V minulém dílu našeho letního seriálu jsme se věnovali programu Apollo, od jehož největšího úspěchu letos slavíme právě 55 let. Připomněli jsme si proto nejvýznamnější vědecké objevy projektu Apollo. Dnes už je ale čas se podívat jinam, totiž na nejdůležitější fyzikální objevy za nimiž stály kosmické observatoře. Za již téměř sedmdesátiletou historii kosmonautiky uskutečnily kosmické teleskopy a sondy již opravdu značné množství zajímavých a důležitých objevů, které posunuly fyziku o značný kus dopředu. Nebylo tedy lehké vybrat právě pět nejzásadnějších bodů. Na druhou stranu, některé ze zmíněných objevů byly natolik přelomové, že jsem je zase nemohl vynechat, i když bych třeba i chtěl. Výběr tedy nakonec nebyl tak těžký, jak jsem si původně myslel, že bude. Pojďte se s ním seznámit.

5) Nové typy exoplanet

První exoplanety objevili vědci díky pozemní astronomii v 90. letech minulého století. Pravý rozvoj oboru nastal ale až o pár let později a je úzce spojen s vypuštěním specializovaných kosmických observatoří, které měly za úkol exoplanety zkoumat. Začalo to evropským teleskopem CoRoT, pak přišly americké observatoře Kepler a TESS. Své zásluhy mají také americký Webbův teleskop či evropská sonda Gaia, které sice nejsou primárně zaměřeny na výzkum exoplanet, ale dokáží v této oblasti zjistit mnoho zajímavého. Do budoucna můžeme nadšeně očekávat výsledky evropských sond PLATO a Ariel a amerického teleskopu Nancy G. Roman. Jejich starty by se měly uskutečnit do konce 20. let. Díky tomu by se měl počet známých exoplanet vyšplhat z aktuálních 6866 (platí pro 11. 7.) na desítky tisíc.

Doba, kdy budeme znát třeba 20 nebo 30 000 exoplanet tak už vůbec není daleko. Co o těchto světech ale víme? Inu, už první objevy nás velice překvapily. Mysleli jsme si totiž, že je naše Sluneční soustava typická a že zhruba takto musí vypadat úplně každá planetární soustava u jiné hvězdy v Mléčné dráze. Brzy jsme ale byli vyvedeni z omylu. V roce 1992 došlo totiž k naprosto nečekanému objevu. Dale Frail a Aleksander Wolszczan oznámili detekci hned dvou planet u jednoho z pulsarů. Jak si možná pamatujete z minulých článků, pulsary jsou zbytky po velmi hmotných hvězdách, které vybuchly jako supernovy. Astronomy proto přítomnost planet překvapila. Nevěděli zda planety mohutný výbuch přežily nebo se zformovaly až po explozi z trosek, které po něm zbyly.

O tři roky později odhalili Michel Mayor a Didier Queloz první planetu u hvězdy hlavní posloupnosti, 51 Pegasi b. Také ona astrofyziky doslova šokovala. Jde o plynného obra s asi 2 krát větším průměrem než má Jupiter a zhruba polovinou jeho hmotnosti. Na tom by nebylo ještě nic tak zvláštního. Ukázalo se však, že planeta obíhá velmi blízko své hvězdy, jeden oběh jí zabere jen 4,2 dne. A to je podivné, plynní obři by takto blízko svých hvězd vůbec neměli vznikat. Tyto planety by se měly podle tehdejších předpokladů formovat mnohem dále, v místech kde už hvězda nedokáže svým větrem odfouknout lehké prvky z nichž je jejich atmosféra složená. Nejprve se vědci domnívali, že 51 Pegasi b představuje výjimku, ale posléze se ukázalo, že podobných planet (nazývaných horcí Jupiteři) existuje celá řada.

Vysvětlilo se, že horcí Jupiteři skutečně na svých místech nevznikli, ale odmigrovali ke své hvězdě z mnohem vzdálenějších míst. Z dalších dat se pak mohlo zdá, že horcí Jupiteři jsou nejběžnějším typem exoplanety. Ale i to byl omyl daný tehdy nejběžněji používanou detekční metodou, která byla právě na tyto planety hodně citlivá. Když se pak dostaly do kosmu první specializované observatoře, začaly nám ukazovat, že svět exoplanet je mnohem pestřejší než bychom si kdy dokázali připustit. Objevili jsme celou řadu světů o jejich existenci by si dříve astronomové netroufli ani spekulovat, protože se dost zásadním způsobem vymykaly všemu co jsme do té doby znali. Díky novým přístrojům jsme odhalili celou škálu planet s různými hmotnostmi, složením, či oběžnými parametry.

Zatímco z naší soustavy známe jen menší terestrické planety a velké ledové a plynné obry, v džungli exoplanet byly objeveny světy několikrát hmotnější než Jupiter či naopak menší než Země. Velmi běžnou skupinou jsou také tzv. super Země a mini Neptuny, planety o hmotnostech nižší než Neptun, avšak vyšší než Země. A známe i planety lehčí než Země, tzv. sub Země a dokonce i tělesa lehčí než Merkur, ale těžší než největší trpasličí planety Eris a Pluto. Vědcům se navíc povedlo i naplnit sen fanoušků Star Wars, jelikož nalezli například vodní planetu či tzv. chtonijskou planetu, která je vlastně odhaleným jádrem dřívějšího plynného obra. A ano, známe i planety, které obíhají kolem dvou i více hvězd (rekord je oběh okolo čtyř hvězd).

A aby toho nebylo málo, podařilo se nám už vypátrat i planety kroužící kolem pulsarů (viz první objev 1992), velmi málo hmotných i naopak nesmírně hmotných hvězd hlavní posloupnosti a daleko nejsme ani od objevu exoměsíců, hypotetických měsíců exoplanet. Máme též kandidáta na planetu mimo naši Mléčnou dráhu, ale tam si na potvrzení budeme muset ještě počkat. Vynahradit si to lze u bludných planet, těles která si volně plují galaxií a nejsou gravitačně vázána na žádnou hvězdu, protože i takové už dnes dokážeme spatřit. Za velkým pokrokem v této oblasti může pozemní i kosmická astronomie, v tomto případě se krásně ukazuje, jak se mohou oba způsoby vhodně doplňovat. Z kosmických sond mají největší zásluhu jednoznačně Kepler a TESS, ale nezaostávají ani Gaia, Hubble či Webb.

4) Magnetary

Ani hvězdy, někdy známé jako stálice, ve skutečnosti nežijí věčně, byť je jejich život velmi dlouhý, a to v řádu milionů či dokonce miliard let. Nakonec však i ony umírají a to, jak jejich smrt vypadá závisí na tom, jak jsou hmotné. Méně hmotné hvězdy vcelku poklidně odhodí obálky a z jádra se stane bílým trpaslíkem, u hmotnějších ale dojde k mohutné explozi nazývané supernova, po níž nemusí zůstat vůbec nic. Pokud ale něco přežije, stane se to buď černou dírou, popřípadě neutronovou hvězdou. Jde o velmi zvláštní typ hvězdy, která může být dvakrát hmotnější než naše Slunce, ale přitom se vejde do rozměru cca 10 – 30 kilometrů v průměru. Neutronové hvězdy jsou proto nesmírně hmotné, husté, horké a mají také celou řadu dalších veselých vlastností.

Jednou z nich je i extrémně silné magnetické pole. Zatímco na Zemi je velký problém dosáhnout magnetického pole o indukci jednotek Tesla, u neutronových hvězd běžně sledujeme pole o indukci miliarda Tesla. Existuje ovšem i zvláštní typ neutronových hvězd zvaných magnetary u nichž může indukce magnetického pole dosáhnout až sto miliard Tesla a možná ještě více. U takto silného magnetického pole už musíme vzít v potaz i kvantové efekty. Je zcela jasné, že v blízkosti magnetarů nemůže existovat žádná forma života. Pole o indukci sto miliard Tesla by bez problémů na několik set tisíc kilometrů vymazalo data z vaší platební karty, a při trochu větším přiblížení by deformovalo atomy, přesněji jejich elektronové obaly, což by byla pro jakýkoli živý organismus konečná.

Dlouho byla velká otázka i to, jak takto silné magnetické pole vůbec mohlo vzniknout. Nakonec se ukázala jako nejpravděpodobnější jedna možnost. Totiž, magnetické pole má i původní hvězda, která poté exploduje. Avšak toto její pole bývá obvykle, ve srovnání s polem magnetaru relativně slabé. Jenže i po explozi, kdy hvězda odhodí vnější obálky, zatímco část materiálu dopadne zpět na obnažené jádro z něhož se vytvoří neutronová hvězda, se magnetický tok původního tělesa zachovává. Protože je však magnetar mnohem menší než byla obří vybuchující hvězda, zahustí se magnetické siločáry a indukce pole příslušně vzroste. Mimochodem, zatímco běžné neutronové hvězdy vykazují velmi rychlou rotaci, silné magnetické pole magnetar brzdí, takže se otáčí mnohem pomaleji.

S ohledem na zařazení magnetarů do tohoto článku asi tušíte, že je objevila některá z kosmických observatoří. Pokud jste však nečetli můj specializovaný článek, možná vás překvapí, že jako první přítomnost magnetarů zaznamenaly sondy, od nichž byste to vůbec nečekali, jelikož byly určené k výzkumu planety Venuše, totiž sovětské sondy Veněra 11 a 12. Magnetické pole magnetaru je totiž tak silné, že je současně i dost nestabilní a dochází v něm k různým menším či větším změnám. Tyto navíc bývají často dosti náhlé a překotné. Na magnetaru dochází k masivním hvězdotřesením a přepojování siločar magnetického pole, které se přitom dostává do výhodnější konfigurace. Magnetar při těchto událostech uvolňuje značné množství energie pozorovatelné ve formě gama záblesků.

Občas navíc nedojde jen k lokální události, ale magnetické siločáry se přepojí v jeden okamžik na celém magnetaru. To vede k uvolnění obrovského množství energie, což potom pozorujeme jako záblesk měkkého gama záření. A zdroje těchto událostí pak označujeme jako soft gamma repeater (česky něco jako měkký gama opakovač, ale termín se obvykle nepřekládá). Právě takový zdroj viděly v roce 1979 i sondy Veněra 11 a 12 pohybující se zrovna v okolí Venuše. Nebyly ale jediné. Později tentýž gama záblesk pozorovaly taktéž sondy Helios 2, Pioneer Venus 1, tři družice Vela, Einsteinova rentgenová observatoř (HEAO-2), Prognoz 7 a International Sun-Earth Explorer. Díky pozorování tolika družic a teleskopů mohli astronomové událost brzy spojit s původcem ve Velkém Magellanově oblaku.

Od té doby jsme takových událostí pozorovali ještě několik, v srpnu 1998 ze souhvězdí Orla, v srpnu 2004 ze souhvězdí Střelce. Obě tyto události se, na rozdíl od té z roku 1979, odehrály v Mléčné dráze. Jejich pozorování bylo velmi důležité, zvláště soft gamma repeateru z roku 2004. Teprve tehdy se totiž fyzikům podařilo definitivně potvrdit to, co už mnozí očekávali, totiž spojit tyto měkké záblesky gama záření s magnetary. Nic z toho by nebylo možné bez úsilí mnoha špičkových sond a teleskopů nacházejících se v kosmickém prostoru. Od té doby samozřejmě astronomové nespí, ale i díky observatořím Chandra, Swift či Fermi nasnímali celou řadu dalších magnetarů. Ukazuje se, že by magnetary mohly vysvětlit třeba rychlé rádiové záblesky, takže se ještě máme nač těšit.

3) Gama záblesky

O měkkých záblescích gama záření jsme tady už hovořili. Obvykle ale jako gama záblesky chápeme zcela jiné události. Jedná se o fenomén, který nás provází od konce 60. let minulého století, kdy v kosmickém prostoru létaly družice Vela, které byly vypuštěny v rámci amerického armádního projektu jehož cílem bylo monitorovat jaderné výbuchy, které prováděly nepřátelské státy, především Sovětský svaz a Čína, ale pochopitelně se mohly objevit i testy jiných zemí. Když v 60. letech družice Vela 3 a 4 objevily zvláštní signály připomínající pokusné atomové testy, armádní inženýři se nejprve zděsili. Na paniku však nebylo místo, zahájení jaderné války kvůli falešnému poplachu by skutečně vhodné nebylo, i když, nutno podotknout, většině lidí už by to mohlo být jedno.

Protože však armádní experti rozhodně nechtěli zbytečně stisknout ono legendární (a ve skutečnosti neexistující) červené tlačítko, jali se zkoumat, zda pozorovaný signál skutečně odpovídá atomovým pokusům Sovětského svazu či jiné země. Výzkum vedl uznávaný fyzik a astronom Ray Klebesadel z Národní laboratoře v Los Alamos. Ano, jde o ono pracoviště, které vzniklo za 2. světové války a kde pod vedením J. Roberta Oppenheimera vznikly první jaderné zbraně. Klebesadel se svým týmem naštěstí pro svět zjistil, že zjištěný signál (celkem jich měli až 16) určitě nepochází ze Země a už vůbec ne ze Sovětského svazu či z Číny, ale někde z vesmíru. Nejprve jako zdroj uvažoval Slunce, což však následně vyloučil, poté přemýšlel o jiném zdroji ve Sluneční soustavě, ale i to mohl brzy zavrhnout.

V tu chvíli armádu přestal problém zajímat, jelikož měli za to, že mají k řešení mnohem důležitější problémy než nějaké podivné kosmické úkazy. Napozorovaná data proto odtajnili (1973) a předali astronomům. V astronomické komunitě zavládlo nadšení nad novým objevem, současně však i panika, jelikož nikdo nedokázal tento jev uspokojivě vysvětlit. Ze všeho nejvíce ale byla přítomna zvědavost, všechny velmi zajímalo, co za těmito zdroji stojí. Stanovit přesnou povahu gama záblesků se dlouho nedařilo, byť vědci nebyli úplně bezradní. Z teorie věděli, jaké zhruba objekty by měly vydávat emise gama záření. Dlouho se však nepodařilo napozorovat dostatečné množství zdrojů. Vědci v 70. a 80. letech se však domnívali, že gama záblesky pochází z naší Galaxie.

Této hypotéze však udělala přítrž Comptonova gama observatoř, která odstartovala na palubě amerického raketoplánu Atlantis při misi STS-37 v dubnu 1991 (na palubě byl jeden z pouhých dvou sedminásobných astronautů, Jerry Ross). Tato velká americká observatoř provedla během osmi let své činnosti celou řadu měření zaměřených právě na gama záblesky. Přístroj BATSE ukázal, že gama záblesky, jichž viděl přes 2500 jsou na obloze rozloženy izotropně. Jinými slovy ve všech směrech je gama záblesků zhruba stejně. A to zcela kategoricky vylučuje galaktické zdroje. Podobné rozložení je vysvětlitelné pouze tím, že jsou zdroje gama záblesků mimo Mléčnou dráhu a to dokonce poměrně daleko od ní, v kosmologicky významných vzdálenostech.

Ale ani to ještě nebylo všechno. Další kosmické observatoře přinesly rovněž několik velmi podstatných objevů. Tak například se italsko-nizozemské družici BeppoSAX povedlo poprvé pozorovat dosvit gama záblesku. Jde o elektromagnetické záření delších vlnových délek, které pozorujeme v po prvotním velmi jasném a energetickém záblesku. Vzniká tím, že gama záření uvolněné v okamžiku záblesku interaguje s okolním mezihvězdným prostředím. Dosvit bývá pozorovatelný často ještě několik dní po samotném gama záblesku. Družice BeppoSax, Swift či Fermi pak dokázaly gama záblesky také lépe klasifikovat. Nyní již víme, že lze tyto události rozdělit na dvě skupiny – krátké gama záblesky, které trvají do dvou sekund a dlouhé gama záblesky, ty trvají od dvou sekund výše.

BeppoSAX udělala v roce 1998 a 1999 velký krok k pochopení dlouhých záblesků. Pozoroval několik gama záblesků tohoto druhu a v místě jejich výskytu našla později také supernovy. Později se tuto spojitost dlouhých gama záblesků a mohutných supernov podařilo potvrdit. To co udělala u dlouhých gama záblesků BeppoSax, to u krátkých záblesků obstarala observatoř Fermi. Ta v roce 2017 sledovala místo, kde se dříve povedlo zachytit událost gravitačních vln způsobenou srážkou dvou neutronových hvězd. Jen krátce po této gravitační události spatřila sonda Fermi v téže oblasti krátký gama záblesk. Tím prokázala, že tyto události vznikají v kompaktních systémech dvojhvězd, kdy dojde ke sloučení obou přítomných složek. Díky kosmickým observatořím se také ví, že krátké gama záblesky jsou k nám většinou blíže než dlouhé, jde však i tak o nejméně desítky milionů světelných let.

2) Zrychlená expanze vesmíru

Jak se chová náš vesmír zajímalo lidi od nepaměti. Filosofové hloubající nad velkými otázkami se nemohli shodnout, zda byl kosmos stvořen před určitou dobou, či zda existoval věčně. Později, už v éře moderní vědy se začalo k otázce přistupovat pomocí objektivních pozorovatelných faktů, přesto jsme dlouho o chování našeho vesmíru nic určitého nevěděli. Až díky práci Alberta Einsteina a jeho teorie obecné relativity se začaly objevovat konkrétní matematická řešení pro celý kosmos. Ta nejzajímavější objevili Alexandr Fridman a Georges Lemaître a mimo jiné z nich plynulo, že vesmír nemůže být statický, jak se dříve myslelo, ale rozpíná se. Lemaître si navíc uvědomil, že rozpínání kosmu znamená, že neexistuje věčně, ale zrodil se před určitou dobou v minulosti.

Einstein tím zprvu nebyl nadšen, později se však díky práci Edwin Hubblea, Miltona Humasona a Vesto Sliphera založené na objevech Henrietty Swan-Leavitt ukázalo, že měl Lemaitre pravdu. Hubble s Humasonem navíc určili i rychlost vzdalování objektů v našem okolí. Nutno přiznat, že jejich měření bylo velmi nepřesné, skutečná hodnota je, jak se později ukázalo asi devětkrát menší, avšak důležité je, že byli první, kdo ukázal proveditelnost takového postupu. Později se povedlo objevit některé skutečnosti, které skutečnou hodnotu parametru dnes známého jako Hubbleův-Lemaîtrův přiblížily dnešní hodnotě, kterou pokládáme už za poměrně jasně a přesně určenou. Vesmír se tedy rozpíná a existuje už několik miliard let, to je zjevný fakt. Takže co by se ještě mohlo změnit?

Ukazuje se, že poměrně hodně. V 90. letech totiž technika dostatečně pokročila a astronomy začalo velmi zajímat, jak se rychlost kosmické expanze měnila v průběhu času. Na to, aby mohli takovou otázku zodpovědět, museli se umět podívat na téměř celou historii kosmu. Od současnosti až po obří kosmologické vzdálenosti několika miliard světelných let. A především, museli dokázat přesně změřit vzdálenost dalekých pozorovaných objektů a rychlost jejich vzdalování. To zní snad docela jednoduše, ale realita je velmi komplikovaná. Ve Sluneční soustavě měříme vzdálenosti skutečně celkem snadno, díky tomu, že můžeme určit dobu letu signálu z různých kosmických sond. Pak už stačí jen vynásobit rychlostí světla a máme výsledek.

Vzdálenější objekty, hlavně hvězdy lze změřit díky určení paralaxy, změny polohy daného tělesa vůči okolí při pozorování z okrajů určené základny. Větší vzdálenosti obstarají proměnné hvězdy cefeidy, u nichž známe vztah mezi periodou a absolutní magnitudou. Ale pro opravdu obří vzdálenosti musíme použít tzv. supernovy typu Ia. Jde o zvláštní typ objektů, kdy máme v binárním systému hvězdu hlavní posloupnosti a bílého trpaslíka. Ten odsává hmotu ze svého souputníka. Když překročí danou mez 1,44 hmotnosti Slunce, exploduje jako supernova. Tato hranice je pro všechny bílé trpaslíka ve vesmíru stejná, alespoň v principu lze tedy jejich exploze poměrně snadno porovnat a díky tomu určit jak daleko se daná supernova nachází a jaká byla v době jejího výbuchu rychlost rozpínání kosmu.

Přesně to chtěly provést dva mezinárodní týmy fyziků. V 90. letech začaly ve velkém hledat supernovy Ia a určovat jejich parametry. Do projektu byla zapojena celá řada vědců z celého světa a množství pozemních observatoří. Astrofyzikům stojícím za těmito měřeními se nakonec podařilo vyjednat i drahocenný pozorovací čas Hubbleova kosmického teleskopu, který se zaměřil na několik extrémně vzdálených supernov. Ke konci století už měly oba týmy nasbíraný dostatek dat s takovou přesností, že mohli výsledky svých měření zveřejnit. A tím spustili doslova senzaci. Vzpomenete si ještě, že měřili to, jak moc se rychlost rozpínání vesmíru v čase zpomaluje. Přesně to se na základě gravitačního působení objektů v kosmu čekalo. Jenže zjistili přesný opak. Rozpínání kosmu se stále zrychluje.

Roku 1998, kdy došlo k publikaci výsledků, se od té doby právem přezdívá rok kosmologie a objev se dostal na přední strany plátků, které jinak o vědě téměř nepíšou. Od té doby bylo navíc, opět i za výrazné pomoci kosmických teleskopů, zejména Hubbleova, provedena celá řada měření, která původní zjištění obou týmů velmi přesně potvrdila. Nešlo tedy o omyl či falešně pozitivní výsledek. Čím je zrychlování kosmické expanze způsobeno zatím vůbec nevíme, byť některé více či méně nadějné hypotézy se již objevily. Víme však jistě, že zpočátku skutečně vesmír zpomaloval, nicméně před několika miliardami let se situace obrátila a od té doby rychlost expanze stále roste, a to i v současnosti. Odhadnout budoucí vývoj je velmi těžké, máme však za to, že se zrychlování nezastaví.

1) Anizotropie CMB

Dnes už víme, že vesmír neexistuje věčně, jak si dříve lidé mysleli, ale existuje jen určitý čas. Řekli jsme si, že Georges Lemaître si uvědomil, že pokud se vesmír rozpíná, a on byl pevně přesvědčený, že ano, pak musel vzniknout před konečnou dobou. Také to však znamená, že byl vesmír v minulosti menší. A jestliže je vše, co dnes ve vesmíru známe jeho pevnou součástí, pak tomu tak muselo být i v době jeho vzniku. Z toho vyplývá, že kosmos musel být na počátku velmi malý, horký a hustý. Tento stav nazval Lemaître prvotním atomem, občas se můžete setkat i s pojmem kosmické vejce. Nápadu se chopil fyzik a astronom George Gamow, kterého kosmologie fascinovala a rozhodl se proto koncept se svými studenty rozpracovat. Zde se zrodila moderní teorie velkého třesku.

Její počátky nebyly jednoduché, ale Gamow a jeho studenti byli špičkoví vědci, takže se dokázali problému chopit se ctí. Představili dva nové důležité body. Předně zjistili, že na počátku vesmíru, v éře nazvané Velký třesk došlo k tvorbě prvních chemických prvků v tzv. primordiální nukleosyntéze. To se později pro lehké prvky potvrdilo. Ještě důležitější bylo zjištění, že pokud horký a hustý Velký třesk skutečně proběhl, musely po něm až do dneška zůstat v kosmu stopy. Mělo jít o elektromagnetické záření, fotony, které se vyzářily na konci éry Velkého třesku, v době, kdy se záření oddělilo od látky. V době vyzáření mělo toto záření, nazývané reliktní, teplotu několika tisíc Kelvinů, dnes je však díky rozpínání kosmu mnohem chladnější. Gamow a spol. určili jeho teplotu na několik Kelvinů.

Ve své době ovšem jejich předpověď víceméně zapadla. Kosmologie tehdy lidi zase tolik nezajímala a i přes snahy členů Gamowova týmu prosadit pozorování, jež by mělo reliktní záření najít, nikdo z astronomů nevyvinul v zásadě ani minimální úsilí, aby tuto teoretickou předpověď potvrdil. Museli jsme si počkat patnáct let. Teprve na počátku 60. let se situace zlepšila a doba uzrála pro velký objev, který měl přijít. Přesto šlo téměř stoprocentně o dílo náhody, nikoliv pečlivých dlouhých příprav. První detekci totiž provedli astronomové Penzias a Wilson, kteří po něm ovšem vůbec nepátrali, jejich pozorování mělo jiné zaměření. Našli však zvláštní signál přicházející z celé oblohy s nímž si nevěděli rady. Po vyloučení všech možných druhů šumu se obrátili s žádostí o pomoc na kolegy.

Ve stejné době naštěstí jiný tým astronomů nezávisle předpověděl existenci reliktního záření o skoro stejných parametrech jako kdysi Gamow s kolegy. Penzias s Wilsonem se s teoretiky, z nichž byli nejvýznamnější Peebles, Dicke a Wilkinson, spojili, vyjasnili si nejdůležitější body pozorování a naopak teorie, a brzy dospěli k vzájemné shodě. Teoretická skupina už hledala astronomy, kteří by jejich pozorování ověřili, avšak v tuto chvíli mohli pátrání zastavit. První pozorování reliktního záření už totiž bylo na světě. A s ním i klíčový důkaz pro teorii velkého třesku, o jejíž platnosti od té doby již nikdo příčetný nepochybuje. Reliktní záření nabízí i možnosti, jak se můžeme díky němu dozvědět mnohem více o našem vesmíru. Na to však tehdejší technika nestačila, byly potřeba moderní kosmické sondy.

Úplně první byla sovětská družice Prognoz 9, která nesla na palubě přístroj RELIKT-1, určený právě k výzkumu reliktního záření. Bohužel však tento přístroj ještě nedisponoval potřebnou kvalitou, takže jeho výsledky nebyly zcela průkazné. Mnohem větší stopu zanechala americká družice COBE, která pracovala v kosmickém prostoru na přelomu 80. a 90. let minulého století. Její zásluhou je, že jsme si o reliktním záření ověřili dva velmi důležité poznatky. 1. Spektrum reliktního záření odpovídá spektru záření absolutně černého tělesa. 2. Reliktní záření není zcela dokonale homogenní a izotropní, ale jsou v něm drobné teplotní a hustotní odchylky známé jako anizotropie či fluktuace reliktního záření. Jejich velikost oproti normálu je jen v řádu desetitisícin Kelvinů, jsou však mimořádně podstatné.

Právě reliktní záření a jeho anizotropie nám totiž mohou prozradit množství klíčových kosmologických parametrů našeho vesmíru. To však už není záležitost pro průkopnickou observatoř COBE, avšak spíše pro sondy WMAP a Planck, které právě fluktuace reliktního záření v 0. a 10. letech tohoto století důkladně proměřily. Ukázalo se, že je vesmír starý 13,8 miliardy roků. Jeho kritická hustota je téměř rovna jedné, což odpovídá plochému kosmu. K oddělení reliktního záření od látky došlo v čase asi 380 000 let po vzniku vesmíru, první hvězdy a galaxie se začaly formovat v době, kdy měl vesmír několik set milionů let a to právě z oněch hustotních fluktuací, které v reliktním záření vidíme. Hubbleův-Lemaîtrův parametr určující současnou rychlost rozpínání kosmu je pak 67,8 km/s/Mpc.

Závěr

Jaké byly nejdůležitější fyzikální objevy, za nimiž stojí kosmonautika tedy už víme. V několika příštích dílech se podíváme na několik konkrétních již nefungujících (nedojde tak třeba na Hubble, Chandru, Webb, či Fermi) kosmických sond či observatoří a představíme si jejich nejdůležitější objevy. Začneme už příští týden Spitzerovým kosmickým teleskopem.

Doporučené a použité zdroje

• Exoplanets NASA: https://science.nasa.gov/exoplanets/
• Encyclopaedia of exoplanetary systems: https://exoplanet.eu/home/
• Observatoire de Haute-Provence: http://www.obs-hp.fr/guide/index.shtml
• CoRoT ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/COROT
• Kepler NASA: https://science.nasa.gov/mission/kepler/
• ESA XMM-Newton: https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
• NASA Swift: https://www.nasa.gov/mission_pages/swift/main
• ESA Integral: https://www.cosmos.esa.int/web/integral
• Chandra Harvard: https://www.cosmos.esa.int/web/integral
• Supernova Cosmology Project: https://supernova.lbl.gov/
• High-z Supernova Search Team: https://lweb.cfa.harvard.edu/supernova/home.html
• NASA WMAP – https://map.gsfc.nasa.gov/
• ESA Planck – https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck
• NASA Planck – https://www.nasa.gov/mission_pages/planck
• NASA COBE – https://science.nasa.gov/missions/cobe
• Hubble Space Telescope – https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html

Zdroje obrázků

• https://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a010000/a013200/a013220/Fermi_LAT_GRBs.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Artist_impression_of_the_exoplanet_51_Pegasi_b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7c/Artist%27s_concept_of_PSR_B1257%2B12_system.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fa/Clear_to_cloudy_hot_Jupiters.jpg/1280px-Clear_to_cloudy_hot_Jupiters.jpg
• https://reasons-prod.storage.googleapis.com/cms/images/default-source/blogs/blogs-inline/tnrtb__inline–solar-system-may-have-started-with-five-gas-giants.png
• https://imageio.forbes.com/blogs-images/briankoberlein/files/2018/04/207_EarthlikeExoplanets_0722sm-1200×675.jpg?format=jpg&height=900&width=1600&fit=bounds
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/62/Comparing_the_size_of_Earth%2C_Mars%2C_and_exoplanets_of_Kepler-20_and_Kepler-42.jpg/1920px-Comparing_the_size_of_Earth%2C_Mars%2C_and_exoplanets_of_Kepler-20_and_Kepler-42.jpg
• https://d2pn8kiwq2w21t.cloudfront.net/images/infographicsuploadsinfographicsfull10737.width-1320.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/images/751993main_Manhattan_NS_large.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e1/Neutron_star_illustrated.jpg
• https://cff2.earth.com/uploads/2024/02/15120836/Radio-bursts-scaled.jpg
• https://cdn.sci.news/images/enlarge10/image_11363e-Magnetar.jpg
• https://d2r55xnwy6nx47.cloudfront.net/uploads/2020/06/Magnetar-FRB_2880x1620_Lede.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/2023/the-brightest-explosio.jpg
• https://apod.nasa.gov/htmltest/jbonnell/www/firstburst.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/GRB_BATSE_12lightcurves.png
• https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/wp-content/uploads/2016/04/batse_grbs_2160_0.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c2/GRB_970228.jpg
• https://www.ligo.org/detections/GW170817/images-GW170817/DECam-comparison-image.png
• https://i.sstatic.net/OgZSA.gif
• https://lweb.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/h1920.jpg
• https://scx1.b-cdn.net/csz/news/800a/2014/image001.jpg
• https://homepages.uc.edu/~hansonmm/ASTRO/LECTURENOTES/W04/Cosmology/HighZSNe.jpg
• https://cdn.hswstatic.com/gif/before-big-bang-3.jpg
• https://w.astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/altbbn.jpg
• https://www.astronomy.com/-/media/Images/News%20and%20Observing/Intro%20to%20the%20Sky/Astro%20101/CMB/CMB_1965.jpg?mw=600
• https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/cobe_images/cmb_fluctuations_big.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cd/Cmbr.svg/1024px-Cmbr.svg.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg