Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 10 (vyšlo 18. března, ročník 15 (2017)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Temná hmota nám přichystala další záhadu

Petr Kulhánek

Temná hmota jitří představivost fyziků i širší veřejnosti už mnoho desítek let. Když v roce 1933 Fritz Zwicky upozornil na nesoulad množství pohybu v kupě galaxií ve Vlasech Bereniky s množstvím pozorované látky, netušil, že vypustil z „láhve“ džina, který nás trápí už téměř tři čtvrtiny století. Na konci 60. let 20. století pozorovala obdobný nesoulad Vera Rubin i u jednotlivých spirálních galaxií. Podle sofistikovaných odhadů je ve vesmíru 27 procent nesvítící látky, která není složená z kvarků a skládá se ze zatím neznámých částic. Díky gravitačnímu působení můžeme vytvářet relativně podrobné mapy této záhadné složky vesmírné hmoty a energie, ale nic naplat – i když některé experimenty zachytily jakýsi signál, zůstává podstata temné hmoty stále nejasná. Skupina vedená profesorem Reinhardem Genzelem z německého Institutu Maxe PlanckaMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech. analyzovala data ze spektrografů KMOS a SIMFONI na Velmi velkém dalekohleduVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní  aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. a došla k závěru, že temné hmoty bylo v galaxiích dříve výrazně méně než dnes. Pokud se jejich pozorování potvrdí, půjde o významný posun v našem chápání vlastností temné hmoty.

NGC 6503

Trpasličí galaxie NGC 6503 má průměr 30 000 lyl.y. – light year, světelný rok. Jde o vzdálenost, kterou ulétne světlo za rok: 9,46×1012 km. a nachází se ve vzdálenosti 17 milionů světelných roků ve směru souhvězdí Draka. Jde o relativně blízkou galaxii, u níž v 60. letech 20. století Vera Rubin zjistila, že ve vnějších oblastech neklesá oběžná rychlost vodíkových mračen se vzdáleností tak rychle, jak by odpovídalo gravitačnímu zákonu¨ a pozorovanému množství látky. Z těchto měření vyplynulo, že by galaxie měly obsahovat velké množství látky, kterou nevidíme. Snímek: Robert Gendler/Subaru

Temná 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.

Temná 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.

Baryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru.

VLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní  aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace.

Základní komponenty a jejich reakce na expanzi

Podle standardních představ reagují na expanzi vesmíru různé složky různě. Nejrychleji s expanzí vesmíru klesá hustota záření (částic s nulovou klidovou hmotností), o něco pomaleji hustota částic s nenulovou klidovou hmotností (sem patří jak baryonová látkaBaryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru., tak 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 na posledním místě je 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., která na expanzi reaguje buď jen velmi málo, nebo vůbec. Proto by mělo na počátku ve vesmíru dominovat záření – tomuto období (od počátku do 400 tisíc roků) říkáme éra záření. Po ní nastupuje éra látky, kdy ve vesmíru dominují baryonová látka a temná hmota, které na expanzi reagují stejným způsobem, tj. podíl jejich hustot se příliš nemění. Éra látky by měla končit někdy v polovině stáří vesmíru (cca kolem 7 miliard let), kdy hustota látky poklesla pod úroveň hustoty temné energie. Od té doby žijeme ve vesmíru, v němž je nejzastoupenější složkou temná energie rozfukující vesmír zrychlenou expanzí.

Temná hmota by dle numerických simulací, teoretických úvah i experimentálních dat měla vytvářet jakousi obří pavučinovou síť vláken a stěn, v jejichž křížení se vyskytují galaxie z běžné atomární (baryonové) látky. Vlákna temné hmoty jsou tvořena tzv. chladnou temnou hmotou, tj., částicemi, jejichž rychlost je podstatně nižší než rychlost světla. Pokud by dominovala horká temná hmota (s rychlými částicemi), byly by počáteční struktury silně narušovány, což se nepozoruje. Naopak – pozorujeme růst počátečních fluktuací do dnešních galaxií a kup galaxií.

Pavučinová síť temné hmoty

Pavučinová síť temné hmoty, numerická simulace MPI. Fialovou barvou je kódována temná hmota, žlutou baryonová látka. V kříženích temné hmoty se nacházejí jednotlivé galaxie. Zdroj: MPI.

Poslední výzkumy z MPI

Skupina vědců z MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech. vedená profesorem Reinhardem Genzelem zkoumala galaxie ze vzdálenosti, která odpovídá období před přibližně deseti miliardami let. V této době by mělo kulminovat formování galaxií ve vesmíru. Z dat pořízených spektrografy KMOSKMOS – spektrograf dalekohledu VLT určený pro pásmo K (0,8÷2,5 μm). Jeho název vznikl z anglické zkratky „K-band Multi Object Spectrograph“. Spektrograf je součástí jednotky UT1 dalekohledu VLT a dokáže zpracovat signál z 24 zdrojů naráz.SIMFONISIMFONI – spektrograf na dalekohledu VLT, který je určený pro blízký infračervený obor. Název je zkratkou z anglického „Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared“. Spektra jsou pořizována v rozsahu vlnových délek 1,1÷2,45 µm ze signálu přiváděného z jednotky UT 4 dalekohledu VLT. Signál je před rozkladem do spektra zpracován systémem adaptivní optiky. vybrali nejprve šest reprezentativních galaxií, u kterých proměřovali nejrůznější parametry a mj. určovali radiální složku rychlosti. Ta by díky rotaci galaxií měla být u jedné části okraje kladná (tato oblast se k nám právě přibližuje) a u protilehlé části okraje záporná (tato oblast se od nás vzdaluje). Ze znalosti rotačních křivek galaxií v našem okolí víme, že tyto křivky jsou na periferii galaxií ploché, tj. neklesají vlivem existence temné hmoty se vzdáleností od centra tak rychle, jak by vycházelo z gravitačního zákona. Velkým překvapením bylo, že u všech šesti analyzovaných galaxií rotační křivky klesaly dosti rychle, což by znamenalo, že tyto mladé galaxie obsahují temné hmoty výrazně méně než staré galaxie v našem okolí.

Šestice analyzovaných galaxií. Nahoře je jasnost, dole rychlostní mapa.

Šestice analyzovaných galaxií. V horním řádku je barevně kódovaná jasnost galaxií v čáře Hα (včetně isofot). V dolním řádku je znázorněná (opět barevným kódováním) projekce oběžné rychlosti do směru od galaxie k Zemi v kilometrech za sekundu. Nalezená rovina rotace je zobrazena bílou úsečkou. Zdroj: MPI/Nature.

Závislost oběžné rychlosti na vzdálenosti od centra

Závislost oběžné rychlosti proměřovaných galaxií na vzdálenosti od centra měřené galaxie. Na první pohled je patrné, že na periferii galaxií mají rychlostní profily klesající charakter. Na pravém grafu je jedna z křivek porovnána s rotačními křivkami naší Galaxie (Mléčné dráhy), Velké galaxie v Andromedě (M31), modelem nekonečně tenkého galaktického disku a modelem tlustého galaktického disku s  turbulencemi. Naměřené křivky neodpovídají galaxiím v našem okolí, ale modelu tlustého disku s dominancí baryonové látky. Zdroj: MPI/Nature.

Nečekaný výsledek vědce zaskočil, proto udělali stejnou analýzu pro dalších 97 galaxií z přibližně stejné vzdálenosti. Výsledek byl stejný, rotační křivky výrazně klesají, z čehož lze usoudit, že v galaxiích dominuje, na rozdíl od galaxií v našem okolí, baryonová látka. Výsledky byly publikovány teprve včera, a tak je na rozsáhlejší závěry ještě dostatek času. Nicméně už teď je jasné, že něco v našich představách není v pořádku. Je možné, že křížení vláken temné hmoty nebyla v minulosti tak výrazná a temná hmota nevytvářela natolik hutná vlákna, jak si představujeme. Další možností je, že při expanzi nedochází k synchronnímu ředění temné hmoty a baryonové látky a že v minulosti byl jejich poměr zcela odlišný. To by ale znamenalo, že částice temné hmoty nemají takové vlastnosti, jaké jim přisuzujeme. V neposlední řadě je zde možnost, že do analýz byla zanesena nějaká systematická chyba, která výsledky ovlivnila. Zdá se to málo pravděpodobné, ale v této fázi nelze vyloučit ani tuto možnost. Otazníky kolem temné hmoty nabírají na obrátkách a doufejme, že v nejbližší budoucnosti bude záhada její podstaty uspokojivě rozluštěna.

Složení zkoumaných galaxií v závislosti na vzdálenosti od centra

Kumulovaná hmotnost galaxií (hmotnost do určitého poloměru) v závislosti na vzdálenosti od centra určená podle různých modelů. Baryonová látka vždy dominuje nad temnou hmotou, což neplatí pro galaxie v našem okolí. Zdroj: MPI/Nature.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage