| AstroNuklFyzika � Jadern� fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie | Gravitace, �ern� d�ry a fyzika |
Kapitola 5
GRAVITACE
A GLOB�LN� STRUKTURA VESM�RU:
RELATIVISTICK�
KOSMOLOGIE
5.1. Z�kladn� v�chodiska a principy
kosmologie
5.2. Einstein�v a deSitter�v vesm�r.
Kosmologick� konstanta.
5.3. Fridmanovy dynamick� modely
vesm�ru
5.4. Standardn� kosmologick� model. Velk� t�esk.
5.5. Mikrofyzika a kosmologie.
Infla�n� vesm�r.
5.6. Budoucnost vesm�ru
5.7. Antropick� princip a
existence v�ce vesm�r�
5.8. Kosmologie a fyzika
5.4. Standardn�
kosmologick� model. Velk� t�esk.
�������Formov�n� struktury vesm�ru.
Fyzik�ln�
kosmologie
Zat�m jsme se v p�edchoz�ch �5.2 a 5.3 v�novali model�m
vesm�ru p�edev��m z hlediska struktury - geometrick�ch
vlastnost� - prostoro�asu obecn� teorie relativity jako�to
fyziky gravitace, zat�mco o jeho "materi�ln�
n�plni" jsme �inili jen n�kter� obecn� p�edpoklady.
Nyn� p�ikro��me ke konkretizaci l�tkov�ho obsahu vesm�ru -
fyzik�ln� kosmologii, kter� ukazuje, jak
fyzik�ln� vlastnosti hmoty - l�tky - ��stic - z��en� -
spoluur�uj� glob�ln� stavbu a evoluci vesm�ru. A zase
naopak, jak gravita�n� s�ly ��d� chov�n� hmoty -
vytv��en�, pohyb a p�em�ny ��stic, synt�zu jader a
atom�, formov�n� galaxi� a kup galaxi�. Tento komplexn�
pohled pod�v� v�rohodn� vysv�tlen� vzniku, stavby a
evoluce vesm�ru, kter� vede ke kosmu konzistentn�mu
se sou�asn�mi astronomick�mi pozorov�n�mi. Aplikac�
ov��en�ch z�kon� fyziky *) na cel� vesm�r se d��v�j��
spekulativn� kosmologie st�v� exaktn� fyzik�ln� v�dou.
*) Specifickou v�jimkou jsou v�ak �pln�
po��te�n� okam�iky vzniku vesm�ru (viz
n�e "Etapy v�voje vesm�ru", pas� "Velmi ran� vesm�r"), pro kter� zat�m nem�me tyto
"ov��en� fyzik�ln� z�kony". Zat�m se jedn�
sp� o hypot�zy, anticipuj�c� snad budouc� "novou
fyziku"..?.. N�e, v tomto �5.4 a n�sleduj�c�m
�5.5, budeme stru�n� kriticky diskutovat i tyto hypotetick�
mo�nosti.
Rozp�n�n�
vesm�ru
Nyn�j�� kosmologie n�m ukazuje, �e n� rozp�naj�c� se
vesm�r b�val v minulosti mlad��, hust�j�� a teplej��.
Spole�n�m charakteristick�m rysem t�m�� v�ech shora
zm�n�n�ch kosmologick�ch model� je po��tek jejich evoluce ve velmi hust� (teoreticky bodov� -
singul�rn�) a hork� f�zi - tzv. "velk� t�esk" (big bang), po kter�m n�sleduje
rychl� expanze vesm�ru.
N�zev "velk� t�esk"
se pou��v� ve dvou v�znamech :
1. V u���m v�znamu pro po��te�n�
(hypotetickou) singularitu a navazuj�c�
"kvantov�" obdob� velmi ran�ho prudce
expanduj�c�ho vesm�ru.
Poznamenejme ale, �e po��te�n�
singularita nen� nezbytn�, zahrnut� kvantov�ch interakc� do
modelu vesm�ru m��e singularitu odstranit (je diskutov�no
n�e a v �5.5 "Mikrofyzika a
kosmologie. Infla�n� vesm�r.").
2. V �ir��m v�znamu pro cel� po��te�n� obdob�,
kdy byla l�tka ve vesm�ru v hork�m ionizovan�m
plasmatick�m stavu, tj. do konce �ry z��en�
(uv�d�n� n�e).
Pozn.:
Samotn� v�raz "big bang"
paradoxn� poch�z� od odp�rce t�to koncepce F.Hoyla,
jako pon�kud hanliv� v�raz, kter� se v�ak uk�zal
v�sti�n� v pozitivn�m smyslu a �iroce se ujal.
��Pojmenov�n� "t�esk"
m��e vzbuzovat asociace se zvukov�m efektem. V
nyn�j��m t�m�� pr�zdn�m vesm�rn�m prostoru (ve vakuu)
se klasick� zvuk ne����. V ran�m hork�m vesm�ru
zapln�n�m hustou plasmou elektron�, foton� a byryon�
(proton� a neutron�) v�ak mohly vznikat oblasti s vy���mi a
ni���mi hustotami plasmy, mezi nimi� tlakov� rozd�ly a
obr�cen� p�sob�c� s�ly gravitace mohly vyvol�vat oscilace,
podobn� zvukov�m vln�m ve vzduchu (viz n�e pas� "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce").
��Grandi�zn� jevy p�i vzniku vesm�ru t�
pravd�podobn� "rozezvu�ely" gravitaci - rozkmitaly
"p�edivo" k�ivosti prostoro�asu jako�to primordi�ln�
gravita�n� vlny...
��Ve
sv�ch po��tc�ch byl Vesm�r nesm�rn� hork�
a hust�;
postupn� se rozp�nal, adiabaticky chladnul a vytv��ely se v n�m st�le slo�it�j�� struktury (n�e je
podrobn�ji diskutov�no). Z po��te�n� chaotick� a
nestrukturovan� zm�ti pol� postupn� "kondenzovaly"
z�kladn� element�rn� ��stice - elektrony a kvarky, je� se
spojily do proton� a neutron�, kter� se pak sdru�ovaly v
atomov� j�dra (zpo��tku jen deuteria,
tritia, h�lia a n�kolika lehk�ch prvk�) a pozd�ji v atomy. Z nich pak
gravita�n� kontrakc� kondenzovaly galaxie, hv�zdy, planety...
��Toto z�kladn� tvrzen� relativistick�
kosmologie bylo - krom� Hubblem pozorovan�ho vzdalov�n� galaxi� (rud� posuv) - rozhoduj�c�m
zp�sobem podep�eno objevem reliktn�ho z��en� (viz n�e "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn�
posel zpr�v o ran�m vesm�ru") sv�d��c�ho o tom, �e vesm�r v
minulosti pro�el velmi horkou a hustou f�z�.
��Velk� t�esk p�itom nebyl n�jak�
b�n� lokalizovan� v�buch, kter� by vych�zel z ur�it�ho
centra, ale v�buch odehr�vaj�c� se sou�asn� v�ude v cel�m st�vaj�c�m prostoru, kter�
zp�sobil, �e ka�d� ��stice hmoty se za�ala rychle
vzdalovat od v�ech ostatn�ch ��stic [273]; spolu s hmotou expanduje i samotn� prostor *) - resp.
rozp�n�n� je dynamickou vlastnost� samotn�ho
"voln�ho" protoro�asu -> ��stice hmoty jsou
j�m un�eny. Z
tohoto pohledu se zde tedy nejedn� o mechanick� pohyb, tak�e
vz�jemn� rychlosti ��stic p�i kosmologick� expanzi mohou
b�t i nadsv�teln� (ani� by to poru�ovalo z�konitosti speci�ln� teorie
relativity).
*) Co se vlastn� rozp�n� p�i expanzi
vesm�ru? (a
co se nerozp�n�!)�
Vesm�r expanduje ze v�ech sv�ch bod� - neexistuje ��dn�
st�ed expanze. V ka�d�m m�st� vesm�ru vn�m�me expanzi
stejn� a bude se n�m zd�t, �e jsme ve st�edu expanze, �e
galaxie se vzdaluj� pr�v� od n�s (je to ale myln� pocit). A
��m vzd�len�j�� objekt pozorujeme, t�m rychleji se od n�s
vzdaluje.
��P���inou expanze hmoty (nyn� pozorovan� jako
rozb�h�n� galaxi�) je glob�ln� rozp�n�n�
samotn�ho prostoru, kter� galaxie strh�v� s sebou.
Rovn� sv�leln� vlny se p�i rozp�n�n� prostoru
"nap�naj�", prodlu�uj� svou vlnovou d�lku -
prod�l�vaj� ve sv�m spektru "rud� posuv",
"�ervenaj�". V souvislosti s koncepc� v�eobecn�
expanze vesm�ru, interpretovan� jako expanze prostoru
a modelovan� pomoc� nafukuj�c�ho se bal�nku s galaxiemi
nakreslen�mi na jeho povrchu (�5.3, texty kolem obr.5.2),
m��e vzniknout n�sleduj�c� paradoxn� n�mitka :
��"Kdy� p�i expanzi prostoru se od sebe vzdaluj� kupy
galaxi� a pop�. galaxie, m�ly by se postupn� od sebe
vzdalovat i hv�zdy v galaxii, planety od hv�zd p�i sv�m
ob�hu, m�l by se ve stejn�m pom�ru prodlu�ovat etalon metru,
m�ly by se zv�t�ovat elektronov� orbity v
atomech atd. Pokud by tomu tak bylo, nebylo by vlastn� expanzi
vesm�ru k �emu vzt�hnout, v�echna
prostorov� m���tka by se m�nila stejn�, expanze vesm�ru by
byla nepozorovateln� - fiktivn�".
��Tak tomu v�ak ve skute�nosti nen�. Nerozp�naj�
se objekty, kter� maj� svou vnit�n� integritu. P�edev��m,
elektronov� orbity v atomech se s expanz� vesm�ru nem�n�:
nejsou v�z�ny gravita�n�, ale elektricky, p�i�em� v r�mci
lok�ln� inerci�ln� soustavy tyto elektrick� s�ly nijak
nez�vis� na gravita�n�m pozad�. D�le, kdy� jsme v �5.1
formulovali z�kladn� v�chodiska kosmologick�ho modelu, hmotu
vypl�uj�c� vesm�r jsme modelovali jako ide�ln�
"plyn", jeho� "molekulami" jsou kupy
galaxi�. Pouze tyto nejv�t�� v�zan� struktury budou
"poslouchat" glob�ln� strukturu prostoro�asu a budou
se ��astnit kosmologick� expanze, a to v�dy jako celek
- nikoli samostatn� jejich ��sti. Men�� v�zan� syst�my -
galaxie, hv�zdn� a planet�rn� soustavy, atomy �i molekuly -
vznikly a vyv�jej� se pod vlivem sv�ch vnit�n�ch
vazbov�ch sil; m��eme pro n� zav�st p�ibli�nou
lok�ln� inerci�ln� soustavu, v jej�m� r�mci nebudou
fyzik�ln� z�kony nijak ovlivn�ny glob�ln�m
kosmologick�m gravita�n�m polem expanduj�c�ho vesm�ru. Tedy
nejen velikosti atom�, ale ani vzd�lenosti hv�zd �i ob�n�
dr�hy planet, se kosmologickou expanz� nem�n�.
I zde plat� ji� zmi�ovan� analogie s molekulami plynu: kdy�
otev�eme n�dobu se stla�en�m plynem, budou se p�i jeho
expanzi v�echny molekuly od sebe vzdalovat,
av�ak samotn� (elektricky v�zan�) molekuly se zv�t�ovat
nebudou.
���asto uv�d�n� analogie expanduj�c�ho vesm�ru s
nafukuj�c�m se bal�nkem, na jeho� povrchu jsou nakresleny
galaxie �i kupy galaxi�, je tedy z tohoto hlediska pon�kud
zav�d�j�c�, p�i nafukov�n� bal�nku by se roztahovaly i
nakreslen� galaxie na jeho povrchu. Model by se m�l up�esnit v
tom smyslu, �e galaxie (po sv�m vzniku) by nem�ly b�t
namalovan� na povrchu bal�nku, ale na kotou�c�ch pap�ru, z
nich� ka�d� by byl v pat�i�n�m m�st� k bal�nku p�ilepen
jen v jednom bod�. Pak bychom dostali realistick� obraz o
vzdaluj�c�ch se galaxi�ch, jejich� vlastn� rozm�ry by se
p�i expanzi nem�nily (m�nily by se p��p.
jen vlivem vlastn� dynamiky evoluce galaxi�). Je�t�
jednodu��� jednorozm�rn� v�sti�n� model je pru�n�
pr�deln� ���ra, na n� jsou p�ipnuty kol��ky na
pr�dlo. Budeme-li pru�nou ���ru natahovat, kol��ky se
budou od sebe vzdalovat. Nebude se v�ak m�nit velikost
kol��k�, ale jen prostorov� vzd�lenosti mezi nimi.
Pozn.: Takov�to
n�zorn� modely samoz�ejm� nejsou pou�iteln� v inici�ln�ch
f�z�ch ran�ho vesm�ru, kdy ��dn� v�zan� struktury jako
galaxie (a dokonce ani atomy) neexistovaly. A pak tak� v p��p.
kone�n�ch f�z�ch uzav�en�ho vesm�ru...
��Ze standardn�ho
fyzik�ln�ho-mechanick�ho pohledu expanze vesm�ru
znamen�, �e v�echny galaxie se sv�m pohybem
od sebe vzdaluj�. V r�mci obecn�-relativistick� kosmologie se
v�ak preferuje jin� pohled: z glob�ln�ho hlediska se ��dn�
galaxie nepohybuje (neuva�ujeme zde jejich
lok�ln� pekuli�rn� pohyby). V�echny
galaxie maj� sv� pevn� prostorov� sou�adnice, nepohybuj�
se. Pozorovan� "expanze" je zp�sobena t�m,
�e se m�n� metrick� tenzor gik , kter� popisuje
vzd�lenosti mezi t�mito pevn�mi sou�adnicemi. OTR
kosmologick� model vyjad�uje �asovou dynamiku zm�n
metrick�ho tenzoru, kter� p�edstavuje expanzi
vesm�ru *), i kdy� galaxie samotn� se vzhledem k sou�adnic�m
nepohybuj�. A glob�ln� distribuce hmoty zase
zp�tn� - p�es rovnice gravita�n�ho pole - ovliv�uje
dynamiku prostoro�asov�ho metrick�ho tenzoru...
*) V nej�ast�ji pou��van� Robertson-Walker-Fridmanov�
metrice (5.22) je �asov� z�vislost (evoluce
vesm�ru) obsa�ena v m���tkov�m
faktoru a(t).
Prostorov� kone�nost �i
nekone�nost vesm�ru ?
I kdy� vesm�r nem��e m�t
n�jakou ur�itou prostorovou hranici (co by bylo za n�?),
neplyne z toho, �e mus� b�t nekone�n�. To bylo diskutov�no
v p�edchoz�m �5.3 o kosmologick�ch modelech a lze to
n�zorn� demonstrovat pohybem na povrchu koule, kter� m�
kone�n� povrch, ale p�i pohybu po n�m nenaraz�me na ��dnou
hranici. U dynamick�ho vesm�ru nem��eme obecn� vid�t cel�
Vesm�r, ale jen tu jeho ��st - pozorovateln� vesm�r,
ze kter� k n�m sta�ilo dol�tnout sv�tlo za dobu existence
vesm�ru. Hranice pozorovateln�ho vesm�ru se ozna�uje jako horizont
��stic �i sv�teln� horizont (ot�zky kauzality a r�zn� typy horizont� byly
podrobn�ji analyzov�ny v �3.3 "Cauchyova
�loha, p���innost a horizonty"); vyzna�uje, kam nejd�l
lze dohl�dnout dalekohledem nebo jak�mkoli jin�m pozorovac�m
�i detek�n�m p��strojem. Vzd�len�j�� oblasti sice
moment�ln� nevid�me, co� v�ak neznamen�, �e neexistuj�:
po�k�me-li dostate�n� dlouh� �as, doraz� k n�m sv�tlo i
z t�chto dalek�ch oblast� vesm�ru *). Je to podobn� jako s
horizontem pozorovan�m na mo�i - v�me, �e oce�n pokra�uje i
za horizontem. Stejn� tak ani vesm�r za sv�teln�m horizontem
nekon��...
*) V p��pad� rychl� akcelerovan�
expanze vesm�ru n�s v�ak toto sv�tlo nikdy
"nedohon�"...
Po��tek �asu ?
Co p�edch�zelo velk�mu t�esku *), povaha samotn�ho big bangu
a jevy bezprost�edn� po n�m n�sleduj�c� (t
< ~ 10-43 s) sou�asn� fyzika nen� schopna
postihnout. V singularit� "nefunguje" prostor a �as -
nem� smysl vlevo a vpravo, naho�e a dole, d��ve a pozd�ji.
P�edlo�ky "p�ed" �i "po" ztr�cej�
smysl. Na z�hadu, jak se z takov�to
"bezprostorovosti" a "bez�asovosti" vyno�il
skute�n� vesm�r s t�emi rozm�ry prostorov�mi a jedn�m
rozm�rem �asov�m, m��e snad pomoci odpov�d�t jen tzv. kvantov� kosmologie (�5.5). Za skute�n� po��tek
- vznik - vesm�ru lze efektivn�
pova�ovat nikoli hypotetickou singularitu, ale etapu infla�n�
expanze velmi ran�ho vesm�ru.
*) Co bylo p�ed velk�m
t�eskem�?
Ve�ker� na�e zku�enost s d�n�m v okoln�m sv�t� n�s vede
k intuitivn� p�edstav� o p���in� a
n�sledku. Zvl�t� v
oblasti fyzik�ln�ch jev� se nest�v�, �e k n�jak�m
ud�lostem "jen tak dojde" - bez p���iny, kter� �asov�
p�edch�z� n�sledek.
Vznik� tak n�zor, �e "n�co" p�ece muselo vznik
vesm�ru zp�sobit! A pak hned vyvst�v� ot�zka, kde se to
"n�co" vzalo..?.. - a tak by to �lo st�le nazp�t,
do nekone�na. Aby se vyhnuli takov�mu sledu ne�e�iteln�ch
ot�zek, odkazuj� n�kte�� tuto neproniknutelnou z�hadu k
"nejvy��� instanci" - k Bohu jako stvo�iteli
Vesm�ru.
��V r�mci Fridmanov�ch kosmologick�ch model� ��dn�
obdob� p�ed inici�ln� singularitou t=0 nem�
fyzik�ln� smysl -
�e�en� nelze analyticky roz���it do oblast� t<0; sou�asn� s vesm�rem
"vznikl" i �as. Podobn� jako v termodynamice existuje
absolutn� nula teploty a ni��� teplota ne� 0�K nem� smysl
*), objevuje se zde "absolutn� nula �asu" t=0 jako�to okam�ik, p�ed n�m�
principi�ln� nelze sledovat �et�zec p���in a n�sledk�.
Nebylo tedy ��dn� "p�edt�m" - s velk�m t�eskem zapo�al
i samotn� �as. Nebo jin�
p�irovn�n�: pt�t se na to, "Co bylo p�ed
velk�m t�eskem?" je
podobn�, jako se pt�t "Co je na sever od
severn�ho p�lu?", nebo
"Kam se d� propadnout hloub�ji, ne� do st�edu
zem�koule?". Ur�it�
mo�nosti, jak vysv�tlit (resp. obej�t) tento fundament�ln�
kosmologick� a filosofick� probl�m, budou nazna�eny v �5.5.
*) Teplota t�lesa je m�rou pohybu
��stic hmoty a absolutn� nula termodynamick�
Kelvinovy stupnice je definov�na tak, �e p�i n� ust�vaj�
ve�ker� pohyby atom� a molekul (s v�jimkou
"nulov�ch" kmit� dan�ch kvantov�mi relacemi
neur�itosti). Nem��eme m�t z�pornou teplotu men�� ne�
absolutn� 0�K, nebo� by to znamenalo, �e ��stice hmoty se
"m�n� ne� neh�bou" - to ned�v� smysl..!..
��V�echny ot�zky o tom co se
d�lo p�ed za��tkem~vznikem vesm�ru, co bude po jeho
konci~z�niku, nebo co le�� za hranicemi vesm�ru, jsou jen
na�e lidsk� um�l� konstrukce. V�ci a d�je bez
za��tk� a konc� je pro n�s t�k� si p�edstavit, nebo�
na�e mozky jsou nastaveny na reflektov�n� v�c� a d�j�
kter� maj� za��tky a konce - vid�me za��tek a
konec dne (v�chody a z�pady Slunce), sledujeme p��rodn� i lidsk� p��b�hy se
za��tky a z�v�ry, �ivot za��naj�c� narozen�m a
kon��c� �mrt�m. Tuto line�rn� strukturu si pak prom�t�me
do cel�ho vesm�ru; m�me tendenci kl�st hranice i
syst�m�m, kter� jsou mo�n� ve skute�nosti bezb�eh�
v prostoru i �ase...
�Kosmick� �as ?
Ji� v �vodn�m �1.1, pas�i "Prostor
a �as", jsme se zam��leli nad
n�kter�mi obecn� p��rodov�dn�mi a
filosoficko-gnoseologick�mi aspekty povahy �asu.
V dal��m v�kladu jsme zcela opustili p�edstavu absolutn�ho
�asu a jednozna�n� se p�idr�eli operacionalistick�ho
pojet� �asu, kter� vede k �asu relativn�mu.
V sou�asn� etap� v�voje vesm�ru, v dne�n�m b�n�m
�ivot�, m���me �as pomoc� (t�m��) rovnom�rn�ch
periodick�ch d�j� jako je rotace Zem�, ob�h�n� Zem� kolem
Slunce, pohyby kyvadla, z��en� atomu cesia-137 a pod. V�echny
takov� "etalony" �asu jsou v�ak nepou�iteln�
za podm�nek, kdy vesm�r byl tak hust� a hork�, �e
neexistovaly ��dn� planet�rn� soustavy, ani ��dn� atomy.
�as mus�me definovat pomoc� typick�ch jev� v dan�m st�diu
v�voje vesm�ru (t�ebas v dob�
(re)kombinace elektron� s j�dry by jednotkou �asu mohl b�t
jeden kmit z��en� atomu vod�ku).
Sm�rem k po��tku vesm�ru je to ��m d�l obt�n�j��, v
samotn� inici�ln� singulatit� t=0 (�i kvantov� p�n�) je
to pak ji� nemo�n�!
��Ve standardn�m kosmologick�m modelu neexistuje
��dn� �asov� obdob� p�ed velk�m t�eskem, proto�e zde
nen� ��dn� objekt (t�leso ani ��stice), jeho� pohyby by
mohl b�t �as m��en. Vesm�r nevznikl v �ase, ale spolu
s �asem *).
*) Sou�asn� pozn�mka: N�kter� nov�
alternativn� hypot�zy do procesu vzniku a evoluce
nejran�j��ch f�z� vesm�ru, v�etn� koncepce po��tku
�asu, v�ak vn�ej� nov� v�zkumy v teorii
superstrun - viz pas� "Astrofyzik�ln� a kosmologick� d�sledky teorie
superstrun" �B.6 "Sjednocov�n�
fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny.".
��Diskuse o ot�zce zachov�n� �i
nezachov�n� energie v kosmologii je v �5.1, pas�i "Energie a z�kon zachov�n� energie v
expanduj�c�m vesm�ru".
�Vznik vesm�ru: kvantov� n�hoda ?
Nyn�j�� fundament�ln� fyzika se sna�� ve�ker� jevy v
p��rod� a vesm�ru na mikroskopick� �rovni vysv�tlovat
pomoc� z�konitost� kvantov� fyziky. V oblasti
elektron�, proton�, atomov�ch jader, atom� a molekul je to
podrobn� prozkouman�. Astrofyzika se v�ak pokou�� tyto
koncepce aplikovat na cel� vesm�r. V ot�zk�ch vzniku a
evoluce vesm�ru je to tzv. kvantov� kosmologie,
zat�m teoretick� a neprok�zan�. Pat�� sem i ot�zka: Co
bylo p�ed "velk�m t�eskem": Mohlo n�co
p�edch�zet na�emu vesm�ru? - je�t� p�ed jeho horkou
po��te�n� f�z�? Vyskytlo se n�kolik hypot�z, zda
"velk�mu t�esku" n�co p�edch�zelo a jak mohl
vesm�r vypadat je�t� p�ed svou horkou po��te�n� f�z�.
Neur�it� se uva�uje o "p�edchoz�m" vesm�ru,
opakovan�ch cyklech rozp�n�n� a smr��ov�n�,
"ekpyrotick�m" vesm�ru, existenci v�ce vesm�r�.
Jsou to v�echno jen teoretick�-hypotetick� konstrukce, pro
n� nem�me ��dn� astronomick� ani fyzik�ln� d�kazy.
Jejich rexlexe v�ak m��e p�in�et zaj�mav� mo�nosti, z
nich� n�kter� se ve skute�n�m vesm�ru mohou realizovat. V
na�ich �vah�ch je budeme n�kolikr�t komentovat.
Etapy v�voje vesm�ru
Teorie zahrnuj�c� p�edstavu velk�ho t�esku a n�sleduj�c�
expanze hork�ho ran�ho vesm�ru, postupn� chladnouc�ho, je
nyn� ji� pova�ov�na za standardn�
kosmologick� model. Glob�ln� struktura a evoluce vesm�ru se p�itom ��d� gravitac�,
av�ak konkr�tn� vlastnosti l�tky a utv��en� struktur ve
vesm�ru je d�no z�kony hydrodynamiky, termodynamiky, fyziky
element�rn�ch ��stic, atomov� a jadern� fyziky. Fyzik�ln� kosmologie, kter� se zab�v� touto
problematikou, by nakonec mohla v�st ke komplexn�mu pochopen� evoluce
vesm�ru a glob�ln� struktury prostoro�asu.
V�ce podrobnost� o fyzik�ln� kosmologii m��eme naj�t v
kni�n� literatu�e, nap�. [288], [200],[215],[250],[273].
��Standardn� kosmologick�
model je nyn� roz���en� o implementaci skryt� - temn�
hmoty a energie, �asto se ozna�uje zkratkou LCDM
- Lambda Cold Dark
Matter (Lambda Chladn� Temn� Hmota). Obsahuje
studenou temnou hmotu (cold dark mater), kter� sv�mi
gravita�n�mi ��inky v�e galaxie a kupy galaxi� (viz n�e "Formov�n�
velkorozm�rov� struktury vesm�ru"
a podrobn�ji �5.6, pas� "Budouc�
v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota."). A t� obsahuje
hypotetickou temnou energii, vyj�d�enou kosmologickou
konstantou "Lambda" L, kter� v pozdn�ch f�z�ch evoluce m��e zp�sobovat
zrychlov�n� expanze vesm�ru (je
diskutov�no v �5.6, pas�i "Akcelerovan�
expanze vesm�ru? Temn� energie?").
��Pr�b�h
ran�ch f�z� evoluce vesm�ru prakticky nez�vis� na tom, zda
je k = -1, 0, nebo +1, tj. zda je
vesm�r otev�en� (z�porn� k�ivost), ploch� nebo uzav�en�
(kladn� k�ivost prostoru). �asov� komponenta k�ivosti
prostoro�asu (�m�rn� �2/a2)
je toti� v ran�ch f�z�ch mnohem v�t�� ne�
k�ivost prostorov� (�m�rn� � 1/a2), tak�e na znam�nku
prostorov� k�ivosti zde p��li� nez�le��. V�echny t�i
varianty (k = -1,0,+1) Friedmanova modelu vedou
pro mal� t k t�mu� p�ibli�n�mu z�konu expanze
(5.31) a(t) ~ t1/2 pro dominuj�c� z��en� a
(5.30) a(t) ~ t2/3 pro dominuj�c� l�tku; hustota
hmoty-energie p�itom kles� podle univerz�ln�ho z�kona r(t) ~ t
-2,
v n�m� koeficient �m�rnosti z�vis� pouze na stavov�
rovnici.
��D�vodem, pro� ani pr�b�h konkr�tn�ch
fyzik�ln�ch d�j� v ran�m vesm�ru nez�vis� na jeho
glob�ln� geometrick� struktu�e, je existence horizontu. P�i evoluci je velikost vesm�ru
�m�rn� t1/2, pop�. t2/3, vzd�lenost horizontu je
p�itom �m�rn� t. Sm�rem zp�t k po��tku
vesm�ru se tedy polom�r horizontu zmen�uje rychleji ne�
velikost vesm�ru - ��m ran�j�� okam�ik, t�m men�� ��st
vesm�ru je uzav�ena uvnit� horizontu. Pro ka�d� m�sto
(ka�dou ��stici) existuje tedy ur�it� maxim�ln� "z�na vlivu", kter� je v ran�m vesm�ru
natolik mal�, �e se v n� na fyzik�ln�ch d�j�ch nijak
neprojev� rozd�l mezi kladnou a z�pornou
prostorovou
k�ivost� uzav�en�ho nebo otev�en�ho vesm�ru. To znamen�,
�e v ran�m vesm�ru kone�nost nebo nekone�nost prostoru nem�
tak velk� v�znam na fyzik�ln� d�n�, jak by se mohlo na
prvn� pohled zd�t. Teprve v pozd�j��ch st�di�ch evoluce,
kdy se horizont pat�i�n� roz����, se za�ne
uplat�ovat znam�nko a velikost k�ivosti prostoru - vznikaj�
podstatn� rozd�ly v rychlosti expanze a v celkov�m charakteru
evoluce mezi uzav�en�m a otev�en�m modelem.
Velmi
ran� vesm�r
Kvantov� efekty geometrie prostoro�asu zp�sobuj�, �e
sledovat evoluci vesm�ru je mo�no nikoli od �asu
"t=0", ale a� od pon�kud pozdn�j��ho �asu asi tP � 10-43 s po velk�m t�esku. V �asech
krat��ch ztr�c� vlivem kvantov�ch fluktuac� prostoro�as
sv� obvykl� lok�ln� topologick� vlastnosti, tak�e zde nelze
sledovat n�vaznost p���in a n�sledk�.
Vznik fyzik�ln�ch z�kon�?�
M��e se nab�zet i hypot�za, �e nyn�j�� fyzik�ln�
z�kony (klasick� i kvantov�) jsou "zakonzervovan�m
poz�statkem"
chaotick�ch d�j�, kter� prob�haly kr�tce po vzniku
vesm�ru..?.. To, co nyn� vn�m�me jako
hmotu, energii, �asoprostor, bylo v t� chv�li propleteno ve
vz�jemn� se prostupuj�c� jednot�. Bylo to mo�n� jen
jak�si va��c� se "fale�n� vakuum", z n�ho� se
jako vlny �i excitace vyno�ovaly a hned zase zanikaly
virtu�ln� p�ry ��stic a anti��stic. Samotn� tyto
z�kladn� ��stice jsou nakonec mo�n� t� jen slo�eny z
vakua speci�ln� konfigurovan� geometrie prostoro�asu (�B3 "Geometrodynamika. Gravitace a
topologie." a �B4 "Kvantov�
geometrodynamika"). Metaforicky lze ��ci, �e "Z
ni�eho vzniklo v�echno"...
��P�i snaze pochopit nejran�j�� f�ze
v�voje vesm�ru, samotn� po��tek velk�ho t�esku,
nar��me na neznalost
fyzik�ln�ch z�konitost�, podle nich� se ��stice a pole chovaly
za nesm�rn�ch hustot a energi�. P�esto v�ak byly vytvo�eny
n�kter� hypot�zy, podle nich� lze aspo� r�mcov� ran�
okam�iky vek�ho t�esku rozd�lit na n�kter� p�edpokl�dan�
v�zna�n� etapy a p�elomov� mezn�ky, jak s
�asem t doch�z� k prudk� expanzi vesm�ru a
rychl�mu sni�ov�n� energie E ~
teploty T
interaguj�c�ch ��stic :
-> �ra "chaosu"
(�t � 0 - 10-43 s, o teplot� a
hustot� se zde ned� mluvit)
Vznik vesm�ru za��n� hypotetickou singularitou, od n� je definov�n �as
"t=0". Podle
kvantov�-gravita�n�ch p�edstav se v�ak nejednalo o
skute�nou (matematickou) singularitu, n�br� vesm�r byl
tvo�en chaoticky fluktuuj�c� topologickou prostoro�asovou "p�nou". V �pln� po��te�n�ch
f�z�ch evoluce lze p�edpokl�dat, �e vesm�r byl zcela amorfn�, nem�l je�t� ��dnou strukturu,
neexistovaly zde ��dn� element�rn� ��stice. V�echny
�ty�i zn�m� fyzik�ln� interakce (gravita�n�,
elektromagnetick�, siln� a slab�) se chovaly jako jedno jedin� sjednocen�
unit�rn� "pra-pole" �i
"superpole" (srov. �B.6 "Sjednocov�n�
fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny."),
kter� vl�dlo fyzice vesm�ru. Ji� zde v�ak patrn� skryt�
existovaly specifick� kvantov�
fluktuace
pole a vlastnost� rod�c�ho se prostoro�asu, kter� se
pozd�ji staly "z�rodky" pro formov�n�
velkorozm�rov� struktury vesm�ru, pro vznik kup galaxi� a
jednotliv�ch galaxi�.
-> Planck�v �as; odd�len�
gravitace�(�t � 10-43 s , r � 1094 g/cm3 , T � 1032 �K , �E � 1019 GeV )
Tato �pln�
po��te�n� �ra skon�ila uplynut�m Planckova
�asu 10-43 sekundy. V tomto
obdob� se z p�vodn� "pra-interakce" odd�lila
gravita�n� interakce (elektromagnetick�,
jadern� siln� a slab� interakce je�t� st�le tvo�ily jeden
celek). Z chaosu p�vodn� "topologick� p�ny" se
vyno�ila kauz�ln� struktura prostoro�asu,
za�aly platit n�kter� fyzik�ln� z�kony. Elektromagnetick�,
jadern� siln� a slab� interakce je�t� st�le tvo�ily jeden
celek, v terminologii unitarizace nyn� naz�van� "velk�
sjednocen�" - grandunifikace GUT (tato etapa se proto n�kdy naz�v� GUT epocha). Fyzice vesm�ru vl�dly dv� s�ly: gravitace a s�la
GUT. Gravitace se stala ur�uj�c� pro glob�ln� strukturu a
dynamiku dal�� evoluce vesm�ru, pozd�ji pak i pro formov�n�
v�t��ch i men��ch struktur ve vesm�ru.
-> Infla�n�
expanze
V �ase kolem 10-34-10-36 s. zde mohla nastat prudk� infla�n�
expanze vesm�ru, kdy velikost vesm�ru
exponenci�ln� roste s faktorem asi 1043 (hypotetick� mechanismus a
pr�b�h je rozeb�ran� v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika
a kosmologie. Infla�n� vesm�r."). Po inflaci se expanze
v�razn� zpomal� (na norm�ln� hodnotu
Fridmanovsk� expanze). Infla�n� expanze
pom�h� vysv�tlit, pro� je prostoro�as vesm�ru glob�ln�
tak hladk� a ploch�.
-> Odd�len� siln� interakce�(�t � 10-35 s , T � 1027 �K , �E � 1014 GeV )
Po skon�en� infla�n� expanze doch�z� k odd�len�
siln� interakce od p�vodn� sjednocen� GUT. Fyzice
vesm�ru vl�dnou 3 s�ly: gravitace, siln� a elektroslab�
s�ly. Ve vesm�ru dominuje vysokoenergetick� z��en�, z
��stic zde byly kvarky, leptony, intermedi�ln� poln�
��stice a bosony X a Y, zp�sobuj�c� p�em��ov�n� kvark�
na leptony a obr�cen�. ��stice X a Y se pr�b�n�
rozpadaj� na dvojice kvark-antikvark, antikvark-lepton,
kvark-antilepton. A p�i interakc�ch kvark� a lepton� (+
jejich anti��stic) zase vznikaj� op�t ��stice X a Y, kter�
jsou takto v termodynamick� rovnov�ze s kvarky a leptony.
-> Z�nik leptokvark� X,Y�(�t � 10-30 s , T � 1025 �K , �E � 1012 GeV )
P�i poklesu energie~teploty pod prahovou hodnotu pro spont�nn�
vznik ��stic X a Y se tyto leptokvarky ji� nevratn�
rozpadaj� na p�ry kvark-antikvark, antikvark-lepton,
kvark-antilepton. Procesy vz�jemn� p�em�ny mezi leptony a
kvarky rychle ust�vaj� a pozd�ji ji� nejsou mo�n�.
P�em�na mezi leptony a kvarky prob�h� m�rn� asymetricky
(nezachov�n� CP-invariance), nepatrn� p�evl�dne sm�r
antikvark�lepton a antilepton�kvark: zakl�d� se t�m
baryonov� asymetrie - p�evaha hmoty
nad antihmotou (bude diskutov�no n�e v
��sti "Standardn� kosmologick� model",
pas� "Baryonov� asymetrie vesm�ru").
![]() |
|
| Rychl� vz�jemn�
odd�lov�n� fundament�ln�ch fyzik�ln�ch interakc�
ve velmi ran�m vesm�ru (lev� ��st grafu). V prav�
��sti grafu jsou p�ibli�n� vyzna�eny �asy
n�kter�ch pozd�j��ch d�le�it�ch
astrofyzik�ln�ch proces�. Relativn� s�la jednotliv�ch druh� interakc� z�vis� na druhu testovac�ch ��stic. Na svisl� ose vpravo byly pro p�ibli�n� hodnoty zvoleny dva protony v jadern� vzd�lenosti ~ 10-13cm; normalizov�no je ke gravita�n� s�le. |
-> Odd�len� slab� a
elektromagnetick� interakce�(�t
� 10-12 s , T � 1015 �K , �E � 100 GeV )
Doch�z� k poru�en� symetrie dosud jednotn� elektroslab�
interakce vlivem Higgsov�ch pol� a jejich kvant Higgsov�ch
boson�, ��m� se slab� interakce odd�l� od
elektromagnetick�. Od t�to f�ze ji� v p��rod� a
vesm�ru p�sob� �ty�i nez�visl� interakce,
kter� zn�me nyn�: gravita�n�, elektromagnetick�, siln� a
slab� interakce. Hmota vesm�ru je tvo�ena vysokoenergetick�m
z��en�m, kvarky, leptony, intermedi�ln�mi poln�mi
��sticemi, v neust�l�m vzniku a z�niku p�i vysok�ch
energi�ch.
Vznik klidov� hmotnosti ��stic: V prvn�
bili�ntin� sekundy po velk�m t�esku byl vesm�r divokou
sm�sic� ��stic bez klidov� hmotnosti, kter� l�taly
rychlost� sv�tla. Pak interakc� s Higgsov�m polem n�kter�
druhy ��stic z�skaly klidovou hmotnost, staly se stavebn�mi
"kameny" atom� l�tky a nakonec utvo�ily vesm�r jak
ho zn�me.
-> Uv�zn�n� kvark� - vznik
hadron��(�t � 10-6 s , T � 1013 �K , �E � 1 GeV )
V prvn�ch miliontin�ch sekundy l�tka vesm�ru sest�vala z
exotick� tzv. kvark-gluonov� plasmy (viz n�e). P�i poklesu
teploty~energie se efektivn� vzd�lenost mezi kvarky zv�t��
nad �10-13cm. Siln� interakce
pomoc� gluon� pak pevn� pospojuje kvarky do dvojic - mezon�
a do trojic - baryon� (z hlediska
jadern� fyziky je dikutov�no v �1.3, pas� "Kvarkov�
struktura hadron�" v knize
"Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Skon�ilo t�m obdob� voln�ch kvark� v kvark-gluonov�
plasm�, nad�le jsou kvarky dokonale "uv�zn�ny"
v hadronech a ��dn� voln� kvarky se ve vesm�ru ji�
nevyskytuj�. Za��n� hadronov� �ra
ran�ho vesm�ru.
���N�sledn� etapy evoluce vesm�ru si budeme
podrobn�ji prob�rat n�e v t�to kapitole. Zde si jen je�t�
na obr�zku uvedeme stru�n� p�ehledov� diagram cel�
glob�ln� evoluce vesm�ru :

Stru�n� sch�matick� diagram vzniku a
evoluce vesm�ru podle standardn�ho kosmologick�ho modelu LCDM.
Postupn� chladnut� hork�ho ran�ho vesm�ru je zn�zorn�no
barvami, plynule p�ech�zej�c�mi od b�l� v okol� velk�ho
t�esku, p�es �lutou a� po �ervenou, postupn� tmav�j��,
a� k �ern�.
Je to jen symbolick�, nejsou to p��mo
barvy sv�tla vyza�ovan�ho v t� dob�...
Standardn� kosmologick� model
Standartn�
kosmologick� model za��n� studovat evoluci vesm�ru a� od
pon�kud pozdn�j��ch okam�ik� tmin � 10-6 s (pr�v� od shora
zm�n�n� hadronov� �ry), proto�e st�vaj�c� fyzik�ln� teorie nejsou schopny spolehliv� popsat situaci, kdy
hustota hmoty podstatn� p�evy�ovala jadernou hustotu *); o
n�kter�ch pokusech popsat nejran�j�� obdob� pomoc�
grandunifika�n�ch teori� viz n�sleduj�c� �5.5 "Mikrofyzika
a kosmologie. Infla�n� vesm�r.".
*) Kvark-gluonov� plasma
Jadern� fyzika v�ak p�edpokl�d�, �e t�sn� p�ed
za��tkem hadronov� �ry m�la l�tka pravd�podobn� kvarkovou
formu tzv. kvark-gluonov� plasmy. Hmota
vesm�ru sest�vala p�ev�n� z kvark� a antikvark�, spolu s
vysokoenergetick�mi fotony, elektrony, pozitrony, neutriny,
antineutriny, neust�le vznikaj�c�mi a anihiluj�c�mi. P�i
poklesu teploty~energie se kvarky vlivem siln� interakce,
zprost�edkovan� gluony, v�zaly v baryony (3 kvarky) a mesony
(kvark-antikvark) - do�lo k hadronizaci
kvark-gluonov� plasmy (jak bylo zm�n�no v posledn�m bodu
p�edchoz�ho odstavce).
��Podrobn�ji je pops�no v knize "Jadern�
fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�",
�5.1 "Element�rn� ��stice a urychlova�e", ��st
"Kvarkov� struktura hadron�", pas� "Kvark-gluonov� plasma - 5.skupenstv�
hmoty".
��V�choz�m p�edpokladem
standardn�ho kosmologick�ho modelu je, �e rychl� expanze
vesm�ru za�ala z homogenn�ho a izotropn�ho
stavu o velmi vysok� hustot� a teplot�. V
prvn�ch okam�ic�ch roz�i�ov�n� byla teplota tak vysok� (> 1012 �K), �e zde byla �pln� termodynamick�
rovnov�ha mezi fotony, elektrony, pozitrony, miony,
neutriny, protony, neutrony, mesony, hyperony a p��p. dal��mi
hypotetick�mi ��sticemi. Po n�kolika sekund�ch, kdy�
teplota klesla na cca 1010 �K (a hustota l�tky na cca 105 g/cm3),
v�echny baryony anihilovaly s antibaryony (a�
na mal� zbytek - "baryonov� asymetrie"), mesony a hyperony se rozpadly, neutrina p�estala
interagovat s ostatn�mi ��sticemi. P�i dal��m poklesu
teploty z 1010 na 109 �K (a hustoty l�tky z 105 na 10-1 g/cm3)
v obdob� cca 10 - 1000 sec. se mohly protony a neutrony
slu�ovat a vytv��et atomov� j�dra lehk�ch prvk� (p�edev��m h�lia, v mal�m mno�stv� deuteria,
tritia, h�lia-3, lithia...). Po
podstatn�m poklesu teploty pod cca 3000
�K, v �ase kolem 3000-4000 let, se
elektrony spojovaly s protony a j�dry h�lia za vzniku
neutr�ln�ch atom� plynn�ho vod�ku a h�lia, z nich� je v
podstatn� m��e slo�en sou�asn� vesm�r.
���Z prostoro�asov�ho hlediska m� vesm�r glob�ln�
homogenn� a izotropn� Robertson-Walkerovu metriku
| (5.22) |
kter� je v�ak v men��ch m���tc�ch m�rn� naru�ena perturbacemi generovan�mi nehomogenitami hmoty-energie. V �5.3 jsme si z�kladn� Fridmanovu rovnici (5.23a) pro rychlost expanze vesm�ru zformulovali ve tvaru :
![]() |
(5.40) |
kde Wxxx jsou p��sp�vky
jednotliv�ch slo�ek hmoty~energie k dynamice expanze: Wrad od relativistick�ch ��stic a z��en�, Wm od nerelativistick� hmoty, Wk od k�ivosti prostoru a WL od kosmologick� konstanty - "energie vakua" (parametr H0 je Hubbleova
konstanta, jej� hodnota se podle sou�asn�ch m��en�
pohybuje v rozmez� H0 � 67�73 km s-1/Mpc ).
��Pro na�e ��ely fyzik�ln� kosmologie si v
sou�tu p��sp�vk� na prav� stran� rovnice (5.40)
omega-parametr gravituj�c� hmoty "m" rozd�l�me na
sou�et Wm = Wb + Wdm baryonov�
hustoty "b" *) a hustoty temn� energie
"dm". Toto je d�le�it� zvl�t� pro anal�zu na
rozhran� leptonov� a radia�n� �ry, kdy baryonov� hustota
hr�la rozhoduj�c� roli v primordi�ln� nukleosynt�ze.
V ran�ch etap�ch vesm�ru, za vyskok�ch teplot a energi�
��stic a kvant z��en�, doch�zelo k interakc�m a
transmutac�m ��stic, p�i nich� se m�nilo zastoupen� hustot
r�zn�ch druh� hmoty (a t�m i
jednotliv�ch parametr� Omega). K
hmotnostn�m parametr�m se n�kdy p�id�v� i hustota
neutrin Wn, kter�
mohla b�t v�znamn� p�edev��m v leptonov� ��e (o neutrinech je podrobn� pojedn�no v ��sti "Neutrina
- "duchov�" mezi ��sticemi" �1.2 monografie "Jadern� fyzika a
fyzika ionizuj�c�ho z��en�").
*) Do t�to baryonov� hustoty
je efektivn� zahrnuta i elektronov� hustota, nebo� po�et
elektron� pot�ebn� pro zaji�t�n� n�bojov� neutrality se
rovn� po�tu proton�, co� z hlediska hmotnosti p�edstavuje
pod�l jen cca 10-3. Hustota elektron� je tedy p��li� mal�, tak�e
nen� nutno ji samostatn� posuzovat. Po skon�en� �ry
z��en� jsou d�ky elektrick� p�ita�liv� s�le elektrony v
z�sad� v�z�ny na protony baryonov� hmoty.
��Hodnoty t�chto a dal��ch
kosmologick�ch parametr� (odpov�daj�c�
sou�asn�mu vesm�ru) budou uvedeny n�e
v tabulce v pas�i "Hodnoty kosmologick�ch
parametr�".
Historie adiabaticky expanduj�c�ho (a tud� ochlazuj�c�ho se) vesm�ru v r�mci standardn�ho kosmologick�ho modelu se obvykle rozd�luje na �ty�i v�zna�n� etapy, ��ste�n� se prol�naj�c�, podle fyzik�ln�ch proces�, kter� pr�v� dominuj� :
Baryonov�
asymetrie vesm�ru
Podle standardn�ch fyzik�ln�ch p�edstav by na po��tku
vesm�ru m�lo p�vodn� vzniknout stejn� mno�stv�
��stic a anti��stic. Ve�ker� experimenty jadern�
fyziky toti� ukazuj�, �e p�i v�ech ��sticov�ch
interakc�ch doch�z� v�dy ke sdru�en� produkci
��stic a anti��stic, v pom�ru 1:1. Plat� z�kon
zachov�n� po�tu lepton� a baryon� (��stice
se berou se znam�nkem "+", anti��stice
"-").
��V nyn�j��m vesm�ru v�ak pozorujeme prakticky
jen na�i "b�nou" hmotu (zvanou n�kdy koinohmota, z �ec. koinos=oby�ejn�, b�n�), nikoli antihmotu.
V�echno �iv� i ne�iv� co vid�me zde na Zemi, planety,
hv�zdy i nejvzd�len�j�� galaxie ve vesm�ru, je slo�eno
t�m�� v�hradn� z hmoty. Vznik� ot�zka: "Co
se stalo s antihmotou?" - pro� vid�me
t�m�� absolutn� asymetrii mezi hmotou a
antihmotou? Nebo z opa�n�ho pohledu: "Pro� je
ve vesm�ru v�bec n�jak� hmota?" - pro�
nen� zapln�n jen z��en�m, vznikl�m anihilac� v�ech
��stic a anti��stic?
��Na vysv�tlen� asymetrie hmoty a antihmoty -
pro� je vesm�r nyn� jen z hmoty - se lze d�vat v z�sad� ze
dvou hledisek :
����stic
a anti��stic (baryon� a antibaryon�) vzniklo v
hadronov� ��e stejn� mno�stv�. V d�sledku
nepatrn� rozd�ln�ch vlastnost� antihmoty (poru�en� CP symetrie)
prob�hala anihilace m�rn� asymetricky,
��m� v�echny antibaryony zanihilovaly a zbyly nezanihilovan�
baryony (1:109).
��Vzniklo
o n�co v�ce ��stic (o 1:109) ne� anti��stic - v d�sledku asymetrie p�i
odd�lov�n� elektroslab�ch interakc� ("leptokvarky"
X,Y). Po anihilaci pak z�stal jen ten mal� p�ebytek baryon�.
��P��slu�n� diskuse z
hlediska jadern� fyziky je v ��sti "Anti��stice - antiatomy - antihmota -
antisv�ty" �1.5
monografie "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho
z��en�".
Je antihmota stejn�
jako hmota ?�
P�i prakticky v�ech "b�n�ch" procesech a
interakc�ch ��stic je spln�n z�kon zachov�n�
leptonov�ho a baryonov�ho ��sla (viz
�1.5 "Element�rn� ��stice a
urychlova�e" v monografii
"Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Pom�r mezi mno�stv�m hmoty a antihmoty
se proto s vysokou p�esnost� zachov�v� nejen v sou�asn�m
vesm�ru, ale i p�i v�ech procesech prob�haj�c�ch v
d��v�j��ch etap�ch, po��naje hadronovou �rou. Hmota a
antihmota se n�m jev� jako stejn� - a� na opa�n� znam�nka
el. n�boj� a n�kter�ch dal��ch kvantov�ch ��sel m� stejn�
vlastnosti. P�esto v�ak se antihmota od hmoty jemn�
li�� v chov�n� - asymetrick� produkci a rozpadech
n�kter�ch "exotick�ch" ��stic a anti��stic (bylo experiment�ln� zji�t�no p�edev��m u K a B
meson�). Tato skryt� rozd�lnost mezi
hmotou a antihmotou, generovan� v nejran�j��ch f�z�ch
odd�lov�n� z�kladn�ch interakc�, nakonec vy�stila v
hadronov� ��e v baryonovou asymetrii.
��Baryonov� asymetrie vesm�ru musela tedy b�t
"zalo�ena" ji� p�ed po��tkem hadronov� �ry -
p�i siln� nerovnov�n�ch f�zov�ch
p�echodech,
p�i nich� se odd�lovala elektroslab� a siln� interakce (v
�ase �10-35 s), nebo p�i dal��m f�zov�m
p�echodu odd�luj�c�m elektromagnetickou a slabou interakci (v
�ase �10-10 s).
��Podle sou�asn�ch teori� element�rn�ch
��stic mohla baryonov� asymetrie vzniknout p�i rozpadu
n�kter�ch "exotick�ch" ��stic, p�i nich� se
��ste�n� nezachov�v� CP-symetrie *) (viz
pas� "CPT symetrie interakc�" �1.5 ve zm�n�n� monografii). Mohly by to b�t Higgsovy
bosony, kalibra�n� bosony X a Y (leptokvarky), pop�. hadrony
(mesony a baryony) obsahuj�c� c-kvarky a b-kvarky - jsou to v�echno jen hypot�zy..!... Tyto ��stice, nyn� pro n�s
"exotick�", se na po��tku hadronov� �ry mohly
vyskytovat ve velk�m mno�stv�. Aby se v ur�it�m okam�iku
vznikl� baryonov� asymetrie l�tky nemohla "smazat"
p�soben�m dal��ch n�sledn�ch proces� s nezachov�n�m
baryonov�ho ��sla, je d�le�it� aby proces baryogeneze prob�hal v siln� nerovnov�n�m
stavu, v etap� prudk�ho rozp�n�n�; v p��t�m �5.5
"Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r." uvid�me, �e t�mto
nerovnov�n�m stavem, vedouc�m k ��inn�mu
"zakonzervov�n�" baryonov� asymetrie, m��e b�t infla�n� expanze ran�ho vesm�ru.
*)�Vlivem ur�it�ch
specifick�ch jev� - naru�en� symetrie interakc� v
po��te�n�ch okam�ic�ch evoluce vesm�ru - mno�stv� hmoty
nepatrn� p�ev�ilo nad antihmotou, do�lo k
m�rn� baryonov� asymetrii vesm�ru.
V�cem�n� n�hodn� kvantov� fluktuace tak zp�sobila
v�t�zstv� hmoty nad antihmotou v na�em velmi ran�m vesm�ru.
V hypotetick�ch jin�ch vesm�rech tomu mohlo b�t opa�n�,
kvantov� fluktuace ve vhodn� okam�ik nastala na druhou stranu
a takov� vesm�r by byl z antihmoty - "antivesm�r".
Z na�eho hlediska by toto p��padn� v�t�zstv� antihmoty
nemuselo nic znamenat. V antivesm�ru by fungovaly �pln�
stejn� fyzik�ln� z�kony, vesm�r by se vyv�jel stejn�. Jen
by v�echno bylo z antihmoty - kter� bychom ��kali hmota...
������
��Kvantitativn� pom�r baryonov� asymetrie
se odhaduje na 1:109
- na
miliardu antinukleon� p�ipad� miliarda+1 nukleon�. A� na
tento jeden nukleon zde v�ech 109 nukleon� a antinukleon�
vz�jemn� zanihilovalo. Z tohoto nepatrn�ho p�ebytku nukleon� se utvo�ila ve�ker� hmota kterou ve vesm�ru pozorujeme - atomy
mezihv�zdn�ho plynu, galaxie, hv�zdy, planety i my lid�.
V�echno ostatn� se p�em�nilo na z��en� a lehk� ��stice
(fotony, neutrina), rozpt�len� ve vesm�rn�m prostoru (pr�v� z pom�ru hustoty standardn� baryonov� hmoty
a hustoty kvant reliktn�ho z��en� se odhaduje onen p�ebytek
1:109).
Rovnov�ha mezi neutriny a elektrony
se zde udr�uje p�ev�n� reakcemi e- + e+ �� ne
+ ne, jejich� ��inn� pr��ez pro
relativistick� elektrony energie E je p�ibli�n� s � g2E2/h4c4, kde g je konstanta slab� interakce.
O neutrinech a jejich �loze ve vesm�ru je
podrobn� pojedn�no v �1.2, ��sti "Neutrina - 'duchov�' mezi ��sticemi" knihy "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�", o jejich interakc�ch a
detekci v pas�i "Interakce neutrin s ��sticemi a hmotou".
��V obdob� kolem t � 0,2s ��inn� pr��ez poklesne
natolik, �e neutrina prakticky p�estanou interagovat s
ostatn�mi ��sticemi a mezi sebou. Neutrina, jejich�
"teplota" v t� dob� dosahovala zhruba 1010 �K, se tak natrvalo odd�lila od ostatn� l�tky a d�le se
ji� pohybovala voln� vesm�rem bez znateln�ch interakc�;
vlivem expanze vesm�ru se neutrinov� z��en� postupn�
"ochlazovalo rud�m posuvem" na nyn�j�� teplotu asi
1�K (detekovat tato n�zkoenergetick�
reliktn� neutrina neum�me). Jedin�, ��m se neutrina nad�le
pod�lej� na evoluci vesm�ru, je p��sp�vek jejich
hmoty-energie k sum�rn�mu gravita�n�mu poli vesm�ru (kdyby klidov� hmotnost neutrin
byla nenulov�, mohl by tento p��sp�vek b�t dokonce
rozhoduj�c� - viz �5.6 "Budoucnost
vesm�ru. �ipka �asu."). Elektrony a pozitrony jsou v rovnov�ze
se z��en�m, prob�h� v pr�m�ru stejn� po�et anihilac� e- + e+ � 2g elektron-pozitronov�ch p�r�
na fotony g i tvorby elektron-pozitronov�ch
p�r� z foton� g � e- + e+. Vesm�r je v t�to etap�
zapln�n p�edev��m elektron-pozitronovou
plasmou.
�D�le�itost prvn�ch sekund
V pr�b�hu zhruba prvn� sekundy existence vesm�ru se utvo�ily fyzik�ln� z�klady pro celou dal�� evoluci vesm�ru - pro tvorbu primordi�ln�ch atomov�ch
jader, formov�n� atom�, vznik hv�zd a galaxi�, planet,
chemick� v�voj hmoty ve vesm�ru. Dal�� pokra�ov�n�
proces� ve vesm�ru - v r�mci t�chto
fyzik�ln�ch z�kon� - pak ji� z�viselo na rychlosti expanze
vesm�ru a pozd�ji i na konkr�tn�ch, do
zna�n� m�ry n�hodn�ch, lok�ln�ch hustot�ch l�tky (v�etn� temn� hmoty) v koprodukci s m�stn� gravitac�
buzenou touto l�tkou. M�sta s pon�kud vy��� hustotou
primordi�ln�ho plynu za�aly p�itahovat a nabalovat na sebe
dal�� a dal�� plyn z okol�, co� nakonec vy�stilo ve vznik
hv�zd. Tyto oblasti, krom� n�hodn�ho vzniku, se ve zv��en�
m��e vyskytovaly v m�stech d��v�j��ch fluktuaci,
p�etrv�vaj�c�ch po drobn�ch primordi�ln�ch ...... ......
(bude analyzov�no n�e). .... A ve velkorozm�rov�ch
m���tc�ch se tyto lok�ln� procesy sdru�ovaly do galaxi� a kup galaxi�, pozorovan�ch nyn�.
�Dynamika expanze, teploty a hustoty v ran�m
vesm�ru
Leptonov� �ra a �ra z��en�, tj. obdob� cca 10-4 sec. a� 380 000 let, bylo
epochou v z�sad� ovl�danou
radiac�,
b�hem kter� vesm�r expandoval rychlost� a(t) ~ t 1/2. Fridmanova rovnice (5.23a) se
zde zjednodu�uje na
| a. /a ��=�� [(8p/3).G.rg]1/2 ��, | (5.41) |
kde rg je hustota z��en� (z hlediska energie foton� se zpo��tku opravdu jednalo o gama, pozd�ji energie klesla do oblasti UV). Expanze vesm�ru pak prob�h� podle z�vislosti :
| a(t) ��=�� [(4pG)1/4. 2.3-1/4. Ho3/4)] . rg1/4. t 1/2 ���, | (5.42) |
kde Ho~ 70 km s-2
Mpc-2 je nyn�j�� hodnota Hubbleova parametru .
��Jeliko� teplota z��en� b�hem expanze
kles� inverzn� k m���tkov�mu faktoru: Tg ~ a-1, �asov�
z�vislost teploty je T(t) = g. t -1/2, kde koeficient g je d�n efektivn�m po�tem
termodynamick�ch stup�� volnosti pro bosony a
fermiony. Pro situaci na rozhran� leptonov� a radia�n� �ry (po e--e+ anihilaci) se p�i expanzi
vesm�ru teplota sni�uje s �asem t[sec.] jako :
| T(t)[keV] ��� 0,8.103. t -1/2 ���. | (5.43) |
Je graficky vyneseno na
horn� vodorovn� ose termodynamick� teploty na obr.5.4
primordi�ln� nukleosynt�zy.
��Hustota
hmoty-energie r v radia�n� dominantn�m
obdob� se s expanz� vesm�ru m�n� rozd�ln� pro l�tku a
z��en�. Pro l�tkovou slo�ku jako jsou baryony (a t� temn� hmota) je z�vislost tvaru rB~ a-3, zat�mco radia�n� slo�ka se
m�n� jako rg~ a-4. Hustota hmoty-energie se s
�asem m�n� jako r ~ t -3/2. Na teplot� z�vis� jako
| r[g/cm3] � 8,4 .T 4 ����. | (5.44) |
Tyto z�konitosti kosmologick� expanze vesm�ru, v kombinaci s vlastmostmi a interakcemi nukleon�, se uplat�uj� v primordi�n� kosmologick� nukleosynt�ze :
Prvotn� kosmologick�
nukleosynt�za
~10 s < t < ~1000 s , ~5.109 �K > T > ~0,5.109 �K
Protony a neutrony z hadronov� �ry (kter�
d�ky baryonov� asymetrii zbyly po anihilaci baryon� s
antibaryony) se
nyn�, na rozhran� leptonov� a radia�n� �ry, stanou
z�kladem pro tvorbu prvn�ch jednoduch�ch atomov�ch jader - primordi�ln� nukleosynt�zu (kter�
bude n�e podrobn� pops�na).
Pozn.: Tento
proces je natolik d�le�it�, �e �asov� obdob� kdy se
odehr�v� se n�kdy klasifikuje jako samostatn� "epocha nukleosynt�zy".
��Mno�stv� a zastoupen� r�zn�ch druh�
vznikaj�c�ch jader z�vis� na "soute�i" mezi
rychlostmi p��slu�n�ch jadern�ch reakc� a rychlost�
univerz�ln� expanze vesm�ru. Rychlost jadern�ch reakc� je
p��mo �m�rn� hustot�
nukleon�.
Jak se vesm�r roz�i�uje, hustota nukleon� kles�, av�ak ve
stejn�m tempu kles� i hustota foton�. D�le�it�m parametrem
"materi�ln�ho obsahu" vesm�ru je proto pom�r
hustoty po�tu nukleon� nB a hustoty po�tu foton� ng , kter� se naz�v� relativn� baryonov� hustota :
| h���=���nB / n g ��. | (5.45) |
Zna�� se �eck�m
p�smenem h a vzhledem k jej� velmi mal�
hodnot� se �asto pou��v� jej� dekadick� n�sobek h10 = (nB/ng).1010. Po e-e+ anihilaci se tento pom�r
p�esn� zachov�v� po celou dobu evoluce vesm�ru.
Baryonov� hustota je d�le�it�m parametrem vesm�ru v r�mci
standardn�ho kosmologick�ho modelu, jeho v�znam pro prvotn�
nukleogenezi bude diskutov�n n�e v pas�i "Baryometrie
ran�ho vesm�ru".
��Na po��tku leptonov� �ry, kdy byla
je�t� velmi vysok� teplota des�tky miliard stup�� (t.j. kinetick� energie sr�ek ��stic des�tky MeV), doch�zelo neust�le k vz�jemn�m p�em�n�m proton� a neutron� reakcemi
| n + e+ �� p+ + n' ��,�� p + e- �� n + n �����. | (5.46) |
Emitovaly a absorbovaly
se elektrony, pozitrony a neutrina v procesu beta a inverzn�ho beta rozpadu (tyto
p�em�ny prob�haj� mechanismy slab� interakce
- transmutacemi kvark� v protonech a neutronech - viz �1.2,
pas� "Mechanismus p�em�ny beta", obr.1.2.5 v knize "Jadern� fyzika a
ionizuj�c� z��en�"). D�ky pon�kud vy��� hmotnosti se
neutrony p�em��ovaly na protony rychleji ne� protony na neutrony, tak�e
mno�stv� neutron� ub�valo - obr.5.4 vlevo.
��P�i termodynamick� teplot� T (vyj�d�en� v energetick�ch jednotk�ch [keV]) je rovnov�n� pom�r neutron� ku proton�m
| (n/p)eq(T) = e-(Dm/T) �����, | (5.47) |
kde Dm = mn-mp = 1,29 MeV
je rozd�l hmotnosti neutronu a protonu. P�i vysok�ch
teplot�ch des�tky MeV na po��tku leptonov� �ry byl pom�r n/p bl�zk� l:1. P�i sni�ov�n� energie T v
d�sledku expanze vesm�ru pom�r n/p postupn� klesal, av�ak z�rove� se sni�ovala rychlost v��e uveden�ch vz�jemn�ch
p�em�n mezi protony a neutrony. Neutrina se interak�n�
odd�lila od ostatn�ch ��stic, v�t�ina pozitron�
zanihilovala s elektrony. Slab� interakce vz�jemn� p�em�ny
proton� a neutron� v �ase kolem 1sec. ustaly (obrazn�
�e�eno "zamrzly"), na hodnot� pom�ru (n/p)=0,166,
tj. cca 1/6. Z�stal pouze pomal�
radioaktivn� rozpad neutron� na protony s polo�asem 13min. *), kter� je vnit�n�, bez ��asti
elektron-pozitronov� plasmy, nez�visl� na teplot�. D�ky
tomuto radioaktivn�mu rozpadu, v �ase cca 100 sec. (teplota T =cca 80keV), kdy intenz�vn� prob�hala prvotn�
nukleosynt�za, je�t� pon�kud poklesl pom�r (n/p) na cca 1/7.
*) Nestabilita
- radioaktivita - neutron��
Voln� neutrony jsou nestabiln� - beta--radioaktivitou n � p +
e-+ n' se
p�em��uj� na protony, elektrony a (anti)neutrina s polo�asem
cca 13minut. Vznik prvotn�ho h�lia, deuteria a p��p.
dal��ch prvk� f�zn�mi reakcemi proton� a neutron� se tedy
musel uskute�nit v dob� krat�� ne� cca 1000 sekund po velk�m
t�esku. Obdob� prvn� tvorby prvk� - primordi�ln�
nukleogeneze - bylo velmi kr�tk�. V �asech krat��ch ne�
des�tky sekund m�la l�tka p��li� vysokou teplotu na to, aby
se j�dra udr�ela pohromad�. V pozd�j��ch �asech byl zase
ji� vesm�r p��li� ��dk� a neutron-deficitn� na to, aby ��inn� doch�zelo
k sr�k�m, p�i nich� by se protony a neutrony spojovaly v
atomov� j�dra...
���pln�mu vymizen� neutron� zabr�nilo
to, �e d�ky poklesu teploty vesm�ru v �ase t @10s na zhruba 3.109 �K, se
protony a neutrony mohly za��t slu�ovat na stabiln� j�dra h�lia (p�es deuterium a tritium), jak je
podrobn�ji rozeb�r�no n�e. Nastala primordi�ln�
kosmologick� nukleosynt�za - obr.5.4 vpravo.
��V ran�ch obdob�ch leptonov� �ry, kdy
hustota a energie foton� byla velmi vysok� (mnoho MeV),
se protony a neutrony "koupaly" v bou�liv�m mo�i vysokoenergetick�ch foton� gama (na
ka�d� nukleon bylo mnoho miliard foton�). Pokud by za t�to situace protony a
neutrony p�i vz�jemn�ch sr�k�ch vytvo�ily deuterony 2H,
vysokoenergetick� gama by je okam�it� rozbilo - fotodisociovalo, d��ve ne� by zachycen�m dal��ho
protonu �i neutronu mohly vznikat t잚� nuklidy (podobn� by se chovaly i vysokoenergetick� protony). ��dn� nukleogeneze
zde neprob�h�.
��Ke konci leptonov� �ry v �ase ~10 sec.,
p�i poklesu teploty na cca 3.109 �K, kdy
kinetick� energie ��stic p�i vz�jemn�ch sr�k�ch byla
ji� ni��� ne� vazbov� energie nukleon� v j�drech (ne� 0,22 MeV pro deuterium), mohlo reakc� p + n � 2H + g
za��t vznikat deuterium D�2H, ani� by se sr�kami s
vysokoenergetick�mi ��sticemi (p�edev��m
gama-fotony) op�t
rozpadalo (fotodisociovalo). Vznikl� j�dra deut�ria mohla
pak d�le reagovat s dal��mi protony a neutrony, a� v
kone�n� f�zi vzniklo h�lium 4He (viz
nap�. J.Peebles [199]). Sou�asn� vznikala i n�kter� dal��
lehk� j�dra, ale v daleko men�� m��e; j�dro 4He
je toti� siln� v�zan� a t�m podstatn� stabiln�j��
ne�
ostatn� lehk� prvky - D, 3He, Li, B, Be.
��Vlivem v��e zm�n�n�ch leptonov�ch
interakc� klesl do obdob� nukleosynt�zy lehk�ch jader pom�r
po�tu proton� ku neutron�m na cca 7:1. Omez�me-li se na h�lium, pak
z ka�d�ch 14 proton� a 2 neutron� mohlo vzniknout 1 j�dro
h�lia 4He2
a 12 proton� z�stalo voln�ch ve form� vod�ku 1H1. Pom�r po�tu N(H):N(He) tedy byl 12:1.
Jeliko� j�dro h�lia je �ty�ikr�t t잚� ne� vod�ku, hmotnostn� pom�r vod�ku a h�lia m(H):m(He) �in� 3:1, tak�e hmotnost
vznik�ho h�lia by p�edstavovala cca 1/4 celkov� hmotnosti
baryonov� hmoty, co� je v dobr� shod� s pozorovan�m
pr�m�rn�m chemick�m slo�en�m l�tky ve vesm�ru (o asi o 2% v�ce h�lia poch�z� z nukleogeneze ve
hv�zd�ch).
��Z nukleonov�ho slo�en�
h�lia 4He2 ze 2 proton� a 2
neutron� plyne jednoduch� vztah pro relativn� mno�stv�
h�lia vzhledem k vod�ku :
| N(H)/N(He) �=��2n/(n+p) �=��2/(1+p/n)� ����, | (5.48) |
kter� m��e vzniknout z l�tky s ur�it�m
pom�rem p/n.
��V "ohniv� peci" �hav� l�tky
na konci leptonov� �ry, p�i zm�n�n�m poklesu teploty,
prob�h� �et�zec reakc� mezi protony, neutrony a nov�
vznikaj�c�mi j�dry lehk�ch prvk� :
| �inici�ln� reakce�: � ��p + n � 2H1�D + g � � |
����(5.49) | |||
| p + D � 3He2 + g | ....................... | n + D � 3H1� T + g | ||
| n + 3He � 4He2 + g� | p + T � 4He2 + g | |||
| D + D � n + 3He�,� D + D � 4He + g�,� D + D � p + T�,� D + 3He�4He + p�,� D + T�4He2 + n�� | ||||
| 3He + 3He � 4He + 2p��, T + T � 4He + 2n��, 3He + T � 4He + p + n��, 3He + T � 4He + D | ||||
| 3He + 4He � 7Be + g ��, T + 4He � 7Li + g��, n + 7Be � p + 7Li ��, p + 7Be � 8B + g��, | ||||
| p + 7Li � 4He + 4He��, n + 7Be � 4He + 4He | ||||
| ... tyto reakce mohou prob�hat i opa�n�m sm�rem ... | ||||
Reakce prvotn� nukleosynt�zy lehk�ch jader
prob�haly velmi rychle, nebo� byla obrovsk�
hustota nukleon� a kosmologick� expanze "nastavovala"
jejich kinetick� energie postupn� na hodnoty, p�i nich� jsou vysok�
��inn� pr��ezy p��slu�n�ch jadern�ch reakc�.
��Jak� mno�stv� atomov�ch jader je vytv��eno
t�mito reakcemi, je d�no slo�itou kombinac� �ady faktor� -
�etnosti sr�ek dan�ch nukleonovou hustotou, ��inn�ch
pr��ez� reakc� pro r�znou energii, kter� se rychle m�nila
s �asem v d�sledku kosmologick� expanze. Kombinuje se zde jadern�
fyzika zkoumaj�c� pomoc� experiment� na
urychlova��ch jadern� reakce *) a jejich ��inn� pr��ezy
p�i r�zn�ch energi�ch, s modelov�mi anal�zami astrofyziky
- zde kosmologie stavby a dynamiky evoluce (rychlosti
expanze) ran�ho vesm�ru. Obrazn� lze
��ci, �e kone�n� slo�en� l�tky z prvotn� nukleosynt�zy
bylo v�sledkem mohutn�ho "sprintersk�ho z�vodu"
mezi rychlostmi jadern�ch reakc� a rychlost� expanze
vesm�ru...
*) Reakce primordi�ln� nukleosynt�zy jsou podrobn�
analyzov�ny v obs�hl�ch pracech Wagonera a kol. [266],[267].
Obecn� o jadern�ch reakc�ch je pojedn�no nap�. v �1.3
"Jadern� reakce a jadern� energie" knihy "Jadern� fyzika a fyzika
ionizuj�c�ho z��en�".
��Sou�innost t�chto
��sticov�-jadern�ch reakc�, spolu s rychlou kosmologickou
expanz� a sni�ov�n�m energie a hustoty ��stic, vede k
"chemick�mu" v�voji
l�tkov�ho obsahu ran�ho vesm�ru podle grafick�ho
zn�zorn�n� na obr.5.4. Slo�it�j�� dynamika n�kter�ch
k�ivek - s lok�ln�m poklesem - pro tritium a lithium-7, je
zp�sobena ��ast� t�chto jader v dal��ch reakc�ch (p�i dosa�en� vhodn� energie pro zv��en�
��inn� pr��ez), co� vede k jejich
do�asn�mu �bytku.
��N�kter� podrobnosti
prvotn� nukleogeneze podle obr.5.4 jsou p�edm�tem dal��ho jadern�-astrofyzik�ln�ho
v�zkumu. V experimentech na urychlova��ch se studuj�
��sticov� interakce a jadern� reakce mezi lehk�mi j�dry a
up�es�uj� se jejich ��inn� pr��ezy. Tyto v�sledky se
aplikuj� na modelovou distribuci ��stic (proton�,
neutron�, elektron�) a rozd�len� jejich
energi� p�i kosmologick� expanzi. Konkr�tn� tvary k�ivek na
obr.5.4 se t�m mohou pon�kud m�nit (v n�kter�ch anal�z�ch se nap�. nevyskytuj�
zm�n�n� lok�ln� poklesy v �ase cca 7.103sec. u
k�ivek 3H a 7Li)..?..
��Krom� f�zn�ch jadern�ch reakc� se na
kone�n�m v�sledku primordi�ln� nukleosynt�zy v pozd�j��m
�ase pon�kud uplat�uje i radioaktivita beta. Voln� neutrony se p�em��uj� na protony, elektrony a
(anti)neutrina n � p + e- + n' s polo�asem cca 13 min.,
tak�e zbyl� neutrony (kter�
nezf�zovaly) rychle
vymizely. Tritium 3H
se b--radioaktivitou 3H�T � 3He + e-+ n' s polo�asem 12,3 rok�
p�em��uje na h�lium-3, jeho� p�vodn� obsah podle obr.5.4
se t�m pak na za��tku �ry z��en� pon�kud zvy�uje.
Podobn� berylium-7 je
nestabiln�, elektronov�m z�chytem (EC)
7Be + e- � 7Li + n se s
polo�asem 53,2 dn� p�em��uje na lithium-7, jeho�
v�sledn� zastoupen� se t�m t� zvy�uje *).
*) Zat�m ne zcela vysv�tlen�m
probl�mem je spektrometricky zm��en� zna�n� ni���
zastoupen� lithia-7 ve vesm�ru, asi 3-kr�t men��, ne�
p�edpov�d� primordi�ln� nukleosynt�za..?..
��P�i dal��m poklesu teploty pod ~109 �K (cca 3 min. po big bangu) se produkce
h�lia, jako� i prvotn� produkce nepatrn�ho mno�stv�
dal��ch prvk�, definitivn� zastavila. Kinetick� energie ��stic se
sn�ila a l�tka ve vesm�ru byla ji� p��li� ��dk� na
to, aby ��inn� doch�zelo ke sr�k�m, p�i nich� by se
protony a neutrony spojovaly ve v�t�� j�dra (ostatn�, voln� neutrony v t� dob� ji� t�m��
vymizely).
��Z �asov�ho hlediska tedy tento "kosmick� primordi�ln� jadern� reaktor" m�l velmi kr�tk� trv�n�: jen v pr�b�hu rozhoduj�c�ho
�asov�ho obdob� cca 10 � 1000
sec. byly
p��zniv� podm�nky pro vytv��en� jader prvk�. Po 10
minut�ch od po��tku vesm�ru vymizely t�m�� v�echny voln�
neutrony (byly za�len�ny do jader
p�edev��m 4He) a
termodynamick� teplota - kinetick� energie - poklesla pod cca
50keV. N�zkoenergetick� protony ani nov� vznikl� atomov�
j�dra vzhledem k odpudiv� Coulombovsk� bari��e nebyly ji�
schopny jadern�ch reakc� - nukleogeneze
"zamrzla" (nech� n�s
nep�ekvapuje, �e je to zamrznut� p�i teplot� 100 milion�
stup��..!.). V
tomto kr�tk�m obdob� primordi�ln�
nukleogeneze proto sta�ila vzniknout jen nejleh�� (nejjednodu���) j�dra - vod�ku (protony
tam byly ji� p�edt�m), deuteria, h�lia, lithia, berylia. Primordi�ln� nukleogeneze na konci leptonov� �ry se
t� n�kdy naz�v� "big-bang nukleogeneze"
(BBN).
��Podrobn�
anal�zy [266],[267], berouc� v �vahu v�echny mo�n� jadern�
reakce, vedou k "chemick�mu
v�voji"
ran�ho - pregalaktick�ho, p�edhv�zdn�ho - vesm�ru zn�zorn�n�mu na
obr.5.4. Tyto jadern� reakce nakonec vedou k tomu, �e zhruba za
3 minuty od po��tku expanze se slo�en� l�tky ust�lilo tak,
�e na ka�d�ch 12 voln�ch proton� p�ipadalo jedno j�dro
h�lia; po�et nukleon� se ustavil na 87% proton� a 13%
neutron� (v�zan�ch v j�drech lehk�ch
prvk�, p�edev��m h�lia). V�hov� se tak utvo�ilo asi 25% h�lia 4He�a (v terminologii jadern� fyziky a radioaktivity se
j�dro h�lia-4 �asto naz�v� ��stice alfa) a ostatn�ch
75% z�stalo ve form� vod�ku 1H, p�i�em� tento
procentu�ln� v�sledek jen velmi m�lo z�vis� na konkr�tn�
baryonov� hustot� hmoty (anal�za se prov�d�la pro nB/ng v �irok�m rozmez� (1�10).10-10).
![]() |
| Obr.5.4.
"Chemick� v�voj" ran�ho vesm�ru, tj.
�asov� z�vislost relativn�ho zastoupen� (hojnosti, mno�stv� - abundance) proton�, neutron� a lehk�ch
prvk� - h�lia, deuteria, lithia, berylia -
vznikaj�c�ch v d�sledku jadern�ch reakc�
nukleosynth�zy v ran�m hork�m vesm�ru na konci
leptonov� �ry a za��tku �ry z��en�. Pro p�ehledn� zobrazen� velk�ho rozsahu hodnot relativn�ho zastoupen� r�zn�ch vznikaj�c�ch prvk� je m���tko na svisl� ose kombinovan�: v oblasti relativn�ho obsahu 0,1-1 je line�rn�, pro ni��� hodnoty je logaritmick�. Z�kladn� vodorovn� osa dole je �asov� (logaritmick�). Na dvou horn�ch vodorovn�ch stupnic�ch je vynesena teplota jednak pomoc� termodynamick�ch stup�� Kelvina [�K]x109, jednak pomoc� kinetick� energie ��stic v [keV]. |
Nukleosynth�za
dal��ch prvk� za 4He ji�
podstatn� z�vis� na skute�n� hustot� baryon� p�i dan�
teplot�, av�ak obecn� lze ��ci, �e j�dra t잚� ne�
h�lium se zde mohla tvo�it jen ve velmi mal�m mno�stv�,
proto�e neexistuj� dostate�n� stabiln� j�dra s 5 a 8
nukleony. Tato "mezera" p�eru�uje �et�zec
dvou��sticov�ch interakc� pa, na, aa, vedouc� k tvorb� t잚�ch
jader. Kdyby j�dro h�lia zachytilo neutron �i proton, vzniklo
by siln� nestabiln� j�dro s hmotnost� 5, p�i slou�en� dvou
h�liov�ch jader by vzniklo nestabiln� j�dro s hmotnost� 8.
Takov� nestabiln� j�dra se sta�� rozpadnout d��ve, ne� by
mohla v ji� z�ed�n� l�tce zachytit dal�� protony, neutrony
�i a-��stice, kter� by je zm�nily na
t잚� stabiln� j�dra. A v d��v�j��m obdob�, kdy byla
hustota dostate�n�, nemohla t잚� j�dra vznikat vzhledem k
vysok� teplot� a kinetick� energii ��stic, kter� by je
okam�it� "rozb�jela".
���K p�ekon�n� mezery "5" jsou
zapot�eb� reakce h�lia 4He s deuteriem 2H, tritiem 3H nebo
dal��m h�liem 4He. Coulombova elektrick�
odpudiv� bari�ra mezi t�mito kladn� nabit�mi j�dry sni�uje
��inn� pr��ez - potla�uje
reak�n� rychlost. Proto v jen velmi mal�m mno�stv� se
mohlo vytv��et lithium 7Li
reakc� 3H(a,g)7Li a berylium 7Be reakc� 3He(a,g)7Be. A mezeru
"8" za ji� sn�en� teploty a hustoty zde v
relevantn�m mno�stv� nejsou schopn� p�ekonat ��dn�
reakce - produkce t잚�ch prvk� ji� nenast�v�...
���Kdy� v �ase cca 104 sec. poklesne teplota
na cca 100 milion� stup��, ve�ker� jadern� reakce
ust�vaj�, zastoupen� prvk� se ji� nem�n�.
Pouze zbyl� voln� neutrony pokra�uj� ve sv�m radioaktivn�m
rozpadu a� k �pln�mu vymizen� (a
je�t� �adu let trvaj� radioaktivn� beta p�em�ny tritia a
berylia-7). Prim�rn�
nukleosynt�za je u konce..!..
"Baryometrie"
ran�ho vesm�ru ?�
D�le�it� voln� parametr standardn�ho kosmologick�ho modelu
je baryonov� (nukleonov�)
hustota - po��te�n�
pom�r mno�stv� baryon� k foton�m nB/ng na rozhran� hadronov� a leptonov�
�ry, kter� se pak zachov�v� b�hem cel� dal�� expanze
vesm�ru. Rozhoduje o zastoupen� prvk�, kter� vznikly p�i
primordi�ln� kosmologick� nukleosynt�ze. Anal�zou
zastoupen� lehk�ch prvk� ve vesm�ru tak m��eme v z�sad�
tento d�le�it� parametr stanovit.
��Jako hlavn�
citliv� "baryometr" ran�ho vesm�ru m��e slou�it deuterium D�2H. Ve�ker� deuterium je� pozorujeme v
p��rod� toti� muselo b�t vytvo�eno ve velk�m t�esku - v
primordi�ln� nukleosynt�ze, nikoli ve hv�zd�ch (ve hv�zd�ch se naopak rychle spaluje), m� tedy pregalaktick�
p�vod. ��dn� zn�m�
stel�rn� �i galaktick� proces nem��e produkovat
v�znamn�j�� mno�stv� deuteria. ��m vy��� byla hustota
baryon� v ran�m vesm�ru, t�m �ast�ji doch�zelo ke
sr�k�m jader a t�m efektivn�ji se jadern�mi reakcemi
deut�rium (kter� je
"meziproduktem" synt�zy vod�ku na He) spojovalo na h�lium. P�i vysok�ch
hustot�ch by se t�m�� ve�ker� deuterium rychle slou�ilo na
h�lium, zat�mco za ni��� hustoty by zbylo v�ce
"fosiln�ho" deuteria. Na z�klad� m��en�
zastoupen� deuteria byla stanovena baryonov� (nukleonov�)
hustota nB/ng = 6,1x10-10.
��H�lium 4He nen�
pou�iteln� jako p��m� "baryometr" ran�ho vesm�ru, nebo� jeho
zastoupen� je t�m�� nez�visl� na baryonov� hustot�. ....
��H�lium 3He je sice v
z�sad� pou�iteln�, ale pon�kud problematick� jako
baryometr, proto�e se ve f�zn�ch reakc�ch ve hv�zd�ch
jednak spaluje na 4He, jednak nov� h�lium-3 vznik� p�i
proton-protonov� f�zi.
��Podobn� lithium 7Li. Jejich
pozorovan� zastoupen� je z�visl� na druhu hv�zd a modelech
konvekce z nitra do hv�zdn�ch atmosf�r. Pokud se m��� na
star�ch hv�zd�ch s n�zkou metalicitou, m��e b�t pou�ito
jako pomocn� "baryometr" (srov.
t� n�e pas� "Dal�� osudy
primordi�ln�ch prvk�").
��Produkce
lehk�ch prvk� (krom� h�lia) - p�edev��m deuteria, pop�. t� He3 a Li7 - siln� z�vis� na st�edn� hustot�
hmoty (na koncentraci nukleon�) v obdob� synth�zy jader. Proto
lze zm��en�m relativn�ho zastoupen� t�chto lehk�ch prvk�
v mezihv�zdn� l�tce ur�it pom�r po�tu foton� a nukleon�,
kter� v obdob� nukleosynth�zy ovliv�oval rychlost reakc� -
prov�d�t jakousi nukle�rn� "diagnostiku", "baryometrii" ran�ho vesm�ru. S pou�it�m nyn�j�� teploty reliktn�ho z��en�
pak lze stanovit pr�m�rnou hustotu vesm�ru. Pozorov�n�
ultafialov�ch absorb�n�ch �ar ve spektrech jasn�ch hork�ch
hv�zd (a t� z��en� l = 91,6 cm
p�echod� v superjemn� struktu�e D) bylo zji�t�no, �e
zastoupen� deuteria v mezihv�zdn�m
plynu �in� zhruba ~2,5.10-5, co� by podle standardn�ho modelu
odpov�dalo hustot� hmoty v nyn�j��m �ase r � 5.10-31 g/cm3 desetkr�t ni��� ne� kritick�.
��Zd� se tedy,
�e ��dn� obvykl� forma l�tky slo�en� z baryon� nen�
schopna vysv�tlit pozorovanou pom�rn� pomalou rychlost
kosmologick� expanze (�i dokonce u�init
vesm�r uzav�en�m).
P�ev�nou ��st pozorovan� gravituj�c� hmoty tedy tvo�� "n�co", co je k
nukle�rn�m reakc�m nete�n� - jak�si skryt�-temn�
hmota; jej� podstatnou ��st
nem��e tvo�it obvykl� l�tka slo�en� z atom�, jejich�
j�dra jsou tvo�ena baryony (srov. s diskus� o nebaryonov�
povaze skryt� hmoty v �5.6 "Budoucnost
vesm�ru. �ipka �asu. Skryt� hmota.",
��st "Skryt�-temn�
hmota.").
Posloupnost p�vodu prvk� ve
vesm�ru�
P�vodn� n�zor zakladatele koncepce hork�ho po��tku vesm�ru
G.Gamova, �e v�echny prvky Mend�lejevovy periodick� tabulky
byly za vysok�ch hustot a teplot "uva�eny" v
nejran�j��m hork�m vesm�ru, se uk�zal jako ��ste�n� myln�. Zde mohly vzniknout jen nejleh�� j�dra - krom� vod�ku a deuteria jen
h�lium-4,3, lithium 6,7Li, berylium 9Be, stopov� b�r 10,11B.
T잚� prvky nesta�ily
vzniknout v
ran�ch f�z�ch vesm�ru proto, �e rychl�m rozp�n�n�m
vesm�ru po��te�n� velmi vysok� teploty a hustoty l�tky
prudce poklesly, tak�e dal�� jadern� reakce prakticky ustaly
*). Lze ��ci, �e v ran�ch okam�ic�ch byl vesm�r pro vznik
t잚�ch prvk� p��li� hork�, zat�mco v pozd�j��ch
�asech zase p��li� ��dk� a chladn�. Dal��
nukleosynth�za mohla pokra�ovat f�zn�mi
termonukle�rn�mi reakcemi a� po vzniku
hv�zd, v
jejich� nitrech (kde se
zpo��tku vod�k slu�uje na h�lium) je dlouhodob� dostate�n� hustota a
teplota k tomu, aby se h�lium d�le slu�ovalo na uhl�k (a + a � Be8, Be8 + a � C12; nestabiln� 8Be se nesta�� rozpadnout p�ed
z�chytem dal�� ��stice a) a v pozdn�j��ch f�z�ch evoluce
mas�vn�ch hv�zd i na dal�� t잚� prvky (jak bylo podrobn�ji rozeb�r�no �4.1, ��st "Termonukle�rn�
reakce v nitru hv�zd", pas�
"Spalov�n� h�lia").
*) Pozn.: Kdyby
byl vesm�r z�stal hust�j�� a �hav�j�� o n�co d�le,
v�echny lehk� prvky (jejich protony a neutrony) by se slou�ily
do jader nakonec a� na �elezo a nezbylo by terrmonukle�rn�
palivo pro pozd�j�� hv�zdy...
���Galaxie a prvn� hv�zdy se tedy tvo�ily
z "pral�tky" sest�vaj�c� z asi 75 % vod�ku a z 25 % h�lia. Tato p�edpov�d slo�en�
prvotn� l�tky, umo�nuj�c� vysv�tlen� z�kladn�ho
zastoupen� prvk� v p��rod�, je velk�m triumfem jadern�
astrofyziky a teorie hork�ho vesm�ru, proto�e je v dobr�
kvantitativn� shod� s v�sledky anal�zy chemick�ho slo�en�
hv�zdn�ch atmosf�r i z�n ionizovan�ho mezihv�zdn�ho plynu.
P��slu�n� spektrometrick� m��en� uk�zala, �e obsah
h�lia v na�� galaxii i v n�kolika dal��ch bl�zk�ch
galaxi�ch p�edstavuje asi 28%, co� je t�m�� 20-kr�t v�ce
h�lia, ne� se mohlo vytvo�it termojadern�mi reakcemi v nitru
hv�zd *). P�ev�n� ��st existuj�c�ho h�lia mus� m�t
tedy pregalaktick�, kosmologick� ("primordi�ln�") p�vod, zat�mco prakticky v�echny t�k�
prvky se synthetizovaly v nitru
hv�zd -
viz �4.1, 4.2 (a t� pas� "Vznik
atomov�ch jader a p�vod prvk�" v knize "Jadern� fyzika a fyzika
ionizuj�c�ho z��en�").
*) 1011 hv�zd tvo��c�ch typickou galaxii o hmotnosti ~ 4.1044
g a sv�tivosti ~1037 J/s, vyz��ilo za
dobu �ivota galaxie ~1010 let zhruba 3.1054 J; vytvo�ilo se tak asi 1066
jader He (p�i synth�ze jednoho
j�dra He4
se uvoln� energie 2,5.10-12 J) o celkov� hmotnosti ~7.1042
g, co� �in� jen asi l,7%
hmotnosti.
Dal�� osudy
primordi�ln�ch prvk� ve vesm�ru�
Po dokon�en� prim�rn� kosmologick� nukleosynt�zy (a rychl�m radioaktivn�m rozpadu tritia a berylia) chemick� slo�en� hmoty v expanduj�c�m vesm�ru z�st�v�
nezm�n�n� b�hem cel� �ry z��en�; a je�t� i
dlouho pozd�ji, po rekombinaci a vzniku neutr�ln�ch atom� v
��e l�tky. Z l�tky tohoto prvotn�ho slo�en� vznikaly hv�zdy
1.generace, v obdob� cca 100-200 milion� let od za��tku
vesm�ru. Teprve ve hv�zd�ch, kde vlivem gravitace doch�zelo k
op�tovn�mu stla�ov�n� l�tky na vysokl� hustoty a teploty,
mohla za��t nov� etapa jadern�ch reakc�
nukleosynt�zy - pokra�ov�n� chemick�ho v�voje
vesm�ru.
���Nyn�j�� mno�stv� lehk�ch prvk� se od jeho
p�vodn�ho zastoupen� z primordi�ln� nukleogeneze pon�kud li��
vlivem pozd�j��ho chemick�ho v�voje vesm�ru (p�i�em� r�zn� objekty - hv�zdy, galaxie - mohly
b�t t�mto v�vojem ovlivn�ny r�zn�).
Jsou to p�edev��m jadern� reakce ve hv�zd�ch,
v men�� m��e i reakce vyvol�van� kosmick�m
ionizuj�c�m z��en�m *) v mezihv�zdn� l�tce a
atmosf�r�ch hv�zd.
*) V ��e z��en� a po��tku �ry l�tky v expanduj�c�m a
chladnouc�m vesm�ru ��dn� ionizuj�c� z��en�
nebylo. A� termonukle�rn� reakce ve hv�zd�ch a
jejich v�buchy supernov emitovaly do vesm�rn�ho prostoru
vysokoenergetick� ��stice - kosmick� z��en�,
kter� je schopn� vyvol�vat jadern� reakce v l�tk�ch ve
vesm�ru.
���Prvn� generace hv�zd
vznikaly z plynu, jeho� prvkov� slo�en� bylo vytvo�eno v prim�rn�
nukleosynt�ze - odpov�d� obr.5.4 (po brzk�m radioaktivn�m rozpadu tritia 3H a berylia 7Be). P�i gravita�n� kontrakci, po dostate�n�m
stla�en� a zah��t� vnit�ku hv�zdy, se spustily jadern�
reakce (podrobn�ji rozeb�ran� v
�4.1, ��st "Evoluce
hv�zd" - "Termonukle�rn�
reakce v nitru hv�zd"),
z nich� nejd�le�it�j�� je termunukle�rn� f�ze vod�ku na
h�lium p�i teplot� cca 107 �K. ��st vod�ku 1H se p�itom
spot�ebov�v� jako "palivo" a jeho mno�stv� ub�v�,
zat�mco h�lium 4He p�ib�v� jako�to zplodina �i
"popel"; p�i dal�� posloupnosti f�zn�ch reakc� se
pak ��st h�lia spaluje na uhl�k a t잚� prvky, podle
hmotnosti hv�zdy. Plyny vyvrhovan� hv�zdami pak ��ste�n�
vracej� do mezihv�zdn� l�tky po ka�d�m cyklu evoluce st�le
v�t�� p��sp�vek h�lia a men�� vod�ku - a st�le
v�t�� p��sp�vky t잚�ch prvk� (zvy�uje se metalicita).
���Av�ak je�t� p�edt�m, p�i ni���ch
teplot�ch od 106 stup��, se slab� v�zan� j�dra deuteria reakcemi s
protony D + p � 3He
+ g
p�em��uj� na h�lium-3 - deuterium je ve hv�zd�ch
ni�eno! Jak se vesm�r vyv�j� a primordi�ln� plyn
je "recyklov�n" dal��mi generacemi hv�zd, deuterium
ub�v�. Podobn� osud maj� i dal�� primordi�ln�
prvky lithium-7, berylium, b�r, kter� se ve hv�zd�ch spaluj�
ji� p�i pom�rn� n�zk� teplot� od 106 �K (p��slu�n� reakce jsou
uvedeny v �4.1, ��st "Evoluce
hv�zd", pas� "Prvn�
nukle�rn� reakce na po��tku v�voje hv�zdy"). Av�ak krom� primordi�ln� synt�zy a reakc� ve
hv�zd�ch m��e mal� mno�stv� lehk�ch prvk� jako jsou 6,7Li, 9Be, 10,11B, vznikat
jadern�mi a spala�n�mi (�t�pn�mi,
t��tiv�mi) reakcemi kvant kosmick�ho
z��en� s atomy mezihv�zdn� l�tky (nap�. berylium-7,10 vznikaj� ve stopov�m mno�stv�
v zemsk� atmosf��e jako kosmogenn� radionuklidy).
���H�lium-3 se v hork�ch nitrech
hv�zd reakcemi 3He + 3He � 4He
+ 2 1H spaluje na h�lium-4. Av�ak
z�rove� nov� h�lium-3 vznik� jako
meziprodukt 2D + 1H � 3He
+ g
p�i proton-protonov� f�zn� reakci. V�sledn� trend obsahu
h�lia-3 ve vesm�ru z�vis� na tom, jak� ��st tohoto nov�
syntetizovan�ho 3He se vrac� do mezihv�zdn�ho prost�ed� a jak�
��st je spot�ebov�na ("sp�lena") pro pokra�uj�c� sekvence termonukle�rn�ch
reakc�..?..
���Bilance �bytku (event.
p��rustku) primordi�ln�ch prvk� ve
spektrech z��en� z hv�zd ovliv�uje t� konvektivn�
proud�n�, kter�m se l�tka z relativn�
chladn�j��ch horn�ch vrstev p�esunuje do vnit�n�ch mnohem
teplej��ch vnit�n�ch oblast� (kde doch�z� ke spalov�n�)
a naopak. P�i mohutn�m a hlubok�m konvektivn�m proud�n�
obsah lithia a berylia v atmosf�r�ch hv�zd rychle ub�v�.
Atomy v kosmick�ch
t�lesech a v prostoru
V nyn�j�� etap� jen asi 7% v�ech atom� (resp. atomov�ch jader a elektron�) ve vesm�ru je sou��st� hv�zd, planet a dal��ch
kosmick�ch t�les. V�t�ina, 93%, je ��dce rozpt�lena v
mezihv�zdn� hmot� - plynech, prachu, mlhovin�ch.
Leptonov� �ra trv� do t� doby (cca 10s.), ne� teplota klesne pod T � 5.109 �K, kdy je k.T � 0,5 MeV @ me.c2, nov� leptony se netvo��. Pak anihiluje v�t�ina elektron-pozitronov�ch p�r� na kvanta gama z��en�, p�i�em� z�stane mal� p�ebytek elektron� (stejn� jako je p�ebytek proton�) nutn� pro zaji�t�n� n�bojov� neutrality vesm�ru. Tyto elektrony pak pozd�ji (v ��e l�tky) budou elektricky p�itahov�ny k j�dr�m a poslou�� k vytvo�en� atomov�ch obal� prvk�.
��Intenz�vn� rozptyl
foton� na zbyl�ch elektronech zp�sobuje teplotn� rovnov�hu
mezi l�tkou-plasmou a z��en�m, elektrony tvo�� jakousi
"vesm�rnou mlhu". L�tka ve vesm�ru byla v plasmatick�m skupenstv�, elektromagnetick� z��en�
intenz�vn� interagovalo s l�tkou - bylo j� rozptylov�no,
pohlcov�no a znovu vyza�ov�no, v r�zn�ch sm�rech a s
r�zn�mi energiemi. P�ev�n� ��st energie~hmotnosti
vesm�ru byla tvo�ena elektromagnetick�m
z��en�m.
P�i poklesu teploty pod T � 3000 �K se energie foton� sn��
natolik, �e ji� nejsou schopny ionizovat atomy
vod�ku, tak�e m��e neru�en� prob�hnout (re)kombinace *) elektron� s protony:
p�vodn� voln� elektrony byly zachyceny a v�z�ny s j�dry
vod�ku a h�lia za vzniku elektricky neutr�ln�ch atom�.
Vznik� tak plynn� vod�k (a h�lium), kter� je ji� pro
st�vaj�c� elektromagnetick� z��en� (pr�m�rn� vlnov�
d�lky cca 700nm) pr�zra�n�. Do�lo k f�zov�mu
p�echodu
l�tky z plasmov�ho do plynn�ho skupenstv�. Protoro-�asov�
oblast, kde do�lo k tomuto p�echodu se ozna�uje jako sf�ra posledn�ho rozptylu LSS (last
scattering surface) sv�tla p�ed jeho odd�len�m od l�tky -
plasmy. Toto sv�teln� z��en� sledovalo expanzi vesm�ru a
prodlu�ovalo t�m svou vlnovou d�lku a� na nyn�j�� d�lku
kolem milimetru - reliktn� elektromagnetick� z��en� v
mikrovlnn� oblasti (jeho
vlastnosti jsou diskutov�ny n�e v ��sti "Mikrovlnn� reliktn� z��en� -
posel zpr�v o ran�m vesm�ru").
*) Terminologick�
pozn�mka: B�n� pou��van� n�zev "rekombinace"
je zde pon�kud neadekv�tn�. Tento n�zev se pou��v� v
"pozemsk�" fyzice a chemii pro situaci, kdy v l�tce
slo�en� p�vodn� z neutr�ln�ch atom� dojde k ionizaci a
n�sledn� zp�tn� rekombinaci elektron� a kladn�ch
iont�. V ran�m vesm�ru v�ak ��dn� neutr�ln� atomy
p�edt�m neexistovaly, stav pln� ionizace byl p�vodn� a
v�choz�, p�edpona "re" nen� na m�st�. M�sto
slova "rekombinace" je zde proto vhodn�j��
v�raz "kombinace" �i "deionizace"..?..
Fluktuace a perturbace v kosmick� l�tce
L�tka zapl�uj�c� vesm�r, a�koli ve velk�ch rozm�rech je v
z�sad� glob�ln� homogenn�, vykazuje v men��ch
m���tc�ch lok�ln� nehomogenity - fluktuace,
perturbace. Z hlediska vzniku (p�vodu) se m��e jednat
o perturbace :
- Primordi�ln�, kter� byly generov�ny ve
velmi ran�m vesm�ru (patrn� v infla�n�
f�zi, viz n�sleduj�c� �5.5) a od
t� doby se vyv�jej� "pasivn�" - m�n� se
pouze p�soben�m gravitace a kosmick� expanze. .....
- Pozdn�j��, kter� se mohou pr�b�n�
vytv��et v r�zn�ch �asech a m�stech vesm�ru r�zn�mi
procesy ("aktivn�"), v podstat� n�hodn�m
zp�sobem ....
��Z hlediska podstaty a
vnit�n� struktury nehomogenit (a termodynamiky)
ve v�ceslo�kov�m syst�mu (v l�tce, souboru
��stic), zde m�me na mysli dokonalou tekutinu - plasmu
- slo�enou z l�tky hustoty rm a z��en� hustoty rr, mohou
b�t poruchy dvou z�kladn�ch typ� :
- Entropick�, p�i nich� doch�z� k
lok�ln�m zm�n�m stavov� rovnice v d�sledku zm�n
relativn�ho po�tu (hustot) r�zn�ch druh� ��stic
nach�zej�c�ch se v syst�mu, beze zm�ny celkov� hustoty
hmoty-energie. Entropick� perturbace spo��v� ve zm�n� drm = - drr. Entropick�
perturbace se t� naz�vaj� ....isorurvature..., nebo�
celkov� hustota syst�mu z�st�v� konstantn� a nem�n�
zak�iven� prostoru. .. ....
- Adiabatick�, kde se lok�ln� m�n� hustota
hmoty-energie. Zm�na je pops�na vztahem drr/rr = (4/3). (drm/rm).
Adiabatick� perturbace jsou t� perturbacemi k�ivosti,
proto�e gravita�n� vyvol�vaj� nehomogenity v prostorov�m
zak�iven�.
��Z geometrick�ho hlediska
fluktuace zak�iven� prostoro�asu mohou b�t dvoj�ho typu :
- Skal�rn� fluktuace, zp�sobeb�
nehomogenitami v rozlo�en� hmoty. P�edpokl�d� se, �e
po��te�n� p�vod t�chto nehomogenit by mohl b�t v
kvantov�ch fluktuac�ch modelov�ho skal�rn�ho pole (f) kter� vyvolalo infla�n� expanzi velmi
ran�ho vesm�ru. Mikroskopick� fluktuace se inflac� zv�t�ily
na makroskopickou �rove� a pozd�ji se rozvinuly jako z�rodky
pro zformov�n� velkorozm�rov�ch struktur, kup galaxi� a
galaxi� (�5.5, pas� "Z�rode�n� nehomogenity a velkorozm�rov�
struktura vesm�ru").
- Tenzorov� fluktuace, vyvolan� gravita�n�mi
vlnami poch�zej�c�mi z bou�liv�ch d�j� velmi ran�ch
obdob� vzniku vesm�ru (gravita�n� vlny
jsou v obecn� teorii relativity popisov�ny vztahy mezi
tenzorov�mi veli�inami - slol�kami metrick�ho tenzoru a
tenzoru k�ivosti; je podrobn� rozeb�r�no v �2.7 "Gravita�n�
vlny"). Tyto gravita�n� vlny nemus� b�t v�z�ny p��mo
na hmotu. Zp�sobuj� kvadrup�lov� deformace metriky, mohly by
vyvol�vat speci�ln� polarizaci (B-m�d) reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� (dosud nebylo prok�z�no, z kosmologick�ho hlediska je
tento typ fluktuac� pravd�podobn� zanedbateln�).
��Fluktuace (perturbace, lok�ln� nehomogenita) kosmick�
hmoty se d� vyj�d�it jako relativn� rozd�l m�stn�
aktu�ln� hustoty od pr�m�rn�: dr(x,t)
= [r(x,t) - <r>]/<r>, kde r(x,t) je okam�it�
hustota v m�st� o sou�adnic�ch x v �ase t (v souputuj�c� kosmologick� vzta�n� soustav�) a <r> je pr�m�rn� hustota hmoty ve velk�m okoln�m
regionu. Z hlediska evoluce struktur ve vesm�ru je velmi
d�le�it� pom�rn� zastoupen� r�zn� velk�ch
primordi�ln�ch fluktuac� - spektrum t�chto
fluktuac�. Pro kvantitativn� vyhodnocov�n� spektra fluktuac�
se prov�d� Fourirovsk� anal�za: fluktuace dr(x,t) se rozlo�� na superpozici
harmonick�ch funkc� dr(x,t) = kSdkr.e-ik.x, jejich� zastoupen� je
pops�no jako funkce dkr(k) pomoc�
vlnov�ho koeficientu k (ve Fourierovsk�
frekven�n� oblasti). Velikost fluktuac� se pak popisuje
pomoc� "v�konov�ho spektra" P(k) ~ (k3/4p2).|dkr|2. Spektrum fluktuac� hustoty se
potom modeluje pomoc� mocninn� funkce P(k) = P0(k) . kns-1.
Exponent ns se naz�v� spektr�ln�
index fluktuac�. Pro ns=1 se jedn� o ploch� spektrum - �k�lov�
invariantn� fluktuace, ve kter�m jsou v�echny velikosti
fluktuac� rovnom�rn� zastoupeny (jak
p�edpokl�dali Harrison a Zeldovi�).
��Pro kosmologick� formov�n� velkorozm�rov�
hmotn� struktury d�le z�le�� na normalizovan� prostorov�
"hustot�" hmotnostn�ch fluktuac� P(k), pro kterou se
zavedla kvantifikace jako st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty
ve sf��e o polom�ru 8 h-1 Mpc; ozna�uje se s8 (polom�r
8 h-1 Mpc
byl zvolen proto, �e zhruba odpov�d� typick�mu m���tku
mas�vn�ch kup galaxi�). Hodnota s8
vych�z� kolem 0,8. ....... ......
��Nehomogenity hmoty ve vesm�ru
indukuj� zm�ny - perturbace, fluktuace gravita�n�ho pole,
neboli fluktuace zak�iven� prostoru. Amplituda fluktuac�
zak�iven� prostoru se kvantifikuje pomoc� parametru DR2, kter� vyjad�uje velikost zm�n zak�iven� prostoru,
indukovan�ch fluktuacemi hustoty hmoty-energie. Podobn� jako
nehomogenity v hustot� hmoty (spektr�ln�
index fluktuac� a st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty) se kvantifikuje pomoc� Fourierovsk� harmonick�
anal�zy ve frekven�n� k-oblasti. Normaliza�n�
m���tko k0 se vol� 0,002 Mpc-1....
Pozn.: V odborn�ch
materi�lech z anal�zy mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� se
tento parametr DR2 n�kdy
zna�� As
a normaliza�n� m���tko se uv�d� ..... ...
Hustotn� akustick� oscilace
v plasmatick� l�tce�
Z�sta�me je�t� na chv�li v obdob� ran�ho hork�ho
vesm�ru, zapln�n�ho hustou plasmou elektron�, foton� a
baryon� (proton�, neutron�, pozd�ji i
jader h�lia). P�sobila mezi nimi
v�razn� elektromagnetick� interakce, plasma se chovala jako stla�iteln�
kapalina. V tomto dynamick�m rychle expanduj�c�m
prost�ed� mohly fluktuacemi a perturbacemi *) vznikat oblasti s
vy���mi a ni���mi hustotami plasmy, mezi nimi� tlakov�
rozd�ly a obr�cen� p�sob�c� s�ly gravitace mohly
vyvol�vat oscilace, podobn� zvukov�m
vln�m ve vzduchu (plasmatick� vlny
jsou zn�m� i z laboratorn�ch experiment�).
*) Vedle tubulenc�
mohly v�choz� fluktuace a perturbace v plasm� dominantn�
poch�zet z primordi�ln�ho infla�n�ho rozta�en� stochastick�ch
kvantov�ch fluktuac� infla�n�
epochy - srov. diskusi v �5.5
"Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.", pas�i "Z�rode�n� nehomogenity a velkorozm�rov�
struktura vesm�ru".
��Tyto
"akustick� vlny" se pohybovaly sm�rem ven z
hyperdenzitn� oblasti, rychlost� z�visej�c� na hustot� a
teplot� plasmy (rychlost ���en�
plasmatick� vlny se zde odhaduje na cca c/2). Tato rychlost vs (rychlost "zvuku") ve sm�sn� foton-baryonov� plasm� je: vs2 = dp/dr = .pg/( .rg + .rB), kde p je tlak, r hustota, horn� te�ky znamenaj� �asovou derivaci,
indexy g
a B ozna�uj� fotonovou a byryonovou slo�ku. Dosazen�m za
�asov� derivace tlaku a hustot (z
Fridmanovy a stavov� rovnice) lze pro tuto
rychlost z�skat vztah vs2 = (4c2rg/3)/(4rg + 3rB) = (c2/3)/(1 + 3rB/4rg). ��m
v�t�� je hustota baryon� rB, t�m men�� je
rychlost "zvuku" vs.
��Po
rekombinaci ji� fotony p�estaly interagovat s plasmou, ��m�
se uvolnil tlak v hustotn� vln� plasmy, jej� expanze se
zastavila a "zamrzla" v p��slu�n�m m�st�.
Vzd�lenost kterou vlna takto urazila p�ed rekombinac� se
n�kdy naz�v� "zvukov�" horizont ds = a .
� (vs/a) dt, kde a je �k�lov� faktor (integruje se
v rozmez� �asov�ho trv�n� �ry radia�n� dominuj�c�
plasmy). Plasmatick� hustotn� oscilace vtiskly ur�it� stopy
do distribuce hmoty ran�ho vesm�ru. Drobn� nehomogenity se
kosmologickou expanz� rozt�hly na t�m�� 500 milion�
sv�leln�ch let v nyn�j��m vesm�ru.
��Tyto "zamrzl�" oblasti se zv��enou
hustotou pak p�itahovaly v�ce hmoty ne� oblasti m�rn�
�id��. Vznikl� mal� nehomogenity v ran�m vesm�ru fungovaly
jako gravita�n� "z�rodky-sem�nka" pro budov�n�
pozd�j��ch velk�ch struktur v ��e l�tky. Z t�chto
nehomogenit pozd�ji
vznikly galaxie a kupy galaxi�.
��Je�t� p�edt�m, ji� p�i rekombinaci,
zanechaly tyto "akustick� fluktuace" plasmatick�
l�tky ur�it� charakteristick� stopy v drobn�ch nehomogenit�ch
reliktn�ho z��en�. Takto vznikl� nehomogenity (na �rovni pouh�ch milikelvin�)
se v posledn� dob� da�� zobrazit v �hlov�m spektru
teplotn�ch fluktuac� reliktn�ho z�en�, viz n�e
pas� "Reliktn� mikrovlnn� z��en�",
obr.G5.CMB c).
Pozn.: Tyto plasmatick� hustotn� vlny-oscilace se t�
naz�vaj� baryonov� akustick� oscilace (BAO),
nebo� hlavn� hmotnostn� slo�kou plasmy jsou baryony,
kter� jsou i z�kladem - atomov�mi j�dry - viditeln� a
absorbuj�c� hmoty ve vesm�ru.
Po "rekombinaci" �i "deionizaci" skon�ila �ra voln�ch elektron�, doch�z� ke "zpr�hledn�n�" l�tky pro elektromagnetick� z��en� a t�m k odd�len� z��en� od l�tky; energie foton� tohoto z��en� pak od t� doby klesala pouze vlivem rozp�n�n� vesm�ru, nez�visle na chov�n� l�tky. Skon�ilo obdob� ran�ho hork�ho vesm�ru, velk�ho t�esku. Nastupuje nejdel�� �ra vesm�ru :
Jak a kdy ve vesm�ru dominuje z��en�
nebo l�tka ?
Na tuto ot�zku se m��eme d�vat ze dvou hledisek :
1. Gravita�n� p�evl�d�n� - vliv na
dynamiku kosmologick� expanze,
podle rovnice (5.40), kde relativn� zastoupen� energie nesen�
z��en�m (a relativistick�mi ��sticemi) Wrad vede k �asov� dynamice expanze
a(t) ~ t 1/2 , zat�mco energie l�tky (tvo�en�
nerelativistick�mi ��sticemi) Wm zp�sobuje kosmologickou expanzi
podle z�vislosti a(t) ~ t
2/3. P�i evoluci vesm�ru v leptonov� ��e
jednozna�n� dominuje z��en� a dynamika kosmologick� expanze
je a(t) ~ t 1/2. V n�sleduj�c� ��e z��en� to
zpo��tku plat� rovn�, ale pozd�ji se radiace vlivem
expanze postupn� roz�e�uje a v�t�� zastoupen� postupn�
z�sk�v� l�tka, tak�e dynamika expanze plynule
p�ech�z� z
a(t) ~ t 1/2 do a(t) ~ t 2/3. V �ase cca 50 000 let, co� je
st�le hluboko v ��e z��en�, kdy l�tka je nepr�hledn�,
ji� za�ne p�evl�dat dominace l�tky s dynamikou expanze a(t)
~ t 2/3.
2. Fyzik�ln� v�znamnost
pro d�je prob�haj�c� v l�tce zapl�uj�c� vesm�r.
Rozhran� mezi �rou l�tky a z��en� zde tvo�� pokles
energie kvant z��en� pod ioniza�n� �rove� atom� vod�ku,
cca 3000 �K, kdy mohlo doj�t k vazb� elektron�
do atom� a k fyzik�ln�mu odd�len� fotonov�ho z��en� od
plynn� l�tky. To pak vedlo k astrofyzik�ln�m proces�m
vedouc�m ke vzniku bohat� struktury vesm�ru.
��V t�to kapitole zab�vaj�c� se
fyzik�ln� kosmologii pro n�s bude d�le�it� p�edev��m
krit�rium 2.
��Prvn� miliony let
�ry l�tky, p�edgalaktick�
obdob�,
lze ozna�it jako obdob� temna - po��te�n� mohutn�
z�blesk velk�ho t�esku ji� pohasl a v d�sledku expanze
vesm�ru se jeho vlnov� d�lky z p�vodn�ho g-z��en� p�esunuly do oblasti
infra�erven�ho z��en�. Temnotu prostoru zapln�n�ho
chladnouc�m plynem, infra�erven�m a mikrovlnn�m z��en�m,
je�t� neosv�tlovaly ��dn� hv�zdy.
��V tomto obdob�, trvaj�c�m asi 200
milion� let, se zd�nliv� nic dramatick�ho ned�lo, vesm�r se
rozp�nal a v�razn� chladnul. Gravitace v�ak ji� skryt�
pracovala na nejd�le�it�j��m procesu �ry l�tky, kter�m je
zhu��ov�n� obrovsk�ch oblak� vod�ku a
h�lia, vedouc� k vytv��en� v�razn�ch velkorozm�rov�ch
struktur ve
vesm�ru - formov�n� galaxi� a kup galaxi�, v nich�
posl�ze vznikaly prvn� hv�zdy *).
*) Hv�zdy
prvn� generace, kter� vznikaly v obdob� kolem
100-200 milion� let po velk�m t�esku z hust�ch oblak�
vod�ku a h�lia (jin� prvky tehdy je�t� ve vesm�ru prakticky
nebyly), m�ly pravd�podobn� zna�n� velk�
hmotnosti
cca 100-300 M�, mo�n� i 1000M�! Podle
z�konitost� hv�zdn� evoluce (�4.1
"Gravitace a evoluce hv�zd") se
proto vyv�jely velice rychle - po zhruba 3-5 milionech let
(nejhmotn�j�� mo�n� �ily jen statis�ce let) vybuchovaly
jako supernovy (�i hypernovy) a vnesly do mezihv�zdn� hmoty
t잚� prvky, kter� v nich termonukle�rn� synt�zou
vznikly. Dal�� generace hv�zd, kter� vznikaly z t�to l�tky
obohacen� o t잚� prvky, ji� nedosahovaly takov�ch
hmotnost� - p��tomnost t잚�ch
prvk� stimuluje �asn�j�� zap�len� termonukle�rn�ch
reakc�, tak�e hv�zda na sebe nesta�� "nabalit"
takov� mno�stv� hmoty v ��dk�m oblaku; jejich doba �ivota byla
stamiliony let a� n�kolik miliard let. Na�e Slunce vzniklo
patrn� a� jako hv�zda 3.generace z materi�lu, obohacen�ho po
v�buchu hv�zd 2.generace (a p�edt�m 1.generace).
��Po vzniku prvn�ch hv�zd skon�ilo obdob� temna
a vesm�r se op�t (ji� podruh�) rozz��il -
ale jin�m z��en�m ne� bylo to prvn� z velk�ho t�esku:
nyn� se jednalo o z��en� poch�zej�c� z roz�haven�ch
plyn� hv�zd, poh�n�n�ch p�edev��m energi� f�zn�ch termonukle�rn�ch
reakc� v nitru hv�zd (�4.1,
��st "Termonukle�rn� reakce v
nitru hv�zd"). Toto z��en� reionizovalo plyny ve vesm�ru, st�le
vznik� a osv�tluje vesm�r i nyn�. Po spot�ebov�n�
termonukle�rn�ho paliva (co� trvalo jen
��dov� miliony let) pak tyto hv�zdy
poskytly plyn obohacen� o t잚� prvky pro pozd�j��
hv�zdn� generace.
Formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru
Sou�asn� astrofyzika p�edpokl�d�, �e v d�sledku gravita�n�ho smr��ov�n� (kondenzace) lok�ln�ch
plynov�ch zhu�t�nin, kter� se nach�zely v jinak glob�ln�
homogenn�m vesm�ru, vznikala velk� seskupen� plynu a
vznikaj�c�ch hv�zd - galaxie.
��Etymologick� v�znam slova
"galaxie" poch�z� ze star�
�e�tiny, kde "galaxias kyklos" znamenal
"ml��n� kruh", tehdy jedin� zn�m�
rozs�hl� seskupen� pozorovan� ve vesmiru - na�e Ml��n�
dr�ha. Tehdy se ov�em nev�d�lo, �e je to obrovsk�
seskupen� miliard hv�zd. Pozorovala se jen slab� -
"ml��n�" - sv�t�c� mlhovina, zahnut� pruh
t�hnouc� se p�es celou no�n� oblohu.
��Slab� prvotn�
nehomogenity
(tj. lok�ln� odchylky metriky, hustoty
hmoty a pol�, rychlosti, pop�. entropie) musely existovat ji� v ran�ch f�z�ch
vesm�ru (bylo
diskutov�no v��e v pas�i "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Vedlo to k drobn�m rozd�l�m v
teplot�ch, kter� m��eme pozorovat i nyn� v kosmick�m
mikrovlnn�m pozad�. Tyto perturbace v�ak byly natolik mal�,
�e jejich vliv na glob�ln� procesy, jako je pr�b�h expanze
nebo prvotn� nukleosynth�zy, lze zanedbat. N�kter� oblasti
vesm�ru se v�ak rozp�naly o n�co pomaleji, posl�ze jejich
rozp�n�n� ustalo a za�aly se smr��ovat. V obdob� po
rekombinaci, v d�sledku gravita�n�ho p�itahov�n� okoln�
hmoty, "amplitudy" t�chto fluktuac� zv��en�
hustoty zna�n� vzr�staj�. V oblastech s v�t�� hustotou se
kosmick� hmota d�ky gravita�n� p�ita�livosti s postupem
�asu st�le v�ce koncentrovala. Vytv��ely se tak postupn�
jednotliv� zhu�t�niny o hmotnosti ��dov� ~1014 M� (z�rodky kup galaxi�) -
obr.5.5, k jejich� t�i�ti v d�sledku gravitace sm��uj�
mohutn� proudy plynu. P�i tomto adiabatick�m
stla�ov�n� se plyn zah��v� a vznikaj� turbulence
a r�zov� vlny. Pokud se vznikl� teplo vyz���, kontrakce
m��e pokra�ovat. J.B.Zeldovi� uk�zal [288], �e v pr�b�hu
�asu takov� zhu�t�niny nab�vaj� tvar disk�, jak�chsi gigantick�ch
"l�vanc�". Vlivem gravita�n� nestability se pak
tyto �tvary rozpadaj� na jednotliv� galaxie: cel�
"l�vanec" se postupn� p�em�n� na kupu galaxi�. Pro gravita�n� nestabilitu jsou
nejv�znamn�j�� dva protich�dn� procesy: gravitace sna��c� se soust�edit hmotu do
kompaktn�ch �tvar�, a tlak sna��c� se vyrovn�vat
ve�ker� nehomogenity v rozlo�en� hmoty. A t� odst�ediv� s�ly p�i rotaci.
![]() |
| Obr.5.5.
Uk�zka dvojrozm�rov�ho po��ta�ov�ho modelov�n�
vzniku velkorozm�rov� struktury vesm�ru (A.Melott, r.1982). Vlevo: V�choz� stav je t�m�� homogenn� rozlo�en� ��stic zn�zorn�n�ch k��ky. Uprost�ed: Za p��tomnosti mal�ch po��te�n�ch perturbac� se vlivem gravitace postupn� za��naj� ��stice zhlukovat. Vpravo: Nakonec se ��stice rozm�st� do "s�ovit�" struktury, obsahuj�c� v�razn� zhu�t�niny a naopak rozs�hl� t�m�� pr�zdn� oblasti. |
Detailn� fyzik�ln� procesy utv��en� galaxi� a kup galaxi� jsou velmi slo�it� - jedn� se o trojrozm�rnou neline�rn� hydrodynamiku kombinovanou s gravitac� a fyzikou p�enosu tepla vyza�ov�n�m (viz nap�. nov� podrobn� p�ehled v [200]) - a nejsou proto dosud zcela propracov�ny. Pozorovan� rozlo�en� galaxi� ve vesm�ru a existence rozs�hl�ch "pr�zdnot" o rozm�rech ~100�100�100 Mpc v�ak podporuje sc�n��, podle n�ho� velkorozm�rov� struktury hmoty ve vesm�ru se vyvinuly z po��te�n�ch mal�ch poruch p�soben�m gravita�n�ch nestabilit. Jedna z po��ta�ov�ch simulac� takov�ho procesu je na obr.5.5. P�vodn� t�m�� homogenn� rozlo�en� hmoty vlivem gravita�n�ch nestabilit postupn� nab�v� vl�knitou strukturu jak�si "kosmick� pavu�iny". V m���tc�ch stovek milion� sv�teln�ch let se rozlo�en� hmoty ve vesm�ru podob� spletit� s�ti pln� jemn�ch vl�ken, jejich� pr�se��ky �i "uzly" tvo�� kupy galaxi� (viz n�e). Tyto zhu�t�n� uzly hmotu vl�ken postupn� gravita�n� "po��raj�", ��m� se kupy zv�t�uj� (t� se mohou navz�jem p�ibli�ovat) a v okol� vznikaj� naopak rozs�hl� pr�zdnoty t�m�� bez galaxi�...
![]() |
Kosmick� "pavu�ina"
velkorozm�rov� struktury vesm�ru - prostorov�
distribuce galaxi� a kup galaxi�, mezi nimi� jsou
rozs�hl� pr�zdnoty. V��ez cca 30x20 miliard sv�teln�ch let. Po��ta�ov� obraz A.Z.Colvin |
�loha temn� hmoty ?
V sou�asn� dob� se zkoum� mo�nost, zda "lo�iska"
pro formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru by mohla
tvo�it temn� hmota (�5.6,
��st "Budouc�
v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota."), kter� je ve vesm�ru
p�tkr�t v�c ne� atom�rn� (baryonick�) l�tky. Temn� hmota
toti� t�m�� neinteraguje s vysokoenergetick�m z��en�m a
��sticemi, tak�e by se mohla za��t gravita�n� shlukovat
daleko d��ve po velk�m t�esku, ne� b�n�
"sv�t�c�" hmota. Kolem t�chto zhu�t�nin temn�
hmoty by se pak gravita�n�m p�itahov�n�m hromadila oblaka
b�n� l�tky, vod�ku a h�lia. Prvn� galaxie, vznikaj�c�
shlukov�n�m ji� dostate�n� ochlazen�ho plynu, by tak
nevznikaly na n�hodn�ch m�stech, ale v oblastech
koncentrace temn� hmoty, kter� ji� byly d��ve
zformov�ny..?..
�Hlubok� vakuum kosmick�ho
prostoru
Hmota, kter� zbyla po po��te�n� expanzi, v pr�b�hu dal��
evoluce podl�hala mnoha gravita�n�m kontrakc�m
a kolaps�m, p�i nich� vznikaly galaxie, hv�zdy, planety a
dal�� astronomick� objekty. Tyto procesy za sebou zanechaly hlubok�
vakuum mezi vznikl�mi strukturami. Prostor kter� se
nach�z� mezi t�lesy ve vesm�ru - kosmick�
prostor - v�ak nen� zcela pr�zdn�, ale obsahuje
velmi n�zkou hustotu ��stic (elektrony,
protony, atomy vod�ku a h�lia, elektromanetick� z��en�,
magnetick� pole, neutrina); podle
sou�asn�ch astrofyzik�ln�ch p�edstav i temnou hmotu a temnou
energii (�5.6, ��st "Budouc� v�voj vesm�ru.
Skryt�-temn� hmota." a
"Temn� energie a akcererovan� expanze vesm�ru"). Tato mezihv�zdn�
a mezigalaktick� hmota, navzdory sv� velmi
n�zk� hustot�, p�i obrovsk�ch prostorov�ch objemech hraje
d�le�itou �lohu v glob�ln� kosmologick� evoluci
vesm�ru !
Struktura a v�voj galaxi�
Galaxie jsou obrovsk� syst�my velk�ho po�tu hv�zd (��dov� a� stovek miliard), mlhovin, mezihv�zdn�ho plynu a prachu,
dr�en� pohromad� gravita�n� p�ita�livost�. V galaxi�ch
je obsa�eno i magnetick� pole, ��stice kosmick�ho z��en�,
elektromagnetick� vlny od radiovln a� po tvrd� z��en� gama.
Podle nyn�j��ch astronomick�ch poznatk� gravita�n�
dominantn� sou��st� galaxi� je patrn� temn�, nez���c�
hmota (viz �5.6, ��st "Budouc� v�voj vesm�ru.
Skryt�-temn� hmota."). Pokud tomu tak je, galaxie
vznikaly v jak�chsi "hlubok�ch t�n�ch" gravita�n�
zkondenzovan� temn� hmoty..?..
��Ran�
galaxie
Prvotn� galaxie bezprost�edn� po sv�m vzniku (po n�kolik milion� let) byly chaotick�mi
�tvary
pohybuj�c�ch se, sr�ej�c�ch a zhu��uj�c�ch se oblak�
plynu a prachu, v nich� postupn� vznikaly hv�zdy. Do
nyn�j��ho pom�rn� pravideln�ho spir�ln�ho a eliptick�ho
tvaru je zformovala koprodukce fyzik�ln�ch z�kon� mechaniky a
gravitace. Gravita�n� s�la, sm��uj�c� do st�edu galaxie,
je vyv�ena odst�edivou silou ob�n�ho
pohybu
hv�zd, plynu a ostatn�ho materi�lu p�ibli�n� stejn�m
sm�rem - galaxie jako celek rotuje kolem osy proch�zej�c� jej�m
st�edem. Krom� n�hodn�ch pohyb� r�zn�mi sm�ry a
rychlostmi p�evl�d� celkov� ob�n� pohyb kolem
gravita�n�ho st�edu (jak�hosi "t�i�t�")
galaxie. V�t�ina galaxi� m� proto glob�ln� tvar zplo�t�l�ho disku.
��Prvotn� galaxie po sv�m vzniku byly
podstatn� men�� ne� jsou nyn�j�� pozorovan�
galaxie - je�t� nesta�ily nashrom�dit velk� mno�stv�
hmoty. Vzhledem k vysok� hustot� plynu v nich v�ak z�hy
za�alo vznikat mnoho hv�zd. Vznikaly ob�� hv�zdy �ij�c�
pom�rn� k�tce, ale i hv�zdy slune�n�ch hmotnost� a mal�
�erven� trpasli�� hv�zdy s dlouhou �ivotnost�. Hv�zdy se
v galaxij�ch tvo�� neust�le, ale s r�znou rychlost�. V
prvotn�ch galaxi�ch se hv�zdy 1.generace z vod�ku a h�lia
tvo�ily velmi rychle, ale �ada z nich z�hy explodovala jako
supernova. Z plyn� obohacen�ch o t잚� prvky pak vznikaly
nov� hv�zdy dal��ch generac�. Mohlo doch�zet k do�asn�mu
vy�erp�n� "paliva"-plynu a t�m k �tlumu
hv�zdotvorby. V dal��ch etap�ch, kdy se op�t nahromadily
oblaky plyn�, p�ita�en�ch z okol� nebo vyvr�en�ch
p�edchoz� generac� hv�zd, op�t aktivita vzrostla. Ve
velk�ch galaxi�ch k t�mto �asov�m fluktuac�m
aktivity-hv�zdotvorby doch�z� ji� jen v relativn� mal�ch
okrsc�ch, cekov� pr�m�rn� aktivita z�st�v� zhruba
stejn�. V dlouh�ch �asov�ch obdob�ch ��dov� des�tky
miliard let v�ak z�konit� kles�, za cca 1015 let se ji� v�echno dostupn�
termonukle�rn� palivo vy�erp�, nov� hv�zdy ji� nebudou
vznikat, v galaxii budou sv�tit ji� jen b�l� trpasl�ci a
mal� infra�erven� hv�zdy.
���ern�
d�ry
"Mal�" �ern� d�ry hv�zdn�ch hmotnost� b�n�
vznikaj� p�i gravita�n�m kolapsu hv�zd s hmotnost� v�t��
ne� cca 10 M� po spot�ebov�n� ve�ker�ho
termonukle�rn�ho paliva. P�i sr�k�ch velk�ho mno�stv�
studen�ho plynu v dob� vzniku prvn�ch galaxi� v�ak mohly
vznikat velmi hmotn� kumulace, kter� zkolabovaly
p��mo -
bez zap�len� termonukle�rn�ch reakc� - do velk�ch �ern�ch d�r, kter� by pak mohly sr�kami
a nabalov�n�m dal��ho materi�lu nakonec vytvo�it
supermasivn� �ern� d�ry. Tento sc�n�� by mohl vysv�tlit
astrofyzik�ln� z�hadu, jak mohly v centru galaxi� pom�rn�
z�hy vznikat tak ob�� �ern� d�ry (�4.8,
pas� "Jak vznikly supermasivn� �ern� d�ry?").
Gigantick� �ern� d�ry by tak nevznikaly spojov�n�m velk�ho
mno�stv� zkolabovan�ch hv�zd jak se d��ve myslelo, ale
tvo�ily by se nez�visle na hv�zd�ch, sou�asn� s nimi, pokud by
bylo k dispozici velk� mno�stv� hust�ho chladn�ho plynu.
��Nebo dokonce snad je�t� d��ve, ne� by se v galaxii vytvo�ily prvn�
hv�zdy..?.. V takov�m p��pad� by se supermasivn� �ern�
d�ry mohly st�t z�rodky galaxi�, proto�e by na sebe za�aly
nabalovat okoln� plyn, z n�ho� by se pak kolem nich za�aly
tvo�it hv�zdy a jejich seskupen� - utvo�ila by se postupn�
nov� galaxie. Tento sc�n�� by byl p��sp�vkem k diskusi na
t�ma "Co vzniklo d��ve:
galaxie, nebo jej� centr�ln� gigantick� �ern� d�ra?".
�Vztah hmotnosti a rychlosti rotace galaxi�
- Tully-Fisherova z�vislost
��m v�t�� hmotnost m� galaxie, t�m rychleji
mus� rotovat pro vyv�en� sv� p�ita�liv�
gravitace odst�edivou silou. A masivn� galaxie maj� v�ce
hv�zd a tud� sv�t� v�ce ne� galaxie mal� - hmotnosti
galaxie je �m�rn� jej� sv�tivost. Z�vislost mezi sv�tivost� L
galaxi� a jejich maxim�ln� rychlost� rotace vmax na z�klad� astronomick�ch pozorov�n�
spir�ln�ch galaxi� empiricky zm��ili v r.1977 R.B.Tully a
J.R.Fisher. Tato z�vislost m� jednoduch� mocninn� tvar
����L ~ (vmax) b ��,
kde exponent b m� pon�kud r�zn� hodnoty v
z�vislosti na p�smu vlnov�ch d�lek pozorovan�ho z��en�: b = 3,0 v B-p�smu
kolem l=400nm,
b = 3,2 v I-p�smu l=800nm, b = 4,2 v H-p�smu
kolem l=1200nm.
Podobn� z�vislost na rotaci se o�ek�v� i pro celkovou
(baryonovou) hmotnost galaxie, kter� by m�la b�t �m�rn�
rychlosti rotace v mocnin� 3,5-4. Rychlost rotace galaxie m��e
b�t zm��ena na z�klad� doplerovsk�ho roz���en�
spektr�ln�ch �ar. To umo��uje stanovit absolutn�
sv�tivost galaxie L; tu pak porovn�me s
pozorovanou jasnost� ("hv�zdnou velikost�"), ��m�
z�sk�me v�slednou vzd�lenost galaxie. Tully-Fisher�v
vztah tak m��e b�t pou�it jako jedna z metod pro
stanoven� vzd�lenosti spir�ln�ch galaxi�
*), je jedn�m ze "stup�nk�" m���tek vzd�lenost�
v astronomii (�4.1, pas� "Stanoven�
vzd�lenost� vesm�rn�ch objekt� - z�kladn� podm�nka
astrofyziky").
*) Pro eliptick� galaxie p�ibli�n�
plat� analogick� Faber-Jackson�v vztah L ~ s 4
, mezi sv�tivost� L a centr�ln� disperz� s ob�n�ch rychlost�.
�Tvary galaxi�
Svou v�raznou a r�znorodou strukturou pat�� galaxie k nejzaj�mav�j��m a z estetick�ho
hlediska i nejkr�sn�j��m �tvar�m (spolu
s n�kter�mi mlhovinami), kter� m��eme v�t��mi dalekohledy
na no�n� obloze spat�it *).
*) Tyto n�dhern� �tvary - galaxie,
plynoprachov� mlhoviny, "planet�rn�" mlhoviny,
poz�statky po supernov�ch, v�cen�sobn� hv�zdn� soustavy -
byly d��v�j��m generac�m utajeny. Nejsou viditeln� o�ima
ani men��mi dalekohledy, teprve velk� dalekohledy a modern�
pozorovac� p��stroje umo��uj� tyto objekty spat�it se
v�emi kr�sn�mi detaily, a to nejen v optick�m oboru, ale i v
oboru radiov�ch vln, infra�erven�ho, UV, rentgenov�ho i gama
z��en�. Je�t� d�le�it�j�� ne� estetick� z�itek je
v�ak p��nos detailn�ho pozorov�n� vzd�len�ch vesm�rn�ch
objekt� pro pozn�n� stavby a v�voje vesm�ru,
jeho ��st� i vlastnost� hmoty v�bec..!..
��Podle tvaru �i vzhledu m��eme galaxie
d�lit do t�� z�kladn�ch skupin: spir�ln�, eliptick� a nepravideln�. �ada spir�ln�ch galaxi� m�
je�t� tzv. p���ku - �zk� p�s jasn�j��ch
hv�zd t�hnouc� se nap��� vnit�n� ��st� galaxie.
Spir�ln� tvar m� i "na�e" domovsk� galaxie Ml��n� dr�ha *).
*) M� tvar ploch�ho disku pr�m�ru asi
120 000 sv�teln�ch let a (centr�ln�) tlou��ky cca 2000
sv�teln�ch let, obsahuje t�m�� 400 miliard hv�zd. S na��
Slune�n� soustavou se nach�z�me uvnit� galaktick�ho disku,
asi 26 000 sv�teln�ch let od jeho st�edu. Na�i galaxii tak
pozorujeme z pr��ezu: jev� se n�m jako sv�tl�
p�s - "Ml��n� dr�ha"
- t�hnouc� se no�n� oblohou.
| P��klady typick�ch tvar� galaxi� : | Zdroj : Hubble Space Telescope | |
![]() |
||
| ������������Spir�ln� galaxie | ��������������������Eliptick� galaxie | ����Nepravideln� galaxie |
Doned�vna si
astronomov� mysleli, �e tvary a struktury galaxi� jsou v
dlouh�ch �asov�ch m���tc�ch nem�nn� a galaxi�m vlastn�, �e tyto
struktury pomalu rotuj� jako celek spolu s rotac� galaxie.
Anal�za detailn�j��ch pozorov�n� struktury zvl�t�
spir�ln�ch galaxi� v 60.letech v�ak p�ivedla astronomy k
jin� p�edstav�: �e spir�ln� ramena a p���ky nejsou
st�l�mi galaktick�mi strukturami, ale jsou jen p�echodn�mi oscilacemi �i vlnami vy��� hustoty
"galaktick�ho materi�lu", v nich� jsou hv�zdy
do�asn� v�ce nahu�t�ny ne� v okoln�ch m�stech. V
pr�b�hu evoluce tyto �tvary z�ejm� vznikaj� a zase
zanikaj� (chov�n�m hustotn�ch vln v
galaxi�ch a jejich matematick�m modelov�n�m se jako prvn�
zab�vali Ch.-Ch.Lin a F.H.Shu v r.1966). Tento proces prob�h� v �asov�ch
period�ch stamili�n� let, tak�e my vid�me jen
"okam�it� sn�mky" struktury galaxi�; kdybychom mohli zrychlen� pozorovat �adu takov�chto
sn�mk� po�izovan�ch v rozmez� mnoha mili�n� let, vid�li
bychom p�sobiv� dynamick� proces, p�i n�m�
by se struktura a vzhled galaxi� dramaticky m�nily..!..
���Na po��tku se galaxie z�ejm� rod�
jako v�cem�n� amorfn�
rotuj�c� disk plynu, prachu a postupn� vznikaj�c�ch
hv�zd. Jednotliv� hv�zdy i oblaka plynu ob�haj� kolem
st�edu galaxie po zhruba eliptick�ch drah�ch, kter� v�ak
nemaj� Keplerovsk� charakter. Gravita�n� pole galaxie nen�
centr�ln� symetrick� - nedominuje zde jedno v�razn�
centr�ln� t�leso, ale hlavn� ��st hmoty je rozlo�ena
spojit� v prostoru. To vede k v�razn� precesi eliptick�ch drah, kter� se na
konci ob�hu neuzav�raj� do p�esn� elipsy, ale o ur�it�
�hel se poka�d� pooto��, tvo�� jakousi r��ici (analogick� situace jako v �4.3, pas� "Precese
eliptick� dr�hy ve Schwarzschildov� poli", obr.4.12, jen
p���ina je jin�).
���Pokud jsou hv�zdn� dr�hy orientov�ny
n�hodn� a rotuj� s v�razn� odli�n�mi rychlostmi, ��dn�
galaktick� struktura nevznik�. Po��ta�ov� simulace ukazuj�
(........), �e za ur�it�ch okolnost� se mohou dr�hy hv�zd a
ostatn� l�tky ��ste�n� "zesynchronizovat",
p�i�em� vz�jemn� gravitace m��e tento stav do�asn�
zafixovat; v�t�ina eliptick�ch drah pak rotuje se stejnou
rychlost�, p�i�em� ka�d� elipsa je v��i sousedn�m
m�rn� pooto�en�. V m�stech, kde se elipsy potk�vaj�, je
koncentrace hv�zd nejvy���. Osy drah jsou postupn� st�le
v�ce pooto�en�, ��m� vznik� oblast zv��en� hustoty ve
tvaru spir�ln� zak�iven� ��ry. Pokud jsou ob�n� dr�hy
hv�zd pobl� st�edu galaxie sv�mi osami p�ibli�n�
srovnan�, vznikne nav�c oblast zv��en� hustoty pod�l jejich
hlavn� osy - projev� se jako p���ka.
��Uveden� kinematick� mechanismus vzniku galaktick�ch
struktur je jen jednou z mo�nost�. Dal�� aspekty, jako je
�loha galaktick�ho plynu odn�ej�c�ho moment hybnosti, �i
mezigalaktick�ho plynu p�it�kaj�c�ho z okoln�ho vesm�ru,
zb�v� teprve prozkoumat.
��O vzniku a evoluci
hv�zd v r�mci galaxi� je podrobn�ji pojedn�no v
�4.1 "�loha gravitace p�i vzniku a evoluci hv�zd", ��st "Vznik hv�zd" a "Evoluce hv�zd".
Gigantick� �ern�
d�ry v centru galaxi��
V centru v�t�iny galaxi� (a mo�n� ve v�ech..?..) se
nach�z� mas�vn� �ern� d�ra o hmotnosti
cca 106 -
1010 M� . Ta sice
obecn� tvo�� jen mal� zlomek hmotnosti galaxie, ale p�i
astronomick�m pozorov�n� m��e b�t dominantn�. Ve
vzd�len�m vesm�ru �asto pozorujeme aktivn� j�dra
galaxi� a kvasary (viz �4.8 "Astrofyzik�ln�
v�znam �ern�ch d�r", ��st
"Tlust� akre�n� disky.Kvasary"), kter� jsou jedn�mi z nejenergi�t�j��ch
proces� ve vesm�ru. Pro vlastn� dynamiku a pozdn� evoluci
galaxie v�ak tato centr�ln� �ern� d�ra patrn� nem�
��dn� podstatn� vliv, ale mohla se ��astnit procesu vzniku
galaxie - pokud ji� v t� dob� existovala..?..
Centr�ln� �ern� d�ry v galaxi�ch, v�etn� mo�n�ch
zp�sob� jejich vzniku, jsou diskutov�ny v �4.8, ��st "Tlust�
akre�n� disky.Kvasary".
�Gravita�n� interakce a "sr�ky"
galaxi�
Obrovsk� hmotnost galaxi�, tvo�en�ch miliardami hv�zd,
vzbuzuje v okoln�m vesm�ru siln�
a rozlehl� gravita�n� pole, kter�mi zvl�t�
"sousedn�" galaxie spolu vz�jemn� interaguj�
p�ita�liv�mi silami. V nejjednodu���m p��pad� to m��e ovliv�ovat trajektorie pohybu galaxi� ve vesm�ru -
zp�sobovat pekuli�rn� pohyby galaxi�, kter� mohou v
n�kter�ch oblastech p�ev�it nad v�eobecnou kosmologickou
expanz� a m�sto jejich vz�jemn�ho vzdalov�n� zp�sobit
p�ibli�ov�n� a nakonec i sr�ku. Struktura n�kter�ch
galaxi� tak m��e b�t v�razn� ovlivn�na jevy
souvisej�c�mi s t�sn�mi
interakcemi galaxi� - p�ita�liv� a slapov� s�ly,
pr�nik, sr�ka �i splynut�
galaxi�,
galaktick� "kanibalismus" (pohlcen�
men�� galaxie v�t�� galaxi�).
| R�zn� st�dia vz�jemn� interakce, sr�ky a splynut� dvou galaxi� | ||||
![]() |
||||
| ������������Sousedn� galaxie ����������������������Slapov� p�soben� ������������������������Za��tek sr�ky �����������������St�dium pomal�ho splynut� ���� ���Po vysokorychlostn� sr�ce | ||||
Dokud jsou dv� "sousedn�" galaxie
od sebe ve velk� vzd�lenosti >cca 300 000 sv�teln�ch let (na obr�zku vlevo), doch�z� jen
k nepatrn� vz�jemn� gravita�n� interakci, kter� se m��e
projevovat jen mal�mi zm�nami jejich tvaru. P�i p�ibl�en�
na vzd�lenost bli��� ne� cca 150 000 sv�teln�ch rok� od
sebe ji� za��naj� plyny a jednotliv� hv�zdy z okrajov�ch
oblast� p�et�kat mezi ob�ma galaxiemi a gravita�n�
radi�ln� a slapov� s�ly postupn� zkresluj� tvary galaxi�.
Mnoh� hv�zdy z obou p�vodn�ch galaxi� nyn� sleduj� nov�
trajektorie ovlivn�n� nov�mi gravita�n�mi efekty. P�i t�sn�m p�ibl�en� se spir�lovit� tvary
postupn� deformuj� slapov�mi silami. Ka�d� hv�zda bude
ob�hat kolem aktu�ln�ho m�stn�ho t�i�t�; to u�uje
jej� p��slu�nost k jedn� nebo druh� galaxii, �i pozd�ji k
ob�� galaxii vznikl� slo�en�m obou. Na p�edposledn�m
obr�zku vpravo je nepravideln� galaxie NGC 6052, kter� se
nach�z� v souhv�zd� Herkula asi 230 milion� sv�teln�ch let
daleko. Pozoroval ji ji� v r.1783 W.Herschel jako slabou
nepravidelnou mlhovinu. Detailn� obr�zek po��zen� kamerou
WFPC2 na Hubble kosmick�m teleskopu v�ak nyn� uk�zal, �e NGC
6052 se ve skute�nosti skl�d� ze dvou galaxi�,
kter� jsou v procesu vz�jemn� sr�ky a splynut�,
trvaj�c� po dobu ji� mnoha milion� let! Spektrometricky se
pozoruj� slo�ky s opa�n�mi sm�ry pohybu. Posledn� sn�mek
vpravo ukazuje dv� zdeformovan� galaxie dlouho dobu po vysokorychlostn�
sr�ce; prolet�ly jedna skrz druhou, ji� se od sebe
vzdaluj�, ale jsou je�t� st�le spojeny vl�kny ionizovan�ho
plynn�ho vod�ku d�lky cca 400 000 sv�teln�ch let.
��Ve vzd�len� minulosti n�kolika miliard let byly
vz�jemn� sr�ky galaxi� pravd�podobn� velmi �ast�,
nebo� vzd�lenosti mezi nimi byly mnohem men�� ne� jsou
nyn�. O t�chto �etn�ch sr�k�ch sv�d�� velk� po�et
pozorovan�ch nepravideln�ch galaxi�. Kone�n� v�sledek
interakce �i sr�ky dvou galaxi� z�vis� na �ad�
okolnost�, p�edev��m :
-> Na
velikosti a typu obou galaxi�, mno�stv�
mezihv�zdn�ho plynu, z�vis� detaily utv��en� v�sledn�ch
lok�ln�ch struktur .
-> Na
vz�jemn� orientaci obou galaxi� - zda se sr�ej� nejd��ve
sv�mi okrajov�mi disky, nebo "plo�n�" i sv�mi
j�dry.
-> Na
impaktn�m parametru sr�ky - zda se sr�ej� jen
perifern� nebo p��mo "�eln�". P�i impaktn�m
parametru podstatn� v�t��m ne� je polom�r galaxi� se jen
zak�iv� dr�hy pohybu obou galaxi�, kter� budou pokra�ovat
ve sv�m pohybu zm�n�n�mi sm�ry, p�i jen nepatrn�m
ovlivn�n� jejich vnit�n� struktury a dynamiky. Po ur�itou
dobu by t� galaxie mohly ob�hat kolem sebe. V�znamn�
interakce �i dokonce sr�ka m��e nastat jen p�i impaktn�m
parametru bl�zk�m nebo men��m ne� je sou�et polom�r� obou
galaxi�.
-> Na
rychlosti sr�ky vzhledem k �nikov� rychlosti z
gravita�n�ho pole jedn� �i druh� galaxie nebo z v�sledn�
galaxie po slou�en�. P�i pomalej��ch rychlostech sr�ky
vzhledem k �nikov� rychlosti bude v�sledkem slou�en� velk�
nepravideln� galaxie, kter� z�stane v�z�na v m�st�
sr�ky. P�i vysok� kolizn� rychlosti, vy��� ne�
�nikov�, se ob� galaxie protnou, zdeformuj� sv�j tvar a
budou pokra�ovat v pohybu od sebe (posledn�
obr�zek vpravo)
sn�enou rychlost� a zm�n�n�mi sm�ry. Ur�it� zbytek se
n�kdy m��e odpojit a z�stat v bl�zkosti m�sta kolize.
Takov�ch nepravideln�ch galaxi� po vz�jemn�ch sr�k�ch je
jist� cel� �ada, ale jejich p�i�azen� p�vodn�m galaxi�m
je nyn� ji� problematick�.
��Sr�ka dvou
galaxi� by
se na prvn� pohled mohla jevit jako obrovsk�
vesm�rn� katastrofa. Opak je v�ak pravdou! Vz�jemn�
vzd�lenosti hv�zd v galaxi�ch jsou toti� natolik obrovsk� (n�kolik sv�teln�ch let), �e pravd�podobnost vz�jemn� sr�ky
hv�zd je nepatrn� (��dn� hv�zdy se
nesraz�), ani
nedojde k ovlivn�n� planet�rn�ch soustav. Ob� sr�ej�c�
se galaxie se jen vz�jemn� proniknou a "sm�s�" se (to vz�jemn� prol�n�n� je pozvoln�, trv� miliony
let). Kdyby se na�e
Ml��n� dr�ha srazila s galaxi� v Andromed�, my na Zemi ani
ve Slune�n� soustav� bychom nic nepoc�tili, pouze bychom
pozorovali nov� hv�zdy... P�i sr�ce galaxi� se v�ak
sr�ej� rozs�hl� oblaka
mezihv�zdn�ho plynu, zhu��uj� se a postupn� kondenzuj�,
co� nastartuje vznik velk�ho
po�tu nov�ch hv�zd. Atomy
mezihv�zdn�ho plynu by na sebe zpo��tku nar�ely vysokou
rychlost�, co� by zp�sobovalo jejich excitace a ionizace,
emise rychl�ch elektron� doprov�zen� vyza�ov�n�m radiovln.
��Pro spir�ln� galaktick� struktury jsou
sr�kov� procesy v�t�inou destruktivn� - gravita�n� poruchy
"rozlad�" ob�n� dr�hy hv�zd, zanech�vaj� po
sob� eliptickou �i nepravidelnou galaxii, bez spir�ln�
struktury. Mnoho hv�zd je gravita�n�mi silami vyvr�eno ven z
galaxie.
�Sr�ka Ml��n� dr�hy s Andromedou ?
Na�e galaxie Ml��n� dr�ha a M31 v Andromed� jsou dv�
sousedn� galaxie vzd�len� nyn� cca 2,5 milion� sv�teln�ch
let, kter� se podle astronomick�ch pozorov�n� k sob�
p�ibli�uj� rychlost� asi 100-300 kilometr� za sekundu. Mohlo
by to ve vzd�len� budoucnosti, >4 miliardy let, vy�stit v kolizi
obou galaxi�. Tento p��mo�ar� z�v�r v�ak nen� �pln�
jist�. Kolem t�chto dvou dominantn�ch galaxi� ob�h�
n�kolik men��ch satelitn�ch galaxi�, jako je M33 u Andromedy
nebo Velk� Magellan�v oblak u Ml��n� dr�hy. Jejich
gravita�n� p�soben� m��e b�t zna�n� siln�, tak�e
dynamika galaktick�ho pohybu ji� nebude jen p��mo�arou
z�le�itost� dvou hlavn�ch galaxi�, ale m��e vznikat
slo�it�j�� "orbit�ln� tanec", p�i kter�m se
Andromeda s Ml��nou dr�hou mohou vz�jemn� p�ibl�it a
dvakr�t �i n�kolikr�t se ob�hnout, ani� by do�lo k
p��m� kolizi.
��Za t�ch 4-5 miliard let, kdy by mohlo doj�t k
t�mto proces�m, ji� Zem� zcela jist� nebude obyvateln�
a mo�n� u� ani nebude existovat. Slunce ke konci sv�ho
�ivota po vy�erp�n� vod�ku, ve stadiu �erven�ho obra,
sp�l� na popel povrch Zem� (oce�ny se
vypa��, atmosf�ra unikne a povrch se roz�hav� v pou�� bez
�ivota), nebo Zemi zcela pohlt� (bylo diskutov�no v �4.2, ��sti "Evoluce
hv�zd", pas�i "Spalov�n�
h�lia").
�Kupy galaxi�
Jednotliv� galaxie v�t�inou nejsou v rozlehl�ch prostor�ch
vesm�ru osamocen� a izolovan�, ale jsou sdru�eny do
v�t��ch syst�m� zvan�ch kupy
galaxi� (vznik kup galaxi� v �asn�ch obdob�ch �ry l�tky
byl diskutov�n v��e v souvislosti s obr.5.5). Na�e galaxie Ml��n� dr�ha je sou��st� tzv. M�stn�
skupiny galaxi�,
obsahuj�c� cca 50 nejbli���ch galaxi� v okruhu asi 7
milion� sv�teln�ch let. A ta je za�len�na do Kupy galaxi� v Pann� o velikosti cca 50 milion� sv�teln�ch
let, obsahuj�c� v�ce ne� 1000 galaxi�. A galaktick� kupy se
d�le sdru�uj� do gigantick�ch nadkup
(supercluster�) galaxi�, rozprost�en�ch p�es 100 mil�n�
sv�teln�ch let a obsahuj�c�ch stovky tis�c galaxi�.
��Galaxie jsou v galaktick�ch kup�ch a
nadkup�ch (��ste�n�) gravita�n�
v�zan�.
Vykon�vaj� dva druhy pohyb� :
1. Vz�jemn� vzdalov�n� galaxi� podle Hubblova z�kona
v d�sledku v�eobecn� kosmologick� expanze.
2. Vlastn�, individu�ln� - pekuli�rn� - pohyby galaxi�, kter� se
p�ekl�daj� p�es kosmologickou expanzi. Jsou zp�soben� gravita�n� interakc� s velk�mi nahromad�n�mi hmoty
v okoln�ch galaxi�ch.
��Kdyby neprob�hala kosmologick� expanze,
gravita�n�m p�itahov�n�m vyvolan� pekuli�rn� pohyb
galaxi� by zp�sobil, �e v�echny galaxie v kup� (�i kupy
galaxi� v nadkup�) by se postupn� shlukly do jedin�
gravita�n� v�zan� struktury, jak�si ob��
"supergalaxie". Za st�vaj�c� situace v�ak
vykon�vaj� galaxie p�edev��m rozb�hav� kosmologick� pohyb, jen m�rn�
modifikovan� vz�jemn�m gravita�n�m p�itahov�n�m. Jsou
v�ak m�sta, kde gravita�n� p�ita�livost
"vyhr�la" boj s kosmologickou expanz� a lok�ln� zde
prob�h� p�ibli�ov�n� galaxi� (bylo
podrobn�ji rozeb�r�no v��e "Gravita�n�
interakce a sr�ky galaxi�"). Pozorujeme to v i na�� M�stn� skupin� galaxi�: nap�. sousedn� galaxie
v Andromed�,
vzd�len� 2,5 mili�n� sv�teln�ch let, se sm�rem k na��
galaxii pohybuje pekuli�rn� rychlost� 110 km/s. Asi za 4 miliardy let se mo�n� "sraz�"
- �i l�pe �e�eno proniknou - s na��
galaxi� a ob� galaxie se nakonec p�em�n� na jednu velkou
eliptickou galaxii.
Pozn.: Na�e
slune�n� soustava nebude touto sr�kou pravd�podobn� nijak
p��mo posti�ena. Vzd�lenosti mezi hv�zdami jsou natolik
obrovsk�, �e ��dn� dv� hv�zdy se p�i sr�ce galaxi�
asi nedostanou k sob� dost bl�zko na to, aby se srazily, �i se
gravita�n� v�razn�ji ovlivnily. Na�e slune�n� soustava se
v�ak po sr�ce pravd�podobn� odsune d�l od st�edu, p��p.
by mohla b�t ze vznikaj�c� slou�en� galaxie odmr�t�na...
��V kosmologicky+lok�ln�
gravita�n� zak�iven�m prostoro�ase vykon�vaj�
galaxie v kup�ch (a kupy galaxi� v nadkup�ch) velmi slo�it� pohyby, jejich� detaily zat�m nezn�me a
jejich� zmapov�n� bude d�le�it�m �kolem budouc�ch
velkorozm�rov�ch p�ehl�dek oblohy hlubok�ho vesm�ru.
Anal�za pekuli�rn�ch pohyb� galaxi� a galaktick�ch kup n�m
nejen uk�e na�e m�sto v rozlehl�m vesm�ru, ale pomohla by
n�m i zmapovat distribuci temn�
hmoty ve
vesm�ru.
�Ve vesm�ru se
v�echno velmi rychle pohybuje a rotuje
Rychlosti, jak�mi se pohybuj� makroskopick� t�lesa a my lid�
zde na Zemi, jsou z vesm�rn�ho hlediska velmi mal�. Na druh�
stran�, i kdy� klidn� sed�me a "ned�l�me nic",
jsme nehybn� jen zd�nliv�. Spolu s na�� planetou ob�h�me
okolo Slunce rychlost� asi 30 km/s, Slunce s na�� planet�rn�
soustavou pak ob�h� galaktick� st�ed rychlost� cca 200
kilometr� za sekundu. A na�e galaxie Ml��n� dr�ha se (spolu s celou M�stn� skupinou galaxi�) ��t� pekuli�rn� rychlost� v�t�� ne� 600 km/s
sm�rem k rozs�hl� koncentraci hmoty (ve
sm�ru Kentaura) v r�mci nadkupy galaxi�
v Pann�. Vz�jemn� rychlosti rozb�h�n� galaxi� v d�sledku
kosmologick� expanze jsou pak �asto je�t� podstatn�
vy���..!..
��A podobn� v mikrosv�t�, kde
elektrony v atomech ob�haj� kolem jader rychlostmi des�tky a�
stovky tis�c kilometr� za sekundu... Pouze v na�em b�n�m makrosv�t�,
kde atomy a molekuly vytv��ej� krystalick� pevnol�tkov� �i
kapalinov� struktury, mohou takto strukturovan� makroskopick� t�lesa
zauj�mat vz�jemn� nehybn� klidov� pozice.
��Krom� rychl�ch pohyb� ve vesm�ru t�m��
v�echno rotuje - je podrobn�ji diskutov�no v
�4.1, pas�i "Rotace ve vesm�ru", ze kter� zde pro n�zornost znovu uvedeme
obr�zek :
![]() |
Plyny ve vesm�ru jsou distribuov�ny nehomogenn� a p�i jejich proud�n� vznikaj� turbulence. Vede to k rota�n�mu pohybu kosmick� l�tky v r�zn�ch okrsc�ch. Tato rotace se pak p�en�� na vznikaj�c� kosmick� struktury - galaxie, hv�zdy, planety. Dal�� rotace pak vznik� p�i jejich pohybech a vz�jemn�m p�soben�. |
�Rotuje
cel� vesm�r
? - asi ne
...
V�echny shora zm�n�n� rotace lok�ln�ch struktur - hv�zd,
mlhovin, galaxi�, planet ... - prob�haj� r�zn�mi rychlostmi
a v podstat� v n�hodn�ch sm�rech. Nov�
pozorov�n� v�konn�mi kosmick�mi teleskopy v�ak uk�zala
n�kter� asymetrie v pohybu vzd�len�ch galaxi�. T�m�� 2/3
pozorovan�ch galaxi� �dajn� roruj� doprava (ve sm�ru
hodinov�ch ru�i�ek) a poze 1/3 opa�n�. Vyskytly se proto
spekulace, �e rotuje i vesm�r jako celek..?..
��Mo�n� vysv�tlen� by mohlo souviset s rotac�
na�� Ml��n� dr�hy, co� ovliv�uje na�e pozorov�n� -
galaxie rotuj�c� opa�n�m sm�rem se n�m jev� jasn�j�� a
proto je jich ve vzd�len�m vesm�ru pozorov�no relativn� v�t��
mno�srv�.
Hustota
a distribuce hmoty ve vesm�ru
Ve�ker� hmota (l�tka, pole, ��stice,
z��en�) je v nesm�rn� rozlehl�ch
prostor�ch sou�asn�ho vesm�ru rozlo�ena velmi nehomogenn�.
Od prakticky nulov� hustoty v mezigalaktick�m prostoru, p�es
velmi ��dk� plyny v mezihv�zdn�m prostoru v�etn� mlhovin,
zna�n� koncentrace ve hv�zd�ch a planet�ch, a� k obrovsk�m
hustot�m uvnit� b�l�ch trpaslik� a neutronov�ch hv�zd. Na
sch�matick�m obr�zku n�e jsou vyzna�eny r�zn� typick� regiony
a objekty ve vesm�ru, pro kter� jsou v tabulce
uvedeny jejich pr�m�rn� hustoty v hmotnostn�ch jednotk�ch
[kg/m3] a
v atomov�-byryonov� hustot� [po�et atom�/m3] :
| R�zn� oblasti a objekty ve vesm�ru : | |
![]() |
|
| Pr�m�rn� hustota hmoty v r�zn�ch oblastech a objektech ve vesm�ru : |
| Oblasti nebo objekty | Hustota hmoty [kg/m3] | Hustota hmoty [atomy/m3] |
| Velk� pr�zdnoty | < 10-30 g/km3 | < 10-3 atom�/km3 |
| Mezigalaktick� prostor | ~ 2 x 10-27 g/m3 | ~ 1 atom/m3 |
| Mezihv�zdn� prostor | 10-23 - 10-24 g/m3 | 20 - 50 atom�/cm3 |
| Mlhoviny | 10-25 - 10-23 g/m3 | 102 - 104 atom�/cm3 |
| Hv�zdy hlavn� posloupnosti | 0,5 - 5 g/cm3 | (2 - 20) x 1026 atom�/cm3 |
| Centr�ln� hustota j�dra hv�zd | 100 - 500 g/cm3 | (5 - 25) x 1028 atom�/cm3 |
| Planety - plynn� ob�i | 0,1 - 20 g/cm3 | (1 - 200) x 1027 atom�/cm3 |
| Planety - terestrick� | 3 - 6 g/cm3 | (12 - 25) x 1027 baryon�/cm3 |
| B�l� trpasl�ci | 104 - 107 g/cm3 | 1031 - 1034 baryon�/cm3 |
| Neutronov� hv�zdy | 1014 g/cm3 | ~ 5 x 1040 neutron�/cm3 |
| �ern� d�ry | ? � - singularita ? | - |
| Pr�m�rn� hustota cel�ho vesm�ru | < 2 x 10-27 g/m3 | < 1 atom/m3 |
Nejv�t�� prostory ve vesm�ru zauj�maj�
tzv. velk� pr�zdnoty, ze kter�ch ji� v
p�edgalaktick�m obdob� gravita�n� kontrakce l�tky
"vys�la" prakticky ve�kerou hmotu do vznikaj�c�ch
galaxi� a kup galaxi�. Zbyly jen nepatrn� koncentrace atom�
(jader) vod�ku a h�lia (poch�zej�c�
z primordi�ln� nukleosynt�zy po velk�m t�esku), pravd�podobn� men�� ne� cca 1 atom v 1000 km3 prostoru.
��Ve vznikl�ch kup�ch galaxi�
jsou mezi galaxiemi t� velk� vzd�lenosti ��dov� miliony
sv�teln�ch let mezigalaktick�ho prostoru.
Hustota plyn� je zde t� velmi mal� cca 1 atom na 1 m3. Av�ak vzhledem k
obrovsk�m objem�m tyto prostory obsahuj� sum�rn� v�ce hmoty
ne� samotn� galaxie, odhaduje se 50-80% ve�ker� hmoty. Hmota
mezi galaxiemi je tvo�ena v�t�inou ionizovan�m vod�kem a
h�liem, s nepatrnou p��m�s� t잚�ch prvk� jako uhl�k,
kysl�k, dus�k, k�em�k (poch�zej� z
plynu, kter� vyvrhly d�vn� hv�zdy v galaxi�ch, p�edev��m
na konci sv� evoluce). V mezigalaktick�m
prostoru byly t� nalezeny osamocen� hv�zdy
("bludn�, potuln�"), kter� byly vyvr�eny ze sv�ch
"rodn�ch" galaxi� p�i pohybu za gravita�n�ho
p�soben� mezi hv�zdami a p�i sr�k�ch galaxi�.
��Uvnit� galaxi� jsou hv�zdy
mezi sebou vzd�len� ��dov� jednotky a� des�tky
sv�teln�ch let (v na�� galaxii
pr�m�rn� 5 sv�teln�ch let). V tomto mezihv�zdn�m
prostoru je ji� hustota hmoty pom�rn� vy���,
pr�m�rn� cca 20-50 atom�/cm3. L�tka v mezihv�zdn�m prostoru m� podstatn�
r�znorod�j�� strukturu, hustotu a distribuci ne� v
mezigalaktick�m prost�ed�. Krom� difuzn� z�ed�n� formy
vytv��� i koncentrovan�j�� mraky (102 -104 atom�/cm3), kter� �asto
kondenzuj� v protohv�zdy, na�e� se zap�l�
termonukle�rn� reakce a vznikaj� hv�zdy (�4.1, ��st "Vznik
hv�zd"), syntetizuj�c� z vod�ku a h�lia t잚� prvky.
Hv�zdy b�hem sv� evoluce vyvrhuj� ��st sv� l�tky
kontinu�ln� "hv�zdn�m v�trem", nebo erupcemi, u
velmi hmotn�ch hv�zd nakonec i katastrofickou exploz�
supernovy. Hmota se tak vrac� zp�t do mezihv�zdn�ho
prost�ed�, kde se m�s� s l�tkou, kter� je�t� nevytvo�ila
hv�zdy. Tento kolob�h mezihv�zdn� hmoty a hv�zd obohacuje
kosmick� mraky o t잚� prvky. Pokud jsou
oblaka mezihv�zdn� l�tky osv�tlov�na hv�zdami z okol� nebo
zevnit�, jsou astronomicky pozorov�na jako sv�t�c� mlhoviny
(�4.1, pas� "Mlhoviny"), pop�. kdy� zasti�uj�
hv�zdy �i jin� sv�t�c� objekty, jsou pozorov�ny jako
temn� mlhoviny.
��Vedle oblig�tn�ho vod�ku a h�lia je zde v
mezihv�zdn� l�tce ji� vy��� zastoupen� t잚�ch
prvk� - uhl�k, dus�k, kysl�k, sod�k, v�pn�k,
k�em�k, jako� i molekul n�kter�ch slou�enin jako
je voda, amoniak, formaldehyd, i n�kter�ch slo�it�j��ch.
��Spolu s plynem se v mezihv�zdn�m prost�ed�
vyskytuje v men��m mno�stv� i prach, jeho�
��stice maj� pr�m�r v�t�inou podstatn� men�� ne�
mikrometr. B�vaj� slo�eny z k�emi�itan�, uhl�ku, ledu,
vyskytuj� se i slou�eniny �eleza. Obsah prachu v
mezihv�zdn�m prost�ed� zp�sobuje jeho ��ste�nou opacitu.
Pokud je prach dostate�n� hust�, m��e t�m�� �pln�
pohlcovat sv�tlo, tak�e pozorujeme tmav� oblasti, temn�
mlhoviny. Vzhledem k p�evl�daj�c�m velikostem
prachov�ch ��stic se v�ce rozptyluje modr� sv�tlo ne�
�erven�. P�i pr�chodu oblakem k n�m dopad� m�n� modr�ho
sv�tla ne� �erven�ho - doch�z� k mezihv�zdn�mu
z�erven�n� sv�tla oproti situaci bez prachu. Naopak p�i
pohledu ze strany se oblak prachu osv�tlen� okoln�mi hv�zdami
jev� jako modr�.
��Dostate�n� hust� mraky plynu a prachu v galaxii
vlivem gravitace postupn� kondenzuj�, zahu��uj� se a
zah��vaj� a� do zap�len� termonukle�rn� f�ze, ��m�
d�vaj� vznik hv�zd�m. Zpr�m�rovan� hustota
vod�ku a h�lia v cel�m objemu hv�zdy hlavn�
posloupnosti �in� asi 0,5 - 5 g/cm3 (Slunce m� pr�m�rnou hustotu
1,4 g/cm3). Ob�� hv�zdy maj� velmi n�zkou celkovou hustotu
jen cca 10-7 g/cm3 (je to zp�sobeno velk�m
rozepnut�m ��dk�ch vn�j��ch vrstev).
Centr�ln� hustota j�dra hv�zd je v�ak zna�n� vysok�, cca
100-500 g/cm3.
�� Hv�zda vznik� jen z vnit�n� oblasti
protohv�zdy, ve vn�j�� oblasti kolem n� se vytvo�� protoplanet�rn�
disk. V n�m se postupn� gravita�n� kontrakc�
vytv��ej� planety (�4.1,
pas� "Planety kolem hv�zd"). V�sledkem jsou jednak
velk� plynn� planety (v na��
slune�n� soustav� Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) s celkovou pr�m�rnou hustotou cca 0,2-20 g/cm3 a centr�ln�
hustotou cca 100 g/cm3. D�le men�� terestrick� planety (jako je Zem�, Mars, Venu�e, Merkur) s pr�m�rnou hustotou kolem 3-6 g/cm3 (Zem�
m� 5,5 g/cm3) a hustotou j�dra asi 10-20 g/cm3. Hustoty hv�zd a
planet jsou tedy ji� pom�rn� vysok� (jsou
bl�zk� hodnot�m na n� jsme zvykl� v pozemsk�ch
podm�nk�ch), o mnoho ��d� vy���
ne� plyn� v okoln�m vesm�ru.
Pozn.:
Nejl�pe prozkouman� m�me planety v na��
Slune�n� soustav�. Zde velk� plynn� planety maj� celkovou
pr�m�rnou hustotu cca 0,5-3 g/cm3 a centr�ln� hustotu cca 10 g/cm3. T�ch na�ich 8 planet je v�ak statisticky velmi mal�
vzorek pro stanoven� obecn�ch vlastnost� planet. V posledn�ch
letech v�ak bylo objeveno mnoho planet kolem dal��ch hv�zd - exoplanet,
pro n�kter� z nich� se anal�zou tranzitn� metody poda�ilo
stanovit jejich astronomick� parametry, v�etn� velikosti a
hmotnosti, co� umo��uje stanovit i jejich hustotu.
Byly nalezeny exoplanety v�t�� i men�� ne� jsou v na��
soustav�, co� vedlo k roz���en� rozmez� hustot na 0,1-20
g/cm3.
��V meziplanet�rn�m
prostoru kolem hv�zd je obecn� hustota plyn� a
��stic pon�kud vy��� ne� ve vn�j��m mezihv�zdn�m
prostoru. V na�� Slune�n� soustav� �in� cca 5-50 atom�/cm3 (v
okol� Zem� cca 5 atom�/cm3). Nejv�t�� je v bl�zkosti
centr�ln� hv�zdy, sm�rem ven kles� p�ibli�n� s druhou
mocninou vzd�lenosti. Je tvo�ena p�edev��m atomy a ionty
vod�ku a h�lia a ��sticemi hv�zdn�ho v�tru (elektrony, protony) neust�le
prol�taj�c�mi z korony hv�zdy.
��Extr�mn� vysok� koncentrace hmoty
108 - 1014 g/cm3, nahu�t�n� do
relativn� velmi mal�ho objemu, se vyskytuj� v kompaktn�ch
gravita�n� zhroucen�ch objektech (�4.1, pas� "Kompaktn� objekty") - b�l�ch trpasl�c�ch, neutronov�ch hv�zd�ch,
�ern�ch d�r�ch *). Nej�ast�ji vznikaj� z hv�zd na konci
jejich evoluce (�4.1, pas� "Pozdm� stadia evoluce hv�zd").
*) Pro �ern� d�ry je v�ak toto tvrzen�
zav�d�j�c�! �ern� d�ra toti� nen� l�tkov�m objektem (v
podstat� je vakuem), ale objektem poln�m - gravita�n�m, je
tvo�ena extr�mn� zak�iven�m prostoro�asem. Nikde uvnit�
�ern� d�ry bychom ��dnou l�tku v obvykl�m smyslu nena�li.
Matematickou singularitu v centru �ern� d�ry bychom pouze hypoteticky
mohli pova�ovat za m�sto s nekone�nou hustotou
hmoty~energie..?..
��Kvantifikovat hustotu hmoty cel�ho
vesm�ru je velmi problematick�. Nezn�me dostate�n�
strukturu �pln� cel�ho vesm�ru. Maxim�ln� bychom se mohli
pokusit jen r�mcov� odhadnout pr�m�rnou hustotu pro oblast
zat�m astronomicky pozorovan�ho vesm�ru. N�zory odborn�k�
se r�zn�, ale vzhledem k obrovsk�m prostorov�m vzd�lenostem
ve vesm�ru, versus mno�stv� pozorovan�ch objekt�, se jen
velmi neur�it� p�ikl�n�j� k odhadu pouze jednoho atomu
na metr krychlov� (cca 2x10-27 g/m3)..?..
��Astronomick� m��en�
fluktuac� mikrovlnn�ho kosmick�ho pozad� ukazuje, �e vesm�r
je rovinn�, nezak�iven�. Jeho hustota by tedy m�la b�t
bl�zk� krtitick� hustot�, pot�ebn� k tomu, aby gravitace
zastavila expanzi vesm�ru v limit� za nekone�nou dobu. P�i
nyn�j�� rychlosti expanze by tato kritick� hustota m�la b�t
asi 10-26
kg/m3,
co� v�ak zahrnuje ve�kerou hmotu~energii. Shoda s
astronomick�m odhadem z pozorov�n� je zde s otazn�kem..?...
Omluva :
��seln� hodnoty hustot hmoty v r�zn�ch oblastech a objektech
ve vesm�ru jsou zde jen velmi p�ibli�n�,
zpr�m�rovan� z r�zn�ch zdroj�, �asto subjektivn�
vybran�ch. Prosil bych br�t je s rezervou, jen
relativn� a r�mcov�..!.. P�i dokonalej��ch astronomick�ch
pozorov�n�ch se budou jist� postupn� up�es�ovat.
F�zov� p�echody ve
vesm�ru
Proces evoluce vesm�ru podle standartn�ho kosmologick�ho
modelu byl v ran�ch st�di�ch doprov�zen f�zov�mi p�echody a postupn�m
"odd�lov�n�m" jednotliv�ch druh� z��en� i
n�kter�ch element�rn�ch ��stic od ostatn� l�tky :
��Nejd��ve se od l�tky odd�luje gravita�n�
z��en� - pravd�podobn� hned v Planckovsk� dob� ~10-43 sec. po opu�t�n� singul�rn�ho stavu.
Kdyby se tedy poda�ilo detekovat reliktn�
gravita�n� vlny, z�skali bychom cenn� sv�dectv� o
povaze samotn�ho velk�ho t�esku; na to v�ak v dohledn�
budoucnosti nen� ��dn� nad�je (k
nep��m� detekci viz v�ak �2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho
mikrovlnn�ho z��en�").
��Neutrinov� z��en� se rovn�
brzy efektivn� odd�luje od l�tky - v leptonov� ��e asi
0,2sec. po big bangu; zde existuje ur�it� nad�je �sp�n�
detekovat reliktn� neutrinov�
z��en�
ve vzd�len�j�� budoucnosti..?..
��Energie v�ech dal��ch anihilac�
p�ech�z� t�m�� v�echna na elektromagnetick� z��en�.
To se odd�lilo od ostatn� l�tky po rekombinaci elektron� s
j�dry (vod�ku a h�lia) p�i teplot� ~3.103 �K, co� p�edstavovalo f�zov� p�echod
z plasmov�ho skupenstv� do plynn�ho skupenstv�, pro toto
elektromagnetick� z��en� ji� pr�zra�n�ho. V t� dob�
m�lo elektromagnetick� z��en� vlnovou d�lku v pr�m�ru
kolem 700nm, co� odpov�d� hranici viditeln�ho a
infra�erven�ho optick�ho oboru. Vlivem expanze vesm�ru se
vlnov� d�lka tohoto elektromagnetick�ho z��en�
tis�ceron�sobn� prodlou�ila na asi 1 milimetr (do mikrovlnn�
oblasti) a nyn� je detekov�no jako reliktn� radiov�
z��en� odpov�daj�c� teplot� 2,7�K.
��Je�t� p�ed touto rekombinac� z�ejm�
existovaly v ionizovan� l�tce vesm�ru nehomogenity a
turbulence vyvol�vaj�c� tlakov�
vlny
p�ipom�naj�c� vlny zvukov�. To zp�sobovalo m�stn�
zhu�t�niny a naopak okrsky men�� hustoty. Po rekombinaci a
odd�len� foton� od l�tky tyto nehomogenity
"zamrzly" a m�ly by b�t pozorovateln� jako jemn� nehomogenity mikrovlnn�ho z��en� (��du
pouh�ch des�tek mikrokelvin�) na glob�ln� homogenn�m pozad�
reliktn�ho z��en�. Reliktn� z��en� s sebou nese jak�si
"otisk" vesm�ru, jak vypadal asi 300 000 let po
velk�m t�esku - nese ho ve sv�ch nehomogenit�ch. Postupn�
zp�es�ov�n� detek�n� techniky s pou�it�m satelitn�ch
m��en� postupn� umo��uje tyto subtiln� nehomogenity
p�esn� rozli�it na "pop�ed�" mnohem siln�j��ch
sign�l� ze slune�n� soustavy a mezihv�zdn� hmoty v Galaxii (viz n�e "Reliktn� mikrovlnn�
z��en�").
Zm�ny
skupenstv� l�tky ve vesm�ru�
P�i sv� evoluci tedy hmota ve vesm�ru pro�la f�zov�mi p�echody mezi n�kolika
"skupenstv�mi". �pln� na po��tku to bylo zcela
amorfn� "skupenstv�" unit�rn�ho
pole, z
n�ho� se postupn� odd�lovaly gravita�n�, siln�, slab� a
elektromagnetick� interakce. V nesm�rn� "hork�m" a
hust�m po��tku vesm�ru patrn� nebyly ��dn� struktury. Jak
se vesm�r rozp�nal a chladnul, vytv��ely se v n�m postupn�
slo�it�j�� struktury. Po odd�len� siln� interakce vznikly
kvarky a l�tka byla patrn� ve "skupenstv�" kvark-gluonov� plasmy (zvan�
t� "5.skupenstv� hmoty"), zm�n�n� v��e v ��sti "Etapy v�voje vesm�ru". V �ase asi 10ms vlivem poklesu
teploty~energie se kvarky vlivem siln� interakce,
zprost�edkovan� gluony, v�zaly v baryony (3 kvarky) a mesony
(kvark-antikvark) - do�lo k hadronizaci kvark-gluonov�
plasmy. Ve vesm�ru se tak vytvo�ily protony a neutrony, do�lo
k f�zov�mu p�echodu na hadronovou plasmu,
za�ala hadronov� �ra. Zde se vz�p�t� odehr�l f�zov�
p�echod anihilace baryon� a antibaryon�. Po uplynut�
n�kolika des�tek sekund (na konci leptonov� �ry) se l�tka
vesm�ru ochladila natolik, �e zbyl� protony a neutrony (baryonov�
asymetrie) se mohly spojovat v lehk� atomov� j�dra
deuteria, h�lia, lithia: l�tka vesm�ru se stala
"oby�ejnou" pln� ionizovanou plasmou
("4.skupenstv�" hmoty) - horkou sm�s� voln�ch z�porn�ch elektron� a
kladn�ch iont� vod�ku a h�lia. Posledn� f�zov� p�echod v
ran�m vesm�ru se odehr�l v �ase asi 380 000 let, kdy
l�tka-plasma ochladla pod cca 3000�K a elektrony se za�aly
trvale v�zat s protony a j�dry h�lia za vzniku neutr�ln�ch
atom� vod�ku a h�lia: do�lo k f�zov�mu p�echodu z plasmov�ho skupenstv� do plynn�ho skupenstv�.
��V tomto plynn�m skupenstv� pak z�stala
l�tka vesm�ru po dobu min. 100-200 milo�n� let, a� do vzniku
prvn�ch hv�zd, v jejich� nitru doch�zelo op�t k
zah��v�n�, ionizaci a vzniku plasmatick�ho
skupenstv�.
V mezihv�zdn�m a mezigalaktick�m prostoru z�st�v� v�t�ina
l�tky v plynn�m skupenstv� (voln� ��dce rozlo�en� atomy); vlivem
ionizuj�c�ho z��en� z hv�zd v�ak mal� ��st okoln�ch
plyn� v galaxi�ch op�t
"reionizuje" - vznikaj� oblaka ionizovan�ho vod�ku a
h�lia. Ur�it�
��st plyn� pak kondenzuje do pevn�ho
skupenstv�
mal�ch ��ste�ek vesm�rn�ho prachu. V plyno-prachov�ch disc�ch
kolem vznikaj�c�ch hv�zd pak gravita�n� kondenzac�
vznikaj� planety, na nich� se vyskytuj� v�echna 3 b�n�
skupenstv� - plynn�, pevn� i kapaln�.
��Celkov� v�ak jen necel�ch
10% v�ech atom� (atomov�ch jader a
elektron�) ve vesm�ru je sou��st�
hv�zd, planet a dal��ch kosmick�ch t�les. V�t�ina, v�ce
jak 90%, je ��dce rozpt�lena v mezihv�zdn� hmot� - plynech,
prachu, mlhovin�ch.
Jak m��eme pozn�vat nejran�j�� st�dia
evoluce vesm�ru ?
Zjednodu�en� lakonick� odpov�� by mohla zn�t : "nijak !". P��m� stopy nejran�j��ch
st�di� jsou dal�� evoluc� vesm�ru natolik "zahlazeny" *), �e nejsou p��mo
pozorovateln�. Pom�rn� velk� mno�stv� r�zn�ch
po��te�n�ch stav� je schopno rychle konvergovat k t�mu�
rovnov�n�mu stavu, kter� slou�� pak jako v�choz� pro
dal�� evoluci. Tato "vesm�rem
zapomenut�"
po��te�n� st�dia mohou b�t rekonstruov�na snad jedin� teoreticky, s p��p. pou�it�m
nejstar�� stopy, kterou je mikrovlnn� reliktn� z��en�
(viz n�sleduj�c� pas� o mikrovlnn�m
reliktn�m z��en�).
*) Toto "zahlazen�" se vztahuje
p�edev��m na nejran�j�� st�dia kolem velk�ho t�esku a
infla�n� f�ze. Av�ak i v pozd�j��ch etap�ch, po vzniku
galaxi�, prvn� generace velk�ch a sv�tiv�ch hv�zd mohla
siln� ionizovat p�vodn� neutr�ln� mezigalaktick� vod�k (reionizace),
co� by zp�sobilo zahlazen� jemn�j��ch spektr�ln�ch
struktur z obdob� t�sn� po rekombinaci a odd�len� z��en�
od l�tky.
��Ur�itou mo�nost�, jak
z�skat aspo� ��ste�n� informace o velmi ran�ch
struktur�ch ve vesm�ru, by tedy mohlo b�t detailn� m��en�
vlastnost� mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en�
- jeho homogenity, fluktuac� (v z�vislosti na �hlov�
vzd�lenosti i na vlnov� d�lce), polarizace - viz n�e pas� "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn�
posel zpr�v o ran�m vesm�ru". Ji� v dob� odd�len� z��en� od l�tky byly ve
vesm�ru z�rodky budouc�ch struktur, tak�e tyto fotony
proch�zely m�sty s r�zn�m gravita�n�m potenci�lem, co�
vedlo k mal�m zm�n�m jejich energie a vlnov� d�lky - k
nepatrn�mu "ochlazen�" �i "oh�evu". Tyto fluktuace
by m�ly b�t patrn� i nyn�, jako�to nepatrn� teplej�� a
chladn�j�� "skvrny" v jinak izotropn�m rozlo�en�
reliktn�ho z��en� - p�edstavuj� jak�si "paleontologick�
otisk" struktur ran�ho vesm�ru. Rozd�l
teplot je zde velmi mal�, ��dov� 10-5
stupn�, tak�e p��strojov�
technologie jejich detailn�ho m��en� je velmi slo�it�.
��Podrobn�m
zkoum�n�m reliktn�ho z��en� se zab�valy dru�ice COBE
(Cosmic Background Explorer), WMAP (Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe) a PLANCK. Stru�n� popis p��strojov�ho
vybaven� a v�sledk� m��en� t�chto d�le�it�ch
experiment� je n�e v pas�i "Detekce a
zobrazen� reliktn�ho z��en�".
��V po��te�n�ch st�di�ch
byl vesm�r velmi hork� a hust� - byl v plasmatick�m
skupenstv�, kter� nepropou�t� sv�tlo ani ��dn� jin�
elektromagnetick� z��en�. P�i pozorov�n� v
elektromagnetick�m z��en� se proto m��eme dostat jen na
konec velk�ho t�esku - konec �ry z��en� asi 400 000 let po
za��tku, ke sf��e posledn�ho rozptylu elektromag.
z��en� (mikrovlnn�
reliktn� z��en�). D�l do minulosti ji� nevid�me, proto�e tehdej��m
hork�m a hust�m ionizovan�m prost�ed�m sv�tlo ani jin�
elektromagnetick� z��en� neproch�z�. Jsou v�ak dv� entity
- radia�n� modality, kter� jsou schopn� j�m
proch�zet a "vyn�et" tak n�kter� informace o
velmi ran�m vesm�ru :
-� Neutrina,
kter� nemaj� elektrick� n�boj a nedisponuj� ani silnou
interakc�, pouze interakc� slabou (a gravita�n�). D�ky tomu maj�
neoby�ejnou pronikavost i velmi
"exotick�mi" prost�ed�mi (vznik
a fyzik�ln� vlastnosti neutrin jsou podrobn�ji pops�ny nap�.
v �1.2. monografie "Jadern� fyzika a fyzika
ionizuj�c�ho z��en�", ��st "Neutrina - "duchov�" mezi ��sticemi"). Kosmologick�
neutrina vznikala p�edev��m v leptonov�m obdob� v
1. sekund�, tak�e reliktn� neutrina z toho
obdob� by mohla n�st informaci o ran�m vesm�ru. Jejich
p�vodn� vysok� kinetick� energie a hustota velice poklesla v
d�sledku expanze vesm�ru. Zat�m takto n�zkoenergetick�
neutrina neum�me detekovat.
-� Gravita�n� vlny,
kter� byly generov�ny p�i bou�liv�ch procesech vzniku
vesm�ru, by v principu mohly p�in�et informace o
nejran�j��m vesm�ru, z infla�n�ho obdob� cca 10-35 sekundy. I kdy�
p�i expanzi vesm�ru enorm� zesl�bly a prodlou�ily svou
vlnovou d�lku pod m��itelnou �rove�, mohly na konci �ry
z��en� zanechat sv�j "otisk" na reliktn�m
z��en� (�2.7, pas� "M��en�
polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�").
Mikrovlnn� reliktn� z��en� -
unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru�
Koncepce hork�ho a hust�ho po��tku vesm�ru - teorie
velk�ho t�esku - tedy ukazuje, �e v obdob� prvn�ch 300
000 rok� po velk�m t�esku byla l�tka je�t� tak hork� a
hust�, �e nemohly existovat atomy a l�tka byla ve stavu pln�
ionizovan� plasmy, v n� se fotony,
elektrony, protony a j�dra h�lia prudce sr�ely. Nej�ast�ji
doch�zelo ke kolektivn�m interakc�m ("sr�k�m")
elektromagnetick�ch foton� s elektrony. Plasmatick�
skupenstv� je nepr�hledn� pro elektromagnetick� vlny. Ka�d�
elektromagnetick� foton je po sv�m vyz��en� b�hem n�kolika
milimetr� �i centimetr� pohlcen elektronem, na�e� je znovu
vyz��en v n�hodn�m sm�ru se zm�n�nou energi�.
Compton�v a
Thomson�v rozptyl�
Na za��tku �ry z��en� m�ly fotony vysokou energii
(��dov� MeV, odpov�daj�c� z��en� gama) a s elektrony
interagovaly tvorbou elektron-pozitronov�ch p�r� a Comptonov�m
rozptylem (viz nap�. �1.6 "Ionizuj�c�
z��en�", ��st "Interakce z��en� gama a X" v knize "Jadern� fyzika a fyzika
ionizuj�c�ho z��en�"). Na
konci �ry z��en�, kdy energie foton� ji� byla mnohem
men�� ne� klidov� energie elektron� (Eg= n.h << me.c2), se pak jednalo o Thomson�v
rozptyl - pru�n� rozptyl elektromagnetick�ho
z��en� na voln�ch elektronech: elektrick� pole dopadaj�c�
vlny urychluje nabitou ��stici (zde elektron), co� zp�sobuje,
�e tato zrychlen� se pohybuj�c� ��stice bude zase
vyza�ovat elektromagnetick� vln�n� o stejn� frekvenci jako
vlna dopadaj�c�. Kinetick� energie ��stic a frekvence
foton� bude stejn� p�ed i po rozptylu, zm�n� se pouze sm�r
jejich pohybu. ��stice se bude pohybovat ve sm�ru
osciluj�c�ho elektrick�ho pole, co� vede k
elektromagnetick�mu dip�lov�mu z��en� (�1.5 "Elektromagnetick� pole. Maxwellovy
rovnice.").
Pohybuj�c� se ��stice nejsiln�ji vyza�uje ve sm�ru kolm�m
k jej�mu pohybu a rozpt�len� z��en� bude polarizovan�
pod�l sm�ru jej�ho pohybu. Thomsonovsky rozpt�len� z��en�
z mal�ho objemov�ho elementu se proto m��e jevit jako v�ce
�i m�n� polarizovan�, v z�vislosti na �hlu
z jak�ho je pozorov�no. Celkov� z v�t��ho objemu plasmy
jsou polariza�n� sm�ry chaoticky prom�nn� a z��en� je nepolarizovan�.
Makroskopicky se m��e polarizace manifestovat p�i kolektivn�ch
interakc�ch z��en� s velk�m po�tem elektron�. To
nast�v� u Thomsonova rozptylu v p��pad� heterogenn� plasmy,
kde ur�it� "poruchy" (teplej�� �i chladn�j��
oblasti) se mohou projevit nejen rozd�lnou intenzitou, ale i zm�nami
polarizace emitovan�ho z��en�. A to by se mohlo projevit
i u z��en� emitovan�ho z vesm�rn� plasmy na konci �ry
z��en� - u reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�
(jak bude diskutov�no n�e a bylo
uvedeno i v �2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho
z��en�").
Reliktn� z��en� - vznik a vlastnosti�
Reliktn� mikrovlnn� z��en� je v�znamn�m d�sledkem
konceptu standardn�ho kosmologick�ho modelu s po��tkem
vesm�ru velkm t�eskem. Ran� vesm�r (v
��e z��en�) byl tvo�en horkou
plasmou foton�, elektron� a baryon�. Fotony byly v
neust�l�ch interakc�ch s elektrony v plasm� prost�ednictv�m
Thomsonova rozptylu. Kosmologick� roz�i�ov�n� vesm�ru
zp�sobovalo adiabatick� ochlazov�n� plasmy.
��Ve form� plasmy setrv�vala l�tka a� do doby
cca 400 tis�c let po velk�m t�esku, kdy vesm�r zchladl na
3000�K, atomov� j�dra (p�edev��m vod�ku a h�lia) mohly
zachycovat elektrony ��inn�ji, ne� je sta�ilo vyr�et
z��en� - doch�zelo k "rekombinaci", vznikaly
neutr�ln� atomy. Do�lo k f�zov�mu p�echodu l�tky z
plasmatick�ho skupenstv� do skupenstv� neutr�ln�ho
plynu. Velmi rychle tak z l�tky vymizely voln�
elektrony, vesm�r se stal pr�hledn�
pro z��en� (teploty ni��� ne� 3000�K), jeho� fotony od
tohoto �asu odd�len� ji� nevznikaly ani nezanikaly,
voln� putovaly vesm�rem, p�i�em� se prodlu�ovala jejich
vlnov� d�lka v d�sledku expanze vesm�ru (kosmologick�ho
rud�ho posuvu) [67]. Za 13 miliard let
expanze se vlnov� d�lka tohoto "dosvitu"
velk�ho t�esku - reliktn�ho z��en� *)
prodlou�ila milionkr�t, na n�kolik milimetr�, a jeho teplota
se tak sn�ila tis�ckr�t a� na dne�n�ch 2,7�K. A tato
teplota bude i nad�le klesat, dokud bude vesm�r pokra�ovat ve
sv� expanzi. Reliktn� z��en� se �asto ozna�uje zkratkou CMB
(Cosmic Microwave Background =
kosmick� mikrovlnn� pozad�). Toto CMB
z��en� zapl�uje ve�ker� pozorovateln� prostor a je v n�m
obsa�ena v�t�ina radia�n� energie vesm�ru.
*) Toto z��en� je poz�statkem - reliktem
- z doby bl�zk� po��tku vesm�ru, z konce velk�ho t�esku -
�ry z��en�.
��P�i �etn�ch interakc�ch
v ionizovan� plasm�, kde ka�d� ��stice byla mnohokr�t
rozpt�lena, absorbov�na a znovu emitov�na, se l�tka dostala
do stavu termodynamick� rovnov�hy *). Reliktn� z��en�
p�ich�z� z plasmy, kter� byla v z�sad� ve stavu
termodynamick� rovnov�hy a m� proto prakticky konstantn�
teplotu - stejn� vlnov� spektrum absolutn� �ern�ho
t�lesa - nez�visle
na sm�ru, odkud p�ich�z� (drobn�
fluktuace jsou zm�n�ny n�e).
*) Rozp�n�n� vesm�ru, i kdy� bylo
tehdy mnohem rychlej�� ne� nyn�, pro jednotliv� ��stice
trvalo p�ece jen dlouhou dobu ve srovn�n� s �asem ub�hl�m
mezi jednotliv�mi sr�kami. Ka�d� ��stice tedy sta�ila
mnohokr�t p�edat si vz�jemn� svou kinetickou energii s
ostatn�mi ��sticemi. Toto v�ak nemuselo platit ve velmi
ran�ch f�z�ch prudk� expanze; vznik� probl�m glob�ln�
homogenity a izotropie diskutovan� n�e v ��sti "Obt�e
a probl�my standardn�ho kosmologick�ho modelu", pas� "Probl�m homogenity a
izotropie".
Astrofyzik�ln�
efekty ovliv�uj�c� mikrovlnn� reliktn� z��en��
P�i sv�m vyza�ov�n� a dal��m
���en� vesm�rn�m prostorem je mikrovlnn� z��en�
ovliv�ov�no n�kter�mi fyzik�ln�mi interakcemi s l�tkov�m
prost�ed�m a gravita�n�mi gradienty :
Vliv gravita�n�ch
fluktuac� metriky ve vesm�ru na reliktn� z��en� - Sachs-Wolf�v efekt�
Jak bylo analyzov�no v �2.4, pas� "Gravita�n� elektrodynamika
a optika",
elektromag. vln�n� p�i pr�chodu gravita�n� zak�iven�m
prostoro�asem podl�h� frekven�n�mu posuvu ("Gravita�n� frekven�n� posun") a zak�ivov�n� sm�ru
���en�. Toto gravita�n� ovliv�ov�n� se z�konit�
uplat�uje i u reliktn�ho z��en�
p�ich�zej�c�ho z dalek�ho vesm�ru. Prob�h� v z�sad� ve
dvou etap�ch :
1. V hork� foton-elektron-baryonov� plasm� v ��e
z��en� se nepochybn� vyskytovaly nehomogenity a
fluktuace (bylo diskutov�no
v��e v pas�i "Fluktuace a
akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Na povrchu posledn�ho
rozptylu se tedy nach�zely lok�ln� oblasti se zv��enou
hustotou, kter� budily zv��en� gravita�n�
potenci�l, zp�sobuj�c� vy��� gravita�n� �erven� posun
emitovan�ho z��en� (kter� vych�zelo z
"hlub�� potenci�lov� studny").
��Ji� p�i sv�m vyz��en� z povrchu
posledn�ho rozptylu tedy bude vlnov� d�lka
("teplota" DT) CMB ovlivn�na m�stn�m
gravita�n�m potenci�lem j : DT/T = j/c2 - tato obvykl� hodnota frekven�n�ho posuvu by
platila ve statick�m neexpanduj�c�m vesm�ru. Ve skute�nosti
se v�ak vesm�r rozp�n� s �asem t, a=a(t),
co� efektem dilatace �asu p�isp�v� hodnotou DT/T = - Da/a, z�vislou na
konkr�tn�m kosmologick�m modelu. V nejjednodu���m
p��pad� ploch�ho vesm�ru popsan�ho Fridmanov�m modelem s dominuj�c�
l�tkou v dob� rekombinace vesm�r expanduje s 2/3
mocninou �asu: a(t) ~ t2/3, ��m� se 2/3 norm�ln�ho rud�ho gravita�n�ho
posuvu zru��. V�sledn� efekt pozorovan�
zm�ny teploty mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en�, zp�soben�
gravita�n�m potenci�lem na povrchu posledn�ho rozptylu, tedy
�in� DT/T = j/3c2. Je
3-kr�t men�� ne� by se dalo o�ek�vat za b�n�ch
podm�nek bez expanze.
Tento ran� efekt lok�ln�ch zm�n teploty CMB vznikal v dob�
posledn�ho rozptylu, tak�e odr�� prim�rn�
anizotropii, zp�sobenou primordi�ln�mi nehomogenitami
- je diskutov�no a zobrazeno n�e v pas�i "Spektrum
a distribuce reliktn�ho z��en�".
2. Mikrovlnn� reliktn� z��en� p�i sv� dlouh�
cest� vesm�rem bude reagovat na fluktuace metriky
- gravita�n�ho potenci�lu. P�i ���en� rozlehl�mi
prostory vesm�ru reliktn� vlny - fotony CMB - proch�zej�
m�sty s velk�m nahromad�n�m hmoty v kup�ch galaxi�, i
rozs�hl�mi "pr�zdnotami". V t�chto m�stech se
fotony CMB setk�vaj� s v�razn�mi fluktuacemi gravita�n�ho
potenci�lu - potenci�ln�mi "vrcholy" a
"j�mami". B�hem p��chodu
reliktn�ho z��en� do m�st "lin" zv��en�ho nahromad�n� hmoty doch�z� k
modr�mu gravita�n�mu posuvu, u pr�zdn�j��ch m�st zase k
�erven�mu posuvu. P�i v�stupu z��en� z
t�chto m�st, "lout", je tomu opa�n�, modr� a rud� posuv se
vyst��daj�. Dalo by se o�ek�vat, �e gravita�n�
frekven�n� posuvy ze vstupu a v�stupu se vyru��;
tak by tomu bylo ve statick�m vesm�ru.
��Vesm�r se v�ak rozp�n�,
tak�e v �asov�m intervalu mezi vstupem
foton� CMB do rozs�hl�ch gravita�n�ch anom�li� a jejich v�stupem
do b�n�ho vesm�ru (kter� m��e trvat
i miliardy let!), se pon�kud zm�n�
metrika prostoro�asu; slo�ka goo metrick�ho tenzoru mezit�m zesl�bne.... Tak�e
frekven�n� posuv p�i v�stupu je pon�kud men��
ne� odpov�d� p�vodn� zm�n� energie p�i vstupu - nepatrn�
��st frekven�n�ho posuvu (zm�ny teploty DT) ze vstupu
proch�zej�c�mu z��en� ji� trvale z�stane.
Lze to vyj�d�it integr�ln�m vztahem DT/T = 2. lin
� lout (j�/c2)dl/c, kde j� je rychlost �asov� evoluce perturbovan�ho
potenci�lu ovlivn�n�ho gravita�n� fluktuac�, dl je
element d�lky ve sm�ru pohybu fotonu. Sum�rn� to lze
vyj�d�it jako DT/T � Dl . 2 Dj/c2, kde
Dj je
velikost zm�ny gravita�n�ho potenci�lu vlivem expanze
vesm�ru na d�lce Dl = lout- lin pohybu fotonu v gravita�n� anom�lii. K takov�to
modifikaci DT/T radia�n� teploty tedy doch�z�, kdy� p�i
pr�chodu z��en� rozs�hl�mi oblastmi prostoru s v�razn�
zv��enou �i sn�enou distribuc� hmoty prob�h� v�razn�
evoluce gravita�n�ho potenci�lu v dob� mezi vstupem do- a
v�stupem foton� z gravita�n� anom�lie - potenci�lov�
"j�my" �i "kopce".
��V�sledkem je, �e reliktn� z��en�
proch�zej�c� hmotn�mi oblastmi kup galaxi� se bude jevit
nepatrn� teplej��, zat�mco z��en�
proch�zej�c� rozs�hl�mi oblastmi pr�zdnoty bude o n�co chladn�j��.
P�i citliv�ch m��en�ch nehomogenit CMB je pot�eba rozli�ovat
mezi skute�n�mi prim�rn�mi fluktuacemi,
poch�zej�c�mi z ran�ch obdob� odd�len� elmag. z��en�,
od pozd�j��ch sekund�rn�ch fluktuac�
zp�soben�ch pr�chodem z��en� p�es rozs�hl� gravita�n�
anom�lie ve vesm�ru..!..
��Vliv fluktuac� metriky -
gravita�n�ho potenci�lu - ve vesm�ru na anizotropii
reliktn�ho mikrovlnn�ho pozad� se naz�v� Sachs-Wolf
effect, podle autor�, kte�� jej v r.1967 analyzovali.
Proces podle bodu 1. se n�kdy ozna�uje jako z�kladn� �i ran�
S-W efekt. Proces 2. fluktuac� metriky p�i pr�chodu CMB rozs�hl�mi
oblastmi kup galaxi� �i pr�zdnotami jako pozdn� integr�ln�
Sachs-Wolfe efekt, �i Rees-Sciama effect (1968).
Pozn.: �Integrovan�
Sach-Wolf efekt se neuplat�uje ve zjednodu�en�m
Einstein-deSitterov� modelu, kde potenci�l j vych�z�
konstantn�. Nast�v� pouze u kosmologick�ch model� s Wm�1 nebo WL�1
(�5.3, pas� "Relativn� W-parametrizace kosmologick�ch model�").
Dif�zn� tlumen�
nehomogenit - Silk�v
efekt�
V obdob� rekombinace (kolem 380 000 let) fotony emitovan�ho z��en� z hork�ch oblast� difundovaly
a rozptylovaly se do chladn�j��ch oblast�, ��m�
��ste�n� vyrovn�valy teploty t�chto oblast�. Efekt difuzn�ho
tlumen� zp�sobil, �e teploty a hustoty hork�ch a
studen�ch oblast� se ��ste�n� adiabaticky zpr�m�rovaly
a ran� vesm�r se stal m�n� anizotropn�. ...
.............. ................
S�la tohoto tlumen� z�vis� p�edev��m na vzd�lenosti
kterou se mohou fotony voln� pophybovat p�ed rozpt�len�m - d�lka
difuze. .....
Vzhledem k mal� d�lce difuze v tehdej�� l�tce se difuzn�
tlumen� projevuje nejv�ce v mal�ch �hlov�ch rozm�rech .....
.... zp�sobuje tlumen� a zahlazov�n� amplitud .... v
�hlov�m spektru CMB ....
��Difuzn� tlumen� tohoto druhu poprve analyzoval
J.Silk v r.1968 v souvislosti s procesy p�i vzniku galaxi�.
Rozptyl CMB z��en�
ionizovan�m plynem v kup�ch galaxi� - Sunajev-Zeldovi��v efekt�
Po skon�en� �ry z��en� byl ve vesm�ru v z�sad�
neutr�ln� (neionizovan�) plyn - vod�k a h�lium, kter�m
reliktn� z��en� proch�z� voln�, bez interakc�. Po
zformov�n� galaxi� a vzniku prvn�ch hork�ch hv�zd v�ak
jejich z��en� znovu za�alo ionizovat okoln� plyn -
doch�zelo k reionizaci. V galaxi�ch a kup�ch
galaxi� se proto nach�z� i hork� ionizovan� plyn, ve kter�m
interakc� foton� s nabit�mi ��sticemi m��e doch�zet ke Comptonovu
rozprylu foton� CMB. Toto rozpt�len� z��en� m��e
zp�sobovat drobn� anizotropie v pozorovan�m
CMB, kter� jsou zp�sobeny kinematick�m efektem pohybu kup
galaxi� v��i CMB. Jsou pozorovateln� jako lok�ln� nepatrn�
zm�ny tepeln�ho spektra. P�i rozptylu d�le vznik� polarizace
CMB.
Tyto sekund�rn� vznikl� fluktuace je t�eba odli�it
od prim�rn�ch anizotropi�, odr�ej�c�ch ran�
kosmologick� nehomogenity (poch�zej�c�
snad ji� z infla�n�ho obdob�). Mohou
v�ak p�in�et informace o obdob� reionizace a formov�n�
prvn�ch generac� hv�zd. ..........
Polarizace reliktn�ho
z��en��
Potenci�ln� zaj�mav� informace o je�t�
ran�j��m vesm�ru by mohly b�t zak�dov�ny v polarizaci
reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�. Z�kladn� reliktn�
z��en�, vznikaj�c� p�i chaotick�ch interakc�ch ��stic v
hork� plasm�, je nepolarizovan� (�1.1,
��st "Metody zkoum�n� p��rody"). Polarizaci mu mohou
vtisknout dv� okolnosti :
1.� Hustotn� �i
teplotn� zm�ny v hork� plasm� vedou k drobn�
polarizaci v radi�ln�m sm�ru kolem m�sta zv��en� hustoty.
Ozna�uje se jako E-m�d polarizace (n�zev je odvozen od vlastnost� vektoru E
intenzity elektrick�ho pole vyb�haj�c� z okol� bodov�ho
n�boje), rovina elektrick�ho pole kmit�
ve dvou kolm�ch sm�rech. Tato polarizace m��e vhodn�
dopl�ovat m��en� fluktuac� intenzity reliktn�ho z��en�.
2.� Gravita�n� vlny
kvadrup�lov�ho charakteru deformuj� plasmu v diagon�ln�ch
sm�rech a zp�sobuj� polarizaci reliktn�ho z��en� v tzv. B-m�du
(p�ipom�naj�c�ho v�ry magnetick�ho
pole popsan�ho vektorem magnetick� indukce B), kde vektor intenzity pole kmit� ve sm�rech 45o. Zde jsou to
p�edpokl�dan� primordi�ln� gravita�n� vlny,
poch�zej�c� z obdob� kosmologick� inflace (�5.5 "Mikrofyzika a kosmologie.
Infla�n� vesm�r."). Tyto mohutn� gravita�n� vlny specifick�m zp�sobem
(kvadrup�lov�) zdeformuj� plasmu, na jejich� elektronech pak
p�i Thomsonov� rozptylu z��en� m��e doch�zet k
polarizaci vln�n� (jak bylo v��e
zm�n�no). Zm��en� polarizace
reliktn�ho z��en� by tak mohlo b�t zaj�mav�m informa�n�m
kan�lem o tom nejran�j��m vesm�ru, odkud se nic krom�
gravita�n�ch vln nem��e dostat (p��mo
detekovat primordi�ln� gravita�n� vlny neum�me). Je podrobn�ji diskutov�no v �2.7, pas� "M��en�
polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�".
Spektrum a distribuce
reliktn�ho z��en��
Reliktn� elektromagnetick� z��en� bylo emitov�no ze sf�ry
posledn�ho rozptylu hork� plasmy o teplot� cca 3000
stup��, tak�e energetick�-frekven�n� rozlo�en� foton�,
�i ekvivalentn� vlnov� d�lka - spektrum - v
t� dob� odpov�dalo Planckovu vyza�ovac�mu z�konu
"absolutn� �ern�ho t�lesa" o t�to teplot� :
�� �� �� �� �� ��I(n) ��= ��4 p n3 /(e-n/T - 1) ��,
kde I(n)
je intenzita z��en� frekvence n a T je
termodynamick� teplota vyza�uj�c� hmoty. P�i v�choz�
teplot� T~3000�K se jednalo o viditeln� sv�tlo (s maximem kolem ...-... A, kter� bychom vn�mali jako
modrob�lou barvu).
P�i kosmologick� expanzi vesm�ru se v�ak �m�rn�
prodlu�ovala i vlnov� d�lka reliktn�ho z��en� (proporcion�ln� v�ech vlnov�ch d�lek) a v sou�asn� dob� se p�esunula do oblasti radiovln
s maximem intenzity kolem vlnov� d�lky cca 3-8 mm. Nyn�
pozorovan� reliktn� z��en� m� spektrum odpov�daj�c�
tepeln�mu z��en� t�lesa o velmi n�zk� teplot� 2,7�K -
obr.5-CMB a).
��Toto je v�ak jen pr�m�rn�
teplota reliktn�ho z��en�. P�i citliv�m m��en� intenzity
a spekter CMB z r�zn�ch sm�r� ve vesm�ru se ale pozoruj� drobn�
anizotropie - nepatrn� rozd�ly ve spektrech a
intenzit�ch (p�i zobrazen� jsou
viditeln� jako mno�stv� teplej��ch a chladn�j��ch
skvrnek), odpov�daj�c� drobn�m
rozd�l�m dT v teplot� T - obr.5-CMB b). Dosahuj� hodnot
nanejv�� miliKelvin� a odpov�daj� oblastem s v�t�� �i
men�� hustotou hmoty v ran�m vesm�ru. Tyto fluktuace jsou ve
v�ech sm�rech na obloze rozlo�eny zd�nliv� chaoticky, av�ak
detailn� anal�za - �hlov� spektrum popsan� n�e, ukazuje
ur�it� z�konitosti, kter� mohou m�t hlubok�
souvislosti s ran�m zakl�d�n�m "z�rodk�"
velkobjemov� struktury vesm�ru (srov.
t� v��e pas� "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce") :

Obr.5-CMB. Vlastnosti mikrovlnn�ho
reliktn�ho z��en� CMB.
a) Z�kladn� spektrum reliktn�ho z��en�
odpov�d� tepeln�mu z��en� absolutn� �ern�ho t�lesa o
teplot� 2,7�K.
b) Detailn� mapa drobn�ch anizotropi�
reliktn�ho z��en� sn�man�ho z r�zn�ch m�st oblohy. Je
zobrazena v kartografick� pseudocylindrick� projekci (Mollweid-Babinet projekce),
kter� se �asto pou��v� pro glob�ln� zobrazen� mapy -
atlasu - cel� zem�koule, nebo atlasu hv�zd cel� no�n�
oblohy.
c) �hlov� spektrum teplotn�ch fluktuac� -
z�vislost amplitudy dT teplotn�ch-v�konov�ch fluktuac� reliktn�ho
z��en� na jejich �hlov�ch velikostech df na obloze.
�hlov� spektrum teplotn�ch
fluktuac�
Na podrobn� map� reliktn�ho z��en� (obr.5-CMB b)) je vid�t velk�
mno�stv� teplej��ch a chladn�j��ch skvrnek, kter� maj�
r�zn� �hlov� velikosti a teplotn� rozd�ly. Zaj�mav� je
analyzovat statisticky jejich spektr�ln� zastoupen� -
kolik je na obloze skvrn r�zn� velikosti a teplotn�ch
rozd�l�. Na obr.5.-CMB c) je vyneseno �hlov� spektrum
teplotn�ch anizotropi� CMB, zvan� t� �hlov�
v�konov� spektrum. Vznik� ze z�kladn� podrobn� mapy
rozlo�en� drobn�ch anizotropi� CMB na obloze (b) pomoc�
�hlov� anal�zy amplitud: na vodorovnou osu se
vyn�� �hlov� rozmez� df
na obloze *), pro kter� se na svisl� ose
vyn�ej� pr�m�rn� amplitudy teplotn�ch rozd�l� dT zm��en�ch z
energetick�ho-vlnov�ho spektra CMB z cel� mapy v tomto
�hlov�m rozmez�.
*) Na �hlov� stupnici je zde zvykem
vyn�et hodnoty �hl� df v opa�n�m po�ad�, od velk�ch
�hl� 90� sm�rem k mal�m �hl�m jednotky a desetiny stupn�.
Pro detailn� anal�zu �hlov�ch spekter CMB se d�le m�sto
�hlov� stupnice (�hlov�ch stup�� �) �asto pou��v�
kvantifikace pomoc� multip�lov�ch moment�
l = 180/df (horm� vodorovn� stupnice na obr.5-CMB c), pro kter�
se prov�d� sf�rick� harmonick� anal�za. �Sf��e
posledn�ho rozptylu odpov�d� �hel cca 1,5�, neboli l~110.
��Pro velk� �hly na obloze
��du des�tek stup�� se vyskytuje jen mal� variabilita
amplitud fluktuac� (na za��tku grafu na
obr.5.-CMB c) tato m�lo zaj�mav� oblast nen� zakreslena), zp�soben� pr�chodem z��en� CMB m�sty s
v�t��m a men��m nahromad�n�m hmoty a gravita�n�m
potenci�lem v galaxi�ch a kup�ch galaxi� (pozdn� Sachs-Wolf efekt). Pro
men�� �hlov� velikosti jednotky a desetiny stupn� jsou v
�hlov�m spektru vid�t v�razn� vrcholy zv��en�ch
anizotropi� dT teploty CMB pro ur�it� konkr�tn� mal� �hlov�
rozmez�, kter� odpov�daj� akustick�m oscilac�m
v plasm� na konci �ry z��en� (jejich
p�vod byl diskutov�n v pas�i "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Pro velmi mal� �hlov�
rozmez� pod cca 0,2� se v�razn� projevuje difuzn�
tlumen� fluktuac�, vrcholy jsou st�le ni���, a�
zanikaj�. Ve velmi mal�ch �hlov�ch rozmez�ch pod cca 0,05� (l >2000) se ji� ��dn�
drobn�j�� fluktuace reliktn�ho z��en� nevyskytuj�...
Detekce a zobrazen� reliktn�ho z��en��
Mikrovlnn� reliktn� z��en� prostupuje cel� vesm�r a
nach�z� se i v�ude kolem n�s, ale na�imi smysly ho
nedok�eme vn�mat, oko je na mikrovlny necitliv�. Dok��
jej registrovat pouze vysoce citliv� elektronick� p��stroje vysokofrekven�n�
techniky v oblasti velmi kr�tk�ch vln. Ve speci�ln�
tvarovan�ch vodi��ch - ant�n�ch - t�chto
p��stroj� mikrovlnn� z��en� indukuje slab� elektrick�
sign�ly: st��dav� elektrick� nap�t� o
vysok�ch frekvenc�ch (des�tky a� stovky GHz), kter� se v
elektronick�ch obvodech mnohotis�ckr�t zesiluje a pak se
registruje jeho amplituda a frekvence.
Prvn� detekce
mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en��
V r.1965 A.Penzias a R.Wilson p�i anal�ze �umu
radioteleskopick� p�ij�mac� ant�ny objevili kosmick�
radia�n� pozad� - slab� mikrovln�
elektromagnetick� z��en�, kter� p�ich�z� izotropn� ze
v�ech sm�r� oblohy, je nepolarizovan�, dlouhodob� �asov�
konstantn� (nez�visl� na ro�n� dob�). Dal�� m��en�
uk�zala, �e jeho spektrum odpov�d� z��en� absolutn�
�ern�ho t�lesa o teplot� asi 2,7 �K. Jedn� se o reliktn�
z��en�, "zchladl�" poz�statek z �ry
z��en� po velk�m t�esku, "tepeln� dosvit"
velk�ho t�esku.
��Pro
m��en� slab�ho mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� se
pou��vaj� dva druhy detektor� :
1.
P��m� r�diov�
detekce elektromagnetick�ho vln�n�
Slab� st��dav� elektrick� sign�l z p�ij�mac� ant�ny se
p�en�� veden�m do n�zko�umov�ho p�edzesilova�e (s pou�it�m nap�. single-elektronov�ch
tranzistor� a heterostrukturn�ch tranzistor� HEMP
s vysokou pohyblivost� elektron�). Pak se
ji� standardn� zesiluje a elektronicky vyhodnocuje metodami
vysokofrekven�n� elektroniky. V�hodou r�diov� detekce je
dobr� frekven�n� - spektr�ln� - rozli�en�, necitlivost na
kosmick� z��en�, men�� n�roky na kryogenn� chlazen�. Pro
p��mou r�diovou detekci nejvy���ch frekvenc� >100 GHz submilimetrov�ch
vln CMB sou�asn� slaboproud� elektronika zat�m nedisponuje
dostate�n� rychl�mi elektronick�mi sou��stkami.
2.
Termoelektrick� -
bolometrick� - detekce foton�
Pro velmi vysokofrekven�n� oblasti stovek GHz, bl��c� se
ji� tepeln�mu infra�erven�mu oboru, se proto
pou��vaj� termoelektronick� techniky. Neprov�d� se
zde elektronick� zes�len� sign�lu z dopadaj�c� vlny, ale
tato elektromag. vlna (proud foton�) se absorbuje a p�em��uje
na teplo, zvy�uj�c� teplotu mal� desti�ky,
kter� se sn�m� vysoce citliv�m termistorem - tzv. bolometrem
(jeho funkce je podrobn�ji pops�na nap�.
v �2.5 "Polovodi�ov� detektory", ��st
"Mikrokalorimetrick�
detektory", obr.2.5.2,
knihy "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Detek�n� element sest�v� z absorb�n�ho
materi�lu (tenk� vrstvy kovu) s malou tepelnou kapacitou, v
n�m� pohlcen� z��en� vyvol� zv��en� teploty. Toto
zv��en� teploty se m��� termorezistorem s vysok�m
teplotn�m koeficientem. Vlastn� detek�n� element je
ochlazov�n na pr�m�rnou teplotu podstatn� ni��� ne� je
teplota dopadaj�c�ho z��en� (na cca
0,1�K). Zvl�t� citliv� je vyu�it� ostr�ho
n�b�hu supravodivosti n�kter�ch materi�l� v teplotn�
oblasti desetin �K - TES (Transition Edge Sensor).
��Pro
dostate�n� citliv� m��en� nepatrn�ch teplotn�ch
diferenc� reliktn�ho z��en� (o�ek�van�ch na �rovn�ch
mikrokelvin�) je nutno vstupn� p�edzesilova�e a bolometrick�
detektory pro sn�en� �umu chladit pomoc�
kapaln�ho h�lia na teploty bl�zk� absolutn� nule (u supravodiv�ch bolometr� je to samoz�ejm�
z�kladn� podm�nka jejich fungov�n�...).
��Zobrazen�
reliktn�ho z��en� spo��v� ve zm��en�
reliktn�ho z��en� (jeho intenzity, vlnov� d�lky, p��p.
polarizace) z mnoha r�zn�ch sm�r� a ve
vykreslen� astronomick� mapy oblohy v t�chto
veli�in�ch - obr.5-CMB b). Prim�rn�m zobrazovac�m prvkem
detektoru reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� je teleskopick� objektiv
- kulov� �i parabolick� zrcadlo, nebo refrak�n� �o�ka,
kter� vytvo�� optick� obraz mikrovlnn�ho z��en�
do ohniskov� roviny. V ohnisku je um�st�n detektor
- ant�na - mikrovlnn�ho z��en�. Bu� se
jedn� o jeden detektor a zobrazen� se dosahuje nat��en�m
objektivu do r�zn�ch �hl�. U slo�it�j��ch syst�m� je
pou�ito cel� pole - matice detektor�
("ant�nek"), kter� sn�m� nar�z obraz CMB v cel�m
zorn�m poli objektivu.
��Z�kladn� m��en� spo��v� v detekci intenzity
CMB v n�kolika frekven�n�ch p�smech, co� v zobrazovac�m
re�imu poskytne mapu izotropie reliktn�ho
z��en� co do intenzity a spektra. Na pozad� glob�ln�
izotropie reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� se (p�i dostate�n� citlivosti aparatury) zobraz� okrsky m�rn�ch fluktuac� - drobn�
anizotropie CMB v m�stech z�rodk� galaxi� -
obr.5-CMB b).
Diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr
Pro zobrazen� prostorov�ho rozlo�en� intenzity a drobn�ch
fluktuac� mikrovlnn�ho z��en� je vhodn� m�sto
nez�visl�ho m��en� paprsk� z jednotliv�ch sm�r� pou��t
simult�nn�ho m��en� dvou paprsk� z r�zn�ch
�hl� pomoc� dvojice stejn�ch radiometr� vhodn� elektronicky
zapojen�ch pro generov�n� rozd�lu sign�l� - tzv. diferenci�ln�
mikrovlnn� radiometr. .................
��M��en�
polarizace mikrovlnn�ho z��en� se prov�d�
pomoc� vhodn� konstruk�n� �pravy ant�n, p�i n� se
sign�l po pr�chodu ant�nou d�l� na odezvy ze dvou kolm�ch
sm�r�. M��e to b�t osnova dr�tk� nata�en�ch ve dvou k
sob� kolm�ch sm�rech, nebo osnova kolm�ch bolometrick�ch
prou�k�, p��p. p�ij�man� sign�l m��e b�t rozd�len a k
detekci veden dv�ma k sob� kolm�mi vlnovody. Takov� ant�ny
vykazuj� maximum�ln� citlivost k z��en� polarizovan�mu
rovnob�n� s jejich sm�rem, tak�e elektronick�m
vyhodnocen�m odezvy z obou ��st� lze stanovit sm�r
polarizace dopadaj�c�ho z��en� (rozd�ly
v polarizaci reliktn�ho z��en� se o�ek�vaj� velmi mal�;
p�ev�n� ��st polarizace pozorovan�ho mikrovlnn�ho
z��en� m� v�ak p�vod ve zmagnetovan�m mezihv�zdn�m
prachu v Galaxii...).
��Milimetrov� elektromagnetick� vlny jsou siln�
pohlcov�ny ve vod�, tak�e jsou ��ste�n� pohlcov�ny i ve
vzdu�n� vlhkosti v atmosf��e. Vhodn�mi m�sty pro detekci
mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� proto jsou oblasti s
minim�ln�m zastoupen�m vodn� p�ry :
1. Vysokohorsk� oblasti. 2. Pou�tn�
oblasti - such� vzduch. 3. Pol�rn� oblasti,
kde vodn� p�ry v atmosf��e "vymrzaj�" p�i
n�zk�ch teplot�ch.
V t�chto m�stech se instaluj� nebo je pl�nov�na v�stavba
citliv�ch za��zen� pro detekci a anal�zu reliktn�ho
mikrovlnn�ho z��en�.
����Nejvhodn�j�� m�sto pro detekci CMB je
v�ak samoz�ejm� vesm�rn� prostor - kosmick�
sondy. Na
ob�nou dr�hu byly s odstupem 6-10 let vypu�t�ny �ty�i
kosmick� sondy zab�vaj�c� se m��en�m
mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru :
Relikt (??????-1)
byla prvn� kosmick� sonda, kter� se (krom�
dal��ho v�zkumn�ho programu) zab�vala
detekc� a zobrazen�m mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru. Byla
vypu�t�na v r.1983 jako sou��st kosmic�ho programu SSSR -
dru�ice Prognoz 9. Ob�hala po velmi excentrick� dr�ze (perigeum 1000 km, apogeum 750 000 km) s ob�nou dobou 26 dn�. Jej� diferenci�ln�
mikrovlnn� modula�n� radiometr pracoval ve frekven�n�m
p�smu 37,5 GHz s �hlov�m rozli�en�m 5,8� a diferenci�ln�
citlivost� cca 25 mK. Krom� nalezen� n�kter�ch slab�ch
difuzn�ch r�diov�ch zdroj� se poda�ilo zm��it pouze dip�lovou
anizotropii mikrovlnn�ho z��en�
kinematick�ho p�vodu, zp�sobenou pohybem vzta�n�
soustavy satelitu vzhledem k referen�n� soustav� reliktn�ho
z��en�. Na detekci prim�rn� anizotropie CMB v�ak citlivost
p��stroje nesta�ila...
COBE (Cosmic Background Explorer)
byla prvn� "jedno��elov�" kosmick� sonda pro
citlivou detekci a zobrazen� mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru.
Byla vypu�t�na v USA - NASA v r.1989 na pol�rn� geocentrickou
dr�hu a pracovala 4 roky. Na palub� dru�ice byl instalov�n
spektrofotometr pro m��en� spektra reliktn�ho z��en�,
diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr a �irokop�smov�
infra�erven� detektor. Krom� odhalen� n�kolika galaxi� v
oblasti dlouhovlnn�ho infra�erven�ho z��en�
(infra�erven�m detektorem) bylo p�esn� zm��eno spektrum
reliktn�ho z��en�, kter� odpov�dalo z��en�
absolutn� �ern�ho t�lesa s teplotou 2,72
�K. Diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr
b�hem m��ic� doby 4 roky vytvo�il mapu mikrovlnn�ho
z��en� cel� oblohy, na kter� se (po
odfiltrov�n� ostatn�ch zdroj� z��en�)
poprve poda�ilo zobrazit anizotropii mikrovlnn�ho
reliktn�ho z��en�. Fluktuace relitn�ho z��en� se
m��ily s �hlov�m rozli�en�m 7� a diferenci�ln� teplotn�
citlivost� cca 0,4 mK.
WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe)
byla ur�ena pro citliv� m��en� fluktuac� reliktn�ho
z��en�. Byla vypu�t�na NASA v r.2001 a uvedena do L2
Lagrangeova bodu (soustavy Zem�-Slunce, ve
vzd�lenosti cca 1,5 milion� km od Zem�),
m��en� prob�hala do r.2010. V ohniskov� rovin� dvou
zrcadlov�ch teleskop� (prim�rn� zrcadla
1,4x1,6
m, sekund�rn� zrcadla 0,9x1,0 m), kter� sn�maj� z��en�
ze dvou protilehl�ch sm�r�, jsou um�st�ny diferenci�ln�
mikrovlnn� radiometry. M��en� se prov�d� na r�zn�ch
frekvenc�ch v 5 radiofrekven�n�ch p�smech, od 23 GHz do 94
GHz. Sonda WMAP byla podstatn� zdokonalen�m pokra�ov�n�m
sondy COBE - fluktuace relitn�ho z��en� se m��ily s
�hlov�m rozli�en�m 0,35� a diferenci�ln� teplotn�
citlivost� cca 20 mK (tedy s v�ce ne� 30-kr�t
lep��mi parametzry ne� COBE). Po
odfiltrov�n� ostatn�ch zdroj� z��en� t�m vznikl detailn�
obraz zachycuj�c� vlastn� - prim�rn� - anizotropie
reliktn�ho z��en�, poch�zej�c� ze sf�ry
posledn�ho rozptylu na konci fotonov� �ry. Na tomto obraze,
vedle vizu�ln�ho hodnocen�, ji� lze kvantitativn� analyzovat
z�konitosti v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB (podle obr.5-CMB b,c).
Planck (n�zev je podle fyzika M. Plancka, kter�
na z�klad� anal�zy spektra z��en� �ern�ho t�lesa
zalo�il koncepci kvantov�n� energie ve fyzice)
byla vypu�t�na Evropskou kosmickou agenturou v r.2009 a uvedena
rovn� do bl�zkosti L2 Lagrangeova bodu, byla provozov�na do
r.2013. K fokusaci mikrovlnn�ho z��en� pou��v� sonda
Planck jeden zrcadlov� teleskop (prim�rn�
zrcadlo 1,56x1,1 m, sekund�rn� zrcadlo 1,05x1,1 m),
v jeho� ohniskov� rovin� jsou um�st�ny citliv� detektory
dvou r�zn�ch technologi�:
"N�zkofrekven�n�" r�diov� detek�n� syst�m pracuj�c�
v rozmez� 28,5-70,3 GHz rozd�len�m do 3 p�sem, a
vysokofrekven�n� detek�n� syst�m tvo�en� bolometrick�mi
detektory (chlazen�mi na 0,1 �K), pracuj�c� mezi 100-857 GHz, rozd�len� do 6 p�sem.
Sonda Planck byla zdokonalen�m pokra�ov�n�m WMAP -
m��ila ve velmi �irok�m frekven�n�m rozmez� 9
frekven�n�ch p�sem od 28,5 do 857 GHz a m�la podstatn�
vy��� teplotn� citlivost 2mK a lep�� �hlov� rozli�en� 0,06� (p�edev��m ve vysokofrekven�n� oblasti).
R�zn� slo�ky v
mikrovlnn�m z��en��
V oblasti centimetrov�ch a milimetrov�ch vln p�ich�z� z
vesm�ru z��en� r�zn�ho p�vodu, nejen reliktn�ho. A toto
z��en� je d�le ovliv�ov�no n�kter�mi astrofyzik�ln�mi
okolnostmi. K vyextrahov�n� skute�n�ho (prim�rn�ho)
reliktn�ho z��en� vede n�kolikastup�ov� cesta :
| Z�kladn� obraz
mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru p�i men��m
rozli�en� ukazuje homogenn� distribuci ze
v�ech sm�r� oblohy. Takto izotropn� se jevilo kosmick� mikrovlnn� z��en� prvn�m pr�kopn�k�m A.Penziasovi a R.Wilsonovi v 60.letech, jako� i p�i dal��ch m��en�ch a� do konce 70.let. Nen� zde vyzna�en artefici�ln� sv�tl� pruh uprost�ed, poch�zej�c� z p�su na�� Galaxie. |
![]() |
| P�i citliv�j��m
m��en� se ukazuje dip�lov� anizotropie
kinematick�ho p�vodu, zp�soben� pohybem
pozorovatele - na�� slune�n� soustavy - v��i
kosmick�mu pozad� CMB. Let�me rychlost� kolem 370 km/s vzhledem k referen�n� kosmologick� vzta�n� soustav�. Tento pohyb m� za n�sledek "dip�lovou" anizotropii (o amplitud� cca 3 mK) m��en�ho z��en�, kter� se jev� ve sm�ru pohybu m�rn� teplej�� ne� v opa�n�m sm�ru. Jedn� se Dopplerovsk� rychlostn� �erven� a modr� frekven�n� posun. |
|
| Po korekci na
kinematickou anizotropii se p�i m��en� s vy���m
rozli�en�m ukazuj� lok�ln� fluktuace, na kter�ch
dominuje p�s na�� galaxie (Ml��n�
dr�ha). Mikrovlnn� z��en� tam vznik� p�i elektron-iontov�ch rozptylech, p�i synchrotronov�m z��en� rychl�ch nabit�ch ��stic v galaktick�m magnetick�m poli a p�i tepeln�m vyza�ov�n� prachu. |
|
| Po ode�ten�
galaktick�ho pop�ed� a dal��m zv��en�
citlivosti a rozli�en� ji� vznikne detailn� obraz
zachycuj�c� vlastn� - prim�rn� - anizotropie
reliktn�ho z��en�, poch�zej�c� ze sf�ry
posledn�ho rozptylu na konci fotonov� �ry. Na tomto obraze, vedle vizu�ln�ho hodnocen�, ji� lze kvantitativn� analyzovat z�konitosti v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB podle obr.5-CMB b,c. |
Anom�lie v rozlo�en�
reliktn�ho z��en�
Na detailn� map� drobn�ch anizotropi� reliktn�ho z��en�
sn�man�ho z r�zn�ch m�st oblohy na obr.5-CMB b) jsou, krom�
n�hodn�ho statistick�ho st��d�n� drobn�ch
teplej��ch a chladn�j��ch okrsk�, vid�t i n�kter� anom�lie
- rozs�hlej�� oblasti p�edev��m sn�en� teploty
registrovan�ho mikrovlnn�ho z��en�, jak�si "studen�
skvrny". Nejhlub�� studen� skvrna (-70 mK) se nach�z� na ji�n�m okraji
mapy CMB, dal�� dv� rozs�hlej�� (ale
m�n� hlubok�, cca -30 mK) jsou t�m�� uprost�ed a na
prav�m okraji.
��Jednozna�n� vysv�tlen� t�chto anom�li�
zat�m chyb�. Slibn� vysv�tlen� by mohlo vych�zet z
existence rozs�hl�ch "pr�zdnot" (viz obr.5.5) mezi
n�mi a zobrazen�m chladn�m m�stem. Integrovan� Sach-Wolf
efekt by pak zp�sobil sn�en� energie proch�zej�c�ch CMB
foton�. Vyskytly se i "exotick�" spekulace, �e by se
mohlo jednat o m�sto kolize na�eho vesm�ru s jin�m vesm�rem
v r�mci koncepce multiversa..?..
Mistrovsk� d�lo
m���c� astrofyzik�ln� techniky�
P�esn� detekce, spektrometrie a zobrazen� reliktn�ho
mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru je velmi obt�n�m �kolem
vy�aduj�c�m �pi�kov� technick� prost�edky na sam�ch
hranic�ch mo�nost�. Metaforicky lze ��ct, �e detailn� mapa
drobn�ch anizotropi� reliktn�ho z��en� zobrazen�ho z
r�zn�ch m�st vesm�ru (obr.5-CMB b) a
dal�� up�esn�n�) je "mistrovsk�
um�leck� d�lo" m���c� astrofyzik�ln�
techniky..!..
Informace nesen�
reliktn�m z��en�m�
Osvobozen� fotony reliktn�ho z��en� maj� vlastnosti
zformovan� p�i n�kolika posledn�ch interakc�ch s p�vodn�
plasmou a nesou tak informaci o podm�nk�ch v dob� cca 380 000
let po vzniku vesm�ru - ze sf�ry posledn�ho rozptylu.
Informace o d��v�j��ch ud�lostech ve vesm�ru v nich
p��mo obsa�eny nejsou, m��eme se v�ak pokusit rekonstruovat
je teoreticky, srovn�v�n�m modelov�ch p�edpov�d�
tehdej��ho chov�n� vesm�ru a jejich odrazu na distribuci
hmoty v dob� rekombinace s nam��en�mi daty o mikrovlnn�m
z��en�.
��Co tedy m��eme z reliktn�ho z��en� zjistit?
P�edev��m, zm��en�m spektra, tj.
z�vislosti intenzity z��en� na vlnov� d�lce zji��ujeme,
�e reliktn� z��en� je opravdu z��en�m absolutn�
�ern�ho t�lesa s Planckov�m spektrem o teplot�
2,73�K. Tento tvar spektra mohl vzniknout pouze v d�sledku tepeln�
rovnov�hy mezi fotony, elektrony a baryony v ran�m
vesm�ru, v dob� vyz��en� CMB. Je p�esv�d�iv�m d�kazem
koncepce hork�ho ran�ho vesm�ru, p�edstavy Velk�ho
t�esku. Jeho prakticky izotropn� rozlo�en� dokazuje
opr�vn�nost z�kladn�ho kosmologick�ho p�edpokladu, �e
vesm�r je ve velk�ch m���tc�ch opravdu homogenn� a
izotropn� (a m��e b�t
modelov�n jako Fridman�v vesm�r).
��P�esn� zm��en� spektra - vlnov� d�lky,
teploty - reliktn�ho z��en� umo��uje (v koprodukci s
m��en�m kosmologick�ch rud�ch posuv� spekter) up�esnit st���
vesm�ru. Ve v�t��ch m���tc�ch je toto z��en� izotropn�
*) s uvedenou teplotou , av�ak v men��ch �hlov�ch
rozm�rech se vyskytuj� mal� fluktuace (na �rovni pouh�ch des�tek mikrokelvin�) iniciovan� p�edpokl�dan�mi nehomogenitami l�tky v
obdob� rekombinace (bylo diskutov�no
v��e v pas�i "F�zov� p�echody ve
vesm�ru"). Tyto
mikrokelvinov� fluktuace intenzity reliktn�ho z��en� m���
dru�icov� p��stroje s vysok�m rozli�en�m. Vznik� tak
podrobn� mikrovlnn� mapa velkorozm�rov� struktury
vesm�ru - obr.G5-CMB b), kter� zachycuje z�rodky, z
nich� pravd�podobn� pozd�ji vznikaly kupy galaxi� a galaxie.
Ukazuje se, �e existuje korelace mezi
teplotn�mi anizotropiemi reliktn�ho z��en� a
velkorozm�rovou strukturou vesm�ru.
*) Glob�ln� izotropie plat� pro
pozorovatele kter� je v klidu vzhledem ke kosmologick� expanzi
vesm�ru. Jeliko� se v�ak na�e Zem� pohybuje p�i ob�h�n�
kolem Slunce (pr�m�rnou rychlost� 30 km/s) a na�e slune�n�
soustava se pohybuje p�i ob�h�n� kolem st�edu Galaxie
(rychlost� cca 220 km/s), pozoruje se m�rn� anizotropie
reliktn�ho z��en�. Tato anizotropie je v�ak �ist� kinematick�ho
p�vodu a nem� nic spole�n�ho se skute�n�mi
astrofyzik�ln�mi vlastnostmi reliktn�ho z��en�. Dal��
drobnou zkresluj�c� slo�kou je mikrovlnn� z��en� z
Galaxie. P�i p�esn�ch m��en�ch vlastnost� CMB je nutno
tyto kinematick� a galaktick� efekty ode��st
od nativn�ch zm��en�ch dat a analyzovat zbylou drobnou, ale
skute�nou astrofyzik�ln� anizotropii
reliktn�ho z��en� (bylo diskutov�no
v��e v pas�i "R�zn� slo�ky v mikrovlnn�m z��en�").
Z�sk�v�n� -
up�es�ov�n�, verifikace - kosmologick�ch parametr� z
reliktn�ho z��en��
Vlastnosti detekovan�ho reliktn�ho z��en� jsou p�irozen�
z�visl� na fyzik�ln�ch procesech v ran�m i pozdn�j��m
vesm�ru a na dynamice kosmologick� evoluce. Toto popisuj� kosmologick�
modely, tak�e obr�cen� z vlastnost�
reliktn�ho z��en� lze zji��ovat, jak� hodnoty
kosmologick�ch parametr� nejl�pe odpov�daj� nam��en�m
spektr�m a �hlov�m distribuc�m CMB. Nyn�j�� standardn�
kosmologick� model LCDM m� 6 hlavn�ch parametr�; k n�kter�m z
nich maj� co ��ct i vlastnosti CMB. Pro tento ��el se hod�
p�edev��m k�ivka spektra �hlov�ho rozd�len�
fluktuac� reliktn�ho z��en� na obr.G5-CMB c). Pomoc�
po��ta�ov�ho modelov�n� m�n�me vy�et�ovan�
parametr v LCDM a sledujeme "co to ud�l�" s �hlov�m
spektrem fluktuac� CMB; sna��me se naj�t takovou hodnotu
dan�ho parametru, pro kterou se dosahuje nejlep�� shody
s nam��enou k�ivkou (pomoc� metody
nejmen��ch �tverc� nebo statistick� Bayes-anal�zy) :
-
Baryonov� hustota
Jak bylo uk�z�no v pas�i "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce", rychlost ���en� hustotn�ch oscilac� v
plasm� (rychlost "zvuku") vs je funkc� hustoty baryon� - ��m v�t�� je hustota
baryon�, t�m men�� je rychlost "zvuku". Jeliko�
tlak v akustick�ch kmitech je d�n rychlost� zvuku, p�i
n힚� hodnot� rychlosti zvuku, t.j. vy��� hustot�
baryon�, by m�ly vznikat vy��� amplitudy akustick�ch p�k�
v �hlov�m spektru fluktuac� CMB (dal��
p�ky pro men�� �hly jsou zmen�en� vlivem difuzn�ho
tlumen� nehomogenit). Nejlep��ho
souhlasu s m��en�m spektrem se dosahuje pro WB � 0,05, tj. pro zastoupen� baryonov� hmoty cca 5%
v celkov� kritick� hustot� hmoty-energie Fridmanova
kosmologick�ho modelu.
-
Hustota hmoty
Hlavn� pod�l fluktuac� ve spektru �hlov� anizotropie energie
CMB poch�z� z obdob� p�echodu �ry s dominanc�
z��en� do dominance hmoty, v bl�zkosti rekombina�n�ho
obdob�. Gravita�n� potenci�l zde kles�, zvy�uje se
kol�s�n� teploty a v�asn� Sachs-Wolf efekt d�v� v�razn�
p��sp�vek do �hlov�ho v�konov�ho spektra. Jeliko� toto
obdob� p�echodu z�viselo na hustot� hmoty ~WM.H2, je ��inek nav��en� amplitud fluktuac�
v�razn�j�� ve v�t��ch �hlov�ch m���tc�ch (men��ch l)
pro men�� hodnoty hustoty hmoty. Amplituda v �hlov�m spektru
fluktuac� energie se proto v �hlov�m rozmez� cca 1�-2� (multipol l ~110 - sf�ra posledn�ho rozptylu) zv�t�uje, v�etn� aplitudy prvn�ho
akustick�ho p�ku, s klesaj�c� denzitou hmoty WM. Fitace ukazuje nejlep�� souhlas s nam��en�m
�hlov�m spektrem podle obr.G5-CMB c) pro WM � 0.2........ .........
-
Prostorov� k�ivost
�hlov� spektrum v�konov�ch fluktuac� CMB z�vis� i na prostorov�m
zak�iven� vesm�ru, kter� modifikuje pozorovanou
(zd�nlivou) �hlovou velikost vzd�len�ch objekt�. Ve
srovn�n� se z�kladn�m p��padem ploch�ho prostoru se
pozorovan� zd�nliv� velikost stejn�ch fluktuac� na sf��e
posledn�ho rozptylu zv�t�uje �i zmen�uje pro kladn� nebo
z�porn� zak�iven� vesm�rn� prostor. V d�sledku toho se
akustick� vrcholy a pokles difuzn�m tlumen�m v �hlov�m
spektru celkov� posouvaj� sm�rem k v�t��m nebo
men��m �hl�m df (resp. obr�cen� k men��m �i
v�t��m multipolarit�m l). Fitace
v kosmologick�m LCDM modelu d�v� nejlep�� souhlas s
m��en�m �hlov�m CMB spektrem pro hodnotu WK � 0, tj. pro prostorov� rovinn� vesm�r.
-
Charakter primordi�ln�ch nehomogenit - adiabatick�
versus entropick�
Primordi�ln� perturbace, poch�zej�c� pravd�podobn� z infla�n�ho
obdob� (diskutovan�ho v �5.5 "Mikrofyzika
a kosmologie. Infla�n� vesm�r.") mohou b�t v z�sad�
dvoj�ho druhu: adiabatick� a entropick� (isocurvaturn�) - byly pops�ny v��e v pas�i "Fluktuace
a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce". Vznikly tyto primordi�ln� "sem�nka"
pro vznik vesm�rn�ch struktur jen jako zm�ny v zastoupen�
r�zn�ch druh� ��stic a z��en�, nebo se jednalo i o
lok�ln� zhu�t�niny hmoty-energie? Pro adiabatick� a
entropick� re�imy akustick�ch kmit� je rozd�l p/2 ve
f�zi kmit�n�, tak�e na �hlov�m spektru fluktuac� CMB
poloh�m vrchol� pro entropick� charakter odpov�daj� doliny
pro adiabatick� re�im a naopak. P�esn� m��en� �hlov�
distribuce CMB sv�d�� pro adiabatick�
charakter primordi�ln�ch nehomogenit.
-
Reionizace -
optick� hloubka CMB
Mezigalaktick� plyn, kter� se procesem rekombinace (cca 380 000 let po za��tku vesm�ru) stal neutr�ln� a pr�hledn� pro z��en�, byl
pozd�ji znovu ��ste�n� ionizov�n UV z��en�m z
prvn�ch hv�zd a aktivn�ch galaktick�ch jader. Z
astronomick�ch pr�zkum� vzd�len�ch objekt� se odhaduje, �e
tento proces reionizace byl dokon�en p�i z ~ 0,5-0,6. Voln�
elektrony v tomto ionizovan�m plynu pak rozptyluj� fotony
reliktn�ho z��en� CMB, zp�sobuj� ��ste�nou opacitu
vesm�rn�ho prost�ed� - Sunajev-Zeldovi��v efekt.
Tento efekt zp�sob� tlumen� v �hlov�m v�konov�m
spektru CMB. Velikost tohoto �tlumu je exponenci�ln� a
vyjad�uje se jako exp(-t),
kde t je tzv. optick� hloubka Thomsonova rozptylu
... . V �hlov�m v�konov�m spektru se optick� hloubka
projevuje tak, �e pro v�t�� t (cca 0,5) se
celkov� sni�uje amplituda p�k� akustick�ch
oscilac�, p�i�em� v oblasti v�t��ch �hl� (mal� l)
z�st�v� amplituda zhruba stejn�; toto relativn�
kompenza�n� nav��en� anizotropi� pro v�t�� �hly je
zp�sobeno Dopplerov�m efektem p�i pekuli�rn�ch
pohybech rozs�hl�ch oblast� s v�ce ionizovan�m plynem.
M��en�mu spektru nejl�pe odpov�d� hodnota optick� hloubky t~0,09, sv�d��c� pro relativn� mal� vliv reionizace
na ���en� reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�.
"Okno"
do ran�ho vesm�ru�
Celkov� lze ��ci, �e reliktn� mikrovlnn� z��en�,
jako�to nejstar�� "sv�tlo" �i
elektromagnetick� vln�n� (p�vodn� bylo
opravdu sv�tlem), je v sou�asn� dob�
nejd�le�it�j��m zdrojem informac� o ran�m vesm�ru,
p�in�ej�c�m jedine�n� informace z doby, kdy je�t�
nebyly ��dn� hv�zdy ani galaxie, ba ani atomy a molekuly,
neexistovala ��dn� l�tka podobn� t� kterou zn�me a z n�
jsme slo�eni my i v�echno kolem n�s. P�in�� informace z
doby, kdy se teprve zakl�daly podm�nky pro vznik nyn�
pozorovan�ch struktur ve vesm�ru a nep��mo mo�n� m��e
p�in�st i informace z ud�lost� samotn�ho vzniku vesm�ru.
Astronomie mikrovlnn�ho z��en� je tak unik�tn�m "observa�n�m
oknem" do velmi ran�ho vesm�ru, kter� se s
pokrokem detek�n�ch technologi� bude nepochybn� st�le v�ce
pootev�rat...
��Z kosmologick�ho hlediska je zvl�t�
zaj�mav� porovn�vat - korelovat
distribuci drobn�ch struktur-nehomogenit v dob� rekombinace,
pozorovan�ch pomoc� fluktuac� CMB, s astronomick�m
pozorov�n�m nyn�j��ho velkorozm�rov�ho shlukov�n�
galaxi� (rozs�hl� p�ehl�dky oblohy se
statistick�m vyhodnocen�m). Pom�h� to
l�pe analyzovat dynamiku expanze vesm�ru
b�hem cel� dlouh� doby jeho existence...
Kosmologick�
parametry
Stavbu a v�voj vesm�ru popisujeme pomoc� �ady tzv. kosmologick�ch
parametr� - glob�ln�ch astrofyzik�ln�ch veli�in
kvantifikuj�c�ch nejd�le�it�j�� vlastnosti vesm�ru. Jsou
to p�edev��m: rychlost rozp�n�n� vesm�ru a jeho
dynamika (zpomalov�n� �i zrychlov�n�); slo�en�
vesm�ru (zastoupen� baryonick� a temn� hmoty, temn�
energie, z��en�, neutrin); v�zna�n� kritick� hodnoty
ur�uj�c� z�kladn� chov�n� vesm�ru; m�ra nehomogenit
(fluktuac�) hmoty a prostorov� k�ivosti; �as odd�len�
z��en� od l�tky; m�ra a �asov� obdob� reionizace
mezigalaktick�ho plynu.
��Kosmologick� parametry jsou
pak sou��st� ur�it�ho kosmologick�ho modelu, zde
standardn�ho kosmologick�ho modelu LCDM.
��Co nejp�esn�j�� hodnoty kosmologick�ch
patrametr�, ur�uj�c�ch stavbu a evoluci vesm�ru, nyn�
z�sk�v�me pomoc� koprodukce dvou
rozd�ln�ch oblast� astronomick�ch m��en� :
- Rozs�hl� astronomick� pozorov�n� distribuce
galaxi� a kup galaxi�, jejich fotometrie a spektrometrie,
v�etn� cefeid a supernov Ia.
- Citliv� m��en� mikrovlnn�ho reliktn�ho
z��en�, p�edev��m spekter �hlov� distribuce
anizotropi� CMB.
- V posledn� dob� k tomu za��n� p�isp�vat i detekce
gravita�n�ch vln.
��Pomoc� po��ta�ov�ho modelov�n� v�sledk�
v�ech t�chto m��en� byly z�sk�ny up�esn�n� hodnoty
d�le�it�ch kosmologick�ch parametr� (z
hlediska nyn�j��ho vesm�ru) :
| Parametr | Hodnota | Rozptyl |
| Hubbleova konstanta (sou�asn� hodnota) |
H0 = 70,4 km s-1 Mpc-1 | � 2 % |
| V�k vesm�ru | t0 = 13,8 . 109 let | � 0,015 % |
| Hustota baryon� | Wb = 0,0456 | � 3,51 % |
| Hustota temn� hmoty | Wdm = 0,227 | � 6,1 % |
| Hustota gravituj�c� hmoty | Wm = 0,31 | �0,0062 |
| Kritick� hustota gravituj�c� hmoty | rcrit = 8,62 . 10-27 kg/m3 | � 1,4 % |
| Hustota temn� energie | WL = 0,728 | � 2,2 % |
| Pod�l - hustota - z��en� | Wrad = 0,005 | |
| Hustota neutrin (p�i hmotnosti neutrin ) |
Wn
< 0,0012 ( Smn < 0,6 eV ) |
|
| Spektr�ln� index fluktuac� hmoty | ns = 0,96 | � 0,4 % |
| St�edn� kvadratick� fluktuace hmoty
(ve sf��e 8 h-1Mpc) |
s8 = 0,81 | � 10 % |
| Amplituda fluktuace zak�iven�
prostoru (k0 = 0,002 Mpc-1) |
DR2 = 2,44 . 10-9 | � 3,6 % |
| Rud� posuv v �ase odd�len� | zrec = 1090 | � 0,2 % |
| V�k vesm�ru v �ase odd�len� | trec = 377700 let | � 0,8 % |
| Optick� hloubka reionizace | treion = 0,087 | � 16 % |
| Rud� posuv reionizace | zreion = 8,5 | � 12 % |
Sladit v�echny v�sledky astronomick�ch
m��en� a stanovit z nich nejpravd�podobn�j�� hodnoty
kosmologick�ch parametr� je n�ro�n� po��ta�ov� �kol.
Vyu��v� se Bayesovsk� statistick� anal�za a
Fisherovy multiparametrick� matice. ...... .......
Konkr�tn� hodnoty kosmologick�ch parametr� (a jejich v�b�r a modifikace) se
v literatu�e pon�kud li��; na z�klad� v�sledk� st�le
citliv�j��ch astronomick�ch m��en� se pr�b�n�
up�es�uj�.
Astrofyzik�ln�
v�znam kosmologick�ch parametr��
Stru�n� - heslovit� - zde zrekapitulujeme, co jednotliv�
kosmologick� parametry popisuj� a jak� je jejich v�znam pro
stavbu a evoluci vesm�ru :
->
Hubbleova konstanta H,
resp. jej� sou�asn� hodnota H0, je koeficient �m�rnosti mezi vzd�lenost�
astronomick�ho objektu a expanzn� rychlost� jeho vzdalov�n�.
Je to nejz�kladn�j�� parametr expanze vesm�ru,
pou��van� od sam�ho za��tku budov�n� relativistick�
kosmologie (�5.1"Z�kladn�
v�chodiska a principy kosmologie", vztah (5.2) a �5.3 "Fridmanovy
dynamick� modely vesm�ru",
vztah (5.24)). N�kdy se pou��v� i tzv. redukovan�
bezrozm�rn� Hubbleova konstanta h = H0/100 km s-1 / Mpc.
-> V�k
vesm�ru t0 odvozen� od dynamiky expanzn�ho
faktoru a(t) - od vzniku vesm�ru (big-bang
t=0) a� do sou�asnosti (t=t0). Zp�soby jak se stanovuje
st��� vesm�ru jsou diskutov�ny v �5.1, pas� "Velikost a st��� vesm�ru".
-> Hustota
baryon� vyj�d�en� parametrem Wb, kter� rozhoduje o pr�b�hu prvotn�
nukleosynt�zy (popsan� v��e v
��sti "Prvotn� kosmologick�
nukleosynt�za"), vedouc� k z�kladn�mu l�tkov�mu slo�en�
vesm�ru.
-> Hustota
temn� hmoty popsan� parametrem Wdm, kter� v sou�tu s baryonovou hmotou Wb ud�v� celkovou hustotu gravituj�c� hmoty Wm, ur�uj�c� podle Fridmanov�ch rovnic dynamiku
glob�ln� expanze vesm�ru. A pak t� dymamiku
formov�n� galaxi�, jejich pohybu a evoluce (temn� hmota je rozeb�ran� v �5.6, ��st "Skryt�-temn�
hmota").
-> Kritick�
hustota gravituj�c� hmoty rcrit
(5.26), pro kterou by vesm�r byl prostorov� rovinn�,
rozp�naj�c� se p�esn� �nikovou rychlost�.
-> Hustota
temn� energie popsan� obecn� parametrem Wde, v modelu LCDM pak parametrem WL - temn� energie je modelov�na kosmologickou
konstantou L. ........
��Pozn.: Omega-parametry
relativn� hustoty baryonov� a temn� hmoty se n�kdy n�sob�
redukovanou Hubbleovou konstantou h a vznikl� parametry Wb.h2 a Wdm.h2 se naz�vaj� "fyzik�ln�"
hustota baryonov� a temn� hmoty.
-> Hustota
- zastoupen� z��en� Wrad byla dominantn� v ran�m vesm�ru, p�edev��m v
radia�n� ��e. Jeliko� b�hem expanze vesm�ru klesala
radiace rychleji (rrad~a-4) ve srovn�n� s hustotou
ostatn� hmoty (rm~a-3), pokleslo zastoupen� z��en�
na nyn�j��ch pouh�ch 0,05 %.
-> Hustota
neutrin Wn zat�m nen� p�esn� zn�ma, jsou jen odhady horn�
hranice. Vedle odhadu po�tu neutrin z�vis� na klidov�
hmotnosti neutrin, kter� je velmi mal�, byly zm��eny jen
horn� meze cca 0,2 eV (o neutrinech je podrobn� pojedn�no v
��sti "Neutrina -
"duchov�" mezi ��sticemi" �1.2 monografie "Jadern� fyzika a
fyzika ionizuj�c�ho z��en�").
��Shora
uveden� parametry hustoty - relativn�ho zastoupen� r�zn�ch
druh� hmoty ve vesm�ru se b�hem evoluce v�razn� m�nily (nyn�j�� hodnoty jsou shora uvedeny v tabulce). Vy�stily v zastoupen� hmoty podle n�zorn�ho
diagramu v �5.6, pas� "Jak� je z�kladn� slo�en�
vem�ru?".
-> Skal�rn�
spektr�ln� index fluktuace hmoty ns,
popisuj�c� relativn� zastoupen� - spektrum - r�zn� velk�ch
nehomogenit hustoty hmoty~energie. Tyto nehomogenity
primordi�ln�ho p�vodu maj� p�ibli�n� �k�lov�
invariantn� spektrum, ns ~ 1.
-> St�edn�
kvadratick� fluktuace hmoty popsan� parametrem s8 - st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty ve sf��e o
polom�ru 8 h-1 Mpc (byl zvolen proto, �e zhruba odpov�d� typick�mu
m���tku mas�vn�ch kup galaxi�).
Hodnota s8 vych�z� kolem 0,8.
-> Amplituda
fluktuac� zak�iven� prostoru DR2 vyjad�uje velikost zm�n zak�iven� prostoru,
indukovan�ch fluktuacemi hustoty hmoty-energie. Podobn� jako
nehomogenity v hustot� hmoty (spektr�ln�
index fluktuac� a st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty) se kvantifikuje pomoc� Fourierovsk� anal�zy.
M���tko vlnov�ho koeficientu k se zde normalizuje na k0 = 0,002 Mpc-1 (odpov�d� zhruba multip�lov� hodnot� l ~30 v
�hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB na obr.5-CMB c)).
��Pozn.: Fluktuace
hmoty-energie, jejich vliv na formov�n� struktur ve vesm�ru a
parametry pro jejich kvantifikaci byly diskutov�ny v��e v
pas�i "Fluktuace a perturbace v
kosmick� l�tce".
-> Rud�
posuv v �ase odd�len� z��en� od l�tky, neboli rekombinace,
zrec, �emu� odpov�d� v�k vesm�ru v �ase
odd�len� trec.
-> Optick�
hloubka reionizace vesm�rn�ho plynu treion ionizuj�c�m z��en�m hv�zd, supernov a kvasar�,
souvisej�c� se vznikem galaxi� a hv�zd ve vesm�ru. Je to
st�edn� voln� dr�ha kterou fotony uraz� ve vesm�ru, ne�
jsou rozpt�leny (po��t� se prvn�
rozptyl) na elektronech (re)ionizovan�ho
mezigalaktick�ho plynu - "optick� tlou��ka"
vesm�rn�ho prost�ed�.
�-> Rud�
posuv reionizace zreion ud�vaj�c� �asov� obdob�, kdy k t�to reoinizaci
do�lo.
��N�kter� kosmologick�
parametry jsou vz�jemn� z�visl�, odvozen�. V sou�asn�
kategorizaci se standardn� kosmologick� model LCDM popisuje 6
z�kladn�mi parametry (volba
n�kter�ch z t�chto parametr� jako z�kladn�ch, mezi
n�kolika dal��mi alternativn�mi glob�ln�mi vesm�rn�mi
parametry, je n�kdy diskutabiln�...) : baryonov�
hustota, hustota temn� hmoty, v�k vesm�ru, skal�rn�
spektr�ln� index fluktuac� a optick� hloubka reionizace. Z
t�chto 6 parametr� lze v z�sad� vypo��tat dal�� parametry
(m��e b�t modelov� z�visl�...). Nap�. z parametr� hustoty baryon� Wb a hustoty temn� hmoty Wdm m��eme dosazen�m do Fridmanovy rovnice (5.38)
z�skat hodnotu Hubbleovy konstanty H...
��Ve v��e uveden� tabulce jsme kosmologick�
parametry se�adili podle bezprost�edn�ho astrofyzik�ln�ho
vlivu na evoluci vesm�ru a postupn� formov�n� struktur,
nikoli podle form�ln� "z�kladnosti"...
Jak
rychle se vesm�r rozp�n�? - p�esn� m��en� Hubbleovy
konstanty
Z�kladn� kosmologick� fenom�n rozp�n�n� vesm�ru se
vyjad�uje pomoc� Fridmanov�ch rovnic (5.23a,b),
ur�uj�c�ch �asovou evoluci expanzn�ho faktoru a(t) geometrie
prostoro�asu. Tato evoluce vesm�ru se t� d� ekvivalentn�
vyj�d�it pomoc� Hubbleova rychlostn�ho parametru
H (jak bylo odvozeno v �5.3,
pas�i "Fridmanovy rovnice evoluce
vesm�ru") - koeficientu �m�rnosti mezi vzd�lenost� objektu
(galaxie) a rychlost� jeho vzdalov�n�. Jde o rychlost, kterou
je ka�d� vzd�len� objekt un�en od pozorovatele expanz�
samotn�ho mezigalaktick�ho prostoru.
��Hubble�v expanzn� parametr je obecn� funkc�
�asu H(t), av�ak ekvivalentn� se d� vyj�d�it i jako funkce
rud�ho posuvu H(z). V r�mci sou�asn�ho
nejkomplexn�j��ho kosmologick�ho modelu LCDM
(rozeb�ran�ho v��e v pas�i
"Etapy v�voje vesm�ru") a jeho Omega-parametrizace
(�5.3, pas� "OmegaParametrizace") je tato funk�n�
z�vislost H(z) Hubbleova expanzn�ho parametru na rud�m posuvu z
:
�� �� �� �� H(z)
= H0 � sqrt[Orad(1+z)4 + Om(1+z)3
+ Ok(1+z)2 + OL] ,
obsahuj�c� omega-parametry zastoupen� r�zn�ch slo�ek
hmoty~energie obsa�en�ch ve vesm�ru a p�isp�vaj�ch k
dynamice expanze (Wrad je p��sp�vek od z��en� a relativistick�ch
��stic, Om vyjad�uje hustotu nerelativistick�
hmoty, Ok p��sp�vek geometrick�ho zak�iven�
prostoru, OL zastoupen� temn� energie indukovan� kosmologickou
konstantou L).
��Sou�asn� hodnota expanze (p�i z=0) se naz�v� Hubbleova
konstanta H0 - ud�v� nyn�j�� rychlost expanze vesm�ru.
Hubbleova konstanta je konstantn� jen v dan�m �ase, v
pr�b�hu evoluce vesm�ru se jej� hodnota m�n�. P�esn�
zm��en� tohoto parametru H0 je d�le�it� pro anyl�zu evoluce vesm�ru. S
postupn�m zdokonalov�n�m astronomick� m���c� techniky se
hodnota Hubbleovy konstanty H0 neust�le zp�es�ovala, ustavila se na hodnot� kolem
70 km s-1 Mpc-1.
��V sou�asn� dob� jsou pro stanoven� p�esn�
hodnoty Hubbleovy konstanty k dispozici t�i diametr�ln�
rozd�ln� metody :
-> Klasick�
metoda "standardn�ch sv��ek" -
studium z��en� vhodn�ch jasn�ch hv�zd (pulzuj�c� cefeidy,
supernovy typu Ia) ve st�edn� vzd�len�ch galaxi�ch, u nich�
lze ur�it jejich vzd�lenost (viz "�eb��k kosmick�ch vzd�lenost�" v �4.1) a z�rove�
pomoc� �erven�ho posuvu ve spektru jejich elektromagnetick�ho
z��en� i rychlost jejich vzdalov�n�. Toto je z�kladn�
p��mo�ar� metoda zkoum�n� expanze vesm�ru, jej�
v�sledky jsou nejv�rohodn�j��, modelov� nez�visl�
na kosmologick�m modelu.
Tato metoda funguje pouze pro kosmologicky
relativn� bl�zk� objekty. Pom�h� v�ak
"okalibrovat" vzd�len�j�� galaxie, v nich� ji� na
cefeidy nedohl�dneme.
->
Anal�za reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� -
nepatrn�ch rozd�l� v teplotn� map� reliktn�ho
z��en� (byla podrobn� rozeb�r�na v��e v ��sti "Mikrovlnn� reliktn� z��en� -
unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru"). Analyzuje se shlukov�n� v d�sledku baryonov�ch
"akustick�ch" oscilac�, kter� se pozd�ji
odr�ej� v distribuci galaxi� - pravd�podobnosti nalezen� v
ur�it� vzd�lenosti od jin�ch galaxi�. Jak se vesm�r
rozp�n�, roz�i�uje se tato charakteristick� vzd�lenost,
co� umo��uje m��it Hubbleovu konstantu (jako� i hustotu
temn� hmoty). Je to nep��m� a modelov� siln�
z�visl� m��en� Hubbleovy konstanty. Detailn� anal�za
reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� je v�ak obecn� velmi
p��nosn� pro pozn�n� velkorozm�rov� struktury a evoluce
vesm�ru.
->
Simult�nn� detekce gravita�n�ch vln +
elektromagnetick�ho z��en� ze splynut� velmi
hmotn�ch t�les, p�i nich� vznikaj� jak intenzivn�
gravita�n� vlny, tak emise elektromagnetick�ho z��en�.
Nemohou to b�t dv� �ern� d�ry (kde
vznikaj� jen gravita�n� vlny, ale ��dn� elektromagnetick�), ale dv� neutronov� hv�zdy (je diskutov�no v �4.8, pas�i "F�ze neutronov�ch hv�zd"). Anal�za
p�ich�zej�c�ch gravita�n�ch vln umo�n� odhalit
gravita�n� detaily kolize - hmotnost t�les, uvoln�n� energie
vln, z intenzity detekovan�ch gravita�n�ch vln lze odvodit
vzd�lenost t�to kolize. Z m��en� elektromagnetick�ho
z��en� pak lze ur�it jeho �erven� spektr�ln� posuv. Z
takto stanoven� rychlosti vzdalov�n� a vzd�lenosti se pak
stanov� Hubbleova konstanta. Tato metoda kombinace
gravita�n�ch a elektromagnetick�ch vln se n�kdy naz�v�
"standardn� sir�na". Je to objektivn�
modelov� nez�visl� metoda m��en� expanze vesm�ru.
T�chto multimodalitn�ch pozorov�n� je zat�m m�lo, vedly k
p�edb�n� hodnot� cca 70 km s-1 Mpc-1, av�ak s velkou statistickou neur�itost�... Budouc�
dal�� multimodalitn� detekce gravita�n�ch vln ze splynut�
neutronov�ch hv�zd jist� up�esn� tyto hodnoty.
��Bylo by optim�ln�, kdyby v�echny tyto t�i
metody vedly k p�ibli�n� stejn� hodnot�
Hubbleovy konstanty. Av�ak sou�asn� m��en� pomoc�
"standardn�ch sv��ek", cefeid a supernov, poskytuj�
Hubble�v koeficient �m�rnosti 73 km s-1 Mpc-1, zat�mco m��en� kosmick�ho mikrovlnn�ho pozad� (kosmickou observato�� Planck)
d�vaj� pon�kud ni��� hodnotu 67 km s-1 Mpc-1. P�ed n�kolika lety by se tyto rozd�ly pova�ovaly
za zanedbateln�. P�i sou�asn�ch zdokonalen�ch metod�ch
m��en� v�ak tyto rozd�ly signifikantn� p�evy�uj�
deklarovan� m��ic� chyby (kter� se
odhaduj� na cca 1%). Tato diskrepance se
nyn� �iroce diskutuje, naz�v� se �asto Hubble�v
rozpor (Hubble tension), n�kdy Hubbleovo
nap�t�.
��Nejedn�-li se o chybu m��en�, mohlo by to
nazna�ovat, �e n�m ve stadardn�m kosmologick�m modelu LCDM n�co chyb�,
n�jak� z�hadn� okolnost jak n� vesm�r expandoval v
pr�b�hu sv� existence. �daje z cefeid a supernov sv�d�� o
pon�kud rychlej��m rozp�n�n� (73 km s-1 Mpc-1) relativn� bli���ho vesm�ru,
ne� ukazuj� anal�zy kosmick�ho mikrovlnn�ho z��en� pro
nejvzd�len�j�� oblasti kosmu (pon�kud
pomalej�� expanze 67 km s-1 Mpc-1). Pro� se vesm�r v na��
relativn� bl�zkosti (do vzd�lenosti asi
3 miliard sv�teln�ch let) rozp�n�
pon�kud rychleji ne� ostatn� vzd�len�
vesm�r ?
��Jedno z mo�n�ch vysv�tlen� by mohlo spo��vat
ve speci�ln� astronomick� konfiguraci anom�ln�ch
nepravidelnost� v rozlo�en� hmoty: �e se s
na�� Galaxi� nach�z�me v oblasti vesm�ru, kde je relativn�
pon�kud m�n� hmoty - v jak�si m�stn� hypodensitn� "bublin�".
Hustota hmoty kolem t�to bubliny je vy���, tak�e tato
okoln� hmota gravita�n� p�itahuje galaxie v bublin� a tah�
je sm�rem k okraj�m bubliny. Proto se od n�s vzdaluj�
rychleji ne� by odpov�dalo pr�m�rn� kosmologick� expanzi.
Spekuluje se t� o nezn�m� form� temn� energie, kter�
mohla p�sobit v po��tc�ch vesm�ru, nebo dokonce o revizi
teorie gravitace *) ..?.. Zat�m se nev�...
*) V t�to souvislosti se �asto zmi�uje
MOND - �1.2, pas� "Galaktick�
modifikace Newtonova gravita�n�ho z�kona - MOND", kter� v�ak nen�
v�rohodnou teori� gravitace - tak�e asi ne!
Nebo snad logi�t�j�� n�vrhy modifikovan�ho exponentu v
gravita�n�m z�kon� .....
Obt�e a probl�my standardn�ho kosmologick�ho
modelu (neinfla�n�ho)
I kdy�
standardn� kosmologick� model velmi p�esv�d�iv� popisuje
evoluci vesm�ru a je nyn� t�m�� v�eobecn� p�ij�m�n, v
jeho p�vodn� verzi existuj� n�kter� sporn�
ot�zky a probl�my. Toto je jejich
heslovit� v��et :
-�Probl�m po��te�n� singularity
- Probl�m prostorov� rovinnosti
vesm�ru
- Probl�m horizontu - glob�ln�
homogenity a izotropie vesm�ru
- Probl�m baryonov� asymetrie
hmoty vesm�ru
- Probl�m nep��tomnosti
reliktn�ch magnetick�ch monop�l� a dal��ch exotick�ch
��stic
- Probl�m po��te�n�ch
nehomogenit nutn�ch k pozd�j��mu vytvo�en� galaxi� a
velkorozm�rov� struktury vesm�ru
- Probl�m velk�ch ��sel a
Planckov�ch m���tek
��Zm�n�me se zde o n�kter�ch z nich,
jako� i o pokusech �e�it je nejd��ve v r�mci konven�n�
kosmologie, posl�ze pak, v p��t�m �5.5, na z�klad�
modelu infla�n� expanze velmi
ran�ho vesm�ru.
Probl�m po��te�n�
singularity
Nejz�kladn�j��m probl�mem jak z fyzik�ln�ho, tak z
filosofick�ho hlediska, je probl�m
singularity na po��tku vesm�ru a s n�m souvisej�c� kone�nost vesm�ru v �ase.
Kdy� p�jdeme v �ase zp�tky, tak na po��tku vesm�ru bude
enorm� nar�stat teplota a hustota l�tky, jako� i zak�iven�
prostoro�asu, a� nade v�echny meze, v�echno bude divergovat k
nekone�nu, vznik� singularita. Podle Fridmanov�ch
kosmologick�ch model� m�l vesm�r v ka�d�m p��pad� sv�j singul�rn� po��tek (a pokud je r > rkrit, bude m�t i sv�j singul�rn�
konec), zat�mco
z�kony zachov�n� elektrick�ho, baryonov�ho a leptonov�ho
n�boje, stejn� jako n�kter� filosofick� argumenty, hovo��
ve prosp�ch v��n� existence
vesm�ru.
Cyklick� osciluj�c� vesm�r ? - asi ne !
Byly proto �in�ny pokusy "zachr�nit v��n�
vesm�r" a vyhnout se tak probl�mu vzniku, tj. ot�zce
"co bylo, kdy� je�t� nic nebylo?". Jedn�m z
takov�ch pokus� je model tzv. osciluj�c�ho
vesm�ru berouc�
doslovn� �e�en� (5.33), geometricky zn�zorn�n� pomoc�
cykloidy a interpretovan� tak, �e v uzav�en�m vesm�ru velk�
t�esk nen� po��tkem evoluce a "velk� krach" koncem
evoluce, n�br� vesm�r prod�l�v� nekone�nou posloupnost cykl� rozp�n�n� a smr��ov�n� (obr.5.6 a).

Obr.5.6. �asov� z�vislost polom�ru uzav�en�ho vesm�ru (r>rkrit)
podle osciluj�c�ho modelu.
a)
Nejjednodu��� p�edstava nekone�n� posloupnosti identick�ch
cykl� rozp�n�n� a smr��ov�n� vesm�ru.
b) Vlivem
r�stu entropie se perioda i amplituda oscilac� neust�le
zv�t�uje.
Kdy� se vesm�r siln�
smr�t�, �dajn� dojde k "odrazu" a n�sleduje op�t expanze
- a tak mnohokr�t (�i nekone�n�-kr�t)..?.. Mnoh�m astronom�m �i
filosoficky orientovan�m koleg�m se my�lenka cyklick�ho
vesm�ru s opakovan�mi procesy vzniku a z�niku l�b� - �e
n� vesm�r nen� prvn� ani posledn�. Je to v�ak jen
hypot�za ad-hoc, kter� nem�
��dn� fyzik�ln� opodstan�n�. Z na�� b�n� zku�enosti se to sice
zd� b�t logick�: kdy� n�jak� l�tka, nap�. plyn se p�i
kontrakci siln� stla��, tlakov� protis�la se ho sna��
vz�p�t� expandovat, "odraz�" se. Zde je to v�ak
zp�sobeno atom�rn�mi a molekul�rn�mi silami elektrick�ho
p�vodu v l�tce. Ve vesm�ru, kontrahuj�c�mu gravitac� v GTR,
v�ak ��dn� takov� odr�ej�c� protis�la neexistuje, op�tovn� expanze nem��e nastat!
��P�edstava
cyklick�ho vesm�ru tedy nar�� na dva principi�ln� nedostatky
:
��Prvn� je geometricko-topologick�:
pokud plat� OTR, mus� vesm�r p�i smr��ov�n� proj�t singularitou
(jak plyne z Hawkingov�ch a Penroseov�ch teor�m�, speci�ln�
z teor�mu 3.6, viz �3.8), za ni� �e�en� ji� nelze
analyticky prodlou�it. Nen� zn�m ��dn� mechanismus,
pomoc� n�ho� by se vesm�r po dosa�en� singularity znovu
za�al roz�i�ovat (aspo� ne jako "tent��
vesm�r").
��Druh�
pot� pramen� z termodynamiky: pokud je spln�n
2.z�kon termodynamiky, entropie hmoty ve vesm�ru monot�nn�
roste jak p�i roz�i�ov�n�, tak p�i smr��ov�n� (ke
zvl�t� v�razn�mu r�stu entropie doch�z� p�i tvorb�
hv�zd, jadern�ch reakc�ch a gravita�n�m kolapsu).
Pomineme-li spekulace o "dod�n� z�porn� entropie"
singularitou, entropie z jednoho cyklu na druh� roste o
kone�nou nenulovou hodnotu. Proto jednotliv� po sob� jdouc�
cykly nemohou b�t stejn�. V ka�d�m n�sleduj�c�m cyklu je
energie, p�ipadaj�c� na jeden baryon, v�t�� ne� v cyklu
p�edch�zej�c�m, tak�e i velikost maxim�ln�ho polom�ru je
v�t��. Vlivem r�stu entropie by tedy evoluce osciluj�c�ho
vesm�ru vypadala tak, jak je zn�zorn�no na obr.5.6b -
neust�le roste amplituda a perioda jednotliv�ch cykl�.
Jeliko� v sou�asn�m vesm�ru m� hmota kone�nou entropii,
mohl vesm�r prod�lat pouze kone�n� po�et takov�ch
cykl�.
��Model osciluj�c�ho vesm�ru tedy nen�
schopen vyj�d�it v��nou existenci vesm�ru od t = - �; probl�m vzniku vesm�ru
pouze odsouv� d�le do
minulosti. Podle
poznatk� sou�asn� astrofyziky je pravd�podobn�, �e pokud je
vesm�r uzav�en�, je jednocyklov�
*).
*) Sou�asn� pozn�mka: N�kter� dal�� hypot�zy
do procesu vzniku a evoluce nejran�j��ch f�z� vesm�ru
vn�ej� nov� v�zkumy v teorii superstrun -
viz pas� "Astrofyzik�ln� a kosmologick� d�sledky teorie
superstrun" �B.6 "Sjednocov�n�
fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny."..?..
Od �e�en� probl�mu singularity a vzniku vesm�ru, kter� m� v r�mci klasick� teorie t�m�� metafyzick� charakter, je sou�asn� kosmologie je�t� velmi daleko, i kdy� n�kter� hypoth�zy "kvantov� kosmologie" ji� byly vysloveny (viz p��t� �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r."). Je t�eba si uv�domit, �e ve standardn�m kosmologick�m modelu singularita vznik� striktn� "p��mo�arou" extrapolac� nyn�j��ho chov�n� vesm�ru (Hubbleovy expanze) k po��te�n�mu �asu t=0 za pou�it� klasick� obecn� teorie relativity. Takto vznikl� singularita je jen matematickou abstrakc�. Ve skute�nosti v ran�ch f�z�ch hust�ho a hork�ho vesm�ru hr�ly d�le�itou �lohu kvantov� z�konitosti gravitace i ostatn�ch interakc� (v��e diskutovan� v pas�i "Velmi ran� vesm�r"). Zahrnut� t�chto kvantov�ch interakc� do kosmologick�ho modelu m��e po��te�n� singularitu odstranit - vesm�r na po��tku nemusel b�t singul�rn�, mohl m�t sice velmi vysokou, ale kone�nou, hustotu a teplotu (srov. t� diskusi "Fyzik�ln� nere�lnost singularit" na za��tku �3.7 "Prostoro�asov� singularity").
Probl�m homogenity a
izotropie
��Dal��m probl�mem kosmologie je probl�m glob�ln�
homogenity a izotropie vesm�ru. Ve sv�tle standartn�ho sc�n��e
vzniku a evoluce vesm�ru se toti� objevuje netrivi�ln�
ot�zka: pro� je vesm�r z glob�ln�ho hlediska tak homogenn�
a izotropn�? Jsou v principu dv� krajn� mo�nosti :
��Prvn� mo�nost by v
podstat� nebyla ��dn�m rozumn�m vysv�tlen�m, proto�e
p���inu homogenity a izotropie pouze odsunuje do
principi�ln� nepoznateln� inici�ln� singularity. Rovn�
kvantov� efekty vedou sp�e k domn�nce, �e v inici�ln�ch
f�z�ch musely vznikat fluktuace zp�sobuj�c� nehomogenity a
anizotropie. Proto bylo v kosmologii hodn� �sil� v�nov�no
v�zkumu model� obecn�j��ch ne� Friedmanovy, tj. anizotropn�ch a
p��p. i nehomogenn�ch kosmologick�ch model�, ve snaze naj�t
��inn� mechanismy jejich "izotropizace" v pr�b�hu
expanze a p�echodu na Fridmanovsk� ji� v ran�m st�diu. Tak
by se mohlo poda�it vysv�tlit onu vysokou homogenitu a
izotropii vesm�ru, kterou pozorujeme.
���Nejjednodu���m anizotropn�m
kosmologick�m modelem je anizotropn� homogenn� prostoro�as
(vesm�r) s eukleidovsk�m trojrozm�rn�m prostorem, v n�m�
expanze v r�zn�ch sm�rech m��e prob�hat r�zn� rychle.
Metrika takov�ho modelu m� tvar
| ds2 ��=�� - dt2 + a2(t) dx2 + b2(t) dy2 + c2(t) dz2 ��, | (5.50) |
kde rozd�lnost funkc� a, b, c, z�visej�c�ch pouze na �ase, vyjad�uje anizotropii expanze. Einsteinovy rovnice pro tuto metriku (te�ky nad a,b,c znamenaj� op�t �asov� derivace)
![]() |
(5.51) |
obsahuj� pouze relativn� rychlosti .a/a a relativn� zrychlen� �/a (podobn� b a c) expanze v jednotliv�ch sm�rech. Vakuov� �e�en� t�chto rovnic (bez prav� strany) nalezl E.Kasner ji� ve 20.letech [149] :
| a ��=�� ao . t p1 ,�� b
��=�� bo . t p2 ,�� c ��=�� co . t p3 ��,� kde�� p1 + p2 + p3 = 1�,� p12 + p22 + p32 = 1 �. |
(5.52) |
V tomto Kasnerov� �e�en� z�st�v� pouze jeden ze t�ech
parametr� p1,p2,p3 nez�visl�. Zvol�me-li p1 < 0, bude -1/3
� p1 � 0 , 0 � p2 � 2/3 , 2/3 � p3 � 1 -
expanze prob�h� ve dvou sm�rech Y a Z, zat�mco ve t�et�m
sm�ru X prob�h� kontrakce. Kasnerovo �e�en� je pou�iteln�
tehdy, kdy� lev� strana Einsteinov�ch rovnic je podstatn�
v�t�� ne� prav� strana; to je spln�no speci�ln� na sam�m
za��tku evoluce v okol� singularity (dynamika zde nez�vis�
na p��tomnosti hmoty - jedn� se o "vakuovou f�zi").
Dal�� zobecn�n� na anizotropn� nehomogenn� model lze
dos�hnout t�m, �e funkce a,b,c v (5.50), pop�. parametry p1,p2,p3
v (5.52), se budou m�nit od m�sta k m�stu. V�sledky anal�zy
takov�ch model� jsou v�ak pro velk� po�et prom�nn�ch dosti
nejednozna�n�.
���Fyzik�ln� mechanismy
izotropizace anizotropn�ho ran�ho st�dia vesm�ru v pr�b�hu
dal�� evoluce mohou b�t klasick� i kvantov�. Z klasick�ho
hlediska lze uk�zat, �e p�i "hydrodynamick�"
stavov� rovnici l�tky vypl�uj�c� vesm�r tvaru p = k.r (a speci�ln� tedy i pro hork� vesm�r
s p = r/3) velmi brzy p�ev��� �leny na prav� stran�
Einsteinov�ch rovnic, co� vede k rychl�mu p�echodu
Kasnerovsk�ho anizotropn�ho �e�en� na Friedmanovsk�
izotropn� �e�en�. Z kvantov�ho hlediska je jasn�, �e v
bl�zkosti singularity p�i anizotropn� deformaci prostoru mus�
doch�zet k velmi intenz�vn� tvorb� ��stic z
polarizovan�ho vakua. Tato spont�nn� kvantov�
produkce ��stic v bl�zkosti singularity ovlivn�
dynamiku evoluce a m��e v�st k velmi ��inn� disipaci anizotropie - existuje jak�si kvantov�
"viskozita vakua".
Probl�m horizontu
V�echny tyto mechanismy mohou v�st k lok�ln�
izotropizaci
vesm�ru. P�i objas�ov�n� glob�ln� homogenity a izotropie vesm�ru
v�ak nar��me na dal�� principi�ln� pot�. Nutnou
podm�nkou toho, aby n�jak� fyzik�ln� procesy v ran�ch
st�di�ch kosmologick� expanze mohly zajistit celkovou
homogenitu a izotropii vesm�ru je, aby v�echna m�sta oblasti,
v n� m� homogenita vzniknout, byla b�hem �innosti
vyrovn�vaj�c�ch proces� p���inn�
spojena.
Jen tehdy m��e doj�t k vyrovn�n� nehomogenit pat�i�n�m
"prom�ch�n�m" jednotliv�ch ��st�. Podle teorie
relativity navz�jem interagovat mohou pouze takov�
oblasti, kter� mohou b�t spojeny sv�teln�m sign�lem. Ve
Friedmanov� kosmologick�m modelu v�ak existuje optick� horizont (maj�c� polom�r zhruba c.t, kde t je
doba od po��tku existence vesm�ru), kter� je v ran�m obdob�
relativn� velmi mal�, tak�e oblasti je� mohly navz�jem
interagovat za dobu uplynulou od po��tku expanze byly p��li� mal� na to, aby zajistily glob�ln�
homogenitu a izotropii vesm�ru *). Reliktov� z��en� ale
ukazuje, �e ji� v obdob� t � 105 let od po��tku expanze (a pravd�podobn�
ji� mnohem d��ve - p�i t � 103s, jak ukazuje anal�za prvotn�
nukleosynth�zy) byl vesm�r vysoce homogenn� a izotropn� v
m���tc�ch o mnoho ��d� v�t��ch ne� horizont c.t ve
standartn�m modelu. V tom spo��v� probl�m
horizontu neboli p���innosti **).
*) Jak bylo zm�n�no na
za��tku tohoto �5.4, ��m ran�j�� okam�ik p�i
Friedmanovsk� expanzi podle standartn�ho modelu, t�m men��
��st st�vaj�c�ho vesm�ru je obsa�ena uvnit� horizontu.
Nap��klad oblasti vesm�ru vzd�len� od sebe na nyn�j��
obloze o pouh�ch n�kolik �hlov�ch stup��, nebyly je�t� na
konci �ry z��en� (kdy
doch�zelo k rekombinaci a k trval�mu odd�len� z��en� od
l�tky) v p���inn�m styku. V Planckovsk�m obdob� t �10-43 s,
kdy podle expanzn�ho z�kona standartn�ho modelu m�l dne�n�
pozorovateln� vesm�r velikost ~10-3
cm a kauz�ln� horizont
velikost ~10-33 cm, vesm�r sest�val dokonce z ~1090
p���inn� odd�len�ch ��st�!
**) Vzd�len�
("protilehl�") oblasti vesm�ru se od sebe rozlet�
p��li� rychle, ne� aby
se "sta�ily dohodnout" �e se maj� uspo��dat tak,
aby vesm�r pozd�ji vykazoval tak dokonalou homogenitu a izotropii.
Prob�m plochosti -
p�esn�ho nalad�n� vesm�ru
Dal��m glob�ln�m probl�mem standartn�ho kosmologick�ho
modelu je z�hada glob�ln� rovinnosti neboli p�esn�ho nalad�n�
ran�ho vesm�ru. Vesm�r jako celek pozorujeme na velk�ch
�k�l�ch jako t�m�� dokonale rovn� (jen
v lok�ln�ch m���tc�ch je zak�iven� gravita�n�m
p�soben�m jednotliv�ch vesm�rn�ch t�les). Veli�ina |r - rkrit|/rkrit, charakterizuj�c� m�ru
odli�nosti vesm�ru od rovinn�ho, se v pr�b�hu expanze m�n�
podle z�kona
| |r - rkrit| / rkrit = 1 / .a2 ��, | (5.53) |
jak plyne z rovnic
(5.23)-(5.26). I kdy� nyn�j�� hodnotu pr�m�rn� hustoty
hmoty ve vesm�ru r nezn�me zat�m p��li�
p�esn� (0,05rkrit <
r < ~2rkrit), nem��e b�t sou�asn�
hodnota |r - rkrit|/rkrit p��li� velk�, jak ostatn�
plyne i z antropick�ho principu (�5.6). V ran�ch st�di�ch
evoluce vesm�ru, kdy podle (5.31) bylo .a-2 ~ t, v�ak veli�ina |r - rkrit|/rkrit musela b�t velice mal�; aby sou�asn�
polom�r vesm�ru a byl v�t�� ne� asi 1026 m, v leptonov� ��e (t � 1 s) veli�ina |r - rkrit|/rkrit nesm�la b�t v�t�� ne� asi 10-8, a v Planckovsk� dob� t � 10-43 s musel b�t vesm�r nastaven na kritickou
hustotu dokonce s neuv��itelnou p�esnost� v�t�� ne� 10-59 (!), pokud expanze prob�hala podle
standartn�ho kosmologick�ho modelu. Jinak by vesm�r bu�to
ji� d�vno zkolaboval, nebo naopak by se rychle rozpt�lil ani� by
vznikly galaxie.
��V r�mci standartn�ho modelu nelze nijak vysv�tlit, pro�
vesm�r ve sv�ch nejran�j��ch st�di�ch m�l hustotu hmoty s
tak nesm�rn� vysokou p�esnost� rovnou kritick� hustot�,
neboli pro� po��te�n� rychlost expanze byla tak
p�esn� "nalad�na" na �nikovou rychlost?
Probl�m z�rode�n�ch
nehomogenit
Z glob�ln�ho
hlediska je vesm�r sice homogenn�, av�ak v men��ch
m���tc�ch existuj� v�razn� nehomogenn� struktury -
galaxie, kupy galaxi�, hv�zdy atd. Aby pozorovan� galaxie a
kupy galaxi� mohly gravita�n� kontrakc� vzniknout, musely
ji� v nejran�j��ch st�di�ch evoluce vesm�ru existovat
ur�it� "z�rode�n�" nehomogenity �i fluktuace hustoty s p�en�
definovan�m "spektrem" (v n�m� amplituda nehomogenit
t�m�� nez�vis� na jejich prostorov� velikosti). P�vod
t�chto nehomogenit standartn� model rovn� nen� schopen
vysv�tlit.
Probl�m baryonov�
asymetrie�
Mimo mo�nosti
standartn�ho kosmologick�ho modelu le�� t� probl�m baryonov� asymetrie vesm�ru, tj. ot�zka, pro� ji� v
hadronov� ��e existoval zcela ur�it� mal� p�ebytek
baryon� nad antibaryony vedouc� k tomu, �e vesm�r je zapln�n
pouze hmotou a antihmota se t�m�� nevyskytuje; p�itom by jich m�lo b�t stejn� mno�stv�, v�echny
experimenty jadern� fyziky ukazuj�, �e p�i ��sticov�ch
interakc�ch doch�z� v�dy ke sdru�en� produkci
��stic a anti��stic, v pom�ru 1:1 (bylo diskutov�no v��e v ��sti "Etapy
v�voje vesm�ru",
pas�i "Velmi ran� vesm�r" a "Standardn�
kosmologick� model", d�le
pak bude zm�n�no v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika a
kosmologie", pas� "Baryonov�
asymetrie vesm�ru").
Probl�m absence
reliktn�ch exotick�ch ��stic
V nejran�j��ch bou�liv�ch f�z�ch
vzniku vesm�ru by podle unit�rn�ch teori�ch pole m�lo
vznikat velk� mno�stv� "exotick�ch" ��stic (z
na�eho nyn�j��ho pohledu), jako jsou magnetick�
monop�ly, gravitina, ... N�kter� z t�chto ��stic jsou
dostate�n� stabiln� a mohly by, jako reliktn�,
p�etrv�vat do pozd�j��ch obdob� vesm�ru, i do
sou�asnosti. Pro� je nepozorujeme, ani jejich vliv na evoluci
vesm�ru?
��Na zm�n�n�
probl�my (krom� zcela ne�e�iteln�ho probl�mu inici�ln�
singularity*) je standartn� kosmologick� model schopen
odpov�d�t pouze v�mluvou, �e "po��te�n� podm�nky
byly (n�hodou �i Bo��m p�i�in�n�m?) pr�v� takov�, �e vesm�r m�
nyn� takovou strukturu, jakou pozorujeme". Jindy se
"zd�vodn�n�" po��te�n�ch podm�nek pod�v� na
z�klad� tzv. antropick�ho
principu
diskutovan�ho v �5.7 "Antropick� princip a
existence v�ce vesm�r�". Vyno�en� se vesm�ru dan�ch
vlastnost� ze singularity je v r�mci standartn�ho modelu jevem
bez jak�koliv fyzik�ln� p���iny, kter� nelze
nijak racion�ln� objasnit. Nelze se proto divit, �e ot�zky
p���iny vzniku vesm�ru a p�vodu jeho vlastnost� byly �asto
odkazov�ny do oblasti metafyziky, ba i theologie. Re�ln� fyzik�ln� �e�en� t�chto ot�zek bude nast�n�no
v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika a
kosmologie. Infla�n�
vesm�r.".
*) Op�t je t�eba p�ipomenout, �e
matematick� abstrakce singularity je d�sledkem extrapolace
pomoc� klasick� obecn� teorie relativity, zat�mco p�i
zahrnut� kvantov�ch z�konitost� gravitace a ostatn�ch
interakc� vznikat nemus�!
| Gravitace, �ern� d�ry a fyzika prostoro�asu : | ||
| Gravitace ve fyzice | Obecn� teorie relativity | Geometrie a topologie |
| �ern� d�ry | Relativistick� kosmologie | Unit�rn� teorie pole |
| Antropick� princip aneb kosmick� B�h | ||
| Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en� | ||
| AstroNuklFyzika � Jadern� fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie | ||