Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 25 (vyšlo 22. června, ročník 10 (2012)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Modré z nebe

Petr Kulhánek

Modrou oblohu nad našimi hlavami považujeme za samozřejmost a mnozí z nás ji už ani nevnímají. Jsou ale místa, kde je smog natolik veliký, že si jejich obyvatelé mohou o modré obloze nechat jen zdát. V dnešním bulletinu se zaměříme na zemskou atmosféru, na skutečný domov, který nás chrání před pronikavým zářením z vesmíru a současně umožňuje jeden ze základních biologických procesů – dýchání. Ukážeme si, proč je obloha modrá, proč vidíme červánky, kde se bere duha a zaměříme se i na některé další atmosférické jevy.

Modrá obloha

Modrá obloha. Zdroj: United States Department of Agriculture.

Atmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru.

Troposféra – nejnižší vrstva atmosféry, ve které se tvoří počasí. Troposféra sahá od povrchu Země až do výšky 7 km v polárních oblastech a 17 km okolo rovníku. Teplota troposféry klesá s nadmořskou výškou průměrně o 6,5 °C.

Stratosféra – vrstva atmosféry nad troposférou. Sahá přibližně do 50 km. Součástí stratosféry je ozónová vrstva, která pohlcuje škodlivé ultrafialové záření přicházející ze Slunce. Ve stratosféře nedochází k turbulentnímu proudění, neboť teplota vzduchu s výškou roste (růst způsobuje pohlcování UV záření).

Mezosféra – vrstva atmosféry nad stratosférou, sahá přibližně do 80 až 85 km. Teplota v mezosféře s nadmořskou výškou klesá až na −100 °C. V mezosféře shoří většina meteoroidů. Zmrzlá vodní pára zde vytváří noční svítící oblaka.

Termosféra – horní vrstva atmosféry, sahá od konce mezosféry (ve výšce 80 km) přibližně do vzdálenosti 700 km od povrchu. Teplota s nadmořskou výškou stoupá, nejde ale o skutečnou teplotu látky, neboť střední volná dráha částic je mnoho kilometrů. Součástí termosféry je ionosféra. Ve 100 kilometrech se nachází Karmánova hranice, nad kterou jsou provozovány družice.

Atmosféra Země

ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. vypadá z vesmíru jako modrá planetaPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce.. Je to způsobeno oceány, které pokrývají 71 % povrchu. Pokud bychom veškerou na Zemi dostupnou vodu (podpovrchovou, mořskou i atmosférickou) soustředili do jediné kapky, měla by poloměr 700 km, objem 1,4×109 km3 a hmotnost 1,4×1021 kg, tj. pouhé dvě setiny procenta hmotnosti Země. Z celkového objemu vody tvoří sladká voda jen 2,5 %. Pokud bychom veškerou vodu rovnoměrně rozprostřeli na povrch koule o poloměru Země, dosáhla by do výšky necelých 3 km, tj. 0,05 % zemského poloměru.

Země a voda

Pokud bychom veškerou vodu obsaženou na Zemi soustředili do jediné kapky, měla
by velikost jako modrá kulička nalevo. Fotografie Země: NASA.

komponenta hmotnost (kg) hmotnost (MZ)
celá Země 5,9×1024 1
hydrosféra 1,4×1021 2,4×10−4
atmosféra 5,1×1018 8,6×10−7

Hmotnostní zastoupení hydrosféry (vodstva) a atmosféry (vzduchu).

Žijeme na dně vzdušného oceánu, kterému jsme si zvykli říkat atmosféra. Její celková hmotnost je 5,1×1018 kg. Tři čtvrtiny z této hmotnosti jsou soustředěné do výšky 11 km nad povrchem. Tlak atmosféry činí na povrchu přibližně 105 Pa, tento tlak je způsoben tíží vzduchového sloupce nad námi. Například na VenušiVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku., která má velmi hustou atmosféru, je tento tlak 90krát vyšší. Atmosféra je složena především z dusíkuDusík – Nitrogenium, plynný chemický prvek tvořící hlavní složku zemské atmosféry. Patří mezi biogenní prvky, které jsou základními stavebními kameny živé hmoty. Tento plyn popsal jako první Němec Carl Wilhelm Scheele v roce 1777. Poté co bylo zjištěno, že je kyselina dusičná odvozena od dusíku, pro něj Chaptal navrhl název nitrogéne, což znamená ledkotvorný, který se udržel v latinském označení nitrogenium. (78 %), kyslíkuKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O2 se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O3. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru. (21 %) a argonuArgon – prvek patřící mezi vzácné plyny, které tvoří necelé 1 % zemské atmosféry. Jde o nereaktivní bezbarvý plyn bez chuti a zápachu. Objev argonu je oficiálně připisován lordu Rayleighovi a Williamu Ramsayovi, kteří ho detekovali roku 1894. Jako inertní atmosféra se využívá v metalurgii, při balení potravin, v plazmových technologiích i ve výbojkách. (0,9 %). Zbytek tvoří CO2 a vzácné plyny. V tomto součtu není zahrnuta vodní pára, její množství je proměnné, při povrchu kolísá od 1 % do 4 %, celkově jde přibližně o 0,4 %. Zemskou atmosféru můžeme rozdělit do čtyř základních vrstev, které nazýváme: troposféra, stratosféra, mezosfératermosféra.

Podmínky v atmosféře

Základní vrstvy atmosféry. Zdroj levého grafu: NASA.

Troposféra

Troposféra je nejnižší vrstvou atmosféry. Zasahuje do průměrné výšky 12 km, v polárních oblastech končí v 7 kilometrech a na rovníku v 17 kilometrech. Troposféra je charakterizována vzestupnými a sestupnými proudy vzdušných mas. Odehrává se v ní počasí. Horní vrstva bouřkových mraků může dosáhnout až k hranici troposféry, kde je tlak roven 10 % tlaku při hladině moře. Teplota v troposféře klesá – průměrný úbytek teploty s výškou je 6,5 °C/km. V troposféře probíhá většina leteckého provozu. V letové hladině, která bývá ve výšce přes 10 km nad mořem, je teplota pod −50 °C. Název nejspodnější vrstvy pochází z řeckého slova tropos, které znamená mísit (vrstva, ve které se mísí vzdušné masy). Hranice mezi troposférou a následující vrstvou se nazývá tropopauza.

Stratosféra

Stratosféra je nad troposférou a sahá do výšky přibližně 50 kilometrů. Ve stratosféře je výrazné proudění vzduchu východním směrem. Letadla, která se zde pohybují, letí východním směrem rychleji než v opačném směru. Z horní části bouřkového mraku může za bouřky dojít ke vzniku zvláštního výboje, který míří směrem vzhůru do stratosféry, jde o tzv. modrý výtrysk. Stratosféra je zkoumána z družic nebo za pomoci speciálních meteorologických balónů, které mohou vystoupat až do výšky několika desítek kilometrů. V horní části stratosféry je ozónová vrstva, která nepropouští většinu škodlivého ultrafialového záření ze Slunce. Absorpce tohoto záření způsobuje zvyšování teploty. Teplota ve stratosféře nelineárně vzrůstá, téměř k 0 °C. Teplota rostoucí s výškou zabraňuje turbulentnímu mísení vzduchu. Tlak na horní hranici stratosféry dosahuje přibližně 0,1 % tlaku při hladině moře. Hranice mezi stratosférou a následující vrstvou se nazývá stratopauza.

Mezosféra

Mezosféra je nad troposférou, sahá do výšky 80 až 85 kilometrů. Hustota ovzduší je již tak malá, že k dalšímu ohřevu pohlcováním UV záření nedochází. V mezosféře teplota klesá na −85 °C. Výjimečně může dosáhnout až −100 °C. Jde o nejnižší teplotu na ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. vůbec. Po vstupu do atmosféryAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. zde shoří většina meteoroidůMeteoroid – těleso obvykle vzniklé postupným rozpadem komet nebo planetek Hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Některé meteoroidy mohou být pozůstatkem původního materiálu, z něhož vznikala Sluneční soustava. Meteoroidy se pohybují v meziplanetárním prostoru.. V mezosféře zanechávají typickou světelnou stopu – meteorMeteor – světelná stopa vzniklá průletem meteoroidu atmosférou planety, zpravidla Země.. Lidově se tomuto úkazu říká padající hvězda, i když jde samozřejmě jen o obyčejný kámen, který k nám přilétl ze sluneční soustavy. Může jít například o materiál z rozpadajících se komet. Mezosféra tvoří přirozený ochranný štít před většinou drobných tělísek (meteoroidů přilétajících k nám z vesmíru. Zmrzlá vodní pára vytváří v mezosféře tzv. noční svítící oblaka (mohou být osvětlena SluncemSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium., i když už je na povrchu Země pod nimi noc). Hranice mezi mezosférou a následující vrstvou se nazývá mezopauza.

Termosféra

Poslední vrstvou atmosféry je termosféra. Molekuly a atomy jsou přímo zahřívány slunečním zářením a teplota této vrstvy roste s výškou až na 1 500 °C. Jejich hustota je ale tak nízká, že nejde o teplotu v jejím původním významu (veličina popisující chaotický pohyb), ale jen o hodnotu odvozenou z rychlosti atomu či molekuly. Střední volná dráha mezi srážkami je zde totiž dlouhá mnoho kilometrů. Součástí termosféry jsou různé vrstvy ionosféryIonosféra – slabě ionizovaná oblast atmosféry Země, dělí se na vrstvy E (60÷90 km), D (90÷150 km), F (150÷800 km). Přes den se vrstva F dělí na F1 a F2. Ve výšce kolem 300 km je koncentrace částic řádově 106 cm−3., ve kterých je část látky ionizována a tvoří řídké plazma. Sluneční záření vytrhne některé elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. z atomárních obalů. V termosféře takže dochází k polárním zářímAurorální ovál – plošný výboj zářící v okolí 70. geomagnetické rovnoběžky Země. Je způsoben excitacemi atomů atmosféry pronikajícími nabitými částicemi slunečního větru. Při zvýšeném přísunu částic se aurorální ovál rozvine do polárních září. Aurorální ovály byly detekovány i u Jupiteru a Saturnu.. Jsou způsobeny přechody excitovaných elektronů v atomech a molekulách. Za jejich excitaci zodpovídají částice slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země., zejména elektrony. Spodní hranice polárních září bývá ve výšce 80 kilometrů, horní hranice 700 a více kilometrů. V této výšce termosféra končí a přechází v tzv. exosféru s jednotlivými částicemi, které už nelze považovat za součást atmosféry. Hranice mezi termosférou a exosférou není přesně dána a různí autoři za ni považují různou výšku od cca 100 do 700 kilometrů. Ve výše 100 kilometrů probíhá tzv. Karmánova hranice (linie). Pod touto hranicí jsou sondy výrazně brzděné zemskou atmosférou. Nad touto hranicí jsou provozovány různé družicové systémy, například Mezinárodní kosmická stanice létá ve výšce 320 až 380 kilometrů.

Polární záře a Geminida

Polární záři v termosféře a meteor v mezosféře se na jediném snímku podařilo zachytit dne  13. prosince 2009 Bjørnaru Hansenovi v  blízkosti norského Tromsø. Meteor patří k meteorickému roji Geminidy. Snímek byl exponován po dobu 30 s.

Atmosférická refrakce (atmosférický lom)

Index lomuIndex lomuabsolutní index lomu je v homogenním izotropním prostředí bez disperze definován jako podíl rychlosti světla a fázové rychlosti. Obecně je index lomu komplexní veličina závislá na frekvenci, v případě anizotropního prostředí tenzorová. Frekvenční závislost reálné části popisuje disperzi v daném prostředí. Imaginární část indexu lomu popisuje (v závislosti na znaménku) absorpci nebo zesílení světla. Relativní index lomu je dán poměrem indexů lomu prostředí, do kterého záření vstupuje vůči indexu lomu prostředí, z něhož záření vychází. Na rozhraní dvou prostředí je relativní index lomu roven podílu sinu úhlu dopadu a sinu úhlu lomu (Snellův zákon). Uvozující přídavné jméno (absolutní nebo relativní) se často vypouští, takže zda se jedná o absolutní či relativní index lomu poznáme pouze z kontextu. vzduchu je nepatrně vyšší než 1. Přesná hodnota závisí především na hustotě, a proto index lomu s výškou klesá. Hustota je samozřejmě dána teplotou a tlakem, index lomu navíc závisí poněkud i na vlhkosti vzduchu. Pokud bychom si atmosféru představili jako několik vrstev s různým indexem lomu, bude na hranicích vrstev docházet k lomu paprsku přicházejícího od nebeského objektu. Paprsek se v tomto jednoduchém modelu bude pohybovat po lomené čáře jako na následujícím obrázku. Ve skutečnosti jde spíše o spojitý přechod a paprsek se postupně láme směrem ke kolmici. Výsledkem je, že nebeské těleso vidíte vždy na obloze výše, než je ve skutečnosti.

Atmosférická refrakce

Atmosférická refrakce. Nebeské těleso se nám zdá výše, než ve skutečnosti je.

Efekt je samozřejmě nulový v zenitu, protože paprsek kolmý na rozhraní vrstev se neláme. Čím více se blížíme k obzoru, tím je tento jev výraznější. Ve výšce 45° nad obzorem činí lom paprsku méně než 1′, ve výšce 10° jde již o hodnotu 5,3′ a u obzoru dokonce o 35′, což je více než úhlový průměr SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. nebo MěsíceMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl).. To fakticky znamená velmi zajímavý jev. Když Slunce vychází, vidíte ho vzhledem k lomu paprsků dříve, než vystoupá nad obzor. Jinými slovy: Slunce, které již celé vidíte právě nad obzorem, bychom bez existence atmosféry neviděli, protože je ještě pod obzorem. Díky tomu, že se paprsek nepohybuje po přímce, ale po křivce, vidíte ve skutečnosti pod obzor (nebo chcete-li „za roh“)! To samé platí večer o zapadajícím Slunci. Světlo se mezi dvěma místy nešíří po přímce, ale po takové dráze, aby doletělo z jednoho do druhého místa za nejkratší možný časový úsek. Tomuto principu se říká Fermatův princip a lze z něho odvodit i zákon lomu. Empirický vztah pro lom v atmosféře nalezl v roce 1982 George Gordon Bennett, který se na australské Univerzitě v Novém jižním Walesu zabýval využitím astronomie pro námořní navigaci.

Atmosférická refrakce (Bennettův vztah)

Atmosférická refrakce počítaná z Bennettova vztahu: h je měřená (zdánlivá výška objektu nad obzorem ve stupních, δ je úhel lomu paprsku. Referenční teplota a tlak jsou T0 = 283 K (10 °C), p0 = 1,01×105 Pa. Pro tyto hodnoty je násobící koeficient před funkcí kotangens roven jedné. Lom atmosféry vychází z Bennettova vztahu s maximální chybou do 0,1′. Přesnější hodnotu je možné získat integrací chodu paprsku atmosférou za konkrétních atmosférických podmínek.

S lomem v atmosféře souvisí další jevy. Ve skutečnosti je index lomu také nepatrně závislý na vlnové délce a různé vlnové délky přicházející z objektu se budou zobrazovat různě vysoko nad obzorem. To vede k zabarvení okraje vycházejícího Slunce nebo Měsíce. Turbulence v atmosféře jsou příčinou náhodných změn indexu lomu, které vedou na jakési mihotání (změnu zdánlivé výšky nad obzorem) hvězd, které brání zaostření objektu v dalekohledu. Tomuto jevu se v astronomii říká seeing. Průchod paprsku turbulencemi vede díky měnícímu se indexu lomu také k náhodným deformacím vlnoplochVlnoplocha – plocha, na které má vlna stejnou fázi. a s tím souvisejícím náhodným změnám intenzity a barvy světla hvězdy neboli scintilaci. Dříve byly tyto jevy největším problémem pozemských dalekohledů, dnes se řeší za pomoci systému adaptivní optiky, který turbulence atmosféry do značné míry koriguje.

Seeing – z anglického seeing conditions (podmínky viditelnosti). Turbulence atmosféry v okolí dalekohledu mění strukturu obrazu objektu a způsobují jeho pohyb v zorném poli. Tyto projevy nazýváme seeing. Seeing vyjadřujeme v obloukových vteřinách. Údaj určuje limitní rozlišovací schopnost dalekohledů způsobenou projevy atmosféry.

Scintilace – náhodné změny intenzity hvězdy způsobené lomem na vrstvách atmosféry, zejména rozdíly v hustotě a teplotě. Oproti seengu vzniká scintilace především v horních vrstvách atmosféry. Typická frekvence scintilace je 10 ms. Oko vnímá nejlépe změny kolem 0,1 s. Scintilace nad obzorem je o řád vyšší než v zenitu, neboť světlo objektu prochází tlustší vrstvou atmosféry.

Adaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí.

Aktivní optika – způsob korekce nízkofrekvenčních (0,03 Hz a nižších) deformací primárního zrcadla. Poprvé byl systém aktivní optiky vyvinut a použit pro dalekohled NTT (New Technology Telescope) o průměru 3,5 metru, který patří ESO a je umístěn na hoře La Silla. Aktivní optika by měla eliminovat především tyto jevy: stálé výrobní vady, tepelné deformace způsobené teplotním gradientem, kompenzace vlastního průhybu zrcadla způsobeného gravitací, kompenzace nízkofrekvenční složky deformace zrcadla způsobené větrem a změny způsobené přechodem mezi Nasmythovým a Cassegrainovým ohniskem.

Modrá je dobrá

Slunce září přibližně jako absolutně černé těleso s maximem vyzařování na vlnové délce kolem 500 nm (různí autoři udávají hodnotu od 483 nm do 520 nm podle teploty použité k definici povrchu Slunce). Tato vlnová délka je na hranici modré a zelené barvy. Celkové vyzařování Slunce ve viditelném oboru, které není ovlivněno atmosférou, je dle definice považováno za bílou barvu. Atmosféra je pro viditelnou část spektra (od 300 nm do 700 nm) průhledná, hovoříme o tzv. vizuálním oknu. V atmosféře dochází kromě lomu také k rozptylu viditelného světla, tj. ke změně směru paprsku vlivem interakce světla s jednotlivými atomyAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10−10 m, rozměry jádra 10−14 m, hustota atomu je 1011 g·cm−3, hustota jádra 1014 g·cm−3. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech., molekulami a náhodnými shluky těchto částic. Tento rozptyl se nazývá Rayleighův rozptyl podle významného anglického fyzika lorda Johna Williama Strutta Rayleigho (1842–1919). Atomy a molekuly vzduchu mají mnohem menší rozměry než viditelné světlo, a proto se na nich světlo rozptyluje velmi málo. Nejintenzivnější rozptyl na překážce nastává, pokud má rozměr srovnatelný s vlnovou délkou. Proto účinný průřezÚčinný průřez – vhodný způsob vyjádření pravděpodobnosti, že ostřelující částice bude jistým způsobem interagovat s částicí terče. V podstatě jím zobrazujeme každou částici terče jako určitou malou plochu nastavenou dopadajícím částicím. Všechny částice, které směřují na tuto plochu, interagují. Pravděpodobnost interakce tedy roste s velikostí účinného průřezu. rozptylu (intenzita rozptýleného světla) roste s klesající vlnovou délkou, konkrétně s její čtvrtou mocninou (I ~ 1/λ4), jak odvodil lord Rayleigh v roce 1871. Obecnější formuli pro libovolnou velikost rozptylující částice odvodil německý fyzik Gustav Adolf Mie (1869–1957) v roce 1908.

Ve vzduchu se náhodnými procesy vytvářejí také různé shluky atomů a molekul. Chovají se podobně jako částice s hustotou vyšší než okolí. Taková pseudočástice má rozměry bližší vlnové délce viditelného světla, je snadno polarizovatelná (v procházející elektromagnetické vlně se posune záporný náboj vzhledem ke kladnému) a má vyšší index lomu než okolí. Rozptyl světla probíhá i na těchto náhodných fluktuacích. Menší fluktuace mají v průměru vyšší rychlost a rozptyl na nich je účinnější. Intenzita rozptylu opět roste se čtvrtou mocninou klesající vlnové délky, a proto je i na náhodných shlucích nejvíce rozptylováno modré a fialové světlo.

S Rayleighovým rozptylem souvisí hned tři důležité atmosférické jevy. První z nich je modrá barva oblohy. Je způsobena tím, že modrá barva se rozptyluje více než ostatní barvy spektra a oko vidí rozptýlenou modrou složku přicházející ze všech směrů oblohy. Ještě více je rozptylována fialová složka, ale ta je zastoupena ve slunečním spektru relativně málo a oko na ni není navíc příliš citlivé. Druhým jevem je barva SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Kdyby nebylo atmosféry, budeme sluneční světlo vnímat jako bílé. Při cestě atmosférou je ale modrá složka rozptýlena, a tak vnímáme povrch Slunce jako žluté. Ještě více je tento jev patrný při východu a západu Slunce, kdy světelné paprsky procházejí atmosférou po mnohem delší dráze a krátkovlnné složky jsou natolik rozptýleny, že zůstane jen načervenalá barva slunečního kotouče. Stejný původ má i další jev – červánky nad ranním či večerním obzorem – modrá barva ze spektra zmizí právě Rayleighovým rozptylem.

Západ Slunce z ISS

Zemská atmosféra se zapadajícím Sluncem vyfotografovaná dne 3. června 2007
z Mezinárodní kosmické stanice. Zdroj: NASA.

Duha a haló

Jev duhy vzniká interakcí slunečního světla s vodními kapkami. Světlo se láme na přední straně kapičky (nejvíce modrá), vstupuje do kapky, odráží se na zadní straně kapky a poté se opět láme při výstupu z kapky. Výsledkem dvou lomů a jednoho odrazu je rozklad světla na jednotlivé barvy. Oblouk duhy má střed přesně na opačné straně, než je Slunce (pod horizontem) a úhlový poloměr od 40° (vnitřní strana) do 42° (vnější strana). Nejvíce se láme fialová barva, která je na vnitřní straně oblouku, nejméně červená, která je na vnitřní straně oblouku. Na kapkách může někdy dojít ke dvěma vnitřním odrazům, pak vzniká i tzv. sekundární duha, její poloměr je 50° (vnitřní strana) až 54° (vnější strana) a pořadí barev obrácená. Duha také může vzniknout lomem a odrazem měsíčního světla na vodních kapkách. Jde o mnohem vzácnější jev, při kterém vzniká nevýrazná a málo barevná duha. Dalším příbuzným jevem je haló, které vzniká lomem a odrazem slunečního nebo měsíčního světla na šestibokých ledových krystalcích.

Vznik duhy
Vznik duhy

Vznik duhy: 1. sluneční paprsek, 2. vstupní lom, 3. vnitřní odraz, 4. výstupní lom.
Primární duha má poloměr 40÷42°, sekundární 50÷54°. Zdroj: Mirar abajo/Peo, 2003.

DuhaHaló

Duha (nalevo): Foto Nicholas, Pensylvánie, 2006.
Haló (napravo): Foto: J. Bortniak, Antarktida, 1979.

Klip týdne: Duha

Duha. V klipu se můžete podívat na primární i sekundární duhu, kterou natočil v roce 2012 Gabriel Rosell u finského jezera Kemijärvi. Patrná je i méně obvyklá „meziduha“, kterou způsobuje odraz světla od vodní hladiny. (mp4, 18 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage