Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 46 – vyšlo 21. prosince, ročník 16 (2018) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

46/2018

Velký třesk – deset největších mýtů II

Petr Kulhánek

V minulém díle jsme se zaměřili zejména na objev expanze vesmíru, který ve svém důsledku vedl k teorii Velkého třesku. Ukázali jsme si, že situace nebyla jednoduchá a označit za objevitele expanze pouze jednoho muže by nebylo spravedlivé. Samotná expanze probíhá současně ve všech místech vesmíru, nikde neexistuje nějaký jediný střed expanze, ze kterého by vesmír vznikl. Počáteční singularita je pravděpodobně pouhou iluzí. V poslední části jsme se zabývali viditelností ve vesmíru a zjistili, že většina vesmíru je ukryta za horizontem. Jsou to ty části, z nichž za dobu existence vesmíru nemělo světlo čas dolétnout k nám. V dnešním pokračování se zaměříme na další omyly, které se v souvislosti se vznikem vesmíru běžně tradují.

Expanze probíhá z každého bodu a rychlost vzdalování objektů roste lineárně
se vzdáleností. Zdroj: Larry McNish, 2012.

Hubblův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím je galaxie vzdálenější, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. Vzhledem k tomu, že vztah objevil Georges Lemaître už v roce 1927, schválila Mezinárodní astronomická unie v roce 2018 rezoluci, podle které se tento zákon má nazývat Hubblův-Lemaîtrův zákon. Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. Singularita – oblast, v níž některé veličiny nabývají nekonečných hodnot. Nekonečno samotné je matematickou limitou označující hodnotu velkou „nade všechny meze“. Takové hodnoty mohou vycházet v teoriích (například ve středu černé díry, na počátku vesmíru, v místě bodového náboje), ale neměly by být součástí přírody. Nekonečno v teorii obvykle znamená její selhání pro popis dané situace.

6. Vesmír je vnitřek černé díry

Často se objevuje tvrzení, že celý vesmír je vlastně obří černou dírouČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. a my žijeme uvnitř ní. Takové tvrzení je krásnou ukázkou zmatení pojmů. Když v roce 1915 představil Albert Einstein světu obecnou relativituObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách., která je postavena na zakřivení času a prostoru v okolí hmotných těles, snažili se vědci nejprve nalézt pokřivení kolem obyčejné kuličky. Jako prvnímu se to podařilo Karlu Schwarzschildovi už v roce 1916. Prostor a čas v okolí kuličky je zakřivený tak, že se většinou tělesa v okolí pohybují po stejných drahách jako v newtonovské teorii. Z řešení ale vyplývá, že pokud by centrální těleso při dané hmotnosti bylo extrémně malé (Slunce by muselo mít poloměr tři kilometry a Země devět milimetrů), začnou se dít zajímavé věci. Zakřivení bude natolik veliké, že z objektu nemůže uniknout žádné těleso, ani světlo. A právě takový objekt se dnes nazývá černou děrou. Schwarzschildovo řešení, včetně černé díry, popisuje zakřivení prostoru a času vně sféricky symetrického tělesa. Vesmír nemusí být sféricky symetrický a už vůbec se nenacházíme jako statický pozorovatel někde mimo vesmír, abychom toto řešení mohli použít. Naopak, jsme uvnitř vesmíru, jsme jeho nedílnou součástí a pohybujeme se spolu s jeho časoprostorem. Řešení rovnic obecné relativity v takovém případě (pro homogenní rozložení látky ve vesmíru) vede na tzv. Fridmanovo řešení, a to nemá s černými děrami nic společného.

Černé díry nám ale před několika lety přece jen do kosmologie vstoupily. Niayesh Afshordi, Robert Mann a Razieh Pourhasan z Univerzity ve Waterloo a z Kanadského institutu pro teoretickou fyziku představili světu v roce 2014 zajímavou představu o zrodu vesmíru. Celý vesmír by mohl vzniknout v důsledku interakce černé díry přilétající z extradimenzí (tedy dalších dimenzí, které nevnímáme) v mnohorozměrném vesmíru. Životaschopnost modelu je těžko odhadnutelná. V budoucnu by mnohé o původu vesmíru mohlo napovědět zachycení gravitačních vln z období počátku vzniku světa. Jejich analýza by měla vyloučit modely, které nejsou v souladu s naměřeným spektrem těchto vln.

Vesmír vznikající z černé díry. Extravagance, nebo použitelný model?
Zdroj: University of Waterloo.

7. Všechny prvky vznikly při Velkém třesku

To, že v průběhu Velkého třesku vznikaly prvky, je jen částečná pravda. Prvky ve vesmíru vznikaly a vznikají minimálně třemi způsoby. Prvním z nich je tzv. primordiální nukleosyntéza. Ta skutečně probíhala v prvních minutách Velkého třesku, řádově od jedné do deseti minut. V divokém reji srážek se spolu s protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. – jádry vodíku – začala objevovat jádra deuteriaDeuterium – těžký vodík, v jádře má jeden proton a jeden neutron. V průměru na Zemi připadá na 7 000 atomů normálního vodíku jeden atom deuteria. Jde o stabilní izotop vodíku., nestabilního tritiaTritium – velmi těžký vodík, v jádře má jeden proton a dva neutrony. Jde o nestabilní jádro s poločasem rozpadu 12,32 let., hélia 3, hélia 4, lithia 6 a lithia 7. Nestabilní jádra tritia a volné neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. se postupně rozpadaly na jiné částice. Toto prvkotvorné období trvalo jen velmi krátce. V časech menších než minuta byl každý nově vzniklý celek rozbit v dalších prudkých srážkách. V čase pozdějším než deset minut pravděpodobnost srážek díky expanzi razantně klesala a navíc ubývalo volných neutronů, které se rozpadaly na protony, elektrony a neutrina s poločasem rozpadu 10 minut (jejich střední doba života je cca 15 minut). V tak krátkém období mohly vzniknout jen jádra těch nejlehčích prvků. Jejich atomární podoba, tj. atomy i s elektronovými obaly, vznikala až v samotném závěru Velkého třesku, v období cca 400 000 let po vzniku vesmíru.

Druhá vlna vzniku prvků probíhala (a stále probíhá) v nitru hvězd. Za extrémního tlaku a teploty se zde zpočátku slučují jádra vodíku na mimořádně stabilní jádra hélia. V pozdějších fázích života hvězd dochází k vytváření ještě těžších jader až po železo, které má jádro s nejvyšší vazebnou energií na nukleonNukleon – společný název pro částice jádra (protony a neutrony). Jde o baryony složené z kvarků „u“ a „d“. . Těžší jádra nemohou samovolně vznikat, k tomu by se zvenku musela dodat energie. První generace hvězd se objevovala od 200 milionů roků a jejich vlna kulminovala v období 550 milionů roků, kdy svým svitem ionizovaly okolí a vzniklé plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. polarizovaloPolarizace světla – jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze ve vakuu popsat kmity vektorů E a B kolmých na sebe a na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizovaného světla je naproti tomu průmět obou vektorů do roviny kolmé na směr šíření vlny přesně definován. Podle tohoto průmětu pak rozlišujeme polarizaci rovinnou, kruhovou, a eliptickou. Polarizaci posuzujeme dohodou podle roviny kmitů elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).. Tyto hvězdy byly obrovské (s hmotností řádově sto Sluncí) a tlak a teplota v nitru natolik extrémní, že tvorba prvků probíhala jak ve zrychleném filmu. Doba života těchto gigantů činila pouze desítky či stovky milionů let. Dnes vznikající hvězdy mají mnohem menší hmotnosti a jejich životní osudy se počítají na miliardy až desítky miliard let. V závěru vývoje některé hvězdy odhazují obálky či dokonce explodují jako supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. a těžkými jádry obohatí okolní mlhoviny, které se stanou zárodečnou polévkou pro vznik dalších generací hvězd. Proces smrti a stvoření probíhá po šroubovici zatím nekončícího vývoje.

Kde se ale vzala jádra zlata, olova a dalších těžkých prvků, která jsou hmotnější než jádra železa, a nemohla vznikat fúzí v nitru hvězd? Odpověď je jednoduchá. Tato hmotná jádra vznikají při explozích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., kdy je dostatek energie, při níž jsou neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. vtlačovány do již stávajících jader a vytvářejí se obří a často nestabilní (radioaktivní) jádra. K obdobnému procesu dochází i při sloučení dvou neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. V obou případech hrají velmi důležitou roli neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy., která běžně považujeme za jakési podivné fluidum prostupující celým vesmírem. Neutrina odnášejí z kolabujících objektů podstatnou část energie.

Prvky ve vesmíru tedy vznikají průběžně, a to i v současnosti. V průběhu Velkého třesku vznikala jen ta nejjednodušší jádra, v nitrech hvězd se slučují jádra až po železo a ještě těžší jádra vznikají při explozích supernov a fúzích neutronových hvězd (takový děj se někdy označuje jako kilonova a byl poprvé prokazatelně pozorován v roce 2017, viz AB 36/2017).

Těžká jádra vznikají při explozích supernov. Zdroj: Toshitaka Kajino.

8. Našimi přístroji dohlédneme na počátek vesmíru

Lidské technologie jsou stále důmyslnější a umožňují člověku hluboké poznání přírodních zákonů. V astronomii jsme ale většinou odkázání na elektromagnetické záření, které v průběhu Velkého třesku intenzivně interagovalo se zárodečným plazmatem. Zkrátka pro elektromagnetický signál je počátek vesmíru zcela neprůhledný. Pokud se budeme dívat do velmi velké vzdálenosti, narazíme na neproniknutelnou stěnu konce Velkého třesku, z níž k nám putuje téměř 14 miliard roků reliktní záření, které dnes díky expanzi vesmíru, při níž se prodlužuje i vlnová délka záření, vidíme v mikrovlnném oboru. Tuto neproniknutelnou stěnu někdy nazýváme sférou posledního rozptylu (posledního rozptylu světla na volných elektronech, které se záhy staly součástí atomárních obalů).

Máme nějaké šance se dozvědět informace o průběhu samotného Velkého třesku, nahlédnout do jeho kuchyně? Ano a dokonce nemalé. Především se leccos dozvíme z analýzy fluktuací reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)., které pozorujeme na oné neproniknutelné stěně – sféře posledního rozptylu. Ale můžeme provádět i přímé experimenty. Pokoušíme se zachytit reliktní neutrina (viz AB 40/2014), která se měla podle našich představ uvolnit ze zárodečné pralátky kolem jedné sekundy po počátku a budujeme přístroje (eLISALISA – Laser Interferometry Satellite Antenna, společný projekt ESA a NASA tří sond obíhajících kolem Slunce. Jejich cílem mělo být interferometrické měření gravitačních vln. Ramena interferometru (vzájemná vzdálenost sond) měla být dlouhá pět milionů kilometrů. Realizace se postupně odsouvala, v roce 2011 NASA konstatovala, že projekt nemůže z finančních důvodů uskutečnit. ESA v projektu pokračovala pod názvem NGO (New Gravitational Observatory), v roce 2012 ale byla dána přednost jinému velkému projektu JUICE (mise k Jupiteru). Poté byl projekt vzkříšen pod názvem eLISA (evolved LISA) s rameny interferometru dlouhými „jen“ milion kilometrů. V roce 2017 se opětovně přepracovaný projekt dostal do výběru velkých (L3, Large) misí Evropské kosmické agentury pod původním názvem LISA. Finální délka ramen interferometru bude 2,5 milionu kilometrů. Start je plánován na rok 2034., SKASKA – Square Kilometer Array, plánovaná síť radioteleskopů, která by měla fungovat jako jediný gigantický přístroj o ploše 1 km². K vybudování bude potřeba území o průměru 6 000 km, předpokládaná cena je dvě miliardy euro. Mělo by jít o tisíce antén třech typů (pro různé frekvence). Jako místo výstavby byla vybrána západní Austrálie a Jižní Afrika. První antény se začaly stavět v roce 2018 a první snímek pořízený celým komplexem by měl být uskutečněn v roce 2027. Nová observatoř budovaná na dvou kontinentech je prezentována zkratkou SKAO (SKA Observatory).), které by mohly zachytit gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. ze samotného vzniku vesmíru. Pokud se to někdy podaří, přestanou mít diskuze o vzniku světa charakter lidových bajek a povedou ke skutečným hypotézám a teoriím.

Neproniknutelná stěna reliktního záření nám umožňuje analyzovat jak podmínky za ní, v průběhu Velkého třesku, tak před ní, kdy ze šíření reliktního záření určujeme vlastnosti prostředí mezi stěnou a námi. Zdroj: E. M. Huff, Z. Rostomian, SDSS III, South Pole Telescope.

9. Velký třesk se podobal explozi

Občas se v médiích dočteme, že Velký třesk byl obrovskou explozí či výbuchem, což evokuje dojem velké rány doprovázené zvukovými vlnami. Tato představa není úplně ideální, zejména proto, že dodnes nevíme, co přesně Velký třesk odstartovalo. Pokud to byl fázový přechod z kvantové pěny, při němž se mikroskopické kvantové fluktuace zvětšily do makroskopických chuchvalců, byl tento jev spíše doprovázen vznikem tzv. reliktních gravitačních vln než vln zvukových. Nicméně i zvukové vlny mají v průběhu Velkého třesku své místo. Různé nehomogenity zárodečného plazmatu lze skutečně v pozdějších fázích chápat jako zvukové vlny a dokonce metodami analýzy zvukových vln, zejména rozvojem do harmonických frekvencí, lze zjišťovat vlastnosti prostředí, v němž se tyto „vlny“ pohybují. Někdy jim dokonce říkáme baryonové akustické oscilace.

Pokud se v závěru Velkého třesku baryony (neutrony a protony) rozvlnily do pravidelných obrazců (baryonových akustických oscilací), měly by se tyto oscilace v průběhu vývoje vesmíru přeměnit ve velkorozměrové struktury, v nichž jsou korelovány vzdálenosti mezi jednotlivými galaxiemi. K potvrzení této domněnky bude třeba pečlivých analýz velkorozměrových struktur ve vesmíru. Zdroj: Z. Rostomian, LBNL, SDSS III, BOSS.

10. Název „Velký třesk“ pochází od tvůrců teorie

Předobrazem dnešní teorie Velkého třesku byly Lemaîtrovy úvahy o prvotním atomu (viz AB 45/2018). První realistický průběh procesů v horkém zárodečném plazmatu provedl americký fyzik ruského původu George Gamow se svými spolupracovníky – Ralphem Alpherem a Robertem Hermanem na konci čtyřicátých let dvacátého století. Z tehdy dostupných účinných průřezů interakcí elementárních částic počítali, jak ze zárodečné polévky vznikala lehká atomová jádra a jak se na konci Velkého třesku oddělilo záření od látky. Jejich teorie horkého původu světa nebyla ale všemi fyziky přijímána. Velmi známý anglický astronom Fred Hoyle ve svém pravidelném popularizačním pořadu rozhlasové stanice Rádio 3 společnosti BBC (bylo to 28. března 1949 v 18:30 hodin) označil Gamowovu teorii horkého původu světa jako Big Bang (Velký třesk). V žádném případě ale nezamýšlel dát této teorii přitažlivý název. Jeho označení bylo pejorativní, měl na mysli velké plácnutí, velký nesmysl. Džina vypuštěného z láhve už nelze nikdy vrátit zpět, a tak se tento původně posměšný název ujal.

Konec

Odkazy