Když se v noci podíváme na oblohu, uvidíme především hvězdy a planety. Při pohledu dalekohledem nám neuniknou hvězdokupy, galaxie a mlhoviny roztodivných tvarů. To vše je ale pouhým zlomkem celkového obsahu našeho Vesmíru. Dnes odhadujeme, že svítící látka tvoří jediné procento hmoty a energie ve vesmíru. Je jistě poněkud frustrující si uvědomit, že náš svět složený z atomů není ve vesmíru tím nejdůležitějším a má pramalý vliv na jeho vývoj a budoucí osud.
|
Baryonová 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 4 % celkové hmoty-energie ve Vesmíru. Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, 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. Tvoří několikanásobek hmotnosti baryonové látky galaxií a 23 % hmoty a energie ve Vesmíru. 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 v průměru pohybují rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 73 % 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 vakua. |
Atomární látka
Odhaduje se, že ve Vesmíru jsou přibližně 4 % atomární látky, z toho tři díly nesvítící a jeden díl svítící. Jádra atomů jsou tvořena protony a neutrony . Obě dvě částice jsou dále složené ze tří kvarků a patří k tzv. baryonům . Můžeme tedy říci, že jádro atomu je tvořené výhradně baryony. V atomárních obalech se nachází elektrony , jejichž hmotnost je o tři řády menší než hmotnost neutronu nebo protonu – celková hmotnost atomu je tak dána především hmotností baryonového jádra, a proto o atomární látce hovoříme často jako o baryonové látce. K té patří ještě samotné baryony (například protony slunečního větru nebo kosmického záření ). Volné neutrony se ve vesmíru nevyskytují, jsou nestabilní a jejich poločas rozpadu je 886 sekund (14,8 minuty).
Jak vypadá atomární látka? Když stojíme na podlaze, máme pocit, že je podlaha velmi pevná a neproniknutelná. Kdybychom si ale zvětšili atomy v podlaze tak, aby atomové jádro bylo veliké jako pomeranč, byl by první elektron atomárního obalu přibližně v desetikilometrové vzdálenosti. A mezi jádrem a obalem je zdánlivě pusto a prázdno. Ve skutečnosti se v tomto prostoru nacházejí fotony , polní částice elektromagnetické interakce , které udržují elektrony ve správné vzdálenosti od jádra. Naše tělo je také složené z elektronů a naše elektrony prostřednictvím dalších fotonů interagují s atomárními obaly a tím vzniká dojem „pevné půdy pod nohama“. Existují ale částice, které neinteragují elektromagneticky a atomární obaly jsou pro ně zcela průhledné. Některé částice dokonce neinteragují ani silnou interakcí a jsou pro ně z valné většiny průhledná i atomová jádra. Patří k nim například neutrino , které může prolétnout celou Zemí , aniž by jí bylo zachyceno. Jen zcela výjimečně interaguje s jádrem, které se mu postavilo do cesty, slabou interakcí . Pro některé částice je tak atomární látka zcela neproniknutelná, pro jiné se naopak chová jako síto s obrovskými děrami, kterým částice bez problémů procházejí.
A jak atomární látka ve vesmíru vznikala? První neutrony a protony se pospojovaly ze zárodečné kvark -gluonové polévky přibližně 10 mikrosekund po vzniku vesmíru. Dnes tento proces umíme uměle napodobit na největších urychlovačích světa. V několika minutách po začátku se neutrony a protony spojovaly v lehká atomová jádra. Šlo o velmi krátký okamžik v životě Vesmíru. Dříve byly teploty příliš vysoké na to, aby se atomová jádra udržela pohromadě. Později již byly srážky neutronů a protonů málo pravděpodobné (vesmír rychle expandoval) a navíc valem ubývalo volných neutronů, které jsou nestabilní. V této prvotní nukleosyntéze vznikala jen jádra složená z několika protonů a neutronů (tzv. lehká jádra). Přibližně 400 000 let po začátku se z volných elektronů formují atomární obaly. Končí Velký třesk, počáteční horká plazmatická koule se postupně mění v neutrální svět atomů . V této fázi se vesmír stává průhledným pro záření, jež se odděluje od atomární látky. Dnes toto záření pozorujeme jako tzv. reliktní záření a je pro nás němým svědkem éry končícího Velkého třesku. V jeho obrazu jsou patrné fluktuace (nejčastěji mají úhlový rozměr přibližně 1°), které jsou zárodky budoucích galaxií a kup galaxií. Zhruba 400 milionů let po začátku vznikají první obří hvězdy a v jejich nitru se termojadernou syntézou vytvářejí i těžká atomová jádra až po jádro železa , které je nejstabilnější. První hvězdy nežily dlouho, jejich materiál byl rozmetám do vesmíru v podobě gigantických explozí, tzv. hypernov . Při těchto explozích vznikaly i prvky s většími jádry, než má železo. Přetváření lehkých jader na těžká v nitrech hvězd probíhá dodnes. Hmotnější hvězdy končí svůj život jako supernovy a těžkými jádry zásobí okolní vesmír. Většina materiálu, z něhož jsme stvořeni, se do vesmíru dostala při gigantických explozích hypernov a supernov.
Primitivní představa atomu z první poloviny dvacátého století.
Temná hmota
Ve vesmíru nejsou jen atomy , které dobře známe. Najdeme v něm i 23 až 24 % částic, které atomární látkou bez problémů procházejí a kterým říkáme částice temné hmoty . Neinteragují elektromagneticky ani silně , takže procházejí atomárními obaly i jádry. Možná interagují slabě a pak máme šanci je přímo detekovat při některých srážkách s atomovými jádry. Určitě interagují gravitačně – proto o nich víme. Ve vesmíru vytvářejí struktury vláken a stěn, v jejichž křížení se nacházejí ostrovy atomární látky – galaxie . Při expanzi Vesmíru hustota temné i atomární látky klesá se třetí mocninou rostoucích rozměrů Vesmíru. Takové chování je vlastní všem částicím s nenulovou klidovou hmotou.
Poprvé na existenci temné hmoty upozornil Fritz Zwicky v roce 1933, když statisticky zkoumal pohyby galaxií v Kupě ve Vlasech Bereniky. Množství pohybu bylo větší, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou látku. V šedesátých letech 20. století zjistila Vera Rubinová, že hvězdy a molekulární mračna na periferiích galaxií se také pohybují rychleji, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu. Závěr je stejný. Galaxie obsahují až 90 % látky, kterou nevidíme. Jednak jde o nesvítící baryonovou látku, jednak o částice temné hmoty . Právě gravitační interakce nám dnes umožňuje kvalitní mapování rozložení temné hmoty. Temná hmota ovlivňuje šíření světla galaxií ve velkých kupách a ze statistického zpracování způsobu deformace obrazů mnoha galaxií lze dopočíst rozložení temné hmoty uvnitř kupy. Ze světových projektů rekonstrukce rozložení temné hmoty na základě gravitační deformace obrazu uveďme například COSMOS (viz AB 10/2007). U nás se touto problematikou zabývá David Heyrovský z MFF UK. Výsledky výpočtů jsou ve shodě s numerickými simulacemi vývoje hmoty ve Vesmíru, z nichž zatím největší se nazývá simulace tisíciletí (Millennium Simulation, konsorcium VIRGO, 2005), ve které byla sledována gravitační interakce více než deseti miliard částic („částice“ v simulaci reprezentují oblast o hmotnosti cca jedné miliardy Sluncí ). Výsledek simulace poskytl 25 TB dat s informacemi o rozložení a vývoji hmoty (atomární i temné) ve Vesmíru. Simulace byla prováděna na superpočítači v MPI v Garchingu u Mnichova a trvala přes měsíc. V roce 2009 proběhla obdobná simulace MIllennium II.
Millenium Simulation. Fialovou barvou je kódována temná hmota, žlutou atomární látka.
Strukturu vesmíru určuje pavučinová síť vláken temné hmoty. Zdroj: MPI/VIRGO, 2005.
O přímou i nepřímou detekci částic temné hmoty se snaží několik desítek detektorů založených na nejrůznějších principech (detailnější popis naleznete v sekci Současná kosmologie). Jedinou pozitivní detekci zatím měl detektor DAMA/LIBRA pod italskou horou Gran Sasso, interpretace dat ale není jednoznačná. Předpokládáme, že temná hmota má tzv. horkou a chladnou část. Horká část se označuje zkratkou HDM (Hot Dark Matter) a je složena z částic, které mají vysoké rychlosti a za dobu existence Vesmíru prolétly podstatnou část viditelného Vesmíru. Takové částice by počáteční fluktuace patrné v reliktním záření vyhlazovaly. Protože se tak nestalo, musí být horká temná hmota v menšině. Předpokládáme, že nejvýznamnější složku horké temné hmoty tvoří neutrina, k celkové bilanci hmoty a energie ve vesmíru ale nepřispívají ani jedním procentem. Důležitější je chladná část temné hmoty tvořená pomalými částicemi, které za dobu existence Vesmíru mohly prolétnout jen malý zlomek jeho viditelné části. Tuto složku temné hmoty označujeme zkratkou CDM (Cold Dark Matter). K nejnadějnějším kandidátům patří wimpy a axiony. Chladná temná hmota naopak zárodečné fluktuace prohlubuje. Vzhledem k tomu, že hustota záření (částice s nulovou klidovou hmotou) s expanzí Vesmíru klesá rychleji než hustota látky (se čtvrtou mocninou vzdáleností), musel být na počátku vesmír vyplněn především zářením (tzv. radiační éra), teprve později se prosadila látka (éra látky, od cca 400 tisíc roků). Fluktuace tohoto záření se přenášely na hmotu (ať temnou či atomární) a vytvářely zárodečné fluktuace látky připomínající zvukové vlny. Proto jim říkáme zárodečné akustické oscilace. Právě ty se při vývoji vesmíru za pomoci chladné temné hmoty přeměnily v jeho současnou velkorozměrovou strukturu, kterou dnes zkoumáme ve velkorozměrových přehlídkách oblohy (například SDSS). Naše celooblohové přehlídky se ale omezují jen na baryonovou část látky, proto hovoříme o výzkumu baryonových akustických oscilací (BAO – Baryon Acoustic Oscillations). Jsou dalším významným zdrojem informací a zastoupení různých entit v dnešním vesmíru.
Temná energie
Od roku 1998 víme, že se Vesmír rozpíná zrychlenou expanzí. Takový druh expanze nemůže být podle našich znalostí způsoben gravitační interakcí. Ta je přitažlivá a mohla by expanzi jen brzdit. Nejpřijímanějším názorem je, že za zrychlenou expanzi je zodpovědná nová entita, která dostala pracovní název temná energie. Podle současných měření by měla tvořit 72 až 73 % hmoty a energie ve vesmíru, neměla by mít žádné struktury – jde o jakési fluidum rovnoměrně vyplňující celý vesmír. Zdá se, že ani s časem se hustota temné energie příliš nemění, pokud vůbec. Vzhledem k tomu, že hustota záření klesá s expanzí se čtvrtou mocninou rozměrů, hustota látky se třetí mocninou a hustota temné energie klesá zanedbatelně nebo vůbec, je jasné, že ve vesmíru nejprve dominovalo záření, poté látka a nakonec temná energie. Dnes tedy žijeme v éře temné energie, která započala přibližně pět až sedm miliard let po vzniku vesmíru. Vliv temné energie v éře záření a látky byl mnohem menší, než je dnes, a vesmír expandoval brzděnou expanzí známou z řešení rovnic obecné relativity.
Jak byla temná energie objevena? Na konci 20. století se začal využívat nový způsob měření vzdálenosti galaxií za pomoci supernov typu Ia, které slouží jako jakési standardní svíčky. V běžných galaxiích exploduje jedna až dvě za století, což při počtu galaxií umožňuje tu a tam nalézt ty, v nichž právě k explozi došlo. Při výpočtu vzdálenosti se samozřejmě bere v úvahu změna jasnosti způsobená prostorovou odlehlostí a expanzí vesmíru. Ze spektra mateřské galaxie lze zjistit červený kosmologický posuv vlnové délky světla daný expanzí vesmíru. Porovnáváním obou údajů byla téměř současně objevena dvěma nezávislými skupinami zrychlená expanze Vesmíru. První skupina byla vedená Adamem Riessem z STSI v Baltimoru a objev zrychlené expanze ohlásila v listopadu 1998. Druhou skupinu vedl Saul Perlmutter z LBNL v Berkeley. Tato skupina objev ohlásila na počátku roku 1999. Dnes o zrychlené expanzi nezávisle víme z analýzy fluktuací reliktního záření a z tvaru velkorozměrových struktur ve vesmíru, které se vyvinuly z prvopočátečních baryonových akustických oscilací (BAO). Není bez zajímavosti, že Perlmutterova skupina pokračuje v analýze veškerých dostupných dat ze supernov typu Ia dodnes. Perlmutter je šéfem projektu SCP (Supernova Cosmology Project), který analyzoval data z 719 explozí supernov typu Ia, 557 z nich bylo použitelných pro další zpracování. Aktivity týmu SCP vyústily v zatím nejpřesnější odhad množství temné energie, temné hmoty a baryonové látky ve vesmíru, který byl publikován v prestižním časopise Astrophysical Journal dne 10. června 2010.
Nejdůležitější a dosud nerozřešenou otázkou je původ temné energie. Jako nejpravděpodobnější se zdá, že jde o projevy vakua. Podle kvantové teorie musí mít vakuum netriviální vlastnosti a nikdy nemůže být úplně prázdné. Vždy se v něm nacházejí fluktuace nejrůznějších polí a jakoby z ničeho se tvoří páry částice s antičásticí, které v divokém reji fluktuací opět zanikají. Kvantové vakuum má nenulovou energii, mělo by být v rámci vesmíru homogenní a hustota jeho energie by měla být při expanzi konstantní. Navíc střední hodnota energie těchto kvantových fluktuací dá příspěvek k hustotě energie Vesmíru, který má stejný tvar jako slavná kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích obecné relativity. Je tak možné, že kruh se uzavírá a původ kosmologického členu v obecné relativitě je v kvantových procesech ve vakuu. Vše má ale jeden háček. Hustota energie vakua je o mnoho řádů větší než je hustota pozorované temné energie. Možná je náš svět mnohorozměrný a tato nadbytečná energie je deponována v extradimenzích, které nevnímáme. Možná jsme na špatné stopě a temná energie nesouvisí s energií vakua a je projevem další dosud nepoznané interakce, tzv. páté esence neboli kvintesence. A možná je vše úplně jinak a gravitace se na velkých měřítcích projevuje jen jiným způsobem, než si myslíme. Klíčem k pochopení podstaty temné energie by měla být tzv. stavová rovnice temné energie, která dává do souvislosti tlak s hustotou energie. Měl by platit jednoduchý lineární vztah: p = wρ. Vše se odvíjí od hodnoty parametru w . Pokud je jeho hodnota menší než –1/3, ve vesmíru probíhá zrychlená expanze. Hodnota –1 by korespondovala s kvantovými projevy vakua a tedy s kosmologickou konstantou. Hodnota menší než –1, která by znamenala v budoucnosti tzv. velké rozervání vedoucí na dezintegraci základních stavebních prvků hmoty, se zdá být experimentálně vyloučena. Velkou naději na relativně přesné určení hodnoty parametru w má sonda Planck zkoumající fluktuace reliktního záření. O kvantových vlastnostech vakua bychom se mnohé mohli dozvědět z experimentů na největším urychlovači světa LHC. Temnou energii a její projevy zkoumá i řada dalších projektů.
Kvantové vakuum a jeho všudypřítomné fluktuace tvoří základní tkanivo vesmíru. Jsou tyto fluktuace totožné s pozorovanou temnou energií? Zdroj: Lee Brain, Simon Fraser University, 2008
Co znamenají procenta zastoupení?
V předchozím textu jsme uváděli procenta zastoupení určité entity. Co ale tato procenta ve skutečnosti znamenají? Zjednodušeně řečeno jde o podíl hustoty energie či hmoty (ty jsou převeditelné, E = mc2) dané entity vůči tzv. kritické hustotě vesmíru ρc ≡ 3H2/8πG (H je Hubblova konstanta a G je gravitační konstanta). Z Einsteinovy-Fridmanovy rovnice pro expanzní funkci – viz [3] – plyne jednoduchý vztah:
1 = ΩR + ΩM − Ωk + ΩΛ,
ve kterém je ΩR≡ρR/ρc podíl hustoty energie záření ku kritické hustotě, ΩM≡ρM/ρc je podíl látky (ať baryonové či temné) vůči kritické hustotě, Ωk je člen souvisící s celkovou křivostí vesmíru (může být kladný, nulový nebo záporný) a ΩΛ je člen daný kosmologickou konstantou (případně vakuovou či temnou energií). Členy na pravé straně jsou seřazeny tak, jak reagují na expanzi. Hustota záření klesá se čtvrtou mocninou rozměrů, hustota látky se třetí, člen křivosti s druhou a kosmologický člen s nultou mocninou (neklesá vůbec). Pokud je vesmír plochý (a ze všech měření se zdá, že ano), je třetí člen nulový a součet podílů Ω pro záření, látku a temnou energii dá přesně 1. V tomto případě můžeme tedy hovořit o procentuálním zastoupení entit vůči celku, respektive vůči kritické hustotě hmoty/energie, která je pro plochý vesmír i jeho skutečnou hustotou. V dnešním vesmíru je podíl záření velmi malý, a tak má rovnice pro plochý vesmír jednoduchý tvar
ΩM + ΩΛ = 1.
Co víme o zastoupení entit dnes?
Každé měření umožní jen určení určitého rozmezí parametrů s určitou pravděpodobností. Skupina kolem projektu SCP dala dohromady největší kolekci dat ze supernov typu Ia. Své výsledky ale srovnávali i s analýzou fluktuací reliktního záření (s daty z družice COBE a sondy Planck) a s pozorováními velkorozměrových struktur, do kterých se vyvinuly prvotní baryonové akustické oscilace (BAO). První sloučení dat z těchto tří zdrojů proběhlo v roce 2008 pod názvem Union. Další shromažďování dat vedlo k zatím nejpřesnějšímu určení základních parametrů našeho Vesmíru pod názvem Union 2 (publikováno v červnu 2010). Možné hodnoty parametrů ze zcela odlišných měření se protínají v jedné jediné oblasti. Souhlas z natolik rozdílných částí astronomie je skutečně úžasný – posuďte sami z následujících diagramů:
Na svislé ose je podíl kosmologického členu (kosmologická konstanta, vakuová energie, temná energie), na vodorovné ose je procentuální zastoupení látky (baryonové + temné). Na grafu jsou znázorněny oblasti přípustných parametrů z analýzy fluktuací reliktního záření (CMB), z analýzy velkorozměrových struktur (BAO) a z analýzy zrychlené expanze provedené za pomoci supernov Ia (SNe). Všechny tři znázorněné oblasti se protínají přibližně na úsečce popisující plochý vesmír (ΩΛ + ΩM = 1) v hodnotách ΩΛ = 73 %, ΩM = 27 %. Z toho je 23 % temné hmoty a 4 % baryonové hmoty. Zdroj: R. Amanullah et al., Astrophysical Journal 2010.
Stejný graf jako předchozí, ale na svislé ose je parametr w (koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou temné energie). Je zjevné, že vychází w ≈ –1, což by odpovídalo energii vakua. Zdroj: R. Amanullah et al., Astrophysical Journal 2010.
Závěr
To, že data ze supernov typu Ia, data z pozorování velkorozměrových struktur a analýza fluktuací reliktního záření dávají přibližně shodné výsledky, je známo již deset roků. Že je ale shoda tak perfektní, víme jen několik týdnů. Znamená to, že současná fyzika je na správné cestě k pochopení podstaty temné energie a temné hmoty. Připravované experimenty mohou vnést světlo do původu těchto mysteriózních složek. O jejich množství již ale v tuto chvíli není pochyb.
2. Supernova Cosmology Project homepage
3. ALDEBARAN: Astrofyzika-Kosmologie-Standardní model
4. ALDEBARAN: Astrofyzika-Kosmologie-Současná kosmologie
5. Petr Kulhánek: Ve Fermilabu testují zbrusu nový detektor temné hmoty; AB 32/2009
6. Miroslav Havránek: Detektory temné hmoty; AB 17/2008
7. David Břeň: Joint Dark Energy Mission; AB 38/2007
8. Petr Kulhánek: Honba za axiony; AB 25/2007
9. Ivan Havlíček: První časoprostorová mapa temné hmoty – projekt COSMOS; AB 10/2007
10. Vavřinec Havlíček: Temný vodíkový oblak v kupě galaxií v Panně; AB 19/2005
11. Petr Kulhánek: Klíčové parametry našeho Vesmíru; AB 40/2004
12. Milan Červenka: Supernovy a temná energie; AB 33/2004
13. Milan Červenka: Temná hmota ve Vesmíru; AB 29/2003
14. Petr Kulhánek: WMAP – co víme o vesmíru v roce 2003; AB 10/2003
15. Milan Červenka: Zvuk raného Vesmíru, AB 3/2003
16. Petr Kulhánek: Temná energie – realita nebo fikce? Astropis 4 (2005)
