Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 21 (vyšlo 29. června 2018, ročník 16 (2018)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Hubblova konstanta stále tajemná

Rudolf Mentzl

Tradiční metody měření vzdáleností pomocí trojúhelníků, které slaví takové úspěchy v zeměměřičství, se ukazují poměrně neúčinné již v dosti blízkém vesmíru. Máme sice k dispozici trojúhelník s odvěsnou o délce celé astronomické jednotkyAstronomická jednotka – au (astronomical unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů., nicméně vzdálenosti ve vesmíru jsou o několik řádů větší, a tak paralaxyParalaxa – úhlový rozměr velké poloosy elipsy, kterou hvězda zdánlivě opisuje na obloze vzhledem ke vzdálenějším objektům. Tento zdánlivý pohyb blízkých hvězd je způsoben pohybem Země kolem Slunce (na hvězdu se díváme odjinud v létě a odjinud v zimě). Čím je hvězda blíže, tím je její paralaxa větší. Největší je u Proximy Centaury, kde činí 0,76″. vycházejí příliš malé a odsuzují použitelnost této metody jen do rámce naší 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..

Nebeská triangulace

Měření blízkých vzdáleností pomocí nebeské triangulace
Zdroj: Kresba Ivan Havlíček.

Hubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek.

Kosmologický 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.

Naštěstí se dají vzdálenosti ve vesmíru určovat i jinak. Jistě rychle připadneme na možnost měřit vzdálenosti hvězd podle jejich jasu. Je to poněkud naivní, protože hvězda nemusí být jasná, když je blízko, ale protože hodně svítí. Kdybychom však znali skutečnou svítivost hvězdy, jistě bychom pak její vzdálenost z jasnosti dopočítat mohli. Časem se ukázalo, že způsobů změřit opravdovou svítivost některých objektů je hned několik, a tím se otevřel nový způsob měření vzdáleností. Této metodě se říká metoda metoda standardní svíčkyMetoda standardní svíčky – způsob měření vzdáleností objektů porovnáním jejich skutečné a zdánlivé jasnosti na obloze. Metodu lze použít u všech objektů, u kterých lze zjistit jejich skutečnou svítivost z nějaké fyzikální vlastnosti nezávislé na vzdálenosti. Např. u proměnných hvězd typu δ Cephei koreluje svítivost s periodou, supernovy typu Ia mají při výbuchu pokaždé přibližně stejnou svítivost atd..

Třetí principiálně odlišná metoda využívá k měření vedlejších efektů rozpínání vesmíru. Jednoduchou úvahou dojdeme k závěru, že v rozpínajícím se vesmíru se od nás vzdálenější objekty vzdalují vyšší rychlostí, než ty blízké. Závislost je lineární, koeficient úměrnosti nazýváme Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru. Definována je vztahem H = (da/dt)/a, kde a je expanzní funkce. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na 67 km/s na megaparsek.. Rychlosti vzdalování (tzv. radiální rychlosti) naštěstí dokážeme poměrně snadno určit z posuvu spektrálních čarKosmologický 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. vzdalujících se objektů, a tak je tato metoda účinná při odhadech vzdáleností srovnatelných s velikostí pozorovatelného vesmíru.

Je zřejmé, že přesnost této metody stojí a padá s přesností znalosti Hubblovy konstanty, proto kosmologové věnují veliké úsilí jejímu určení. To mohou v podstatě dvěma způsoby: Některou z metod standardní svíčkyMetoda standardní svíčky – způsob měření vzdáleností objektů porovnáním jejich skutečné a zdánlivé jasnosti na obloze. Metodu lze použít u všech objektů, u kterých lze zjistit jejich skutečnou svítivost z nějaké fyzikální vlastnosti nezávislé na vzdálenosti. Např. u proměnných hvězd typu δ Cephei koreluje svítivost s periodou, supernovy typu Ia mají při výbuchu pokaždé přibližně stejnou svítivost atd. změří co nejpřesněji vzdálenost objektu a z této hodnoty a z velikosti posuvu spektrálních čar Hubblovu konstantu dopočítají. Druhá možnost spočívá v pečlivé analýze 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).. Tímto měřením se zabývala sonda 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. 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..

Mikrovlnné pozadí

Mapa mikrovlnného reliktního záření pořízená sondou Evropské kosmické agentury.
Zdroj: ESA/Planck.

Rozpory v určení Hubblovy konstanty

Změření Hubblovy konstanty dvojím způsobem dává možnost ověřit správnost modelu a metody měření. Jenomže každé ověřování správnosti s sebou nese riziko, že nebude něco souhlasit. To se stalo i v tomto případě. Rozpor není velký – pouhých pět procent dělí obě metody získání Hubblovy konstanty, aby se hodnoty sešly, což někteří astronomové pokládají za úspěch. Z měření mikrovlnného pozadí vychází hodnota 66.93±0.62 km·s−1 Mpc−1, zatimco metoda standardní svíčkyMetoda standardní svíčky – způsob měření vzdáleností objektů porovnáním jejich skutečné a zdánlivé jasnosti na obloze. Metodu lze použít u všech objektů, u kterých lze zjistit jejich skutečnou svítivost z nějaké fyzikální vlastnosti nezávislé na vzdálenosti. Např. u proměnných hvězd typu δ Cephei koreluje svítivost s periodou, supernovy typu Ia mají při výbuchu pokaždé přibližně stejnou svítivost atd. dává 73.52±1.62 km·s−1 Mpc−1. Je třeba si uvědomit, že měření vzdálenosti je hodně závislé na konkrétním rozložení hmoty ve vesmíru. Pak spíš vzbuzuje údiv, že se metody standardní svíčky (poskytují rozumné výsledky do stovek milionů až jednotek miliard světelných roků) a analýza mikrovlnného pozadí (zde se pracuje s rozměry srovnatelnými s rozměrem vesmíru) sešly na tak úzkém rozmezí. Přesto jiným astronomům pět procent připadá jako propast a mluví o krizi Hubblovy konstanty. Ať mají pravdu jedni, či druzí, rozpor je třeba vysvětlit. Nabízí se hned několik možností.

Hubblova konstanta

Porovnání hodnot Hubblovy konstanty naměřených analýzou reliktního záření
a metodou standardních svíček. Zdroj:Physical Society.

Předně je možné, že nemáme správně oškálované vzdálenosti ve vesmíru. Přesnost metody standardní svíčkyMetoda standardní svíčky – způsob měření vzdáleností objektů porovnáním jejich skutečné a zdánlivé jasnosti na obloze. Metodu lze použít u všech objektů, u kterých lze zjistit jejich skutečnou svítivost z nějaké fyzikální vlastnosti nezávislé na vzdálenosti. Např. u proměnných hvězd typu δ Cephei koreluje svítivost s periodou, supernovy typu Ia mají při výbuchu pokaždé přibližně stejnou svítivost atd. stojí a padá se znalostí skutečné vzdálenosti cefeidCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912.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 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.. Většina astronomů doufá, že právě probíhající mise astrometrické sondy GaiaGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna 19. 12. 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním bodě L2 soustavy Slunce-Země., opírající se o spolehlivé metody trigonometrie, vnese do problému jasno a problém se vyřeší, aniž by bylo třeba měnit soudobé názory na to, jak a čím drží vesmír pohromadě.

Španělský doktorand José Luis Bernal (Barcelonská univerzita) a uznávaný kosmolog John A. Peacock (Edimburgská univerzita) spatřují nedostatek ve způsobu vyhodnocování informací o reliktním mikrovlnném pozadí a volají po nových bayesovských technikáchBayesovská statistika – statistika založená na výpočtech podmíněné pravděpodobnosti jevů. Užívá se pro výpočet pravděpodobnosti tam, kde je třeba pracovat s nejistými nebo neúplnými znalostmi. zpracování statistických údajů. Užitím metody BACCUS (BAyesian Conservative Constraints and Unknown Systematics), kterou vyvinuli, vychází najevo, že problémy kolem Hubblovy konstanty by mohly mít svůj původ v systematických chybách, které dosud nebyly zohledňovány.

Jak z toho ven?

V případě, že by měření ze sondy Gaia výrazně nerevidovala představy o vesmírných vzdálenostech a ani nová metoda BACCUS by nevyjasnila nesrovnalosti, začne být problém opravdu zajímavý. Nabízí se široká škála vysvětlení, od střízlivých až po těžko přijatelná. Můžeme třeba předpokládat, že nechápeme zcela přesně, jakým způsobem probíhal vývoj raného vesmíru. Podle 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). dnes usuzujeme na to, jakým způsobem probíhala prudká expanze v počátcích vesmíru. Je však možné, že jiný scénář by poskytl stejný obraz mikrovlnného pozadí a přitom by z něj plynula jiná hodnota Hubblovy konstanty. Tím by se mohl pětiprocentní rozdíl setřít. Jedním z neznámých faktorů, které mají na vývoj vesmíru vliv, je počet neutrin v ΛCDMΛCDM – všeobecně uznávaný model vesmíru obsahující temnou energii popisovanou kosmologickou konstantou (Λ), chladnou temnou hmotu (CDM – Cold Dark Matter) a baryonovou hmotu. Model ΛCDM věrně popisuje náš vesmír, a proto je často nazýván standardním kosmologickým modelem. modelu, obsahujícím Hubblovu konstantu Λ a chladnou temnou hmotu.

Jinou neznámou je rozložení neviditelné hmoty ve vesmíru. Ať už se jedná o z principu neviditelnou temnou hmotuTemná 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, 26 % temné hmoty a 69 % 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. nebo jiné velice hmotné neviditelné objekty, všechny deformují obraz, který nám mikrovlnné pozadí poskytuje. Pokud by tomu tak bylo, je zřejmé, že jakkoli přesná analýza reliktního záření přinese zkreslené výsledky.

Hubblova konstanta bezpochyby dnes ještě neřekla své poslední slovo. Jakkoli je pro kosmologii důležitá její přesná hodnota, neustále její význam roste už jen tím, kolik problémů přinesla, a tím katalyzovala další výzkum. V této souvislosti se začíná mluvit o nutnosti dalších nezávislých metod měření vesmírných vzdáleností. Do povědomí se dostává myšlenka využít současné detekce gravitačních vln a jejch elektromagnetického doprovodu pozorovaného třeba při srážce dvou neutronových hvězd.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage