Vývoj vesmíru - rekombinace

Na konci minulého blogu jsme opustili vesmír v momentě, kdy je plný nově vzniklé hmoty a záření. Rozpínal se a ochlazoval se, takže hmota dostala příležitost, aby se stala hlavní energetickou složkou vesmíru.

Éra hmoty, jak ji nazvali vědci, probíhá dodnes. Přinesla do vesmíru dnešní pestrost a různorodost.

Rekombinace - budiž světlo! 

První krůček k vesmíru, jak ho známe dnes, se udál v době, kdy byl starý kolem 380 000 let a pořád ještě měl teplotu úctyhodných 3000 stupňů Kelvina. Záření se při těchto (a vyšších) teplotách nemůže neomezeně šířit do okolí. Reaguje s volnými elektrony svého okolí, které jej při kolizi pohlcují a zase uvolňují. Vesmír se této fázi proto nepodobal volnému prostoru se shluky hmoty, tak jako dnes.  Spíše připomínal mléčně zabarvenou tekutinu.

Jeho rozpínání ale přivodilo postupné ochlazování hmoty, které dovolilo, aby se volné elektrony spojily s pozitivně nabitými protony a vytvořily tak neutrální atomy vodíku. Tento jev, kterému říkáme rekombinace, odstranil z vesmíru volné elektrony a dovolil, aby se první fotony začaly neomezeně šířit okolím. Původní mléčná hmota se stala průhlednou.

Díky tomu, že neutrální atomy reagují se zářením daleko méně, než částice s elektrickým nábojem, mohly se navíc dále rozvíjet místní fluktuace v hustotě hmoty tehdejšího vesmíru. Přestal na ně působit mechanismus, který do této doby vyrovnával možné schodky a nerovnováhu. Lokální změny v hustotě dostaly příležitost, aby vytvořily základy budoucí hrubé struktury vesmíru.

Rekombinací uvolněné záření dnes registrujeme jako tzv. „reliktní“. Vzhledem k rozpínání vesmíru se jeho vlnová délka postupem času prodlužuje a energie zmenšuje. Dnes odpovídá teplotě kolem 3 stupňů Kelvina.

Průzkumem reliktního záření se nově zabývaly projekty WMAP a Planck a vytvořily mapu, která zachycuje jemné rozdíly v jeho teplotě.

Mapa reliktního záření, WMAP 2010. (httpsupload.wikimedia.orgwikipediacommons22dWMAP_2010.png)

Pohled na mapu raného vesmíru odhaluje jemné rozdíly v teplotě. Odpovídají oblastem s vyšší a nižší hustotou hmoty. Hmota nebyla ve vesmíru rozdělena stejnoměrně, jak bychom možná mohli očekávat. Vysvětlení pro tento jev nacházejí vědci ve vlastnostech hmoty v malých,  tzv. „planckových“ rozměrech. Vesmír, který vznikl ze singularity, tedy velice malého a hustého stavu, v sobě logicky od samého počátku nesl zárodky fluktuací. Překotným rozpínáním původní singularity (velkým třeskem), se přenesly tyto fluktuace do celé jeho pozdější struktury. Při pohledu na obrázek vlastně sledujeme mikroskopicky malé kvantové šumy vakua, které se přenesly i do struktury mezitím vzniklé vesmírné hmoty.

Dva druhy hmoty

Ve vesmíru pozorujeme dvojí hmotu, temnou a zářivou. Zatímco temná hmota nereaguje na elektromagnetické záření, sama nezáří a je prakticky průhledná – zářivá hmota tvoří vše, co ve vesmíru pozorujeme, například hvězdy, galaxie nebo oblaka plynu a prachu. Obě mají společné jen to, že působí na své okolí gravitací.

 Za fluktuace hustoty ve vesmíru vděčíme především temné hmotě, která se mohla i v prvních fázích vesmíru v klidu shlukovat, díky tomu, že na ni nemělo žádný vliv tehdejší vysokoenergetické záření. Zářivá hmota zatím reagovala s vysokoenergetickými fotony, které její zahušťování původně úspěšně bránily a zprůměrovaly její vlastnosti. Po oddělení záření od hmoty 380 000 let po velkém třesku se pak zářivá hmota začala stahovat k předtím vytvořeným shlukům temné hmoty, takže se dnes nachází ve stejných místech jako ona. Za dnešní hrubou strukturu vesmíru je tak z větší části paradoxně zodpovědná hmota, jejíž existenci lidstvo objevilo teprve nedávno, hmota, kterou nikdy nikdo neviděl.

Zatímco v prvních zlomcích sekundy existence vesmíru proběhly četné důležité procesy, následně se časová vzdálenost mezi nimi rapidně zvyšuje. Ani změny v hrubé struktuře se nejspíše neudály naráz – předpokládá se, to trvalo zhruba 20 miliónů let, než se začaly tvořit první znatelné struktury. Trvalo to kolem 100 miliónů let, než se v lokálních seskupeních hmoty nakupilo takové množství materiálu, které dovolilo zažehnout první hvězdy a minimálně stejně tak dlouho, než se vytvořily první galaxie.

Existují důkazy? 

Leckterý čtenář se na tomto místě pozastaví a začne se ptát po důkazech této teorie. Také vědci sami jsou nejen zvídaví, ale hlavně nedůvěřiví. V roce 2005 zorganizovali velkou počítačovou simulaci, která měla vývoj vesmíru napodobit. Kosmologové z Německa, Velké Britanie, Kanady, USA a Japonska ji nazvali Millenium.

Na základě údajů, které sesbíraly projekty WMAP a Planck nebo COBE a teorií o počátečních stadiích vesmíru vytvořili program, který simuloval vývoj vesmíru od „roku 380 000“ do dnešní doby. Pokud jsou vědecké teorie a představy správné, měly by výsledky simulace odpovídat dnešnímu pozorovanému stavu vesmíru.

Temná hmota se shromažďovala do útvarů, které byly zhruba tak hmotné jako Země a velké jako sluneční systém. Ty se pak propojovaly do dlouhých vláken. Podél těchto pavučin z temné hmoty se pak shromažďovala zářící hmota. V průběhu dalších několika set miliónů let tu vznikaly galaxie.

Z hmoty, kterou nakupily, vznikají první hvězdy. Jsou jiné než ty, které vidíme na nebi dnes. Mají k dispozici velké množství hmoty, takže hvězdy se 100 nebo 500 slunečními hmotnostmi nejsou žádnou výjimkou. Jejich vývoj probíhá patřičně rychle. Čím víc hmoty hvězda vlastní, tím rychleji a efektivněji v ní totiž probíhá termonukleární reakce – zároveň má k dispozici poměrně menší část svého paliva, nepovede se jí totiž zužitkovat celá zásoba paliva – při velkých rozměrech se nestihne celý objem hvězdy dostatečně promísit. Už po několika milionech let explodují tyto první hvězdy jako supernovy a hypernovy. Zásobí tak své široké okolí těžšími prvky, které vznikly v jejich nitru. Ve vesmíru se poprvé objeví nová komponenta, vesmírný prach. Malé částečky, původně vzniklé ve hvězdách, se účastní vzniku hvězd nové generace a zásobí materiálem planetární soustavy, které kolem nich začínají vznikat. Tyto nové hvězdy už nejsou tak hmotné jako jejich předchůdkyně, mají proto před sebou daleko delší život. Jedna za druhou se začínají objevovat podmínky, které jsou nezbytné pro vznik života.  

Nikoho jistě neudiví, že část původních extrémně masivních hvězd skončila svou pouť vesmírem absolutním kolapsem – jako černá díra. Tehdejší relativně malé rozměry vesmíru a relativně vysoká hustota hmoty zajišťovala dostatek „potravy“ černým děrám, které narostly do obřích rozměrů.

Jednu z prvních galaxií, vzniklou v raném vesmíru, nedávno pozorovali vědci pomocí teleskopu VLT (Very Large Teleskop, evropské jižní observatoře, menší varianta teleskopu ALMA)

Nejstarší pozorovaná galaxie, Abell 1835 IR1916 (Zdroj: ESO, http://www.eso.org/public/germany/news/eso0405/)

Obrázek jedné z nejstarších objevených galaxií vznikl za pomoci gravitační čočky, hmotného útvaru, který se nacházel mezi Zemí a danou galaxií, který pomohl její světlo ohnout a koncentrovat tak, aby bylo i v této enormní vzdálenosti viditelné pro teleskop. Galaxie, která dostala jméno Abell 1835 IR1916, vznikla v době, kdy byl vesmír starý jen 470 miliónů let. Je relativně malá,  vědci ale vycházejí z toho, že původní malé galaxie se rychle sdružovaly do větších objektů. V jejich centrech nacházíme super masivní černé díry s hmotnostmi několik miliard Sluncí. Enormní síla, kterou působily na své okolí, se odrazila na jejich výkonu -  jejich okolí vyzařuje obrovské množství energie.

Na rozdíl od prvních galaxií jsou ty dnešní velice umírněné. Vzniká v nich jen malé množství hvězd s relativně malou hmotností. Vesmír je dospělý a jevy, které v něm probíhají jsou ve srovnání s dřívějšími – umírněné.

Jak dopadla nahoře zmiňovaná počítačová simulace v roce 2005?

Zorganizovat simulaci systému, který je srovnatelný s celým komplexním vesmírem, nebylo vůbec jednoduché. Spolu s nutným omezením počtu částic, které byly propočítávány, museli vědci zajistit dostatečnou počítačovou kapacitu. Do výpočtu nakonec zahrnuli deset miliard součástek, které reprezentovaly po miliardě slunečních hmotností. Vypočítali tak vývoj dvaceti miliónů galaxií. Tato úloha nemohla být samozřejmě zpracována na „normálním“ počítači. Ten by k výpočtům potřeboval několik desítek let. Vědci použili superpočítač IBM p690 německé Max-Planckovy-společnosti, v počítačovém středisku v Bavorském Garchingu.  512 procesorů tehdy potřebovalo pro výpočty měsíc času.

V průběhu simulace se ukázalo, že se hmota sdružuje zprvu poměrně pomalu, proces se ale urychluje úměrně s tím, jak zabírá více a více hmoty. Zahušťováním oblaku plynu se zvyšuje i jeho teplota, která odpovídá kinetické energii částic. Ty se pak pohybují rychleji a působí opačným směrem než gravitace. V oblaku hmoty se tak objevuje rovnovážný stav. Oblak musí nejprve vychladnout, aby mohlo jeho smršťování nadále pokračovat.

Struktury se postupně krystalizují a zaostřují. Po čtyřech miliardách let se dají už rozeznat dobře vyvinuté vláknité objekty. Po 13,6 miliardách virtuálních let dosáhla simulace stavu, který reálně pozorujeme v našem vesmíru. Hmota je koncentrována do houbovité nebo vláknité struktury, rozdělené relativně prázdným prostorem. V něm pak chybí jak koncentrovaná zářivá, tak temná hmota.

Experiment prokázal, že struktury, které nacházíme ve vesmíru jsou původními kvantovými fluktuacemi singularity, která byla extrémně rychlým rozpínáním vesmíru „zakonzervována“ a odráží se  nyní ve vzhledu hmoty. Silou, která způsobila další vývoj do dnes známých struktur, je gravitace.

***

Zastánce různých, vesmírnou podstatu obnažujících, ezotetických směrů následující věty nejspíš nepotěší. 

Vývoj hmoty a jejích struktur odpovídá ve vesmíru efektům, vyvolaným přírodními zákony.

Nenacházíme v něm nic, co by odpovídalo zásahu "vnější", nadřazené bytosti. 

Jak se vyvíjel vesmír a jaké síly ho formovaly? (2)

Spousta střípků z veliké vesmírné mozaiky dnes již byla objevena a pojmenována. Existence a podíl lehkých prvků, reliktní záření, kosmická expanze a jiné jevy jsou dobře prozkoumaná fakta, s jejichž pomocí můžeme nahlédnout i do vzdálené minulosti, do pomyslné kuchyně, ve které vznikla dnešní struktura vesmíru. 

Na počátku byla jen jedna síla, zdá se být logické. Z původní „pra-síly“ se později staly čtyři hlavní síly, které ovlivňují hmotu ve vesmíru – slabá a silná jaderná interakce, elektromagnetismus a gravitace. 

Výpočty a experimenty potvrzují, že tyto dnes aktivní síly při extremně vysokých teplotách konvergují do jedné jediné síly - stávají se nerozlišitelnými jedna od druhé. Jejich rozdělení do jednotlivých samostatných sil bylo tedy následkem postupného snižování teploty v raném, právě vzniklém vesmíru. 

Schematicky by se dal tento proces vyjádřit následujícím grafem:

 Postupné dělení původní pra-síly do čtyř druhů, které pozorujeme v dnešním vesmíru

Jako první se při velmi vysoké teplotě oddělila gravitace. Po ní následovala silná a slabá jaderná interakce. Jako poslední se osamostatnila elektromagnetická síla. 

V našem myšlenkovém experimentu se teď nacházíme v bodě, kdy existuje hmota, záření a čtyři síly, které budou v budoucnosti na hmotu působit. V příštím blogu bych ráda popsala cestu, kterou se hmota dále ubírala. Nebylo na ní nic záhadného ani nadpřirozeného, byla řízena v té době už platnými fyzikálními zákony. Těmi, které platí i dnes, těmi, které se dají předpovědět teoriemi a ověřit v experimentech. 

Jak se vyvíjel vesmír a jaké síly ho formovaly? (1)

Spousta střípků z veliké vesmírné mozaiky dnes již byla objevena a pojmenována. Existence a podíl lehkých prvků, reliktní záření, kosmická expanze a jiné jevy jsou dobře prozkoumaná fakta, s jejichž pomocí můžeme nahlédnout i do vzdálené minulosti, do pomyslné kuchyně, ve které vznikla dnešní struktura vesmíru. 

Všechno, čemu dnes říkáme vesmír, vzniklo velkým třeskem před 13,7 miliardami let. Z počátečního extremního stavu hmoty postupem času vykondenzovaly částice hmoty. Její strukturu formuje především gravitace, nejslabší a přesto nejvýkonnější ze všech ve vesmíru působících sil. Gravitaci narozdíl od elektromagnetické síly, nelze odstínit. Narozdíl od slabé a silné jaderné síly působí do velkých vzdáleností. Gravitaci nelze uniknout nebo ji vykompenzovat. Dříve nebo později vtiskne gravitace svou pečeť každé hmotě. Akce i reakce, hry hmoty, záření a gravitace - se řídí fyzikálními zákony. Nic v nich nedává předpoklad k domněnkám o zásahu "vyšší moci", nebo nějakého vyššího nadřazeného vědomí. Pojďme se nejprve podívat na procesy, které doprovázely vznik hmoty.

Planckova éra

Vývoj vesmíru začal tzv. „planckovou“ érou, pojmenovanou podle německého fyzika Plancka, který se zasloužil o objev kvantování (balíčkování) energie. Na jeho počest dodnes tímto jménem nazýváme nejmenší možné smysluplné části hmoty, "balíčky" prostoru, času a energie. Název planckova éra prozradí, že se jednalo o stav, který byl menší, hustší a teplejší než všechno, co umí věda smysluplně popsat a poznat. Planckova éra je definována planckovým časem (10-43 s) a planckovou teplotou (10+32stupňů K), což odpovídá 10+19 GeV. Naše fyzika se na tento stav nedá aplikovat, proto neexistuje ani žádná teorie, která by popisoval stav vesmíru v tomto bodě vývoje.
Všechny čtyři síly, které dnes pozorujeme ve vesmíru byly v planckově éře ještě nerozlučně spojené a nedaly se odlišit jedna od druhé. Sílu, která ve vesmíru v té době působila, nazývají vědci jednoduše „prasíla“.

Schematické znázornění dějů v planckově éře

Éra kvarků

Planckovu éru následovala při teplotě zhruba 10+22 Kelvinu a čase 10-23 s kvarková éra. Tehdejší hmotu vesmíru vědci nazývají kvarkově-gluonové plasma.

Vesmír tehdy sestával z částic, které zkondenzovaly z původní planckovy „pěny“ – kvarků (stavebních kamenů hmoty) a jejich antičástic. Kromě nich existovaly ještě i leptony (elektrony a neutrina), tyto částice ale nebyly díky vysoké teplotě stabilní. Vznikaly ze záření a následně se zase rozpadaly. Dalším komponentem vesmíru byly gluony – částice, které zprostředkovávají silnou jadernou interakci. Tato nejsilnější ze všech sil působí jen na extrémně krátké vzdálenosti (do 10-15m) - prakticky jen uvnitř jádra atomu. Gluony hrají při tvorbě hmoty roli „lepidla“, které pojí dohromady kvarky do podoby elementární částice.

V roce 2000 se podařilo vytvořit kvark-gluonové plasma v jednom z experimentů CERNu - a tím i potvrdit teorii, která ho předpokládala a předpověděla.

Po dosažení teploty 10+16 K (přibližně v čase 10-12 s) se odštěpila další základní síla, panující ve vesmíru – slabá jaderná interakce a elektromagnetismus.

Schema - kvarková éra

Hadronová éra

Kvarkovou éru vystřídala hadronová éra, když se díky postupného ochlazování vesmíru (10-6 s a 10+13 K) začaly volné kvarky spojovat a kondenzovat - a začaly vytvářet částice, kterým říkáme hadrony. ("Hadrony" se říká všeobecně částicím, které se skládají z kvarků. Dále se dají dělit podle množství kvarků, které obsahují. Mesony se skládají z kvarku a antikvarku, baryony – například proton a neutron – jsou složeny ze tří kvarků.)

Původně vzniklá těžká hadronová jádra budou s postupujícím rozpínáním a ochlazováním vesmíru ubývat, a budou nahrazena protony a neutrony a jejich antičásticemi.
Fotony, které existovaly v tehdejší době, byly tak silně energetické, že z nich vznikaly páry částic a antičástic. V dnešní době umíme sestavit experimenty, používající podobné energie – procesy, probíhající v hadronové éře jsou tedy poměrně dobře prozkoumané. Díky nepatrné převaze hmoty nad antihmotou, se ve vesmíru začala postupně kondenzovat hmota, která dnes tvoří jeho strukturu.

Schema - hadronová éra

Leptonová éra

Vesmír se mezitím ochladil na 10+12 K. Je starý desetitisícinu vteřiny. Protony se mění v neutrony a naopak. Vzniká při tom úctyhodné množství neutrin. Patří k částicím, kterým říkáme leptony a dávají jméno další éře - leptonové. Dalším zástupcem skupiny leptonů je například elektron. Neutrina při této teplotě už nereagují s ostatními komponentami vesmíru a oddělí se od nich. Teď už nižší energie záření postačí pořád ještě k tomu, aby z ní vznikaly páry částic a antičástic. Ve velkém teď vznikají elektrony a pozitrony, aby se později anihilovaly. I u nich převládá nepatrně hmota nad antihmotou. Přebytky zůstanou nedotčeny, aby jednoho dne pomohly vytvořit neutrální atomy. Tato éra trvala zhruba do jedné sekundy po velkém třesku a do teplot kolem 10+10 Kelvinu.

Schema - leptonová éra

V následujících érách bude vesmír ovládat záření a poté hmota.

Jednu vteřinu po velkém třesku se ve vesmíru nacházejí jak částice hmoty, tak i záření. Při teplotě kolem jedné miliardy stupňů Kelvina začíná probíhat jaderná fuze a začínají vznikat nová jádra prvků, deuterium a helium. Vážou se v nich skoro všechny dosud volné neutrony. Po uplynutí pouhých 30 minut je proces ukončen a ve vesmíru se teď nachází 75 % protonů, ze kterých se později vyvine atomární vodík, a 25% jader helia. Na prvky jako lithium a deuterium připadá jen několik nedůležitých promile celku. Těžší prvky nez lithium se v prvních fázích vesmíru ještě tvořit nemohly. Teplota by k tomu sice stačila – ne tak už koncentrace hmoty. Ke vzniku všech těžších prvků dojde až daleko později – v nitrech hvězd.

Schema - počátek éry hmoty

Situace ve vesmíru se teď na nějakou dobu trochu uklidní. Bude se rozpínat a tím i ochlazovat. Podíl energie záření se bude relativně k hmotě zmenšovat a po uplynutí dalších 10 000 let se hmota stane jeho hlavní dominující složkou. 

Příště: síly a vznik vesmíru 

Hýřivé hvězdy – nova, supernova, hypernova – kdo dá víc?

Zanechávají po sobě ty nejkrásnější objekty, jaké na obloze pozorujeme. Mimo jiné zásobují vesmír všemi prvky, které jsou těžší než uhlík. Část energie, která právě pohání váš počítač, pochází z exploze někdejší supernovy. 

„Ať se mládí vydovádí? U hvězd je to přesně naopak, čím starší, tím divočejší.

Na konci své kariéry si obzvláště hmotné hvězdy ještě jednou pořádně zahýří. Nic jiného jim ani nezbývá. Poté, co přijde o jemně vyvážená stabilitu mezi zářením a gravitací, která jí po dobu  spalování vodíku na helium v první části jejího života zajistila poměrně dlouhou a klidnou vývojovou fázi, začíná pro hvězdu počátek turbulentního konce.

Další osud hvězdy je závislý na její hmotnosti. Relativně malé objekty (například naše Slunce) končí svou kariéru stejně nenápadně, jako prožívaly svůj dosavadní život.

Poté, co jim došlo palivo, a tím i zdroj záření, které hvězdu udržuje v rovnovážném stavu, kolabuje vlivem gravitace jejich jádro. Plynné obaly takových hvězd se rozpínají, povrch se ochlazuje a dostává načervenalou barvu. Nakonec se obal od hvězdy oddělí, aby časem vytvořil objekt, kterému říkáme planetární mlhovina. Gravitací smrštěné jádro mezitím dosáhlo vyšší teploty, zažehl se v něm další stupeň termonukleární reakce. Teď v jádře vzniká ze tří atomů helia atom uhlíku. Slunci podobná hvězda se po vypotřebování helia a dalším odhození plynných obalů uklidní, jádro kolabuje a dále se zmenšuje. Tím se znovu zahřívá a začíná produkovat záření, které osvětluje mezitím vzniklou planetární mlhovinu. Jádro, které mezitím dosáhlo vývojového stupně „bílý trpaslík“ pak postupně vychladne, aniž by prošlo dalšími dramatickými procesy.

Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci

Obrázek: Vývoj hvězdy, podobné Slunci (Zdroj: ESO, S. Steinhoefel, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0948a.jpg)

Obrázek: Čtyři planetární mlhoviny, jejichž snímky byly pořízeny teleskopy ESO
(Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1338b.jpg)

Daleko zajímavější cestu má před sebou hmotnější hvězda.

Nova

Jev, kterému říkáme „nova“, je vlastně hra kterou spolu hrají hvězdná dvojčata. Hmotnější hvězda, která se dostala až do vývojového stadia bílého trpaslíka, si začne „půjčovat“ hmotu své méně hmotné sestry. Menší hvězda se vyvíjí díky své malé hmotnosti pomaleji a disponuje proto zatím ještě obalem z plynu, obalem, který její sestra už dávno odhodila.

Schema vývoje novy

Hmota bílého trpaslíka se díky své enormní hustotě nachází ve stavu, kterému říkáme „degenerovaný“. Jeho reakce už neodpovídají běžným očekáváním. Plyn, „vypůjčený“ od méně hmotné hvězdy, se ukládá na povrchu bílého trpaslíka, pomalu se do něj integruje a přechází do degenerovaného stavu.Teplota a koncentrace vodíku vzroste po nějaké době natolik, že umožní zažehnout termonukleární reakci – spalování vodíku na helium.

Degenerovaný plyn - je plyn s tak vysokou hustotou, že jeho fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností běžného plynu.
Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu nezávisí na teplotě, ale jen na hustotě, Tlak tohoto degenerovaného plynu udržuje hvězdu v rovnovážném stavu bez ohledu na její vnitřní teplotu. Při hustotách okolo 1012 g.cm−3 nastává neutronová degenerace. „Vtlačením" elektronů do jader atomů, se změnily protony na neutrony a jádra se slila. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.

Díky speciálnímu stavu hmoty bílého trpaslíka probíhá tato reakce nikoliv pomalu, jak je tomu v běžných hvězdách,  ale explozivně. Výbuch rozmetá do okolí tu část vodíku, která se usadila na povrchu hvězdy a zatím nestihla difundovat do jejího nitra.

Hvězda během několika dní zvýší svou zářivost 100x až 100 000x. Během následujících měsíců se vrátí do svého původního stavu, začne si znovu přivlastňovat část plynu své sousedky – a celý proces se opakuje. Trvá to odhadem 100 – 10 000 let, než nasbírá dostatečné množství vodíku pro další explozi.

 Supernova 1. Typu

Pokud je sousedkou bílého trpaslíka hmotná hvězda, která svou vlastní fázi spalování vodíku na helium již zakončila a nachází se ve stadiu rozpínajícího se rudého obra, ubírá se scénář jiným směrem.

Schema vývoje supernovy prvního typu

Sousední hvězda může bílému trpaslíkovi nabídnout hmotu, která tentokrát obsahuje více helia. Přenos hmoty směrem k bílému trpaslíkovi pak už musí jen probíhat dostatečně rychle a množství hmoty musí být dostatečně velké (odpovídající zhruba hmotnost Země během deseti let).

Obrázek: Supernova 1. typu před a po explozi
 (Autor: ESO, http://cdn.eso.org/images/screen/eso0731b.jpg)

Směs vodíku a helia z plynných obalů se ukládá na povrchu bílého trpaslíka. V nově vzniklé vrstvě plynu na povrchu trpaslíka pak probíhá transformace vodíku na helium, zároveň s dalším stupněm termonukleární reakce – přeměnou helia na uhlík.

Množství uhlíku ve hvězdě roste. Když dosáhne kritického množství, zažehne se fúze samotného uhlíku. Podobně jako v případě novy, i zde neprobíhají následné reakce spořádaně, jak by tomu bylo v normálním hvězdném jádru. Jádro bílého trpaslíka se skládá z „degenerované“ hmoty, takže termonukleární fuze v ní probíhá explozivně. Překotně vznikají prvky, těžší než uhlík, a uvolňuje se více a více energie. Její množství postačuje k tomu, aby rozmetala do okolí veškerou hmotu původního bílého trpaslíka i jeho hvězdy-dvojčete. Rozlétne se do okolí rychlostí kolem 1000 km/s, aby vytvořila hvězdnou mlhovinu, jejíž krásu později budou obdivovat pozemští astronomové.
Svítivost hvězdy stoupne na 10 000 000 000-násobek našeho Slunce.  Vzhledem k tomu, že je kritická hmotnost bílého trpaslíka s degenerovaným uhlíkovým jádrem konstantní, jsou procesy, probíhající při explozi podobných hvězd všude ve vesmíru stejné. Supernovy 1. typu se proto dají použít jako vesmírný „standartní metr“.Porovnáním jejich svítivosti a vlastností astronomové určují vzdálenosti galaxií.

Supernova 2. Typu

Dalším způsobem, kterým se dá ze světa sprovodit super hmotná hvězda, je exploze, které vědci říkají  „supernova 2. typu“.  Tento osud čeká hodně hmotné hvězdy.

Díky velkému množství hmoty a tím i silnějšímu gravitačnímu smršťování jsou teploty, kterých dosáhnou supernovy druhého typu ve svých jádrech, dostatečně vysoké na to, aby zažehly veškeré fyzikálně možné termonukleární reakce, včetně těch, při kterých vzniká železo.

Vývoj těchto hvězd se zpočátku neliší od procesů v jejich lehčích kolegyních. Nezastaví se ale ve stadiu uhlíkového jádra.

Schema vývoje neutronové hvězdy

Zhruba sto let před mohutnou explozí, začne jádro hvězdy při teplotách 500 000 000 – 800 000 000 K spalovat uhlík na křemík.  Předchozí termonukleární reakce přitom pořád ještě probíhají v různých vrstvách v obalech hvězdy.

S přibývající teplotou v jádru se začíná tvořit i neon a kyslík. Během posledního dne své existence začne hvězda ve svém jádře tvořit izotopy železa, niklu a kobaltu.  Syntéza dalších, ještě těžších prvků už není provázena uvolněním energie, ale energii spotřebovává. Celý proces termonukleární fúze je v tomto bodě u konce.

Hvězda ve svém nitru během posledního dne utvořila železo-niklovou plasmovou kouli, která má 1 – 2 hmoty Slunce a teplotu 5 000 000 000 – 10 000 000 000 K. Její kolaps, ke kterému dojde při definitivním vyčerpání paliva, je velice intenzivní. Během zlomku vteřiny se jádro smrští na setinu své původní velikosti – vznikne neutronová hvězda.

Hmota hvězdy je teď natolik hustá, že v ní nemohou existovat volné protony a elektrony. Elektrony se vklínily do protonů a vytvořily neutron, částici, která je jinak ve volném stavu nestabilní a rozpadla by se zhruba po 880 sekundách. Tuto „neutronizaci“ doprovází vznik neutrin, lehkých částic, které se podařilo prokázat až v roce 1987.

Vzhledem k tomu, že neutrina téměř nereagují s ostatní hmotou, rychle opouštějí hvězdu a odnášejí s sebou 99 % energie. Je to množství, které odpovídá 1046J. Pro srovnání – je to zhruba 100x  víc, než vyprodukuje Slunce během celého svého života.

Zbylé jedno procento energie vyvolá ve zbytku hvězdy různé procesy, například vznik izotopů zlata, olova nebo uranu, prvků, kterými později supernova obohatí okolní vesmír.

Vlna energie se prodírá k povrchu nově vzniklé neutronové hvězdy. Trvá jí asi hodinu, než ho dosáhne. Zvýší pak teplotu povrchu hvězdy z několika desítek tisíc Kelvinů na milión stupňů. Během následujících 100 dní stoupá její svítivost na 1 000 000 000-násobek svítivosti Slunce.  

Hvězda dále expanduje rychlostí 20 000 km/s do okolního prostoru - a vytvoří efektní jev, mlhovinu. Jádro původní hvězdy, které kolabovalo do velikosti několik kilometrů až několika desítek kilometrů, zůstává v centru této mlhoviny jako svědek procesů, které v ní proběhly.

Obrázek: Náhled na supernovu 1987A, grafika na základě pozorování ESO Teleskopem VLT. Zřetelné jsou dva vnější a jeden vnitřní prstenec hvězdou odvržené hmoty. Materiál byl supernovou odmrštěn ne rovnoměrně, ale do dvou protilehlých směrů.
 ( Zdroj: ESO/L. Calçada, http://cdn.eso.org/images/screen/eso1032a.jpg)

Supernově 2. typu můžeme poděkovat za to, že jen naší planetě dostatek železa a těžších prvků. Vývoj lidské civilizace tak, jak ji známe, by byl bez nich nemožný.

Uran, který vznikl v blízké supernově před zhruba 5 miliardami let, dnes vyrábí elektrickou energii pro můj i váš počítač.

Samotný výbuch tehdejší supernovy byl pravděpodobně jedním z impulsů pro počátek zahušťování místního oblaku plynu a prachu – a tím i počátkem vzniku sluneční soustavy.

Jsme tedy nejen „dětmi své doby“.

Jsme také dětmi superhmotné hvězdy,

která zakončila svou pouť dávno před tím,

než jsme se na tu svou vydali my, lidé.

 Obrázek: Krabí mlhovina, jeden z nejlépe prozkoumaných vesmírných objektů. Mlhovina je zbytkem výbuchu supernovy z roku 1054. Mlhovina expanduje rychlostí zhruba 1500 km/s. Neutronová hvězda uprostřed Krabí mlhoviny rotuje 30x za vteřinu. Má průměr 30 km.
 Zdroj: ESO / Manu Mejias ((https://www.flickr.com/photos/anothereye/)http://cdn.eso.org/images/screen/potw1523a.jpg)

Černá díra, gravastar, fuzzball. Největší hvězda – největší exot.

Je to podobné jako u lidí, kterým přemíra slávy stoupá do hlavy a dělá z nich exoty. U opravdových hvězd tuto roli přebírá – nadbytek hmoty a její gravitace.

Hvězdná kariera – krize středního věku

Nejen lidé, také hvězdy jsou zmítány krizemi. První fáze jejich života je relativně dlouhá a stabilní. Spalují v ní vodík na helium. Vše hezké ale jednoho dne skončí. Co se stane, když se jejich palivo vyčerpá? 

Další vývoj hvězd je závislý na množství hmoty, kterou má k dispozici. Následující obrázek shrnuje jeho varianty.

První „krize“ čeká hvězdu v momentě, kdy jí dojde původní palivo – vodík. U malých a málo hmotných hvězd k tomu dojde později než u masivních. Jedním z důvodů je rychlejší průběh reakce u hmotných hvězd. Svou roli hraje také efektivita. Málo hmotné hvězdy spotřebují téměř všechen svůj vodík, zatímco u hmotné a obří hvězdy to může být i jen 10 procent množství, které má k dispozici.

První kolaps 

Nedostatek paliva v jádru hvězdy se projeví úbytkem záření, jedné z komponent, které drží hvězdu ve stabilním stavu. Záření působí opačně než gravitace, která se snaží hvězdu komprimovat. Hvězdné jádro se následně začne smršťovat a tím i zahřívat. Pokud je hmota hvězdy vyšší než 0,3 hmotnosti Slunce, umožní nárůst teploty zažehnutí další termonukleární reakce, při které se odpad prvního procesu mění na palivo. Z helia tak vzniká uhlík, prvek který je ve vesmíru nositelem života.

Lehčí hvězdy nemají dost hmoty   pro   spalování helia na uhlík. Gravitační kolaps jim neumožní, aby vyvinuly dostatečně vysokou teplotu. V těchto relativně malých a lehkých hvězdách se poměrně dobře přenáší hmota z obalů do jádra, mohou tedy pomalu spotřebovávat většinu svého paliva včetně vodíku, který se nacházel blízko hvězdného povrchu. Poté začínají vychládat a stávají se z nich bílí trpaslíci.

O něco těžší hvězdy, ke kterým patří i naše Slunce, čeká jiný osud. Po vypotřebování paliva v jádře přemisťují svou termonukleární reakci do „obalu“, tedy vnějších částí hvězdy, zatímco jejich jádro kolabuje. Jak jeho smršťování, tak doplňující "vytápění" ve hvězdném obalu pak hvězdě dopomohou k teplotě, která je dostatečně vysoká pro spalování helia na uhlík. Zároveň se obaly hvězdy rozpínají a mění ji v tzv. červeného obra.

Další vývoj pokračuje odhozením vnějších hvězdných obalů. Z jádra se stane bílý trpaslík, který postupně vychládá, odhozené plynné obaly vytvoří planetární mlhovinu.

Planetární mlhovina ESO 378-1 Snímek byl pořízen teleskopem VLT, který se nachází na náhorní planině v Chile a pracuje spolu s IR teleskopem ALMA pro ESO (European Southern Observatory). ((/public/germany/images/eso1532a/) Snímek: eso1532a (/public/germany/images/eso1532a/) )

Tento barevný kompozitní snímek mlhoviny Helix (NGC 7293) byl vytvořen ze snímků získaných v infračerveném spektru. ((/public/germany/images/eso1205a/) Snímek: eso0907a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Mlhovina Dumbbell je vzdálená 1200 světelných let. Jedná se o typickou planetární mlhovinu. ((/public/germany/images/eso9846a/) Snímek: eso9846a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Hmotnější hvězdy, které zažehly reakci, při které se v jádře vytváří uhlík, čeká další stabilní část kariéry. Tentokrát je ale mnohem kratší, než tomu bylo u spalování vodíku.  Po vypotřebování paliva-helia v jádře začíná být spalováno helium i v obalech hvězdy, podobně, jako tomu bylo předtím s vodíkem. Tím se hvězda rozpíná a ochlazuje a dospívá do stadia rudého obra.

Hvězdy s hmotností více než 8 Sluncí, dosahují dostatečné teploty pro zažehnutí dalších reakcí.

Příklad: hvězda s 18-ti násobnou hmotností Slunce
Palivo    Doba spalování
H - vodík 10 milionů let
He - helium 1 milion let
C - uhlík 10 000 let
Ne - neon  10 let
O - kyslík 5 let
Si - křemík 1 týden
Fe - železo nelze
Přitom mohou ve hvězdě probíhat paralelně různé procesy. Připomíná pak svou strukturou „cibuli“. V jádře probíhá nejvyšší stupeň termonukleární reakce a v jejích obalech postupně „dohořívají“ zbytky předchozího paliva.

Velké a hmotné hvězdy pokračují v cyklech spalování prvků na těžké prvky a následných kontrakcí až do vytvoření stabilního jádra ze železa. To je zároveň nejtěžším prvkem, jaký může ve hvězdě vniknout. Další termonukleární reakce není možná, hvězda nemá nic, čím by zastavila gravitační kolaps.

Gravitace následně rozdrtí její železné jádro na protony a elektrony, které se pak pod ještě vyšším tlakem spojí a vytvoří tak neutrony. Vnější obaly hvězdy se zřítí do jádra, odrazí se od jeho povrchu a jsou vymrštěny do okolí. Tomuto jevu říkají vědci supernova II. typu.
Kolaps těch nejhmotnější hvězd se nezastaví ani v tomto stadiu a stávají se z nich malé, neprobádané objekty, kterým říkáme černé díry.

 Tzv. „Krabí mlhovina“ je pozůstatek supernovy, pozorované v roce 1054. Hvězda, která explodovala ve vzdálenosti 6000 světelných let, se dnes nachází v centru mlhoviny. Rotuje 30x za vteřinu. ((/public/germany/images/eso9948f/) Snímek: eso0907a (/public/germany/images/eso1205a/) )

Explodující hvězdy vracejí mezihvězdnému prostoru část své hmoty, obohacené o těžší prvky. Všechen uhlík v našem těle, stejně jako kyslík, který dýcháme – vznikl kdysi při obrovských teplotách v nitru hvězd první generace. Po jejich kolapsu se tyto prvky staly součástí oblaku plynu a prachu, ze kterého později vznikla sluneční soustava, Země a my sami.

Není to krásná představa?

Svit hvězd v našich očích - není jen romantickou vizí,

ale realitou vzdálené minulosti. 

Hvězdná kariéra - jak se rodí hvězdy?

Největší laboratoří na světě – je nebe plné hvězd. Vytvořila všechny chemické prvky, vznikly v ní základní stavební kameny planet i života. Stabilita neexistuje. Všechno ve vesmíru se mění a vyvíjí, včetně hvězd samotných.

Jak se rodí hvězdy?

Hvězdy, které se třpytí na bezoblačném nebi, se na první pohled navzájem podobají. Až při pohledu teleskopem vyniknou rozdíly v jejich barvě i velikosti. Přes všechny rozdíly mají ale všechny hvězdy společný původ. Každá z nich vznikla z mezihvězdného plynu a prachu díky působení nejslabší síly, která ve vesmíru existuje – gravitace.

Podle dnes platných představ, vznikl vesmír před 13,7 miliardami let díky „velkému třesku“. Ve svém počátku byl vesmír jen malým objektem, naplněným hustou neprůhlednou kaší z toho, co se jednou stane elementárními částicemi. Díky rozpínání se začal vesmír ochlazovat a umožnil tak tvorbu částic. Postupně tak vznikla viditelná (baryonická) hmota. Není jí málo - vědci odhadují její množství na 6x1066 kg – i když tvoří jen 4 procenta celku. Kromě ní obsahuje vesmír zhruba 8x více hmoty, kterou nevidíme ani nejsme schopni registrovat, tzv. „temné hmoty“. O její existenci víme jen  díky gravitaci, kterou působí na vesmír – neznáme ani její složení ani způsob jak a z čeho vznikla.

Po uplynutí zhruba 400 000 tisíc let se vesmír ochladil na teplotu kolem 3000 stupňů Kelvina. Při této teplotě vznikl z původní „kaše“ elementárních částic vodík a helium, oddělily se fotony a vesmír se vydal do nové, tzv. „temné“ fáze.

Temná fáze vesmíru
Jako temnou fázi označují vědci stadium vývoje vesmíru, ve které zatím neexistovaly hvězdy a jejich záření. V této době se skládal ze 75 procent vodíku a 25 procent helia. Těžší prvky se v něm nacházely jen ve stopovém množství.

Během následujících milionů let se začal vesmír měnit. Temná hmota se začala shlukovat do větších a menších útvarů. Vzhledem k tomu, že o temné hmotě nic nevíme, neumíme popsat fyzikální jevy, které k její koncentraci vedly. Výsledkem bylo ovšem působení gravitace temné hmoty na hmotu baryonickou (viditelnou). Ta se začala stahovat do míst, kde se již nacházela temná hmota a začala tak tvořit dnes pozorovanou hrubou strukturu vesmíru. Začal se vzdáleně podobat mýdlové pěně.

Gravitace

Gravitace je jednou ze čtyř ve vesmíru pozorovaných, základních sil. Je nejslabší z nich – a zároveň nejúpornější. Všechny ostatní působí buď lokálně nebo se dají odstínit- gravitace ale působí neúprosně na blízkou i vzdálenou hmotu. Je to právě gravitace, kdo formoval vesmír do dnešní podoby. Jednou započatý proces zhušťování hmoty se už nikdy nezastavil.
Postupem doby vznikaly menší a hustší objekty, ve kterých se tvořily  ještě menší a ještě hustší oblasti. V nich už po uplynutí několika set milionů let vznikaly zárodky prvních galaxií. V jejich nitru se hmota zahustila do takové míry, že umožnila zážeh prvních hvězd.

Hustší a hustší – nejhustší?

Částečky plynu a prachu ve smršťujícím se oblaku se pohybují rychleji a rychleji a tím zároveň působí na sebe zároveň silou, která je snaží naopak rozptýlit po okolí. Oblak se následně může smršťovat jen tehdy, když je dostatečně ochlazován.

V první fázi se plyno-prachový oblak chladí díky tomu, že předává do okolí energii v podobě infračerveného záření. Když dosáhne určité teploty, přestává být pro záření průhledný a teplota  v něm začíná narůstat. Postupně tak dosáhne teploty, při které se molekuly vodíku štěpí na dva atomy. Tím je zajištěno další chlazení a nerušené smršťování. Pokud původní oblak obsahuje dostatek hmoty, může jeho kontrakce pokračovat a teplota se zvyšovat až do zažehnutí jaderné fúze.

Spodní hranicí pro zrod hvězdy je hmotnost, odpovídající 0,08 hmotnosti Slunce. Pokud je oblak prachu a plynu méně hmotný, nedosáhne potřebné teploty pro zažehnutí fúze vodíku na helium. Nezažehlým hvězdám, tohoto typu se říká „hnědí trpaslíci“. V pásmu viditelného světla nezáří a postupně vychládají.
Hvězdy, které vznikají z oblaků prachu a plynu, hmotnějších než 0,08 hmotnosti Slunce, čeká nejdelší a nejklidnější doba v jejich životě – přeměna vodíku na helium.

4 p + 2 e− → 42He + 2 νe + 26.73 MeV

Relativně dlouhou dobu probíhá spalování vodíku stabilně a rovnoměrně. Zajišťuje to elektrostatická bariera protonů (ionizovaného vodíku), které se musí spojit v první etapě jaderné fúze.

Oba nesou pozitivní náboj, takže je elektrostatická síla nutí, aby se navzájem odpuzovaly. Na překonání této bariery musí získat protony kinetickou energii kolem 0,6 MeV. Většina z nich vlastní ovšem energii kolem 0,001 MeV. Pomáhá jim sice tzv. „tunelový efekt“, pomocí kterého protony energetickou barieru „proskočí“,  místo aby ji překonaly – přesto reakce probíhá přiměřeně pomalu a relativně klidně.

První hvězdy, které ve vesmíru vznikly, označujeme jako hvězdy III. populace. Vzhledem k podmínkám, v jakých se vytvářely, v jejich atmosférách chyběly těžké prvky. Vyzařovaly velké množství UV-záření, kterým dokonce ionizovaly své okolí. Byly relativně citlivé na vnější vlivy, žily jen krátce a na konci své hvězdné kariéry obohatily svoje okolí o těžké prvky. Z jejich „popela“ se později vytvářely hvězdy II. populace, ke kterým patří i naše Slunce se svou planetární soustavou.

I veškerá živá hmota na Zemi tak vznikla - z hvězdného odpadu. 

Věda, která sahá po hvězdách – teleskop ALMA

Největší, nejdražší a nejdokonalejší hračka v dějinách astronomie. Tak by se dal nazvat teleskop s malebným názvem ALMA. Ve španělštině a portugalštině jeho jméno znamená „duše“. Jeho domovem se stala poušť Atacama v Chile.

 Foto: Teleskop Alma, složený snímek, který zachycuje výřez 180 stupňů. Díky tomu se zdá, jako by antény směřovaly do různých směrů. Ve skutečnosti jsou všechny obráceny stejným směrem. (Copyrigh: ESO/B. Tafreshi (twanight.org (http://twanight.org/)))

Obrázek: poušť Atacama v Chile (Copyright von cobaltcigs [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0) oder GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html)], via Wikimedia Commons)

Nad plání, plnou ostrých kamenů, zapadá slunce. Na nebi se pomalu objevují první zářivé hvězdy. Za chvíli ho promění v temný, stříbrem protkaný koberec. Vědci, technický personál, návštěvníci i turisté si vychutnávají jedinečný pohled. Poté, co vystoupili z autobusu ovšem rychle pocítí také všechna negativa, která s sebou přináší zdejší vysoká nadmořská výška. Projeví se pocitem nevolnosti, únavy, zvracením, v extrémním případě i ztrátou vědomí. Práce je tu možná jen s kyslíkovou maskou, delší pobyt je nemožný.

Útrapy, kterým je vystaven technický personál ale i sami vědci se jim rozhodně vyplatí. Největší a nejdražší projekt, jaký kdy pozemní astronomie uskutečnila, přinesl nejen vyšší rozlišení snímků – umožnil experimenty, které posunuly vědu a lidstvo kupředu hned o několik kroků.

ALMA je pozemský teleskop, který se odlišuje od všech dosud vybudovaných teleskopů svou  převratnou technickou konfiguraci. Běžný teleskop vlastní větší či menší zrcadlo, které sbírá informace elektromagnetického záření - a předává je k dalšímu zpracování počítačům. ALMA se skládá z většího množství (66 větších a menších antén) jednotek, které jsou všechny synchronizovány a propojeny s řídícím střediskem. Největší výhodou systému je ovšem jeho mobilita. Jednotlivé antény nemají stálou pozici a mohou být (s přesností několika milimetrů) pomocí dvou transportérů rozmístěny v okruhu 150 metrů až 16 kilometrů. To dává teleskopu možnost „zoomovat“. Pro pozorování větších objektů volí vědci menší konfiguraci, pro pozorování vzdálených a malých objektů spíše větší rozpětí antén. V případě potřeby může celý systém fungovat jako obří anténa s průměrem téměř 16 kilometrů.

Velké množství souběžně pracujících antén produkuje obrovské množství informací. Je tak velké, že není v lidských silách je ukládat. Každá z dvanáctimetrových antén vyšle za sekundu provozu 15 GB dat. Ta jsou nejprve několikanásobně zmenšena kompresí, digitalizována, aby pak optickými kabely  putovala do 15 km  vzdáleného řídícího střediska, které se nachází v příjemnější nadmořské výšce 3000 metrů. Výsledný tok informací je přesto úctyhodný. Každou vteřinou získávají  vědci ze všech antén přes 64 MB dat.

Další zvláštností systému je tzv. adaptivní optika. Kompenzuje hlavní nedostatek pozemských teleskopů oproti těm, které jsou umístěny na oběžné dráze - chvění atmosféry, které znesnadňuje pozorování detailů. Speciální pohyblivý povrch antény umožňuje atmosferické turbulence v reálném čase vykompenzovat. Je k tomu potřeba jasně zářící hvězda, nacházející se nedaleko pozorovaného objektu. Její mihotání je registrováno a použito ke standardizaci signálu pozorované hvězdy. Pokud není žádná referenční hvězda k dispozici, vytvoří vědci projekci „umělé“ hvězdy zhruba do výšky 90 km pomocí laserů.

ALMA sleduje s dosud nevídanou citlivostí a přesností infračervenou část elektromagnetického spektra. Pro srovnání – je až desetkrát přesnější než Hubble teleskop.


Využívá přitom tzv. „okna“, ve kterém je propustnost atmosféry vyšší, než při ostatních vlnových délkách záření (viz obrázek nahoře).

První data začal teleskop ALMA sbírat už v roce 2009. Začátkem 2011 se na něm začaly uskutečňovat první vědecké projekty, i když byla tou dobou k dispozici jen třetina celkové konfigurace. Oficiální zahájení plného provozu proběhlo v březnu 2013.

Nepodílí se na přímém hledání života ve vesmíru, ani na pátrání po planetě, podobné Zemi. Jeho úkolem je prozkoumat „chladné“ části vesmíru, ke kterým patří plynné molekuly, prach a pozůstatky velkého třesku – reliktní záření. Sbírá informace o tom, jak vznikaly první hvězdy a galaxie, detekuje stavební kameny hvězdných soustav a planet v dnešním i v ještě mladém vesmíru.

Umí sledovat spektrální linie, které byly pro dřívější instrumenty příliš slabé a může vystopovat daleko pestřejší paletu sloučenin než dosavadní teleskopy.

Podílí se na velkém množství různých projektů. Jedním z napínavých úkolů je například průzkum emisních linií ionizovaného uhlíku. Pozorování nefunguje u zdrojů příliš blízkých. Linie, které uhlík emituje, se nacházejí v té části elektromagnetického spektra, kterou pozemská atmosféra nepropouští. Díky rozpínání vesmíru se ale všechny emisní čáry přesouvají směrem k větším vlnovým délkám, do části spektra, ve které už může být zachyceno i na pozemském povrchu teleskopem, jakým je ALMA. Povedlo se tak sledovat spektrální čáry ionizovaného uhlíku u objektů s rudým posuvem více než 6 jednotek – odpovídající objektům, které existovaly v relativně  mladém vesmíru, 600 – 800 milionu let po velkém třesku. Díky vysoké citlivosti navíc umí ALMA vzdálené galaxie nejen detekovat, ale i kartografovat.

Není to fascinující?

Ještě nedávno lidstvo nevědělo, jestli u ostatních hvězd existují planety.
Dnes nejen že věda několik tisícovek planet našla, dokáže dokonce i nahlížet do vzdálených planetárních soustav během jejich vzniku. Ze všech vědeckých projektů, na kterých se ALMA podílí, jsem jako příklad vybrala dva objevy, které se týkají formování planetárních soustav.

Rozložení molekul CO v protoplanetárním systému kolem hvězdy Beta Pictoris (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) and NASA's Goddard Space Flight Center/F. Reddy)

Jedním z překvapivých objevů je oblak z oxidu uhelnatého v protoplanetární soustavě u hvězdy Beta Pictoris, vzdálené 63 světelných let.1) Disk z plynu a prachu, který hvězdu obklopuje je považován za klasickou právě se tvořící planetární soustavu. V tomto zhruba 20 milionů let starém systému vědci takové nakupení oxidu uhelnatého nečekali. Plyn, který byl v protosoustavě přítomen by se měl totiž zářením mateřské hvězdy během 100 let rozložit. Zdá se, že je neustále doplňován – pravděpodobně kolizemi malých ledových těles – komet nebo malých planet. Kartografováním protoplanetárního systému vědci zjistili, že se oxid uhelnatý koncentruje do dvou lokalit. Možným vysvětlením je existence velké planety, která vychytává komety ve svém okolí, nebo kolize dvou menších ledových planet v relativně nedávné době (méně než 100 let).
1)  https://cs.wikipedia.org/wiki/Beta_Pictoris

Grafika: protoplanetární disk u mladé hvězdy HL Tauri. ALMA umožnil pohled na vnitřní strukturu budoucí soustavy. Dává tušit, v jaké vzdálenosti se kolem centrální hvězdy formují mladé planety. (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO))

Druhá grafika ukazuje pravděpodobnou pozici planet, které se tvoří kolem mladé hvězdy HL Tauri. Je od nás vzdálena 450 světelných let. Obrázek, který zachytil teleskop ALMA, je několikrát přesnější než zatím nejostřejší snímek Hubble teleskopu. Snímek překvapil vědce hlavně proto, že HL Tauri 2) je teprve zhruba milion let stará. Natolik vyvinutou planetární soustavu u ní nikdo nečekal. Zdá se, že formování planet kolem protohvězdy může probíhat rychleji, než jsme původně předpokládali.
2) https://en.wikipedia.org/wiki/HL_Tauri

Teleskop by měl pracovat 30 let, pokud ho nezasáhne žádná přírodní katastrofa. Oblast, ve které ALMA stojí, je sice výhodná pro pozorování vesmírných objektů – nachází se ale zároveň v blízkosti aktivního vulkánu Láscar. Je to nejaktivnější sopka v Chile. Vybuchla naposled v roce 2006.

Návštěvy mimozemských bytostí – mýty a fakta

Na oběžné dráze kolem Země zakotví obrovská, hodně ošklivá vesmírná loď. Oddělí se od ní malé, nebezpečně vypadající objekty. Obloukem zamíří k zemskému povrchu, nezanechávajíc vás ani na vteřinu na pochybách,  jakým směrem se bude ubírat vaše budoucnost. Je v podstatě jedno, jestli vás chtějí zotročit, okrást nebo jen efektně umístit na svůj jídelní lístek.  Konec civilizace je v každém případě hodně blízko.

Ne - tématem blogu dnes nebude obří kosmická loď, která kotví na oběžné dráze kolem Země. Něčím podobným se koneckonců úspěšně zabývá bezpočet filmových i knižních autorů. Namísto toho se chci zamyslet nad smysluplností představ podobné návštěvy z kosmu. Bez nároku na absolutní pravdu nebo kompletní obsah se chci věnovat mýtům o návštěvě mimozemských civilizací, tak, jak je ve svých představách popisují autoři jako Erich van Däniken.



Země je prý plná ... jejich stop. Občas přistanou v jižní Americe a vytvoří rýhy v poušti Nazca, občas zrujnují v Evropě úrodu obilí  svými předimenzovanými dopisy . Víra v existenci těchto bytostí je bezbřehá - jak je to ale s reálnými argumenty? Zkusme se podívat na některé z nich.

Kdo?

Klíčová otázka je: kdo jsou vlastně mimozemšťané? Jsou to bytosti, utvořené ze sloučenin uhlíku, dýchají kyslík a pijí vodu? Je to možné. Vědci našli během posledních let kolem tisícovky planet, na kterých by teoreticky mohl takový život existovat. I kdyby byli ale schopní žít v jiné atmosféře než je ta naše, mohli by se jistě chránit skafandry. Jejich akcím na naší planetě by to jistě nebránilo. Z různých důvodů, které zmíním později, vycházím z toho, že jsou daleko vyvinutější, než my sami.

Proč? 

Pokud jste pesimisté, napadne vás hned několik důvodů, proč by nás chtěli mimozemšťané navštívit.

Je pravděpodobné, že potřebují naše zdroje? 

Naštěstí není. Prvky, které může naše planeta nabídnout, nejsou nijak exotické. Nacházejí se v celém vesmíru. Jsou to zbytky vyhořelé hvězdy, která v této části galaxie existovala před několika miliardami let a ke konci svého života vybuchla jako supernova. Dokonce i v případě, že mimozemšťané aktuálně prolétají kolem naší soustavy a potřebují nějaké zdroje, není pravděpodobné, že by museli letět až k Zemi. Okraj sluneční soustavy je plný minerálů, na které si nedělá nikdo nárok (Oortův oblak). Stejně tak se tam nachází velké množství vody v podobě zamrzlých komet. Na stejném  místě by mimozemšťané našli i širokou škálu uhlíkatých a kovy obsahujících objektů.

Je pravděpodobné, že potřebují otroky a shánějí na naší planetě pracovní sílu? Ani tato varianta není podle mě moc pravděpodobná. Civilizace, která je schopná překonat mezihvězdné vzdálenosti, disponuje možnostmi, které naše daleko převyšují. Musí logicky vlastnit zdroje energie, o kterých se nám dnes ani nezdá. Naše pracovní síla se nemůže ani v nejmenším srovnat s tím, na co jsou zvyklé. S největší pravděpodobností nejsme ani dost inteligentní na to, abychom pro ně mohli   být   dostatečně efektivní.

Měli bychom sloužit jako potrava?  Ani tato varianta není moc přesvědčivá. Byli bychom velice drahá potrava, navíc nestravitelná a s největší pravděpodobností i nebezpečná. Cizí civilizace na vysoké úrovni rozvoje by si byla jistě vědoma toho, jaké problémy pro ni může představovat náš organický svět - nákazou našimi mikroby počínaje a otravami konče.

Sex - je jedním z nejpikantnějších výmyslů záhadologů. Mimozemská civilizace by podle nich zaletěla na Zemi, aby se spářila s místním obyvatelstvem a vytvořila novou, nadřazenou rasu. Když pominu naši velice nedokonalou a křehkou fyziologii, jistě by nebyli skuteční mimozemšťané nadšení ani naší agresivitou, ani celkově nízkým potenciálem mozku. Relativně primitivní lidská rasa, která dosud nepřišla na to, jak cestovat na vzdálenosti větší než jedna světelná vteřina (cesta na Měsíc a zpět) nejspíš nebude v galaktické seznamce moc žádanou.
Napadá mě jediný, pro mě logický, důvod - zvědavost. Důvodem k návštěvě cizí civilizace by mohl být projekt, ne nepodobný pozemské archeologii. Z pohledu vyvinuté civilizace, která ovládá vyspělou techniku a technologii o jaké se nám dnes ani nezdá, by se mohla zajímat o naši nedokonalou společnost ze stejného důvodu, z jakého my zkoumáme vysokohorské gorily nebo kamenné základy starých římských chrámů.

Jak? 

U této otázky mimozemšťané poprvé naráží na nepřekonatelné problémy. Zatímco otázky motivace jsou více-méně sporné - technická stránka návštěvy z kosmu se musí podřídit všeobecně platným fyzikálním zákonům. Ty jsou prozkoumány celkem dobře, takže mohou část záhadologických tezí vyloučit úplně, část odeslat do říše pohádek pro dospělé.

Rychlostí, jakou je schopna vyvinout civilizace na naší úrovni, se dostaneme během 3 dnů k Měsíci, během 3 měsíců k Marsu, během 3 let k Jupiteru, během 30 let k Plutu. Cesta k nejbližší hvězdě by trvala 30 000 let. Je tedy jen logické, že by se eventuální návštěvníci museli vesmírem pohybovat rychlostí daleko vyšší než je ta, které jsme schopni dosáhnout my.

Vyšší rychlost ale nepřináší vyřešení všech problémů - spíše je tomu naopak. Už od 1/10 rychlosti světla se začínají projevovat relativistické jevy. Jinými slovy - mimozemšťan, který cestuje vysokou rychlostí sice tolik nestárne, ale ztrácí kontakt se svou domovskou planetou, na které plyne čas dosavadním tempem. Cesty vysokou rychlostí, blízkou rychlosti světla sice umožní doletět k sousední civilizaci během jeho života, vylučují ale možnost návratu do společnosti, ze které pochází.

Cesta nadsvětelnou rychlostí pro změnu porušuje princip kauzality, zdá se proto, že je podobný způsob pohybu vyloučen úplně.

Zbývající možností jsou různé zkratky v časoprostoru, nazývané například červí díry. Jsou to teoretické objekty, spojující dva body prostoru. K jejich vytvoření by byla potřeba obrovského množství energie a technologie, která je nám dnes neznámá - není ale vyloučená.

Kdy?

Záhadologové s oblibou umisťují návštěvy mimozemských civilizací do minulosti i přítomnosti. V minulosti prý pomáhali lidské civilizaci s technickým rozvojem, v současnosti se zdá, že nás navštěvují individua, která jsou spíše na dovolené. Jak jinak si vysvětlit fakt, že překonaly obrovské mezihvězdné prostory jen proto, aby zmátly farmáře světly svých kosmických lodí nebo havarovaly v poušti? Pozoruhodné je také načasování jejich návštěv. Přítomnosti kyslíku v naší atmosféře prozrazuje život na naší planetě už stovky milionů let. Kupodivu ale mimozemské bytosti (podle záhadologů) kontakt s námi vyhledávají jen v posledních několika stech letech. Podle mě by bylo logičtější, kdyby navštívily Zemi daleko dříve - aby zachránily před záhubou například civilizaci dinosaurů.