koulí.[80] Tento model byl zdokonalen řeckými astronomy Kalippem a Aristotelem,[80] a k téměř do dokonalé shodě s astronomickým pozorováním jej přivedlPtolemaios. Model s pevnou Zemí uprostřed se shoduje s bezprostřední lidskou zkušeností a Řekové byli přesvědčeni, že jen kruhový pohyb může trvat věčně. Nicméně všichni řečtí vědci nepřijali geocentrický model vesmíru. Pythagorejský filozof Filolaospředpokládal, že ve středu vesmíru je „ohnivé centrum“, kolem kterého krouží ZeměSlunceMěsíc a planety rovnoměrným kruhovým pohybem.[81] Řecký astronom Aristarchos ze Samu byl první známým astronomem, který navrhl heliocentrický model vesmíru.[82]Ačkoli jeho původní spis se ztratil, odkaz v Archimédově knize O počítání písku popisuje Aristarchovu heliocentrickou teorii. Archimedes napsal:

„Aristarchos Samský však vydal knihy jakési s názvem Hypothesy, v nichž vychází z předpokladu, že vesmír jest mnohokrát větší, než jak výše bylo řečeno. Předpokládá totiž, že stálice a Slunce zůstávají nehybné, země pak obíhá po obvodě kruhu kolem Slunce, jež stojí uprostřed dráhy, že dále koule stálic rozložená kolem téhož středu jako Slunce jest takové velikosti, že kruh, v němž, jak předpokládá, země obíhá, jest ku vzdálenosti stálic v tomtéž poměru, v jakém jest střed koule k povrchu. Totoť, jak patrno, jest nemožno. Neboť, ježto střed koule nemá žádné velikosti, jest se domnívati o něm, že není v žádném poměru k povrchu koule. Jest však přijmout, že Aristarchos myslil takto: jakmile předpokládáme, že Země jest jakoby středem vesmíru, tu v tom poměru, v jakém jest Země k tomu, co nazýváme vesmírem, jest koule, v níž jest kruh, v němž, jak předpokládá, Země obíhá, ke kouli stálic. Neboť důkazy fenoménů přizpůsobuje k tomuto předpokladu, a obzvláště zdá se, že velikost koule, v níž dává Zemi se pohybovati, pokládá za stejnou s tím, co nazýváme vesmírem.“[83]

Aristarchos také věřil, že hvězdy musí být velice daleko, protože nemají viditelnou paralaxu, a nelze tím pádem pozorovat pohyb hvězd vůči sobě, jako např. pohyb Země kolem Slunce.[84] Hvězdy se nacházejí v mnohem větší vzdálenosti od Země, než se ve starověku všeobecně předpokládalo, proto mohla být hvězdná paralaxa zjištěna dalekohledy až počátkem 19. století, což starověcí astronomové nemohli tušit.[84] Geocentrický model s planetární paralaxou podle nich vysvětloval, proč nelze pozorovat paralaxy hvězd. Odmítnutí heliocentrického názoru bylo zřejmě velmi silné, jak ukazuje následující pasáž z Plutarchova díla:

Kleanthés z Assu, současník Aristarcha a představitel stoicismu byl přesvědčen, že bylo povinností Řeků obvinit Aristarcha ze Samu z bezbožnosti za to, že uvedl do pohybu srdce vesmíru (tj. Zemi) … a že předpokládal, že nebe je v klidu, Země obíhá po šikmé kružnici a zároveň se otáčí kolem vlastní osy.[85] Je to také první doložená žaloba na vědce, který zastával odlišný názor.

Koperníkův model vesmíru z knihy Thomase Diggese z roku 1576, kde hvězdy už nejsou na sféře okolo Slunce, ale jsou rozloženy rovnoměrně v prostoru kolem

Jediný další známý astronom starověku, který podporoval Aristarchův heliocentrický model vesmíru, byl Seleukos z Babylónu, helénský astronom, který žil sto let po Aristarchovi. Podle Plutarcha byl Seleukos první astronom, který se snažil dokázat heliocentrický systém racionální úvahou, ale jeho argumenty nejsou známé.[86] Pravděpodobně souvisely s fenoménem přílivu a odlivu. Podle Strabóna totiž Seleukos přišel jako první s myšlenkou, že přílivy a odlivy jsou způsobeny přitažlivostí Měsíce, a že výška přílivu závisí na poloze Měsíce vzhledem ke Slunci. Ve středověku přišli s heliocentrickým modelem vesmíru ještě indický astronom Aryabhata a perští astronomovéAlbumasar a Al-Sijzi.[87]

Aristotelův a Ptolemaiův model byl v západním světě přijímán zhruba po dvě tisíciletí, než Koperník oživil Aristarchovu teorii, že by se astronomická data dala lépe vyložit, kdyby se Země otáčela kolem své osy a Slunce bylo ve středu vesmíru.

Uprostřed všech (planet) stojí Slunce. Kdo by v tomto překrásném chrámu postavil tuto lampu na jiné nebo lepší místo než toto, odkud může všechno zároveň osvětlovat?
— Mikuláš Koperník, O obězích nebeských sfér, 1543

Koperník sám říká, že názor o rotaci Země je velice starého původu a lze jej sledovat přinejmenším k Filolaovi (asi 450 př.n.l.),[88] k Herakleidovi z Pontu (přibližně 350 př.n.l.) a k Ekfantovi ze Syrakus. Sto let před Koperníkem křesťanský učenec Mikuláš Kusánský napsal ve své knize De docta ignorantia („Vědění o nevědění“, 1440), že Země se otáčí kolem své osy, totéž tvrdil Aryabhata (476-550), Brahmagupta (598-668) a Albumasar Al-Sijzi. První empirický doklad rotace Země kolem vlastní osy na základě pozorování komet podal ázerbájdžánský astronom Tusi (1201-1274) a perský astronom Ali Qushji (1403 -1474). Tusi dále hájil Aristotelův geometrický model vesmíru, kdežto Qushji ho odmítal, podobně jako Koperník později obhájil rotaci Země. Al-Birjandi v roce 1528 dál rozvinul teorii „kruhové setrvačnost“ pro vysvětlení rotace Země, kterou dále rozšířil Galileo Galilei.

Koperníkův heliocentrický modelu vesmíru hvězdy umístil rovnoměrně do nekonečného prostotu kolem planety, tak jako Thomas Digges ve své knize Perfit Description of the Caelestiall Orbes according to the most aunciente doctrine of the Pythagoreanse („Úplný popis nebeských oběžných drah podle prastaré nauky Pythagorejců“) v roce 1576.[89] Dominikánský mnich Giordano Bruno myšlenku o nekonečnosti prostoru též přijal a věřil, že ve vesmíru je mnoho Slunečních soustav podobných naší, a za přijetí tohoto názoru byl upálen dne 17. února 1600 na náměstí Campo dei Fiori v Římě jako kacíř.[90]

Johannes Kepler publikoval v roce 1627 Rudolfínské tabulky, které obsahují katalog hvězd a planet dle měření Tychona de Brahe.

Toto pojetí vesmíru přijal Isaac NewtonChristiaan Huygens a další vědci, ačkoli obsahovalo několik paradoxů, které byly vyřešeny teprve s rozvojem obecné teorie relativity. První z nich byl, že se předpokládalo, že prostor a čas jsou nekonečné, a že hvězdy ve vesmíru stále vyzařují energii, nicméně hvězda má konečnou hmotnost, a tudíž nemůže věčně vyzařovat energii. Za druhé, Edmund Halley (1720) a Jean-Philippe de Cheseaux (1744) upozornili, že kdyby byl nekonečný prostor rovnoměrně vyplněný hvězdami, musela by noční obloha zářit tak jasně, jako Slunce ve dne (v 19. století dostal tento paradox název Olbersův paradox)[91] Za třetí, Newton poukázal na to, že nekonečný prostor stejnoměrně vyplněný hmotou by způsobil nekonečné síly a nestabilitu, takže hmota by se musela rozdrtit vlastní gravitací. Tuto nesnáz vysvětlilo v roce 1902 kritérium Jeansovy nestability. Jedním z možných řešení posledních dvou paradoxů byl Charlierův vesmír, ve kterém je hmota uspořádána hierarchicky (systémy obíhajících těles, které obíhají větší systém, a tak dále do nekonečna), takže vesmír je fraktálně uspořádán a má zanedbatelně malou celkovou hustotu. Takový model vesmíru navrhl už v roce 1761 Johannem Heinrichem Lambertem. Významným pokrokem v astronomii 18. století bylo to, že např. Thomas WrightImmanuel Kant a jiní pochopili, že hvězdy nejsou rozloženy rovnoměrně v celém prostoru, ale seskupují se do galaxií.[92]

Moderní éra kosmologie začala v roce 1917, kdy Albert Einstein poprvé aplikoval svoji obecnou teorii relativity pro modelování struktury a dynamiky vesmíru. Tato teorie a její důsledky je podrobněji popsána v následující části.

Teoretické modely vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Obecná teorie relativity[editovat | editovat zdroj]

Velmi přesný test obecné teorie relativity družicí Cassinirádiové signály vysílané mezi Zemí a sondou (zelené vlny) jsou zpožděny deformacíčasoprostoru (modré čáry), způsobenou hmotností Slunce.

Související informace naleznete také v článku Obecná teorie relativity.

Ze čtyř základních interakcí převládá v kosmologickém měřítku gravitace, ostatní tři základní síly hrají zanedbatelnou roli při vytváření struktur na úrovni planet, hvězd, galaxií a dalších větších struktur. Důvodem je, že veškerá hmota a energie se navzájem přitahují a gravitační účinky se tedy kumulují, kdežto kladné a záporné náboje se navzájem ruší, takže elektromagnetismus je v kosmologických měřítcích relativně nevýznamný. Zbývající dvě interakce, slabá a silná jaderná síla, klesají velmi rychle se vzdáleností a jejich účinky se omezují především na subatomární vzdálenosti. Při popisu vývoje vesmíru je však potřeba brát v potaz i globální vlastnosti časoprostoru, jako jeho křivost, protože na takovýchto měřítkách již hrají významnou roli. Z tohoto důvodu vznikly první seriózní modely vesmíru až s objevem obecné teorie relativity, která je schopna zahrnout oba tyto jevy.

Obecná teorie relativity popisuje vztahy mezi zakřivením časoprostoru a rozložením hmoty v něm. Zakřivení časoprostoru určuje pohyb hmoty, který probíhá podél nejkratších, resp. nejdelších spojnic, tzv. geodetik. Rozložení hmoty naopak určuje zakřivení časoprostoru pomocí Einsteinových rovnic, což jsou nelineární parciální diferenciální rovnice druhého řádu v čase i prostoru. Kosmologické modely vycházející z obecné teorie relativity se opírají o tzv. kosmologický princip, tedy předpoklad, že vesmír je od měřítka stovek megaparseků homogenní a izotropní. Jinými slovy, že gravitační účinky galaxií, které tvoří vesmír, jsou od tohoto měřítka ekvivalentní působení jemného prachu rovnoměrně rozloženého po celém vesmíru, který má všude stejnou průměrnou hustotu. Tento předpoklad umožňuje snadno řešit Einsteinovy rovnice pole a předpovědět minulost a budoucnost vesmíru v kosmologických časových měřítcích.

Einsteinovy rovnice pole obsahují kosmologickou konstantu (Λ),[93][94] která je nejčastěji interpretována jako hustota energie prázdného prostoru.[95] V závislosti na znaménku, může kosmologická konstanta buď zpomalovat (záporné Λ) či zrychlovat (kladné Λ) expanzi vesmíru. Mnoho vědců včetně Einsteina se domnívalo, že (Λ) má nulovou hodnotu.[96][97] Nedávná astronomická pozorování supernov typu Ia však objevila velké množství „temné energie„, která zrychluje expanzi vesmíru.[98] Předběžné studie naznačují, že tato temná energie odpovídá kladné hodnotě kosmologické konstanty Λ, ačkoli nelze ještě vyloučit jiné alternativní teorie. Ruský fyzik Zeldovič navrhl, že Λ je míra energie základního stavu vakua spojená s existencí virtuálních částic kvantové teorie pole.[99] Tato energie existuje i v prázdném prostoru a je závislá jen na jeho objemu, což je i vlastností kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích. Dokladem pro energii základního stavu je např. Casimirův jev.

Fridmanův model[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Velký třesk.

Vzdálenosti mezi galaxiemi se s časem zvyšují, ale vzdálenosti mezi hvězdami v každé galaxii zůstávají zhruba stejné, vzhledem jejich vzájemnému gravitačnímu působení. Animace ukazuje uzavřený Fridmanův vesmír s nulovou kosmologickou konstantou; takový vesmír osciluje mezivelký třeskem a velkých křachem.

Fridmanovy rovnice pro vývoj vesmíru jsou řešením Einsteinových rovnic pro případ homogenního a izotropního vesmíru. Toto řešení používá speciální tvar metrického tenzoru

<br /><br /><br /><br />
ds^2 = -c^{2} dt^2 +<br /><br /><br /><br />
R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \right),\;\;<br /><br /><br /><br />
[100]

tzv. Fridman-Lemaîter-Robertson-Walkerovu metriku, která plyne z kosmologického principu a byla nezávisle objevena čtyřmi vědci: FridmanemLemaîtremRobertsonem a Walkerem. Zjednodušeně můžeme říci, že metrika má pro časoprostor stejný význam, jako Pythagorova věta v Eukleidově prostoru – určuje, jaký časoprostorový interval (analogie délky) je mezi dvěma blízkými body popsanými rozdíly souřadnic t, r, θ, φ.

Tato metrika má jen dva neurčené parametry: celkové měřítko délky R(t), které se může měnit s časem, a index zakřivení k, který může nabývat hodnot 0, 1 nebo -1, což odpovídá ploché eukleidovské geometrii, nebo prostoru s kladným či záporným zakřivením. Když se R změní, veškeré prostorové vzdálenosti ve vesmíru se změní zároveň, a dojde k celkovému rozšíření nebo smrštění vesmíru. To odpovídá pozorování, že galaxie se od sebe vzdalují, prostor mezi nimi se rozšiřuje. Rozšiřování prostoru také odpovídá za zdánlivý paradox, že dvě galaxie mohou být 40 miliard světelných let od sebe, i když vycházely ze stejného místa prostoru před 13,7 miliardy lety a nikdy se nepohybovaly rychleji, než je rychlost světlaDiferenciální rovnice popisující, jak se R se mění s časem, jsou známy jako Fridmanovy rovnice

 \frac{\dot{R}^2 + kc^2}{R^2} = \frac{8 \pi G \rho + \Lambda c^2}{3} ,
\frac{\ddot{R}}{R} =  -\frac{4 \pi G}{3}\left(\rho+\frac{3p}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}.

Jejich řešení závisí na několika parametrech: kosmologické konstantě Λ, průměrné hustotě látky ρ, tlaku (především) záření p, gravitační konstantě G a již zmíněném parametru křivosti k. Podle hodnot těchto parametrů vychází z rovnic několik scénářů a obecných porozování pro vývoj vesmíru.

Statický vesmír, tedy případ, kdy délkové měřítko R zůstane konstantní, nastane pouze v případě, že má vesmír kladnou křivost (k=1) a přesně vyladěné hodnoty hustoty a kosmologické konstanty, na což jako první upozornilAlbert Einstein. Tato rovnováha je však nestabilní a dříve či později by ji musely zvrátit drobné odchylky od počáteční izotropie a homogenity. Dnes však víme, že se vesmír rozpíná, což dobře koresponduje s předpovědí modelu.

Pro dynamický vesmír obsahující baryonovou hmotu a záření jsou ve Fridmanových rovnicích v různých fázích dominantní různé členy[101]. V raném vesmíru hraje nejvýznamnější roli hustota a tlak záření, neboť jejich relativní podíl roste při zmenšování R rychleji než hustota běžné hmoty. V pozdější fázi hraje největší podíl hustota hmoty a později přebírá diktát parametr křivosti k a kosmologická konstanta. V některých teoriích, jako inflační teorie, dominují v raném vesmíru jiné formy látky s exotickou stavovou rovnicí.

Řešení Fridmanových rovnic naznačují, že vesmír začal gravitační singularitou, kdy byl parametr R nulový a hustota hmoty a energie nabývaly nekonečné hodnoty. Mohlo by se zdát, že tento závěr je slabě podložený, protože je založen na nejistých předpokladech dokonalé homogenity a izotropie. Je však doložen také Hawkingovou a Penroseovou teorií singularity, která ukazuje, že počáteční singularita by měla existovat za velmi všeobecných podmínek. Nesmíme však zapomínat, že stále pracujeme v rámci obecné teorii relativity a závěr tak platí jen v mezích její platnosti. Každopádně to znamená, že vesmír začal nepředstavitelně horkým a hustým stavem, který existoval bezprostředně po této singularitě, což je podstatou modelu Velkého třesku vesmíru. Nekonečné hustoty počáteční singularity však pravděpodobně naznačují, že je pro popis potřeba použít přesnější teorii.

Konečný osud vesmíru je stále neznámý, protože kriticky závisí na indexu zakřivení k a kosmologické konstantě Λ. Vesmír se zápornou kosmologickou konstantou vždy skončí velkým křachem, tato možnost se však zdá být vyloučena pozorováním. Stejný osud čeká i dostatečně hustý vesmír, kde k se rovná +1 a jeho průměrné zakřivení v celém prostoru je kladné. Takový vesmír se nazývá uzavřený. Naopak není-li vesmír dostatečně hustý, k se rovná 0 (plochý vesmír) nebo -1 (otevřený vesmír), bude se rozšiřovat donekonečna, zchladne a nakonec se stane nehostinným pro život. Stejně skončí i uzavřený vesmír, je-li kosmologická konstanta dost velká. Poslední měření naznačují, že rozpínání vesmíru oproti očekávání zrychluje, což pravděpodobně ukazuje na vesmír s kladnou kosmologickou konstantou, který se bude rozpínat do nekonečna.

Převažující model vzniku a expanze časoprostoru

Teorie Velkého třesku[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Velký třesk.
Související informace naleznete také v článku Vznik a vývoj vesmíru.

Převažující model Velkého třesku vychází v současnosti z mnoha experimentálních měření, jako je například vztah vzdálenosti vesmírného objektu a rudého posuvu galaxií, poměru atomů vodíku a hélia ve vesmíru a všudypřítomného, izotropního mikrovlnného záření kosmického pozadí. Jak již bylo uvedeno, rudý posuv má původ v rozpínání vesmíru, kterým se zvětšuje vlastní prostor vesmíru a zvětšuje se vlnová délka fotonu se zvyšující vzdáleností objektu, stejně jak klesá jeho energie. Čím delší cestu musel foton absolvovat, tím větší expanzi vesmíru zažil, a proto je záření nejstarších fotonů ze vzdálených galaxií nejvíce posunuto do červené oblasti spektra.[102] Stanovení korelace mezi vzdáleností a rudým posuvem je důležitým problémem experimentální fyzikální kosmologie.

Jaderné reakce zodpovědné za relativní hojnost lehkých atomových jader, pozorovanou ve vesmíru.

Další experimentální pozorování expanze vesmíru může vysvětlit kombinace jaderné a atomové fyziky. Jak probíhala expanze vesmíru, hustota energie elektromagnetického záření klesala rychleji než hustota hmoty, protože energie fotonu se snižuje s jeho vlnovou délkou.[103] A tak, i když hustota energie vakua nyní ve vesmíru ve vesmíru dominuje, kdysi dominovalo záření, poeticky řečeno, vše bylo světlem.[104] Jak se vesmír rozpínal, jeho hustota energie klesala, stával se chladnějším a elementární částice hmoty se mohly spojovat do stále složitějších objektů. Tak se v rané fázi vesmíru s převládajkící hmotou mohly vytvořit stabilní protony a neutrony, které se pak sdružovaly do atomových jader. V této fázi vývoje byl vesmír velmi horkou a hustou plazmou ze záporných elektronů, neutrálních neutrin a kladných jader prvků. Jaderné reakce mezi jádry vedly k současné hojnosti lehčích jader prvků, a to zejména vodíkudeuteria a helia. Nakonec se elektrony a jádra spojily do stabilních atomů a vesmír se stal průhledným pro většinu vlnových délek záření.[105] V tomto okamžiku se záření oddělilo od hmoty a vytvořilo všudypřítomné, izotropní mikrovlnné záření kosmického pozadí, které dodnes pozorujeme.

Některá jiná pozorování nemůže současná fyzika vysvětlit. Podle převládající teorie hmoty nad antihmotou mírně převládala už při vzniku nebo velice krátce po velkém třesku, možná díky narušení CP invariance, jež bylo pozorováno v částicové fyzice. I když anihilace hmoty a antihmoty většinu hmoty zničila a vyprodukovala fotony, malý zbytek hmoty existuje do dnešní doby a tvoří dnešní vesmír. Některé důkazy rovněž naznačují, že rychlákosmická inflace vesmíru proběhla velice brzy po jeho vzniku (přibližně 10−35 sekundy).[106] Nedávná pozorování také ukazují, že kosmologická konstanta (Λ) není nulová, a v souhrnné hmotnosti a energii ve vesmíru dominují temná energie a temná hmota, které dosud nebyly vědecky popsány. Liší se svými gravitační účinky. Temná hmota se projevuje gravitací a zpomaluje expanzi vesmíru, naopak, temná energie urychluje expanzi vesmíru.[107]

Teorie mnohovesmíru[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Mnohovesmír.

Zobrazení mnohovesmíru ze sedmi vesmírných „bublin“, což jsou oddělenáčasoprostorová kontinua, která mají odlišné fyzikální zákonyfyzikální konstanty, a možná dokonce i jiný počet dimenzí nebo i odlišnou topologii.

Některé spekulativní kosmologické teorie tvrdí, že náš vesmír je pouze jedním z množiny vesmírů, které se označují jako mnohovesmír (z anglického multiverse).[16][108] Tento termín byl poprve použit psychologem a filozofemWilliamem Jamesem. Vesmíry tvořící mnohovesmír se někdy nazývají paralelní vesmíry a jejich povaha a způsob jejich vzájemné interakce závisí na konkrétním fyzikální modelu. Koncept mnohovesmíru a oddělených vesmírů nicméně není nový, například biskup Étienne Tempier v Paříži roku 1277 řekl, že Bůh mohl vytvořit tolik vesmírů, kolik uznal za vhodné, o čemž se tehdy hodně diskutovalo.[109]

Kosmolog Max Tegmark klasifikoval nejčastěji diskutované modely mnohovesmíru do čtyřech kategorií tak, že mnohovesmír vyššího řádu zahrnuje mnoho světů řádu nižšího:

1. řád: Časoprostor za kosmologickým horizontem
Inflační teorie předpovídá na počátku vesmíru velmi rychlou metrickou expanzi. Při tomto procesu se vesmír zvětší natolik, že některé jeho části nemůžeme pozorovat, protože z nich k nám světlo ještě nestihlo dorazit. V některých scénářích vývoje vesmíru mohou existovat i oblasti, ze kterých k nám světlo nedorazí nikdy. Časoprostor, který nevidíme, protože je mimo pozorovatelný vesmír se označuje jako multiverzum prvního řádu.
2. řád: Vesmíry s jinými fyzikálními konstantami
Teorie věčné inflace[110] předpokládá, že k rozpadu falešného vakua, které má na svědomí exponenciální rozpínání vesmíru v jeho počátku, nedochází všude najednou v reakci na klesající hustotu a tlak, ale lokálně, formoukvantového tunelování. Vznikne tak zárodečná bublina, která se již rozpíná řádově pomaleji než okolní prostor. V různých bublinách může dojít k různému spontánnímu narušení symetrie, což má za následek obecně jinou hodnotu různých fyzikálních konstant. Takové vesmíry se nazývají multiverzem druhého řádu.
Do této kategorie patří i teorie oscilujícího vesmíru Johna A. Wheelera nebo teorie kosmologického přírodního výběru Lee Smolina.
3. řád: Interpretace mnoha světů kvantové mechaniky
Everettova teorie mnoha světů je dnes jednou ze standardních interpretací kvantové mechaniky. Je postavena na předpokladu, že vesmír lze popsat globální vlnovou funkcí, která nikdy neprochází kolapsem. V momentě, kdy provádíme měření na dílčím kvantovém systému, celý vesmír se rozdělí na několik větví, ve kterých se realizují všechny možné výsledky měření. Pravděpodobnostní charakter měření je důsledek toho, že nevíme, ve které z větví se budeme po rozdělení vesmíru nacházet. Zatímco různé vesmíry multiverza 1. a 2. řádu jsou od sebe vzdáleny v klasickém prostoru, jednotlivé větve mnohasvětové interpretace jsou od sebe vzdáleny v nekonečněrozměrném Hilbertově prostoru, na kterém je definována globální vlnová funkce vesmíru.
4. řád: Soubor všech vesmírů dostatečně popsatelných matematickou strukturou
Do této kategorie Tegmark zahrnuje vlastní hypotézu, podle které bychom měli připsat rovnou měrou existenci všem myslitelným vesmírům, které lze dostatečně formálně popsat vhodnou matematickou strukturou. Tegmarkovu hypotézu dále rozvedl Jürgen Schmidhuber, který kritizovat především vágní definici pojmu „každá myslitelná matematická struktura“. Navrhl omezení na množinu světů popsatelných počítačovými programy, které skončí v konečném čase, byť by tento čas nebyl předpověditelný kvůli Gödelovýmvětám.[111][112][113]

Teorie mnohovesmíru jsou často považovány za spekulativní až nevědecké, protože žádný experimentální test dostupný v jednom vesmíru nemůže odhalit existenci nebo vlastnosti vesmíru jiného.[114][115] Zatímco někteří tvrdí, že podle Occamovy břitvy bychom neměli zavádět do popisu entity, které nemůžeme empiricky pozorovat, jiní tvrdí, že bychom podle stejného principu měli upřednostnit jednodušší matematický popis, který předpovídá více světů, než zavést dosatečný axiom, kterým jejich existenci popřeme.[116]

Tvar vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Tvarem vesmíru rozumíme jeho geometrii a topologii. Geometrie vesmíru přitom zahrnuje především jeho křivost, zatímco topologie definuje, zjednodušeně řečeno, tvar vesmíru jako celku. Křivost můžeme měřit přímo z vlastností pozorovatelného vesmíru, ale topologii vesmíru bychom mohli empiricky zjistit jen v případě, kdy by byla velikost pozorovatelného vesmíru v nějakém směru srovnatelná s celkovou velikostí vesmíru.

Formálněji řečeno při hledání topologie vesmíru zkoumáme, která trojrozměrná varieta odpovídá prostorovému řezu čtyřrozměrného časoprostoru vesmíru v souřadnicích, které se pohybují s ním (comoving coordinates).[117] Pozorovatelný vesmír představuje světelný či kauzální kužel od počátku vesmíru, tedy množinu bodů, z nichž mohlo světlo za tento čas dospět k pozorovateli. Pokud je pozorovatelný vesmír menší než celý vesmír (v některých modelech je o mnoho řádů menší), nelze určit globální strukturu vesmíru pozorováním.

Výpočty z obecné teorie relativity, např. modely založené na FLRW metrice, nemohou samy o sobě rozhodnout o topologii vesmíru, protože Einsteinovy rovnice jsou lokální a nepředepisují celkový tvar časoprostoru. Nejjednodušším a (především v populárních textech) asi nejčastěji používaným dodatečným předpokladem je, že vesmír je jednoduše souvislý. Potom platí, že vesmír s kladnou křivostí má konečný objem a topologii povrchu čtyřrozměrné koule (tzv. tři-sféry), zatímco plochý vesmír a vesmír se zápornou křivostí jsou prostorově nekonečné[118]. Obecnější modely však uvažují například Poincarého prostor, který tvoří pravidelný sférický dvanáctistěn,[119][120] či model Picardova rohu.[121]

Údaje, z nichž se sestavují modely vesmíru, poskytla zejména družice Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). NASA zveřejnila první údaje z WMAP v únoru 2003. V roce 2009 zahájila činnost kosmická observatoř Planck, která pozoruje záření mikrovlnného kosmického pozadí s vyšším rozlišením, než měla WMAP, což by mohlo přinést nová data dat o tvaru vesmíru. Údaje by měly být k dispozici na konci roku 2012

 

Sluneční soustava

Planety a trpasličí planety sluneční soustavy. Velikost objektů je v měřítku, vzdálenosti mezi nimi nikoliv.

Sluneční soustava (podle Pravidel českého pravopisu psáno s malým s, tedy sluneční soustava[1]) je planetární systém hvězdy známé pod názvem Slunce, ve kterém se nachází naše domovská planeta Země.

Systém tvoří především 8 planet, 5 trpasličích planet, přes 150 měsíců planet (především u JupiteraSaturnuUranu a Neptuna) a další menší tělesa jako planetkykometymeteoroidy apod.

Planety[editovat | editovat zdroj]

Planety ve sluneční soustavě obíhají po eliptických drahách kolem Slunce, které je ve společném ohnisku oběžných elips. Měsíce obíhají kolem planet také po eliptických drahách.

Sluneční soustava je součástí Galaxie nepřesně nazývané Mléčná dráha. Ta je dále částí tzv. Supergalaxie, kam patří mj. i galaxie M 31 v Andromedě.

Zhruba 99,866 % celkové hmotnosti sluneční soustavy tvoří samo Slunce, které svou gravitační silou udržuje soustavu pohromadě. Zbylých 0,133 % připadá na planety a jiná tělesa. Soustava se rozkládá do vzdálenosti přibližně 2 světelných let, pásmo komet do vzdálenosti přibližně 1 000 astronomických jednotek AU, planetární soustava 50 AU. Soustava vznikla asi před 5 miliardami let (různé zdroje uvádějí rozmezí 4,55–5 miliard let).

Planety jsou v pořadí od Slunce Merkur (☿), Venuše (♀), Země (♁), Mars (♂), Jupiter (Astronomický symbol Jupitera), Saturn (♄), Uran (♅/Astronomický symbol Uranu) a Neptun (♆).

Po svém objevení byly mezi planety na čas zařazeny i Ceres a Pluto. Ty však nejsou ve svých zónách dominantními objekty, a tak jsou dnes označovány jako trpasličí planety. K nim se přidal v roce 2005 objekt s provizorním názvem 2003 UB313, dnes nazývaný Eris, který je podle měření Hubblova vesmírného dalekohledu dokonce větší než Pluto samotné.

Důležitými složkami sluneční soustavy jsou také planetky tzv. hlavního pásu na drahách mezi Marsem a Jupiterem. Překvapivě mnoho poměrně velkých těles je především v posledním desetiletí nacházeno v oblasti tzv. Kuiperova pásu za drahou Neptunu (Quaoar,Orcus aj.), případně i dále (Sedna). Úplný okraj naší soustavy pak tvoří obrovská zásobárna kometárních jader tzv. Oortův oblak.

Vznik[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Vznik a vývoj sluneční soustavy.

Vědecká teorie jejího vzniku předpokládá, že před více než 4,6 miliardami let se v Galaxii začaly shlukovat částečky prachu a plynu – vznikal jakýsi obrovský prachoplynný mrak. Pravděpodobně přeměna nedaleké hvězdy v supernovu, kterýžto děj doprovázely tlakové vlny, přiměla mračno k pohybu. Částečky prachu a plynu se zformovaly do prstenců rotujících kolem hustého a hmotného středu mraku. Jak se mračno hroutilo, prach a plyny byly gravitační silou přitahovány do jeho středu, kde se zvyšovala teplota. Jádro mračna se ohřálo natolik, že v něm začala probíhat termonukleární reakce. Vzniklo Slunce a s ním se objevil sluneční vítr, jenž „rozfoukal“ zbylý prach a plyn směrem ke vznikajícím planetám. Malé částečky v protoplanetárním mračnu do sebe začaly narážet a spojovat se do stále větších a větších kusů hmoty. Největší z nich se staly planetesimálami – základními kameny budoucích planet. Díky působení gravitace vznikaly stále větší objekty a nakonec celé planety, mnoho planetek a ještě více komet. Dál od středu byly teploty nižší, díky čemuž vznikli čtyři plynoví obři.

Složení soustavy[editovat | editovat zdroj]

Slunce

Slunce[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Slunce.

Slunce je pomyslným centrálním bodem sluneční soustavy. Je výrazně nejhmotnějším tělesem celé soustavy, což mj. způsobuje, že obíhá v těsné blízkosti jejího těžiště. I tak se toto povětšinou nachází mimo samotné Slunce. Vlivem gravitačních sil úměrných sluneční hmotnosti je k němu celá soustava vázána. Tato hvězda září přibližně 4,5 miliardy let a předpokládá se, že bude zářit cca dalších 7 miliard let. Po vyčerpání většiny vodíku se jádro gravitací smrští a z „popela“ předcházející reakce se stane „palivo“ pro následující, přičemž s prudkým vzrůstem tlaku a teploty se postupně budou „zapalovat“ další reakce doprovázené vznikem těžších prvků – uhlíkukyslíku,neonu a hořčíku.[2]

Samotná existence soustavy nicméně není bezprostředně vázána na tyto přeměny a tak bude velmi pravděpodobně existovat i po útlumu slunečních termonukleárních reakcí a jeho proměně v rudého obra a následné smrštění se v „bílého trpaslíka“.[3]

Vnitřní planety[editovat | editovat zdroj]

Merkur[editovat | editovat zdroj]

Merkur

Podrobnější informace naleznete v článku Merkur (planeta).

Merkur je Slunci nejbližší a současně i nejmenší planetou sluneční soustavy,[4] která dosahuje pouze o 40 % větší velikosti než pozemský Měsíc a je tak menší než Jupiterův měsíc Ganymed a Saturnův Titan.[5] Jeho oběžná dráhaje ze všech planet nejblíže ke Slunci[6] a jeden oběh kolem Slunce trvá pouze 87,969 dne. Dráha Merkuru má největší výstřednost dráhy ze všech planet sluneční soustavy a nejmenší sklon rotační osy. Během dvou oběhů kolem Slunce dojde ke třem otočením kolem rotační osy. Perihélium jeho dráhy se stáčí ke Slunci o 43 vteřin za století; fenomén, který ve 20. století vysvětlil Albert Einstein obecnou teorií relativity.[7] Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi −2,0 až 5,5m, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nevzdaluje od Slunce nikdy dále než na 28,3° je velice těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu než vyjde Slunce nad horizont.

Pozorování planety pozemskými teleskopy je složité kvůli blízkosti Slunce. Detailnější znalosti přinesla až dvojice sond, která kolem planety prolétla. První sondou u Merkuru byla americká sonda Mariner 10 v 70. letech, která nasnímala přibližně 45 % povrchu. V roce 2008 dorazila k planetě další sonda MESSENGER, která provedla tři průlety kolem Merkuru a v roce 2011 by měla být definitivně navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Snímky z těchto dvou sond umožnily prozkoumat povrch planety, který silně připomíná měsíční krajinu plnou impaktních kráterů, nízkých pohoří a lávových planin. Vlivem neustálých dopadů těles všech velikostí na povrch Merkuru je většina povrchu erodována drobnými krátery. Povrch je nejspíše vlivem smršťování planety rozpraskán množstvím útesových zlomů dosahujících výšky několika kilometrů a délky stovek kilometrů. Současně je povrch neustále bombardován fotony i slunečním větrem – proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů teplot mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot téměř 700 °C. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 430 °C. Na polokouli odvrácené panuje mráz až −180 °C.

Venuše

Venuše[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Venuše (planeta).

Venuše je druhá planeta od Slunce ve sluneční soustavě. Je pojmenovaná po římské bohyni lásky a krásy Venuši. Jedná se o jedinou planetu sluneční soustavy, která je pojmenována po ženě. Venuše je terestrická planeta, co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná Zemi; někdy se proto nazývá „sesterskou planetou“ Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou elipsami, orbita Venuše je jediná téměř kružnicí, se Sluncem pouze o 0,7 % mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy. Okolo Slunce oběhne jednou za 224,7 pozemského dne. Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, je na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší elongace je 47,8°) a lze ji ze Země vidět jen před svítáním nebo po soumraku, kdy je i nejjasnější. Proto je Venuše někdy označována jako „jitřenka“ či „večernice“ a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze po Slunci a Měsíci o magnitudě −4,6. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne.

Venuše je zcela zakryta vrstvou husté oblačnosti, která nedovoluje spatřit její povrch v oblasti viditelného světla. To zapříčinilo velkou řadu spekulací o jejím povrchu, které přetrvávaly až do 20. století, kdy byl její povrch prozkoumán pomocí přistávacích modulů a radarového mapování povrchu. Venuše má nejhustější atmosféru ze všech terestrických planet, která je tvořena převážně z oxidu uhličitého. Pro absenci uhlíkového cyklu ve formě navázání do hornin či na biomasu z atmosféry docházelo k jeho enormnímu nárůstu až do současné podoby. Vznikl tak silný skleníkový jev, který ohřál planetu na teploty znemožňující výskyt kapalné vody na jejím povrchu a učinil z Venuše suchý a prašný svět. Existují teorie, že Venuše měla dříve podobně jako Země oceány kapalné vody. Voda se vlivem narůstající teploty vypařila a následně se pro absenci magnetického pole vodní molekuly střetly s částicemi slunečního větru, což vedlo k jejich rozpadu na kyslík a vodík a úniku volných částic z atmosféry.[8] V současnosti dosahuje tlak na povrchu Venuše přibližně 92násobku tlaku na Zemi.

Venuše byla známa již starým Babyloňanům kolem roku 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla pozorována dlouho předtím v prehistorických dobách díky své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v Unicode: ♀). V rámci sovětského programu Veněra, který probíhal v letech 1961-1983 bylo k Venuši vypuštěno 16 sond. První mapa povrchu mohla být zhotovena teprve v 90. letech 20. století v rámci projektu Magellan. Tyto snímky přinesly poznatky o silné sopečné aktivitě na povrchu Venuše, což spolu s přítomností síry v atmosféře vedlo k domněnkám, že se na Venuši nachází aktivní vulkanismus i v současnosti. Při průzkumu snímků ale nebyly nalezeny žádné doklady lávových proudů, které by pocházely z nedávné doby. Na povrchu bylo překvapivě pozorováno jen malé množství impaktních kráterů naznačující, že celý povrch je relativně mladý o stáří přibližně půl miliardy let.

Země[editovat | editovat zdroj]

Země

Podrobnější informace naleznete v článku Země.

Země je třetí planeta sluneční soustavy, zároveň největší terestrická planeta v soustavě a jediné planetární těleso, na němž je dle současných vědeckých poznatků potvrzen život. Země nejspíše vznikla před 4,6 miliardami let a krátce po svém vzniku získala svůj jediný přirozený satelit – Měsíc. Země obíhá kolem Slunce po téměř kružnicové dráze s velmi malou excentricitou. Země jako domovský svět lidstva má mnoho názvů v závislosti na národu, mezi nejznámější patří název latinského původu Terra, Tellus či řecký název Gaia.

Země je dynamickou planetou, která se skládá z jednotlivých zemských sfér. Jedná se o nedokonalou kouli s poloměrem 6378 km, uprostřed se nachází malé pevné jadérko obklopené polotekutým vnějším jádrem, dále pak pláštěmzemskou kůrou, která se dělí na oceánskou a kontinentální. Zemská kůra je tvořena litosférickými deskami, které jsou v neustálém pohybu vlivem procesu nazývaného desková tektonika. Na povrchu Země se vyskytuje hydrosférav podobě souvislého oceánu kapalné vody, který zabírá přibližně 71 % zemského povrchu. Na velmi úzkém pásu rozhraní mezi litosférou a atmosférou se nachází biosféra, živý obal Země, který je tvořen živými organismy. Jeho činností došlo k přeměně části litosféry na půdní obal Země tzv. pedosféru. Celou planetu obklopuje hustá atmosféra tvořená převážně dusíkem a kyslíkem vytvářející směs obvykle nazývanou jako vzduch.

Její astronomický symbol sestává z kříže v kruhu, reprezentujícího poledník a rovník; v jiných variantách je kříž vysunut nad kruh (Unicode: ⊕ nebo ♁). Kromě slov odvozených od Terra, jako je terestrický, obsahují pojmy vztahující se k Zemi také prefix telur- nebo tellur- (např. telurický, tellurit podle bohyně Tellūs) a geo- (např. geocentrický modelgeologie). Země je domovským světem lidstva, které je na Zemi rozděleno na přibližně 200 nezávislých států, které jsou spolu ve vzájemném působení skrze diplomaciicestování a obchod.

Mars

Mars[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Mars (planeta).

Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy, druhá nejmenší planeta soustavy po Merkuru. Je pojmenována po římském bohu války Martovi. Jedná se o planetu terestrického typu, tj. má pevný horninový povrch pokrytý impaktními krátery, vysokými sopkami, hlubokými kaňony a dalšími útvary. Má dva měsíce nepravidelného tvaru pojmenované Phobos a Deimos.

V období, kdy je Mars v opozici ke Slunci a Země se tak nachází mezi těmito dvěma tělesy, je Mars pozorovatelný na obloze po celou noc. Spolehlivé informace o prvních pozorováních Marsu jako planety neexistují, ale je pravděpodobné, že k nim došlo mezi lety 3000 až 4000 př. n. l. Všechny starověké civilizace, EgypťanéBabylóňané a Řekové, znaly tuto „putující hvězdu“ a měly pro ni svá pojmenování. Kvůli jejímu načervenalému nádechu, způsobenému červenou barvou zoxidované půdy na jejím povrchu, považovaly staré národy Mars většinou za symbol ohně, krve a zániku.

Detailní zkoumání planety umožnilo od 60. let 20. století takřka 20 úspěšných automatických sond. V současné době jsou na oběžné dráze kolem Marsu tři funkční sondy (Mars OdysseyMars Express a Mars Reconnaissance Orbiter) a na povrchu planety se pohybují dvě vozítka mise Mars Exploration Rover (Spirit a Opportunity),[9] která poskytla data, jež umožnila zmapovat větší část povrchu, definovat základní historická období či porozumět základním jevům odehrávajícím se na planetě.

Hlavní pás asteroidů[editovat | editovat zdroj]

Hlavní pás asteroidů

Podrobnější informace naleznete v článku Hlavní pás.

Hlavní pás asteroidů je soustava planetek, které obíhají v prostoru mezi drahami Marsu a Jupiteru, zhruba ve vzdálenostech od 2 AU do 4 AU. Z větší části se vytvořily z protoplanetárního disku v oblasti, kde se v  důsledkugravitačního vlivu Jupiteru nemohlo vytvořit jediné velké těleso. Mnohé vznikly dodatečně rozpadem původně vniklých těles při jejich vzájemných srážkách. V roce 2006 bylo známo přes 300 000 těles v této oblasti.

Vnější planety[editovat | editovat zdroj]

Jupiter:Země

Jupiter[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Jupiter (planeta).

Jupiter je největší planeta sluneční soustavy, v pořadí pátá od Slunce. Sluneční soustava je někdy popisována jako dvojsystém skládající se ze Slunce a Jupiteru jako hlavních dvou členů a dalších menších těles. Jupiter, SaturnUran, a Neptun jsou označovány jako plynní obři, či planety jupiterského typu. Jupiter má hmotnost přibližně jedné tisíciny Slunce, což je okolo dva a půl krát více než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady. Planeta je pojmenována po římském bohu Jovovi (v 1. pádě Jupiter). Symbolem planety je stylizované znázornění božskéhoblesku (v Unicode: ♃). Jupiter byl pozorován již od pradávna, při pohledu ze Země má Jupiter magnitudu −2,8, což z něj činí třetí nejjasnější objekt na noční obloze po Měsíci a Venuši(v některých případech se před Jupiter v jasnosti dostane Mars, když je v ideální pozici během svého oběhu vůči Zemi).

Okolo planety se nacházejí slabé prstence, které jsou ze Země špatně viditelné. Současně ho obklopuje silné radiační pole. Při pohledu z okolního vesmíru jsou viditelné horní vrstvy atmosféry rozčleněny v závislosti na planetární šířce do různě barevných pruhů a skvrn, které jsou atmosférickými bouřemi. Nejznámější takovouto bouří je Velká rudá skvrna, která je známá minimálně od 17. století. Dosud není přesně známo, jaké vrstvy planetu tvoří, jelikož současné technické prostředky neumožňují její průzkum do větší hloubky. Předpokládá se, že Jupiter je složen převážně z vodíkuhélia a organických sloučenin. Je možné, že planeta má tvrdé kamenné jádro tvořené těžšími prvky.

Jupiter byl prozkoumán několika automatickými sondami, nejčastěji na začátku programu Pioneer a programu Voyager, kdy všechny tyto sondy kolem planety proletěly. Později k Jupiteru zamířila sonda Galileo, která kolem planety po necelých osm let obíhala. Nejnovější data pocházejí ze sondy New Horizons, která v únoru 2007 použila planetu pro zvýšení rychlosti na své cestě k Plutu. V současnosti se plánují další mise do soustavy Jupiteru, které by měly za cíl prozkoumat převážně hypotetické oceány pod ledovou kůrou jeho měsíce Europy. Jupiter má nejméně 63 měsíců. První z nich objevil v roce 1610 Galileo Galilei a nezávisle na něm pravděpodobně i Simon Marius. Jde o čtyři velké měsíce IoEuropuGanymed a Callisto (nyní známé jako Galileovy měsíce), u jejichž nebeského pohybu bylo zřetelné, že jeho centrem není Země. Tato skutečnost byla hlavním bodem obhajoby Koperníkovy heliocentrické teorie o pohybu planet; Galileiho vyhlášení podpory Koperníkově teorii jej dostalo do problémů s inkvizicí.

Saturn[editovat | editovat zdroj]

Saturn

Podrobnější informace naleznete v článku Saturn (planeta).

Saturn je šestá, po Jupiteru druhá největší planeta sluneční soustavy. Planeta byla pozorována již starověkými astronomy a byla pojmenována po římském bohu Saturnovi, který byl obdobou řeckého boha KronaAstronomický symbol pro Saturn je ♄.

Saturn patří mezi velké plynné obry, pro které je typické, že nemají pevný povrch, ale pouze hustou atmosféru, která postupně přechází do pláště. Atmosféra je tvořena převážně lehkými plyny, a to hlavně vodíkem, který tvoří 96,3 % jejího objemu. Při pozorování Saturnu z dálky je planeta světle žlutá, což způsobuje vrstva mraků s nejasnými pásy různých barevných odstínů, které jsou přibližně rovnoběžné s rovníkem planety. Teplota v horní oblačné vrstvě atmosféry dosahuje −140 °C. Objem planety je 764krát větší než objem Země, má však ze všech planet nejmenší hustotu, která dosahuje pouze 0,6873 g/cm3. Jedná se o jedinou planetu ve sluneční soustavě, která má menší střední hustotu než voda.[10] Saturn je znám svou mohutnou soustavou planetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem. Vedle prstenců, které se značí velkými písmeny latinské abecedy, obíhá kolem planety také početná rodina měsíců, jichž je roku 2008 známo 60. Největší z nich je Titan, který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou atmosféru.

Jeden oběh okolo Slunce vykoná Saturn za 29,46 pozemského roku. Na noční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt, jasností srovnatelný s nejjasnějšími hvězdami. Od ekliptiky se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamením zvěrokruhu trvá více než 2 roky.

Uran

Uran[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Uran (planeta).

Uran je sedmá planeta od Slunce, třetí největší a čtvrtá nejhmotnější planeta ve sluneční soustavě. Řadí se mezi plynné obry a společně s Neptunem i mezi tzv. ledové obry. Jméno má po řeckém bohu Úranovi, bohu nebes. Symboly planety Uran jsou znak ♅ (užívaný v astrologii) nebo Astronomický symbol Uranu (užívaný v astronomii). I přes to, že je možné Uran za příznivých podmínek pozorovat pouhým okem na noční obloze, nebyl antickými astronomy rozpoznán jako planeta, ale byl považován za hvězdu kvůli pomalé rychlosti a slabé záři.[11] Objev Uranu ohlásil William Herschel 13. března 1781, čímž poprvé v moderní době posunul známé hranice sluneční soustavy.

Chemickým složením se Uran podobá Neptunu. Obě planety mají rozdílné zastoupení plynů oproti Jupiteru či Saturnu. Přesto je atmosféra Uranu složením podobná atmosféře Jupiteru či Saturnu. Tvoří ji převážně plynné formyvodíku a helia, ale obsahuje i výrazný podíl vodyčpavku či metanu se stopami uhlovodíků.[12] Atmosféra Uranu je nejchladnější atmosférou ve sluneční soustavě, minimální teploty se pohybují okolo 49 K. Její struktura je vrstevnatá: v nejnižších patrech se nacházejí mraky vody, ve svrchních patrech mraky tvořené především metanem.[12] Sama planeta je nejspíše složena především z ledu a kamene.[13]

Podobně jako další plynné planety má i Uran planetární prstencemagnetosféru a obíhá ho řada měsíců. Zvláštností Uranu je sklon jeho rotační osy: osa leží téměř v rovině, ve které planeta obíhá. Severní a jižní pól se proto nacházejí v oblastech, jež jsou u jiných planet charakteristické pro rovník.[14] Při pohledu ze Země se proto občas stane, že se prstence Uranu jeví jako terč s Uranem ve středu.

Když v roce 1986 kolem Uranu proletěla sonda Voyager 2, nepozorovala v atmosféře planety žádné větší množství mračen a bouřkových systémů, což je typické pro jiné plynné obry.[14] Pozemská pozorování však přinesla náznaky sezónních změn počasí, s čímž souvisí i větry vanoucí v atmosféře. Ty mohou dosahovat rychlosti až 900 km/h.[15]

Neptun[editovat | editovat zdroj]

Neptun (v porovnání se Zemí)

Podrobnější informace naleznete v článku Neptun (planeta).

Neptun je osmá a od Slunce nejvzdálenější planeta sluneční soustavy a řadí se mezi představitele plynných obrů.[16] S rovníkovým průměrem okolo 50 000 km spadá mezi menší plynné obry sluneční soustavy. Podobně jako u ostatních plynných obrů je možno přímo pozorovat pouze svrchní vrstvy atmosféry, ve kterých je vidět několik velkých temných skvrn připomínajících skvrny v atmosféře Jupiteru.[16] Neptun má charakteristicky modrou barvu, která je zapříčiněna množstvím metanu v atmosféře.[17][18]

Planeta Neptun je značně podobná Uranu, obě planety mají rozdílné složení než další plynní obři sluneční soustavy Jupiter a Saturn. Uran a Neptun jsou proto někdy vyčleňováni do zvláštní kategorie jako tzv. „ledoví obři“. Atmosféra Neptunu je složena převážně z vodíku a helia s větším podílem vodyčpavku a metanu. Vnitřní stavba planety je spíše kamenitá a obohacená navíc vodním ledem.

Planeta byla objevena v roce 1846 Johannem Gallem a studentem astronomie Louisem d’Arrestem jako vůbec jediná na základě matematických výpočtů gravitačních odchylek okolních těles.[16][19] Následně planeta dostala své jméno podle starořímského boha moří Neptuna.[20]

Kometa Hale Bopp

Komety[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článku Kometa.

Halleyova kometa

Kometa je malé těleso sluneční soustavy podobné planetce, složené především z ledu a prachu a obíhající většinou po velice výstředné (excentrické) dráze kolem Slunce. Komety jsou známé pro své nápadné ohony. Naprostá většina komet se po většinu času zdržuje daleko za oběžnou dráhou Pluta, odkud občas přilétne do vnitřních částí sluneční soustavy. Velmi často jsou popisované jako „špinavé sněhové koule“ – z velké části je tvoří zmrzlý oxid uhličitýmetan a voda smíchaná s prachem a různými nerostnými látkami.

V závislosti na gravitační interakci komety s planetami se dráha komet může změnit z eliptické na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Například Jupiter je známý tím, že mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Proto existují i komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často. Mezi ně patří například Halleyova, Hale-Boppova nebo Kohoutkova kometa. Často v tomto smyslu znamená jednou za několik let až staletí.

Kuiperův pás[editovat | editovat zdroj]

Oběžné dráhy těles v Kuiperově pásu

Podrobnější informace naleznete v článku Kuiperův pás.

Kuiperův pás je oblast ve sluneční soustavě, která se nachází za dráhou Neptuna ve vzdálenosti 30 až 50 AU od Slunce. Předpokládá se, že je složen z několika desítek tisíc těles větších než 100 km a řádově miliardy objektů větších než 1 km. Obsahuje tak absolutně nejvíce všech těles sluneční soustavy. Pojmenován je podle Gerardu Kuiperovi, který v roce 1951 navrhl teorii o původu některých komet v bližší oblasti než Oortův oblak.

Rozptýlený a oddělený disk[editovat | editovat zdroj]

Podrobnější informace naleznete v článcích Rozptýlený disk a Oddělený disk.

Rozptýlený disk je vzdálená oblast sluneční soustavy, která je řídce osídlena ledovými planetkami, označovanými jako objekty rozptýleného disku. Tyto objekty jsou podskupinou širší skupiny transneptunických těles (TNO).Výstřednost oběžných drah těles rozptýleného disku dosahuje až hodnoty 0,8 a sklon k rovině ekliptiky až 40°. Jejich perihélium je větší než 30 astronomických jednotek (AU). Extrémní oběžné dráhy jsou zřejmě výsledkem rozptýlení těchto těles způsobeném gravitačním vlivem plynných obrů a stále je svou gravitací narušuje planeta Neptun.

Některá transneptunická tělesa se však ani při svém největším přiblížení Slunci nedostávají do gravitačního vlivu vnějších planet, a jejich dráhy tak zůstávají nerušeny. Jako takové se tedy jeví být ve sluneční soustavě „oddělené“.[21][22] Tato skupina objektů tedy bývá označována jako oddělený disk. Mezi populacemi rozptýleného a odděleného disku však nejsou žádné pevné hranice.

Heliopauza[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Heliosféra.

Heliopauza je oblast (rozhraní), kde přestává působit sluneční vítr. Podle současných poznatků vane sluneční vítr neztenčenou intenzitou asi do vzdálenosti 95 AU. Pak se ve větší míře střetává s mezihvězdným médiem, zpomaluje se a mění se v chuchvalce, které vypadají a chovají se spíše jako ohony komet. Tyto chuchvalce mohou zasahovat do vzdálenosti dalších přibližně 40 AU, pokud sluneční vítr vane proti směru proudění mezihvězdného média. V opačném směru to může být několikrát více.

Oortův oblak[editovat | editovat zdroj]

Schematické znázornění Oortova oblaku (v hlavním obrázku)

Podrobnější informace naleznete v článku Oortův oblak.

Oortův oblak je řídká kulovitá obálka kolem naší sluneční soustavy. Nachází se daleko za Kuiperovým pásem, přibližně 50 000 až 100 000 AU od Slunce. Jde o pozůstatek prapůvodní planetární mlhoviny, ze které naše sluneční soustava vznikla. Skládá se z bilionů komet, z nichž některé pravděpodobně vlivem gravitace jiných těles změnily během minulých miliard let svou dráhu směrem k Slunci.

Oortův oblak nese svůj název po holandském astronomovi Janu Oortovi, který hypotézu o jeho existenci poprvé zveřejnil v roce 1950. Jeho existence nebyla dosud prokázána, ale většina astronomů jej považuje za reálný.

Hranice sluneční soustavy[editovat | editovat zdroj]

Není známo, že by se v oblasti za Oortovým oblakem nacházela další tělesa patřící do naší sluneční soustavy. To však neznamená, že zde nemohou být, protože gravitační působení Slunce sahá až do vzdálenosti asi 2 světelných let (125 000 AU), což je více než odhadovaný průměr Oortova oblaku. Lidstvo však zatím nemá nástroje pro podrobnější průzkum této oblasti.

Heliosféra

Diagram vlastností heliosféry

Dráha Voyageru 1 a 2 v heliosféře a heliopauze.

Heliosféra je obal částic obklopující Slunce. Nejspodnější a relativně nejchladnější vrstvou heliosféry je fotosféra. Nad fotosférou se rozprostírá chromosféra a dále nad ní žhavá koróna. Heliosféra končí tam, kde se vyrovnává tlak slunečního větru s tlakem okolních hvězd.

Helioplášť je prostor ve kterém působí magnetické pole Slunce a kde se sluneční vítr pohybuje nadzvukovou rychlostí. Má tvar kapky, kde jeho nejširší část (konec kapky) směřuje proti směru pohybusluneční soustavy v Galaxii. Okraj heliopláště se nazývá heliopauza a za touto hranicí sluneční vítr zpomaluje pod hranici rychlosti zvuku a magnetické pole Slunce již dále nepůsobí, takže můžeme heliopauzu označit jako hranici naší sluneční soustavy.

 

Obsah

Vznik heliosféry[editovat | editovat zdroj]

Heliosféra je utvářena slunečním větrem. I když elektricky neutrální atomy z mezihvězdného prostoru mohou proniknout dovnitř této oblasti, prakticky všechen materiál heliosféry pochází ze Slunce. Protožečástice slunečního větru ze Slunce proudí všemi směry, má heliosféra přibližně kulový tvar.

Sluneční vítr proudící všesměrně ze Slunce rychlostí několika set km.s-1 (okolo 1 milionu mil za hodinu v blízkosti Země). V určité vzdálenosti od Slunce, pravděpodobně okolo oběžné dráhy Pluta, tento nadzvukový vítr zvolna zpomaluje díky střetávání s mezihvězdnou hmotou. To způsobí náraz, vzniká terminační vlna, a rychlost částic klesá na podzvukovou (vizte též akustický třesk). Částice mění směr a stávají se součástí mezihvězdného toku hmoty, což vytvoří Slunci heliosférický ohon podobný takovému jaký mají komety.

Heliopauza[editovat | editovat zdroj]

Oblast podzvukového toku se nazývá heliosférická pochva (heliosférická obálka). Tato obálka je ohraničena heliopauzou.

Přesná vzdálenost a tvar heliopauzy stále není znám. Některé vesmírné sondy jako Pioneer 10Pioneer 11Voyager 1 a Voyager 2, putující pryč ze sluneční soustavy, již heliopauzy dosáhly[1] a např. Voyager 2 měl ve svém poslání heliopauzu prozkoumat.[2]

Heliosféra a magnetické pole Slunce[editovat | editovat zdroj]

Sluneční vítr je složen z částic, ionizovaných atomů ze sluneční korony, a pole, které tyto částice utvářejí. Vzhledem k tomu, že se Slunce otočí kolem své osy za 27 dní, magnetické pole transportované slunečním větrem je stáčeno do spirály. Proměnlivost slunečního magnetického pole je vynášena pryč solárním větrem a může způsobit magnetické bouře v zemské magnetosféře

Sluneční vítr

Sluneční vítr – abstrakce

Sluneční vítr je proud částic, který vychází ze Slunce. Má obvykle rychlost asi 450 km/s (1,5 ‰ rychlosti světla). Pochází-li z jiných hvězd než z našeho Slunce, je nazýván hvězdný vítr.

Zdrojem slunečního větru je sluneční korona. Její teplota je tak vysoká, že zdejší částice mají vysokou energii a sluneční gravitace je zde nedokáže udržet. Dodnes však není objasněn mechanismus, jak mohou být částice slunečního větru urychlovány na tak vysokou rychlost.

 

 

Složení slunečního větru[editovat | editovat zdroj]

Sluneční vítr obsahuje:

Vliv na Zemi[editovat | editovat zdroj]

Intenzita slunečního větru se zvyšuje po velkých slunečních erupcích. Interaguje s magnetickými póly planet a komet. Způsobuje ionizaci zemské atmosféry, která se projevuje výskytem polární záře, poruchou příjmu na krátkých rádiových vlnách (Dellingerův efekt) či kolísání a výpadky v elektrické síti.

Planeta Země je před Slunečním větrem částečně chráněna svým magnetickým polem (popis viz obrázek). Pomocí detektoru částic na sondě NASA Polar bylo rovněž dokázáno, že sluneční vítr je zodpovědný za únik zemských plynů, zejména kyslíku.

Sluneční vítr v magnetosféře

Využití pro kosmické cestování[editovat | editovat zdroj]

Sluneční vítr nehraje v podstatě žádnou roli pro připravované sluneční plachetnice, protože intenzita slunečního větru je velmi malá oproti tlaku slunečního záření (asi 10 000× menší).

Výzkumné družice[editovat | editovat zdroj]

Zkoumání slunečního větru bylo prováděno v rámci obsáhlejšího vědeckého programu na družicích HEOS (ESRO) a celou řadou družic USA Explorer. Výzkum probíhal i v rámci programu Apollo na Měsíci.

Seznam družic monitorujících sluneční aktivitu[editovat | editovat zdroj]

Aktivní družice

Neaktivní družice

  • Ulysses – od 6. října 1990 do 30. června 2009
  • Genesis – 8. srpna 2001 do 8. září 2004
  • TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) – od 2. dubna 1998 do 21. června 2010.

Slunce

Slunce
SlunceSlunce
Pozorování
Střední vzdálenost od
Země
149,6×106 km
(8,31 světelné minuty)
Hvězdná velikost (V) −26,74m
Absolutní hvězdná velikost 4,8m
Elementy dráhy
Střední vzdálenost od středu
Mléčné dráhy
2,5×1017 km
(26 000 světelných let)
Galaktická perioda(oběžná doba) 2,26×108 a
Orbitální rychlost 217 km/s
Fyzikální charakteristiky
Průměr 1 392 020 km[1]
(109 Zemí)
Zploštění 9×10−6
Povrch 6,09×1012 km²
(11 900 Zemí)
Objem 1,41×1018 km³
(1 300 000 Zemí)
Hmotnost 1,9891 × 1030 kg
(332 950 Zemí)
Hustota 1,408 g/cm³
Gravitace na povrchu 273,95 m/s2>
(27,9 G)
Úniková rychlost
na povrchu
617,54 km/s
Povrchová teplota 5780 K
Teplota koróny MK
Teplota jádra ~13,6 MK
Zářivý výkon (L) 3,827×1026 W
Intenzita záření (I) 2,009×107 W sr−1
Charakteristiky rotace
Sklon 7,25°
(k ekliptice)
67.23°
(k rovině Mléčné dráhy)
Rektascenze
severního pólu
286,13°
(19 h 4 min 31,2 s)
Deklinace 63,87°
Perioda rotace
na rovníku
25,3800 dní
(25 d 9 h 7 min 12,8 s)
Rychlost rotace
na rovníku
7174 km/h
Složení fotosféry
Vodík 73,46 %
Hélium 24,85 %
Kyslík 0,77 %
Uhlík 0,29 %
Železo 0,16 %
Neon 0,12 %
Dusík 0,09 %
Křemík 0,07 %
Hořčík 0,05 %
Síra 0,04 %
Astronomický symbol Slunce

Slunce je hvězda hlavní posloupnosti, spektrální třídy G2V.[2] patřící do třídy svítivosti V. Obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti od 25 000 do 28 000 světelných let. Oběh trvá přibližně 226 milionů let. Tvoří centrum sluneční soustavy, od Země je vzdálená 1 AU (asi 150 milionů km). Jde tedy o hvězdu Zemi nejbližší. Hmotnost Slunce je asi 330 000 krát větší než hmotnost Země[2] a představuje 99,8 % hmotnosti sluneční soustavy. Slunce je koule žhavého plazmatu, neustále produkuje ohromné množství energie. Jeho výkon činí zhruba 4×1026 W, z čehož na Zemi dopadá asi 45 miliardtin. Tok energie ze Slunce na Zemi činí asi 1,4 kW m−2.

Slunce je staré přibližně 4,6 miliard let,[3] což je řadí mezi hvězdy středního věku. Bude svítit ještě asi 5 až 7 miliard let.[3] Teplota na povrchu Slunce činí asi 5800 K, proto je lidé vnímají jako žluté (i když maximum jeho vyzařování je v zelené části viditelného spektra). Průměr Slunce je zhruba 1 400 000 km, což činí asi 109 průměrů Země. Jeho objem je tedy asi 1,3 milionkrát větší než objem Země. Hustota Slunce činí průměrně 1400 kg m−3.[4] Slunce se otáčí jinou rychlostí u pólů a na rovníku. Na rovníku se otočí jednou za 25 dní, na pólu za 36 dní. Jeho absolutní magnituda je +4,1, relativní pak -26,74.[2] Jde tak o nejjasnější těleso na obloze. Astronomickýsymbol pro Slunce je kruh s bodem uprostřed, v Unicode ☉.

 

 

Význam[editovat | editovat zdroj]

Slunce je hvězda nejbližší k Zemi, jejíž povrch zásobuje teplem a světlem. Světlo dosáhne povrchu Země za 8 minut a 19 sekund[5] (přičemž z druhé nejbližší hvězdy Alpha Centauri dosáhne světlo zemského povrchu za 4,35 roku). Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem se pohybuje v rozmezí 147 097 000 km (perihélium) až do 152 099 000 km (afélium).[5] Tyto změny vzdálenosti však nejsou příčinou střídání ročních období na Zemi. Od zdánlivého pohybu Slunce se současně odvozuje i pravý sluneční čas. Jeho upravená hodnota v podobě středního slunečního času je základem měření času v běžném životě.

Energie slunečního záření pohání téměř všechny procesy, které na Zemi probíhají. Je na ní závislé podnebí, změny počasí i teploty, významně se podílí na přílivu a odlivu. Pomáhá udržet na zemském povrchu vodu v kapalném skupenství, je klíčovým faktorem pro fotosyntézu rostlin a umožňuje živočichům vidět.

Zemská atmosféra propouští jen část spektra slunečního záření – všechny složky viditelného spektra, část ultrafialovéhoinfračerveného a radiového záření.

Ultrafialové záření podněcuje tvorbu vitaminu D vznikajícího v lidské kůži.[6] Při dlouhodobějším působení ale může způsobovat i nepříznivé efekty v podobě mutací a vzniků nádorových onemocnění[6] či slepoty.[7]

Vývoj představ o Slunci[editovat | editovat zdroj]

Slunce je jedním z nejstarších náboženských motivů a předmětem uctívání

Slunce bylo ve starověku v mnoha kulturách uctíváno jako božstvo. V antickém Řecku byl bohem Slunce Helios, který cestoval každý den po obloze ve svém zlatém voze. Vestarověkém Římě se nazýval Sol a ve starověkém Egyptě pak Ra či Amon. V astrologii je Slunce symbolem vitality a zdraví. Většina kultur považovala Slunce za symbol života a znovuzrození, což bylo spojeno s jeho pravidelným objevováním se na obloze každé ráno.

První písemné zmínky o pozorování Slunce pocházejí z období 2000 let př. n. l. ze starověké Číny. V roce 762 př. n. l. bylo pozorováno první zatmění Slunce v Asýrii, o kterém se dochovaly písemné zmínky v podobě hliněné destičky psané klínovým písmem.[8]

Anaxagoras se v roce 434 př. n. l. domníval, že se Slunce skládá z hromady hořícího kamení, které je jen o málo větší než Řecko. Dle představ mnohých civilizací Slunce obíhalo okolo Země a nikoliv Země kolem Slunce, jak bylo později prokázáno. Aristoteles ve svém modelu vesmíru umístil Slunce mezi oběžnou dráhu Měsíce a Merkuru, čímž na dlouhou dobu ovlivnil řadu dalších myslitelů. Aristarchos ze Samu předvedl současně teorii, že Slunce je středem soustavy a že Země kolem něho obíhá.[8] Tato raná heliocentrická představa se příliš neuchytila a až do roku 1507 převažoval názor, že středem soustavy je Země. V roce 1543 publikoval svoje teze Mikuláš Koperník v knize De revolutionibus orbium coelestium, kde se vyjádřil pro heliocentrickou soustavu. Konstrukce prvního dalekohledu značně rozšířila možnosti zkoumání Slunce, čehož využil Galileo Galilei a David Fabricius pro pozorováníslunečních skvrn.[8]

Sluneční skvrna

Objevení slunečních skvrn značně pobouřilo tehdejší katolickou obec, jelikož do té doby se věřilo, že Slunce je tvořeno z „dokonale čistého éteru“ a tedy je nemožné, aby se na jeho povrchu nacházely tmavší plochy. Během následujících dvou let se ale podařilo minimálně čtyřem dalším pozorovatelům pozorovat sluneční skvrny, což podpořilo Galileovo pozorování.

V roce 1625 jezuita Christoph Scheiner zjistil, že Slunce rotuje podobně jako Země okolo svojí rotační osy.[8] Tento objev učinil na základě pozorování slunečních skvrn, které se během pozorování nápadně pohybovaly od jednoho okraje ke druhému. Významným krokem pro porozumění významu a pozice Slunce se stalo objevení Keplerových zákonů a Newtonova gravitačního zákona. Díky nim se zjistilo, že Slunce je velmi hmotné a že všechna tělesa ve sluneční soustavě kolem něho obíhají. Velikost a vzdálenost od Země byly poprvé přesně změřeny v roce 1672 díky přesným měřením italského astronoma Giovanniho Cassiniho aJohna Flamsteeda. V roce 1814 použil německý astronom Joseph von Fraunhofer spektroskop pro analýzu slunečního světla a zjistil, že spektrum Slunce je přerušované tmavými absorpčními čárami. Tyto čáry byly pojmenovány jako Fraunhoferovy čáry a staly se důležitým pomocníkem při pozdějším určování chemického složení Slunce.

Ve druhé polovině 19. století bylo Slunce a další hvězdy velmi intenzivně studovány, jelikož zde platila vzájemná provázanost. Nové objevy u Slunce pomáhaly vědcům pochopit procesy, které se odehrávají v jiných hvězdách a opačně. Příčina jeho záření ale přes veškerou námahu zůstávala dlouho nejasná. Jedna z hypotéz vyslovená skotským inženýrem Johnem Waterstonem předpokládala, že vyzářená energie pochází z gravitační kontrakce Slunce. Další vyslovená J. Mayerem tvrdila, že teplota Slunce je udržována dopady meteoritů na jeho povrch.

Důležitým mezníkem pro pochopení Slunce se stal objev spektrometrie, díky němuž došlo k určení chemického složení Slunce. Postupně se začalo předpokládat, že hlavní energetický zdroj Slunce bude v podobě jaderných reakcí. Začaly panovat debaty o formě této jaderné reakce, zda se tedy jedná o slučování (fúzi), nebo o štěpení. Až v roce 1938 navrhl německý fyzik Hans Bethe jadernou fúzi jako zdroj Slunce. Tato teorie byla definitivně potvrzena až v roce 2002.

Vlastnosti[editovat | editovat zdroj]

Rozklad světla na spektrální barvy

Slunce je jednoznačně největší nebeské těleso, které se nachází ve sluneční soustavě. Má přibližně 109 krát větší průměr než Země a 1 300 000násobně větší objem. Celkově obsahuje okolo 99,8 % hmoty sluneční soustavy. Funguje jako obrovská plazmová koule[2] s průměrnou hustotou jen o málo větší, než je hustota vody.[3] Směrem ke středu hustota i teplota narůstá.

V porovnání s ostatními hvězdami v naší Galaxii patří do středně staré skupiny hvězd. Jeho hmotnost a svítivost je však větší než je průměr hvězd nacházejících se v naší Galaxii, který se odhaduje asi na polovičku hodnot Slunce. Průměr hmotnosti a svítivosti hvězd v Galaxii je totiž tvořen červenými trpaslíky. Zvláštností Slunce je i to, že se jedná o samostatnou hvězdu, která netvoří vícenásobný systém, či dvojhvězdu (i když se v některých případech spekuluje o nepovedené dvojhvězdě Slunce – Jupiter[zdroj?]) a současně také není členem žádné hvězdokupy.

Barva[editovat | editovat zdroj]

Barva ze Země se značně mění v průběhu dne a v závislosti na stavu atmosféry

Slunce je viděno ze Země jako červené jen při svém východu a západu. Tedy tehdy, kdy je nízko nad obzorem a sluneční světlo na Zemi dorazí až poté, co vykonalo dlouhou cestu nižší a hustší vrstvou atmosféry. Molekulyvzduchu absorbují kratší vlnové délky světla (modré světlo), takže pozorovateli zůstane převážně červená. Při východu a západu se může Slunce zdát šišaté či velmi velké, což je také způsobeno tím, že světlo urazí dlouhou dráhu hustší atmosférou, čímž je zkreslen jeho tvar.

Naopak je-li Slunce kolem poledne vysoko nad obzorem, jeví se barva oblohy jako modrá, protože sluneční světlo urazí nejkratší vzdálenost atmosférou. Tato vzdálenost odpovídá vlnové délce modrého světla, ostatní vlnové délky (delší – červená, …) jsou molekulami absorbovány, proto je obloha modrá a v této fázi tvar Slunce nejvíce odpovídá skutečnosti. Obsahuje-li ovšem atmosféra velké množství vodních par, dojde k absorpci i vlnových délek odpovídajících modré barvě a na obloze tak vznikají mraky, jež jsou šedé až černé barvy.

Pokud je Slunce pozorováno z místa mimo vliv atmosféry, je díky svojí pozici v hlavní posloupnosti hvězd na pozici hvězdy ze spektrální třídy G2, tedy hvězda menší než modrý obr. Slunce emituje záření v celémelektromagnetickém spektru, nejintenzivnější vyzařování má na vlnové délce 501 nm.

Prostorový snímek Slunce pořízený observatořemi STEREO. Slunce je téměř dokonalá koule s minimálnímzploštěním na pólech

Tvar Slunce[editovat | editovat zdroj]

Slunce je téměř dokonalá koule,[9] se zploštěním přibližně pouhých 10 km polárního průměru vzhledem k rovníkovému průměru. Tento téměř ideální stav je dán částečně tím, že odstředivý efekt sluneční rotace je asi 18 milionkrát slabší, než přitažlivost na povrchu v oblasti rovníku.

Sluneční energie[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Sluneční energie.

Téměř všechna energie Slunce je vyzařována ve formě elektromagnetického záření, které je nezbytným předpokladem pro všechny formy života na Zemi. Vzniká jako výsledek termonukleární reakce pp-řetězce, kdy dochází k přeměně vodíku na hélium za současného uvolňování energie. Předpokládá se, že každou sekundu Slunce spotřebuje a přemění 700 miliónů tun vodíku na 695 miliónů tun hélia. Zbytek v podobě 4,5 miliónů tun za sekundu je přeměněn na energii v poměru 96 % elektromagnetického záření a 4 % elektronová neutrina.[3]

Všechno elektromagnetické záření včetně viditelného záření pochází z fotosféry. Každou sekundu vyzáří Slunce do okolí tolik energie, že by to stačilo pokrýt potřeby celého světa na více než 1000 let. Energie ve středu Slunce vzniká ve formě fotonů gama záření a neutrin. Na povrch Slunce se dostává prostřednictvím konvekce, absorpce a emise, opouští ho v podobě elektromagnetické radiace a neutrin (v malé míře také v podobě kinetické energii atermální energie slunečního větru a jako energie magnetického pole. Tlak záření, které se dostává na povrch Slunce, je obrovský a vyrovnává se působením gravitační síly, kterou jsou všechny částice ve Slunci přitahovány k jeho středu. Slunce je v hydrostatické rovnováze.[9]

Sluneční neutrina je možno detekovat pomocí neutrinového detektoru. Sledování slunečních neutrin je důležité, protože může poskytovat informace o jádře Slunce v téměř reálném čase na rozdíl od fotonů, které ze středu putují tisíce až milióny let. Současný počet pozorovaných slunečných neutrin je však asi třikrát menší, než počet neutrin, které bylo předpovídáno modelem. Rozdíl mezi předpokládaným a skutečným počtem neutrin se dlouho nepodařilo uspokojivě vysvětlit. Měření pomocí neutrinového detektoru Subdury Neutrino Observatory však potvrdilo teorii, že neutrina mají nenulovou hmotnost a že po dobu své cesty zevnitř Slunce k Zemi oscilují mezi elektronovým neutrinem, mionovým neutrinem a tauónovým neutrinem. Současné detektory založené na chlóru a galiu však mohou zachytit jen elektronová neutrina.[10]

Od svého vzniku už Slunce spotřebovalo polovinu svých zásob vodíku. Dalších přibližně 5 až 7 miliard let bude ještě ve Slunci probíhat termonukleární reakce, během které se přemění většina vodíku na helium. Až dojde vodík v jádře, naruší se na krátký čas hydrostatická rovnováha, což povede k tomu, že se stane červeným obrem. Zvětšováním průměru Slunce dojde k tomu, že nejbližší planety budou pohlceny rozšiřujícím se Sluncem. Předpokládá se, že bude pohlcena i Země.

Sluneční světlo[editovat | editovat zdroj]

Dopadající sluneční světlo na Zemi má bílou barvu se spektrem složených barev, které se rozkládají od červené, přes oranžovou, žlutou, zelenou, modrou až po fialovou. Tyto barvy je možné vidět během polarizace světla či v přírodě během vzniku duhy, která má v tomto pořadí i seřazené barvy.[4]

Složení Slunce[editovat | editovat zdroj]

Složení Slunce není do dnešních dnů zcela známé. Většina informací o jeho složení pochází z výzkumu spektrálních čar. Slunce není složeno homogenně, ale jeho chemické složení je závislé na hloubce. V jádře vlivem jaderných reakcí je větší obsah helia, než na jeho povrchu. Předpokládá se, že v jádře je vodík zastoupen již 34 % a hélium 64 %. Spektrum současně ukazuje, že se ve Slunci nachází ve stopovém množství většina prvků, které jsou známé na Zemi. Metalicita Slunce, tedy poměr obsahu těžších a lehčích prvků, je 1,6 %.

Složení Slunce v procentech počtu atomů
prvek vodík hélium kyslík uhlík dusík neon železo křemík hořčík síra ostatní
podíl v % 92,1 7,8 0,061 0,030 0,0084 0,0076 0,0037 0,0031 0,0024 0,0015 0,0015

V hmotnostních poměrech je Slunce složeno ze zhruba ¾ vodíku a ¼ hélia.

Výzkum[editovat | editovat zdroj]

V roce 2003 měla americká sonda Genesis za úkol výzkum slunečního větru a odebrání jeho vzorků. Při přistávání návratového modulu na Zemi se však neotevřely padáky a pouzdro se zřítilo. Velká část vzorků tak byla poškozena.

Struktura Slunce[editovat | editovat zdroj]

Jednotlivé vrstvy Slunce

Sluneční těleso spolu s atmosférou zvanou heliosféra se dělí na několik vrstev.

Jádro[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Jádro Slunce.

Uprostřed Slunce se nachází jádro, kde dochází k uvolňování energie. Jedná se o oblast, která sahá do vzdálenosti 175 000 km od středu. Teplota v jádru dosahuje 1,5×107 K[9] a hustota plazmy se zde pohybuje okolo 130 000 kg.m−3.

Termojaderná fúze[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Termojaderná fúze.

V tomto prostředí jsou již jednotlivé atomy rozloženy na volná jádra a elektrony, současně se vodík postupně a velmi pomalu mění na helium za uvolnění obrovského množství energie, tento proces se nazývá termojaderná fúze. Každou sekundu se při tom spálí 700 000 000 tun vodíku. Ani to však neznamená, že uvnitř Slunce děj probíhá nějak překotně. Hustota výkonu Slunce je pouhých 0,19 mW.kg−1.

Postupně přes několik mezistupňů v tzv. proton-protonovém cyklu[2] dojde ke sloučení čtyř protonů v jednu α-částici – jádra helia, přičemž dva z protonů se přemění na neutrony. Řetězec těchto reakcí produkuje mnoho energie ve formě fotonů tvrdého gama záření. Předpokládá se, že z 1 gramu vodíku vznikne hélium a současně i 1012 J energie.[4] Ty pronikají k chladnějšímu povrchu, což jim trvá podle různých odhadů od asi 17 tisíců.[11] po 50 miliónů let.[12] Za tu dobu předají většinu své energie hmotě Slunce a stanou se z nich fotony o mnohem delších vlnových délkách, například fotony viditelného světla. Mnohem rychleji se k povrchu dostanou vzniklá neutrina, pro které hmota Slunce prakticky není překážkou.

Vrstva v zářivé rovnováze[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Vrstva v zářivé rovnováze.

Tato vrstva je široká zhruba půl milionu km.[3] Zářivá rovnováha znamená, že co atomy v této vrstvě pohltí, to také později vyzáří, přičemž tlak záření vyrovnává gravitační tlak. Právě tato vrstva způsobuje výrazné zpomalení fotonů, protože každý foton, který je pohlcen, je následně vyzářen v náhodném směru. Předpokládá se, že fotony touto vrstvou projdou přibližně za 100 000 let.[3] Teplota se zde pohybuje v rozmezí 7 až 2 000 000 K, hustota dosahuje 20 g/cm3 ve spodních vrstvách a 0,2 g/cm3 ve svrchních.

Tachoklina[editovat | editovat zdroj]

Jedná se o tenkou mezivrstvu, která byla objevena měřením americké družice SOHO. Předpokládá se, že zde dochází ke generaci rozsáhlého magnetického pole Slunce. Současně se zde mění rychlost proudů plazmy a ke změně rotační rychlosti.

Konvektivní zóna[editovat | editovat zdroj]

Tato vrstva o tloušťce asi 200 tisíc km[9] je nejsvrchnější vrstva Slunce, která se podobá hrnci s vroucí vodou. V této vzdálenosti od jádra je již způsob předávání energie pomocí záření málo účinný. Některé ionty jsou totiž schopny za nižších teplot fotony pohlcovat a následně je neemitovat dále, čímž dochází k jejich absorpci.

Studenější hmota padá směrem ke středu Slunce, ohřátá se dere k povrchu, což způsobuje značné turbulence v této vrstvě a promíchávání materiálu. Hlavním přenosem tepla se tak stává proudění čili konvekce. Během konvekce se přenášený plyn rychle ochlazuje a rozpíná. Výstupy konvektivních proudů je možno v této zóně pozorovat jako granuly či supergranuly. Odhaduje se, že teplota se zde pohybuje od 2 000 000 do 6000 K.

Fotosféra[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Fotosféra.

Fotosféra je viditelný povrch Slunce, která se pozoruje jako sluneční kotouč viditelný ze Země. Při pozorování se jeví střed Slunce jasnější, než okraje, což je dáno tím, že se na okrajích Slunce pozorují chladnější oblasti fotosféry. Ve fotosféře je možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny dosahující velikostí až 1000 km (tzv. granulace). Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance.[3] Předpokládá se, že její hustota se pohybuje okolo 1023 částic/m3 (či v jiném zápisu 3,5 × 10−7 do 4,5 × −8 g/sm3)[13] při teplotě kolem 5800 K.[3] Fotosféra je tak nejchladnější oblastí Slunce. Její šířka je v rozmezí mezi 200 až 300 km.[13]

Typickým jevem ve fotosféře je přítomnost granulí, které jsou různá zrna s průměrem od 200 do 1800 km. Jedná se o výstupné konvekční proudy ze svrchních oblastí Slunce, které mají přibližně o 200 °C vyšší teplotu než okolní fotosféra.[14]

Chromosféra[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Chromosféra.

Chromosféra je vcelku tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300 000 K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6000 K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu.[3] Objevují se v ní chromosférické erupce. Je to vrstva silně ionizovaného plynu, která se rozkládá od 12 000 do 15 000 km.[15] Jedná se o spodní část sluneční atmosféry, která je běhemzatmění Slunce viditelná jako načervenalý světelný úkaz. Tato červená barva je způsobena tím, že maximum jejího záření se nachází ve vodíkové čáře H-alfa, čemuž odpovídá vlnová délka světla 656,7 nanometrů. Hustota plynu se zde pohybuje okolo 10−15 g/cm3, což odpovídá přibližně hustotě částic 75 km nad povrchem Země.[15]

Přechodová oblast[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Přechodová oblast.

Přechodová oblast (některé zdroje jí samostatně nevyčleňují) je tenká nepravidelná vrstva sluneční atmosféry, které odděluje korónu od chladnější fotosféry. Teplota se zde náhle mění z 20 000 K (na hranici s chromosférou) až na teplotu 1 000 000 K (na hranici s korónou). Tato vrstva je pozorovatelná převážně přes ultrafialovou část spektra.

Koróna[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Koróna.

Koróna nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy, ale někdy je udáváno, že končí ve vzdálenosti 1 až 2 000 000 km. Teplota v koróně o tří řády přesahuje teplotu na povrchu Slunce, pohybuje se mezi 1 000 000 K až 6 000 000 K.[16] Příčinou je zřejmě ohřev pomocí Alfénových vln.[17][18] Koróna je velice řídká (hustota částic se pohybuje okolo 1011 částic/m3) a normálně neviditelná, neboť je přezářena spodnější fotosférou; pozorovatelná je pouze při zatměních Slunce nebo pomocí koronografu. Také v koróně se vyskytují erupce a protuberance.

Modelace pohybu částic v magnetickém poli Slunce

Magnetické pole Slunce[editovat | editovat zdroj]

Slunce má silné magnetické pole, které má přibližně hodnotu 10−4 tesla, lokálně pole slunečních skvrn dosahuje až do 10−1 tesla.[2] Většina útvarů na jeho povrchu s tímto polem souvisí. Slunce je magneticky proměnná hvězda, polarita jeho pólů a orientace jeho siločar se mění spolu s 11 ročním slunečním cyklem.[19] V maximu slunečního cyklu je magnetické pole Slunce velmi složité a dá se vnímat zastoupený dvojpólový moment. Silokřivky jsou vlivem rotace Slunce tvarovány do podoby tzv. Archimedových spirál, což má za následek, že obíhající tělesa kolem Slunce procházejí střídavě oblastmi s rozdílnými směry magnetického pole.[3]

Celkové magnetické pole vzniklo v původním magnetickém plyno-prachové sluneční mlhoviny, ze kterého vzniklo Slunce a ostatní objekty sluneční soustavy. Toto pole se podle posledních měření vyskytuje všude na Slunci. Další složka celkového magnetického pole jsou tzv. lokální magnetické pole. Jsou velmi proměnlivé a nejsilnější jsou v místech aktivních oblastí. Vznik tohoto magnetického pole jako jeho vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálních objektů není zatím zcela dostatečně vysvětlen.

Magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu.[3]

Fyzikální pohyby Slunce[editovat | editovat zdroj]

Rotace[editovat | editovat zdroj]

Hypotézu rotace Slunce poprvé vyslovil roku 1609 Johannes Kepler ve své knize Astronomia nova.

Všechna hmota na Slunci se díky extrémní teplotě vyskytuje v podobě plazmy. To umožňuje, aby Slunce rotovalo rychleji na rovníku než ve vyšších zeměpisných šířkách. Díky tomuto rozdílu je magnetické pole Slunce deformované a tvarem připomíná silotrubici. Tato deformace magnetického pole způsobuje erupce a spouští vznik slunečních skvrn a protuberancí.

Umělecká představa zachycující přibližnou pozici Slunce v Galaxii Mléčná dráha

Slunce rotuje okolo své osy v porovnání s jinými hvězdami pomalu. Rychlost rotace není všude na povrchu stejná. Na rovníku se Slunce otočí jednou za 25,38 dne, na pólech za 36 dní. Tento jev se nazývá diferenciální rotace. Vnitřek Slunce se otáčí jako tuhé těleso jednotnou rychlostí jednou za 27 dní. Toto je synodická doba rotace, která je počítána vzhledem k Zemi. Vůči okolním nehybným objektům se Slunce otočí jednou za 25,38 dne.

Pohyb Slunce v Galaxii[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Galaxie Mléčná dráha.

Slunce se vůči Zemi a ostatním tělesům sluneční soustavy téměř nepohybuje. Z pohledu Galaxie však Slunce není stacionárním tělesem, ale obíhá kolem galaktického jádra přibližně ve vzdálenosti 30 000 světelných let od jádra rychlostí přibližně 250 km×s−1.[2] Slunce oběhne střed Galaxie ve vzdálenosti 25 000 až 28 000 světelných let jednou za 226 miliónů let. Tento oběh nemá tvar kružnice a ani elipsy, ale vykonává zvláštní pohyb po tzv.galaktických epicyklech. Jedná se o elipsu, jejíž střed obíhá kolem středu Galaxie po kružnici. Jeden oběh Slunce okolo středu Galaxie se nazývá galaktický rok.

Dopadající sluneční světlo na zemský povrch

Sluneční aktivita[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Sluneční cyklus.

Sluneční aktivita je komplex dynamických jevů, které se v omezeném čase a prostoru vyskytují na slunečním povrchu nebo těsně pod ním. Následkem těchto procesů je změna magnetického pole a změna množství vyvrhovaných částic do okolního prostoru. Elektricky nabité a neutrální částice opouštějící korónu a s nimi unikající záření se nazývá sluneční vítr.[20] Částice slunečního větru se pohybují po zakřivených spirálovitých drahách. Je to proto, jelikož sledují siločáry slunečního magnetického pole, které se v důsledku svojí rotace deformují magnetické pole do tvaru tzv. Parkerových spirál. Ty planety sluneční soustavy, které mají magnetické pole, většinu částic slunečního větru od sebe odklánějí. Množství slunečního větru závisí nejen na sluneční aktivitě, ale také na místě na povrchu Slunce, odkud sluneční částice unikají. Největší množství slunečního větru se uvolňuje skrz koronární díry. Každou sekundou Slunce opustí asi 1 milión tun sluneční plazmy. Od svého vzniku až do dneška tak Slunce do svého okolí vyvrhlo přibližně okolo 0,01 % svojí hmoty.[zdroj?]

V periodě slunečního cyklu se mění též celkové množství jeho záření – celkové vyzařování nazývané též nesprávně jako sluneční konstanta. Jelikož ale dochází k pozvolným změnám vyzařované energie v závislosti na čase, není tato hodnota konstantní. V současnosti platí, že každý metr slunečního povrchu vyzáří za sekundu do okolního prostoru přibližně 62,86×106 J, celý povrch Slunce pak 3,826×1026 J.[4] Na Zemi z tohoto množství dopadá přibližně 2×1017 J, ale asi polovička se odráží zpět o atmosféru, či se v ní rozptyluje.

V blízkosti Země dosahuje sluneční vítr rychlosti od 300 do 800 km/s. Množství slunečního větru se zvyšuje s výronem koronální hmoty v důsledku sluneční erupce. Výron koronální hmoty má nepříznivý vliv na tělesa v okolí Země jako jsou družice i na astronauti, ale současně se projevují i na Zemi v podobě geomagnetické bouřky. Mezi jejich projevy patří občasné narušení navigačních systémů, výpadky bezdrátového spojení, či případně vyřazení elektrických rozvodů. Sluneční aktivita se mění v závislosti na slunečním cyklu, který má střední délku 11 let.

Tento cyklus má asymetrický tvar: náběh cyklu do maxima trvá přibližně 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalejší a trvá 7 let. Jeho nejviditelnějším projevem jsou sluneční skvrny, které se začnou na jeho povrchu postupně objevovat. V čase slunečního minima se sluneční skvrny na Slunci téměř nevyskytují a v době maxima je jich oproti tomu na povrchu Slunce značné množství. Maxima výskytu skvrn nejsou stejné, jelikož jejich výskyt je spojen současně s 80 ročním slunečním cyklem. Mezi další projevy patří prototurbulence, které jsou gigantické výrony plynu do sluneční atmosféry.

Sluneční soustava

Obíhající tělesa[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Sluneční soustava.

Slunce je hlavním tělesem sluneční soustavy, které má 745× větší hmotnost než všechny planety soustavy. Slunce si tak udržuje gravitačním působením dominanci v soustavě. Těžiště sluneční soustavy se nachází blízko Slunce, podle působení ostatních planet je nad nebo pod jeho povrchem.[21] Ostatní tělesa soustavy obíhají kolem tohoto těžiště v o mnoho řádů větších vzdálenostech, takže je korektní označit jejich oběh za oběh kolem Slunce. Těmi to tělesy jsou především planetytrpasličí planetyplanetkymeteoroidykomety a kosmický prach.

Aby těleso bylo schopno uniknout z gravitačního působení Slunce, musí překonat tzv. třetí kosmickou rychlost. Ta se mění podle vzdálenosti tělesa od Slunce – např. u Země je 42,1 km/s.

Vznik a vývoj[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Vznik a vývoj sluneční soustavy.

Solar Life Cycle cs.svg

Slunce vzniklo spolu se sluneční soustavou ze hvězdné mlhoviny. Materiál ve středu globule se díky gravitačním kontrakcím začal postupně zahušťovat.[9] Odstředivá síla zrychlovala rotaci mlhoviny, což vedlo ke zploštění původně kulaté globule do protoplanetárního disku. V jeho středu se utvořila protohvězda, ve středu které rychle začala narůstat hustota a tlak, až došlo k zažehnutí termonukleární reakce.

Délka života hvězdy typu G2, tedy skupiny do které spadá i Slunce, se pohybuje okolo 10 miliard let. Slunce vzniklo přibližně před 4,6 miliardami let, což znamená, že má před sebou ještě minimálně dalších 5 až 7 miliard let své stabilní existence v současné podobě. Po vyčerpání zásob vodíku se předpokládá, že se termojaderná reakce v jeho vnitru na krátko ustane, tlak záření přestane působit proti vlastní gravitaci, což naruší vnitřní rovnováhu. Jádro se smrští a jeho teplota a tlak se opětovně zvýší, čímž dojde k syntéze hélia na další chemické prvky, jako jsou například uhlík a kyslík. Tato reakce bude probíhat několik miliónů let, což Slunce na okamžik opět stabilizuje. Vnější vrstvy Slunce se však začnou rozpínat, řídnout a chladnout, což se projeví na jeho zvětšujícím se objemu a změněbarvy. Slunce se přemění do stádia rudého obra. Předpokládá se, že rozpínající Slunce následně pohltí MerkurVenuši a dle některých scénářů i Zemi.

Po vyčerpání zásob hélia v jádře dojde opětovně k pozastavení termojaderných reakcí, což povede k tomu, že již žádná síla nebude působit proti gravitačnímu působení a Slunce se začne smršťovat do malého tělesa. Jádro zkolabuje, scvrkne se a změní se na bílého trpaslíka. Vnější vrstvy budou během tohoto pochodu odmrštěny do okolního prostředí – vznikne planetární mlhovina, která bude obsahovat značné množství různých prvků rozšiřujících se do okolního vesmíru. Bílý trpaslík bude pozvolna chladnout, až vychladne zcela.

Zdánlivý denní pohyb Slunce po obloze na 50. stupni severní zeměpisné šířky

Zdánlivý pohyb Slunce po obloze[editovat | editovat zdroj]

Země obíhá okolo Slunce a zároveň rotuje kolem své osy. Díky rotaci Země směrem od západu k východu se Slunce zdánlivě pohybuje po obloze opačným směrem, tedy od východu na západ. Azimut jeho východu a západu se mění v závislosti na ročním období. V rámci zeměpisné šířky zůstává stejný jen úhel, pod kterým vychází a zapadá. Na 48° severní zeměpisné šířky (jižní části Slovenska) Slunce vychází a zapadá pod úhlem 42°. Na rovníků je tento úhel roven 90°. Na pólech je úhel východu nulový, nad a pod obzor ho vynáší zdánlivý pohyb Slunce po ekliptice. Tento úhel současně ovlivňuje i délku soumraku, která je největší na pólech a nejmenší na rovníku.

Oběh Země okolo Slunce způsobuje zdánlivý pohyb Slunce po ekliptice. Tento pohyb se děje proti směru zemské rotace. Proto je slunečný tzv. synodický den o čtyři minuty delší než hvězdný tzv. siderický. Slunce postupně přechází zdánlivými souhvězdími po noční obloze a znameními zvěrokruhu. Dvakrát za rok přejde Slunce světovým rovníkem a to v době rovnodennosti. Od světového rovníku se nikdy nevzdálí na větší vzdálenost než je sklon rotační osy Země a tedy 23,5°. Tím se mění maximální výška Slunce nad jižním bodem horizontu. Na 48. rovnoběžce se jeho výška mění od 18,5° (zimní slunovrat) do 65,5° (letní slunovrat). Oběh Země okolo Slunce se popisuje pomocí ekliptikálních souřadnic. Jelikož Země obíhá kolem Slunce nerovnoměrnou rychlostí, Slunce nekulminuje každý den přesně ve dvanáct, respektive v letním čase v jednu hodinu. Tyto rozdíly mezi pravým slunečním časema středním slunečným časem vyrovnává časová rovnice.

Zatmění Slunce[editovat | editovat zdroj]

Úplné zatmění Slunce, které proběhlo 11. srpna 1999 a bylo viditelné z Evropy. Fotografie je pořízena z území Francie

Související informace naleznete také v článku Zatmění Slunce.

Zatmění Slunce je astronomický jev, který nastane, když Měsíc vstoupí mezi Zemi a Slunce, takže jej částečně, nebo zcela zakryje. Taková situace se objevuje, jen pokud je měsíc v novu a Slunce i Měsíc jsou při pohledu ze Země v jedné přímce. Na části Země, kde je zatmění pozorováno, dochází k výraznému setmění, ochlazení, kolem černého středu slunce je vidět výrazná záře sluneční koróny, objeví se hvězdy i některé planety a známé jsou také neobvyklé reakce zvířat. Tyto průvodní jevy v některých kulturách v minulosti vedly ke spojování události s náboženstvím a přisuzování mystických významů. V moderní době jsou však duchovní významy zatmění Slunce většinou odmítány v důsledku snadnosti pochopení jeho příčin.

Pozorování Slunce[editovat | editovat zdroj]

Slunce je na denní obloze velmi jasné těleso, které se nedoporučuje pozorovat nechráněným okem, jelikož jeho delší pozorování by mohlo vést k poškození zraku.[22] Přímý pohled do Slunce způsobuje fosfenové vizuální jevy a dočasnou částečnou slepotu. Při přímém pohledu působí Slunce na sítnici výkonem asi 4 miliwatty, což vede k zahřívání sítnice a k jejímu možnému poškození.

Během východu a západu Slunce je sluneční světlo zeslabeno rozptylem světla díky obzvláště dlouhému průchodu zemskou atmosférou; za těchto podmínek lze Slunce bez nebezpečí pozorovat. Mlha, atmosférický prach a vysoká vlhkost přispívají k atmosférickému zředění.[zdroj?]

Pozorování Slunce optikou soustřeďující záření, jako je dalekohled, je bez ochranného filtru tlumícího záření velmi nebezpečné. Je důležité použít vhodný filtr; improvizované filtry mohou propustit UV záření, které může při vysoké jasnosti poškodit zrak. Nefiltrovaný dalekohled může na sítnici doručit 500 krát více slunečního světla než prosté oko, čímž téměř okamžitě zabíjí buňky sítnice. I krátký pohled do poledního Slunce přes nefiltrovaný dalekohled může způsobit trvalou slepotu.[22] Bezpečný způsob, jak pozorovat Slunce, je promítnutí jeho obrazu na plátno či papír pomocí dalekohledu nebo malého teleskopu.

Doporučuje se, aby pozorovatel byl vybaven speciálními ochrannými pomůckami i během pozorování slunečního zatmění a to jak celkového, tak i částečného. Jako nejvhodnější ochrana se doporučuje používat speciální brýle pro pozorování Slunce.

Výzkum Slunce[editovat | editovat zdroj]

První satelit navržený pro průzkum Slunce byly americké sondy Pioneer 5678 a 9 vypuštěné během rozmezí let 1959 až 1968. Cílem sond nebylo přiblížit se ke Slunci, ale provádět pozorování ze vzdálenosti odpovídající přibližné oběžné dráze Země. V této vzdálenosti sondy poprvé podrobně měřily sluneční vítr a magnetické pole Slunce.

V 70. letech 20. století byla vyslána sonda Helios 1 a za pomoci Apollo Telescope Mount byly prováděny nová pozorování a měření slunečního větru a sluneční korony. Sonda Helios 1 byla společným americko-německým projektem, který měl za úkol studovat sluneční vítr z orbity uvnitř dráhy Merkuru.

V roce 1980 byla vyslána americká sonda Solar Maximum Mission, která byla navržena k pozorování gamma zářenírentgenového záření a měření UV záření ze slunečních erupcí během zvýšené sluneční aktivity. Sonda několik měsíců po startu vlivem elektronického selhání přestala fungovat, jelikož došlo k přepnutí sondy do záložního stavu, ve kterém setrvala 3 roky než byla v roce 1984 opravena během mise STS-41-C. Sonda následně zaslala na Zemi tisíce snímků sluneční korony před tím, než v červnu 1989 vstoupila do atmosféry Země, kde byla zničena.[23]

Další sondy určené k výzkumu Slunce a slunečního větru:

Časoprostor

Časoprostor nebo prostoročas je fyzikální pojem z teorie relativity sjednocující prostor a čas do jednoho čtyřrozměrného objektu. Čas hraje roli čtvrtého rozměru a je oproti zbylým třem prostorovým rozměrům význačný (například tím, že v něm lze pohybovat jen jedním směrem). V obecné teorii relativity je časoprostor obecně zakřivený a má strukturu variety. Projevy zakřivení časoprostoru pozorujeme jako gravitaci.

teorii relativity je vnímání času a prostoru odděleně závislé na pozorovateli (na rozdíl od klasické fyziky), prostoročas je na pozorovateli nezávislý, což umožňuje formulaci fyzikálních zákonů tak, aby jejich tvar nezávisel na vztažné soustavě.

Jednotlivé body časoprostoru nazýváme události a matematicky s nimi zacházíme jako se čtyřvektory. Dráhy bodových částic v prostoročasu pak nazýváme světočáry. Vícerozměrný objekt vykresluje v časoprostoru tzv. světoplochu.

Pojmy prostoročas a časoprostor označují totéž. Rozdíl je jen v tom, zda zapisujeme nejprve souřadnice prostoru, nebo času. V případě prostoročasu jsou první tři souřadnice prostorové a čtvrtá časová. V případě časoprostoru se časová souřadnice posouvá na nultou pozici, tedy před prostorové souřadnice. Dnes se z důvodu jednoduchosti zápisu používá druhý způsob, tedy časoprostor.

 

 

Vzdálenost v časoprostoru[editovat | editovat zdroj]

Vzdálenost mezi dvěma událostmi v časoprostoru se označuje jako časoprostorová vzdálenost (interval).

Speciální teorie relativity[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Speciální teorie relativity.

Časoprostor užívaný ve speciální teorii relativity je čtyřrozměrný, přičemž souřadnice xyz představují prostorové souřadnice a časová souřadnice je vyjadřována jako ct, kde c je rychlost světla. Čtveřice souřadnic tvoří čtyřvektor. Všechny souřadnice (prostorové i časová) mají tedy prostorový rozměr (jejich jednotkou jsou metry).

Takto vytvořený čtyřrozměrný prostor je použitelný pouze tehdy, pokud vzdálenost v tomto prostoru je invariantní vzhledem k Lorentzově transformaci. To vyžaduje, aby vzdálenost mezi dvěma body tohoto prostoru byla definována jiným způsobem, než je obvyklé veuklidovském prostoru.

Doplníme-li časovou souřadnici o imaginární jednotku, tzn. časovou souřadnici vyjádříme jako \mathrm{i}ct, lze vzdálenost vyjádřit vztahem

\Delta s^2 = {(x_2-x_1)}^2+{(y_2-y_1)}^2+{(z_2-z_1)}^2-c^2{(t_2-t_1)}^2 = \Delta x^2+\Delta y^2+\Delta z^2 - c^2\Delta t^2

Veličina \Delta s^2 bývá také označována jako „lineární element“.

Takto definovaný časoprostor má euklidovský charakter a je označován jako Minkowského prostorGeometrie v Minkowskiho prostoročase však není euklidovská, ale označuje se jako pseudoeuklidovská.
Z hlediska přechodu od speciální teorie relativity k obecné teorii relativity je však vhodnější formulovat vzdálenost zavedením metrického tenzoru. Vzhledem k tomu, že Minkowského prostor není zakřivený, má metrický tenzor jednoduchý tvar

\eta_{\iota\kappa} = \begin{pmatrix} -1 & 0 & 0 & 0 \\ 0 & 1 & 0 & 0 \\ 0 & 0 & 1 & 0 \\ 0 & 0 & 0 & 1 \end{pmatrix} = \operatorname{diag}(-1,1,1,1),

kde \iota,\kappa=0,1,2,3, přičemž index 0 označuje časovou složku a indexy 12 a 3 označují prostorové komponenty metrického tenzoru.

Místo uvedené metriky se často používá metrický tenzor s rozdílnou signaturou

\eta_{\iota\kappa} = \begin{pmatrix} 1 & 0 & 0 & 0 \\ 0 & -1 & 0 & 0 \\ 0 & 0 & -1 & 0 \\ 0 & 0 & 0 & -1 \end{pmatrix} = \operatorname{diag}(1,-1,-1,-1)

Skalární součin dvou vektorů A^\iotaB^\iota pak lze vyjádřit jako \eta_{\iota\kappa}A^\iota B^\kappa, kde bylo užito Einsteinovo sumační pravidlo. Výraz pro skalární součin lze použít i pro vyjádření vzdálenosti, tzn.

\Delta s^2 = \eta_{\iota\kappa}\Delta x^\iota\Delta x^\kappa,

kde x^0 označuje časovou souřadnici a x^i pro i=1,2,3 označuje prostorové souřadnice.

Tento postup umožňuje využití prostředků Riemannovy geometrie. Vzhledem k tomu, že vzdálenost je indefinitní, označujeme tuto geometrii jako pseudoriemannovskou.

Každý bod Minkowskiho prostoročasu představuje tzv. prostoročasovou událost, čímž vyjadřujeme, že se nejedná pouze o prostorový bod, ale o bod prostoru vztahující se k danému časovému okamžiku. Vzdálenost mezi dvěma událostmi se označuje jakoprostoročasový interval (vzdálenost).

Obecná teorie relativity[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Obecná teorie relativity.

obecné teorii relativity se místo Minkowskiho prostoročasu používá Riemannův prostoročas, který může být obecně zakřivený a metrika je v něm charakterizována symetrickým metrickým tenzorem g_{\iota\kappa}, který obecně není diagonální. Vzdálenost je pak vyjadřována jako

\mathrm{d} s^2 = g_{\iota\kappa}\mathrm{d}x^\iota\mathrm{d}x^\kappa

Přechod ke speciální teorii relativity lze zajistit položením

g_{\iota\kappa} = \eta_{\iota\kappa}

Vzdálenost pak získá tvar

\mathrm{d} s^2 = \eta_{\iota\kappa}\mathrm{d}x^\iota\mathrm{d}x^\kappa

Rozdělení časoprostorových intervalů[editovat | editovat zdroj]

Časoprostorové vzdálenosti mezi dvěma událostmi lze rozdělit podle toho, zda je možné mezi oběma událostmi předat informaci prostřednictvím signálu šířícího se světelnou nebo podsvětelnou rychlostí.

  • Časupodobný interval – též časový nebo časového charakteru. Jedná se o případ, kdy mezi oběma událostmi může být předána informace prostřednictvím signálu, který se šíří podsvětelnou rychlostí, tzn. rychlostí nižší než je rychlost světla. V takovémto uspořádání může být např. vznik první události příčinou výskytu druhé události apod., tzn. mezi oběma událostmi existuje příčinná souvislost. Ve zvolené metrice platí \mathrm{d}s^2<0. V metrice s opačnou signaturou bude \mathrm{d}s^2>0.
  • Světelný interval – též světelného charakteru nebo také izotropní či nulový. Jedná se o případ, kdy mohou být obě události spojeny pouze prostřednictvím světelného signálu, tzn. signálem šířícím se rychlostí světla c. Mezi oběma událostmi existuje příčinnásouvislost. Bez ohledu na volbu metriky v tomto případě platí \Delta s^2=0.
  • Prostorupodobný interval – též prostorového charakteru. Jedná se o případ, kdy mezi oběma událostmi nemůže být předána informace prostřednictvím signálu, který se šíří podsvětelnou nebo světelnou rychlostí. Ve zvolené metrice platí \mathrm{d}s^2>0. V metrice s opačnou signaturou bude \mathrm{d}s^2<0.

Poznámka: To zda je prostoročasový interval větší nebo menší než nula je závislé na signatuře zvolené metriky.
Množinu událostí, které mají od dané události A nulovou vzdálenost označujeme světelný kužel. Ten rozděluje prostoročas na tři oblasti: absolutní minulost, absolutní budoucnost a relativní současnost. Absolutní minulostí označujeme ty události, které pro všechny pozorovatele leží v minulosti události A, absolutní budoucnost jsou pak události, které pro každého pozorovatele leží v budoucnosti události A a relativní současnost jsou události, pro něž to, zda patří do minulosti nebo budoucnosti A závisí na pozorovateli.


Napsat komentář

Vaše e-mailová adresa nebude zveřejněna.