Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 30 (vyšlo 2. srpna, ročník 17 (2019)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kam se poděla temná hmota?

Rudolf Mentzl

Dnes již nikoho nepřekvapí tvrzení, že vesmíru dominuje 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.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., a to jak fyzicky, tak i co do počtu odborných článků. Jen na tomto serveru jsme se jí dotkli v AB 29/2003, AB 10/2007, AB 49/2011, AB 29/2012 a v AB 10/2017, silvestrovské číslo nepočítaje. Temné hmoty je v celém vesmíru asi šestkrát více než té viditelné. Asi proto více zaujmou informace, že někde chybí. To se stalo například v loňském roce, kdy svět oblétla zpráva, že galaxie NGC1052-DF2 temnou hmotu neobsahuje. Ignacio Trujillo z Instituto de Astrofísica de Canarias nyní ztracené hračky opět z kanálu vytáhl.

Galaxie NGC 1052-DF2

Tým Pietra van Dokhuma z Yale pokládá objekt NGC 1052-DF2 v souhvězdí Velryby za ultradifuzní galaxii. Zdroj: NASA, ESA, P. van Dokkum (Yalská univerzita).

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.

Standardní svíčka – způsob určování vzdáleností ve vesmíru pomocí svítivosti objektu. Dopočítat vzdálenost z naměřené jasnosti je možné jen v tom případě, že známe skutečnou svítivost objektu. Takovému objektu proto říkáme standardní svíčka. Může jím být například kulová hvězdokupa, supernova typu Ia, červený obr ve fázi maximální svítivosti…

Temná hmota je všude

Přítomnost temné hmoty v galaxiiGalaxie – 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. prozrazuje rozbor rychlostí hvězd a vodíkových oblaků na její periferii. S pomocí Keplerova třetího zákonaKeplerovy zákony – tři zákony, které objevil v 17. století Johanes Kepler. Popisují pohyb planet v okolí Slunce: I. Planety se pohybují po elipsách, v jejichž ohnisku je Slunce. II. Plošná rychlost planet je konstantní (měřeno spojnicí planety a Slunce). III. Poměr druhých mocnin oběžných dob a třetích mocnin velkých poloos je pro všechny planety stejný. umíme dobře matematicky stanovit rychlosti těles v řídkých systémech, jako je třeba Sluneční soustava. Nepříliš obtížnou úvahou zjistíme, že rychlost oběžnic ubývá s druhou odmocninou vzdálenosti od těžiště. Galaxie nicméně takovými vlastnostmi neoplývá, proto jsou tu rychlosti rozloženy jinak. Pozorovatel ve vnitřních částech galaxie vidí ve všech směrech nějaké hvězdy. Přihlédneme-li ještě ke geometrické symetrii, je to dostatečná podmínka k úvaze, že pohyb oběžnice je určena pouze hmotností v prostoru vymezeném koulí vepsanou její dráze. Není obtížné ukázat, že pro pomalu se měnící hustotu je rychlost hvězd přímo úměrná jejich vzdálenosti od středu galaxie. Teprve v periferních oblastech galaxie, kde je málo vnějších složek, přechází závislost v keplerovskou. Přesněji řečeno, měla by.

Pozorování galaxií potvrdilo, že rychlosti hvězd v galaktickém disku skutečně se vzrůstající vzdálenosti od středu rostou lineárně. Pak by podle teorie měly pomalu klesat, místo toho však zůstávají po dlouhou dobu na přibližně stejné hodnotě. Protože jsou zde grafy závislostí vodorovné, hovoří se o plochých rotačních křivkách. Tento jev nejsnáze vysvětlíme gravitačním působením další hmoty, kterou však běžnými prostředky nedokážeme detekovat. Po dlouhých letech hledání klasických vysvětlení se astronomové smířili s přítomností něčeho, čeho je mnohem více než běžné (tzv. baryonové) hmotyBaryonová 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., něčeho, co ignoruje elektromagnetickou interakciElektromagnetická 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). a prozrazuje se pouze gravitačním působenímGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.. Dnes disponujeme rozsáhlými mapami temné hmoty a zvykli jsme si, že tam, kde se kříží její vlákna, nacházíme shluky galaxií. Právě proto vzbudila galaxie NGC1052-DF2 takový rozruch.

Rotační křivky galaxií. Kresba Ivan Havlíček.

Když temná hmota chybí

V roce 2018 došel tým Pietera van Dokhuma z Yalské univerzity k závěru, že právě tato galaxie temnou hmotu neobsahuje. Vedl k tomu jednoduchý výpočet. Z celkové svítivostiSvítivost hvězdy – skutečná produkce energie hvězdy zářením za jednotku času neboli zářivý výkon hvězdy. Udává se ve wattech a  závisí na efektivní povrchové teplotě hvězdy. Svítivost lze spočítat ze Stefanova-Boltzmannova zákona dle vztahu: L = 4πR2σT4. Někdy hovoříme o bolometrické svítivosti (svítivosti počítané přes celé elektromagnetické spektrum). a ze vzdálenosti galaxie lze odhadnout hmotnost baryonové složky, které pak zase odpovídá nějaký rychlostní profil hvězd. Šokující bylo, že tento profil odpovídal naměřené hmotnosti, aniž by bylo třeba vliv temné hmoty započítávat. Tak se zrodila legenda o galaxii, která je podivná tím, že v ní není nic podivného. Vysvětlení je prozaické. Špatný odhad vzdálenosti galaxie. Ne 65 milionů světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky., ale pouhých 39. Je zřejmé, že pozorovaná svítivost galaxie pak odpovídá mnohem menší baryonové hmotnosti, kterou je třeba doplnit temnou hmotou, aby odpovídala rychlostnímu profilu hvězd. Opět se ukázalo, jak velkou úlohu v astronomii hraje správné určování vzdáleností.

Galaxie NGC 1052-DF2

Detail galaxie NGC1052-DF2. Zdroj: Ignacio Trujillo.

Tým astronomů z Yalské univerzity považoval galaxii NGC 1052-DF2 za ultradifúzní galaxii s vysokou svítivostí a použil k určení vzdálenosti galaxie techniku vhodnou pro velmi hmotné galaxie. To je dle mínění Ignacia Trujilla zdrojem chyby, protože galaxie NGC 1052-DF2 je velmi řídká, až transparentní. Své tvrzení podpořil měřením pěti nezávislými metodami, které dávají zhruba stejný výsledek. Jako standardní svíčkuStandardní svíčka – způsob určování vzdáleností ve vesmíru pomocí svítivosti objektu. Dopočítat vzdálenost z naměřené jasnosti je možné jen v tom případě, že známe skutečnou svítivost objektu. Takovému objektu proto říkáme standardní svíčka. Může jím být například kulová hvězdokupa, supernova typu Ia, červený obr ve fázi maximální svítivosti… použil nejen kulové hvězdokupyKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló., ale také červené obryČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 ÷ 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 ÷ M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., které mají tu vlastnost, že maximální svítivý výkon, kterého mohou dosáhnout, je pevná hodnota, tudíž z jejich relativní jasnosti není problém dopočítat vzdálenost. Podle větve, ve které se červení obři nacházejí na HR diagramuHR diagram – Hertzsprungův-Russelův diagram zobrazující hvězdy podle povrchové teploty (spektrálního typu) a svítivosti (vyzařovaného výkonu). V průběhu svého života se hvězda v závislosti na počáteční hmotnosti po HRD pohybuje – HRD zobrazuje svítící objekty v nejrůznějších fázích vývoje. Nejdéle (80÷90 % doby svého života) hvězda zůstává na tzv. hlavní posloupnosti, kdy uvnitř hvězdy hoří vodík na helium. V HRD jsou na vodorovné ose spektrální typy od vysokých povrchových teplot (zpravidla v logaritmické stupnici) vlevo k nízkým vpravo. Na svislé ose se vynáší svítivost nebo absolutní magnituda hvězdy, bývá kalibrována dle Slunce. První HRD pro Plejády vzniknul v roce 1908, v použitelné podobě byl publikován v roce 1911., se tato metoda nazývá RGB (Red-Giant Branch).

Plechovka s červy

Jak už to v takových případech bývá, netrvá dlouho a ukáže se, že jde o plechovku s červy. Tým astronomů z Yalské univerzity ohlásil objev další galaxie bez temné hmoty. Kontrolní měření ještě neproběhlo, ale z předběžného rozboru vysvítá, že se dopustili nejspíš téhož přehmatu při posuzování vzdálenosti. Celý spor je zatím pouze mezi Yalskou univerzitou a Kanárským ústavem pro astrofyziku. Nyní jsou zapotřebí kontrolní měření nezávislých institucí, která dají za pravdu jedné či druhé straně, nebo přijdou se svým třetím překvapivým vysvětlením. Správné určení vzdáleností ve vesmíru je v astronomii zásadní. Z předchozího je zřejmé, že nejde pouze o oddělený, s ničím nesouvisející údaj, ale o podstatnou informaci, od které se odvíjí naše chápání vesmíru.

Let vesmírem končící u galaxie NGC 1052-DF2, ještě nedávno podezřelé
z nepřítomnosti temné hmoty.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage