Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 33 – vyšlo 17. září, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Pane Hubble, uvolněte se!

Jakub Kast

Současní kosmologové využívají různé způsoby měření rozpínání vesmíru. Ten první je způsobem velmi intuitivním, to jest měření lokální – představme si třeba supernovy jakožto lokální body a zkoumá se vzájemná změna polohy těchto lokálních bodů. Ústředním pojmem zde je recesní rychlost, což není nic jiného než rychlost, kterou extragalaktický vesmírný objekt ustupuje od pozorovatele v důsledku právě rozpínání vesmíru. Myšlenkově jednoduché a ne úplně závislé na tom, který kosmologický model zvolíme za správný ve svých úvahách.

Vznik a expanze vesmíru

Vznik a následná expanze vesmíru jsou předmětem mnoha diskuzí a vizí.
Zdroj: Gabriela Secara, Perimeter Institute for Theoretical Physics.

Hubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je nejspíše způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností.

Hubblův-Lemaîtrův zákon – čím vzdálenější galaxie, tím vyšší rychlostí se od nás díky expanzi vesmíru vzdaluje. Tento vztah experimentálně objevil v roce 1927 belgický kněz Georges Lemaître (využíval měření amerického astronoma Vesto Sliphera). Edwin Hubble vztah nezávisle nalezl v roce 1929. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií.

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).

ΛCDM – 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.

Jako další ale samozřejmě jsou metody přímo závislé na kosmologickém modelu, kterým vesmír vysvětlujeme a popisujeme – nejčastěji na modelu 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. (lambda – 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., CDMCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota. – chladná temná hmota), označovaném zároveň za standardní kosmologický model, který se na raný vesmír (baby universe) kouká prizmatem reliktního mikrovlnného záření vesmírného pozadíReliktní 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). (CMB). Zde se nepracuje s recesními rychlostmi, ale s modelovým parametrem. Obecně je modelový parametr konfigurační proměnná, která je vnitřní součástí modelu a model ji vyžaduje při vytváření předpovědí. Buď se odhadne, nebo vyvodí z dostupných dat.

A proč o tom všem píšu? No, když máme dva přístupy měření jednoho problému, je dobré se podívat, zda nám oba přístupy dávají stejné výsledky a pokud ne, jak moc jsou rozdílné. Přístup založený na lokálním měření a recesních rychlostech nám dává rychlost rozpínání vesmíru 73 kilometrů za sekundu na megaparsekParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×1012 km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc). (tj. na každých 3,3 miliónů světelných roků vzdálenosti by se od nás extragalaktické objekty vždy vzdalovaly rychlostí o 73 km/s vyšší), zatímco přístup založený na standardním kosmologickém modelu nám dává údaj 67 kilometrů za sekundu na megaparsek. Rozdíl to je nezanedbatelný. A když se něco takového stane, vzniknou dva tábory názorů – buď se jedná o chyby měření (rozdíl je v toleranci chyby) nebo se nejedná o chybu měření, což by naznačovalo, že k sešití těchto rozporů by bylo třeba nějaké nové části fyzikálního poznání. Co oba přístupy spojuje, je Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je nejspíše způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností., což je jediný parametr ve vesmíru standardního kosmologického modelu, který lze měřit buď přímo lokálně, tak na základě klasických kosmologických pozorování, jako právě zmíněné 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)., baryonové akustické oscilace či prvotní nukleosyntézy. A občas se vyskytují důkazy pro první tábor, občas pro tábor druhý a této celé šarvátce se říká „Hubbleovo napětí“.

Teplotní anizotropie relktního záření

Teplotní anizotropie reliktního záření. Modré oblasti jsou o 300 μK chadnější
než průměr, červené o 300 μK teplejší. Zdroj: ESA/Planck, 2018.

Wendy Freedman, profesorka astronomie a astrofyziky na Chicagské univerzitě, provedla některá měření rychlosti rozpínání vesmíru znovu a jejím závěrem je, že nová měření vedou k menšímu rozdílu, což by implikovalo závěr, že rozpor mezi přístupy vlastně existovat vůbec nemusí a není potřeba standardní kosmologický model nikterak měnit. Měření prováděla mimo jiné v prizmatu recesních rychlostí pomocí 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. a známé svítivosti červených obrůČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 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 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem., kde jí vyšla rychlost rozpínání vesmíru 69,8 kilometrů za sekundu na megaparsek, což se výrazně přibližuje hodnotám získaných ze standardního kosmologického modelu.

Správná námitka je, že rozdíl stále existuje, ale na to Wendy Freedman reaguje slovy, že „cefeidy jsou složité na úplné pochopení; jsou to hvězdy v oblastech aktivní tvorby hvězd a to zahrnuje možnost něčeho jako kontaminace jinými hvězdami v pozorování, a tudíž zkreslení výsledku“. Freedman věří, že další a přesnější měření budou tento rozdíl nadále zmenšovat (velkou naději vkládá do dalekohledu Jamese WebbaJWST – James Webb Space Telescope, vesmírný dalekohled Jamese Webba, následovník Hubblova dalekohledu připravovaný třemi kosmickými agenturami: americkou NASA, evropskou ESA a kanadskou CSA. Dalekohled vynese do vesmíru evropská nosná raketa Ariane. Bude umístěn do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Plánované rozměry segmentovaného zrcadla jsou 6,5 m. Vypuštění dalekohledu je neustále odkládáno, poslední termín byl stanoven na rok 2021. Dalekohled je pojmenován po prvním řediteli NASA.) a tím se zcela vypořádáme s „napětím pana Hubbla“.

Dalekohled Jamese Webba

Dalekohled Jamese Webba. Zdroj: NASA/ESA/CSA/JWST.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage