Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 18 – vyšlo 14. května, ročník 18 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Tisíc let se Sluncem

Rudolf Mentzl

„… měřením rozpadu radioaktivního uhlíku … Zjistil, že … se tak stalo na podzim roku 1906 plus minus 200 let.“ Zdá se, že touto okřídlenou větou z půvabného semináře k divadelní hře Posel z Liptákova musí začínat každý článek, který se, byť jen vzdáleně, dotkne problematiky měření stáří radiokarbonovou metodou. Kromě prvotního cíle, pobavit diváka, si věta také poněkud utahuje z praktičnosti metody, která v sedmdesátých letech teprve začínala ukazovat svůj potenciál. Od premiéry hry však metoda získala na spolehlivosti. Díky nedávno provedenému výzkumu, zaměřenému původně na sledování sluneční aktivity, je opět přesnější.

Letokruhy

V letokruzích stromů se skrývá archiv vývoje radioaktivního uhlíku 14C. Zdroj: NZM.

Sluneční 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 cm3. 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.

Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Sekundární sprška – kužel mnoha částic letících směrem k zemi z oblasti interakce primární částice kosmického záření s atmosférou. Spršky kosmického záření objevil italský fyzik Bruno Rossi v roce 1934, rozsáhlé spršky detekoval o čtyři roky později francouzský fyzik Pierre Auger.

Radiokarbonová metoda

Svrchní vrstvy naší 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. jsou neustále bombardovány částicemi kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.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 cm3. 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.. Srážkami vznikají tzv. spršky sekundárního zářeníSekundární sprška – kužel mnoha částic letících směrem k zemi z oblasti interakce primární částice kosmického záření s atmosférou. Spršky kosmického záření objevil italský fyzik Bruno Rossi v roce 1934, rozsáhlé spršky detekoval o čtyři roky později francouzský fyzik Pierre Auger., obsahující mimo jiné také rychlé neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.. Pokud se neutron srazí s atomemAtom – 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. 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. 14N, vyrazí z něj protonProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. a sám zaujme jeho místo. Vznikne tak radioaktivníRadioaktivita – radioaktivní rozpad, přeměna jader nestabilních nuklidů na jiná jádra, při níž vzniká ionizující záření. Pokud se změní v jádře počet protonů, dojde ke změně prvku. Rychlost přeměny je charakterizována poločasem rozpadu. Radioaktivitu objevil v roce 1896 Henri Becquerel u solí uranu. izotopIzotopy – jádra se stejným počtem protonů, ale různým počtem neutronů. Všechny izotopy prvku mají stejné chemické vlastnosti, liší se však od sebe svými fyzikálními vlastnostmi, například poločasem rozpadu, hmotností atd. uhlíkuUhlík – Carboneum, chemický prvek, tvořící základní stavební kámen všech organismů. Sloučeniny uhlíku jsou jedním ze základů světové energetiky, kde především fosilní paliva jako zemní plyn a uhlí slouží jako energetický zdroj pro výrobu elektřiny a vytápění, produkty zpracování ropy jsou nezbytné pro pohon spalovacích motorů a silniční dopravu. Výrobky chemického průmyslu na bázi uhlíku jsou součástí našeho každodenního života ať jde o plastické hmoty, umělá vlákna, nátěrové hmoty, léčiva a mnoho dalších. 14C. K tomu dochází typicky ve výškách kolem 15 km. Protože ale zároveň z atmosféry přirozeným způsobem mizí, ustálil se víceméně stabilní atmosférický poměr koncentrace izotopů uhlíku 14C ku 12C na hodnotě 10−12. Atom uhlíku dále oxiduje na oxidOxid – dříve označovaný jako kysličník, je sloučenina kyslíku s méně elektronegativními prvky. Oxidy vznikají oxidací (hořením) za přítomnosti kyslíku ze vzduchu nebo jiných přítomných chemických látek. uhličitý, a ten se zapojuje do biologického řetězce. Fotosynteticky se pak stává součástí rostlinného pletiva, potažmo stavebním kamenem vyšších tvorů. Po smrti rostliny nebo živočicha se již další uhlík do těla nedostává.

Izotop 14C není stabilní, beta rozpademBeta rozpad – β: rozpad neutronů v atomovém jádře, jehož výsledkem je elektron, proton a elektronové antineutrino (slabě interagující antilepton).
β+: rozpad protonů v atomovém jádře, jehož výsledkem je pozitron (antičástice k elektronu), neutron a elektronové neutrino.
přechází zpět na dusík 14N. Jeho zastoupení pomalu klesá s poločasem rozpaduPoločas rozpadu – doba, za kterou se jádro radioaktivního izotopu rozpadne s pravděpodobností 1/2. 5 730 let. Z poměru koncentrací izotopů 14C a 12C lze zpětně dopočítat, kdy rostlina přestala uhlík přijímat, jinými slovy, jak starý je biologický materiál. Dnešní metody dosahují přesnosti kolem 1 %, v archeologii tedy mluvíme o rocích až desetiletích. Stále jemnější metody si dnes vystačí jen s miligramovým množstvím vzorku, začínají se prosazovat nedestruktivní metody. Dosah metody je do 50 000 let, ve speciálních případech až 100 000 let. Pak koncentrace izotopu 14C klesne pod využitelnou úroveň. I v bližších časových horizontech však narážíme na principiální mantinely.

Ponechme stranou náhodné jevy, jako třeba pozdější kontaminace trouchnivějícího vzorku, materiál pocházející z rostliny vyrůstající v prostředí syceném unikajícím fosilním oxidem uhličitým nebo třeba jen moderního červotoče, který právě studoval památkově chráněnou dřevostavbu. Kromě takovýchto obtížně podchytitelných vlivů tu jsou ještě vlivy globální. Především je to otázka stability koncentrace uhlíku 14C v atmosféře. Tu ovlivňují jednak antropogenní vlivy posledních 200 let, jako třeba vyšší uvolňování oxidů uhlíku do atmosféry nebo jaderné pokusy v druhé polovině minulého století. Z vnějších vlivů je to především proměnná sluneční aktivita. Pokud bychom měli ale nějakou nezávislou metodu určení stáří, mohli bychom poměrně přesně radiokarbonovou metodu nakalibrovat.

Sluneční aktivita

Zcela opačný problém se rozhodl řešit tým ze Spolkové vysoké technické školy v Curychu, slunečního oddělení Ústavu Maxe Plancka v Göttingenu a švédské univerzity v Lundu. Nezávislou metodu datování potřebovali k určení sluneční aktivity v minulosti. Ačkoli byly sluneční skvrnySluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611. sporadicky pozorovány již ve starověku, zevrubné sledování umožnilo až nasazení dalekohledu pro astronomické účely před 400 lety. Systematické záznamy jsou pak samozřejmě ještě mladší. Právě dlouhodobý vývoj sluneční aktivity by nás mohl dovést dále v pochopení vnitřní dynamiky Slunce.

Sluneční aktivita se do produkce uhlíku 14C promítá několika způsoby. Je tu jednak vliv samotného slunečního větru, jehož intenzita nějakým způsobem reprezentuje déletrvající stav Slunce a víceméně kopíruje jedenáctiletou periodu. Pak jsou tu občasné výrony koronální hmotyCME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME).. Pokud oblak vyvrženého plazmatu zasáhne ZemZemě – 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., koncentrace vzroste téměř okamžitě. Nakonec je tu ještě magnetické pole 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., které chrání celou Sluneční soustavu před kosmickým zářením.

Heliosféra

Magnetické pole ochraňuje Sluneční soustavu před kosmickým zářením. Jeho veli­kost má následně vliv i na produkci uhlíku 14C v naší atmosféře. Kresba: I. Havlíček.

Jen málokterá přirozená entita, jako jsou letokruhy stromů, tak spolehlivě odměřuje čas a zároveň zaznamenává sluneční činnost. S jednoduchými pomůckami, jako jsou šuplera a milimetrový papír, se můžeme na čerstvé mýtině sami přesvědčit, že tloušťky letokruhů korelují s jedenáctiletou sluneční periodou. Pro přesná měření je to však metoda přece jen poněkud hrubá. Tým z ETHETH – prestižní švýcarská polytechnika, na které působil mj. Albert Einstein. Zkratka ETH znamená Eidgenössische Technische Hochschule (Spolková vysoká technická škola). Univerzita byla založena v roce 1855, nyní má dvě části: v Curychu (ETHC) a v Laussane (ETHL). S univerzitou je spojeno 26 nositelů Nobelových cen. v Curychu sáhl po měření stáří radiokarbonovou metodou, která sluneční aktivitu také odráží. Není to první práce tohoto druhu. Ve větším rozsahu proběhla naposledy v osmdesátých a devadesátých letech. Jednalo se tenkrát o velice náročný projekt, kterým se podařilo zmapovat sluneční aktivitu za posledních 400 let.

Hlouběji do minulosti

Projekt byl náročný hlavně technologicky. Tehdejší metoda měření koncentrace spočívala jednak v pečlivé separaci uhlíku ze vzorku a následné dozimetrii, která prozradila, kolik se v materiálu skrývá radioaktivního uhlíku. Vzhledem k mnohatisíciletému poločasu rozpadu a zároveň zanedbatelnému obsahu radioaktivního izotopu je zřejmé, že taková metoda je časově náročná. Metoda je navíc náchylná na dokonalost separace uhlíku od případných jiných zářičů. Těžiště moderních metod spočívá ve využití hmotnostních spektrometrůHmotnostní spektrometrie – diagnostická metoda zaměřená na stanovení složení plynné směsi. Hmotnostní spektrometrie určuje zastoupení molekul nebo jejich fragmentů ve směsi iontů podle parametru daného podílem molekulové hmotnosti a náboje iontu. Využívá skutečnosti, že zrychlení nabité částice je přímo úměrné náboji nabité částice a nepřímo úměrné hmotnosti.. Hmotnostní spektrometr je v principu urychlovač elementárních částic. Zkoumaný vzorek se zahřeje na vysokou teplotu, aby se alespoň částečně ionizoval. Ionty jsou pak urychleny a jejich dráhy zakřiveny magnetickým polem. Protože jsou ionty izotopu uhlíku 14C těžší, mají větší setrvačnost, magnetické pole nedokáže jejich dráhu dostatečně zakřivit a dopadají jinam, než ionty uhlíku 12C. Tato metoda se z podstaty elegantně vyhýbá dlouhotrvající dozimetrii a není tak náročná na čistotu vzorku, protože případné nečistoty dopadnou na jiné cíle.

Touto metodou se podařilo změřit sluneční aktivitu v období od roku 996 do roku 1933. Křivka se dobře kryje s již známými hodnotami a mapuje zatím bílá místa. Poprvé tak máme potvrzenou jedenáctiletou periodu v průběhu celého tisíciletí. Křivka potvrzuje i koronální výron v roce 993 a navíc ukazuje, že k podobné události asi došlo také v letech 1052 a 1279. Nebezpečí zásahu Země plazmoidem ze Slunce nabývá v posledních desetiletích na významu, proto mají všechna taková pozorování velkou váhu. Dosud neznámé události v letech 1052 a 1279 naznačují, že k podobným příhodám dochází častěji, než jsme si mysleli.

Sluneční aktivita

Graf sluneční aktivit za posledních 1000 let. Červená barva odpovídá hodnotám naměřeným při přímých pozorování slunečních skvrn. Modrá křivka představuje hodnoty odvozené z obsahu 14C v letokruzích a bílá barva ohraničuje jejich rozptyl. Zdroj: ETH Zürich.

Tisíc let není zase tak moc

Odebrání materiálu z letokruhů o tloušťce 1 mm na vzorcích pokrývajících 1000 let a následná analýza v hmotnostním spektrografu představuje technologickou a organizační výzvu. Nicméně výzkumný tým se po úspěchu rozhoduje zvednout další rukavici. V archivech jsou dostupné použitelné vzorky stromů o stáří až 14 000 let. Pokud se podaří zpracovat i tento materiál, budeme mít přehled o sluneční aktivitě od poslední doby ledové.

Tvorba izotopu uhlíku 14C není však závislá pouze na sluneční aktivitě. Jsou tu i další proměnlivé faktory, především magnetické pole Země, které brání vstupu kosmického záření do naší atmosféry. Jeho průběh v minulosti je víceméně známý, přesto zanáší do vztahu mezi sluneční aktivitou a koncentrací 14C další nejistotu. To však hodnotu práce nesnižuje. Naměřená data budou v každém případě dobře použitelná při kalibraci metody měření stáří radiokarbonovou metodou.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage