O temné energii již byla napsána řada článků. Jde o energii, která má být zodpovědná za pozorovanou zrychlující se expanzi vesmíru. Objevují se ale teorie, které tuto expanzi vysvětlují i jinými způsoby, například modifikací gravitačního zákona. Otázka existence temné energie je otevřená a velmi aktuální.
Rada NRC doporučila, aby se mise JDEM, zaměřená na studium temné energie, stala prioritou programu Beyond Einstein. Zpráva je to velice pozitivní, protože projekt nabral jisté zpoždění díky finančním škrtům. JDEM se tak stane první postavenou a vypuštěnou sondou programu Beyond Einstein.
|
Beyond Einstein – program NASA zaměřený na výzkum a experimentální ověření důsledků Einsteinovy obecné teorie relativity v extrémních podmínkách pozorovatelného vesmíru. Program počítá s vysláním několika vysoce citlivých kosmických sond. Ve vývoji jsou dvě velké "vlajkové lodě" tohoto projektu: Constellation-X (extrémně citlivá sonda k detekci rentgenového záření) a LISA (Laser Interferometer Space Antenna, trojice sond zaměřená na detekci gravitačních vln). Dále projekt počítá s vysláním malých sond určených k odhalení vlastností temné energie (JDEM), k hledání černých děr a k pozorování důsledků existence inflační fáze vesmíru. JDEM – Joint Dark Energy Mission. Společný projekt NASA a Ministerstva energetiky USA pro výzkum temné energie. Supernova typu la – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr 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, O na Ni 56 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. Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru. 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. |
V říjnu 2006 iniciovala NASA studii tří konceptů mise JDEM: SNAP (SuperNova/Acceleration Probe), ADEPT (Advanced Dark Energy Physics Telescope) a DESTINY (Dark Energy Space Telescope). Projekty sond byly již dříve rozpracované třemi různými skupinami vědců. Všechny ale měly jedno společné: pozorování supernov typu Ia. Supernovy tohoto typu jsou ideálním prostředkem, jak získat informace o expanzi vesmíru a jejích změnách v čase. Pokud v nějaké galaxii dojde k výbuchu supernovy typu Ia, můžeme z jasnosti supernovy snadno určit vzdálenost této galaxie. Z posuvu čar ve spektru galaxie poté určíme rychlost jejího vzdalování. Jestliže postup opakujeme pro mnoho galaxií, dozvíme se, jak rychle expanduje vesmír v různých vzdálenostech od nás. Čím vzdálenější galaxii pozorujeme, tím více se díváme do minulosti vesmíru.
 |
| SNAP |
Jedním ze tří konkurenčních projektů JDEM je sonda SNAP (SuperNova/Acceleration Probe) vyvíjená v laboratoři LBNL. Vývoj této sondy řídí Saul Perlmutter, vedoucí jedné ze dvou skupin, které v roce 1998 rozpoznaly zrychlené rozpínání vesmíru. Obě skupiny byly za svůj objev oceněny v roce 2007 Gruberovou cenou za kosmologii.
Pokud bude vybrána tato sonda, bude používat téměř dvoumetrový dalekohled (1,8 m) schopný detekovat záření nejen v optickém, ale i v infračerveném oboru spektra. Bude mít také CCD detektor s půl miliardou pixelů. Sonda je navržena ke studiu temné energie. Ročně zaznamená vzdálenosti a červený posun ve spektrech více než 2 000 supernov typu Ia a současně určí jejich polohu na obloze s mimořádným rozlišením. Toto obrovské množství dat povede k detailnímu prozkoumání expanze vesmíru v současnosti i v minulosti. Z naměřených údajů bychom měli rozpoznat vlastnosti temné energie ve vesmíru. Pro zpřesnění měření bude SNAP provádět i výzkum gravitačních čoček, jevu, který předpověděl Albert Einstein v obecné teorii relativity. Sonda SNAP prozkoumá plochu 2 000 000 krát větší, než byla plocha slavného snímku HDF I. Vzniklá mapa zaznamená zdánlivé změny poloh vzdálených galaxií, od kterých je světelný paprsek na cestě k nám zakřiven vlivem gravitačního pole objektů ležících mezi zdrojem a pozorovatelem. Přesným měřením těchto zakřivení sonda umožní rozeznat i rozložení temné hmoty a temné energie v prostoru.
| ADEPT |
Dalším ze soutěžních projektů je sonda ADEPT. Příprava sondy je řízena Charlesem Bennettem z Univerzity Johnse Hopkinse v Baltimore, Marylandu. Jestliže bude vypuštěna tato sonda, bude mít 1,1 metrový dalekohled pracující v blízké infračervené oblasti. Měl by zaznamenat cca 1 000 supernov typu Ia ze 100 milionů galaxií. Jedním z cílů mise bude také dosud nejpřesnější zmapování rozmístění galaxií na velkorozměrových škálách. Výsledek tohoto měření pak bude srovnán s teplotními fluktuacemi reliktního záření, což by mělo vést k dalšímu poznání toho, jak se gravitačně formovala hmota do galaxií, kup a nadkup galaxií v ranných fázích vývoje vesmíru a tedy k poznání rozložení hmoty v současném vesmíru. Tyto výsledky pak povedou k určení vlivu temné energie na podobu vesmíru.
| DESTINY |
Třetím z projektů je sonda DESTINY. Příprava byla svěřena Todu Laueremu z Národní optické Astronomické observatoře v Tusconu v Arizoně. Jestliže bude vypuštěna tato sonda, bude mít dalekohled o průměru 1,65 m pracujícím v blízké infračervené oblasti. Sonda by během primární dvouleté mise měla zaznamenat více než 3 000 supernov typu Ia. Poté bude následovat roční snímkování oblohy, které zahrne 1 000 čtverečních stupňů a které zaznamená, jak se vyvíjelo rozložení hmoty ve vesmíru od Velkého třesku až do současnosti. Tato měření by měla být až desetkrát citlivější než obdobná dosavadní měření prováděná ze Země. Sonda by obíhala Slunce v druhém Lagrangeově bodě.
 |
| Možné alternativy vývoje vesmíru. Vše závisí na množství a chování temné energie. |
Protože nyní již rada NRC doporučila, aby se v rámci programu Beyond Einstein jako první realizovala sonda JDEM, budou muset NASA a Ministerstvo energetiky Spojených států (Department of Energy) brzy rozhodnout, který z těchto tří projektů vyberou, a určit konkrétní harmonogram vlastní realizace. Nám zbývá se těšit na unikátní výsledky sledování temné energie a tiše závidět průhlednosti soutěží v USA rozdělujících finance na vědecké projekty.
NRC – National Research Council, Národní výzkumná rada. Součást Národní akademie věd USA, založena byla v roce 1916. Hlavním cílem je určování základních směrů vědeckého výzkumu a vydávání doporučení vládě USA.
NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších.
LBNL – Lawrence Berkeley National Laboratory. Jedna z nejproslulejších světových laboratoří založená v roce 1931 Ernestem Orlando Lawrencem, nositelem Nobelovy ceny za fyziku pro rok 1939 za vynález cyklotronu. Laboratoř je řízena Kalifornskou univerzitou a dodnes v ní pracovalo 11 nositelů Nobelovy ceny.
CCD – (Charged Coupled Detector; senzor s nábojově vázanou strukturou) – každý pixel těchto senzorů je tvořen elektrickým kondenzátorem z SiO2. Pod každým z kondenzátorů je vytvořena oblast ochuzená o díry, tzv. potenciálová jáma, ve které se zachycují elektrony generované přicházejícími fotony. Potenciálovou jámu můžeme vytvořit buď přiložením kladného napětí na elektrodu kondenzátoru přivrácenou ke světlu, nebo přidáním polovodičového PN přechodu pod vrstvu SiO2. Z množství elektronů uvízlých v potenciálové jámě se určuje intenzita dopadajícího světla. Nejmenší rozměry jednoho pixelu jsou 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí až 5120×5120 pixelů velkou. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům.
Gravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl A. Einstein v roce 1936. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mírně vyosené, vznikne buď oblouk nebo několikanásobný obraz vzdálené galaxie či kvazaru.
Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1916. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svojí přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.
HDF I – Hubble Deep Field I. První ze série podrobných snímků malé části oblohy. Byl složen z 342 různých snímků pořízených HST v průběhu deseti dnů (18 až 28. 12. 1995) v souhvězdí Velké Medvědice. Doba expozice byla 15 až 40 minut. Snímky byly fotografovány v různých oborech spektra. Zobrazený výsek oblohy odpovídá velikostí malému penízku sledovanému ze vzdálenosti 25 m. Na snímcích bylo nalezeno 1 500 galaxií v různých stupních vývoje.
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 známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří několikanásobek hmotnosti atomární látky galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování "temná hmota".
Reliktní záření – záření, které se od hmoty oddělilo 384 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků. Dnes má teplotu 2,73 K a maximum v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru.
Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sondy do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel, TPF).
