Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 39 (vyšlo 14. října, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Udělení Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2011

Petr Kulhánek

Rok 1998 byl pro fyziku a astronomii v jistém smyslu přelomový. Objev zrychlené expanze vesmíru znamenal, že za tuto expanzi nemůže být zodpovědná gravitační síla, pokud se tato síla chová tak, jak si myslíme. Gravitace je přitažlivou interakcí a není možné, aby docházelo k samovolnému zrychlování expanze. Stejně tak není možné, aby se kámen vržený vzhůru začal sám od sebe pohybovat rychleji a rychleji od osoby, která ho vrhla. Entita zodpovědná za zrychlenou expanzi se pracovně nazvala temná energie a po jejím skutečném původu se dosud pátrá. Je sice škoda, že udělení Nobelovy ceny za tak zásadní objev trvalo celých 13 roků, ale autoři objevu jsou relativně mladí, a tak se ocenění ve zdraví dožili.

Nobelova cena – medaile

Medaile udělovaná při převzetí Nobelovy ceny

Nobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Nobelova cena činí 8 milionů švédských korun, tj. 23 milionů českých korun a uděluje se vždy 10. prosince pří výročí smrti Alfreda Nobela.

Expanzní funkce – funkce času R(t) udávající, jakým způsobem se s časem mění vzdálenosti v rozpínajícím se vesmíru. Můžeme si ji představit jako poměr vzdálenosti libovolných dvou vzdálených objektů ve vesmíru dnes a v minulosti. Mezi expanzní funkcí a kosmologickým červeným posuvem existuje jednoduchý vztah z = (R − R0)/R0, kde R0 charakterizuje lineární rozměry vesmíru v době vyslání paprsku a R lineární rozměry vesmíru v době jeho zachycení. Z naměřeného kosmologického červeného posuvu můžeme snadno vypočítat, jak se změnily rozměry vesmíru od doby, kdy byl vyslán dnes pozorovaný světelný paprsek, R = (1 + z)R0.

Supernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.

Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.

Gravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.

Zrychlená expanze

Při ověřování kosmologických modelů je největším problémem měření vzdáleností. V rámci sluneční soustavy můžeme využít radarových odrazů a trigonometrických metod. U nejbližších hvězd lze vzdálenost určit z paralaxyParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″. hvězdy. U vzdálenějších hvězd je ale paralaxa již neměřitelná. Vzdálenost relativně blízkých galaxií lze určit metodou cefeidCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912.. Cefeidy jsou proměnné hvězdy se známou závislostí periody a svítivostiSvítivost – prostorová hustota světelného toku zdroje, udává se v kandelách.. Ze známe periody můžeme dopočítat svítivost a ze zdánlivé magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). na obloze poté určit vzdálenost příslušné cefeidy, a tím i mateřské galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. U velmi vzdálených galaxií již ale cefeidy nerozlišíme a metoda opět selhává.

V kosmologických měřítkách byly do konce 20. století prováděny jen hrubé odhady vzdálenosti. Chyběla „standardní svíčka“, pomocí které by se určovaly vzdálenosti ve vesmíru. Na konci dvacátého století se k určování vzdálenosti začaly používat – jako zdaleka viditelné standardní svíčky – supernovy typu Ia. Supernova typu Ia je závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy, ve které dochází k přenosu látky z obra na bílého trpaslíkaBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS., který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C, O na Ni 56 v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se explozivně projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze jednoznačně identifikovat podle tvaru jejího spektra. Navíc jsou tyto objekty ve vesmíru relativně časté, v průměrné galaxiiGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. dojde ke dvěma explozím za století.

V letech 1998 a 1999 provádělo měření vzdálenosti a červeného kosmologického posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. (a tím i expanzní funkceExpanzní funkce – funkce času R(t) udávající, jakým způsobem se s časem mění vzdálenosti v rozpínajícím se vesmíru. Můžeme si ji představit jako poměr vzdálenosti libovolných dvou vzdálených objektů ve vesmíru dnes a v minulosti. Mezi expanzní funkcí a kosmologickým červeným posuvem existuje jednoduchý vztah z = (R − R0)/R0, kde R0 charakterizuje lineární rozměry vesmíru v době vyslání paprsku a R lineární rozměry vesmíru v době jeho zachycení. Z naměřeného kosmologického červeného posuvu můžeme snadno vypočítat, jak se změnily rozměry vesmíru od doby, kdy byl vyslán dnes pozorovaný světelný paprsek, R = (1 + z)R0.) galaxií za pomoci supernov Ia několik nezávislých vědeckých skupin. Jedna z nich byla vedená Adamem Riessem a Brianem Schmidtem (Space Telescope Science Institute, Baltimore, 1998), další Saulem Perlmutterem (Lawrence Berkeley National Laboratory, 1999). Obě skupiny na vybraném souboru supernov určovaly dvě veličiny: vzdálenost z jejich skutečné jasnostiJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m2m1 = 2,5 log J1 / J2.
(průběhu světelné křivky) a rychlost expanze vesmíru z červeného kosmologického posuvu spektrálních čarSpektrální čáry – ostře ohraničené linie ve spektru, které vznikly emisí fotonu v daném prostředí (světlé, tzv. emisní čáry) nebo absorpcí fotonu (tmavé, tzv. Fraunhoferovy čáry).. To umožnilo určit, jak se vesmír rozpínal v různých časových obdobích. Výsledek byl překvapivý – byla zjištěna zrychlená expanze vesmíru. To znamená ve svém důsledku přítomnost temné energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. ve vesmíru, která se projevuje záporným tlakem a způsobuje urychlování expanze vesmíru. Tato temná energie se projeví nenulovou hodnotou kosmologické konstantyKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru. Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Její hodnota se odhaduje na Λ ~ 2×10−52 m−2., která z Perlmutterových i Riessových měření vycházela kolem 70 % celkové hustoty hmoty a energie ve vesmíru. Obě zmíněné skupiny měly k dispozici do roku 2003 soubor 230 supernov. Nejvzdálenější použitá supernova byl objekt 1997ff. V posledních letech existuje celá řada projektů vyhledávajících supernovy typu Ia. Tyto objekty byly vyhledávány také v klíčovém projektu HST pro určení Hubblovy konstanty i v současných přehlídkových projektech, například projektu GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece..

Zrychlená expanze

Zrychlená expanze vesmíru byla objevena na sklonku roku 1998.

Efekt zrychlené expanze, za jehož původce jsme pojmenovali temnou energii, by mohl být způsoben netriviálními dynamickými vlastnostmi vakua, které souvisí s kvantovými procesy. Mohlo by také jít o další neznámou interakci, nové kvantové pole, které se nazývá kvintesence. Jinou možností je, že se gravitační interakce na velkých vzdálenostech chová jinak, než jsme si dosud mysleli. Objev zrychlené expanze znamenal v každém případě zcela zásadní změnu v našich názorech na chování vesmíru jako celku na kosmologických vzdálenostech a otevřel cestu k novým myšlenkám a teoretickým konstrukcím.

Adam Guy Riess

Adam Riess

Adam Riess (1969)

Adam Riess je americký fyzik a astrofyzik. Jeho rodiče emigrovali z nacistického Německa do Spojených států v roce 1936. Riess vystudoval MIT, PhD získal na Harvardu v roce 1996. Již v rámci své doktorské práce se zabýval určováním vzdáleností za pomoci supernov typu Ia. Spolu s Brianem Schmidtem vedl tým High-z Supernova Search Team, který hledal stopy po expanzi vesmíru za pomoci sledování galaxií, jejichž vzdálenosti byly určovány ze supernov Ia. V současnosti je zaměstnancem Hopkinsonovy univerzity a výzkumného ústavu Space Telescope Science Institute. V roce 1998 oznámila skupina vedená Riessem a Schmidtem objev zrychlené expanze. Téměř současně publikovala stejný objev skupina vedená Saulem Perlmutterem. Adam Riess je nositelem řady ocenění a medailí, z nichž k nejvýznamnějším patří Shawova cena za astronomii pro rok 2006 a Nobelova cena za fyziku pro rok 2011. Adam Riess spolu s Brianem Schmidtem získali 1/2 ceny, druhou polovinu obdržel Saul Perlmutter.

Brian Schmidt

Brian Schmidt

Brian Schmidt (1967)

Brian Schmidt je v současnosti zaměstnancem Observatoře na Mt. Stromlo patřící Australské národní observatoři. V roce 1989 dokončil bakalářská studia fyziky a astronomie na Arizonské univerzitě v USA. Magisterský titul získal na Harvardu v roce 1992 a PhD v roce 1993. Spolu s Nickem Suntzeffem založili skupinu 20 astronomů z různých institucí, která hledala stopy po expanzi vesmíru za pomoci supernov typu Ia s velkým kosmologickým posuvem. Tento tým (High-z Supernova Search Team) vedl společně s Adamem Riessem. Jejich práce vyvrcholila v roce 1998, kdy objevili zrychlenou expanzi vesmíru. Brian Schmidt získal řadu cen, například Shawovu cenu za astronomii pro rok 2006 nebo Gruberovu cenu za kosmologii pro rok 2007. Nejvyšším oceněním je Nobelova cena za objev zrychlené expanze, která mu byla udělena v roce 2011. Brian Schmidt spolu s Adamem Riessem získali 1/2 ceny, druhou polovinu obdržel Saul Perlmutter.

Saul Perlmutter

Saul Perlmutter

Saul Perlmutter (1959)

Saul Perlmutter je americký astrofyzik, který je dnes zaměstnancem Lawrencovy národní laboratoře v Berkeley a profesorem fyziky na Kalifornské univerzitě v Berkeley. Perlmutter studoval na Harvardu, PhD získal na Kalifornské univerzitě. Perlmutter je vedoucím projektu SCP (Supernova Cosmology Project), který nezávisle na týmu Adama Riesse a Briana Schmidta objevil v roce 1998 zrychlenou expanzi na základě pozorování supernov typu Ia. Perlmutterova skupina publikovala objev na počátku roku 1999. Projekt SCP běží dodnes a shromáždil neuvěřitelné množství pozorování, která naznačují, že by temná energie nejpravděpodobněji měla souviset s kvantovými vlastnostmi vakua. Perlmutter je také vedoucím pracovníkem ve skupině, která připravuje sondu SNAP (SuperNova/Acceleration Probe), jejímž úkolem by mělo být napozorovat velké množství supernov typu Ia a zpřesnit naše představy o zrychlené expanzi vesmíru. Perlmutter je nositelem řady cen a medailí, z nichž nejvýznamnější jsou: cena Ernesta Lawrence pro rok 2002, Shawova cena za astronomii pro rok 2006, Gruberova cena za kosmologii pro rok 2007 a Nobelova cena za fyziku pro rok 2011. Saul Perlmutter obdržel 1/2 ceny, druhou polovinu získali Adam Riess spolu s Brianem Schmidtem.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage