Dějiny moderní kosmologie

aneb
"Bylo, nebylo, a co bude dál?"
(Ostravský astronomický víkend, Ne 14. 9. 1997)
		 
_________________________________________________________________

     Věnováno památce prof. RNDr. Vladimíra Vanýska, DrSc.
                     (8.8.1926 - 27.7.1997),
       jenž byl r. 1958/59 konsultantem mé diplomové práce
                        na MFF UK v Praze
_________________________________________________________________

.KP
     1. Prehistorie
     Historie výzkumu vesmíru je těsně spjata s metodami určování
vzdáleností kosmických objektů. Eratosthenés (kolem 280-192 př.
n.l.) určil obvod Země na 39 690 km z rozdílu ve výšce Slunce
mezi Assuánem a Alexandrií. Aristarchos ze Samu (kolem 310-230
př. n.l.) si všiml, že úhlový rozměr stínu Země při úplném
zatmění Měsíce je asi 3x větší než úhlový rozměr Měsíce. Z toho
odvodil, že úhlový průměr Země na obloze Měsíce činí 2°, čili že
Měsíc od Země je vzdálen cca 60 poloměrů Země RZ. To byla
základní příčka kosmického žebříku vzdáleností po dobu dvou
tisíciletí. Aristarchos při dichotomii Měsíce dostal kolem r. 270
př. n.l. úhel Měsíc-Země-Slunce 87°, ač správně by mělo být
89°50?. Odtud vypočetl, že Slunce je od Země jen 19krát dále než
Měsíc, tj. 1140 RZ. Ptolemaios ve 2. stol. n.l. uváděl 1210 RZ
a Mikuláš Kopernik (1473-1543) v 15. stol. n. l. 1142 RZ.
Kopernikův planetární systém byl totiž menší než Ptolemaiův.
Vzdálenost Země-Saturn u Ptolemaia činila 17 026 RZ, kdežto
u Kopernika jen 10 477 RZ.
Všichni však již věděli, že sféra stálic je velmi daleko.
Kopernik soudil, že všechny hvězdy jsou stejně daleko a minimálně
4 miliony RZ (3600 AU) od Země. Různé vzdálenosti hvězd poprvé
uvažoval až Thomas Digges r. 1576. Tycho Brahe (1546-1601)
soudil, že jasné hvězdy mají úhlové průměry 2?, takže při
vzdálenosti 3600 AU od nás mu vycházely obří rozměry hvězd kolem
1 AU. Z toho důvodu popíral heliocentrismus. Až Galileo Galilei
(1564-1642) ukázal, že při větších zvětšeních jsou úhlové
kotoučky hvězd stále stejné a Robert Hooke (1635-1703) r. 1674
dokázal, že úhlový průměr hvězd je menší než 1". "Našel" paralaxu
? Draconis 30", což je chyba o tři řády.
James Gregory (1638-1675) r. 1668 využil fotometrického zákona.
Předpokládal, že Jupiter odráží veškeré sluneční světlo a že
Sírius má stejnou svítivost jako Slunce. Pak mu vyšlo, že Sírius
je vzdálen 83 190 AU. R. 1698 porovnal Christiaan Huygens
(1629-1695) jasnost zeslabeného Slunce se Síriem a za téhož
předpokladu obdržel 27 664 AU. Podcenil tedy vzdálenost Síria cca
20krát. Teprve v II. polovině 18. stol. určili astronomové
vzdálenost Síria poměrně správně, ač trigonometrická paralaxa
byla objevena až kolem r. 1840. Je vlastně udivující, že již r.
1750 zveřejnil Thomas Wright (1711-1786) jasnozřivou domněnku
o hvězdné soustavě v podobě ploché desky ("mlýnského kamene"),
uvnitř níž se nalézá i sluneční soustava. Vzápětí r. 1755 usoudil
Immanuel Kant (1724-1804), že některé mlhoviny jsou obdobné
Mléčné dráze a mají eliptický vzhled, jelikož je vidíme zešikma.
Fotometrie pomohla rovněž Williamu Herschelovi (1738-1832)
a Jacobu Corneliovi Kapteynovi (1851-1922) při určování
trojrozměrné struktury Mléčné dráhy - byť v deformované podobě,
neboť astronomové tehdy stále nic nevěděli o mezihvězdné
extinkci, takže kladli Slunce do centra soustavy. Vztah
perioda-svítivost pro cefeidy v Malém Magellanově mračnu,
objevený r. 1912 Henriettou Swan Leavittovou (1868-1921),
posloužil pak mnohokrát pro stanovení extragalaktických
vzdáleností. Maximálně ho využil Harlow Shapley (1885-1972) r.
1918, kdy prostřednictvím systému kulových hvězdokup určil
výstřednou polohu Slunce v Galaxii a ukázal, že centrum soustavy
se nalézá ve směru k souhvězdí Střelce. Jelikož však ani on nic
nevěděl o mezihvězdné extinkci, vyšly mu rozměry Galaxie třikrát
větší, než jsou.
Shapley v r. 1917 odhadl vzdálenost spirální mlhoviny M31 na 1
milion světelných let podle pozorování nov, jenže mezitím se vše
dokonale popletlo vinou výbuchu hvězdy S And 1885, kterou všichni
považovali za klasickou novu, jelikož nikdo nic netušil
o supernovách. Také Van Maanenova měření údajné rychlé úhlové
rotace spirálních mlhovin a existence tzv. opomíjeného pásma ve
výskytu těchto objektů po obloze vedly k degradaci spirálních
mlhovin na pouhé satelity naší Galaxie.
Tyto omyly uvedl na pravou míru Edwin Powell Hubble (1889-1953),
když v r. 1925 odhalil v M31 cefeidy a určil vzdálenost soustavy
na 285 kpc. Tím fakticky skončila Velká debata, formálně
uspořádaná v Přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu, D.C., dne 26.
dubna 1920, jejímiž protagonisty byli Heber Doust Curtis (tehdy
47letý) a Shapley (tehdy 34letý). V debatě šlo jednak o rozměry
naší Galaxie a jednak o povahu spirálních mlhovin, přičemž Curtis
hájil domněnku o hvězdných ostrovech, kdežto Shapley soudil, že
naše Galaxie je výjimečný objekt a ostatní spirální mlhoviny
vytyčují její vnější rozměry.
.KP
     2. Teoretické základy soudobé kosmologie
     Vše započalo Einsteinovou publikací obecné teorie relativity
(1916). O rok později studoval Albert Einstein (1879-1955)
kosmologické důsledky své teorie a tehdy zavedl kosmologickou
konstantu ?Lambda? různou od nuly, aby zabezpečil statičnost
vesmíru. V téže době však Willem de Sitter (1872-1935), motivován
Machovými úvahami o povaze setrvačnosti, našel další statické
řešení Einsteinových rovnic s nenulovou kosmologickou konstantou,
ale pro prázdný vesmír bez látky a záření. Všichni počítali
s kvadratickým vztahem mezi červeným posuvem a vzdáleností.
Mezitím v letech 1922 a 1924 uveřejnil Alexander Fridman
(1888-1925) své modely kritického a otevřeného nestatického
vesmíru a abbé Georges Lemaitre (1894-1966) v letech 1925 a 1927
našel také uzavřená nestatická řešení, dále ukázal, že statický
Einsteinův vesmír není stabilní a předpověděl, že vztah mezi
červeným (modrým) posuvem a vzdáleností bude lineární. Fridmanova
předčasná smrt způsobila, že George Anthony Gamow (1904-1968)
opustil astronomii a soustředil se na jadernou fyziku.
Dalšími přívrženci myšlenky rozpínajícího se vesmíru se stali
v r. 1930 William H. McCrea, George C. McVittie a Hermann Weyl
(1885-1955). Howard Percy Robertson v r. 1928 a Arthur Gordon
Walker v r. 1935 zavedli obecnou podobu metriky pro
relativistické modely, jež se používá dodnes.
.KP
     3. Převrat v pozorování galaxií
První Dopplerův posuv ve spektru spirální mlhoviny změřil r.
1912 Vesto Melvin Slipher (1875-1969). Pomocí 0,6 m refraktoru
obdržel během 14 h expozice spektrum M31 a obdržel zápornou
radiální rychlost (modrý posuv) 300 km/s, což byla v té době
rekordní rychlost vůbec. Jde ovšem o vektorový součet rotační
rychlosti Slunce v Galaxii a pohybu M31 vůči centru Galaxie.
Slipher změřil do srpna 1914 Dopplerovy posuvy pro 15 spirál
a většina z nich byla naopak červených. Když do r. 1917 získal
spektra celkem 25 spirál s radiálními rychlostmi od -300 km/s do
+1100 km/s, přesvědčilo ho to o správnosti domněnky o spirálách
jako rovnocenných hvězdných ostrovech. Na konci své pozorovací
kampaně obdržel pro spirálu NGC 584 rekordní červený posuv
1800 km/s (z =  0,006).
Na Slipherova měření navázal Milton Lasell Humason (1891-1972),
jenž započal svá měření na Mt. Wilsonu r. 1927. V r. 1929
překonal Slipherův rekord objevem červených posuvů 3779 km/s
a 7800 km/s. Konečně r. 1934 se dostal k hodnotě 15 000 km/s
(z = 0,05). Pomocí Haleova 5 m reflektoru na Mt. Palomaru dosáhl
nakonec "osobního rekordu" 60 000 km/s (z = 0,2) v r. 1957. Měl
však při odchodu do penze pocit, že Haleův dalekohled tuto mez
již nikdy nepřesáhne. Humasonova cesta k astronomii byla trnitá.
Až do r. 1919 pracoval na Mt. Wilsonu jako poháněč mul a když se
konečně dostal k pozorování a našel první cefeidy v M31, Shapley
mu vlastním kapesníkem značky na negativech zase vymazal. Není
rovněž zcela vyloučeno, že část Humasonových objevů si přisvojil
sebevědomý Hubble.
.KP
     4. Epocha Edwina Hubbla
Edwin Hubble měl ovšem dobré důvody k sebevědomí. Na základě
početných snímků spirálních mlhovin (Hubble zásadně hovořil
o mlhovinách - nikoliv o galaxiích, kterýžto termín zavedl
Shapley) vypracoval dodnes platnou klasifikaci galaxií (spirály,
spirály s příčkou, eliptické, nepravidelné) a v r. 1928 převzal
po Slipherovi předsednictví komise IAU pro (spirální) mlhoviny.
Konečně v r. 1929 zveřejnil svou epochální práci o lineárním
vztahu mezi červeným posuvem z a vzdáleností spirálních mlhovin
r:
                          z = H_o/c. r,
kde (1 + z) = ?lambda_poz?/?lambda_lab? (pro z < 0,1 platí dosti
přesně z = v/c, kde v je radiální rychlost mlhoviny vůči
pozorovateli a c rychlost světla) a konstanta úměrnosti H_o se
od r. 1952 nazývá konstantou Hubblovou. Index nula připojujeme
proto, abychom zdůraznili, že jde o dnešní hodnotu konstanty
- jinými slovy Hubblova "konstanta" je závislá na čase, který
uplynul od počátku vesmíru. Hubble tento vztah odvodil empiricky
na základě spekter pro 32 galaxií se "vzdálenostmi" do 2 Mpc
(radiální rychlosti do 1100 km/s, což odpovídá skutečným
vzdálenostem od 14 do 22 Mpc), což bylo fakticky velmi odvážné,
neboť rozptyl hodnot činil podstatnou část měřené veličiny
(v malých vzdálenostech se výrazně uplatňují náhodné - pekuliární
rychlosti galaxií).
V r. 1936 vydal Hubble svou slavnou monografii The Realm of
Nebulae, v níž zavedl pojem Místní soustavy galaxií a určil
hodnotu H_o = 530 jakož i veličinu ?, která udává poměr skutečné
a kritické hustoty vesmíru (kritickou hustotu vesmíru má
Einsteinův-de Sitterův model z r. 1932, jenž se rozpíná trvale
nade všechny meze, avšak rychlostí, blížící se v limitě k nule;
jeho decelerační parametr q_o = 0,5). Hubblovi vyšla hodnota
? = 14, tj. silně uzavřený prostorově i časově konečný vesmír,
v němž v budoucnosti přejde rozpínání ve smršťování. Z dnešního
pohledu jsou obě zmíněné hodnoty chybné nejméně o řád.
.KP
     5. Kalibrace vzdáleností galaxií
Problém určení vzdálenosti M31, což byla další důležitá příčka
kosmického žebříku, řešil originálně Ernst Julius Öpik
(1893-1985). Určoval totiž relativní hodnoty dvou fyzikálních
veličin, jež závisejí na různých mocninách vzdálenosti. Tak
dostal pro M31 vzdálenost 450 kpc, tedy asi dvakrát větší než
tehdy nacházeli Curtis (1872-1942), Shapley a Knut Lundmark
(1889-1958) pomocí nov a jiných svítivých hvězd, jejichž zářivé
výkony údajně znali.
Mezitím v letech 1920-24 objevil Gunnar Malmquist (1893-1982)
soustavnou chybu v statistickém určování vzdáleností objektů
s větším rozptylem zářivých výkonů. V tom případě u bližších
objektů pozorujeme všechny případy, kdežto u vzdálenějších jen ty
nejsvítivější. Následkem toho klademe vzdálenější objekty do
menších vzdáleností, než je správné. Chceme-li tento systematický
efekt potlačit, musíme znát rozložení daného typu kosmických
útvarů podle zářivého výkonu.
Různí autoři si začal všímat vztahu mezi červeným posuvem
z a jinými měřenými veličinami již v letech 1916-1928. Tak se
zvolna začala vynořovat konstanta úměrnosti ve vztahu mezi
červeným posuvem a vzdáleností galaxie, později známa jako
konstanta Hubblova. Jak známo, vyjadřujeme ji v jednotkách
[km/s/Mpc], tj. její fyzikální rozměr je převrácená hodnota času,
takže výraz 1/H má rozměr času a představuje v relativistických
kosmologických modelech horní mez stáří vesmíru. O první určení
hodnoty H se zasloužil Lemaitre, kterému vyšlo H = 625; posléze
však Robertson a de Sitter dostali H ? 460 a r. 1931 Jan Oort
(1900-1992) obdržel H = 290.
Odtud vycházelo velmi malé stáří vesmíru pod 2 miliardy let,
zjevně neslučitelné s geologickým určením stáří Země. Málokdo
tehdy tušil, že problém spočívá v chybné kalibraci vztahu
perioda-svítivost pro cefeidy. Zejména Shapley se zde dopustil
řady chyb, když zanedbal mezihvězdnou extinkci i rotaci Galaxie
a navíc smíchal cefeidy různých populací s hvězdami typu RR
Lyrae, čímž rozmazal nulový bod závislosti o 1,5 mag.
Tuto spoušť odstranil až Walter Baade (1893-1960) v r. 1952, když
nejprve nenašel v M31 méně svítivé proměnné hvězdy typu RR Lyr
a posléze rozlišil cefeidy dvou populací. Tak se podařilo
zdvojnásobit vzdálenost M31, tj. dvakrát snížit hodnotu H a tím
zase dvakrát prodloužit stáří vesmíru na 3,6 miliardy let. V r.
1955 Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) určil vzdálenost Velkého
Magellanova mračna na 52 kpc a tím se konečně dostala H pod
hodnotu 200, tj. horní mez stáří vesmíru vzrostla na bezmála 5
miliard roků, což je hodnota přibližně shodná se stářím Země.
.KP
     6. Teorie velkého třesku
V mezidobí se odehrály důležité změny v jaderné a částicové
fyzice a neobyčejné úspěchy slavila kvantová mechanika. Ve všech
těchto disciplínách zaznamenal výrazné výsledky ruský emigrant
George Gamow, jenž si jako první uvědomil fyzikální důsledek
teorie rozpínajícího se vesmíru - totiž že v raném vesmíru musela
být hmota vesmíru velmi stlačená a extrémně horká. Gamow soudil,
že se mu takto podaří objasnit pestrost Mendělejevovy tabulky
chemických prvků, neboť o původu prvků se do té doby pouze
spekulovalo.
V  letech 1946-50 vypracoval Gamow se svými spolupracovníky
Ralphem Alpherem a Robertem Hermanem ucelenou teorii horkého
velkého třesku vesmíru, jež sice nevyřešila problém vzniku
periodické soustavy prvků, ale přesto znamenala rozhodující
průlom v syntéze poznatků astronomie, teoretické a částicové
fyziky při pochopení vzniku a vývoje vesmíru. Teorie předpověděla
fakta, jež se v následujících desetiletích báječně potvrdila.
Především se r. 1965 podařilo Arnovi Penziasovi (1933-) a Robertu
Woodrowovi Wilsonovi (1936-) ukázat, že vesmír je vyplněn
zbytkovým mikrovlnným zářením o teplotě 3 K, jež je ve shodě
s teorií pozůstatkem (reliktem) z velmi rané fáze žhavého
vesmíru. Za druhé koncem 60. let prokázala zejména Cecilie
Payneová-Gaposhkinová (1900-1979), že daleko nejvýznamnější
baryonní složku látky vesmíru představuje vodík (cca 3/4) a po
něm hélium (cca 1/4), rovněž ve výtečné shodě s předpovědí.
Konečně radiová měření odhalila zřetelné vývojové efekty
v rozložení slabých radiových zdrojů na obloze, zcela
neslučitelné s představou ustáleného stavu vesmíru. Proto se v té
době stala teorie velkého třesku kanonickou a tzv. standardní
model je uznáván naprostou většinou kosmologů (viz např.
proslulou knihu Stevena Weinberga: První tři minuty, vydanou
v originále r. 1977).
.KP
     7. Alternativní kosmologie
Hubblův objev lineární závislosti mezi červeným posuvem
a vzdálenosti galaxií byl přirozeně přivítán zastánci
Fridmanova-Lemaitrova řešení Einsteinových rovnic pro vesmír,
neboť z nich přímo vyplývá. Přesto se však počátkem třicátých let
objevila řada pokusů objasnit Hubblův vztah jiným fyzikálním
mechanismem než je rozpínání vesmíru.
Nejpopulárnější alternativu navrhl Fritz Zwicky (1898-1974) již
r. 1929, když usoudil, že světlo může ztrácet energii cestou
(domněnka o unaveném světle), ačkoliv přirozeně nic takového
nebylo nikdy experimentálně zjištěno. V r. 1935 ukázali Hubble
a Richard Chase Tolman, že v případě unaveného světla by plošná
jasnost galaxií klesala nepřímo úměrně první mocnině výrazu
(1 + z), kdežto v relativistickém expandujícím vesmíru by klesala
nepřímo úměrně 4. mocnině tohoto výrazu. Pozorování jednoznačně
potvrdila relativistickou variantu.
Také chladnost reliktního záření, kterou již r. 1934 předpověděl
Tolman, podporuje model expandujícího vesmíru. V poslední době se
podařilo pozorováním spekter vzdálených galaxií prokázat , že
před pěti miliardami let bylo toto záření téměř třikrát teplejší
než nyní, v dokonalé shodě s teorií rozpínajícího se vesmíru.
Existuje též předpověď dilatace trvání proměnných jevů
v závislosti na vzdálenosti, kterou se podařilo ověřit r. 1995
analýzou světelných křivek vzdálených supernov, jejichž pokles
jasnosti po maximu je soustavně povlovnější než u supernov
blízkých.
Posléze Edward Arthur Milne (1896-1950) propagoval v letech
1934-35 newtonovský vesmír, v němž se galaxie rozpínají do již
existujícího volného (Euklidova?) prostoru z určitého centra. Ani
tato myšlenka se však neprosadila, neboť je ve zjevném rozporu
s Kopernikovým principem. Právě v polovině XX. stol. se tak
ocitla na výsluní teorie ustáleného stavu vesmíru, vypracovaná r.
1948 Hermannem Bondim, Thomasem Goldem a Fredem Hoylem (BGH).
Podle této domněnky se střední hustota látky vesmíru navzdory
jeho rozpínání nemění, jelikož hmota neustále vzniká z ničeho (na
rozdíl od teorie velkého třesku, kde hmota vznikne z ničeho
jednorázově v prvotní singularitě).
Potvrdit toto vznikání hmoty přímo ovšem neumíme, jelikož
v krychlovém metru prostoru vzniká podle hypotézy pouze jedno
jádro vodíku za miliardu let. Nepřímo však lze domněnku vyvrátit
zejména tím, že reliktní záření zcela odpovídá průběhu Planckovy
křivky pro dokonale černé těleso, což je v domněnce ustáleného
stavu nemožné. Podle hypotézy BGH vzniká totiž mikrovlnné záření
pozadí ohřevem intergalaktického prachu. Kdyby to byla pravda,
měly by být silně zeslabeny zdroje záření již pro červené posuvy
z > 0,3 a pro z = 2 by zeslabení dosahovalo poměru 1:10^5, což
ovšem vůbec neodpovídá skutečnosti.
Tuto nesnáz obcházejí Hoyle (1915-) a Jayant Narlikar novou verzí
teorie, kde vznik částic z ničeho probíhá při místních explozích
- tato verze je však prakticky nerozlišitelná od teorie velkého
třesku, ale přidává do ní zbytečné epicykly... Klasická verze
domněnky BGH byla zkrátka pohřbena objevem reliktního záření v r.
1965 a pokusy o její znovuvzkříšení počátkem 90. let jsou nejspíš
jen historickou kuriozitou.
Další alternativu navrhl v sedmdesátých letech Hannes Alfvén
(1908-1995) v podobě tzv. plazmového vesmíru, jenž se rozpíná
v prázdném asymptoticky plochém prostoru. I tato domněnka naráží
na nesnáze s objasněním existence a vlastností mikrovlnného
záření kosmického pozadí. Ostatní dosud publikované kosmologické
nápady představují pouze osobní mínění autorů a nezískaly nikdy
žádnou obecnější podporu. Pro všeobecné přijetí teorie
rozpínajícího vesmíru sehrál díky své nepopiratelné autoritě
významnou úlohu Arthur Stanley Eddington (1882-1944), jenž byl
kromě jiného sběhlý v relativitě a rozpoznal rychle význam
Hubblova vztahu. Hájil standardní model již od r. 1930 a napsal
o problému vlivnou monografii již r. 1933.
.KP
     8. Nesnáze standardního modelu
Základním problémem standardního modelu byla odjakživa
"nepříjemně" vysoká hodnota Hubblovy konstanty H_o. To totiž pro
nejpravděpodobnější variantu (Einsteinův-de Sitterův vesmír)
znamená příliš nízké stáří vesmíru od velkého třesku (nanejvýš
6 miliard let), v evidentním rozporu s geologickými
a astrofyzikálními údaji o sluneční soustavě, stáří hvězd
a kulových hvězdokup i radioaktivitě prvků a s teorií
nukleogeneze.
O odstranění této slabiny se kromě Baadeho nejvíce zasloužil
Allan Rex Sandage (1926-), jenž začal soustavně kalibrovat
vzdálenosti galaxií od r. 1953 pomocí tehdy největšího
dalekohledu světa na Mt. Palomaru. Do r. 1958 se mu tak zdařilo
snížit průměrnou hodnotu H_o na 75 km/s/Mpc. Tento trend dále
pokračoval až do r. 1975, kdy se skupina kolem Sandageho ustálila
na hodnotě H_o ? 55, na níž od té doby vytrvala až dosud. To by
v případě platnosti Einsteinova-de Sitterova modelu odpovídalo
stáří vesmíru kolem 12 miliard let, což taktak vyhovuje ostatním
astronomickým pozorováním. "Potřebovali" bychom totiž přidat
ještě miliardu let, neboť podle všeho vznikaly první galaxie až
miliardu let po velkém třesku, a pro stáří těchto soustav vychází
většinou rovněž hodnota 12 miliard let.
Situaci však zkomplikovala řada dalších prací rozličných skupin,
mezi nimiž čelnou pozici zastával G. de Vaucouleurs, jenž až do
své nedávné smrti hájil podstatně vyšší hodnotu H_o ? 85, které
odpovídá stáří vesmíru stěží 8 miliard let. Podobné hodnoty
získali zejména astronomové, kteří zásluhou HST nalezli v letech
1994-97 cefeidy v několika galaxiích v kupě v Panně. Znovu se
potvrdila teze prof. Vanýska, že "každé pozorování škodí nějaké
teorii".
Další vývoj je stěží možné předvídat. Obecně se však zdá, že
kalibrace vzdáleností pouze prostřednictvím cefeid má své
neodstranitelné problémy, takže perspektivní se zdají nezávislé
metody určování vzdáleností galaxií pomocí nov, supernov a efektu
gravitačních čoček (ze zpoždění změn jasnosti pro různé obrazy
galaxie nebo kvasaru). Určitou roli také nepochybně sehrají
přesněji určené trigonometrické paralaxy vybraných typů
proměnných hvězd pomocí družice HIPPARCOS. Gustav Tammann ve
Velké debatě, uspořádané v již historickém sále washingtonského
Přírodovědeckého muzea dne 21. dubna 1996, v níž jeho protivníkem
byl Sidney van den Bergh, předpověděl extrapolací dosavadního
trendu, že všechny skupiny badatelů se sjednotí na hodnotě
H_o = 55 dne 1. července 2007.
.KP
     9. Perspektivy kosmologie
Po pozorovací stránce lze očekávat velmi výrazný pokrok po
dokončení kosmologického programu určování vzdáleností
a morfologie galaxií v různých etapách vývoje vesmíru. V tomto
směru je velkým příslibem program hlubokého snímkování
nejvzdálenějších galaxií Hubble Deep Field (HDF) z prosince
1995, kdy v zorném poli o necelých 5 čtverečních obloukových
minut bylo napočítáno na 2500 galaxií do 29,5 mag. V dohledné
době má být tento snímek zopakován v blízké infračervené oblasti
spektra. Podobně velmi nadějně vypadají programy masového měření
červených posuvů pro miliony galaxií a kvasarů, které nyní
probíhají ve Spojených státech - to zřetelně ovlivní naše
vědomosti o velkorozměrové stavbě vesmíru.
Obří radioteleskopy zlepší statistiku údajů o slabých a tudíž
v průměru velmi vzdálených (a starých) radiových zdrojích.
Citlivé radiointerferometry poskytnou údaje o vnitřní struktuře
a rotaci galaxií a tím i o výskytu supermasivních černých děr
v jejich jádrech. Zlepší se též údaje o fluktuacích intenzity
reliktního záření na úhlové stupnici od 1° do několika desítek
minut, z čehož lze usuzovat na nehomogenity ve velmi raném
vesmíru. Naprosto nejasná zůstává však situace kolem určení
množství a rozložení skryté hmoty vesmíru, což má podstatný dopad
na zodpovězení otázky, zda je vesmír uzavřený či otevřený. Snad
zde jednou pomůže přímá detekce gravitačního záření (projekty
LIGO, VIRGO aj.).
V teorii se stále nepodařilo dořešit otázky kolem tzv.
kosmologické inflace, poprvé nadhozené Alanem Guthem v r. 1981.
Různé varianty původní myšlenky sice řeší rozličné obtíže
standardního modelu, ale za cenu nových komplikací, jejichž
odstranění prostřednictvím astronomických pozorování není v
dohledu. Totéž platí také o částicové fyzice, která sice získala
nové impulsy vlivem pozoruhodných pokusů na urychlovačích se
vstřícnými svazky (Fermilab v Chicagu, CERN v Ženevě), jež
fakticky napodobily podmínky, za nichž existovala hmota vesmíru
v prvních nanosekundách po velkém třesku, ale odpovídající teorie
zůstává pozadu pro nedostatek možností experimentálně ověřit
uvažované modely. Populární teorie superstrun po brilantním
nástupu v polovině 80. let zřetelně stagnuje a vysněná Teorie
všeho (Theory of Everything - TOE) není stále v dohledu.
Nedávno se Vincent Icke pokusil odpovědět mimozemšťanovi či
zvídavému dítěti na otázku, co jsme se doopravdy dosud dozvěděli
o povaze vesmíru. Jeho odpověď zní, že podle našich vědomostí
sestává vesmír z částic, prostoru a času.

.KP
              Příloha: Moderní kosmologie v datech

     1887 Krize klasické fyziky: Gustav Robert Kirchhoff
     1900 Max Planck: záření černého tělesa, Nobel 1918
     1912 H. Leavittová: vztah perioda-svítivost pro cefeidy
                                 v Malém Magellanově mračnu
     1914 V. Slipher: 15 spekter spirálních mlhovin, většinou z>0
     1916 A. Einstein: Obecná teorie relativity, Nobel 1921
     1916 Karl Schwarzschild: teorie gravitační singularity
     1917 Mt. Wilson: 2,5 m reflektor v chodu
     1921 Theodor Kaluza: 5D prostoročas pro OTR i Maxwellovy
                                                      rovnice
     1922 A. Fridman: uzavřený vesmír
     1924 A. Fridman: otevřený vesmír
     1925 G. Lemaitre: expandující vesmír
     1925 E. Hubble: cefeidy v M31
     1926 Oscar Klein: proměnný počet rozměrů vesmíru
     1927 G. Lemaitre: vesmír nemůže být statický
     1927 M. Humason: velké červené posuvy spirálních mlhovin
     1929 E. Hubble: lineární vztah z - vzdálenost galaxie
     1931 Wolfgang Pauli: předpověď existence neutrina, Nobel
                                                         1945
     1932 James Chadwick: objev neutronu -  Nobel 1935
     1932 Carl D. Anderson: objev pozitronu - Nobel 1936
     1933 Enrico Fermi: teorie slabé jaderné interakce, Nobel
                                                          1938
     1935 Hideki Jukawa: teorie silné jaderné interakce, Nobel
                                                          1949
     1936 F. Zwicky: vesmír obsahuje skrytou (nezářící) hmotu
     1936 A. Einstein: efekt gravitační čočky
     1946 G. Gamow: teorie horkého velkého třesku
     1948 R. Alpher, R. Herman: předpověď reliktního záření
     1948 Mt. Palomar, 5 m Haleův reflektor v chodu
     1948 H. Bondi, F. Hoyle, T. Gold: teorie ustáleného stavu
     1956 C. Cowan + F. Reines: objev neutrina,  Nobel 1995
     1956 T.D. Lee, C.N. Jang: nezachování parity, Nobel 1957
     1957 Margaret + Geoffrey Burbidge, William Fowler, F. Hoyle:
                  nukleosyntéza ve hvězdách; Fowler -  Nobel 1983
     1959 radioastronomický katalog 3C (Cambridge, U.K.)
     1960 A. Sandage: první kvasar 3C-48
     1963 Maarten Schmidt: kvasar 3C-273 má velké z
     1963 Murray Gell-Mann a Georg Zweig: teorie kvarků;
                                         Gell-Mann - Nobel 1969
     1963 Roy Kerr: teorie rotující gravitační singularity
     1965 A. Penzias, R. Wilson: objev záření 3K, Nobel 1978
     1968 John Archibald Wheeler: zaveden pojem "černá díra"
     1968 Abdus Salam, S. Weinberg, Sheldon Glashow: teorie
              elektroslabé interakce a intermediálních bosonů,
                                                  Nobel 1979
     1968 Kvantová chromodynamika (QCD)
     1973 Brandon Carter: antropický princip
     1974 Stephen Hawking: teorie vypařování černých děr
     1976 Objev dipólové anizotropie reliktního záření
     1979 D. Walsh aj.: první gravitační čočka - kvasar 0957+561
     1981 A. Guth: hypotéza kosmologická inflace
     1981 R. Kirshner: obří proluky v intergalaktickém prostoru
     1982 Jakov Zeldovič: "Teorie velkého třesku je stejně dobře
                    zaručena jako že Země obíhá kolem Slunce"
     1983 SPS CERN: důkaz W a Z. Carlo Rubbia a Simon van den
                                            Meer, Nobel 1984
     1984 J. Schwarz, M. Green: teorie superstrun
     1985 studium velkoplošné trojrozměrné struktury vesmíru
     1988 objev obřích svítících oblouků - gravitačních čoček
     1990 vypuštěn Hubblův kosmický teleskop (HST)
     1991 Keck I - 10 m reflektor na Mauna Kea v chodu
     1991 nejvzdálenější kvasar PC 1247+3406 (CVn), z = 4,9
     1992 COBE: T = 2,74 K; fluktuace s amplitudou 1,0^-5
     1993 Objev gravitačních mikročoček (OGLE, MACHO, EROS)
     1994 opraven HST; objevy cefeid v kupě galaxií v Panně
     1995 objeven kvark top; právě 3 rodiny kvarků a leptonů
     1995 HDF: 2500 vzdálených galaxií na ploše 4 čtv. minut
     1996 Velká debata o H_o: G. Tammann vs. S. van den Bergh
     1997 katalog Hipparcos-Tycho: přesné paralaxy do 250 pc

.KP
                           Literatura

                            a) Knihy

J. Barrow: Teorie všeho. Mladá fronta, Praha 1996
J. Barrow, F. Tipler: The Anthropic Cosmological Principle.
                           Oxford University Press, Oxford 1986
P. Davies: Poslední tři minuty (česky i slovensky).
                                         Archa, Bratislava 1994
A. S. Eddington: The Expanding Universe. CUP, Cambridge 1933
A. Einstein: Jak vidím svět. Lidové noviny, Praha 1993
J. Fischer: Průhledy do mikrokosmu.
                      Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1986
G. Gamow: Pan Tompkins v říši divů. Mladá fronta, Praha 1986
J. Grygar: Velký třesk a Bible.
        Divadlo hudby, Ostrava 1990; Hvězdárna V. Meziříčí 1997
J. Grygar: Vesmír, jaký je.
                      Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1997
S. Hawking: Stručná historie času.
                      Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1991
S. Hawking: Černé díry a budoucnost vesmíru.
                      Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1995
Z. Horský, Z. Mikulášek, Z. Pokorný: Sto astronomických omylů
                přivedených na pravou míru. Svoboda, Praha 1988
E. Hubble: The Realm of Nebulae. Yale U. Press, New Haven 1936
Z. Mikulášek,  Z. Pokorný: 220 záludných otázek  z astronomie.
                                             Rovnost, Brno 1996
I. Novikov: Černé díry a vesmír.
                      Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1989
C. Sagan: Kosmos, Eminent. Praha 1996
M. Šolc a kol.: Fyzika hvězd a vesmíru. SPN, Praha 1983
J. Štohl, A. Hajduk: Zem a život vo svetle vedy a viery.
                                ZVV, SBS; Nitra-Bratislava 1992
F. J. Tipler : The Physics of Immortality.
                                       Doubleday, New York 1994
V. Ullmann: Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu.
       Pobočka Čs. astronom. společnosti při ČSAV, Ostrava 1986
V. Vanýsek: Základy astronomie a astrofyziky. Academia,Praha 1980
S. Weinberg: První tři minuty.
                            Mladá fronta (Kolumbus), Praha 1983

                     b) Články v časopisech

J. N. Bahcall: Is Ho well defined?
                 Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1097.
S. van den Bergh: The extragalactic distance scale.
                 Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1091.
J. T. Bonnell et al.: The scale of the Universe Debate in 1996.
                 Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1065.
E. M. a G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle: Rev. Modern.
                 Phys. 29 (1957, 547.
W. Drees: Některé  filosofické a  teologické aspekty nových
                                       výzkumů v kosmologii.
         Universum č. 10/1993, str. 21 a č. 11/1993, str. 13.
A. Einstein: Ann. Phys. 49 (1916), 769.
A. Einstein, W. de Sitter: Proc. Nat. Acad. Sci. 18 (1932), 312.
G. Gamow: Phys. Rev. 70 (1946), 572.
O. Gingerich: The scale of the Universe: A curtain raiser in four
                                            acts and four morals.
                Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1068.
A. H. Guth: Phys. Rev. D23 (1981), 347.
E. P. Hubble: A relation between distance and radial velocity
                  among extra-galactic nebulae.
                Proc. Nat. Acad. Sci. 15 (1929), 168.
P. J. E. Peebles et al.: The case for the relativistic hot Big
                                               Bang cosmology.
                                      Nature 352 (1991), 769.
A. A. Penzias, R. W. Wilson: Astrophys. J. 142 (1965), 419.
K. Šprunk: Poznámky k Daviesově interpretaci velkého třesku.
                               Universum č. 11/1993, str. 22.
G. A. Tammann: The Hubble constant: a discourse.
                 Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1083.
V. Trimble: H_o: The incredible shrinking constant 1925-1975.
                 Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1073.


.KP
                              Obsah

     1. Prehistorie                                             1
     2. Teoretické základy soudobé kosmologie                   2
     3. Převrat v pozorování galaxií                            2
     4. Epocha Edwina Hubbla                                    3
     5. Kalibrace vzdáleností galaxií                           3
     6. Teorie velkého třesku                                   4
     7. Alternativní kosmologie                                 5
     8. Nesnáze standardního modelu                             6
     9. Perspektivy kosmologie                                  6
              Příloha: Moderní kosmologie v datech              8
                           Literatura                          10
                              Obsah                            12