Astronomické pozadí Nobelovy ceny za fyziku v roce 2011

4

Aktuality

Astronomické pozadí Nobelovy ceny za fyziku v roce 2011 Jiří Grygar Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i., Na Slovance 2, 182 21 Praha 8 V říjnu 2011 oznámila komise pro udělování Nobelových cen, že Nobelovu cenu za fyziku získávají v r. 2011 tři astronomové (Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt a Adam G. Riess) za objev zrychlujícího se rozpínání vesmíru pomocí pozorování vzdálených supernov. V tomto případě se udělení ceny za zmíněné výzkumy vcelku očekávalo; šlo vlastně jen o to, kdy se tak stane. Jde totiž vskutku o epochální astronomický objev, i když napsat příslušné publikace v letech 1998 a 1999 vyžadovalo od autorů značnou odvahu – docela přitom riskovali svou vědeckou pověst. V článku poukazuji na hluboké kořeny objevu v astronomické historii zejména od počátku 20. století.

Úvod Pokrok astronomie byl od starověku spojen s potřebou odhadnout aspoň řádově vzdálenosti rozličných kosmických objektů či úkazů, protože bez této základní charakteristiky patřily astronomické objekty do  téže kategorie jako jevy UFO. I o nich totiž platí, že k přeřazení UFO do kategorie IFO potřebujeme znát především údaj o lineární vzdálenosti UFO od pozorovatele. Díky rozvoji geometrie zejména v  krajinách kolem Středozemního moře se to až překvapivě dobře dařilo díky tomu, že na  přelomu 3. a  2. stol. př. n. l. vymyslel Eratosthenés vtipnou metodu, jak určit obvod Země v době, kdy tehdejší badatelé docela dobře věděli, že Země musí být kulatá, protože při zatmění Měsíce je na jeho povrchu vidět část kruhového stínu Země. Dostal tak pro obvod Země v přepočtu tehdejší délkové míry na dnešní metrickou hodnotu v rozmezí 40÷46 tis. km. Tohoto základního údaje pak využil již ve 2. stol. př. n. l. Hipparchos ke změření vzdálenosti Měsíce od Země – vyšlo mu 376 tis. km (dnešní hodnota je 384 tis. km) a poloměr Měsíce 1 740 km (současná hodnota je 1 738 km). Daleko těžší bylo pomocí úhloměrů a  znalosti lineárního poloměru Země změřit vzdálenosti planet a Slunce. Výsledky z období před vynálezem dalekohledu byly zcela chybné; vzdálenost Slunce od Země byla soustavně silně podceňována. Úspěch se dostavil až téměř dvě století po vynálezu dalekohledu, když Jerôme Lalande (1732–1807) koncem 18. stol. podrobně propočítal výsledky pozorovacích kampaní zorganizovaných po celém světě během dvou přechodů Venuše přes sluneční kotouč v letech 1761 a 1769. Obdržel tak hodnotu 153 mil. km pro střední vzdálenost Země – Slunce. Dnes se pro tuto klíčovou astronomickou veličinu

http://cscasfyz.fzu.cz

používá nikoliv trigonometrie, ale daleko přesnějších radarových odrazů od planet, takže v současné době je tato tzv. astronomická jednotka (AU) známa s neuvěřitelnou přesností: 1 AU = (149 597 870 700 ±3) m. Navzdory slušné znalosti délky astronomické jednotky to trvalo ještě dalších 70 let, než se podařilo poprvé změřit dostatečně přesně vzdálenosti několika blízkých hvězd. Stalo se to v  průběhu let 1837–39 hned díky třem astronomům působícím v  Německu (Friedrich Bessel, 1784–1846), Estonsku (Friedrich von Struve, 1793–1864) a Jižní Africe (Thomas Henderson, 1798–1844). Ve všech třech případech měřili autoři velmi přesně, jak vyplývá ze srovnání s dnešními hodnotami vzdáleností ve světelných letech:1 autor

hvězda

1837–39

dnes

Thomas Henderson

α Centauri

4,2

4,4

Friedrich Bessel

61 Cygni

10,4

11,4

Friedrich von Struve

Vega

25,0

25,3

Pro určování vzdáleností objektů ve vesmíru slouží také aplikace Dopplerova jevu (1842) ve  spektroskopii. Podaří-li se nám v  elektromagnetickém spektru kosmického objektu identifikovat spektrální čáry, jejichž laboratorní vlnové délky známe, lze určovat radiální rychlost objektu vůči nám přímo v  km/s bez ohledu na to, jak je od nás objekt vzdálen. S využitím 3.  Keplerova zákona a  znalosti oběžné periody dvoj1 V současné astronomii se užívá pro lineární vzdálenost mimoslunečních objektů jednotky parsek, což je vzdálenost, v níž se úsečka o délce 1 AU kolmá k zornému paprsku jeví pod úhlem 1˝. Pak platí, že 1 pc = 3,26 sv. l. V kosmologii se používá násobků kpc, Mpc a Gpc.

č. 1

Saul Perlmutter

hvězd, popř. hvězdy a  exoplanety, lze odtud určovat při známém sklonu oběžné dráhy k zornému paprsku i vzdálenosti takových soustav od nás. Kromě toho se u  velmi vzdálených objektů (>1 Mpc) projevuje kosmologický červený posuv spektrálních čar, který lze po vhodné kalibraci využít jako sekundární indikátor vzdálenosti objektu od nás.

Sekundární metody určování vzdáleností Dodnes máme jen dvě přesné metody určování vzdáleností kosmických objektů, a to je trigonometrie s délkou základny 2 AU a radarová metoda zachycení ozvěn vyslaného rádiového impulzu. Při dnešním výkonu radarů se tato druhá metoda hodí pouze pro určování vzdálenosti těles sluneční soustavy počínaje Merkurem a konče Saturnem a jeho měsícem Titanem. Trigonometrická metoda se po dlouhou dobu dala s postačující přesností (±10 %) použít jen pro hvězdy bližší než 50 pc. Teprve v r. 1997 byl dokončen katalog založený na pozorováních z evropské astrometrické družice HIPPARCOS. V něm jsou uvedeny dostatečně přesné trigonometrické vzdálenosti zhruba 100 tisíc hvězd do vzdálenosti až 200 pc. Když se na  přelomu 19. a  20. stol. podařilo zhruba určit rozsah a strukturu naší Galaxie (Mléčné dráhy), bylo zřejmé, že rozměry této soustavy jsou daleko větší než oněch 50 pc zvládnutelných tehdejší úrovní trigonometrické metody. Proto se objevily sekundární metody určování vzdáleností, jež většinou vycházejí z fotometrického zákona o ubývání osvětlení z konstantního zdroje s druhou mocninou vzdáleností. Praktické uplatnění tohoto zákona v  astronomii však naráží na dva zásadní problémy. Především je mimořádně obtížné i u blízkých hvězd určit z pozorování jejich zářivý výkon, když vzdálenost neznáme. Za druhé se brzy ukázalo, že mezihvězdný prostor není ani prázdný ani homogenní, neboť se v  něm vyskytují rozsáhlé oblasti s  chaoticky rozloženou mezihvězdnou látkou (jemný prach a plyn nejrůznějších teplot), která způsobuje obvykle spektrálně závislou extinkci světla vzdálenějších objektů. Navíc se astronomům podařilo postupně ukázat, že hvězdy ani zdaleka nemají stejné zářivé výkony; jinými slovy ani přibližně neplatí, že hvězdy, které se nám jeví jako slabší, mají statisticky nižší zářivý výkon. Ten navíc u  proměn-

Brian P. Schmidt

Čs. čas. fyz. 62 (2012)

Adam G. Riess

ných hvězd často velmi výrazně v  čase kolísá a  toto kolísání nebývá příliš periodické. K dalším problémům patří, že i hvězdy týchž geometrických a fyzikálních parametrů mohou svůj zářivý výkon měnit podle toho, jak jsou staré a za jakých okolností vznikly. Ve druhé polovině minulého století se též zjistilo, že Slunce není typická hvězda, protože nejvíce hvězd v Galaxii má hmotnost jen asi pětiny hmotnosti Slunce (MO) a následkem toho mají až o dva řády nižší zářivé výkony než Slunce. Proto je vidíme pouze v blízkém okolí Slunce, kde ještě funguje přesná trigonometrie. Chceme-li však změřit či aspoň slušně odhadnout vzdálenosti >200 pc, musíme se zaměřit na svítivější hvězdy, které se vyskytují vzácně. Následkem toho ani ty nejbližší nevidíme ve slunečním okolí, kde bychom mohli jejich pozorovanou jasnost převést pomocí znalosti trigonometrické vzdálenosti na zářivý výkon a tím kalibrovat stupnice fotometrických vzdáleností dané třídy hvězd.

Zákon Leavittové pro cefeidy a Hertzsprungův-Russellův diagram V letech 1908–1912 měřila americká astronomka Henrietta Leavittová (1868–1921) jasnosti hvězd ve  Velkém a Malém Magellanově mračnu na fotografických snímcích pořízených pracovníky Harvardovy observatoře v Peru. Povaha mračen nebyla příliš jasná, ale když tam slečna Leavittová objevila proměnné hvězdy, kterým se říká cefeidy podle prototypu z naší Mléčné dráhy – hvězdy δ Cephei, bylo zřejmé, že jde o hvězdné soustavy izolované od Mléčné dráhy, protože tamější cefeidy byly podstatně slabší než cefeidy v naší Galaxii. Měly však s nimi společné naprosto pravidelné kolísání jasnosti v čase, tj. dobře reprodukovatelné světelné křivky. Navíc byly i v těchto vzdálených mračnech cefeidy zřetelně jasnější než ostatní hvězdy mračen, takže měření jejich jasnosti bylo relativně dosti přesné. Pozorná pozorovatelka si brzy všimla, že jasnosti cefeid v mračnech v maximu světelné křivky byly tím větší, čím delší byla perioda její proměnnosti. V logaritmickém grafu šlo dokonce o lineární závislost mezi délkou periodou a maximální jasností cefeid. Vzdálenost mračen od Slunce tehdy známá nebyla, ale H. Leavittová učinila odvážný předpoklad, že je dostatečně veliká, aby rozptyl vzdáleností pro jednotlivé cefeidy byl proti

http://cscasfyz.fzu.cz

5

6

Aktuality

» Roste-li

vzdálenost mezi kosmickými objekty s časem, vesmír vznikl podle Lemaîtra z „kosmického vajíčka“ v konečné minulosti.

«

vzdálenosti mračen od nás v prvním přiblížení zanedbatelný. Pak totiž platí zmíněná lineární závislost nejenom pro pozorovanou jasnost, ale i pro zářivé výkony cefeid! Její poznatek využil vzápětí dánský astronom Ejnar Hertzprung (1873–1967), když dokázal v  r. 1913 určit vzdálenost cefeidy v naší Galaxii a tím i její zářivý výkon. Podle délky její periody tak získal kalibrační nulový bod pro vztah Leavittové a pak už bylo možné podle fotometrického zákona odvodit vzdálenosti obou mračen. Ukázalo se, že Velké Magellanovo mračno je od Slunce vzdáleno zhruba 50 kpc a Malé Magellanovo mračno zhruba 65 kpc. Protože rozměr Mléčné dráhy činí jen asi 30 kpc, bylo odtud jasně patrné, že obě tyto hvězdné soustavy na jižní obloze jsou samostatné hvězdné útvary – fakticky blízké sousední galaxie. V letech 1913–14 pak E. Hertzsprung a jeho americký protějšek Henry Russell (1877–1957) sestrojili na základě pozorování jasnosti a spekter několik stovek hvězd naší Galaxie slavný diagram spektrum – jasnost, který se v  r. 1923 díky Arthuru Eddingtonovi (1882–1944) podařilo převést na diagram teplota – zářivý výkon, což rázem umožnilo určovat fotometrické vzdálenosti mnoha skupin různě hmotných a zářivých hvězd naší Galaxie. Vznikly tak kategorie hvězd hlavní posloupnosti, do níž patří i naše Slunce, ale také bílých trpaslíků, červených obrů a modrých a červených veleobrů. Interpretace diagramu HR tak zcela mimořádně posunula kupředu hvězdnou astrofyziku, což nakonec vedlo koncem třicátých let minulého století k objevu termonukleárních reakcí jako hlavního zdroje záření hvězd a také k základnímu pochopení, že hvězdy v průběhu svého vývoje po diagramu HR „cestují“.

Červené posuvy ve spektrech spirálních mlhovin a objev rozpínání vesmíru V roce 1915 uveřejnil A. Einstein obecnou teorii relativity a v letech 1922–1927 odtud Alexander Fridman (1888–1925) a Georges Lemaître (1894–1966) odvodili modely vesmíru, které jsou nestabilní, tj. vzdálenosti mezi objekty ve vesmíru musí s časem buď růst, anebo klesat. Pokud vzdálenost roste, znamená to, že vesmír vznikl podle Lemaîtra z „kosmického vajíčka“ v konečné minulosti. Souběžně s tím objevil americký astronom Vesto Slipher (1875–1969), že spektra vzdálených spirálních mlhovin představují složené spektrum milionů hvězd, jež pro každou mlhovinu jeví týž relativní červený posuv všech spektrálních čar, ale pro různé mlhoviny dostával různé hodnoty červených posuvů. Kosmologický červený posuv z = Δλ/λ0 je bezrozměrnou veličinou pro danou spirální mlhovinu konstantní, přičemž λ0 je vlnová délka identifikované spektrální čáry v laboratoři a Δλ je její posuv proti klidové hodnotě ve spektru dané spirály.

V dubnu r. 1920 proběhla v Přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu Velká debata o povaze spirálních mlhovin mezi Heberem Curtisem (1872–1942) a Harlowem Shapleyem (1885–1972). V debatě hájil Shapley tezi, že naše Mléčná dráha je svými rozměry totožná s pozorovaným vesmírem, neboť zmíněné spirální mlhoviny leží na  jejím okraji, jsou mnohem menší než Mléčná dráha a pouze vyznačují hranice Mléčné dráhy. Naproti tomu se Curtis snažil dokázat, že spirální mlhoviny jsou hvězdnými soustavami srovnatelných rozměrů a počtů hvězd jako Mléčná dráha a jsou od nás podstatně dále, než kam sahá Mléčná dráha; představují tedy samostatné hvězdné ostrovy. Z dnešního pohledu je zajímavé, jak oba protagonisté debaty hájili své postoje často chybnými argumenty, zatímco jejich námitky proti modelu protivníka byly nezřídka správné. V r. 1923 objevil Edwin Hubble (1889–1953) pomocí tehdy největšího dalekohledu světa (2,5 m) na  Mt. Wilsonu ve velké spirální mlhovině M31 v Andromedě cefeidy a využil jich k určení vzdálenosti M31 zhruba 200 kpc, což byl tehdy pochopitelně světový rekord a důležitá podpora pro názor H. Curtise. V dalších letech pak Hubble nalezl cefeidy i v jiných slabších spirálních mlhovinách a získával tak čím dál větší vzdálenosti těchto spirál od Slunce. V r. 1927 porovnával Lemaître své kosmologické modely s  daty Sliphera a  Hubblea a poprvé tak ukázal, že se tyto soustavy od nás vzdalují v souladu s modelem rozpínajícího se vesmíru tempem 625 km/s/Mpc. Jeho práce však vyšla francouzsky v  málo známém belgickém vědeckém časopise, takže zůstala v anglosaském prostředí neznámá. V  r. 1929 využil Hubble svých dat o  cefeidách a  Slipherových údajů o  červených posuvech 44 galaxií k publikaci jedné z nejslavnějších astronomických prací 20. století, když zjistil, že mezi červenými posuvy a  vzdálenostmi galaxií od  Slunce existuje lineární vztah, který odpovídá tempu rozpínání vesmíru 550 km/s/Mpc. Tato hodnota dostala později název Hubbleova konstanta. Z Lemaîtrových modelů vyplývá, že převrácená hodnota Hubbleovy konstanty odpovídá stáří vesmíru od počátku jeho rozpínání. (Hubble však nikdy neuvěřil, že jde o rozpínání skutečné. Domníval se, že světlo během dlouhého letu prostorem prostě ztrácí energii, a proto červená.) Kdybychom totiž brali zmíněné tempo rozpínání vesmíru z Hubbleova vztahu vážně, znamenalo by to podle příslušného Lemaîtrova modelu, že vesmír je starý jen 1,8 mld. roků, ačkoliv geologové měli v té době již dobré důkazy o tom, že Země je stará minimálně 2,5 mld. let. V druhé polovině 20. stol. však postupně vyšlo najevo, že Hubble vzdálenosti zmíněných galaxií od nás silně podcenil. Pro nejvzdálenější z nich uvedl vzdálenost pouhé 2 Mpc, ale dnes víme, že tyto galaxie jsou od nás vzdáleny až 14 Mpc.

Záludné výběrové efekty

Pozůstatek po supernově N63A ve Velkém Magellanově mračnu. Zdroj: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

http://cscasfyz.fzu.cz

Ve  druhé polovině 20. stol. se totiž ukázalo, že starší údaje o rozpínání vesmíru byly soustavně zkresleny záludnými výběrovými efekty, které se podařilo postupně odhalit a vzdálenosti galaxií patřičně revidovat. Především se nepotvrdil mlčky přijímaný předpoklad, že mezihvězdný a mezigalaktický prostor je v podstatě prázdný, a tudíž se v něm světlo nepohlcuje. Už pohled na Mléčnou dráhu očima ukazuje, že to není pravda, protože například v  souhvězdí Labutě se spojitý pás Mléčné dráhy štěpí na dvě větve, které mají křivolaké

č. 1 Supernova 1994D třídy Ia v galaxii NGC 4526 (snímek HST) .

obrysy. Na jižní obloze je situace kolem centra Mléčné dráhy ještě dramatičtější; temná místa nepravidelných tvarů ostře kontrastují s velmi svítivými částmi v souhvězdí Střelce a v jeho nejbližším okolí. Poblíž Jižního kříže je i očima vidět tmavá skvrna zvaná Uhelný pytel. To znamená, že fotometrický zákon je neznámou extinkcí soustavně porušován a  vzdálenosti slabších objektů jsou systematicky podceňovány. V r. 1934 zjistili Walter Baade (1893–1960) a Fritz Zwicky (1898–1974), že se do té doby míchaly do jedné kategorie novy a supernovy, ačkoliv jde o dva naprosto rozdílné typy objektů. Novy nejsou nové hvězdy, ale naopak hvězdy velmi staré, jímž se v astronomickém žargonu říká bílí trpaslíci. Když se bílý trpaslík nachází v těsném páru s běžnou hvězdou hlavní posloupnosti, přebírá od ní plynule horký plyn bohatý na vodík a ukládá ho na svém povrchu tak dlouho, až tato vodíková slupka prodělá překotnou termonukleární reakci přeměny vodíku na hélium, a tak pozorujeme výbuch, při němž se nova zjasní až o pět řádů proti klidovému stavu. Povrchová slupka vodíku a  hélia se odloupne a rozplyne rychlostí mnoha set až několika tisíců km/s, ale bílý trpaslík tuto epizodu přežije a po desítkách až desítkách tisíců let se celý proces opakuje. Naproti tomu supernovy mohou být buď bílí trpaslíci, kteří dosáhli kritické hmotnosti, tzv. Chandrasekharovy meze, která činí 1,4 MO, anebo jde o osamělé hvězdy daleko hmotnější (>8 MO), jež se po vyčerpání termonukleárních reakcí zhroutí volným pádem na neutronovou hvězdu, popř. černou díru. V prvním případě jde o supernovy označované třídou Ia, kdy se bílý trpaslík mocným termonukleárním výbuchem zcela zničí a jeho cáry se rozplynou do okolního prostoru rychlostmi až několik desítek tisíc km/s. Supernovy Ia mají v maximu vždy zhruba týž zářivý výkon, protože se ničí hvězda téže (Chandrasekharovy) hmotnosti. Tento výkon představuje hodnotu až o  9 řádů vyšší, než je zářivý výkon Slunce, tzn. že je srovnatelný se zářivým výkonem menší galaxie! Ve druhém případě jde o supernovy třídy II čili tzv. kolapsary, po nichž zůstává kompaktní objekt o hmotnosti 1,4÷2 MO (neutronová hvězda), ale také >2÷20 MO (hvězdná černá díra). Jelikož hmotnosti různých kolapsarů těsně před výbuchem se až o řád liší, mají výbuchy supernov třídy II různé zářivé výkony, nanejvýš však o  8 řádů vyšší, než je zářivý výkon Slunce. V r. 1885 vzplanula v galaxii M31 supernova (patrně kolapsar), která však byla považována za  obyčejnou

Čs. čas. fyz. 62 (2012)

novu a to vedlo k hrubému podcenění vzdálenosti M31 a k argumentu Shapleyho, že M31 patří do naší Galaxie. Také u cefeid a dalších svítivých proměnných hvězd vhodných pro pozorování ve  vzdálených galaxiích se ukázalo, že jejich jasnost je soustavně zeslabována mezihvězdnou a  intergalaktickou extinkcí, a  navíc že se i typy proměnných hvězd dále štěpí na různé podskupiny, které mají různé svítivosti. To vše vyvolalo sérii oprav nulových bodů vzdáleností různých fotometrických indikátorů vzdáleností hlavně v  letech těsně po druhé světové válce. Německý astronom W. Baade měl totiž během války k  dispozici neomezené množství pozorovacího času u největšího dalekohledu světa na Mt. Wilsonu v době, kdy američtí astronomové byli povoláni do armády a v Los Angeles bylo nařízeno noční zatemnění. Baade tato jedinečná pozorování po válce s  mimořádnou pečlivostí zpracoval. Důsledkem jeho revize nulových bodů pro různé podtřídy proměnných hvězd zveřejněné v r. 1952 pak bylo významné snížení hodnoty Hubbleovy konstanty bezmála o řád. Nepřímo úměrně klesání hodnoty pro tuto konstantu tak prodlužovalo vypočítané stáří vesmíru od tzv. velkého třesku. Koncem 60. let minulého století se tak odhady stáří vesmíru zvýšily až na nějakých 16 miliard let. I  když praotcem teorie velkého třesku byl v  r. 1917 sám A. Einstein, jenž se tehdy snažil rozpínání vesmíru „zabránit“ zavedením kosmologické konstanty Λ do řešení svých rovnic pro vesmír, rozhodující pro přijetí teorie rozpínajícího se vesmíru byly práce G. Lemaîtra z konce dvacátých let minulého století a dále fyzikální rozbory stavu počátečního žhavého a hustého stavu vesmíru provedené Georgem Gamowem (1904–1968) a jeho studentem Ralphem Alpherem (1921–2007) z let 1948– 1950. V nich autoři vypočítali, že raný vesmír obsahoval pouze dva chemické prvky – vodík a helium v hmotnostním poměru 3:1, a dále horké elektromagnetické záření, které do současnosti vychladlo na teplotu 5÷10 K. V r. 1957 Fred Hoyle (1915–2001) se svými studenty manželi Geoffreyem a Margaretou Burbidgeovými (1925–2010 a *1919) a americkým jaderným fyzikem Williamem Fowlerem (1911–1995) odstranili hlavní slabinu teorie velkého třesku, když ukázali, že další prvky Mendělejevovy periodické soustavy prvků počínaje uhlíkem a  konče skupinou Fe-Co-Ni vznikají ve  hvězdách posloupností termonukleárních reakcí a že zbývající prvky Cu....U se tvoří zachycováním neutronů při výbuších supernov třídy II. V r. 1965 pak Arno Penzias (*1933) a Robert Wilson (*1936) objevili v pásmu centimetrových radiových vln předpovězené reliktní záření o teplotě 3 K a tímto objevem se stala teorie velkého třesku kanonickou, neboť už dříve astrofyzikální studie zejména americké astrofyzičky Cecilie Gaposhkinové (1900–1979) ukázaly, že hvězdy i dnes obsahují téměř výhradně vodík a helium v hmotnostním poměru 3:1; zbytek Mendělejevovy tabulky prvků je i v nedávno vzniklých hvězdách zastoupen nanejvýš 2 % jejich hmotností.

Energetické bomby ve vzdáleném vesmíru V r. 1960 byly objeveny bodové radiové zdroje zvané kvasary, což je anglická zkratka pro sousloví kvazistelární radiový zdroj. Když se o 3 roky později podařilo dva z těchto zdrojů ztotožnit s optickými protějšky a pořídit jejich spektra, všichni užasli. Oba kvasary měly červené posuvy ve spektru daleko vyšší než tehdy nejvzdálenější známé galaxie. Tyto hodnoty budily

http://cscasfyz.fzu.cz

7

» Novy nejsou nové hvězdy, ale naopak hvězdy velmi staré.

«

8

Aktuality 26

24

Supernova Cosmology Project

efektivní mB

22

20

18

(ΩM.ΩΛ) = (0; 1) (0,5; 0,5) (1; 0) (1,5; -0,5) Flat

(0; 0) (1; 0) (2; 0) Λ=0

Standardní svíčky

Calan/Tololo (Hamuy a kol., A. J. 1996)

16

14 0,02

konech s  kvasary; přitom se jejich výbuch odehrává v objemu o 27 řádů menším než u kvasarů! Navzdory tomu ani v tomto případě nebylo nakonec potřebí zavést novou fyziku; k  vysvětlení těchto doslova astronomických zářivých výkonů řádu 1041 W stačí obecná teorie relativity a kompaktní objekty, jako jsou neutronové hvězdy, popř. hvězdné černé díry.

0,05

0,1

0,2

0,5

1,0

rudý posuv z Obr. 1 První výsledky projektu SCP: vzdálené supernovy (červené kroužky) se nacházejí mezi křivkami pro hustotu skryté energie (ΩΛ) 50 % a 100 % hustoty hmoty vesmíru. Zdroj: www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/riess-lecture_slides.pdf

mezi odborníky takové rozpaky, že se uvažovalo vážně o nové fyzice, protože z velkých vzdáleností plynuly neslýchané zářivé výkony z  objemů menších, než je sluneční soustava. Kvasary byly totiž až o dva řády svítivější než galaxie obsahující stovky miliard hvězd rozmístěných v disku o průměru desítek kiloparseků. Objevů kvasarů se stále vyššími červenými posuvy pak díky soustavnému pátrání v hlubinách vesmíru rychle přibývalo a větší statistika ukázala, že nejde o novou fyziku, ale o mimořádně vzdálené a svítivé objekty. Odtud odvozené hodnoty Hubbleovy konstanty však nebyly spolehlivé, protože se nenašel žádný jednoduchý vztah mezi jejich pozorovanými vlastnostmi a zářivým výkonem. Kvasary jsou totiž kosmologicky vzato efemérní útvary žijící jen stovky milionů let, a tak různé kvasary vidíme v různých etapách jejich života. Situace v  určování kosmologických vzdálenosti se pak znovu zkomplikovala, když v r. 1973 byly objeveny zábleskové zdroje záření gama. Bylo zřejmé, že jde opět o velmi mocné kosmické výbuchy z mimořádně malého objemu často jen několik stovek kilometrů, ale optická či infračervená nebo ultrafialová identifikace těchto zdrojů se nedařila, protože šlo o prchavé úkazy trvající jen několik sekund až minut. Navíc je měření přesných poloh objektů v oboru gama svízelné či dokonce nemožné. V dubnu  r. 1995 se opět v témž Přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu proto konala další Velká debata, tentokrát o tom, jak daleko od nás jsou tyto zdroje záření gama. Někteří autoři tvrdili, že jde o objekty na  periferii sluneční soustavy, nejpočetnější skupina se však domnívala, že se zdroje nacházejí někde v naší Galaxii, a jenom pár odvážlivců snášelo důkazy, že jde o  objekty ve  velkých kosmologických vzdálenostech. Zpětně se ukazuje, že podobně jako u předešlé velké debaty o povaze spirálních mlhovin měli aktéři na podporu správné domněnky chybné argumenty a  jejich oponenti zase správné námitky. Debata sice skončila bez jasného výsledu, ale v  r. 1997 se podařilo problém vyřešit „jedním vrzem“, když se podařilo opticky identifikovat záblesk z  8. května toho roku a pořídit jeho spektrum, v němž se objevily čáry výrazně posunuté k červenému konci spektra, což odpovídalo vzdálenosti zdroje 2 Gpc (bezmála 7 mld. sv. let) od Slunce. Teprve od té chvíle víme, že tyto zdroje záblesků gama mohou směle soupeřit v zářivých vý-

http://cscasfyz.fzu.cz

Současná astronomie tedy zná objekty, které mají zářivé výkony vyšší než celé galaxie a to dává na první pohled úžasné možnosti prodloužit spolehlivou stupnici vzdáleností kosmických objektů či jevů až někam k hranicím viditelné části vesmíru. Supernovy Ia ukázaly cestu tím, že v  zásadě jde pokaždé o  týž zářivý výkon, takže z pozorované jasnosti v maximu světelné křivky supernovy není problém určit fotometrickou metodou vzdálenost supernovy a tedy i mateřské galaxie, v níž supernova vybuchla, a tak mapovat vesmír ve všech třech prostorových rozměrech. Počet kosmologicky vzdálených supernov Ia však nebyl dostatečný a hlavně nebylo jasné, zda ten konstantní zářivý výkon přece jen nezávisí na  stáří vesmíru, protože chemické složení hvězd se pomalu mění tím, jak ve vesmíru obecně ubývá vodíku a helia na úkor těžších prvků. Nebylo také známo, jak je jasnost supernov případně ovlivněna extinkcí světla v různě hustých mezihvězdných a intergalaktických mračnech. Proto začaly celosvětové závody pozorovatelů o zvýšení počtu pozorovaných supernov pomocí soustavných přehlídek velkého množství galaxií v širokém rozmezí vzdáleností od nás. Možnosti k tomu se doslova nabízely, protože místo fotografických emulzí se během 80. let prosadily polovodičové matice typu CCD jako daleko účinnější detektory viditelného i infračerveného záření. (Vlivem kosmologického červeného posuvu je maximum rozložení energie v  pozorovaném spektru nejvzdálenějších galaxií posunuto z  modré až do  blízké infračervené oblasti spektra!) Souběžné výrazné zvýšení výkonu počítačů umožnilo efektivně zpracovávat příval nových údajů o vzplanutí supernov téměř v reálném čase. K hledání se začalo používat kamer s velkým zorným polem, které ve spojení se světelnými dalekohledy opakovaně snímkují stále stejné galaxie. Snímky se pak v počítačích porovnávají tak, aby se daly odhalit supernovy už během vzestupu k maximu světelné křivky. To umožní následné pořízení spekter, jež poskytují informaci např. o rychlosti rozpínání plynných obalů a jejich chemickém složení, což dává možnost klasifikovat včas supernovy a odhalit mezi nimi nejsvítivější a nejstabilnější – ale též poměrně vzácný – typ supernov Ia. Právě tyto supernovy jsou dodnes nejlepšími „standardními svíčkami“ pro fotometrické určování vzdáleností v hlubinách vesmíru. Tento pokrok měl mít velký význam pro zpřesnění hodnoty Hubbleovy konstanty a  tím i  stáří vesmíru, popřípadě pro určení hodnoty decelerace vesmíru následkem toho, že kosmologické rozpínání je brzděno přitažlivostí hmoty, která se ve vesmíru nachází. Tak by bylo možné vybrat co nejpřesnější model rozpínání vesmíru ve shodě s obecnou teorií relativity.

Projekty na Nobelovu cenu Navzdory tomu však první přesnější výsledky přehlídek supernov pomocí matic CCD přinesly velké roz-

č. 1 relativní jasnost

1,5

1,0

Rozpínání vesmíru po inflaci ... Kosmologický posuv

expanzní funkce vztažená ke dnešní hodnotě

čarování. Zřetelně se totiž ukázalo, že supernovy Ia mají vlastní rozptyl zářivých výkonů v  poměru 1:3, což je pro standardní svíčky naprosto nepřijatelné. Nebylo tedy možné spolehnout se jen na  určení maxima jasnosti světelné křivky, ale bylo potřebí zapojit do výpočtu zářivého výkonu supernov Ia takříkajíc celou světelnou křivku, zejména strmost jejího poklesu po maximu a také rozdíly tvaru křivek pro různé spektrální obory. To všem následně znamenalo uskutečnit mnohem více pozorování, jakmile nějaká supernova Ia vybuchne. Pro velmi vzdálené supernovy bylo potřeba využívat unikátních pozorovacích schopností Hubbleova kosmického teleskopu (HST), kde ovšem získávat akutní pozorovací čas je kvůli dlouhodobému převisu požadavků na HST mimořádně těžké. V  polovině 90. let tak začaly pracovat na  přehlídkách supernov dva týmy inspirované týmž školitelem – prof. Robertem Kirshnerem (*1949) z Harvardu. Ten také popsal vývoj řešení problému od Velké debaty z r. 1920 až po r. 2009 ve svém přehledovém článku o základech kosmologie využívající supernov [1]. První mezinárodní tým, označovaný zkratkou SCP a vedený Saulem Perlmutterem (*1959), zahrnoval odborníky ze Spojených států, Austrálie, Chile a také z Evropské jižní observatoře (ESO) a Evropské kosmické agentury (ESA), kteří k vyhledávání a následnému monitorování světelných křivek supernov Ia využívali dalekohledy v Chile, USA a na Kanárských ostrovech. Druhý tým si vybral zkratku HZT a pod vedením Briana Schmidta (*1967) soustředil odborníky ze Spojených států, ESO, Austrálie a  Chile, kteří k  vyhledávání a  následnému monitorování světelných křivek supernov Ia využívali dalekohledů v Chile a Keckova dalekohledu na Havaji. Obě skupiny nezřídka používaly nezávisle na sobě tytéž dalekohledy. Po  překonání počátečních nesnází se podařilo od r.  1997 sledovat světelné křivky objevených vzdálených supernov také pomocí HST ve vícespektrálních filtrech, což neobyčejně přispělo ke  zpřesnění údajů o konkrétním zářivém výkonu dané supernovy. Tým HZT tak dokončil klíčovou analýzu svého vzorku 16 vzdálených a  34 blízkých supernov 13. března 1998 a v ní poukázal na skutečnost, že soubor vzdálených supernov má hodnoty vzdáleností, odvozené ze zářivého výkonu o  10–15 % vyšší, než by měly být podle tehdy uvažovaného kosmologického modelu rozpínání vesmíru, které se během času plynule zpomaluje. Práce byla zveřejněna v americkém měsíčníku The Astronomical Journal v září 1998 s Adamem Riessem (*1969) jako prvním autorem [2]. Pod prací je podepsáno celkem 20 spoluautorů, R. Kirshner na 10. místě a B. Schmidt na místě 14. Spoluautoři pocházejí z 10 vědeckých institucí, z toho 7 ze Spojených států a po jedné z Chile, Evropské jižní observatoře a z Austrálie. Tato práce zaznamenala do současnosti přes 8 100 citací. Tým SCP přednesl výsledek svého bádání v témže roce 1998 na  lednové schůzi Americké astronomické společnosti a nasbíral pak údaje o 42 vzdálených supernovách a 18 blízkých do práce, kterou odeslal do redakce prestižního amerického časopisu The Astrophysical Journal 8. září téhož roku, kde pak vyšla v červnu 1999 se S. Perlmutterem jako prvním autorem [3]. Pod touto prací je podepsáno 32 autorů z 11 institucí, z toho 5 ze Spojených států, po dvou ze Španělska a Austrálie a dále po jedné z ESO a z Velké Británie. Práce získala až dosud něco přes 8 tisíc citací.

9

Čs. čas. fyz. 62 (2012)

... nejdříve zpomalování, potom zrychlování 0,5

... zpomalování.

minulost  dnes  budoucnost

0,0

-20

-10

0

10

čas v miliardách let

Obr. 2 Porovnání různých modelů vesmíru s výsledkem pozorování vzdálených supernov (černé body a jejich střední chyby). Červené křivky odpovídají plynulému zpomalování rozpínání vesmíru (bez skryté energie); zelené křivky přechodu od plynulého zpomalování ke zrychlenému v různých časech v minulosti. Zdroj: Milan Červenka: Supernovy a temná energie http://www.aldebaran.cz/bulletin/2004_33_dma.html

V  obou publikacích byli nejvíce zastoupeni autoři z institucí v Berkeley, tj. z E. O. Lawrence Berkeley National Laboratory a z UCB. Pikantní na publikacích obou konkurenčních týmů je okolnost, že mezi spoluautory obou průkopnických prací patří A. Filippenko (*1958) z UCB, jenž je na práci z r. 1998 uveden dokonce hned jako druhý spoluautor a na práci z r. 1999 jako 27. autor. Spolupráce obou týmů se pak prohloubila v dalších letech, kdy bylo potřebí doplnit pozemní přehlídková pozorování detailními výzkumy konkrétních vzdálených supernov pomocí Hubbleova kosmického teleskopu (HST). Původním cílem obou projektů bylo nalézt podklady pro zpřesnění kosmologického modelu, tj. pro určení hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru, hustoty zářivé a skryté (též temné = dark matter2*) složky vesmíru, hodnoty kosmologické konstanty Λ a deceleračního parametru qo. Autoři obou prací však přišli s naprosto nečekaným objevem, že supernovy, které vybuchly zhruba v polovině věku vesmíru, tj. před 7 mld. let, mají o 10÷15 % menší pozorovanou jasnost, než by měly v dané vzdálenosti od nás mít podle standardního kosmologického modelu velkého třesku s deceleračním parametrem qo = +0,5, který předvídá soustavné brzdění rozpínání vesmíru (obr. 1). Jinými slovy, Hubbleova „konstanta“ by se měla v průběhu stárnutí vesmíru plynule snižovat až na současnou hodnotu, odvozenou z pozorování blízkých supernov a označovanou proto jako H0, jenže to se nepotvrdilo. Oba týmy totiž shodně ukázaly, že zatímco v první polovině věku vesmíru byl tento předpoklad o snižování hodnoty H splněn, zhruba před 7 mld. let se hodnota H začala zvyšovat a od té doby se rozpínání vesmíru opět zrychluje (obr. 2). 2 Český překlad dark matter jako temná hmota nepovažuji za vhodný, jednak proto, že temná hmota = temná látka + temná energie, ale též proto, že kdyby byly tyto složky opravdu temné, astronomové by je pozorovali jako tmavé siluety na světlém pozadí zářícího vesmíru. Ve skutečnosti jsou dark matter i dark energy zcela dokonale průhledné. Navíc se řada laiků mylně domnívá, že jde o látku či energii černých děr.

http://cscasfyz.fzu.cz

10

Aktuality

Alternativní výklady pro slabě svítící (vzdálené) supernovy Stejnoměrné zeslabení jasnosti od šedého prachu, anebo od vývojových efektů? Kontrolní test: jasnější pro z>1 (předešlé brzdění)?

slabší = vzdálenější

slabší

HZT: Riess et al. 1998 SCP: Perlmutter et al. 1999

zrychlující se rozpínání oj?

ýv

v bo

e

h rac

an

slabší = šedý prach, ne vzdálenější

P

Raná p

jasnější

řevaha

nyní

šedý prach Ωm

dříve

žádné zrychlování Obr. 3 Alternativní možnosti, jak vysvětlit nízkou jasnost vzdálených supernov Ia: křivka „prach anebo vývoj” odpovídá případům, kdy je intergalaktický prostor vyplněn neutrálním (šedým) prachem anebo kdy se vlivem měnícího se chemického složení předchůdců supernov mění zářivý výkon supernov Ia s rostoucím stářím vesmíru. Červený posuv z = 0,01 odpovídá času 137 mil. let, z = 0,1 času 1,3 mld. let a z = 1 času 5,9 mld. let před současností. V horní části grafu jsou uvedeny polohy 34 blízkých supernov a polohy vzdálených supernov v diagramu červený posuv – vzdálenost a vyznačeny tři teoretické křivky pro vesmír s hustotou baryonní a skryté látky rovnou hustotě kritické (čárkovaně), dále pro vesmír, kde je tato hustota rovná třetině hustoty kritické, ale bez skryté energie (tečkovaně), a konečně pro vesmír, v němž hustota baryonní a skryté látky tvoří 30 % hustoty kritické, a skrytá energie představuje dnes 70 % hustoty vesmíru, takže součet všech složek vesmíru dává opět hustotu kritickou, tj. geometricky plochý vesmír. Zdroj: www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/ riesslecture_slides.pdf © The Nobel Foundation 2010

Váhání a pochybnosti Jelikož se už předtím ukázalo, že ani supernovy třídy Ia nejsou tak dobrými standardními svíčkami, jak se původně myslelo, protože individuální zářivé výkony blízkých supernov se liší v poměru 1:3, a jelikož fotometrické vzdálenosti supernov mohly být dále ovlivněny intergalaktickou extinkcí (šedým prachem) a také proměnností chemického složení předchůdců supernov v  závislosti na  stáří vesmíru, popřípadě slabým gravitačním čočkováním, nebyly zpočátku výsledky obou studií brány příliš vážně. Vždyť i samotná statistika pro vzdálené supernovy byla chudičká a tak autoři museli vyvinout velké úsilí, aby jednak získali další data a jednak zpřesnili údaje o fotometrických vzdálenostech supernov Ia zahrnutím zmíněných výběrových efektů. To se jim do značné míry v dalších letech podařilo, zejména díky A. Riessovi (obr. 3).

Nezávislá potvrzení a převrat v kosmologii Nejvýznamnějším důsledkem objevu zrychleného rozpínání vesmíru je bezpochyby zjištění, že nejvýznamnější složkou vesmíru je tzv. skrytá ( též temná = dark energy) energie, která se v současné době podílí na celkové hmotě/energii vesmíru více než 70 %. Na skrytou látku připadá necelá pětina hmoty vesmíru a  na  baryonní látku stěží 5 % hmoty vesmíru. Tento převratný objev se vzápětí podařilo navíc podpořit zcela nezávislými pozorováními, které netrpí problémem systematických chyb při fotometrickém určování vzdáleností supernov Ia. Jedním z důsledků standardního kosmologického modelu velkého třesku

http://cscasfyz.fzu.cz

je totiž existence reliktního záření předvídaného Gamowem a Alpherem a objeveného Penziasem a Wilsonem. Umělé družice Země COBE a WMAP ukázaly, že toto záření nemá všude po obloze stejnou teplotu, ale jeví drobné fluktuace řádu 10-5, z nichž se dají v principu stanovit nezávisle na  supernovách základní parametry kosmologického modelu. To se zatím nejlépe podařilo díky družici WMAP již v r. 2004 a tato data se v dalších letech ještě zpřesnila, protože družice stále pracuje. Z nejnovějších měření [4] vyplývá, že příslušné podíly na hmotě vesmíru činí pro skrytou energii (73 ± 2) %, skrytou látku (23 ± 1) %, baryonní složku (4,56 ± 0,02) %. Od velkého třesku uplynulo (13,75 ± 0,11) mld. let a hodnota H0 = (70 ± 1) km/s/Mpc. Pro stavovou rovnici skryté energie vychází w = –0,98 ± 0,05. Stavová rovnice skryté energie (koeficient úměrnosti mezi tlakem p a hustotou ρ skryté energie: w = p/ρ) poskytuje důležitou informaci o tom, jak se hustota skryté energie mění s časem. Pokud je totiž w = –1, je hustota skryté energie nezávislá na  čase, na  rozdíl od baryonní a skryté látky, jejichž hustoty následkem rozpínání vesmíru plynule klesají (pro baryonní i skrytou látku vesmíru je w = 0 a pro elektromagnetické záření je w = +1/3). Je-li w < –0,3, působí skrytá energie záporným tlakem, takže urychluje rozpínání vesmíru, a to tím výrazněji, čím více klesá hustota ostatních složek hmoty vesmíru, což je přesně to, co zmínění autoři stěžejních prací z let 1998 a 1999 objevili díky vzdáleným supernovám, které vybuchly přibližně v polovině současného věku vesmíru. Další nezávislá podpora přišla také z dosud největší přehlídky rozložení galaxií ve vesmíru Sloan Digital Stellar Survey (SDSS) z  let 2000–2011. V  pětibarevné fotometrické přehlídce na více než 14,5 tis. čtv. stupňů oblohy (přibližně na  třetině celé oblohy) doplněné spektrální přehlídkou (měřením kosmologických červených posuvů ve spektrech galaxií a kvasarů) se podařilo sestrojit zatím daleko nejpodrobnější trojrozměrnou mapu rozložení galaxií ve  vesmíru až do vzdáleností 1,75 Gpc pro galaxie (tj. do minulosti před 5,7  mld. roků) a  pro kvasary až do  vzdáleností 3,9 Gpc (tj. do minulosti 12,7 mld. roků neboli 1 mld. let po  velkém třesku). Přehlídka SDSS mj. umožnila proměřit baryonní oscilace, které se projevily v rozložení výskytu galaxií v raném vesmíru díky akustickým vlnám, jež se tehdy vesmírem šířily [5]. Z parametrů oscilací pak bylo možné odvodit podíly baryonní i skryté látky, ale též skryté energie v raném i současném vesmíru [6] (viz obr. 4). Odvozené podíly velmi dobře souhlasí jak s údaji družice WMAP, tak také s údaji z výzkumu rozložení supernov Ia v nobelovských pracích. Podobně zajímavé výsledky obdrželi S. Allen aj., kteří využili družice Chandra k  určení zářivého výkonu horkého intergalaktického plynu v rentgenovém pásmu spektra ve  26 různě vzdálených kupách galaxií [7]. Tím získali možnost určit jejich fotometrickou vzdálenost a odtud jim vyšlo, že nejpozději před 6 mld. let se tempo rozpínání vesmíru začalo zvyšovat, zcela ve shodě s údaji o supernovách Ia. Domnívám se, že právě tato nezávislá potvrzení existence skryté energie, jež na rozdíl od baryonní a skryté látky vyvolává díky zápornému tlaku nynější akceleraci rozpínání vesmíru, přispěla rozhodující měrou k rozhodnutí Nobelova komitétu o udělení ceny představitelům týmů, které přinesly první důkaz o její existenci díky pečlivé analýze pozorování supernov třídy

č. 1 Ia. Poznamenávám, že všechny zmíněné práce rovněž ukazují, že veličina w je v mezích chyb blízká –1. Pokud se tato hodnota dalšími přesnějšími měřeními potvrdí, bude to znamenat, že skrytá energie odpovídá kosmologické konstantě Λ, kterou zavedl do  řešení kosmologických rovnic v teorii relativity sám A. Einstein, ale po  Hubbleově objevu ji zase zavrhl. Nyní se tedy do kosmologie vrací jako nejjednodušší možné řešení pro novou situaci, v níž se kosmologie znenadání ocitla. Jak uvedl S. Tsujikawa, mezi léty 1998 a 2010 se pojem skryté energie ocitl v názvech více než 2 250 vědeckých prací a v dalších více než 1 750 prací se vyskytl v nadpisu termín „kosmologická konstanta“ [8]. Je zřejmé, že loňští nobelisté svými převratnými objevy při výzkumu vzdálených supernov spustili lavinu, která stále mohutní. Svědčí o tom publikace editovaná S. Matarresem aj. [9], kde lze nalézt zatím patrně nejúplnější bibliografii k tomuto vzrušujícímu tématu, jež zasahuje jak do kosmologie a astrofyziky, tak také do částicové fyziky, o teorii relativity a kvantové fyzice ani nemluvě.

Literatura [1] R. P. Kirshner: arxiv.org/pdf/091.0257v1.pdf (2009). [2] A. G. Riess et al. (HZT): Astron. J. 116, 1009 (1998).

Čs. čas. fyz. 62 (2012)

Obr. 4 Relativní zastoupení baryonní látky, skryté látky a skryté energie na hmotnosti vesmíru v závislosti na době, která uplynula od velkého třesku před 13,7 mld. let. Zdroj: http://www.osel.cz/index.php?clanek=5907

[3] S. Perlmutter et al. (SCP): Astrophys. J. 517, 565 (1999). [4] N. Jarosik et al. (WMAP): Astrophys. J. Suppl. 192, 14 (2011). [5] D. J. Eisenstein et al. (SDSS Collaboration): Astrophys. J. 633, 560 (2005). [6] S. W. Allen et al.: Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 353, 457 (2004). [7] W. J. Percival et al.: Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 401, 2148 (2010). [8] S. Tsujikawa: „Dark energy: investigation and modeling“, In: ref. [9], s. 331–402. [9] S. Matarrese et al. (eds.): Dark Matter and Dark Energy. A Challenge for Modern Cosmology: Astrophys. Space Sci. Library No. 370 (2011), Springer, Dordrecht.

Vyhlášení veřejného výběrového řízení na obsazení funkce ředitele Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i. Rada Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i., vyhlašuje veřejné výběrové řízení na obsazení funkce ředitele Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i. Požadavky:  prohlášení uchazeče, že v případě jmenování ředitelem doloží splnění podmínek vyplývajících pro výkon této funkce z § 17 odst. (4) a (5) a zajistí splnění podmínek vyplývajících z § 17 odst. (6) zákona č. 341/2005 Sb.,  vysokoškolské vzdělání a vědecká nebo vědeckopedagogická kvalifikace v některém z oborů výzkumné činnosti ústavu,  významné výsledky tvůrčí vědecké činnosti,  organizační schopnosti a zkušenosti,  jazykové znalosti,  morální bezúhonnost. Přihlášku do  výběrového řízení s  kontaktními údaji, stručným životopisem, doklady o  dosažené kvalifikaci, přehledem dosavadní praxe, seznamem hlavních vědeckých prací a stručným rozborem hlavních záměrů a představ o řízení, činnosti a dalším rozvoji ústavu zasílejte písemně na adresu Rady FZÚ: Rada Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i. Na Slovance 2 182 21 Praha 8 v zalepené obálce označené na zadní straně nápisem „VÝBĚROVÉ ŘÍZENÍ – ředitel FZÚ AVČR“ nejpozději do 10. března 2012. Předpokládá se, že při případném osobním pohovoru před výběrovou komisí prokáže kandidát svou znalost problematiky ústavu a přednese svou představu o záměrech, které by ve funkci ředitele chtěl realizovat.

http://cscasfyz.fzu.cz

11