Fyzika je fascinující vědou, která nám za staletí své existence odhalila již mnoho záhad o světě kolem nás, od tajemství vesmíru až po složení hmoty. Snad ještě více otázek však zůstává nezodpovězeno, ačkoliv na nich mnohdy pracují největší mozky vědeckého světa. To by vás ale nemělo překvapit, často se říká, že jeden vyřešený problém ve vědě odhalí dalších deset problémů o nichž nevíme nic. Dnes se na některé z těchto velkých záhad společně podíváme, nejméně dvě totiž úzce souvisí i s kosmonautikou. Představíme si nicméně i další mimořádně zajímavé problémy, každý z nich v případě vyřešení znamenající Nobelovu cenu za fyziku a věčnou slávu.

Anomálie sond Pioneer

Sondy Pioneer 10 a 11 byly vypuštěny v letech 1972 respektive 1973. Po průletu kolem velkých planet jsou nyní na trajektorii, po níž míří pryč ze Sluneční soustavy, přičemž poslední komunikace se sondami proběhla v roce 2003.

Již na samotném počátku 80. let bylo zaznamenáno anomální chování sond, v té době mu však nebyla přikládána vysoká důležitost. Zkoumání proto začalo naplno až v roce 1994. Sondy sice skutečně unikají z naší soustavy, gravitace Slunce je ale přece jen brzdí. Ukázalo se však, že toto zpomalování je o něco málo větší než se očekávalo. Rozpor mezi polohou sond určenou z výpočtů a z pozorování byl v řádu stovek a později tisíců kilometrů, přičemž postupem času narůstal. Tisíce kilometrů sice nejsou v kosmickém měřítku příliš velkým rozporem, ale nelze jej zanedbat.

Fyzikové začali na problému pracovat a brzy se vyrojila nejrůznější řešení, která můžeme rozdělit na tři skupiny. První kategorie řešení spočívala v tom, že se očekávalo nalezení chyb ve známých měřeních, které by celou anomálii vysvětlily.

Druhou část možných vysvětlení tvoří již známé jevy, například gravitace objektů Kuiperova pásu či interakce s temnou hmotou, odpor plynu a prachu, tepelné záření sond nebo úniky plynu z radioizotopových generátorů Pioneerů.

A poslední skupina vysvětlení operovala s novou fyzikou, zahrnovala tedy jevy buď zcela neznámé, anebo známé a dosud neprokázané. Za všechny jmenujme například modifikované modely gravitační síly, zrychlování hodin vlivem rozpínání vesmíru a podobně.

V roce 2012 publikovali vědci sérii článků, v níž, jak se zdá, problém zcela vyřešili. Zaměřili se podrobně na tepelné záření samotné sondy. Oba Pioneery mají radioizotopové generátory, které však mohly být vysvětlením jen obtížně. Vyzařují totiž všemi směry a navíc poločas rozpadu izotopu plutonia užitého v generátoru, 88 roků, nesouhlasí s měřením udávajícím exponenciální pokles velikosti anomálie s konstantou 27 let.

Numerická simulace však odhalila jako viníky přístroje Pioneerů. Ty totiž v těle sondy nejsou umístěny rovnoměrně, jejich tepelné záření zahřívá sondu na straně odvrácené od Slunce, čímž právě dochází k jejímu anomálnímu brzdění. Izotopový generátor sice k tepelnému záření rovněž přispívá, ale má ve srovnání s tepelným ohřevem způsobeným přístroji zanedbatelný vliv.

Pro zajímavost podobné sondy Voyager mají dosti odlišný způsob stabilizace, proto se u nich stejná anomálie nepozorovala. Různé anomální změny rychlosti jsou u nich způsobeny častými zážehy korekčních motorů, zatímco Pioneery stabilizaci pomocí trysek téměř nepoužívaly. U jiných sond (Ulysses, Galileo) se sice podobný efekt objevil, ale vzhledem k jejich větší blízkosti ke Slunci nelze jednoznačně určit stejnou příčinu.

Anomálie u Pioneerů patrně již byla vysvětlena, přesto je na místě ještě trochu opatrnosti, objevily se totiž jisté nesrovnalosti s daty z počátku měření anomálie, zhruba z doby průletu sond kolem Saturnu, kdy anomálie měla větší nejistotu a nižší hodnotu.

V současnosti existuje snaha naměřit podobnou anomálii jako u Pioneerů i u jiných modernějších sond, zejména se hovoří o New Horizons, kde ale snahu komplikuje radioizotopový generátor umístěný v blízkosti těla sondy. Pioneery měly totiž generátor umístěny od těla sondy vcelku daleko. Přesto lze zřejmě získat rozumná data. Probíhá také zpětná analýza dalších dat ze sond Pioneer pro přesnější pochopení anomálie. Nedávno byla dokonce navržena i specializovaná mise zkoumající pouze tento jev, jež by musela doletět nejméně do vzdálenosti 200 astronomických jednotek (AU) od Slunce (1 AU – střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 870,7 km).

Průletová anomálie

Vědecké modely a skutečnost spolu nesouhlasí ani u dalšího aspektu kosmických letů, u průletů kolem planet. Odborně hovoříme o průletové anomálii. Jedná se o zajímavý jev, kdy kosmické sondy provádějící gravitační manévr u planety získají větší rychlost, než by podle výpočtu odborníků měly. Rozdíl v rychlostech je sice poměrně malý (nejvíce cca 13,5 mm/s), přesto důležitý, a prozatím bez uspokojivého vysvětlení.

Průletová anomálie byla poprvé zaznamenána u slavné a již zmíněné sondy Galileo po průletu kolem Země z prosince 1990, kdy došlo k neočekávanému zvýšení rychlosti o 3,9 mm/s. O problém se ihned začali zajímat odborníci z Jet Propulsion Laboratory, Goddardova střediska vesmírných letů a Texaské univerzity, ale jejich bádání neskončilo úspěchem. Při dalším průletu sondy Galileo kolem Země v roce 1992 nebyla anomálie zaznamenána, což však může být pouze chybou měření.

Naopak některé další mise rychlost navíc získaly. Z ledna 1998 pochází rekordní údaj, sonda NEAR tehdy získala při průletu kolem Země 13,46 mm/s rychlosti navíc oproti předpokladům. Cassini-Huygens měla v srpnu 1999 odchylku mnohem menší (0,11 mm/s), Rosetta v roce 2005 1,82 mm/s.

Naproti tomu při dalším průletu Rosetty nebyla anomálie zaznamenána, podobně jako v případě sond Juno a MESSENGER, u nějž to však může souviset s průletem přesně v oblasti rovníku, pokud by anomálie souvisela s rotací Země. V roce 2018 byla anomálie zaznamenána také při průletu tělesa ´Oumuamua kolem Slunce. Dočkali jsme se tak potvrzení jevu i u jiného tělesa než Země.

A řešení? Inu, stále je možné, že v datech najdeme nějakou chybu. Několik dalších možností počítá s upravenými modely gravitace či hovoří o málo známých relativistických jevech jako je strhávání prostoročasu. Někteří zacházejí až k opuštění univerzálnosti hodnoty rychlosti světla, další vědci zase počítají s vlivem hala temné hmoty kolem Země, popřípadě jiných těles. Zatím však nevíme jistě, která varianta je správně, pokud vůbec nějaká.

Na průletovou anomálii by se měly v budoucnu zaměřit některé další kosmické mise zkoumající problematiku gravitace. Zvažuje se rovněž potenciální souvislost mezi anomálií u sond Pioneer a průletovou anomálií. Každá se sice odehrává za úplně jiných podmínek, výsledek se však podobá. Pozorujeme malou, ale těžko vysvětlitelnou změnu rychlosti na pozadí větší gravitační změny.

Intermezzo

Laskaví čtenáři, kteří ode mne již něco přečetli, vědí, že mé texty nepatří, eufemicky řečeno, zrovna k těm nejstručnějším. Nejinak tomu bude i dnes, ale s jednou podstatnou změnou. Dvě nejdůležitější podkapitoly jste totiž již dočetli. Na dalších řádcích a stránkách si sice ještě představíme některé další zajímavé nevyřešené problémy fyziky i jejich souvislosti s kosmonautikou, budou však již spíše menší. Pokud tedy chcete ušetřit čas či pokud vás zajímá jen striktně kosmonautika, můžete v tomto místě čtení ukončit a jít se věnovat činnosti jakékoliv, ale jiné. Vše zásadní jste se již dozvěděli.

Zajímá-li vás ale do větší hloubky i fyzika s menší souvislostí s kosmickým výzkumem, směle pokračujte. Zvu vás na podivuhodnou cestu plnou nevyřešených záhad fundamentální fyziky. Každá z nich má potenciál změnit naše chápání světa kolem nás. Připravte se však prosím na skutečnost, že nabídnu sice řadu otázek, řešení však většinou velmi neuspokojivá, mnohdy dokonce žádná. A vězte, že vyřešení jakéhokoliv ze zmíněných problémů znamená minimálně ve vědecké komunitě věčnou slávu a pravděpodobný zisk řady ocenění.

Fyzikální konstanty a vyladění vesmíru

Možná se vám to na první pohled nemusí takto jevit, ale náš vesmír je vlastně velmi dobře nastaven pro přítomnost případného života. Hodnoty základních fyzikálních konstant jsou v rozmezí umožňujícím existenci života našeho typu. Lze prokázat, že už při velmi málo odlišné hodnotě některé z konstant by život mohl vzniknout velmi obtížně, v mnoha případech dokonce vůbec.

Když mluvíme o základních fyzikálních konstantách, máme na mysli například vazebné konstanty jednotlivých interakcí, poměr hmotností protonu a elektronu, elementární náboj, kosmologickou konstantu či počet rozměrů prostoročasu.

Pokud by například byla silná jaderná interakce silnější o pouhá 2 %, izotop helia ²He obsahující pouhé dva protony by byl rázem stabilní. A to by bylo nešťastné, jelikož by se velmi zkomplikovala, možná dokonce znemožnila fúze těžších prvků ve hvězdách. Vesmíru by pak reálně hrozilo, že bude tvořen pouze ze dvou prvků – vodíku a helia. U počtu rozměrů prostoročasu se dá pro změnu ukázat, že je život našeho typu možný pouze tehdy, je-li počet prostorových rozměrů roven třem a časových dimenzí roven jedné. Ovšem pozor, hovoříme nyní o velkých dimenzích. Toto automaticky nevylučuje superstrunovou teorii se svinutými dimenzemi o velikostech na úrovni Planckovy délky (10^-35 m).

Proč tomu tak je, nevíme. Navržena byla celá řada řešení. Nábožensky založení lidé by například argumentovali, že počáteční podmínky vhodně nastavil Bůh (ať už jakékoliv víry). Mnozí lidé z vědeckého prostředí zase hovoří o možnosti existence mnoha paralelních vesmírů, které existují souběžně s tím naším. Pokud tomu tak je, nemělo by nás překvapit, že jsme se vyskytli zrovna v tom vesmíru, či v té oblasti vesmíru umožňující přítomnost života, většina dalších vesmírů či oblastí vesmíru život, tak jak jej známe, zřejmě nepřipouští.

Problémem zmíněných tezí je jejich velmi obtížná dokazatelnost. Překvapivě je navržen způsob jak prokázat existenci paralelních vesmírů. Pokud bychom v reliktním záření objevili výrazné kruhové či eliptické struktury, mohlo by to poukazovat na srážku našeho vesmíru s jiným. V jednu chvíli se dokonce zdálo, že data ze sondy WMAP naznačují přítomnost chladné skvrny v reliktním záření vzniklé při srážce dvou vesmírů před obdobím inflace. Nicméně pozdější měření tuto interpretaci spíše nepodporují.

Někteří dokonce navrhují poněkud obskurní řešení, například stvoření našeho vesmíru inteligentními supervyspělými mimozemšťany v laboratoři. A objevují se i spekulace, že náš vesmír reálně vůbec neexistuje a je jen pouhou simulací v počítači nějaké supercivilizace. Opět je zde ale velkým problémem nedokazatelnost podobných tezí, z toho důvodu se jimi dále zabývat nebudeme.

V této souvislosti jste se možná mohli setkat i s pojmem antropický princip. Ten má dvě verze. Slabý antropický princip pouze konstatuje, že náš vesmír vykazuje vlastnosti vhodné pro přítomnost inteligentního života. Neříká nám tedy nic nového, jde spíše o tautologii. Silný antropický princip zachází dále a tvrdí, že se vesmír nutně musel vyvinout tak, aby v něm mohl inteligentní život existovat. Což ovšem naznačuje čísi plán, proto odborníci silný antropický princip oprávněně kritizují.

Opomenout nelze ani další zajímavé řešení zvané uhlíkový šovinismus. Jde o ideu předpokládající možnost inteligentního či vyspělého života na bázi jiné než uhlíkové. Zastánci této myšlenky proto tvrdí, že podobné diskuze nejsou relevantní, když opomíjí možnost života na jiných základech. Lze určitě oprávněně říci, že předpoklad uhlíkového života je jisté zahledění do sebe, na druhou stranu má své opodstatnění. Uhlíkový život dobře známe a hledá se nám tudíž výrazně lépe než jiné alternativy.

Na závěr musím zmínit ještě skutečnost, která náš problém poněkud komplikuje. Dosud totiž nevíme přesně, kolik základních nezávislých fyzikálních konstant existuje. Standardní model částicové fyziky, základní teorie tří interakcí, obsahuje 25 konstant, obecná relativita pak jednu další. Bez znalosti kvantové gravitace ovšem definitivní počet základních konstant určíme jen těžko. A na úspěšnou kvantovou gravitaci si, zdá se, počkáme ještě desítky let.

Černé díry

Populární černé díry byly v jisté podobě poprvé předpovězeny již roku 1783 Johnem Mitchellem, v moderní podobě pak jako řešení obecné relativity Karlem Schwarzschildem v roce 1916. První důkazy existence přišly na počátku 70. let, dnes máme díky gravitačním vlnám a pozorování obří černé díry v galaxii M87 jejich přítomnost ve vesmíru za jistou.

Černé díry nám však stále skrývají mnohá tajemství. Jedné z největších nevyřešených záhad se říká informační paradox. Ztrácí se navždy informace po pádu do černé díry? Proponenti obecné relativity v čele se Stephanem Hawkingem tvrdili, že ano, naproti tomu zastánci kvantové mechaniky vedení Leonardem Susskindem zásadně nesouhlasili.

Z několika řešení zmiňme jedno velmi důležité a příznačné. Představte si, že do vody nakapete inkoust, ten se postupně smíchá s částicemi vody. Přestože se informace o inkoustu ve vodě rozhodně neztratí, je nemožné ji získat zpět v původní formě. Něco podobného by nastalo u černých děr při jejich vypaření Bekensteinovým–Hawkingovým mechanismem. Přestože by se tedy informace neztratily, nelze je již nikdy z černé díry získat v užitečné podobě.

Zmíněné vypařování černých děr je dalším problémem moderní fyziky. Většina odborníků má za to, že tento jev je reálný, ale důkazy dosud nemáme k dispozici. Z toho důvodu také Hawking, ke zklamání řady fanoušků fyziky a vědy, nikdy neobdržel Nobelovu cenu. Jeho největší objev totiž experimentátoři neprokázali. Rovněž u informačního paradoxu někteří tvrdí, že jde o vyřešený problém, nicméně není tomu tak. Otázka je zodpovězena pouze v Anti-de Sitterově vesmíru, který však neodpovídá našemu vesmíru. Většina specialistů si myslí, že má pravdu Susskindova skupina a informace se neztrácejí, ale prokázat tuto skutečnost pro náš vesmír zatím neumí.

Obecně se má za to, že uvnitř černých děr leží takzvaná singularita, oblast, kde fyzikální veličiny dosahují nekonečných hodnot. Bohužel dokud nebudeme znát kvantovou gravitaci, nelze o singularitě říci mnoho bližších informací. Mohou se však vyskytovat volné singularity bez ochrany horizontem událostí černé díry? Hovořili bychom o tzv. nahé singularitě. Hypotéza kosmické cenzury tvrdí, že nahé singularity existovat nemohou. Mnoho vědců se domnívá, že platí, důkaz však nemají.

Poslední otázka, jež stojí za zmínku, se zabývá problematikou formování supermasivních černých děr. Jak se obří černé díry tvořily v raném vesmíru tak brzy po jeho vzniku? To zatím zůstává záhadou. Supermasivní, ale i běžné černé díry nelze pozorovat přímo, jelikož nevyzařují žádné záření, lze ovšem spatřit jejich okolí, ať už prachoplynné akreční disky, obíhající hvězdy či molekulární mračna.

K výzkumu černých děr a jejich bezprostředního okolí lze použít nejrůznější přístroje, od velkých pozemních dalekohledů pracujících ve viditelném světle, přes radioteleskopy a infračervený teleskop SOFIA umístěný v upraveném Boeingu 747 (projekt NASA a DLR) až po kosmické dalekohledy. Své vykonal například Hubbleův teleskop, zkoumající například výtrysky z centrální černé díry galaxie M87. Pro výzkum naší vlastní supermasivní černé díry využili odborníci služeb řady vesmírných observatoří zaměřených na rentgenové a gama záření, jako jsou INTEGRAL, Fermi, Swift, Chandra nebo XMM-Newton. Odhalit původ supermasivních černých děr se přesto dosud nepodařilo.

Sluneční fyzika

Ačkoliv je Slunce nám nejbližší hvězdou, stále o ní nevíme zdaleka všechno. Pochopení Slunce je navíc důležité také pro porozumění dalším hvězdám. Velké otázky jsou například dodnes spojeny se slunečním cyklem. Nevíme jak přesně generuje Slunce své magnetické pole, jak generují magnetické pole další hvězdy, ani jaký je rozdíl mezi magnetickými poli a s tím související hvězdnou aktivitou.

Při dlouhodobém sledování slunečního cyklu pozorujeme výrazná minima. Nejznámější se nazývá minimum Maunderových, popsané britskými astronomy Annie a Edwardem Maunderovými, datované do období 1638–1715. V tomto období se na Slunci neobjevovaly téměř žádné sluneční skvrny a polární záře se téměř nevyskytovaly ani v oblastech blízko pólů. Což mělo vliv i na klima, šlo o jedno z nejchladnějších období za posledních 1 000 let. Další významná minima v posledním tisíciletí byla Oortovo (1010–1080), Wolfovo (1280–1350), Spörerovo (1460–1550) a konečně Daltonovo (1790–1830). Co ale tato minima způsobilo a jak se sluneční cyklus dostává z minimálních hodnot, není známo. Přitom jde o velmi důležitou otázku, přinejmenším z hlediska klimatických změn.

Další důležitý problém se týká sluneční atmosféry. Běžně pozorujeme fotosféru, vrstvu silnou několik set kilometrů, pod ní se nalézá mnohem objemnější a mocnější konvektivní oblast. Fotosféra tvoří jakýsi „povrch“ Slunce. Nejde pochopitelně o pevný povrch, spíše o vrstvu, pod níž přestává být materiál Slunce průhledný pro fotony. Nad fotosférou se nalézá chromosféra silná asi 10 000 km. Ta je běžně nepozorovatelná, spatřit ji lze ale například při úplném zatmění Slunce. Ještě výše se potom nalézá koróna rovněž pozorovatelná zejména při úplných zatměních nebo pomocí koronografu.

A právě s ní souvisí problém ohřevu sluneční koróny. Ačkoliv je umístěna nad fotosférou i chromosférou, které obě mají teplotu v řádu jednotek, respektive desítek tisíc Kelvinů, koróna dosahuje teplot až několika milionů Kelvinů. Není vůbec jasné, jak se energie transportuje do koróny a jak se zde udržuje stokrát vyšší teplota než v nižších vrstvách Slunce. Jisté je pouze to, že k ohřevu nedochází žádným běžným způsobem přenosu tepla, jako je vedení (kondukce) či proudění (konvekce), to by totiž porušovalo termodynamické zákony. A známe také množství energie potřebné k ohřevu koróny.

Pro vysvětlení tohoto zvláštního jevu bylo navrženo mnoho teorií, postupem času se však vykrystalizovaly pouhé dvě jakožto nejrelevantnější možnosti. První operuje se zahříváním pomocí vln. V plazmatu, které tvoří Slunce, může docházet k šíření různých typů vln, zejména takzvaných magnetoakustických vln, zvukových vln modifikovaných magnetickým polem, a magnetohydrodynamických vln o nízkých frekvencích, podle slavného švédského fyzika plazmatu Hannese Alfvéna (Nobelova cena 1970) často nazývaných Alfvénovy vlny.

Jsou tu však jisté potíže. Především vlny v plazmatu představují komplexní a nesnadno pochopitelný problém. Simulace ukazují, že magnetoakustické vlny nemohou přenést do koróny dostatek energie. Alfvénovy vlny sice ano, nedokáží ji ale dostatečně efektivně rozptýlit. Jak se však později ukázalo, přeměna na jiné módy umožní tuto část problému vyřešit. Nicméně až do 90. let nebyl znám žádný případ reálných vln pozorovaných ve sluneční koróně, což změnila až vesmírná observatoř SOHO, která objevila magnetoakustické vlny nesoucí asi 10 % energie potřebné k ohřevu koróny. Nedávná pozorování sond TRACE a Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) jasně ukázala na existenci magnetoakustických vln o poměrně vysokých frekvencích. Data ze sond Solar Dynamics Observatory (SDO), Wind a Hinode zase přinesla nové poznatky o Alfvénových vlnách souhlasící s možností rozptylu energie výše popsaným způsobem.

Druhá hypotéza počítá s ohříváním koróny tzv. magnetickou rekonexí (též magnetické přepojování). Patrně znáte elektrický zkrat, kdy elektrický proud najde kratší a výhodnější cestu, kudy běžet. Něco podobného se může stát (a často stává) i v plazmatu. V tomto případě magnetické siločáry náhle a prudce změní svou orientaci, čímž dojde k uvolnění značného množství tepelné, kinetické a magnetické energie. Přepojování siločar magnetického pole Slunce je použitelné k objasnění záhady ohřevu koróny, ale může vysvětlit například i urychlení částic slunečního větru.

Magnetická rekonexe ve větším měřítku pohání třeba sluneční erupce, v menším rozsahu tzv. mikro nebo nanovzplanutí by mohla způsobovat právě ohřev sluneční koróny. Mechanismus původně navrhl slavný sluneční fyzik Eugene Parker. Bohužel data ze sond SOHO a TRACE nejsou pro tuto možnost právě příznivá. Zdá se totiž, že těchto menších vzplanutí je příliš málo na to, aby to vyřešilo naše potíže. Stále je však možné uvolňování dodatečné energie ve formě postupné magnetické rekonexe nebo jisté formy vln, což zatím nejsme schopni dobře pozorovat.

Když se dva perou, směje se třetí? Jedna z prvních navržených možností ohřevu sluneční koróny počítala se zahříváním pomocí spikulí, výtrysků plazmatu sahajících z fotosféry až do koróny a vyskytujících se rovnoměrně po celém povrchu Slunce. Jejich rychlosti dosahují nižších desítek kilometrů za sekundu a doba života asi 10–15 minut. Nemají však teplotu potřebnou pro objasnění problému, proto byla tato hypotéza opuštěna. Jenže v roce 2007 byl objeven nový typ spikulí s kratší životností, avšak vyšší teplotou a rychlostí šíření, který by podle amerických a norských odborníků mohl představovat potřebné vysvětlení. Data ze sond SDO a Hinode tomu dosti odpovídají.

Definitivní odpověď však zatím k dispozici není. Snad se jí dočkáme do několika let díky moderním vesmírným observatořím, jako jsou právě Hinode nebo SDO. Zejména se však lze těšit na data z úchvatné sondy Parker Solar Probe vypuštěné v srpnu 2018. Mezi hlavní cíle sondy, pojmenované podle již zmíněného Eugena Parkera, patří právě rozřešit problém ohřevu sluneční koróny a také objevit původ slunečního větru. Pro splnění těchto úkolů se sonda přiblíží ke Slunci na rekordní vzdálenost 6,9 milionů kilometrů. V tomto případě máme solidní naději na rozhodnutí mezi třemi hlavními hypotézami a jejich variantami či kombinacemi v průběhu několika roků.

Narušení CP symetrie v silné interakci

Ve fyzice rozeznáváme tři základní symetrie: C, P a T. C je symetrií nábojovou, například záměna hmoty za antihmotu. P představuje paritu, ve 3D prostoru tedy otočení tří prostorových souřadnic. T je potom symetrií časovou, jedná se o obrácení toku času. Tyto symetrie lze navíc různě kombinovat, například můžeme mít CP symetrii, kdy změníme náboj i paritu či dokonce CPT symetrii při záměně všech tří parametrů.

Tyto tři symetrie by se měly zachovávat. Pokud tedy provedeme příslušné změny zmíněné výše, měli bychom ve fyzikálních experimentech získat stejné výsledky. Jenže se brzy ukázalo, že tomu tak není. Slabá jaderná síla, způsobující například radioaktivní beta přeměnu nebo odpovídající za proton–protonový cyklus ve hvězdách, narušuje všechny tři základní symetrie. V roce 1964 James Cronin a Val Fitch na rozpadu neutrální kaonů (K mezonů) prokázali, že slabá síla narušuje i kombinovanou CP symetrii.

Ale co další interakce? Gravitaci v tuto chvíli nechme stranou, elektromagnetismus symetrie podle známých údajů zachovává, je tu ovšem ještě druhá jaderná síla – silná. Jak nám říká její současný popis, kvantová chromodynamika, mohlo by k narušení CP symetrie dojít. Což by navíc částečně objasnilo jiný problém, nesoulad mezi množstvím antihmoty a hmoty. Ten se dá podle Andreje Sacharova vysvětlit současnou fyzikou, ovšem za splnění třech předpokladů, z nichž jeden je právě narušení CP symetrie silnou jadernou interakcí. Nicméně žádný experiment zahrnující pouze tuto sílu narušení CP symetrie nepozoroval.

Řešení není známo, jednou z variant je ale teorie Roberta Pecceiho a Helen Quinn, zavádějící do Standardního modelu novou symetrii. Na jejím základě Frank Wilczek a Steven Weinberg předpověděli nové částice – axiony, které narušení CP symetrie v silné interakci dokáží potlačit. Původní model byl sice již vyvrácen, upravená verze je však stále ve hře a po axionech se usilovně pátrá. Kromě silného CP problému by totiž mohly vysvětlit i temnou hmotu.

Přes značné úsilí mnoha týmů odborníků provozujících řadu pozemních detektorů i skupiny stojící za rentgenovou observatoří Chandra se axiony zatím vypátrat nepodařilo. Byly stanoveny pouze limity jejich hmotnosti a tzv. převoditelnosti, frekvence přeměny fotonů na axiony a naopak. Hledání však neustává. Nejen kvůli známé temné hmotě, nýbrž rovněž pro samotný silný CP problém, sám o sobě velmi důležitý. Občas bývá dokonce označovaný za nejpodceňovanější problém ve fyzice.

Antihmota a baryonová asymetrie

Antihmota není svítící substance v průhledném pouzdře, jak je zobrazena ve filmu Andělé a démoni podle knihy Dana Browna. V současnosti umíme vyrobit pouze malé množství částic antihmoty a odhadovaná cena je 62 500 000 000 000 000 amerických dolarů za gram.

Antihmotu předpověděl na konci 20. let minulého století britský fyzik francouzsko–švýcarského původu Paul A. M. Dirac. S tím se váže zajímavá historka. Dirac dostal jednou ve škole za úkol vyřešit následující příklad: „Tři rybáři společně ulovili určitý počet ryb a protože byl již večer a ke břehu bylo daleko, šli spát. Rybář, který se probudil jako první si řekl, že nebude čekat na ostatní a odnese si svůj podíl. Počet ryb však nebyl dělitelný třemi. Proto jednu rybu hodil do vody, vzal si třetinu ze zbývajícího počtu a odplul. Když se probudil druhý rybář, udělal to stejné, zahodil jednu rybu do moře, vzal si svou třetinu a odplul. Totéž učinil třetí rybář. Určete kolik ryb rybáři dohromady ulovili.“

Dirac briskně odpověděl, že rybáři ulovili minus 2 ryby. Tento zdánlivě zcela absurdní výsledek je opravdu řešením příslušné rovnice. Historka může působit úsměvně, ale tento způsob myšlení se mu vyplatil o řadu let později, když zjistil, že z rovnic kvantové mechaniky vyplývá řešení na první pohled podobně nesmyslné. Místo, aby výsledek zavrhl, našel fyzikální interpretaci ve formě nové zvláštní formy hmoty – antihmoty, kterou o několik let později objevili Carl Anderson (Nobelova cena 1936) a Seth Neddermeyer. Jde v podstatě o částice s opačným nábojem (například, ale nejen, elektrickým) k běžným částicím. Zvláštní je, že částice antihmoty pozorujeme jen zřídka.

Proč tomu tak je? Nabízí se vysvětlení předpokládající vychýlený stav ve prospěch běžné hmoty již v okamžiku vzniku vesmíru, které se ale netěší přílišné popularitě kvůli rozporu s principy symetrie. Navíc by v takovém případě musela být před inflační fází asymetrie značně velká, což by energeticky znemožnilo, aby inflace proběhla. Specialisté proto preferují rovnovážný stav hmoty a antihmoty na počátku vesmíru. V tom případě je ale pro změnu zvláštní, že nedošlo k celkové anihilaci a nějaká hmota se vůbec zachovala.

Dnes víme, že i při počáteční rovnosti množství hmoty a antihmoty by mohla asymetrie vzniknout. Hmota by pak převládla při procesu zvaném baryogeneze proběhnuvším v raném vesmíru. Ale pouze při splnění tří podmínek, jak určil Andrej Sacharov.

První podmínkou je existence procesů narušujících zachování baryonového čísla. Všechny prokázané fyzikální děje baryonové číslo zachovávají, součet baryonového čísla všech částic vstupujících do reakce je stejný jako součet baryonového čísla všech částic z reakce vystupujících. Kromě zachovávajících se veličin dobře známých z klasické fyziky, jako jsou energie, hybnost a moment hybnosti existuje i další zákon, podle nějž se zachovává baryonové číslo. Nicméně již ve standardním modelu, ponejvíce však v pokročilejší fyzice, jsou předpovězeny procesy baryonové číslo narušující. Zejména jde o rozpad protonu zmíněný výše.

Dále musí dojít k narušení C symetrie mezi hmotou a antihmotou, současně však též CP symetrie. Procesy narušující symetrie ve fyzice, zejména ve slabé interakci, skutečně známe. Naneštěstí toto narušení symetrií ani zdaleka nedokáže vysvětlit přebytek hmoty v pozorované míře. Další možné mechanismy narušení CP symetrie prozatím ale známé nejsou.

Třetí podmínkou jsou procesy probíhající mimo termodynamickou rovnováhu. Vzhledem k rozpínání, a tím i chladnutí vesmíru není v zásadě problém tuto podmínku splnit. Bohužel však dosud nevíme, jak současně zajistit platnost zbylých dvou podmínek.

Z pozorování reliktního záření vesmírnými sondami COBE, WMAP a Planck víme rovněž důležitý parametr, poměr fotonů reliktního záření ku množství baryonů v současném vesmíru. Z něj jde zpětně dovodit míru anihilace částic a antičástic. Z dostupných údajů je znám poměr mezi hmotou a antihmotou byl před vzájemnou anihilací 1 000 000 000:1 000 000 001. Z jediného zbylého baryonu na každou miliardu anihilovaných pochází tedy všechny objekty kolem nás i my sami.

Kosmologie

Teorie velkého třesku navržená v rané verzi Alexandrem Friedmanem a Georgesem Lemaîtrem ve 20. letech minulého století a rozpracovaná později Georgem Gamowem, Ralphem Alpherem či Jamesem Peeblesem je velmi úspěšná, v podstatě jde o první relevantní model vzniku a vývoje vesmíru. Také ona má ale svoje zásadní problémy.

Zmiňme alespoň tři nejznámější. Předně je zde problém plochosti, tedy otázka, proč je geometrie vesmíru na velkých měřítkách natolik plochá, že je vesmír de facto neodlišitelný od plochého. To totiž vyžaduje přesné nastavení počátečních podmínek. Mnohem pravděpodobnější možnost představují vesmíry s kladnou či zápornou křivostí.

Dále existuje problém horizontu. Proč je vesmír na velkých rozměrech poměrně dosti homogenní a proč v něm pozorujeme tak velké struktury? To se projevuje už na reliktním záření, které je výrazně homogenní, teorie velkého třesku předpovídá mnohem vyšší anizotropii. Vzdálené oblasti nemohly být v kauzálním kontaktu kvůli konečné rychlosti světla. Což by opět poukazovalo na zvláštní vyladění počátečních podmínek.

Jak možná víte, u magnetu máme vždy dva póly. Rozdělíte-li magnet na dva, dostanete vždy bipól, na rozdíl o elektrického náboje nelze mít u magnetu monopól. A přesto by magnetické monopóly měly podle teorie velkého třesku existovat a to dokonce v poměrně hojném množství ve formě částic. Zatím jsme ale žádný nenašli. Kde tedy jsou? Na to se táže problém magnetických monopólů.

Pro vyřešení těchto problémů navrhl Alan Guth roku 1979 inflační model přidávající do okamžiku těsně po vzniku vesmíru prudké rozepnutí prostoročasu o 10³⁰ – 10⁷⁰ řádů ve všech směrech. V následujícím desetiletí jej do současné podoby vylepšili Andrej Linde, Paul Steinhardt, Andreas Albrecht a Alexander Vilenkin.

Inflace skutečně tři základní problémy teorie velkého třesku řeší. Po prudkém rozepnutí zůstalo v našem pozorovatelném vesmíru jen několik málo magnetických monopólů, není tedy divu, že jsme zatím žádný nenašli. Vzdálené oblasti byly kauzálně propojeny v období před inflací, vysoká homogenita reliktního záření i vesmíru a existence velkých struktur by nás neměla překvapit. Stejně tak plochá geometrie prostoročasu, ten může být na obrovském rozměru zakřivený, ale na naší úrovni to nelze zjistit, podobně jako nelze na úrovni Václavského náměstí detekovat zakřivení Země.

Odpovídá inflační model realitě? Většina kosmologů se sice domnívá, že ano, avšak důkazy chybí. Po stopách inflace, například ve formě polarizace reliktního záření způsobené reliktními gravitačními vlnami, pátrala již řada přístrojů, od radioteleskopů South Pole Telescope a Atacama Large Millimeter Array až po kosmickou sondu Planck. Nepočítáme-li však jeden odvolaný objev z jižního pólu, žádné zaznamenání hodné výsledky nepřišly.

A to je škoda. Někteří astrofyzici totiž inflační model kritizují jako vyumělkovaný a uměle nastavený. Mezi nimi najdeme paradoxně i Paula Steinhardta, dřívějšího proponenta inflace. Avšak slovy klasika, pouze hlupák nemění názory. Dnes proto Steinhardt společně s Neilem Turokem prosazují nový, ekpyrotický model. Rozhodnout o správnosti konkurenčních modelů by mohly právě experimenty hledající polarizaci reliktního záření. Nezbývá než doufat v další přesnější měření.

Moderní kosmologie nevyřešila dodnes také další základní problémy, jako je skutečná velikost vesmíru a tvar vesmíru. Víme sice, že pozorovatelný vesmír má v průměru 93 miliard světelných let, avšak reálná velikost známa není. Člověk by si mohl pomyslet, že tomu tak bude navždy, nicméně dnešní doba je fascinující. Astrofyzikové nedávno použili data ze sondy Planck, aby mohli říci něco určitějšího právě k těmto dvěma důležitým otázkám.

Porovnali pozorování reliktního záření s modely a dospěli k následujícímu závěru. Skutečná velikost vesmíru je asi dvojnásobek nebo trojnásobek rozměru pozorovatelného vesmíru a tvar vesmíru představuje něco jako toroid, ovšem samozřejmě musíme započítat o rozměr více, což je lidskou myslí téměř nepředstavitelné. Zvláště zajímavá je zejména velikost vesmíru. Očekávat by se dala totiž mnohem vyšší hodnota, zvláště v souvislosti s inflačním modelem.

Znamenají tyto výsledky chybnost inflační hypotézy? Ovšem že nikoliv. Předně jde o jedinou práci skupiny fyziků, zatím bez opakování jiným nezávislým týmem. Ale především si musíme uvědomit důležitou věc. Uvedené hodnoty velikosti vesmíru jsou téměř jistě nesprávné. To však není příliš důležité. Úžasné je, že žijeme v éře, kdy se můžeme seriózně pokusit podobné problémy řešit.

Ve starém Řecku si filosof Anaxagoras představoval Slunce jako rozžhavený kámen velký jako Peloponéský poloostrov. Jistě, Slunce není rozžhavený kámen a není velké jako Peloponés. Avšak kvůli tomu bychom se neměli Anaxagorově tvrzení smát. Mnohem důležitější totiž je, že po tisíciletích, kdy Slunce zůstávalo v rovině náboženské a bylo vysvětlováno například jako vůz slunečního boha Helia, přišel někdo a postuloval, že Slunce nemá s bohy souvislost, ale jde o běžný přírodní jev dostupný našemu zkoumání. A podobně to je se zmíněným pokusem určit tvar a velikost našeho vesmíru. V tomto případě nejsou podstatná čísla a přesné výsledky, ale skutečnost, že někdo vůbec podobný výzkum provedl.

Vysokoteplotní supravodivost

Supravodivost je pozoruhodná vlastnost objevená v roce 1911 nizozemským fyzikem Heike-Kamerlinghem Onnesem. Vyskytuje se u řady kovových a některých nekovových pevných látek, obvykle za dosti nízkých teplot, a dává příslušným substancím, podivuhodné, téměř až zázračné vlastnosti. Supravodiče totiž dokáží vést elektrickou energii bez jakýchkoli ztrát a také ze svého objemu trvale vypuzují magnetické siločáry, díky čemuž můžeme pozorovat podivuhodnou a divácky velmi vděčnou supravodivou levitaci, odborně Meissnerův–Ochsenfeldův jev.

Běžně je rozdělujeme na dva druhy, supravodiče I. a II. typu, přičemž I. typ tvoří výhradně kovy a jejich slitiny, vysvětluje je Bardeenova-Cooperova-Schriefferova teorie (BCS) a vykazují zmíněné projevy až při velmi nízkých teplotách, je tudíž potřeba je chladit kapalným heliem. Naproti tomu mezi supravodiče II. typu řadíme slitiny kovů i kompozitní materiály a k jejich chlazení stačí levný kapalný dusík.

Vzhledem k fascinujícím a velmi užitečným vlastnostem se supravodiče rychle dostaly do hledáčku odborníků, kteří se pro ně snažili najít nejrůznější potenciální využití a také dosáhnout co nejvyšší kritické teploty, při níž se začnou supravodivé charakteristiky objevovat. Velkou otázkou současné fyziky je, zda lze mít materiál se supravodivými vlastnostmi i za pokojové teploty.

Aktuální rekord drží látka Hg₁₂Tl₃Ba₃₀Ca₃₀Cu₄₅O₁₂₇ s kritickou teplotou 138 K (minus 135 °C). Sama látka je chemicky složitá, ještě náročnější je ale výroba použitelných drátů a součástek. Vyšších teplot již bylo také dosaženo, ovšem pouze za použití obrovských tlaků, jde tedy o pověstné vyhánění čerta ďáblem. Byť snad ne tak docela. Udržet dlouhodobě vysoký tlak je totiž poněkud snadnější a levnější než po stejnou dobu udržovat velmi nízkou teplotu. Jisté možnosti zde proto přeci jen jsou. Přesto stále odborníci doufají v dosažení supravodivosti za pokojové teploty a běžného tlaku, jakožto svatého grálu fyziky pevných látek.

A použití? Velkým uplatněním jsou již aplikace ve výzkumu, jako supravodivé magnety pro urychlovače částic. Opomenout nesmíme ale ani uplatnění v energetice, například magnety pro fúzní elektrárny, anebo dopravě, vzpomeňme na asijské vlaky maglev. Ale své uplatnění by si vysokoteplotní supravodivost mohla najít i v průzkumu vesmíru. Hovoří se například o technologiích pro snížení hmotnosti a vylepšení konstrukce kosmických lodí, případně o magnetickém štítu chránícím astronauty před kosmickým zářením a dalšími projevy bezbožného, pustého, nepřátelského a nesmyslného vesmíru.

Problém hierarchie

Na závěr si dáme můj oblíbený problém, jenž zároveň považuji za nejvýznamnější mezi všemi jmenovanými. Již jsme si řekli, že ve fyzice známe čtyři základní interakce a naznačili jsme si i něco o jejich síle udávané vazebnými konstantami. Nejsilnější je silná jaderná interakce, jen o málo je slabší elektromagnetismus. Slabá jaderná síla je ze tří kvantových interakcí skutečně nejslabší, již poměrně výrazně ve srovnání se silnou jadernou i elektromagnetickou.

Co ale gravitace? Z běžného života máme možná pocit, že gravitace je velmi silná. Nic ale není dále od pravdy. Jestliže označíme velikost gravitace číslem jedna, potom slabá jaderná síla má velikost 10²⁵, elektromagnetismus 10³⁶ a silná jaderná síla 10³⁸. Silná jaderná síla je tedy 100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 krát silnější než gravitace. A elektromagnetismus je jen stokrát slabší než silná síla.

Jak je možné, že se nám gravitace zdá tak silná? Je to jednak její univerzálností, působí jako jediná síla na všechny částice, dále potom jejím velkým (technicky nekonečným) dosahem. Obě jaderné síly mají jen velmi krátký dosah 10^-15, respektive 10^-18 metru, z běžného života je proto téměř vůbec neznáme. U elektromagnetické interakce, přímo zodpovídající za významné množství jevů kolem nás, je situace jiná. Přesto se nám nezdá být tak mocnou silou, neboť na rozdíl od gravitace u něj existují kladné i záporné náboje, které se často vzájemně vyruší. Přesto si jeho velikost můžete sami vyzkoušet. Pokud elektricky nabijete obyčejný hřeben, lze s ním zvedat z podlahy kousky papíru. V tu chvíli elektromagnetismus malého hřebene působícího na papír překonává gravitaci celé obří Země.

Proč je ale gravitace o tolik slabší než ostatní síly? Nevíme. Byť i v tomto případě již byla navržena možná vysvětlení. Populární pohled na problém hierarchie je teorie supersymetrie, zmíněná již v jednom z minulých článků. Ta ke každému bosonu předpovídá partnerskou fermionovou částici a naopak. Supersymetrický model sice problém hierarchie řeší, ale důkazy pro jeho podporu zatím nemáme žádné a ani se jim neblížíme.

Největší nadějí jsou velké částicové detektory, například nově budovaný experiment Hyper-Kamiokande v Japonsku. Cílem je především detekovat rozpad protonu, který je sice ve standardní fyzice považován za stabilní, ale supersymetrické modely předpovídají jeho rozpad s velmi dlouhým poločasem přeměny zhruba 10³⁵ let. Řešení představuje velká nádrž s vodou obsahující velké množství částic. Prozatím bylo pátrání neúspěšné a čeká se na větší detektory, jako je právě Hyper-Kamiokande, v němž najdeme 10³⁵ protonů. Lze proto očekávat zhruba jeden rozpad za rok zachycený fotodetektory. Supersymetrické modely ovšem již byly několikrát uměle upraveny, což nahrává kritikům. Stabilita protonu je sama o sobě velkým problémem současné fyziky.

Druhým částicovým řešením nevyžadujícím nové supersymetrické částice je Colemanův–Weinbergův mechanismus, který nicméně předpokládá existenci více než jednoho Higgsova bosonu. Pátrání na urychlovači částic LHC prozatím nic podobného nenaznačují, což není pro model zrovna dobrá zpráva.

Poněkud exotickým, ale možným vysvětlením jsou potom dodatečné dimenze podle strunové teorie, přesněji nadřazené M teorie. Ovšem pozor, dodatečné dimenze by v tomto případě nebyly svinuté, nýbrž naopak obrovské, o kosmologických rozměrech. Možná vás to překvapí, takové modely jsou skutečně možné a navržené již od roku 1998 (Arkani-Hamed, Dimopoulos a Dvali), později byl představen i podobný model Lisy Randall a Ramana Sundruma. Tři kvantové síly jsou zde omezeny na standardní čtyři rozměry, gravitace ale působí i do dalších, dodatečných dimenzí, což ji v našem čtyřrozměrném prostoročasu činí slabší.

Problémy bránové kosmologie, jak se těmto modelům souhrnně říká, jsou podobné jako u předchozích návrhů. Chybí pozorovací důkazy. Důležitá jsou v tomto směru data z urychlovače LHC v CERNu a z gravitační vlny GW170817. Tato významná událost byla pozorována nejen gravitační observatoří LIGO v USA, ale podařilo se zaznamenat i protějšek v elektromagnetickém oboru GRB 170817A, přičemž tento gama záblesk zachytily několik sekund po gravitačním signálu vesmírné observatoře Fermi a INTEGRAL. Později byl tentýž zdroj pozorován ještě v rentgenovém a ultrafialovém záření teleskopy Swift a Chandra. Experimenty na LHC i gravitační vlny dávají modelu velkých dodatečných dimenzí významná omezení.

Ani problém hierarchie není naneštěstí dosud rozřešen. A pokud Hyper–Kamiokande nepotvrdí supersymetrický model nebo nenajde-li LHC další Higgsovy bosony, ještě tomu tak pravděpodobně poměrně dlouhou dobu zůstane.

Závěr

Přestože je fyzika velmi, až nečekaně úspěšná věda, má celou řadu nevyřešených problémů. Některé jsme si tu dnes nastínili, na mnohé další, podobně významné, nebyl prostor. U části z nich lze důvodně očekávat objasnění v nejbližších letech, u jiných si budeme muset ještě počkat mnoho desítek let a u několika se možná nedočkáme řešení nikdy. Mohlo by se zdát, že můj závěr je poněkud pesimistický, ale není tomu tak. Právě naopak, nejhorší co by se mohlo stát by bylo kompletní vyřešení fyziky, situace o níž někteří na konci 19. století předpokládali, že nastala. Jak tvrdili, nyní již budeme pouze upřesňovat konstanty na dvanáctém desetinném místě, ale nic víc. Naštěstí se mýlili. Kdyby tato situace opravdu nastala, fyzika by se stala dosti nudnou a fyzikové v podstatě zbytečnými. Není tedy lepší a více motivující situací, že máme stále desítky nerozhodnutých otázek, jež můžeme zkoumat i za 50 nebo 100 let.

Poznámky autora

1. Vybrané problémy jsou čistě mým subjektivním hodnocením. Pokud by psal tentýž článek jakýkoliv jiný autor, zvolené nevyřešené problémy by patrně byly úplně jiné.
2. V původní verzi článku byly ještě zařazeny problémy s neutriny, vyřazené kvůli nedávno vydanému samostatnému článku. Dále článek obsahoval také nevyřešené problémy spojené s kosmickým zářením. O tomto tématu článek zrovna píšu, proto jsem se po úvaze také rozhodl do finální verze tuto podkapitolu nezařadit.

Doporučené a použité zdroje

• Stránka sondy NEAR Shoemaker: https://solarsystem.nasa.gov/missions/near-shoemaker/in-depth/
• Stránky sondy Galileo: https://www.jpl.nasa.gov/missions/galileo
• Stránka sond Pioneer: https://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html
• Symmetry Magazine: https://www.symmetrymagazine.org/
• Sluneční fyzika na stránce NASA: https://solarscience.msfc.nasa.gov/
• Kosmické počasí: https://www.spaceweather.com/
• Osobní stránka Paula Steinhardta: https://paulsteinhardt.org/
• Antihmota na stránce CERNu: https://home.cern/science/physics/antimatter

Doporučená literatura

• Leonard Susskind: The Black Hole War (2008) – česky jako Válka o černé díry (Argo, Dokořán a Paseka, 2013)
• Martin Rees: Just Six Numbers (1999) – česky jako Pouhých šest čísel (Academia, 2004)
• John D. Barrow: Constants of Nature (2003) – česky jako Konstanty přírody (Paseka, 2005)
• Paul Davies: The Goldilocks Enigma (2007) – česky jako Kosmický jackpot (Argo a Dokořán, 2009)
• Kip S. Thorne: Black Holes and Time Warps (1994) – česky jako Černé díry a zborcený čas (Mladá fronta, 2004)
• Alexander Vilenkin: Many Worlds in One (2006) – česky jako Mnoho světů v jednom (Paseka, 2008)
• Paul Steinhardt, Neil Turok: Endless Universe – Beyond the Big Bang (2007) – česky jako Bez počátku a konce (Paseka, 2009)

Zdroje obrázků

https://cdn.prod.www.spiegel.de/images/1491d5a1-42f3-4844-b7bc-efcea8943710_w1280_r1.77_fpx52.99_fpy50.48.jpg
https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/pioneer10_launch.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f0/Voyagers_and_Pioneers_Trajectory.png
https://physicsforme.files.wordpress.com/2012/09/pioneer-10-520029.jpg
https://historicspacecraft.com/Photos/Probes/Pioneer_H_NASM_RK_2008_1.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/Galileo_probe_deployed_%28large%29.jpg/800px-Galileo_probe_deployed_%28large%29.jpg
https://solarsystem.nasa.gov/system/content_pages/main_images/1346_nearspacecraft.jpg
https://qph.fs.quoracdn.net/main-qimg-69e54722b765cc5a97e69abd91778242
https://www.thenewatlantis.com/wp-content/uploads/legacy/20160107_TNA47BarneschartforWeb.gif
https://blog.sciencemuseum.org.uk/wp-content/uploads/2013/07/alien-cartoon-high-res1.jpg
https://crossexamined.org/wp-content/uploads/2014/08/ParticleMassDiagram2.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/48/Schwarzschild.jpg/640px-Schwarzschild.jpg
https://steemitimages.com/DQmUTASchSQt3AgtddqNHmTHcv3d52EKCn4j29N35rGH4FE/image.png
https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/03/032321_mt_black-hole-magnetism_feat.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5c/Carbon14_with_activity_labels.svg/1920px-Carbon14_with_activity_labels.svg.png
https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2021/09/Judge-frontis-hero.jpg
https://www.nobelprize.org/images/alfven-13224-portrait-mini-2x.jpg
https://pozorovanislunce.eu/userfiles/images/vykladovy_slovnik/soho.jpg
http://www.astro.wisc.edu/~clinch/pics/SolarDiagram1.jpg
https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/a5bz7HBjp5JAXiPspmaV89.jpg
https://www.researchgate.net/publication/329362373/figure/fig2/AS:699592597311488@1543807281766/Applying-the-CPT-symmetry-to-synchrotron-radiation-emission.png
https://www.telegraph.co.uk/content/dam/obituaries/2016/08/30/cronin1_trans_NvBQzQNjv4BqDI1jieMJtrozPRHESlT58sZOJNFkqknWlH_dql0DXMA.jpg
https://4.bp.blogspot.com/-F3G65rALJEQ/T9yCZXs9rWI/AAAAAAAAIyc/Tb-Zg0jS500/s640/162.jpg
https://www.americanscientist.org/sites/americanscientist.org/files/2012109150529335-2012-11MacroCarterFC.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/69/PositronDiscovery.jpg
https://www.atomicarchive.com/img/bios/sakharov.jpg
https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2020/04/cp.png
https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2019/11/PWDec19REV-expedition_1200.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/98/Observable_Universe_with_Measurements_01.png
https://studiousguy.com/wp-content/uploads/2021/11/anaxagoras.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/55/Meissner_effect_p1390048.jpg
https://ceramics.org/wp-content/uploads/2017/12/1215ctt-maglab-lo-res.jpg
https://www.revistaenergia.com/wp-content/uploads/2019/06/132f7ed4-7d2a-11e9-8126-9d0e63452fe9_image_hires_084614.jpg
https://64.media.tumblr.com/a170f71a5c379a1232eff2f38ca1ea32/tumblr_inline_ptktsj5nuF1uyxcp0_500.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b9/Proton_decay_GUT_simple.svg/1024px-Proton_decay_GUT_simple.svg.png
https://www.researchgate.net/publication/265731216/figure/fig22/AS:667906060873739@1536252622661/Schematic-view-of-the-hyper-kamiokande-detector-with-the-2-identical-lying-tanks-each.jpg
https://winsatnyu.files.wordpress.com/2015/03/randallsundrummodel.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/45/Lisa-randall-at-ted.jpg