Hned z kraje října začal ve Stockholmu tradiční Nobelův týden. Během něj se dozvíme všechny laureáty nejprestižnějšího vědeckého ocenění. Nobelova cena za fyziku letos směřuje do USA a Austrálie za výzkum supernov a rozpínání vesmíru. Abychom problematiku pochopili, rozdělili jsme naše povídání na dvě části.
Podívejte se na video z letošního vyhlašování Nobelovy ceny za fyziku
A) Hubble poprvé a Hubble podruhé
Na počátku 20. století převládal názor, že vesmír je statický. Z tohoto omylu vyvedl fyziku Albert Einstein v roce 1915. Řada jeho kolegů teorii o rozpínajícím se vesmíru příliš nedůvěřovala, jiní ji ovšem rozpracovávali do konkrétnějších obrysů.
Klíčovým okamžikem byl rok 1929, kdy americký astronom Edwin P. Hubble měřením rudého posuvu prokázal, že galaxie se od nás vzdalují. Dnes jeho jméno nese slavná Hubblova konstanta, která určuje, o kolik se zvětší rychlost vzdalování (v km/s) vzdáleného vesmírného objektu, když jeho vzdálenost vzroste o milión parseků (1 parsek = 3,26 světelných let). Obecně platí vztah, že v = H . R, kde v je rychlost vzdalování daného objektu, R je jeho vzdálenost a H je Hubblova konstanta.
V roce 1990 se do vesmíru vydal slavný Hubblův kosmický dalekohled. Jedním z jeho hlavních úkolů bylo přesné určení Hubblovy konstanty, ačkoli se nakonec proslavil spíše jinými objevy. Přesná hodnota konstanty není dodnes známa, odhady se nejčastěji pohybují okolo 73 (km/s)/Mpc.
Stále rychleji
Ještě koncem 90. let panoval mezi fyziky názor, že rozpínání vesmíru se zpomaluje. Jenomže rok 1998 přinesl zásadní zvrat. Adam Riess a jeho kolegové zveřejnili studii, podle které je rozpínání vesmíru naopak stále rychlejší. K tomuto závěru došli na základě pozorování řady supernov ve velmi vzdálených galaxiích. Studie byla vypracována v rámci mezinárodní skupiny High-z Supernova Search Team v jejímž čele stál Brian P. Schmidt.
Ke stejným závěrům došel nezávisle na této skupině i projekt Supernova Cosmology pod vedením třetího laureáta Saula Perlmuttera. Obě studie tak zásadním způsobem změnily další směřování fyziky a kosmologie.
Dnes se předpokládá, že za rostoucí rychlosti rozpínání vesmíru stojí tzv. skrytá energie, která má tvořit 73 procent veškerého vesmíru. Zbytek tvoří skrytá hmota a jen 4 % připadají na viditelný vesmír – tedy na galaxie, hvězdy, planety, mlhoviny a další objekty, které můžeme pozorovat. Přesná podstata skryté energie nebyla dosud objasněna.
B) Měření vzdálenosti ve vesmíru
Rychlost rozpínání vesmíru byla změřena pozorováním velmi vzdálených galaxií. Astronomové mají obecně v rukou několik nástrojů, kterými mohou vzdálenosti ve vesmíru měřit.
Pro účely kosmologických studií o vzniku a vývoji vesmíru jsou klíčové ty, které dokážou změřit vzdálenost velmi dalekých objektů (řádově miliony parseků). V první řadě se jedná o tzv. cefeidy, které jsou však použitelné jen do vzdálenosti asi 20 Mpc (60 milionů světelných let).
Cefeidy jsou pulzující proměnné hvězdy. Perioda pulsů je přímo závislá na absolutní magnitudě hvězdy. Zjednodušeně řečeno tak stačí změřit periodu pulsů, která se pohybuje řádově ve dnech, a tím dostaneme absolutní hvězdnou velikost. Po určení skutečné jasnosti hvězdy na pozemské obloze už můžeme jednoduchým způsobem vypočítat vzdálenost cefeidy a tím i galaxie, ve které se nachází.
Pro vzdálenější končiny vesmíru jsou ovšem cefeidy příliš slabé a proto přicházejí ke slovu supernovy. K výbuchu supernovy může dojít vlivem zhroucení velmi hmotné hvězdy, nás bude ovšem zajímat typ Ia.
Představme si dvě hvězdy, které obíhají okolo společného těžiště. Jednou z hvězd je bílý trpaslík, jenž postupně „krade“ materiál svému většímu průvodci. Tento proces nemá nekonečného trvání, po překročení tzv. Chandrasekharovy meze stability (1,44 hmotnosti Slunce) dojde ke zhroucení bílého trpaslíka a výbuchu supernovy.
Energie uvolněná při výbuchu tohoto typu supernovy je vždy relativně stejná, takže měřením jasnosti supernovy můžeme určit její vzdálenost podobně jako u cefeid. Problémem supernov typu Ia je jejich relativně malá frekvence výskytu.
Kromě pochopení rozpínání vesmíru a měření vzdálenosti je výzkum supernov (všech typů) důležitý ještě z jiných důvodů. Supernovy měly v historii vesmíru zásadní vliv na vznik života a to jak v pozitivním tak i negativním slova smyslu. Pokud se v blízkosti supernovy nachází obyvatelná planeta, sprška kosmického záření rozloží její atmosféru a zahubí vše živé na povrchu. Jako kritická hodnota se uvádí vzdálenost zhruba 30 světelných let. Pro nás je dobrou zprávou, že do této vzdálenosti nám žádná hvězda výbuchem supernovy nehrozí.
Byly to ovšem právě supernovy, díky kterým se do vesmíru dostaly těžší prvky, z nichž vznikly kamenné planety i život.
Laureáti Nobelovy ceny za fyziku v roce 2011
V médiích se v souvislosti s laureáty příliš neobjevoval drobný, poměrně důležitý detail. Nobelova cena – a tedy i tučná prémie v celkové výši cca 27 milionů korun – nebyla rozdělena rovnoměrně. Polovinu ceny získal Saul Perlmutter a o druhou polovinu se podělí Brian P. Schmidt a Adam G. Riess. Cena tak byla rozdělena mezi oba výše popsané týmy, které stály u objevu.
Není bez zajímavosti, že tihle tři pánové již byli za svůj objev ocenění. V roce 2006 dostali jako teprve třetí v pořadí Shawovu cenu. Před nimi obdrželi toto hongkongské ocenění, přezdívané jako Nobelova cena východu, například P. James E. Peebles za kosmologii nebo Michel Mayor a Geoffrey Marcy za objevy prvních planet mimo Sluneční soustavu.
Saul Perlmutter (*1959) – USA, Supernova Cosmology Project. Působí v Lawrence Berkeley National Laboratory a vede zmíněný projekt, kterého se dnes účastní na tři desítky astronomů z celého světa.
Brian P. Schmidt (*1967) – USA, Austrálie, High-z Supernova Search Team, v současné době pracuje na Australské národní univerzitě. Má jak americké tak i australské občanství.
Adam G. Riess (*1969) – USA, High-z Supernova Search Team, pracuje na Univerzitě Johnse Hopkinse.
