MASARYKOVA UNIVERZITA

MASARYKOVA UNIVERZITA PEDAGOGICKÁ FAKULTA KATEDRA FYZIKY

BAKALÁŘSKÁ PRÁCE

NOBELOVY CENY ZA FYZIKU - OBOR ASTROFYZIKA

Brno 2008

Vedoucí bakalářské práce: prof. RNDr. Vladislav Navrátil, CSc. Autor práce: Svobodová Petra

1

Bibliografický záznam Svobodová, Petra. Nobelovy za fyziku – obor astrofyzika: Bakalářská práce. Brno: Masarykova univerzita, Fakulta pedagogická, Katedra fyziky, 2008. 54s. Vedoucí bakalářské práce prof. RNDr. Vladislav Navrátil, Csc.

Anotace Bakalářská práce “Nobelovy ceny za fyziku, obor astrofyzika” nabízí pohled na úspěchy astronomie prostřednictvím šesti ročníků Nobelových cen za fyziku, ve kterých získali ocenění právě astronomové. Cílem práce je stručný popis jednotlivých objevů jako je např. reliktní záření, pulzary, nebo vznik některých dílčích podoborů astronomie. Součástí práce je životopis Alfreda Nobela a nástin historického vývoje astronomie.

Klíčová slova Alfred Nobel, historie astronomie, reliktní záření, pulzary, radioastronomie, rentgenová astronomie, neutrina, vývoj hvězd, družice COBE.

Anotation The Bachelor thesis “ Nobel physics prizes, astrophysics field” offers look on successes in astronomy through six year's volume of Nobel physics prizes, in which astronomers were awarded. The goal of this thesis is a brief description of particular findings as relict radiation, pulsars or origin of some subfields of astronomy. Part of the thesis is a biography of Alfred Nobel and an outline of historical development of atronomys.

Key words Alfred Nobel , history of astronomy, relict radiation, pulsars, radioastronomy, x – ray astronomy, neutrins, evolution of stars, satellite COBE.

2

PODĚKOVÁNÍ Děkuji prof. RNDr. Vladislavu Navrátilovy, CSc. za cenné rady a poznámky, které jsem při vypracování této bakalářské práce uplatnila a za poskytnutí potřebné literatury.

3

PROHLÁŠENÍ Prohlašuji, že jsem bakalárskou práci „Nobelovy ceny za fyziku – obor astrofyzika“ vypracovala samostatně podle pokynů vedoucího práce a s použitím literatury uvedené v seznamu. Souhlasím, aby práce byla uložena na Masarykově univerzitě v Brně v knihovně Pedagogické fakulty a zpřístupněna ke studijním účelům.

Brno, 18. dubna 2008

...............................

4

NOBELOVY CENY ZA FYZIKU - OBOR ASTROFYZIKA

Obsah: Úvod.............................................................................................................................6 Kapitola první.............................................................................................................7 1.1. Alfréd Nobel a Nobelova nadace.................................................................8 1.2. Stručný nástin dějin astronomie.................................................................13 Kapitola druhá..........................................................................................................21 2.1. Nobelova cena – rok 1974..........................................................................22 2.2. Nobelova cena – rok 1978..........................................................................28 2.3. Nobelova cena – rok 1983..........................................................................32 2.4. Nobelova cena – rok 1993..........................................................................36 2.5. Nobelova cena – rok 2002..........................................................................40 2.6. Nobelova cena – rok 2006..........................................................................50 Závěr...........................................................................................................................54 Literatura.....................................................................................................................55 Příloha.........................................................................................................................60

5

ÚVOD Jako téma své bakalářské práce jsem si zvolila Nobelovy ceny za fyziku. Neboť téma Nobelových cen je velmi rozsáhlé, svědčí o tom již 106 ročníků udělování tohoto prestižního ocenění, zaměřila jsem se ve své práci pouze na ceny udělené za významné objevy a příspěvky k rozvoji oboru astronomie, resp. astrofyziky. V práci bych chtěla čtenářům přiblížit podstatu jednotlivých oceněných objevů, které bezesporu měly zásadní vliv na vývoj astronomie a astrofyziky. Práce je dělena na dvě kapitoly, v první se čtenář dozví něco málo ze života zakladatele Nobelovy nadace Alfreda Nobela a z vývoje astronomie od nejstarších civilizací až po kosmické lety ve 20. století. Druhá kapitola je souhrnem jednotlivých ročníků Nobelových cen za fyziku pro obor astrofyzika.

6

KAPITOLA PRVNÍ Než se budeme věnovat jednotlivým ročníkům „astronomických nobelovek“ podívejme se nejprve na život člověka, bez jehož vynalézavosti, pracovního úsilí a snahy o lepší svět by nebylo Nobelovy nadace.

7

1.1. ALFRED NOBEL A NOBELOVA NADACE Kdyby měl student Alfred Nobel psát svůj životopis mohl by začínat nějak takto: Narodil jsem se 21. října 1833 ve Stokholmu ve Švédsku. S otcem Imanuelem Nobelem, podnikatelem a vynálezcem a matkou Andrietou Nobelovou, bydlím v Petrohradě, metropoli carského Ruska. Mám tři bratry, Ludwiga, Roberta a Emila Oskara. Nikdy, s vyjímkou jednoho roku, jsem nechodil do školy. Společně se svými bratry jsem měl domácí učitele... I přes časté finanční problémy rodiny, otec musel několikrát vyhlásit bankrot, se chlapcům dostalo velmi dobrého vzdělání. Díky tomu Obr.1 Alfred Nobel /46/

Alfred již v sedmnácti letech ovládal plynně pět jazyků, kromě rodné švédštiny také ruštinu,angli-

čtinu, francouzštinu a němčinu a disponoval výbornými znalostmi z oblasti fyziky a chemie. Samozřejmě nebylo zanedbáno i vzdělání ve filosofii, historii a literatuře, která byla jeho velkou vášní. Nasvědčují tomu i literární pokusy v pozdějších letech (básně, novely, divadelní hra Nemesis a další). V letech 1850-52 absolvoval mladý Alfred studijní cestu po Spojených státech, Švédsku, Německu, Francii a Itálii. Zde měl možnost pracovat s řadou významných osobností tehdejší vědy. V New Yorku se setkal se švédským vynálezcem Johnem Ericssonem (konstruktér parních motorů a pancéřové lodi Monitor) a v Paříži pracoval v laboratoři slavného francouzkého profesora Théophile-Jules Pelouziho (autor chemických příruček). Během svého pařížského pobytu se seznamuje s mladým italským chemikem Ascanio Sobrerem, který o tři roky dříve, v roce 1847, objevil nitroglycerin. Jistě Alfréd Nobel tehdy ani netušil, že se tato tekutina stane jeho životním osudem. V následujících letech se věnoval práci pro otcovu firmu v Petrohradě, kam se rodina v jeho devíti letech přestěhovala. Během Krymské války (1853-56) se Nobelově firmě dařilo a mladý Nobel byl neustále na obchodních cestách, neboť ho otec ustanovil 8

obchodním zástupcem. Procestoval řadu evropských zemí i část Ruska. Jeho chatrné zdraví ho zavedlo i do českých zemí, na léčebné pobyty ve Františkových Lázních a Chebu. Po válce se poměry pro podnikání v Rusku změnily natolik, že Imanuel Nobel musel opět vyhlásit bankrot firmy. A díky svým soudním sporům s carem byl nakonec nucen z Petrohradu odejít zpět do Stokholmu. Nyní se mohl Alfred Nobel plně věnovat svému výzkumu. V roce 1857 přihlásil svůj první patent, plynoměr, a další záhy následovaly. Ve svém výzkumu se zaměřil na využití nitroglycerinu, jako trhaviny, jenž nahradí dosavadní výbušné směsi. Úspěchy se brzy dostavily a v roce 1863 přihlašuje první patenty výbušných nytroglycerinových směsí. Ovšem jak už to v životě bývá, za každý úspěch se platí a Alfred Nobel zaplatil vysokou cenu. Při pokusech s nitroglycerinem v laboratoři v Helenbergu dochází k výbuchu. Mezi mrtvými je i Alfredův mladší bratr Emil Oskar. V roce 1867 patentuje svoji tzv. „bezpečnostní trhavinu“ - dynamit (jedná se o směs niroglycerinu a křemeniny, která zabraňuje náhodným výbuchům, dnes je křemenina nahrazena jinými porézními látkami). O dynamit byl velký zájem a tudíž nic nebránilo v rozmachu Nobelova imperia. Nobel staví závody na výrobu dynamitu ve dvaceti zemích světa, např. USA, Německu. Kromě výzkumu nitroglycerinu se věnuje i jiným oblastem vědy. Jeho zájmu neuniknou měřící přístroje a laboratorní technika, stejně tak jako i výroba umělého hedvábí a umělých drahokamů, konstrukce raket či výzkum transfuze krve. Jeho vědeckou mnohostranost, nezdolnou píli a vynalézavého ducha dokládá množství patentů, které za svůj život nashromáždil, celkem 355. V historii bychom jistě našli jen málo vědců a vynálezců počtem patentů převyšujících Alfreda Nobela. Na rozdíl od života pracovního, v němž slavil úspěchy, byl Nobelův soukromý život velkým fiaskem. Nepodařilo se mu založit rodinu, což můžeme přičítat velkému pracovnímu nasazení, stejně tak jako jeho plachosti a samotářské povaze. Je dobře známa jeho ostýchavost vůči ženám, kterou v životě překonal jen dvakrát. A to ve vztahu k Berthe Kinské (později provdané von Suttnerové), s kterou udržoval přátelský vztah do konce života, a mladičké Sofii Hessové. Jedinou ženou, ke které po celý život choval hluboký citový vztah, byla jeho matka, jejíž smrt v roce 1889 ho velmi zasáhla. Alfred Nobel umírá na krvácení do mozku dne 10. prosince 1896 ve své vile v San Remu, sám, obklopen pouze služebnictvem. Nobel celý život usiloval o mírové využití svých vynálezů. Životní zkušenost ho

9

dovedla k názoru, že člověk, disponující velkým kapitálem, by měl část věnovat na humanitární učely, podporu vědy a boj proti bídě, to vše s jedinou konečnou vizí lepší společnosti a trvalého míru. Svému názoru dostál a v závěti ustanovil zřízení nadace, jenž by ocenila počiny pro blaho společnosti. Vznik Nobelovy nadace ovšem provázela řada komplikací, nejprve finanční vypořádání dědiců, protože majetek tvořil hodnotu 33 milionů švédských korun. Právní i praktické problémy zřízení nadace, pak dohady o motivu sepsání závěti a nakonec, v průběhu působení nadace, spory o kriteria nominací a zabezpečení kapitálu proti inflačnímu znehodnocení. Pro úplnost následuje překlad závěti, jak jej uvedl autor životopisného románu „Nobel“ Alfred Amenda (str. 343, /1/): „Já, nížepodepsaný Alfred Bernhard Nobel, po zralé úvaze vyjadřuji tímto svou poslední vůli a přeji si, aby s majetkem, který zanechám po své smrti, bylo naloženo takto: Se zbývající částí mé majetkové podstaty ať je naloženo následujícím způsobem. Vykonavatelé závěti vytvoří z kapitálu získaného prodejem cenných papírů fond, z jehož úroků budou každoročně udělovány ceny těm, kteří se v uplynulém roce nejvíce zasloužili o lidstvo. Úroky se rozdělí na pět stejných dílů a připadnou: jeden díl tomu, kdo dospěje k nejvýznamnějšímu objevu nebo vynálezu v oboru fyziky; jeden díl tomu, kdo se stejným způsobem zaslouží i oboru chemie; jeden díl tomu, kdo nejvýznaměji přispěje k rozvoji fyziologie nebo lékařství; jeden díl tomu, kdo vytvoří nejhodnotnější dílo v oblasti literatury; jeden díl tomu, kdo nejvíc a nejpodstatněji napomůže sbratření národů, odstranění nebo snížení vojenských sil a výzbroje a rozvoji mírového hnutí. O udělení cen za fyziku a chemii rozhodne Švédská akademie věd, za fyziologii a lékařství Karolinský institut ve Stockholmu, za literaturu Akademie umění ve Stockholmu a za rozvoj mírového hnutí pětičlenný výbor zvolený norským parlamentem. Výslovně zdůrazňuji, že při udělování cen nesmí být brán zřetel na státní příslušnost a národnost kandidátů, tak aby ceny dostali nejzasloužilejší lidé bez ohledu na to, jsou-li Skandinávci. Vykonavatelem této mé poslední vůle ustanovuji pana Ragnara Sohlmanna, bytem v Boforsu, Wärmland, pana Rudolfa Lilljequista, Malmskilnadsgatan 31, Stockohlm a Bengstfors u Uddevally. Tento dokument je nyní jedinou platnou závětí a ruší veškerá má dřívější pořízení, pokud se najdou po mé smrti. Nakonec si výslovně přeji a požaduji, aby mi, až zemřu, byly otevřeny tepny, a poté co kompetentní lékaři potvrdí smrt, byla má tělesná schránka pohřbena žehem. Paříž 27. listopadu 1895 Alfred Bernard Nobel

10

Z textu závěti vyplývá ustanovení pěti oceňovaných oborů: fyzika, chemie, fyziologie a medicína, literatura a propagace bratrství a míru mezi národy, které postupně odměňují následující instituce: Švédská akademie věd, Karolinský medicínsko-chirurgický ústav ve Stochkolmu, Akademie ve Stockholmu a pětičlenný výbor, ustanovený norským parlamentem. Ceny jsou udělovány vždy 10. prosince, v den výročí úmrtí zakladatele nadace, maximálně však třem lidem za jeden obor, nebo v případě Nobelovy ceny za mír, i instituci či organizaci. Ocenění má tři části: finanční odměnu (vyplácenou z Nobelovy pozůstalosti), diplom a zlatou medaili (viz obr. 2. a 3). Na lícní straně medaile je podobizna Alfreda Nobela, na rubu pak latinsky psaný citát od římského filosofa Vergilia: „Inventas vitam iuvat excoluisse per artes“ v překladu „Jak krásné je dívat se na lidský život zušlechtěný vynálezy“.

Obr. 2. Medaile pro Nobelovu cenu za fyziku /25/

Obr.3. Diplom pro Nobelovu cenu za fyziku /26/

11

Ve výčtu oborů Nobelových cen nefiguruje dnes udělovaná cena za ekonomii, protože se nejedná o Nobelovu cenu, taková nebyla nikdy ustanovena, ale o „Cenu Švédské říšské banky za ekonomickou vědu v upomínku na A. Nobela“. Z názvu ceny je jasné odkud se vzala tato všemi přijatá záměna. Ceny jsou udělovány od roku 1901 pravidelně každý rok s vyjímkou krizových a válečných let. Do letošního roku (2008) bylo oceněno 777 osobností světové vědy a kultury a 20 organizací. Laureátů Nobelovy ceny za fyziku je již 180. Jejich přehled i s krátkým popisem objevu je uveden v příloze na konci práce. Tato práce zahrnuje nositele Nobelovy ceny za fyziku, respektive její část a to astrofyziku. Celkem se jedná o šest ročníků a 13 oceněných vědců. Ještě než se podíváme na jednotlivé ročníky, musíme si alespoň krátce nastínit vývoj astronomie a astrofyziky a její postavení ve společnosti.

12

1.2. STRUČNÝ NÁSTIN DĚJIN ASTRONOMIE Astronomie provázela lidstvo již od samého počátku, vždyť už pravěký člověk vzhlížel k nebesům s obdivem a bázní, neboť tam sídlili bohové, kteří nebeskými znameními řídili jeho život. Opravdového společenského, následně i vědeckého významu se astronomii dostalo v době prvních civilizací, tj. 4 – 3 tisíce př.n.l.. Plynulo to z potřeby plánování zemědělských prací a náboženských svátků. Prvním úkolem astronomie byla chronologie – určení časových jednotek.

NEJSTARŠÍ CIVILIZACE Nejstarší záznamy astronomických pozorování pocházejí z Číny, např. záznam pozorování zatmění je již z roku 2697 př.n.l.. Číňané také stanovili poměrně přesně sklon ekliptiky k rovníku (23°54´) či roční precesy (50,25" za rok). Jejich kalendářní rok měl 365,25 dnů a byl rozdělený na 12 měsíců. Pozorování bylo zaznamenáváno do kronik, ovšem evropská civilizace neměla dlouhá staletí o těchto poznatcích, díky čínské izolaci, ani tušení. Dalším místem, kde došlo k významnému rozvoji astronomie, byla Mezopotámie. Příznivé klima, které zajišťovalo řadu jasných nocí, a observatoře – věže vystavěné ve velkých městech umožnily velmi rychlý vývoj vědy. Tehdejší astronomové dokázali předpovědět zatmění Měsíce nebo stanovit trajektorie planet na obloze i s jejich oběžnými dobami. Pozorování Měsíce považovali za klíčové a stanovili dle jeho fází měsíční kalendář, jehož základní jednotkou byl synodický měsíc. Délku roku určili na 354 dnů, ta se ovšem lišila od délky roku, určeného pomocí heliakických východů hvězd. Tento nesoulad řešili vkládáním přestupných měsíců. Také určení a pojmenování většiny souhvězdí ze zvěrokruhu pochází právě odtud. Neméně podobně tomu bylo i v Egyptě. Pro stanovení začátku roku a tím i začátku záplav se používalo heliakických východů Siria. Délka roku byla stanovena na 365 dní, 12x30dní + 5dní. Také v Americe se dochovaly záznamy o vyspělé astronomii především Mayů a Inků, jejichž rozsáhlé tabulky pro předpověď zatmění se dají použít i dnes.

13

ANTICKÉ ŘECKO A ARABIE Bezesporu největší rozkvět zažila astronomie v období antického Řecka. Řečtí učenci nezůstali jen u popisů a zaznamenávání jevů, ale snažili se tyto jevy vysvětlit. Prvními badateli na poli antické astronomie byl Pythagoras Samský (6.stol. př.n.l) a jeho následovníci z pytagorejské školy. Jejich víra, že všechny jevy se dají vysvětlit za pomoci přírodních zákonů a představa dokonalosti kruhového pohybu, položila základy astronomii jako vědě. Domnívali se, že Země je kulového tvaru a z kruhové symetrie ustanovili kolem Země sféry, na něž připevnili všechna nebeská tělesa. Středem rotace nebeské sféry byla Země. Veškeré poznatky tehdejší doby shrnul Aristoteles ve spisu „O nebi “. A doplnil je o svůj zdokonalený systém s 56 sférami a prvotním hybatelem, jenž udílí sférám jejich pohyb. Revolučním

počinem

bylo

vytvoření

prvního

heliocentrického

systému

Aristarchem, jenž žil v 3.století př.n.l.. Středem vesmíru učinil Slunce a všechny planety jeho oběžnicemi, pouze hvězdy zůstaly stabilní a neměnné, tzv. stálice. Stanovil poměry vzdáleností Země-Slunce a Slunce-Měsíc a to změřením úhlu mezi směry k Měsíci a Slunci. Úhel stanovil na 87° (správně je 89°50´) a poměr vypočetl na 19 (správná hodnota je 388). První určení rozměrů Země provedl Eratosthenes (3.stol př.n.l.) pomocí polohy Slunce v zenitu na dvou místech ležících na stejném poledníku (viz obr. 5). Pro poloměr Země vypočetl hodnotu přibližně 6300 km.

7,2°

Obr.4. Aristarchova metoda určení vzdálenosti /47/

Obr.5. Eratostenova metoda stanovení poloměru Země /48/

Patrně nejvýznamějším astronomem starověku je Hipparchos (2.stol.př.n.l.), který pro svá měření zdokonalil trigonometrii. Stanovil poměry poloměrů Země a Měsíce s velkou přesností. Předpověděl zatmění Měsíce i Slunce na nadcházejících 600 let a sestavil první hvězdný katalog obsahující 1022 nejjasnějších hvězd. 14

Astronomické poznatky antického Řecka sepsal a vyložil Klaudius Ptolemaios ve 13 svazcích knihy Megalé syntaxis známé pod arabským názvem Almagest. Pomocí epicyklu a deferentu vysvětlil pohyb planet a jeho geocentrická soustava se stala základem středověké astronomie. Deferent – k ružnice ponichž se pohybují středy epicyk lů Epicyk l – malé k ružnice po nichž se pohybuje planeta

Obr. 6. Uspořádání Ptolemáiovy geocentrické soustavy /49/

Po úpadku antické společnosti převzala vedoucí úlohu v rozvoji astronomie arabská věda. Převzala a upřesnila mnohé teorie včetně geocentrické soustavy a zdokonalila tabulky pro pohyby Slunce a planet. Nejvýznamnějším představitelem je Abú arRajhán al-Biruní (973 – 1048), u kterého se objevuje myšlenka na nesprávnost geocentrické soustavy. Z arabské astronomie byly převzaty mnohé názvy souhvězdí a téměř 80% nejjasnějších hvězd má původem arabské pojmenování. Za všechny uveďme např. Algol, ze souhvězdí Persea, jehož název je odvozen z Has al Ghul, v překladu ďáblova hlava. STŘEDOVĚK Do 15. století panoval v Evropě vědecký úpadek, teprve nárůst mořeplavby a zámořských objevitelských cest si vyžádal reformu navigace a s tím spojené astronomické údaje. Geocentrická Ptolemáiova soustava již nebyla dostatečně přesná a rozdíly mezi teoretickou a skutečnou polohou planet se navyšovaly. To způsobovalo i nepřesnosti v kalendáři. Proto v roce 1582 byla provedena gregoriánská reforma. Vývoj astronomie v tomto období představují jednotlivé osobnosti a jejich názory, kterými na sebe postupně navazovaly. 15

Mikuláš Koperník (1473-1543), polský astronom, formuloval heliocentrickou představu uspořádání planet. Tuto vizi sepsal do díla „Malý komentář“ sedmi jednoduchými tezemi (citace z /45/): 1. Žádný nebeský kruh neboli sféra nemá jediný střed. 2. Střed Země není středem světa, nýbrž toliko středem tíže a dráhy Měsíce. 3. Všechny dráhy obklopují Slunce, jako by stálo v jejich středu, a proto střed světa leží poblíž Slunce. 4. Poměr vzdálenosti Země-Slunce k výšce nebe stálic je mnohem menší než poměr zemského poloměru ke vzdálenosti Slunce, takže tato vzdálenost je proti výšce nebe stálic nepatrná. 5. Všechen pohyb viditelný na nebi stálic není reálný, tak jak jej vidíme ze Země. Země se tedy otáčí s přidruženými elementy při denním pohybu jednou kolem svých pólů. Přitom zůstává nebe stálic nepohnuté jakožto nejzazší nebe. 6. Všechen pozorovaný pohyb Slunce nepřísluší jemu samému, nýbrž je důsledkem rotace Země a jejího pohybu po kruhové dráze kolem Slunce, který je vlastní všem planetám. A tak se Země pohybuje několikerým způsobem. 7. Co se u planet jeví jako pohyb zpětný a pohyb vpřed, není takové samo sebou, nýbrž se tak jeví ze Země. Její pohyb sám o sobě tedy stačí k vysvětlení četných rozmanitých jevů na nebi.

Jeho nejvýznamější dílo „O obězích nebeských sfér“, je rozděleno do šesti knih. V nich vysvětluje správnost heliocentrické soustavy a uvádí postupy pro výpočet pohybu nebeských těles, sklonu ekliptiky a souřadnic hvězd. Kniha byla vydána až po Koperníkově smrti a brzy patřila na seznam církví zakázaných knih. Tycho Brahe (1546 - 1601) byl výborným pozorovatelem hvězd. Pozorování prováděl nejdříve v rodném Dánsku, později odešel na pozvání Rudolfa II pracovat do Prahy. Při přesném určování paralaxy dokázal, že se komety pohybují za oběžnou drahou měsíce a tím popřel existenci pevných sfér. Nepřijal ani jednu z obou teorii o uspořádání vesmíru, a proto formuloval svoji vlastní, která je jistým kompromisem obou předcházejících. V ní planety obíhají Slunce a Slunce společně s Měsícem obíhá Zemi, střed vesmíru. V posledních letech života se jeho asistentem stal Johanes Kepler. Johanes Kepler (1571 – 1630) byl vynikajícím matematikem, nikoliv však pozorovatelem. Po Braheho smrti se stává astronomem na dvoře Rudolfa II.. Na základě pozorování svého předchůdce odvozuje tři zákony pro pohyby planet. První roku 1608 odvozuje zákon o pohybu planet po elipsách, následuje druhý zákon ploch a roku 1619 16

formuluje třetí zákon o poměru doby oběžných drah a velkách poloos. Galileo Galilei (1564 – 1630),

italský fyzik, astronom. Konstruktér prvních

dalekohledů, jimiž pozoroval měsíční pohoří, sluneční skvrny a fáze Venuše. Také objevil 4 největší měsíce Jupitera, tzv. medičejské hvězdy. Pozorování fází Venuše jej přesvědčilo, že Země a ostatní planety obíhají kolem Slunce. Své názory uvedl v knize "Dialog o dvou hlavních soustavách světových" z roku 1629. Za své názory byl souzen církví a nucen je odvolat. Zbytek života strávil v domácím vězení. Uznání platnosti heliocentrické soustavy otevřelo bránu k vytvoření zákonů, které by platily jak na Zemi tak i mimo ni. Nepřímo podpořilo vědeckou revoluci na počátku 17.století.

NOVOVĚK Období vývoje astronomie od poloviny 17. století do poloviny století 19. probíhalo pod vlivem nebeské mechaniky. Za zakladatele nebeské mechaniky je považován Isaac Newton (1643 – 1727). Do fyziky zavedl pojem síly a ukázal její směr. Stanovil základní zákony dynamiky, formuloval zákon všeobecné gravitace, určil hmotnosti planet a jejich vzájemné působení. Vše shrnul ve svém nejvýznamějším díle "Philosophiae naturalis principia mathematica" (Matematické přírodní Považoval

filozofie) vesmír

z za

principy

roku

1687.

nekonečný,

stacionární a věčný. Pátrání po vzniku vesmíru

nepřikládá

žádný

význam,

neboť je ztotožněn s představou stvoření vesmíru Bohem.

Obr.7. Úvodní starana Newtonových principií /50/

17

Podle Newtonových metod propočítal anglický matematik a astronom Edmund Halley (1656 – 1742) dráhy 24 komet. Z porovnání záznamů pozorování komet v letech 1531, 1607 a 1682 určil, že se jedná o jedinou kometu s periodou návratu 76 let. Ta dnes nese jeho jméno. V lednu 1759 byla Charlesem Messierem (1730 – 1817) pozorována Halleyova kometa. Díky němu byly komety systematicky pozorovány, sám objevil 14 komet. V roce 1781 vydává historicky první katalog mlhovin a hvězdokup, obsahující 103 objektů. Odtud označování objektů např. M 31 – mlhovina v Andromedě. Aberaci hvězd objevuje: James Bradley v roce 1728. V roce 1755 publikuje Immanuel Kant knihu "Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels" (Všeobecné dějiny přírody a teorie nebes). Dle Newtonovských principů se pokouší vysvětlit uspořádání a původ vesmíru. Například Mléčnou dráhu považuje za soubor hvězd, jež jsou přitahovány ke středu stejným způsobem, jako planety ke Slunci. Roku 1781 byla objevena Friedrichem Wilhelmem Herschelem planeta Uran. Herschel je pokládán za zakladatele stelární astronomie. První den 19. století (1. 1. 1801) objevil Guiseppe Piazzi první planetku – Ceres. Jako první určil paralaxu hvězdy Friedrich Wilhelm Bessel v roce 1838 (61 Cyg). Při zpracování astronomických pozorování aplikoval různé matematické metody, zejména pravděpodobnost, a položil tak základy astrometrie. Urbain Jan Leverrier, v roce 1846, vysvětlil nepravidelnosti v pohybu Uranu existencí dosud neobjevené planety. Na základě jeho výpočtů byla na předpovězeném místě skutečně objevena planeta a pojmenována Neptun. Obrovský posun ve vývoji astronomie způsobila spektrální analýza. Její základy formulovali Gustav R. Kirchhoff a Robert W. Bunsen, v roce 1859. V roce 1887 Max Wolf provádí první fotografická měření oblohy. MODERNÍ ASTRONOMIE V přímé závislosti na fyzice se ke konci 19. stol a ve 20. století začaly v astronomii vyvíjet jednotlivé obory: astrofyzika – studující fyziku hvězd, slunce i planet stelární astronomie – zkoumající tvar a stavbu Galaxie extragalaktickou astronomie – studující vnější galaxie kosmologie – zabývající se vývojem vesmíru jako celku 18

Roku 1913 Henry N. Russell a E. Hertzsprung studovali závislosti spektra hvězd na stavových veličinách. Z diagramu závislosti magnitudy na typu spektra hvězdy zjistili, že hvězdy jsou rozmístěny nerovnoměrně do několika oblastí. Diagram je znám pod názvem Hertzsprungův-Russellův diagram.

Obr.8. Hertzsprung-Russellův diagram /51/ Na vznik kosmologie jako vědecké disciplíny měla zásadní vliv: za prvé, obecná teorie relativity, kterou formuloval Albert Einstein v roce 1915. Na jejímž základě bylo možno studovat a matematicky popsat vesmír jako celek. Za druhé, objev rozpínání vesmíru a formulace tzv. Hubblova zákona, který určuje závislost vzdálenosti galaxií a radiální rychlostí jejich vzdalování od naší Galaxie, který uskutečnil v roce 1929 Edwin Powell Hubble. Roku 1930 objevil Clyde William Tombaugh na fotografickém snímku poslední známou „planetu“ - Pluto. Nakonec byla pro svou spornost, Mezinárodní astronomickou unií v roce 2006, přeřazena mezi planetky. „Základy radioastronomie“ položil v roce 1932 Karl Gustav Jansky (českého původu), jenž při zkoumání radiového záření pomocí antény zachytil záření z oblohy. Následně se prokázala souvislost s vesmírnými objekty. Jansky se nakonec tomuto jevu nemohl dále věnovat. Vývoj radioastonomie se tímto pozdržel o mnoho let, a je velkou škodou, že Jansky tak přišel o mnohá uznání a možná i o Nobelovu cenu. K vývoji radioastronomie došlo až s postavením prvních radioteleskopů. 19

Díky objevu pánů Hanse A. Betheho a Carla Friedricha von Weizsäckera v roce 1938 došlo k pochopení dějů, probíhajících v nitrech hvězd. Popsali jaderné procesy v nitru hvězdy, tzv. pp-cyklus. Éru kosmonautiky zahájil rok 1957, kdy sovětská družice Sputnik 2 vynesla do vesmíru psa Lajku. Kosmonautika umožnila zkoumat objekty ve vesmíru pomocí přístrojů dopravovaných do vnějšího prostoru kosmickými sondami a raketami.

Obr.9. Lajka /52/ Objev reliktního záření Arno Penziasem a Robertem W. Wilsonem v roce 1965 definitivně potvrdil model expandujícího vesmíru. Reliktní záření je pozůstatkem rané fáze vývoje vesmíru a jeho teplota je dnes přibližně 2,73 K. V roce 1967 objevila Jocelyn Bellová pod vedením Antonyho Hewishe první pulzar. 20.7. 1969 přistání Apolla 11 na Měsíci Následujících dvacet let bylo ve znamení letů s lidskou posádkou, vesmírných sond a jejich cest k planetám sluneční soustavy a mapování Sluneční soustavy. 1986 průlet Halleyovy komety 1990 uveden do provozu Hubblův kosmický teleskop Se zpřesňující se technikou dochází i k velkému nárůstu objevů. Nahlížíme do nejvzdálenějších koutů vesmíru a v posledním desetiletí objevujeme exoplanety a nové sluneční soustavy.

20

KAPITOLA DRUHÁ* Ve 20.století bylo učiněno mnoho významných objevů na poli astronomie. Některým se dostalo nejvyšších ocenění, některé zůstaly opomenuty a jistě mnohé na zhodnocení čekají. Následující kapitola se věnuje šesti ročníkům Nobelových cen za fyziku, v nichž byli laureáti oceněni za významné objevy a přínosy spadajících do oboru astronomie a astrofyziky.

Přehled ročníků Nobelových cen: 2.1.

1974 - Martin Ryle, Antony Hewish

2.2.

1978 - Arno Penzias, Robert Woodrow Wilson

2.3.

1983 - Subramanyan Chandrasekhar, William A. Fowler

2.4.

1993 - Russell A. Hulse, Joseph H. Taylor Jr.

2.5.

2002 - Raymond Davis Jr., Masatoshi Koshiba, Riccardo Giacconi

2.6.

2006 - John C. Mather, George F. Smoot

*všechny fotografie laureátů vybraných Nobelových cen jsou převzaty z Nobelprize.org 21

2.1. NOBELOVA CENA - ROK 1974 Prvními nositeli Nobelovy ceny za fyziku v oboru astronomie jsou Martin Ryle a Anthony Hewish.

MARTIN RYLE * 27. 9. 1918 Brighton, Velká Británie † 14. 10. 1984 Cambridge, Velká Británie

I když je pokládán za zakladatele radioastronomie, není takříkajíc první vlaštovkou. Jak už bylo zmíněno v předchozí kapitole, prvními průkopníky byli Karl Jansky, jenž prokázal souvislost rádiového záření s kosmickými objekty a jeho pokračovatel, první radioastronom, Grote Reber, který postavil první radioteleskop určený přímo pro astronomická pozorování (doma na zahradě, neboť této činosti se věnoval ve svém volném čase) a sestavil první radiovou mapu Mléčné dráhy. Vědecké pozornosti se dostalo těmto průkopnickým počinům až po druhé světové válce, kdy radioastronomie, díky pokroku eletrotechniky, zažila vědecký boom. Tím se dostáváme k práci sira Ryleho. Událostí, která vedla Ryleho k budování výkonějších radioteleskopů, byl objev, že zdroj radiového záření v souhvězdí Labutě je velmi vzdálená galaxie. Toto zjištění platilo i u mnoha jiných zdrojů. Ryle a jeho tým si stanovili cíl rozšířit pozorování i na slabší objekty radiového záření. To znamenalo podstatně vylepšit rozlišovací schopnosti a zvýšit citlivost pozorovacích přístrojů. Jelikož radiové vlny jsou nejméně tisíckrát, ale také desetmilionkrát delší než vlny světelné, plyne ze zákonů geometrické optiky, že k dosažení téže úhlové rozlišovací schopnosti potřebujeme v radiovém oboru úměrně tomu i větší rozměry antény. To například znamená, že pro stejné rozlišení, jakého dosáhneme v optickém oboru 22

neozbrojeným okem, potřebujeme v decimetrovém pásmu 150 m parabolu a v metrovém pásmu dokonce 1,5 km radioteleskop! To je očividně za hranicemi technických možností. Ryleho tým přišel s metodou aperturní syntézy. Princip metody tkví v náhradě jedné obří antény soustavou menších radioteleskopů, rozmístěných podle určitého schématu na větším území. Všechny prvky takto vzniklé aparatury sledují v daném čase tentýž objekt a data se navzájem porovnají v počítači. Vývoj aperturní syntézy byl přímo spjat s vývojem počítačů, neboť bylo zapotřebí velmi výkonného systému, jenž by si s obrovským množstvím získaných dat poradil v efekektivním čase. Přesto první zpracování trvala mnoho hodin. K úspěchu metody je nutná i bezvadná synchronizace údajů, což lze u menších zařízení zabezpečit jejich spojením kabelem, u více rozměrných systémů se pak užívá buď bezdrátových pojítek anebo lokálních atomových hodin. Výsledný obraz kosmického radiového zdroje se prakticky složí až v počítači, a jeho výhodou je taková rozlišovací schopnost, jaká odpovídá vzdálenosti mezi krajními prvky přijímací aparatury. V letech 1961-1971 byly v Cambridge vybudovány „půlmílový“, „jednomílový” a „pětikilometrový“ anténní systémy, na tehdejší dobu s vysokou rozlišovací schopností. Např. pětikilometrový teleskop umožnující práci na velmi krátkých vlnových délkách (2 cm) dosahoval přesnosti ~ 1˝. Jednalo se o systém pevných a pohyblivých antén, které se daly nastavit pojezdem po kolejnicích. Nákres rozmístění je na obr.10. a obr.11. ukazuje pětikilometrový teleskop.

Obr.10.

Obr.10. Schéma rozmístění teleskopů v Cambridge /27/

23

Obr.11. Pětikilometrový dalekohled s pohyblivými paraboloidy v popředí /27/ Metody aperturní syntézy využívá i největší vědecká aparatura na světě - americký anténní systém VLA (obr.12.), dokončený v roce 1980 v Socorru v Novém Mexiku. Ten se skládá z 27 parabolických radioteleskopů, z nichž každý má průměr 25 m, a všechny přístroje se mohou pohybovat po kolejích na nejdelší astronomické železnici světa. Železnice má tvar písmene Y s délkami úseků 21 x 21 x 19 km.

Obr.12. Americký anténní systém VLA /53/ Radioastronomie se používá pro celou škálu astronomických programů, od studia oblaků ionizovaného vodíku, pulzarů a kvazarů, mapování oblohy až po detekci

24

meteoritů. Výsledkem pozorování jsou převážně mapy radiových zdrojů. Příklad takové mapy je na obr.13., jedná se o galaxii v souhvězdí Labutě pořízené „pětikilometrovým“ teleskopem.

Obr.13. Mapa rádiové galaxie v souhvězdí Labutě /27/

Obr.14. Radioteleskop u Arecibo v Portoriku /54/

25

ANTHONY HEWISH * 11. 5. 1924 Fowey, Velká Británie

Jocelyn Bell-Burnell Cesta, která vedla k objevu prvního pulzaru, započala v roce 1948, kdy se ke skupině radioastronomů, vedených Martinem Rylem připojil Antony Hewish. Zabýval se šířením záření v nehomogenním prostředí a scintilací u radiohvězd. Zjistil, že tento jev je způsoben plazmatickými oblaky v ionosféře. Následně studoval sluneční koronu a její vliv na záření, přicházejícího od radiových zdrojů. V té době také poprvé vyslovil myšlenku, že by mohlo u některých bodových radiových zdrojů docházet ke scintilaci vlivem sluneční atmosféry, nebo meziplanetárním plazmatem. Tato myšlenka se díky objevu Margarety Clarkové, o osm let později, potvrdila a jev byl nazván meziplanetární scintilací. Hlavním předpokladem vzniku meziplanetární scintilace byla úhlová velikost radiového zdroje, musela být menší než 1˝. Na tomto předpokladu byla založena pozorovací technika, jíž byly určovány bodové zdroje radiového záření spadající velikostí pod hranici 1˝. V roce 1965 objevili první neobvyklý radiový zdroj v Krabí mlhovině, později označený jako pulzar. V průběhu let 1965-1967 vytvořil a zkonstruoval Hewisch a jeho tým, radioteleskop, využívající meziplanetární scintilace. Výsledkem byl systém o 2048 anténách, pracující na vlnové délce 3,7m. Cílem měření bylo mapování radiogalaxií a určování úhlových rozměrů zdrojů radiového záření. Měření denně vyprodukovala 30metrů záznamů a Jocelyn Bellová, čerstvá absolventka univerzity, je každý den analyzovala. Při vyhodnocování si Bellová povšimla, že jeden ze zdrojů vydává pravidelné impulsy. Po vyloučení všech pozemských vlivů, které mohly tyto signály způsobit, bylo jasné, že se jedná o kosmický zdroj. Ovšem pochybnosti zůstávaly, které kosmické těleso by mohlo

26

generovat signály s takovou přesností (impuls každou 1,3 s)? Odpovědi hledali v chování hvězdných trpaslíků a hypotetických neutronových hvězd (ty byly předpovězeny už s objevem neutronu v roce 1932, nikoliv však pozorovány). V únoru 1968 oznámil Hewisch objev veřejnosti a způsobil obrovskou senzaci. Všichni radioastronomové upřeli své pohledy k novým objektům – pulzarům. Bylo nutné stanovit příčimu pulzací. Američtí astronomové ze Stewardovy observatoře v Tucsonu prokázali, že v místě kde se v Krabí mlhovině nachází radiový pulzar, je pozorovaná hvězda, měnící se v optickém oboru se stejnou periodou jako má pulzar. Perioda pulzů byla mimořádně krátká a vylučovala hypotézu, že by šlo o oscilujícího bílého trpaslíka. Byla přijata představa pulzaru jako rotující neutronové hvězdy. Jedná se o rozměrově malý, o průměru 10 až 30 km, a velmi hustý objekt. Hmota je vystavena vysokému tlaku, který většinu elektronů vmáčkne do jádra a způsoby jeho zaplnění neutrony, ty jsou díky vysoké hustotě stabilní. Astrofyzik Thomas Gold sestavil tzv. majákový model rotace neutronové hvězdy (obr.15.). Z magnetických pólů vyletují vysokou rychlostí nabité částice a tvoří kužely radiového záření, stejně jako světla majáku. V sočasné době převyšuje počet známých pulzarů 1500. K jejich detekci se používá radioteleskopů, jako je např. u Arebica v Portoricu, soustavy VLA nebo kosmických sond.

◄ Obr.15. Majákový model pulzaru /55/

▼ Obr.16. Krabí mlhovina /55/

27

2.2. NOBELOVA CENA - ROK 1978 V tomto roce byla Nobelova cena rozdělena mezi dva objevy. První polovina ceny připadla objevu supratekutosti, který učinil ruský fyzik P.L.Kapica, a druhou polovinu získali pánové Penzias a Wilson za objev kosmického mikrovlnného záření pozadí.

ARNO A. PENZIAS * 29. 4. 1933 Mnichov, Německo

ROBERT W. WILSON * 19. 1. 1938 Houston, USA

Práce Penziase a Wilsona v Bellových laboratořích byla nejdříve zaměřena na optimalizaci frekvenčních pásů pro radiové spojení pozemských stanic s balónovými družicemi. Avšak v roce 1962 odstartovala první civilní komunikační družice a započala se tak éra satelitní komunikace. Díky tomu se mohli oba pánové věnovat výzkumu vesmíru a dostali k tomu i dárek v podobě radiové antény, dříve používané ke komerční komunikaci s balónovými družicemi. Anténa zvláštního trychtýřovitého tvaru měla jednu obrovskou přednost - velmi malý vlastní radiový šum, což bylo pro účely 28

budoucího pozorování velmi důležité. Nacházela se na observatoři v Crawford Hill v Holmdelu (obr.17.).

Obr.17. Trychtýřová anténa v Crawford Hill v Holmdelu /56/ Penzias s Wilsonem sestrojili citlivý radiometr, pracující s vlnovou délkou 74mm a začali měřit absolutní úrovně radiového šumu přicházejícího z kosmu. Přes veškerou pečlivost měření, a po odečtení všech známých rušivých zdrojů, se neustále zaznamenával nadbytečný signál. Nepodařilo se jej potlačit ani chlazením aparatury, ani konstrukčními zásahy. Nepomohlo ani pečlivé očištění antény od trusu holubů, kteří se usídlili v jejím hrdle. Penzias trus příznačně překřtil na „bílý dieletrický materiál“. Korekčními úpravami a opatřeními strávili bezmála rok. Zjistili, že šum nepodléhá žádným sezónním změnám a je stejně intenzivní ve všech směrech pozorování. Dlouhé a náročné analýzy měly jediný závěr, že přebytek záření je reálný a pochází od kosmického zdroje. Bylo to velmi odvážné tvrzení, neboť tomuto závěru scházelo podstatné astronomické vysvětlení.

29

Ve stejné době, na nedaleké Princetonské univerzitě, se skupina astronomů snažila pomocí nízkošumové antény takovýto přebytek záření nalézt. Prof. R.H.Dicke se svými spolupracovníky rozpracoval hypotézu o vzniku vesmíru horkým „velkým třeskem“. Tuto teorii formuloval již ve čtyřicátých letech 20. století ruský fyzik, žijící v Americe, George Gamov. Jde o představu, že vesmír byl zpočátku zaplněn intenzivním elektormagnetickým zářením o obrovské teplotě, v řádu kvadrilonů kelvinů. Tato teplota se stanoví ze spektra elektromagnetického záření srovnáním s teoretickými křivkami záření absolutně černého tělesa. V dalších fázích vývoje se vesmír rozpíná a chladne, vznikají první atomy a uvolňuje se záření ve formě fotonů. Tyto fotony dále nevznikaly ani nezanikaly, ale docházelo k jejich rozptylu v objemu a změně jejich vlnových délek vlivem rozpínání vesmíru. Tak postupně přešly z optického až v mikrovlnné záření. Tyto fotony jsou jediným pozůstatkem – reliktem - rané fáze vesmíru, odtud název reliktní záření. Dicke ani jeho kolegové o této teorii nevěděli. Nezávisle tedy dospěli ke stejnému názoru, že pozůstatkem rané fáze vesmírného vývoje by mělo být spojité izotropní záření pozadí o teplotě několika málo kelvinů.

Obr.18. Schéma fází vývoje vesmíru /57/ Šťastnou náhodou se Penzias a Dicke setkali. Pak už vše nabralo rychlý spád, astronomové získali jev, který hledali a Penzias s Wilsonem dostali adekvátní fyzikální vysvětlení nově objeveného záření. Dicke uznal objevitelské zásluhy obou radioastronomů a dohodli se na uveřejnění dvou zpráv o tomto objevu. Tak 1. července 1965 30

vyšel v časopise The Astrophysical Journal nevelký (v rozsahu 1,5 strany) článek s názvem: „Měření nadbytku anténní teploty na frekvenci 4080 MHz“, v němž Penzias s Wilsonem uvádějí výsledky svého pozorování. Interpretace tohoto měření už byla obsahem zprávy sepsané Dickem a jeho kolegy. Sdělení vyvolalo značnou odezvu u radioastronomů a kosmologů. Další měření prokázala tepelný charakter záření i jeho izotropii (dnes víme, že je záření mírně anizotropní, což je důsledek pohybu naší soustavy vůči poli reliktního záření). Existence reliktního záření se stala, vedle Hubblova rudého posuvu, významným pilířem pozorovací kosmologie. Penzias a Wilson byli za tento objev oceněni nejen Nobelovou cenou, ale získali i Herschelovu medaili, udílenou britskou Královskou astronomickou společností. V oficiálním zdůvodnění stálo: „stává se nanejvýš jednou či dvakrát za celou generaci, že jediné klíčové pozorování vyřeší jednu z velkých vědeckých otázek doby a přiměje nás pohlížet na svět zcela novýma očima“.

31

2.3. NOBELOVA CENA - ROK 1983

SUBRAHMANYAN CHANDRASEKHAR * 19. 10. 1910 Lahavr, Indie † 7. 6. 1995 Chicago, USA

WILLIAM A. FOWLER * 9. 8. 1911 Pittsburgh, USA † 17. 9. 1995 Pasadena, USA

Astrofyzika je jednou z nejvíce a nejrychleji se rozvíjejících oblastí fyziky. Díky převratnému vývoji pozorovací techniky a technologie satelitů bylo možné studovat různé fyzikální procesy, které probíhají ve hvězdách a jiných astronomických objektech. Vesmírný prostor se stal novou laboratoří pro fyziku, neboť zde můžeme pozorovat jevy, které v běžných laboratorních podmínkách nejsme schopni zatím uskutečnit. Přímo kardinální účast na tomto rychlém vývoji mají dva vědci oceněni Nobelovou cenou za fyziku v roce 1983; Subrahmanyan Chandrasekhar získal ocenění za teoretické studie vývoje a stavby hvězd a William A. Fowler za teoretické a experimentální studie procesů vzniku prvků ve hvězdách i v celém vesmíru. Jejich práce jsou početné a rozsáhlé a jejich popsání by vydalo na samostatnou bakalářskou či diplomovou práci. Proto se pokusím stručně a obecně nastínit jen vybrané objevy. 32

Nejznámějším Chandrasekharovým objevem, kterého dosáhl již ve dvaceti letech, je stanovení tzv. Chandrasekharovy meze (Mc). Při studiu hvězd označovaných jako bílí trpaslíci stanovil maximální hmotnost, při níž ještě zůstává hvězda stabilní. Mc je rovna 2,9 × 1030 kg, tedy 1,44 hmotnosti Slunce. Hvězda tohoto typu byla pozorována v roce 1925 a její existenci teoreticky vysvětlil Fowler působením tlaku degenerovaného elektronového plynu, který zabraňuje trpasličím hvězdám ve zhroucení vlivem gravitace. V roce 1930 pak Chandrasekhar stanovil závislost hmotnosti na poloměru hvězdy: čím vyšší hmotnost, tím menší poloměr, dle vztahu M=konst*R-3. Zdálo se, že všechny hvězdy po vyčerpání vlastní energie skončí svůj život jako bílí trpaslíci, to se nakonec změnilo určením mezní hranice hmotnosti. Pro hvězdy s větší hmotností tedy platilo, že nemohou končit svůj život jako bílí trpaslíci. Objevem neutronu mohlo být konečné stadium vysvětleno přechodem hvězdy v neutronovou hvězdu, kde zhroucení bránil tlak degenerovaného neutronového plynu. Ovšem i pro toto koncové stadium byla nalezena horní hranice hmotnosti. Jak tedy končí hvězdy o hmotnostech větších než 10 hmotností Slunce? Takové hvězdy se začnou neomezeně hroutit a končí buď výbuchem supernovy nebo zhroucením v černou díru. Po pracích o bílých trpaslících se prof. Chandrasekhar věnoval postupně řadě dalších problémů astrofyziky. Stalo se tradicí, že každých deset let sepsal monografii a změnil tématiku svých výzkumů. Monografie o stelární struktuře byla první knihou, kde se jako zdroj energie hvězd uvádí termonukleární reakce. Potom se zajímal o stelární dynamiku, přenosy záření ve hvězdných atmosférách a hydrodynamickou a hydromagnetickou stabilitu. Fowler rozvinul úplnou teorii vzniku prvků ve vesmíru. Společně s kolegy publikovali práci, v níž rozebírají vznik těžších prvků ve hvězdném nitru za pomoci termonukleárních reakcí. Procesy, které vedou k pozorovanému výskytu prvků, jsou následující: 1. Hoření vodíku – proton-protonová reakce za vzniku helia. 2. Hoření helia – helium se přeměňuje na uhlík, kyslík a další. 3. Hoření uhlíku a kyslíku, při němž se tvoří jádra prvků s 16≤A≥28. Za vhodných podmínek může dojít i k nukleosyntéze, která vede k výbuchu – výbuch supernovy. 33

4. Hoření křemíku a vytváření jader s 28≤A≥60. K produkci prvků dochází dvěma způsoby: s-proces (slow-process, česky pomalý proces) produkuje např. Sr, Zr, Ba, Po. Jádra lehčích prvků jsou bombardována neutrony, pro které i při nízkých energiích není náboj jádra překážkou. Těžké prvky mohou tímto způsobem vznikat i za poměrně nízkých teplot. r-proces (rapid-process, česky rychlý proces) je podobný s-procesu, probíhá při vysoké koncentraci neutronů, kdy je pravděpodobnost jejich srážek s jádry podstatně vyšší. Umožňuje vznik těžkých prvků reakcemi, kdy meziprodukty mohou být i velmi nestabilními izotopy. Tak se dojde až k nejtěžším prvkům, nalézaným v přírodě (např. uran). Obecně lze říci, že během života hvězdy dochází ke vzniku prvků postupně, a to tak, že když je spotřebováno kritické množství prvku méně hmotného, nastoupí v plné intenzitě proces spalování prvku s vyšší hmotností, který je produktem procesu předešlého. Fowler vytvořil v Kellog Radiation Laboratory na Caltechu skupinu teoretiků a experimentátorů, jejichž usilí přineslo objasnění mnoha detailů výše uvedených procesů. V osmdesátých letech se Fowler věnoval i problematice slunečních neutrin. I když práce obou laureátů jsou zásadními ve vývoji hvězdné fyziky a mají nesmírný dopad i na kosmologii, přesto zůstává řada nevysvětleného.

34

Obr.19. Vývoj reakcí v nitru hvězdy /58/

Obr.20. Fáze vývoje hvězd /58/ 35

2.4. NOBELOVA CENA - ROK 1993 Joseph Taylor a Russel Hulse byli v tomto roce oceněni Nobelovou cenou za společný objev nového druhu pulzarů, které jsou považovány za astrofyzikální laboratoř pro testování obecné teorie relativity.

RUSSEL A. HULSE * 28. 11. 1950 New York, USA

JOSEPH H. TAYLOR * 29. 3. 1941 Filadelfie, USA

Pulzary, jak už víme z kapitoly 2. 1., objevil poprvé v roce 1967 Antony Hewish z Cambridgeské univerzity a získal za tento objev Nobelovu cenu pro rok 1974. Poskytl tak astronomům další třídu astrofyzikálních objektů ke zkoumání. Je zvláštní souhrou náhod, že v roce, kdy Hewish přebíral cenu za objev prvních pulzarů, oznámili Hulse a Taylor objev pulzaru binárního. Pulzar, neboli neutronová hvězda, je jedním ze závěrečných stádií života hvězd a je pozůstatkem po explozi supernovy. To vysvětluje, proč se dříve předpokládalo, že se 36

pulzary nemohou vyskytovat v soustavách. Podle takového předpokladu by byla soustava výbuchem supernovy roztržena či úplně zničena. Tato teorie vzala ze své právě objevem binárního pulzaru. Když prof. Joseph Taylor nabídl Russelu Hulsemu, aby u něho zpracoval svou disertační práci na téma hledání pulzarů, jistě netušil, že výsledky budou tak překvapující a důležité pro astrofyziku. Zaměřili se na hledání krátkoperiodických pulzarů. Pulzary jsou relativně slabé zdroje rádiových vln a pro jejich pozorování je nutné použít teleskopů, schopných zachytit co nejvíce signálu v dobré rozlišovací kvalitě. Nejsilněji vyzařují v oboru od 100 MHz do 1000 MHz, tedy v nízkých radiových frekvencích. Z tohoto důvodu si jako pozorovací aparaturu Hulse a Taylor zvolili největší radioteleskop světa, vybudovaný v Arecibo v středoamerickém Puerto Rico. Radioteleskop o průměru 305 metrů je vybudován ve skalní prohlubni a není tudíž schopen směrové orientace jako běžné radioteleskopy, přesto může zkoumat oblohu v rozsahu 20° od zenitu. To Hulsemu a Taylorovi pro jejich záměr stačilo. Pro účinné zachycení signálu bylo nutné vytvořit program, který bude vyhodnocovat záznam vzhledem ke třem základním parametrům přicházejícího signálu: disperzi (jedná se o zpoždění signálu vlivem nenulové hustoty mezihvězdného prostoru při nízkých frekvencích), periody a šířky pulzů (viz obr.20.b).

a)

b)

Obr.21. a) schema pulzaru a radiového signálu (zjednodušeno) b) přímý radiový signál pulzaru se znázorněnými základními parametry /33/ 37

Analýza periodicity byla nejnáročnější částí, její výpočetní algoritmus spojoval Furierovu analýzu a skládání dat. Analýza měla za úkol vytřídit signály a po korekci na šum pozadí vybrat ty, které mohly přicházet od nového pulzaru. Veškeré tyto úkony byly prováděny na počítači Modcomp II/25(obr.21.), který používal magnetických pásek pro uložení dat a dálnopis jako výstup dat z počítače. Po dokončení výpočetního programu, který Hulse téměř celý sám programoval, prohlásil, že je to pro něj cenná zkušenost, ale jednou za život to stačí.

Obr.22. R.Hulse u počítače ModcompII/25 /33/ Prohledávání oblohy bylo dlouhou a náročnou prací, přesto přineslo více než dobré výsledky. Během 14 měsíců, kdy výzkum probíhal, bylo objeveno na 40 nových pulzarů, z nichž nejdůležitějsí byl pulzar označený jako PSR 1913+16.

Obr.23. Záznam průběhu pulsů z dubna 1992 pro pulzar PSR 1913+16. Charakteristický profil se dvěma maximy je zřetelný v obou částech obrázku, dolní část je již upravena o vliv disperze. /34/

38

2. července 1974 bylo na výstupu dat z vyhledávacího programu zaznamenáno něco podivného. Záznamové zařízení generovalo dva výstupy signálu se stejnou periodicitou ve dvou disperzích. Perioda pulsu byla stanovena na 59 ms, což značilo, že se jedná o jeden z nejrychleji pulsujících pulzarů. Tato zvláštnost přinutila Hulse k bližšímu zkoumání tohoto objektu. Po korekci dat o Doplerův posuv způsobený rotací Země, vykazovaly záznamy chybu a při opakovaném měření byla chyba dokonce ještě větší. Tehdy si Hulse uvědomil, že tyto chyby nejsou způsobeny rotací Země či jiným pozemským faktorem (přístroje, atmosférické poruchy atd.), ale Doplerovým posuvem period pulsů, vznikajícím při oběhu pulzaru kolem doprovodného tělesa. Tak se zrodil binární pulzar. Jak taková soustava může vypadat, ukazuje následující obrázek.

Obr.24. Náčrtek oběžných drah soustavy pulzar – doprovodná hvězda /33/ Pulzar PSR 1913+16 tvoří dvě neutronové hvězdy obíhající kolem sebe jednou za 8 hodin. V tak těsném dvojhvězdném systému jsou všechny relativistické efekty velmi výrazné. Binární pulzar se proto stal laboratoří gravitační fyziky. Nejdůležitější se ukázalo zjištění, že se oběžná doba neustále zkracuje. Tento experimentální fakt potvrzuje Einsteinovu obecnou teorii relativity, která předpovídá, že obě neutronové hvězdy se k sobě spirálovitě přibližují, přičemž ztracená vazebná energie systému je odnášena vyzařovanými gravitačními vlnami. Dosavadní pozorování potvrzují soulad teoretické předpovědi zkracování oběžné doby o 0,0758 ms za rok s měřenou hodnotou 0,0760 ms za rok. Tak dobrý souhlas se stal triumfem obecné teorie relativity a důkazem existence gravitačních vln v přírodě.

39

2.5. NOBELOVA CENA - ROK 2002 Nobelovou cenou byli v tomto roce oceněni tři významní fyzikové. První polovinu získali společně Američan Raymond Davis a Japonec Masatoši Košiba za detekci kosmických neutrin, druhá patří americkému vědci italského původu Riccardu Giacconimu, za konstrukci rentgenového teleskopu a objev rentgenového zdroje mimo solární systém.

RAYMOND DAVIS jr. * 14. 10. 1914 Washington, USA

MASATOŠI KOŠIBA * 19. 9. 1926 Tojohaši, Japonsko

Na začátek si řekněme, co jsou to vlastně neutrina. Jedná se o částice, jejichž existenci předpověděl W. Pauli v roce 1931, aby vysvětlil průběh radioaktivního rozpadu β, při němž docházelo ke ztrátě energie vzniklých elektronů. Popsal je jako neutrální částice, které interagují s ostatními částicemi jen velice slabě. Trvalo pak čtvrt století než byla neutrina zachycena a jejich existence prokázána. Tímto počinem z roku

40

1956 se pyšní Frederick Reines (který za jejich detekci získal Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1995) a Clyde L. Cowan. Původně se předpokládalo, že klidová hmotnost je nulová. Dnes víme, že nulová není, ale známá je pouze horní hranice pro tuto hmotnost, tj. 2 eV/c2 (hmotnost se v jaderné fyzice často vyjadřuje pomocí energetických jednotek a Einsteinova vztahu mezi hmotností a energií E = mc 2: 1 eV/c2 = 1,78·10-36 kg). Název „neutrino“ pro tuto částici navrhl v roce 1933 Enrico Fermi, v překladu z italštiny to znamená „malý neutrální“ - tedy jakási zdrobnělina neutronu - „neutronek“. Detekce je díky velmi malému srážkovému průřezu dosti obtížná. Představit si to můžeme na situaci, kterou uvedl Jiří Grygar ve své knize „Vesmír, jaký je“ /6/: pokud bychom jedinému neutrinu postavili do cesty ocelovou desku, musela by být tlustá několik tisíc světelných let, aby bylo jisté, že se v ní někde neutrino pohltí a změní na jinou částici. Naštěstí je neutrin ve vesmíru velmi mnoho, jejich zdrojem jsou jaderné reakce ve hvězdách (za tento objev získal v roce 1967 Hans A. Bethe Nobelovu cenu), výbuchy supernov jsou také pozůstatkem rané fáze vesmíru a vznikají i při některých reakcích kosmického záření v atmosféře. Zkrátka jsou všude a nic je nezastaví. Tabulka č. 1. ukazuje tři řetězce reakcí produkujících neutrina v slunečním nitru, kterou uvedl ve své přednášce při příležitosti předání Nobelovy ceny v roce 2002 Raymond Davis. Reakce

Relativní intenzita

Energie (MeV)

Název

p + p → 2H + e+ + νe

99,75%

0,0 – 0,42

pp

p + e- + p → 2H + νe

0,25%

1,44

pep

PP I

2

H + p → 3He + γ

100%

He + 3He → 4He + 2p

85%

3

He + 4He → 7Be + γ

15%

e- + 7Be → 7Li + νe

99,99%

p + 7Li → 4He + 4He

100%

p + 7Be → 8B + γ

0,01%

3

PP II 0,86; 0,38

7

Be

PP III 8

4

4

-

B → He + He + e + νe

100%

0 – 14,1

8

B

Tab.1. Reakce produkující neutrina ve slunečním nitru, jak je uvedl ve své přednášce při příležitosti předání Nobelovy ceny R. Davis v roce 2002. /35/ 41

Davis se výzkumu detekce neutrin věnoval od svého nástupu do Brookhavenské státní laboratoře (téměř hned po absolvování univerzity). Provedl řadu experimentů, které ho nakonec přivedly k vybudování pasti na neutrina na dně zlatého dolu Homestake v Jižní Dakotě. Experiment se stavěl v letech 1965 - 1967 v hloubce 1480 m a skládal se z válcové cisterny o průměru 6 m a délce 15 m (obr.25.), do níž napustili 615 tun (téměř 3800 hektolitrů) perchloretylénu (C2Cl4). Metodu, kterou Davis použil k detekci, navrhl v roce 1946 Bruno Pontecorvo. Pro zachycení neutrin použil jádro chlóru, které se může po srážce s neutrinem přeměnit na radioaktivní jádro argonu reakcí νe + 37Cl → e- + 37Ar. Pro extrakci argonu nechal Davis nádrž s C2Cl4 probublávat héliem, které s sebou odnášelo atomy radioaktivního argonu z nádoby. Pomocí dřevěného uhlí a hlubokým zmražením kapalným dusíkem (- 196°C) byl argon od hélia oddělen (účinnost extrakce atomů argonu z nádrže byla 95 %). Z důvodu poločasu rozpadu jader argonu (35dní) muselo sčítání probíhat nejpozději do dvou měsíců.

Obr.25. Schema Davisova experimentu s perchloretylénem /43/ Přes veškeré snahy neměl experiment valné výsledky, v nádrži se zachycovala sotva třetina neutrin, než předpokládaly Davisovy výpočty. I po téměř třiceti letech trvání experimentu (zachyceno 2200 neutrin) se poměr zachycených a předpokládaných neutrin vycházejících ze Slunce výrazně nezměnil. Současná hodnota z experimentu je 2,56 SNU a předpověd činí 7,6 SNU*. Tento deficit neutrin se obecně označuje jako tzv. neutrinový skandál. * Pro detekci neutrin na Zemi se od roku 1969 používá sluneční neutrinová jednotka SNU (Solar Neutrino Unit): 1SNU = 1036 interakcí připadajících na jeden atom (terč) za sekundu. Číslo 1036 je součinem toku slunečních neutrin (1010 cm2 s-1 ) a účinného průřezu neutrina (10- 46 cm2 ).

42

Zásadní vliv na vývoj neutronové fyziky (resp. astrofyziky) měl experiment KamiokaNDE*, který vedl Masatoši Košiba. Přesuneme se nyní do Japonska, 240 km severozápadně od Tokia, kde roku 1980 byla postavena podzemní laboratoř Kamiokande. Komplex byl umístěn do dolu na olovo a zinek do hloubky 1000 m. Jako detekční látku použili 3000 litrů čisté destilované vody. Průhlednou nádrž s vodou obklopili fotonásobiči citlivými i na velmi slabé světelné záblesky tak, že pokrývaly 20% povrchu nádrže. Tyto fotonásobiče byly speciálně vyvinuty přímo pro Kamiokande. Prvotním učelem experimentu bylo zjišťovat, zda stabilní částice atomových jader – protony, jsou opravdu stabilní. To byla v těchto letech ožehavá otázka. Ovšem konkurenční boj s podobným experimentem ze Spojených států přinutil Košibu k přehodnocení účelu aparatury. Od roku 1986 se Kamiokande zaměřil jen na detekci neutrin. Při průchodu vodou se mohlo neutrino srazit s elektronem a předat mu energii postačující k tomu, aby se elektron pohyboval ve vodě nadsvětelnou rychlostí (myšlena je rychlost světla ve vodě, nikoliv ve vakuu, to jak víme z relativistické fyziky není možné). Při pohybu vzniká kužel slabého Čerenkovova záření (viz obr.26.), připomínající rázovou vlnu a umožňuje tak určit směr pohybu neutrina (či jiné částice). Další obrovskou výhodou detektoru bylo sledování interakcí neutrin v reálném čase.

Obr.26. Průchod mionu v detektoru Super-Kamiokande /36/ * Název KamiokaNDE je složením: Kamioka - název dolu, kde je experiment umístěn a koncovka NDE povodně značila Nucleon Decay Experiment, později byla veřejností přeformulována na Neutrino Detection Experiments.

43

Důkazem citlivosti aparatury je zachycení proudu částic pocházejících z výbuchu supernovy ve Velkém Magellanově mračnu dne 23. února 1987. Zachyceno bylo 12 neutrin, a to již šest hodin před optickým pozorováním. Následně byla aparatura vylepšena a rozšířena. Objem nádrže narostl na 50 000 litrů a fotonásobiče pokrývaly 40% plochy. Experiment přejmenovali na Super-Kamiokande a byl v provozu od dubna 1996 do července 2001.

Obr.27. Super-Kamiokande /59//60/

Během svého provozu registroval Super-Kamiokande na milion záblesků za den, ale z celkového počtu bylo jen 30 záblesků způsobeno slunečními neutriny a 10 neutriny vzniklými v zemské atmosféře. Pomocí této aparatury byly objasněny následující jevy: nejprve bylo potvrzeno Davisovo měření i s neutrinovým deficitem, ale postupně došlo k jeho vysvětlení a neutronový skandál vzal za své. Onen deficit byl způsoben tzv. oscilacemi neutrin, což znamená, že se částice během cesty k Zemi mění (oscilují) v jiné typy (tab. 2.), které už nejsou vhodné pro detekci. V druhé řadě byla změřena hmotnost mionových neutrin ~ 0.07 eV (to je zhruba desetimilióntina klidové hmoty nejlehčí dosud známé částice – elektronu) Na úspěchy Kamiokande navazují další projekty zabývající se detekcí neutrin a 44

jiných částic, a to např. kanadský experiment SNO (Sudbury Neutrino Observatory), který používá těžkou vodu, a tak je schopen zachytit všechny tři známé typy neutrin, projekt AMANDA probíhající pod povrchem ledu v Antarktidě od roku 1997 nebo italský experiment GNO (Gallium Neutrino Observatory) pracující se vzácným kovem galiem.

45

RICCARDO GIACCONI * 6. 10. 1931 Janov, Itálie

V září 1959 se do rentgenové astronomie zapojil (ve Spojených státech) tehdy 28letý Ital Riccardo Giacconi, a to pod vedením významného fyzika Bruna Rossiho, zabývajícího se studiem kosmického záření na Massachusetts Institute of Technology (MIT) v Cambridge. První společnou prací byl dokument, v němž oba vědci odhadovali rentgenový tok od několika nebeských zdrojů. Jak se ukázalo, musely ve vesmíru existovat zdroje s větší intenzitou rentgenového záření než má Slunce. Pokud by totiž platil předpoklad, že i ostatní hvězdy na nebi mají podobnou intenzitu rentgenového záření jako Slunce, první detektory by toto záření téměř nezachytily, což bylo v rozporu s měřeními. Na důkaz svých tvrzení připravil Giacconi experiment pro zachycení rentgenového záření z Měsíce (resp. rozptýleného slunečního rentgenového záření z povrchu Měsíce). Aby docílil požadované citlivosti měření, 0,1-1 fotonů cm-2s-1, umístil tři Geigerovy počítače do přední části rakety Aerobee (obr.28.). Teprve na třetí pokus se raketa dostala do potřebné výšky, kde mohlo proběhnout šestiminutové měření. Rentgenové záření z Měsíce však raketa nezachytila. Naopak zachytila něco mnohem významnějšího: díky rotaci rakety byl objeven silný rentgenový zdroj v souhvězdí Štíra, označený jako Sco X-1 (Sco je latinská zkratka souhvězdí, X označuje rentgenový zdroj a číslice udává pořadí objevu zdroje). Intenzita byla 28 ± 1,2 pulsů cm-2s-1, což bylo těsně pod hranicí citlivosti předchozích experimentů. Pozdější výpočty ukázaly, že uvedený zdroj je řádově 1000krát intenzivnějším zdrojem rentgenového záření, než Slunce. Následující měření měla za cíl přiřadit rentgenovému objektu objekt v optickém spektru a hledání dalších hvězdných zdrojů rentgenového záření. Bylo objeveno i rentgenové záření pozadí. 46

Obr.28 . Umístění Geigerových počítačů – označené šipkami - v raketě Aeroobe /43/ Tyto objevy vyvolaly velký zájem o rentgenovou astronomii a uspíšily vývoj pozorovací techniky. Geigrovy počítače ze schematu (obr.28.) byly nahrazeny proporcionálními detektory umožňujícími zachytit i slabší objekty. Během let 1967 – 1972 bylo objeveno 50 zdrojů rentgenového záření a také první mimogalaktický zdroj v galaxii M67. Giacconi se podílel na návrhu programu zkoumání vesmíru v rentgenovém oboru pomocí družic a na vývoji rentgenového teleskopu, jehož návrh zveřejnil již v roce 1960. Rentgenový teleskop se značně odlišuje od běžných dalekohledů pro viditelné světlo. Protože index lomu rentgenových paprsků je menší než jedna, nemůže být takováto optická soustava založena na refrakci. Využije se tedy odrazu pomocí zrcadel, za předpokladu, že dochází k téměř tečnému dopadu na povrch zrcadla. Princip fokusačního rentgenového teleskopu ukazuje následující obrázek.

Obr.29. Princip rentgenového teleskopu s tečným dopadem /37/ 47

Vedle rentgenového dalekohledu byly dalšími pilíři rozvoje rentgenové astronomie družice. První rentgenovou družicí byla UHURU, vypuštěná 12. října 1970 z Keni. Družice (bez rentgenového dalekohledu, ovšem s vysokou pozorovací citlivostí) prodloužila pozorovací čas z pěti minut na roky a během tří měsíců byla schopna zmapovat celou oblohu. Došlo tak k nárůstu počtu objevených rentgenových zdrojů. Analýza získaných dat z UHURU odhalila, že některé zdroje rentgenového záření pulsují pravidelně s periodou několika sekund a jiné vykazují nepravidelné pulsace o periodách menších, než desetina sekundy. Vysvětlením tohoto jevu byl binární systém obsahující rentgenový zdroj a „normální“ hvězdu. Dalšími pozorováními bylo zjištěno, že rentgenové zdroje v takovýchto soustavách jsou pulzary a černé díry (vykazují chaotické pulsace). Příkladem takového systému s černou dírou je Cyg X-1, jehož optický protějšek je binární soustava HDE 226862 s periodou 5,6 dne. (obr.25.) Rozložení rentgenových zdrojů na obloze znázorňuje obr. 30. Intenzita zdroje je úměrná velikosti bodů na obrázku. Také je názorně vidět vyšší koncentrace rentgenových zdrojů v rovině Galaxie, a to zejména směrem ke středu Galaxie.

Obr.30. Rentgenové zdroje pozorované družicí UHURU v galaktických souřadnicích /43/

Dalšími sondami, pracujícími v rentgenové oblasti záření byl Einsten, který už byl vybaven radiovým teleskopem, a družice Chandra, představující vrchol techniky v radiové astronomii. 48

Obr.31. Ilustrace rentgenového zdroje Cyg X-1 /63/

Rentgenový snímek – je zde dobře patrná osa rotace a disk částic z neutronové hvězdy

Snímek v infračerveném spektru

Snímek Krabí mlhoviny v optickém spektru

Snímek v radiovém spektru

Obr. 32. Čtyři snímky Krabí mlhoviny /42/ 49

2.6. NOBELOVA CENA - ROK 2006 Toto ocenění je poslední z řady šesti ročníků Nobelových cen, které pro sebe ukořistila astronomie, resp. astrofyzika. Šestičlenná Nobelova komise pro fyziku rozeslala již v roce 2005 více než 3000 dotazníků renomovaným fyzikům a astronomům, aby nakonec z 250 vědců, které tito oslovení vědci nominovali, vybrali dva, kteří získají nobelovské ocenění pro rok 2006. Tímto náročným procesem byli vybrámi John C. Mather a George F. Smoot.

JOHN C. MATHER * 7. 8. 1946 Roanoke, USA

GEORGE F. SMOOT * 1945 Yukon, USA

Práce pánů Mathra a Smoota navazuje na objev laureátů Nobelovy ceny z roku 1978 A. Penziase a R. Wilsona, kteří poprvé pozorovali mikrovlnné záření kosmického pozadí, tzv. reliktní záření. To, jak už víme, je pozůstatkem rané fáze vývoje vesmíru, kdy došlo k oddělení záření od hmoty. Reliktní záření nám tedy poskytuje obraz vesmíru starého přibližně 370 tisíc let. Proto se stalo, téměř hned po svém objevu, 50

jedním z hlavních teoretických zájmů astrofyziků a kosmologů. Od sedmdesátých let byla formulována řada teorií o vývoji, rozložení ve vesmírném prostoru a vlastnostech reliktního záření. Nejdůležitější teoretická práce byla formulovaná postupně za přispění několika vědeckých skupin. Zabývala se vznikem a vývojem vesmírných struktur. Takovou strukturou je i naše Galaxie a samozřejmě i ona je součástí větší struktury, kupy galaxií a ty se shlukují do vláken a stěn atd. V roce 1970 byly publikovány práce, které teoreticky uvažovaly, že zárodky dnešních vesmírných struktur musely existovat již v době vzniku reliktního záření a toto záření by mohlo nést jejich obraz z té doby. Proto se experimentální fyzikové zaměřili především na pátrání po obrazu těchto struktur v reliktním záření. Rozhodující příspěvek k tomuto výzkumu měla družice COBE.

Obr.33. Družice COBE /61/ COBE byla vypuštěna na oběžnou dráhu v listopadu 1989. Její jméno je anagramem Cosmic Background Explorer, tedy „výzkumník kosmického pozadí“, a cílem její čtyřleté mise bylo detailnější proměření mikrovlnného záření pozadí. John C. Mather byl vedoucím a hlavním výzkumníkem projektu COBE. Družice nesla tři samostatné vědecké přístroje, na jejichž vývoji a následné analýze dat se podílely tři vědecké týmy. Pvním přístrojem byl diferenciální mikrovlnný radiometr DMR (Differential 51

Microwave Radiometr). Vedoucí této části projektu byl George Smoot. Měl za úkol pátrání po drobném neizotropiním záření , které vzniklo otištěním zárodečných struktur do reliktního záření. Úspěch se dostavil v roce 1992, kdy Smoot oznámil pozorování anizotropií, tj. různé teploty reliktního záření v různých místech oblohy. Změny teploty jsou v řádu 10-5 K. Výsledky pozorování byly v přímé shodě s teorií o vývoji vesmírných struktur. Druhý přístroj na palubě družice COBE byl FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer). Spektrofotometr byl určen k měření spektra reliktního záření. I tato část projektu přinesla své ovoce. Už v roce 1990 zveřejnil J. Mather, který měl na starosti tuto sekci, přímo extrémně přesná měření spektra reliktního záření. Tato měření se přesně shodovala s modelem záření absolutně černého tělesa a zároveň potvrzovala teorii velkého třesku. Infračervený detektor, DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment), pracující na několika vlnových délkách, byl posledním z přístrojů, které družice s sebou vynesla do kosmu. Hlavním úkolem tohoto přístroje byla detekce záření prachu. Přístroj mapoval rozložení prachu v naší Galaxii a ve sluneční soustavě a objevil několik galaxií zářících v infračerveném oboru. Vedoucím týmu realizujícího tuto část projektu byl Mike Hauser.

Obr.34. Srovnání rozlišení fluktuací v reliktním záření na mapách pořízených nejdříve sondou COBE (nahoře) a WMAP (dole). /62/ 52

Úspěchy družice COBE následovaly i další projekty, např. sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), vypuštěná v r. 2001, přinesla výrazné zpřesnění teplotních fluktuací. Dalším želízkem v ohni výzkumu reliktního záření je družice Planck, která bude schopna registrovat odchylky teploty s přesností jedné pětimilióntiny stupně. Ovšem na výsledky si ještě počkáme, neboť družice byla vypuštěna teprve v únoru 2007.

53

ZÁVĚR Práce podává přehled šesti ročníků Nobelových cen za fyziku: 1974, 1978, 1983, 1993, 2002, 2006, jejichž společným jmenovatelem je astrofyzika. V každé z podkapitol, popisujících jeden ročník Nobelových cen, jsem se snažila nastínit fyzikální podstatu jednotlivých objevů a cestu, která k nim vedla. Zpracování tohoto tématu mi dovolilo blíže se seznámit s některými částmi astronomie, která dnes nepopíratelně patří k velmi populárním oborům fyziky. Měla jsem možnost prostřednictvím „nobelovských přednášek“ (přednášky, které přednesli ocenění vědci u příležitosti předání Nobelovy ceny o svých objevech a které byly hlavním zdrojem mé práce) nahlédnout do složitého procesu výzkumu, který předcházel nebo následně musel potvrdit oceněné objevy. Uvědomila jsem si, že vědecká práce je nejen zajímavá ale i náročná činnost, a lidé, kteří se jí věnují musejí překonávat mnohá úskalí a přinášet i osobní oběti. Takoví lidé by měli být naším vzorem, ne proto, že jsou dnes slavní a uznávaní vědci, ale pro své odhodlání a píli s jakou se již od začátku své práce snažili posouvat lidské poznání kupředu.

„Jen dvě věci jsou nekonečné – vesmír a lidská hloupost. Tím prvním si ovšem nejsem tak jist“. Albert Einstein

54

LITERATURA /1/ AMENDA, Alfred. Nobel. Vyd. 1. Praha: Naše vojsko, 1989. 359 s. ISBN: 80206-0039-6. /2/ SODOMKA, Lubomír. SODOMKOVÁ, Magdaléna. SODOMKOVÁ, Markéta. Kronika Nobelových cen :[Nobelovy ceny za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu, mír a ceny Švédské říšské banky za ekonomii]. Vyd. 1. Praha: Knižní klub, 2004. 775 s. ISBN: 80-242-1058-4. /3/ SODOMKA, Lubomír. SODOMKOVÁ, Magdaléna. Nobelovy ceny za fyziku: 1901-1997. Vyd. 1. Praha: SET OUT, 1997. 157 s. ISBN: 80-902058-5-2 /4/ ŠTEFL, Vladimír. Úvod do dějin astronomie. Vyd.1. Brno: rektorát UJPE Brno, 1988. 61 s. /5/ POKORNÝ,Zdeněk. Zlaté století astronomie. Vyd.1. Praha: AVENTINUM, 2007. 240 s. ISBN: 978-80-86858-27-2. /6/ GRYGAR, Jiří. Vesmír, jaký je : současná kosmologie (téměř) pro každého. Vyd.1. Praha: Mladá fronta, 1997. 217 s. ISBN: 80-204-0637-9. /7/ RYLE, Martin. Radioteleskopy s velkou rozlišovací schopností. Přeložil: Andrle, Pavel. Československý časopis pro fyziku. 1975, svazek 25, č.6, s. 553-556. /8/ HEWISH, Anthony. Pulsary a fyzika velkých hustot. Přeložil: Šidlichovský, Miloš. Československý časopis pro fyziku. 1975, svazek 25, č.6, s. 566-575. /9/ PENZIAS, Arno A.. Původ prvků. Přeložil: Palouš, Jan. Československý časopis pro fyziku. 1980, svazek 30, č.3, s. 209-221. /10/ WILSON, Robert W.. Mikrovlnné záření vesmírného pozadí. Československý časopis pro fyziku. Přeložil: Andrle, Pevel. 1980, svazek 30, č.3, s. 222-241. /11/ CHANDRASEKHAR, Subrahmanyan. O hvězdách, jejich vývoji a stabilitě. Přeložil: Palouš, Jan. Československý časopis pro fyziku. 1985, svazek 35, č.1, s. 21-38. /12/ TAYLOR, Joseph H.. Binární pulzary a relativistická gravitace. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 1994, svazek 44, č.4, s. 235-246. /13/ HULSE, Russell A.. Objev binárního pulzaru. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 1994, svazek 44, č.5, s. 307-322. 55

/14/ DAVIS, Raymond. Půlstoletí se slunečními neutriny. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 2004, svazek 54, č.1, s. 5-15. /15/ GIACCONI, Riccardo. Úsvit rentgenové astronomie. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 2008, svazek 54, č.1, s. 16-26. /16/ KOŠIBA, Masatoši. Zrození neutrinové astrofyziky. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 2008, svazek 54, č.1, s. 27-34. /17/ SMOOT, George F.. Anizotropie mikrovlnného záření kosmického pozadí: jejich objev a využití. Přeložil: Gregora, Ivan. Československý časopis pro fyziku. 2008, svazek 58, č.1, s. 18-23. /18/ MATHER, John C. Od velkého třesku k Nobelově ceně a dále. Přeolžil: Růžička, Tomáš. Československý časopis pro fyziku. 2008, svazek 58, č.1, s. 11-16. /19/ POUZA, Michael. Nobelova cena za snímek pozadí. Astropis. 2007, č.1, s. 8-11. /20/ KULHÁNEK, Petr. Gravitační vlny. Astropis. 2000, č. 1, s. 16-19. /21/ GRYGAR, Jiří. POUZA, Michael. Astronomické nobelovky. Astropis. 2002, č.4, s. 6-9. /22/ KULHÁNEK, Petr. Reliktní záření. Astropis. 2002, č. 1, s. 6-9. /23/ Školská fyzika: Grygar, Jiří. Nezadržitelný vzestup radioastronomie I. [online]. [cit. 2008- 03-21]

/24/ Školská fyzika: Grygar, Jiří. Nezadržitelný vzestup radioastronomie II. [online]. [cit. 2008- 03-21]

/25/ Nobelprize.org [online]. [cit. 2008-01-02]. /26/ Nobelprize.org [online]. [cit. 2008-01-02]. /27/ Nobelprize.org: Martin Ryle [online]. [cit. 2008-01-02].

/28/ Nobelprize.org: Anthony Hewish [online]. [cit. 2008-01-02].

56

/29/ Nobelprize.org: Arno Penzias [online]. [cit. 2008-01-02]. .

/30/ Nobelprize.org: Robert Woodrow Wilson [online]. [cit. 2008-01-02]. .

/31/ Nobelprize.org: Subrahmanyan Chandrasekhar [online]. [cit. 2008-01-03].

/32/ Nobelprize.org: William A. Fowler [online]. [cit. 2008-01-03].

/33/ Nobelprize.org: Russell A. Hulse [online]. [cit. 2008-01-03].

/34/ Nobelprize.org: Joseph H. Taylor [online]. [cit. 2008-01-03].

/35/ Nobelprize.org: Raymond Davis Jr. [online]. [cit. 2008-01-04].

/36/ Nobelprize.org: Masatoshi Koshiba [online]. [cit. 2008-01-04].

/37/ Nobelprize.org: Riccardo Giacconi [online]. [cit. 2008-01-04].

/38/ Nobelprize.org: John C. Mather [online]. [cit. 2008-01-04].

/39/ Nobelprize.org: George F. Smoot [online]. [cit. 2008-01-04].

/40/ Science World: Nobelova cena za fyziku 2002: Rentgenová astronomie [online]. [cit. 2008-02-14]

/41/ Science World: Nobelova cena za fyziku 2002: Podivuhodná neutrina [online]. [cit. 2008-02-14]

57

/42/ Vesmír: Nobelovy ceny a rentgenové záření [online]. [cit. 2008-02-21]

/43/ Západočeská univerzita v Plzni, Pedagogická fakulta, Katedra obecné fyziky: Rentgenová astronomie, Neutrinová astronomie [online]. [cit. 2008-02-21]

/44/ Vesmír: Pohled na okraj nedohledna [online]. [cit. 2008-02-21]

/45/ Converter.cz [online]. [cit. 2008-02-22] <www.converter.cz/fyzici/kopernik.htm>

/46/ Encyclopedia of World Biography [online]. [cit. 2008-02-28]

/47/ Webgemms [online]. [cit. 2008-03-28]

/48/ Enciclopedia Britannica [online]. [cit. 2008-03-10]

/49/ Slavní matematici, fyzici a vynálezci [online]. [cit. 2008-03-10]

/50/ Lehigh University [online]. [cit. 2008-03-10]

/51/ Australia Telescope Outreach and Education [online]. [cit. 2008-03-10]

/52/ SPACE TODAY ONLINE [online]. [cit. 2008-03-10] /53/ Socorro Country Chamber of Commerce [online]. [cit. 2008-03-11] /54/ Star date: Arecibo Observatory [online]. [cit. 2008-03-11] /55/ Astrovm.cz: Aktuality z astronomie [online]. [cit. 2008-03-11] /56/ Wikipedie, otevřená encyklopedie [online]. [cit. 2008-03-15]

58

/57/ Aldebaran bulletin [online]. [cit. 2008-03-15] /58/ Ústav teoretické fyziky MFF UK [online]. [cit. 2008-04-03]

/59/ Ferni National Accelerator Laboratory [online]. [cit. 2008-04-04] /60/ Uniwersytet w Białymstoku Wydział Fizyki [online]. [cit. 2008-04-04] /61/ Research News [online]. [cit. 2008-04-10]

/62/ iDNES.cz [online]. [cit. 2008-04-10]

/63/ Faulkes telescope: FT North Images the Black Hole, Cygnus X-1 [online]. [cit. 2008-03-27] < http://faulkes-telescope.com/news/1494>

/64/ Wikipedie, otevřená encyklopedie [online]. [cit. 2008-04-15]

59

PŘÍLOHA PŘEHLED LAUREÁTŮ NOBELOVÝCH CEN ZA FYZIKU Tabulka převzata z

Rok Jméno

Zač

1901 Wilhelm Conrad Röntgen

- za objev záření pojmenovaného jeho jménem

1902 Hendrik Antoon Lorentz a Pieter Zeeman

- za výzkum vlivu magnetismu na záření

1903 Antoine Henri Becquerel Pierre a Marie Curie

- za objev spontánní radioaktivity - za výzkum záření objeveného prof. Henri Becquerelem

1904 Lord Rayleigh (John William Strutt)

- za výzkum hustot nejdůležitějších plynů a s tím související objev argonu

1905 Philipp Eduard Anton von Lenard

- za výzkum katodových paprsků

1906 Sir Joseph John Thomson

- za výzkum vodivosti plynů

1907 Albert Abraham Michelson

- za jeho přesné optické přístroje a výzkum prováděný pomocí nich

1908 Gabriel Lippmann

- za metodu fotografické reprodukce barev pomocí interference

1909 Guglielmo Marconi a Karl Ferdinand Braun

- za jejich příspěvky k rozvoji bezdrátové telegrafie

1910 Johannes Diderik van der Waals - za práci na stavové rovnici plynů a tekutin 1911 Wilhelm Wien

- za objevy zákonů vyzařování tepla

1912 Nils Gustaf Dalén

- za objev automatických regulátorů používaných v plynových akumulátorech pro osvětlení majáků a bójek 60

1913 Heike Kamerlingh-Onnes

- za výzkum vlastností hmoty za nízkých teplot, což vedlo, kromě jiného, k výrobě tekutého hélia

1914 Max von Laue

- za objev rozptylu rentgenových paprsků na krystalech

1915 Sir William Henry Bragg a William Lawrence Bragg

- za výzkum týkající se analýzy krystalových struktur pomocí rentgenových paprsků

1916 (Finanční část ceny vložena do speciálního fondu Nobelovy ceny za fyziku.) 1917 Charles Glover Barkla

- za objev charakteristického rentgenového záření prvků

1918 Max Planck

- za objev energetických kvant

1919 Johannes Stark

- za objev Dopplerova jevu u kanálových paprsků a štěpení spektrálních čar

1920 Charles Edouard Guillaume

- za objev anomálií v niklové oceli, což přispělo k rozvoji přesných měření

1921 Albert Einstein

- za příspěvky k teoretické fyzice, zejména za objev zákonitostí fotoelektrického jevu

1922 Niels Bohr

- za výzkum struktury atomů a jimi vydávaného záření

1923 Robert Andrews Millikan

- za výzkum elementárního elektrického náboje a fotoelektrického jevu

1924 Karl Manne Georg Siegbahn

- za výzkum v oblasti rentgenové spektroskopie

1925 James Franck a Gustav Ludwig Hertz

- za objev zákonů, kterými se řídí srážka elektronu s atomem

1926 Jean Baptiste Perrin

- za výzkum nespojitých stavů hmoty, zejména za objev sedimentační rovnováhy

61

1927 Arthur Holly Compton Charles Thomson Rees Wilson

- za objev po něm pojmenovaného jevu - za objev metody zobrazování trajektorií elektricky nabitých částic pomocí kondenzace vlhkosti

1928 Owen Willans Richardson

- za výzkum tepelné emise, zejména za objev po něm pojmenovaného zákona

1929 Prince Louis-Victor Pierre Raymond de Broglie

- za objev vlnové povahy elektronů

1930 Sir Chandrasekhara Venkata Raman

- za výzkum světelného rozptylu a objev po něm pojmenovaného jevu

1931 (Finanční část ceny vložena do speciálního fondu Nobelovy ceny za fyziku.) 1932 Werner Heisenberg

- za vytvoření kvantové mechaniky, jejíž aplikace vedla kromě jiného k objevu alotropických forem vodíku

1933 Erwin Schrödinger a Paul Adrien - za objev nových forem atomové teorie Maurice Dirac 1934 (Finanční část ceny vložena 1/3 do společného fondu Nobelových cen, 2/3 do speciálního fondu Nobelovy ceny za fyziku.) 1935 Sir James Chadwick

- za objev neutronu

1936 Victor Franz Hess Carl David Anderson

- za objev kosmického záření - za objev pozitronu

1937 Clinton Joseph Davisson a George Paget Thomson

- za experimentální objev rozptylu elektronů na krystalech

1938 Enrico Fermi

- za potvrzení existence nových radioaktivních prvků vytvořených neutronovým ozařováním a s tím spojený objev jaderných reakcí způsobených pomalými neutrony

1939 Ernest Orlando Lawrence

- za vynález cyklotronu a jím získané výsledky, zejména týkající se umělých radioaktivních prvků

62

1940 1941 1942

(Finanční část ceny vložena 1/3 do společného fondu Nobelových cen, 2/3 do speciálního fondu Nobelovy ceny za fyziku.)

1943 Otto Stern

- za příspěvek k vývoji metody molekulárních paprsků a objev magnetického momentu protonu

1944 Isidor Isaac Rabi

- za jeho rezonanční metodu pro zjišťování magnetických vlastností atomových jader

1945 Wolfgang Pauli

- za objev Pauliho vylučovacího principu

1946 Percy Williams Bridgman

- za vynález přístroje pro vytvoření extrémně vysokého tlaku a s ním vytvořené objevy v oboru vysokotlaké fyziky

1947 Sir Edward Victor Appleton

- za výzkum fyziky vyšších vrstev atmosféry, zejména za objev tzv. Appletonovy vrstvy

1948 Patrick Maynard Stuart Blackett

- za rozvoj Wilsonovy metody mlžné komory a s tím spojené objevy v oblasti jaderné fyziky a kosmického záření

1949 Jukawa Hideki

- za předpověď existence mezonů na základě teoretického výzkumu jaderných sil

1950 Cecil Frank Powell

- za vývoj fotografické metody výzkumu jaderných procesů a pomocí ní učiněné objevy týkající se mezonů

1951 Sir John Douglas Cockcroft a Ernest Thomas Sinton Walton

- za průkopnický výzkum transmutace atomových jader pomocí uměle urychlených atomových částic

1952 Felix Bloch a Edward Mills Purcell

- za rozvoj nových metod pro přesná měření jaderného magnetismu a s tím spojené objevy

1953 Frits (Frederik) Zernike

- za objev fázově kontrastní metody, zejména za vynález fázově kontrastního mikroskopu 63

1954 Max Born Walther Bothe

1955 Willis Eugene Lamb Polykarp Kusch

- za zásadní výzkum v kvantové mechanice, zejména za statistickou interpretaci vlnové funkce - za vynález koincidenční metody a s ní vytvořené objevy - za objevy týkající se jemné struktury vodíkového spektra - za přesné určení magnetického momentu elektronu

1956 William Bradford Shockley, John Bardeen a Walter Houser Brattain

- za výzkum polovodičů a objev tranzistorového jevu

1957 Jang Čen-ning a Li Čang-tao

- za průlomový výzkum zákonů parity, který vedl k důležitým objevům týkajících se elementárních částic

1958 Pavel Alexejevič Čerenkov - za objev a interpretaci Čerenkovova(Павел Алексеевич Черенков), Vavilova jevu Ilja Frank (Илья Михайлович Франк) a Igor Jevgeněvič Tamm (Игорь Евгеньевич Тамм)

1959 Emilio Gino Segre a Owen Chamberlain

- za jejich objev antiprotonu

1960 Donald Arthur Glaser

- za vynález bublinkové komory

1961 Robert Hofstadter

- za průkopnický výzkum rozptylu elektronů na atomových jádrech a tím dosažené objevy týkající se struktury nukleonů

Rudolf Ludwig Mössbauer

1962 Lev Davidovič Landau (Лев Давидович Ландау)

- za výzkum rezonanční absorpce gama záření a s tím spojený objev po něm pojmenovaného jevu - za průkopnický výzkum kondenzovaných stavů hmoty, zejména tekutého hélia

64

1963 Eugene Paul Wigner

Maria Goeppert-Mayer a J. Hans D. Jensen

- za příspěvky k teorii atomového jádra a elementárních částic, zejména objev a aplikaci fundamentálních principů symetrie - za jejich objevy týkající se orbitalů v atomových jádrech

1964 Charles Hard Townes, Nikolaj Gennadijevič Basov (Николай Геннадиевич Басов) a Alexandr Prochorov (Александр Михайлович Прохоров)

- za zásadní výzkum v oboru kvantové elektroniky, který vedl ke konstrukci oscilátorů a zesilovačů založených na principu maserů a laserů

1965 Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger a Richard P. Feynman

- za zásadní práci na kvantové elektrodynamice s hlubokými důsledky pro fyziku elementárních částic

1966 Alfred Kastler

- za objev a rozvoj optických metod pro studium hertzovských rezonancí v atomech

1967 Hans Albrecht Bethe

- za příspěvky k teorii jaderných reakcí, zejména objevy týkající se získávání energie ve hvězdách

1968 Luis Walter Alvarez

- za rozhodující příspěvky k fyzice elementárních částic, zejména objev velkého množství rezonančních stavů, umožněné jeho předchozím rozvojem technik vodíkové bublinkové komory a datové analýzy

1969 Murray Gell-Mann

- za příspěvky a objevy ohledně klasifikace elementárních částic a jejich interakcí

1970 Hannes Olof Gösta Alfvén

- za zásadní práci a objevy v oboru magnetohydrodynamiky, s plodným uplatněním v různých částech plazmové fyziky - za zásadní práci a objevy týkající se antiferromagnetismu a ferrimagnetismu, které vedly k důležitým aplikacím ve fyzice pevné fáze

Louis Eugene Félix Néel

65

1971 Dénes Gábor

- za objev a rozvoj holografie

1972 John Bardeen, Leon Neil Cooper a John Robert Schrieffer

- za jejich společnou teorii supravodivosti, obvykle nazývanou „BCS teorie“

1973 Leo Esaki a Ivar Giaever

- za experimentální objevy týkající se tunelování v polovodičích a supravodičích - za teoretické předpovědi vlastností proudu vedeného skrz tunelovanou bariéru, zejména jevu známého jako Josephsonův jev

Brian David Josephson

1974 Sir Martin Ryle a Antony Hewish

- za průkopnický výzkum v oblasti rádiové astrofyziky: Ryle za pozorování a vynálezy, zejména techniku aperturové syntézy, Hewish za rozhodující úlohu při objevu pulsarů

1975 Aage Niels Bohr, Ben Roy Mottelson a Leo James Rainwater

- za objev vztahů mezi pohybem jádra a pohybem částic uvnitř jádra a rozvoj teorie struktury atomových jader na základě těchto vztahů

1976 Burton Richter a Ting Čao-čung - za průkopnickou práci při objevu nového druhu těžké elementární částice 1977 Philip Warren Anderson, Sir Nevill Francis Mott a John Hasbrouck van Vleck

- za zásadní teoretické výzkumy elektronové struktury magnetických a neuspořádaných systémů

1978 Pjotr Leonidovič Kapica (Пётр Леонидович Капица) Arno Allan Penzias a Robert Woodrow Wilson

- za zásadní vynálezy a objevy v oblasti fyziky nízkých teplot - za objev reliktního mikrovlnného záření

1979 Sheldon Lee Glashow, Abdus Salam a Steven Weinberg

- za příspěvky k teorii sjednocené elektroslabé interakce mezi elementárními částicemi, včetně předpovědi neutrálních proudů

66

1980 James Watson Cronin a Val Logsdon Fitch

- za objev narušení fundamentálních principů symetrie při rozpadu neutrálních K-mezonů

1981 Nicolaas Bloembergen a Arthur Leonard Schawlow

- za příspěvky k rozvoji laserové spektroskopie

Kai Manne Boerje Siegbahn

- za příspěvek k rozvoji elektronové spektroskopie s vysokým rozlišením

1982 Kenneth G. Wilson

- za teorii kritických jevů v souvislosti s fázovými přechody

1983 Subrahmanyan Chandrasekhar

- za teoretický výzkum fyzikálních procesů důležitých pro strukturu a vývoj hvězd - za teoretický a experimentální výzkum jaderných reakcí důležitých pro vývoj chemických prvků ve vesmíru

William Alfred Fowler

1984 Carlo Rubbia a Simon van der Meer

- za rozhodující příspěvky k rozsáhlému projektu vedoucímu k objevu intermediálních částic Částice W a Částice Z, zprostředkovatelů slabé interakce

1985 Klaus von Klitzing

- za objev kvantového Hallova jevu

1986 Ernst Ruska

- za zásadní práci v elektronové optice a za návrh prvního elektronového mikroskopu - za návrh řádkovacího tunelového mikroskopu

Gerd Binnig a Heinrich Rohrer

1987 Johannes Georg Bednorz a Karl Alexander Müller

- za průlomový objev supravodivosti v keramických materiálech

1988 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger

- za metodu neutrinového svazku a demonstraci existence leptonových dubletů objevem mionového neutrina

1989 Norman Foster Ramsey

- za vynález metody separovaných oscilujících polí a její použití ve vodíkových maserech a jiných atomových hodinách - za vývoj metody iontové pasti

Hans Georg Dehmelt a Wolfgang Paul

67

1990 Jerome Isaac Friedman, Henry Way Kendall a Richard Edward Taylor

- za průkopnický výzkum týkající se hlubokých nepružných rozptylů elektronů na protonech a vázaných neutronech, které měly zásadní význam pro vývoj kvarkového modelu částicové fyziky

1991 Pierre-Gilles de Gennes

- za objev, že metody vyvinuté pro studium jevů v jednoduchých uspořádaných systémech lze zobecnit na složitější formy hmoty, zejména tekuté krystaly a polymery

1992 Georges Charpak

- za vynález a vývoj částicových detektorů, zejména drátěné komory

1993 Russell Alan Hulse a Joseph Hooton Taylor Jr.

- za objev nového typu pulsaru, který otevřel nové možnosti pro studium gravitace

1994 Bertram Neville Brockhouse, Clifford Glenwood Shull

- za příspěvky k rozvoji studia kondenzovaných stavů hmoty pomocí spektroskopie neutronů: Brockhouse za rozvoj neutronové spektroskopie, Shull za rozvoj techniky difrakce neutronů

1995 Martin Lewis Perl, Frederick Reines

- za průkopnické experimentální příspěvky leptonové fyzice: Perl za objev leptonu tau, Reines za detekci neutrina

1996 David Morris Lee, Douglas Dean Osheroff a Robert Coleman Richardson

- za objev supratekutosti v héliu 3

1997 Ču Ti-wen, Claude CohenTannoudji a William Daniel Phillips

- za rozvoj metod ochlazování a záchytu atomů pomocí laserového světla

1998 Robert B. Laughlin, Horst Ludwig Störmer a Cchuej Čchi

- za objev nového druhu kvantové kapaliny s neceločíselnými excitacemi (viz Kvantový Hallův jev)

1999 Gerardus't Hooft a Martinus J. G. Veltman

- za objasnění kvantové struktury elektroslabých interakcí

68

2000 Žores Ivanovič Alferov (Жорес Иванович Алферов) Herbert Kroemer

Jack St. Clair Kilby

- za zásadní práci v oboru informační a telekomunikační technologie - za vývoj heterogenních polovodičových struktur používaných ve vysokorychlostní elektronice a optoelektronice - za jeho podíl na vynálezu integrovaného obvodu

2001 Eric Allin Cornell, Wolfgang Ketterle a Carl Edwin Wieman

- za dosažení Bose-Einsteinova kondenzátu na zředěných parách alkalických atomů a principiální výzkum vlastností tohoto kondenzátu

2002 Raymond Davis Jr. a Masatoši Košiba Riccardo Giacconi

- za průkopnické příspěvky k astrofyzice, zejména detekci kosmických neutrin - za průkopnické příspěvky astrofyzice, které vedly k objevu kosmických zdrojů rentgenového záření

2003 Alexej Alexejevič Abrikosov (Алексей Алексеевич Абрикосов), Vitalij Lazarevič Ginzburg (Виталий Лазаревич Гинзбург) a Sir Anthony James Leggett

- za průkopnické příspěvky k teorii supravodičů a supratekutin

2004 David Jonathan Gross, H. David - za objev asymptotické volnosti v teorii Politzer a Frank Wilczek silné interakce 2005 Roy Glauber, John Hall a Theodor Hänsch

- za různé objevy v oblasti optiky (za příspěvek k rozvoji laserové spektroskopie–Hall, Hänsch resp. kvantové teorie optické koherence – Glauber)

2006 John C. Mather a George F. Smoot

- za objev toho, že reliktní záření pocházející z vesmíru má podobu záření absolutně černého tělesa, a zjištění anizotropie v tomto záření

2007 Albert Fert a Peter Grünberg

- za objev obří magnetorezistence (GMR)

69