Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 25 (vyšlo 11. července, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Dark Energy Survey

Miroslav Horký

Dark Energy Survey (DES) je název aktuálního projektu unikátního mapování oblohy, který si klade velmi nelehký úkol, a to zpřesnit naše znalosti o temné energii. V aktuálním čísle bulletinu se podíváme na některé zajímavé aspekty tohoto projektu.

Logo projektu DES

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.

Obecná 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.

Kosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru. Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Její hodnota se odhaduje na Λ ~ 2×10−52 m−2.

Expanze vesmíru

V roce 1915 publikoval Albert Einstein obecnou teorii 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. (OTR), která představovala jiný pohled na gravitaci než dosavadní Newtonova teorie. Jedná se o teorii geometrickou, která oproti newtonovskému přístupu neužívá pojem síly. Ta je v OTR nahrazena křivým prostoročasem, v němž se objekty pohybují po nejrovnějších dráhách, tzv. geodetikách a zakřivení prostoročasu je vytvářeno každým hmotným objektem, ať už stacionárním, nebo pohybujícím se. Tyto úvahy vedly Einsteina k formulaci 10 nelineárních parciálních diferenciálních rovnic druhého řádu pro deset neznámých, kterým dnes říkáme Einsteinovy rovnice. Vzhledem k tomu, že Einstein požadoval jako řešení svých rovnic statický, tj. časově neměnný vesmír, tak o dva roky později do své soustavy přidal tzv. kosmologický člen, který zajišťoval, aby vesmír neexpandoval ani nekolaboval. Ovšem již v roce 1929 objevil Edwin Hubble, že se vesmír rozpíná, a tím Einsteinova kosmologická konstanta pozbyla významu. Na výsluní se začala vracet až v době zahrnování inflačního stádiaInflace – 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. do kosmologického modelu. Einsteinovy rovnice bez kosmologického členu jsou na následujícím obrázku.

Einsteinův zákon

Vyobrazení Einsteinových rovnic bez kosmologického členu na boku vyřazené lokomotivy v Bolívii. Členy rovnice zleva: Rμν – Riemannův tenzor, gμν –  metrický tenzor, R – skalární křivost, G – gravitační konstanta, c – rychlost světla, Tμν – tenzor energie a hybnosti. Zdroj: YouTube.

Na konci 90. let 20. století byl učiněn jeden z nejvýznamnějších objevů v kosmologii. Ukázalo se, že se vesmír rozpíná nikoli lineární nebo brzděnou expanzí, ale zrychleně. Za tento objev byla v roce 2011 udělena Nobelova cena za fyziku Saulu Perlmuterovi, Adamu RiessoviBryanu Schmidtovi, kteří měli na objevu největší podíl. V Einsteinových rovnicích má kosmologická konstanta význam členu, který působí antigravitačně a zajišťuje zrychlenou expanzi vesmíru. V současnosti se její hodnota odhaduje na 2,25×10−52 m−2.

Temná energie

Z kosmologických výpočtů a měření vyplývá, že atomární látka tvoří ve vesmíru zhruba 5 % hmoty a energie, zbytek vytváří 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.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., přičemž temné energie je podle posledních měření sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. 68 %. Její fyzikální podstata však zůstává stále záhadou. Jednou z nejvíce diskutovaných možností je, že temná energie je energií kvantových fluktuací vakua. Z kvantové teorie je totiž známé, že neexistuje absolutní vakuum tedy prostor, kde by nebylo vůbec nic. I v tom nejprázdnějším prostoru neustále vznikají fluktuace polí a páry částic a antičástic, které po krátkém okamžiku zase anihilují.

Chování temné energie vystihuje tzv. stavová rovnice, podle níž je v prvním přiblížení tlak, kterým temná energie působí na okolí, úměrný její hustotě:

p = w ρ,

kde koeficient úměrnosti w (tzv. parametr w) závisí na způsobu, jakým hustota temné energie reaguje na expanzi. Aby se vesmír rozpínal zrychleně, musí platit w < −1/3. Pro různé entity vychází různé hodnoty parametru w. Například pro elektromagnetické záření je w = 1/3, pro nekoherentní prach je w = 0 a pro jevy způsobené křivostí je w = −1/3, a tak je jasné, že tyto tři entity zrychlenou expanzi nezpůsobují. Pro kvantové fluktuace vakua vychází w = −1, proto jsou ideálním kandidátem na temnou energii. Navíc z výsledků měření WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010., CBICBI – Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory., 2dF2dFGRS (2dF Galaxy Redshift Survey) – projekt, v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií pomocí zařízení 2dF (2 degree Field) – unikátního spektrografu připojeného k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů.SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. vychází, že parametr w je z intervalu <−1; −0,78).

Intuitivně bychom očekávali kvůli vlivu přitažlivé gravitace brzděnou expanzi, skutečnost je ale jiná. Parametry zrychlené expanze, ať už je způsobena čímkoli, lze určit z 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. velmi vzdálených galaxiíGalaxie – 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.. K měření vzdálenosti se využívají supernovy typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku., které fungují jako standardní svíčky ve vesmíru. Jde o dvojhvězdy, v nichž je jednou složkou bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS., na kterého přetéká látka ze složky druhé. K explozi dochází tehdy, když hmotnost bílého trpaslíka překročí 1,4 hmotnosti SlunceSlunce – 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.. Proto jsou všechny tyto exploze velmi podobné a mohou posloužit k určení vzdálenosti. Zrychlenou expanzi objevily týmy vedené Saulem Perlmutterem a Adamem Riessem právě na základě měření červeného kosmologického posuvu supernov Ia nebo jejich mateřských galaxií.

Dalekohledy na Cerro Tololo

Dalekohledy na observatoři Cerro Tololo. Uprostřed je dalekohled Victora Bianca,
na kterém bude probíhat nový projekt DES. Fotografie: Reidar Hahn, Fermilab.

Dark Energy Survey

DES je projekt, díky kterému získáme tak obsáhlý soubor dat o kosmologickém červeném posuvu galaxií, že na něm bude možné udělat velmi kvalitní statistickou analýzu, a tím zpřesnit naše informace o rozpínání vesmíru. Kvůli tomuto projektu byl upraven 4-metrový dalekohled Victora M. Bianca na observatoři Cerro Tololo v chilských Andách. Na dalekohled byla namontována speciální CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kamera DeCam (DES Camera) obsahující 62 CCD snímačů s rozlišením 2048×4096 px a 12 CCD snímačů s rozlišením 2048×2048 px. Celkově má tedy kamera přibližně 570 Mpx.

Fotografie CCD kamery DeCam pro projekt DES

Fotografie CCD kamery DeCam pro projekt DES. Zdroj: DES/Fermilab.

Kamera byla na dalekohled instalována v průběhu roku 2012 a v roce 2013 začala vlastní pozorování. Pozorovací kampaň je naplánována na 5 roků a každý rok se bude pozorovat 105 nocí v období od srpna/září do února. Kromě měření červeného posuvu supernov typu Ia, se měří i červené posuvy galaxií. Během první etapy pozorovací kampaně, která začala 31. srpna 2013 a skončila 9. února 2014, byly pořízeny snímky mnoha milionů galaxií a stovek supernov z oblasti zhruba 2 000 čtverečních stupňů oblohy. Odhaduje se, že v době ukončení pětileté kampaně bude nasnímáno celkem 200 miliónů galaxií. Po zpracování všech výsledků se tedy snad dozvíme něco víc o podstatě temné energie a rozpínání vesmíru.

Popis projektu DES přímo od členů týmu s unikátními záběry zařízení.
Zdroj: Fermilab (mp4, 53 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage