Kdy a jak vznikl vesmír

1. Kdy a jak vznikl vesmír Co dnes víme o našem vesmíru a jak jsme na to přišli Hvězdárna Zlín 14. března 2005

2. 1. Kosmologie Nejmladší odpověď na nejstarší otázku

3. Jaká je podstata našeho světa? • Egyptská bohyně Nút každý den rodí a opět polyká Slunce

4. Ačkoliv Řekové položili základy matematiky (Thales, Pythagoras, Euklides, …), nedokázali vytvořit fyziku • Nedospěli k formulaci fyzikálního zákona • Experimentální možnosti byly velice omezené, jednotlivé objevy zůstaly izolovány • určení poloměru Země z úhlů vrženého stínu • usuzování na kulový tvar Země z tvaru stínu při zatmění Měsíce) neznali význam experimentu • Archimédův zákon • Demokritova atomová teorie, formulace zachování energie • Hledání pralátky (voda, vzduch, oheň, …)

5. den Bůh stvořil nebe, zemi a světlo • den oddělil Bůh klenbou vody na nebi a na zemi • den vytvořil souš a na ní rostliny • den Bůh stvořil světla na obloze – Slunce a Měsíc • den Bůh stvořil zvířata • den Bůh stvořil člověka – Adama a z jeho žebra Evu • den Bůh odpočíval Malby Raffaelo Santi

7. 2. První pátrání Tohle ještě není kosmologie…

8. Christian Huyghens (1629-1695) • Snažil se nalézt úhlový průměr hvězd pomocí měděné destičky s malými otvory • Určil vzdálenost Síria na 27 000 AU • ve skutečnosti je ještě 20x dále

9. William Herschel (1738 – 1822) • první astronom který obrátil pozornost od planet Sluneční soustavy ke hvězdám

10. Galaxie podle W. Herschela: • všechny hvězdy svítí stejně • jsou rozloženy rovnoměrně • světlo není pohlcováno

11. 3. Kosmický žebřík Hledání „standardní svíčky“

12. Keplerovy zákony popisují vzájemnou polohu nebeských těles, ale neříkají nic o absolutních vzdálenostech • Planety obíhají po kuželosečkách, Slunce je v ohnisku • Plocha opsaná průvodičem planety za jednotku času je konstantní • P12 / P22= a13 / a23

13. Přechod Venuše před Sluncem 8.6.2004 • v moderní době pěkná podívaná • v historii první způsob změření AU • další alternativou bylo měření denní paralaxy blízkých planetek

14. Pokud by Země obíhala kolem Slunce, měli bychom pozorovat zdánlivý pohyb blízkých hvězd na vzdáleném pozadí –tzv. roční paralaxu • Neschopnost Tycha Brahe změřit paralaxu vedla k jeho odmítání koperníkovy heliocentrické soustavy • ovšem Brahe měřil bez dalekohledu s přesností 2’, cožje 500x méně než by bylo potřebné • Ani William Herschel roku 1774 neuspěl s pokusem změřit paralaxu hvězd

15. Poprvé paralaxu úspěšně změřil roku 1838 F.W.Bessel u hvězdy 61 Cygni • hodnota paralaxy 61 Cyg je jen 0,299” • to odpovídá vzdálenosti 3,34 pc (~ 10,9 l.y.) • parsec (pc) je vzdálenost, ze které je 1 AU vidět pod úhlem 1” • 1 pc = 3,262 l.y. • Další úspěšná měření přibývají • W. Strueve:  Centauri 0,756” (1,31 pc ~ 4,27 l.y.) • T. Henderson:  Lyrae 0,140” (7,15 pc ~ 23,32 l.y.) • Při maximální úhlové přesnosti 0,02” bylo možné změřit paralaxy hvězd do asi 100 l.y. • Dnes družice Hipparcos změřila paralaxy do asi 1000 l.y. • 100 l.y. je ale příliš málo, naprostá většina hvězd, všechny mlhoviny, hvězdokupy a galaxie jsou mnohem (ale opravdu MNOHEM) dále

17. Henrietta Swan Leavitt • v roce 1912 objevila vztah perioda-svítivost u hvězdy d Cephei • M = -2,8 log P – 1,43 • podle hvězdy d Cephei se celá třída pulzujících proměnných hvězd nazývá cefeidy • Slabá blízká hvězda se může jevit jasněji než silná vzdálená hvězda • U cefeid ale stačí změřit periodu a už víme jak hvězda SKUTEČNĚ svítí • Z její ZDÁNLIVÉ jasnosti pak můžeme určit jak je daleko • Cefeidy se staly „standardní svíčkou“ vesmíru

18. První příčky kosmického žebříku jsou na světě: • Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem (1 AU) jsme dokázali určit řadou způsobů: • přechody Venuše přes Slunce • z denní paralaxy blízkých planetek (433 Eros) • dnes radarem s přesností jednotek metrů • U blízkých hvězd změříme paralaxu a ze znalosti 1 AU určíme jejich vzdálenost • Pomocí paralaxy určíme vzdálenost blízkých cefeid zkalibrujeme jejich svítivost • Poté dokážeme určit vzdálenost jakékoliv cefeidy např. ve hvězdokupě apod.

19. 4. Albert Einstein aEdwin Hubble Konečně kosmologie – teorie a pozorování vzájemně zapadají

20. V roce 1905 Albert Einstein publikuje speciální teorii relativity • postuluje mezní rychlost světla „c“ • zobecňuje Galileovy principy relativity pohybu na všechny fyzikální zákony – žádná rovnoměrně a přímočaře se pohybující se soustava není nadřazena jiné, nelze určit absolutní pohyb nebo klid • relativizuje čas, ruší jeho absolutní podstatu a nezávislost na prostoru • „speciální“ je proto, protože popisuje jen inerciální soustavy • Speciální teorie relativity řešila nakupené problémy fyziky • problém éteru, Michelsonův pokus z roku 1881

21. V roce 1915 Albert Einstein přichází s obecnou teorií relativity • obecná teorie relativity je teorií gravitace • gravitace je zakřivení prostoročasu • gravitace a setrvačnost jsou nerozlišitelné • není omezena na inerciální soustavy • matematické vyjádření obecné teorie relativity je už příliš složité • v roce 1917 holandský matematik De Sitter nalezl řešení rovnic obecné relativity

22. V roce 1922 Alexandr Friedmann (petrohradský matematik) řešil rovnice obecné teorie relativity pro celý vesmír • výsledek je jednoznačný: vesmír je nestacionární, musí se rozpínat nebo smršťovat • předpokládá homogenitu a izotropii vesmíru • pro podporu ale nemá žádná pozorování • Einstein tento výsledek odmítá a zavádí do rovnic „kosmologický člen“, který umožňuje stabilní vesmír • později tento krok prohlásil za svou největší chybu • V roce 1925 Georges Édouard Lemaître (belgický kněz, profesor astronomie) nezávisle na Friedmannovi řeší rovnice obecné relativity • rovněž dospívá k závěru, že vesmír se rozpíná nebo smršťuje • Navrhuje ověřit své výsledky pozorováním galaxií • Přichází s myšlenkou „praatomu“, z něhož vznikl celý vesmír

23. V roce 1917 vrcholí snaha George Ellery Halea (1868-1938) a na hoře Mt. Wilson v Kalifornii se rozbíhá největší dalekohled své doby, slavný „100-inch Hooker telescope“

24. 2,5 m dalekohled má dostatečnou rozlišovací schopnost, aby rozlišil hvězdy v blízkých galaxiích • M31 v Andromedě • M33 v Trojúhelníku • … • Naše Mléčná dráha najednou přestala tvořit celý vesmír, který je ve skutečnosti nesmírně větší • naše Země se stala jen jednou z planet • naše Slunce je jen jednou z hvězd v Galaxii • naše Galaxie je jen jednou z galaxií ve Vesmíru

25. Během 20. let 20. století americký astronom Edwin Hubble pátral s použitím Hookerova dalekohledu po cefeidách v blízkých galaxiích

26. V roce 1925 Hubble našel 11 cefeid v nepravidelné „mlhovině“ NGC 6822 • tato Irr galaxie se tak stala prokazatelně prvním objeveným objektem mimo naši Galaxii • V roce 1929 změřil Hubble vzdálenosti asi 20 galaxií a z červeného posuvu spektrálních čar způsobených Dopplerovým jevem určil rychlost jejich vzdalování • výsledek ukazuje, že vesmír se skutečně rozpíná!

27. Práce pokračují a v roce 1931 je k dispozici podstatně rozsáhlejší soubor dat • O rozpínání vesmíru již není pochyb

28. Spektrum Slunce (NOAO) a vzdálené galaxie (SDSS) s výrazným červeným posunem

29. Hubbelova konstanta H0 udává jakou rychlostí (km.s-1) se vzdaluje galaxie vzdálená jeden Mpc • Hubble určuje H0 = 550 km. s-1.Mpc-1 • Friedmannovo stáří vesmíru je t0 = 1/H0 • Hubblovo stáří je menší, neboť počítá se zpomalováním rozpínání th0 = 2/3.t0 • Stáří vesmíru vyjde 2.109 let, a to je skutečně málo • stáří Země je určeno na 4,6.109 let • teoretikové se vracejí k Lemaîtrovým modelům předpokládajícím přerušované rozpínání • Tento stav trval do poloviny 20. století • během II. světové války platilo nařízení o zatemnění ve městech na západním pobřeží ze strachu z japonských náletů • expoziční doby na hvězdárně Mt. Wilson bylo možno značně prodloužit • v roce 1948 uveden do provozu 5m dalekohled na Mt. Palomar

30. Na základě nových pozorování zmenšuje v roce 1952 W. Bade hodnotu H0 na ½ (~220 km. s-1.Mpc-1) • V 60. letech 20. století je za nepravděpodobnější hodnotu považována hodnota H0 = 55 km. s-1.Mpc-1 • věk vesmíru pak vychází 20.109 let a Země tedy nevypadá starší než vesmír

31. 5. Big Bang Už víme (skoro) vše

32. V roce 1946 George Gamow formuluje teorii „žhavého velkého třesku“ • uvažuje o postupném vzniku prvků při chladnutí vesmíru • V roce 1948 teorii velkého třesku se svými žáky rozšiřuje a přichází s předpovědí zbytkového (reliktního) záření o teplotě 5 až 10 K • Enrico Fermi namítá, že postupný vznik prvků naráží na nestability jádra s 5 nukleony • Gamowova teorie byla tak postupně opuštěna • V roce 1948 přichází Bondi, Gold a Hoyle s teorií stacionárního vesmíru • žádný velký třesk nebyl • hmota neustále vzniká a kompenzuje tak rozpínání • rozpory s pozorováním ale tuto teorii odsoudily k zániku

33. V roce 1957 tým 4 vědců (manželé Burbidgeovi, Hoyle a Flower), tzv. Gang 4, vysvětlili vznik prvků od Li po Fe ve hvězdách • Zachycováním neutronů při výbuších supernov lze vysvětlit i vznik prvků těžších než Fe (např. uran) • tyto objevy měly pro kosmologii nesmírný význam • Kolem roku 1958 Dicke oživil zájem o reliktní záření • začal pracovat na radiometru pro cm vlny s detektorem chlazeným na 4 K • Nezávisle na něm Zeldovič pracuje na teorii „studeného velkého třesku“, neboť byl mylně informován že reliktní záření hledáno bylo, ale nebylo nalezeno

34. Zlom nastává v roce 1964, kdy technici Penzias a Wilson z Bell Laboratories při hledání vhodných pásem pro telekomunikační družice reliktní záření vskutku objevili

35. Reliktní záření objevené Penziasem a Wilsonem mělo teplotu (neboli odpovídalo záření absolutně černého tělesa o teplotě) asi 3 K • to se skvěle shoduje s Gamovovými předpověďmi • Záření je homogenní a izotropní • přichází ze všech směrů stejně • Penzias a Wilson svůj objev zveřejnili v práci dlouhé 600 slov a vytvořili tak nejkratší práci oceněnou Nobelovou cenou

36. Mezitím Dicke dokončil svůj radiometr a potvrdil charakter reliktního záření jako záření absolutně černého tělesa • Penzias a Wilson měřili v poměrně úzkém pásmu vlnových délek • Měření v maximu intenzity (vlnová délka pod 1 mm) muselo být prováděno mimo atmosféru z letadel U-2 • Odchylky v intenzitě dovolují určit rychlost pohybu Země vzhledem k pozadí (asi 400 km/s) • Rychlost Galaxie je asi 600 km/s • Teorie žhavého velkého třesku se stala jednoznačně převládající teorií vývoje vesmíru • První okamžiky vypadají následovně:

37. 10-43 s po velkém třesku – hadronová éra • vesmír je vyplněn těžkými částicemi (protony a neutrony) • hustota vesmíru je 1097 kg/m3 • teplota vesmíru je 1033 K • skoro ke každé částici existuje antičástice – na 109 antičástic připadá 109+1 částice • částice a antičástice anihilují a ze zbytku později vznikají galaxie, hvězdy, planety a také my • 10-4 s po velkém třesku – leptonová éra • převládají lehké leptony (elektrony, neutrina, miony) • hustota vesmíru je 107 kg/m3 • teplota vesmíru je 1010 K • z této doby pocházejí nejstarší svědci historie vesmíru - neutrina

38. 10 s po velkém třesku – éra záření • vzájemnou anihilací částic a antičástic vznikly fotony s vysokou energií • vesmír byl ale pro záření neprůhledný – fotony neustále naráženy na příliš nahuštěné částice • energie záření nedovolovala elektronům navázat se na protony a vytvořit atomy vodíku • 106 let po velkém třesku – éra látky • vesmír se rozpínal a chladl • hmota vesmíru se deionizovala, vesmír pro záření zprůhledněl • reliktní záření je přímým svědkem tohoto zprůhlednění

39. Pozorování ale přinášejí komplikace, které tento model nemůže vysvětlit: • vesmír se jeví ve velkém měřítku homogenní (všude v prostoru stejný) • vesmír je ve velkém měřítku izotropní (ve všech směrech stejný) • jak je to možné, když v počátcích rozpínání neměly částice vzhledem k omezené rychlosti světla čas „říci si o svém stavu“ (vyrovnat podmínky) • na druhé straně kdyby byl vesmír naprosto homogenní, nemohly by v něm vzniknout galaxie, hvězdy a planety • V roce 1981 vyslovil Alan Guth domněnku, že nezáleželo na počátečních podmínkách, vesmír byl „donucen“ fyzikálními zákony zformovat se do současné podoby

40. V současné době známe 4 interakce hmoty • gravitační • elektromagnetickou • jadernou slabou • jadernou silnou • Weinberg, Salam a Glashow objevili, že při vysokých energiích elektromagnetická a slabá jaderná interakce splynou • v roce 1983 vyl v CERN detekován intermediální boson W s elektrickým nábojem a neutrální boson Z - nositelé elektroslabé interakce • je zapotřebí teplota 1028 K (1024 eV) • GUT (Great Unification Theory) je na světě • je důvodné se domnívat, že s rostoucími energiemi (teplotami) se k elektroslabé interakci připojí i jaderná silná interakce (jak je to s gravitací?)

41. Kvantová teorie vede na zcela nový pohled na vakuum • vakuum není prostě „nic“ • ve vakuu vznikají páry virtuálních částic (např. elektron-pozitron) • doba jejich existence je pod Heisenbergovou mezí, neporušují tedy zákony zachování energie • Vakuum tedy má samo osobě energii • Igor Novikov předpovídá gravitační působení vakua • působí odpudivě, nikoliv přitažlivě • nemění se s r2 jako gravitace ale lineárně s r • Teorie sjednocení fyzikálních interakcí a teorie vakua vedou k tzv. „inflačnímu modelu vesmíru“

42. V čase 10-34 hustota energie hmoty klesla na úroveň hustoty energie vakua, začíná inflační nafouknutí • V 10-32 s po velkém třesku nastává fázová změna vakua, opět dominuje hustota energie hmoty a vesmír pokračuje v adiabatickém rozpínání

43. Během inflační fáze se objem vesmíru zvětšil 1043 x • znamená to, že prakticky v celém objemu se jednotlivé oblasti vesmíru navzájem dostaly mimo svůj horizont událostí • Problém homogenity a izotropie je tedy vyřešen – celý pozorovatelný vesmír je inflací nafouknutá původně velice malá oblast vesmíru, v níž si částice stačily „říci“ o svém stavu • nic ale není bez problémů – fázový přechod vakua nesmí být skokový, jinak by vznikl silně nehomogenní vesmír „typu ementál“ • zavádí se pojem „podchlazené vakuum“, jako analogie podchlazené vody, která rovněž nemusí zamrznout i pokud je teplota pod bodem mrazu

44. Velmi velké vzdálenosti ve vesmíru určujeme pomocí Hubblova vztahu ze změřeného červeného posuvu (a tím ze známé rychlosti vzdalování) • z měření červeného posuvu blízkých galaxií, ve kterých dokážeme nalézt cefeidy, musíme ale H0 určit co nejpřesněji • v (relativně) malých vzdálenostech je ale určení obtížné, vlastní pohyb galaxií narušuje měření • Každopádně Hubblův vztah se stává další příčkou našeho kosmického žebříku • tato příčka sahá doslova až na konec vesmíru • zatím ale není moc přesná

45. Galaxie podle z (SDSS) • z = 0,02 • z = 0,03 • z = 0,05 • z = 0,075 • z = 0,1 • z = 0,2 • z = 0,3 • z = 0,4 • z = 0,5

46. Nejistá hodnota H0 (mezi 50 a 100 km. s-1.Mpc-1) způsobuje v kosmologii velké problémy • nikdo neví jak je vesmír vlastně starý • nikdo neví jak je galaxie s daným z daleko • proto se jedním z klíčových úkolů Hubblova kosmického dalekohledu (HST) je zpřesnění H0 a tím i přesné určení věku vesmíru

47. Na rozdíl od pozemských dalekohledů HST dokáže nalézt cefeidy v galaxiích vzdálených až 100 l.y.

48. Nejvzdálenější galaxie, v níž HST dokázal najít cefeidu, byla NGC 4603 vzdálená 108 l.y. • to je 2x dále než je střed kupy galaxií v Panně • V květnu 1999 oznámil tým klíčového projektu HST učení H0 na 70 km. s-1.Mpc-1 s chybou 10% • do této doby nebylo jasné, je-li vesmír starý 10 či 20 miliard let • kosmologie se „přesnou vědou“

49. 6. Pátrání po skryté hmotě Už zase nevíme (skoro) nic

50. Pátrání po nové „standardní svíčce“ • zachytit slabou cefeidu dále než 100.106 l.y. je nesmírně obtížné, potřebujeme mnohem vyšší jas • potřebujeme objekt, jehož absolutní svítivost známe • Obě podmínky splňují supernovy typu Ia • příklady supernov: sn1999be a sn2002bo