Text přednášky

Martin Ferus

Ústav fyzikální chemie J. Heyrovského Akademie věd České republiky, v. v. i.

Složení vesmíru

Je trochu neobvyklé začít přednášku tím, že vlastně většinu podstaty vesmíru neznáme. Bohužel je to skutečně tak. Na základě studia vlastností viditelných objektů, jako jsou oběžné rychlosti hvězd i celých galaxií, neočekávaná síla gravitačních čoček, rozložení teploty horkého plynu v galaxiích či neobvyklé chování kosmického mikrovlnného záření (přesněji jeho anizotropie), dospěli astronomové k přesvědčení, že na nám známý vesmír musí působit hmota (24 % vesmíru) a energie (71,4 % vesmíru), [ [1] ] jejichž podstatu neznáme, nicméně jsme schopni pozorovat jejich účinky. [a] Mějme tedy na paměti, že po celou dnešní přednášku si budeme povídat jen o nepatrném zlomku toho, z čeho se vesmír skutečné skládá. Bohužel, výsledkem poznání může být i to, když zjistíme, že „víme, že nic nevíme." (Sokrates, 469 - 399 př. Kr.)

Jak je to tedy se zbývající materií? Pokud bychom chtěli jakožto chemici popsat složení vesmíru z pohledu nějakých cizinců, pak bychom mohli směle prohlásit, že je vlastně ze tří čtvrtin tvořen vodíkem a zbytek připadá na helium. Ostatní elementy jsou v podstatě pouze nečistotami. Je to jako se vzduchem na zemi, který je také v podstatě tvořen ze tří čtvrtin dusíkem, zhruba ze čtvrtiny kyslíkem a zbytek jsou v podstatě příměsi. Jak vodík, tak helium se vyskytují v různých formách podle toho, v jakém prostředí se nacházejí. V případě vodíku se ve volném prostoru nacházejí zejména ionty H⁺ a atomární plyn H, [b] [ [2] ] ve shlucích zvaných oblaka pak molekulární vodík H₂ případně molekulární ionty H₂⁺ a H₃⁺ hrající v jejich chemii významnou úlohu. Helium existuje opět ve formě atomárního plynu He případě iontů He⁺. Zvláštním formou výskytu helia je záření alfa, které je tvořeno proudem jader (formálně tedy iontem He²⁺) například ve slunečním větru, kde jejich rychlost dosahuje až 400 km/s. [ [3] ] Ačkoliv za normálních podmínek helium netvoří molekulární plyn, [c] ve vesmíru se můžeme setkat s ionty He₂ ⁺. Má se za to, že tento iont byl dokonce první částicí vzniklou díky chemické vazbě. [ [4] ]

Chemické sloučeniny a prvky, které nás běžně obklopují v našem životě, jsou ve vesmíru ve skutečnosti jen málo zastoupeny. Tvoří asi 2 % hmoty těžkých částic (baryonů). Svět, který nás obklopuje, je vlastně opravdovým smítkem v oceánu vodíku a helia.

1. Chemická analýza vesmíru

Než se budeme věnovat vzniku prvků a chemických sloučenin, měli bychom udělat malou odbočku a povědět si, jak můžeme zjistit, z čeho jsou vesmírné objekty složeny. Při klasické chemické analýze odebereme z objektu vzorek, dopravíme jej do laboratoře, podle potřeby jej upravíme a následně zkoumáme složení za použití vhodného přístroje. Nejvzdálenější kosmická sonda se v současné době nachází ve vzdálenosti 0,002 světelného roku, avšak nejbližší hvězda Proxima Centauri je vzdálena 4,24 světelného roku, tedy 2 120 x dále. Nejrychlejším lidmi vyrobeným objektem se stala v roce 2007 sonda New Horizons, která efektem gravitačního praku dosáhla rychlosti 23 km/s. I když jejím cílem se stane roku 2015 Pluto, pokud bychom jí touto rychlostí vyslali dále, k nebližší hvězdě by putovala ještě dalších 13 042 let. Na základě této úvahy vidíme, že současnými technickými prostředky nemůžeme z objektů ve vzdáleném vesmíru odebrat vzorek. Jak je tedy možné, že o jejich složení usuzujeme tolik?

Z objektů tzv. viditelného vesmíru k nám přichází světlo. Technicky vzato, to, čemu říkáme světlo nebo viditelné světlo, je jen malou - lidským okem viditelnou - součástí elektromagnetického záření. Podle energie, kterou toto záření na objekty působí, je rozděleno kromě viditelného světla ještě na další oblasti, jako jsou velice energetické a nebezpečné gama paprsky, látkami pronikající rentgenové záření, lidskému oku a kůži nebezpečné UV záření, tepelné sálání, mikrovlny a radiové vlny. Podstata všech těchto součástí elektromagnetického záření je, jak již sám název napovídá, v jeden okamžik nastávající periodická změna magnetického a elektrického pole. Např. molekuly v plamenu ohně vysílají do prostoru periodicky proměnné elektrické a magnetické pole. Toto pole působí na molekuly v naší pokožce, její molekuly takto na dálku přijmou energii a začnou více vibrovat. Naše pokožka se ohřívá a my tento přenos energie elektromagnetickým zářením vnímáme jako sálání tepla. Oheň k nám ovšem také vysílá jiný druh energičtějšího elektromagnetického pole, které je schopno projít čočkou našeho oka a působit na chemické látky v naší sítnici. My pak toto pole vnímáme jako světlo vycházející z ohně. Stejným způsobem k nám putuje také světlo, teplo a další obory elektromagnetického spektra (radiové vlny, UV záření atd.) ze Slunce, hvězd či mlhovin.

Jak však světlo vypovídá o chemickém složení? Jestliže má objekt nenulovou teplotu, vydává do prostoru elektromagnetické záření. Jak již bylo řečeno, u horkých objektů toto záření vnímáme jako sálání tepla, u opravdu rozžhavených látek dochází k rozsvícení ve viditelném světle. Zatímco intenzita světla přicházejícího z masy objektu závisí pouze na jeho teplotě, plyny určitého chemického složení svítí v různých částech spektra nestejnoměrně. Tato nestejnoměrnost je dokonce tak velká, že v širokých rozsazích energií k nám z plynů nepřichází žádné světlo a jen v úzkých oblastech plyn světlo vydává. Stejné pravidlo platí i pro pohlcování záření plynem. Jestliže si graficky vyneseme závislost intenzity vyzařování na energii (vlnové délce, frekvenci) světla, dostaneme tzv. spektrum záření vycházejícího z daného objektu. Je to v podstatě duha. Spektrum plynů je čárové a pozice těchto čar ve spektru je striktně dána jeho chemických složením.

Specifické spektrum však molekuly vyzařují i pohlcují nejen v rozsahu viditelného světla. V praxi jsou prováděna měření v oblasti radiových vln pomocí radioteleskopů, [ [5] ] tepelného, UV, RTG a gama záření pomocí družic a ve viditelném a viditelné oblasti blízkém tepelném záření na observatořích pomocí dalekohledů. Jelikož valná část elektromagnetického záření (kromě viditelného a jistého oboru radiových vln) je blokována atmosférou Země, hrají satelity v pozorování vesmíru nezastupitelnou úlohu.

2. Jak to všechno začalo

S moderním pojetím o počátku vesmíru začínajícího rozpínáním z jednoho bodu (praatomu) přišel roku 1927 belgický fyzik a katolický kněz Georges Lemaitre. Jeho oponent, americký astronom Fred Hoyle, jeho teorii nazval big bangem, blbinou. Nakonec tím celému konceptu dal název.

Výpisky a materiály

Zrod vesmíru

V počátku byl vesmír vyplněn fotony gama záření a neutriny (částice s nulovou či malou hmotností a nulovým nábojem). Teplota několik mikrosekund po zrodu vesmíru dosahovala cca 10¹⁴ K. Interakcemi fotonů v této materii vznikly během několika mikrosekund za teplot 10¹³ K první částice „opravdové hmoty". Nejdříve měla neutrina a gama paprsky velmi vysokou energii, takže docházelo k formování těžkých částic - protonů a kvarků. Stejně jako zmíněnými pochody vznikají částice hmoty, ze které jsme složeni i my sami, musí zákonitě docházet i ke vzniku antihmoty. Lze tedy předpokládat, že spolu s protonem musí při takové reakci vzniknout i antiproton, čili celou rovnici lze napsat jako:

v _p + ^antiv_p + 2 γ_e = p ⁺ + p^-

Přičemž energie fotonů nutných k syntéze je dána Einsteinovou rovnicí

E=hf = m_pc²

Zatím nebyl objeven žádný důvod pro to, aby byl poměr vzniku hmoty a antihmoty 1:1 v raném vesmíru porušen. Při styku částice a antičástice dochází k anihilaci a zpětné přeměně obou částic na energii.

Po asi 10 μs teplota poklesla na < 10¹² K a došlo ke vzniku μ-mesonů (muonů) ^[d] . Při takto vysokých teplotách až do asi 10⁹ K docházelo ke vzniku elektronů, pozitronů a dalších částic:

v _e + ^antiv_e + 2γ_e = e ^- + e⁺

Srážkou elektronu a protonu dochází ke vzniku neutronu:

e^- + p⁺ = n⁰ + v_e

který ovšem není jako volná částice stabilní a s poločasem 618 s se rozpadá opět za vniku protonu a elektronu.

n⁰ = e^- + p⁺ + v _e

Srážkou pozitronu a neutronu zase vznikají protony:

e⁺ + n⁰ = p⁺ + ^antiv _e

Sekvence těchto reakcí typická pro horkou vesmírnou polévku vzniknuvší po velkém třesku se nazývá proton-neutronová konverze.

p⁺ + e^- ↔ n⁰

Neutrony, které přežily zárodečné stádium rychlého rozpínání horkého vesmíru, se sloučily s neutrony za vniku jádra izotopu vodíku, deuteria:

p⁺ + n⁰ = ²H + γ

Jak je vidět z předchozího textu, při teplotách nad 10⁹ K, tedy do 10 s od velkého třesku, byl vesmír vyplněn v podstatě pouze gama paprsky (γ), neutriny (v), elektrony (e^-) a pozitrony (e⁺ ) přičemž neutrony a protony měly koncentraci pouze kolem 10^-5. Teploty nižší asi 10¹² K již neumožňují materializaci těžkých částic, materializace lehkých elektronů a pozitronů může probíhat až do 10⁹ K. Pod touto teplotou již nemá gama záření dostatečnou energii ke štěpení jader ²H a deuterium se po 100 s existence kosmu začalo ve vesmíru hromadit a reagovat za vzniku izotopu helia:

² H + ²H = ³He + n⁰

nebo tritia:

² H + ²H = ³H + p⁺

Tritium se rozpadá s poločasem 12,33 let za vniku izotopu ³He:

³ H = ³He + e^-

Prvek ⁴He pak vzniká reakcí izotopu ³He:

³ He + ³He = ⁴He + 2 p⁺ + γ

Po prvních 100 s života vesmíru došlo k formování dalších těžších prvků a jejich izotopů:

⁴ He + ³H = ⁷Li + γ

⁴ He + ⁴He = ⁷Li + γ

³ He + ⁷Li = ⁷Be + γ

⁴ He + ³He = ⁷Be + γ

Koncentrace dalších izotopů však byla velice nízká až do času 1000 s. Po několika minutách existence vesmíru tedy existovaly pouze částice jako protony, neutrony, elektrony, deuterony a heliová jádra. Lze očekávat, že protony a elektrony by se měly slučovat na vodíkové atomy. To se však nestalo ještě po miliony let po velkém třesku, neboť elektrostatická síla byla nižší, než kinetická energie částic. Až po cca 10 milionech let klesla teplota vesmíru na 10⁴ K a rekombinací příslušných jader a elektronu vznikly první atomy vodíku, deuteria a helia.

p⁺ + e- = H + hv

He²⁺ + e^- = He⁺ + hv

He⁺ + e^- = He + hv

V té době se hmota vesmíru skládala asi z 28 % z jader ⁴He a 72 % z jader H. Později při poklesu teploty na 10³ K došlo také k formování molekul H ₂ a D₂.

H + H = H₂ + hv

p⁺ + H = H₂⁺ + hv

H₂⁺ + H = H₂ + H⁺

H₂⁺ + H₂ = H₃⁺ + H

Li + H = LiH + hv

Obecný poměr D:H ve vesmíru určený na 1.4 x 10 ^-5 je předpokládán jako následek velkého třesku.

Tento čas lze označit na konec veškerých mezihvězdných procesů nukleosyntézy, protože částice neměly dostatečnou kinetickou energii k překonání odpudivých sil, takže nedocházelo např. ani k základní reakci heliových jader za vzniku Berilia:

⁴ He + ⁴He = ⁷Be + e^-

Ve vesmíru, který takto vzniknul, se projevila anizotropie (nerovnoměrnost) rozložení hmoty a částice se začaly shlukovat, což vedlo ke vzniku prvních hvězd. Tyto hvězdy tzv. první generace byly složeny pouze z vodíku, deuteria a helia.

Složení mezihvězdného prostoru

Podle současných znalostí lze známý vesmír přibližně popsat jako kouli o průměru 5 Gpc. Vzdálenost mezi galaxiemi má dimenzi Mpc, přičemž rozměř galaxií je většinou počítán v kpc a vzdálenost mezi jednotlivými hvězdami v pc. Rozměr sluneční soustavy je v řádech mpc, přičemž planety jsou vzájemně vzdáleny v jednotkách µpc. Galaxie se sdružují do kup, které mají tisíce až stovky členů. Dom místní skupiny 54 galaxií patří mj. Velké Magellanovo mračno, Mléčná dráha a Andromeda. Celá naše galaxie má průměr asi 30 kpc, vnitřní výduť 8 kpc a vnější disk má šířku kolem 4 kpc. Pokud by celá galaxie nerotovala, došlo by k jejímu kolapsu během několika stovek milionů let. Díky rotaci je však Mléčná dráha stabilní. Orbitální rychlost Slunce a blízkých hvězd je 200 kms^-1 (pro srovnání: orbitální rychlost Země je 29,8 kms ^-1). Jeden oběh kolem galaktického centra tak Slunce vykoná za asi 200 mil. let.

Známou hmotu vyskytující se v mezihvězdném prostoru lze rozdělit na prachové částice (1%) a plyn (99 %). Předpokládá se, že průměrná hustota částic mimo galaxie by mohla být cca 1 m ^-3. Průměrná koncentrace plynu v galaxii je zhruba jedna částice v jednom ml prostoru ^[e] , koncentrace prachu je 1 částice v 10¹³ ml (krychle o hraně 215 m) prostoru. 90 % těchto částic tvoří vodík (H, H⁺, v oblacích buďto H ₂ nebo H₂⁺), 10 % připadá na He. Jen malý zlomek připadá na ostatní látky (tabulka látek nalezených v mezihvězdném prostoru). Zajímavou sloučeninou je vinylalkohol (CH2=CHOH), který je na Zemi důležitým prekurzorem řady organických syntéz a má se za to, že by podobnou roli mohl hrát i v mezihvězdném prostoru. Prach je tvořen zejména částečkami uhlíku a metalosilikátů (např. Fe₂SiO₄). Částečky jsou pokryty ledem složeným z vody, CO₂, CO a CH ₄. Uhlíkaté částice jsou tvořeny grafitem nebo polyaromatickými uhlovodíky (PAH). Jelikož částice prachu mají většinou velikost odpovídající vlnové délce viditelného světla, dochází k jeho rozptylu a průchodu dlouhovlnné části spektra, takže hvězdy situované za prachovým oblakem se jeví červené podobně, jako když zapadá Slunce.

Mezihvězdná oblaka se podle odlišného složení, hustoty a teploty dělí na tři třídy: HI, HII a GMC (Giant molecular clouds).

V oblacích třídy HII (tzv. emisní mlhoviny, např. Koňská hlava) dochází ke vzniku hvězd, které jsou situovány v jejich středu. Tato oblaka mají kulový tvar a teplotu 10⁴ - 10⁶ K. Díky silnému UV záření v jejich středu je vodík v oblaku ionizován a taková oblaka emitují řadu vodíkových emisních linií (nejsilnější je alfa čára Balmerovy série na 656,3 nm, která oblakům HII propůjčuje charakteristickou červenou barvu). Velikost těchto oblak se pohybuje v řádech jednotek až tisíců světelných let.

Oblaka HI a GMC jsou oproti emisním mlhovinám HII chladnější, jejich teploty se pohybují v rozmezí 10 - 100 K. Zatímco typ HI obsahuje povětšinou atomární vodík, pro oblaka GMC je typický vodík ve formě molekul. GMC jsou totiž typické vysokou hustotou částic, přičemž právě v těchto oblastech dochází k počátkům formování hvězd. Detekce vodíku na základě emisních spekter byla v oblacích HI a GMC obtížná, protože téměř žádný vodík zde není ionizován. Až v roce 1951 byla objevena emisní čára neutrálního vodíku na vlnové délce 21 cm. Přechod je dán rozdílem mezi ortho a para orientací spinů protonu a elektronu v atomu vodíku. Při konverzi mezi jednotlivými stavy (poločas je 11 mil let) dochází k emisi záření, které je schopen zachytit radioteleskop. Oproti tomu GMC neobsahují atomární vodík, takže nevyzařují tuto 21 cm emisní linii. Složení GMC je blízké mezihvězdnému prostoru (75 % vodíku a 25 % helia). Pro detekci GMC je z hlediska jejich složení vhodné použít oxid uhelnatý, který emituje rotační emisní line v pásmu milimetrových vln.

Dalším objektem vyskytujícím se v mezihvězdném prostoru je tzv. koronární plyn, který je do prostoru vystřelován hvězdami, novami, supernovami a dalšími explodujícími objekty. Tento plyn je velice horký, jeho teplota dosahuje až 10⁶ K, avšak hustota je velice nízká.

(34)

Obecná chemie mezihvězdného média

Pomineme-li vodík a helium, je celkové složení mezihvězdného média obecně dáno materií vyvrhovanou obřími hvězdami, novami, supernovami, planetárními mlhovinami a Wolf-Rayetovými hvězdami. Předpokládá se, že většina známé mezihvězdné hmoty je koncentrována ve formě oblaků, asi polovina hmotnosti avšak malá část objemu je soustředěna zejména v hustých molekulárních oblacích GMC, druhá polovina hmotnosti a většina objemu pak v oblacích typu HI. Oblaka typu HII tvoří velice malé kulovité oblasti a jejich podíl na celkovém objemu a hmotě mezihvězdného média je zanedbatelný. Nejteplejší fází interstelární hmoty o teplotě milionů K je koronární plyn emitovaný hvězdami, tzv. hvězdný vítr a pak také horké plazma vyvrhované při explozích hvězd. Médium mezi mračny a hvězdami tvoří zředěné plazma o kinetické teplotě rovnající se asi setině teploty koronárního plynu o přibližně stokrát menší hustotě.

Ohledně molekulárního složení nejjednodušší molekulou, jakou lze předpokládat na základě složení mezihvězdného prostoru je bezesporu molekulární vodík. Jeho formování prostou reakcí

H + H = H₂ + hv

probíhá v podmínkách mezihvězdného prostoru jen s velkými obtížemi, neboť se oba atomy setkají pouze každých 10⁶ vteřin, přičemž se opět rozletí od sebe. Střední volná dráha částic je přitom 10⁵ km. Ve skutečnosti je třeba třetí kolizní partner, kterým je patrně mezihvězdný prach. Touto myšlenkou se začali zabývat v šedesátých letech Edwin Salpeter a David Hollenbach (Salpeter-Hollenbach model). Předpokládán je mechanismus, kdy je atom vodíku adsorbován na povrch zrna a difunduje po jeho povrchu, přičemž se po čase může setkat s jiným adsorbovaným atomem a vytvořit molekulu vodíku. Při této exotermické reakci je uvolněna energie, která molekulu ohřeje a odpaří z povrchu pryč. Tato teorie byla potvrzena experimentálně v roce 1999 týmem z University v Syracuse. V hustých molekulárních oblacích je molekulární vodík jednou z hlavních složek.

Pomineme-li neutrální vodík, nezanedbatelnou část materie tvoří ionty ionizované tvrdým kosmickým zářením. Proto se předpokládá, že chemie iontů může mít významný příspěvek k chemii mezihvězdného média.

Další významnou částicí mající významný podíl na kosmickém chemismu je ion H ₃⁺. Vzniká po ionizací molekuly vodíku kosmickými paprsky

H₂ + hv = H₂⁺ + e^-

při kolizi vzniklého iontu s další molekulou vodíku

H₂⁺ + H₂ = H₃⁺ + H

Tento ion nereaguje s dalšími molekulami vodíku a má tendenci se akumulovat v oblacích do té doby, než se potká s jiným atomem nebo molekulou a předá jí proton za současného odštěpení neutrální molekuly vodíku, např.

H₃⁺ + O = OH⁺ + H₂

Cyklus se tím uzavírá a vzniklý vodík reaguje dále za tvorby iontů, nová specie obohacená o vodík pak podléhá dalším reakcím, v tomto případě

OH⁺ + H₂ = H₂O⁺ + H

Dále pak vzniká hydroxoniový ion a rekombinací s elektronem široká paleta dalších molekul:

H₂O⁺ + H₂ = H₃O⁺ + H

H₃O⁺ + e^- = H₂O + H

= OH + H₂

OH + 2H

O + H + H₂ (Newton str. 37)

Obecně vzato je iontový chemismus vzhledem k nízkým energetickým bariérám považován v chemii studených oblaků za velice významný.

Podobným iontovým mechanismem dochází také ke vzniku uhlíkatých specií z atomů uhlíku:

H₃⁺ + C = CH⁺ + H₂

CH⁺ + H₂ = CH₂⁺ + H

CH₂⁺ + H₂ = CH₃⁺ + H

Další reakcí vzniklého iontu CH₃⁺ a následnou disociativní rekombinací s elektronem pak vzniká radikál CH₃:

CH₃⁺ + H₂ = CH₅⁺

CH₅⁺ + e- = CH₃ + H₂

Případně reaguje s v oblacích široce zastoupeným oxidem uhelnatým za vzniku methanu:

CH₅⁺ + CO = CH₄ + HCO⁺

Přičemž CO je opět regenerován následnou reakcí iontu HCO⁺ s elektronem:

HCO⁺ + e^- = CO + H

Jiná série reakcí uhlíkatých látek závisí na oproti neutrálnímu uhlíku více zastoupeném iontu C⁺, který je schopen reagovat s neutrálními molekulami jako jsou vodík nebo methan:

C⁺ + H₂ = CH₂⁺

C⁺ + CH₄ = C₂H₃⁺ + H

Jak je vidět, výsledkem reakce je prodlužování délky uhlíkatého řetězce. Obdobně dochází také k reakcím typu

C₂H₂⁺ + C₂H₂ = C ₄H₃⁺ + H

K obdobnému řetězení dochází také při reakcích neutrálních radikálových specií:

C + C₂H₂ = C₃H + H

C₂H₂ + C₂H = C₂H₄ + H

Přičemž do reakčích mechanismů mohou vstupovat i ostatní atomy přítomné v oblaku, zejména pak dusík

CN + C₂H₂ = HCCCN + H

Vzniklá molekula se jmenuje kyanoacetylen a je ve vesmíru široce zastoupená.

Předpokládá se, že při nízkých teplotách, jakých dosáhnou molekulární oblaka radiačními ztrátami (vyzařováním v tepelném oboru) však také musí nutně docházet ke kondenzaci molekul do klastrů až zrn.

Vznik těžkých prvků a život hvězd

Při velkém třesku vznikly výhradně izotopy H, He, Li a Be. Ke vzniku těžších prvků dochází ve hvězdách. První z nich vznikly shlukováním materie po velkém třesku, neboť vesmír nebyl izotropní (neměl všude stejnou hustotu), ale projevila se jeho anizotropie (tedy nehomogenita, tendence tvořit shluky). Shluky jsou tvořeny tam, kde gravitační síla převáží nad odpudivou silou mezi částicemi (dána kinetickou energií, teplotou). Vzniknou nejprve molekuly H ₂, které jsou následně přitahovány k sobě. Toto shlukování si však nelze představit jako vznik nějakých kapiček. Naopak, molekuly vodíku mají tendenci kolem sebe rotovat ve volném prostoru. Při rotaci dostatečného počtu částic vzájemně kolem sebe roste teplota shluku až po mez, kdy dojde k zažehnutí termonukleární reakce a zrození nové hvězdy.

Zrod hvězdy podobné našemu Slunci začíná kolapsem molekulového oblaku o hmotnosti asi 100 000 MS a průměru 50 pc. Molekulární oblak musí být dostatečně hustý a studený (max. 20 K), aby byla přitažlivá síla dostatečná pro započetí kolapsu, protože základní charakteristikou nekolabujících oblaků je rovnováha mezi gravitační silou a vnitřní termální energií částic v oblaku. Tuto rovnováhu vyjadřuje Jeansovo kritérium (viz sešit). V některých případech je předpokládáno spontánní započetí kolapsu pouhým působením gravitačních sil. K tomuto spontánnímu kolapsu dochází, jestliže oblak chladne díky postupné ztrátě vnitřní energie částic vyzařováním tepelného záření do prostoru. V jiných případech kolaps nastává zhuštěním hmoty vlivem rázové vlny např. z exploze blízké supernovy nebo také vzájemnou srážkou oblaků. Exploze supernovy není, jak je předpokládáno, v oblastech formování hvězd ničím výjimečným. Typický oblak, ve kterém se rodí hvězdy, dobou své existence daleko překračuje životní cyklus supernovy. Tím také dochází k obohacení oblastí zrodu hvězd o těžké prvky.

Během kolapsu oblaku dochází k jeho zahřívání a úniku části molekul do prostoru kolem oblaku, kde vytvoří disk. Podle nejpravděpodobnějšího scénáře oblak emituje tepelné záření do prostoru, dokud se jeho optická hustota nezvětší natolik, že záření nemůže pronikat. Kolaps je tak přibližně izotermický. Postupně se rotace molekul v oblaku zrychluje a vznikají nehomogenity, které se projevují vznikem více jader jak uvnitř oblaku, tak v disku kolem něj. Postupné izotermální smrštění oblaku totiž vede k tomu, že významně naroste hustota oblaku a odpovídající Jeansův kritický poloměr je pak několikanásobně menší, než skutečný průměr oblaku. Každé z jader se může stát podle své hmotnosti planetou nebo hvězdou. (str. 58). Během prvních několika tisíc let (stádia 1 - 4 v tabulce) je smršťování pomalé a teplota oblaku je stále pod 100 K. Pomalu dochází k tvorbě centrální výdutě, která se po několika stovkách tisíc let zahřeje až na teplotu 10 000 K, její povrch však může být relativně studený. V tuto chvíli již lze objekt označit za protohvězdu. Dalším stupněm je proces zvaný Kelvinova Helmholtzova kontrakce, hvězda se smršťuje a její střed se zahřívá na teplotu až milion K, její povrch má teplotu asi 3000 K. S dalším smršťováním klesá svítivost hvězdy, zatímco teplota v jejím středu roste. Dochází k jedné z nejdramatičtějších fází hvězdného vývoje, tzv. fázi T-Tauri, kdy hvězda vyvrhuje až 50 % své materie do okolního prostoru. Děje se tak patrně z důvodu zažehnutí termonukleárních reakcí v nitru hvězdy, při kterém vzniká z vodíku helium. V tuto chvíli se hvězda stává příslušnicí hlavní posloupnosti, kde stráví dalších 90 % svého života. Obecně vzato platí, že rychlost vývoje hmotnějších hvězd je větší. Pakliže naopak hvězda nedosahuje hmotnosti aspoň 0.08 sluncí, nedojde k zažehnutí termonukleárních reakcí a po cca 15 mil. let hvězda vychladne a stane se černým trpaslíkem.

Zdrojem energie hvězdy v prvních fázích jejího vývoje je vodíkové hoření, při kterém dochází ke slučování protonů (ionizovaného vodíku) za vzniku helia:

2H = D + e^- + v

H + D = ³He + γ

³ He + ³He = ⁴He + 2H + γ

Tato reakce, známá též jako proton-protonový cyklus, je možná pouze díky tunelovému jevu, díky němuž dva protony tunelují elektrostatickou repulzní bariérou, čímž dochází k jejich přiblížení. Vzniklá částice tvořená dvěma protony se následně rozpadá za vzniku slepence protonu s neutronem a pozitronu. Vzhledem k tomu, že He má oproti vodíku výrazně vyšší hustotu, zmíněný proces vytvoří ve hvězdě dobře izolované jádro helia, ve kterém vyhořel veškerý vodík. Jádro je tak stabilní a nemísí se s okolní vodíkovou slupkou. Struktura hvězdy je během vodíkového hoření prakticky neměnná, kromě faktu, že vodík postupně prohořívá z vnitřku hvězdy směrem k jejímu okraji.

Ve hmotnějších hvězdách dochází také k jiným fúzním procesům, při kterých jsou formovány těžší prvky. V cyklu CNO, jak již jeho název napovídá, dochází ke vzniku uhlíku, dusíku a kyslíku. Dochází ke slučování uhlíku a protonu za vzniku dusíku a následným dalším reakcím, jejichž výsledkem je opětovný vznik uhlíku a helia:

¹² C + H = ¹³N + γ

¹³ N = ¹³C + e⁺ + v_e (10 min.)

¹³ C + H = ¹⁴N + γ

¹⁴ N + H = ¹⁵O + γ

¹⁵ O = ¹⁵N + e⁺ + v_e (2 min.)

¹⁵ N + H = ¹²C + ⁴He (99,9 %)

¹⁵ N + H = ¹⁶O (0,1 %)

¹⁶ O + H = ¹⁷F

¹⁷ F = ¹⁷O + e⁺ + v_e (1,1 min.)

¹⁷ O + H = ¹⁴N + ⁴He

Cyklus ve své podstatě vede k tvorbě 4He za současného uvolnění záření beta a energie. Prvky C, N a O v něm vystupují v podstatě v roli katalyzátorů. Jestliže je vodík z velké části přeměněn na helium nebo je hvězda dostatečně masivní, začíná či rovnou simultánně probíhá další proces v životě hvězdy, slučování helia. Hvězda nespalující za svého života helium, tzn. minimálně od 0.8 hmotnosti Slunce, se však nejprve ochladí a začne kolabovat, čímž dojde k zahřátí a následné expanzi jádra a zažehnutí zbytků vodíku, to vede k odvržení části materie do prostoru. Hvězda vstupuje do stádia rudého obra. Helium se začíná slučovat na uhlík a to vede k drastickému nárůstu teploty a tzv. heliovému vzplanutí hvězdy, v jejímž nitru nadále probíhá tzv. 3 alfa proces:

⁴ He + ⁴He = ⁸Be

Tato reakce díky Coulombické bariéře velmi obtížně probíhá za teploty menší, než několik desítek milionů K. Vzhledem k velice omezené stabilitě ⁸Be 3 alfa proces vyžaduje také prostředí s dostatečnou hustotou, kde může před rozpadem ⁸Be s poločasem 10 ^-16 s podle rovnice

⁸ Be = 2 ⁴He + γ

dojít ke srážce s dalším jádrem ⁴ He za vzniku uhlíku:

⁸ Be + ⁴He = ¹²C + γ

Toto slučování však vede při teplotách kolem 100 MK také ke vzniku dalších prvků:

⁴ He + ¹²C = ¹⁶O + γ

⁴ He + ¹⁶O = ²⁰Ne + γ

⁴ He + ²⁰Ne = ²⁴Mg + γ

atd.

Ačkoliv tyto procesy vedou k významnému zvýšení teploty nitra hvězdy, atmosféra vzhledem k její expanzi zchladne. V případě Slunce dosáhne teploty kolem 3500 K. V HR diagramu se hvězda posouvá do oblasti rudých obrů. Postupným hořením helia se v jádře hvězdy hromadí uhlík a další těžší prvky. Toto jádro je obklopeno heliovou obálkou, přičemž vnější atmosféra expanduje, což vede k jejímu ochlazení až k rekombinaci jader s elektrony, vzniku neutrálních látek i molekul, které jsou vyvrhovány do prostoru. Důležité je si uvědomit, že těmito reakcemi je uvolňována energie díky tzv. hmotnostnímu defektu jader. Jádra s hmotnostním defektem mají menší hmotnost než je součet klidové hmotnosti volných nukleonů, ze kterých jsou složena. Jejich vznikem je tak možno uvolnit energii. Pakliže posuzujeme stabilitu jader (vazebnou energii připadající na jeden nukleon), dospějeme k závěru, že nejstabilnějším nuklidem vůbec je 56Fe. Řetězec alfa syntézy prvků pokračuje až po železo takto:

⁴⁰ Ca + ⁴He = ⁴⁴Ti

⁴⁴ Ti = ⁴⁴Sc + ??? doplnit (47 let)

⁴⁴ Sc = ⁴⁴Ca + e⁺ (4 hod)

⁴⁴ Ca + ⁴He = ⁴⁸Ti

⁴⁸ Ti + ⁴He = ⁵²Cr

⁵² Cr + ⁴He = ⁵⁶Fe

Celkově vzato stabilita jader je dána zaplněním energetických hladin nukleony v jádře tak, aby byly tyto hladiny uzavřené (close shell). Takové nuklidy pak projevují stabilitu a jsou více zastoupeny. Stabilnější tak budou elementy s lichým počtem protonů a neutronů. Jediné přirozeně se vyskytující stabilní nuklidy se sudým počtem protonů a neutronů jsou 2D, 6Li, 10B, 14N, 40K, 50V, 138La, 176Lu a 180Ta. ZD, Li a B jsou přítomny ve hvězdách, další se rozpadají beta rozpadem nebo záchytem elektronu, např.:

40K = 40Ar + e- + ve (1,3 miliardy let) na devátou

50V = 50Cr + e- + ve (6000 trilionů let) na patnáctou

138La = 50Cr + e- + ve (110 miliard let) na jedenáctou

Řada dalších elementů je produkována neutronovým záchytem, o kterém bude pojednáno v další části textu. Jádro méně hmotné hvězdy se po vyhasnutí termonukleárních reakcí stává bílým trpaslíkem, který je nyní obklopen zbytky sluneční soustavy a hvězdy, tzv. planetární mlhovinou - vyvrženou atmosférou obohacenou o těžší prvky. Tento scénář se týká hvězd typické velikosti 0.8 až 9 hmotností Slunce.

V případě hvězd výrazně větších, než je naše Slunce (např. 25 x) heliovým hořením život nekončí a dochází ke spalování dalších prvků:

⁴ He + ¹²C = ¹⁶O + γ

⁴ He + ¹⁶O = ²⁰Ne + γ

⁴ He + ²⁰Ne = ²⁴Mg + γ

⁴ He + ²⁴Mg = ²⁸Si + γ

⁴ He + ²⁸Si = ³²S + γ

Přičemž tyto reakce vedou postupně formování těžších a těžších prvků až ke vzniku železa

⁴ He + ⁵²Cr = ⁵⁶Fe + γ

Za podmínek panujících v nitru těžších hvězd (více jak 0,8 Slunce) může docházet také ke slučování těžkých jader za vzniku dalších a dalších prvků, např. uhlíkovému hoření:

¹² C + ¹²C = ²⁰Ne + ⁴He

= ²³Na + H + γ

= ²³Mg + n + γ

Přičemž proton reaguje velmi rychle za vzniku kyslíku:

12C + H = ¹³N + γ

¹³ N = ¹³C + e+ + ve

13C + 4He = 16O + n

Přičemž neutron vstupuje do dalších reakcí. Hlavními produkty jsou 20Ne, 23Na a 24Mg. Tyto prvky vznikají ve stejných abundancích, v jakých jsou přítomny ve sluneční soustavě.

Kyslík vstupuje do procesu kyslíkovho hoření:

¹⁶ O + ¹⁶O = ²⁸Si + ⁴He

= ³¹P + H + γ

³¹ S + n + γ

Prvky s nukleonovým číslem větším jak 26 jsou nejčastěji formovány záchytem pomalého neutronu ( s-procesem), při kterém vzniká příslušný izotop stejného prvku. Tato teorie souvisí s objevem nuklidu 43Tc ve hvězdách typu S (odtud pojmenování procesu). Na základě toho kanadský astrofyzik A. G. W. Cameron vyslovil domněnku, že tento prvek s dlouhým poločasem rozpadu (2,6 mil. Let) musí být tvořen ve vnějších obálkách těchto hvězd srážkou s pomalým neutronem. Je zajímavé, že v té samé době bylo Tc objeveno také v laboratoři Charlesem Coryellem. Zmíněné pomalé neutrony jsou produkovány zejména reakcemi

¹³ C + ⁴He = ¹⁶O + n

²² Ne + ⁴He = ²⁵Mg + n

²⁵ Mg + ⁴He = ²⁸Si + n

a dále také uhlíkovým a kyslíkovým hořením. Vzniká tak celá řada izotopů, z nichž však ne všechny jsou stálé. Nestabilní prvky se následně rozpadají za vzniku nových jader. Např.

⁵⁹ Fe = ⁵⁹Co + e^-

Produkt je však také cílem neutronů a jeho přeměnou pak dochází ke vzniku dalších prvků:

⁵⁹ Co + n = ⁶⁰Co + γ

⁶⁰ Co = ⁶⁰No + e^-

Tyto procesy však nemohou běžet do nekonečna, jejich efektivita je dána rovnováhou mezi dobou rozpadu jader a pravděpodobností zásahu jádra neutronem. Typický časový horizont s procesu je několik desítek tisíc let. Na konci života hvězdy vzniká rovnovážnými procesy velké množství železa, které je akumulováno v jádru. Na řadu přichází takzvaný r- proces, záchyt rychlého neutronu, při kterém mohou vzniknout prvky ještě těžší. Oproti s-procesu je rychlost r-procesu zásadně větší a uvažuje se v rozsahu 0,1 až 1 s! Z tohoto důvodu je r-proces typický pro případ explozivní nukleosyntézy během dalšího vývojového stupně hvězdy - stádia supernovy. Těžké železné jádro ve stádiu před explozí přitahuje silnou gravitační silou obálku hvězdy a materie proudí směrem dovnitř. Dochází k výraznému nárůstu teploty a tlaku a protony jsou přeměněny v neutrony:

p + e^- = n

vzniklé teplo však tento proces zvrátí a dochází k mohutné explozi supernovy, kdy je materiál prudce vyvržen do okolního prostoru. Dochází ke štěpení prvků až za vzniku neutronů, které jsou přítomny v takových koncentracích, které dovolují zachytit neutron i velmi krátce žijícím izotopům. Ani rychlý beta rozpad nestojí v cestě vzniku těžkých prvků:

²⁰⁹ Bi + n = ²¹⁰Bi + γ

²¹⁰ Bi + n = ²¹¹Bi + γ

²¹¹ Bi + n = ²¹²Bi + γ

²¹² Bi = ⁴He + ²⁸⁸Tl

=²¹¹Pb + e^-

V případě některých izotopů, jako jsou např. ⁵⁰V, ⁹²Mo, ⁹⁶Ag, ¹⁹⁶Hg, nelze prokázat jejich vznik výše zmíněnými procesy hoření, slučování neutronového záchytu či jaderného rozpadu. V tomto případě dochází k jejich vzniku patrně záchytem protonu. V tomto případě dochází k jejich vzniku patrně záchytem protonu, např. pro případ vanadu:

⁴⁹Ti + H = ⁵⁰V + γ

Nebo může docházet ke štěpení lehčích jader tvrdým gama zářením:

¹⁹⁷ Hg + γ = ¹⁹⁶Hg + n

Předpokládá se, že minimální velkost hvězdy nutná pro stádium supernovy je 9 Sluncí.

Hvězdy jsou klasifikovány na základě absolutní hvězdné velikosti (magnitudy, svítivosti). Je dána zářivostí hvězdy ve vzdálenosti 10 pc (parsek, 3.26 ly).

Nukleární kosmologie

Některé nuklidy s protonovým číslem větším, než 56, jsou radioaktivní a rozpadají se s poměrně dlouhými poločasy rozpadu. Tímto způsobem se rozpadá např. 187Re:

187Re = 187Os + e +v (5 x 10¹⁰ let)

Na základě studia tohoto rozpadu bylo odhadnuto, že materie solárního systému byla vytvořena před 11 x 10 ⁹ lety pomocí s-procesu (podle odhadů prošlo r-procesem asi 15 % materiálu v solárním systému). Stejně tak lze použít k dataci 87Rb:

87Rb = 87Sr + e + v (5,2 x 10¹⁰ let)

Jelikož geochemické chování Rb a Sr je odlišné, interpretace těchto dat je více komplexní. V počátku se předpokládá, že minerál obsahoval výhradně Rb. Sr vzniklo až následně jeho rozpadem. Vynesením celkového poměru mezi Rb a Sr proti poměru radiogenního 87Sr a stabilního 86Sr v různých minerálech shodného stáří dostáváme tzv. izochronu, z jejíž směrnice lze určit stáří minerálů. Extrapolace izochrony do bodu Rb/Sr = 0 udává původní zastoupení 87Sr, tak jako by k zastoupení tohoto prvku nepřispělo žádné 87Rb). Celá izochrona se však v diagramu posouvá směrem nahoru ve chvíli, kdy dojde k homogenizaci vzorku jeho přetavením (tzn., dojde k tomu, že poměrné zastoupení radiogenních izotopů je stejné, jako celkové zastoupení obou prvků).Teoretické modely spojené s tímto druhem datace na základě úsudků na původní zastoupení obou prvků opět ukazují, že prvky vznikly před 11 x 10⁹ lety, avšak na základě izochron je dokazováno, že k přetavení nejstarších meteoritů došlo před 4,5 x 10⁹ lety.

Dalším důležitým rozpadovým systémem je rozpadová řada draslíku 40K:

40K = 40Ca + e- + v

40K + e- = 40Ar + v

40K = 40Ar + e+ + v

Zatímco 40Ca je ve významném množství produkován v nitru hvězdy alfa procesem a tudíž radiogenní zvýšení jeho koncentrace v minerálu je jen těžko měřitelné, stanovení radiogenního plynu 40Ar hraje nezastupitelnou úlohu v určení času jejich přetavení. Z taveniny totiž tento plyn uniká, avšak v pevné hornině se akumuluje. Stanovení tohoto plynu v meteoritech opět ukazuje na poslední přetavení před cca 4,6 mld. let.

Další významnou metodou určení stáří hornin je využití uranové - thoriové rozpadové řady. Tyto těžké lanthanoidy vznikají v určitém poměru výhradně při explozi supernovy a další zastoupení je pak ovlivněnou pouze radioaktivním rozpade. Uvažujeme-li alfa rozpadovou řadu, pak významnou úlohu hrají procesy vedoucí ke vzniku stabilních nuklidů. Tyto rozpadové řady můžeme shrnout následujícími rovnicemi:

232Th = 208Pb + 6 4He + e + v (τ½ = 8,8 x 10⁹ let)

235U = 207Pb + 7 4He + e + v (τ½ = 1,8 x 10⁹ let)

238Th = 206Pb + 8 4He + e + v (τ½ = 1 x 10¹⁰ let)

U, Th a 4He jsou uvězněny v hornině a při určování jejího stáří je jejich zastoupení kvantifikováno. Ukazuje se, že retence 4He ve většině meteoritů odpovídá geologickému času určenému také na základě analýzy obsahu 40Ar, tj. 4,6 mld. let.

Velmi důležitou metodou datace je také stanovení Xe, produktu rozpadu jodu 129I:

129I = 129Xe + e + v (τ½ = 1,7 x 107 let)

Protože jod se chemicky váže na pevné minerály, zejména na sulfidy, měřením zastoupení Xe v minerálech oproti zastoupení jodu ukazuje na to, kolik času uplynulo od nukleosyntézy a formování prvních pevných jader v protosolární mlhovině. Pro různé typy meteoritů byl tento čas stanoven v rozmezí 150 - 250 mil. let.

Měření složení mezihvězdného prostoru

přímý odběr vzorků určených pro analýzu je v případě vesmírných objektů komplikovaný či zcela nemožný, o složení vzdálených objektů máme poměrně dobré informace. Jak je to možné? Chemické složení lze studovat také dálkově pomocí spektroskopických metod, které jsou založeny na analýze interakce elektromagnetického záření s molekulami.

V mezihvězdném prostoru jsou příliš nízké teploty, aby docházelo k přechodům elektronů mezi jednotlivými slupkami, nicméně v molekulách a atomech může docházet také k jiným typům energetických přechodů, jejichž projev v podobě absorpce či emise elektromagnetického záření lze citlivými metodami detegovat. Mezi ně patří rotační (oblast radiových vln, až stovky GHz) a rotačně vibrační přechody (oblast tepelného záření, teploty 10² až 10 ⁴ K).

Měření ze Země (SETI) i satelitů (Submilimeter Wave Astronomy Satellite SWAS, Cosmic HotInterstellar Spectrometer CHIPS).

Studium složení planet

Na počátku rozvoje spektroskopie bylo k dispozici pouze viditelné světlo přicházející k nám ve vzdálených objektů. V případě planet se jedná výhradně o světlo odražené, v případě Slunce také o světlo pohlcené chladnějšími vrstvami sluneční atmosféry, ve kterém se projevují absorpční linie Fraunhoferových čar některých prvků (Fe, Ca, Mg, C atd.).

Jedním z nejvýznamnějších dosavadních mezníku UV spektroskopie byla měření pořízená během téměř 18 let trvající mise satelitu International Ultraviolet Explorer (IUE) vypuštěného v roce 1978. Satelit během své mise pořídil na 100 000 spekter planet, komet, hvězd, galaxií a dalších objektů ve spektrálním rozsahu 115 - 320 nm.

V případě opačné části spektra, tepelného záření, byl prvním infračerveným spektrometrem přístroj IRS (Mars Infrared Spectrometer), který nesla na své palubě sonda Mariner Mars 7 v roce 1969. Tímto spektrometrem byla prováděna měření povrchu Marsu v rozsahu 1800 - 14 400 nm. Data jsou dodnes vyhodnocována.

Před rokem 1969 se obecně soudilo, že planety by měly mít atmosféry, které si budou vzájemně podobné, neboť jejich evoluce probíhala přibližně za stejných podmínek. V případě Marsu se vyskytovaly názory, že složení jeho atmosféry musí být až na přítomnost kyslíku totožné se Zemí.

Slunce

Slunce tvoří 99,9 % hmotnosti sluneční soustavy. Jedná se o trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti se spektrální třídou G2. Obíhá kolem centra Mléčné dráhy ve vzdálenosti 8 kpc s periodou 200 mil. let. Slunce rotuje s periodou 26 dní kolem osy mající sklon k ekliptice 7o a 10,5´. Na povrchu Slunce je gravitace 27,9 krát větší, než na Zemi, úniková rychlost je 618 km/s a teplota povrchu dosahuje 5800 K. Nad touto relativně chladnou částí se rozkládá solární korona tvořená plynem ve vysoce excitovaných stavech o teplotě až 106 K. Oproti tomu relativně chladná solární chromosféra způsobuje existenci Fraunhoferových čar ve slunečním spektru. Gama fotony vznikající při jaderné fůzi mají velice krátkou volnou dráhu a jejich energie postupně klesá až k vlnové délce kolem jednoho mikronu vlivem Comptonova rozptylu na volných elektronech pocházejících z fotoionizace atomů. V nitru Slunce monoatomární plyny H a He+ prenášejí energii formou translace a elektronové excitace. Právě excitace atomů kontinuálním zářením z nitra Slunce má za následek absorbci některých spektrálních čar a vznik Fraunhoferových temných linií ve slunečním spektru. Svítící vrstva Slunce o teplotě 5780 K s maximem vyzařování kolem 1 mikronu se nazývá fotosféra. V oblasto kolem jednotkového poloměru Slunce se nachází poměrně chladná vrstva o teplotě 5000 K. Atomy v této vrstvě pohlcují kontinuální zaření a dovhází ke vzniku temných čar ve spektru. Tato vrstva se nazývá chromosféra. Nad touto vrstvou dovhází k obratu v teplotním gradientu a teplota plynu roste až na více než milion K. Tato vrstva navházející se několik tisíc km nad fotosférou emizuje silné emisní čáry a nazývá se korona. Emisní čárové spektrum korony bylo pro astronomy prakticky nerozluštitelnou hádankou až do nástupu kvantové teorie ve dvacátých letech minulého století.Spektra do té doby nikdy nepozorovaná v laboratoři a původně přiřazená neznámému prvku nazvaného koronium byla aspoň teoreticky asociována s vysoce ionizovanými prvky, jsko např. Fe20+. Z povrchu Slunc také neustále uniká solární vítr tvořený proudem částic He2+,protony a elektrony. Chemický materiál se na Slunvi nalézá díky přítomnosti vodíku v redukované formě. Fyzikální formou jsou ionty a ionizovaný plyn, atomární a molekulární plyn, kondenzáty (oxidy) a produkty nízkých teplot (hydroxidy). Forma je odvislá od teploty okolí. Např. ionizace vyžaduje teploty kolem 24000 K, disociace kolem 6000 K v závislosti na ionizační energii a energii vazby (příklady str 97 knihy, T=hv/3k). Nejstabilnějšími molekulami ve hvezdných atmosférách jsou ty s vícenásobnou vazbou, tj. N2, CO, CN či C2 a dále sloučeniny se silnou kovalentní vazbou jako HCl, HF, O. V chladných hvězdácg se vyskytují např. VO, ScO, TiO, YO zodpovědné za množství temných čar v jejich spektrech. Molekulární vofík se vyskytuje zejména při teplotách pod 2000 K. Ve hvězdných atmosférách se vyskytuje vzhledem k dominanci tohoto plynu řada hydridů různých prvků. Široce zastoupeným prvkem je rovněž kyslík spolu s uhlíkem a dusíkem. S teplotou klesající od 3000 K formují řadu jednoduchých sloučenin od dusíku, oxidu uhelnatého, hydroxylového radikálu a vodíku a při teolotách kolem 2000 K vzniká též voda

OH + H = H2

Pod 1000 K dovhází ke vzniku methanu

CO + 3H2 = CH4 + H2O

zatímco při několika stech K dojde ke vzniku amoniaku

N2 + 3H2 = NH3

Za nízkých teplot dochází e vzniku hydrátů a klatrátů.

H2O = H2O (s)

NH3 + H2O = H2O×NH3 (s)

CH4 +7H2O = CH4×7H2O (s)

Za nižších teplot kondenzuje methan jako čistý led bez přímési vody. Existuje velmi silná závislost mezi složením těles a teplotou a tlakem daná rovnovážnou konstantou vzájemé konverze mezi CO a CH4 či N2 a NH3. Na základě toho pak lze konstruovat chemičké modelý různývh plynnývh těles. Například je velice zajímavé, že na oxidovaných planetách je bežným plynem CO2, sle ve skutečnosti v solární chemii tento plyn vzniká za velmi nízkých teplot a tlaků, které však nejsou pro zoto prostředí běžné a v původním hvězdném plynu je tato látka velmi vzácná (schema str. 103,chem phys sol syst). Obecně vzato komplexní radkálová chemie běži za teplot kolem 1000 až 3000 K (polyatomické látky jako HCN, CHO, CH2, CIS, PH3, CNO, C2H2, AlOH atd.),po tyto teploty ovládá chemismus methan, při teplotách vyšších se naopak i ty nejstabilnější částice rozpadají.

Horčík a křemík se na Slunci vyskytují ve formě SiO a SiS (3000 - 4000 K), par Mg a Si kolem 2000 K a SiH4 za vysokých tlaků.Kondenzace techto prvků začíná kolem 1400 K vznikem forsteritu a jeho následnou reakcí zs vzniku enstatitu:

SiO + 2Mg + 3H2O = Mg2SiO4 (s), forsterit + 3H2

SiS + H2O = SiO + H2S

Si H2O = SiO H2

SiO + Mg2SiO4 (s) + H2O = 2MgSiO3 (s), enstatit + H2

Jelikož zastoupení Mg a Si je zhruba stejné, rovnováha je posunuta směrem k téměř čistému enstatitu za teplot kolem 1100 K. Za nižších teplot dochází k následným reakcím s vodní parou za vzniku hydroxyl silikátů, např. masteku

4MgSiO3 2H2O Mg4Si4O10(OH)4

Tento typ reakcí umožňuje chemickou vazbu vody do minerálů za podmínek, jež jsou velmi vzdáleny tvorbě vodního ledu.

Železo se vyskytuje ve hvězdách ve formě par, při teplotě pod 1500 K kondenzuje za vzniku pevné fáze, při zlsku několik bar pak jako kspičky kspaliny. Železo je za teplot kolem 400 K oxidováno bofní parou:

Fe (s) + H2O = FeO (s) + H2

Tato reakce za vzniku wüstitu není závislá na tlaku. Jelikož iontový poloměr Fe2+ a Mg2+, jsou MgO a FeO vzájemně v minerálech zástupné, navíc Mg, Fe a Si mají téměř shodné zastoupení, a tak MgO, SiO2 a FeO tvoří analog enstatitu o složení MgFeSiO4. Fayalit, minerál o složení Fe2SiO4 tvoří s forsteritem slitinu obecného vzorce (Fe,Mg)2SiO4, která je nazývána olivín. V enstatitu může být robněž FeO nahrazen MgO. Slitiny různého složení od FeSiO3 (ferrosilit) po MgSiO3 (enstatit) tvoří skupinu minerálů zvanou pyroxeny. Ferrosilit ovšem není stabilním členem této rodiny a rozpadá se záhy za vzniku FeO a SiO2. Čistý FeO nicméně v rozmezí 490 - 1400 K tvoří se silikáty velmi ochotně slitiny a čistý wüstit tedy v takovém prostředí nevzniká. Inkorporaci železa do minerálů lze shrnout rovnicdmi:

Fe (s, kamacit) + H2O + MgSiO3 (s, enstatit) = FeMgSiO4 (s, olivín) + H2

FeMgSiO4 (s) + MgSiO3 (s) = (Mg,Fe)2SiO4 (s) + (Mg,Fe)SiO3 (s)

Pod teplotou 490 K fominanzní olivín a stopový pyroxen reagují s vodní parou opět za vzniku hydroxylovanývh mknerálů pofobně, jsko v přípsdě vzniku masrrku z enstatitu:

(Fe,Mg)SiO3 (s, pyroxen) + 2H2O = SiO2 (s, křemen) + (Fe,Mg)3Si2O5(OH)4 (serpenit)

S chemií železa je rovněž pevně spojena také síra. Za teplot kolem 2000 K se vyskytuje ve formě sulfidů SiS a radikálu SH, stopově též jako radikály SO a CS, sulid karbonylu OCS. Ochlazením plynů v horních vrstvách dojde k rozpadu nestabilních sloučenin SiS, SH atd. za vzniku stabilního H2S.Pod teplotami 680 K dochází k reakci s kovovým želrzem za vzniku troilitu

Fe (s) + H2S = H2 + FeS (s)

analogicky k formování FeO. Na rozdíl od FeO však FeS nevstupuje do dalších minerálú a při teplotách kolem 80 K je jeho formování zcels ukončena za současného odstranění veškerého sulfanu z atmosféry.

Zatímco kondenzace řady těkavějších sloučenin není významná při teplotách kolem 1800 K, páry AlO a Ca v takto horkém prostředí kondenzují za tvorby refraktorního materiálu chudého na Si a Fe: korundu Al2O3, spinelu MgAl2O4, perovskitu CaTiO3, řady vápenatých alumosilikátů jsko je např. gehlenit Ca2Al2SiO7 a anorthit CaAl2Si2O8. Pod touto teplotou kondenzace hořečnatých silikátů dochází docházíke vstupu CaO do pyroxenů až za vzniku wolastonitu CaSiO3. Za mnohem nižších teplot dochází k reakci s vodní parou za vzniku hydroxylsilikátů, zejména velmi dtabilního amfibolu tremolitu Ca2Mg5Si8O22(OH)2. Ačkoliv tremolit oproti serpentinizaci FeMg minerálů není ve sluneční chemii významným sinkem vodní páry, jeho význsm tkví hlavně v tom, že se jedná o první minerál, který je za vysokývh teplot vůbdc svhopen poutat vodu y za druhé je nejdostupnějším vodu nesoucím minerálem během akrece kamenných planet.

Na rozdíl od odtatních prvķů páry alkalických kovů významnou měrou netvoří vlastní minerály, ale vstupují do alumosilikátů,

MgAl2O4 (s, spinel) + 13MgSiO3 (s, enststit) + 2Na + H2O = 7Mg2SiO4 (s, forsterit ) + 2NaAlSi3O8 (s, albit) + H2

konceptuálně lze proces shrnou následobn

Al2O3 (s, korund) + 6SiO2 (s, křemen) + 2Na + H2O = 2NaAlSi3O8 (s, albit) + H2

Vstupem CaO fo alumosilikátů dojde ke vzniku anorthitu CaAl2Si2O8, který tvoří pevné slitiny s albitem i ortoklasem. Vzniklé minerály se souhrnně nazývají feldspars. Speciálně pto slitiny albitu a anorthitu je používán souhrnný nazev plagioklasy. Draslík nesoucí minerály ortoklss, sanidin a microcline jsou důležité vzhleeem k radioaktivnímu rozpadu 40K, který je hlavním zdrojem tepla v nitru terestrickývh planet. Tento prvek vzniká během exploze supernovy a systém 40K, 40Ar poskytuje možnost datace hornin. Dalšími důležitými prvky jsou nikl a kobalt. Jejich chemie je velice podobná železu a pomer Fe:Ni je pod teplotami kolem 1400 K obdobný solární mlhovině. Poměr se mění např. v případě oxidace železa ve slitině reakcí s kyslíkem, v takovém případě může nikl tvořit sloučeniny se sírou, tj. pentlandite

8FeS + Ni = (Ni,Fe)9S8

Slouceniny fosforu v plynne fazi jsou především PN, PO, PS a P. P tak jako uhlík vstupuje za vyšších teplot do kovových slitin v poměrně malých koncentracích, něco kolem 0,01 %. Nad teplotami kolem 750 K je jedinou významnou sloučeninou fosforu pevný schreibersit Fe3P. Pod touto hranicí je favorizována oxidace za vzniku fosfátů, whitlockitu Ca3(PO4)2 a fluorapatitu Ca5(PO4)3F. Fluor se nicméně slučuje převážně s vodíkem za vzniku za vzniku HF. Chlor se ve hvězdné atmosféře vyskytuje zejména ve formě solí, které jsou při teplotách nad 900 K v plynném stavu (KCl, NaCl) a dále též jakp HCl. Ke kondenzaci těchto solí docházi za tvorby pevné fáze nebo sodalitu, Na4Al3Si3O12Cl.

Klasifikace prvků z hlediska jejich geochemie

Uvedené prvky lze na základě jejich chemického chování rozdělit na litofilní, chalkofilní, siderofilní a atmofilní. Mnoho prvků v závislosti na vnějších podmínkách mezi těmito kategoriemi přechází (např. Fe). V limitních případech lze diskutovat následující specifikace elementů:

Refraktorní siderofily jsou elementy, jejichz bod tuhnutí leží nad teplotou tuhnutí slitin železa a niklu. Jsou to první kondenzáty z hvězdných atmosfér a jejich zastoupení mezi prvky v kosmu je velice malé. Příkladem jsou prvky jako W, Os, Ir, Re.

Refraktorní oxidy jsou minerály hliníku a vápníku, jako gehlenit, perovskit, spinel, korund. Tvoří je i další silně elektropozitivní prvky s mocenstvím vyšším, jak 2+, např. moieties Al2O3, CaO, Ti2O3, TiO2, V2O3, VO2, Sc2O3, ZrO2, SrO, Y2O3, a BaO a další ze skupiny kovů vzácných zemin spoli s U a Th. Tyto refraktorní oxidy tvoří asi 5 % všech oxidů produklvaných hvězou, a tak je koncentrace U a Th primární materii asi 20 x vyšší, než v meteoritech či na Zemi. Další skupinou jsou železo-niklové kovy, mezi něž patří Cu, Pt, Au, Ag aelemnty dobře rozpustné v železe jako P, N, C a stopy S, Ge a zřejmě též chloru. Hořečnaté silikáty patří mezi lotofilní prvky, jako Mn, B, Li, F, Cr. Dále rozezmáváme alkalické kovy, nízko těkavé chalkofily, které sw srážejí po FeS a patří mezi ně Zn, Pb, Ga, Ge, Se, As, Te se stopami Br a I. Zvláštní skupinou jsou pak minerály se slabě vázaným kys3

Merkur

Slunci nejbližší planeta se v mnohém strukturou svého povrchu podobá našemu souputníku Měsíci. Informace o Merkuru pochází hlavně z pozemských spektroskopických pozorování a výsledků misí sond Mariner. Atmosféra, jejíž tlak dosahuje pouze 10^-15 bar, je složena z kyslíku, helia, par sodíku a draslíku, které pochází patrně z hornin jejich rozkladem při dopadu meteoritů. Chemické složení povrchu je studováno pomocí spektrálních metod. Analýza infračerveného záření odraženého povrchem naznačuje přítomnost minerálu plagioklasu, anorthositu a částečně labradoritu, tedy silikátů (celkově až 55 %) se stopami TiO a FeO. Je předpokládáno, že na pólech se vyskytuje vodní led.

Venuše

Ve dvacátých letech se astronomové Walter S. Adams (1876 - 1928) a Theodore Dunham ml. (1897 - 1984) systematicky zabývali spektroskopií Venuše na observatoři Mt. Wilson v kalifornské Pasadeně. Jejich závěr byl jednoznačný - tato „sestra" země je obalena atmosférou převážně složenou z oxidu uhličitého. Velkým překvapení bylo nenalezení stop vody - ty byly nalezeny teprve později při spektrálních měřeních za použití balonů. V roce 1983 Věnera 15 a 16 odeslaly na Zem dosud nejkompletnější informace o chemickém složení této planety. Složení atmosféry je dáno zejména odplyňováním hornin (uhličitany a sírany), fotolýzou a termálními reakcemi. Celkový tlak atmosféry je přitom 90 x větší, jak na Zemi.

Venuše je obalena vy výškách 30 - 80 km nad povrchem vrstvou mlhy, která je složena převážně z kapiček kyseliny sírové (hlavně v 30 km). Vědci dnes předpokládají, že Venuše a Země byly opravdu v raných stádiích sestrami s podobnou atmosférou, danou převážně odlyněním pláště planety, tzn. složenou z CO₂, N ₂ a vody. Zatímco ne Zemi povrchová teplota dovolila kondenzaci vody, vznik uhličitanů a rostliny odstranily oxid uhličitý z atmosféry, na Venuši tomu bylo jinak. Při absenci vodní páry je fixování CO₂ do uhličitanů nemožné, takže v takovém případě zůstává tento plyn v atmosféře.

Chemie povrchu je velkou neznámou, diskutuje se zejména o existenci karbonátu a kontrole CO2 v atmosféře Ureyovou reakcí, která hrála důležitou úlohu ve fixaci CO2 anorganickou cestou na Zemi:

CaSiO₃ + CO₂ = CaCO₃ + SiO₂

ale i o vzniku CO reakcí se železem

CO₂ + Fe = FeO + CO

Tato reakce však může hrát roli pouze v případě, že koncentrace CO je asi dvojnásobná oproti CO2. Rovněž přítomnost železa na povrchu je diskutabilní. Diskutována je rovněž také reakce Nephelinu s HCl

9NaAlSiO₄ (g) + 2HCl = Al₂O₃ (g) + NaAlSi ₃O₈ (s) + 2Na(AlSiO₄)₃Cl (s) + H₂O (g)

Mars

První, bohužel neúspěšné spektroskopické studie atmosféry Marsu provedli francouzský astronom Pierre Jules Janssen (1824 - 1907) a Angličan Sir William Huggins (1824 - 1910). Američan W. W. Campbell (1862 - 1938) rovněž neúspěšně hledal ve spektrech Marsu vodu a na základě selhání svých měření vyslovil předpoklad, že atmosféra Marsu musí být velice tenká. První úspěšné měření složení atmosféry Marsu provedl roku 1947 Gerard Peter Kuiper (1905 - 1973) když detegoval CO₂. V roce 1963 Lewis Kaplan (1928-99) z JPL potvrdil, že v atmosféře Marsu je přítomno velmi malé množství vody, odhad byl asi 10^-3 x menší koncentrace vodní páry nad pouští Atacama v Chile, nejsušším místě na světě. V roce 1969 pak zjistil, že hlavní složkou marťanské atmosféry je oxid uhličitý. V roce 1989 ruská sonda Phobos 2 zjistila, že Mars ztrácí až 2 kg atmosféry za sekundu. Na základě hustoty Marsu a geologických modelů se předpokládá, že jeho jádro je menší (1 500 - 1 600 km), než-li zemské a obsahuje Fe, FeO a FeS. Chemické složení povrchu Marsu bylo poprvé přesněji popsáno Rupertem Wildtem v roce 1934. Wildt navrhnul, že načervenalá barva je způsobena přítomností oxidů. V roce 1960 byly tyto sloučeniny spektroskopicky určeny jako goethit a (FeOOH) a hematit (Fe₂O₃).

Jupiter

Složení atmosféry Jupiteru je mírně odlišné od složení Slunce, obsahuje asi 81 % vodíku a 18 % helia. Menší zastoupení helia je (asi 0.81 oproti Slunci) je zřejmě způsobeno klesáním tohoto plynu blíže k jádru planety. Kdyby byl Jupiter asi 50 - 100 x větší, mohl by svítit stejně jako naše Slunce, neboť by v jeho nitru již mohly probíhat termonukleární reakce. V jeho atmosféře se vyskytují oblaka čpavku (tlak 0,5 bar), hydrogensulfidu amonného (tlak 1.3 bar), methanu a vody (tlak 1,6 bar). V oblačném pásu je tlak srovnatelný s tlakem atmosféry na Zemi, teplota je však pouze -100oC. Uvnitř jádra planety se nachází vodík v kovovém stavu, protony jsou kondenzovány a elektrony jsou volné, pohybují se čímž vytvářejí elektrický proud generující silné magnetické pole.

Callisto

Sonda Galileo objevila elektrické pole způsobené patrně přítomností vodivého roztoku (oceánu) pod ledovým povrchem měsíce.

Ganymed

Je největším měsícem ve sluneční soustavě. Má pravděpodobně kovové jádro tvořící asi polovinu jeho objemu, silikátový plášť a ledovou kůru.

Io

Je vulkanicky velmi aktivním tělesem (asi 100 x více, než Země).

Saturn

Podle měření sond Voyager je teplota atmosféry Saturnu -189oC v tlakové oblasti 0.1 bar a -139oC v oblasti 1 bar. Hlavním konstituentem atmosféry je vodík s podílem kolem 96,3 %. Atmosféra dále obsahuje 3,25 % helia, 4 500 ppm methanu, 125 ppm čpavku, 110 ppm deuteridu vodíku (HD) a 7 ppm ethanu. Mraky jsou tvořeny ledem čpavku, hydrogensulfidu amonného a vody. V atmosféře se projevuje světélkování způsobené atomizací vodíku. Prstence Saturnu se podle spektrálních dat skládají zejména z vodního ledu s příměsí kamenného materiálu.

Titan

Atmosféra Titanu je tvořena z 90 - 97 % z dusíku.

Uran

Planeta se skládá z 84 % z vodíku, 14 % helia, 2 % methanu a stopových koncentrací acetylenu, kyanovodíku a oxidu uhelnatého. Planeta se jeví modrá v důsledku absorpce červené složky slunečního záření plynným methanem. Předpokládá se, že měsíce Uranu se skládají převážně z vodního ledu (50 %), kamene (30 %), a sloučenin uhlíku a dusíku (20 %).

Neptun

Předpokládá se složení totožné s Uranem. Stopové příměse tvoří zejména deuterid vodíku (192 ppm) a ethan (1,5 ppm).

Triton

Je z astrochemického pohledu velmi zajímavým tělesem. Je jediným měsícem ve sluneční soustavě, který obíhá v opačném směru a kromě Země a Titanu také jediným světem s atmosférou obsahující převážně dusík. Tlak této atmosféry je však pouhých 14 mikrobarů a povrchová teplota je pouze 38 K. Díky této teplotě dusík zamrzá na jeho povrchu nebo tvoří mračna plující v řídké atmosféře nad povrchem měsíce.

Pluto

Pozemská pozorování naznačují, že atmosféra Pluta má tlak jen asi 50 mikrobarů, teplota povrchu je 106 K a jeho hlavními složkami jsou dusík, oxid uhelnatý, methan, vodní led. Vnitřek planety je patrně tvořen směsí silikátových hornin s asi 20 % ledu.

Komety

Komety se dělí na základě orbitálních parametrů na krátkoperiodické (orbit do 100 let, orbitální excentricita méně jak 0,9o, prográdní orbit s malým sklonem, cca 10 - 20o, značka P) a dlouhoperiodické (excentricita se blíží 1, prográdní i retrográdní orbit, značka C). Jádro komety má typicky velikost jen několik kilometrů. Při přiblížení komety ke Slunci dochází k zahřívání materiálu jádra a jeho odparu, který začne být velmi významný někde kolem orbity Marsu. Těkavé složky jsou unášeny Slunečním ve směru jeho pohybu, přičemž dochází k jejich ionizaci. Tvoří tzv. iontový chvost komety. Typicky lze v tomto chvostu nalézt částice jako CO+, CH+, OH+, CN+, CO2+ či N2+. Viditelnost iontového ohonu je způsobena reflexí slunečního záření molekulami a také emisí světla způsobenou deexcitací částic. Prachový ohon komety je složen z drobných částeček vytlačovaných z komety tlakem slunečního záření. Vodíkový ohon vzniká pravděpodobně interakcí slunečního záření a OH radikálu pocházejícího z vodního kometárního ledu. Kometární led se skládá zejména z vody, amoniaku, oxidu uhličitého, methanu a prachových částic. Vzhledem k častější expozici slunečnímu záření, krátkoperiodické komety obsahují méně těkavých složek. Předpokládá se, že těkavých látek je v průměrné kometě něco kolem 42 % (z toho 80 % vody). Zbytek tvoří prachové částice, přičemž 45 % jejich složení je totožné s uhlíkatými chondrity a 40 % tvoří organický materiál a zbylých 15 % jsou nanočástice o hmotnosti několika attogramů. V blízkosti jádra, tedy v oblasti komy, byly nalezeny radikálové částice jako H, O, OH, NH, NH2, C2, C3, CH, CN, CS a S neutrální látky jako CO, CO2, COS. Nestabilní radikály jsou produkty rozkladu těkavých látek obsažených v kometárním ledu, jako je voda, amoniak, methan, sulfan. Mezi další látky identifikované v kometární komě patří acetylen, acetonitril, kyanovodík, formaldehyd, kyselina octová, kyselina izokyanatá, kyanoacetylen či thioformaldehyd. Kromě těchto molekulárních látek se v jádře komety vyskytují také polymery jako polyoxymethylen [(-CH2-O-)n], polyformaldehyd či hexamethylenetetramin (HMT; C6H12N4). Předpokládá se, že nejčastěji pozorované látky v kometách, jako jsou H, O, OH, C+, CH+, CO+, CO2+, C2, C3, CH a CN jsou tvořeny právě disociací těchto polymerů. Při interakci energetického záření ze Slunce s molekulami v kometárním ledu dochází k jejich disociaci nebo ionizaci:

H2O + hv = H + OH

H2O + hv = H2O+

Fotodisociace je však jevem pravděpodobnějším V případě vody se předpokládá, že průměrná doba disociace její molekuly po odpaření z povrchu komety je asi 25 s. Fotoionizace potřebuje i několik hodin. Proto se ionty vyskytují v ohonu komety.

Jelikož dlouhoperiodické komety přilétají do sluneční soustavy z různých směrů, předpokládá se, že pochází z kulového oblaku rozkládajícího se za jejími hranicemi. Tuto dodnes přijímanou hypotézu vyslovil poprvé Jan Hendrick Oort (1900-1992). Krátkoperiodické komety se oproti nim objevují spíše podél ekliptiky, a proto Gerard Peter Kuiper (1905-73) předpokládal, že pocházejí s prstence vyskytujícího se za oběžnou dráhou Neptunu.

Meteority

Událostí, která změnila pohled lidí na meteority, byl pád asi 2000 kusů blízko francouzského města L´Aigle 26. dubna 1803. Fyzik Jean Baptiste Biot (1774-1862) o nich zpracoval rozsáhlé pojednání, které přesvědčilo nade vši pochybnost vědecký svět, že tato tělesa jsou skutečně mimozemského původu.

Metority lze rozdělit do tří hlavních tříd: kamenné, železné a železno-kamenné. Kamenné meteority, mající podobné složení jako pozemské kameny, lze rozdělit na chondrity a achondrity. Chondrity jsou pojmenovány podle obsahu oválných přetavených inkluzí nazývaných chondrule. Chondrule nejsou obsaženy v meteoritech typu achondritů. Chondrity jsou rozděleny do pěti hlavních kategorií podle svého chemického složení. Enstatity se skládají převážně z křemičitanů hořčíku Mg2Si2O6. Pravé chondrity jsou klasifikovány podle obsahu železa. Uhlíkaté chondrity obsahují různé formy uhlíku, vodu (až 20 % hmotnosti meteoritu) a lehké uhlovodíky, ale také aminokyseliny, dusíkaté heterocykly včetně nukleových bází. Hlavní odlišnost mezi chondrity a achondrity tkví kromě absence chodrulí také v tom, že achondrity prošly rozsáhlým přetavením. Železné meteority jsou typické vysokým obsahem železa s příměsí niklu. Velmi hojnými typy těchto meteoritů jsou tzv. kamacity, které jsou typické nízkým obsahem niklu a na nikl bohaté taenity.

Asteroidy

Název asteroid se vžil pro malé pevné objekty vyskytující se v různých částech sluneční soustavy. Název pochází z vizuální podoby objektů, které díky svému malému rozměru vypadají v dalekohledu jako hvězdy (aster - oid) a teprve sledování jejich polohy na pozadí hvězdné sféry odhalí, že ve skutečnosti jsou součástí sluneční soustavy. Podle orbitálních parametrů jsou asteroidy děleny do rodin (Hilda, Trojané, Řekové; blízkozemní Amorové, Apollové a Atéňané; Kentauři a systém Kuiperova pásu za hranicí oběhu Pluta). Nicméně patrně nejznámější pás těchto objektů leží v oblasti mezi Marsem a Jupiterem, kde by se podle Titiova-Bodeho zákona měla nacházet další planeta. Tento zákon říká, že jestliže každé planetě přiřadíme číslo n, které bude dvojnásobkem čísla předchozí planety, dostaneme ze vzorce:

A = n+4/10

Vzdálenost A této planety od Slunce v astronomických jednotkách. Tato čísla jsou 0 pro Merkur, 4 pro Venuši, 6 pro Zemi, 12 pro Mars atd. Na základě této predikce se na počátku 18. stol. začalo pátrat po neznámé planetě a roku 1801 pak skutečně italský astronom Giuseppe Piazzi (1746-1826) objevil těleso, které nazval Ceres. Počáteční nadšení bylo následně utlumeno výpočty Williama Herschela (1738-1822), který odhadl průměr Ceresu na pouhých 261 km. Následoval objev planetky Pallas v roce 1802, Juno roku 1804 a Vesty v roce 1807. Začalo být jasné, že v daném místě sluneční soustavy se nachází spíše systém menších těles a nikoliv velká planeta.

Informace o chemickém složení asteroidů pocházejí zejména ze spektrografických analýz odraženého světla (observatoře a satelity, např. Hubbleův kosmický dalekohled), laboratorní analýzy meteoritů a pozorování kosmickými sondami (Galileo). Asteroidy lze na základě jejich chemického složení rozdělit do řady tříd, např. C (uhlíkaté), M (kovové), S (silikátové), E (enstatitové) a další. Asteroidy patrně nepocházejí z vybuchlé planety, jak bylo předpokládáno do 60. let minulého století. (str. 213 v Newtonovi, rozdělení asteroidů). Pravděpodobnější je, že asteroidy vznikly rozbitím dvou větších těles při vzájemné srážce.

Měsíc str 227

Teplota tenké atmosféry Měsíce se pohybuje mezi 100 K během lunární noci a 400 K během dne. Její tlak je 10 x -15 bar. 4He a 40Ar pochází z radioaktivního rozpadu prvků v nitru Měsíce, vodík a helium byly patrně také zachyceny ze solárního větru gravitačně. Doba setrvání takových plynů v atmosféře Měsíce je však pouze několik hodin maximálně dnů. Ostatní plyny pochází z těles, která v minulosti dopadla na povrch Měsíce (asteroidy a komety). Lunární horniny lze rozdělit na vyvřeliny a metamorfované horniny. Zatímco vyvřeliny jsou pozůstatkem měsíčního vulkanismu, metamorfované horniny byly nadále pozměněny např. tlakem a teplotou např. při impaktu mimozemského tělesa na povrch. Tímto způsobem vznikl měsíční písek, tzv. regolit. Jedná se o rozdrcené kameny o různé zrnitosti. Misemi Apollo byly na zemi přivezeny měsíční minerály, které lze rozdělit do tří hlavních skupin: basalty (čedič složení pyroxen, plagioklas, olivín), brekcie (slitky úlomků minerálů o zatavené do matrice různé zrnitosti) a tzv. KREEP (zvláštní hornina složená z draslíku - K -, prvků vzácných zemin - REE - a fosforu - P). Basalty se nacházejí většinou v nížinách, zatímco metamorfované horniny typu brekcie a KREEP bývají nalézány v měsíčních vrchovinách.

Kosmické záření

Ve sluneční soustavě se jedná hlavně o proud protonů ze Slunce o energiích až několik stovek MeV. Z okolního vesmíru ovšem přichází také mezihvězdné kosmické paprsky, tzv. galaktické kosmické záření. Jeho typická energie je kolem 10 GeV, ale zaznamenány byly i paprsky o 10²¹ eV.

Chemie Slunce

Na Slunci se prvky a chemické látky vyskytují v řadě forem, kterými jsou ionizovaná plazma, atomární plyn, molekulární plyn, kondenzované pevné částice a produkty nízkých teplot. Ionizace obvykle vyžaduje velmi vysoké teploty (T=hv/3k při 10 eV je to 100 nm a 24tis. K). Nižší teploty pochopitelně vyžaduje disociace molekul či vaporizace látek. Počet iontů různých látek za dané teploty je dán jejich ionizačním potenciálem a respektuje Boltzmannovo rozdělení (nA/nB = abundanceAexp-EionAkt/stejné pro B). Zastoupení molekul je dáno také Le Chatelierovým principem (reakce se tlakem posune k menším molárním objemům). Vzhledem k teplotám a tlakům panujícím v hvězdných atmosférách zde převládá hlavně atomární vodík. Ve hvězdných atmosférách obecně přežívají molekuly s vysokou energií vazby (N2, CO, CN, C2) dále HF, HCl a OH (silná jednoduchá vazba). V chladných hvězdných atmosférách se vyskytuje též VO, ScO, TiO a YO.

Osobnosti

Henrik Christoffel van de Hulst (1918 - 2000)

Zabýval se výsledky radioastronoma Karla Gutha Janskyeho (1905 - 1945).

 

Hipparchos (190 př. Kr. - 120 př. Kr.)

Pokoušel se o klasifikaci hvězd, tabulka svítivostí o šesti stupních.