Obsah Obsah

Inflační vesmír  Minulost a budoucnost

Kosmologie | Současná kosmologie

Supernovy typu Ia

Odhad velikosti základních kosmologických parametrů, jako je například Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek., se vždy potýkal s přesným určením velkých vzdáleností ve vesmíru. Čím vzdálenější objekty, tím hrubší byl odhad vzdálenosti. U nejbližších objektů lze využít trigonometrie, například měřením paralaxyParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″. blízkých hvězd. Na středních vzdálenostech pomohou cefeidyCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912. – proměnné hvězdy u nichž je známa závislost svítivosti na periodě. Ze změřené periody se spočte skutečný zářivý výkon cefeidy a z její relativní magnitudy na obloze potom určíme, jak je ve skutečnosti daleko. Metoda cefeid pomáhá i v blízkých galaxiích. V kosmologických vzdálenostech ale do konce 20. století byly prováděny jen hrubé odhady. Chyběla „standardní svíčka“, pomocí které by se určovaly vzdálenosti ve vesmíru.

Na konci dvacátého století se k určování vzdálenosti začaly používat, jako zdaleka viditelné standardní svíčky, supernovy typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.. Supernova typu la je závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy, ve které dochází k přenosu látky z obra (nebo jiné hvězdy) na bílého trpaslíkaBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS., který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy mezeChandrasekharova mez – Mez stability bílého trpaslíka. Nad hodnotou 1,4 MS je bílý trpaslík nestabilní a rozmetá ho termojaderná exploze. Mez spočítal indický fyzik Subramanyan Chandrasekhar. (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C, O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se explozivně projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnostiJasnost – osvětlení vyvolané hvězdou nebo jiným tělesem v rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Logaritmická míra této veličiny se nazývá hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost je vázána na vzdálenost a pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m2m1 = 2,5 log I1 / I2.
lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze jednoznačně identifikovat podle tvaru jejího spektra. Navíc jsou tyto objekty ve vesmíru relativně časté, v průměrné galaxii dojde ke dvěma explozím za století.

Supernova typu Ia

Supernova typu Ia. Jednotlivé fáze od přetoku hmoty až po samotnou explozi.
Zdroj: Science Daily.

V letech 1998 a 1999 prováděly měření vzdálenosti a červeného posuvu (a tím expanzní funkce) supernov Ia dvě nezávislé vědecké skupiny. Jedna byla vedená Saulem Perlmutterem (Lawrence Berkeley National LaboratoryLBNL – Lawrence Berkeley National Laboratory. Jedna z nejproslulejších světových laboratoří založená v roce 1931 Ernestem Orlando Lawrencem, nositelem Nobelovy ceny za fyziku pro rok 1939 za vynález cyklotronu. Laboratoř je řízena Kalifornskou univerzitou a dodnes v ní pracovalo 11 nositelů Nobelovy ceny., 1999) a druhá Adamem Riessem (Space Telescope Science InstituteSTSI – Space Telescope Science Institute. Vědecký ústav pro přípravu programu a zpracování dat z Hubblova dalekohledu a v budoucnosti z dalekohledu Jamese Webba. Ústav byl založen v roce 1981., Baltimore, 1998). Obě skupiny na vybraném souboru supernov určovaly dvě veličiny: vzdálenost z jejich skutečné jasnosti (průběhu světelné křivky) a rychlost expanze vesmíru z červeného kosmologického posuvu spektrálních čar. To umožnilo určit, jak se vesmír rozpínal v různých časových údobích. Snažili se spočítat tzv. decelerační parametr, který popisuje, jak je expanze brzděná gravitačním přitahováním. Výsledek byl překvapivý. Decelerační parametr vycházel záporný, což znamenalo, že nedochází k očekávanému zpomalování rozpínání vesmíru, ale k jeho urychlování. Za takové chování nemůže být odpovědná přitažlivá gravitace a původce expanze je třeba hledat v nějaké neznámé entitě rozfukující vesmír. Tato entita byla nazvána temnou energiíTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi Vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakua.. Temná energie se projeví nenulovou hodnotou kosmologické konstantyKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru. Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru.. Z Perlmutterových i Riessových měření vycházelo, že podíl celkové hmoty-energie vázané na expanzi je kolem 70 %. Nejvzdálenější použitá supernova byl objekt 1997ff.

V posledních letech existuje celá řada projektů vyhledávajících supernovy typu Ia. Obě zmíněné skupiny pořídily do roku 2010 soubor více než 500 supernov. Tyto objekty byly vyhledávány také v klíčovém projektu HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. pro určení Hubblovy konstanty i v současných přehlídkových projektech, například projektu GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece..

Světelné křivky supernov

Fluktuace reliktního záření

Reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Backgroud, mikrovlnné záření pozadí). je dnes pravděpodobně nejdůležitějším zdrojem informací z minulosti našeho vesmíru. Mnoho kosmologických parametrů se dá zjistit rozborem fluktuací reliktního záření a studiem polarizace reliktního záření (COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. 1998, WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. 2001, PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. 2009). V raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií. Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru. Po oddělení záření od hmoty (380 000 let po Velkém třesku) zůstaly fluktuace hmoty vtištěny do reliktního záření podobně jako paleolitický otisk trilobita v prvohorní usazenině. Relativní odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Informace nesená fluktuacemi reliktního záření je nesmírně cenná. Více o reliktním záření – viz kapitola Standardní model.

Planck – mapa reliktního záření Planck – mapa polarizace reliktního záření

Planck – mapa reliktního záření z roku 2015. V dolní části je mapa polarizace reliktního záření z téhož roku. Planck je sonda z roku 2009, která pořídila dosud nejpodrobnější mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením 5′ a teplotní citlivostí 2 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměr 1,5 m a teplota chlazeného ohniska byla 0,1 K. Sonda provedla 4 celé přehlídky oblohy v oblasti od 0,2 mm do 10 mm rozdělené na 9 frekvenčních pásem. Zdroj: ESA.

Fluktuace reliktního záření jsou otiskem fluktuací hmoty v raných fázích vývoje vesmíru, které jsou v podstatě zvukovými vlnami šířícími se vesmírem. A tak jako u zvukových vln můžeme rozkladem do jednotlivých harmonických určit charakteristiky nástroje, ze kterého zvuk přichází, můžeme ze zastoupení různě velikých (úhlově) fluktuací usuzovat na vlastnosti vesmíru. Matematicky se tato analýza provádí pomocí spektra fluktuací – jejich rozkladu do kulových funkcí neboli do jednotlivých harmonických modů.

Spektrum polarizace reliktního záření

Ukázka, jak se mění poloha a velikost maxim teoretického průběhu spektra fluktuací (červeně) v závislosti na zastoupení temné hmoty ve vesmíru. Na vodorovné ose je mód (odpovídá rozměrům fluktuací, viz další obrázek), na svislé ose je zastoupení fluktuací. Na pozadí jsou data z různých přístrojů. Parametry simulace napravo jsou shora dolů: optická hloubka při reionizaci, příspěvky od zakřivení, kosmologické konstanty, temné hmoty, baryonové látky, hmotných neutrin a skalárních fluktuací. Zdroj: IAS Princeton.

Spektrum polarizace reliktního záření

Spektrum fluktuací pořízené sondou Planck. Ze spektra se poprvé podařilo zjistit polohu prvních pěti maxim a výrazně zpřesnit základní kosmologické parametry vesmíru. Poloha maxim odpovídá parametru w ~ −1. Zajímavé je, že u fluktuací zcela chybí korelace v hodnotách nad 60°. Buď existovaly mechanizmy, které dlouhovlnné poruchy v hustotě utlumily nebo se tyto poruchy nemohly vyvinout, protože má vesmír možná konečnou velikost. Na vodorovné ose jsou dvě stupnice, jedna z nich udává multipólový moment (mód fluktuace), druhá úhlovou škálu fluktuací. Vztah mezi oběma hodnotami je φ = 180°/ℓ. Zdroj: ESA.

Výsledek rozboru fluktuací reliktního záření z dat sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. byl oznámen 11. 2. 2003 na slavnostní tiskové konferenci. Výsledky ze sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. byly zveřejněny téměř přesně o deset let později – 22. března 2013. Potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty zjištěná již ze sledování červeného kosmologického posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. supernov typu Ia. Ukázalo se, že hustota atomární (baryonové) hmoty činí pouhých 5 % hmoty a energie ve vesmíru a pouhé 1 % představuje látku svítící. Podobně, jako se kdysi ukázalo, že Země není středem vesmíru, nyní bezpečně víme, že vesmír není tvořen jen z hmoty, kterou běžně vidíme. Celých 27 % hmoty je zde nebaryonové povahy, jde o tzv. temnou hmotuTemná hmota – hmota ve Vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky., jejíž projevy jsou pozorovány od roku 1933 (Fritz Zwicky) a jejíž podstatu neznáme. Plných 68 % pak tvoří temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi Vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakua. souvisící buď s kvantovými projevy vakua, nebo dalšími neznámými jevy. Sonda Planck měla desetkrát lepší teplotní rozlišení a čtyřikrát lepší úhlové rozlišení než sonda WMAP.

Složení vesmíru (Planck)

Temný věk a první hvězdy

Po svém vzniku byl vesmír horký a záření bylo provázáno s látkou. Fotony intenzivně interagovaly s volnými elektrony. Jak vesmír expandoval, postupně chladl a měnily se energetické poměry. Přibližně 400 000 let po velkém třesku vytvořily elektrony atomární obaly a fotony s nimi výrazně omezily svou interakci. Hovoříme o tzv. období posledního rozptylu, (někdy též o období rekombinace – i když šlo ve skutečnosti o první „kombinaci“ elektrionů s jádry) při kterém se záření oddělilo od látky a vzniklo reliktní záření pozadí. Toto původně světelné záření dnes pozorujeme v mikrovlnné oblasti a v podobě fluktuací v sobě nese otisk dávných struktur vesmíru. Uvolněním reliktního záření končí plazmatická éra vesmíru, kterou nazýváme Velký třesk. Tomuto okamžiku odpovídá červený kosmologický posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. zrec ~ 1 100. Předpokládá se, že hodnota pro vodík a hélium se bude nepatrně lišit.

Po oddělení reliktního záření (rekombinace elektronů s jádry) se vesmír zahalil do tmy, hmota nevyzařovala světlo. Nastal tzv. temný věk vesmíru, anglicky dark age. Vesmír nadále expandoval, prvopočáteční fluktuace se přetvářely do výraznějších struktur a zhruba 550 milionů let po Velkém třesku vznikly první hvězdy. Jejich pronikavé záření zanedlouho ionizovalo všudypřítomný vodík a hélium, docházelo k tzv. reionizaci, skončila éra temného věku vesmíru. Právě okamžik reionizace je dalším důležitým kosmologickým parametrem, který bezprostředně souvisí se vznikem prvních hvězd. Při reionizaci se objevují opět volné elektrony, se kterými interaguje reliktní záření a získává charakteristickou polarizaci. Z měření polarizace reliktního záření lze proto zjistit období vzniku prvních hvězd. Orientační odhad existoval již ze sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010., přesnější údaj (550 milionů roků) poskytla až sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.. Častěji se namísto času používá hodnota kosmologického červeného posuvu v okamžiku reionizace (zion ~ 15) nebo optická tloušťka (τ ~ 0,15), která udává pravděpodobnost, že se vybraný foton rozptýlí právě jednou.

Temný věk

Podle měření polarizace reliktního záření sondami Planck a WMAP vznikly první hvězdy v období 550 000 000 let od počátku vesmíru. Podle všech dosavadních teorií měly vznikat první hvězdy mnohem později, kolem jedné miliardy let po Velkém třesku. Existují i další nezávislé indicie pro to, že první hvězdy vznikaly mnohem dříve, než jsme si dosud mysleli. Jednou z nich je kvazar J 1148+5251 objevený na počátku roku 2003 v rámci velkého astronomického přehlídkového projektu „Sloan Digital Sky Survey“. Raditeleskopovou interferenční spektroskopií byl v tomto kvazaru detekován oxid uhelnatý CO. Jako interferometr byla zapojena síť Very Large Array v Novém Mexiku a radioteleskop Plateau de Bure (IRAM) ve Francouzských Alpách. Vzhledem k tomu, že červený kosmologický posuv tohoto kvazaru je 6,3, znamená to, že ve velmi raných fázích vesmíru již musel existovat uhlík a kyslík. Tyto prvky vznikají ale jen při termojaderné syntéze uvnitř hvězd. Proto v době odpovídající červenému posuvu 6,3 již musel proběhnout celý životní cyklus hvězd nulté generace. Existence CO v tomto kvazaru tak posouvá dobu vzniku prvních hvězd do období dříve než 650 milionů let po Velkém třesku, což je ve shodě s údajem získaným z reliktního záření.

Jak vypadaly první hvězdy nulté generace? Objevovaly se překotně v obrovském množství a jejich hmotnost byla mnohonásobně vyšší než hmotnost dnešních hvězd (řádově sto Sluncí). Takové hvězdy mají v nitru velký tlak i teplotu a termojaderná syntéza v nich probíhá velmi rychle. Životní kariéra prvních hvězd trvala od milionů po maximálně stovky milionů let, poté tito giganti skončili svůj život obří explozí supernovy, někdy dokonce hovoříme o hypernově. Při explozi dojde k obohacení okolního vesmíru o těžké prvky vzniklé ve hvězdě. Hmotné hvězdy nulté generace vesmír rychle zaplnily stavebním materiálem nejen pro další generace hvězd, ale i planet.

První hvězdy

Umělecká vize zrodu prvních hvězd z protohvězdných disků v rozsáhlé mlhovině.
Zdroj: Shantanu Basu, University of Western Ontario.

Temná hmota

Americký astronom švýcarského původu Fritz Zwicky pracoval, stejně jako Edwin Hubble, na 2,5metrovém dalekohledu na hoře Mt. Wilson. V roce 1934 zjistil, že v Kupě galaxií ve Vlasech Bereniky mají v průměru jednotlivé galaxie vyšší rychlost, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu. Nešlo o jednu konkrétní galaxii, ale o statistický výsledek. Fritz Zwicky interpretoval měření správně. V kupě galaxií musí být podstatná část hmoty, kterou vůbec nevidíme. V roce 1968 ukázala Vera Rubinová (1928–2016), že stejný problém nastává i v rámci jedné jediné galaxie. Na periferii galaxií se hvězdy pohybují rychleji, než by měly podle Keplerových zákonů nebo podle gravitačního zákona. Pohybují-li se rychleji, než mají, měla by je vymrštit odstředivá síla pryč z galaxie. To se zjevně neděje, a tak musí být v galaxii další neviditelná hmota, která hvězdy na jejich dráze drží. Této hmotě dnes říkáme temná hmotaTemná hmota – hmota ve Vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. a víme, že tvoří 27 % celkové hmoty a energie ve vesmíru. Temná hmota je podle našich představ složena z dosud neobjevených, pro nás exotických částic, které běžnou látkou procházejí.

Nejpřesnější měření rotačních křivek v(r) galaxií byla od té doby provedena pro velké spirální galaxie na vlnové délce 21 cm odpovídající přechodu mezi souhlasně a nesouhlasně orientovanými spiny protonu a elektronu v atomu vodíku. Tato čára je dobře pozorovatelná právě v periferních částech galaxií. Měření potvrdila přítomnost neznámé temné hmoty v galaxiích. Svítící hmoty je v galaxiích jen asi 1 %. Malá část hmoty atomární (baryonové) povahy může být soustředěna ve velmi starých a málo svítících bílých trpaslících, kteří doposud nebyli pozorováni. Jde pravděpodobně o staré vyhasínající hvězdy, které vyplňují celé haló Galaxie. Obdobně tomu bude asi i u ostatních galaxií. K řešení problému temné hmoty však jen bílí trpaslíci nestačí. Podle současných znalostí tvoří temná hmota nebaryonové povahy zhruba 50 % hmoty galaxií a 27 % hmotnosti celého vesmíru. Temná hmota ve vesmíru je z drtivé většiny tvořena chladnou temnou hmotou (CDMCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota.). Kdyby byla temná hmota horká (HDMHDM – Hot Dark Matter ), velká kinetická energie jejích částic by vedla k difúzi těchto částic a k vyhlazení zárodečných fluktuací hustoty ve vesmíru. Přetrvání těchto fluktuací je ale zárukou pozdějšího vzniku pozorovaných struktur ve vesmíru – galaxií a kup galaxií. Pokud existuje horká temná hmota, může jí být jen malá část.

Nejčastěji se uvažuje o tom, že temnou hmotu tvoří exotické částice nebaryonové povahy, například wimpyWIMP – zkratka z Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpy by měly s běžnou látkou interagovat gravitační a slabou interakcí. Jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů, tři z nich mají nenulový signál, jehož interpretace je zatím nejasná., vhodnými kandidáty na tyto částice (wimpy) jsou nejlehčí superpartneři, tzv. neutralinaNeutralino – nejlehčí supersymetrická částice. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z0 a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty., jejichž existenci předpokládají SUSYSUSY – SUperSYmmetry, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla podle standardního modelu projevovat při energiích částic nad 1019 GeV. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existoval superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. teorie. Mělo by jít o směs kvantových stavů higgsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z0 a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty. Dalšími nadějnými kandidáty na chladnou temnou hmotu jsou axionyAxion – hypotetická částice temné hmoty, málo hmotný, slabě interagující boson se spinem 0 postulovaný kvantovou chromodynamikou. Souvisí s nepozorováním narušení CP symetrie v silné interakci. Je jedním z kandidátů na temnou hmotu. Měl by vznikat v období krátce po Velkém třesku., málo hmotné (10−5 eV) bosony postulované kvantovou chromodynamikou, které by mohly vznikat v raných stádiích vývoje vesmíru. Existuje řada dalších kandidátů na částice temné hmoty a je největší výzvou současné fyziky rozluštit tajemství povahy temné hmoty. Dnes je známo i několik objektů, v nichž svítící atomární látka téměř chybí a které jsou tvořeny zcela dominantně temnou hmotou. Příkladem může být podivný oblak HVC 127–41–330, o kterém se v roce 2003 ukázalo, že by mohl být celou galaxií z temné hmoty. Obdobným objektem je „galaxie“ VIRGOHI21 objevená v roce 2005, která září na čáře 21 cm (neutrální vodík). Ovšem poměr vodíku ku ostatní neviditelné látce je 1:1000. Temná hmota působí gravitačně, zakřivuje časoprostor a ovlivňuje chod paprsků vzdálených objektů. To umožňuje pořizovat relativně podrobné mapy temné hmoty, například za pomoci gravitačních čoček. Z těchto map se ukazuje, že temná hmota tvoří ve vesmíru vlákna a stěny, do jejichž křížení je stahována atomární látka v podobě celých galaxií. Také jsou známa vlákna temné hmoty spojující celé kupy galaxií.

Temná hmota

Numerická simulace vláken temné hmoty (modře) a galaxií a látky atomární
povahy (žlutě). Zdroj: Argonne National Laboratory.

Temnou hmotu hledá několik desítek experimentů. Detektory nejnadějnějších kandidátů – wimpů – je možné rozdělit na pět skupin: scintilační, ionizační, polovodičové, tepelné a nepřímé. K nejznámějším patří scintilační detektory – částice temné hmoty při přímé srážce s atomovým jádrem ve scintilátoru (například NaI) vytvoří elektromagnetický záblesk detekovatelný fotonásobičem. Na obdobném principu pracují ionizační detektory, při srážce dojde k ionizaci. Jako médium může posloužit kapalný vzácný plyn, zpravidla xenon nebo argon. Jiným typem jsou polovodičové detektory, ve kterých namísto záblesku či ionizace dojde ke vzniku elektronu a díry, jež se následně detekují elektronicky. Existují i detektory, které fungují jako kalorimetry měřící energii předanou částicí temné hmoty atomovému jádru. Všechny tyto detektory jsou založeny na sledování výsledku srážky wimpu s jádrem, některé jsou i kombinacemi výše uvedených typů. Detektory jsou vždy umisťovány hluboko pod zemí, aby byla potlačena detekce částic jiného původu. Wimpy mohou slabě interagovat s běžnou látkou, elastickými procesy ztrácejí postupně energii a nakonec mohou být gravitačně zachyceny Zemí, Sluncem nebo Galaxií. Zachycené wimpy by měly při srážkách anihilovat (sami sobě jsou antičásticemi) za vzniku rentgenových fotonů (v galaktickém haló) nebo se při srážkách měnit na částice X a neutrina (v Zemi, ve Slunci nebo v kulových hvězdokupách). Nepřímá detekce je založena na hledání produktů těchto procesů: rentgenových fotonů a neutrin.

K nejznámějším detektorům patří italský scintilační detektor DAMA/LIBRADAMA/LIBRA – experiment hledající částice temné hmoty (wimpy) v italské národní laboratoři pod horou Gran Sasso. Experiment poskytuje jakýsi signál již od roku 1996. Jde o scinitilační NaI detektor. V první fázi (1996 až 2002) byl detektor provozován s 87 kilogramy scintilační látky pod názvem DAMA (DArk MAtter). Od roku 1998 byla v signálu rozpoznána relativně slabá roční variace. Ta by mohla být způsobena tím, jak Země v průběhu roku letí střídavě ve směru toku wimpů a proti toku wimpů vázaných gravitačně s Galaxií. Od roku 2003 pracuje detektor pod názvem Libra s 233 kg scintilační látky NaI/Th a v získávaném signálu jsou roční variace velmi výrazné. umístěný pod horou Grand Sasso. První varianta využívala scintilátor NaI. V detektoru bylo celkem 9 bloků s krystaly NaI o hmotnosti 9,7 kg (celkem 87 kilogramů). Detektor byl provozován od roku 1996 do roku 2002. Druhá konfigurace DAMA/LIBRA sbírá data od roku 2003. Je zde 25 obdobných detektorů (celková hmotnost krystalů je 233 kilogramů). Okolí detektoru vypadá jako hranatá cibule. Prvním obalem je měď, pak následuje olovo, další vrstva je z polyetylénu a vosku, následuje atmosféra z velni čistého dusíku, která zamezuje kontaminaci radonem, poslední vrstvu tvoří metr tlustý betonový kontejner. To vše je umístěno hluboko pod zemí. Experiment od samotného počátku dává signál s roční variací, která by mohla odpovídat tomu, že se Země při oběhu Slunce pohybuje jednou ve směru galaktického haló wimpů a o půl roku později proti. Výsledek je ale obtížně interpretovatelný a není zcela jasné, co detektor ve skutečnosti měří. Obdobný kladný signál nalezly i experimenty CRESSTCRESST – Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers, experiment hledající částice temné hmoty (zejména wimpy), který je umístěn pod italskou horou Gran Sasso. Skládá se ze 17 modulů obsahujících scintilační látku CaWO4, jenž pracují za extrémně nízké teploty 15 mK. Při této teplotě lze detekovat zahřátí modulu způsobené interakcí s wimpem. Detektor tedy pracuje jako mimořádně citlivý kalorimetr. Na detektoru CRESST bylo v roce 2011 nalezeno 67 signálů, které odpovídají interakci wimpů s detekční látkou a nelze je vysvětlit žádným jiným známým způsobem.CoGeNTCoGeNT – Coherent Germanium Neutrino Technology, experiment hledající částice temné hmoty (zejména wimpy), který je provozován v americkém dole Soudan v Minnesotě. Aktivní látkou je mimořádně čistý krystal germania o hmotnosti 440 gramů, který je chlazen na teplotu kapalného dusíku. Kolem je stínění ze tří vrstev olova 210Pb, polyetylénu s borem, hliníku a 20 cm tlusté vrstvy plastu. Detektor začal sbírat data v prosinci 2009. V květnu 2011 obsahovala data z 442 dnů pozorování několik set záblesků s dobře patrnou roční periodicitou signálu. Jde o jeden ze tří detektorů s nenulovým signálem. (viz AB 49/2011).

Detektor DAMA/Libra

Experiment DAMA/Libra. Nalevo je dřívější konfigurace, napravo současná
konfigurace, dole měřený signál. Gran Sasso National Laboratory.

Temná energie

V kapitole standardní model jsme se zmínili, že dva týmy vedené Saulem PerlmutteremAdamem Riessem, v roce 1998 zjistili, že vesmír expanduje zrychlenou expanzí. Z mnoha různých, někdy až exotických vysvětlení, dnes zůstala jen tři: 1) může jít o důsledek působení vakuových polí kvantové povahy; 2) může jít o novou silovou interakci či pole, které se pracovně nazývá kvintesence; 3) obecná relativita nepopisuje správně gravitační interakci na extrémně velkých škálách a je pouze limitou nějaké jiné teorie gravitace, kterou zatím neznáme.

Vakuum je v kvantové teorii netriviální dynamický systém, ve kterém se neustále kreují a anihilují páry virtuálních částic a antičástic. Tyto páry způsobují známé jevy, jako je polarizace vakua, Lambův posuvLambův posuv – nepatrný posuv některých energetických hladin vodíku způsobený interakcí elektronu s vakuovými páry virtuálních částic. Tento posuv expermentálně změřili Willis Lamb a Robert Retherford v roce 1947. spektrálních čar, Casimirův jevCasimirův jev – působení kvantového vakua na dvě blízké kovové rovnoběžné desky. Mezi deskami se mohou rozvinout fluktuace jen některých vlnových délek, mimo desky fluktuace libovolné vlnové délky. Výsledkem je přitažlivá síla působící na obě desky. Jev navrhli Hendrik Casimir a Dirk Polder. Experimentálně jev ověřili v roce 1948. a další. Energie vakua je nenulová a může souviset například s inflačními fázemi vesmíru v jeho počátcích. Vakuová energie se s expanzí nezmenšuje, zůstává konstantní (je dána hustotou virtuálních párů v objemové jednotce). Právě nenulová hodnota vakuové energie se projevuje jako člen s kosmologickou konstantouKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru. Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru.obecné relativitěObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.. Ve vesmíru mohou existovat i další entity, jejichž hustota klesá při expanzi pomaleji než 1/a3. Všechny takové složky nazýváme souhrnně temnou energií. Pokud hustota temné energie klesá jako ρ ~ 1/aα, má stavová rovnice tvar p = (α/3 − 1)ρ a tlak je záporný. Pro vakuovou energii je α = 0 a pro tlak vychází p = −ρ. Klíčovým parametrem pro temnou energii je koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou temné energie, označuje se w a je roven α/3 − 1.

koeficient α
(ρ ~ 1/a α)
koeficient w
(p = w ρ)
expanzní
funkce a
Hubblova
konstanta
zodpovědná
entita
4 +1/3 ~ t1/2 ½ t −1 záření (m0 = 0)
3 0 ~ t2/3 ⅔ t −1 látka (m0 ≠ 0)
2 −1/3 ~ t t −1 křivost (k < 0)
0 −1 ~exp[(Λ/3)1/2 t ] (Λ/3)1/2 projevy vakua

Pro α < 2 dojde ke zrychlené expanzi. Pro α < 0 dojde k velkému rozervání (big rip)

Aby docházelo k pozorované zrychlené expanzi vesmíru, musí podle rovnic obecné teorie relativity platit, že α < 2 (w < −1/3). Pro vakuovou energii spojenou s kvantově mechanickými procesy ve vakuu je w = −1 a expanzní funkce roste exponenciálně. Pokud by dokonce bylo α < 0 (w < −1) bude expanze natolik překotná, že zasáhne samotnou strukturu látky a rozerve v budoucnu samotná atomová jádra. Této situaci říkáme big rip – velké rozervání a příslušné pole nazýváme pole fantómů. Z měření WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010., CBICBI – Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory., 2dF2dF (2 degree Field) – unikátní spektrograf připojený k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů.SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m., GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece. a dalších projektů vychází, že parametr w se pro temnou energii nachází v intervalu hodnot <−1;−0,78). Z měření sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. a projektu SCPSCP – Supernova Cosmology Project, pokračování aktivit skupiny Saula Perlmuttera, které směřují k získání co nejširších experimentálních podkladů ke zrychlené expanzi vesmíru. Základem jsou měření pomocí supernov Ia, analýza fluktuací reliktního záření a analýza velkorozměrových struktur, do nichž se tyto zárodečné fluktuace v průběhu vývoje vesmíru transformovaly. se zdá, že je paramertr w blízký hodnotě –1. Hodnota kosmologické konstanty pro pozorovanou zrychlenou expanzi vychází Λ ~ 2×10−52 m−2. Dnešní kosmologický model obsahující temnou hmotu a temnou energii se zpravidla označuje zkratkou ΛCDM. Lambda symbolizuje kosmologickou konstantu popisující zrychlenou expanzi a CDMCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota. je zkratkou pro chaldnou temnou hmotu.

Pokud temná energie není vakuové povahy, je její původ zcela nejasný. Mohlo by jít o nepochopení gravitace na velkých škálách nebo o kvintesenci, skalárním pole, které by mohlo zrychlenou expanzi způsobovat a hrálo by roli jakési páté interakce. Pro kvintesenci může být parametr w proměnný v čase a tato forma energie nemusí být ani prostorově homogenní. Experimentální určení hodnoty w pro temnou energii je proto mimořádně důležité. Dnešní fyzika zná dobře projevy temné energie spojené se zrychlenou expanzí vesmíru. Nezná však zatím její podstatu.

Temná hmota a temná energie

Jednoduchý mechanický model soupeření temné hmoty s temnou energií. Temná hmota se snaží gravitačně vesmír přitahovat, temná energie se ho naopak pokouší rozfukovat. V současnosti vítězí temná energie. Zdroj: Future Horizons.

Závěr

V současnosti nevíme, jak vznikl vesmír. Experimentálně dokážeme na největších urychlovačích světa připravit horké plazma, které svými vlastnostmi odpovídá pralátce přítomné ve vesmíru v čase několika biliontin sekundy. V časech kratších jsou ale naše znalosti neúplné a čím více se blížíme „počátku“, tím jsou naše představy vágnější a vágnější. Připomeňme si některé hypotézy. Jedna z nich (inflační model) předpokládá, že vesmír vznikl z kvantové pěny prudkou expanzí, které říkáme inflace. Zcela jiný je ekpyrotický model, který využívá mnohorozměrného světa, v němž je mnoho méněrozměrných brán a náš vesmír se transformoval z jedné takové brány díky náhodnému dotyku s bránou jinou. Další model předpokládá existenci jedné prabrány, z níž se kvantovými fluktuacemi vynořilo značné množství vesmírů a náš je jen jedním z nich. Jeden z modelů se opírá o představu černé díry lokalizované v extradimenzích, z níž byl náš vesmír doslova vyvržen. Je zajímavé, že mnoho z těchto hypotéz využívá mnohorozměrný svět, struny a další atributy, o nichž netušíme, zda existují. I v tom je vidět dosavadní tápání. Některé z těchto hypotéz (je to lepší slovo než modely) předpokládají, že by při vzniku vesmíru měly být generovány reliktní gravitační vlny. Jejich záchyt by mohl znamenat výrazný posun v našich znalostech o počátku světa a vyvrácení některých obskurních scénářů.

parametr označení hodnota poznámka
Hubblova konstanta H 68 km/s Mpc−1  
stáří vesmíru t 13,8×109 let  
doba oddělení
záření od hmoty
(čas rekombinace)
trec ~ 380 000 let  
vznik prvních hvězd
(čas reionizace)
tion ~ 550 000 000 let  
podíl baryonové hmoty ΩB 4,9 %  
podíl temné hmoty ΩDM 26,8 %  
podíl temné energie ΩΛ 68,3 %  
podíl záření ΩR 0,046 %  
podíl hmotných neutrin ΩN ~ 0,1 % dolní hranice
celková hmota-energie Ωtot ~ 1 snad plochý (1)
parametr w
w = w
0 + wa(1−a)
pro temnou energii
w w~ −1
wa ~ 0
p = w ρ

Aktuální parametry vesmíru založené na měřeních sondy Planck. Zdroj: ESA.

Inflační vesmír  Minulost a budoucnost

Aldebaran Homepage