(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
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 3krát 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.
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 l 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 Lemaître (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.
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.
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:
kde (1 + z) = lpoz/llab (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 Ho 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 Ho = 530 jakož i veličinu l, 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 qo = 0,5). Hubblovi vyšla hodnota l = 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.
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 Lemaître, kterému vyšlo H = 625; posléze však Robertson a de Sitter dostali H l 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.
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).
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
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.
8. Nesnáze standardního modelu
Základním problémem standardního modelu byla odjakživa "nepříjemně" vysoká hodnota Hubblovy konstanty Ho. 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 Ho na 75 km/s/Mpc. Tento trend dále pokračoval až do r. 1975, kdy se skupina kolem Sandageho ustálila na hodnotě Ho l 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 Ho l 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 Ho = 55 dne 1. července 2007.
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.
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. Lemaître: expandující vesmír
1925 E. Hubble: cefeidy v M31
1926 Oscar Klein: proměnný počet rozměrů vesmíru
1927 G. Lemaître: 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 Ho: G. Tammann vs. S. van den Bergh
1997 katalog Hipparcos-Tycho: přesné paralaxy do 250 pc
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: Ho: The incredible shrinking constant 1925-1975. Publ. Astron. Soc. Pacific 108 (1996), 1073.
