Kosmologie

Úvod
Kosmologie je nepochybně jedním z nejzajímavějších odvětví astronomie. Je s ní spojena řada dosud nevyřešených věcí. Než přejdu k tomu, co je dnes označováno jako krize kosmologie, pokusím se nejprve shrnout nejzávažnější otázky:

1. Jestliže měl vesmír počátek v čase, jak je starý?
   Časovému počátku našeho vesmíru odpovídá teorie velkého třesku (Big Bang). Když začal velký třesk, začal náš vesmír vznikat a vyvíjet se. Otázka stáří vesmíru má potom jasný smysl. Souvisí s rychlostí, jakou se vesmír rozpíná. Jinou teorií, dnes většinou zavrhovanou a zastaralou, je model stacionárního vesmíru. Takový vesmír nevzniknul velkým třeskem, nemá tedy počátek v čase, existuje "odjakživa". V čase se mění, ale otázka, jak je starý, nemá smysl. Tento vesmír je vlastně věčný.

2. Jak se bude vesmír vyvíjet v budoucnosti?
   Vesmír může zůstat zhruba takový, jaký je a jaký vždycky byl (stacionární). Nebo může stárnout, rozpínat se a postupně vychladat. Nebo se může rozpínat jen do určitého okamžiku (velikosti) a pak se začít zase smršťovat do tzv. velkého krachu (Big Crunch), což je v podstatě opak velkého třesku. Pak nastane opět velký třesk a vesmír se začne zase rozpínat.... Tento model se nazývá oscilující vesmír.

3. Jaké má vesmír globální vlastnosti?
   To znamená vlastnosti, které jsou stejné ve všech částech vesmíru, i v těch od nás nejvzdálenějších. Předně předpokládáme, že v celém vesmíru platí stejné fyzikální zákony jako na Zemi, v naší sluneční soustavě, v naší Galaxii. Astronomická pozorování zatím ukazují, že vesmír je ve velkých měřítkách homogenní (všude stejný) a izotropní (ve všech směrech má stejné vlastnosti). Jednou z globálních vlastností vesmíru je i jeho hustota, a její hodnota je rozhodující pro budoucí vývoj vesmíru. Musíte uznat, že tyto otázky již částečně zasahují do filozofie - tedy alespoň pokud jde o obraz světa. Každého člověka, který má chvilku čas na přemýšlení, určitě zajímá, kde se tu vzal, proč tu je, jak to, že tu je, co to znamená, že tu je, atd... Stephen W. Hawking, dnes velice známý fyzik, se rozhodl, že tyto otázky vztáhne na celý vesmír. O svém bádání napsal výbornou knížku, "A Brief History of Time" - česky "Stručná historie času" (Mladá Fronta 1991) . Jejím volným pokračováním je "Black Holes and Baby Universes and Other Essays", česky "Černé díry a budoucnost vesmíru" (Mladá Fronta 1995). Budu částečně z těchto knih vycházet.

Krize kosmologie
Kosmologii je nyní ve velké míře věnována pozornost sdělovacích prostředků. Data z Hubblova teleskopu (HST) přinášejí rozpor: vesmír je mladší než některé z hvězd, které obsahuje. A zdá se, že rozlehlá moře galaxií se pohybují podivným způsobem, a tajemná temná hmota, která může být původcem tohoto pohybu, uniká našim přístrojům.

Jak dnes měříme základní kosmologické veličiny: stáří vesmíru, koeficient expanze a hustotu hmoty ve vesmíru? Dovolují jejich hodnoty stále přijímat teorii velkého třesku? Je kosmologie v krizi?

Žijeme v době, kdy jsou pozorování tak přesná, že můžeme ověřovat teorie staré několik desetiletí, a nebývalé množství dat z HST, 10-ti metrového Keckova dalekohledu a dalších důležitých přístrojů vede k ohromnému pokroku ve zkoumání vesmírných dálav.

Stáří vesmíru T_o
Prohlášením: "Nemůžete být starší než vaše matka" Chris Impey (Arizonská univerzita) vtipně vystihl, že stáří objektů ve vesmíru musí být menší, než stáří vesmíru samotného (T_o). A tak začneme přehledem některých "vesmírných obyvatelů".

Měsíční a meteoritické horniny jsou asi 4.6 miliardy let staré, a tato hodnota se také uvažuje jako stáří Slunce a sluneční soustavy. Blízcí bílí trpaslíci (doutnající, umírající hvězdy s malou hmotností) nebyli pozorováni s teplotami nižšími než asi 4000 K, což umožňuje odhad jejich stáří, který je odvozen ze základní fyziky. Datování naznačuje, že podstatná část hvězd v naší Galaxii se vytvořila někdy před 6 až 14 miliardami let.

Nejpodstatnější limit pro stáří vesmíru však vzniká na základě studia hvězd v kulových hvězdokupách Mléčné dráhy. Mnoho velkých kulovitých shluků, každý obsahující až milion hvězd, obíhá galaktické jádro po excentrických drahách. Tvar drah svědčí o tom, že se kulové hvězdokupy vytvořily dříve, než Galaxie získala svůj dnešní tvar.

Výpočty týkající se změn energie a hmoty v jednotlivých hvězdách s úspěchem vysvětlil H-R (Hertzsprung-Russelův) diagram - graf závislosti svítivosti na povrchové teplotě (a tedy i barvě) hvězdy - pro kulové hvězdokupy. Mladé, svítivé, masivní hvězdy rychle vyčerpají své jaderné palivo a opouštějí hlavní posloupnost H-R diagramu, kde hvězdy spalují vodík. Doba pobytu na hlavní posloupnosti je určena jejich zářivostí a teplotou. Bod obratu - barva, při které hvězda opouští hlavní posloupnost - je tedy citlivým indikátorem stáří kulové hvězdokupy.

Takové odhady datují stáří kulových hvězdokup v rozmezí 13 až 18 miliard let. Nedávné revize v hvězdných teoriích mohou posunout hranici níže, přibližně k 11 miliardám let. Avšak hvězdy se mohly vytvořit pouze po zchladnutí "vesmírné prapolévky", a to stále znamená, že nejnižší limit pro stáří vesmíru je asi 13 miliard let.

Koeficient expanze vesmíru H_o
Skutečný svatý Grál observační kosmologie, Hubblova konstanta H_o, určuje, jak se vesmír rozpíná. H_o je odhadnuta různými prostředky a leží někde mezi 40 až 100 kilometry za sekundu na megaparsek (km . s^-1 . Mpc^-1). Jestliže se vesmír rozpínal stejně rychle od velkého třesku, jeho stáří je v rozmezí 10 až 25 miliard let - to jsou čísla velmi podobná stáří zmiňovanému v předešlé stati.

Stanovení H_o vyžaduje data z velkého vzorku galaxií: rychlost, kterou jednotlivé galaxie od nás utíkají, a jejich vzdálenost. Rychlost vzdalování, často označovaná pod příbuzným pojmem "rudý posuv", je získána ze spektroskopie. Na určení hodnoty vzdálenosti se používají dva téměř nezávislé postupy.

První z nich spoléhá na řadu "standardních svíček", která začíná trigonometrickou paralaxou, určující vzdálenost nejbližších hvězd. V astronomické literatuře jsou uvedeny další, od planetárních mlhovin až k supernovám. Ale skoro všechny žebříčky vzdáleností, které pomáhají stanovit H_o, obsahují proměnné hvězdy cefeidy jako hlavní příčky.

Tyto pulsující hvězdy vykazují úzkou souvislost mezi jejich průměrnou svítivostí a periodou, ve které se zjasňují a ztemňují. Měření pulsací cefeid a určení svítivosti (po korekci na absorpci světla cestou k nám) tedy odhalí jejich vzdálenost. Objev cefeid v galaxii M31 v Andromedě, který učinil Edwin Hubble, prokázal extragalaktickou povahu "spirálních mlhovin". Nyní se pomocí HST horlivě pátrá po přítomnosti cefeid v mnohem vzdálenějších galaxiích.

Pomocí cefeid je odhadnuta vzdálenost více než půl tuctu poměrně blízkých galaxií. Měření byla prováděna pozemskými dalekohledy. Ale mnoho studií klade tyto galaxie do větší vzdálenosti díky využití jiných standardních svíček, například pomocí Tully-Fisherova vztahu, který spojuje rotaci spirální galaxie s její svítivostí. Pak vychází hodnota H_o v širokém intervalu mezi 50 a 90 km . s^-1 . Mpc^-1.

Mimořádné úhlové rozlišení HST nyní umožňuje nalézt cefeidy až ve vzdálené kupě v Panně. Vzdálenosti M96 a M100 stanovené pomocí cefeid měřených HST určují hodnotu H_o = 69, resp. 80 km . s-1 . Mpc-1. Stejným způsobem určené vzdálenosti několika blízkých galaxií, ve kterých vybuchly supernovy typu Ia, však udávají nižší hodnoty pro H_o - okolo 50 km . s^-1 . Mpc^-1.

Michaela Kryšková 5. března 1998

Počet návštěv -

Zpět na ASTRO