interaktívne zoznámenie s kozmom

Rádiové okno

Elektromagnetické vlny s vlnovou dĺžkou väčšou ako 1 mm zaraďujeme do rádiového okna. Pozorovania žiarenia v tejto časti spektra sú pre nás veľmi dôležité, pretože okrem iného umožňujú mapovať rozloženie veľkých oblakov chladného neutrálneho vodíka. Celá obloha žiari takmer rovnomerne reliktovým žiarením, je to pozostatok fotónov z času krátko po veľkom tresku. Na toto pozadie sa nám premietajú ďalšie bodové a plošné rádiové zdroje vyžarujúce na rôznych vlnových dĺžkach. Niektoré sa podarilo stotožniť s objektmi svietiacimi aj vo viditeľnom svetle, pre ktoré vieme určiť ich vzdialenosť. Keď poznáme vzdialenosť objektu a jeho nameranú žiarivosť v rádiovom okne, môžeme určiť jeho absolútnu svietivosť.

Zvyšok po Tychovej supernove Cas A v rôznych pozorovacích oknách

Rádiová Mliečna dráha - naša Galaxia, rovnako ako ďalšie galaxie, je prestúpená slabým magnetickým poľom, a po jeho siločiarach sa pohybujú elementárne častice (hlavne elektróny, pretože sú najľahšie) urýchlené na relativistické rýchlosti blízke rýchlosti svetla. Takéto žiarenie je netepelného pôvodu a nazýva sa synchrotrónové. Častice postupne strácajú energiu vyžarovaním na rádiových vlnách s vlnovými dĺžkami od centimetrov až po desiatky metrov. Na centimetrových vlnách sa javí pás Mliečnej dráhy veľmi úzky, s narastajúcou vlnovou dĺžkou sa rádiová Mliečna dráha rozširuje na obe strany od jej roviny, až je na metrových vlnách nerozoznateľná od pozadia. Na ešte dlhších vlnách okolo desať metrov môžeme opäť pozorovať Mliečnu dráhu, ale inverzne, ako tmavý pruh na svetlom, žiariacom pozadí, pretože pomalé elektróny sústredené v rovine Galaxie pohlcujú toto žiarenie. Jadro Galaxie môžeme na rádiových vlnách pozorovať, podobne ako v ostatných oknách, ako komplikovaný útvar zložený z viacerých objektov.

Slnko a planéty - Slnko je slabým rádiovým zdrojom, ale je k nám blízko, takže jeho pozorovanie je relatívne jednoduché a aj amatéri a malé hvezdárne robia denné pozorovania toku rádiových vĺn zo Slnka prístrojom nazývaným rádiometer. Priebežné záznamy rádiového spektra sa nazývajú dynamické spektrogramy. Čím dlhšie vlny zaznamenávame, tým redšie a vyššie položené vrstvy atmosféry Slnka pozorujeme.

Rádioteleskopy umožňujú po kalibrácií merať teplotu telies, ktoré pozorujú. Tak sme mohli zmerať, že Venuša je najhorúcejšou planétou v Slnečnej sústave. A napríklad na vlnových dĺžkach okolo jedného decimetra je najjasnejšou planétou Jupiter vďaka vlastnému synchrotrónovému žiareniu.

Galaktické rádiové zdroje - každé teleso vo vesmíre vyžaruje aj rádiové vlny, ibaže naše dnešné prístroje nezachytia veľmi slabé zdroje. Sú však mnohé telesá, ktorých rádiové emisie pozorujeme. Aktívne eruptívne hviezdy často predvádzajú výrazné erupcie, ktoré pozorujeme aj na rádiových vlnách. Červení obri, hviezdy na sklonku svojho života, prechádzajú veľkými zmenami svojej štruktúry a vyžarujú k nám na rádiových vlnách. Horúce zložky dvojhviezd a plazma pretekajúca medzi nimi boli zachytené rádiovými teleskopmi. Menšia hviezda z takéhoto páru pri explózií v podobe novy tiež zažiari na rádiových vlnách, pôvodcom je odvrhnutá plazmová obálka. Veľmi zaujímavým zdrojom rádiových vĺn sú pulzary, malé neutrónové hviezdy, ktoré rotujú veľkými rýchlosťami. Ako otáčajúci sa maják nás pri každej otáčke môže zasahovať kužeľ ich magnetického poľa, potom pozorujeme pravidelné rádiové záblesky. Pulzary sú pozostatky po výbuchu supernovy, zvyšky centrálnej hviezdy. Rádiovým zdrojom je aj odvrhnutá obálka supernovy, plazmová hmlovina.

V rádioastronómií je veľmi dôležitá vlnová dĺžka 1 420 MHz, čo zodpovedá vlnovej dĺžke 21 cm. Na tejto frekvencií môžeme pozorovať rozloženie veľkých vodíkových oblakov, ktoré ani nemusia byť viditeľné v ostatných pozorovacích oknách. Z pozorovaní priestorového rozloženia vodíkových oblakov vieme presne určiť tvar Galaxie, ako keby sme sa na ňu dívali zvonka. Môžeme tiež pre Galaxiu, ale aj ostatné galaxie, zmerať Dopplerov posuv a povedať, ako sa k nám jednotlivé oblasti približujú, alebo sa od nás vzďaľujú.

Medzihviezdne molekuly - v hustých a chladných medzihviezdnych oblakoch (teploty iba pár stupňov nad absolútnou nulou), ktorých centrálne oblasti sú chránené pred energetickým žiarením zvonka sa môžu nerušene vytvárať veľké množstvá aj veľmi komplexných molekúl. Sprvu boli pozorované oblasti hydroxilu (OH), či karbonylu (CO), postupne boli dokázané rôzne zložitejšie zlúčeniny, napríklad etylalkohol (CH₃CH₂OH - čistý špiritus). Oblaky molekúl OH, H₂O, SiO, či CH₃OH (metanol - ten sa nepije) sú okrem iného veľmi dobré zosilňovače žiarenia, na Zemi sa im hovorí masery, pracujú podobne ako lasery, ibaže nie so svetlom, ale s rádiovými vlnami. Takéto oblaky potom môžu na jednej vlnovej dĺžke vyžarovať toľko energie, ako Slnko na vlnovej dĺžke vodíka.

Rádiové galaxie - v rádiovom okne pozorujeme všetky druhy galaxií, no napríklad priemerná špirálová galaxia je iba slabý zdroj rádiových vĺn, jeho pôvod je rovnaký ako v Galaxií. Naproti tomu, kvazary sú veľmi jasné a silné zdroje žiarenia. Rádiová žiarivosť galaxií je v rozmedzí 10³¹ až 10³⁹ wattov. Naša Galaxia má celkovú žiarivosť 10³⁷ wattov. To znamená, že niektoré rádiové galaxie vyžarujú až niekoľko stotisíckrát viac energie v rádiovom okne ako Galaxia vo všetkých oknách dokopy. Kde sa berie toľká energia, ak podľa dnešných znalostí vieme, že všetka pochádza z relatívne malého jadra galaxie? Jadrové sily v takýchto mierkach nie sú dostatočne výdatné, takže prichádza do úvahy gravitácia. Je pravdepodobné, že v jadrách rádiových galaxií sídlia supermasívne čierne diery a hmota padajúca po špirále do čiernej diery vyžaruje takéto ohromné množstvá energie.

Izotropné žiarenie pozadia - rádiové žiarenie, ktoré k nám prichádza rovnomerne zo všetkých smerov (tzn. je izotropné). Skladá sa z dvoch zložiek: na vlnových dĺžkach od 15 cm až do 300 m je netepelného pôvodu (synchrotrónového), zatiaľ čo na kratších vlnových dĺžkach je tepelného pôvodu.

Dlhovlnná zložka je vytvorená nesčíselným množstvom jednotlivých rádiových zdrojov, napríklad galaxií a kvazarov, ktoré sa nám zlievajú do rovnorodého a izotropného žiarenia vesmírneho pozadia, podobne ako sa nám pri pohľade voľným okom zlieva svetlo jednotlivých hviezd pri pohľade na pás Mliečnej cesty na oblohe.

Druhá, tepelná zložka izotropného žiarenia k nám prichádza rovnomerne zovšadiaľ. Reliktové žiarenie, ako sa nazýva, je najstaršie žiarenie vo vesmíre a pochádza z obdobia krátko po veľkom tresku. Pôvodne malo veľmi vysokú teplotu (vysokú frekvenciu), ale postupne s rozpínaním vesmíru chladne a maximum vyžarovania je dnes na milimetrových vlnách, čo zodpovedá teplote 2,7 K. Známa družica COBE, ktorá mapovala intenzitu reliktového žiarenia jednak overila teoreticky predpovedanú teplotu žiarenia 2,7 K a tiež zaznamenala v takmer rovnorodom žiarení drobné odchýlky na úrovni tisícin kelvinu. Opäť je to v zhode s predpoveďami teórie, podľa ktorej sa z týchto fluktuácií neskôr vytvorili zárodky dnešných galaxií. Keby bolo reliktové žiarenie dokonale rovnorodé, dnešný vesmír by bol naplnený iba rovnomerne rozptýlenými atómmi vodíka a hélia, bez galaxií, hviezd, planét a pozorovateľov.

Pozri tiež...

• Gama okno
• Röntgenové okno
• Ultrafialové okno
• Viditeľné okno
• Infračervené okno

Posledná zmena:
© 2000, 2001 Štefánikova nadácia na podporu astronómie na Slovensku (napíšte nám)