Vesmir

Část 1 : Úvod

Vesmír je vše co existuje – hmota , prostor , energie a čas. Jsou to všechny hvězdy , planety a další objekty ve vesmíru.

Velikost vesmíru hraničí s lidským chápáním. Viditelné části mají rozlohu 1,6 bilión biliónu km a nikdo neví , jak daleko sahají dosud nepoznané části vesmíru.
Bylo vytvořeno mnoho teorií vysvětlujících , jak vesmír vznikl a jak se vyvíjel až do dnešních dnů. Obvykle uznávaná teorie velkého třesku tvrdí , že vesmír byl vytvořen obrovskou explozí před 15 miliardami let. Tato jedinečná událost stvořila nejen hmotu , ale i energii , prostor a dokonce i čas. Je nesmyslné mluvit o době před velkým třeskem , protože žádná neexistovala.
Astronomové se domnívají , že po velkém třesku byl vesmír nesmírně horký a plný záření, Po deseti sekundách se vytvořily elementární částice ( protony , neutrony , elektrony ) , ale atomy samotné ( vodík hélium ) se vytvořily až po několika stovkách tisíce let , kdy se vesmír rozpínal a ochlazoval.
Ozvěny velkého třesku

Astronomové odhadují teplotu vesmíru na 3K neboli 3 stupně nad absolutní nulou , pokud by se velký třesk uskutečnil před 15 miliardami let. Radioteleskopy se zaznamenal po celé obloze ,,šum‘‘ rádiové pozadí odpovídající teplotě 3K. Podle vědců jde o ozvěnu velkého třesku.
Jedna z nejoblíbenějších vědeckých historek popisuje , jak Isaac Newton zjistil , že síla která způsobuje pád jablka , je působením Země samotné. Nazýváme ji přitažlivost ( gravitace ) Země. Velikost této síly závisí na hmotnosti předmětu .Jablko má malou hmotnost , a tak je jeho přitažlivost malá a Zemí téměř nepohne. Zato Země je obrovská , a proto Země přitáhne jablko k sobě.
Gravitace drží všechna tělesa na svých cestách prostorem. Měsíc je gravitací udržován na oběžné dráze kolem Země , aby neulétl do vesmíru. Gravitační síla Slunce udržuje planety na oběžných dráhách kolem něj a mnohem větší gravitační síla drží Slunce v postavení vzhledem k poloze dalších hvězd.
Naše Slunce je hvězda střední velikosti a stejně jako ostatní hvězdy je to shluk rozžhavených plynů , obrovský jaderný kotel vyzařující obrovské množství světla , teplá a jiné energie.
Slunce a planety , které kolem něj obíhají , tvoří sluneční soustavu. Ostatní hvězdy se zdají být malinké , ale jenom proto , že jsou velmi daleko. Některé hvězdy jsou více něž stokrát větší něž Slunce.

Hvězdy a galaxie

Astronomové popisují polohu hvězd za pomocí souhvězdí. Souhvězdí tvoří skupina hvězd viditelná v určité části noční oblohy. To neznamená , že by musely být blízko u sebe.
V mnohem větším měřítku vytvářejí hvězdy seskupení , která nazýváme galaxie. Naše Slunce a jeho planety jsou částí galaxie pojmenována Mléčná dráha. Mléčná dráha není zdaleka největší galaxie , ale i přesto je tak rozsáhlá , že je velmi těžké pochopit její rozměry.
Vzdálenost ve vesmíru se měří pomocí rychlosti světla ( 300 000 km/s , největší známá rychlost ). Astronomy používaná jednotka se jmenuje světelný rok a znamená vzdálenost uraženou světlem za jeden rok. To je asi 9 460 000 000000 km. Hvězda nejblíže Zemi se jmenuje Proxima Centauri a je vzdálená 4,3 světelných let. To znamená , že hvězda , jak ji vidíme dnes tak vypadala už před více než čtyřmi léty. Dokonce i světlo ze Slunce k nám letí 8 minut a 20 sekund.
Mléčná dráha má tvar obrovského rotujícího kola s vypouklým středem. Obsahuje stovky tisíc miliónů hvězd. Slunce leží u kraje kola a od středu je vzdáleno 25 000 světelných let. Slunci trvá jedno otočení okolo středu galaxie 250 miliónů let.
Naše galaxie je jen jednou z mnoha galaxií. Jejich počet neznáme. Dnes známe asi miliardu galaxií a každou z nich tvoří mnoho miliónů hvězd. Nejvzdálenější známé galaxie jsou od nás vzdáleny více než sto miliónů světelných roků a tak v okamžiku , kdy je studujeme , se díváme do nejvzdálenější minulosti vesmíru. Všechny galaxie se od nás obrovskou rychlostí vzdalují a my zase od nich. Zdá se , že vesmír se rozpíná , a právě to bylo důvodem , proč přišli astronomové s teorií velkého třesku.

Druhy hvězd

Existuje mnoho druhů hvězd. Vyvíjí se a zanikají už mnoho miliónů let. Naše Slunce je staré asi 5 biliónů let a astronomové spočítali , že bude trvat ještě dalších 5 biliónů let , než Slunce zanikne. Slunce je jednoduchá hvězda na rozdíl od mnoha jiných hvězd tvořených dvěma hvězdami rotujících okolo sebe , tzv. dvojhvězdy. Existují dokonce trojhvězdy a multihvězdy.
Největší hvězdy se nazývají superobři. Mezi ně patří i Antares s průměrem 330 krát větším než je průměr Slunce. Superobři se liší od ostatních hvězd svou nízkou hustotou. Dalším druhem jsou obří hvězdy s průměrem desetkrát až stokrát větším něž průměr Slunce. Mají poměrně nízkou hustotu , ale už ne tak nízkou jako superobři. Nejvíce hvězd , včetně našeho Slunce , spadá do kategorie hvězd střední velikosti. Jejich průměr kolísá od desetinásobku průměru Slunce až po jeho desetinu.
Nejmenší hvězdy střední velikosti se jmenují červení trpaslíci. Dalším typem trpaslíků jsou hvězdy menší než hvězdy střední velikosti. Tyto hvězdy se jmenují bílí trpaslíci , jejich rozměry odpovídají rozměrům Země. Jsou to hvězdy velmi slabé , ale jejich hustota dosahuje vysoké hodnoty – 100 000 krát až 20 000 000 krát překračují hustotu vody. V Mléčné dráze jich může být až 5 miliard , ale dosud jich bylo objeveno jen pár stovek.

Život hvězdy

Všechny hvězdy zahajují svůj život jako mračno plynného vodíku a prachu. Ve vesmíru je mnoho takových mračen. Vytvoření hvězdy začíná , když něco , a nikdo doposud neví přesně co , způsobí , že se mračno začne vlivem gravitace hroutit do sebe. Když se mračno smrští , roztočí se a jeho střed se začne zahřívat. Nakonec teplota v jádru hvězdy vzroste natolik ( mnoho miliónů stupňů ) , že se rozběhne jaderná reakce. Při této reakci vzniká slučováním jader vodíku helium. Vytvořena energie se uvolňuje jako světlo a teplo a hvězda začíná zářit.
Nově vzniklá hvězda je stálé obklopena zbytkem plynu a prachu. V případě našeho Slunce z této hmoty vznikly planety. Je téměř jisté , že planety se zformovaly i okolo jiných hvězd a fascinující je představa , že mnohé z nich se pravděpodobně mohly stát domovem určité formy života.

Vybuchující hvězdy

Osud hvězdy závisí hlavně na její hmotnosti. Když hvězda jako Slunce spotřebuje své vodíkové palivo , její heliové jádro se scvrkne , zatímco vnější vrstvy se rozpínají. Taková hvězda se nazývá červený obr. Postupem času jsou vnější vrstvy odfouknuty a zůstává jen jasné malé jádro – bílý trpaslík. Hvězda postupně chladne a stává se černým trpaslíkem – obrovskou hroudou uhlíku.
Hvězdy s několikanásobkem hmotnosti Slunce mívají mnohem dramatičtější konec. Jakmile se spálí jejich jaderné palivo , rozpínají se a stávají se superobry. Mnohem většími hvězdami jsou červení obři. Potom se jejich jádro najednou zhroutí vlivem gravitace. Uvolněná energie rozbije hvězdu při obrovské explozi. Říkáme,že vybuchla supernova. Na chvíli hvězda zasvítí biliónkrát jasněji než Slunce. V únoru 1987 bylo možno i bez dalekohledu vidět ze Země výbuch supernovy v sousední galaxii. Byla to první pouhým okem viditelná supernova po 383 letech. V závislosti na hmotnosti původní hvězdy může po výbuchu vzniknout malé těleso nazvané neutronová hvězda. Má průměr jen několik desítek kilometrů a je tvořena hlavně neutrony , takže její hustota je obrovská , dokonce větší než hustota bílých trpaslíků.

Černé díry

Gravitační síla hroutícího se jádra může být při výbuchu supernovy tak veliká , že hmota je stlačena do té míry , že přestane vůbec existovat. Vše , co zbude , je jen část prostoru s neskutečně vysokou gravitací. Její přitažlivost je tak veliká , že nic nemůže uniknout z jejího dosahu. Této části prostoru říkáme černá díra. Jak plyne z povahy černých děr , nemůžeme je vidět. Astronomové zjistili , kde se některé nalézají. Hledají dvojhvězdné systémy vysílající silné rentgenové záření. Předpokládají , že rentgenové paprsky jsou vyzařovány v době , kdy je hmota jedné z hvězd zahřátá na několik miliónů stupňů a spirálovitě vtahovaná do černé díry. Takový zdroj záření existuje v souhvězdí Cygnus , známe jej pod názvem Cygnus X–1. Někteří vědci se domnívají , že existují i bílé díry : místa , kde se vytváří nová hmota vlévající se do prostoru. Ve vesmíru existují i další záhadné objekty , například kvasary. Vypadají jako hvězdy , ale jsou tak daleko , že to hvězdy být nemohou. Vypadají jako velmi jasné středy vzdálených galaxií a zdá se , že jsou to vůbec nevzdálenější objekty ve vesmíru. Jejich světlo se vydalo na cestu hned po vzniku vesmíru. Astronomové uvažují , že jen černé díry mohou poskytovat energii , kterou kvasary vydají.
Velmi zajímavé jsou i pulsary. Jsou to tělesa vysílající energii v pravidelných impulsech. Předpokládá se , že to jsou rotující neutronové hvězdy vysílající svazky paprsků do prostoru. Tyto paprsky se potom šíří vesmírem jako světlo z nebeského majáku.
Nikdo neví , jaký bude konečný osud vesmíru. V současnosti se zdá , že vesmír se nadále rozpíná už od dob svého vzniku velkým třeskem. Existují dvě varianty dalšího možného dlouhodobého vývoje vesmíru. Podle pojetí tzv. otevřeného vesmíru se bude vesmír dále rozpínat až do doby , kdy zaniknou všechny hvězdy i galaxie a kdy bude veškerá energie rozptýlena.
Další možností je , že rozpínaní vesmíru se jednoho dne zastaví a vesmír se začne smršťovat , až nakonec zmizí při události nazvané obrácený velký třesk neboli velký křach. Toto je pojetí tzv. uzavřeného vesmíru. Poté může být spuštěn další velký třesk a může vzniknout další vesmír. Může nastat nekonečný cyklus rozpínaní a smršťování , tzv.pulzující vesmír.

Ukázky pár černých děr :

GRS 1915 +105 (Gamma Ray Source), - hvězdná černá díra v souhvězdí Orla
(7.1.1998, NASA )
1023 kg látky/půl hodiny vyvržené téměř rychlostí světla.
Černá díra v naší Galaxii, binární systém hvězdné velikosti. Jety vyvrhující látku se tvoří periodicky a každých půl hodiny zmizí na 5 minut. V okamžiku vzniku jetu se výrazně snižuje produkce RTG záření z disku (sonda RXTE). Hmota z disku se pravděpodobně nějak transformuje do výtrysku a je takto vyvržena ven.
· Jety na počátku výtrysku září v IR a R (VLA).
· Detekce "frame dragging" - strhávání časoprostoru rotující černou dírou (MIT).
· Miniaturní quasar doma v Galaxii?

NGC 4261 - galaktická černá díra
(HST, 4.12.1995, WFPC)

Eliptická galaxie, vzdálená 108 světelných let ve směru souhvězdí Panny. V centru galaxie je masivní černá díra krmená prachem z tlustého akrečního disku o průměru 800 světelných let. Měřením rychlosti rotace prachového disku byla stanovena hmotnost černé díry na 1.2×1012 MS. Tato ohromná hmotnost se nachází v oblasti jen o něco málo větší než je naše Sluneční soustava. Disk obklopující černou díru má hmotnost 105 MS a byl objeven s HST v roce 1992. Snímky z HST z roku 1995 zaznamenaly poprvé strukturu disku, která pravděpodobně souvisí s vlnami a nestabilitami šířícími se diskem. Také se ukázalo, že černá díra s diskem nejsou přesně v centru galaxie NGC 4261. Pro tento fakt zatím chybí uspokojivé vysvětlení.

M 87 (Virgo A) - blízká obří eliptická galaxie v kupě galaxií v Panně s charakteristickým výtryskem patrným v horní řadě snímků (GCO, VLT-1998). Průměr 120 000 l.y. Pravděpodobně ústřední galaxie v kupě. Hmotnost 2.7×1012 Ms. Rozsáhlý systém kulových hvězdokup. Spolu s M 84 a M 86 leží v centru kupy. Centrum galaxie M87 je velmi husté. Nalezen disk horkých plynů rotující kolem centra obří galaxie. Disk je patrný v levé dolní části předposledního snímku (HST, 1994). Byla pořízena i spektra z různých částí disku (napravo) a z nich rychlost rotace disku. Z té lze určit hmotnost centrálního objektu a z rozměrů disku lze odhadnout maximální rozměr objektu. Tyto výpočty vedou k natolik vysoké hustotě centrálního objektu, že v úvahu připadá jedině černá díra. Výtrysk z jádra obsahuje rychle se pohybující nabité částice a je složen z vláken příčných rozměrů 10 světelných let. Charakter výtrysku odpovídá modelům černých děr s tlustým akrečním diskem.

NGC 7742 - galaktická černá díra, Pegas
(HST, 1998)
vzdálenost: 3 000 l.y.
Aktivní spirální galaxie, ve středu velká černá díra. Jádro představuje "žloutek" ve středu snímku, žmolkovitý tlustý prsten kolem je oblast, kde se rodí nové hvězdy.

Cent A (NGC 5128) - radiová galaxie
Pozůstatek kolize eliptické a spirální galaxie. V centru masivní černá díra.
1970 zdroj RTG (Uhuru)
1975 zdroj gama (Sigma)
1979 dva jety z jádra (Einstein)
1996 kolize dvou galaxií (HST)
1997 kompaktní malé jádro (VLBA)
1998 černá díra v jádře (HST, NICMOS)

Část 2 :
Galaxie

Zjednodušeně řečeno , vesmír se skládá z hvězd a prostoru. Hvězdy však nejsou v prostoru roztroušeny libovolně , jsou společně seskupeny v obrovské „hvězdné ostrovy “ nebo galaxie.

Všechny hvězdy , které vidíme na noční obloze , spolu se Sluncem , patří do naší Galaxie , kterou nazýváme Mléčná dráha. Název Mléčná dráha se užívá také pro matný , nejčastěji stříbrný pás hvězd , který se klene přes noční oblohu. Pro tento název máme rozumný důvod. Kdybyste si tento pruh prohlíželi dalekohledem nebo teleskopem , uviděli byste , že ji tvoří obrovský počet hvězd , zjevně k sobě těsně nakupených. To , na co se ve skutečnosti díváte , je průřez neboli příčný řez Galaxií.
Galaxie má podobu velkého disku , který je uprostřed dutý. Této výduti se říká jádro. Na obloze leží ve směru souhvězdí Střelce , v nejhustší části Mléčné dráhy. Do jádra není možné vidět příliš daleko , protože pohled je znemožněn silnými prachovými mračny. V disku jsou hvězdy seskupeny podél zahnutých ramen , které spirálovitě vybíhají z jádra. Naše Galaxie je jednou z mnoha spirálovitých galaxií ve vesmíru. Krouží prostorem jako ostatní. Z dálky by vypadala jako rozžhavený otáčivý ohňostroj – kateřinské kolo.
Studiem rozmístění hvězd a směru jejich pohybu jsou astronomové schopni lokalizovat některá spirálovitá ramena galaxií.
K vyhledávání vodíkových mračen , která jsou přítomna v ramenou , se používají také radioteleskopy. Nejblíže Zemi jsou tři ramena – Orion , Perseus a Střelec. Blíže k jádru je rameno Carina a existuje také důkaz o ramenu Kentauru. Ramena jsou pojmenována po souhvězdích , ve kterých se vyskytují.
Naše Galaxie je větší ve srovnání s průměrem ostatních galaxií. Obsahuje okolo 100 000 miliónů hvězd a napříč měří okolo 100 000 světelných let. Středová výduť má v průměru okolo 15 000 světelných let , zatímco disk je silný jen asi 3 000 světelných roků.
Slunce leží v disku Galaxie na spirálovitém rameni Orionu , přibližně 3 000 světelných let od centra. Jedno otočení kolem Galaxie trvá 25 miliónů let , což je období , kterému se říká vesmírný rok.
Stejně jako se hvězdy seskupují v galaxii , galaxie se seskupuje do hvězdokup. Naše galaxie je součástí hvězdokupy relativně blízkých galaktických soustav , zvaných Local group ( místní skupina ). Zahrnuje také naše nejbližší galaktické sousedy Velké a Malé Magalheasovo mračno , a známou mlhovinu Andromedy , což je spirální galaxie o něco větší než naše Galaxie.

V disku

Mezi tím , co se odehrává v disku galaxie a v jejím jádře , je nepatrný rozdíl. V disku se nacházejí hvězdy relativně mladé. Je tam hodně jasných modrých a modrobílých hvězd. Některé se seskupily a my je pozorujeme je jako otevřené hvězdokupy. Dobrým příkladem jsou Plejády nebo Kuřátka v souhvězdí Býka.
Mezi hvězdami v disku jsou mračna prachu a plynů , kterým se říká hvězdné mlhoviny . Z těchto mračen vznikají hvězdy. Je vypočítáno , že více než jednu desetinu hmotnosti naší Galaxie tvoří mlhovina. Plynová a prachová mračna také obsahují hmotu , která se roztrouší v prostoru , když se obrovské vyhasínající hvězdy roztrhnou jako supernovy. Část této hmoty obsahuje kovy. Takže hvězdy zrozené z těchto mračen obsahují nepatrné množství kovů. Typická hvězda disku je tudíž mladá , žhavá a obsahuje příznačné množství kovů. Je známa jako hvězda „ první generace“.

V jádře

Hvězdy seskupené v jádře naší Galaxii jsou v podstatě staré červené hvězdy. Většina z nich se utvořila při explozi hvězdných útvarů před 12 000 milióny lety , když vznikla galaxie. Hvězdy disku jsou o dost mladší – například slunce má jen 5 000 miliónů let. Staré červené hvězdy jádra se datují jako hvězdy „druhé generace“. Mají jiné složení než hvězdy disku. Vytvořily se z mlhoviny vodíku a helia. Předtím byly do nich zasazeny těžké prvky z výbuchu supernovy , a proto teď obsahují malé množství kovů.
Staré červené hvězdy se také nacházejí dál od vydutě v jádře a tvoří sférický kruh kolem celé naší Galaxie. Tu a tam se kupí ve stovkách tisíců , aby vytvořily velkolepé skupiny ve tvaru koule , kterým se říká kulové hvězdokupy. Dvě nejjasnější kulové hvězdokupy – Kentaur Omega a Tukan 47 – můžeme na jižní polokouli pozorovat pouhým okem. Celkově víme asi o 200 kulových hvězdokupách. Zvláštní je , že kulové hvězdokupy a jiné hvězdy sférického kruhu nerotují se zbytkem Galaxie. Obíhají po svých vlastních oběžných drahách kolem galaktického centra. Domníváme se , že stále ještě obíhají po drahách , které se vytvořily při vzniku Galaxie.
Pomocí radioteleskopů mohou dnes astronomové sondovat též hluboko uvnitř jádra naší Galaxie. Objevit , že obsahuje prstence rozpínavého a rotujícího plynu. Některé z nich jsou velmi žhavé ( 10 000 °C ). Blízko galaktického centra je prstenec z plynových mračen , který se pohybuje velmi vysokou rychlostí. K tomuto jevu dojde jen tehdy , je-li v centru obrovský předmět o hmotnosti pěti miliónů Sluncí.
Ze samotného centra Galaxie vycházejí velmi silné radiové signály. Tento zdroj se nazývá Střelec A. Tato oblast takže vysílá rentgenové paprsky. Astronomové spočítali . že pouze černá díra je schopna vyprodukovat takové množství energie. Odpovídalo by to obrovskému objektu , který přidržuje mračna plynů. Vědci se domnívají , že černé díry jsou v centru většiny galaxií.

Část 3 :
Vývoj hvězd

Mezi velkým množstvím hvězd na obloze jsou rozptýlena obrovská oblaka prachu a plynu , většinou vodíku. V těchto mezihvězdných mracích neboli mlhovinách se rodí hvězdy.

Zrození hvězdy

Hvězdy se rodí , když se hmota uvnitř mlhoviny začíná shlukovat. Nikdo neví , proč ke shlukování dochází , co ho spouští. Shluky se postupně smršťují , neboť dochází k jejich kolapsu vlivem gravitace. Kolapsem se uvolňuje energie , která zahřívá prach a plyn obsažený ve shluku a způsobuje , že shluk začíná žhnout a stává se protohvězdou. Protohvězda je ve svém středu ( jádru ) nejhustší a nejteplejší. Postupně se jádro zahřívá až na teplotu několika miliónů stupňů. Když stoupne až na 10 miliónů °C , začne v plynu probíhat jaderná reakce. Jádra atomů vodíku se začnou spojovat ( kombinovat dohromady ) a vytvářejí se z nich jádra atomů hélia. Tato jaderná syntéza uvolňuje neuvěřitelné množství energie , projevující se navenek jako radiace , která si najde cestu k povrchové energii směřují rovněž venkovním směrem vlivem konvence a je vyzářena do vesmírného prostoru jako světlo a teplo. Z protohvězdy se stala opravdová hvězda.
Radiace vycházejí z jádra hvězdy zahřívá okolní plyny a vytváří tlak směrem ven , který působí proti gravitační síle , jež by jinak způsobila kolaps hvězdy. Hvězda tak dosáhne stavu rovnováhy. Má nyní stálou velikost , stálou teplotu a stabilní výdej energie. Astronomové nazývají hvězdu v tomto stádiu životnosti hvězdou hlavní posloupnosti. Toto označení se vztahuje na její pozici v Hertzsprungově – Russellově diagramu. Na tomto diagramu je zakreslena svítivost hvězd v závislosti na jejich barvě.
Protohvězdy o malé hmotnosti nikdy nezískají dostatečně vysokou teplotu , aby v nich mohla vzniknout jaderná reakce. Zhroutí se do temných tzv. červených trpaslíků a do ještě temnějších tzv. hnědých trpaslíků. První hnědý trpaslík byl objeven až v roce 1987.

Červení obří a bílí trpaslíci

Slunce má průměr přibližně 1 400 000 km a teplotu povrchu přibližně 60 000 °C. Vydává žlutavé světlo. Na hlavní posloupnosti se již vyskytuje přibližně 5 biliónů let a pravděpodobně zde stejnou dobu zůstane. Ve vesmíru je typickým zástupcem mnoha hvězd , které mají podobnou hmotu.
Hvězda tohoto typu po nějakých 10 biliónech let spotřebuje své vodíkové „palivo“ a v jejím jádru zůstane hlavně hélium. Protože nemá žádné palivo k „hoření“ , neexistuje ani dostatečné množství vyzařované radiace , která by zabránila kolapsu hvězdy vlivem gravitace. Tento kolaps však uvolní dostatek energie k zahřívaní okolní hmoty. Vodík obsažený v obalu hvězdy nyní prochází termonukleární reakcí a uvolňuje ještě další energii , takže hvězda svítí jasněji , ale načervenalým světlem. Současně se hvězda začíná rozpínat a nakonec se stane mnohokrát větší. Nyní se nazývá červeným obrem.
Jádro červeného obra se nadále smršťují a jeho teplota stoupá až na 100 000 0000 °C a více. Nyní nastává další typ reakce jaderné syntézy , při niž se hélium slučuje na uhlík. Přitom se uvolňuje energie , která způsobuje , že hvězda svítí dalších přibližně 100 miliónů let. Když hélium dojde , termonukleární reakce „vyhoří“. Celá hvězda se začne vlivem gravitace postupně hroutit , až se smrští na těleso jen o málo větší než Země. Energie uvolněna kolapsem způsobuje , že hvězda po nějaký čas jasně svítí. Nyní se nazývá bílý trpaslík. Hmota uvnitř bílého trpaslíka je velmi stlačena , a proto má velkou hustotu – čajová lžička by vážila tisíc tun.
Potom se změní na nezářícího černého trpaslíka.

Hvězda , která má hmotu řekněme pětkrát větší něž Slunce , prochází cyklem životnosti mnohem rychleji a vyvíjí se rozdílným způsobem. Je mnohem jasnější , teplota jejího povrchu je přibližně 250 000 °C či více a zůstává na hlavní posloupnosti pouze kolem 100 miliónů let. Když se stane červeným obrem , její jádro dosáhne teploty přes 600 000 000 °C. To způsobuje , že uhlík prochází další reakcí jaderné syntézy , při které vznikají těžší prvky včetně železa. Uvolněná energie způsobuje expanzi hvězdy až do stonásobku její původní velikosti. V tomto svém stadiu se nazývá veleobr.
Proces uvolńování energie v jádru hvězdy náhle končí a jádro se pak během několika sekund zhroutí. Tím se uvolní fantastické množství energie , které způsobí fantastické množství energie , které způsobí katastrofální rázovou vlnu. Ta projde hvězdou , jejíž větší část roztrhne a vyvrhne do vesmírného prostoru. Jevu říkáme supernova. Občas nastane výbuch supernovy dostatečně blízko nebo je natolik masivní , že jej můžeme pozorovat pouhým okem. Takový výbuch nastal v únoru roku 1987 v sousední galaxii , ve Velkém Magellanově oblaku. Krátce byl skutečně jasnější něž miliarda sluncí.
Jádro veleobra se zhroutí do velikosti tělesa , která má v průměru přibližně 10 – 20 km a takovou hustotu , že čajová lžička by vážila 100 miliónů tun! Skládá se z masy neutronů a nazývá se neutronová hvězda. Nově utvořena neutronová hvězda má velice silný magnetismus a rychle se otáčí kolem své osy. Tím vzniká siné elektromagnetické pole , které produkuje rádiové vlny a další radiaci. Tato radiace je vyzařovaná ve tvaru svazků paprsků vycházejících z magnetického pólů hvězdy. Jak se hvězda otáčí kolem své osy. , projíždí tento svazek paprsků celou oblohu. Nám se jeví jako krátké rytmické záblesky neboli pulzy , jak předchází přes naše radioteleskopy. Proto se hvězdy tohoto typu nazývají pulzary.
Pulzary byly nejprve objeveny působením svých radiových vln. V současné době je známo , že mnohé z nich emitují rentgenové záření a světelné pulzary. První světelný pulzar byl objeven v Krabí mlhovině , což je zbytek supernovy , která se objevila v roce 1854. Pulzary v Krabí mlhovině vysílají pulzy 30 krát za sekundu. Jiné pulzary jso mnohem rychlejší : PSR 1937 + 21 vysílající pulzy 642 krát za sekundu.

Nejhmotnější hvězdy ze všech , které jsou mnohokrát větší než Slunce , také vybuchují jako supernovy. Vzhledem k jejich obrovské hmotě je však jejich kolaps mnohem katastrofálnější. Hmota je stlačena až za neutronové stádium a vznikne oblast prostoru , kde hmota v obvykle formě přestává existovat. Zbývá jenom gravitace a sice gravitace tak silná , že vůbec nic , dokonce ani světlo nemůže z těchto oblastí uniknout. Takovou oblast nazýváme černou dírou. Je samozřejmé , že černé díry nemůžeme vidět. Myslíme si však , že je můžeme detekovat pomocí radiace , kterou vydává hmota zrychlující se ve spirále směrem do černé díry. Tato radiace známá jako rentgenové záření byla detekovaná v různých částech oblohy. Například zdroj rentgenového záření nazvaný Cygmus X-1 a umístěný v souhvězdí Cygmus je pravděpodobně černou dírou.

Část 4 :
Soustavy hvězd

VĚTŠINA HMOTY VE VIDITELNÉM VESMÍRU JE KONCENTROVÁNA VE HVĚZDÁCH. HVĚZDY NEVEDOU OSAMOCENOU EXISTENCI , ALE MAJÍ TENDENCI SE SHLUKOVAT DO SKUPIN NEBOLI SOUSTAV.

.
V největším měřítku se hvězdy shlukují dohromady v tisících miliónů do obrovských eliptických nebo spirálových galaxií – velikých hvězdných „ostrovů“ , mezi kterými je prázdný prostor. Uvnitř typické galaxie se společně pohybují skupiny skládající se ze stovek tisíců hvězd ve formě koncentrovaných kulovitých hvězdokup. Skupiny obsahující stovky hvězd cestují vesmírem společně ve formě otevřených hvězdokup.
V menším měřítku pak cestují společně skupiny skládající se z maximálně šesti hvězd a tvoří tzv. vícenásobné soustavy hvězd. Nejobvyklejší soustavou je dvojná soustava , která se skládá ze dvou hvězd a často se nazývají dvojhvězda. Ze 100 hvězd je v průměru 30 jednoduchých hvězd , 47 je ve dvojných soustavách a 23 patří do vícenásobných soustav hvězd.

Vícenásobná soustava hvězd

Narozdíl od souhvězdí leží hvězdy ve vícenásobné soustavě hvězd v prostoru relativně blíž u sebe a jsou navzájem gravitačně vázány. Jak se společně pohybují vesmírem , otáčejí se kolem sebe navzájem nebo přesněji kolem společného centra gravitace hvězdné soustavy , které se nazývají barycentrum. Prostřední hvězda na oji Velkého vozu se nazývá Mizar. Podíváte-li se na ni pozorně , uvidíte poblíž slabě zářící hvězdu zvanou Alcor.
Mizar-Alcor je příkladem dvojhvězdy. Podíváte-li se na Mizar dalekohledem , uvidíte , že se skládá ze dvou hvězd : Mizaru A s Mizaru B , takže tato hvězda je také dvojhvězdou.

Viditelné dvojhvězdy

Vidíme-li hvězdy pouhým okem nebo pomocí dalekohledu jako dvojhvězdy , říkáme jim viditelné dvojhvězdy. Na obloze jich existuje mnoho. Nejblíže jasná hvězda na obloze je Alfa Centauri , která se v dalekohledu jeví jako dvojitá , a tudíž je to viditelná dvojhvězda. Třetí hvězdou patřící do této soustavy je Proxima Centauri , která září velice slabě a je hvězdou nejbližší k Zemi.
Jednotlivé hvězdy v mnoha viditelných dvojhvězdách mají překvapivě různé barvy. Například u dvojhvězdy Antares jsou to červená a zelená barva , u Beta Cygni žlutá a zelená a u dvojhvězdy Albireo oranžová a modrá. Lze je vidět s pomocí refrakčních dalekohledů , které umožňují astronomům přesně měřit polohy hvězd , ze kterých pak odvozují rychlost a směr jejich pohybu.
Spektroskopické dvojhvězdy

U některých dvojných soustav jsou obě dílčí hvězdy tak blízko sebe , že je nedokážeme rozlišit ani pomocí nejvýkonnějších dalekohledů. Dokážeme je však detekovat zkoumáním jejich světla ve spektroskopu. Prochází-li světlo hvězdy spektroskopem , rozloží se na spektrum , neboli na spojitou řadu barev , ve které je větší počet tmavých čar.
Tyto čáry mění svoji polohu podle toho , zda se hvězda pohybuje od nás či směrem k nám. Spektrum dvojhvězdy má dvě sady čar , které mění svoji polohu tak , jak se jednotlivé dílčí hvězdy střídavě pohybují od nás či směrem k nám , při své vzájemné rotaci jedna kolem druhé.
Soustavy dvojhvězd , které lze tímto způsobem separovat , se nazývají spektroskopické dvojhvězdy. V soustavě Mizar- Alcor jsou Alcor , Mizar A a Mizar B všechny spektroskopické dvojhvězdy , takže celá soustava se skládá ze šesti hvězd. Dvě dílčí hvězdy viditelné dvojhvězdy Castro v souhvězdí Blíženců jsou rovněž spektroskopické dvojhvězdy.

Proměnné dvojhvězdy

Složky některých dvojhvězd se otáčejí kolem sebe takovým způsobem , že my se na jejich oběžnou dráhu díváme jako na ostří nože. To znamená , že se obě složky při svém pohybu dostávají střídavě do zákrytu. Takovou soustavu nazýváme proměnnou dvojhvězdu. V průběhu zákrytu zůstává viditelná pouze jedna hvězda , takže se celkový jas soustavy zmenší. Jestliže je jedna hvězda mnohem tmavší či větší než druhá , je pokles jasu velice znatelný.
Nejčastěji proměnnou dvojhvězdu je hvězda Algol v souhvězdí Perseus. Každé 2 dny a 21 hodin poklesne její jas na sedm hodin ze druhé na třetí velikost , něž opět získá druhou velikost. Hvězda Algol je často nazývána mrkajícím démonem. V roce 1782 mladý anglický astronom John Goodrické identifikoval jako první Algol coby proměnnou dvojhvězdu.
Ze Země pozorujeme proměnnou dvojhvězdu jako druh proměnlivé hvězdy , u niž se mění její jas s hodinovou přesností podle periody otáčení obou složek. Je klasickou jako vnější proměnná. Skutečně neboli vnitřní proměnné hvězdy , jako jsou cefejdy , mění svůj jas v důsledku procesů probíhajících uvnitř těchto hvězd.

Vývoj dvojhvězdy

Obecně bývá jedna složka dvojné soustavy větší než druhá a procházejí svým cyklem životnosti mnohem rychleji. Takže se změní nejprve na červeného obra a potom na bílého trpaslíka , zatímco její družka je stále normální hvězdou. Když se družka změní na červeného obra , začnou se dít věci. Bílý trpaslík začne přitahovat plyn z rozpínajícího se obra. Plyn se na bílém trpaslíku hromadí , ten se s tím ještě více stlačuje a zahřívá se.
Po přibližně 100 000 letech stoupne teplota a tlak natolik , že spustí reakci jaderné syntézy. Vrstva plynu prudce vybuchne a způsobí , že trpaslík zvýší svůj jas až miliónkrát. Pozorujeme-li takový jev ze Země , nazýváme jej výbuchem novy , protože vypadá , jako by se zrodila nová hvězda.
U některých dvojhvězd astronomové zjišťují , že jedna její složka je normální hvězdou , druhá není viditelná , ale má velikou hmotnost a jeví se jako výkonný zdroj rentgenového paprsku. Tato složka nemůže být normální hvězdou , protože jinak by byla viditelná. Vědci předpokládají , že jde o černou díru – pozůstatek hvězdy o velké hmotnosti.
Astronomové se domnívají , že dochází k následujícímu jevu : černá díra svoji ohromnou přitažlivostí přitahuje plyn z normální hvězdy. Jak se tento plyn obrovskou rychlostí pohybuje k černé díře , zahřívá se na vysokou teplotu. Než v černé díře zmizí , vyzařuje energii ve formě rentgenových paprsků. Přítomnost zdroje rentgenových paprsků velké intenzity v dvojhvězdě podává podle astronomů pádně svědectví o přítomnosti černé díry.

Část 5 :
Sluneční soustava

Země se součástí soustavy planet a dalších těles , která obíhají kolem hvězdy známé jako Slunce. Tato naše sluneční soustava je pouze jednou z mnoho takových soustav ve vesmíru.

Zdá se sice , že slunce obíhá kolem Země , ale ve skutečnosti je tomu právě naopak. Země obíhá kolem slunce a je jedním z devíti velkých těles zvaných planety , které kolem Slunce ve vesmíru obíhají. Planety jsou hlavními součástí sluneční rodiny neboli sluneční soustavy.
S teorie sluneční soustavy přišel poprvé polský astronom Mikuláš Koperník v roce 1543. Jeho teorie převrhla dlouhou uznávaný názor , že Země je středem vesmíru.
Planety se pohybují kolem Slunce v různých vzdálenostech a různými rychlostmi. Pohybují se po eliptických drahách neboli oběžných drahách ve stejném směru a téměř ve stejné rovině. V pořadí podle vzdálenosti od Slunce to jsou : Merkur , Venuše , Země , Mars , Jupiter , Saturn , Uran , Neptun , Pluto. Přitažlivost Slunce je obrovská , protože má ohromnou hmotnost , která je téměř 750krát větší něž hmotnost všech planet dohromady.
Čtyři – k Slunci nejbližší – planety Merkur , Venuše , Země a Mars jsou zcela odlišné od dalších čtyř planet nacházejících se od Slunce dál. Jsou to skalnaté tělesa podobná Zemi a často jsou proto nazývána terestrickými planetami. Další čtyři planety ( Jupiter až Neptun ) Jsou v kontrastu s nimi obry skládajícími se hlavně z plynného vodíku. Často jsou nazývány jupiterovskými planetami , protože jejich složení je podobné složení Jupitera.
Jupiter je zdaleka největší planetou. Jeho průměr činí přibližně 142 800 km , což je více než 11 násobek průměru Země. Devátá planeta Pluto je nejmenší , její průměr činí 2 284 km.
Jupiterovské planety se od terestrických planet liší i v dalších ohledech. Jsou středy svých vlastních „slunečních soustav“ , protože kolem každé z nich obíhá několik měsíců – v případě Saturnu je 24. V protikladu s tím mají terestrické planety poze tři měsíce ( Země má jeden měsíc , Mars dva ). Jupiterovské planety jsou rovněž obklopen prstenci.

Úlomky sluneční soustavy

Mezi oběžnou dráhou Marsu a Jupitera existuje ve skutečnosti poměrně velká mezera , ve které by člověk mohl očekávat nějakou planetu. Místo toho se zde však nachází roj mnohem menších těles zvaných asteroidy neboli malé planetky. Největší z nich je Ceres , který má průměr přibližně 1 000 km. Ale většina z přibližně 2 500 dosud objevených planetek je mnohem menší , jsou to pouhé shluky skal měřící při nejlepším jen několik kilometrů. Většina asteroidů obíhá kolem Slunce uvnitř širokého „pásu“ , který se nachází mezi oběžnými dráhami Marsu a Jupitera. Některé však mají oběžnou dráhu , která je vynáší mnohem dále od Slunce , ale zároveň také mnohem blíže ke Slunci , někdy docela blízko naší Země.
Asteroidy jsou příliš malé a příliš daleko , takže je nelze pozorovat pouhým okem. Ostatní úlomky však lze čas od času pozorovat , jak září jasně na noční obloze jako komety. Kometa je slepenec kamení , prachu a ledu. Po většinu času se komety pohybují nepozorovaně nejvzdálenějšími oblastmi sluneční soustavy. Pouze když se oběžná dráha komety přiblíží ke Slunci , začne kometa zářit. Žárem se část ledu přeměňuje v plyn a uvolňuje prach. Oblak plynu a prachu odráží sluneční světlo a kometa začne být viditelná. Tlak slunečního větru ( proudy částice přicházejících ze Slunce ) způsobuje , že oblak plynu a prachu vytváří dlouhý tryskající chvost.
Jiné kousky skalnatých úlomků lze vidět na obloze po většinu nocí. Jsou to meteory, které vidíme jako světelné záblesky, když takový úlomek vletí do zemské atmosféry a shoří. Tyto úlomky se nazývají meteority ( meteorické částice) a většina z nich není o moc větší než zrnko písku. Někdy vletí do atmosféry větší kusy a dopadnou na zem jako meteory.V minulosti vyhloubily ohromné meteory na Zemi velké krátery. Na Zemi dopadne každým rokem téměř jeden milion tun meteorického prachu.

Zrod sluneční soustavy

Mezi hvězdami naší galaxie je mnoho velkých mraků neboli mlhovin skládajících se z plynu a prachu. Z jednoho takového mraku se přibližně před 4 600miliony let zrodila naše sluneční soustava. Začala se tvořit tehdy, když se hvězdný mrak začal hroutit vlivem gravitace.
Jak se mrak hroutil, začal rotovat.Časem se z něj stal otáčející disk, z něhož byla většina hmoty soustředěna ve vyboulení ve středu disku.Vyboulení ve středu disku pokračovalo vlivem gravitace ve svém hroucení a stávalo se menším a teplejším. Když teploty uvnitř dosáhly několika desítek milionu stupňů, začala termonukleární reakce. Vyboulení ve středu disku začalo zářit jako nová hvězda- Slunce.
Mezitím se z prachu a plynu disku začaly tvoři planety. Ve vnitřních, teplejších oblastech disku docházelo ke srážkám zrnek prachu a tvořily se větší a větší kusy. Tento proces je znám jako narůstání. Velké kusy se navzájem dále srážely a byly k sobě přitahovány vlivem gravitace a nakonec se z nich staly vnitřní planety. Byly příliš malé , a tudíž i jejich přitažlivost byla příliš,než aby mohly udržet lehký vodík a helium nacházející se v disku.
Dále od Slunce byla teplota mnohem menší a planety, které se zde vytvořily,byly schopné tyto plyny udržet. Tím si vysvětlujeme hlubokou atmosféru jupiterovských planet.
Vědci se domnívají , že vznik naší sluneční soustavy byl docela běžným jevem. Domnívají se rovněž, že podobné soustavy vznikají ve vesmíru neustále. Astronomové odhaduji,že několik blízkých hvězd má svoji komplexní planetární soustavy včetně Barnardovy hvězdy a hvězdy Epsilon Eridani. Tyto hvězdy se při své cestě prostorem poněkud „kolébají“, což znamená, že jejich dráha je vychylována obíhajícími planetami. Astronomická družice IRAS ( infra – red astronomy satellite ) pracující v infračerveném spektru objevila kolem jasné hvězdy Vega hmotu ve tvaru disku , což je téměř jisté jiná „sluneční soustava“.
Jestliže takové sluneční soustavy jsou ve vesmíru skutečně běžné , znamená to , že může existovat mnoho dosud neznámých planet podobných Zemi , které obíhají kolem jiných hvězd. Pokud tomu tak je , pak lze předpokládat , že na některých z těchto Zemi podobných planetách musí téměř určitě existovat nějaký dru života.

Část 6 : Planety a měsíce
Merkur , Venuše
a Mars

Země je jednou ze čtyř planet , které jsou si velmi podobné a které se nacházejí uvnitř části sluneční soustavy. Dalšími planetami jsou Merkur , Mars a Venuše obíhají blíže ke Slunci než Země , zatím co mars obíhá ve větší vzdálenosti od Slunce než Země.

Merkur,Mars a Venuše se podobají Zemi v tom, že se skládají hlavně z hornin a proto se často nazývají terestrické planety( Zemi podobné planety) . Všechny tři planety byly známy již od starověku,protože jsou viditelné pouhým okem . Nejlépe je z nich vidět Venuše , která svítí ze všech planet nejjasněji.

Podobné a nepodobné

Mars také někdy svítí jasněji, a nelze si jej splést, protože mí červenooranžovou barvu. Tím si vysloužil přezdívku „ rudá planeta“ . Merkur je pouhým okem vidět hůř, protože na obloze vždy zůstává blízko ke Slunci a nikdy nevystupuje příliš vysoko nad východní nebo západní obzor.
Některé podrobnosti Merkuru a Venuše jsou viditelné dokonce i v dalekohledu, ale některé rysy na Marsu lze pozorovat pouze silným dalekohledem. Většinu informací o těchto planetách poslaly na Zemi vesmírné sondy.

Merkur

Merkur je druhou nejmenší planetou a jeho průměr činí 4 878 km . obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti přibližně 59 miliónů kilometrů. Jeden jeho oběh kolem Slunce trvá 87,97 pozemských dní.
Planeta Merkur se otočí kolem své osy jednou za 57,9 dní. Tato velmi pomalá rotace má za následek, že libovolný bod na jejím povrchu je souvisle obrácen ke Slunci po dobu tří pozemských měsíců.
Teplota na Merkuru může vystoupit až na žhavých 425°C, což je dostatečně vysoká teplota na roztavení olova. V kontrastu s tím je povrch Merkuru na protilehlé straně vystaven vesmírnému mrazu po souvislou dobu tří měsíců a teplota zde může prudce poklesnout až na –170°C. povrch Merkuru je pokryt krátery , od meteoritů dopadajících z vesmíru.

Skrytá Venuše

Venuše je jen poněkud menší než Země, její průměr činí 12 103 km. Jeden její oběh kolem Slunce trvá 224,7 pozemských dní a obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti přibližně 108 miliónů kilometrů.Je s podivem,že Venuši trvá jedno otočení kolem osy déle než jeden oběh kolem Slunce – a sice 243 dní a 14 minut, To znamená ,že „den“ je na Venuši delší než její „rok“. Venuše se kolem své osy otočí po směru hodinových ručiček, zatímco všechny ostatní planety se otáčejí proti směru hodinových ručiček.
Venuše je nejbližším planetárním sousedem Země, občas se k ní přiblíží až na 42 miliónů kilometrů. Je to však zcela jiný svět.Země překypuje životem.kterému se daří při příhodné teplotě a atmosféře bohaté na kyslík. Na Venuši ale není žádná pravděpodobná vyhlídka na existenci života , protože její průměrná teplota činí více než 475°C. Tato planeta má rovněž dusitou atmosféru z kysličníku uhličitého a tlak , který by lidské tělo rozdrtil , protože je víc než 90 krát větší , něž je atmosférický tlak na Zemi. Nehostinnou atmosféru této planety dále zdůrazňují oblaka kyseliny sírové.
Teplota na Venuši je tak vysoká proto , že trpí neustále se zesilující „skleníkovým efektem“. Těžká atmosféra z kysličníku uhličitého zachycuje sluneční teplo skoro stejným způsobem , jako to dělá skleník. Neustále jsou v ní přítomna hustá oblaka, která zabraňují prohlížení povrchu planety pomocí dalekohledů.
Fotografie povrchu Venuše pořízené zblízka a zaslané zpět na zem ruskou vesmírnou sondou Veněra, která na Venuši přistála, ukazují oblasti rozpraskaných skal.
Radarová pozorování provedená vesmírnou sondou Magellan odhalila různorodou krajinu skládající se z kráterů , proudů lávy a zlomů. Povrch Venuše je většinou nížinatý, ale existují zde dvě hlavní oblasti vysočin neboli kontinentů.Jedna se jmenuje Terra Afrodité, leží na rovníku planety a je veliká přibližně jako Afrika. Druhá, menší se jmenuje Ishtar Tera a leží ve vysokých severních šířkách.

Mars – rudá planeta

Mars, jehož průměr činí pouze 6 794 km , je nohem menší než Země. Obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti přibližně 228 miliónu kilometrů a jeho oběh kolem Slunce trvá 687 pozemských dní. Na první pohled poněkud připomíná Zemi. Na pólech má Mars ledové čepičky , má atmosféru a otáčí se kolem své osy přibližně stejnou rychlostí ( o trochu déle než 24 hodiny) . jeho osa je ve vesmíru nakloněná, takže má roční doby, podobně jako Země. Z těchto důvodů se vědci domnívají, že by na Marsu mohl být život. Mars má dva malé měsíce : Phobos a Deimos.
Teploty na Marsu dosahují na rovníku bodu mrazu, ale zimní teploty ne pólech mohou klesnout až na –140°C Atmosféra se skládá převážně z kysličníku uhličitého a její tkal je pouze jednou setinou tlaku na Zemi.Není zde žádná tekoucí vody , ačkoliv voda je na Marsu přítomna ve formě ledu na pólech a existují stopy vlhkosti v atmosféře. To umožňuje chuchvalcům oblak plout nad oblastmi vysočin, zatímco poblíž povrchu se tvoří mlžný opar.
Dalším rysem počasí na Marsu je vítr, který velmi silně vane atmosférou, i když atmosféra je velice řídká. Vítr často víří červenavý prach, který pokrývá většinu povrchu Marsu, takže obloha na této planetě je růžová.
V širším měřítku je Mars poset krátery a existuje na něm velká oblast kaňonů. Sem patří i jeden z nejnápadnějších rysů Marsu- údolí Mariner. Tato martská verze Velkého kaňonu měří na délku téměř 5 000km a šířka tohoto údolí činí přes 100km.Údolí Mariner se rozkládá na rovníku Marsu a není daleko od velkých prastarých sopek v tak zvané oblasti Tharsis. Nejvyšší z těchto sopek je Olympus Mons, jenž je 25 km vysokých a jenž se zvedá ze základny , jejíž průměr činí 600km. Jeho svahy jsou pokryty mnoha proudy lávy z opakovaných erupcí.

Planeta Země
a Měsíc

Planeta Země

V pořadí třetí planeta od slunce je náš domov , Země. V jistém smyslu je stejná jako ostatní planety. Otáčí se okolo vlastní osy jako vlček ( jedenkrát za den ) a obíhá okolo Slunce ( jednou za rok ). Podobně jako její vesmírní sousedé Venuše a Mars je to těleso převážně kamenité. A podobně jako většina planet je obklopena vrstvou plynu , které říkáme atmosféra.
Ovšem z druhé strany je Země úplně odlišná od ostatních planet sluneční soustavy. Především je domovem milionů a milionů různých druhů rostlin a živočichů s rozměry od mikrobů , viditelných pouze pod mikroskopem , až po obrovská zvířata měřící až 27 metrů. Pokud víme , na jiných planetách žádné stopy po životě nejsou.
Země se zrodila jako žhavá koule roztavených skal před 4,6 miliardy roků. Povrch se časem ochladil a vytvořila se pevná kůra. Od té doby se neustále mění. Souše resp.kontinenty dnes zabírají skoro 1/3 povrchu Země. Více než 2/3 povrchu jsou zality vodou moří a oceánů.
Před miliony lety měly kontinenty proti dnešku odlišné tvary i rozmístění. Po dalších milionech roků se opět všechno změní. Příčina je v tom , že se kontinenty v zemské kůře pomalu pohybují na obrovských deskách různými směry.

Země : Podnebí a život

Jak víme , Země je jediné známé místo , kde se životu daří. Její poloha poblíž Slunce je taková , že na Zemi není ani příliš horko , ani příliš chladnou. Atmosféra Země poskytuje živým organismům dostatek kyslíku na dýchání a je tu i dostatek vody potřebné k pití.
Na různých částech zeměkoule můžeme najít různé druhy rostlin a živočichů. To proto , že každý druh živého organismu se nejlépe vyvíjí v určitých klimatických podmínkách. Na Zemi existuje několik typů klimatu a počasí.
Mezi nezákladnější klimatické charakteristiky patří teplota a srážky – vlhkost. Nejteplejší podnebí je v okolí rovníku , v tzv. tropech. V některých
Tropických oblastech je i nejvyšší srážková činnost – až 10 metrů za rok! V takových horkých a vlhkých podmínkám se dobře daří rostlinám , které jsou pak potravou pro rozmanité druhy živočichů. Pouze na severu a jihu tropického pásma se vyskytují pouštní oblasti , kde je hodně teplo ( 40°C i více ) a příliš sucho. Přežívání zvířat a rostlin v těchto oblastech je těžší. Ještě více na sever nebo na jih je podnebí vždy chladnější , avšak stále stačí na udržení bohaté rostlinné vegetace. K těmto oblastem pak přiléhají mírná pásma.
Blíže k severnímu nebo naopak jižnímu zemskému pólu je podnebí už skutečně chladné. Při tak nízkých teplotách jako –50°C rostliny a živočichové již opět bojují o svoji existenci.

Měsíc

Země putuje vesmírem se svým nejbližším průvodcem – Měsícem. Měsíc je k nám asi 100 krát blíže než nejbližší planeta. Je jedinou přirozenou oběžnicí naší planety , kterou oběhne přibližně jednou za měsíc. Je to poměrně malé těleso s přibližně čtvrtinovým poloměrem , než má Země.
Podobně jako Země i Měsíc je tvořen převážně z hornin. Ale v mnohém jiném je Měsíc odlišný od naší planety. Nemá žádnou atmosféru ano vodu , rostliny či živočichy. Je to tichý , suchý a fádní svět. Víme to s jistotou , protože měsíc navštívili astronauti a prozkoumali jeho povrch.
Po většinu nocí Měsíc září jasně na obloze , ne však vlastním světlem , ale pouze odráženým světlem Slunce. Proto při oběhu Měsíc okolo Země během měsíce vidíme osvětlený různé části jeho povrchu. Tyto změny vzhledu Měsíce nazýváme měsíčními fázemi.
Jestliže je úplněk , vidíme celý kotouč osvětleného Měsíce. Tehdy můžeme i bez dalekohledu uvidět na měsíčním povrchu některé podrobnosti jako temné a světlé plochy. Triedrem nebo dalekohledem uvidíme , že tmavé plochy jsou velké ploché roviny. Nazvali jsme je „moře“ , i když v nich není voda. Světlé plochy jsou hrbolaté vysočiny nebo horská pohoří.

Obří planety

Země se nám může zdát veliká , avšak ve srovnání se čtyřmi obrovskými planetami , které se nachází na okraji sluneční soustavy , je malinká. V pořadí podle vzrůstající vzdálenosti od Slunce jsou to planety Jupiter , Saturn Uran a Neptun.

Až do roku 1 999 je Neptun nejvzdálenější planetou sluneční soustavy. Obvykle je nejvzdálenější planetou Pluto , to se však právě nachází uvnitř oběžné dráhy Neptuna. Na rozdíl od obřích planet je Pluto malá , ledová planeta – ve skutečnosti ta nejmenší ve sluneční soustavě.
Jupiter je zase opravdu obří , jeho průměr je jedenáct krát větší , než je průměr Země. Jeho hmotnost je dvakrát tak velká , než je hmotnost všech ostatních planet dohromady. Saturn je trochu menší. Tato planeta je obklopena soustavou vázaných prstenců , které jsou zřetelně viditelné dalekohledem. Uran a Neptun jsou menší , ale jejich průměr je stále téměř čtyřikrát větší než průměr Země.
Obří planety se od vnitřních planet , které jsou podobné Zemi ( Merkur , Venuše , Mars ) , velmi liší nejen velikostí , ale i složením. Obří planety se skládají hlavně z plynů , zvláště z vodíku a hélia.

Nové planety
Jupiter a Saturn byly známy již starověkým astronomům , protože září jasněji na noční obloze a lze je pozorovat pouhým okem. Někdy Jupiter září jasněji než všechny ostatní planety s výjimkou Venuše. Uran a Neptun jsou však od Země natolik vzdáleny , že je lze pozorovat pouze dalekohledem. A proto byly objeveny po řadě až v 18 a 19 století. William Herschel objevil Uran v roce 1781 a Neptun byl objeven Johanem Gallem v roce 1846.
Čtyři obří planety jsou nyní moderním astronomům stejně důvěrně známé jako planety , které jsou k Zemi blíže. Vesmírné sondy NASA je navštívily a vyslaly zpět na Zemi velké množství informací a tisíce fotografií pořízených zblízka. Zvláště úspěšná byla vesmírná mise Voyager 2 ke všem čtyřem planetám , která pozorovala málo jasné prstence nacházející se v blízkosti Jupitera , Uranu a Neptunu a objevila velký počet nových měsíců.
Jupiter

Jupiter se nachází v průměru přibližně 778 3000 000 kilometrů od Slunce a oběhne jej jednou za 12 let. Jeho obrovské těleso má průměr přibližně 142 984 kilometrů. V dalekohledu vidíme , že jeho kotouč je překřížen světelnými a tmavými pruhy. Světelné pruhy se nazývají zóny a tmavé se nazývají pásy. Toto pruhování je tvořeno oblaky , která jsou vtažena do pruhů velmi rychlou rotací planety a atmosféry. Jupiter má nejrychlejší rotaci ze všech planet. Kolem své osy se otočí za méně než deset hodin.
Na fotografii zblízka se kotouč Jupitera jeví v zářivé červené a oranžové barvě. V atmosféře lze pozorovat velké víry , které se jeví jako bílé a tmavé ovály a skvrny. Největší z těchto vírů je Velká červená skvrna , která byla pozorována ze Země již po staletí.
Vesmírné sondy ukázaly , že Velká červená skvrna je středem obrovské bouře hurikánového typu , která má v průměru přibližně 14 000 kilometrů a která je 28 000 kilometrů dlouhá. Pod atmosférou z vodíku a hélia leží rozlehlý oceán kapalného vodíku a pod ním vrstva vodíku ve velmi stlačeném kapalném metalickém stavu. Pouze v samém středu planety je malé jádro z horniny. Podobné složení má i Saturn.
Jupiter je středem své vlastní malé „sluneční soustavy“ , která má alespoň šestnáct měsíců, jenž kolem něj obíhají. Čtyři největší měsíce lze pozorovat dalekohledem.Patří mezi ně Ganymedes (průměr 5 262 km), který je největším měsícem v celé sluneční soustavě. Nejzajímavějším měsícem je ale Io. Na jeho povrchu jsou aktivní sopky, které vyvrhují roztavenou síru. Tato síra je příčinou syté, žlutooranžové barvy měsíce Io.
Saturn

S průměrem 120 536 kilometrů je Saturn druhou největší planetou sluneční soustavy. Nachází se dvakrát tak daleko od Slunce než Jupiter a kolem Slunce oběhne jednou za téměř třicet let.
Je to velká plynná koule,značně zploštělá a pólech a je tak tenká, že by mohla plavat na vodě. Kotouč Saturnu je slabě pruhovaný, s paralelními oblaky, ale ve srovnání s Jupiterem jen mírně. Skvrny a ovály ukazují, kdy jsou v atmosféře středy bouří, ve kterých větry dosahují rychlostí až 1 800km/hod.
Nádherný systém prstenců Saturnu měří v průměru přes 270 000 kilometrů, což je dvakrát více, než je průměr planety. Ze Země lze pozorovat tři hlavní prstence“ A,B,C. Střední prstenec B je nejjasnější a od vedlejšího prstence A je oddělen mezerou zvanou Cassiniho dělící čára. Vnitřní prstenec C je sotva patrný a zcela transparentní.
Vesmírné sondy objevily několik dalších prstenců a ukázaly, že všechny jsou tvořeny tisíci malými individuálními prstenci. Ty označují dráhy dlouhých řad kusů skal a ledu obíhajících planetu velkou rychlostí. Zdá se , že celý systém prstenců je pouze nanejvýše jeden kilometr silný. Saturn má přinejmenším 24 měsíců. Mezi novými měsíci , které objevily sondy Voyager , jsou tak zvané „pastýřské“ měsíce. Největším měsícem je Titan ( průměr 5 150 km ) , který je unikátní v celé sluneční soustavě , protože má hustou atmosféru z dusíku a metanu.
Uran

Uran je třetí největší planetou, jeho průměr činí 51 118 kilometrů. Nachází se ve dvojnásobné vzdálenosti od Slunce než Saturn a oběhne Slunce za 84 let. Neobvyklým rysem Uranu je naklonění jeho osy rotace. Většina planet se otáčí kolem osy., která je téměř kolmá na rovinu oběhu kolem slunce, ale osa otáčení Uranu v této rovině leží.
Kotouč Uranu je rovnoměrně modrozelené barvy. Tato barva je způsobena přítomností metanu v atmosféře z vodíku a helia. Pod atmosférou se zjevně nachází hluboký oceán horké vody a čpavku. Sonda Voyager 2 zjistila kolem Uranu deset prstenců a objevila deset nových měsíců. Z pěti velkých , již známých měsíců je nejznámější Miranda. Jeho povrch je různorodou směsí neobvyklých rysů. Astronomové se domnívají , že se tento měsíc srazil s jiným vesmírným tělesem a že jeho kusy se znovu spojily a vytvořily podivný povrch , který dnes pozorujeme.

Neptun

Neptun je to co do velikosti téměř dvojčetem Uranu , jeho průměr je pouze o přibližně 2 000 kilometrů menší. V průměru se Neptun nachází ve vzdálenosti kolem 500 milionů kilometrů od Slunce. Jeho oběh kolem Slunce trvá téměř 165 let.
Sonda Voyager 2 poskytla první ostrý pohled na tuto planetu. Ukázalo se , že má téměř modrou barvu. V atmosféře jsou přítomna oblaka a středy bouří. Kolem rovníku m¨á dva dva jasné a dva sotva patrné prstence. Neptun má nejméně o šest měsíců více než ty dva ( Nereida a Triton ) , které jsou pozorovatelné ze Země.Triton ( průměr přibližně 2 700 km ) je nejchladnějším místem v celé sluneční soustavě. Jeho teplota je –236°C. Je to narůžovělý svět posetý „sopkami“. Vyvrhují kapalný a plynný dusík , který zamrzá a vytváří podivnou sněhovou krajinu.

Pluto

Nejvzdálenější a nejmenší planetou je Pluto, jenž byl objeven jako poslední z devíti planet až ve dvacátém století. Astronom Clyde Tombaugh ho spatřil v roce 1930 při systematickém pozorování oblohy. Držel se teorie Parcivala Lowela, že za Neptunem leží nějaká planeta, jež vychyluje jeho dráhu. Avšak objevem Pluta se nic neobjasnilo, protože je příliš malý, než aby měl vliv na Neptun. Astronomové se domnívají, že za Plutem je větší a hmotnější planeta. Pluto obíhá po velmi protáhlé dráze a 20 z 248 let se pohybuje uvnitř dráhy Neptuna a stává se předposlední planetou. Když je planeta nejblíže u Slunce, jeho věčně zamrzlý povrch roztává, uvolňují se plyny a na určitou dobu má Pluto atmosféru. Kolem Pluta obíhá pouze jeden měsíc nazvaný Charon, jemuž trvá oblet planety celých šest dnů. K této planetě ještě nezavítala žádná kosmická sonda a máme se o ní ještě hodně učit.

Měsíce

Země
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny) Sklon (stupně)
Měsíc 3475,6 384400 27,322 5,15

Mars
Jméno Rozměry (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
Phobos 20x23x28 9270 0,319
Deimos 10x12x16 23400 1,262

Jupiter
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
Adrastea 30x25 128000 0,295
Metis 40 128000 0,295
Amalthea 270x165 181400 0,498
Thebe 80 221900 0,675
Io 3632 421800 1,769
Europa 3126 671100 3,551
Ganymed 5276 1070400 7,155
Callisto 4820 1882700 16,689
Leda 15 11093000 238,7
Himalia 170 11458000 250,566
Elara 80 11733000 259,65
Lysithea 35 11851000 263,55
Ananke 30 21211000 631,1
Carme 30 22565000 695,5
Pasiphae 70 23562000 738,9
Sinope 35 23967000 758

Saturn
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
1980 S28 40x20 138000 0,602
1980 S27 140x110x80 139400 0,613
Atlas 110x90x70 142000 0,630
Epimethus 140x120x100 151000 0,700
Janus 220x100x160 151000 0,700
1980 S12 10 185000 0,900
Mimas 390 185400 0,942
Encelaudus 550 237900 1,370
Telesto 34x28x26 294700 1,888
Calypso 34x22x22 294700 1,888
1980 S34 25 294700 1,888
1981 S6 25 294700 1,888
Tethys 1050 294700 1,888
1980 S10 15 350000 2,446
Dione 1120 377400 2,737
1980 S6(DioneB) 36x32x30 378100 2,739
1981 S7 20 378100 2,739
1981 S8 20 378100 2,739
1981 S9 17 470000 3,800
Rhea 1530 527100 4,518
Titan 5150 1121900 15,945
Hyperion 410x260x220 1481000 21,277
Japetus 1440 3560800 79,331
Phoebe 220 12954000 550,450

Uran
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
1986 U7 40 49700 0,330
1986 U8 50 53800 0,372
1986 U9 50 59200 0,433
1986 U3 60 61800 0,462
1986 U6 60 62700 0,475
1986 U2 80 64600 0,493
1986 U1 80 66090 0,513
1986 U4 60 69920 0,558
1986 U5 60 75300 0,622
1985 U1 165 85980 0,762
Miranda 480 129780 1,413
Ariel 1160 191240 2,521
Umbriel 1190 266970 4,146
Titania 1610 435840 8,704
Oberon 1550 582600 13,463

Neptun
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
Triton 3500 353000 5,877
Nereida 500 5560000 359,568

Pluto
Jméno Průměr (km) Vzdálenost (km) Oběžná doba (dny)
Charon 1200 20000 6,3867

Část 7 :
Slunce

Slunce vychází každé ráno a poskytuje nám , světlo a teplo. Bez něho by byla Země temná, chladná a bez života.
Slunce se zcela odlišuje od ostatních těles sluneční soustavy. Především je o mnoho větší:umístilo by se do něj více než milion Zemí! Je to obrovská žhavá koule zářícího plynu.Jediné těleso, které září svým vlastním světlem. Všechna ostatní tělesa- planety , družice, komety- září výhradně odraženým a rozptýleným slunečním světlem.
Slunce je pravá hvězda a je zcela podobné hvězdám, které vidíme na obloze. Zdá se nám větší a jasnější jenom proto, že je velmi blízko. Kdybychom mohli cestovat na světelném paprsku,cesta ke Slunci by nám trvala něco přes 8 minut. Cesta k dalším nejbližší hvězdě by nám však takto trvala čtyři roky a tři měsíce!
Podobně jako jiné hvězdy i Slunce se skládá převážně z vodíku. Vodík slouží jako palivo při uvolňování energie , která umožňuje Slunci zářit. Odtud se pomalu dostává povrch , z něhož v podobě světla a tepla vyzařuje do okolí. Jasný povrch Slunce nazýváme fotosféra.

Bouřlivý povrch Slunce

Sluneční povrch neustále bublá a chová se jako vroucí voda. Projevuje se to pozoruhodnými úkazy, kdy z povrchu stoupají a klesají malé chomáčky či „buňky“
Plynu.
Část plynů z povrchu uniká a vytváří okolo Slunce atmosféru. Její tlustší část se nazývá chromosféra („barevná koule „) , protože je zabarvena do růžova. Tenká vnější část se nazývá koróna („věnec“). Ze Země můžeme běžně pozorovat jen růžovou chromosféru a perleťově bílou korónu během slunečního zatmění,kdy je fotosféra ( jasný povrch Slunce ) zacloněna Měsícem..
Občas ze slunečního povrchu tryskají obrovské fontány žhavých plynů- nazýváme je protuberance. Vylétají stovky až tisíce kilometrů do atmosféry. Často tvoří obrovský smyčky. Tento tvar mají proto, že magnetické pole, které je formuje a udržuje , působí po zakřivených siločarách.
Magnetické pole Slunce je rovněž příčino