Výbor pro udělování Nobelovy ceny za fyziku, jehož pět členů volí Švédská královská akademie věd ve Stockholmu, se po ročním výběrovém maratonu rozhodl, že letošními laureáty se stávají:
Saul Perlmutter (polovina ceny)
a
Brian P. Schmidt a Adam G. Riess (polovina ceny)
za objev zrychlujícího se rozpínání vesmíru odhalený pozorováním vzdálených supernov.
| Saul Perlmutter (nar. 1959, Champaign-Urbana, Illinois, USA) Lawrence Berkeley National Laboratory, Berkeley, USA Kredit: Lawrence Berkeley National Laboratory |
Brian P. Schmidt (nar. 1967, Missoula, Montana, USA) Australian National University, Weston Creek, Australie Kredit: Australian National University |
Adam G. Riess (nar. 1969, Washington, DC, USA) Johns Hopkins University, Baltimore, Maryland, USA Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland, USA Kredit: NASA, ESA, & R. Villard (STScI/AURA) |
Dlouholetý systematický výzkum supernov
Před dvěma týdny jaderní fyzikové CERNu zveřejnili překvapující informaci o měření rychlosti neutrin, která, jak se zdá, sice nepatrně, ale přece překračuje rychlost světla. Výsledky experimentu OPERA budou samozřejmě muset obstát v nejedné prověrce, než se s nimi většina odborníků i laiků smíří.
I před 13 lety nám fyzikové vzali dech. V roce 1998 američtí astrofyzikové zveřejnili výsledky měření červeného posuvu světla vzdálených supernov typu Ia, které dokazovaly, že se vesmír rozpíná stále rychleji. Pro pochybnosti nezůstal velký prostor – k podobným závěrům se dopracovaly hned dva navzájem nezávislé týmy. Jejich šéfové - Adam G. Riess a Saul Perlmutter, spolu s Brianem P. Schmidtem, který v roce 1994 vytvořil tým (High-z Supernova Search Team) a podal návrh na Pilotní projekt pro hledání vzdálených supernov typu Ia – byli letos poctěni tím nejvýznamnějším vědeckým oceněním - Nobelovou cenou.
Před jejich objevem nikdo nepochyboval o tom, že se vesmírná expanze zpomaluje nebo je nanejvýš konstantní. Snahou astrofyziků bylo pomocí měření červeného posuvu světla různě vzdálených supernov zjistit, jak velké toto zpomalování je. Proto výsledek byl i pro ně obrovským překvapením. Podobným tomu, jako kdybyste vyhodili do vzduchu míč a místo toho, aby gravitace jeho pohyb vzhůru zpomalila, až jej nakonec změnila na volný pád zpátky k zemi, sledovali byste, jak stoupá stále rychleji, až nakonec mizí v oblacích.
To, že se vesmír rozpíná, z Einsteinových rovnic odvodil v roce 1922 nedoceněný ruský fyzik a matematik Alexander Friedmann a o pět let později k podobnému řešení dospěl i belgický kněz a astronom Georges Lemaître. Až pozorování Edwina Hubbla, který v roce 1929 definoval závislost mezi červeným posuvem a vzdáleností, přesvědčila Einsteina, aby z rovnic odstranil jeden člen, kosmologickou konstantu, která zajišťovala neměnnost rozměrů pozorovaného vesmíru – statický vesmír. V té době si astronomové teprve začali uvědomovat, že kosmos není jenom Mléčná dráha. A tak se Einsteinově snaze zabránit jeho rozpínání nelze divit. Odpovídala tehdejším představám.
Začátkem 20. století americká astronomka Henrietta Swan Leavittová byla jako žena „odsouzena“ k méně zajímavé zdlouhavé analýze fotografických desek. Při studiu tisíců hvězd s pravidelně se měnící jasností, takzvaných Cefeid, zjistila, že čím jsou zářivější, tím delší periodu pulzace jejich jas má. To z nich udělalo standardní kosmické svíčky pro určování vzdálenosti. Z délky periody změn lze totiž odvodit skutečnou zářivost a její porovnání s pozorovanou zdánlivou jasností pak umožňuje určit vzdálenost Cefeidy. A právě to je klíčový parametr potřebný k určení nejen současné hodnoty Hubblovy konstanty, ale i k přepočtům jeho změn v čase minulém. Z nich pak vyplyne, jestli se rozpínání zpomaluje, je konstantní, nebo se zrychluje.
Jenže na to se astronomové musí zahledět hluboko do vesmírného časoprostoru - až do doby před několika miliardami let. Na to však svítivost Cefeid nestačí. Naštěstí jsou k dispozici ještě mnohem zářivější "standardní kosmické svíčky" – exploze masivních hvězd, tedy supernovy.
Rozeznáváme několik typů supernov. Všechny ale představují úžasné, dynamické jevy, jež svou zářivostí konkurují celým galaxiím. Supernovy typu Ia kromě toho, že jsou viditelné na obrovské vesmírné vzdálenosti, mají ještě jednu důležitou vlastnost - mají (měly by mít) vždy stejnou absolutní (skutečnou) jasnost. Jde totiž o ten nejběžnější typ hvězd, mezi něž patří i naše Slunce, kterým v závěru hvězdné kariéry došlo palivo pro jadernou fúzi. Tím prudce poklesne odstředivý tlak záření, naruší se rovnováha mezi jeho působením a gravitací. Ta pak zaútočí a hvězdu velikosti Slunce stlačí do asi milion krát menšího objemu s hustotou přibližně jedna tuna na centimetr kubický. Tato závěrečná forma Slunci podobných hvězd se nazývá bílý trpaslík. Teplota jeho povrchu může dosahovat až 150 tisíc Kelvinů, proto ještě dlouho září nejen v infračervené, ale i viditelné oblasti spektra. To samozřejmě zdaleka nestačí, abychom takové objekty zaregistrovali na vzdálenost stovek milionů až několik miliard světelných let.
Další šťastnou náhodou je, že mnoho hvězd tvoří gravitačně svázané dvojice, které obíhají okolo těžiště své binární soustavy. Když jedna z nich dospěje do fáze bílého trpaslíka, sice se výrazně smrskne, hodně potemní, ale gravitačně zůstane téměř stejně přítažlivá jako zamlada. To jí umožňuje si z povrchu blízké partnerky krást plynnou hmotu a tak nabírat na hmotnosti. Když trpaslík – nenasyta dosáhne asi 1,4 násobek hmotnosti našeho Slunce, tlak a teplota v jeho nitru stoupnou natolik, že spustí překotné fúzní reakce jader uhlíku. V jistém okamžiku stoupající tlak záření překoná gravitaci zkolabované hvězdy a gigantická energie (řádově 1044 J) ji rozmetá. Na Zemi tuto explozi registrujeme jako supernovu Ia.
Protože původním tělesem je vždy bílý trpaslík a mechanismus vedoucí k jeho výbuchu je stejný, teorie předpokládá, že i množství energie a spektrální charakteristika záření je pokaždé podobná. Poměr předpokládané absolutní svítivosti a její naměřené zdánlivé hodnoty nám umožní určit, v jaké vzdálenosti od Země se supernova nachází – tedy i jak dávno v minulosti explodovala. Z červeného posuvu světla, který prozradí analýza jeho spektra, pak lze vypočítat, o jak větší vzdálenost musely fotony proletět cestou k Zemi, tedy o co se prostor mezi supernovou a námi za dobu jejich letu zvětšil. Takže z měření se dají vydolovat hodnoty dvou vzdálenosti – té, v níž supernova explodovala a té, kterou muselo světlo na své pouti k nám překonat navíc v důsledku rozpínajícího se prostoru.
Abychom mohli zjistit, jak se v průběhu času rozpínání prostoru měnilo, tedy jestli se zpomaluje nebo zrychluje, musíme mít k dispozici spolehlivé výsledky měření mnohých různě vzdálených supernov.
I když ve viditelné části vesmíru vybuchne každou minutu v průměru 10 supernov, není jednoduché je zachytit. Ve standardní galaxii se toto divadlo odehraje jenom jednou nebo dvakrát za tisíc let. Astronomové měli štěstí, když nedávno, v záři 2011, pozorovali v souhvězdí Velký vůz supernovu tak jasnou, že byla viditelná i v lepším binokulárním dalekohledu. Jenže převážná většina supernov je velmi matná, protože je vzdálená i miliardy světelných let.
Nastartované nukleární fúzní reakce způsobí, že budoucí supernova se rychle po několik týdnů zjasňuje, pak nastává krátká exploze a po ní jas postupně pohasíná po několik měsíců. Samozřejmě, že pro pozorování je ideální zachytit již tu úvodní fázi před výbuchem a pak sledovat změny svítivosti v čase (měření světelné mkřivky).
Před sedmnácti lety právě Brian P. Schmidt se zasloužil o vytvoření týmu, který se zaměřil na pátrání po velmi vzdálených supernovách - High-z Supernova Search Team ("high z" značí velkou hodnotu červeného posunu, čili obrovskou vzdálenost hledaných supernov). Jejím členem byl i další čerstvý laureát, Adam G. Riess, s nímž se Schmidt dělí o polovinu Nobelovy ceny.
Druhá polovina připadla Saulovi Perlmutterovi, profesoru astronomie na Kalifornské universitě v Berkeley, který se svým týmem začal systematicky vyhledávat supernovy již v roce 1988. Tak po několik let dva mezi sebou soutěžící týmy souběžně zkoumaly rozpínání vesmíru. Do cílové rovinky doběhly ve stejné době a s odstupem krátké doby předložily do dvou astronomických odborných časopisů své články k publikování. Oba jsou volně přístupné:
Adam G. Riess et al. 1998: Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant, The Astronomical Journal, Volume 116 Number 3
S. Perlmutter et al. 1999: Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae, The Astrophysical Journal Volume 517 Number 2
Jak najít slabě zářící velmi vzdálenou supernovu? Metoda je zdlouhavá, vyžaduje systematická pozorování i dávku štěstí. Zakládá se na porovnávání dvou, s odstupem tří týdnů udělaných snímků stejné části oblohy, která je tak malá, že člověk hledící večer na hvězdy ji zakryje posledním článkem palce na ruce natažené před sebou. A když mají astronomové štěstí, objeví mezi záběry rozdíl v podobě nepatrně svítící tečky – třeba i velikosti jediného pixelu v zorném poli citlivé CCD kamery. Může to být chyba, ale i odlesk velmi vzdálené supernovy. To je pak nutno prověřit a v případě úspěchu celé měsíce dál měřit pohasínání sledovaného objektu. Analýza světelné křivky – závislosti svítivosti na čase – je pro získání hodnověrného výsledku nevyhnutná. Vyžaduje si však síť zkušených pozorovatelů u výkonných teleskopů na několika různých místech světa.
Aby obešly možné lokální poruchy, oba týmy braly v úvahu jen supernovy vzdálenější, než je třetina poloměru pro nás viditelného vesmíru. Vyselektovat světlo explodující hvězdy ze záření její domovské, miliardy světelných let vzdálené galaxie není vůbec jednoduché. Fotony se navíc prodírají oblaky kosmického prachu a plynů, což stěžuje stanovení maximální zářivosti supernovy v okamžiku exploze, která je pro výpočet klíčová.
Oba týmy po všech analýzách objevily okolo 50 vzdálených supernov, které byly méně jasné, než by podle očekávaní odpovídalo jejich vzdálenostem. Kdyby se rozpínání vesmíru zpomalovalo, bylo by to naopak – byly by jasnější. To astronomy dovedlo k závěru, že mezigalaktický prostor expanduje stále rychleji.
Síla, která prostor našeho všehomíra nafukuje se stále větší intenzitou, se po vzoru nepolapitelné temné hmoty nazývá temnou energií. Je pro fyziky jednou s největších výzev. Navrátila do Einsteinových rovnic již jednou vyškrtnutý kosmologický člen, i když s opačným znaménkem, jež nyní charakterizuje antigravitační repulzivní působení temné energie. Tato tajemná síla, která se nyní podílí z asi 73 % na složení vesmíru, bude mít nad hmotou stále více navrch. Rozřeďuje ji a tím i její gravitační působení. Podle kosmologů temná energie převzala nadvládu někdy před pěti až šesti miliardami let, kdy gravitační účinky řídnoucí hmoty poklesly natolik, až se zpomalující rozpínání změnilo na postupně se zrychlující. Energetickým zdrojem se zdá být samotné fyzikální vakuum, které představuje jakousi bublající kvantovou polévkou, v níž vznikají a vzápětí zanikají páry virtuálních částic hmoty a antihmoty. Jenže ten nejjednodušší teoretický odhad množství temné energie neodpovídá reálnému měření, jež dává 10120 krát vyšší hodnoty. Možným vysvětlením je, že temná energie není konstatntni, ale mění se v čase. Nebo neznámé fyzikální silové pole ji vytváří jenom z času na čas (kvintesence – podle řeckého označení pátého elementu) a způsobuje jenom občasné zrychlení rozpínání vesmíru. To by zabraňovalo předpovědět jeho budoucnost. Většina astronomů je ale přesvědčena, že temná energie působí neustále.
Spolu s temnou hmotou tvoří temná energie 95 % vesmíru. A je deprimující, že jenom zbylých 5 % dokážeme detekovat a zkoumat, i když jen prostřednictvím elektromagnetického záření. A že o téměř třech čtvrtinách vesmíru jsme donedávna neměli tušení. Že o nich dnes víme, i když nám jejich podstata uniká, na tom mají zásluhu letošní laureáti Nobelovy ceny za fyziku.
Doporučení pro zájemce o podrobnější a odbornější text: The Accelerating Universe,
Scientific Background on the Nobel Prize in Physics 2011compiled by the Class for Physics of the Royal Swedish Academy of Sciences.
Zdroj: stránka nobelprize.org
Video: Bílý trpaslík svou gravitací strhává plyn z vnější obálky blízké hvězdy, až se jeho hmotnost zvýší na asi 1,4 násobek hmotnosti Slunce. V jeho nitru se rozběhnou fúzní reakce, které uvolní obrovské množství energie, jež hvězdu rozmetá v gigantické explozi - na obloze zazáří supernova.
Video: 42letý laureát Nobelovy ceny Adam G. Riess na tiskové konferenci uspořádané jeho domovskou Universitou Johna Hopkinse.
Diskuze:
