V první části věnované horkému vesmíru byla představena zajímavá část životního příběhu amerického fyzika ukrajinského původu George Gamova, jenž stál u zrodu fyziky vesmíru v embryonálním stavu krátce po velkém třesku a zároveň u počátku skonu modelů stacionárních vesmírů. Druhá část je věnována tomu, s čím Gamow a jeho studenti přišli a jaký další vývoj pohledu na náš vesmír tím zažehli.
Lucifer
Na základě svých hlubokých znalostí jaderné fyziky považoval Gamow první minuty existence vesmíru za obrovský nukleární experiment. Po několika počátečních nezdarech se v roce 1948 podařilo uvést základní myšlenky do správného tvaru dvěma Gamowovým doktorandským studentům, Ralphu Alpherovi a Robertu Hermanovi.
V létě 1948 Gamow dokázal, že jaderná reakce protonu s neutronem mohla v době, kdy vesmír byl starý jen asi 100 sekund, vyvolat produkci deuteria (jádro vodíku je tvořeno jedním protonem, v jádře deuteria je navíc ještě jeden neutron). O šest měsíců později Alpher s Hermanem v článku pro časopis Nature Gamowovu představu rozvinuli: vypočetli, jak se mění teplota a hustota hmoty v průběhu času, a tak svázali jejich dnešní hodnoty s hodnotami v určitém čase minulé historie vesmíru. Ukázali, že je-li rozpínání vesmíru homogenní a izotropní, pak poměr hustoty hmoty ke třetí mocnině teploty elektromagnetického záření, jež se vyskytuje v horkém dětství vesmíru, zůstává neměnný. Množství helia, které vznikne v prvních třech minutách života vesmíru, závisí na tehdejší hustotě hmoty.
Z množství tohoto helia, jež dnes pozorujeme, lze odhadnout, jaký musel tento poměr být v době, kdy vesmír byl starý jen dvě minuty a jeho teplota dosahovala několik miliard kelvinů, aby nukleárními reakcemi nevzniklo větší množství helia, než dnes pozorujeme. A z hodnoty tohoto poměru Alpher s Hermanem uměli spočítat, jaké je teplota EM záření z raných dob vesmíru dnes – jejich odhad byl 5 kelvinů, tedy pět stupňů nad absolutní nulou. To byla jedna z nejmonumentálnějších předpovědí v dějinách vědy – poskytovala astronomům novou možnost, jak se přesvědčit, zda vesmír byl kdysi opravdu tak hustý a horký, jak vyplývalo z teorie velkého třesku. Jestliže se vesmír vynořil z horké minulosti, mělo by se v něm vyskytovat zbytkové – reliktní – záření.
Zmíněného článku si však nikdo pořádně nevšiml. V roce 1948 odváděly pozornost vědců diskuse kolem stacionárního vesmíru a o Alpherovi a Hermanovi v Evropě nikdo neslyšel. Ve Spojených státech byla situace o něco lepší. V polovině šedesátých let začal toto záření cíleně hledat jeden z vůdčích fyziků, Robert Dicke z Princetonu, aniž ovšem četl články Gamowa, Alphera a Hermana, přestože vyšly v renomovaných světových vědeckých časopisech.
Záření nakonec objevili dva špičkoví radioinženýři, Arno Penzias a Robert Wilson, kteří v Bellových laboratořích v Holmdelu v New Jersey sledovali anténou komunikační družici Echo. Nevěděli ovšem hned, že jde o záření z období krátce po velkém třesku, ani to, že kosmologové Alpher, Herman a Gamow jeho existenci předpověděli. O objevu rádiového šumu na vlnové délce 7.35 cm, což odpovídá EM záření o teplotě 3.5 ± 1.0 K, se ale brzy dozvěděl Dicke a jeho skupina, kteří se něco takového chystali změřit. Jeden z Dickeho bývalých studentů, James Peebles, právě poslal do časopisu článek, ve kterém odhadoval tuto teplotu na 10 K. Článek byl zamítnut (recenzentem Alpherem) s tím, že není původní, protože výpočet provedl už dříve Alpher s Hermanem. Dickeho tým však tuto informaci nevzal na vědomí a publikoval doprovodný článek ke skromnému oznámení detekce záření, které zaslal do Astrophysical Journal Penzias s Wilsonem. Historici vědy toho o tomto selhání kolektivní paměti napsali velmi mnoho.
Penziasův a Wilsonův objev reliktního záření znamenal bod obratu v našem porozumění vesmíru a posílil naši důvěru ve schopnosti Einsteinových rovnic předpovídat chování vesmíru. Ten nejjednodušší model rozpínajícího se vesmíru, Friedmanův a Lemaîtrův (viz Einsteinovy vesmíry), nám říká, jaká bude teplota vesmíru v každém okamžiku. Vyzbrojeni touto znalostí mohli fyzici zmapovat řadu událostí, jež se odvíjely od několika sekund věku vesmíru až do dneška. Neuměli určit všechno – do toho chybělo mnoho -, ale podařilo se jim vcelku rychle stanovit obecný obraz: jak klesala hustota a teplota vesmíru, kdy docházelo k nukleárním reakcím a kdy záření zchladlo natolik, že mohly vznikat atomy a molekuly.
Objev reliktního mikrovlnného záření zasadil smrtelnou ránu i teorii stacionárního vesmíru, jelikož jeho existenci vysvětlit nedovedla. Zastánci stacionárního vesmíru vedení Hoylem se však nevzdávali a vymýšleli nejrůznější způsoby, jak reliktní záření vysvětlit jinak než velkým třeskem. Na druhou stranu je zajímavé, že klíčovou roli v teorii velkého třesku sehrál nakonec i Hoyle. Využil svých hlubokých znalostí jaderné fyziky a v předpovědi výskytu lehkých prvků vzniklých v prvních minutách po velkém třesku došel dále než Gamow, Alpher a Herman. V průkopnickém článku s Rogerem Taylorem v Cambridgi v roce 1964 a později v Caltechu v roce 1967 s Williem Fowlerem a jeho studentem Robertenm Wagonerem předpověděl celé spektrum lehkých prvků (především deuteria a izotopů helia a lithia), které by vznikly v různých vesmírech s velkým třeskem.
Tyto impozantní předpovědi umožnil v roce 1953 drobný, ale neobyčejně důležitý postřeh japonského astrofyzika Čúsira Hajašiho, známého především svými pracemi o vývoji hvězd. Všichni fyzici, i Gamow, kteří se pokoušeli zjistit výskyt prvků, které se vynoří z velkého třesku, naráželi na velký problém, otázku relativního počtu protonů a neutronů, se kterým vesmír započal. Z těchto dvou částic jsou sestavena všechna jádra, takže konečný výskyt prvků musí záviset na počátečním poměru těchto dvou částic. Kdybychom začali se samými protony, výsledkem by bylo 100 % vodíku, jenž v jádru žádné neutrony nemá, ale jak můžeme předpovídat, co vznikne, když tento počáteční poměr neznáme?
Hajaši poukázal na to, že celý problém řeší slabá interakce, síla zodpovědná například za radioaktivní rozpad. Když byl vesmír mladší než jednu sekundu a teplejší než 10 miliard kelvinů, zprostředkovávala tato síla radioaktivní interakci mezi protony a neutrony a udržovala jejich počet stejný. Rovnovážný poměr protonů a neutronů je určen pouze teplotou. Takže k tomu, abychom určili relativní počet protonů a neutronů, nemusíme o „počátku“ vesmíru či jiných nepoznatelných věcech nic vědět. Neutron je ve skutečnosti nepatrně těžší než proton, a když teplota ve vesmíru poklesne pod 10 miliard kelvinů, právě ta o něco větší energie, která je potřeba k vytvoření neutronu, rozhodne o tom, že počet protonů trochu převýší počet neutronů. Jenže tato nevyváženost nemůže příliš narůst, protože reakce udržované slabou interakcí probíhají příliš pomalu, neudrží tempo s expanzí vesmíru a posléze ustanou. Poměr protonů a neutronů se nakonec ustálí na hodnotě 1 ku 6.
Nukleární reakce se rozběhnou teprve po 100 sekundách, kdy teplota poklesne na miliardu kelvinů. Do té doby se ještě některé neutrony radioaktivně rozpadnou, takže poměr neutronů a protonů se změní na 1 ku 7. Téměř všechny přeživší neutrony rychle skončí v jádrech helia-4, jen stopově zůstanou v deuteriu či vytvoří helium-3 a lithium. Po této etapě jaderné fúze vesmír obsahuje skoro 23 % helia-4 a 77 % vodíku s nepatrnými stopami deuteria, helia-3 a lithia. To odpovídá dnešnímu výskytu těchto prvků v naší galaxii a dále v kosmickém prostoru, takže popsanou aplikací jednoduché jaderné fyziky v prvních minutách vesmíru se skvěle potvrdila astronomická pozorování.
Zdroj: John D. Barrow, Kniha vesmírů
21.03.2014, 00:41:21 Publikoval Luciferkomentářů: 14