Ji°φ Grygar
(Ostravsk² astronomick² vφkend, Ne 14. 9. 1997)
1. Prehistorie
Historie v²zkumu vesmφru je t∞sn∞ spjata s metodami urΦovßnφ
vzdßlenostφ kosmick²ch objekt∙. EratosthenΘs (kolem 280-192 p°.
n.l.) urΦil obvod Zem∞ na 39 690 km z rozdφlu ve v²Üce Slunce
mezi Assußnem a Alexandriφ. Aristarchos ze Samu (kolem 310-230
p°. n.l.) si vÜiml, ₧e ·hlov² rozm∞r stφnu Zem∞ p°i ·plnΘm
zatm∞nφ M∞sφce je asi 3x v∞tÜφ ne₧ ·hlov² rozm∞r M∞sφce.
Z toho odvodil, ₧e ·hlov² pr∙m∞r Zem∞ na obloze M∞sφce Φinφ 2░, Φili ₧e
M∞sφc od Zem∞ je vzdßlen cca 60 polom∞r∙ Zem∞ RZ. To byla
zßkladnφ p°φΦka kosmickΘho ₧eb°φku vzdßlenostφ po dobu dvou
tisφciletφ. Aristarchos p°i dichotomii M∞sφce dostal kolem r. 270
p°. n.l. ·hel M∞sφc-Zem∞-Slunce 87░, aΦ sprßvn∞ by m∞lo b²t
89░50?. Odtud vypoΦetl, ₧e Slunce je od Zem∞ jen 19krßt dßle ne₧
M∞sφc, tj. 1140 RZ. Ptolemaios ve 2. stol. n.l. uvßd∞l 1210 RZ
a MikulᚠKopernik (1473-1543) v 15. stol. n. l. 1142 RZ.
Kopernik∙v planetßrnφ systΘm byl toti₧ menÜφ ne₧ Ptolemai∙v.
Vzdßlenost Zem∞-Saturn u Ptolemaia Φinila 17 026 RZ, kde₧to
u Kopernika jen 10 477 RZ.
VÜichni vÜak ji₧ v∞d∞li, ₧e sfΘra stßlic je velmi daleko.
Kopernik soudil, ₧e vÜechny hv∞zdy jsou stejn∞ daleko a minimßln∞
4 miliony RZ (3600 AU) od Zem∞. R∙znΘ vzdßlenosti hv∞zd poprvΘ
uva₧oval a₧ Thomas Digges r. 1576. Tycho Brahe (1546-1601)
soudil, ₧e jasnΘ hv∞zdy majφ ·hlovΘ pr∙m∞ry 2?, tak₧e p°i
vzdßlenosti 3600 AU od nßs mu vychßzely ob°φ rozm∞ry hv∞zd kolem
1 AU. Z toho d∙vodu popφral heliocentrismus. A₧ Galileo Galilei
(1564-1642) ukßzal, ₧e p°i v∞tÜφch zv∞tÜenφch jsou ·hlovΘ
kotouΦky hv∞zd stßle stejnΘ a Robert Hooke (1635-1703) r. 1674
dokßzal, ₧e ·hlov² pr∙m∞r hv∞zd je menÜφ ne₧ 1". "NaÜel" paralaxu
? Draconis 30", co₧ je chyba o t°i °ßdy.
James Gregory (1638-1675) r. 1668 vyu₧il fotometrickΘho zßkona.
P°edpoklßdal, ₧e Jupiter odrß₧φ veÜkerΘ sluneΦnφ sv∞tlo a ₧e
Sφrius mß stejnou svφtivost jako Slunce. Pak mu vyÜlo, ₧e Sφrius
je vzdßlen 83 190 AU. R. 1698 porovnal Christiaan Huygens
(1629-1695) jasnost zeslabenΘho Slunce se Sφriem a za tΘho₧
p°edpokladu obdr₧el 27 664 AU. Podcenil tedy vzdßlenost Sφria cca
20krßt. Teprve v II. polovin∞ 18. stol. urΦili astronomovΘ
vzdßlenost Sφria pom∞rn∞ sprßvn∞, aΦ trigonometrickß paralaxa
byla objevena a₧ kolem r. 1840. Je vlastn∞ udivujφcφ, ₧e ji₧ r.
1750 zve°ejnil Thomas Wright (1711-1786) jasnoz°ivou domn∞nku
o hv∞zdnΘ soustav∞ v podob∞ plochΘ desky ("ml²nskΘho kamene"),
uvnit° nφ₧ se nalΘzß i sluneΦnφ soustava. Vzßp∞tφ r. 1755 usoudil
Immanuel Kant (1724-1804), ₧e n∞kterΘ mlhoviny jsou obdobnΘ
MlΘΦnΘ drßze a majφ eliptick² vzhled, jeliko₧ je vidφme zeÜikma.
Fotometrie pomohla rovn∞₧ Williamu Herschelovi (1738-1832)
a Jacobu Corneliovi Kapteynovi (1851-1922) p°i urΦovßnφ
trojrozm∞rnΘ struktury MlΘΦnΘ drßhy - by¥ v deformovanΘ podob∞,
nebo¥ astronomovΘ tehdy stßle nic nev∞d∞li o mezihv∞zdnΘ
extinkci, tak₧e kladli Slunce do centra soustavy. Vztah
perioda-svφtivost pro cefeidy v MalΘm Magellanov∞ mraΦnu,
objeven² r. 1912 Henriettou Swan Leavittovou (1868-1921),
poslou₧il pak mnohokrßt pro stanovenφ extragalaktick²ch
vzdßlenostφ. Maximßln∞ ho vyu₧il Harlow Shapley (1885-1972) r.
1918, kdy prost°ednictvφm systΘmu kulov²ch hv∞zdokup urΦil
v²st°ednou polohu Slunce v Galaxii a ukßzal, ₧e centrum soustavy
se nalΘzß ve sm∞ru k souhv∞zdφ St°elce. Jeliko₧ vÜak ani on nic
nev∞d∞l o mezihv∞zdnΘ extinkci, vyÜly mu rozm∞ry Galaxie t°ikrßt
v∞tÜφ, ne₧ jsou.
Shapley v r. 1917 odhadl vzdßlenost spirßlnφ mlhoviny M31 na 1
milion sv∞teln²ch let podle pozorovßnφ nov, jen₧e mezitφm se vÜe
dokonale popletlo vinou v²buchu hv∞zdy S And 1885, kterou vÜichni
pova₧ovali za klasickou novu, jeliko₧ nikdo nic netuÜil
o supernovßch. TakΘ Van Maanenova m∞°enφ ·dajnΘ rychlΘ ·hlovΘ
rotace spirßlnφch mlhovin a existence tzv. opomφjenΘho pßsma ve
v²skytu t∞chto objekt∙ po obloze vedly k degradaci spirßlnφch
mlhovin na pouhΘ satelity naÜφ Galaxie.
Tyto omyly uvedl na pravou mφru Edwin Powell Hubble (1889-1953),
kdy₧ v r. 1925 odhalil v M31 cefeidy a urΦil vzdßlenost soustavy
na 285 kpc. Tφm fakticky skonΦila Velkß debata, formßln∞
uspo°ßdanß v P°φrodov∞deckΘm muzeu ve Washingtonu, D.C., dne 26.
dubna 1920, jejφmi₧ protagonisty byli Heber Doust Curtis (tehdy
47let²) a Shapley (tehdy 34let²). V debat∞ Ülo jednak o rozm∞ry
naÜφ Galaxie a jednak o povahu spirßlnφch mlhovin, p°iΦem₧ Curtis
hßjil domn∞nku o hv∞zdn²ch ostrovech, kde₧to Shapley soudil, ₧e
naÜe Galaxie je v²jimeΦn² objekt a ostatnφ spirßlnφ mlhoviny
vytyΦujφ jejφ vn∞jÜφ rozm∞ry.
.KP
2. TeoretickΘ zßklady soudobΘ kosmologie
VÜe zapoΦalo Einsteinovou publikacφ obecnΘ teorie relativity
(1916). O rok pozd∞ji studoval Albert Einstein (1879-1955)
kosmologickΘ d∙sledky svΘ teorie a tehdy zavedl kosmologickou
konstantu ?Lambda? r∙znou od nuly, aby zabezpeΦil statiΦnost
vesmφru. V tΘ₧e dob∞ vÜak Willem de Sitter (1872-1935), motivovßn
Machov²mi ·vahami o povaze setrvaΦnosti, naÜel dalÜφ statickΘ
°eÜenφ Einsteinov²ch rovnic s nenulovou kosmologickou konstantou,
ale pro prßzdn² vesmφr bez lßtky a zß°enφ. VÜichni poΦφtali
s kvadratick²m vztahem mezi Φerven²m posuvem a vzdßlenostφ.
Mezitφm v letech 1922 a 1924 uve°ejnil Alexander Fridman
(1888-1925) svΘ modely kritickΘho a otev°enΘho nestatickΘho
vesmφru a abbΘ Georges Lemaitre (1894-1966) v letech 1925 a 1927
naÜel takΘ uzav°enß nestatickß °eÜenφ, dßle ukßzal, ₧e statick²
Einstein∙v vesmφr nenφ stabilnφ a p°edpov∞d∞l, ₧e vztah mezi
Φerven²m (modr²m) posuvem a vzdßlenostφ bude lineßrnφ. Fridmanova
p°edΦasnß smrt zp∙sobila, ₧e George Anthony Gamow (1904-1968)
opustil astronomii a soust°edil se na jadernou fyziku.
DalÜφmi p°φvr₧enci myÜlenky rozpφnajφcφho se vesmφru se stali
v r. 1930 William H. McCrea, George C. McVittie a Hermann Weyl
(1885-1955). Howard Percy Robertson v r. 1928 a Arthur Gordon
Walker v r. 1935 zavedli obecnou podobu metriky pro
relativistickΘ modely, je₧ se pou₧φvß dodnes.
3. P°evrat v pozorovßnφ galaxiφ
Prvnφ Doppler∙v posuv ve spektru spirßlnφ mlhoviny zm∞°il r.
1912 Vesto Melvin Slipher (1875-1969). Pomocφ 0,6 m refraktoru
obdr₧el b∞hem 14 h expozice spektrum M31 a obdr₧el zßpornou
radißlnφ rychlost (modr² posuv) 300 km/s, co₧ byla v tΘ dob∞
rekordnφ rychlost v∙bec. Jde ovÜem o vektorov² souΦet rotaΦnφ
rychlosti Slunce v Galaxii a pohybu M31 v∙Φi centru Galaxie.
Slipher zm∞°il do srpna 1914 Dopplerovy posuvy pro 15 spirßl
a v∞tÜina z nich byla naopak Φerven²ch. Kdy₧ do r. 1917 zφskal
spektra celkem 25 spirßl s radißlnφmi rychlostmi od -300 km/s do
+1100 km/s, p°esv∞dΦilo ho to o sprßvnosti domn∞nky o spirßlßch
jako rovnocenn²ch hv∞zdn²ch ostrovech. Na konci svΘ pozorovacφ
kampan∞ obdr₧el pro spirßlu NGC 584 rekordnφ Φerven² posuv
1800 km/s (z = 0,006).
Na Slipherova m∞°enφ navßzal Milton Lasell Humason (1891-1972),
jen₧ zapoΦal svß m∞°enφ na Mt. Wilsonu r. 1927. V r. 1929
p°ekonal Slipher∙v rekord objevem Φerven²ch posuv∙ 3779 km/s
a 7800 km/s. KoneΦn∞ r. 1934 se dostal k hodnot∞ 15 000 km/s
(z = 0,05). Pomocφ Haleova 5 m reflektoru na Mt. Palomaru dosßhl
nakonec "osobnφho rekordu" 60 000 km/s (z = 0,2) v r. 1957. M∞l
vÜak p°i odchodu do penze pocit, ₧e Hale∙v dalekohled tuto mez
ji₧ nikdy nep°esßhne. Humasonova cesta k astronomii byla trnitß.
A₧ do r. 1919 pracoval na Mt. Wilsonu jako pohßn∞Φ mul a kdy₧ se
koneΦn∞ dostal k pozorovßnφ a naÜel prvnφ cefeidy v M31, Shapley
mu vlastnφm kapesnφkem znaΦky na negativech zase vymazal. Nenφ
rovn∞₧ zcela vylouΦeno, ₧e Φßst Humasonov²ch objev∙ si p°isvojil
sebev∞dom² Hubble.
.KP
4. Epocha Edwina Hubbla
Edwin Hubble m∞l ovÜem dobrΘ d∙vody k sebev∞domφ. Na zßklad∞
poΦetn²ch snφmk∙ spirßlnφch mlhovin (Hubble zßsadn∞ hovo°il
o mlhovinßch - nikoliv o galaxiφch, kter²₧to termφn zavedl
Shapley) vypracoval dodnes platnou klasifikaci galaxiφ (spirßly,
spirßly s p°φΦkou, eliptickΘ, nepravidelnΘ) a v r. 1928 p°evzal
po Slipherovi p°edsednictvφ komise IAU pro (spirßlnφ) mlhoviny.
KoneΦn∞ v r. 1929 zve°ejnil svou epochßlnφ prßci o lineßrnφm
vztahu mezi Φerven²m posuvem z a vzdßlenostφ spirßlnφch mlhovin
r:
z = H_o/c. r,
kde (1 + z) = ?lambda_poz?/?lambda_lab? (pro z z < 0,1 platφ dosti
p°esn∞ z = v/c, kde v je radißlnφ rychlost mlhoviny v∙Φi
pozorovateli a c rychlost sv∞tla) a konstanta ·m∞rnosti H_o se
od r. 1952 naz²vß konstantou Hubblovou. Index nula p°ipojujeme
proto, abychom zd∙raznili, ₧e jde o dneÜnφ hodnotu konstanty
- jin²mi slovy Hubblova "konstanta" je zßvislß na Φase, kter²
uplynul od poΦßtku vesmφru. Hubble tento vztah odvodil empiricky
na zßklad∞ spekter pro 32 galaxiφ se "vzdßlenostmi" do 2 Mpc
(radißlnφ rychlosti do 1100 km/s, co₧ odpovφdß skuteΦn²m
vzdßlenostem od 14 do 22 Mpc), co₧ bylo fakticky velmi odvß₧nΘ,
nebo¥ rozptyl hodnot Φinil podstatnou Φßst m∞°enΘ veliΦiny
(v mal²ch vzdßlenostech se v²razn∞ uplat≥ujφ nßhodnΘ - pekulißrnφ
rychlosti galaxiφ).
V r. 1936 vydal Hubble svou slavnou monografii The Realm of
Nebulae, v nφ₧ zavedl pojem Mφstnφ soustavy galaxiφ a urΦil
hodnotu H_o = 530 jako₧ i veliΦinu ?, kterß udßvß pom∞r skuteΦnΘ
a kritickΘ hustoty vesmφru (kritickou hustotu vesmφru mß
Einstein∙v-de Sitter∙v model z r. 1932, jen₧ se rozpφnß trvale
nade vÜechny meze, avÜak rychlostφ, blφ₧φcφ se v limit∞ k nule;
jeho deceleraΦnφ parametr q_o = 0,5). Hubblovi vyÜla hodnota
? = 14, tj. siln∞ uzav°en² prostorov∞ i Φasov∞ koneΦn² vesmφr,
v n∞m₧ v budoucnosti p°ejde rozpφnßnφ ve smrÜ¥ovßnφ. Z dneÜnφho
pohledu jsou ob∞ zmφn∞nΘ hodnoty chybnΘ nejmΘn∞ o °ßd.
.KP
5. Kalibrace vzdßlenostφ galaxiφ
ProblΘm urΦenφ vzdßlenosti M31, co₧ byla dalÜφ d∙le₧itß p°φΦka
kosmickΘho ₧eb°φku, °eÜil originßln∞ Ernst Julius ╓pik
(1893-1985). UrΦoval toti₧ relativnφ hodnoty dvou fyzikßlnφch
veliΦin, je₧ zßvisejφ na r∙zn²ch mocninßch vzdßlenosti. Tak
dostal pro M31 vzdßlenost 450 kpc, tedy asi dvakrßt v∞tÜφ ne₧
tehdy nachßzeli Curtis (1872-1942), Shapley a Knut Lundmark
(1889-1958) pomocφ nov a jin²ch svφtiv²ch hv∞zd, jejich₧ zß°ivΘ
v²kony ·dajn∞ znali.
Mezitφm v letech 1920-24 objevil Gunnar Malmquist (1893-1982)
soustavnou chybu v statistickΘm urΦovßnφ vzdßlenostφ objekt∙
s v∞tÜφm rozptylem zß°iv²ch v²kon∙. V tom p°φpad∞ u bli₧Üφch
objekt∙ pozorujeme vÜechny p°φpady, kde₧to u vzdßlen∞jÜφch jen ty
nejsvφtiv∞jÜφ. Nßsledkem toho klademe vzdßlen∞jÜφ objekty do
menÜφch vzdßlenostφ, ne₧ je sprßvnΘ. Chceme-li tento systematick²
efekt potlaΦit, musφme znßt rozlo₧enφ danΘho typu kosmick²ch
·tvar∙ podle zß°ivΘho v²konu.
R∙znφ auto°i si zaΦal vÜφmat vztahu mezi Φerven²m posuvem
z a jin²mi m∞°en²mi veliΦinami ji₧ v letech 1916-1928. Tak se
zvolna zaΦala vyno°ovat konstanta ·m∞rnosti ve vztahu mezi
Φerven²m posuvem a vzdßlenostφ galaxie, pozd∞ji znßma jako
konstanta Hubblova. Jak znßmo, vyjad°ujeme ji v jednotkßch
[km/s/Mpc], tj. jejφ fyzikßlnφ rozm∞r je p°evrßcenß hodnota Φasu,
tak₧e v²raz 1/H mß rozm∞r Φasu a p°edstavuje v relativistick²ch
kosmologick²ch modelech hornφ mez stß°φ vesmφru. O prvnφ urΦenφ
hodnoty H se zaslou₧il Lemaitre, kterΘmu vyÜlo H = 625; poslΘze
vÜak Robertson a de Sitter dostali H ? 460 a r. 1931 Jan Oort
(1900-1992) obdr₧el H = 290.
Odtud vychßzelo velmi malΘ stß°φ vesmφru pod 2 miliardy let,
zjevn∞ nesluΦitelnΘ s geologick²m urΦenφm stß°φ Zem∞. Mßlokdo
tehdy tuÜil, ₧e problΘm spoΦφvß v chybnΘ kalibraci vztahu
perioda-svφtivost pro cefeidy. ZejmΘna Shapley se zde dopustil
°ady chyb, kdy₧ zanedbal mezihv∞zdnou extinkci i rotaci Galaxie
a navφc smφchal cefeidy r∙zn²ch populacφ s hv∞zdami typu RR
Lyrae, Φφm₧ rozmazal nulov² bod zßvislosti o 1,5 mag.
Tuto spouÜ¥ odstranil a₧ Walter Baade (1893-1960) v r. 1952, kdy₧
nejprve nenaÜel v M31 mΘn∞ svφtivΘ prom∞nnΘ hv∞zdy typu RR Lyr
a poslΘze rozliÜil cefeidy dvou populacφ. Tak se poda°ilo
zdvojnßsobit vzdßlenost M31, tj. dvakrßt snφ₧it hodnotu H a tφm
zase dvakrßt prodlou₧it stß°φ vesmφru na 3,6 miliardy let. V r.
1955 GΘrard de Vaucouleurs (1918-1995) urΦil vzdßlenost VelkΘho
Magellanova mraΦna na 52 kpc a tφm se koneΦn∞ dostala H pod
hodnotu 200, tj. hornφ mez stß°φ vesmφru vzrostla na bezmßla 5
miliard rok∙, co₧ je hodnota p°ibli₧n∞ shodnß se stß°φm Zem∞.
.KP
6. Teorie velkΘho t°esku
V mezidobφ se odehrßly d∙le₧itΘ zm∞ny v jadernΘ a ΦßsticovΘ
fyzice a neobyΦejnΘ ·sp∞chy slavila kvantovß mechanika. Ve vÜech
t∞chto disciplφnßch zaznamenal v²raznΘ v²sledky rusk² emigrant
George Gamow, jen₧ si jako prvnφ uv∞domil fyzikßlnφ d∙sledek
teorie rozpφnajφcφho se vesmφru - toti₧ ₧e v ranΘm vesmφru musela
b²t hmota vesmφru velmi stlaΦenß a extrΘmn∞ horkß. Gamow soudil,
₧e se mu takto poda°φ objasnit pestrost Mend∞lejevovy tabulky
chemick²ch prvk∙, nebo¥ o p∙vodu prvk∙ se do tΘ doby pouze
spekulovalo.
V letech 1946-50 vypracoval Gamow se sv²mi spolupracovnφky
Ralphem Alpherem a Robertem Hermanem ucelenou teorii horkΘho
velkΘho t°esku vesmφru, je₧ sice nevy°eÜila problΘm vzniku
periodickΘ soustavy prvk∙, ale p°esto znamenala rozhodujφcφ
pr∙lom v syntΘze poznatk∙ astronomie, teoretickΘ a ΦßsticovΘ
fyziky p°i pochopenφ vzniku a v²voje vesmφru. Teorie p°edpov∞d∞la
fakta, je₧ se v nßsledujφcφch desetiletφch bßjeΦn∞ potvrdila.
P°edevÜφm se r. 1965 poda°ilo Arnovi Penziasovi (1933-) a Robertu
Woodrowovi Wilsonovi (1936-) ukßzat, ₧e vesmφr je vypln∞n
zbytkov²m mikrovlnn²m zß°enφm o teplot∞ 3 K, je₧ je ve shod∞
s teoriφ poz∙statkem (reliktem) z velmi ranΘ fßze ₧havΘho
vesmφru. Za druhΘ koncem 60. let prokßzala zejmΘna Cecilie
Payneovß-Gaposhkinovß (1900-1979), ₧e daleko nejv²znamn∞jÜφ
baryonnφ slo₧ku lßtky vesmφru p°edstavuje vodφk (cca 3/4) a po
n∞m hΘlium (cca 1/4), rovn∞₧ ve v²teΦnΘ shod∞ s p°edpov∞dφ.
KoneΦn∞ radiovß m∞°enφ odhalila z°etelnΘ v²vojovΘ efekty
v rozlo₧enφ slab²ch radiov²ch zdroj∙ na obloze, zcela
nesluΦitelnΘ s p°edstavou ustßlenΘho stavu vesmφru. Proto se v tΘ
dob∞ stala teorie velkΘho t°esku kanonickou a tzv. standardnφ
model je uznßvßn naprostou v∞tÜinou kosmolog∙ (viz nap°.
proslulou knihu Stevena Weinberga: Prvnφ t°i minuty, vydanou
v originßle r. 1977).
.KP
7. Alternativnφ kosmologie
Hubbl∙v objev lineßrnφ zßvislosti mezi Φerven²m posuvem
a vzdßlenosti galaxiφ byl p°irozen∞ p°ivφtßn zastßnci
Fridmanova-Lemaitrova °eÜenφ Einsteinov²ch rovnic pro vesmφr,
nebo¥ z nich p°φmo vypl²vß. P°esto se vÜak poΦßtkem t°icßt²ch let
objevila °ada pokus∙ objasnit Hubbl∙v vztah jin²m fyzikßlnφm
mechanismem ne₧ je rozpφnßnφ vesmφru.
Nejpopulßrn∞jÜφ alternativu navrhl Fritz Zwicky (1898-1974) ji₧
r. 1929, kdy₧ usoudil, ₧e sv∞tlo m∙₧e ztrßcet energii cestou
(domn∞nka o unavenΘm sv∞tle), aΦkoliv p°irozen∞ nic takovΘho
nebylo nikdy experimentßln∞ zjiÜt∞no. V r. 1935 ukßzali Hubble
a Richard Chase Tolman, ₧e v p°φpad∞ unavenΘho sv∞tla by ploÜnß
jasnost galaxiφ klesala nep°φmo ·m∞rn∞ prvnφ mocnin∞ v²razu
(1 + z), kde₧to v relativistickΘm expandujφcφm vesmφru by klesala
nep°φmo ·m∞rn∞ 4. mocnin∞ tohoto v²razu. Pozorovßnφ jednoznaΦn∞
potvrdila relativistickou variantu.
TakΘ chladnost reliktnφho zß°enφ, kterou ji₧ r. 1934 p°edpov∞d∞l
Tolman, podporuje model expandujφcφho vesmφru. V poslednφ dob∞ se
poda°ilo pozorovßnφm spekter vzdßlen²ch galaxiφ prokßzat , ₧e
p°ed p∞ti miliardami let bylo toto zß°enφ tΘm∞° t°ikrßt teplejÜφ
ne₧ nynφ, v dokonalΘ shod∞ s teoriφ rozpφnajφcφho se vesmφru.
Existuje tΘ₧ p°edpov∞∩ dilatace trvßnφ prom∞nn²ch jev∙
v zßvislosti na vzdßlenosti, kterou se poda°ilo ov∞°it r. 1995
anal²zou sv∞teln²ch k°ivek vzdßlen²ch supernov, jejich₧ pokles
jasnosti po maximu je soustavn∞ povlovn∞jÜφ ne₧ u supernov
blφzk²ch.
PoslΘze Edward Arthur Milne (1896-1950) propagoval v letech
1934-35 newtonovsk² vesmφr, v n∞m₧ se galaxie rozpφnajφ do ji₧
existujφcφho volnΘho (Euklidova?) prostoru z urΦitΘho centra. Ani
tato myÜlenka se vÜak neprosadila, nebo¥ je ve zjevnΘm rozporu
s Kopernikov²m principem. Prßv∞ v polovin∞ XX. stol. se tak
ocitla na v²slunφ teorie ustßlenΘho stavu vesmφru, vypracovanß r.
1948 Hermannem Bondim, Thomasem Goldem a Fredem Hoylem (BGH).
Podle tΘto domn∞nky se st°ednφ hustota lßtky vesmφru navzdory
jeho rozpφnßnφ nem∞nφ, jeliko₧ hmota neustßle vznikß z niΦeho (na
rozdφl od teorie velkΘho t°esku, kde hmota vznikne z niΦeho
jednorßzov∞ v prvotnφ singularit∞).
Potvrdit toto vznikßnφ hmoty p°φmo ovÜem neumφme, jeliko₧
v krychlovΘm metru prostoru vznikß podle hypotΘzy pouze jedno
jßdro vodφku za miliardu let. Nep°φmo vÜak lze domn∞nku vyvrßtit
zejmΘna tφm, ₧e reliktnφ zß°enφ zcela odpovφdß pr∙b∞hu Planckovy
k°ivky pro dokonale ΦernΘ t∞leso, co₧ je v domn∞nce ustßlenΘho
stavu nemo₧nΘ. Podle hypotΘzy BGH vznikß toti₧ mikrovlnnΘ zß°enφ
pozadφ oh°evem intergalaktickΘho prachu. Kdyby to byla pravda,
m∞ly by b²t siln∞ zeslabeny zdroje zß°enφ ji₧ pro ΦervenΘ posuvy
z > 0,3 a pro z = 2 by zeslabenφ dosahovalo pom∞ru 1:10^5, co₧
ovÜem v∙bec neodpovφdß skuteΦnosti.
Tuto nesnßz obchßzejφ Hoyle (1915-) a Jayant Narlikar novou verzφ
teorie, kde vznik Φßstic z niΦeho probφhß p°i mφstnφch explozφch
- tato verze je vÜak prakticky nerozliÜitelnß od teorie velkΘho
t°esku, ale p°idßvß do nφ zbyteΦnΘ epicykly... Klasickß verze
domn∞nky BGH byla zkrßtka poh°bena objevem reliktnφho zß°enφ v r.
1965 a pokusy o jejφ znovuvzk°φÜenφ poΦßtkem 90. let jsou nejspφÜ
jen historickou kuriozitou.
DalÜφ alternativu navrhl v sedmdesßt²ch letech Hannes AlfvΘn
(1908-1995) v podob∞ tzv. plazmovΘho vesmφru, jen₧ se rozpφnß
v prßzdnΘm asymptoticky plochΘm prostoru. I tato domn∞nka narß₧φ
na nesnßze s objasn∞nφm existence a vlastnostφ mikrovlnnΘho
zß°enφ kosmickΘho pozadφ. Ostatnφ dosud publikovanΘ kosmologickΘ
nßpady p°edstavujφ pouze osobnφ mφn∞nφ autor∙ a nezφskaly nikdy
₧ßdnou obecn∞jÜφ podporu. Pro vÜeobecnΘ p°ijetφ teorie
rozpφnajφcφho vesmφru sehrßl dφky svΘ nepopiratelnΘ autorit∞
v²znamnou ·lohu Arthur Stanley Eddington (1882-1944), jen₧ byl
krom∞ jinΘho sb∞hl² v relativit∞ a rozpoznal rychle v²znam
Hubblova vztahu. Hßjil standardnφ model ji₧ od r. 1930 a napsal
o problΘmu vlivnou monografii ji₧ r. 1933.
.KP
8. Nesnßze standardnφho modelu
Zßkladnφm problΘmem standardnφho modelu byla odjak₧iva
"nep°φjemn∞" vysokß hodnota Hubblovy konstanty H_o. To toti₧ pro
nejpravd∞podobn∞jÜφ variantu (Einstein∙v-de Sitter∙v vesmφr)
znamenß p°φliÜ nφzkΘ stß°φ vesmφru od velkΘho t°esku (nanejv²Ü
6 miliard let), v evidentnφm rozporu s geologick²mi
a astrofyzikßlnφmi ·daji o sluneΦnφ soustav∞, stß°φ hv∞zd
a kulov²ch hv∞zdokup i radioaktivit∞ prvk∙ a s teoriφ
nukleogeneze.
O odstran∞nφ tΘto slabiny se krom∞ Baadeho nejvφce zaslou₧il
Allan Rex Sandage (1926-), jen₧ zaΦal soustavn∞ kalibrovat
vzdßlenosti galaxiφ od r. 1953 pomocφ tehdy nejv∞tÜφho
dalekohledu sv∞ta na Mt. Palomaru. Do r. 1958 se mu tak zda°ilo
snφ₧it pr∙m∞rnou hodnotu H_o na 75 km/s/Mpc. Tento trend dßle
pokraΦoval a₧ do r. 1975, kdy se skupina kolem Sandageho ustßlila
na hodnot∞ H_o ? 55, na nφ₧ od tΘ doby vytrvala a₧ dosud. To by
v p°φpad∞ platnosti Einsteinova-de Sitterova modelu odpovφdalo
stß°φ vesmφru kolem 12 miliard let, co₧ taktak vyhovuje ostatnφm
astronomick²m pozorovßnφm. "Pot°ebovali" bychom toti₧ p°idat
jeÜt∞ miliardu let, nebo¥ podle vÜeho vznikaly prvnφ galaxie a₧
miliardu let po velkΘm t°esku, a pro stß°φ t∞chto soustav vychßzφ
v∞tÜinou rovn∞₧ hodnota 12 miliard let.
Situaci vÜak zkomplikovala °ada dalÜφch pracφ rozliΦn²ch skupin,
mezi nimi₧ Φelnou pozici zastßval G. de Vaucouleurs, jen₧ a₧ do
svΘ nedßvnΘ smrti hßjil podstatn∞ vyÜÜφ hodnotu H_o ? 85, kterΘ
odpovφdß stß°φ vesmφru st∞₧φ 8 miliard let. PodobnΘ hodnoty
zφskali zejmΘna astronomovΘ, kte°φ zßsluhou HST nalezli v letech
1994-97 cefeidy v n∞kolika galaxiφch v kup∞ v Pann∞. Znovu se
potvrdila teze prof. Van²ska, ₧e "ka₧dΘ pozorovßnφ Ükodφ n∞jakΘ
teorii".
DalÜφ v²voj je st∞₧φ mo₧nΘ p°edvφdat. Obecn∞ se vÜak zdß, ₧e
kalibrace vzdßlenostφ pouze prost°ednictvφm cefeid mß svΘ
neodstranitelnΘ problΘmy, tak₧e perspektivnφ se zdajφ nezßvislΘ
metody urΦovßnφ vzdßlenostφ galaxiφ pomocφ nov, supernov a efektu
gravitaΦnφch ΦoΦek (ze zpo₧d∞nφ zm∞n jasnosti pro r∙znΘ obrazy
galaxie nebo kvasaru). UrΦitou roli takΘ nepochybn∞ sehrajφ
p°esn∞ji urΦenΘ trigonometrickΘ paralaxy vybran²ch typ∙
prom∞nn²ch hv∞zd pomocφ dru₧ice HIPPARCOS. Gustav Tammann ve
VelkΘ debat∞, uspo°ßdanΘ v ji₧ historickΘm sßle washingtonskΘho
P°φrodov∞deckΘho muzea dne 21. dubna 1996, v nφ₧ jeho protivnφkem
byl Sidney van den Bergh, p°edpov∞d∞l extrapolacφ dosavadnφho
trendu, ₧e vÜechny skupiny badatel∙ se sjednotφ na hodnot∞
H_o = 55 dne 1. Φervence 2007.
.KP
9. Perspektivy kosmologie
Po pozorovacφ strßnce lze oΦekßvat velmi v²razn² pokrok po
dokonΦenφ kosmologickΘho programu urΦovßnφ vzdßlenostφ
a morfologie galaxiφ v r∙zn²ch etapßch v²voje vesmφru. V tomto
sm∞ru je velk²m p°φslibem program hlubokΘho snφmkovßnφ
nejvzdßlen∞jÜφch galaxiφ Hubble Deep Field (HDF) z prosince
1995, kdy v zornΘm poli o necel²ch 5 ΦtvereΦnφch obloukov²ch
minut bylo napoΦφtßno na 2500 galaxiφ do 29,5 mag. V dohlednΘ
dob∞ mß b²t tento snφmek zopakovßn v blφzkΘ infraΦervenΘ oblasti
spektra. Podobn∞ velmi nad∞jn∞ vypadajφ programy masovΘho m∞°enφ
Φerven²ch posuv∙ pro miliony galaxiφ a kvasar∙, kterΘ nynφ
probφhajφ ve Spojen²ch stßtech - to z°eteln∞ ovlivnφ naÜe
v∞domosti o velkorozm∞rovΘ stavb∞ vesmφru.
Ob°φ radioteleskopy zlepÜφ statistiku ·daj∙ o slab²ch a tudφ₧
v pr∙m∞ru velmi vzdßlen²ch (a star²ch) radiov²ch zdrojφch.
CitlivΘ radiointerferometry poskytnou ·daje o vnit°nφ struktu°e
a rotaci galaxiφ a tφm i o v²skytu supermasivnφch Φern²ch d∞r
v jejich jßdrech. ZlepÜφ se tΘ₧ ·daje o fluktuacφch intenzity
reliktnφho zß°enφ na ·hlovΘ stupnici od 1░ do n∞kolika desφtek
minut, z Φeho₧ lze usuzovat na nehomogenity ve velmi ranΘm
vesmφru. Naprosto nejasnß z∙stßvß vÜak situace kolem urΦenφ
mno₧stvφ a rozlo₧enφ skrytΘ hmoty vesmφru, co₧ mß podstatn² dopad
na zodpov∞zenφ otßzky, zda je vesmφr uzav°en² Φi otev°en². Snad
zde jednou pom∙₧e p°φmß detekce gravitaΦnφho zß°enφ (projekty
LIGO, VIRGO aj.).
V teorii se stßle nepoda°ilo do°eÜit otßzky kolem tzv.
kosmologickΘ inflace, poprvΘ nadhozenΘ Alanem Guthem v r. 1981.
R∙znΘ varianty p∙vodnφ myÜlenky sice °eÜφ rozliΦnΘ obtφ₧e
standardnφho modelu, ale za cenu nov²ch komplikacφ, jejich₧
odstran∞nφ prost°ednictvφm astronomick²ch pozorovßnφ nenφ v
dohledu. TotΘ₧ platφ takΘ o ΦßsticovΘ fyzice, kterß sice zφskala
novΘ impulsy vlivem pozoruhodn²ch pokus∙ na urychlovaΦφch se
vst°φcn²mi svazky (Fermilab v Chicagu, CERN v Äenev∞), je₧
fakticky napodobily podmφnky, za nich₧ existovala hmota vesmφru
v prvnφch nanosekundßch po velkΘm t°esku, ale odpovφdajφcφ teorie
z∙stßvß pozadu pro nedostatek mo₧nostφ experimentßln∞ ov∞°it
uva₧ovanΘ modely. Populßrnφ teorie superstrun po brilantnφm
nßstupu v polovin∞ 80. let z°eteln∞ stagnuje a vysn∞nß Teorie
vÜeho (Theory of Everything - TOE) nenφ stßle v dohledu.
Nedßvno se Vincent Icke pokusil odpov∞d∞t mimozemÜ¥anovi Φi
zvφdavΘmu dφt∞ti na otßzku, co jsme se doopravdy dosud dozv∞d∞li
o povaze vesmφru. Jeho odpov∞∩ znφ, ₧e podle naÜich v∞domostφ
sestßvß vesmφr z Φßstic, prostoru a Φasu.
.KP
P°φloha: Modernφ kosmologie v datech
1887 Krize klasickΘ fyziky: Gustav Robert Kirchhoff
1900 Max Planck: zß°enφ ΦernΘho t∞lesa, Nobel 1918
1912 H. Leavittovß: vztah perioda-svφtivost pro cefeidy
v MalΘm Magellanov∞ mraΦnu
1914 V. Slipher: 15 spekter spirßlnφch mlhovin, v∞tÜinou z>0
1916 A. Einstein: Obecnß teorie relativity, Nobel 1921
1916 Karl Schwarzschild: teorie gravitaΦnφ singularity
1917 Mt. Wilson: 2,5 m reflektor v chodu
1921 Theodor Kaluza: 5D prostoroΦas pro OTR i Maxwellovy
rovnice
1922 A. Fridman: uzav°en² vesmφr
1924 A. Fridman: otev°en² vesmφr
1925 G. Lemaitre: expandujφcφ vesmφr
1925 E. Hubble: cefeidy v M31
1926 Oscar Klein: prom∞nn² poΦet rozm∞r∙ vesmφru
1927 G. Lemaitre: vesmφr nem∙₧e b²t statick²
1927 M. Humason: velkΘ ΦervenΘ posuvy spirßlnφch mlhovin
1929 E. Hubble: lineßrnφ vztah z - vzdßlenost galaxie
1931 Wolfgang Pauli: p°edpov∞∩ existence neutrina, Nobel
1945
1932 James Chadwick: objev neutronu - Nobel 1935
1932 Carl D. Anderson: objev pozitronu - Nobel 1936
1933 Enrico Fermi: teorie slabΘ jadernΘ interakce, Nobel
1938
1935 Hideki Jukawa: teorie silnΘ jadernΘ interakce, Nobel
1949
1936 F. Zwicky: vesmφr obsahuje skrytou (nezß°φcφ) hmotu
1936 A. Einstein: efekt gravitaΦnφ ΦoΦky
1946 G. Gamow: teorie horkΘho velkΘho t°esku
1948 R. Alpher, R. Herman: p°edpov∞∩ reliktnφho zß°enφ
1948 Mt. Palomar, 5 m Hale∙v reflektor v chodu
1948 H. Bondi, F. Hoyle, T. Gold: teorie ustßlenΘho stavu
1956 C. Cowan + F. Reines: objev neutrina, Nobel 1995
1956 T.D. Lee, C.N. Jang: nezachovßnφ parity, Nobel 1957
1957 Margaret + Geoffrey Burbidge, William Fowler, F. Hoyle:
nukleosyntΘza ve hv∞zdßch; Fowler - Nobel 1983
1959 radioastronomick² katalog 3C (Cambridge, U.K.)
1960 A. Sandage: prvnφ kvasar 3C-48
1963 Maarten Schmidt: kvasar 3C-273 mß velkΘ z
1963 Murray Gell-Mann a Georg Zweig: teorie kvark∙;
Gell-Mann - Nobel 1969
1963 Roy Kerr: teorie rotujφcφ gravitaΦnφ singularity
1965 A. Penzias, R. Wilson: objev zß°enφ 3K, Nobel 1978
1968 John Archibald Wheeler: zaveden pojem "Φernß dφra"
1968 Abdus Salam, S. Weinberg, Sheldon Glashow: teorie
elektroslabΘ interakce a intermedißlnφch boson∙,
Nobel 1979
1968 Kvantovß chromodynamika (QCD)
1973 Brandon Carter: antropick² princip
1974 Stephen Hawking: teorie vypa°ovßnφ Φern²ch d∞r
1976 Objev dip≤lovΘ anizotropie reliktnφho zß°enφ
1979 D. Walsh aj.: prvnφ gravitaΦnφ ΦoΦka - kvasar 0957+561
1981 A. Guth: hypotΘza kosmologickß inflace
1981 R. Kirshner: ob°φ proluky v intergalaktickΘm prostoru
1982 Jakov ZeldoviΦ: "Teorie velkΘho t°esku je stejn∞ dob°e
zaruΦena jako ₧e Zem∞ obφhß kolem Slunce"
1983 SPS CERN: d∙kaz W a Z. Carlo Rubbia a Simon van den
Meer, Nobel 1984
1984 J. Schwarz, M. Green: teorie superstrun
1985 studium velkoploÜnΘ trojrozm∞rnΘ struktury vesmφru
1988 objev ob°φch svφtφcφch oblouk∙ - gravitaΦnφch ΦoΦek
1990 vypuÜt∞n Hubbl∙v kosmick² teleskop (HST)
1991 Keck I - 10 m reflektor na Mauna Kea v chodu
1991 nejvzdßlen∞jÜφ kvasar PC 1247+3406 (CVn), z = 4,9
1992 COBE: T = 2,74 K; fluktuace s amplitudou 1,0^-5
1993 Objev gravitaΦnφch mikroΦoΦek (OGLE, MACHO, EROS)
1994 opraven HST; objevy cefeid v kup∞ galaxiφ v Pann∞
1995 objeven kvark top; prßv∞ 3 rodiny kvark∙ a lepton∙
1995 HDF: 2500 vzdßlen²ch galaxiφ na ploÜe 4 Φtv. minut
1996 Velkß debata o H_o: G. Tammann vs. S. van den Bergh
1997 katalog Hipparcos-Tycho: p°esnΘ paralaxy do 250 pc
.KP
Literatura
a) Knihy
J. Barrow: Teorie vÜeho. Mladß fronta, Praha 1996
J. Barrow, F. Tipler: The Anthropic Cosmological Principle.
Oxford University Press, Oxford 1986
P. Davies: Poslednφ t°i minuty (Φesky i slovensky).
Archa, Bratislava 1994
A. S. Eddington: The Expanding Universe. CUP, Cambridge 1933
A. Einstein: Jak vidφm sv∞t. LidovΘ noviny, Praha 1993
J. Fischer: Pr∙hledy do mikrokosmu.
Mladß fronta (edice Kolumbus), Praha 1986
G. Gamow: Pan Tompkins v °φÜi div∙. Mladß fronta, Praha 1986
J. Grygar: Velk² t°esk a Bible.
Divadlo hudby, Ostrava 1990; Hv∞zdßrna V. Mezi°φΦφ 1997
J. Grygar: Vesmφr, jak² je.
Mladß fronta (edice Kolumbus), Praha 1997
S. Hawking: StruΦnß historie Φasu.
Mladß fronta (edice Kolumbus), Praha 1991
S. Hawking: ╚ernΘ dφry a budoucnost vesmφru.
Mladß fronta (edice Kolumbus), Praha 1995
Z. Horsk², Z. MikulßÜek, Z. Pokorn²: Sto astronomick²ch omyl∙
p°iveden²ch na pravou mφru. Svoboda, Praha 1988
E. Hubble: The Realm of Nebulae. Yale U. Press, New Haven 1936
Z. MikulßÜek, Z. Pokorn²: 220 zßludn²ch otßzek z astronomie.
Rovnost, Brno 1996
I. Novikov: ╚ernΘ dφry a vesmφr.
Mladß fronta (edice Kolumbus), Praha 1989
C. Sagan: Kosmos, Eminent. Praha 1996
M. èolc a kol.: Fyzika hv∞zd a vesmφru. SPN, Praha 1983
J. ètohl, A. Hajduk: Zem a ₧ivot vo svetle vedy a viery.
ZVV, SBS; Nitra-Bratislava 1992
F. J. Tipler : The Physics of Immortality.
Doubleday, New York 1994
V. Ullmann: Gravitace, ΦernΘ dφry a fyzika prostoroΦasu.
PoboΦka ╚s. astronom. spoleΦnosti p°i ╚SAV, Ostrava 1986
V. Van²sek: Zßklady astronomie a astrofyziky. Academia,Praha 1980
S. Weinberg: Prvnφ t°i minuty.
Mladß fronta (Kolumbus), Praha 1983
b) ╚lßnky v Φasopisech
J. N. Bahcall: Is Ho well defined?
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1097.
S. van den Bergh: The extragalactic distance scale.
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1091.
J. T. Bonnell et al.: The scale of the Universe Debate in 1996.
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1065.
E. M. a G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle: Rev. Modern.
Phys. 29 (1957, 547.
W. Drees: N∞kterΘ filosofickΘ a teologickΘ aspekty nov²ch
v²zkum∙ v kosmologii.
Universum Φ. 10/1993, str. 21 a Φ. 11/1993, str. 13.
A. Einstein: Ann. Phys. 49 (1916), 769.
A. Einstein, W. de Sitter: Proc. Nat. Acad. Sci. 18 (1932), 312.
G. Gamow: Phys. Rev. 70 (1946), 572.
O. Gingerich: The scale of the Universe: A curtain raiser in four
acts and four morals.
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1068.
A. H. Guth: Phys. Rev. D23 (1981), 347.
E. P. Hubble: A relation between distance and radial velocity
among extra-galactic nebulae.
Proc. Nat. Acad. Sci. 15 (1929), 168.
P. J. E. Peebles et al.: The case for the relativistic hot Big
Bang cosmology.
Nature 352 (1991), 769.
A. A. Penzias, R. W. Wilson: Astrophys. J. 142 (1965), 419.
K. èprunk: Poznßmky k Daviesov∞ interpretaci velkΘho t°esku.
Universum Φ. 11/1993, str. 22.
G. A. Tammann: The Hubble constant: a discourse.
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1083.
V. Trimble: H_o: The incredible shrinking constant 1925-1975.
Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1073.
***
V∞novßno pamßtce prof. RNDr. Vladimφra Van²ska, DrSc.
(8.8.1926 - 27.7.1997),
jen₧ byl r. 1958/59 konsultantem mΘ diplomovΘ prßce
na MFF UK v Praze
Poznßmka:
Na strßnkach Svet fyziky je tento Φlßnok publikovan² s lßskav²m s·hlasom autora.
