Minulý rok jsme naši sérii fyzikálních článků zakončili přehledem nejdůležitějších fyzikálních problémů čekajících na vyřešení. Proto se domnívám, že bychom se ke konci letošního roku mohli podívat na poněkud pozitivnější téma. I přes řadu nedořešených problémů je totiž fyzika věda, která neobyčejně a možná až překvapivě dobře funguje v popisu našeho světa. Vydejme se tedy na cestu do vzdálených částí našeho vesmíru, kde nalezneme záhadné objekty a podivné extrémně energetické jevy, které až donedávna odolávaly pokusům o vysvětlení. Začneme však poněkud blíže u naší Země, jen několik set světelných let daleko ve směru souhvězdí Býka, kde se nachází známá hvězdokupa Plejády.

Anomálie sondy Hipparcos

Plejády jsou otevřená hvězdokupa nazývaná rovněž Kuřátka nebo Sedm sester podle sedmi nejjasnějších hvězd symbolizujících sedm sester z řecké mytologie. Ty jsou dcerami Titána Atlanta a nymfy Pléioné a průvodkyněmi bohyně Artemidy. Na oblohu je vyzdvihli bohové, aby je ochránili před lovcem Oriónem, který je pronásledoval. Právě sedm sester (Máia, Élektra, Taygeté, Alkyoné, Kelainó, Steropé a Meropé) představuje sedm jasných hvězd viditelných pouhým okem. Byť ve skutečnosti je ve hvězdokupě přes tisíc hvězd, z nichž až 14 může být hypoteticky, za velmi příznivých podmínek, pozorováno pouhým okem.

Otevřené hvězdokupy jsou obecně velmi mladé a dosti nestabilní struktury, nejinak je tomu i u Plejád. Stáří hvězdokupy se odhaduje na 112,5 milionů let, přičemž zhruba za 250 milionů let by mělo dojít k rozpadu hvězdokupy, kdy se v současnosti gravitačně vázané objekty již budou po Galaxii pohybovat nezávisle. Průměr hvězdokupy je asi 15 světelných let, hmotnost je rovna 800 slunečních hmot (M_S). Kromě běžných hvězd hlavní posloupnosti obsahují Plejády také významné množství hnědých trpaslíků, objektů na pomezí mezi planetami a hvězdami. Ty tvoří asi 25 % počtu objektů hvězdokupy, avšak k její hmotnosti přispívají jen dvěma procenty.

Prozatím jsme se ovšem vyhnuli otázce, jak jsou vlastně Plejády daleko od naší vlastní soustavy. Jde o důležitou znalost, vzhledem k určení vzdálenosti dalších objektů v Mléčné dráze i mimo ni, což značně pomůže stanovení kosmologických parametrů vesmíru. Přitom je jasné, že hvězdokupa neleží od Země příliš daleko (z hlediska galaktických rozměrů), Plejády se nachází ve stejném ramenu Galaxie jako Slunce (rameno Orionu). A protože známe další parametry hvězd v Plejádách i hvězdokupy obecně, díky změření jejich vzdálenosti potom můžeme odhadnout i vzdálenost dalších hvězdokup.

Měření vzdálenosti Plejád dlouho udávala shodně hodnotu přibližně 440 světelných let. Pak ovšem družice Hipparcos pomocí stanovení paralaxy hvězdokupy určila jejich vzdálenost jen na 385 světelných let, což je už poměrně zásadní nesoulad s dřívějšími výsledky. I pozdější kontrola dat z této družice původní výsledky víceméně potvrdila, když stanovila vzdálenost na asi 398 světelných let, což je sice více než původní odhad, ale stále jde o značnou odchylku od výsledků dalších experimentů.

Například proslulý Hubbleův vesmírný dalekohled naměřil právě 440 světelných let, nicméně hodnotu určil podle pouhých tří poměrně málo jasných hvězd ve hvězdokupě, což oproti pozorování 54 hvězd družicí Hipparcos dávalo důvod k pochybám. Na druhou stranu také další fyzikální přístroje měřily spíše hodnoty blízké 440 světelným rokům. Velmi zajímavým faktem navíc bylo, že se Hipparcem napozorované vzdálenosti lišily oproti výsledkům jiných přístrojů pouze u Plejád, nikoliv u dalších hvězdokup či jiných objektů.

Vědecký spor přetrvával ještě několik let. Až roku 2012 zveřejnili vědci analýzu hovořící o chybě sondy Hipparcos způsobené špatným vyhodnocením dat. V srpnu 2014 změřili astronomové vzdálenost hvězdokupy pomocí sítě radioteleskopů VLBI na 443 světelných let. O tři roky později použili odborníci první data ze sondy Gaia a určili vzdálenost Plejád na 438 světelných let, druhý balíček dat z této sondy hodnotu upřesňuje na 445,6 světelného roku.

Sami tedy vidíte, že všechny moderní údaje v rámci chyby měření víceméně potvrzují původní hodnotu 440 světelných let. Je tedy dnes již jasné, že se družice Hipparcos skutečně mýlila a vzdálenosti dalších objektů ve vesmíru upravovat nemusíme.

Původ gama záblesků

Zmíníme-li velmi mohutné exploze, většina lidí si patrně představí různé katastrofické události, zejména dopady planetek, jako byla třeba ta Tunguzská nebo Čeljabinská. Popřípadě někoho mohou napadnout jaderné či vodíkové zbraně, které způsobují nejničivější lidmi připravené výbuchy. Ve vesmíru však existují o mnoho řádů mohutnější exploze, které však překvapivě mají s pozemskými jadernými zbraněmi určitou souvislost. Jedná se o tzv. gama záblesky, které detekovaly americké družice Vela 3 a Vela 4 určené zejména k pátrání po nepovolených testech jaderných zbraní. Signál zachycený 2. července 1967 však experty nesmírně překvapil.

Tým z národní laboratoře v Los Alamos pod vedením Raye Klebesadela nějakou dobu prověřoval, že skutečně nejde o jaderný test. Brzy ovšem zjistili, že se signál žádnému známému jadernému výbuchu ani trochu nepodobá. A protože měli v době probíhající studené války naléhavější priority, rozhodli se dát událost k ledu.

Avšak rovněž pozdější družice s lepším přístrojovým vybavením detekovaly podobné signály. Skupina Z Los Alamos proto prozkoumala fenomén podrobněji a nakonec identifikovala 16 událostí. U všech dokázali specialisté určit jejich přibližnou polohu na obloze, čímž vyloučili jejich pozemský nebo sluneční původ. Bylo jasné, že detekované gama záření přiletělo z vesmíru, proto armáda objev odtajnila a předala informace astronomům, kteří získaná data publikovali v roce 1973.

O povaze gama záblesků se tehdy vědělo jen velmi málo. To zavdalo důvod k množství divokých spekulací. Astronomové se nejprve domnívali, že se zdroje gama záblesků nacházejí v naší Galaxii, snažili se je proto vysvětlit množstvím hypotéz, například i srážkami komet s neutronovými hvězdami.

Comptonova gama observatoř, vypuštěná v roce 1991, však ukázala, že gama záblesky nepřicházejí pouze z oblasti galaktické ani její blízkosti. Zjistila naopak jejich izotropní rozložení po celé obloze. V roce 1997 navíc astronomové pomocí družice BeppoSAX zachytili poprvé také dosvit gama záblesku v optické a rentgenové oblasti elektromagnetického spektra. Dnes se už ví, že takový dosvit následuje většinu záblesků, trvá až několik dní a můžeme jej pozorovat na delších vlnových délkách. Koncem 90. let se taktéž družici BeppoSAX podařilo poprvé určit rudý posuv gama záblesků, což značí i změření jejich vzdálenosti a energie. Od té doby bylo tudíž zcela jasné, že zdroje gama záblesků leží mimo Mléčnou dráhu ve velmi vzdáleném vesmíru.

Pokud jsou však zdroje gama záblesků v kosmologických vzdálenostech, je také zjevné, že musí jít o mimořádně energetické jevy, čemuž nutně musí odpovídat i fyzikální povaha jejich zdrojů. Energie dosahované při gama záblescích jsou obrovské a v podstatě nepředstavitelné. Stačí si jen uvědomit, že energie uvolněná při průměrném gama záblesku překonává energii vyzářenou naším Slunce za celou dobu jeho života. Jinými slovy, za několik sekund dokáže gama záblesk uvolnit tolik energie jako Slunce za 10 miliard let! Většina této energie se sice obvykle uvolní v gama záření, ale například gama záblesk GRB 080319B dosáhl i v optické části spektra magnitudy 5,7. Alespoň v principu jej tudíž šlo vidět pouhým okem. Přitom jeho vzdálenost činila 7,5 miliardy světelných let!

Je nicméně důležité vědět, že gama záblesky jsou poměrně dobře směrované a většina energie je uvolněna v dosti úzkém výtrysku. Pokud není tento výtrysk vhodně nasměrován, není ze Země pozorovatelný. Proto velkou většinu gama záblesků nikdy nezaznamenáme.

Gama záblesky mohou mít množství rozdílných podob. V podstatě neexistují dvě světelné křivky gama záblesků, které by se vzájemně shodovaly. Liší se však i v dalších parametrech. Tak například mohou trvat od milisekund až po desítky minut, přičemž někdy přijde pouze jeden vrchol jasnosti, jindy pozorujeme několik vrcholů o velmi podobné jasnosti. O dosvitu v méně energetických částech spektra jsme již hovořili. Některé gama záblesky mají ovšem taktéž předchůdce v podobě slabého zjasnění, které teprve po několik sekundách nebo minutách následuje vlastní intenzivní vzplanutí.

Přesto se podařilo pozorované gama záblesky roztřídit do dvou základních kategorií. První tvoří krátké gama záblesky, které trvají nejdéle dvě sekundy. Ty tvoří asi 30 % všech událostí. Druhou skupinou jsou dlouhé gama záblesky trvající déle než dvě sekundy, na něž připadá zbylých 70 % událostí. Občas se vyděluje ještě třetí typ – tzv. ultra dlouhé gama záblesky. Měly by trvat déle než 10 000 sekund. Prozatím ale bylo ultra dlouhých gama záblesků pozorováno jen velmi málo, nemáme tudíž dostatek informací pro rozhodnutí, zda je vytvoření nové kategorie prospěšné.

Odkud gama záblesky pocházejí, zůstávalo dlouho záhadou. Odborníci navrhli jako zdroje celou řadu různých objektů. Uvažovalo se o kulových hvězdokupách, kvasarech, Seyfertových galaxiích, objektech BL Lacertae (typ aktivního galaktického jádra), pulsarech, bílých trpaslících i supernovách. Avšak bez většího úspěchu. Přesto zde byly určité náznaky poukazující na možný původ událostí. 25. dubna totiž observatoř BeppoSAX detekovala gama záblesk GRB 980425 trvající přibližně půl minuty. Hned následující den stejná družice pozorovala v téže galaxii také supernovu SN 1998bw, což vyvolávalo podezření na možnou souvislost mezi dlouhými gama záblesky a supernovami. Hypotézu navíc podpořila zpětná analýza jiných dvou gama záblesků z let 1997 a 1998.

Brzy se ukázalo, že téměř všechny dlouhé gama záblesky jsou spojeny s galaxiemi, v nichž probíhá rychlá tvorba hvězd, a velmi často rovněž s extrémně energetickými supernovami. Dlouhé gama záblesky se tedy podařilo vysvětlit jako události vznikající při smrti hmotných hvězd. Konkrétně se jedná o tzv. hypernovy neboli též kolapsary. Vytváří je velmi hmotné a rychle rotující hvězdy s nízkou metalicitou (zastoupením prvků těžších než helium).

Když jádro takovéto hvězdy prudce zkolabuje, dochází k pádu hmoty blízko jádra na nově vzniklou černou díru (někdy se zrodí též magnetar – neutronová hvězda s extrémně silným magnetickým polem). To vyvolává uvolnění extrémního množství energie ve formě relativistických výtrysků, které potom můžeme pozorovat jako gama záblesk (pokud jeden z výtrysků míří k Zemi). Původ dlouhých gama záblesků tedy vědci objasnili v roce 2003.

Ale co krátké gama záblesky? Jelikož jsou méně časté, vědělo se o jejich původu ještě v roce 2003 jen velmi málo. Potom však astronomové pozorovali množství událostí přicházejících z oblastí s malou nebo dokonce žádnou tvorbou nových hvězd, jako jsou eliptické galaxie nebo jádra kup galaxií. Navíc se nenašla žádná spojitost se supernovami. To ukazovalo na skutečnost, že krátké gama záblesky nemohou vysvětlit exploze hypernov a že je jejich zdroj jiný než u dlouhých gama záblesků.

Vědci proto navrhli, že by krátké gama záblesky mohly vznikat při srážkách dvojic neutronových hvězd, případně neutronové hvězdy s černou dírou. Takové události se začalo říkat kilonova. Nepřímé náznaky tuto hypotézu skutečně podporovaly. Krátké gama záblesky sice mohou trvat až dvě sekundy, obvyklá délka je ale jen 0,2 sekundy. Jejich původci by tedy měli mít jen velmi malý průměr.

Nadějnou hypotézu potvrdili odborníci v roce 2017 za velké pomoci gravitační astronomie. LIGO totiž nejprve detekovalo gravitační událost GW170817 vzniklou při srážce neutronových hvězd. Fyzikové věnující se gama zábleskům vycítili naději a nebyli zklamáni. Gama observatoř Fermi skutečně detekovala krátký gama záblesk GRB 170817A jen 1,7 sekundy po gravitační události. Když navíc později observatoř Swift pozorovala ultrafialové záření z této kilonovy, měli fyzikové jasno. V roce 2017 tedy byly vysvětleny oba hlavní typy gama záblesků.

Nutno podotknout, že velmi malý počet krátkých gama záblesků produkují také objekty zvané Soft Gamma Repeaters (SGR). Jde o magnetary nalézající se v blízkých galaxiích, jejichž mohutné erupce mohou rovněž způsobit gama záblesk, avšak s menší energií než je u krátkých gama záblesků obvyklé.

Pokud jde o ultra dlouhé gama záblesky, ty by snad mohlo způsobovat zhroucení modrých veleobrů nebo nově vytvořené magnetary. Jak už jsme si však řekli, kategorie ultra dlouhých gama záblesků není ještě úplně definitivně ustavena, musíme si počkat na další informace.

Na závěr této podkapitoly si položme otázku. Může se odehrát gama záblesk v naší Galaxii? Zatím žádnou podobnou událost specialisté nezaznamenali. Některé masivní modré proměnné hvězdy nebo Wolfovy-Rayetovy hvězdy s rychlou rotací by se snad mohly vyvinout v hypernovu podobnou těm způsobujícím dlouhé gama záblesky. Avšak dlouhé gama záblesky jsme většinou pozorovali ve vzdálených galaxiích, a tedy i v dřívějších etapách vývoje vesmíru, kdy hvězdy neměly takový obsah těžších prvků. Je tedy obtížné předpovídat vývoj u případných podobných objektů v Mléčné dráze. Naopak u krátkých gama záblesků není důvod, proč by v naší Galaxii vzplanout nemohly, srážce dvou neutronových hvězd nic nebrání.

Povaha kvasarů

Druhý technik Arnold Jidáš Rimmer z těžařské lodi Červený trpaslík: „V odpověď na otázku co nám červené spektrum napovídá o kvasarech je řada termínů, jež je třeba definovat. Co je to spektrum, proč má červenou barvu, proč je červené a proč je tak často spojované s kvasary?“

Až do počátku 20. let minulého století nebylo zcela jasné, zda Mléčná dráha tvoří celý vesmír, či zda jsou v něm další galaxie. Potom však astronomové zjistili, že některé objekty, dříve považované za mlhoviny, jsou ve skutečnosti další galaxie podobné té naší. V 50. letech se ovšem začal více rozvíjet tehdy nový obor – radioastronomie. Odborníci tehdy mezi běžnými galaxiemi identifikovali zvláštní objekty, které nedokázali vysvětlit.

Jednalo se o zdroje radiových vln neznámého původu emitujících velmi mnoha záření na celé škále frekvencí. Ve viditelné části spektra se však tyto objekty neprojevovaly buď vůbec, nebo jen jako velmi slabé body podobné vzdálenějším hvězdám. První dva takové objekty byly pozorovány koncem 50. let, šlo o 3C 48 a 3C 273 (3C znamená třetí Cambridgeský katalog rádiových zdrojů).

Do roku 1960 učinili specialisté ještě několik stovek podobných pozorování. Pomocí pozemních observatoří (například Lovellova radioteleskopu v Jodrell Bank) bylo zjištěno, že nalezené objekty mají velmi malý úhlový rozměr. Téhož roku našli Američané Allan Sandage a Thomas Matthwes optický protějšek kvasaru 3C 48, v roce 1963 svůj objev definitivně potvrdili. Podařilo se jim navíc určit spektrum zdroje, v němž našli mnoho neznámých emisních čar. Britská skupina vedená Cyrilem Hazardem a Johnem Boltonem se soustředila na objekt 3C 273, který studovali pomocí Parkesova radioteleskopu v Austrálii. Na jejich práci navázal další americký astronom Maarten Schmidt, který našel optický protějšek 3C 273 a identifikoval zvláštní spektrální čáry, stejně jako tomu bylo u 3C 48.

Schmidt tvrdil, že jde ve skutečnosti o běžné spektrální čáry vodíku, avšak s vysokým rudým posuvem. Dokonce tak vysokým, že v té době bylo jen velmi málo známých objektů, které vykazovaly vyšší rudý posuv. Pokud by byl objekt 3C 273 hvězdou, byla by jeho rychlost 47 000 km/s, tedy téměř šestina rychlosti světla, což je mnohem více než rychlost veškerých tehdy známých hvězd. Navíc ani vysoká rychlost nevysvětluje velké rádiové emise objektu. Jestliže byl rudý posuv způsoben rozpínáním vesmíru, byla 3C 273 svítivější než dříve známé galaxie, přitom však kompaktnější. Po přezkoumání dalších snímků odborníci zjistili, že zdroj mění velmi rychle svoji jasnost. Většina vyzářené energie tudíž musí pocházet z oblasti o velikosti ani ne jednoho světelného roku. Což je na vesmírné vzdálenosti velmi malý rozměr naznačující obrovskou hustotu výkonu.

Krátce na to Marteen Schmidt, Jesse Greenstein a John Oke objasnili také spektrum 3C 48, když zjistili, že obsahuje spektrální čáry vodíku a hořčíku, ovšem s rudým posuvem ještě větším než u 3C 273. Do roku 1965 potom vědci pozorovali spektra dalších sedmi objektů, opět s vysokým rudým posuvem. Identifikovali tedy zdroje jako kosmologické, to znamená velmi vzdálené a s extrémní rychlostí. Jejich interpretace tehdy ale nebyla obecně přijímaná.

Právě Schmidt nazval tyto objekty, s ohledem na jejich vzhled, kvazistelární. O dnes nejčastěji používaný termín se zasloužil americko-čínský fyzik Hong-Yee Chiu. Ve svém článku v americkém odborném časopisu Physics Today v roce 1964 napsal: „K popisu těchto objektů se zatím používá nešikovně dlouhý název kvazihvězdné rádiové zdroje. Protože je jejich povaha zcela neznámá, je těžké pro ně vymyslet vhodné krátké pojmenování tak, aby jejich podstatné vlastnosti byly zřejmé už v názvu. Pro usnadnění budeme v tomto textu používat zkrácený název kvasary.“

Ale vraťme se ke sporu o povahu kvasarů. Velmi vysoký rudý posuv mohl znamenat extrémní rychlost a vzdálenost, ale také vysokou hmotnost (viz gravitační rudý posuv). Vysvětlení bránilo několik překážek. Pokud by byly kvasary malé a velmi daleko, bylo by snadné vysvětlit rudý posuv, ale nesnadné objasnit jejich výkon. Pokud by naopak byly velké a blízko naší Galaxie, snadno bychom mohli pochopit jejich výkon, ale jen obtížně bychom vysvětlovali rudý posuv a absenci pozorování vlastního pohybu. Schmidt se domníval, že 3C 273 může být buď hvězda v Mléčné dráze o velikosti asi 10 km, nebo vzdálené aktivní galaktické jádro. Argumentoval ve prospěch druhé možnosti, považoval ji za mnohem pravděpodobnější.

V té době nicméně stále nebyl znám mechanismus, který by mohl vysvětlit vyzařování tak obrovského množství energie. Možný způsob navrhli roku 1964 Edwin Salpeter a Jakov B. Zeldovič. Předpokládali existenci akrečních disků plných velkého množství hmoty kolem supermasivních černých děr. Jak hmota z akrečního disku obíhá kolem černé díry a postupně do ní padá, dochází k uvolnění značného množství energie. Salpeterovo a Zeldovičovo řešení nicméně nebylo ve fyzikální komunitě v 60. letech přijato příliš pozitivně. Existence černých děr byla stále podle mnoha vědců jen exotická hypotéza. Mnoho specialistů proto upřednostňovalo vysvětlení rudých posuvů u kvasarů pomocí extrémní hmotnosti, a ne extrémní rychlosti.

Ve druhé polovině 60. let a na počátku 70. let navrhli fyzikové mnoho různých hypotéz vysvětlujících získaná observační data. V podstatě všechny modely ale narážely na větší či menší potíže. Jak se ukázalo, hvězdy dostatečně hmotné k vysvětlení rudého posuvu kvasarů by vykazovaly takovou míru nestability, že by patrně nemohly vůbec existovat. Ideu kvasarů v kosmologických vzdálenostech zase srážela obří energie nutná pro jejich fungování. Z toho důvodu se objevily některé velmi exotické myšlenky. Někteří navrhovali, že jsou kvasary ve skutečnosti srážkou černé díry s bílou dírou (hypotetický opak černé díry) nebo řetězovou reakcí supernov.

Nicméně v 70. letech pokročila kosmologie natolik, aby se ukázalo, že měřené rudé posuvy kvasarů mají skutečně původ v jejich vysoké rychlosti a tedy i vzdálenosti. Zjistilo se také, že objekty ležící v okolí kvasarů vykazují stejný rudý posuv jako samotné kvasary, což silně podporuje identifikaci kvasarů jako součásti vzdálených galaxií.

Po roce 1973 měli fyzikové již také lepší důkazy pro existenci černých děr. První vesmírná rentgenová observatoř Uhuru potvrdila, že rentgenový zdroj Cygnus X-1 je téměř jistě černá díra. Po objevu supermasivních černých děr v jádrech galaxií a numerických simulacích mechanismu Salpetera a Zeldoviče nakonec fyzikální komunita přijala jejich vysvětlení jako správné. Dnes již víme, že kvasary jsou extrémně svítivá galaktická jádra poháněná supermasivními černými dírami. Důležité je vědět, že obrovská energie kvasarů se generuje mimo horizont černé díry, konkrétně v jejím akrečním disku, kde dochází k přeměně gravitační potenciální energie na záření. Tento proces dokáže proměnit až 32 % hmoty na energii (Slunce to dokáže jen u 0,7 % hmoty).

Současné vysvětlení silně podporují kupříkladu snímky z Hubbleova vesmírného dalekohledu, které ukazují kvasary umístěné v centrech vzdálených galaxií. Pomocí Hubbleova teleskopu se podařilo identifikovat množství mateřských galaxií již dříve objevených kvasarů (známe jich asi 750 000). Kvasary lze pozorovat v celé šíři elektromagnetického spektra. Už jsme si řekli o sledování těchto objektů v rentgenové i viditelné oblasti. Zmínili jsme i rádiové záření, kde část kvasarů září velmi silně. Jiné mají maxima jasnosti v ultrafialové nebo infračervené části spektra.

Zajímavé je, že supermasivní černé díry jsou v jádře všech běžných galaxií, ale jen málo z nich pohání kvasary. Aby totiž takový kvasar mohl fungovat, musí být na správné oběžné dráze přítomno správné množství hmoty. To je příčinou pozorování převážně velmi vzdálených kvasarů, neboť v mladých galaxiích bylo přítomno větší množství hmoty nutné k pohonu kvasaru (což mimochodem silně podporuje model velkého třesku). Pozorujeme proto i velmi vzdálené kvasary, vesmírný dalekohled WISE nalezl kvasar ULAS J1342+0928 vzdálený 13,1 miliardy světelných let.

Nicméně vzhledem k tomu, že se kvasary mohou znovu zažehnout, je možné, že se jednou po splynutí Mléčné dráhy a galaxie M31 v Andromedě naše galaktické jádro stane znovu aktivním. Naši vzdálení potomci možná budou moci zkoumat takový kvasar z bezprostřední blízkosti.

Problém stáří vesmíru

Otázka věku našeho vesmíru se dlouho nezdála být příliš důležitou. Řada mytologií počítala s věčným vesmírem, případně s vesmírem cyklickým, jehož etapy jsou ale nesmírně dlouhé. Později se sice mluvilo o stvoření křesťanským Bohem před poměrně krátkou dobou, tehdy ale nikdo neznal stáří Země nebo dalších objektů na obloze. V 19. století prokázali geologové, že Země musí být výrazně starší než několik tisíc let, jak uvádí výpočty o stvoření světa, snad desítky nebo stovky milionů let. O tom, kdy vznikl náš vesmír jsme však stále nevěděli nic určitého.

Až teprve počátkem 20. století s rozvojem astrofyziky a kosmologie jsme začali dostávat konkrétnější představu. Přesto se fyzikové museli zabývat problémem stáří vesmíru opakovaně, neboť se několikrát zdálo, že jsou ve vesmíru objekty starší, než jeho odhadovaný věk. Což je pochopitelně nesmysl. Ve vesmíru rozhodně nemohou být objekty, které vznikly dříve než sám kosmos.

Ve 20. letech minulého století zaznamenala kosmologie prudký rozvoj. Alexandr Fridman a Georges Lemaître publikovali zásadní kosmologické práce, v nichž hovořili o geometrii našeho vesmíru i o jeho vzniku v horkém a hustém počátku, nazvaném později velký třesk. Edwin Hubble prováděl naopak experimentální výzkum a prokázal, že se vesmír rozpíná. Z toho tedy logicky vyplývá, že v určitém okamžiku v minulosti byly všechny objekty v jednom bodě a rozpínání začalo před nějakým časem.

Rychlost rozpínání určuje tzv. Hubbleova konstanta, přesněji též Hubbleův parametr, jelikož její hodnota není v čase úplně neměnná. Hubbleův parametr udáváme v kilometrech za sekundu na megaparsek (km/s)/Mpc, to nám říká o kolik kilometrů za sekundu vzroste rychlost rozpínání vesmíru na každý megaparsek (milion parseků – asi 32,6 milionů světelných let). Pokud by tedy byla hodnota Hubbleova parametru 1 000 (km/s)/Mpc, pak by se galaxie vzdálená od nás 32,6 milionů světelných let vzdalovala rychlostí 1 000 km/s a galaxie vzdálená 65,2 milionů světelných let rychlostí 2 000 km/s. Musíme zdůraznit, že to vůbec neznamená, že je Mléčná dráha ve středu vesmíru. Stejný obrázek by viděli pozorovatelé v kterékoli jiné galaxii.

Vraťme se ale k určení doby, před kterou vznikl náš vesmír. Sám Edwin Hubble určil hodnotu Hubbleova parametru na 550 (km/s)/Mpc, některé práce z té doby hovořily dokonce o 600 nebo 650 (km/s)/Mpc. Pokud by se vesmír rozpínal celou dobu konstantní rychlostí (víme, že ne, ale pro jednoduchost učiňme toto zjednodušení), potom získáme věk vesmíru jednoduše jako převrácenou hodnotu Hubbleova parametru. Pro 550 (km/s)/Mpc činí stáří vesmíru 1,8 miliardy let. Jenomže mnoho významných geologů té doby tvrdilo, že je Země stará více než dvě miliardy let. Musíme sice připustit, že jejich odhad stáří Země zatěžovala poměrně velká nejistota, přesto však existoval mezi určením doby existence vesmíru a věku Země (potažmo i jiných planet) značný rozpor.

Tento nesoulad byl jednou z motivací pro zavedení teorie ustáleného stavu ve 40. letech minulého století. Tato teorie předpokládala neustálou tvorbu nové hmoty ve vesmíru, který by se sice rozpínal, ale byl by nekonečně starý a v průměru by se v čase neměnil. Většina galaxií je sice podle tohoto modelu stále poměrně mladá, Mléčná dráha by však při hodnotě Hubbleova parametru 550 (km/s)/Mpc byla neobvykle velkou a neobvykle starou galaxií, což by řešilo rozpor mezi stářím Země a stářím naší Galaxie.

My však dnes již víme, že teorie ustáleného stavu není správným kosmologickým modelem, důkazy hovoří jasně ve prospěch teorie velkého třesku. Jak se tedy problém podařilo odstranit? V 50. letech odhalili astronomové dvě zásadní chyby v původních měřeních Edwina Hubblea. Nejprve v roce 1952 oznámil německo-americký astronom Walter Baade na kongresu Mezinárodní astronomické unie v Římě svůj objev (provedený již v roce 1942), že cefeidy, které Hubble považoval za jedinou třídu proměnných hvězd, jsou ve skutečnosti dvojího typu. Klasické cefeidy známé již Hubbleovi jsou totiž mladší, hmotnější a svítivější hvězdy populace I, zatímco druhá skupina cefeid (známá jako typ W Virginis) náleží ke starším a méně jasným hvězdám populace II. To ale znamenalo, že původní určení vzdálenosti blízkých galaxií bylo chybné, ty se totiž nacházely dvakrát dále než Hubble předpokládal.

Allan Sandage o něco později zjistil, že u některých vzdálenějších galaxií nemohl Hubble s tehdejší technikou rozpoznat jednotlivé proměnné hvězdy, a tak mylně považoval za cefeidy jiné objekty, jež byly ve skutečnosti emisními mlhovinami nebo shluky mnoha hvězd. Což opět vedlo k nedocenění kosmických vzdáleností. Roku 1956 tak Sandage a Humason s kolegy publikovali výsledek, podle nějž je hodnota Hubbleova parametru 180 (km/s)/Mpc, a o dva roky později toto číslo ještě snížili až na 75 (km/s)/Mpc. Pro 75 (km/s)/Mpc vychází stáří kosmu na zhruba 13 miliard let, zatímco věk Země určili geologové v roce 1955 na 4,55 miliardy roků. Vesmír byl pohodlně starší nežli Země a další známé objekty.

Jenže bohužel ani tohle nebyl konec. V 60. letech začali odborníci lépe chápat vývoj hvězd a hvězdných soustav, což umožnilo odhadnout, kdy zhruba vznikly velmi staré kulové hvězdokupy. A výsledek kosmology vskutku nepotěšil. Udávaná hodnota totiž byla 15–16 miliard let. Musíme sice pracovat s chybou měření, nicméně i tak zde máme další zjevný rozpor. Přesnější měření Allana Sandage a Gustava Tammanna ze 70. let hodnotu Hubbleova parametru znovu redukovala, tentokrát na 50-60 (km/s)/Mpc. Po úpravě získáme věk vesmíru v rozmezí 16–20 miliard let, což už je s udávaným stářím kulových hvězdokup ve vcelku dobrém souladu.

Hned o několik let později se nám ale ten stejný problém vrátil podruhé, přesně podle hesla vyhodíš-li ho dveřmi, vrátí se ti oknem. V té době totiž někteří odborníci znovu udávali pro odhady Hubbleova parametru vyšší hodnoty. Například Gerard de Vaucouleurs hovořil o 90–100 (km/s)/Mpc, Marc Aaronson o 80–90 (km/s)/Mpc (Sandage a Tammann nicméně dále tvrdili, že je jejich zmíněné určení Hubbleova parametru správné). Opět se podle některých modelů zdálo, že jsou kulové hvězdokupy starší než sám kosmos, což vyvolalo ve fyzikální komunitě neklid a debaty, zda by snad přece jen nemohla být teorie velkého třesku chybná.

Celý problém se podařilo, snad definitivně, odstranit na přelomu století. Nejprve stanovil Hubbleův vesmírný dalekohled velikost Hubbleovy konstanty na 72 (km/s)/Mpc. Observatoř Hipparcos poté provedla nová měření kulových hvězdokup. A výsledky z roku 1995 hovořily jasně. Tyto objekty jsou o 5–10 % vzdálenější, než se dříve myslelo. Jejich hvězdy jsou tudíž jasnější a mladší oproti původním odhadům. Stáří kulových hvězdokup je proto nyní stanoveno na 12–13 miliard let. O několik let později navíc sondy WMAP a Planck měřily reliktní záření a odhadly hodnotu Hubbleova parametru na 67,5–69,5 (km/s)/Mpc. Z toho vyplývá, že vesmíru je v tuto chvíli asi 13,8 miliardy let.

Dnes se ještě občas můžete setkat s tím, že některé objekty mají vyšší věk, než by mít měly, úplně nejstarší hvězdy či galaxie možná mohly být ve vesmíru přítomny v době, kdy ještě žádné podobné objekty existovat neměly. To je ale poněkud jiná otázka, navíc jsou tato měření zatížena poměrně značnou chybou. Problém stáří vesmíru byl již odstraněn. Všechny známé astronomické objekty jsou bezpečně mladší než udávaná doba existence kosmu.

Nadsvětelná rychlost neutrin

Na úplný závěr našeho dnešního přehledu si dáme jeden velmi zajímavý fyzikální problém jako bonus. Sice nikterak nesouvisí s kosmonautikou, ale považuji jej za natolik důležitý, že jsem si jej dovolil i tak zařadit. Dobře se na něm totiž ilustrují některé podstatné aspekty výzkumu i popularizace vědy.

Je to sice již více než 11 let, ale možná si ještě pamatujete na senzační titulky, které ve druhé polovině roku 2011 oblétly svět. Na italském experimentu OPERA umístěném v národní laboratoři Gran Sasso, kam se posílala neutrina z laboratoře CERN na švýcarsko-francouzské hranici, totiž pozorovali nadsvětelnou rychlost neutrin. Ta přilétala o 60 nanosekund dříve, než by měla, zatímco přesnost měření byla odhadována na 10-15 nanosekund. Italští fyzikové se snažili najít řešení problému, avšak neúspěšně. Proto výsledek zveřejnili a obrátili se na své kolegy, aby jim pomohli nesrovnalost vysvětlit.

A zatímco specialisté pracující v oboru částicové fyziky projevovali velkou zdrženlivost, laická veřejnost se mezitím předháněla v odvážných a sebejistých prohlášeních. Existuje řada pavědců a pseudoodborníků, kteří se domnívají, že vyvrátili Einsteinovy myšlenky. Obvykle jsou však ve svých spekulacích osamoceni. To najednou neplatilo a těmto osobám se dostávalo tolik toužené pozornosti. Co na tom, že jejich argumenty byly obvykle velmi chabé, nyní měli munici pro svoje dlouhodobá prohlášení, že se Einstein mýlil. Albert Einstein je obecně pokládán za největšího fyzika. Ten, kdo jej dokáže vyvrátit, by se dostal na jeho místo. Pro mnohé šlo o neodolatelné lákadlo.

Brzy se však začaly ukazovat slabiny hypotézy o překonání rychlosti světla. Astronomka Nicole Bell z univerzity v Melbourne v Austrálii argumentovala dřívějšími pozorováními neutrin ze supernov (třeba SN 1987A), kde žádné anomální chování zaznamenáno nebylo. Držitel Nobelovy ceny Sheldon Glashow zase vypočítal, že při domnělém nadsvětelném letu by měla neutrina ztrácet energii vyzařováním dalších částic. To se však nepozorovalo. Kromě toho sousední experiment ICARUS žádná nadsvětelná neutrina nepozoroval.

Za několik měsíců navíc sami odborníci z experimentu OPERA objevili několik chyb, které mohly výsledek ovlivnit. Po jejich odstranění provedli opakované měření, na němž se již žádná nadsvětelná rychlost neprojevila. Na tiskové konferenci v červnu 2012 pak oznámili oficiální výsledky. Naměřený čas, o nějž měla údajně neutrina přilétat dříve, byl jednoznačně chybou měření. Tu způsobilo špatné zapojení optického kabelu spojujícího GPS anténu a systém sběru dat odpovídajícího za synchronizaci hodin na urychlovači v CERNu a přístrojů experimentu OPERA. Hodiny v Itálii šly tedy napřed oproti těm švýcarským (ty jdou, jak známo, vždy přesně), což ovlivnilo měření času, a tím i rychlosti. V rámci experimentální chyby tedy nedošlo k překročení rychlosti světla.

Sami tedy vidíte, že i velká vědecká záhada může mít velmi prosté až triviální řešení. Pro specialisty pracující na experimentu OPERA šlo sice o lehce trapnou záležitost, důležité však bylo, že se podařilo celou záhadu objasnit. To už však nebyla zdaleka taková senzace jako první zprávy o měření nadsvětelných neutrin. Skutečné vysvětlení problému už většina médií nezmínila nebo sice zmínila, ale někde na zadní straně. A pavědci se samozřejmě nezastyděli a neuznali svůj omyl, ale dále jedou stejnou linii, jen si přidávají jednu konspiraci navíc.

Nakonec jde o poučný příběh pro všechny strany. Vědci si jistě dávají větší pozor, co zveřejňují, a také na povahu chyb ve svých experimentech. Někdy totiž může měření ovlivnit zdánlivá banalita nebo drobný technický problém, který lze snadno přehlédnout. Pro ty, kteří se zajímají o vědu a kritické myšlení, jde také o velmi důležitou lekci. Znovu jsme si připomněli, že místo hledání senzací za každou cenu je možná občas dobré se na chvíli zastavit, zamyslet a zeptat se, zda jsme opravdu nepřehlédli nějakou hloupost.

Může se i v budoucnu stát, že se znovu objeví nějaký výsledek, který budou někteří označovat za vědeckou revoluci, která mění ve fyzice úplně všechno. Významný fyzik Richard Feynman jednou prohlásil: „První pravidlo vědy zní, že nesmíte oklamat sami sebe. A oklamat sebe je nejsnazší.“ Na tuto větu je dobré si vzpomenout zvláště v případě výsledku, který nám imponuje a souhlasí s naším názorem.

Ve všech případech je dobré vzpomenout na tvrzení slavného astronoma Carla Sagana: „Mimořádně silná tvrzení vyžadují mimořádně silné důkazy.“ Pokud tedy někdo tvrdí, že nějaký výsledek obrací vědu naruby, je vhodné být na pozoru, zvláště pak tehdy, když proti jeho tvrzení stojí řada dřívějších argumentů a pozorování. Ptejme se pak, jestli má výzkum dostatečnou statistiku, jestli v něm není nějaká hrubá chyba či zda se v nejhorším případě nejedená dokonce o podvod.

Závěr

Při srovnání se starším článkem o nevyřešených problémech ve fyzice si můžete povšimnout, že byl dnešní výčet poněkud skromnější. Avšak to se může již brzy změnit. Technika se rychle vyvíjí a vesmír sledují stále pokročilejší přístroje. Již dnes jsou v kosmickém prostoru některé družice a observatoře, které by mohly přinést vyřešení dalších velkých otázek současné fyziky, ať už je to Webbův dalekohled, Parker Solar Probe či některé další. Možná se tak za pár let znovu setkáme u článku, jehož tématem bude vyřešení dalšího důležitého fyzikálního problému.

Doporučené a použité zdroje

• Gaia ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia_overview
• Swift NASA: https://www.nasa.gov/mission_pages/swift/main
• Fermi NASA: https://www.nasa.gov/content/fermi-gamma-ray-space-telescope
• Hubble Space Telescope: https://hubblesite.org/
• Planck ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck
• ICARUS experiment: https://icarus.sites.lngs.infn.it/
• Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS): https://www.lngs.infn.it/en

Zdroje obrázků

• https://www.thelovepost.global/sites/default/files/styles/full_width_hero/public/The%20Pleiades.jpg?itok=zXXJjAhG
• https://m.espacepourlavie.ca/sites/espacepourlavie.ca/files/styles/gal-photo-large/public/pleiades_1240_830_an.jpg
• https://esahubble.org/media/archives/fitsimages/screen/davidedemartin_5.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/Sk9ivPkbZXtcyKCAQb38dC.jpg
• https://skyandtelescope.org/wp-content/uploads/Pleiades_distance_plot_m.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2002/02/hipparcos_testing/9169538-5-eng-GB/Hipparcos_testing_pillars.jpg
• https://static01.nyt.com/images/2021/10/30/science/30tsarbomba-promo/30tsarbomba-promo-superJumbo.jpg
• https://bloximages.newyork1.vip.townnews.com/santafenewmexican.com/content/tncms/assets/v3/editorial/7/92/7925169b-4f1a-5d0a-8608-040125154501/526b3538aae50.image.jpg
• https://apod.nasa.gov/htmltest/jbonnell/www/firstburst.gif
• https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/wp-content/uploads/2016/04/batse_grbs_2160_0.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/32/GRB_080319B.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/hPivWAfZjyiWV5NKM9xiF8-1200-80.jpeg
• https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/images/burst_durations_labelled.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/67/ESO_184-G82_%28GRB_980425%2C_SN_1998bw%29.jpg
• https://aasnova.wpenginepowered.com/wp-content/uploads/2019/06/collapsar.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/80/Elliptical_galaxy_IC_2006.jpg
• https://aasnova.org/wp-content/uploads/2018/04/fig1-3.jpg
• https://i.ytimg.com/vi/-Yt5EmEgz2w/maxresdefault.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7f/A_cosmic_couple.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8c/Andromeda_Galaxy_560mm_FL.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7d/Radio_map_of_quasar_3C48.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/77/Best_image_of_bright_quasar_3C_273.jpg
• https://assets3.cbsnewsstatic.com/hub/i/r/2022/09/28/e158242b-780e-46cf-8a3d-b6615bedf188/thumbnail/1200×630/b7a3b42ca0db9984dc88a663868e4dd1/horizgettyimages-566070819.jpg
• https://m.media-amazon.com/images/I/610C4OyC4HL._SY600_.jpg
• https://faculty.humanities.uci.edu/bjbecker/ExploringtheCosmos/3c273b.jpg
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2019/11/Interstellar.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2000/0131/0131_radio.jpg
• https://www.astro.cz/images/obrazky/original/133784.jpg
• https://chandra.harvard.edu/photo/2000/0131/3C273_scale.jpg
• https://cd1.incdatagate.cz/images/1ed56585-47e5-6544-aaf9-575dc9cded0d/720×405.jpg
• https://images.metmuseum.org/CRDImages/rl/original/DT707.jpg
• https://i.stack.imgur.com/OgZSA.gif
• https://schoolbag.info/science/human/human.files/image126.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/77/Geologic_Clock_with_events_and_periods.svg/800px-Geologic_Clock_with_events_and_periods.svg.png
• https://study.com/cimages/multimages/16/0c57af3a-22b2-49f1-b100-0b76da22c6a6_steadystate.png
• https://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/images/binvar/plrelnceph.gif
• https://lweb.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/h1920.jpg
• https://www.astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2019/August/ASYGL0819_01.jpg?mw=600
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2018/04/gaia_s_globular_clusters_and_dwarf_galaxies/17476256-1-eng-GB/Gaia_s_globular_clusters_and_dwarf_galaxies_pillars.jpg
• https://imageio.forbes.com/blogs-images/startswithabang/files/2018/02/Kirshner.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
• https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_hero/public/images/standard/opera-s.jpg?itok=cGmDMWYV
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/ff/Laboratori_Nazionali_del_Gran_Sasso%2C_INFN_%28TQB1%29_2014-02.jpg
• https://www.aldebaran.cz/bulletin/2012_09/1987A_th.jpg
• https://home.cern/sites/default/files/2018-06/icarus_infn.jpg
• https://conec.uv.es/wp-content/uploads/sheldon.jpg