Proč je příroda přibližně symetrická: Vysvětlení a úvahy

Svět je ve své podstatě jednoduchý, jinak by nebyl poznatelný. Úžasné je, že až tomu Vesmíru, co má v reálu několik fyzikálních dimenzí, závidím. Ano, paní Šustová, zbytečně složitá terminologie, viďte. A nejen ve fyzice, třeba i v medicíně - takových zbytečných a mnohdy i latinských názvů, a přitom jde v základě o zdraví. Nebo geologie - takových matoucích odborných pojmů, a přitom jde o šutry. Biologie, další příklad přebujelé terminologie, základem je přitom život.

Symetrie a zákony přírody

Známé přírodní zákony mají řadu symetrií, zmínili jsme se jen o některých z nich. Zdůrazněme ale, že je třeba dobře rozlišovat mezi symetrií zákona a symetrií jednoho určitého děje. Roztočíme-li vlčka, točí se zcela určitým směrem. Symetrie zákonů makroskopické mechaniky spočívá v tom, že jej lze roztočit i opačně. Konkrétní děj může ovšem určitou symetrii narušit - symetrie zákonů se týká všech možných jevů.

Planety v centrálně symetrickém poli se nepohybují po kružnicích, nýbrž obecně po elipsách. Centrální symetrie se projevuje tím, že tuto symetrii jeví soubor všech možných drah. U neutrinových „vlčků“ je však narušena symetrie obecného zákona - všechna neutrina se točí stejně vzhledem k vektoru jejich rychlosti, opačná rotace je zakázaná.

Relativita a souřadnicové systémy

Pokud byste si ale přesto chtěla zbytečně komplikovat život, pak byste se mohla zamyslet nad tím, jak to, že funguje třeba GPS navigace ve Vašem mobilu. Ale pozor, varuji Vás, zjistila byste, že znalost „pravých“ dimenzí Vám nestačí, ale že musíte velmi dobře vědět, v jakém souřadném systému pracujete. Také byste s překvapením zjistila, že se souřadných systémů používá hodně, vzájemně odlišných, že každý z nich je jinak definován, a že je důležité detailně znát převodní vztahy mezi nimi.

Ve FLRW metrice,.. ne všechny souřadnicové systému jsou si fyzikálně rovnocenné,.. časovém rozměru,..

Čtěte také: Důvody, proč je příroda lepší než město

Už úplně základní "prázdný" Minkowského prostoročas v kartézkých souřadnicích vypadá jako stacionární Euklidovský prostor, a přitom v pseudosférických souřadnicích vypadá jako rozpínající se hyperbolický prostor. Tentýž prostoročas, jen jinak zavedená časová souřadnice. Obě ty souřadnicové soustavy jsou velmi pěkné. Kartézské souřadnice vystihují translační symetrii vesmíru, pseudosférické souřadnice vystihují Lorentzovskou symetrii. Kartézské souřadnice popisují celý vesmír, pseudosférické zas jen vnitřek světelného kuželu, čímž vystihují kauzalitu. Euklidovská i hyperbolická geometrie jsou dva ze tří základních typů geometrie, obě jsou homogenní a izotropní. Kartézské souřadnice jsou "globalistické", (pseudo)sférické jsou "centristické".

Ona totiž OTR zná něco jako ideální délku a ideální čas, a obojí umí ve zvolené soustavě souřadnic a při zadané metrice spočíst. Tyto veličiny, ideální délka a ideální čas, korespondují v lokálně inerciálních soustavách přesně s tím, co očekáváme, tzn. s klasickou vzdáleností, kterou můžeme definovat např. pomocí roztečí atomů v kubickém krystalu, a s klasickým časovým intervalem, který můžeme definovat např.

Schwarzschildovo řešení

Nejdůležitější závěr předcházející kapitoly byl, že chceme-li konkrétně popsat a následně pracovat s gravitací jako zakřiveným prostoročasem, potřebujeme znát odpovídající metriku. K jejímu nalezení slouží tzv. Einsteinovy rovnice (ER, někdy se také používá Einsteinovy polní rovnice nebo Einstenův gravitační zákon), které už ale svou složitostí překračují naše momentální možnosti a zájemce si o nich může detailnější informace zjistit jistě sám. Ale i když je řešení této soustavy rovnic matematicky komplikované, její základní filozofie je vcelku jednoduchá.

Je názorné představit si rovnice jako stroj. V tomto případě je vstupem matematický popis rozložení hmoty, energie a dalších přidružených veličin v prostoru, a výstupem je pak metrika daného prostoročasu (nebo aspoň jeho části). Stručně řečeno: „Řekni mi, jak je rozložena hmota (atd.), a já ti řeknu, jak se zakřiví prostoročas kolem“. To se sice snadno řekne, ale hůře reálně udělá. ER jsou natolik komplikované, že dodnes existuje jen několik jejich přesných řešení, tj. několik konkrétních fyzikálních situací, kdy jsme schopni dopočítat se výsledného zakřivení prostoročasu.

My se tedy nebudeme pouštět do komplikovaného matematického řešení, ale místo toho si vypůjčíme a rozebereme nejjednodušší a přitom pro naše pochopení nejdůležitější situaci, tzv. Schwarzschildovo řešení (čistě technicky vzato je nejjednodušším řešením Einsteinových rovnic plochý prostoročas, tj. tehdy když v okolí nejsou žádné gravitující zdroje, ale tato situace pro nás není teď zajímavá). Karl Schwarzschild byl německý fyzik a astronom, který v roce 1916, krátce po Einsteinově uveřejnění finální podoby jeho polních rovnic, jako první přišel s jejich přesným řešením (je zajímavé, že k tomu objevu přišel na válečné frontě, protože tehdy zuřila první světová válka a Schwarzschild sloužil jako poručík u dělostřelectva a prováděl výpočty balistických křivek).

Čtěte také: Ekologické zemědělství v ČR: Vývoj

Ke svému řešení došel za jistých zjednodušujících podmínek, totiž že gravitující těleso je sféricky symetrické a nerotuje. Je vhodné si hned rozmyslet, o jak velké zjednodušení se jedná. V našem povídání budeme často Schwarzschildovo řešení aplikovat na nám známá vesmírná tělesa jako je Země a Slunce, i když je běžně známo, že obě tělesa nejsou zcela přesně kulová a rotují kolem své osy. Když se ale například podíváme na Zemi, najdeme, že její rovníkový poloměr je přibližně \(6378\:\text{km}\) a polární přibližně \(6357\:\text{km}\). Člověku se tento rozdíl cca \(21\:\text{km}\) může zdát velký, ale musíme si uvědomit, že v porovnání s velikostí planety je to opravdu málo.

Vezmeme-li rovníkový poloměr jako výchozí, pak je Země na pólech zploštělá jen o přibližně \(0{,}3\:\%\) této hodnoty. Pokud bychom si to představili na bowlingové kouli o průměru zhruba \(22\:\text{cm}\), znamená to, že koule by mohla být v jednom směru zploštělá o zhruba \(0{,}7\:\text{mm}\). To jistě není něco, co bychom dokázali od oka poznat, a bowlingovou kouli bychom považovali za skutečnou kouli. Stejně tak je i naše planeta natolik podobná kouli, že se k ní tak můžeme v dobrém přiblížení chovat (což už vlastně po celou dobu tohoto textu děláme).

Rotace a Kerrovo řešení

Rotaci jistě Zemi upřít nemůžeme. Umíme dokonce i spočítat, jak rychle rotuje. Pomocí známého vzorečku pro obvodovou rychlost při kruhovém pohybu \(v=2\pi R_\text{Z}/T_\text{Z}\) můžeme pomocí rovníkového poloměru Země \(R_\text{Z}\) a periody otáčení \(T_\text{Z}\) (přibližně \(24\) hodin) spočítat rychlost, se kterou se s námi Země otáčí, když stojíme na rovníku (tam je tato rychlost otáčení největší, směrem k pólům se zmenšuje). Vyjde nám \(v\:\dot{=} \:464\:\text{m}/\text{s}\).

To se samozřejmě zdá být poměrně velká rychlost v lidském měřítku, ale vzpomeňme si na speciální relativitu. Tam jsme viděli, že jelikož v porovnání s rychlostí světla (přibližně \(300 000\:\text{km}/\text{s}\)) je tato rychlost zanedbatelně malá, běžně při ní efekty speciální relativity nepozorujeme (vzpomeňte na tabulku 3.1). Zde je to podobné. Existuje totiž i řešení Einsteinových polních rovnic pro případ rotujícího tělesa, tzv. Kerrovo řešení, ale to už spadá opravdu mimo rámec možností tohoto textu. Už jen to, že bylo objeveno až \(47\) let po tom Schwarzschildově, značí, že se jedná o poměrně komplikovanou záležitost. Podstatné ale je, že Kerrovo řešení pro nulovou (či zanedbatelně malou) rotaci daného tělesa přechází v to Schwarzschildovo.

Otázkou samozřejmě je, co to přesně znamená zanedbatelně pomalá rotace. Pro konkrétní vysvětlení bychom ale už příliš museli zabíhat do popisu Kerrova řešení. Zájemci se tedy mohou více dozvědět například na Wikipedii. Rotace gravitujícího objektu s sebou nese zajímavé efekty jako např. tzv. strhávání vztažných soustav (frame-dragging). V tuto chvíli není v našich silách se takovou situací zabývat, ale alespoň poznamenejme, že existují experimenty, které již podobné efekty v okolí Země změřily, např.

Čtěte také: Ekologické a ekonomické aspekty obnovitelných zdrojů

Zjednodušení a rovníková rovina

Ještě než se podíváme na Schwarzschildovu metriku, připomeňme si ještě jedno příjemné zjednodušení. V předchozí kapitole jsme se zmiňovali o tom, že jak v klasické mechanice, tak v relativitě platí, že pokud je zdroj gravitace sféricky symetrický (což je situace, které se teď budeme věnovat), bude se pohyb libovolného obíhajícího tělesa odehrávat pouze v jedné rovině. To by se samozřejmě správně mělo odvodit matematicky, ale my opět vystačíme s jednoduchou představou.

Připomeňme si, jak to bylo. Představte si třeba satelit obíhající kulovou planetu. Dráha satelitu je stáčena gravitací, ale ta působí ve směru pomyslné spojnice satelitu a planety. Pokud tedy satelit vypustíme například v rovině rovníku, bude „zatáčet“ vždy směrem k planetě a nemá důvod uhnout ani nad severní ani nad jižní polokouli. Obíhá tedy stále ve stejné rovině. Podobná úvaha bude platit, i když satelit vypustíme jiným směrem než ve směru rovníku. Stále bude obíhat v jedné rovině (obrázek 4.36 nahoře) určené počáteční rychlostí tělesa a jeho spojnicí se středem planety.

Ba co víc, protože je situace sféricky symetrická, můžeme si ji libovolně natočit, jak nám vyhovuje (obrázek 4.36 dole). Proto se v této kapitole budeme zabývat právě pouze rovníkovou (nebo také ekvatoriální) rovinou (v řeči kartézských soustav rovinou xy). Obrázek 4.36 Nahoře: Těleso obíhající kolem sféricky symetrického tělesa obíhá v jedné rovině. Dole: Situaci si můžeme vždy natočit tak, aby daná rovina byla v našem popisu horizontální (tzv.

Metrika a souřadnice

Připomeňme si, že metrika kartézské roviny \(xy\) je jednoduše \((\text{d}s)^2=(\text{d}x)^2+(\text{d}y)^2\) (rozdíly v souřadnici \(z\) jsou nulové). Pokud se na tuto rovinu budeme dívat jako na řez plochým prostoročasem (tedy zatím žádná gravitace), bude prostoročasová metrika této roviny \((\text{d}s)^2=-c^2(\text{d}t)^2+(\text{d}x)^2+(\text{d}y)^2\) (případně stačilo vzít jen vzorec (4.20) a omezit se na rovinu \(xy\)), kde souřadnice \((t,x,y)\) patří k nějaké námi zvolené inerciální vztažné soustavě. Pravoúhlé souřadnice nejsou v našem případě příliš praktické (hodně se budeme zabývat například vzdáleností od gravitujícího tělesa), takže si připomeňme polární souřadnice.

Je to alternativní způsob popisu roviny, kdy místo kartézských souřadnic \((x,y)\) každému bodu přiřadíme jeho vzdálenost od počátku \(r\) (takové souřadnici se říká radiální) a úhel \(\varphi\), který svírá spojnice daného bodu a počátku s osou \(x\) (mrkněte znovu na obrázek 4.35). Prostoročasovou metriku roviny získáme také snadno. Protože u plochého prostoročasu nejsou časové a prostorové části metriky promíchány, stačí místo prostorové části metriky použít její verzi v polárních souřadnicích (4.17).

kde \(G\) je Newtonova gravitační konstanta, \(M\) je hmotnost tělesa a \(c\) je samozřejmě rychlost světla ve vakuu, takže metrika obsahuje dvě univerzální přírodní konstanty a parametr popisující situaci. Než se dostaneme k nějakým fyzikálním aplikacím, musíme prozkoumat několik důležitých vlastností této metriky včetně významu použitých souřadnic \((t,r,\varphi)\). Začněme úhlovou souřadnicí \(\varphi\), protože to bude nejrychlejší. Porovnáme-li metriky \eqref{4.21} a \eqref{4.22}, vidíme, že v nich úhlová souřadnice vystupuje zcela stejně. I celý člen \(r^2(\text{d}\varphi)^2\) vypadá naprosto stejně (jak ale uvidíme, význam souřadnice \(r\) bude jiný).

Gravitační dilatace času a vlastní čas

Prakticky to znamená, že v tečném směru (myšleno tečně k pomyslné kružnici \(r=konst\)) se neděje nic nového. To není tak udivující, když si uvědomíme, že celá situace je sféricky symetrická (v našem případě roviny spíše pouze kruhově symetrická). Tím pádem nemůže záležet na tom, na jaké úhlové souřadnici (tj. jakým směrem od zdroje) se nacházíme. O něco delší, ale stále celkem rychlý bude rozbor časové souřadnice \(t\), nazývané také souřadnicový čas. Již jsme se zmiňovali o tzv. gravitační dilataci času neboli skutečnosti, že v gravitačním poli plyne obecně čas v různých místech různě.

Vidět je to přímo z metriky \eqref{4.22}. Pokud budeme stát na místě, tj. Nyní je třeba si připomenout vlastní čas, který jsme si zatím jen zmínili ve třetí části. Tam jsme ukázali, že různým pozorovatelům může obecně různě plynout čas, a proto je třeba mezi nimi rozlišovat. Náš vlastní čas je ten, který nám pomyslně odtikává na hodinkách na ruce. Definičně je to čas v naší klidové soustavě. Označme si ho, jak je v relativitě zvykem \(\tau\) (tedy řeckým písmenem tau, které se ve fyzice používá skoro vždy, když už máme \(t\) zabrané).

Vlastní čas a vzdálenost

Pro vlastní čas z definice platí \((\text{d}s)^2=-c^2(\text{d}\tau)^2\) (což jsme ukázali v části o STR, pouze pro konečné rozdíly \(\Delta\) a ne nekonečně malé, které musíme používat v OTR, ale zde to platí stejně). Mínus v definici vlastního času je v pořádku, protože jak jsme se zmiňovali, kvadrát prostoročasového intervalu mezi dvěma událostmi, mezi kterými se pohybujeme podsvětelnou rychlostí (což my jako hmotná tělesa ani jinak nedokážeme), je v naší konvenci záporný. Definici vlastního času je dobré chápat tak, že pokud jsme přítomni dvěma událostem, dělí je z pohledu naší klidové soustavy pouze čas, nikoli prostor. Například vzpomeňte na relativistickou raketu z minulé části, která letěla mezi Zemí a Marsem. V soustavě rakety byla vzdálenost mezi odletem ze Země a příletem na Mars \(\Delta x^\prime\) nulová, protože raketa byla přítomna oběma událostem, takže se z jejího pohledu staly na stejném místě.

Tato vztah nám prakticky ukazuje souvislost mezi vlastním časem libovolného stojícího pozorovatele a plynutím časové souřadnice \(t\). Abychom ale konečně objasnili její význam, musíme si představit, že v rovnici \eqref{4.24} půjdeme se souřadnicí \(r\) velmi daleko. Ačkoli za chvilku uvidíme, že \(r\) nemá přímo význam radiální vzdálenosti od středu centrálního tělesa, i tak to znamená vzdalovat se směrem pryč. S narůstající vzdáleností je ve jmenovateli zlomku pod odmocninou čím dál tím větší číslo a zlomek je tím pádem čím dál tím menší.

Pokud se pomyslně vzdálíme tak daleko, až bude zlomek prakticky nerozeznatelný od nuly (matematicky řečeno až se vzdálíme do nekonečna), bude pod odmocninou jednička. Jedná se prakticky o limitní proces, ale pokud jste na limity zatím nenarazili, přidržte se prostě té praktické představy být tak daleko, že už rozdíl zmíněné odmocniny a jedničky bude pod naši rozlišovací schopnost. Matematicky zapsáno \(\text{d}\tau\rightarrow\text{d}t\) pro \(r\rightarrow+\infty\) (což čteme „\(\text{d}\tau\) se blíží k \(\text{d}t\) pro \(r\) jdoucí do plus nekonečna“). To znamená, že \(t\) má význam vlastního času pozorovatele velmi vzdáleného od centrálního tělesa. Natolik vzdáleného, že prakticky necítí jeho gravitační účinky.

Schwarzschildův poloměr

Proč používáme právě tento čas jako souřadnici? Vzorec \eqref{4.24} naznačuje, že statickým pozorovatelům na různých radiálních souřadnicích plyne čas různě. To je právě efekt gravitační dilatace času. Nejste-li na stejném místě, bude vám a vaší kamarádce plynout čas jinak. Na čem se ale shodnete, je čas nekonečně vzdáleného pozorovatele \(t\), který si můžete z \eqref{4.24} oba dopočítat. Je to analogické tomu, když se na různých místech na Zemi používal čas Greenwichského poledníku pro synchronizaci hodin na celém světě (zde ale nejde samozřejmě o dilataci času, ale časová pásma).

Srovnáme-li opět metriky \eqref{4.21} a \eqref{4.22}, vidíme, že se jejich radiální členy, tj. ty s \((\text{d}r)^2\), znatelně liší. Nejen díky tomu už souřadnice \(r\) nemá přímo význam vzdálenosti od středu, jak jsme byli dosud zvyklí. Možná že máte z matematiky vycvičené oko a všimli jste si jmenovatele, ve kterém se odčítá a který obsahuje \(r\). To znamená, že je teoreticky možné, aby byl nulový, což je situace, která se nám v matematice samozřejmě vůbec nezamlouvá. Dělit nulou rozhodně nemůžeme. Kdy tento případ nastane? Poslední výraz, který jsme si označili \(r_\text{S}\), se v OTR objevuje docela často a má také svůj název - Schwarzschildův poloměr.

Jak ještě uvidíme, používá se zejména v souvislosti s černými dírami. Kromě univerzálních konstant závisí pouze na hmotnosti centrálního tělesa. Prozatím to pro nás bude jakási podivná hodnota, pro kterou metrika \eqref{4.22} přestává fungovat. Ve jmenovateli radiálního členu dělíme nulou a časový člen se vynuluje. To je první náznak toho, že se patrně nebude jednat o jednoduchou radiální vzdálenost, protože při jedné své konečné hodnotě nám z matematického hlediska přestanou vycházet smysluplné hodnoty. Je to trochu jakoby vám pásmový metr přestal fungovat, jakmile se dostanete třeba ke značce \(10\:\text{cm}\).

V pozdější kapitole, která se dotýká problematiky černých děr, se na tuto oblast budeme muset lépe zaměřit. Zatím místo toho ale ukažme, že v běžných aplikacích si s touto podivnou hodnotou nemusíme lámat hlavu. Zkusme si pro názornost do Schwarzschildova poloměru dosadit pro dvě nám velmi známá vesmírná tělesa, Zemi a Slunce.

Z tabulky vidíme, že jak Země, tak Slunce (a podobně to dopadne i pro jakýkoli reálný hmotný objekt s výjimkou černých děr) je mnohonásobně větší než jejich příslušný \(r_\text{S}\) (dokonce natolik, že můžeme pro toto srovnání ještě na chvilku ignorovat, že souřadnice \(r\) nemá přesně význam poloměru). Znamená to, že pro jakékoli běžné situace, ať už jste na povrchu planety, obíháte ji anebo třeba nějakou hvězdu, nikdy se nemůžete dostat na úroveň Schwarzschildova poloměru, takže nás podivné chování metriky pro tuto hodnotu souřadnice nemusí nutně trápit. Je třeba se jím zabývat až v situaci, kdy je rozměr tělesa srovnatelný s jeho hodnotou \(r_\text{S}\) či (alespoň teoreticky) menší. Proto se také odteď dohodněme, že nebude-li řečeno jinak, budeme vždy uvažovat hodnoty \(r>r_\text{S}\). Tím se zároveň vyhneme i druhé problematické hodnotě souřadnice \(r\).

Další hodnota, která nám matematicky podle (4.22) vadí je \(r=0\), protože pak máme nulu ve jmenovateli zlomku. Narazili jsme tak na první náznaky po...

Chiralita a symetrie v mikrokosmu

V mikrokosmu je při některých dějích parita porušena. Například částice zvané neutrina mají spin, který si pro tuto diskusi můžeme představit jako rotaci neutrina kolem jeho osy. A tato rotace je vždy taková, že neutrino rotuje kolem směru své rychlosti vždy doleva.

Existence neutrin byla předpovězena W. Paulim v souvislosti s rozpadem volného neutronu - aby se při něm zachovávala energie i hybnost, musí vznikat ještě další částice s nulovým elektrickým nábojem. Nejsou z antihmoty? Ne, v poslední větě předchozího odstavce jsem se nespletl. Při beta-rozpadu neutronu nevzniká neutrino, ale antineutrino. Dnes víme, že ke každé částici existuje její antičástice - k elektronu patří pozitron (s opačným nábojem, ale jinak stejnými vlastnostmi), názvy ostatních se tvoří prostě jen přidáním předpony anti-, a fotony (kvanta elektromagnetického záření) jsou svými vlastními antičásticemi. Antineutrina jsou pravotočivá, zatímco neutrina levotočivá.

Zákony týkající se procesů s neutriny narušují paritu, ale mají kombinovanou symetrii - ve světě za zrcadlem to vypadá stejně jako u nás, nahradíme-li zároveň neutrina antineutriny. Tím ale vzniká další pochybnost, zda jsme problém „vpravo - vlevo“ vyložili mimozemšťanům dobře. Co když jsou z antihmoty, jejich antineutron se rozpadá na antiproton, pozitron a neutrino, a proto naši pravotočivost chápou právě naopak?

Kombinovaná CP-symetrie, kterou mají neutrina, je porušena u K-mezonů - ozrcadlené antiK-mezony se chovají jinak než K-mezony v našem světě. Hodiny jdou pozpátku… Co se zdá být „svatým“ zákonem symetrie, je invariance CPT, tedy neměnnost základních zákonů při nahrazení částic antičásticemi, ozrcadlení a inverzi času.

Rozhodně se nepředpokládá, že by se příčina chirální asymetrie u molekul měla hledat v chirální asymetrii u elementárních částic.

Narušení symetrie a vznik vesmíru

Makoto Kobajaši a Tošihide Maskawa popsali narušení symetrie, které se objevilo na samotném počátku vesmíru, při velkém třesku před přibližně čtrnácti miliardami let. Pokud, jak teorie předpokládá, na začátku existovalo stejné množství hmoty i antihmoty, měly by se vzájemně anihilovat. Nestalo se tak, protože ve vesmíru zřejmě na každých 10 miliard částic antihmoty připadalo o jednu částice klasické hmoty více. Tato desetimiliardtina hmoty tedy počáteční anihilaci přečkala. Vděčíme za to právě narušení symetrie.

Co přesně se na počátku vesmíru událo, ale ještě stále nevíme. Odpověď by mohl poskytnout nový urychlovač částic LHC, jehož start se kvůli technickým potížím posunul na začátek příštího roku. Důkazy tohoto narušení symetrie se objevily v experimentech v roce 1964, japonští vědci jejich vysvětlení nabídli v roce 1972. Jejich řešení ale vyžadovalo existenci tří nových typů kvarků.

Tyto v té době hypotetické, pouze teorií předpovězené kvarky byly experimentálně potvrzeny až o mnoho let později. Poslední z nich, top kvark, dokonce až v roce 1995.

Proč je vesmír tak složitý?

Proč mají různé částice různou hmotnost? (Nejhmotnější z nich, top kvark, je třistatisíckrát hmotnější než elektron.) A proč ve vesmíru existují čtyři různé síly (slabá a silná interakce, elektromagnetická síla a gravitace) místo jedné síly univerzální? Většina fyziků dnes soudí, že původní symetrii sil zničil jeden typ spontánního narušení symetrie, takzvaný Higgsův mechanismus. Ten způsobil oddělení čtyř sil a dal všem částicím jejich hmotnost.

Spontánní narušení symetrie můžeme zjednodušeně ilustrovat obrázkem rotující tužky. Dokud se točí, je zcela symetrická - ze všech stran se nám jeví stejně. Jakmile se tužka dotočí a spadne, o svou symetrii přijde. Zato se dostane do mnohem stabilnějšího stavu o minimální energii.

Takové spontánní narušení symetrie v roce 1960 matematicky popsal Yoichiro Nambu.

tags: #proc #je #priroda #priblizne #symetricka #vysvetleni

Oblíbené příspěvky:

• Druhy kotlů
• Studie o znečištění ovzduší v ČR
• Rejnok: Ohrožený druh
• Sanace půdy kontaminované olejem
• Statistiky sexuálního zneužívání dětí