Příběh kyslíku: O původu životodárného prvku ve vesmíru (2)

My, obyvatelé planety Země, žijeme vlastně na dně plynného oceánu dusíku a kyslíku. A zafouká-li vítr, můžeme přítomnost jejich molekul pocítit na vlastní kůži. Tuto skutečnost si však lidé uvědomili teprve nedávno – oba plyny se podařilo objevit až v roce 1772: Dusík pro svět odhalil skotský fyzik Daniel Rutherford a kyslík zas švédský chemik německého původu Carl Wilhelm Scheele, který ovšem výsledky svého bádání publikoval až roku 1777. Proto se objev kyslíku připisuje anglickému chemikovi a duchovnímu Josephu Priestlymu, jenž k němu došel nezávisle na Scheelem, ale zveřejnil jej už v roce 1774. Pro Scheeleho může být jistým zadostiučiněním, že jeho jméno nese jeden z měsíčních kráterů – a na rozdíl od kráteru pojmenovaného po kolegovi Priestlym leží ten „jeho“ dokonce na přivrácené straně!

Předchozí část: Příběh kyslíku: O původu životodárného prvku ve vesmíru (1)

Kyslík se však nenachází jen kolem nás. Je i přímo v nás – a nikoliv v zanedbatelném množství: Vždyť na atomy kyslíku připadají celé dvě třetiny hmotnosti lidského těla! Může za to samozřejmě i voda, jejíž molekuly sice obsahují dva atomy vodíku a jeden atom kyslíku, ale pokud jde o hmotnost, dominuje v H₂O opět kyslík. Máme jej v těle, dýcháme ho, pijeme, koupeme se v něm, ale přitom jej nikde nevidíme… Nebo ano?

Hvězdné finále

Odpověď znají pozorovatelé noční oblohy, zejména pak planetárních mlhovin, které mají v dalekohledu často nazelenalý nádech. Nejde přitom o nic jiného než o záření kyslíkových atomů, jež jsou v mlhovině přítomny. Dostáváme se tak na začátek našeho příběhu. Právě planetární mlhoviny totiž vznikají v závěrečné fázi života hvězd, které ve svém nitru vyčerpaly zásoby termojaderného paliva. Nesmějí být ovšem příliš hmotné, jinak skončí jako supernovy. Jestliže však vypadají třeba jako naše Slunce, budou směřovat k planetárním mlhovinám.

Mlhovina Činka (označovaná také M27) se nachází zhruba 1 300 světelných roků od Země. Na nebi se skrývá v souhvězdí Lištičky a je hezkým cílem i pro menší dalekohledy. Mlhovinu v nich uvidíte jako šedivý až lehce modrozelený obláček charakteristického tvaru, její detailní strukturu však odhalí teprve fotografie. Zatímco zelená barva náleží jednou či dvakrát ionizovaným atomům kyslíku, fialové a červené partie má na svědomí ionizovaný vodík. (foto: European Southern Observatory, CC BY-SA 4.0)

Stálice, jež se vydá touto cestou, prodělá řadu změn. Mnohonásobně zvětší svůj objem a její povrch se poněkud ochladí. Pokles teploty se projeví i změnou barvy vyzařovaného světla a z hvězdy se stane tzv. červený obr.

Charakteristickým průvodním jevem je také intenzivní hvězdný vítr, který do okolí odnese podstatnou část materiálu ze svrchních vrstev stálice. Jejím tělem nakonec proběhne několik termálních pulzů, při nichž hvězda odhodí zbytek své vnější obálky. A právě tento nesmírně řídký a velmi rychle se rozpínající plyn vytvoří planetární mlhovinu. Ta však nebude mít dlouhého trvání – během několika desítek tisíc let se zcela rozplyne. 

Podstatné je, že rozpínající se plyn, včetně atomů kyslíku, je buzen k záření tím, co po hvězdě zůstalo: tzv. bílým trpaslíkem neboli obnaženým, nesmírně hustým a také velmi kompaktním hvězdným jádrem velkým přibližně jako Země, s povrchovou teplotou asi 120 000 °C. Mimochodem, i bílý trpaslík sestává z velké části z kyslíku – tvoří jej přece „spaliny“ termojaderných reakcí. 

Kyslíková záře

Kyslíkové atomy uvnitř mlhoviny – přesněji řečeno některé jejich elektrony – přijímají záření z bílého trpaslíka, čímž se dostávají do tzv. excitovaného neboli vybuzeného stavu. Nadbytečnou energii si však nedokážou udržet a po krátké době ji opět vyzáří do okolí. Toto elektromagnetické záření má vždy konkrétní vlnovou délku, která současně udává i jeho barvu. 

V případě kyslíkových atomů se jedná o zelené záření s vlnovou délkou 500,7 nm (existují však i další varianty přechodu z excitovaného stavu o jiných vlnových délkách). Důležitá je také skutečnost, že právě v oblasti zelené barvy jsou naše oči nejcitlivější. Jinými slovy, záření kyslíkových atomů si v dalekohledu všimneme nejsnáz, zatímco záření ostatních vlnových délek de facto nevnímáme. Digitální astronomická technika to však může zaznamenat jinak.

Ostatně, za zářícím kyslíkem nemusíme putovat tisíce světelných roků. Stačí se vypravit na „zápraží“ vesmírného prostoru do výšky 100 km. A dokonce můžeme zůstat nohama na Zemi. Jen je potřeba zaklonit hlavu a být ve správný čas na správném místě: ideálně v noci, v období zvýšené sluneční aktivity, někde poblíž severního či jižního polárního kruhu. Z těchto zeměpisných šířek lze totiž snadno pozorovat fascinující přírodní divadlo – polární záře.

Stačí jen pár atomů

Asi vás už nepřekvapí, že i zmíněný nebeský jev souvisí s kyslíkem – ovšem nikoliv s tím vesmírným, nýbrž s molekulárním kyslíkem v zemské atmosféře. Uvedená skutečnost však vědcům dlouho unikala a tajemné, zpravidla nazelenalé polární záře jim pořádně zamotaly hlavu. Jejich charakteristické spektrum nebylo totiž možné připsat žádnému známému chemickému prvku. I proto se na počátku 20. století objevily teorie, které dávaly polární záře do souvislosti s novými chemickými elementy – geocoroniem a nebuliem –, jež se z nějakého záhadného důvodu nevyskytovaly na Zemi.

Vysvětlení je ve skutečnosti mnohem prostší. Rovněž v tomto případě se jedná o vybuzené atomy kyslíku (ale také dusíku), které při přechodu z excitovaného do základního stavu vyzařují energii v podobě viditelného světla charakteristické vlnové délky. Původcem excitace je tzv. sluneční vítr, proud nabitých částic z naší hvězdy. Po magnetických silokřivkách vstupují tyto částice v blízkosti zemských geografických pólů do atmosféry naší planety, kde se pak srážejí s atomy kyslíku a dusíku. Energie předaná srážkou dostačuje k tomu, aby se atomy na pár okamžiků ocitly v excitovaném stavu. Určité procento vybuzených atomů má ovšem na svědomí i vysoce energetické ultrafialové záření ze Slunce. 

TIP: Evoluce diktovaná kyslíkem: Bouřlivé proměny atmosféry modré planety

Slovutní fyzikové si na polárních zářích vylámali zuby jednoduše proto, že nebyli schopni vytvořit „dole“ na Zemi podmínky analogické těm ve vysokých vrstvách naší atmosféry. Vzduch je v těchto výškách natolik řídký, že už se blíží vakuu. A to je nesmírně důležité. Pokud by byl totiž hustší, excitované atomy by o získanou energii přišly vzájemnými srážkami mezi sebou dřív, než by ji stačily vyzářit jako viditelné světlo.

Příběh kyslíku je vlastně příběhem našeho vesmíru, pozemského života i nás samotných. A také budoucnosti našeho Slunce, i když prozatím vzdálené miliardy let…