| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Nové standardní svíčky
Rudolf Mentzl
Mezi „Top 10“ vědeckých disciplín, které nejvíce změnily náš pohled na vesmír, patří bezesporu moderní kosmologieKosmologie – nauka o vesmíru jako celku, o jeho struktuře, minulosti a budoucnosti. Slovní základ této vědecké disciplíny pochází z řečtiny. Slovo „kosmos“ v tomto jazyku znamená svět, ale také řád, eleganci a krásu. Stejný slovní základ má kosmetika. Současné pozorovací možnosti posunuly kosmologii do nejbouřlivěji se rozvíjejících vědeckých disciplín. K největším problémům současné kosmologie patří nejasnosti kolem podstaty temné hmoty a temné energie, které by měly být největší součástí vesmíru. Naopak jsou relativně dobře prozkoumány poslední fáze Velkého třesku.. Od poloviny minulého století, kdy se teprve nesměle začala proklubávat na svět, urazila notný kus cesty. Zvláště v posledních desetiletích tento obor zaznamenal neobyčejný nárůst znalostí. S rostoucím poznáním však paradoxně roste i naše nejistota. V současnosti nemáme jednu jedinou teorii popisující vznik a vývoj vesmíru, kterou bychom pouze zpřesňovali dalším pozorováním. To, co dnes známe o vesmíru, se natolik vymyká běžným zkušenostem, že nejsme schopni instinktivně vybrat správný směr výzkumu. V současnosti máme hned několik více či méně důvěryhodných kosmologických modelů. Některé se liší jen v maličkostech, jiné jsou až extravagantně odlišné. Jedno však mají společné. Matematicky jsou správně a odpovídají naměřeným hodnotám. Abychom mohli rozhodnout, kterou cestu si vybrala příroda nebo alespoň vyloučit nesprávné teorie, potřebujeme přesnější měření. Jednou z nejdůležitějších indicií je hodnota rychlosti rozpínání vesmíru známá jako Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je buď způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností, nebo nepřesným kosmologickým modelem..
Světočáry. Grafika: Ivan Havlíček.
|
Hubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je buď způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností, nebo nepřesným kosmologickým modelem. Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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. Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. |
Hubblův-Lemaîtrův zákonHubblův-Lemaîtrův zákon – čím vzdálenější galaxie, tím vyšší rychlostí se od nás díky expanzi vesmíru vzdaluje. Tento vztah experimentálně objevil v roce 1927 belgický kněz Georges Lemaître (využíval měření amerického astronoma Vesto Sliphera). Edwin Hubble vztah nezávisle nalezl v roce 1929. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. vyjadřuje, jak rychle se vzdalují galaxie v závislosti na vzdálenosti. Čím vzdálenější 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. jsou, tím tento vztah platí přesněji, protože se stále méně uplatňuje jejich vlastní pohyb. Hubblova konstanta je faktor rychlosti rozpínání samotného prostoru. Čím přesněji ji budeme znát, tím přesnější budou naše představy o vývoji vesmíru. Podle dnešních měření se její hodnota pohybuje mezi 68 km/s/Mpc a 74 km/s/Mpc. K určení těchto hodnot bylo použito dvou principiálně různých metod. Nižší hodnota odpovídá měření pomocí fluktuací reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)., vyšší hodnota se vztahuje k přímému měření rychlosti vzdalujících se galaxií. Problém spočívá v tom, že naměřené intervaly hodnot se nepřekrývají a svým způsobem se vlastně vylučují.
Standardní svíčka
Změřit hodnotu Hubblovy konstanty je principiálně jednoduchá úloha. Stačí změřit rychlost vzdalující se galaxie a vydělit ji její vzdáleností. Konkrétní realizace však naráží na těžkosti. Určit rychlost vzdalování z červeného 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. spektrálních čar je rutinní úloha. Změřit vzdálenost již tak snadné není. Velice oblíbený nástroj jsou tzv. standardní svíčkyStandardní svíčka – způsob určování vzdáleností ve vesmíru pomocí svítivosti objektu. Dopočítat vzdálenost z naměřené jasnosti je možné jen v tom případě, že známe skutečnou svítivost objektu. Takovému objektu proto říkáme standardní svíčka. Může jím být například kulová hvězdokupa, supernova typu Ia, červený obr ve fázi maximální svítivosti…. Pod tímto neastronomicky znějícím pojmem si stačí představit jakýkoli vesmírný zdroj světla, o kterém víme, jak moc svítíMagnituda absolutní – absolutní hvězdná velikost je magnituda objektu, kterou by měl ve vzdálenosti 10 pc od nás. Závisí jen na skutečné svítivosti objektu. Zadáváme-li vzdálenost objektu v parsecích, platí mezi absolutní (M) a relativní magnitudou (m) jednoduchý vztah: M = m + 5 – 5 log r. Rozlišujeme bolometrickou absolutní magnitudu (v celém spektru) a vizuální absolutní magnitudu (pouze v rámci viditelného spektra). Pro určování vzdáleností se někdy využívají proměnné cefeidy, jejichž absolutní magnituda (svítivost) souvisí s periodou světelné křivky P vyjádřenou ve dnech podle přibližného vztahu M = –2.4 log P – 1.5. Ze známé periody a relativní magnitudy určíme z posledních dvou vztahů snadno vzdálenost cefeidy.. Když pak změříme, jak jasný je tento zdroj na oblozeMagnituda – 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)., snadno dopočítáme jeho vzdálenost.
Supernova typu Ia je soustava hvězdného obra a bílého trpaslíka, který svému sousedovi odčerpává atmosféru. Ve chvíli, kdy koncentrace nakradeného materiálu dosáhne kritické úrovně, zažehne se v celém objemu termonukleární reakce.
Vesmír nám takových standardních svíček nabízí celou řadu. Mohou to být například proměnné hvězdy cefeidyCefeidy – 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., které pravidelně mění svou jasnost. Snadno měřitelná frekvence změn je jednoznačně určena fyzikou nitra hvězdy a je pevně spojena s její jasností. Jiné vyhledávané standardní svíčky jsou supernovy typu IaSupernova 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., které vybuchují s přesně danou intenzitou. Pak jsou tu standardní svíčky, jako třeba kulové hvězdokupyKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló. nebo červení obřiČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., které se však hodí pro měření spíše kratších vzdáleností. Na opravdu velké vzdálenosti je potřeba použít standardní svíčky s obrovskou jasností. Nedávno se astronomům nabídly hned dva nové typy objekjtů.
Když už to stojí za to
Opravdu velké výlevy energie se kupodivu neuvolňují při jaderných procesech, které pohánějí hvězdy ale při fyzikálně daleko prozaičtější přeměně potenciální energie na teplo. Stejný princip, který trochu ohřeje kámen, když spadne na zem, dokáže ve vesmírných měřítcích uvolnit energii, kterou zaznamenáme na vzdálenostech srovnatelných s průměrem pozorovatelného vesmíru. Mohutnost záblesku je způsobena jen obrovským množstvím hmoty a rychlostí, při které ke srážce dojde. Nejmenší a přitom nejhmotnější tělesa, která tohle dokážou, jsou neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1017 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.. Ještě větší výkony mohou podat černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují., ale jejich srážka není doprovázena světelným zábleskem, takže se k našemu účelu nehodí.
Při srážce neutronových hvězd se uvolní energie odpovídající řádově tisíci novám, proto se pro tento úkaz vžil název kilonova. Určit absolutní sílu záblesku však není triviální úloha. Neutronové hvězdy stále považujeme za exotické objekty, protože si nejsme jistí chováním superhusté látky v jejím nitru. To se odvíjí od stavových rovnic, a ty závisí na tlaku, teplotě a objemu. Tedy na veličinách, které jsou pro neutronové hvězdy nejen neznámé, ale mají i poněkud jinou povahu, než jakou jim přisuzujeme u hmoty v běžných pozemských podmínkách. Tým fyziků z Postupimské univerzity pod vedením Tima Dietricha analyzoval dvě srážky neutronových hvězd, skloubil je se současnými znalostmi jaderné fyziky a sestavil první stavové rovnice jejich nitra, ze kterých již bylo možné jasnost exploze dopočítat. Touto cestou se následně dopracovali k hodnotě Hubblovy konstanty 66 km/s/Mpc. To sice ještě více rozšiřuje interval známých hodnot Hubblovy konstanty, ale metoda je teprve v počátcích. Je rozumné očekávat další zpřesnění znalostí stavových rovnic.
Svíčka, která nesvítí
Druhá nová metoda se také odvíjí od srážek neutronových hvězd, ale pojem standardní svíčka zde již musíme chápat v přeneseném smyslu. Hlavně proto, že se tu nejedná o záblesk světelný, nýbrž gravitační. Letos tomu bude teprve šest let od první přímé detekce gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. Z původně jedinečné vědecké události se pomalu stává rutina. Dnes již mají astronomové k dispozici záznamy padesáti průběhů gravitačních záblesků. Výhodou je, že z průběhu zaznamenaného signálu lze dopočítat celkovou energii, která se uvolnila ve formě gravitačních vln. Porovnáním s naměřenými hodnotami se dostaneme ke vzdálenosti. Zdálo by se tedy, že se v tomto případě nemusíme omezovat jen na srážky neutronových hvězd, ale můžeme využít i energeticky hutnější splynutí černých děr bez světelného záblesku. Bohužel to není pravda. Gravitační vlny se nešíří všemi směry stejně. Nejsilnější směr je podél osy rotace systému, nebo jinými slovy ve směru kolmém na rovinu oběhu srážejících se složek. Potřebujeme tedy znát i úhel mezi tímto směrem a směrem k pozorovateli. Tady už se neobejdeme bez podpory rádiové astronomie.
Splynutí neutronových hvězd Zdroj: N. Fischer / H. Pfeiffer / A. Buonanno / Max Planck Institute for Gravitational Physics / Simulation eXtreme Spacetimes (SXS) Collaboration.
Právě v rádiovém oboru můžeme sledovat směr rychlých výtrysků hmoty, který je totožný se směrem šíření gravitačních vln. Tak tomu bylo i při analýze úkazu GW170817 v roce 2017. Ehud Nakar z univerzity v Tel Avivu se svým týmem provedli detailní hydrodynamickou simulaci události a určili směr výtrysku. Po příslušné korekci získali skutečnou intenzitu gravitační vlny a vzdálenost. Ta vyšla 130 milionů světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky., což vedlo k stanovení hodnoty Hubblovy konstanty mezi 65,3 km/s/Mpc a 75,6 km/s/Mpc. Což sice není v rozporu s doposud známými hodnotami, ale také nepřináší nic nového. Nicméně, jako v předešlém případě, jedná se o novou (tentokrát dokonce principiálně novou) metodu a je zcela legitimní očekávat její další zpřesňování.
Opravdu tomu rozumíme?
Máme další metody měření vzdáleností ve vesmíru. Budoucnost ukáže, k jaké hodnotě Hubblovy konstanty povedou. Je otázka, zda pak budeme mít v problému jasněji. Je možné, že je problém v samotném chápání Hubblovy konstanty. Problém neslučitelných intervalů naměřených hodnot – pomocí fluktuací reliktního záření z počátku vesmíru na jedné straně a pomocí měření rychlostí v novějším vesmíru, se dá formulovat také jako problém v rozdílech chování dřívějšího a dnešního vesmíru. Nenajdeme-li zásadní chybu v metodice měření, nezbude než hledat výstižnější kosmologické modely.
Numerická simulace relativistického splynutí neutronových
hvězd události GW170817 v roce 2017.
Zdroj: MPI/YT.
Odkazy
- Rainer Kayser: Wie schnell expandiert das Universum?; Welt der Physik, 17 Dec 2020
- Dirk Eidemüller: „Die Verschmelzung zweier Neutronensterne ist besonders spektakulär“; Welt der Physik, 12 Nov 2020
- A. Simonnet: Astronomers Develop New Method for Measuring Hubble Constant; Sci News, 11 Jul 2019
- Aldebaran: Astrofyzika – měření vzdáleností
