Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 21 – vyšlo 14. července, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

21/2023

Euclid na stopě temnoty vesmíru

Radek Beňo

Se začátkem letošních prázdnin, konkrétně 1.července 2023 v 17:12 SELČSEČ – středoevropský čas. SEČ je roven světovému času + 1 hodina. V období od poslední březnové neděle do poslední říjnové neděle platí tzv. letní čas (SELČ), který je roven světovému času + 2 hodiny., odstartovala z amerického mysu Canaveral na Floridě raketa Falcon 9 společnosti SpaceXSpaceX – Space Exploration Technologies Corporation, soukromá technologická společnost působící v aerokosmickém průmyslu. Byla založena Elonem Muskem v roce 2002, z peněz za prodej jeho podílu v systému PayPal. V současné době provozuje rakety Falcon 9 a Falcon Heavy. Raketa Falcon 9 se v dubnu 2020 stala raketou s nejvyšším počtem startů v aktivní službě (84 startů). Na tomto postu vystřídala raketu Atlas V (83 startů). SpaceX také provozovala kosmickou loď Dragon, která v rámci první fáze programu CRS (Commercial Resupply Services (CRS) dovážela zásoby k ISS. Celkem došlo k 20 misím, ze kterých 19 bylo úspěšných. Vylepšená verze této lodi Dragon 2 bude dopravovat nejen zásoby (druhá fáze programu CRS), ale i astronauty na ISS v rámci programu Commercial Crew Program. K prvnímu letu s lidskou posádkou by mělo dojít 27. května 2020. V rámci programu Artemis, bude zásobovací loď Dragon XL dopravovat zásoby k lunární stanici Gateway. V současné době SpaceX pracuje na svém ambiciózním projektu s názvem Starship, který, pokud bude úspěšný, se stane prvním zcela znovu použitelným raketovým nosičem, jehož upravený první stupeň (také pojmenovaný Starship) v rámci programu Human Landing System bude pravděpodobným přistávacím modulem pro program Artemis., která na oběžnou dráhu vynesla sondu Evropské kosmické agenturyESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. s názvem Euclid. Celá mise je zaměřena na vytvoření zatím nejpřesnější 3D časoprostorové mapy zhruba třetiny pozorovatelného vesmíru, která má vědcům umožnit lépe pochopit vývoj vesmíru, a více tak porozumět především povaze temné hmotyTemná 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. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. a vlastnostem temné 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 vakuových fluktuací.. Observatoř Euclid má v plánu zkoumání miliardy galaxií a to až ve vzdálenosti přibližně deseti miliard světelných roků od Země.

Vizualizace sondy Euclid. Zdroj: ESA.

ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. 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. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. 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 vakuových fluktuací.

Stručná historie a současnost mapování vesmíru sondami ESA

Mapováním vesmíru pomocí sond se Evropská kosmická agenturaESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. zabývá opravdu dlouhodobě. Za první misi tohoto charakteru lze považovat družici HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností., která byla provozována v letech 1989 až 1993 a byla zaměřena na měření základních astrometrickýchAstrometrie – měření poloh a pohybů objektů, zejména hvězd. Určují se dvě úhlové souřadnice na nebeské sféře a z dlouhodobých měření paralaxa hvězdy a z ní její vzdálenost. První systematickou astrometrii hvězd ve větším měřítku provedla sonda Hipparcos (1989–1993), která připravila katalog poloh 118 000 hvězd. parametrů u přibližně 120 000 hvězd.

Dne 14. května 2009 byla vypuštěna 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., která svým programem přímo navazovala na výsledky mise 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. provozované mezi lety 2001 až 2010 americkou NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších.. K hlavnímu bodu programu patřila velmi citlivá detekce celkové intenzity a polarizace prvotního anizotropního reliktního 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 Background, mikrovlnné záření pozadí).. Mezi vedlejší, neméně důležité body, pak pozorování struktur kup galaxiíKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí. včetně jejich katalogizace a také pozorování efektu gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979.. Mise byla ukončena v říjnu 2013.

Na úspěchy mise HipparcosHipparcos – HIgh Precission PAralax COllecting Satellite, astrometrická družice ESA, která byla provozována v letech 1989 až 1993. Proměřovala s vysokou přesností polohy a paralaxy blízkých hvězd. Výsledkem je katalog 120 000 hvězd s vysokou přesností určení polohy a katalog Tycho s dalšími 400 000 hvězdami popsanými s nižší přesností. zdárně navázala o dvacet let později sonda GaiaGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna nosnou raketou Sojuz dne 19. prosince 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním (Lagrangeově) bodě L2 soustavy Slunce-Země. Její vývoj stál 650 milionů eur. (viz AB 2/2014), která tyto výsledky rozšířila a zpřesnila. Mise se zaměřila především na určování polohy, vzdálenosti, stáří, teploty a jiných astrometrickýchAstrometrie – měření poloh a pohybů objektů, zejména hvězd. Určují se dvě úhlové souřadnice na nebeské sféře a z dlouhodobých měření paralaxa hvězdy a z ní její vzdálenost. První systematickou astrometrii hvězd ve větším měřítku provedla sonda Hipparcos (1989–1993), která připravila katalog poloh 118 000 hvězd. parametrů u přibližně jedné miliardy hvězd (cca 1 % hvězd v naší Galaxii), přičemž nejvzdálenější měřené hvězdy se nacházely přibližně 30 000 světelných rokůly – světelný rok (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×10¹² km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky. od Země. Sonda Gaia byla vypuštěna v roce 2013 a po prodloužení mise se konec její činnosti očekává v roce 2025.

Nyní, tedy dalších 24 let od startu 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. (viz AB 41/2013, 7/2015) a 10 let po startu sondy GaiaGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna nosnou raketou Sojuz dne 19. prosince 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním (Lagrangeově) bodě L2 soustavy Slunce-Země. Její vývoj stál 650 milionů eur., na tato mapování volně navazuje sonda Euclid, jež má za úkol zkoumat především rozložení hmoty ve vesmíru, kterou si lze dle vědců představit jako prostorovou pavučinu (tzv. kosmickou síť). Největší výhodou Euclida je jeho velmi citlivé přístrojové vybavení, které umožní lidstvu nahlédnout až do struktur vzdálených deset miliard světelných roků od Země, což je při stáří vesmíru 13,8 miliard let pohled do jeho raných struktur. V současnosti se doba trvání mise plánuje na šest let, tedy do roku 2029. Jelikož celý projekt spadá do třídy M (Medium, střední třídy), jde o misi s rozpočtovým stropem 500 milionů eur.

Sondy Hipparcos, Planck, Gaia a Euclid. Zdroj: ESA.

Start sondy Euclid. Zdroj: ESA.

Předběžný „letový plán“

Po úspěšném startu dne 1. července 2023 a následném vynesení na oběžnou dráhu nyní putuje sonda Euclid do Lagrangeova bodu L2Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louis Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. soustavy Země-Slunce (vzdáleného přibližně 1,5 milionu kilometrů od Země), kde se nejčastěji sondy podobného zaměření usazují, neboť je zde nic neruší – jsou odstíněny od veškerých signálů ze Země. Sondy musí, z důvodu vytvoření potenciálového minima, tento bod obíhat. Zpravidla má taková orbita rozměr srovnatelný se vzdáleností Země od Měsíce. K dalším výhodám patří, že k udržování na této tzv. Lissajousově orbitě je zapotřebí minimum paliva. Sonda obíhá kolem Lagrangeova bodu a současně s ním je na samostatné oběžné dráze kolem Slunce v tandemu spolu se Zemí. Také je potřeba poznamenat, že přesnost sond ve vesmíru je jen díky vynesení do vesmírného prostoru přibližně čtyřikrát vyšší, než je tomu u pozorování pozemskými dalekohledy.

Během předpokládané šestileté mise bude Euclid pozorovat přibližně 15 000 čtverečních stupňů, tj. asi třetinu oblohy se zaměřením na její extragalaktickou část daleko za hranicí Mléčné dráhy. Toto širokoúhlé pozorování bude doplněno o pozorování tří hlubokých polí, která pokrývají přibližně 50 čtverečních stupňů, přičemž Euclid je bude v průběhu své mise pravidelně navštěvovat a budou použity jako kalibrace pro zbytek pozorování.

Prostor, který bude sonda Euclid mapovat. Zdroj: ESA.

Proč tak dokonalou observatoř potřebujeme?

VAROVÁNÍ MINISTERSTVA ASTRONOMIE: Následující text nedostatečně a místy velmi polopatě vysvětluje podstaty zkoumaných jevů. Pro jejich lepší pochopení doporučujeme čtenáři dlouhodobé studium kvalitní literatury či lépe dvouletý navazující magisterský program Astronomie a astrofyzika na Matematicko-fyzikální fakultě univerzity Karlovy. Za přípustný astronomický doping lze považovat knihu Jak vznikal svět, kterou shodou okolností a vysloveně náhodou vydal stejný spolek, který vydává i tyto bulletiny.

*  *  * 

Už od dob Fritze Zwickyho (teoretická předpověď v roce 1933) a Very Rubinové (potvrzení pozorováním rotačních křivek galaxií z roku 1968) lidstvo operuje v rámci pozorování vesmíru s pojmem 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. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.. Zjednodušeně jde o látku, která se musí v daném prostoru nacházet, ale my ji ve svých pozorováních nevidíme. Její existenci tak předpokládáme jen díky platnosti gravitačního zákona, protože její vliv vidíme nepřímo při sledování pohybu hvězd i galaxií.

To, co vlastně 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. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. je, je dosud nevyřešenou otázkou, která kazí spaní nejednomu významnému teoretickému astrofyzikovi. V současné době se ví pouze to, že by měla tvořit přibližně 27 procent látky a energie ve vesmíru (dalších 5 % připadá na atomární látku a zbylých přibližně 68 % na temnou energiiTemná 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 vakuových fluktuací.). Předpokládá se, že by se mělo jednat o nějaké exotické částice, jelikož jejich interakci zatím nedokážeme zachytit v žádném z našich přístrojů – pravděpodobně tyto částice nepodléhají jak silné, tak elektromagnetické interakci. Je možné, že interagují slabě, ale ani to se zatím na několika desítkách aparatur specializujících se na tento druh měření nepodařilo prokázat (výjimkou jsou neutrina, ta ale tvoří jen zanedbatelnou část temné hmoty).

Temná hmota charakteristickým způsobem deformuje obrazy vzdálených galaxií.
Zdroj: Alan Stonebraker (APS), STScI/AURA, NASA, ESA.

Nejjednodušší je tedy nepřímá detekce temné hmoty na základě jejího gravitačního působení, kdy, jak již bylo řečeno, mění temná hmota pohyby hvězd a galaxií nebo ohýbá kolem sebe dráhu pozorovaného světla principem gravitační čočky tak, jak to předpověděl Albert Einstein ve své obecné teorii relativity. Snímky takových galaxií, kup a nadkup pak bývají právě díky zakřivení světla letícího z nich charakteristicky deformovány, a tak není až tak velký problém při následné počítačové analýze odhalit, kolik se přibližně temné hmoty v tom či onom místě ve vesmíru nachází. A právě toto „pořizování fotografií“ galaxií je ve zkratce náplní mise sondy Euclid. Při jejím plánování v roce 2011 si vědci stanovili celkem pět zásadních otázek, jejichž, byť částečné zodpovězení, by mělo posunout hranice poznání lidstva:

1. Jaká je struktura a historie uspořádání hmoty ve vesmíru?

Rozložení hmoty ve známém vesmíru může připomínat prostorovou pavučinu, která se skládá z velkých shluků galaxií, které jsou vzájemně propojeny „vlákny“ plynu a temné hmoty. Mezi těmito strukturami se nachází oblasti tzv. kosmické prázdnoty, které jsou velmi rozměrné – přibližně stovky milionů světelných roků. Sonda Euclid by měla provést detailní zmapování těchto struktur v přibližně třetině viditelného vesmíru, přičemž se zaměří právě na velikosti, polohy a tvary miliardy galaxií. Díky citlivosti aparatury je sonda schopna zachytit i velmi slabé světlo, které k nám přichází z galaxií vzdálených až 10 miliard světelných roků. Podrobnou analýzou těchto snímků lze lépe pochopit nejenom již zmíněné rozložení temné hmoty ve vesmíru, ale také historický vývoj těchto struktur. Pomocí takto změřených dat by měla vzniknout 3D časoprostorová mapa, kde čas bude vynesen jako třetí souřadnice.

3D časoprostorová (čas a dva prostorové rozměry) mapa rozložení temné hmoty
pořízená Hubblovým dalekohledem. Zdroj: M. Kornmesser, ESO, HST.

2. Jaká je povaha temné hmoty?

Dle současných kosmologických modelů, které se vědci snaží stále zpřesňovat pomocí různých měření, se usuzuje, že temná hmota by měla být tvořena dvěma typy částic – tzv. horkou temnou hmotouHDM – Hot Dark Matter. Horká temná hmota je tvořena částicemi s vysokou rychlostí, které se za dobu existence vesmíru dostaly do vzdálenosti srovnatelné s rozměry viditelného vesmíru. Tato složka zárodečné fluktuace rozmělňuje. Jelikož se tyto fluktuace vyvinuly v dnes pozorovatelné struktury, musí horká temná hmota tvořit zanedbatelnou část temné hmoty. K této složce patří například neutrina. (částice by měly mít malou hmotnost a vysokou rychlost) a tzv. chladnou temnou hmotouCDM – 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. (částice by měly mít velkou hmotnost a malou rychlost). Z těchto vlastností pak vyplývá, že chladné částice by se měly projevovat spíše lokálně (prolétly jen malou částí vesmíru a měly by gravitačně vytvářet větší struktury) a horké částice by se měly projevovat globálně (za dobu své existence prolétly velkou částí vesmíru a neměly by tedy vytvářet větší struktury, naopak stávající struktury ničí). Dnes se předpokládá, že v temné hmotě by měly být zastoupeny oba druhy těchto částic, přičemž z pozorování jasně vyplývá, že silně dominantní je chladná temná hmota.

Zatímco u chladné temné hmoty se částice, které by ji reprezentovaly, stále a zatím neúspěšně hledají, u horké temné hmoty už alespoň jednoho zástupce máme – jde o neutrinoNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Neutrino se svou velmi malou hmotností (která byla nepřímo experimentálně potvrzena v roce 1998) interaguje s okolní látkou pouze slabou interakcíSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD).. Právě přesná měření kosmické struktury sondou Euclid mají přinést dobré odhady celkové hmotnosti neutrin v našem vesmíru, a tím pádem i dobrý odhad poměru horké a chladné temné hmoty.

3. Jak se expanze vesmíru měnila v průběhu času?

Díky experimentům Saula Perlmuttera a Adama Riesse, jejichž skupiny nezávisle na sobě v letech 1998 a 1999 proměřovaly vzdálenosti pomocí supernov 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 M_S) 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. a červený 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. jejich mateřských galaxií, víme, že vesmír trpí tzv. zrychlenou expanzí, neboli že se vesmír rozpíná a rychlost tohoto rozpínání se s časem zvětšuje. Samotný objev zrychlené expanze byl jedním z největších překvapení astrofyziky druhé poloviny dvacátého století. Do té doby se totiž předpokládalo, že jediná síla, která je schopná se ve velkorozměrovém vesmíru projevit, je síla gravitačníGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.. To by ale znamenalo, že se expanze naopak musí brzdit, neboť gravitace působí pouze přitažlivě. Tímto přelomovým experimentem začal doslova hon na novou entitu, která zrychlenou expanzi způsobuje, a prozatímně se tato entita nazvala 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 vakuových fluktuací..

Euclid by měl tyto pokusy s měřením jasu a barvy supernov typu Ia a měření červeného posuvu jejich mateřských galaxií zopakovat, a tím přinést nová, podrobnější a obsáhlejší data. Jeho bezespornou výhodou je již zmíněná citlivost měřicí aparatury a velký záběr skenované části vesmíru. Díky tomu bude z dat možné přesněji určit nejenom současný stav expanze vesmíru, ale díky pozorování 10 miliard světelných roků vzdálených struktur můžeme také lépe pochopit, jak se rychlost expanze měnila v průběhu života vesmíru.

Euclid bude díky širokoúhlé optice dalekohledu také měřit, zda je rychlost expanze ve všech směrech stejná, čímž prověří platnost kosmologického principuKosmologický princip – vesmír vypadá ve všech svých místech stejně, je homogenní a izotropní. Expanze vesmíru probíhá ze všech jeho bodů, v každém místě uvidíme vesmír expandující právě od nás. Kosmologický princip vede na expanzi, při níž je rychlost vzdalování objektů úměrná jejich vzdálenosti.. Ten tvrdí, že vesmír vypadá ve všech směrech a ze všech míst stejně (čili, že je izotropní a homogenní). O tento princip se opírají téměř všechny naše současné modely vesmíru a analýzy používané v kosmologii. Bylo by tudíž velmi zajímavé, kdyby Euclid naměřil jiné, než předpokládané hodnoty – i po Perlmutterových a Riessových experimentech víme, že se takové situace v astrofyzice občas dějí a že vždy znamenají velké zvraty v našem chápání vesmíru.

4. Co je temná energie?

Pokud jsme se zmínili o tom, že existují kandidáti na částice temné hmoty, v případě temné energie je situace ještě zoufalejší. O temné energii totiž v dnešní době vědci ani neví, zda je to vůbec forma energie. Jak už jsme naznačili výše, vesmír se v rozporu s naším očekáváním nesmršťuje, ale rozpíná. A právě tuto vlastnost vědci (velmi alibisticky) připisují temné energii.

Po Perlmutterových a Riessových experimentech z let 1998 a 1999 všichni astrofyzici věděli, že je něco špatně – že naše vnímání světa je velmi nepřesné. Do rovnic obecné teorie relativityObecná 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. se opět vrátila z nich již několikrát vyškrtnutá kosmologická konstantaKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru (Λg_μν). 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. Hodnota Λ odhaduje na Λ ~ 2×10⁻⁵² m⁻²., ale ani tímto způsobem temnou energii nedokážeme vysvětlit. Velmi nadneseně řečeno zde kosmologická konstanta plní prozatím funkci Cimrmanovy konstanty, která udává rozdíl mezi správným výsledkem a výsledkem námi obdrženým. Po mnoha občas i dosti „divokých“ teoriích se situace v současné době ustálila na třech možných vysvětleních pojmu temná energie:

Další bádání v tomto směru již ponecháme samostatně na čtenářích, poznamenejme pouze, že každá z těchto teorií předpovídá trochu jinou dynamiku expanze v čase. A právě přesné určení průběhu expanze vesmíru, a tím pádem i možné potvrzení jednoho z nabízených vysvětlení, by mělo přinést velmi přesné měření ze sondy Euclid.

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.

5. Je naše chápání gravitace úplné?

Předcházející otázka úzce souvisí s touto poslední velkou otázkou, na kterou vědci od sondy Euclid očekávají odpověď. Ve zkratce: Euclid provede další test Einsteinovy obecné teorie relativity. Víme, že obecná relativita neplatí na počátku velkého třesku, kde dominují kvantové jevy, které zabrání počáteční singularitě předpověděné obecnou relativitou. Tentokráte to ale bude jiné, neboť tato teorie ještě nikdy nebyla testována na tak velkých vzdálenostech a časech. Po měřeních sondy Euclid by tak mohlo být jasnější, zda obecná relativita platí i na obřích kosmologických škálách.

Přístrojové vybavení sondy

Na první pohled se může zdát, že ve srovnání s ostatními vesmírnými observatořemi je vybavení Euclida poněkud chudé – jde „pouze“ o soustavu širokoúhlého zrcadlového dalekohledu typu Korsch se zrcadlem o průměru 1,2 metru, z níž je světlo předáváno interferenčním (dichroickým) filtrem, který příchozí signál rozdělí na viditelnou a infračervenou část. Oddělené svazky putují ke dvěma palubním přístrojům – jde o VIS (VISible instrument, přístroj pro pozorování viditelné části spektra) a NISP (Near-Infrared Spectrometer and Photometer, spektrometr a fotometr v blízkém infračerveném spektru). Jak jsme ale již naznačili, jedná se o velmi moderní a mimořádně citlivé přístroje.

Přístrojové vybavení sondy Euclid. Zdroj: ESA.

VIS – přístroj pro viditelný obor

Již z názvu přístroje je jasné, že VIS (VISible instrument) bude analyzovat viditelnou část přijatého spektra; připomíná tedy klasický fotoaparát, jehož citlivost je v tomto případě od zelené až po blízké infračervené záření (tedy 550 až 900 nanometrů). I jeho parametry se vyjadřují v řeči dnešních digitálních fotoaparátů – expoziční mozaika „čipu“ je složena z celkem 36 CCD (pole 6×6), z nichž každý čip má samostatně rozměr 4096×4132 pixelů. Jde tedy o „fotoaparát“ s rozlišením přibližně 600 megapixelů, či pro lepší představu o pole téměř sedmdesáti obrazovek v rozlišení 4K. Pro srovnání – sonda GaiaGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna nosnou raketou Sojuz dne 19. prosince 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním (Lagrangeově) bodě L2 soustavy Slunce-Země. Její vývoj stál 650 milionů eur. je osazena 106 CCD čipy, z nichž každý má rozměr 4500×1966 pixelů, což dává rozlišení přibližně miliardu pixelů. Asi největší přidanou hodnotou přístroje VIS je velikost zorného pole a citlivost. VIS dokáže zobrazit půl čtverečního stupně noční oblohy najednou (což je přibližně 2,5 úplňku při pohledu ze Země najednou!), přičemž detektor je citlivý až do 25. magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru). – připomeňme jen, že sonda Gaia měřila objekty v rozmezí citlivosti 5,7 až 20 mag.

Detektor VIS. Zdroj: ESA/VIS, CEA.

NISP – blízký infračervený spektrometr a fotometr

Přístroj NISP (Near-Infrared Spectrometer and Photometer) bude provádět spektroskopická měření galaxií, zejména pak měření 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu., z něhož lze určit, jak je od nás měřená galaxie vzdálená. Právě díky těmto měřením budou vědci následně schopni sestavit zatím největší a nejpřesnější 3D časoprostorovou mapu vesmíru. Detektor je citlivý na blízké infračervené záření v rozmezí vlnových délek 900 až 2 000 nanometrů, přičemž snímač je tvořen mřížkou šesatnácti HgCdTe detektorů (pole 4×4), kdy každý má samostatně rozměr 2040×2040 pixelů (tedy celkem necelých 67 megapixelů). Pro porovnání jasností galaxií na různých vlnových délkách je ještě detektoru předřazena soustava tří filtrů, která přicházející záření dělí na tzv. pásma Y, J a H s odpovídajícími vlnovými délkami 900 až 1 192 nm, 1 192 až 1 544 nm a 1 544 až 2 000 nm. Stejně jako v případě VIS, i NISP bude zaznamenávat data z plochy více než půl čtverečního stupně.

Detektor NISP. Zdroj: ESA/NISP, LAM.

Z hlediska technické specifikace pouze podotkněme, že Euclid bude ve svých snímcích rozlišovat méně detailů, než tomu je u Hubblova vesmírného dalekohleduHST – 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 přesnějšímu určení Hubblovy 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., nicméně celá optická soustava dalekohledu je navržena tak, aby splnila požadavky mise – tedy zmapovat přibližně třetinu současného vesmíru na požadované citlivosti za dobu šesti let. To nedokáže ani Vesmírný dalekohled Jamese WebbaJWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravený třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynesla do vesmíru evropská nosná raketa Ariane na konci roku 2021. Je umístěn v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Průměr segmentovaného zrcadla je 6,5 m. Dalekohled je pojmenován po řediteli NASA, který Ameriku úspěšně dovedl k přistání na Měsíci. Dalekohled Jamese Webba je určený primárně pro pozorování v infračerveném oboru., který sice stejně jako v případě Hubblova dalekohledu může svou pozornost upřít velmi hluboko do minulosti, ale Euclid je schopný při jednom pozorování zaznamenat data z oblasti přibližně stonásobně větší, než je tomu u Webbova dalekohledu.

K dalšímu vybavení patří solární panely, které zásobují sondu elektrickou energií, ale také plní funkci stabilizace orientace teleskopu, což je velmi důležité především z hlediska dobré kvality pořizovaných snímků. Telekomunikační systém sondy je při propustnosti 850 Gb/den schopen komunikovat rychlostí až 55 Mb/s, přičemž sám dalekohled má vnitřní úložiště 300 GB. Ke komunikaci s Euclidem je využívána pozemní parabola Cebreros ve Španělsku.

Závěrem

Předpokládá se, že za dobu své existence vyprodukuje Euclid zhruba 10 petabajtů nekomprimovaných dat, která by mělo dále zpracovávat vědecky vedené konsorcium přibližně 1 200 lidí ve více než 100 laboratořích v celkem 15 zemích světa (Rakousko, Belgie, Dánsko, Finsko, Francie, Německo, Itálie, Nizozemsko, Norsko, Portugalsko, Rumunsko, Španělsko, Švýcarsko, Spojené království, Kanada a Spojené státy). Díky tomu by mělo dojít k sestavení zatím největšího katalogu galaxií, které mohou sloužit například jako další cíle pozorování pro vesmírný teleskop Jamese Webba nebo pro jiné pozemské projekty. Data budou použita pro lepší pochopení chladné temné hmoty a měla by napomoci určit, která teorie nejlépe popisuje temnou energii. V neposlední řadě bude opět podrobena testu Einsteinova teorie relativity, tentokráte na extrémně velkých vzdálenostech. A o tom, zda bude Euclid přepisovat dějiny kosmologie, si povíme někdy příště.

Logo mise Euclid. Zdroj: ESA/Euclid.

Odkazy