Nejstarší ze všech vědeckých disciplín – astronomie – se během posledních desítek let proměnila tak, že by dávní řečtí astronomové svou disciplínu rozhodně nepoznali. Jednou z relativně nových odnoží astronomické vědy je studium chemické struktury a chemických procesů, které probíhají v širém vesmíru.

Čtenáře jistě potěší, že v tomto oboru – v astrochemii – čeští vědci rozhodně nezaspali.

Sílící levoboček astronomie

Řekne-li se astronomie, ozve se rovnou: fyzika. Rodokmen propojení těchto teoretických disciplín můžeme vystopovat až k řeckému polyhistorovi Aristotelovi a je třeba přiznat, že pevný sňatek astronomie s fyzikou vydržel až do dnešních časů.

V 18. století se však astronomii narodil levoboček, který od té doby jen nabývá na síle.

Poznání chemických procesů v kosmu, z něhož bylo možno odvozovat další zákonitosti vedoucí třeba až ke vzniku života, je stále spíše na začátku a představuje proto dnes pro vědce velkou výzvu. Nemalou měrou přispěli k poznání chemie vesmíru i lovci molekul a iontů z Ústavu fyzikální chemie Jaroslava Heyrovského AV ČR v Praze z laboratoře prof.

RNDr. Svatopluka Civiše, CSc, za nímž se 21. STOLETÍ vydalo přímo na jeho pracoviště. Práce současných vědců je však pochopitelně stejně jako v jakémkoliv jiném oboru umožněna tím, že „stojí na ramenou obrů“, tedy vědeckých velikánů minulosti.

Vše začíná u německého génia

Abychom dobře pochopili, oč se vlastně vědci v dnešních laboratořích snaží, je třeba začít trochou historie. K poznání složení vesmíru učinil nejzásadnější krok vědec, který pracoval již s podstatně vylepšenými optickými zařízeními (dokonce vlastní výroby!). Byl jím německý optik, fyzik a astronom Joseph von Fraunhofer (1787–1826).

Když tento německý génius zaměřil svůj dalekohled (opatřený tzv. difrakční mřížkou) na Slunce, ke svému překvapení zjistil, že světlo, které prošlo čočkami, nebylo zcela spojité, jak jej popisovali klasici optiky Isaac Newton (1643–1727) či Christian Huygens (1629–1695).

Při pozorování spektra, promítaného na stínítko pod mikroskopem, objevil Fraunhofer řadu předtím nepopsaných tmavých čar, ne silnějších než lidský vlas.

V roce 1824 měl již k dispozici přesné zaměření 574 předělů ve spektru, z nichž ty  nejsilnější označil písmeny abecedy. Dnes jim všichni vědci říkají Fraunhoferovy čáry.

21. STOLETÍ dodává:

Čáry ve světelném spektru nepozoroval jako úplně první Fraunhofer. Toto prvenství je třeba přiznat slavnému britskému fyzikovi a chemikovi Williamovi Hyde Wollastonovi (1766–1828), který je pozoroval již o 12 let dříve.

Wollastonovou smůlou nebylo to, že viděl čar pouze 7, ale to, že je příliš zbrkle a chybně interpretoval jako rozhraní mezi jednotlivými barvami. Jejich přesný popis proto přinesl vědeckou slávu až Fraunhoferovi.

Nalezení prvních „otisků prstů“

Vysvětlení, co přesně vlastně ony „tajemné“ čáry připomínající například čárový kód ve spektru slunečního světla znamenají, však čekalo na další velikány vědy. Až 30 let po původních Fraunhoferových pokusech s ním přišli další dva Němci: Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) a Robert Wilhelm Bunsen (1811–1899).

Jejich společný epochální objev vzešel z na první pohled nesouvisejících experimentů. Nejprve společně zapalovali jednotlivé tehdy známé prvky a měřili vlnovou délku světla, kterou plamen vydával. Pozoruhodná věc se přihodila, když Kirchhoff nechal skrze plamen kahanu sycený sodíkem procházet sluneční světlo.

Tmavá čára (kterou Fraunhofer označil písmenem D) ještě více ztmavla. Pro Kirchhoffa šlo o jasný důkaz toho, že sodík „pozřel“ sluneční světlo přesně v místě čáry D. Tuto čáru proto mohou vědci používat jako jednoznačný podpis či „otisk prstů“, jímž sodík vždy prozradí svou přítomnost.

Síto z částic

Kirchhoff a Bunsen nevědomky objevili jeden ze dvou principů, které astronomové a astrochemici používají k pátrání po látkách ve vesmíru dodnes. Tento princip, který spočívá na pozorování tzv. „absorpčního spektra“, bychom mohli nazvat „principem síta“.

Představme si pro názornost následující situaci – na jedné straně máme zdroj záření (např. hvězdu), na druhé straně pak měřicí přístroje, které záření zaznamenávají.

Mezi zdrojem a měřicím přístrojem je však ještě něco dalšího, co si můžeme představit právě jako síto. Tímto sítem může být prakticky cokoliv, co se nachází mezi oběma koncovými body, například mezihvězdná hmota.

Atomy, molekuly či ionty, které se v mezihvězdné hmotě vyskytují, jakoby „pozřou“ světlo z hvězdy a k nám už pustí jen „prosáté“ světlo. Výsledek bychom mohli přirovnat ke stínům, které by na Zemi vrhalo síto postavené proti Slunci.

Správné určení toho, jaká molekula stála světlu v cestě, je stejné jako s čárou „D“ ve výše zmíněném případě se sodíkem. „Stačí“ vědět, jakou část spektra daná látka pohltí.

Jak funguje „molekulární vysílačka“?

S postupujícím prohlubováním našich znalostí o fyzikálních zákonitostech, které vládnou světu atomů a molekul, přišli vědci ještě s dalším způsobem, jak mohou svou přítomnost v kosmu molekuly prozradit.

Tento druhý princip, který využívá takzvaného „emisního spektra“, bychom mohli nazvat „principem vysílačky“.

Logika je v podstatě obrácená, než je tomu u „principu síta“. Atomy či molekuly fungují přímo jako vysílačky záření, které mohou přístroje na Zemi přímo zachytit. Jak je to ale možné?

Vše funguje díky energii, dodané z okolních hvězd. Když molekula zachytí energii vyzářenou z hvězdy, rázem vyskočí do tzv. excitovaného stavu. Ovšem v tom jí není příliš „dobře“, a záhy se vrací zpět do stavu původního.

(Odborníci přímo říkají, že molekula chce „relaxovat“.) Při návratu zpět však zase energii dodanou od hvězdy vyzáří zpět do kosmu. A právě toto záření dokážou dnes vědci zachytit, změřit a v řadě případů i přiřadit konkrétní látce.

Slunce a mraky v roli nepřítele

Takové vyzáření energie se projeví tak, že atom skutečně „zasvítí“. Vyzářený foton, tedy částice elektromagnetického záření, lze totiž popsat prostřednictvím frekvence a vlnové délky spadající do oblasti tzv. viditelného světla.

Na tento typ záření, který je v praxi jednou ze součástí tzv. „Maxwellovy duhy“, jsou vyladěny naše světločivné orgány (oči), a proto je nám přirozeně nejbližší. Pozorování v této části elektromagnetického spektra má však také řadu nevýhod.

První a nejvýznamnější z nich je to, že viditelné světlo má pro pozorovatele na Zemi dva významné „nepřátele“. Jsou jimi na jedné straně Slunce, na druhé straně vodní páry („mraky“) a řada dalších plynů, které v nižších koncentracích putují atmosférou.

Slunce totiž viditelné světlo z hvězd „přesvítí“, a pozorování jsou tedy možná pouze v noci. Pozorovatelé musejí mít ovšem také štěstí na oblohu bez mráčku – vodní páry viditelné světlo do značné míry absorbují.

Další části „duhy“

K pozorování proto astronomové a astrochemici využívají i jiné části „Maxwellovy duhy“, které skvěle doplňují pozorování ve viditelném spektru.  Pozorování v této části spektra má pro vědce i řadu dalších výhod, než je „jen“ to, že nemusejí čekat na příhodné pozorovací podmínky.

„Pro astrochemická pozorování je mnohem výhodnější oblast mikrovln. Atmosféra Země je pro ně propustná 24 hodin denně,“ vysvětluje prof. Svatopluk Civiš, který současně přednáší astrochemii na Přírodovědecké fakultě UK v Praze.

Výhodou oblasti mikrovln je také to, že vědci mohou jejich prostřednictvím registrovat tzv. „rotační spektrum“ molekul. Každá molekula totiž ve volném prostoru rotuje ve třech dimenzích.  Rotace se dá zachytit v oblasti rádiových a vln a mikrovln a popsat kvantovými stavy.

Konečně poslední důležitou metodou sloužící k propátrávání kosmických dálav je tzv. rotačně-vibrační spektroskopie. „Tato metoda umožňuje odhalit příslušné molekuly v infračerveném spektru, a to tak, že registruje natahování a smršťování vazeb mezi atomy,“ popisuje podstatu této metody profesor Civiš.

Hledání překladového slovníku

Správné určení toho, jaké látce patří pohlcené či naopak vyzářené světlo, není nijak snadnou záležitostí a stojí za ním obrovské množství práce celých generací vědců v laboratořích. Po pionýrských výzkumech výše zmíněných německých velikánů se vědci totiž museli vrhnout na vytvoření toho, co bychom mohli nazvat „překladovým slovníkem“.

Takový slovník se skládá z katalogu, který byl zatím z drtivé většiny vypracován v pozemských laboratořích.

Aby totiž mohli vědci nalézt atom, molekulu či iont ve vzdáleném vesmíru, musejí nejprve vědět, jak přesně na ni působí nejrůznější typy elektromagnetických vln.

Spektra látek je pak třeba nejen přesně změřit, ale také dokázat rozpoznat, o jaké látky jde. S takovými úkoly si poradí už jen velmi subtilní matematický aparát kvantové mechaniky.

Co skrývají póly v molekulách?

*Jednou nejlépe zmapovaných sloučenin, které se ve vesmíru vyskytují, je prajednoduchá sloučenina se vzorcem CO, tedy oxid uhelnatý. A proč mají vědci tak dobře zmapován výskyt právě této látky? Oxid uhelnatý (a pochopitelně i řada jiných látek) lze totiž dobře odhalit pomocí rádiových vln. Tato molekula má totiž poměrně silný elektrický dipól.

*Co přesně se za spojením slov elektrický dipól skrývá? Pro názornost si představme tyčový magnet. Každý z nich má dva magnetické póly – severní a jižní. (Toho, že se naše Země chová jako obří magnet, využívá např. orientace prostřednictvím kompasu.).

Trochu podobně jako magnet se vlastně chovají i molekuly – jen mají na obou pólech rozložen náboj elektrický (tedy kladný a záporný pól).

*Molekuly s výrazněji nesymetrickým rozložením náboje nazývají vědci molekulami polárními, molekuly bez takového dipólového momentu jsou molekulami nepolárními. Molekuly s elektrickým dipólem je možné nalézt právě díky pozorování v oblasti rádiových vln a mikrovln.

*Vůči těm, kterým dipól chybí (jako je např. velmi hojný iont vodíku H3+), jsou však rádiové teleskopy zcela slepé, a je proto třeba je hledat v jiných částech spektra „Maxwellovy duhy“.

Jak vypadá Maxwellova duha?

Elektromagnetická interakce se časoprostorem šíří jako vlna, její velikost však může být různá. Díky tomu můžeme mluvit o záření různých vlnových délek a podle toho také označovat jeho různé typy.  Když si jednotlivé typy vyjádříme jako spektrum, vznikne něco, čemu se na počest podle velkého skotského fyzika Jamese Clerca Maxwella (1831–1879) přezdívá také Maxwellova duha.

Na levém okraji spektra nalezneme záření o největších vlnových délkách (od stovek metrů po stovky milimetrů), kterému se běžně říká rádiové vlny. Další „část duhy“ v oblasti délky vln mezi 10 cm a 1 mm tvoří mikrovlny, využívané např. v mikrovlnné troubě.

Následuje infračervené světlo (mezi 1 mm a 1 μm) a poté vlny o délce mezi 800–400 nm, které jsou nám všem nejznámější. Tvoří totiž viditelné světlo (každé barvě opět náleží jisté rozmezí v délce vln). Energii a tedy i vlnovou délku menší než viditelné světlo má pak ultrafialové záření (UV, 400–10 nm), rentgenové záření (10–0,1 nm) a nakonec vysokoenergetické gama záření, využívané např. v tzv. gama nožích.

My všichni jsme z hvězd…

Jedním z největších objevů fyziky 20. století bylo, že mezi fungováním vesmíru a fungováním živého světa existuje řada velmi důležitých analogií. Ano, živí tvorové jsou jistě podstatně složitější než jsoucna neživá.

I neživý svět však podobně jako ten živý prošel dějinami, na jejichž počátku stály formy jednoduché a na konci velmi komplexní.

Spektroskopické metody založené na pečlivé analýze záření, které přichází z kosmu, jsou naším hlavním zdrojem poznatků o tom, z čeho se vlastně vesmír skládá. Značná část těchto poznatků se týká „horké“ astrofyziky a astrochemie, tedy částí studujících složení různých typů hvězd v různých oblastech a v jejich nejtěsnějším okolí.

Když se tyto poznatky vhodně zkombinují s tím, co o kosmu říkají modely fyziků, kteří spíše než v laboratořích pracují u tabulí a obrazovek počítačů, začíná se vědcům odvíjet fantastický příběh evoluce vesmíru doslova před očima.

Vesmír se buduje

Ty nejpodstatnější věci pro budoucnost se odehrály během první vteřiny. Během ní se vesmír rozepjal jako rychle nafouknutý balonek. Aby vše fungovalo tak, jak to známe dnes, muselo proběhnout několik zásadních dějů.

Mezi ně patří vytvoření elementárních subatomárních částic, oddělení 4 základních sil přírody (silné a slabé interakce, elektromagnetismu s gravitace) či převládnutí hmoty nad antihmotou.

Došlo také k nastavení základních fyzikálních konstant, tedy jakýchsi základních pravidel hry, bez nichž by nikdy nemohl vzniknout řád, jemuž se tak obdivují generace přírodovědců.

První „součástky“ chemie

Pro chemika, či ještě lépe astrochemika, jsou tím nejdůležitějším produktem raných stadií vesmíru (asi 3.– 20. minuta po „velkém třesku“) první stabilní atomy.

Na úplném počátku dokonce nelze ještě hovořit ani o atomech, ale spíše o jejich jádrech, v nichž se zkombinovaly protony a neutrony (tzv. primordiální nukleosyntéza). Podle současných poznatků se vesmír na svém úplném začátku zase až tak úplně nevytáhnul – všeho všudy vyprodukoval jen 8 typů atomů.

K dispozici byl vodík ve všech třech izotopech (tedy kromě vodíku 1H ještě deuterium a tritium), dva izotopy helia 4He a 3He, a nakonec i něco málo kovů: lithium 6Li a berylium 7Be a 8Be.

Tritium a oba izotopy berylia jsou navíc velmi nestabilní, takže se záhy rozpadly na některé z jednodušších a stabilnějších atomů. Po několika letech od svého prvopočátku tak vesmír obsahoval pouze 5 typů atomů.

Balíčky energie plující vesmírem

S tak prostinkou sadou atomů by vesmír těžko doklopýtal nejen ke složitým živým tvorům, ale i řadě podstatně jednodušších reakcí, které neustále probíhají v mezihvězdném prostoru. K tomu „potřeboval“ i další prvky, které dnes dokážeme tak krásně srovnat do Mendělejevovy tabulky.  Tyto prvky se však musely nejprve „upéct“ ve vesmírných pecích, jimž běžně říkáme hvězdy.

Abychom však nepředbíhali. Zatím máme po vesmír naplněn jen obrovským množstvím těch nejjednodušších atomů, často spíše dokonce jen jejich jader. Každý z nich je však jakýmsi „balíčkem“ energie, která do něj byl vložena díky „velkému třesku“.

Některým z nich se již podařilo této energie zbavit a rozpadnout se atom jednodušší a stabilnější. Stabilní atomy si však nesou energie dost na to, aby ji mohly investovat do další tvorby vesmíru. Jak tuto uloženou energii uvolnit?

Klíček k atomové energii?

K tomu, aby se podařilo atomy „odemknout“ a poslat jejich energii a částice dál do oběhu, je třeba ještě dalšího „kouzelného klíčku“. Tím je sice relativně slabě působící, pro následující dění ovšem nesmírně důležitá síla přírody – gravitace.

Gravitace (pochopitelně kromě mnohého dalšího) způsobila to, že se mračna tvořená izotopy vodíku a helia začala pomalu, ale jistě smršťovat. (Dlužno podotknout, že stále začínají. Tento proces, i když s již bohatší sadou „součástek“, probíhá na nejrůznějších částech vesmíru i v momentě, kdy čtete tyto řádky.).

Čím větší „kupa“ atomů, tím větší má gravitaci, a tím více dalších částic na sebe z okolního vesmíru nabaluje. Díky tomu ovšem v nitru koule, která se pomalu stává hvězdou, stále stoupá teplota a tlak.

Jednotlivé atomy a celá jádra se k sobě nakonec přiblíží natolik, že přitažlivá síla mezi nimi zvítězí nad odpuzováním dvou stejných pólů – jádra jsou totiž díky protonům všechna nabita kladně. Souhra těchto extrémních podmínek vede nakonec z nastartování jednoho z nejdůležitějších procesů v kosmu – termojaderné fúze.

Popel s číslem 26

Termonukleární fúze je skutečným motorem vesmíru. Na jedné straně uvolňuje energii, která se do okolí vyzáří v podobě tepla, nejrůznějších typů záření a proudů subatomárních částic. Tato energie se uvolňuje díky tomu, že se jádra lehčích prvků (vodík, deuterium, helium) spojí, a vytvoří tak prvky těžší.

Energie, která se při těchto fúzích vyzáří, ještě více násobí už tak dost pekelné podmínky v nitru hvězd a jádra již vzniklých prvků mohou fúzovat dále a dále. Tento proces má však jednoznačný strop.

Počet protonů v jádrech prvků, které dokáže hvězda takto „vyrobit“, se zastaví na čísle 26. Pod tímto číslem najedeme v Mendělejevově tabulce prvků železo. Železo je tedy jakýmsi „popelem“ všech termonukleárních reakcí, které v nitru hvězd probíhají.

Bedlivý čtenář si však jistě všimnul dvou velkých problémů, které nyní vyvstávají. Kde se berou těžší prvky, tedy takové, které jsou v Mendělejevově tabulce až za železem? A jak se vlastně stane, že se prvky dostanou „do oběhu“ tak, aby se mohly stát součástí např. našich vlastních těl?

„Drobky“ po gigantických explozích

K tomu, aby se syntéza prvků dokázala „přehoupnout“ přes železo, je paradoxně třeba toho, aby hvězda „zemřela“.

Takový hvězdný výbuch je znám jako exploze supernovy. Jasně zářící supernovou se vesmírné těleso stane buď tak, že zažehne rychlou termonukleární a vzplane. Takovou hvězdou však může být jen bílý trpaslík.

Druhá z možných cest ke vzniku supernovy vede přes „vyhoření“. Hvězdě dojde „palivo“ pro fúzování a pod tíhou vlastní gravitace se zhroutí. Při těchto gigantických explozích panují tak extrémní podmínky, že stačí i k vytvoření podstatně hmotnějších prvků, než je železo (známy jsou i případy, kdy supernova takto „uvaří“ i kalifornium s protonovým číslem 98!).

Výbuch je pak všechny rozmetá do okolního vesmíru, kde pak další miliony let čekají, než je gravitace opět svede dohromady.

Babičky, matky a dcery na obloze

První vesmírné hvězdy mohly obsahovat jen těch několik prvků, které zde zůstaly po velkém třesku. Vesmír je však v prakticky neustálém pohybu a místo starších „továren“ na nové prvky tak postupně zaujímají „továrny“ nové.

„Naše Slunce je zástupcem již třetí generace hvězd. Jako takové obsahuje i řadu těžších prvků, jejichž přítomnost nám prozradí právě spektroskopické metody. Jako první přišel s tímto objevem vlastně již sám zakladatel spektroskopie Fraunhofer,“ poukazuje na dlouhou tradici své disciplíny Svatopluk Civiš.

Tyto prvky si Slunce přineslo z doby svého vlastního zrodu, kdy sbíralo materiál z popela vybuchlé supernovy. Z mezihvězdného prachu se nakonec vytvořil i protoplanetární disk, z něhož se postupně zformovaly i planety včetně naší Země.

Bez velké nadsázky lze tedy říci, že nejen Země, ale i vše živé na ní, včetně nás samotných, je vlastně „vyrobeno z hvězd“.

Obálky hvězd: jedinečné chemické laboratoře

*Hvězdy nejsou ve valné většině tvořeny ničím jiným než vysoce energetizovanými atomy či spíše jejich menšími stavebními díly. Po nějaké komplexnější chemii, která by zahrnovala tvorbu víceatomových molekul, tedy ani vidu, ani slechu.

*Tedy – až na jednu výjimku. Tou sice není přímo hvězda, ale takzvaná „obálka hvězdy“ (angl. „circumstellar envelope“).

*Tyto obálky neobestírají zdaleka každou hvězdu – vyskytují se pouze v okolí hvězd z tzv. asymptotické větve obrů a červených veleobrů, bohatých na uhlík a kyslík.

*Hvězdná obálka pak představuje prostředí unikátní po fyzikální i chemické stránce. *Fyzikální jedinečnost je dána velkými rozdíly (gradienty) teplot a tlaků v jednotlivých oblastech obálky a přítomností velkého množství záření.

*Chemická, která je na ni navázaná, spočívá ve výskytu ve vesmíru nebývale velkého množství sloučenin.

*Chemickému světu zde vládnou sloučeniny s relativně dlouhými uhlíkatými řetězci a další prvky, jako je křemík, hořčík, sodík či hliník.

Velké neznámé v prvcích

Tým profesora Civiše se v současné době věnuje rozšiřování poznatků i v oblasti „horké“ astrofyziky a astrochemie. „I profesionálních chemika občas zarazí, že v poznatcích tak „známých“ věcech, jako jsou vlastnosti atomů prvků, může existovat řada mezer,“ vysvětluje prof.

Civiš.  Tyto mezery jsou například v chování atomů, jejichž elektrony se nacházejí ve vysoce nabitém, tzv. Rydbergově stavu. V takovém stavu lze atomy spatřit například ve slunečním spektru. Pozorování něčeho takového však rozhodně nejsou jednoduchá.

„Pro spektra těchto atomů v infračervené oblasti je naše atmosféra nepropustná, neboť je pohlcuje voda a oxid uhličitý. Proto dnes využíváme data, které poskytl kanadský satelit, který několik let měřil mimo jiné i sluneční spektrum.

Naše laboratorní měření v oblasti mikrovln už vedla k identifikování několika typů takto ,vybuzených´atomů ve Slunci,“ pochvaluje si profesor Civiš.

Čekání na záporné ionty

„Studená“ astrochemie mezihvězdného prostoru dnes představuje díky pokrokům v metodice výzkumů a stále lepšícím se „překladovým slovníkům“ velmi žhavé téma výzkumu. Vědcům se podařilo identifikovat již na 180 molekul, iontů a radikálů a pomalu se pouštějí do rekonstrukce základních chemických procesů, které mohly vést až ke zrodu života.

Naše těla i jejich okolí jsou skutečně tvořena obrovským množstvím nejrůznějších typů velkých a stabilních molekul. Mohou za to příhodné podmínky, v nichž se snoubí příhodná teplota, tlak a ochrana proti ionizujícímu záření, které zajišťuje naše atmosféra společně s magnetosférou.

Pro většinu typů chemických profesí tedy skutečný ráj. Jen pro fyzikální chemiky malinko nuda. „Chemie, jak ji známe z pozemského prostředí a pozemských laboratoří, je tak trochu skleníkovou chemií. Ve volném vesmíru však nic podobného nenajdeme, tam jsou podmínky mnohem drastičtější,“ vysvětluje původ své fascinace chemickým prostředím vesmíru prof.

Svatopluk Civiš. Jeho vědecká cesta těmito oblastmi se propletla s cestami dalších světových vědců do příběhu s takřka detektivní zápletkou.

Žhavá témata „studené“ astronomie

Profesní sny vědců se pochopitelně většinou točí kolem témat, která by mohla jejich disciplínu posunout o významný kus dále. Zdárné vyřešení některého z problémů, s nimiž nemohou vědci již delší dobu pohnout, by přirozeně nevylepšilo pouze vědu samotnou, ale pochopitelně také pověst vědce, případně i instituce, v níž pracuje.

A jaká témata že jsou takto aktuální v oboru „studené“ astrochemie, tedy té, která se zabývá procesy v otevřených dálavách mezihvězdného prostoru?

Tím největším je pochopitelně pátrání po „velkých“ molekulách, které by mohly napomoci vysvětlit, jak se ve vesmíru začal „vařit“ život. K takovým molekulám patří například aminokyseliny, tedy základní „cihličky“, z nichž jsou vystavěny bílkoviny v živých tělech.

S většími molekulami je však z hlediska astrochemika jedna zásadní potíž – „svítí“ totiž více čarami najednou. Taková molekula je pak jakoby „slitá“ dohromady a je velmi obtížné ji při pozorování na Zemi rozpoznat.

Vesmír plný iontů

Specialitou prof. Svatopluka Civiše je ovšem další „žhavé“ téma „studené“ astrochemie – je jím pátrání po záporných iontech ve vesmíru (viz box „Když se řekne iont…“). Abychom však pochopili, co je na takovém pátrání vlastně tak zajímavého a „žhavého“, budeme si muset specifika kosmického prostoru alespoň trochu přiblížit.

Ionty – elektricky nabité atomy či molekuly – jsou ve vesmíru mnohem běžnější, než na Zemi. K vytvoření iontu, tedy k ubrání či přidání elektronu, je totiž potřeba v první řadě energie. Tu získá atom či molekula nejčastěji díky záření, přicházejícího nějakého nedalekého a silného zdroje, např. hvězdy.

V našich „skleníkových“ podmínkách, kdy je ionizující vesmírné záření z velké části odstíněno „ochrannými štíty“ Země, však k něčemu podobnému dochází s mnohem menší pravděpodobností. I když totiž takový iont v zemské atmosféře vznikne, většinou dlouho nepřetrvá.

Díky vysoké koncentraci ostatních látek má totiž mnoho příležitostí, jak se elektron opět v kontaktu s jinými částicemi získat či předat. V mezihvězdném prostoru je však koncentrace částic tak malá, že k takovému kontaktu může dojít třeba až za milion let.

Jako by se země slehla…

Kvůli svému na pozemské poměry neobvykle vysokému počtu mají ionty v chemii vesmírného prostoru nebývale významnou úlohu – dalo by se dokonce bez velké nadsázky říci, že chemii otevřeného vesmíru dokonce dominují.

Z asi 180 druhů molekul, které byly doposud díky píli astrochemiků v kosmu identifikovány, však ionty zdaleka netvoří většinu. Mnohem menší problém je s kladnými ionty – do dnešní doby jich bylo v mezihvězdném prostoru identifikováno 16 druhů. Po záporných iontech, anionech, však jako by se dlouho slehla zem.

„Ačkoliv bylo jasné, že oblaka mezihvězdného plynu musí obsahovat i tyto záporně nabité částice, až do roku 2006 se nikomu nepodařilo žádný záporný iont v kosmu identifikovat. Byla to hozená rukavice a na toho, komu se ji podaří sebrat, čekala velká vědecká sláva,“ popisuje původ svého vědeckého entuziasmu prof. Civiš.

Jak se tvoří „překladový slovníček“?

Se zápornými ionty je potíž nejen kosmu. Pro vědce je velmi těžké identifikovat je i v laboratorních podmínkách. Identifikace v laboratoři je nutná k tomu, aby si vědci vytvořili „překladový slovníček“, a dokázali tak „guláš“, který přichází z kosmu, rozložit na jeho jednotlivé složky.

Inovativní práce Svatopluka Civiše v laboratoři dala vědcům do rukou metodu, jak se tyto notorické „schovávače“ odhalit.

Cesta k významnému objevu však zdaleka nebyla přímočará a stálo za ní bezmála 20 let těžké práce, podpořené vědeckým zápalem velkou zkušeností s prací s laboratorní technikou.

Vše začalo stáží na univerzitě v německém Giessenu v roce 1989. „Během studijního pobytu jsem se věnoval prvním pokusům o identifikaci záporného iontu v laboratoři. Na rozdíl od pozemských podmínek, kde je síra stabilní v podobě sirovodíku (H2S), může totiž síra existovat i řadě jiných oxidačních stavů, např. v podobě SH-, SH+ i jako radikál SH. Pro svou práci jsem si vybral záporný iont SH-,“ vysvětluje prof. Civiš.

Důležitá zastávka ve Francii

Jelikož v Česku v té době chybělo potřebné experimentální zázemí, musel se Svatopluk Civiš se svými dalšími výzkumy obrátit na kolegy v zahraničí, kterým potřebné přístroje nechyběly. „Po nějaké době hledání vyslyšeli mé návrhy kolegové na univerzitě ve francouzském Lille.

Velkou část experimentální práce jsem zde mohl udělat v průběhu let 1995–1998. Ze strany francouzských kolegů šlo o projev velké odvahy. Tehdy šlo totiž o cestu ve zcela neprobádaném terénu,“ popisuje dnes prof. Civiš.

Svou pozornost zaměřil do mikrovlnné oblasti spektra. V této oblasti lze totiž dobře identifikovat rotačně-vibrační spektra částic. „K identifikaci spektrální jedné čáry došlo poměrně rychle. Daleko větší práci však dalo dokázat, zda se jedná o kladný či záporný ion.

Bez jednoznačného důkazu však není možné před odbornou veřejnost vůbec předstoupit, a musel jsem proto najít cestu, jak existenci záporného iontu v laboratoři prokázat,“ konstatuje specifika vědecké práce prof. Civiš.

Těžká práce s dokazováním

Hlavní díl práce, který zajistil prof. Civišovi významné mezinárodní renomé, spočíval ve vypracování metody, jak záporný ion přesně identifikovat v laboratoři.

Využil metodu tzv. rychlostní modulace, která funguje jako jakýsi „zesilovač“ vibrací iontu. Klíč k úspěchu spočíval ve vhodné aplikaci známého Dopplerova jevu (viz rámeček). Ukázalo se totiž, že kladný a záporný iont jsou jakoby zrcadlově obrácené.

Odborným jazykem řečeno – liší se svou fází. Má-li fáze dopplerovského posunu záporné znaménko, jedná se mimo vší pochybnost o záporný ion. „První ion, jehož linii se mi v infračerveném spektru podařilo takto změřit, byl SD- (D značí deuterium,  tedy těžší izotop vodíku 2H, pozn. redakce).  Dvě linie se podařilo změřit i u iontu SH-. Tyto výsledky přišly v roce 1998,“ upřesňuje Svatopluk Civiš.

Inspirace pro astronomy

První identifikace záporného iontu v laboratoři měla v odborné komunitě velkou odezvu. Do práce se vrhla řada dalších týmů z celého světa. Díky Civišově metodě se překladový „slovníček“ pro záporné ionty začal postupně rozrůstat, ke dnešnímu dni obsahuje zatím 11 položek. Časem budou jistě přibývat další a další.

Největší ohlas však měly tyto výsledky mezi astronomy. „Brzy po identifikování prvního záporného iontu v laboratoři jsem navázal intenzivní a plodnou spolupráci s profesorem Kentarou Kawagučim z univerzity v japonské Okajamě,“ popisuje další krok svého vědeckého dobrodružství prof. Civiš.

Profesor Kawaguči  pracoval na rádiovém teleskopu o průměru 45 metrů, umístěném v japonské Nobejamě. Už v roce 1995 se mu s pomocí tohoto jedinečného přístroje podařilo naměřit v „obálce“ hvězdy  IRC+10216 prozatím neidentifikované, ale velmi slibné čáry (viz též box „Obálky hvězd…“).

V roce 2000 se dalšímu japonskému vědci Kozo Aokimu podařilo teoreticky předpovědět, že by se za nimi mohl „schovávat“ záporný ion C6H-. Definitivní důkaz však zatím nikdo z vědců v rukou neměl. Na startu pomyslného závodu o první vědecký důkaz však čekala řada vědeckých týmů z celého světa.

(Nepříjemné) překvapení z Harvardu

Pomyslnou palmu vítězství si ze  závodu „lovců“ vesmírných iontů neodnesl žádný ze spolupracovníků prof. Kawagučiho, ale tým amerických vědců pod vedením prof. M. C.  McCartyho z Harvard-Smithsonianského ústavu pro astrofyziku při slavné Harvardově univerzitě.

Vědci pod McCartyho vedením pracovali současně na dvou projektech. Měřili rotační spektra několika záporných iontů v laboratoři (mezi nimi i inkriminovaného C6H-) a současně analyzovali signál přicházející z vesmíru.

Kromě „obálky“ hvězdy IRC+10216 prověřovali i molekulární mračno  TMC-1 v souhvězdí Býka.

V listopadu roku 2006 se jako blesk z čistého nebe objevila v odborném časopise „The Astrophysical Journal“ zpráva, že se Američanům podařilo záporný ion C6H- bez jakýchkoliv pochybností identifikovat v signálu, který přicházel z obou zdrojů.

Vědcům se navíc podařilo ukázat, že záporné ionty se na obou místech vyskytovaly s poměrně vysokou hustotou (1–5 % celkového počtu neutrální molekuly C6H). Cesta k dalším „úlovkům“ záporných iontů byla tedy umetená.

Důležitý příspěvek světové vědě

Od momentu publikování přelomového článku profesora McCartyho začal lov záporně nabitých molekul v obálkách hvězd i v mezihvězdném prostoru nabývat na obrátkách. Během několika málo let, která od té doby uplynula, bylo iontů objeveno šest a další na brzký objev jistě čekají.

„Na první pohled to vypadá, že náš tým vyšel naprázdno. Pravda to ovšem úplně není. Naše práce přispěla k propracování laboratorní technologie při pátrání po  důležitých prvcích vesmírného chemismu,“ shrnuje míru svého příspěvku k poznání složení a procesů ve vesmíru Svatopluk Civiš.

I dnes však existují ve spektroskopickém zkoumání vesmíru další důležité výzvy. „Velkou neznámou jsou stále například tzv. ,difúzní interstelární pásy´, známé odborníkům pod zkratkou DIB. Původ těchto absorpčních čar, které pozorujeme v mezihvězdném prostoru, se zatím nikomu objasnit nepodařilo.

Čeká na nás ještě spousta zajímavé práce,“ uzavírá rozhovor s 21. STOLETÍM prof. Civiš. A nám nezbývá než popřát, aby se k jeho pilné práci přidala i nemalá dávka tolik potřebného vědeckého štěstí.

Když se řekne iont…

Většina částic hmoty od úrovně atomů výše, s nimiž se chemik v přírodě v pozemských podmínkách setkává, je takzvaně elektricky neutrální. Je tomu tak proto, že počet elektricky aktivních subatomárních částic v jádře atomu (protonů) je stejně velký jako počet elektricky aktivních částic v atomovém obalu (elektronů).

Při dodání energie z vnějšku se však může stát, že z atomového obalu jedem elektron zmizí. Tímto způsobem se neutrální částice stane kation, tedy kladně nabitý iont.  (Z řeckého ión neboli „jdoucí“, v češtině se proto můžeme setkat jak s názvem „ion“, tak „iont“.) Stejně tak může jiný atom jeden druhému jeden elektron předat.

Výsledkem tohoto předání je, že záporný elektrický náboj obalu převládne. Takovou částici pak nazýváme anion neboli záporný iont.

Ionty zdaleka nemusí být jen atomy. Díky nerovnováze elektrického náboje se jako iont mohou chovat i molekuly. Částice, která má k dispozici jeden či více volných elektronů má velkou náklonnost k tomu, aby se účastnila chemických reakcí. Taková částice se nazývá radikál.

Co prozradí projíždějící motocykl?

*Každý z nás zná jistě z vlastní zkušenosti následující jev. Slyšíme v dálce projíždět motocykl. Čím více se k nám přibližuje, tím vyšší tón jakoby motor vydával – nejvyšší bude v momentě, kdy nás motocykl těsně mine.

Důležité je, že nejde o nějaký smyslový klam či nedejbože halucinaci. Fyzikové umějí tento jev přesně matematicky popsat již od roku 1842, a to díky Rakušanovi Christianu Dopplerovi (1803–1853).

*V řeči fyziků se jedná o změnu frekvence (a vlnové délky) signálu mezi jeho vysílačem a přijímačem. V příkladu s motocyklem se jedná o mechanické vlnění vzduchu (kterému říkáme zvuk). Dopplerův efekt se však projevuje i v případě vlnění elektromagnetického, tedy ve všech částech spektra „Maxwellovy duhy“.

*Od momentu svého objevu se Dopplerův efekt vydal na skutečně ohromující vítězné tažení světem vědy. Své využití nachází v řadě oborů, kdy je třeba přesně měřit rychlost, s jakou se vůči sobě objekty pohybují.

Největší využití proto přirozeně nachází v astronomii, úspěšně jej však lze použít i na škálách, na nichž se pracuje v běžných laboratořích.