Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 35 (vyšlo 16. září, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Žijeme ve vesmírné bublině?

Miroslav Havránek

Pokud bychom měli charakterizovat vesmír několika přívlastky, pak je vesmír obrovský, chladný, rozpínající se, téměř homogenníHomogenní – stejný ve všech místech.izotropníIzotropní – stejný ve všech směrech.. Stáří vesmíru je přibližně 13,4 miliardy let. Poznatky o téměř rovnoměrném rozložení hmoty na kosmologických vzdálenostech byly získány mapováním oblohy na různých vlnových délkách. Příkladem může být detekce rádiových zdrojů (rádiový interferometr VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.), snímkování oblohy ve viditelné oblasti ( přehlídka 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., hloubkové snímky z 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 přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. a mnoho dalších) nebo studium rozložení aktivních galaktických jaderAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., které jsou zdrojem rentgenového záření (kosmická rentgenová observatoř XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.). Ještě mocnějším nástrojem pro studium vesmíru je analýza 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).. Reliktní záření je rovněž nesmírně homogenní a izotropní. Střední hodnota fluktuací reliktního záření dosahuje pouze několika stotisícin kelvinu bez ohledu na to, kterým směrem se díváme. Další zajímavou skutečností je fakt, že jsme vůbec schopni pozorovat vzdálené galaxie. Podle standardního kosmologického modelu hustota hmoty ve vesmíru reguluje rychlost jeho expanze. Pokud by hustota na počátku byla nepatrně větší, než je dnes, vesmír by velmi rychle zkolaboval vlastní gravitací. Naproti tomu vesmír s nižší hustotou hmoty by expandoval mnohem rychleji a většina hmoty by se snadno kauzálně oddělila, takže by ji nebylo možno pozorovat. Počáteční množství hmoty ve vesmíru bylo nastaveno blízko kritické hustotě tak, že gravitace kompenzuje rozpínání vesmíru s vysokou přesností (až 59 platných číslic). Otázka je: Jaké procesy umožnily vznik vesmíru s takto podivnými vlastnostmi?

APM Galaxy Survey

APM Galaxy Survey – přehlídka oblohy čítající více než 2 miliony galaxií. Černé oblasti představují odečtený signál z blízkých hvězd. Mozaika 185-ti fotografií pokrývá přibližně desetinu oblohy a ukazuje na homogenitu rozložení hmoty ve vesmíru. Zdroj: NASA, Steve Maddox.

Reliktní 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).

COBE – 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.

WMAP – 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.

Planck – 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.

Inflační model

Zatímco představa přesného nastavení počátečních podmínek vesmíru svádí k antropickému principuAntropický princip – tvrzení, že vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku. Existuje-li více vesmírů současně, žijeme právě v tom, kde se mohl vyvinout život našeho typu, a proto se nemůžeme divit, že parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak, aby život mohl vzniknout. Nepatrná odchylka od hodnot základních konstant či jiných parametrů by znamenala vznik úplně jiného vesmíru, kde by nemohl existovat život tak, jak ho známe. Antropický princip má své skalní příznivce i odpůrce. Odpůrci argumentují zpravidla tím, že antropický princip odvádí pozornost od zkoumání skutečných počátečních podmínek ve vesmíru., americký fyzik Alan Guth přišel v roce 1980 s racionálnějším vysvětlením pomocí inflačního modeluInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru.. Ve velmi raných fázích vesmíru, kdy docházelo ke kvantovým fluktuacím polí i samotného časoprostoru, prošel vesmír rapidní expanzí a zvětšil tak své rozměry o desítky řádů. Podle inflačního modelu je náš (pozorovatelný) vesmír tedy jen nepatrný zlomek z původně fluktujícího vesmíru „nafouknutý“ do dnešních rozměrů. Tímto způsobem vznikl homogenní a izotropní vesmír. Proces inflace také „automaticky“ nastaví hustotu hmoty ve vesmíru blízkou kritické hustotě. V inflačních modelech je vesmír s kritickou hustotou atraktoremAtraktor – množina, ke které se s rostoucím časem blíží řešení diferenciální rovnice s počátečními podmínkami nacházejícími se v okolí této množibny. Množina musí splňovat i některé další podmínky (invariantnost, uzavřenost a musí existovat řešení, které ji hustě pokryje)., ke kterému se vesmír vyvine ze širokého spektra počátečních podmínek. Inflační model rovněž řeší i problém nepřítomnosti topologických defektů jako jsou kosmické strunyKosmické struny – hypotetické lineární gravitační objekty, které by měly vznikat v raných fázích vesmíru jako topologické defekty při narušení symetrie. nebo magnetické monopólyMagnetický monopól – neexistující analogie elektrického náboje v magnetickém poli. Dodnes není zcela jasné, proč se magnetické monopóly v přírodě nevyskytují..

Rozpad falešného vakua a věčná inflace

Jednou z představ je, že za inflaci zodpovídá tzv. inflatonové pole (skalární pole). V průběhu vývoje vesmíru se snižuje potenciální energie inflatonového pole a vesmír se tak může ocitnout v metastabilním stavu, který nazýváme falešným vakuem. Postupným přechodem vesmíru do globálního energetického minima (reálného vakua) dochází k inflaci. Vědci Paul Steinhardt a Alexander Vilenkin však dokázali, že falešné vakuum je nestabilní a rozpadá se. Poločas rozpadu falešného vakua je mnohem delší než doba inflace. Tato dílčí falešná vakua jsou zárodky dalších vesmírů, které se exponenciálně nafouknou podobně jako bubliny. Proces nukleace vesmírů je znázorněn v pravé části obrázku níže. Jakmile jednou inflace začne, probíhá věčně (směrem do budoucnosti). Podle teorie věčné inflace má svět fraktální strukturu složenou z mnoha a mnoha vesmírů a náš vesmír je jedním z nich.

Potenciál

Vlevo: jeden z možných tvarů potenciální energie inflatonového pole. Vpravo: schéma věčné inflace,
kdy rozpadem falešného vakua vzniká mnoho expandujících vesmírů. Zdroj: [1].

Umělecká představa

Umělecká vize mnoha vesmírů s různými fyzikálními zákony. Tyto vesmíry vznikly
rozpadem falešného vakua a následnou inflací.

Experimentální testy věčné inflace

Pokud skutečně existuje mnoho „bublinových“ vesmírů, mohlo v minulosti docházet k četným kolizím těchto bublin. Jestliže se vesmíry srážely v oblastech, které nám jsou kauzálně dostupné, pak by mělo být možné pozorovat kruhové „otisky“ kolizí v reliktním záření. Právě touto analýzou kosmického mikrovlnného pozadí se zabývá skupina vědců z Imperial College v Londýně. Srážka našeho vesmíru s jiným vesmírem by se měla projevit jako kruhová struktura v reliktním záření. Hledání těchto struktur znesnadňují teplotní fluktuace reliktního záření. Příklad počítačově simulovaného čistého signálu vesmírné kolize a signálu s přidanými teplotními fluktuacemi ukazuje dvojice obrázků níže.

Otisk srážky bublin

Vlevo: počítačová simulacePočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů. „otisku“ kolize našeho vesmíru s jiným vesmírem. Pravý obrázek
ukazuje stejnou situaci po přičtení teplotních fluktuací reliktního záření. Zdroj: [2].

Pro testování vyhledávacích algoritmů slouží data nasbíraná za 7 let sondou 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.. Analýza reliktního záření je založena na waveletové transformaciWaveletová transformace – nástroj pro analýzu signálů v časově-frekvenční oblasti. Transformace byla představena na počátku 80. let 20. století Morletem, který ji použil pro vyhodnocení seismických dat. Waveletová transformace provádí rozklad funkce (signálu) do tzv. waveletů – funkcí impulsního charakteru. (přesněji needletové transformaci, protože mapa oblohy je rozvíjena do funkcí tvaru mexického klobouku definovaných na sféře) mikrovlnné mapy oblohy, poskytující informace o poloze a úhlovém rozměru struktur v reliktním záření. Takto se vybere několik oblastí, které jsou kandidáty na signál z kolize dvou vesmírů. Dalším krokem je použití Cannyho algoritmuCannyho algoritmus – numerický algoritmus na detekci hran v dvojrozměrném diskrétním obraze. pro detekci hran a určení středu kruhové struktury. Případné nalezené struktury mohou být ale pouze výsledkem náhodných teplotních fluktuací. Hodnověrnost hypotézy o nalezení kruhové struktury se odhaduje na základě analýzy simulovaných dat obsahující užitečný signál se známými parametry. V datech se sondy WMAP zatím byly identifikovány čtyři kruhové struktury, které by mohly být kandidáty na pozůstatky po kolizích našeho vesmíru s jinými vesmíry. V blízké budoucnosti se počítá s použitím těchto algoritmů na data ze sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013., která poskytnou zatím nejpřesnější mapu reliktního záření. Bez ohledu na to, zda Planck potvrdí či vyvrátí hypotézu o kruhových strukturách, skutečnost, že můžeme experimentálně prokázat existenci jiného vesmíru, ukazuje, jak důležitou roli hraje 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). pro moderní kosmologii.

Mapa

Mapa výskytu čtyř oblastí, které jsou považovány za nejnadějnější kandidáty na pozůstatky kolize vesmírů.
Data pocházejí ze sondy WMAP. Zdroj: [2].

Kandidáti

Detailní pohled na struktury v reliktním záření, které mohou být „otiskem“ srážek našeho vesmíru s jinými vesmíry.
Poloha těchto oblastí na obloze je znázorněna na předcházejícím obrázku. Zdroj: [2].

Animace týdne: Chaotická inflace

Rozpad falešného vakua (avi/xvid, 5 MB)

Chaotická inflace. V průběhu přechodu vesmíru z falešného vakua do skutečného vakua může docházet ke kvantovým fluktuacím inflatonového pole, které mohou několikanásobně navracet vesmír zpět do stavu falešného vakua. Tento model se nazývá model chaotické inflace a navrhl jej ruský fyzik Andrei Linde v roce 1986. Animace ukazuje počítačovou simulaci rozpadu falešného vakua a následného růstu kulových struktur. V úvodní části animace jsou vidět kvantové fluktuace inflatonového pole, které způsobí oscilace rostoucích bublin. V závěru simulace dojde k expanzi několika bublin a jejich postupnému sloučení. Zdroj: YouTube [4] (avi/xvid, 5 MB).

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage