Vesmír je ... zticha.

V minulém blogu jsme se zabývali fyzickými předpoklady pro vznik života. Dnes se chci zamyslet nad způsobem, jak s ním navázat kontakt.  Jak najít adresu případných mimozemšťanů a jak je oslovit?  
Najít v kosmu hvězdu není moc komplikované. Prozradí ji elektromagnetické záření, typické pro každou hvězdnou kategorii. Jak ale najít planetu, která má povrchovou teplotu zhruba 20 stupňů Celsia a pohledům našich dalekohledů je utajena?

Zatím nejúspěšnějším bylo sledování změny svítivosti hvězd při průchodu planety před jejich kotoučem. Zabývá se jím dalekohled Keppler, umístěný na oběžné dráze kolem Slunce. Sleduje 190 000 hvězd v souhvězdí Labutě.   Díky němu  známe dnes pozice několika tisíc planet, nacházejících se vně sluneční soustavy . Kromě poměrně exotických světů, pokrytých lávou nebo příliš velkých na to, aby měly pevný povrch, našel kolem tisícovky planet, které jsou podobné Zemi. Nacházejí se ve správné vzdálenosti od své mateřské hvězdy a proto jsou vhodnými kandidáty pro vznik života.

Jak ověříme, jestli se na příhodné planetě život skutečně vyvíjí? Jediný srovnávací vzorek obydlené planety je naše Země. Pominu proto možné exotické druhy života, u kterých není jistý ani výskyt ani jejich forma. Budu vycházet ze života pozemského typu.

Dalším krokem pro jeho důkaz by měla být analýza atmosféry planety. Pokud na ní existuje život v našem smyslu slova, bude obsahovat kyslík. Vzhledem k jeho značné chemické aktivitě, zmizí uvolněný kyslík z atmosféry planety díky chemickým reakcím (například oxidací kovových prvků na povrchu její kůry) už v průběhu prvních několika set let. Pokud najdeme na cizí planetě kyslík, znamená to, že na ní existuje mechanismus, který ho ve velkém znovu a znovu do její atmosféry doplňuje. Na Zemi je tímto mechanismem fotosyntéza. Její pomocí využívají rostliny   energii slunečního záření.

Co bude následovat?

Poté, co bude oznámena úspěšná spektroskopická analýza atmosféry planety, proběhne nejspíš světem vlna optimismu. Především tehdy, když bude zmíněná planeta dostatečně  blízko, budeme se pravděpodobně pokoušet o kontakt a komunikaci. Optimisticky přitom budeme předpokládat, že civilizace, která na ní může existovat, už také objevila   kyslík   v naší atmosféře. Budeme doufat, že naši planetu zvědavě sleduje.
Jak na sebe upozorníme?

Nemáme moc možností. Sonda, vyslaná směrem k cizí planetě může být, podle okolností, na cestě i několik milionů let, nepřichází proto v úvahu. Nejrychlejším způsobem se zdá být komunikace pomocí jednotlivých částic, vystřelených směrem k nadějné planetě.

Jaké částice můžeme použít?

Elegantní a na naši technologickou vyspělost poukazující zprávou by bylo vyslání paprsku, složeného z protonů – jedné z částic, ze které se skládají jádra atomů. Příjemce zprávy by z něj kromě naší existence mohl odvodit fakt, že jsme ovládli štěpení jádra – a nezničili jsme touto technologií civilizaci ani svou planetu. Tento plán bohužel naráží na nepřekonatelné překážky. Protony jsou elektricky nabité částice. Reagují s magnetickým polem Země, Slunce, cizího Slunci i cizí planety. Svého cíle by nikdy nedosáhly.

Další možností by bylo vyslání neutrálně nabitých jaderných částic - neutronů. I zde narážíme na problém – neutrony se poměrně svižně rozpadají. Svého cíle by nedosáhly včas ani tehdy, kdybychom je vystřelili rychlostí blízkou rychlosti světla tak, aby jejich čas plynul relativisticky pomaleji než v klidovém stavu.

Zbývající možností je vyslání fotonů. Pominu poměrně bláznivé nápady, jakým je například exploze atomové bomby na odvrácené straně měsíce, která by na naši existenci upozornila sprškou gama záření.

Ani ultrafialové a rentgenové záření nepřipadá v úvahu. První z nich pohltí ozónová vrstva naší i cizí planety, rentgenové záření je pohlcováno ve stratosféře. Navíc mohou být oba druhy pohlceny v mezihvězdném prostoru plynem a prachem.

Vhodným kandidátem pro komunikaci by mohlo být viditelné záření Slunce. Jak ale zajistit, aby nepřesvítilo náš signál?

Mohli bychom vycházet z jeho vlastností. Pokud za jednu vteřinu dopadne do zrcadla teleskopu jedna miliarda slunečních fotonů, za 1 miliardtinu vteřiny to pak bude jen 1 foton. Ten, kdo se snaží vysílat nějaký modulovaný signál, by se mohl pokusit vyzářit každou nanovteřinu určité předem zvolené množství fotonů. Během této nanovteřiny by pak jeho signál byl daleko silnější než množství fotonů, které vysílá Slunce. Podobná komunikace by mohla probíhat oboustranně. Šlo by samozřejmě jen o jakési „blikání“. Přenos informací tímto způsobem je hodně omezený.

Speciální kategorií komunikace jsou radiové vlny, známé jako rozhlasový signál.

Není to svůdná představa, že cizí civilizace spolu s námi poslouchají rádio?

Pokud někdo sleduje naši soustavu v této části elektromagnetického spektra, zjistí, že najednou, prakticky z ničeho nic, začala uprostřed minulého století třetí planeta, obíhající kolem Slunce, zářit v oblasti radiových vln. Kvalita tohoto signálu se ovšem s narůstající vzdáleností snižuje. Hranicí dostupnosti je pravděpodobně 30 světelných let. S trochou nadsázky můžeme říci, že mimozemšťané mohou sledovat nanejvýš  pořady, vysílané před třiceti lety. Zároveň se náš radiový signál ztratí v šumu vesmírného pozadí už ve vzdálenosti vyšší než 30 světelných let, tedy relativně blízko naší soustavy. Je nepravděpodobné, že v této vzdálenosti narazíme na obydlenou planetu a tvory, kteří by mohli poslouchat naše radiové programy.

Možná je to dobře.

Dovedete si představit, jak by mimozemšťané reagovali

na dopolední vysílání  z poloviny osmdesátých let? 

Vesmír je ... živý

Existují ve vesmíru civilizace podobné té naší? Bezpochyby ano. Evoluce dokázala vyvinout život na Zemi, pravděpodobně to zvládla i jinde. Otázkou zůstává, nakolik je život rozšířený. Jak daleko je nejbližší mimozemská civilizace?

Jaké podmínky potřebuje život pro svůj vznik a vývoj?

Když vycházíme z antropického principu, je mimozemský život, stejně jako náš, založen na sloučeninách uhlíku. Nachází se na planetě s pevným jádrem. Vznikl na pevnině, vyžaduje ale přítomnost většího množství vody, nejspíš oceánu. Základním předpokladem je tedy přítomnost křemíku, kyslíku, železa a jiných prvků, ze kterých jsou utvořeny planety. Je jich ve vesmíru dost na to, aby daly tu a tam vzniknout planetární soustavě a tím i životu?

Není hvězda jako hvězda

Za bezmračné noci poblikávají na nebi tisíce hvězd. I pouhým okem uvidíte rozdíly v jejich jasnosti. Při pohledu dalekohledem rozeznáte i v jejich barvy. Poukazují na to, v jakém stadiu vývoje se hvězda právě nachází. Některé hvězdy vznikají jako žlutí nebo červení trpaslíci a končí svůj život jako rudí obři. Jiné, s daleko větší hmotností, neumí pomalu vyhořet – jejich hmota je nutí na konci kariéry efektně explodovat.


Ve svém počátečním stadiu spalují, stejně jako ostatní, vodík na Helium, později, když vodík ve svém jádře vyčerpaly, se v něm zažehuje další reakce, která vytváří těžší a těžší prvky. Postupně tak vznikají všechny potřebné „součástky“, ze kterých se mohou formovat budoucí planety. Posledním a nejtěžším z nich je železo. Hvězda, která přeměnila své poslední zásoby paliva v jádře na železo, ztrácí vnitřní stabilitu a vybuchuje. Rozmetá většinu svého materiálu do okolí. Tím se do mezihvězdného prostoru uvolní prvky potřebné pro vznik života. Není to jen zmiňované železo, ale i všechny ostatní chemické elementy, kterých bývá ve vnějších „slupkách“ hvězdy pořád ještě dostatečně velké množství, i když už v samém jádře hvězdy probíhá poslední možná termonukleární reakce – přeměna na železo.

Z mezihvězdného plynu a prachu se pak díky gravitaci postupem času tvoří nové hvězdné systémy. Kolem centrální hvězdy se pak pohybuje oblak hvězdného prachu, vzniklého výbuchem její předchůdkyně. Z prachu se stávají drobné kameny,  z nich velké kamenné úlomky. Vzájemnými srážkami se jejich objem zvětšuje, až se z nich jednoho dne vyvinou kamenné planety.

 

Neúprosná logika v posloupnosti těchto dějů dává tušit, že vznik planet nebude jevem příliš vzácným. Velké množství planet naznačuje existenci velkého množství civilizací, které by je mohly obýva t.

Základní předpoklad – fyzická přítomnost planet s velkým obsahem uhlíku, křemíku, železa i jiných prvků, které se podílely na vzniku života na naší zemi - je tedy splněn.

Stáří možných civilizací

Středně velké hvězdy, s několika planetami vhodnými pro život, vznikaly už miliardy let předtím, než zažehlo termonukleární reakci naše Slunce. Proto mohou existovat civilizace, které jsou o miliardy let starší než my.

Předpokládejme, že jsme v souladu s antropickým principem typickými obyvateli vesmíru. Sami se nacházíme právě na pomezí mezi vznikem civilizace a její expanzí do blízkého vesmíru.  Pokud existují i daleko starší civilizace stejného druhu jako je ta naše, měly by dávno obydlet prostor ve svém okolí a snažit se o styk s jinými civilizacemi alespoň pomocí komunikace elektromagnetickým zářením.

Naše planeta dostává jen malou část výkonu Slunce. Odhaduje se na 10-9  jeho celkové vyzařované energie. Vyspělejší civilizace by mohla využívat mnohonásobně vyšší podíl energie své centrální hvězdy, mohla by tedy mít k dispozici i mnohonásobně větší prostředky pro cestování vesmírem.

Stáří vesmíru tedy mluví spíše ve prospěch existence větších i malých mimozemských civilizací, se kterými by šel navázat kontakt.

Proč tedy nepozorujeme ve vesmíru vůbec žádné projevy vyspělých civilizací?

Nevíme. Pokud pouze několik procent inteligentních civilizací přežije hrozbu zničující jaderné války a z nich pouze dalších několik procent přežije hrozbu vývoje škodlivých nanotechnologií a z nich pouze několik procent se rozhodne kolonizovat galaxii - měl by být vesmír přesto obydlen dostatečně velkým množstvím inteligentních bytostí, které si s námi chtějí promluvit.

Když nejde hora k Mohamedovi …

Co když jsme momentálně nejvyvinutější civilizací v našem nejbližším vesmírném okolí zrovna my?

Pak jsme to my, kdo je „na řadě“ s pokusy o kontakt s mimozemšťany.

Pasivní naslouchání signálům, přicházejícím z vesmíru, známé pod zkratkou SETI zatím nepřineslo žádné výsledky. Prvním z aktivních kroků je teď aktivní hledání planet s podmínkami, vhodnými ke vzniku života.
6. 3. 2009 stojí na startovní rampě na Cape Canaveral raketoplán, který vynese na oběžnou dráhu nový dalekohled. Dostal jméno po věhlasném vědci Kepplerovi. Start se povede, přístroj zakotví na heliocentrické oběžné dráze a začíná už o měsíc později pracovat podle předem vypracovaného plánu. Sleduje 190 000 hvězd v souhvězdí Labutě. Orientuje se na změně jejich jasnosti. Při přechodu před hvězdou totiž planeta prozradí tak svou přítomnost tím, že  blokuje malé množství jejího světla.  V prvním týdnu objeví dalekohled Keppler 5 nových planet, což je více, než se podařilo ze Země během několika posledních let. V červenci 2010 jich už je přes 700. Například v lednu  2011 je to ďábelská planeta, pokrytá oceánem z tekuté lávy. V září 2011 je to dokonce planeta, která obíhá dvě hvězdy současně. Zdá se, že rozmanitost typů planet nezná mezí. Brzo najde i tu, kvůli které lidstvo do jeho vývoje a jeho umístění na oběžnou dráhu investovalo půl miliardy dolarů - planetu na které může existovat život.

 Konečně! „Výhra v loterii,“ vítají ji články na celém světě.

Jaké jsou nejdůležitější předpoklady pro vznik života na pevné, tzv. „kamenné“ planetě? Použijeme-li znovu antropický princip, budou nově vzniklé organismy tvořeny sloučeninami uhlíku a budou potřebovat vodu. Proč zrovna uhlík? Žádný jiný chemický prvek nemá takovou schopnost tvořit různé vazby a tím i tak pestrou škálu sloučenin.

Planeta se pak musí nacházet ve správné vzdálenosti od své mateřské hvězdy,  aby na ní mohla panovat příjemná teplota, umožňující existenci tekuté vody. Podle rychlosti oběhu se dá tako vzdálenost dobře odhadnout – čím vzdálenější je, tím déle trvá její oběh.

Problém nastává jen u hvězd s malým výkonem (například M-trpaslíků s 10 - 20 procenty hmotnosti Slunce). Planety v zóně vhodné pro vznik života musí obíhat svou hvězdu příliš blízko a dostávají se do tzv.vázané rotace. Planeta se své hvězdě obrací vždy jen jednou stranou, proto je přilehlá část horká a odvrácená část ledová. S největší pravděpodobností nemůže mít taková planeta ani atmosféru. Na odvrácené straně by kondenzovala, na přivrácené straně se vypařila.

V prosinci.2012 objevil Keppler první planetu s podmínkami, příhodnými pro život, která navíc obíhá svou hvězdu v potřebné vzdálenosti. Dostala jméno Keppler 22b. Teploty by mohly být stejné jako na  zemi. Je větší než naše kamenné planety, ale menší než obří planety jako Jupiter. Mohlo by tedy jít o velkou kamennou planetu s obřím oceánem. Nejspíše je hluboký několik tisíc kilometrů. Fotosyntéza, nutná k zásobení organismů energií, je tu přesto možná, stejně jako v oceánech na Zemi. Proto vědci vychází z toho, že zde mohou existovat jak rostliny, tak i zvířata.

U hvězdy s názvem KOI 701 objevil Keppler hned několik planet. Třetí a čtvrtá z nich se nacházejí v „obytné zóně“. Čtvrtá planeta je příliš velká. Je nejspíš vodní planetou, pokrytou oceánem. Zato třetí planeta je jen o něco větší než země. Měla by být kamenná - s rozsáhlým oceánem. Tato planeta se zdá být zatím nejnadějnějším kandidátem pro vznik jiné civilizace. Gravitace je na ní asi o něco větší než na Zemi. Bytosti, které ji mohou obývat, by měly ve srovnání s námi pravděpodobně silnější těla, masivnější kostru a více nohou. Hypotetická, možná civilizace na  je od nás vzdálena více než 1200 světelných let.

Dalekohled Keppler dosud objevil přes 900 planet podobných Zemi. Zdá se, že každá šestá hvězda v galaxii vlastní podobnou planetu. Ve vesmíru tedy existuje obrovské množství planet, na kterých je možný život.

Jednoho dne se nám jistě podaří zachytit jeho stopy, i kdyby mělo jít jen o fotony, letící tisíce a tisíce let v mezihvězdném prostoru.

Čtyři síly – jedna teorie?

Snem teoretických fyziků je zjednodušení platných komplikovaných teorií. Bylo by jím spojení všech čtyřech sil, působících na vesmír, do jedné jediné síly. Teorie by tak popisovala podstatu této síly a zároveň každou z nich.

Tento sen se zatím bohužel nesplnil. Existují teorie, které popisují jednotlivé síly, existují dokonce teorie, které umějí propojit některé z nich, ale propojit všechny do jednoho jednolitého obrazu vesmíru se zatím nepodařilo.

Spojení elektromagnetismu se slabou jadernou interakcí

Fotony (částice, zprostředkující elektromagnetismus) nemají klidovou hmotnost a pohybují se vždy rychlostí světla. W- a z- bozony (částice, zprostředkující slabou jadernou sílu) mají relativně velkou klidovou hmotnost, asi 90x vetší než proton, jsou proto pomalé a pohybují se rychlostí daleko nižší.

Experimenty potvrdily, že při teplotě kolem 1015 K mizí rozdíly mezi těmito druhy částic. Stačí tedy zjevně vhodně definovat podmínky systému (vysoká teplota) tak, aby obě síly splynuly do jedné, tzv. „elektroslabé síly“.

Spojení eletroslabé síly se silnou jadernou interakcí

Při tisícinásobném zvýšení teploty, tedy kolem 1018 K, se dá s oběma silami teoreticky sjednotit i silná jaderná interakce. V praxi to znamená, že na samém počátku vesmíru, v době, kdy byl vesmír ještě velice malý, horký a měl vysokou hustotu, působila určitá „pra-síla“, která se při postupném ochlazování systému „rozštěpila“na výše zmíněné tři síly.
Pokus o spojení všech čtyřech sil – GUT (velká všeobecná teorie)

Dalším krokem k vytvoření sjednocené teorie sil by mělo být začlenění gravitace.
U ní situace bohužel není tak jednoduchá. Gravitace se od ostatních sil liší tím, že svým působením mění časoprostor. Na to, aby se přesto dala spojit s ostatními silami, které tento vliv nemají, musí teorie zahrnovat vice, než tři prostorové dimenze.

O sjednocení všech čtyř sil se pokouší string teorie. Částice v jejím pojetí nejsou klasickými částicemi, ale vibracemi časoprostoru. Zatímco klasická string teorie popisuje 5 -  11 dimenzí, super string teorie jich zná například už 27.

Věc má ale ne jeden - má dokonce několik “háčků”.

Dobrá teorie je ta, která dělá ověřitelné předpovědi. Když neobstojí při experimentálním ověření, dá se teorie dál korigovat a vylepšit natolik, aby odpovídala realitě pokusů. Jak dokázat neviditelné, doplňkové dimenze?

Ve vesmíru prokazatelně pozorujeme pouze tři prostorové dimenze. Pokud by měly existovat další, musely by být mikroskopické, tedy  tak malé, že se ve větších měřítcích, ve kterých  pozorujeme realitu, neprojevují. Teoreticky by mohlo být možné, že tyto doplňkové dimeze hrály roli při velkém třesku, kdy velikost vesmíru odpovídala jejich malému rozměru. Při jeho dalším rozpínání by pak ztratily význam.

Vědci se takovéto dimenze snaží najít a potvrdit experimenty s velice citlivými lasery. Hledají odchylky od gravitačního zákona v malých prostorových vzdálenostech. Všechny výsledky těchto experimentů jsou zatím ... negativní.

Pokud je velikost doplňkových dimenzí na hranici planckova světa (10 -35 m), nebudou nejspíš prokázány nikdy. Na této hranici se začíná projevovat jev, kterému říkáme neurčitost. Vlastnosti začínají splývat a stávají se nedefinovatelnými.

Část velkého vesmírného jízdního řádu
 je dodnes zahalena tajemstvím.
A možná tomu tak zůstane i nadále.

Vesmírný ... jízdní řád

Fyzika se snaží popsat přírodu kolem nás. Vytváří teorie, kontroluje hypotézy, aby je následně na základě pozorovaných jevů opravovala a upřesňovala.    Vzniká tak určitý „jízdní řád“ - základ , který nám dovoluje definovat i ty jevy, které se nedají pozorovat  přímo.

 Na počátku existence vesmíru panovala podle těchto teorií jednota, která se později transformovala do všeho, co dnes existuje. Dnes platné fyzikální zákony musely tedy mít uplatnění i v dobách raného vesmíru. Umožňují nám podívat se do doby, kdy neexistoval žádný pozorovatel, do doby, kdy vesmír byl jen malinkým zrnkem v prostoru a čase. Někteří vědci dokonce tvrdí, že extrapolací můžeme prozkoumat i dobu před vznikem vesmíru, i když je zřejmé, že se nikdy o správnosti těchto tezí nebudeme moci přesvědčit experimentem.

"Jsem jen malá část té části, která byla na začátku vším" (Goethe)

 Co přesně tvoří kostru dnešní fyziky?

Fyzika se opírá o několik základních spolehlivých faktů. Jedním z nich je existence času. Díky němu probíhají jevy ve vesmíru kauzálně, jsou definované příčinou a následkem. Vesmír s chaoticky plynoucím časem by byl nesmyslným vesmírem.

Dalším ze základních poznatků, o které se dnešní fyzika opírá, je planckova teorie kvantování energie. Planck zkoumal kolem roku 1900 záření těles. Přišel na to, že horké těleso vyzařuje energii ve formě malých “balíčků” – kvantů. Jeho výzkum pak rozšířil Einstein, když vysvětlil, že I příjem energie se děje v kvantované formě. Za tento objev dostal v roce 1905 Nobelovu cenu. Tentýž vědec později vypracoval teorii relativity, další ze základů dnešní fyziky. Podle ní jsou všechny vlastnosti v určitém systému relativní  - všechny až na rychlost světla. Jako první přišla na svět v  roce 1905 speciální teorie relativity, která popisuje vlastnosti stejnoměrně se pohybujících systémů. V roce 1915 ji následovala všeobecná teorie relativity. Ta  popisuje jevy v urychlovaných systémech (například v gravitačním poli).

Z výše zmíněných teorií vyplývá, že existuje určitá hranice minimálních hodnot, která udává rozměry prostoru a času, ve kterých ještě dávají fyzikální teorie smysl. Když pozorujeme časoprostor na úrovni nejmenších možných rozměrů, dojdeme k poznatku, že je “zrnitý”, kvantovaný podobně jako přijímaná a vysílaná energie. V praxi to znamená, že pozorovatel nemůže dosáhnout libovolného bodu času ani prostoru, existuje hranice, která způsobuje “rozmazanost” časoprostoru při překročení určitého rozměru. Tyto jevy dostaly název “planckův svět”. Má rozměry zhruba 10-35  m, což odpovídá časovému období 5x10-44 s. Menší rozměry nebo kratší časový úsek nelze dosáhnout nebo pozorovat.

Ve vesmíru působí čtyři základní síly

Jako první byla objevena elektromagnetická síla. I při výzkumu elektromagnetismu, dávno před objevením kvant energie a světla, ukázaly experimenty, že elektrický náboj je předáván ve formě malých balíčků, které odpovídají náboji jednotlivých elektronů.
Objev elektřiny odstartoval vývoj nových technologií, které později umožnily výzkum dalších sil.

Silou, která působí ve vesmírných měřítcích, je gravitace. Není tak zjevná jako elektromagnetismus, kromě toho je neuvěřitelně  slabá. Je 1036  krát slabší než elektromagnetická síla, na rozdíl od ní se ale nedá ničím odclonit. Proto je někdy nazývána královnou všech sil. Všude tam, kde existuje hmota, přichází dříve nebo později ke slovu i gravitace. Drží v šachu nitra hvěz a umí vytvořit takové extremní jevy, jakými jsou například černé díry.

Při průzkumu složení hmoty objevili vědci další dvě síly – slabou a silnou jadernou interakci. Obě síly působí jen uvnitř atomů.

Silná jaderná interakce drží pohromadě jádra atomů. Všechny atomy, které jsou těžší než vodík, ve svých jádrech obsahují větší nebo menší množství protonů a neutronů. Zatímco neutron s neutrálním elektrickým nábojem svého souseda nijak elektromagneticky neovlivňuje, proton, který má náboj pozitivní, by měl ostatní protony (se stejným pozitivním nábojem) podle zákonů elektromagnetismu odpuzovat. Bez vlivu silné jaderné síly by se jádra atomů musela díky této odpudívé síle rozpadnout. Silná jaderná interakce je 100x silnější než elektromagnetismus. Působí jen na velice krátkou vzdálenost, proto ovlivňuje jen protony, které se z nějakého důvodu dostaly do těsné blízkosti, například tím, že tvoří jádro atomu.

Slabá jaderná interakce je 100 000 slabší než její silná jmenovkyně. Působí na podobně krátkou vzdálenost jako ona, projevuje se jen v jádrech atomů. Umožňuje rozpad některých z nich.

Tyto čtyři síly se projevují díky specifickým částicím – tzv. “bozonům”.
Elektromagnetismus je reprezentován fotony, gravitace gravitony, silná interakce gluony a slabá interakce w- a z-bozony.

Pro úplnost - vedle těchto částic, spojených s přenosem sil, existují částice, tvořící hmotu. Jsou jimi elektron, proton a neutron (které jsou samy složené z ještě menších částic, up- a down- kvarků)

Samotné částice ale hmotu nedefinují. Celý svět kolem nás je vlastně složen z identických částic. Vlastnosti výsledné hmoty ovšem neurčuje její substance, ale spojení a vztahy částic, které mezi sebou mají.

Vesmír ... se rozpíná. Odkud to víme?

To, že se vesmír rozpíná, a to dokonce neustále se zvyšující rychlostí, byl jeden z nejúžasnějších objevů minulých let. Odkud ale vědci získali jistotu, že tomu tak je? (Chandra a průzkum supernov typu 1a)

Teorie, kterou nikdo neocenil

Píšeme rok 1930. Na zámořské lodi, mířící z indického Madrasu do Southamptonu, bere Subrahmanyan Chandrasekhar do ruky tužku a začíná pracovat na rovnici, která změní způsob, jakým se budeme o několik desetiletí později dívat na vesmír.
Tehdy devatenáctiletý mladík je to, čemu se říká zázračné dítě. Do školy začíná chodit sice až v deseti letech, přesto na sebe rychle upozorní svou cílevědomostí. "Vezmi si jeden úsek, prostuduj ho tak, abys o něm mohl napsat učebnici, která bude leta považována za nejdůležitější ve tvém oboru, přejdi na jiné téma - a zopakuj to," se stane jeho životním mottem.

Chandrasekhar je na cestě do Anglie, kde se chce zapsat na slavnou Trinity College v Cambridgi. Aby se připravil na své studium fyziky u profesora Fowlera, čte si po cestě nejen jeho práce, ale i spisy, zabývající se teorií relativity. V ruce má i knihu významného a vlivného vědce, profesora Eddingtona o složení hvězd. Během plavby, která trvá jen 18 dní, vypracuje na základě těchto materiálů převratnou teorii. Definuje množství hmoty hvězdy, která je potřeba k tomu, aby ji síly, působící v jádře, přivedly ke kolapsu.

Tento objev - ho málem stál karieru dřív, než začala.

Eddington nebyl přepracováním a poopravením své práce mladým a neznámým přistěhovalcem z Indie vůbec nadšený.  "Chandra", jak mu budou později jeho spolupracovníci říkat,  se díky své teorii dostává navíc mezi dva mlýnské kameny staršího, urputného sporu Eddingtona s jiným vědcem, Milnem.  Objev kritické hranice hmoty explodující hvězdy zůstává zprvu bez veřejné odezvy. Vědci v Cambridgi se teorie vysmívají nebo si ji netroufnou komentovat, aby se neznelíbili mocnému Eddingtonovi - a Chandrovo tamní  studium probíhá dramaticky a nevesele. Poté, co  je hotový s doktorskou prací a chce ji ukázat svému mentorovi, profesoru Fowlerovi, dostává se mu prý jen kategorického: "Nechci to vidět, definitivně ne!  Prostě to jen odevzdejte ..."

Není divu, že Chandra Anglii při první vhodné příležitosti opouští. Jeho novým působištěm se stává v roce 1937 chicagská univerzita, kde se mu dostane zaslouženého ocenění. Zůstane jí věrný až do smrti. V roce 1983 obdrží za své teoretické studie fyzikálních procesů probíhajících ve hvězdách Nobelovu cenu za fyziku. Je to více než padesát let od objevu kritické hmotnosti bílých trpaslíků, což je nezvyklé, Nobelova cena se uděluje spíše za aktuální výzkum.

Bílý trpaslíci  a supernovy typu 1a

Bílý trpaslík vzniká na konci aktivního života hvězdy s průměrnou nebo podprůměrnou hmotností. Za svůj název vděčí vysoké teplotě, která ovlivňuje barvu jeho světla a malým rozměrům, srovnatelným s velikostí Země.

Degenerovaný elektronový plyn
Elektrony patří ke skupině částic, které říkáme "fermiony". Na rozdíl od jiné skupiny (bosonů), nemohou dva fermiony zaujmout identický kvantový stav.
Při vysokých hustotách látky jsou všechny kvantové stavy elektronů obsazeny až do určité maximální energie, které odpovídá určitá maximální hybnost. Tomuto stavu se říká degenerace.

Degenerovaný elektronový plyn  vyvíjí sílu, opačnou působení gravitace, která se ho snaží dále stlačovat. Udržuje tak jádro bílého trpaslíka v rovnovážném stavu.

Klasický  bílý trpaslík, poté, co vyčerpal palivo pro jadernou fuzi (spálil vodík a helium), explozivně odhodí vnější vrstvy své atmosféry. Na místě původní hvězdy zpravidla zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku, obalené nepatrnou vrstvou zbylého helia, případně zbytky vodíku.

Nepříliš hmotný bílý trpaslík je udržován ve stabilním stavu tlakem degenerovaného elektronového plynu ve svém jádře.

Ne všichni bílí trpaslíci jsou ale stabilní. Klasickým příkladem je dvojhvězda, kde je jedna z hvězd hmotnější než druhá, a kde pozorujeme jev vzájemného předávání hmoty. Hmotnější část dvojhvězdy spotřebuje palivo pro termonukleární reakci rychleji a tím se i rychleji promění v bílého trpaslíka. Díky gravitaci si následně může "půj čovat" materiál od svého vesmírného dvojčete. Když pak její hmota naroste na úroveň zhruba 1,4 dnešní hmotnosti Slunce,  nazývané podle svého objevitele"Chandrasekharova mez",   exploduje hvězda ve formě specifické supernovy typu 1a.

Při výbuchu vznikají z uhlíku a kyslíku v jádře hvězdy těžší prvky. Typickým rozlišovacím znakem pro supernovu typu 1a je přítomnost absorpčních čar křemíku a absence čar vodíku a helia v zachyceném spektru záření. V centru exploze na rozdíl od jiných druhů supernov nezůstává masivní zbytek původní hvězdy.

Měření vzdáleností pomocí supernov typu 1a

Supernovy typu 1a jsou jedním z nejjasnějších objektů ve vesmíru. Hodí se proto výborně jako tzv. "standartní svíčka" - pomůcka k měření velkých vzdáleností.

Vzhledem k faktu, že původním tělesem je vždy bílý trpaslík a mechanismus vedoucí k jeho výbuchu je známý, jsou  i množství vyzářené energie a spektrální charakteristika vysílaného záření  předvídatelné.  Skoro 70 procent z nich má identické spektrum i svítivost 15 dní po průchodu maximem. Křivka světelnosti se dá dobře modelovat a vysvětlit proměnou prvků v jádře supernovy ( radioaktivním rozpadem izotopu niklu přes kobalt na železo). B udoucí supernova se rychle po několik týdnů zjasňuje, pak nastává krátká exploze a po ní jas postupně po dobu několika měsíců klesá. V ideálním případě zachytí astronomové hvězdu už v úvodní fázi zjasňování před výbuchem a mohou sledovat všechny následné změny během exploze.

Pomocí tzv. Phillipsova vztahu se dají světelné křivky supernov 1a dále normovat. Zpřesňují se tím výsledky pozorování. Phillipsova ovnice spojuje pokles svítivosti v modré části spektra 15 dní po maximu s absolutní svítivostí supernovy.

Srovnání předpokládané absolutní svítivosti a její naměřené zdánlivé hodnoty umožní určit, v jaké vzdálenosti od Země se supernova nachází. Čím slabší se supernova zdá, tím více je od nás vzdálena.

Význam supernov typu 1a 

Rudý posuv
je přemístění spektrálních čar ve spektru směrem k jeho rudému konci. Projevuje se samozřejmě v celém spektru elektro-magnetického záření, nejen v jeho viditelné části. Kosmologický rudý posuv je způsoben vznikem nového prostoru mezi objektem a pozorovatelem. Opakem rudého posuvu je posuv modrý, při kterém se spektrální čáry jeví posunuty směrem k ultrafialovému konci spektra.

Z rudého posuvu zachyceného světla, který prozradí analýza jeho spektra, lze vypočítat, o kolik větší vzdálenost musely fotony urazit cestou k Zemi, zatímco se prostor mezi supernovou a námi za dobu jejich letu zvětšil.
Srovnáním hodnot vzdálenosti, v níž supernova explodovala a té, kterou muselo světlo na své pouti k nám překonat navíc v důsledku rozpínajícího se prostoru, pak  získáme hodnotu rozpínání vesmíru.

Ke zjištění, jak se v průběhu času rozpínání prostoru měnilo, tedy jestli se zpomaluje, zůstává stejné nebo se zrychluje, se dá použív srovnání výsledků měření různě vzdálených supernov.

Hned dva na sobě nezávislé týmy, zabývající se průzkumem vzdálených supernov typu 1a, potvrdily v roce 1998 a 1999, že se rozpínání našeho vesmíru zrychluje.

Adam G. Riess et al. 1998:  Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant, The Astronomical Journal, Volume 116 Number 3a
S. Perlmutter et al. 1999:  Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae, The Astrophysical Journal Volume 517 Number 2
Oba týmy popsaly desítky vzdálených supernov, které byly méně jasné, než bychom očekávali vzhledem k jejich vzdálenosti. Kdyby se rozpínání vesmíru zpomalovalo, bylo by to naopak – byly by jasnější.

Za tento objev jim byla v roce 2011 udělena Nobelova cena za fyziku.

Kde končí vesmír? A co je za ním?

Proč vnímáme vesmír jako pomyslnou kouli, v jejímž středu se nacházíme? Kde je jeho konec, jeho hranice - a co je za ní? Na tyto otázky dává fyzika jednoduché, i když možná trochu překvapující odpovědi.

Jsou to otázky, které si jistě jednou položí každý z nás: "Kde je konec vesmíru?" "A jak to vypadá za tím koncem?" Není lehké si představit, že vesmír může být nekonečný a přitom končit někde v nicotě. A není to férové.

Myslím, že naše abstraktní myšlení není na podobné úvahy vybaveno. Je přizpůsobeno k životu ve třech prostorových dimenzích při relativně pomalých rychlostech. Úvahy o principu a "konci" vesmíru ale musí zahrnovat i jevy, které neodpovídají běžnému dění kolem nás. Už jen relativistické rychlosti a jejich průvodní jevy se zdají naprosto nelogické, což teprve následky nadsvětelných rychlostí? Chcete se v myšlenkách podívat, jak to vypadá "na konci vesmíru"? S úvahami o konci vesmíru musíme začít na jeho samého začátku. Právě tam nacházíme nejextremnější jevy, které formovaly pozdější realitu.

Tam, kde všechno začalo - Big Bang

Na samém začátku své existence se vesmír nacházel v nekonečně hustém, horkém a rozměrově nepatrném stavu, říká nejuznávanější teorie o jeho vzniku. Nevíme, jak dlouho setrvával ve stavu naprosté homogenity, předpokládá se ale, že za vznik naší existence by mohla být zodpovědná první zásadní fluktuace - dostatečně velká změna některého z původních parametrů původního stavu, který našemu vesmíru předcházel.
Tato změna umožnila vznik veličin jako prostor a čas a uvedla do pohybu procesy, které způsobily extremní rozpínání celého tehdejšího systému.

Big Bang

Americký fyzik Fred Hoyle, (ve skutečnosti odpůrce této, dnes všeobecně uznávané, teorie) kdysi nazval první moment naší existence posměšně "velkým třeskem". Pojem velký třesk se vžil díky své jednoduchosti a názornosti, i když ve skutečnosti by daný stav lépe popisoval název "velký postup". Vesmír totiž nevznikl díky explozi, jak by mohl název napovídat, ale provázel ho vznik fyzikálních veličin čas a prostor.

Čas plyne jen jedním směrem a zajišťuje tím smysluplnost všech dějů, které ve vesmíru probíhají. Na samém počátku své existence ještě nejspíš neprobíhal lineárně. Také rozpínání vesmíru probíhalo jinou, daleko větší rychlostí než dnes, rychlostí, která několikanásobně převyšovala dnešní rychlost světla.

Neodporuje to zákonům fyziky? Ty říkají, že nic ve vesmíru se nemůže pohybovat rychleji, než světlo.

Neodporuje. Fyzikální zákony určují horní hranici rychlosti, kterou se může ve vesmíru pohybovat informace (přenášena například fotonem). V praxi to znamená, že nejvyšší teoreticky možná rychlost pohybu objektu (informace) z bodu A do bodu B odpovídá rychlosti světla.

V případě rozpínání vesmíru se ovšem nejedná o přenos informace. Jednotlivé části vesmíru se nepohybují z bodu A do bodu B, vzdalují se od sebe jen díky tomu, že mezi nimi vzniká neustále další a další prostor.

Vesmír se krátce po svém vzniku rozpínal nadsvětelnou rychlostí.
Je tedy větší, než by se dalo očekávat v případě "obyčejné" expanze rychlostí světla. Jeho rozměr dnes odpovídá minimálně vzdálenosti, kterou by urazilo světlo během 78 miliard let, s největší pravděpodobností je ale ještě větší.

Kde končí vesmír?

To, co považujeme za reálnou hranici našeho vesmíru, by ve skutečnosti zasloužilo název "horizont". Je tou nejvzdálenější částí univerza, ze které můžeme přijímat informace.
Tento pomyslný horizont probíhá v oblasti, která se od nás díky rozpínání vzdaluje rychlostí světla - tedy  stejnou rychlostí, jakou by naším směrem mohla letět informace o ní.
Fotony, vyslané  hvězdou za horizontem pozorovatelnosti, se k nám pak sice teoreticky blíží, jsou od nás ale zároveň odnášeny nově vznikajícím prostorem rychleji, než se samy pohybují. Onu část vesmíru, která se nachází za tímto pomezím proto nikdy neuvidíme, reálně pro nás neexistuje.

Hranice našeho vesmíru pro nás mají tvar koule

Horizont viditelnosti. Tmavou barvou je znázorněna viditelná a pro nás reálná část vesmíru. Světlá barva náleží té části vesmíru, která se vzdaluje tak rychle, že z ní k nám nepronikne ani informace, šířící se maximální rychlostí, tzn. rychlostí světla.
Skutečný tvar vesmíru neznáme, protože nedohlédneme až k jeho vnějším "okrajům". Můžeme ho jen odhadnout pomocí teorií.

Nemusí být nutně symetrický.V případě, že by se jednotlivé části v minulosti rozpínaly různě rychle, mohl by být tvar kompletního (pozorovatelného i nepozorovaného) vesmíru podobný napříkald elipsoidu.

Hranice té části vesmíru, kterou jsme schopni pozorovat, ze které k nám postupuje informace, má naopak tvar koule, která odpovídá teoretickému horizontu viditelnosti.
Kde končí vesmír? V jaké vzdálenosti se nachází jeho "konec"?

Nejvzdálenější oblast, kterou ve vesmíru vidíme, je ta, ze které přijímáme nejstarší informace. Vzhledem k tomu, že informaci v našem vesmíru přenáší světlo, které se pohybuje konstatní (a ultimativně nejvyšší možnou) rychlostí, odpovídá nejvzdálenější pozorovaná část vesmíru vzdálenosti, kterou k nám urazily nejstarší možné částice světla. Nejstarší světlo univerza je staré přibližně 13,8 miliardy let. První fotony totiž získaly možnost šířit se vesmírem až zhruba 380 000 let po jeho vzniku. Tehdy jeho teplota klesla pod 3000 stupňů C. Do té doby byl vesmír pro záření neprostupný.
Fotony, které jsou staré 13,8 miliardy let, k nám přinášejí informaci o místech, ve kterých před 13,8 miliardami let vznikly. Díky rozpínání vesmíru jsou tato místa samozřejmě dnes od nás vzdálena více než pouhých 13,8 miliard let.

Skutečná vzdálenost míst, odkud pocházejí nejstarší pozorované fotony, je dnes odhadována na 46 miliard světelných let.

Na otázku, "kde je konec vesmíru" můžeme tedy dát relativně přesnou odpověď. To, co vidíme jako "konec vesmíru", je vzdáleno 46 miliard světelných let, i když fotony, která nám informaci o těchto místech přinášejí, jsou staré teprve 13,8 miliardy let.

Co je za tímto "koncem"?

Vzhledem k tomu, že se ve své ranné části vesmír rozpínal rychlostí přesahující rychlost světla ...
... nachází se za jeho koncem... jeho zbytek.

A odpověď na otázku: "Kde to všechno končí? A co je za tím koncem?"
Nic.
Pojem "za hranicí vesmíru" ztrácí vně vesmíru smysl.
Slovem "za" vyjadřujeme určitý stav uvnitř systému tří prostorových koordinát - délky, výšky a šířky. Pojem  "vně vesmíru", pak nutně představuje stav, ve kterém neexistuje prostor ani čas.  Naše abstraktní myšlení není schopno ho ani pochopit ani vyjádřit - není na to uzpůsobeno. Z nedostatku představivosti ho neumíme definovat jinak, než dokonalé, opravdové "nic".

Jak velký je náš vesmír?

Na otázku, jak velký je momentálně vesmír, ve kterém žijeme, se dá odpovědět velice rychle a pravdivě: "Nevíme to." Pro vědce, motivované touhou po dalším poznáním, jsou ovšem odpovědi takového typu neuspokojující. Pomocí lepší definice pojmu "vesmír" se snaží dobrat k lepším a konstruktivnějším odpovědím.
Upřesněním definice vesmíru na "veškerý pozorovatelný vesmír", tedy vše, co umíme detekovat pomocí přístrojů, dostáváme šanci podpořit odpověď na tuto otázku reálnými čísly.
Pozemští pozorovatelé zachycují pomocí detektorů elektromagnetické záření, přicházející z více či méně odlehlých částí vesmíru. Vyhodnocením jeho vlastností pak usuzují na stáří objektů, které záření vyslaly. Díky tomu můžeme dnes relativně přesně odpovědět - vesmír je starý 13,819 miliard let.

Menší korekturu odhadu stáří vesmíru přitom vyžaduje fakt, že vesmír se stal  pro záření "průhledným" až ve svém stáří kolem 400 000 let. Do té doby se nacházel v hustém stavu, ve kterém bylo veškeré elektromagnetické záření hmotou vesmíru pohlcováno. Teprve až po uplynutí této doby můžeme vůbec mluvit o "zdroji záření".

Zjednodušeně by se tedy dalo odhadnut, že záření, které k nám dorazilo, za dobu své existence urazilo maximální vzdálenost, odpovídající 13,819 miliardy světelných let. To by ovšem platilo jen v případě, že se vesmír nerozpíná. Ve skutečnosti se během doby, kterou potřebovalo nejstarší detekované záření k dosažení pozemských aparatur, vesmír díky rozpínání objemově zvětšil natolik, že skutečná vzdálenost, ve které se nachází nejstarší zdroje informací (elektromagnetického záření) je dnes odhadována na 46,6 miliard světelných let.

Pozorovaný vesmír by tedy měl mít průměr kolem 93 miliard světelných let.

Ilustrace: Zdroj: By Unmismoobjetivo (Own work), http://commons.wikimedia.org/wiki/File%3AObservable_universe_logarithmic_illustration.png [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)], via Wikimedia Commons

Ve vesmíru se ale nacházejí i oblasti, které nikdy vidět nemůžeme, protože se od nás vzdalují rychlostí vyšší než rychlost elektromagnetického záření, které k nám vysílají, a na základě kterého jejich existenci zaznamenáváme.

Jak velký je tedy vesmír doopravdy? Je pravda, že je vesmír nekonečný?
Na první otázku skutečně nemůžeme odpovědět s naprostou jistotou. Odpověď na druhou se můžeme pokusit odhadnout na základě pozorování a teoretický úvah.

O tom, jestli je náš vesmír nekonečný, rozhoduje jeho tvar, tedy stupeň jeho zakřivení.
Náš mozek je schopen si představit různé geometrické objekty v rámci třírozměrného prostoru, s těmito objekty se totiž setkáváme v běžném životě. Jak si ale člověk má představit tvar samotného třírozměrného prostoru?

Jako příklad pozitivního zakřivení vesmíru může posloužit koule: u jejího povrchu se jedná o zakřivený dvourozměrný objekt, který vnímáme v rámci běžného třírozměrného prostoru. Povrch koule nemá začátek ani konec, je tedy vnímán jako neohraničený, přesto, že objekt sám (koule) není nekonečně velký.

Analogicky vesmír sám, pokud je pozitivně zakřivený, je neohraničený. Pozorovatel, který vyrazí v jakémkoliv bodě na cestu vesmírem a zachová si přitom původní směr, musí nutně dojít zpět k původnímu bodu stejně, jako by se pohyboval po povrchu koule, nebo podobně jako se k původnímu bodu vrací vesmírný satelit, když obletěl celou zeměkouli.

Vesmír, který není zakřivený by se dal naopak přirovnat k ploché desce, která nikde nekončí. Takový vesmír by byl nekonečný a pozorovatel, který by se vydal na pouť po vesmíru, by se do původního budu již nikdy nevrátil.

O něco těžší je představit si negativně zakřivený vesmír. Nejlépe asi vystihuje podobnou formu tvar "Pringels". I v negativně zakřiveném vesmíru může pozorovatel cestovat nekonečně daleko, aniž by se přitom vrátil na místo, odkud původně ke své cestě vyrazil.

Zdroj:  http://www.google.com.br/imgres?q=cubo&hl=pt-BR&gbv=2&tbm=isch&tbnid=kRVXDeBtM7wUyM:&imgrefurl=http://computacaografica.ic.uff.br/erratas.html&docid=JGBhW5pzDGjSIM&w=2163&h=1713&ei=bwplTrncOMWCgAfGouCMCg&zoom=1&iact=hc&vpx=1337&vpy=410&dur=156&hovh=200&hovw=252&tx=173&ty=72&page=1&tbnh=133&tbnw=168&start=0&ndsp=55&ved=1t:429,r:30,s:0&biw=1920&bih=899 Open source licence

Na základě pozorování můžeme odhadnout, že vesmír je skutečně plochý a nezakřivený. Díky tomu by měl být i nekonečný. Pozorovatel, který se jednoho dne vydá na cestu po vesmíru, se už nikdy nevrátí na původní místo, pokud zachová směr svého putování.

Vesmír je ... plný tajemné energie.

Vesmír je plný záhad. Čím víc toho o vesmíru víme, tím záhadnějším jevy objevujeme. Jedním z nejexotičtějších je tzv. "temná energie", která tvoří 70 procent toho, čemu říkáme univerzum.

Paradoxně je hmota, která je nám důvěrně známá - hmota, ze které jsou vytvořena naše těla, zářící hvězdy, planety i veškeré pozorované objekty, hmotou spíše exotickou. Vesmír jí obsahuje jen 4 procenta.

Oproti tomu 25 procent celkového obsahu vesmíru připisujeme takzvané "temné hmotě". Tajemná "temná" (spíše bychom jí měli říkat "průhledná hmota") není schopna interakce s elektromagnetickým zářením. Nejen že sama záření nevysílá, dokonce ani záření nepohlcuje. Je prostupná nejen pro záření ale i pro klasickou, výše zmíněnou baryonovou hmotu vesmírných objektů. Právě teď, když čtete tyto řádky, procházíte shlukem temné hmoty, aniž byste si její existence všimli, aniž by vás nějak ovlivnila. Tuto zvláštní, neutrální hmotu registrujeme pouze díky jejímu gravitačnímu vlivu. (Více v předchozím blogu.) Oba druhy hmoty ovšem nejsou hlavní komponentou, ze které se náš vesmír skládá. Tou je neznámý, tajemný jev, který dostal název "temná energie".

Temná energie

Ještě před padesáti lety by se většina fyziků této myšlence jen usmála.

Určité procesy, které pozorujeme díky moderní technice, nám odhalily zajímavý fakt. Vesmír je z velké části tvořen další, tajemnou komponentou. Ve skutečnosti nevíme, zda se jedná o jeden jediný jev nebo souhrn několika jevů. Nevíme ani, kam bychom měli fyzikálně "temnou energii" zařadit.  Zdá se jen, že je svým projevem spojena ne s hmotou vesmíru, ale s jeho prostorem.

Pokus o definici

Při vysvětlení podstaty tajemné "temné energie" se vědci většinou drží dvou schemat.

Podle jednoho by mohla být konstantou, která je neměnná. Znamenalo by to, že vznikla spolu s prostorem samým a vyjadřuje jednu z jeho vlastností.  Tato představa příjemně navazuje na existenci tzv. "kosmologické konstanty". Ta byla zavedena Albertem Einsteinem a měla pomoci "opravit" některé rovnice tak, aby výpočty souhlasily s tehdy platnými představami o neexpandujícím, statickém vesmíru. Einstein sice později svého počinu litoval a označil ho za "největší oslovinu svého života", temná energie by mu dnes, s odstupem desetiletí, ovšem mohla přinést určitou rehabilitaci.

Představa temné energie jako vlastnosti vesmíru, konstanty, kterou je nutno akceptovat, se řadě fyziků nelíbí. Je málo elegantní. Konstanty, jedno jakého druhu, jsou vnímány spíše jako kapitulace, jako neschopnost vysvětlit daný jev. Proto se nemálo vědců přiklání ke druhému schematu. Temná energie v něm vystupuje ve formě fyzikálního pole. Mělo by se jednat o skalární pole, které je homogenní, takže nepůsobí žádným vybraným směrem. I u něj se dá najít analogie se starší představou uspořádání vesmíru - s představou všudypřítomného etéru.

První praktický důkaz

Na představách a osobních preferencích fyziků ale koneckonců nezáleží - důležité jsou výsledky praktických pokusů. I ta sebeelegantnější teorie není ničím bez praktického ověření.

K dnešnímu dni se zdá být teorie, předpokládající existenci temné energie ve formě pole, pravděpodobnější, než ve formě konstanty. Porovnání rychlostí, kterými se vesmír rozpínal dnes a dříve, přineslo překvapivé zjištění: expanze vesmíru se (minimálně v průběhu posledních 6 miliard let) zrychluje. To by znamenalo postupné zvýšení podílu "temné energie" na chování vesmíru. Odpovídalo by vlastnosti skalárního pole, jehož síla vzrůstá s jeho objemem.

Je možné najít další důkazy?

Změřit hodnotu "temné energie" nebude vůbec lehké. Přesto se vynalézavé vědecké týmy snaží vyvinout  experimenty, které by mohly prokázat existenci nebo neexistenci příslušného silového pole. To by mělo v malých měřítcích působit na atomy jakousi novou, neznámou silou. Částice, která by tuto sílu zprostředkovávala, dostala název "kosmon" (analogicky ke jménu "graviton"). Jako následek působení tohoto pole bychom mohli teoreticky očekávat minimální změny přírodních konstant v čase. Změnou stavu pole, například jeho odstíněním, by se daly teoreticky vyvolat změny v hodnotě elektrického náboje, změny ve vzájemné interakci, neodpovídající hmotnosti jednotlivých částic, a podobně.

Vzhledem k tomu, že je temná energie v kosmu rozmístěna pravidelně a nevykazuje žádnou strukturu, nedá se její vliv odvodit podobně, jako se to povedlo u temné hmoty. Ta má naopak tendenci shlukovat se do útvarů ne nepodobných shlukům viditelné hmoty - a působit na svoje okolí gravitační silou. Spolehlivě ji prozradí efekt gravitační čočky, při kterém mění dráhu světelných paprsků jiných objektů.

Temná energie se projevuje jen svým celkovým vlivem na vývoj vesmíru. Působí jako negativní gravitace, která se snaží vesmír rozpínat. V dobách, kdy temná energie převládá, je rozpínání vesmíru rychlejší. Předpokládáme, že to byla právě ona, kdo způsobil tzv. "inflační fázi" v době krátce po velkém třesku. Tehdy vznikal nový prostor rychlostí, která několikanásobně přesahovala rychlost světla. Později vliv temné energie poklesl, nejspíše díky většímu vlivu gravitace v tehdy poměrně malém univerzu. V dnešní době získává znovu větší vliv, díky narůstajícím rozměrům vesmíru.

Na vlivu temné energie na náš vesmír bude záležet i jeho budoucnost. Pokud se nám podaří zjistit, jakým způsobem tato energie funguje, na jakých principech pracuje, můžeme odhadnout, jaký scénář ho čeká. Podle dnešních představ pravděpodobně skončí roztržením vazeb elementárních částic, kolapsem hmoty, který dostal zkratku "big rip".

Objevy temné hmoty a temné energie posunuly fyziku na novou úroveň tak, jako to kdysi udělal objev kvantových jevů. Je těžké odhadnout, jaké další úžasné objevy, spojené s temnou energií, lidstvo čekají.

Je ale dobře možné, že už dnes - kdesi - kreslí mladý, nadějný fyzik první čáry do nového diagramu, který jednoho dne změní naše myšlení. Že se právě někde otevírá brána do světa, jaký si dnes neumíme ani představit.

Vesmír je ... průhledný.

Max Planck, německý fyzik, který dal jméno nejmenšímu smysluplnému úseku prostoru a času, dostal od svého profesora dobře míněnou radu: "Mladý muži, věnujte se raději hře na klavír...

... fyzika Vám nic nového nepřinese, vše již bylo objeveno." Planck se nenechal odradit od svého plánu, prozkoumat fyzikální záhady, které tehdy byly považovány za jedny z posledních. O několik let později položil základy nové fyzice, kterou dnes nazýváme kvantovou. Její vlastnosti se od vlastností hmoty v našem běžném světě často dramaticky liší.

Následovaly generace fyziků, které se opíraly o nově získané znalosti kvantových jevů. Stovky vědců rozpracovaly teorie popisující chování mikro- i makrosvěta. Jejich práce přispěla k odhalení dalších a dalších fyzikálních zákonitostí. Zároveň se objevily další fyzikální záhady. Situace ve vědě dělá dojem nekonečné posloupnosti. Každá nová teorie, která řeší problémy, způsobené teorií stávající, otevírá dveře dalším problémům a vytváří půdu pro teorii budoucí. I dnes pořád ještě stojíme na prahu dalších objevů, které budou možná ještě velkolepější a zajímavější než to, čím kdysi udivil vědeckou společnost Max Planck.

Dnešní teorie, popisující stav vesmíru, vycházejí z paralelní existence dvou druhů hmoty, baryonové a tzv. "temné".

Baryonová hmota
je druh hmoty, která se svým okolím reaguje všemi čtyřmi základními silami: silnou a slabou interakcí, gravitací a (pokud vlastní náboj) i elektromagnetickou interakcí. Typickými zástupci baryonové hmoty jsou proton a neutron. Podléhají tzv. Paulimu vylučovacímu principu, který postuluje, že v jednom bodě prostoru se může nacházet vždy jen jedna hmotná částice. (Na rozdíl od tvz. "bosonů", kterým koexistence se stejnojmennými kolegy v jednom bodě prostoru nevadí, tak jako je tomu například u fotonů.) 

"Všechno, co ve vesmíru vidíme, se skládá z baryonů."

Naše pozorování vesmíru je založeno na příjmu elektromagnetického záření, nesoucího informaci. Ať už jsou to fotony ve viditelném části spektra nebo v rentgenové oblasti, radiovlny nebo pozorování reliktního záření - informace se k pozorovateli zpravidla dostávají díky schopnosti hmoty interagovat se zářením, případně ho samostatně vysílat.

Je tedy logické, že hmota, ze které jsme sami vznikli, hmota, která je schopná reagovat na světlo, pro nás donedávna byla obsahem vesmíru a vším, co vesmír definuje.

"Víme, že nic nevíme."

Situace se změnila koncem minulého století. S postupným rozvojem technologií se zlepšily naše pozorovací schopnosti. Dnes umíme například rozlišit jednotlivé hvězdy cizích galaxií tak dokonale, že jsme schopni pozorovat nejen jejich svítivost, ale i jejich pohyb.

Bylo to právě sledování objektů v okrajových částech galaxií, které zásadním způsobem změnilo naši definici vesmíru.

Okrajové hvězdy, které se nacházejí daleko od centra galaxie, se totiž pohybují způsobem, který zdánlivě odporuje fyzikálním zákonům. Jejich rychlost je neúměrně vysoká. Logickým vysvětlením tohoto stavu je předpoklad, že se v galaxiích nachází daleko více hmoty, než jen té, o které máme informace a kterou pozorujeme.

Jev dostal název "temná hmota".

Temná hmota

je inaktivní druh hmoty. Nereaguje s elektromagnetickým zářením. O jejích vlastnostech ohledně slabé a silné interakce proto nemáme logicky žádné informace. Byla objevena díky svému gravitačnímu působení. Nevíme, jakými částicemi je tvořena.

Ve skutečnosti by se pro něj lépe hodilo označení "průhledná hmota". Tzv. temná hmota totiž na rozdíl od baryonické nereaguje s elektromagnetickým zářením. V praxi to znamená, že může existovat okolo nás, aniž bychom kdy měli možnost ji zaregistrovat. Procházíme skrz ni, aniž bychom si toho všimli. Pravděpodobně to platí také naopak.

Zatímco baryonická hmota tvoří 4 % hmoty vesmíru, na "průhlednou hmotu" připadá 27 % z jeho celkové hmotnosti.

Pohled na tato čísla dává tušit, jaké místo zaujímají lidé ve vesmíru jako celku. My, zástupci uvědomělé hmoty, nejen že nejsme pomyslným centrem stvoření, nejsme ani centrem vlastní galaxie nebo vlastního hvězdného systému. Nejsme dokonce ani vytvořeni z hmoty, která je ve vesmíru nejběžnější...

... přesto chceme důkazy.

Pouhý předpoklad existence "průhledné hmoty" na základě pozorovaných rychlostí hvězd v galaxiích samozřejmě není dostačující k tomu, abychom přehodnotili svůj pohled na vesmír. Jakkoliv je teorie existence temné hmoty elegantní a logická, potřebuje důkaz o své platnosti. Dokázat existenci hmoty, kterou pozorovatel není schopen vidět, ovšem není lehké. Nezbývá než využít jejího gravitačního působení a najít situaci, ve které bude tato interakce zjevná i pro vzdáleného pozorovatele.

Praktické důkazy

Vědci vzali na pomoc jev, kterému se říká "gravitační čočka". Dochází k němu v případě, kdy se mezi pozorovatelem a pozorovaným objektem nachází vysoká koncentrace hmoty. Ta poté zakřivuje prostor ve svém okolí a nutí záření, nesoucí informaci o vzdálenějším pozorovaném objektu, nepatrně změnit svou dráhu. Pozorovatel na Zemi vidí tento objekt deformovaně, například v podobě kruhu, "kříže" nebo víceméně nepravidelného shluku. Zbývá jen odlišit deformovaný objekt od náhodně rozmístěných objektů. To se děje pomocí spektrální analýzy. V případě, že daný shluk objektů vykazuje identické spektrum, jedná se o jeden objekt, jehož obraz je deformován gravitační čočkou. Pokud v místě, kde bylo nalezeno gravitační působení, není žádný zdroj elektromagnetického záření - můžeme vycházet z toho, že je tato čočka vytvořena temnou hmotou.

Dalším praktickým pokusem je snaha o "zachycení" temné hmoty. Probíhá v Gran Sasso tunelu, chráněném téměř 1400 metry skalního masivu. Ten by měl odstínit kosmické záření tak, aby detektor temné hmoty reagoval pouze na ni. Krystal detektoru je chlazen a udržován na rozhraní teploty, při které v něm vzniká supravodivý stav. Výsledkem "zachycení" temné hmoty by měl být nepatrný nárůst teploty detektoru a tím i změna jeho vodivosti. Experiment, nazvaný zkratkou KREST, zatím neměl úspěch.

Teoretický důkaz

Existenci temné hmoty předpovídá i jedna z četných teorií o uspořádání hmoty. Tzv. teorie "Supersymetrie" vyžaduje existenci "symetrických částic". Umí mimo jiné vypočítat a předpovědět chování částic při srážkách, jejich rozpad a vznik částic nových. Výsledkem četných rozpadů by měla být neutrální, teoreticky existující částice nesoucí malou energii a větší množství hmoty. Tato částice by mohla být ideálním kandidátem pro temnou hmotu.

Logický důkaz

Existenci tzv. "temné" nebo "průhledné" hmoty můžeme odvodit také logickou úvahou. Pozorovaný vesmír vykazuje specifickou strukturu. Hmota je v něm ale rozložena pravidelně. Tato pravidelná struktura musela vzniknout ve velmi raném stadiu vesmíru. V dnešní době jsou jednotlivé části vesmíru od sebe totiž příliš vzdáleny, v podstatě spolu nemohou komunikovat, a tedy vytvářet společnou strukturu. Ve zmiňovaném časném období vesmíru však byly podmínky pro vznik shluků baryonické hmoty velmi nepříznivé. Vesmír ovládalo ultratvrdé záření, které veškeré vzniklé struktury zničilo. "Průhledná" hmota s tímto zářením nereaguje. Nejspíše to byla právě ona, kdo se podílel na vzniku prvních shluků, které k sobě později gravitativně přitahly baryonickou hmotu, a vytvořila tak zárodky hvězd a galaxií.

Lidstvo stojí na prahu fenomenálního objevu. Kdo se bude podílet na odhalení dalších tajemství existence temné hmoty?

Bude to pravděpodobně ten, kdo bude oplývat jinými nápady, než mají ostatní.

Víme, co je to "vesmír"? Těžko posoudit - velký kus ho totiž chybí.

Představte si, že stojíte potmě na menším kopci a vychutnáváte klid osamělé letní noci. Když zvednete oči k nebi, uvidíte na něm poblikávat zhruba 6000 hvězd. Je to stejný pohled, jaký letní nebe nabízí už miliony let, stejný pohled, který vzbudil zvědavost našich předků, když se snažili pochopit svět kolem sebe.

 Myslím, že nepřeháním, když řeknu, že zvědavost je vlastnost, která je společná i lidem, kteří nejsou schopní vzájemné domluvy, kteří vedou války o zdroje nebo o imaginární duchovno. Díky ní byl vynalezen dalekohled, kterým se daly malinké lesklé body na obloze pozorovat daleko efektivněji než pouhým okem, díky ní byl vynalezen ještě dokonalejší a větší dalekohled, kterým bylo vidět daleko více hvězd. A po něm ještě dokonalejší a ještě větší. Začali jsme si prohlížet stále vzdálenější a vzdálenější oblasti vesmíru. Původních 6000 hvězd, které byly vidět na noční obloze neozbrojeným okem, se k dnešnímu dni rozrostlo na 500 miliard galaxií.

Naše zvědavost zničila původní jednoduchou představu o uspořádání Všeho a s ní prakticky veškerá dogmata, která na první pohled vypadala tak příjemně a logicky, když nám slibovala výsadní pozici v systému, řízeném Bohem.

Dnes víme, že Slunce se neotáčí kolem země, naopak. (Ještě že tu máme alespoň Měsíc - ten se skutečně točí kolem nás, i když to vypadá, že to dělá nedobrovolně a snaží se nás opustit. Každý rok se od nás vzdálí o 1,5 centimetru.)

Ukázalo se, že ani Slunce není centrem vesmíru a co víc - dnes už můžeme celkem spolehlivě prohlásit, že vesmír žádné centrum nemá. Slunce je pouze gravitačním centrem malé soustavy planet, která je jen malinkou částí objektu s názvem Mléčná dráha. Ve vesmíru samém vidíme pomocí dalekohledů výše zmíněných 500 miliard těchto gigantických objektů.

Je toto číslo definitivní? Pravděpodobně ne. Zdá se totiž, že velkou část vesmíru z fyzikálních důvodů nevidíme a nikdy ji vidět nebudeme. Co se týká vesmíru, smíme dnes dokonce pozorovat jeho větší část, než jakou budou moci pozorovat civilizace o několik miliard let později.

Vesmír totiž vůbec není tak statický a neměnný, jak se může zdát při pohledu na potemnělé nebe. Rozpíná se - a to rychlostí, která se dnes zvyšuje. V praxi to znamená, že ve vesmíru neustále vzniká nový prostor. Díky tomu se dá říct, že čím vzdálenější je určitý objekt, tím rychleji se od nás vzdaluje, protože mezi námi a jím se neustále objevuje další a další, nový prostor. Dokonce ani světlo (které se pohybuje maximální možnou rychlostí, jakou se v našem vesmíru dají přenášet informace) se k nám z dostatečně vzdálených oblastí vesmíru už nikdy nedostane, protože se jejich vzdálenost zvyšuje větším tempem, než jakým k nám postupují informace z nich. A právě díky tomu se pro nás stává velká část vesmíru nedosažitelnou, přestává pro nás reálně existovat, protože informace o ní mizí z našeho dosahu.

To všechno ale trumfne další překvapení, se kterým se setkali vědci, kteří zkoumali strukturu vesmíru. To, co považujeme za vesmír, je jen jeho malým zlomkem. Věta, která stojí v názvu článku rozhodně nepřehání. Dá se dokonce říct, že nám chybí pořádně velký kus vesmíru, respektive informace o jeho složení.

V teorii, kterou dnes považujeme za správnou a nejlépe prokázanou, se vesmír skládá z 96 procent z nedefinovatelné tzv. temné hmoty (která působí na svoje okolí pouze svou gravitací) a z tzv. temné energie, o jejíž podstatě nevíme vůbec nic.

Hmota, kterou vidíme, hmota, ze které se skládají hvězdy, galaxie i my sami, tvoří jen zhruba 4 procenta celku.

Temná hmota

 je dnes považována za původ námi pozorované struktury vesmíru - rozmístění galaxií, supergalaxií a shluků supergalaxií. Viditelná hmota se podle dnes platné teorie zdržuje v místech, kde je koncentrace temné hmoty nejvyšší.

K tomuto zjištění došli vědci, kteří zkoumali pohyby hvězd uvnitř galaxií. Na základě jednoho ze základních principů fyziky, o jejichž správnosti jsme přesvědčení, by se rychlost těles v určitých částech galaxie musela řídit nám známými a i v naší části galaxie platnými zákony. Zářící hvězdy galaxií se ovšem pohybují takovým způsobem, že by galaxie  neměly držet pohromadě a jejich hvězdy by se měly teoreticky rozlétnout do všech stran. Situace se vysvětlí až v momentě, kdy je do modelu pohybu galaxií zadána adekvátně větší hmotnost. Tuto pro nás neviditelnou, ale gravitačně na pohyby ostatních hvězd galaxie působící hmotu, dnes nazýváme "temnou" hmotou.

Temná energie

Tajemná temná energie se naopak snaží koncentraci hmoty do jednoho bodu překazit a způsobuje neustálé, v poslední době prokázané, zrychlení rozpínání vesmíru. Co je její podstatou, čím je způsobena a na jakém principu funguje - nevíme.

Je letní noc - vy stojíte na menším kopci a vychutnáváte si pocit klidu při pohledu k nebi, pokrytému tisíci hvězd. Je to stejný pohled, jaký letní nebe nabízí už miliony let. Je závratný a tajemný - až dnes ale máme přibližnou představu o tom, kolik toho vlastně o vesmíru nevíme.

Nejchytřejší mozky planety - muž, který dal jméno kvantové fyzice

„Realitou není ani tak viditelná, ale pomíjivá hmota, neboť hmoty by bez ducha nebylo, nýbrž neviditelná a nesmrtelná duše,“ řekl kdysi slavný fyzik, který dal jméno kvantové fyzice a posléze popůjčil své vlastní jméno německé Fyzikální společnosti.

Když začal studovat teoretickou fyziku, sdělil mu učitel, že ztrácí čas. Všechny principiální objevy už prý byly uskutečněny, mladý muž by udělal lépe, kdyby se věnoval hře na klavír, ve které od mládí vynikal. Budoucí nositel Nobelovy ceny se tímto pesimistickým názorem nedal odradit. Podle jeho vlastních slov ho ze všeho nejvíc lákala myšlenka, že se bude moci přiblížit vysvětlení některých tehdy záhadných fyzikálních jevů. Ani ve snu nepomyslel, že jeho práce dá světu nový impuls a kompletně změní fyziku jako takovou.

Jeho první práce se týkají termodynamiky. Nikdy se nezbaví pocitu, že je ve fyzikálních zákonech ukryto něco absolutního. Fascinuje ho myšlenka, že energie nemůže sama od sebe ani vznikat ani zanikat, jen přechází z jedné formy do druhé. Tato teze je na jedné straně přitažlivá svou harmonií, na druhé straně ale odhaluje základní problém představ o vzniku vesmíru - kde a jak vznikla tato energie? Fyzika v době, kdy se jí zabýval zmiňovaný vědec, je plná podobných hádanek.

K jedné z nich patří paradox záření horkých těles. Zahřáté kovy do svého okolí vysílají záření různé barvy . Čím vyšší je jejich teplota, tím více je jejich barva posunuta k ultrafialovému konci spektra. Při určité teplotě by měl tedy kousek kovu začít zářit v ultrafialové části spektra a tím se stát pro naše oko neviditelným. Experiment ale tento jev nepotrvrdil, jakkoliv je kov zahříván, před očima  nám nezmizí.

Vědec, o kterém je dnes řeč, se na problém dívá  z nové stránky.  Postuluje, že energie není zahřátým tělesem vysílána nepřetržitě, ale v malých balíčcích, kvantech – podobným kapkám vody, opouštějících netěsnící vodovodní kohoutek. Světlo světa spatří první teorie, která popisuje nejmenší možnou jednotku, která je schopna způsobit změnu systemu - kvantum.

1900 představí svou teorii kolegům a pokládá tím základní kámen nové fyzice, kterou budeme později nazývat kvantová. V té době je mu už 42 let. Kolegové jeho myšlenku zpočátku ignorují, trvá řadu let, než se s ní smíří a pochopí ji. Není divu - samotného vědce, který převratnou myšlenku formuloval, následky popsaného jevu pro klasickou, do té doby platnou fyziku zaskočily.

Muž, který "objevil" Einsteina

K jeho objevům se dá počítat nejen nový pohled na podstatu fyzikálních jevů -  určitým způsobem k nim patří i kolega, fyzik Albert Eistein. Ten v té době pracuje v Bernu v patentním úřadě. Oba muže spojuje sympatie, která přeroste v silné přátelství. 1913 ho povolává do Akademie věd - kde začíná slavná éra kvantové fyziky. Tu ukončí až Hitlerův režim, když donutí k odchodu jeho židovské spolupracovníky. Einstein v té době emigruje, oba vědci ale zůstanou navždy přáteli.

Kdesi v hloubi duše byl vždy spíše konzervativní a nešťastný z toho, že se stará teorie musí nahradit novou. "Nové teorie se neprosadí tím, že všechny přesvědčí o svých přednostech," prohlásil. "Nové teorie se prosadí díky tomu, že příznivci starých teorií vymřou," chápe své kolegy.

Až po první světové válce ocení vědecký svět jeho teorii Nobelovou cenou.

1905 ji použije Einstein při objasnění podstaty fotoelektrického efektu. Vysvětlí, proč ultrafialové světlo umí vyrazit elektrony z kovové desky, infračervené záření toho ale schopné není. Tento jev se nedá vysvětlit vlnovou teorí, musí se tedy v případě záření různých vlnových délek jednat ne o vlny, ale o balíčky energie s různou kvalitou - energie ultrafialového kvanta je vyšší, než energie infračerveného. Einstein, jeden z nejgeniálnějších vědců všech dob, za tuto teorii později obdrží Nobelovu cenu.

Kvantovou teorii uplatní také Bohr pro vysvětlení tzv. kvantových skoků elektronů atomu. Elektrony, které opouštějí určitou energetickou hladinu, to dělají poté, co pohltily nebo naopak vyzářily - specifické kvantum energie.

Slavný vědec se, stejně jako většina jeho kolegů, zabývá filozofií. "Ro zdíl mezi zbožným člověkem a vědcem  je ten, že ten jeden vidí boha na začátku všeho, a ten druhý ho najde na konci všeho, " říká.    Tvrdě odsuzuje ezoteriky, kteří zneužívají vědu pro svoje účely.

"Štěstí nespočívá v tom, znát pravdu, ale dobrat se pravdy", říká. "Když je pravda nalezena, je všechno u konce. Naštěstí se příroda zasazuje o to, abychom tu ultimativní pravdu nenašli." Tato věta úspěšného vědce je platná dodnes. Dnes, když se s odstupem jednoho století díváme na jeho geniální myšlenky, chápeme možná víc než kdy předtím, že pravé podstaty vesmíru se možná nikdy nedobereme.

K jeho nejexotičtějším názorům patří odsouzení principu  demokracie. Zastává názor, že dřív, než všichni začnou rozhodovat o veřejných věcech, meli by všichni těmto věcem rozumět.

V jeho osobním životě se střídají roky šťastného rodinného života s osobní tragedií. Pochová jak svou první ženu, tak všechny svoje děti. Syn Karl padne v první světové válce. Obě dcery zemřou při porodu. Poslední syn je zatčen po atentátu na Hitlera. Ani on sám, vlivný fyzik, jehož jméno bude v poválečné době zdobit německou společnost pro fyziku,  ho neumí zachránit. Snaží se  přimlouvat jak u Himmlera tak u Goeringa, ale jeho prosby zůstanou nevyslyšeny. Poslední syn vědce, který dal světu pojem planckovo kvantum, je krátce před koncem války režimem popraven.

Max Planck zemřel po několika mrtvicích v roce 1947 v Německém Goettingenu.

Nejchytřejší mozky planety - žena, která vymyslela název "radioaktivita"

Narodila se ve druhé polovině 19. století do relativně chudé polské rodiny a dostala jméno Maria. Už v ranném věku udivila svými schopnostmi. Jako čtyřletá se od své sestry naučila plynule číst. Rodičům se za to prý se slzami omlouvala, jak se vypráví v jedné anekdotě z jejího života. Oba rodiče byli učitelé, proto je pravděpodobné, že jim tímto překvapením nejspíš udělala obrovskou radost. I když tou dobou studium žen nebylo samozřejmostí, tito vzdělaní lidé všechny svoje dcery při získávání vědomostí ze všech sil podporovali.

V Polsku tou dobou nebylo možné, aby dívka studovala na Univerzitě, následuje proto svou starší sestru do Paříže, kde se zapisuje na Sorbonskou univerzitu. I tam jsou tou dobou dívky spíš exotickou záležitostí a většinou to jsou cizinky, univerzita ale jejich studium toleruje. Studium fyziky i matematiky zakončí s nejlepšími výsledky (ve fyzice první, v matematice druhá), a získává první, lokální slávu.

Becquerelovo záření

Henri Becquerel studoval v roce 1896 fosforeskující vlastnosti uranové rudy. Část svých vzorků uschovával v temné komoře, která se v tehdejší době využívala pro zhotovení fotografií. Jeden z jeho vzorků se omylem dostal na neexponovanou fotografickou desku, kterou poničil a zanechal na ní tmavé stopy.  Becquerel správně vydedukoval, že tyto stopy mohou být způsobeny jen nějakým, do té doby neznámým druhem záření, vně spektra viditelného světla.

V následujících letech se během své vědecké práce seznámí se svým budoucím mužem, Pierrem. Společně se pak věnují výzkumu zvláštního, do té doby neznámého záření, které v roce 1896 objevil Henri Becquerel.

Prokáží, že záhadné paprsky nejsou vlastností samotné uranové rudy, ale spíše výsledkem aktivity některých jejích atomů. Začínají pátrat po novém prvku, který by byl aktivnější než uran a brzo přicházejí na to, že se jedná o prvky dva.

Objev Polonia a Radia jim zaručí Nobelovu cenu za fyziku v roce 1903, o kterou se oba partneři dělí s Henry Becqurelem. Za vědecký úspěch oba platí špatným zdravotním stavem, způsobeným radioaktivním ozářením. K jejich zdravotním problémům patří i Mariin potrat v roce 1903.

V roce 1904 dostává Pierre profesuru na Sorboně, kde vede katedru všeobecné fyziky, zatímco Marie dostává na starost laboratoře. Stanou se slavným párem, který neunikne ani pozitivní pozornosti tehdejších medií.

Šťastný rodinný život, korunovaný významnou vědeckou kariérou slavného páru bude trvat jen dva roky.

V roce 1906 přichází Mariin muž Pierre o život při autonehodě. Z Marie se stává vdova samoživitelka, od které se očekává, že se stáhne do ústraní. Na nějakou dobu skutečně upadne do depresí, vždyť přišla o jedinou spřízněnou duši nejen v osobním, ale i v pracovním životě. Bezpochyby jí z krize pomohla nabídka Sorbonské univerzity, aby převzala Pierrovu povinnost přednášet studentům na katedře, a pokračovala tak v jeho práci. V roce 1908 oficiálně převezme jeho profesuru na Sorboně a stává se tak první ženou, která kdy na univerzitě zastávala tuto funkci.

"Jednou jsi dole, jednou nahoře."

Málokterý příběh naplňuje známé rčení tolik, jako její život. V roce 1911 jsou pařížské bulvární noviny zaměstnány neuvěřitelnou aférou - Marie si dovolila mít milence. Žije s ním v pronajatém bytě, navíc je její milenec pořád ještě ženatý. To, co v té době společnost mlčky přejde u mužů, se ženě neodpouští. Na Mariinu hlavu se snášejí vzteklé a neustávající výpady novin, výhrůžky vraždou od podvedené manželky a pohrůžka procesem. Aféra nakonec vyšumí do ztracena a skončí vyrovnáním, dlouhou dobu ale zatěžuje pověst v Mariině osobním i profesním životě.

Ve stejném roce dostává Marie další Nobelovu cenu, tentokrát za chemii. Stává se tak jedinou ženou, která dostane Nobelovu cenu dvakrát - a jediným vědcem v historii, který ji získá ve dvou různých vědeckých oblastech. Nobelova komise se snaží Marii přesvědčit, aby se s ohledem na právě probíhající aféru veřejného výstupu a veřejného převzetí ceny vzdala. Marie odmítá a cenu si před očima celého vědeckého světa převezme.  Do Švédska se hrdě dostaví  v doprovodu své dcery a sestry.

Během první světové  války se věnuje popularizaci do té doby většině lékařů neznámé možnosti ohledání válečných zranění - radiologie. S její pomocí je možné během chvilky nacházet střepiny střel a granátů v tělech pacientů a zachránit tak spoustu životů, které by byly jinak ztraceny. Marie neváhá a sama sebe nabízí do role figuranta, nechává se rentgenovat, aby váhající lékaře přesvědčila o výkonnosti nové metody. Její iniciativou je založeno přibližně 200 radiologických center. Rentgenovými aparáty vybaví také dvacet vozů, které objíždí vojenské lazarety. Sama si v té době udělá řidičský průkaz, aby mohla řídit jeden z nich.

Po válce se angažuje ve feministickém hnutí v USA a napomáhá zakládání vědeckých ústavů, zabývajících se výzkumem radioaktivity v různých zemích světa. Na srdci jí leží hlavně mezinárodní vědecká spolupráce.

V její práci jí pomáhá dcera Irene. Nobelovy ceny pro Irene se Marie Curie nedočká - zemře rok předtím na následky dlouholeté expozice radioaktivními prvky, které celý život zkoumala.

Na počest Marie a Pierre Curie byl pojmenován chemický prvek s protonovým číslem 96 "Curium". Také tehdejší, dnes zastaralá, jednotka radioaktivity (aktivita jednoho gramu Radia) dostala název "Curie".

Nejchytřejší mozky planety - muž s kočkou a krabicí plnou záhad

Vědec, kterého znáte nejspíše díky geniálnímu a lehce neetickému, myšlenkovému experimentu s kočkou uzavřenou do tmavé krabice, se narodil v roce 1887 ve Vídni. Řízením osudu tak byla jeho kariera narušena jak první, tak druhou světovou válkou. Té první se účastnil aktivně, i když měl to štěstí, že sloužil u jednotek, kterých se větší bojové aktivity netýkaly. Před tou druhou byl nucen utéci z Berlína, kde právě zastával post profesora na katedře teoretické fyziky Humboldtovy univerzity, do Anglie.

Ani období mezi válkami pro něj nebylo nijak lehké - často střídal zaměstnání, když hledal optimální finanční   zabezpečení a činnost, která by měla vysokou vědeckou reputaci. Pracoval na univerzitách v  Jeně, Breslau, Zuerichu a  nakonec v Berlí ně, kde zakotvil v roce 1927. Převzetí moci fašisty ovlivnilo jeho karieru stejně jako kariery mnoha jeho součastníků. I když se ho přímo netýkaly protižidovské čistky (byl synem katolíka a evangeličky), přesto se necítil ve fašistickém Německu dobře. Obavy z nejisté budoucnosti ho přiměly v roce 1933 k přesídlení do anglického Oxfordu.

Skalární veličina
Skalární veličina se dá vyjádřit určitým číslem. Je nezávislá na směru působení. Příkladem skaláru je teplota.

V témže roce získal svou Nobelovu cenu za fyziku za svou v roce 1926 publikovanou teorii vlnové mechaniky. Po něm nazvaná rovnice vysvětluje pozorovaná spektra atomu vodíku lépe než všechny dosavadní teorie.

Jeho teorie vysvětluje, že změny stavu částice v čase jsou určeny její energií. Energie přitom není skalární veličinou, ale naopak operátorem.

Díky slavné rovnici, která nese jeho jméno, umíme vysvětlit vlastnosti atomů a molekul. Vlnové funkce jejich elektronů dnes nazýváme atomovými orbitaly a jejich pomocí vysvětlujeme chemické vlastnosti atomů a jejich vazby jinými atomy.

V očích laické veřejnosti se proslavil svým myšlenkovým experimentem z roku 1935.

Zdravý selský rozum ...
... je podle Alberta Einsteina souhrn všech předsudků, které si člověk vytvoří během svého života.

Popisuje diskrepanci mezi zdravým selským rozumem a stavy, které se odehrávají v kvantovém světě. Ten se od našeho liší natolik, že v něm fungují procesy, které jsou pro nás na první pohled exoticky nepochopitelné.

Zatahl do něho nebohou kočku, která uzavřená v krabici čeká na svůj osud. Spolu s ní se v krabici nachází speciální zařízení - tu kočku otráví v momentě určeném pomocí náhody.

Erwin Schrödinger vysvětlil, že kočka je zároveň živá i mrtvá, případně napůl mrtvá a napůl živá, a to až do doby, kdy experimentátor krabici otevře, aby zjistil její stav. To ovšem platí jen pro nevyrušenou kočku, proto je pro experiment potřeba krabice, která ji spolehlivě izoluje od ostatního světa.

Myšlenkový experiment by se dal obohatit o další kvantový jev, tunelový efekt. Teorie, hojně potvrzená praktickým pozorováním, popisuje možnosti protonů opustit jádro atomu i tehdy, když by na to vlastně neměly mít dostatek energie. Díky kvantovým jevům protony "tunelují" z jádra ven - v případě kočky v krabici by to znamenalo, že kus kočky leží vedle krabice, aniž by jí to fyzicky uškodilo.

V klasickém světě se kvantové efekty neprojevují, protože klasický svět se skládá ze spousty částic, které mezi sebou reagují, takže jejich kvantové vlny kolabují (analogicky vyrušené kočce, která z krabice vyskočí a uteče) a jejich vlastnosti se zprůměrňují.

Kvantově mechanické vlastnosti mizí mimo jiné úměrně k tomu, jak stoupá počet částic v systému, spolu s nárůstem jeho teploty (analogicky situaci, kdy pomyslnou kočku spolu s krabicí nakopnete - pravděpodobnost, že se kočka vyděsí, vyrazí víko krabice a uteče je tím vyšší, čím vyšší silou do krabice kopete) a s růstem vzdálenosti, ze které je objekt měřen.

Tímto se samozřejmě omlouvám všem kočkám do krabic zavřených i nakopnutých, případně otrávených, konkrétně pak kočce blogu idnes Lindě, která jistě tyto řádky nečte ráda, ač není sama ani otrávená ani zavřená.

Vědec, který daroval světu smrtelně-nesmrtelnou kočku, byl v průběhu druhé světové války a po ní profesorem na univerzitách v Dublinu, Gratzu a Vídni. Prokázal univerzálnost svého myšlení, když pracoval nejen v oblasti fyziky, ale také biologie. Jeho neprodávanější publikací je tenká knížka s názvem "Co je život?", ve které mimo jiné představil tehdy revoluční myšlenku o existenci genetického kódu živých organismů.

Erwin Schrödinger zemřel v roce 1961 na následky vleklé tuberkulózy.

Kvantová mechanika a velký třesk

Kvantová mechanika není jen vědním oborem, který vysvětluje chování jednotlivých izolovaných částic hmoty na úrovni základů její existence, je to i obor, který nám umožňuje nahlédnout do procesů, které se mohly odehrávat při vzniku vesmíru samotného.

V dnešním pojetí vesmíru je univerzum rozpínající se jednotkou, kterou lze zpětně sledovat v čase až k jejímu vzniku do stavu, kterému říkáme "singularita". Její teoreticky nulový objem a zároveň nekonečná hustota jsou nepřestavitelné hodnoty, které se dají běžným lidským myšlením pouze akceptovat, nikoliv pochopit. Kdy a proč vlastně vznikl vesmír - jsou otázky, které si  zvídaví lidé kladli odedávna bez možnosti, aby na ně mohli najít fundovanou odpověď. Zkusme do nich zakomponovat procesy, které předpokládá kvantová mechanika a provést malý myšlenkový experiment.

Prvním předpokladem v úvaze je postulát, že kvantová mechanika správně popisuje chování elementárních částic a také to, že správně popisuje procesy, probíhající v jejich mikrosvěte.

Teorie kvantové mechaniky, konkrétně Heisenbergova teorie, objasňuje pricip chování hmoty na úrovni mikrosvěta jako fluktuaci, neurčitost, neschopnost předvídat její chování.

Dnešní věda vychází z toho, že domněnka, že se vesmír před svým vznikem nacházel v jednom malém bodu, je správná. Pak by se na jeho chování dala aplikovat teorie, popisující chování elementárních částic, o kterých víme, že se účastní procesů mikrosvěta, chování, které jsme odpozorovali při fyzikálních experimentech s hmotou.

Pakliže se hmota na úrovni rozměrů elementárních částic chová nepředvídatelně, pakliže si ji představujeme jako ve svých vlastnostech "vibrující"  jednotku, je možné, že právě tento jev (vibrace, případně fluktuace) odstartoval proces, který způsobil rozpínání toho, čemu dnes říkáme vesmír. Fluktuací se změnila nějaká její vlastnost natolik, že se samovolně nemohla vrátit do původního stavu, podobně jako vlna, která je neustále dotována další a další energií větru - a která se neustále zvětšuje až do té doby než kolabuje a která se dostala do stavu, ve kterém už nemůže sama od sebe zaniknout.

Za potvrzení teorie o počáteční fluktuaci (a tím správného použití kvantové mechaniky v myšlenkovém experimentu "vznik vesmíru") považujeme dnes měřené reliktní záření. To je pozůstatkem z doby, kdy byl vesmír starý zhruba 400 000 let a proběhl v něm jev, který vesmír pro záření zprůhlednil. Dnes má teplotu 2,7 Kelvinu a zaznamenáváme ho pomocí projektu WMAP. Téměř všude je homogenní, pozorujeme v něm ale zmíněné malé fluktuace.

Proč mění pozorování kvantových jevů jejich stav?

Možným přiblížením je teoretická úvaha, přirovnávající neurčitost mikrosvěta k pozorování v makrosvětě: pokud chceme pozorovat nějaký objekt makrosvěta, musíme ho osvětlit. Pokud sledujeme menší a menší objekty, můžeme vycházet z toho, že budeme potřebovat více a více světla k jeho pozorování a musíme vynaložit více energie. Zároveň se ale jedná o objekty, které jsou v rámci tohoto myšlenkového experimentu menší a nepatrnější, takže si teoreticky můžeme představit moment, ve kterém vynaložená energie začíná být analogická s energií pozorovaného objektu, začíná ho ovlivňovat a další změnou rozměrů v neprospěch objektu dokonce určovat.

Jak velký byl vesmír v momentě, kdy pro něj platily kvantové podmínky a zákony?

Díky Heisenbergově teorii neurčitosti dnes víme, že sledování jevů makrosvěta dává smysl jen potud, pokud tyto jevy nepřekročí určitou minimální velikost. Při překročení této hranice se jevy stávají neurčitými, samo pozorování je mění natolik, že se nedá určit jejich původní stav.

Tato hranice mezi makrosvětem  a mikrosvětem je známa - rozměrové odpovídá 10-35 metru. Tuto velikost tedy musel mít původní vesmír, ve kterém působily zákony kvantové mechaniky. Pro srovnání - vesmír, pro který musely platit zákony kvantové mechaniky, byl 10+20 krát menší, než proton.

Vesmír se dále vyvíjel díky rozpínání a vzniku hmoty, která se oddělila od záření, původně  vyplňujícího celý vesmír.

Ve vesmíru, který by byl absolutně homogenní, ve vesmíru, jehož vnik by nebyl iniciován kvantovou fluktuací, by toto rozpínání způsobilo neustálé ředění hmoty v prostoru.

Díky fluktuacím na kvantové úrovni v našem vznikajícím vesmíru ale došlo zároveň i k fluktuaci vznikající hmoty, která se díky působení gravitace následně manifestovala vznikem hvězd a galaxií. Do procesu, kterým vykrystalizovalo dnešní rozložení hmoty ve vesmíru, byla přitom zapojena spíše nebaryonická, se zářením nereagující hmota, tzv. "temná hmota", nikoliv baryonická, běžná hmota, ze které se skládají hvězdy samy. O existenci temné hmoty máme důkazy jen díky její gravitaci a její vlastnosti se vědci pokoušejí vysvětlit mimo jiné díky kvantově mechanickým jevům.

Fluktuaci hmoty dnes považujeme za druhý důkaz správnosti původní úvahy (vzniku vesmíru jako následku fluktuace původního stavu singularity). Žijeme ve vesmíru, který vznikl náhodnou fluktuací a my sami, stejně jako struktura dnešního vesmíru jsme produktem jejích následků.