Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 28 – vyšlo 6. srpna, ročník 8 (2010) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

28/2010

Jaké jsou naše představy o Vesmíru v roce 2010?

Petr Kulhánek

Když se v noci podíváme na oblohu, uvidíme především hvězdy a planety. Při pohledu dalekohledem nám neuniknou hvězdokupy, galaxie a mlhoviny roztodivných tvarů. To vše je ale pouhým zlomkem celkového obsahu našeho Vesmíru. Dnes odhadujeme, že svítící látka tvoří jediné procento hmoty a energie ve Vesmíru. Je jistě poněkud frustrující si uvědomit, že náš svět složený z atomů není ve Vesmíru tím nejdůležitějším a má pramalý vliv na jeho vývoj a budoucí osud.

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. 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.

Atomární látka

Odhaduje se, že ve Vesmíru jsou přibližně 4 % atomárníAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10⁻¹⁰ m, rozměry jádra 10⁻¹⁴ m, hustota atomu je 10¹¹ g·cm⁻³, hustota jádra 10¹⁴ g·cm⁻³. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech. látky, z toho tři díly nesvítící a jeden díl svítící. Jádra atomů jsou tvořena protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. a neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron.. Obě dvě částice jsou dále složené ze tří kvarkůKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. a patří k tzv. baryonůmBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.. Můžeme tedy říci, že jádro atomu je tvořené výhradně baryony. V atomárních obalech se nachází elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., jejichž hmotnost je o tři řády menší než hmotnost neutronu nebo protonu – celková hmotnost atomu je tak dána především hmotností baryonového jádra, a proto o atomární látce hovoříme často jako o baryonové látce. K té patří ještě samotné baryony (například protony slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. nebo kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.). Volné neutrony se ve Vesmíru nevyskytují, jsou nestabilní a jejich poločas rozpadu je 886 sekund (14,8 minuty).

Jak vypadá atomární látka? Když stojíme na podlaze, máme pocit, že je podlaha velmi pevná a neproniknutelná. Kdybychom si ale zvětšili atomyAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10⁻¹⁰ m, rozměry jádra 10⁻¹⁴ m, hustota atomu je 10¹¹ g·cm⁻³, hustota jádra 10¹⁴ g·cm⁻³. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech. v podlaze tak, aby atomové jádro bylo veliké jako pomeranč, byl by první elektronElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. atomárního obalu přibližně v desetikilometrové vzdálenosti. A mezi jádrem a obalem je zdánlivě pusto a prázdno. Ve skutečnosti se v tomto prostoru nacházejí fotonyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926., polní částice elektromagnetické interakceElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED)., které udržují elektrony ve správné vzdálenosti od jádra. Naše tělo je také složené z elektronů a naše elektrony prostřednictvím dalších fotonů interagují s atomárními obaly a tím vzniká dojem „pevné půdy pod nohama“. Existují ale částice, které neinteragují elektromagneticky a atomární obaly jsou pro ně zcela průhledné. Některé částice dokonce neinteragují ani silnou interakcíSilná interakce – interakce krátkého dosahu, přibližně 10⁻¹⁵ m. Silná interakce je výběrová, působí jen na částice s barevným nábojem, tj. kvarky. Polními částicemi silné interakce jsou gluony (z anglického „glue“ = lepit, lepidlo). Gluony spojují kvarky do větších celků, tzv. hadronů. Nejznámější jsou proton a neutron složený ze tří kvarků. Silná interakce je odpovědná za soudržnost atomárního jádra. Polní částice mají barevný náboj a proto mohou působit samy na sebe. Barevný náboj na malých vzdálenostech (při vysokých energiích) slábne a kvarky se chovají jako volné částice. Hovoříme o tzv. asymptotické volnosti kvarků. Teorií silné interakce se nazývá kvantová chromodynamika (QCD). a jsou pro ně z valné většiny průhledná i atomová jádra. Patří k nim například 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., které může prolétnout celou ZemíZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru., aniž by jí bylo zachyceno. Jen zcela výjimečně interaguje s jádrem, které se mu postavilo do cesty, 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).. Pro některé částice je tak atomární látka zcela neproniknutelná, pro jiné se naopak chová jako síto s obrovskými děrami, kterým částice bez problémů procházejí.

A jak atomární látka ve Vesmíru vznikala? První neutrony a protony se pospojovaly ze zárodečné kvarkKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce.-gluonovéGluony – intermediální (polní, výměnné) částice silné interakce, která působí na hadrony a je krátkého dosahu. Tato interakce spojuje kvarky v mezony a baryony, udržuje pohromadě neutrony a protony v atomovém jádře a způsobuje některé rychlé rozpady elementárních částic. Celkem známe 8 gluonů. Tyto polní částice jsou nositeli barevného náboje (náboje silného interakce). Tím se silná interakce odlišuje od elektromagnetické a slabé interakce. polévky přibližně 10 mikrosekund po vzniku Vesmíru. Dnes tento proces umíme uměle napodobit na největších urychlovačích světa. V několika minutách po začátku se neutronyNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. a protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. spojovaly v lehká atomová jádra. Šlo o velmi krátký okamžik v životě Vesmíru. Dříve byly teploty příliš vysoké na to, aby se atomová jádra udržela pohromadě. Později již byly srážky neutronů a protonů málo pravděpodobné (Vesmír rychle expandoval) a navíc valem ubývalo volných neutronů, které jsou nestabilní. V této prvotní nukleosyntéze vznikala jen jádra složená z několika protonů a neutronů (tzv. lehká jádra). Přibližně 400 000 let po začátku se z volných elektronů formují atomární obaly. Končí Velký třesk, počáteční horká plazmatickáPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. koule se postupně mění v neutrální svět atomůAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10⁻¹⁰ m, rozměry jádra 10⁻¹⁴ m, hustota atomu je 10¹¹ g·cm⁻³, hustota jádra 10¹⁴ g·cm⁻³. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech.. V této fázi se Vesmír stává průhledným pro záření, jež se odděluje od atomární látky. Dnes toto záření pozorujeme jako tzv. 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 Background, mikrovlnné záření pozadí). a je pro nás němým svědkem éry končícího Velkého třesku. V jeho obrazu jsou patrné fluktuace (nejčastěji mají úhlový rozměr přibližně 1°), které jsou zárodky budoucích galaxií a kup galaxií. Zhruba 400 milionů let po začátku vznikají první obří hvězdy a v jejich nitru se termojadernou syntézou vytvářejí i těžká atomová jádra až po jádro železaŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace., které je nejstabilnější. První hvězdy nežily dlouho, jejich materiál byl rozmetám do Vesmíru v podobě gigantických explozí, tzv. hypernovHypernova – zhroucení extrémně hmotné hvězdy (tzv. hyperobra) přímo na černou díru, doprovázené zábleskem gama a mohutnou explozí, která je ještě výraznější než u supernovy. Svítivost objektu je srovnatelná s celou galaxií. Nejvážnějším kandidátem na hypernovu v našem okolí je v budoucnosti hyperobří hvězda Éta Carinae z naší Galaxie.. Při těchto explozích vznikaly i prvky s většími jádry, než má železo. Přetváření lehkých jader na těžká v nitrech hvězd probíhá dodnes. Hmotnější hvězdy končí svůj život jako supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi. a těžkými jádry zásobí okolní prostor. Většina materiálu, z něhož jsme stvořeni, se do Vesmíru dostala při gigantických explozích hypernov a supernov.

Primitivní představa atomu z první poloviny dvacátého století.

Temná hmota

Ve Vesmíru nejsou jen atomyAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10⁻¹⁰ m, rozměry jádra 10⁻¹⁴ m, hustota atomu je 10¹¹ g·cm⁻³, hustota jádra 10¹⁴ g·cm⁻³. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech., které dobře známe. Najdeme v něm i 23 až 24 % částic, které atomární látkou bez problémů procházejí a kterým říkáme částice 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.. Neinteragují elektromagnetickyElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED). ani silněSilná interakce – interakce krátkého dosahu, přibližně 10⁻¹⁵ m. Silná interakce je výběrová, působí jen na částice s barevným nábojem, tj. kvarky. Polními částicemi silné interakce jsou gluony (z anglického „glue“ = lepit, lepidlo). Gluony spojují kvarky do větších celků, tzv. hadronů. Nejznámější jsou proton a neutron složený ze tří kvarků. Silná interakce je odpovědná za soudržnost atomárního jádra. Polní částice mají barevný náboj a proto mohou působit samy na sebe. Barevný náboj na malých vzdálenostech (při vysokých energiích) slábne a kvarky se chovají jako volné částice. Hovoříme o tzv. asymptotické volnosti kvarků. Teorií silné interakce se nazývá kvantová chromodynamika (QCD)., takže procházejí atomárními obaly i jádry. Možná interagují slaběSlabá 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). a pak máme šanci je přímo detekovat při některých srážkách s atomovými jádry. Určitě interagují gravitačně – proto o nich víme. Ve Vesmíru vytvářejí struktury vláken a stěn, v jejichž křížení se nacházejí ostrovy atomární látky – galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. Při expanzi Vesmíru hustota temné i atomární látky klesá se třetí mocninou rostoucích rozměrů Vesmíru. Takové chování je vlastní všem částicím s nenulovou klidovou hmotou.

Poprvé na existenci temné hmoty upozornil Fritz Zwicky v roce 1933, když statisticky zkoumal pohyby galaxií v Kupě ve Vlasech Bereniky. Množství pohybu bylo větší, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou látku. V šedesátých letech 20. století zjistila Vera Rubinová, že hvězdy a molekulární mračna na periferiích galaxií se také pohybují rychleji, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu. Závěr je stejný. Galaxie obsahují až 90 % látky, kterou nevidíme. Jednak jde o nesvítící baryonovouBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. látku, jednak o částice 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.. Právě gravitační interakce nám dnes umožňuje kvalitní mapování rozložení temné hmoty. Temná hmota ovlivňuje šíření světla galaxií ve velkých kupách a ze statistického zpracování způsobu deformace obrazů mnoha galaxií lze dopočíst rozložení temné hmoty uvnitř kupy. Ze světových projektů rekonstrukce rozložení temné hmoty na základě gravitační deformace obrazu uveďme například COSMOS (viz AB 10/2007). U nás se touto problematikou zabývá David Heyrovský z MFF UK. Výsledky výpočtů jsou ve shodě s numerickými simulacemi vývoje hmoty ve Vesmíru, z nichž zatím největší se nazývá simulace tisíciletí (Millennium Simulation, konsorcium VIRGO, 2005), ve které byla sledována gravitační interakce více než deseti miliard částic („částice“ v simulaci reprezentují oblast o hmotnosti cca jedné miliardy SluncíSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.). Výsledek simulace poskytl 25 TB dat s informacemi o rozložení a vývoji hmoty (atomární i temné) ve Vesmíru. Simulace byla prováděna na superpočítači v MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s po­boč­kami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd. v Garchingu u Mnichova a trvala přes měsíc. V roce 2009 proběhla obdobná simulace MIllennium II.

Millenium Simulation. Fialovou barvou je kódována temná hmota, žlutou atomární látka.
Strukturu Vesmíru určuje pavučinová síť vláken temné hmoty. Zdroj: MPI/VIRGO, 2005.

O přímou i nepřímou detekci částic 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. se snaží několik desítek detektorů založených na nejrůznějších principech (detailnější popis naleznete v sekci Současná kosmologie). Jedinou pozitivní detekci zatím měl detektor DAMA/LIBRA pod italskou horou Gran Sasso, interpretace dat ale není jednoznačná. Předpokládáme, že temná hmota má tzv. horkou a chladnou část. Horká část se označuje zkratkou HDM (Hot Dark Matter) a je složena z částic, které mají vysoké rychlosti a za dobu existence Vesmíru prolétly podstatnou část viditelného Vesmíru. Takové částice by počáteční fluktuace patrné v reliktním záření vyhlazovaly. Protože se tak nestalo, musí být horká temná hmota v menšině. Předpokládáme, že nejvýznamnější složku horké temné hmoty tvoří neutrinaNeutrina – 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., k celkové bilanci hmoty a energie ve Vesmíru ale nepřispívají ani jedním procentem. Důležitější je chladná část temné hmoty tvořená pomalými částicemi, které za dobu existence Vesmíru mohly prolétnout jen malý zlomek jeho viditelné části. Tuto složku temné hmoty označujeme zkratkou CDM (Cold Dark Matter). K nejnadějnějším kandidátům patří 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. a 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.. Chladná temná hmota naopak zárodečné fluktuace prohlubuje. Vzhledem k tomu, že hustota záření (částice s nulovou klidovou hmotou) s expanzí Vesmíru klesá rychleji než hustota látky (se čtvrtou mocninou vzdáleností), musel být na počátku Vesmír vyplněn především zářením (tzv. radiační éra), teprve později se prosadila látka (éra látky, od cca 400 tisíc roků). Fluktuace tohoto záření se přenášely na hmotu (ať temnou či atomární) a vytvářely zárodečné fluktuace látky připomínající zvukové vlny. Proto jim říkáme zárodečné akustické oscilace. Právě ty se při vývoji Vesmíru za pomoci chladné temné hmoty přeměnily v jeho současnou velkorozměrovou strukturu, kterou dnes zkoumáme ve velkorozměrových přehlídkách oblohy (například 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.). Naše celooblohové přehlídky se ale omezují jen na baryonovouBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. část látky, proto hovoříme o výzkumu baryonových akustických oscilací (BAO – Baryon Acoustic Oscillations). Jsou dalším významným zdrojem informací a zastoupení různých entit v dnešním Vesmíru.

Temná energie

Od roku 1998 víme, že se Vesmír rozpíná zrychlenou expanzí. Takový druh expanze nemůže být podle našich znalostí způsoben gravitační interakcí. Ta je přitažlivá a mohla by expanzi jen brzdit. Nejpřijímanějším názorem je, že za zrychlenou expanzi je zodpovědná nová entita, která dostala pracovní název 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 vakuových fluktuací.. Podle současných měření by měla tvořit 72 až 73 % hmoty a energie ve Vesmíru, neměla by mít žádné struktury – jde o jakési fluidum rovnoměrně vyplňující celý Vesmír. Zdá se, že ani s časem se hustota temné energie příliš nemění, pokud vůbec. Vzhledem k tomu, že hustota záření klesá s expanzí se čtvrtou mocninou rozměrů, hustota látky se třetí mocninou a hustota temné energie klesá zanedbatelně nebo vůbec, je jasné, že ve Vesmíru nejprve dominovalo záření, poté látka a nakonec temná energie. Dnes tedy žijeme v éře temné energie, která započala přibližně pět až sedm miliard let po vzniku Vesmíru. Vliv temné energie v éře záření a látky byl mnohem menší, než je dnes, a Vesmír expandoval brzděnou expanzí známou z řešení rovnic obecné 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..

Jak byla temná energie objevena? Na konci 20. století se začal využívat nový způsob měření vzdálenosti galaxií za pomoci 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., které slouží jako jakési standardní svíčky. V běžných galaxiíchGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. exploduje jedna až dvě za století, což při počtu galaxií umožňuje tu a tam nalézt ty, v nichž právě k explozi došlo. Při výpočtu vzdálenosti se samozřejmě bere v úvahu změna jasnosti způsobená prostorovou odlehlostí a expanzí Vesmíru. Ze spektra mateřské galaxie lze zjistit 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. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. vlnové délky světla daný expanzí Vesmíru. Porovnáváním obou údajů byla téměř současně objevena dvěma nezávislými skupinami zrychlená expanze Vesmíru. První skupina byla vedená Adamem Riessem z STSISTSI – 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. v Baltimoru a objev zrychlené expanze ohlásila v listopadu 1998. Druhou skupinu vedl Saul Perlmutter z LBNLLBNL – 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 12 nositelů Nobelovy ceny. v Berkeley. Tato skupina objev ohlásila na počátku roku 1999. Dnes o zrychlené expanzi nezávisle víme z analýzy fluktuací 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). a z tvaru velkorozměrových struktur ve Vesmíru, které se vyvinuly z prvopočátečních baryonových akustických oscilací (BAO). Není bez zajímavosti, že Perlmutterova skupina pokračuje v analýze veškerých dostupných dat ze 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. dodnes. Perlmutter je šéfem projektu SCP (Supernova Cosmology Project), který analyzoval data z 719 explozí supernov typu Ia, 557 z nich bylo použitelných pro další zpracování. Aktivity týmu SCP vyústily v zatím nejpřesnější odhad množství temné energie, temné hmoty a baryonové látky ve Vesmíru, který byl publikován v prestižním časopise Astrophysical Journal dne 10. června 2010.

Nejdůležitější a dosud nerozřešenou otázkou je původ 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.. Jako nejpravděpodobnější se zdá, že jde o projevy vakua. Podle kvantové teorie musí mít vakuum netriviální vlastnosti a nikdy nemůže být úplně prázdné. Vždy se v něm nacházejí fluktuace nejrůznějších polí a jakoby z ničeho se tvoří páry částice s antičásticí, které v divokém reji fluktuací opět zanikají. Kvantové vakuum má nenulovou energii, mělo by být v rámci Vesmíru homogenní a hustota jeho energie by měla být při expanzi konstantní. Navíc střední hodnota energie těchto kvantových fluktuací dá příspěvek k hustotě energie Vesmíru, který má stejný tvar jako slavná kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích obecné 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.. Je tak možné, že kruh se uzavírá a původ kosmologického členu v obecné relativitě je v kvantových procesech ve vakuu. Vše má ale jeden háček. Hustota energie vakua je o mnoho řádů větší než je hustota pozorované temné energie. Možná je náš svět mnohorozměrný a tato nadbytečná energie je deponována v extradimenzích, které nevnímáme. Možná jsme na špatné stopě a temná energie nesouvisí s energií vakua a je projevem další dosud nepoznané interakce, tzv. páté esence neboli kvintesenceKvintesence – hypotetické kvantové pole, které by mohlo být nositelem páté interakce, která se chová jako dynamická, časově se vyvíjející a prostorově nehomogenní forma energie vykazující tlak dostatečně záporný na to, aby urychlovala rozpínání vesmíru.. A možná je vše úplně jinak a gravitace se na velkých měřítcích projevuje jen jiným způsobem, než si myslíme. Klíčem k pochopení podstaty temné energie by měla být tzv. stavová rovnice temné energie, která dává do souvislosti tlak s hustotou energie. Měl by platit jednoduchý lineární vztah: p = wρ. Vše se odvíjí od hodnoty parametru wParametr w – zavádí se jako koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou energie, p = wρ. Reprezentuje stavovou rovnici dané entitity. Například pro zrychlenou expanzi (temnou energii) způsobenou kvantovými fluktuacemi vakua vychází přesně w = −1.. Pokud je jeho hodnota menší než –1/3, ve Vesmíru probíhá zrychlená expanze. Hodnota –1 by korespondovala s kvantovými projevy vakua a tedy s kosmologickou konstantou. Hodnota menší než –1, která by znamenala v budoucnosti tzv. velké rozervání vedoucí na dezintegraci základních stavebních prvků hmoty, se zdá být experimentálně vyloučena. Velkou naději na relativně přesné určení hodnoty parametru w má 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. zkoumající fluktuace reliktního záření. O kvantových vlastnostech vakua bychom se mnohé mohli dozvědět z experimentů na největším urychlovači světa LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015.. Temnou energii a její projevy zkoumá i řada dalších projektů.

Kvantové vakuum a jeho všudypřítomné fluktuace tvoří základní tkanivo Vesmíru. Jsou tyto fluktuace totožné s pozorovanou temnou energií? Zdroj: Lee Brain, Simon Fraser University, 2008

Co znamenají procenta zastoupení?

V předchozím textu jsme uváděli procenta zastoupení určité entity. Co ale tato procenta ve skutečnosti znamenají? Zjednodušeně řečeno jde o podíl hustoty energie či hmoty (ty jsou převeditelné, E = mc²) dané entity vůči tzv. kritické hustotě Vesmíru ρ_c ≡ 3H²/8πG (H je Hubblova konstanta a G je gravitační konstanta). Z Einsteinovy-Fridmanovy rovnice pro expanzní funkciExpanzní funkce – bezrozměrná funkce času a(t) udávající, jakým způsobem se s časem mění vzdálenosti v rozpínajícím se vesmíru. Můžeme si ji představit jako poměr vzdálenosti libovolných dvou vzdálených objektů ve vesmíru dnes a v minulosti (hodnota 1 znamená, že se vzdálenosti nemění). Mezi expanzní funkcí a kosmologickým červeným posuvem existuje jedno­duchý vztah z = (a − a₀)/a₀, kde a₀ charakterizuje lineární rozměry vesmíru v době vyslání paprsku a a lineární rozměry vesmíru v době jeho zachycení. Z naměřeného kosmologického červeného posuvu můžeme snadno vypočítat, jak se změnily rozměry vesmíru od doby, kdy byl vyslán dnes pozorovaný světelný paprsek, a = (1 + z)a₀. – viz [3] – plyne jednoduchý vztah:

1 = Ω_R + Ω_M  − Ω_k + Ω_Λ,

ve kterém je Ω_R≡ρ_R/ρ_c podíl hustoty energie záření ku kritické hustotě, Ω_M≡ρ_M/ρ_c je podíl látky (ať baryonovéBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. či temnéTemná 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.) vůči kritické hustotě, Ω_k je člen souvisící s celkovou křivostí Vesmíru (může být kladný, nulový nebo záporný) a Ω_Λ je člen daný kosmologickou konstantou (případně vakuovou či temnou energií). Členy na pravé straně jsou seřazeny tak, jak reagují na expanzi. Hustota záření klesá se čtvrtou mocninou rozměrů, hustota látky se třetí, člen křivosti s druhou a kosmologický člen s nultou mocninou (neklesá vůbec). Pokud je Vesmír plochý (a ze všech měření se zdá, že ano), je třetí člen nulový a součet podílů Ω pro záření, látku a temnou energii dá přesně 1. V tomto případě můžeme tedy hovořit o procentuálním zastoupení entit vůči celku, respektive vůči kritické hustotě hmoty/energie, která je pro plochý Vesmír i jeho skutečnou hustotou. V dnešním Vesmíru je podíl záření velmi malý, a tak má rovnice pro plochý Vesmír jednoduchý tvar

Ω_M + Ω_Λ = 1.

Co víme o zastoupení entit dnes?

Každé měření umožní jen určení určitého rozmezí parametrů s určitou pravděpodobností. Skupina kolem projektu SCP dala dohromady největší kolekci dat ze 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.. Své výsledky ale srovnávali i s analýzou fluktuací 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). (s daty z družice 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°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993. a 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 s pozorováními velkorozměrových struktur, do kterých se vyvinuly prvotní baryonové akustické oscilace (BAO). První sloučení dat z těchto tří zdrojů proběhlo v roce 2008 pod názvem Union. Další shromažďování dat vedlo k zatím nejpřesnějšímu určení základních parametrů našeho Vesmíru pod názvem Union 2 (publikováno v červnu 2010). Možné hodnoty parametrů ze zcela odlišných měření se protínají v jedné jediné oblasti. Souhlas z natolik rozdílných částí astronomie je skutečně úžasný – posuďte sami z následujících diagramů:

Na svislé ose je podíl kosmologického členu (kosmologická konstanta, vakuová energie, temná energie), na vodorovné ose je procentuální zastoupení látky (baryonové + temné). Na grafu jsou znázorněny oblasti přípustných parametrů z analýzy fluktuací reliktního záření (CMB), z analýzy velkorozměrových struktur (BAO) a z analýzy zrychlené expanze provedené za pomoci supernov Ia (SNe). Všechny tři znázorněné oblasti se protínají přibližně na úsečce popisující plochý Vesmír (Ω_Λ + Ω_M = 1) v hodnotách Ω_Λ = 73 %, Ω_M = 27 %. Z toho je 23 % temné hmoty a 4 % baryonové hmoty. Zdroj: R. Amanullah et al., Astrophysical Journal 2010.

Stejný graf jako předchozí, ale na svislé ose je parametr w (koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou temné energie). Je zjevné, že vychází w ≈ –1, což by odpovídalo energii vakua. Zdroj: R. Amanullah et al., Astrophysical Journal 2010.

Závěr

To, že data ze supernov typu Ia, data z pozorování velkorozměrových struktur a analýza fluktuací reliktního záření dávají přibližně shodné výsledky, je známo již deset roků. Že je ale shoda tak perfektní, víme jen několik týdnů. Znamená to, že současná fyzika je na správné cestě k pochopení podstaty temné energie a temné hmoty. Připravované experimenty mohou vnést světlo do původu těchto mysteriózních složek. O jejich množství již ale v tuto chvíli není pochyb.

Animace týdne: Mapa temné hmoty

Mapa temné hmoty. Temná hmota obklopuje galaxie a kupy galaxií. Její existenci navrhl Fritz Zwicky v roce 1933. Jde o neznámé částice interagující s ostatní hmotou především gravitačně a pravděpodobně také slabou interakcí. Celkově tvoří temná hmota 23 % veškeré hmoty a energie ve Vesmíru. V animaci si prohlédněte rozložení temné hmoty určené z přehlídky oblohy COSMOS. Výpočet rozložení temné hmoty se provádí na základě deformací viditelných obrazů způsobených průchodem paprsku hmotným prostředím. V animaci je patrné pořizování mapy pomocí HST a nakonec si prohlédněte výslednou rotující mapu temné hmoty v rozsahu prostorového úhlu 1,5°×1,5° do hloubky 6,5 miliardy světelného roku. Zdroj: HST, 2007. (mpeg, 10 MB).

Odkazy