Co dnes víme o našem vesmíru

Prezentace na téma: "Co dnes víme o našem vesmíru"— Transkript prezentace:

1 Co dnes víme o našem vesmíru
Kdy a jak vznikl vesmír Co dnes víme o našem vesmíru a jak jsme na to přišli Hvězdárna Zlín 14. března 2005

2 Nejmladší odpověď na nejstarší otázku
1. Kosmologie Nejmladší odpověď na nejstarší otázku

3 Jaká je podstata našeho světa?
Egyptská bohyně Nút každý den rodí a opět polyká Slunce

4 Hledání pralátky (voda, vzduch, oheň, …)
Ačkoliv Řekové položili základy matematiky (Thales, Pythagoras, Euklides, …), nedokázali vytvořit fyziku Nedospěli k formulaci fyzikálního zákona Experimentální možnosti byly velice omezené, jednotlivé objevy zůstaly izolovány určení poloměru Země z úhlů vrženého stínu usuzování na kulový tvar Země z tvaru stínu při zatmění Měsíce) neznali význam experimentu Archimédův zákon Demokritova atomová teorie, formulace zachování energie Hledání pralátky (voda, vzduch, oheň, …)

5 den Bůh stvořil nebe, zemi a světlo
den oddělil Bůh klenbou vody na nebi a na zemi den vytvořil souš a na ní rostliny den Bůh stvořil světla na obloze – Slunce a Měsíc den Bůh stvořil zvířata den Bůh stvořil člověka – Adama a z jeho žebra Evu den Bůh odpočíval Malby Raffaelo Santi

6

7 Tohle ještě není kosmologie…
2. První pátrání Tohle ještě není kosmologie…

8 Christian Huyghens (1629-1695)
Snažil se nalézt úhlový průměr hvězd pomocí měděné destičky s malými otvory Určil vzdálenost Síria na AU ve skutečnosti je ještě 20x dále

9 William Herschel (1738 – 1822) první astronom který obrátil pozornost od planet Sluneční soustavy ke hvězdám

10 Galaxie podle W. Herschela:
všechny hvězdy svítí stejně jsou rozloženy rovnoměrně světlo není pohlcováno

11 Hledání „standardní svíčky“
3. Kosmický žebřík Hledání „standardní svíčky“

12 Keplerovy zákony popisují vzájemnou polohu nebeských těles, ale neříkají nic o absolutních vzdálenostech Planety obíhají po kuželosečkách, Slunce je v ohnisku Plocha opsaná průvodičem planety za jednotku času je konstantní P12 / P22 = a13 / a23

13 Přechod Venuše před Sluncem 8.6.2004
v moderní době pěkná podívaná v historii první způsob změření AU další alternativou bylo měření denní paralaxy blízkých planetek

14 Ani William Herschel roku 1774 neuspěl s pokusem změřit paralaxu hvězd
Pokud by Země obíhala kolem Slunce, měli bychom pozorovat zdánlivý pohyb blízkých hvězd na vzdáleném pozadí –tzv. roční paralaxu Neschopnost Tycha Brahe změřit paralaxu vedla k jeho odmítání koperníkovy heliocentrické soustavy ovšem Brahe měřil bez dalekohledu s přesností 2’, což je 500x méně než by bylo potřebné Ani William Herschel roku 1774 neuspěl s pokusem změřit paralaxu hvězd

15 Poprvé paralaxu úspěšně změřil roku 1838 F.W.Bessel u hvězdy 61 Cygni
hodnota paralaxy 61 Cyg je jen 0,299” to odpovídá vzdálenosti 3,34 pc (~ 10,9 l.y.) parsec (pc) je vzdálenost, ze které je 1 AU vidět pod úhlem 1” 1 pc = 3,262 l.y. Další úspěšná měření přibývají W. Strueve:  Centauri 0,756” (1,31 pc ~ 4,27 l.y.) T. Henderson:  Lyrae 0,140” (7,15 pc ~ 23,32 l.y.) Při maximální úhlové přesnosti 0,02” bylo možné změřit paralaxy hvězd do asi 100 l.y. Dnes družice Hipparcos změřila paralaxy do asi 1000 l.y. 100 l.y. je ale příliš málo, naprostá většina hvězd, všechny mlhoviny, hvězdokupy a galaxie jsou mnohem (ale opravdu MNOHEM) dále

16

17 Henrietta Swan Leavitt
v roce 1912 objevila vztah perioda-svítivost u hvězdy d Cephei M = -2,8 log P – 1,43 podle hvězdy d Cephei se celá třída pulzujících proměnných hvězd nazývá cefeidy Slabá blízká hvězda se může jevit jasněji než silná vzdálená hvězda U cefeid ale stačí změřit periodu a už víme jak hvězda SKUTEČNĚ svítí Z její ZDÁNLIVÉ jasnosti pak můžeme určit jak je daleko Cefeidy se staly „standardní svíčkou“ vesmíru

18 První příčky kosmického žebříku jsou na světě:
Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem (1 AU) jsme dokázali určit řadou způsobů: přechody Venuše přes Slunce z denní paralaxy blízkých planetek (433 Eros) dnes radarem s přesností jednotek metrů U blízkých hvězd změříme paralaxu a ze znalosti 1 AU určíme jejich vzdálenost Pomocí paralaxy určíme vzdálenost blízkých cefeid zkalibrujeme jejich svítivost Poté dokážeme určit vzdálenost jakékoliv cefeidy např. ve hvězdokupě apod.

19 4. Albert Einstein a Edwin Hubble
Konečně kosmologie – teorie a pozorování vzájemně zapadají

20 V roce 1905 Albert Einstein publikuje speciální teorii relativity
postuluje mezní rychlost světla „c“ zobecňuje Galileovy principy relativity pohybu na všechny fyzikální zákony – žádná rovnoměrně a přímočaře se pohybující se soustava není nadřazena jiné, nelze určit absolutní pohyb nebo klid relativizuje čas, ruší jeho absolutní podstatu a nezávislost na prostoru „speciální“ je proto, protože popisuje jen inerciální soustavy Speciální teorie relativity řešila nakupené problémy fyziky problém éteru, Michelsonův pokus z roku 1881

21 V roce 1915 Albert Einstein přichází s obecnou teorií relativity
obecná teorie relativity je teorií gravitace gravitace je zakřivení prostoročasu gravitace a setrvačnost jsou nerozlišitelné není omezena na inerciální soustavy matematické vyjádření obecné teorie relativity je už příliš složité v roce 1917 holandský matematik De Sitter nalezl řešení rovnic obecné relativity

22 V roce 1922 Alexandr Friedmann (petrohradský matematik) řešil rovnice obecné teorie relativity pro celý vesmír výsledek je jednoznačný: vesmír je nestacionární, musí se rozpínat nebo smršťovat předpokládá homogenitu a izotropii vesmíru pro podporu ale nemá žádná pozorování Einstein tento výsledek odmítá a zavádí do rovnic „kosmologický člen“, který umožňuje stabilní vesmír později tento krok prohlásil za svou největší chybu V roce 1925 Georges Édouard Lemaître (belgický kněz, profesor astronomie) nezávisle na Friedmannovi řeší rovnice obecné relativity rovněž dospívá k závěru, že vesmír se rozpíná nebo smršťuje Navrhuje ověřit své výsledky pozorováním galaxií Přichází s myšlenkou „praatomu“, z něhož vznikl celý vesmír

23 V roce 1917 vrcholí snaha George Ellery Halea (1868-1938) a na hoře Mt
V roce 1917 vrcholí snaha George Ellery Halea ( ) a na hoře Mt. Wilson v Kalifornii se rozbíhá největší dalekohled své doby, slavný „100-inch Hooker telescope“

24 2,5 m dalekohled má dostatečnou rozlišovací schopnost, aby rozlišil hvězdy v blízkých galaxiích
M31 v Andromedě M33 v Trojúhelníku … Naše Mléčná dráha najednou přestala tvořit celý vesmír, který je ve skutečnosti nesmírně větší naše Země se stala jen jednou z planet naše Slunce je jen jednou z hvězd v Galaxii naše Galaxie je jen jednou z galaxií ve Vesmíru

25 Během 20. let 20. století americký astronom Edwin Hubble pátral s použitím Hookerova dalekohledu po cefeidách v blízkých galaxiích

26 V roce 1925 Hubble našel 11 cefeid v nepravidelné „mlhovině“ NGC 6822
tato Irr galaxie se tak stala prokazatelně prvním objeveným objektem mimo naši Galaxii V roce 1929 změřil Hubble vzdálenosti asi 20 galaxií a z červeného posuvu spektrálních čar způsobených Dopplerovým jevem určil rychlost jejich vzdalování výsledek ukazuje, že vesmír se skutečně rozpíná!

27 Práce pokračují a v roce 1931 je k dispozici podstatně rozsáhlejší soubor dat
O rozpínání vesmíru již není pochyb

28 Spektrum Slunce (NOAO) a vzdálené galaxie (SDSS) s výrazným červeným posunem

29 Stáří vesmíru vyjde 2.109 let, a to je skutečně málo
Hubbelova konstanta H0 udává jakou rychlostí (km.s-1) se vzdaluje galaxie vzdálená jeden Mpc Hubble určuje H0 = 550 km. s-1.Mpc-1 Friedmannovo stáří vesmíru je t0 = 1/H0 Hubblovo stáří je menší, neboť počítá se zpomalováním rozpínání th0 = 2/3.t0 Stáří vesmíru vyjde let, a to je skutečně málo stáří Země je určeno na 4,6.109 let teoretikové se vracejí k Lemaîtrovým modelům předpokládajícím přerušované rozpínání Tento stav trval do poloviny 20. století během II. světové války platilo nařízení o zatemnění ve městech na západním pobřeží ze strachu z japonských náletů expoziční doby na hvězdárně Mt. Wilson bylo možno značně prodloužit v roce 1948 uveden do provozu 5m dalekohled na Mt. Palomar

30 Na základě nových pozorování zmenšuje v roce 1952 W
Na základě nových pozorování zmenšuje v roce 1952 W. Bade hodnotu H0 na ½ (~220 km. s-1.Mpc-1) V 60. letech 20. století je za nepravděpodobnější hodnotu považována hodnota H0 = 55 km. s-1.Mpc-1 věk vesmíru pak vychází let a Země tedy nevypadá starší než vesmír

31 5. Big Bang Už víme (skoro) vše

32 V roce 1946 George Gamow formuluje teorii „žhavého velkého třesku“
uvažuje o postupném vzniku prvků při chladnutí vesmíru V roce 1948 teorii velkého třesku se svými žáky rozšiřuje a přichází s předpovědí zbytkového (reliktního) záření o teplotě 5 až 10 K Enrico Fermi namítá, že postupný vznik prvků naráží na nestability jádra s 5 nukleony Gamowova teorie byla tak postupně opuštěna V roce 1948 přichází Bondi, Gold a Hoyle s teorií stacionárního vesmíru žádný velký třesk nebyl hmota neustále vzniká a kompenzuje tak rozpínání rozpory s pozorováním ale tuto teorii odsoudily k zániku

33 Kolem roku 1958 Dicke oživil zájem o reliktní záření
V roce 1957 tým 4 vědců (manželé Burbidgeovi, Hoyle a Flower), tzv. Gang 4, vysvětlili vznik prvků od Li po Fe ve hvězdách Zachycováním neutronů při výbuších supernov lze vysvětlit i vznik prvků těžších než Fe (např. uran) tyto objevy měly pro kosmologii nesmírný význam Kolem roku 1958 Dicke oživil zájem o reliktní záření začal pracovat na radiometru pro cm vlny s detektorem chlazeným na 4 K Nezávisle na něm Zeldovič pracuje na teorii „studeného velkého třesku“, neboť byl mylně informován že reliktní záření hledáno bylo, ale nebylo nalezeno

34 Zlom nastává v roce 1964, kdy technici Penzias a Wilson z Bell Laboratories při hledání vhodných pásem pro telekomunikační družice reliktní záření vskutku objevili

35 Záření je homogenní a izotropní
Reliktní záření objevené Penziasem a Wilsonem mělo teplotu (neboli odpovídalo záření absolutně černého tělesa o teplotě) asi 3 K to se skvěle shoduje s Gamovovými předpověďmi Záření je homogenní a izotropní přichází ze všech směrů stejně Penzias a Wilson svůj objev zveřejnili v práci dlouhé 600 slov a vytvořili tak nejkratší práci oceněnou Nobelovou cenou

36 První okamžiky vypadají následovně:
Mezitím Dicke dokončil svůj radiometr a potvrdil charakter reliktního záření jako záření absolutně černého tělesa Penzias a Wilson měřili v poměrně úzkém pásmu vlnových délek Měření v maximu intenzity (vlnová délka pod 1 mm) muselo být prováděno mimo atmosféru z letadel U-2 Odchylky v intenzitě dovolují určit rychlost pohybu Země vzhledem k pozadí (asi 400 km/s) Rychlost Galaxie je asi 600 km/s Teorie žhavého velkého třesku se stala jednoznačně převládající teorií vývoje vesmíru První okamžiky vypadají následovně:

37 10-43 s po velkém třesku – hadronová éra
vesmír je vyplněn těžkými částicemi (protony a neutrony) hustota vesmíru je 1097 kg/m3 teplota vesmíru je 1033 K skoro ke každé částici existuje antičástice – na 109 antičástic připadá částice částice a antičástice anihilují a ze zbytku později vznikají galaxie, hvězdy, planety a také my 10-4 s po velkém třesku – leptonová éra převládají lehké leptony (elektrony, neutrina, miony) hustota vesmíru je 107 kg/m3 teplota vesmíru je 1010 K z této doby pocházejí nejstarší svědci historie vesmíru - neutrina

38 10 s po velkém třesku – éra záření
vzájemnou anihilací částic a antičástic vznikly fotony s vysokou energií vesmír byl ale pro záření neprůhledný – fotony neustále naráženy na příliš nahuštěné částice energie záření nedovolovala elektronům navázat se na protony a vytvořit atomy vodíku 106 let po velkém třesku – éra látky vesmír se rozpínal a chladl hmota vesmíru se deionizovala, vesmír pro záření zprůhledněl reliktní záření je přímým svědkem tohoto zprůhlednění

39 Pozorování ale přinášejí komplikace, které tento model nemůže vysvětlit:
vesmír se jeví ve velkém měřítku homogenní (všude v prostoru stejný) vesmír je ve velkém měřítku izotropní (ve všech směrech stejný) jak je to možné, když v počátcích rozpínání neměly částice vzhledem k omezené rychlosti světla čas „říci si o svém stavu“ (vyrovnat podmínky) na druhé straně kdyby byl vesmír naprosto homogenní, nemohly by v něm vzniknout galaxie, hvězdy a planety V roce 1981 vyslovil Alan Guth domněnku, že nezáleželo na počátečních podmínkách, vesmír byl „donucen“ fyzikálními zákony zformovat se do současné podoby

40 V současné době známe 4 interakce hmoty
gravitační elektromagnetickou jadernou slabou jadernou silnou Weinberg, Salam a Glashow objevili, že při vysokých energiích elektromagnetická a slabá jaderná interakce splynou v roce 1983 vyl v CERN detekován intermediální boson W s elektrickým nábojem a neutrální boson Z - nositelé elektroslabé interakce je zapotřebí teplota 1028 K (1024 eV) GUT (Great Unification Theory) je na světě je důvodné se domnívat, že s rostoucími energiemi (teplotami) se k elektroslabé interakci připojí i jaderná silná interakce (jak je to s gravitací?)

41 Kvantová teorie vede na zcela nový pohled na vakuum
vakuum není prostě „nic“ ve vakuu vznikají páry virtuálních částic (např. elektron-pozitron) doba jejich existence je pod Heisenbergovou mezí, neporušují tedy zákony zachování energie Vakuum tedy má samo osobě energii Igor Novikov předpovídá gravitační působení vakua působí odpudivě, nikoliv přitažlivě nemění se s r2 jako gravitace ale lineárně s r Teorie sjednocení fyzikálních interakcí a teorie vakua vedou k tzv. „inflačnímu modelu vesmíru“

42 V čase hustota energie hmoty klesla na úroveň hustoty energie vakua, začíná inflační nafouknutí V s po velkém třesku nastává fázová změna vakua, opět dominuje hustota energie hmoty a vesmír pokračuje v adiabatickém rozpínání

43 Během inflační fáze se objem vesmíru zvětšil 1043 x
znamená to, že prakticky v celém objemu se jednotlivé oblasti vesmíru navzájem dostaly mimo svůj horizont událostí Problém homogenity a izotropie je tedy vyřešen – celý pozorovatelný vesmír je inflací nafouknutá původně velice malá oblast vesmíru, v níž si částice stačily „říci“ o svém stavu nic ale není bez problémů – fázový přechod vakua nesmí být skokový, jinak by vznikl silně nehomogenní vesmír „typu ementál“ zavádí se pojem „podchlazené vakuum“, jako analogie podchlazené vody, která rovněž nemusí zamrznout i pokud je teplota pod bodem mrazu

44 Velmi velké vzdálenosti ve vesmíru určujeme pomocí Hubblova vztahu ze změřeného červeného posuvu (a tím ze známé rychlosti vzdalování) z měření červeného posuvu blízkých galaxií, ve kterých dokážeme nalézt cefeidy, musíme ale H0 určit co nejpřesněji v (relativně) malých vzdálenostech je ale určení obtížné, vlastní pohyb galaxií narušuje měření Každopádně Hubblův vztah se stává další příčkou našeho kosmického žebříku tato příčka sahá doslova až na konec vesmíru zatím ale není moc přesná

45 Galaxie podle z (SDSS) z = 0,02 z = 0,03 z = 0,05 z = 0,075 z = 0,1

46 Nejistá hodnota H0 (mezi 50 a 100 km. s-1
Nejistá hodnota H0 (mezi 50 a 100 km. s-1.Mpc-1) způsobuje v kosmologii velké problémy nikdo neví jak je vesmír vlastně starý nikdo neví jak je galaxie s daným z daleko proto se jedním z klíčových úkolů Hubblova kosmického dalekohledu (HST) je zpřesnění H0 a tím i přesné určení věku vesmíru

47 Na rozdíl od pozemských dalekohledů HST dokáže nalézt cefeidy v galaxiích vzdálených až 100 l.y.

48 Nejvzdálenější galaxie, v níž HST dokázal najít cefeidu, byla NGC 4603 vzdálená 108 l.y.
to je 2x dále než je střed kupy galaxií v Panně V květnu 1999 oznámil tým klíčového projektu HST učení H0 na 70 km. s-1.Mpc-1 s chybou 10% do této doby nebylo jasné, je-li vesmír starý 10 či 20 miliard let kosmologie se „přesnou vědou“

49 6. Pátrání po skryté hmotě
Už zase nevíme (skoro) nic

50 Pátrání po nové „standardní svíčce“
zachytit slabou cefeidu dále než l.y. je nesmírně obtížné, potřebujeme mnohem vyšší jas potřebujeme objekt, jehož absolutní svítivost známe Obě podmínky splňují supernovy typu Ia příklady supernov: sn1999be a sn2002bo

51 Supernovy typu Ia jsou vždy dvojhvězdy
z červeného obra přetéká hmota na bílého trpaslíka po dosažení kritické teploty v celém objemu hmoty na bílém trpaslíkovi vzplane termonukleární reakce protože reakce vzplane vždy po nakupení určitého množství materiálu, je i exploze vždy stejná variace ve svítivosti lze odlišit z průběhu světelné křivky výbuchy supernov můžeme zjistit i na vzdálenosti miliard světelných let

52 Na pátrání po vzdálených supernovách typu Ia se zaměřují dva týmy:
Supernovy typu Ia se stávají další příčkou kosmického žebříku, podstatně spolehlivější než červený posun svítivost těchto supernov lze kalibrovat nalezením cefeid v blízkých galaxiích, kde vybuchne i Ia supernova Vyhledávání supernov v cizích galaxiích se věnuje řada robotických observatoří: KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope) Tenagra Observatories … Na pátrání po vzdálených supernovách typu Ia se zaměřují dva týmy: High-Z Supernova Search Team Supernova Cosmology Project

53 V roce 1998 přichází „blesk z čistého nebe“
Supernovy vzdalující se určitou rychlostí (s určitým naměřeným červeným posunem) jsou ve skutečnosti dále než bychom očekávali Znamená to, že v historii (vzdálenost zde díky konečné rychlosti světla hraje roli stroje času) se nevzdalovaly rychleji (jak bychom očekávali od vesmíru jehož rozpínání se gravitací zpomaluje), ale naopak pomaleji Rozpínání vesmíru sice po určitou dobu zpomalovalo, ale jakmile se gravitační přitažlivost vyrovnala dosud neznámé odpudivé síle, rozpínání opět zrychluje!

54 Varianty hustoty hmoty M a neznámé odpudivé energie 
Einsteinův kosmologický člen  se opět dostává na scénu

55 Ve vědě platí pravidlo, že výjimečná tvrzení vyžadují výjimečné důkazy
Začíná hon na vzdálené supernovy

56

57

58 Poměr M/ = 0,25/0,75 dnes potvrzují i další pozorování
rozložení fluktuací reliktního záření v úhlovém rozměru 1° (WMAP) seskupování galaxií zkoumané mohutnými přehlídkami oblohy (2dF, SDSS, …) naneštěstí podstata těchto měření není bez matematiky snadno přístupná

59 Průnik všech experimentů nám dává velmi dobrou představu o geometrii našeho vesmíru

60

61 Podstata temné nebaryonické hmoty tvořící ¼ vesmíru je zcela neznámá
jediný její projev je gravitace jaký druh částic ji může tvořit? Podstata temné energie představující 70% vesmíru je už zcela mimo naše znalosti víme jen, že je odpudivá nevíme jestli působí lineárně se vzdáleností nevíme jestli je v čase proměnná nevíme jestli má lokální variace nebo působí globálně vůbec netušíme co ji způsobuje a jak ji skloubit s našimi současnými teoriemi

62 V roce 2005 byla objevena temná galaxie VIRGOHI21
galaxie je opticky zcela neviditelná, neobsahuje hvězdy, mlhoviny apod. je vzdálena l.y. v kupě v Panně poměr baryonické a nebaryonické hmoty je 1:500 galaxie byla objevena díky rádiovému záření galaktického plynu ( = 21 cm)

63 Temnou hmotou záhady nekončí…
Proč grafy zobrazující vývoj vesmíru začínají v čase s? dosud se nepodařilo spojit obecnou teorii relativity (teorii gravitace platící ve velkých vzdálenostech) a kvantovou teorii (teorii mikrosvěta elementárních částic) pro popis dějů před tzv. Planckovým časem s ale jednotnou teorii potřebujeme dosud nejnadějnější teorie strun (případně její sjednocení se supersymetrickou teorií v podobě tzv. M-teorie) slibuje vytvoření jednotné teorie, velkým problémem je ale praktická nemožnost experimentálně potvrdit teoretické předpovědi nástin teorie strun by ale zabral další přednášku…

64 Děkuji za pozornost. Otázky?