Vesmír ... se rozpíná. Odkud to víme?

To, že se vesmír rozpíná, a to dokonce neustále se zvyšující rychlostí, byl jeden z nejúžasnějších objevů minulých let. Odkud ale vědci získali jistotu, že tomu tak je? (Chandra a průzkum supernov typu 1a)

Teorie, kterou nikdo neocenil

Píšeme rok 1930. Na zámořské lodi, mířící z indického Madrasu do Southamptonu, bere Subrahmanyan Chandrasekhar do ruky tužku a začíná pracovat na rovnici, která změní způsob, jakým se budeme o několik desetiletí později dívat na vesmír.

Tehdy devatenáctiletý mladík je to, čemu se říká zázračné dítě. Do školy začíná chodit sice až v deseti letech, přesto na sebe rychle upozorní svou cílevědomostí. "Vezmi si jeden úsek, prostuduj ho tak, abys o něm mohl napsat učebnici, která bude leta považována za nejdůležitější ve tvém oboru, přejdi na jiné téma - a zopakuj to," se stane jeho životním mottem. 

Chandrasekhar je na cestě do Anglie, kde se chce zapsat na slavnou Trinity College v Cambridgi. Aby se připravil na své studium fyziky u profesora Fowlera, čte si po cestě nejen jeho práce, ale i spisy, zabývající se teorií relativity. V ruce má i knihu významného a vlivného vědce, profesora Eddingtona o složení hvězd. Během plavby, která trvá jen 18 dní, vypracuje na základě těchto materiálů převratnou teorii. Definuje množství hmoty hvězdy, která je potřeba k tomu, aby ji síly, působící v jádře, přivedly ke kolapsu. 

Tento objev - ho málem stál karieru dřív, než začala.

Eddington nebyl přepracováním a poopravením své práce mladým a neznámým přistěhovalcem z Indie vůbec nadšený. "Chandra", jak mu budou později jeho spolupracovníci říkat, se díky své teorii dostává navíc mezi dva mlýnské kameny staršího, urputného sporu Eddingtona s jiným vědcem, Milnem.  Objev kritické hranice hmoty explodující hvězdy zůstává zprvu bez veřejné odezvy. Vědci v Cambridgi se teorie vysmívají nebo si ji netroufnou komentovat, aby se neznelíbili mocnému Eddingtonovi - a Chandrovo tamní studium probíhá dramaticky a nevesele. Poté, co je hotový s doktorskou prací a chce ji ukázat svému mentorovi, profesoru Fowlerovi, dostává se mu prý jen kategorického: "Nechci to vidět, definitivně ne!  Prostě to jen odevzdejte ..." 

Není divu, že Chandra Anglii při první vhodné příležitosti opouští. Jeho novým působištěm se stává v roce 1937 chicagská univerzita, kde se mu dostane zaslouženého ocenění. Zůstane jí věrný až do smrti. V roce 1983 obdrží za své teoretické studie fyzikálních procesů probíhajících ve hvězdách Nobelovu cenu za fyziku. Je to více než padesát let od objevu kritické hmotnosti bílých trpaslíků, což je nezvyklé, Nobelova cena se uděluje spíše za aktuální výzkum. 

Bílý trpaslíci  a supernovy typu 1a

Bílý trpaslík vzniká na konci aktivního života hvězdy s průměrnou nebo podprůměrnou hmotností. Za svůj název vděčí vysoké teplotě, která ovlivňuje barvu jeho světla a malým rozměrům, srovnatelným s velikostí Země. 

Degenerovaný elektronový plyn

Elektrony patří ke skupině částic, které říkáme "fermiony". Na rozdíl od jiné skupiny (bosonů), nemohou dva fermiony zaujmout identický kvantový stav. 

Při vysokých hustotách látky jsou všechny kvantové stavy elektronů obsazeny až do určité maximální energie, které odpovídá určitá maximální hybnost. Tomuto stavu se říká degenerace.

Degenerovaný elektronový plyn  vyvíjí sílu, opačnou působení gravitace, která se ho snaží dále stlačovat. Udržuje tak jádro bílého trpaslíka v rovnovážném stavu.

Klasický  bílý trpaslík, poté, co vyčerpal palivo pro jadernou fuzi (spálil vodík a helium), explozivně odhodí vnější vrstvy své atmosféry. Na místě původní hvězdy zpravidla zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku, obalené nepatrnou vrstvou zbylého helia, případně zbytky vodíku.

Nepříliš hmotný bílý trpaslík je udržován ve stabilním stavu tlakem degenerovaného elektronového plynu ve svém jádře.

Ne všichni bílí trpaslíci jsou ale stabilní. Klasickým příkladem je dvojhvězda, kde je jedna z hvězd hmotnější než druhá, a kde pozorujeme jev vzájemného předávání hmoty. Hmotnější část dvojhvězdy spotřebuje palivo pro termonukleární reakci rychleji a tím se i rychleji promění v bílého trpaslíka. Díky gravitaci si následně může "půjčovat" materiál od svého vesmírného dvojčete. Když pak její hmota naroste na úroveň zhruba 1,4 dnešní hmotnosti Slunce, nazývané podle svého objevitele "Chandrasekharova mez", exploduje hvězda ve formě specifické supernovy typu 1a. 

Při výbuchu vznikají z uhlíku a kyslíku v jádře hvězdy těžší prvky. Typickým rozlišovacím znakem pro supernovu typu 1a je přítomnost absorpčních čar křemíku a absence čar vodíku a helia v zachyceném spektru záření. V centru exploze na rozdíl od jiných druhů supernov nezůstává masivní zbytek původní hvězdy. 

Měření vzdáleností pomocí supernov typu 1a

Supernovy typu 1a jsou jedním z nejjasnějších objektů ve vesmíru. Hodí se proto výborně jako tzv. "standartní svíčka" - pomůcka k měření velkých vzdáleností.

Vzhledem k faktu, že původním tělesem je vždy bílý trpaslík a mechanismus vedoucí k jeho výbuchu je známý, jsou i množství vyzářené energie a spektrální charakteristika vysílaného záření  předvídatelné. Skoro 70 procent z nich má identické spektrum i svítivost 15 dní po průchodu maximem. Křivka světelnosti se dá dobře modelovat a vysvětlit proměnou prvků v jádře supernovy (radioaktivním rozpadem izotopu niklu přes kobalt na železo). Budoucí supernova se rychle po několik týdnů zjasňuje, pak nastává krátká exploze a po ní jas postupně po dobu několika měsíců klesá. V ideálním případě zachytí astronomové hvězdu už v úvodní fázi zjasňování před výbuchem a mohou sledovat všechny následné změny během exploze.

Pomocí tzv. Phillipsova vztahu se dají světelné křivky supernov 1a dále normovat. Zpřesňují se tím výsledky pozorování. Phillipsova ovnice spojuje pokles svítivosti v modré části spektra 15 dní po maximu s absolutní svítivostí supernovy. 

Srovnání předpokládané absolutní svítivosti a její naměřené zdánlivé hodnoty umožní určit, v jaké vzdálenosti od Země se supernova nachází. Čím slabší se supernova zdá, tím více je od nás vzdálena.  

Význam supernov typu 1a pro kosmologii

Rudý posuv

je přemístění spektrálních čar ve spektru směrem k jeho rudému konci. Projevuje se samozřejmě v celém spektru elektro-magnetického záření, nejen v jeho viditelné části. Kosmologický rudý posuv je způsoben vznikem nového prostoru mezi objektem a pozorovatelem. Opakem rudého posuvu je posuv modrý, při kterém se spektrální čáry jeví posunuty směrem k ultrafialovému konci spektra.

Z rudého posuvu zachyceného světla, který prozradí analýza jeho spektra, lze vypočítat, o kolik větší vzdálenost musely fotony urazit cestou k Zemi, zatímco se prostor mezi supernovou a námi za dobu jejich letu zvětšil.

Srovnáním hodnot vzdálenosti, v níž supernova explodovala a té, kterou muselo světlo na své pouti k nám překonat navíc v důsledku rozpínajícího se prostoru, pak  získáme hodnotu rozpínání vesmíru. 

Ke zjištění, jak se v průběhu času rozpínání prostoru měnilo, tedy jestli se zpomaluje, zůstává stejné nebo se zrychluje, se dá použív srovnání výsledků měření různě vzdálených supernov.

Hned dva na sobě nezávislé týmy, zabývající se průzkumem vzdálených supernov typu 1a, potvrdily v roce 1998 a 1999, že se rozpínání našeho vesmíru zrychluje.

Adam G. Riess et al. 1998: Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant, The Astronomical Journal, Volume 116 Number 3

a

S. Perlmutter et al. 1999: Measurements of ? and ? from 42 High-Redshift Supernovae, The Astrophysical Journal Volume 517 Number 2

Oba týmy popsaly desítky vzdálených supernov, které byly méně jasné, než bychom očekávali vzhledem k jejich vzdálenosti. Kdyby se rozpínání vesmíru zpomalovalo, bylo by to naopak – byly by jasnější.

Za tento objev jim byla v roce 2011 udělena Nobelova cena za fyziku.