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.