Změna základní fyziky pro kosmologii

pavelkabrt Vesmír, astronomie Napsat komentář

…zejména při určování kosmických vzdáleností

Václav Dostál

Nedávno se konala konference Mezinárodní astronomické unie (IAU) a Richard de Grijs o tom 28. září 2012 uveřejnil stručné shrnutí – na arxiv.org/pdf/1209.6529v1.pdf. De Grijs tuto konferenci charakterizuje: „Mítink poskytl vzrušující snímek na poli měření vzdálenosti, nabídl nejen dosavadní výsledky a zaostřené vysvětlení nedávného pokroku, ale také úplnou diskuzi o léčkách a o nejistotách, které zůstávají.“

Jak je určení vzdálenosti kosmického objektu důležité vystihuje autor takto: „Znalost vzdálenosti astrofyzikálního objektu je klíčem k jeho porozumění: bez přesné vzdálenosti nevíme jak je jasný, jak je velký a dokonce (pro velké vzdálenosti) od kdy existoval.“ O něco níže uvádí: „Porovnání teorie a pozorování v současnosti je hlavně spoutáno přesností (nebo jejím nedostatkem) měření/odhadů vzdáleností.“

Pro měření vzdálenosti nejbližších galaxií se používá proměnných hvězd (Cefeid). Je to pomyslná první příčka pomyslného kosmického žebříku – používaného pro stanovení vzdáleností. Další příčky (vzdálenosti vzdálených a nejvzdálenějších objektů) se odhadují. Tento odhad silně závisí právě na určení vzdálenosti Cefeid. Chyba se vzdáleností narůstá a pak „okraj“ nám známého vesmíru nebude vzdálený tak, jak se udává.

Podobně píše Whitney Clavin ve svém článku „Kosmologické standardní svíčky konec konců nejsou standardními“ (www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-012). (Pozn. „Standardní svíčky“ jsou vesmírné objekty, kterými se posuzuje nebo měří vzdálenost jiných objektů, protože zářivost standardních svíček a jejich vzdálenost – údajně – známe velmi dobře. Zářivost jiného objektu nám určí jeho neznámou vzdálenost porovnáním se zářivostí objektu se známou vzdáleností.) Citát: „V kosmologických studiích se všechno rozpadne, jestliže neuvedeme v chod možnost nejpřesnějších měření Cefeid,“ řekl Pauline Barmby z Univerzity Západní Ohio v Kanadě, vedoucí autor dalšího studia Cefeid.“ Clavin dokonce píše: „Astronomové převrátili první přímý důkaz, že „standardní svíčky“, používané k objasnění velikosti vesmíru, nazývané Cefeidami, se zmenšují ve hmotnosti a dělají je ne zcela standardními.“

O jiné skupině hvězd, Plejádách, které také slouží jako příčka pomyslného kosmického žebříku, píše De Grijs opatrněji: „Otevřený hrozen Plejády je rozhodující příčel žebříku místní vzdálenosti, jehož kalibrace ovlivňuje mnoho základních aspektů hvězdné astrofyziky. Ovšem originální paralaxy Hipparcos (Mermilliod a kol. 1997; van Leeuwen & Hansen-Ruiz 1997; Robichon a kol. 1999; van Leeuwen 1999), stejně jako rekalibrovaná astrometrie (van Leeuwen 1999) daly vzdálenosti k jednotlivým členským hvězdám a otevřenému hroznu jako celku, které byly systematicky nižší, než výsledné z předchozích pozemských určení vzdáleností.“

Přesné údaje de Grijs uvádí u vzdálenosti Slunce od středu Galaxie: R0 = 8,1 ± 0,6 kpc (Majaess 2010); R0 = 7,58 ± 0,40 kpc (Rambus a kol. (2009); R0 = 8,24 ± 0,08 kpc (Matsunaga a kol. 2009). (Pozn.: „kpc“ je kiloparsek, tisíc paseků. Parsek je vzdálenost, z níž by byla vidět kolmá úsečka délky 1 astronomické jednotky pod úhlem jedné obloukové sekundy. Je roven 3,2616 světelných roků = 3,08568×1016 m. Astronomická jednotka je (přibližně) střední vzdálenost Země od Slunce.) Předchozí údaj „poloměru“ oběžné dráhy Slunce byl nepřesný:: v rozmezí od 8,1 do 8,8 kpc.

Rovněž se podle de Grijse zvýšila přesnost pro Vleké Magellanovo mračno (což je „soused“ naší Galaxie): ze 18,50 ± 0,10 mag. na 18,447 ± 0,03 mag. (Pozn.: „mag“ je magnituda, zdánlivá hvězdná velikost; Slunce má mag –26,6, Vega 0,03, atd.).

Udané hodnoty z konference IAU nás mají přesvědčit, že v měření vzdáleností blízkých objektů došlo k velkému zpřesnění. Přesto se de Grijs zmiňuje o nepřesnosti nebo o absenci přesnosti.

Naproti opatrnosti v chybách měření blízkých kosmických objektů se konference několikrát vyslovila o změnách v základní fyzice: „Pro vysvětlení vzdáleností Hipparcos by hvězdné modely požadovaly změny ve fyzice nebo ve vstupních parametrech, které jsou příliš radikální, aby byly rozumné.“ „Ale všechny tyto modely spoléhají na … předpoklad, že rozumíme základní fyzice blízkých a vzdálených objektů téhož typu.“ „Ve většině všech případů jejich spolehlivost závisí na vlastním pochopení základní fyzice. A odtud pramení některé základní problémy, vedoucí k „nepříjemným“ nejistotám, které jsou těžko redukovatelné.“ „Z toho vyplývá nutnost zlepšit naše fyzikální porozumění procesu…“ „Nicméně nejistoty – systematické i statistické – setrvávají, dokonce pro nejbližší a podle předpovědí nejlépe pochopitelné příčky vzdálenostního žebříku, vycházející z různých pozorovacích a technických přístupů, stejně jako i z našeho neúplného porozumění příslušných fyzikálních aspektů.“ „Sladění těchto systematických rozdílů a nejistot může vyžadovat další kroky v teoretickém výzkumu, tj. v termínech detailnějšího a zlepšeného porozumění pozdnímu stavu hvězdného vývoje, fyzice hvězdné atmosféry a pulzační fyzice…“

O chybách v určování větších vzdáleností píše článek Petra Kulhánka „Jsou supernovy Ia kvalitními standardními svíčkami?“ (www.observatory.cz/news/jsou-supernovy-ia-kvalitnimi-standardnimi-svickami-.html) z 3. 2. 2012. K určení velkých vzdáleností mají sloužit supernovy typu Ia. (O nich výše uvedená konference také jednala, ale jaksi neurčitě).

Prof. Kuhánek vysvětluje: „Supernova Ia je většinou chápána jako dvojhvězdná soustava, ve které je jednou složkou bílý trpaslík a druhou obr nebo veleobr, případně i hvězda hlavní posloupnosti. Podstatné je, že jde o těsnou dvojhvězdu, kde dochází k přetoku hmoty z průvodce na bílého trpaslíka.“

Dále píše: „Exploze supernov typu Ia nejsou zdaleka tak jednotné, jak se na první pohled zdálo. O komplikovanosti dějů svědčí i různý průběh intenzity po explozi v různých spektrálních oborech. Největším problémem se ale zdá, že k supernově typu Ia může vést také jiný mechanizmus – splynutí dvou bílých trpaslíků, které předtím byly dvojhvězdou.“

**

Velmi poučný je připojený obr: „Světelná křivka supernovy Ia v různých spektrálních oborech od ultrafialového (U) až po radiový (K).“

Zatímco u ultrafialové a modré vidíme jasný průběh záření černého tělesa (jen místo vlnové délky se vodorovně nanáší doba trvání výbuchu), u ostatních „barev“ (tedy vlnových délek) jsou tyto křivky narušeny. Podle mého soudu by mohlo jít o vliv mezihvězdného prostředí, které se „rozzáří“ sekundárně a tedy s určitým zpožděním. Toto sekundární záření se pak k prvotnímu přičte tak, že vznikne „zub“. S rostoucí vlnovou délku se ovšem intenzita sekundárního záření zvyšuje až k intenzitě primárního záření, což je proti Wienovu zákonu (který tvrdí opak).

Určování vzdáleností bude u dlouhovlnného záření (zejména u radiového) značně ovlivněno oním sekundárním zářením, takže rozsah vzdálenosti bude velmi neurčitý. Navíc jednotlivé supernovy se budou těmito vlivy značně lišit. Patrně toto prof. Kulhánek vyjadřuje: „Exploze supernov typu Ia nejsou zdaleka tak jednotné, jak se na první pohled zdálo.“

Pokud je řada supernov Ia způsobena splynutím dvou trpaslíků, a tedy nejde-li o ojedinělý případ, pak celá metoda určování vzdálenosti vzdálených objektů podle stejného průběhu jejich výbuchu bude dosti zpochybněna. Prof. Kulhánek to vyjadřuje: „…jakým způsobem ovlivnily supernovy Ia tohoto původu měření vzdáleností ve vesmíru.“ Zatím nejde o velikost ovlivnění, je však jasné, že nějaké ovlivnění nastává!

Jestliže srhneme všechno dohromady, můžeme tvrdit, že určování „středních“ a velkých vzdáleností kosmických objektů je v dosavadní praxi i teorii zcela špatné. Stávající, tzv. standardní teorie (obsahující rozpínání vesmíru a Velký třesk) se tak stává nesprávnou i pro její zastánce!

Je tedy zapotřebí změnit základní fyziku a to radikálně.

2. 10. 2012

Komentujte

Please Přihlásit to comment
  Subscribe  
Upozornit na