Warp časem:

Čas jako takový je sice měřitelnou jednotkou, ale dle teorie relativity a teorie strun lze časovou linii měnit v rámci napínání a smršťování času v rámci časové kontinuity. Čas i přesto, že je součástí našeho světa a vnímání, tak jej neznáme tak dlouho, jak si myslíme. Lidé jej začali používat teprve nedávno. My čas vnímáme jako přímku, která jde od bodu "A" do bodu "B" a je měřitelná po letech, měsících, týdnech, dnech a tak dále, to zde nebudu vše rozepisovat. Nutné si je ale uvědomit, že čas nemůžeme vnímat pouze jen jakožto přímku, a to z toho důvodu, že díky překonání určité rychlosti se ve své podstatě dostáváme do budoucnosti - podobně pracuje také vesmír. Naše planeta se otáčí, vesmírná tělesa se pohybují, a i samotná galaxie se otáčí kolem centra celého vesmíru - tudíž nemůžeme čas brát jen jako přímku. Čas je křivka, která se rozvětvuje na několik částí, a díky technologii a fyzikálním zákonům, které se vztahují na teorii strun, se čas přelévá do minulosti, budoucnosti i do paralelních vesmírů. Nepochopitelné? Ne, je to úplně jednoduché, stačí si vše jen namalovat a podívat se na to z reálného pohledu.

Výše uvedeným vzorečkem můžeme vypočítat dilataci času, což znamená, že pokud máme nějaké těleso, které se přiblíží rychlosti světla, tak čas, který plyne v tělese, se rapidně zpomaluje. Pokud bychom měli raketoplán s "warp pohonem", který dokáže letět rychlostí světla, tak posádka, která by byla uvnitř, by ve své podstatě zestárla o 90 % méně než lidé na Zemi. V realitě to znamená, že pokud bychom měli dvojčata a jedno by bylo v raketoplánu a druhé na Zemi, tak to, co by bylo na Zemi, by zestárlo například o 20 let, ale to v raketoplánu pouze o dva měsíce. Stačí jen to, když někdo proletí raketoplánem kolem planety Země rychlostí 30 000 kilometrů za hodinu (což je v současné době možné) a planetu vícekrát obkrouží stejnou rychlostí - na Zemi uplyne příkladně 24 hodin, ale v raketoplánu posádka zestárne pouze o 48 minut (pokud by posádka cestovala touto rychlostí k planetě Mars, která je vzdálena od Země 54 600 000 kilometrů, tak by posádka zestárla o 2,5 měsíce, ale lidé na Zemi o 10 let). U těchto výpočtů se používá již stanovená/vypočítaná konstanta, že raketoplán zvládne 30 000 km za jednu hodinu a astronauti zestárnou uvnitř o 0,02 hodiny.
Dalším vysvětlením cestování časem je to, že jedinec nemusí letět vesmírem rychlostí světla, ale stačí se pohybovat u nějakého objektu, který má velkou gravitační sílu, což ve finále znamená, že pokud máme velký mrakodrap (například 30 pater), tak lidé od 15. patra stárnou pomaleji než ti, kteří jsou níže. Toto přirovnání je také ve vztahu k černé díře - pokud bychom se dostali do černé díry, která vznikla z nestabilní hmoty staré hvězdy, kde je gravitační síla vyšší, stárli bychom pomaleji. Ve své podstatě cestování do budoucnosti je pro nás fyzikálně daleko jednodušší než cestování do minulosti, ale i to je podle fyziků možné.

Cestování do minulosti

Dle předních fyziků lze cestovat časem do minulosti pouze jakousi červí dírou, kterou můžeme vytvořit tak, že v časové kontinuitě vytvoříme vstup do meziprostoru - vytvoříme časovou anebo také červí díru - a vstoupíme zpět. Problémem je však návrat. Zde se uplatňuje jakýsi princip kauzality - to znamená, že pokud budete cestovat časem do minulosti a nechtěnou/chtěnou situací zabijete svého předka, tak se automaticky nemůžete narodit a tudíž nemůže existovat někdo, kdo zabil reálného člověka - v ten okamžik (poté, co změníte minulost) se dle principu kauzality vytvoří paralerní vesmír, kde vše jde jinou cestou. Dle předních fyziků podobných světů existuje tisíce. V případě, že se o tomto tématu chcete v rámci vědy dozvědět více, tak si vyhledejte informace vztahující se na Filadelfský experiment.

Je pravda, že podle teorie relativity Alberta Einsteina může cestovatel vesmírem zažít časový posun v závislosti na rychlosti, kterou dosahuje. Čím blíže se rychlost rakety přibližuje rychlosti světla, tím výrazněji se čas na této raketě posouvá pomaleji ve srovnání s časem na Zemi. Tento jev je znám jako časová dilatace.

Albert Einstein navrhl, že rychlost tělesa má vliv na to, jak rychle čas ubíhá pro pozorovatele na tělese. To znamená, že pokud máme vesmírné těleso, které dosáhne rychlosti světla, bude pro něj čas ubíhat mnohem pomaleji než pro pozorovatele na Zemi. Tento jev může být matematicky popsán pomocí Einsteinovy teorie relativity.

Teorie strun ve vesmíru

Tato teorie předpokládá, že základními stavebními kameny přírody nejsou částice s nulovými rozměry, nýbrž jednorozměrné struny, které vibrují různými způsoby, odpovídajícími různým druhům částic. Veškeré interakce se redukují na spojování a rozpojování strun. Zastánci této kontroverzní teorie se domnívají, že tato teorie elegantně a harmonicky sjednocuje teorie velkého a malého, tedy obecnou teorii relativity a kvantovou mechaniku, které jsou jinak do jisté míry neslučitelné.
Podle teorie superstrun má vesmír místo nám známých čtyř rozměrů - jedenáct rozměrů, a to jeden časový a deset prostorových. Dodatečné rozměry jsou ovšem svinuty do malé velikosti, v důsledku čehož unikají přímému pozorování - nemůžeme je pozorovat, ale vypočítat.

Teorie superstrun říká, že elementární částice standardního modelu jsou uspořádány do tří rodin, které se od sebe odlišují pouze hmotností. Standardní model pro toto nemá žádné teoretické ani praktické vysvětlení.
Superstrunová teorie by měla být teorií elementárních částic s rozsáhlou množinou nikdy nepozorovaných částic se spinem číslo 2.
Superstrunová teorie dosáhla určitého pokroku v práci s singularitami a divergencemi a umožňuje matematicky lépe popsat některé související teoretické představy, například o velkém třesku či o entropii černých děr.
Teorie strun se stále rozvíjí a vznikají nové a nové výpočty. V současné době se pracuje s celkem pěti teoriemi.
Kromě jednorozměrných strun se předpokládá, že existují vícerozměrné útvary tzv. "p-blány". Konce otevřených strun se mohou pohybovat pouze po bláně.

Teorie relativity a Albert Einstein

V roce 1915 Albert Einstein publikoval svou teorii relativity na Pruské akademii věd. Poprvé začal na své teorii pracovat v roce 1905. Jeho bádání mu zabralo deset let. Vytvořil však neuvěřitelné rovnice, které určují geometrii prostoru a času. Jeho myšlenky, teorie i rovnice byly začleněny i do vojenského výzkumu v USA. Jeho výzkum v roce 1916 potvrdil i astrofyzik Karl Schwarzschild ze Švýcarska.
Nicméně v roce 1929 práce E. Hubbla a dalších ukázaly, že náš vesmír se stále roztahuje. Teorie relativity byla potvrzena i v rámci expedice A. Eddingtona v roce 1919, který zkoumal paprsky Slunce a jejich odchylky ve vesmíru. Výsledky této expedice byly pro Einsteina klíčové, protože jej poté hodně proslavily. Více se teoriím Einsteina věnovali vědci až po roce 1960. A úplně nejvíce až po roce 2005. Tyto časové skoky jsou klíčové z důvodu rozvoje lidské společnosti. V současné době (2019) nastává zase úpadek společnosti, který je silně ovlivněn příchodem muslimů z východu - do moderní společnosti se dostávají lidé myšlenkově žijící ve středověku, což nenese pro vyspělou civilizaci moc dobré výsledky.
Od roku 1960 fyzikové začali konečně chápat myšlenky Alberta Einsteina. Začali objevovat vzdálené kouty vesmíru, pochopili koncept černých děr a dokázali identifikovat kvasary jako objekty.

Tato teorie popisuje zakřivení prostoročasu, které potřebuje nezbytně energii a hybnost bez ohledu na přítomnou hmotu a záření. Tato závislost je vyjádřena Einsteinovými rovnicemi gravitačního pole, které jsou souborem parciálních diferenciálních rovnic.
Obecná teorie relativity se výrazně liší od klasické fyziky, zejména pokud bereme v potaz plynutí času, geometrii prostoru anebo pohyb těles při volném pádu a šíření světla.
Mezi příklady můžeme zařadit například gravitační dilataci času, gravitační čočky anebo rudý posuv světla či časové zpoždění. Všechny provedené pokusy v nedávné době teorii relativity jen potvrdily.
Einsteinova teorie má důležité astrofyzikální důsledky - vyplývá z ní například existence černých děr, kde může být jiný prostor i čas, a ten může být zakřiven různým způsobem.
Podle Einsteina, pokud je prostor a čas zakřiven takovým způsobem, že nemůže uniknout ani kousek světla, tak to je závěrečné stádium při vývoji hmotné hvězdy - konec zářící hvězdy. Například mikrokvasary a aktivní galaktická jádra jsou důsledkem přítomnosti hvězdných a obřích černých děr.
Součástí teorie relativity je také ohýbání světla gravitací, což způsobuje jev, který nazýváme gravitační čočkování (při tomto jevu je na nebi viditelných více obrazů z jednoho vzdáleného objektu - například jednu hvězdu můžeme vidět třeba desetkrát).
Obecná relativita předpověděla také existenci gravitačních vln, které se objevují v sekvenci 100 pozemských let.
Teorie relativity se hlavně zaměřuje na rozpínavost vesmíru. Tato teorie patří mezi nejkrásnější aspekty vědy spojené s vesmírným bádáním.

Mezon: jedná se o částici, která reaguje na silnou interakci a má nulový anebo celočíselný spin. Mezony jsou tedy současně i hadrony a bosony, ke kterým se dostaneme později. Mezon jako takový můžeme nazvat zkráceně a jednoduše, jako středně těžkou částici.

Mezony jsou složené částice, které obsahují vždy jeden kvark anebo jeden antikvark. Mezon je tedy složen ze spinu kvarku a antikvarku a je vždy neutrálně barevný. Mezony se dále rozdělují na skalární (s nulovým orbitálním momentem hybnosti) a na vektorové mezony (spiny kvarku a antikvarku mají stejný směr).

Antičásticemi mezonů jsou částice, v nichž je původní kvark zaměřen odpovídajícím antikvarkem a původní antikvark je zaměněn odpovídajícím kvarkem - tedy také mezony. Nelze však hovořit o antihmotě.

Bosony: jsou to částice, které mají symetrickou vlnovou funkci a celočíselný spin. Částice, které nejsou Bosony se nazývají fermiony (mají poločíselný spin) anebo aniony (mají spin jiné hodnoty).

Více bosonů se může nacházet v jednom kvantovém stavu tzn., bosony nedodržují "Pauliho vylučovací princip" (říká, že žádné dva nerozlišitelné fermiony nemohou být ve stejném kvantovém stavu). To je důvod, proč bosony na rozdíl od fermionů obvykle netvoří stabilní struktury. Předpokládá se, že při jevu zvaném supravodivost se pár fermionů chová jako boson (pseudoboson).

Kvarky: jedná se o elementární částice, ze kterých se skládají hadrony (protony a neutrony). Tyto částice mají poloviční spin, což znamená, že se jedná o fermiony. Kvarky nemají vnitřní strukturu a jsou spolu s leptony a kalibračními bosony nejmenší známé částice, ze kterých se skládá hmota. Baryony (proton) se skládá ze tří kvarků a mezony se skládají z jednoho kvarku a z jednoho antikvarku.

Gluony: jsou to elementární částice, které zprostředkovávají silnou interakci mezi kvarky. Důsledkem působení gluonů je možnost vzniku atomového jádra a to z toho důvodu, že umožňuje vytvoření vazby mezi protonem a neutronem v atomovém jádře.

Foton: jedná se o elementární částici, která popisuje kvantum elektromagnetické energie a označuje se řeckým písmenem "gama". Zprostředkovává elektromagnetickou interakci a řadí se mezi intermediální částice. Jeho studiem se zabývá "kvantová elektrodynamika".

Všechno elektromagnetické vlnění, od radiových vln po záření gama je kvantováno na fotony, jež popisuje vlnová délka, frekvence, energie a hybnost. Životnost fotonu je nekonečná, ve smyslu nekonečného poločasu rozpadu - foton je tedy stabilní částicí. Fotony mohou vznikat a zanikat při interakcích.

Vlastnosti fotonu se projevují především při vysokých frekvencích. Záření se projevuje jako vlna. Elektrický náboj fotonu je nulový. Foton má spin 1., jedná se tedy o boson. Fotony vznikají mnoha způsoby. A to například vyzářením při přechodu elektronu mezi orbitálními hladinami či při anihilaci částic. Fotonové záření lze vytvořit i v našem prostředí. Fotonové technologie se začíná využívat i v armádě.

Hadron: je složen ze silně interagující subatomární částice, která je menší než atom. Hadrony mohou obsahovat kvarky, antikvarky, případně gluony anebo být pouze složeny z gluonů. Hadrony reagují a silnou interakci a jakožto celek má barevný náboj, který je roven nule, protože jednotlivé barevné náboje kvarků se vzájemně vyruší.

V každém hadronu se kromě uvedených kvarků v každém okamžiku nacházejí gluony, kvarky a antikvarky. Každý kvark uvnitř hadronu si neustále vyměňuje barevné náboje s dalšími kvarky v tomtéž hadronu. Ke každému hadrnu existuje odpovídající antičástice, která se skládá z odpovídajících antikvarků.

Pentakvark: je subatomární částice, která se skládá ze čtyř kvarků a jednoho antikvarku, jenž se spojují dohromady.

Tetrakvark: jedná se také o subatomární částici, která je složena ze dvou kvarků a dvou antikvarků, jenž se spojují dohromady.

Dibaryony anebo také hexakvarky: jedná se o hypotetické elementární částice, které se mohou skládat z kvarků a antikvarků.

Fonon: jedná se o kvazičástici (nejde o skutečnou částici, viz. níže), která šíří vibrační kvantum v krystalové mřížce. Tyto vibrace se mohou přenášet od buňky k buňce a vytvářet tím dojem pohyblivé částice. A právě tato částice se poté nazývá fonon. Pomocí fononů se popisuje šíření zvuku (zvukových vln) v krystalech. Fonon je tedy kvazičásticí zvukového pole v pevné látce. Fonon má nulový spin a jedná se tedy o bosony.

Kvazičástice: jedná se o mnoho částicové systémy řešené formou rovnic. Popisuje nějakou částici, která opravdu existuje a je ve vztahu s kvantovým stavem. Mohou mít velmi rozšířené vlastnosti, které jsou pro normální částice vyloučené - například ve zlomkovém kvantovém Hallově jevu se vyskytují kvazičástice s elektrickým nábojem.

Fermiony: jedná se o částice, co mají poločíselný spin (1/2, 3/2, 5/2 apod.). Často se popisují jako částice s antisymetrickou vlnovou funkcí. Částice složené ze sudého počtu fermionů se chovají jako bosony.

Antičástice: jedná se o částici, která má stejnou hmotnost jako částice, ale hodnoty jiných charakteristik mají opačné znaménko - například elektrický náboj, baryonové číslo či izospin. Antičástice vznikají i při jaderných reakcích například během "beta plus rozpadu", kdy vznikají pozitrony. Hmota, která je složena pouze z antičástic se označuje jako antihmota (pokud by se antihmota střetla s klasickou hmotou, tak by došlo k velkému výbuchu).

Spin: výpočtem spinu se zabývají již studenti VŠ na specializovaných univerzitách, nás bude zajímat jen to, co to "spin" vlastně je. Jedná se tedy o kvantovou vlastnost elementárních částic, jejíž ekvivalent klasická fyzika nezná. Přesněji jde o vnitřní moment hybnosti částice v tom smyslu, že spiny částic přispívají k celkovému momentu hybnosti soustavy. Jeho velikost je pro každou částici přesně daná a nelze jí měnit.

Kvantová mechanika je základní fyzikální teorie, která zobecnila a rozšířila klasickou mechaniku, zejména na atomové a subatomové úrovni. Od klasické mechaniky se odlišuje popisem stavu fyzikálních objektů - stav mikročástic v kvantové mechanice není popsán jejich polohou a hybností, jak je tomu v klasické mechanice, ale vlnovou funkcí. Tento popis je analogický k popisu postupné elektromagnetické vlny harmonickou funkcí. Pro přesné počítání se v kvantové mechanice používá tzv. Schrödingerova rovnice.
Vlnová rovnice Erwina Schrödingera popisuje vlnu částice a čtverec absolutní hodnoty vlnové funkce, která udává hustotu pravděpodobnosti výskytu mikročástice. Jinými slovy, tato rovnice umožňuje určit, jaká je pravděpodobnost nalezení částice v určitém místě (určeném souřadnicemi \(x\), \(y\), \(z\)) v daném čase \(t\).

Hlavním rysem kvantové mechaniky je pravděpodobnostní popis a výskyt veličin či jevů, které nemají na úrovni klasické mechaniky přímou analogii. Jedním z takových jevů je například spin částic, který je provázen určitým stavem či neurčitostí. Kvantová mechanika se obvykle zabývá soustavami obsahujícími konečný počet bodových částic s nenulovou klidnou hmotností.

Kvantová mechanika a teorie relativity jsou v současné době pilířem moderní fyziky. Toto tvrzení však může být zpřesněno. Zatímco obě tyto teorie poskytují velmi přesné popisy fyzikálních jevů ve svých oblastech působnosti, jejich kombinace do jednotné teorie, která by popisovala chování částic a systémů v extrémních podmínkách (například ve velmi silných gravitačních polích nebo v malých prostorových měřítkách), zatím chybí. Toto je jedna z hlavních výzev v moderní teoretické fyzice.

Schrodingerova rovnice nám ve své podstatě říká, že existuje možnost více realit, jak v našem světě, tak i ve vesmíru. Pokud je něco pravděpodobného, nemusí to být zcela určité - nejistota vzniká ve chvíli, kdy otevřeme možnost situace. I přesto, že člověk zemře, může žít v dalších jiných realitách.
Kvantová mechanika se začala zkoumat již v roce 1900 a mezi první významné příspěvky patřil Max Planck, který formuloval myšlenku, že "energie elektromagnetického záření je přenášena po nepatrných, ale konečných kvantech". V roce 1905 Albert Einstein využil kvantovou mechaniku k vysvětlení fotoelektrického jevu, za což obdržel Nobelovu cenu v roce 1921.

V roce 1913 byl díky kvantové mechanice vyvinut model atomu, který vysvětloval spektrální čáry vodíku a moment hybnosti elektronu, který nemůže nabývat libovolných hodnot, ale je vždy násobkem Planckovy konstanty.

Moderní kvantová mechanika se začala zabývat světem od roku 1925 a s časem získala vlastní matematický aparát, který je zásadně odlišný od klasické fyziky. V roce 1926 Erwin Schrödinger publikoval svou knihu o vlnové kvantové mechanice, ve které se konkrétně zmínil o tom, že jeho rovnice umožňuje popsat vývoj vlnové funkce v čase.
Kvantová mechanika se dotýká i oblastí záhad. Podle Schrödingerova díla existují paralelní světy, kde buď žijí bytosti podobné nám, nebo bytosti, které jsou nám vyspělejší. Díky kvantovému zakřivení a tunelování mohou s pomocí kvantové mechaniky pronikat do našeho paralelního světa a navštěvovat nás. Pomocí Bornovy myšlenky jsou tyto paralelní světy od našeho umístěny na křivce, kterou lze využít k cestování do jiných dimenzí času. Tuto myšlenku v experimentu ve Filadelfii využil i Albert Einstein.

Čtvrtý rozměr

Ano, čtvrtý rozměr (4D) je abstraktním pojmem, který vznikl poté, co matematici a filozofové zobecnili pravidla trojrozměrného prostoru. Tento koncept zahrnuje čas jako další dimenzi vedle tří prostorových dimenzí. Tento čtvrtý rozměr je stěžejním prvkem v oblastech fyziky, matematiky a filozofie a vědci se jím zabývají již řadu let. Studium čtvrté dimenze nám umožňuje lepší porozumění dynamiky vesmíru a fungování prostoru a času ve vzájemné interakci.

Ano, čtvrtý rozměr vzniká aplikací pravidel vektorů a souřadnicové geometrie na prostor o čtyřech rozměrech. Čtyřrozměrný vektor, který je uspořádaný čtveřicí čísel, lze chápat jako bod umístěný v čtyřrozměrném prostoru. Algebraicky se tento prostor definuje použitím pravidel vektorů a souřadnicové geometrie pro čtyři rozměry.

Je důležité si uvědomit, že euklidovský prostor čtyř rozměrů nemá přímou spojitost s časoprostorovým kontinuem, které popisuje teorie relativity. Z hlediska geometrie a matematiky je to prostor s čtyřmi rozměry, který má svou vlastní metriku a normu. Čas v tomto čtyřrozměrném prostoru plyne stejně jako v trojrozměrném prostoru, přestože se jedná o jiný rozměr a prostor.

Příkladem 4D dimenze jsou například otáčivé dveře - turniket: v každém okamžiku uzavřou části turniketu nějaký prostor, ale vždy tímto prostorem lze projít v jakémkoliv čase. Křídla turniketu vytváří jakousi pohyblivou komůrku, do které můžete vstoupit a po dalším otočení je komůrka uzavřena - a opět se otevře na druhé straně.

Kosmické záření

Jedná se o proud energetických částic, které pocházejí z vesmíru a pohybují se vysokou rychlostí. Jejich cílem je dopad do zemské atmosféry. Zpravidla se jedná o protony a jádra hélia, kterých představují 99 % kosmického záření. Zbytek 1 % tvoří elektrony, jádra jiných atomů a elementární částice.
Původ kosmického záření není dosud zcela objasněn: Část kosmického záření pochází ze Slunce, mezihvězdného a mezigalaktického prostoru. V roce 2017 bylo zjištěno, že zdrojem částic jsou také oblasti mimo naši galaxii a občas vznikají při explozi supernov.

Sluneční záření

Sluneční záření přichází na Zemi skrze vesmír ze Slunce a nese s sebou solární radiaci, která vzniká jadernými přeměnami v nitru Slunce. Většina záření ze Slunce se dokáže přeměnit v jiné formy energie, jako je energie fosilních paliv, energie větru a biomasy. Dále se záření ze Slunce mění na teplo. Sluneční záření můžeme také uměle využívat, například pomocí solárních panelů. Spektrum slunečního záření můžeme rozdělit na ultrafialové, viditelné a infračervené záření. Viditelné světlo tvoří zhruba 45 % dopadajícího záření. Zbytek záření je pohlcen atmosférou.

Teplota hvězdy

Teplota hvězd závisí na produkci energie v jádře a v jejich okolí. Obvykle se stanovuje pomocí efektivní teploty určitého tělesa. Nicméně je důležité si uvědomit, že efektivní teplota není reprezentativním ukazatelem. Teplota se totiž směrem do jádra zvyšuje. Teplota v jádře hvězdy se obvykle pohybuje mezi několika miliony kelvinů (jednotka termodynamické hodnoty).
Velké hvězdy (větší než Slunce) dosahují povrchových teplot kolem 50 tisíc kelvinů. Hvězdy o velikosti Slunce mají povrchové teploty jen několik tisíc kelvinů. Nejnižší teploty se vyskytují u tzv. "červených obrů", které mají teplotu kolem 3 600 kelvinů, ale na druhou stranu mají vyšší svítivost než ostatní typy hvězd.

Vznik hvězdy

Hvězdy jako takové vznikají z původně chladných, řídkých a studených mračen mezihvězdné hmoty. Hustota těchto mračen je vyšší než hustota mezihvězdného média, ale stále nižší než hustota uvnitř vakuové hmoty - tyto oblasti se nazývají molekulární mračna a jsou z větší části tvořeny vodíkem s héliem o obsahu až 28%. Jsou také tvořeny malým procentem těžších prvků, jako je například železo.

Mezi, pro nás nejznámější mlhovinu, kde vznikají hvězdy patří souhvězdí/galaxii Orionu. Toto souhvězdí je díky počtu hvězd, i nových hvězd krásně viditelné na naší noční obloze. Tyto hvězdy ale nevznikají samostatně, ale vždy jako dvojhvězda.

Chladné, prachopylné mračno se začne většinou pod vlivem nějakého vnějšího faktoru - například při výbuchu supernovy či při výbuchu galaxie plnit hustou hmotou, kde okolí kolabuje a tím vznikají další hvězdy.

Protohvězda vzniká například při kolapsu mraku mlhoviny, kde je větší objem prachu a plynu. Odborně se tato hvězda nazývá "Bokova globule". Při tvoření této hvězdy se objevuje teplota až 2 miliony kelvinů. Když se teplota dostane na již uvedenou hranici, tak vznikne termojaderná fůze a vytvoří se protohvězda.

První hvězdy, které vznikaly ve vesmíru byly značně objebné a svou hmotností připomínaly naše Slunce. Dle teorií se věří, že naše Slunce (hvězda) není ve vesmíru jedinou velkou hvězdou, kde stále probíhá termonukleární fůze.

Velikost hvězdy

Kromě Slunce jsou všechny viditelné hvězdy na obloze pozorovány pouhým okem jako malé tečky, což je způsobeno jejich velkou vzdáleností. Slunce je také velmi vzdálené, ale je viděno na obloze jasněji, což je způsobeno tím, že se jedná o spektrální hvězdu typu G2 s vysokým obsahem plazmatu. Podobnou hvězdu jako Slunce nalezneme i v jiných galaxiích - například hvězda "R Doradus" je téměř stejně velká jako naše Slunce.
Disky většiny hvězd jsou příliš malé na to, aby byly přímo pozorovatelné dnešními pozemskými teleskopy. Pro zobrazení těchto disků se používají interferometry. Jinou technikou pro měření úhlové velikosti je tzv. zákryt, kdy lze úhlovou velikost vypočítat z přesných měření změny jasu hvězdy při zákrytu Měsícem nebo jiným tělesem.
Rozsah velikostí hvězd je obrovský. Kolísá od velikosti 20-45 km u neutronových hvězd až po stonásobek průměru Slunce u nadobrů. Například Betelgeuze v souhvězdí Orionu má průměr 650krát větší než průměr Slunce, tedy asi 900 000 000 km. Poloměry hvězd mohou být až 3000krát větší než poloměr Slunce. Obecně platí, že se s rostoucím průměrem hvězdy snižuje její hustota.

Věk hvězdy

Věk většiny hvězd se pohybuje v rozmezí od 1 do 10 miliard let. Mezi nejstarší známé hvězdy patří "HE 1523-0901", jejíž stáří se odhaduje na 13,2 miliardy let, což je dokonce starší než naše Slunce. Nejstarší objevenou hvězdou je však "Metuzalém", hvězda oficiálně označovaná jako HD 140283, jejíž věk se odhaduje na 16 miliard let. Tato hvězda se nachází ve vzdálenosti 190,1 světelných let od naší planety.
Věk hvězdy je určen především její hmotností - těžké hvězdy (složené z těžkých prvků) mají vyšší tlak, což způsobuje rychlejší spalování vodíku a hvězda tak žije v průměru jen pár milionů let. Naopak lehké hvězdy (složené z lehkých prvků) spalují své palivo pomaleji a mohou přežít až stovky miliard let.

Zánik hvězdy

Hvězda je funkční do doby, dokud má palivo. Pokud palivo hvězdě dojde, začíná vyhasínat a chladnout, dokud úplně nevyhasne. Hvězdy, které jsou malé a mají malou hmotnost, se při spálení vodíku v jádře nafouknou a ochladí se. Při nafouknutí jádra však dochází k jevu, kdy hvězda více září než předtím. To znamená, že pokud by vyhasla hvězda, kterou na nebi vidíme zřetelněji než ostatní, tak nás ještě více ozáří. Následně se hvězda změní v červeného obra. Pokud k tomuto jevu dojde i za 5 miliard let u naší nejjasnější hvězdy, u Slunce, tak objem hvězdy vzroste až o 150 milionkrát, což může mít pro naši planetu katastrofální následky, protože nás zasáhne termonukleární fůze - teploty na Zemi vzrostou až o 100x více než jsou doposud. Následně dojde k ochlazování Slunce, které bude trvat až 13 miliard let. To znamená, že v současné době některé hvězdy jsou v režimu chladnutí.
Chladnoucí hvězda se následně změní v tzv. "bílého trpaslíka", který se díky smršťování může propadnout až do tzv. "černé díry", jejíž princip není doposud znám. Někteří astronomové hovoří o tom, že "černé díry" jsou jakýmsi vstupem do paralelního světa, bohužel však bez návratu.
Velmi těžké hvězdy s velkou hmotností během fáze hoření hélia expandují a vytvoří se tak červený veleobr. Palivo je vyčerpáno a jádro hvězdy se smrští na mikročástice. Kolem jádra je jen hornina ze železa - na to se objevuje fáze odlupování, každá část se spaluje po částech. A poté dochází k velké explozi, která se nazývá "supernova". A to z toho důvodu, že tlaková vlna vyvolaná explozí je nepředstavitelná. Následně tlaková vlna rozmetá části hvězdy do celého vesmíru a vznikne mlhovina.

Rotace hvězdy

Rotaci hvězdy lze zjistit pomocí spektrálního měření nebo sledováním hvězdných skvrn. Důležité je si uvědomit, že mladé hvězdy se obvykle otáčejí rychleji a jejich rychlost rotace může přesáhnout i 100 km/s. V těchto případech odstředivá síla na rovníku hvězdy výrazně vyhání hmotu do stran a může dokonce vést k nestabilitě hvězdy (k degeneraci). U větších hvězd je vyšší rychlost rotace obvykle výhodou, nicméně i přesto se větší hvězdy obvykle otáčejí pomaleji než menší. Například Slunce se otáčí kolem své osy rychlostí přibližně 1,994 km/s, což znamená, že jedna rotace trvá přibližně 25 až 35 dní pozemského času.
K zpomalování rotace hvězdy dochází poté, co se na jejím povrchu začne projevovat magnetické pole a objeví se hvězdný vítr.

Teplota hvězdy

Teplota hvězd závisí na produkci energie v jádře a v jejich okolí. Obvykle je měřena jako efektivní teplota určitého tělesa. Je však důležité si uvědomit, že efektivní teplota není vždy reprezentativní hodnotou, protože teplota v jádře hvězdy se směrem dovnitř zvyšuje. Teplota v jádře hvězdy může dosahovat několika milionů kelvinů.
Velké hvězdy, které jsou větší než Slunce, mají povrchové teploty kolem 50 tisíc kelvinů. Hvězdy podobné velikosti jako Slunce mají povrchové teploty pouze několik tisíc kelvinů. Nejnižší teploty jsou u tzv. "červených obrů", jejichž teplota se pohybuje kolem 3 600 kelvinů. Navzdory nižší teplotě mají červení obři větší svítivost než jiné typy hvězd.

Systém hvězd

Kromě samostatných hvězd, jako je například Slunce, existují také vícenásobné hvězdné systémy, které tvoří dva nebo více gravitačně svázaných hvězd, obíhajících kolem společného těžiště. Nejčastějším příkladem vícenásobného systému je dvojhvězda, ale systémy tří a více hvězd jsou také běžné. Tyto systémy jsou často organizovány hierarchicky soubory vzájemně obíhajících hvězd. Existují také větší skupiny hvězd, známé jako hvězdokupy.
V molekulárních mračnech vznikají hvězdy ve skupinách, které zůstávají gravitačně vázány minimálně po určitou dobu. Otevřené hvězdokupy, jako ty, které se nacházejí v okolí Slunce, jsou poměrně volné skupiny desítek až stovek mladých hvězd. Na rozdíl od otevřených hvězdokup se kulové hvězdokupy v současnosti již v naší Galaxii nevznikají, ale jejich členové zůstávají gravitačně vázáni až do svého zániku. Existují také hvězdné asociace, což jsou prostorově ohraničené skupiny určitého typu hvězd společného původu, volnější než otevřené hvězdokupy.
Většina hvězd, ať už v rámci hvězdokup nebo mimo ně, vytváří stabilnější konfigurace než samostatné hvězdy. Dvojhvězdy jsou nejběžnější formou vícenásobných systémů, kde dvě hvězdy obíhají kolem společného těžiště. Existují také trojhvězdy, kde tři hvězdy obíhají kolem společného těžiště, a čtyřhvězdy, které tvoří čtyři hvězdy gravitačně vázané do jednoho systému. Některé hvězdy mohou být součástí vícenásobných systémů obsahujících více než čtyři složky, a tyto systémy jsou známy jako vícenásobné hvězdy. Důležité je, že většina hvězd se nachází v gravitačně svázaných vícenásobných systémech, zejména ve třídách O a B, kde až 80 % hvězd může být součástí takových systémů.

Slunce

Jedná se o spektrální hvězdu třídy G2V, která je vzdálena od Země 149 600 000 kilometrů (1 AU) a její stáří je více než 4,6 miliardy let. Slunce obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti 28 000 světelných let (LY). Tento oběh trvá z pravidla 226 milionů let. Slunce je centrem naší sluneční soustavy. Na Slunci probíhají neustále termonukleární reakce.

Merkur

Ano, Merkur je nejbližší planetou k Slunci a je nejmenší planetou v naší sluneční soustavě. Jeho průměrná vzdálenost od Slunce činí 57 910 000 kilometrů. Merkur obíhá kolem Slunce a jeho orbitální doba, tedy doba jednoho oběhu, trvá přibližně 88 pozemských dní.
Jedna z charakteristik Merkuru je jeho magnetické jádro, což je relativně neobvyklý rys pro tak malou planetu. Teploty na Merkuru jsou extrémně nestabilní. Během noci mohou klesat na mínus 183 stupňů Celsia, zatímco ve dne mohou dosahovat až 429 stupňů Celsia. Tato extrémní teplotní variabilita je způsobena tím, že Merkur nemá výraznou atmosféru, která by ochlazovala povrch planety, a tak dochází k velkým rozdílům mezi teplotami na denní a noční straně planety.

Venuše

Venuše je druhá planeta od Slunce, od kterého je vzdálena 108 200 000 km. Oběh kolem Slunce trvá 225 pozemských dnů. Délka dne na Venuši trvá 116 dní a 18 hodin. Tato planeta je naší Zemi hodně podobna - není zde však žádná vegetace a nejsou zde ani známky po vodě i přesto, že zde jsou kyselé deště. Dochází zde často k zemětřesení a k sopečné činnosti. Na polech se nachází vrstvy sněhu a ledu. Planeta je osvětlena méně než Země.

Země

Země je unikátní tím, že je porostlá rozmanitou vegetací a má rozsáhlé množství vody v tekutém stavu, která je nezbytná pro život, jaký známe. Kromě toho Země disponuje kyslíkem, který umožňuje dýchání mnoha formám života.

Na Zemi probíhají mnohé procesy, jako je například vodní cyklus, sluneční cyklus, geologické procesy, atmosférické jevy a mnoho dalších. Tyto procesy jsou důležité pro udržení podmínek vhodných pro život.

Díky pokročilému vědeckému výzkumu a technologiím máme o Zemi rozsáhlé znalosti. Studujeme zde nejen geologii, podnebí a atmosféru, ale také životní prostředí, biodiverzitu a mnoho dalších aspektů, které nám pomáhají lépe porozumět naší planetě a ochraňovat ji pro budoucí generace.

Uran

Uran je plynný obr, který se řadí mezi plynné obry sluneční soustavy. Je třetí největší planetou a čtvrtou nejhmotnější planetou v naší sluneční soustavě. Jeho chemické složení je podobné Neptunu, převážně se skládá z vodíku a helia.

Uran je známý jako nejchladnější planeta ve sluneční soustavě, protože teplota na jejím povrchu dosahuje extrémně nízkých hodnot kolem -220 stupňů Celsia. Tato nízká teplota je způsobena velkou vzdáleností planety od Slunce a slabým slunečním zářením, které na ni dopadá. Uran má také charakteristický sklon své osy rotace, který je skloněn téměř kolmo na rovinu oběžné dráhy, což způsobuje extrémní sezónní změny a dlouhé zimy a léta na Uranově povrchu.

Důležité je zdůraznit, že Uran není nejchladnější planetou ve sluneční soustavě - tuhé planety jako je Neptun, který se nachází dále od Slunce, mají ještě nižší teploty.

Pluto

Pluto, dříve považována za devátou planetu sluneční soustavy, byla později překlasifikována jako trpasličí planeta. Jedná se o malou a ledovou planetu, která se nachází ve vnějších oblastech sluneční soustavy. Její vzdálenost od Slunce je přibližně 49 astronomických jednotek (AU).

Pluto byla poprvé objevena v roce 1930 astronomem Clydeem Tombaughem na observatoři Lowell Observatory v Arizoně. Avšak zmínky o této planetě lze nalézt již v dřívějších civilizacích, včetně Mezopotámie.

Pluto má složitou povrchovou strukturu, která zahrnuje ledové pláně, horské hřebeny a charakteristické pásy tmavého materiálu. Její největší měsíc, Charon, je poměrně velký ve srovnání s planetou a oba tvoří dvojplanetární systém, který obíhá kolem společného těžiště.

Pluto je jedním z nejstudovanějších těles v Kuiperově pásu, což je oblast ledových těles nacházejících se za drahou Neptunu. Její průzkum a studium bylo umožněno misí New Horizons NASA, která v roce 2015 prolétla kolem planety a poskytla detailní informace o jejím povrchu a složení.

Mars

Mars je dlouhodobě zkoumán jako potenciální cíl pro lidské osídlení a průzkum vesmíru. Zatímco v současné době není přítomnost života na Marsu prokázána, existují důkazy, že v minulosti byly na Marsu podmínky příznivé pro existenci vody a možná i pro život.

NASA a další kosmické agentury prováděly na Marsu řadu misí, včetně roverů a sond, které zkoumají povrch planety, její atmosféru a další charakteristiky. Tyto mise objevily důkazy o minulé přítomnosti vody na povrchu Marsu, což naznačuje, že by zde mohly být vhodné podmínky pro život v minulosti.

Mars má také různé geologické útvary, jako jsou sopky, údolí, krátery a polární ledové čepice. Vyschlá koryta řek a oceánů naznačují, že na Marsu mohla v minulosti existovat tekoucí voda a možná i atmosféra podobná Zemi.

Plány na osídlení Marsu jsou zkoumány v rámci dlouhodobých vesmírných misí a projektů, které by mohly vést k vyslání lidské posádky na tuto planetu. Tyto plány zahrnují technologie pro vytvoření obyvatelných podmínek na povrchu Marsu, včetně výroby kyslíku a dalších základních zdrojů potřebných pro život.

Jupiter

Jupiter je plynný obr s mohutnou atmosférou a silným gravitačním polem. Jeho průměr je asi 11krát větší než průměr Země a hmotnost je přibližně 318krát větší než hmotnost Země.

Jupiter obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti přibližně 778,5 milionu kilometrů a jeden jeho oběh trvá přibližně 12 pozemských let.

Planeta má charakteristické prstence, které jsou složeny z prachu a částic ledových krystalů. Tyto prstence nejsou tak výrazné jako prstence Saturnu a jsou ze Země obtížně pozorovatelné.

Jupiter má také mnoho měsíců, přičemž čtyři největší jsou známé jako Galileovy měsíce: Io, Europa, Ganymed a Callisto. Tyto měsíce mají různé charakteristiky, jako jsou aktivní sopečné erupce na Io, možný podzemní oceán pod ledovou kůrou na Europě a podobně. Tyto měsíce jsou cílem zájmu pro vesmírné mise a studium jejich povrchů a podmínek.

Saturn

Saturn je plynný obr s hustou atmosférou, která ho obklopuje. Nemá pevný povrch, ale spíše rozsáhlou atmosféru tvořenou převážně vodíkem. Pod touto atmosférou je hustý vrstvený oceán molekulárního vodíku, který se postupně zhušťuje směrem k jádru planety.

Saturn má charakteristické prstence složené z ledových částic, prachu a skalních úlomků. Tyto prstence jsou dobře viditelné ze Země a představují jedinečnou a fascinující část Saturnova systému.

Saturn má celkem 82 potvrzených měsíců, ale jejich počet se stále může zvyšovat s dalšími objevy. Největším měsícem Saturnu je Titan, který je známý svou hustou atmosférou a tekutými moři a jezery z metanu a etanu na jeho povrchu. Titan je jedním z nejzajímavějších cílů pro výzkum v rámci vesmírných misí, a NASA skutečně zvažuje možnost hledání života na tomto měsíci, především kvůli podobným podmínkám povrchu a atmosféře, které by mohly podporovat organický život.

Neptun

Neptun je plynný obr a patří do kategorie ledových obrů. Nachází se na osmé pozici od Slunce a je poslední planetou sluneční soustavy. Podobně jako Uran, Neptun je plynný obr s podobným složením, převážně tvořeným vodíkem a heliem, ale také s obsahem ledových sloučenin.

Na Neptunu dochází k obdobím podobným ročním obdobím na Zemi, což bylo pozorováno díky změnám v atmosféře a meteorologickým jevům. Planeta má 14 známých měsíců, kteří obíhají kolem ní, včetně velkého měsíce Tritonu, který je jedním z největších měsíců sluneční soustavy.

Teploty na Neptunu jsou extrémně nízké, pohybují se kolem -220 stupňů Celsia. Tyto extrémní teploty jsou důsledkem velké vzdálenosti planety od Slunce a nízkého množství slunečního záření, které na ni dopadá. Neptun je také známý díky svému dynamickému počasí, včetně silných větrů a bouří v atmosféře.

Exoplaneta Ross 128 b (souhvězdí Panna)

Objevení exoplanety s označením "Ross 128 b" v červenci roku 2017 představovalo významný objev v oblasti exoplanetárního výzkumu.
Tato planeta byla objevena pomocí spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) na observatoři La Silla v Chile, což je jedno z předních zařízení pro hledání exoplanet. Ross 128 b je druhou nejbližší známou planetou podobnou Zemi, která obíhá červeného trpaslíka jménem Ross 128. Je o 1,35krát větší než Země a obíhá 20krát blíže ke své hvězdě než Země ke Slunci.
Díky své podobnosti s Zemí, včetně velikosti, složení a podmínek, je Ross 128 b zajímavým cílem pro další výzkum. Astronomové spekulují o možnosti, že by na této planetě mohly existovat podobné geologické procesy a případně i tekoucí voda a dýchatelný kyslík, což jsou důležité faktory pro případnou podporu života.
Ross 128 b se pohybuje po šikmé dráze, což způsobuje změny ve vzdálenosti od Země. V roce 2030 by měla být od Země vzdálena asi 5 světelných let a v roce 2080 by měla být ještě blíže, asi 0,5 světelných let.
Plány na výpravu k této planetě se již objevují, ale vzhledem k velkým vzdálenostem ve vesmíru je cesta k Ross 128 b výzvou, kterou bude třeba pečlivě promyslet a plánovat. Pokud by výzkumná mise byla úspěšná, mohla by nám poskytnout důležité poznatky o podmínkách na exoplanetách a možnostich pro existenci života mimo Zemi.

Nibiru planeta X (Kuiperův pás za Neptunem)

O planetě Nibiru hovoří již legendy starověké Mezopotámie. Tato planeta byla poprvé zmíněna v roce 5000 př.n.l. a později byla údajně potvrzena společností NASA v roce 1999. Od té doby se opakovaně objevila v roce 2004, 2014 a v roce 2020. Astronomové tuto planetu označují jako X, protože nelze přesně určit její původ - pohybuje se po šikmé dráze podobně jako Ross 128. Její putování vesmírem je dlouhé, a proto nelze s jistotou určit, z jakého souhvězdí pochází.
Dr. Scott Sheppard si této planety všiml v roce 2014, když se nacházela poblíž planety Neptun. Podle záznamů byla poprvé spatřena teleskopem na Havaji v roce 1999.
Podle starých legend na planetě Nibiru žijí dávní bohové, a prý odtud pocházejí i bájná božstva Enki a Enlil.
Podle tvrzení vědců je planeta podobná Zemi. Teplota se na ní pohybuje dle polohy, většinou však kolem 40 stupňů. Dle Dr. Shepparda je v současnosti viditelná z Los Angeles, Číny a Skandinávie. Předpokládá se, že se planetární těleso přiblížilo k Zemi naposledy kolem roku 10 tisíc př.n.l.

MACS J114 Icarus (spirálová galaxie a slunce v jiné galaxii)

V roce 2018 byla pomocí Hubbleova teleskopu objevena nejvzdálenější spektrální hvězda třídy G2V, nacházející se od Země ve vzdálenosti 9,8 miliardy světelných let. Jedná se o dosud nejvzdálenější objevenou hvězdu. Pokud by posádka raketoplánu se světelným pohonem chtěla dosáhnout této hvězdy, trvalo by cestování stovky let, přestože by posádka ve skutečnosti cestovala časem.
Tato hvězda je 100krát jasnější než naše Slunce, a její stáří se odhaduje na 13,8 miliardy let. To znamená, že je starší než naše Slunce a pochází tedy ze starého vesmíru.
I přesto, že je tato hvězda vzdálená, je možné ji pozorovat i ze Země, avšak v miniaturním obrazu.

Gilese 581G (souhvězdí Vah)

Gliese 581G je exoplaneta obíhající kolem červeného trpaslíka jménem Gliese 581 ve vzdálenosti přibližně 20,3 světelných let od Země. Tato planeta byla objevena v roce 2010 a byla později označena jako jeden z potenciálně obyvatelných světů mimo sluneční soustavu. Gliese 581G je často diskutována ve vědecké literatuře a v populární kultuře jako možný kandidát pro hledání života mimo Zemi. Nicméně, existuje spousta debat ohledně skutečné obyvatelnosti této planety a její existence byla někdy považována za kontroverzní.

Kepler 1625b (souhvězdí Labutě)

Kepler-1625b je exoplaneta objevená pomocí Keplerova vesmírného dalekohledu. Tato planeta obíhá hvězdu Kepler-1625 ve vzdálenosti přibližně 8 000 světelných let od Země v souhvězdí Labutě. Jedná se o jeden z méně běžných typů exoplanet nazývaných exojupitery, což jsou plynní obři srovnatelní s Jupiterem. Jedním z nejzajímavějších aspektů Kepler-1625b je, že se kolem ní objevily indikace možného exomoons (exoluny) – měsíců obíhajících exoplanetu. Avšak zatím nebylo definitivně potvrzeno, zda se jedná o exomoon nebo jiný jev. Kepler-1625b představuje zajímavý příklad exoplanety, která pomáhá odborníkům lépe porozumět rozmanitosti planet mimo naši sluneční soustavu.

Samotný název "galaxie" byl odvozen z řeckého slova "galaktikos", což znamená mléčný. Jedná se o gravitačně vázaný systém hvězd, hvězdných zbytků, mezihvězdné hmoty, kosmického prachu a temné hmoty.
Hvězdy se obvykle nacházejí ve skupinách, které nazýváme právě "galaxiemi". Tyto hvězdy sdílejí společné prostředí, včetně plynů, prachu a temné hmoty. Galaxie jsou drženy pohromadě díky gravitačním silám a jednotlivé komponenty obíhají kolem společného středu. Galaxie jako takové vznikají z protogalaxií a vyskytují se na příč v celém vesmíru. Jen v pozorovatelné části galaxie se nachází více než bilion galaxií.

Galaxie se rozdělují dle Hubbleovy klasifikace na pět základních typů a to na eliptické, čočkovité, spirálovité, spirální a nepravidelné. A dále se dělí na další podtypy. Tvar galaxie ale není stále stejný - může se měnit v průběhu času a to z důvodu, že je galaxie porušena vlivem určité kolize.

Nejstarší známé galaxie se datují do raného vesmíru, do doby, která následovala krátce po Velkém třesku. Tyto primordiální galaxie vznikly asi 13,4 miliardy let zpět, krátce po vzniku vesmíru. Jsou to pravděpodobně tzv. kvasary, extrémně jasné objekty s aktivním jádrem galaxie, které byly silně aktivní v rané historii vesmíru.
Jedna z nejstarších známých galaxií je GN-z11, objevená v roce 2016 díky Hubbleově vesmírnému dalekohledu. GN-z11 se nachází ve vzdálenosti přibližně 13,4 miliard světelných let, což znamená, že pozorujeme tuto galaxii tak, jak vypadala pouhých 400 milionů let po Velkém třesku. Tímto objevem se GN-z11 stala nejvzdálenější známou galaxií v době svého objevu.
Vzhledem k rozvoji nových technologií a přístrojů by se mohly objevit ještě starší galaxie, které nám pomohou lépe porozumět ranému vývoji vesmíru.