Do počátku třicátých let minulého století bylo složení vesmíru velmi jednoduché: plyn, prach, sem tam nějaká hvězda a když jich bylo trochu víc, tak z toho vznikaly galaxie. Pak ale přišel Fritz Zwicky s objevem, že v kupách galaxií musí být hmoty mnohem více, aby se udržely pohromadě. Jednotlivé galaxie se v nich pohybovaly mnohem rychleji, než by měly, kdyby zde byla jen hmota, kterou můžeme vidět. Skoro třicet let ho nikdo nebral moc vážně, zejména také díky nedostatečným pozorovacím metodám, ale od šedesátých let, kdy bylo totéž zjištěno v naší Galaxii, se kousky mozaiky začaly skládat k sobě. Dnes víme, že vesmír, ve kterém žijeme, tvoří z velké většiny látka, kterou se zatím daří pozorovat jen nepřímo, díky vlivům na viditelnou svítící složku tvořenou zejména hvězdnými soustavami. Viditelná hmota tvoří jen 4 % gravitačního působení vesmíru a z toho jen asi čtvrtina přímo svítí. Dalších 23 % tvoří již zmíněná "temná hmota". A nakonec téměř celé tři čtvrtiny veškerého gravitačního vlivu, který je odpovědný za rozpínání vesmíru, je vlastností vesmíru jako celku a je označováno jako "temná energie".
|
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". 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. |
 |
| Kupa ve Vlasech Bereniky leží na obloze blízko Kupy v Panně. V prostoru je ale mnohem dále. Poprvé byla rozpoznána v roce 1785 Williamem Herschelem. Jde o jednu z nejbližších uzavřených neboli „klidných“ galaktických kup. Je velmi hustá a skládá se z více než 3 000 galaxií, převládají eliptické a čočkovité galaxie. Protože je poblíž severního galaktického pólu (zde je nebe bez hustých oblastí mléčné dráhy), je velmi dobře pozorovatelná. Celá kupa se od nás vzdaluje rychlostí 7 000 km/s. V jejím středu leží obrovitá eliptická galaxie NGC 4889 a čočkovitá galaxie NGC 4874. Většina spirálních a nepravidelných galaxií leží ve vnějších oblastech kupy. Rentgenový obraz ukazuje dvě oddělené oblasti mezigalaktického plynu. Z toho se dá usuzovat, že kupa vzniká slučováním menších galaktických kup. Stejně jako kupy v Panně a v Hydře, tvoří i kupa ve Vlasech Bereniky jádro obří galaktické nadkupy. Zdroj: U. Briel, MPI, ESA. |
 |
| Fritz Zwicky (1898-1974) byl švýcarský astronom, který v roce 1933 poukázal na rozpor mezi rychlostmi pohybů galaxií v kupě ve Vlasech Bereniky. V roce 1934 předpověděl existenci neutronových hvězd. Objevil 18 supernov a byl první, který nalezl souvislost mezi supernovami a neutronovými hvězdami. Navrhl hledat chybějící hmotu pomocí gravitačních čoček. Na fotografii je u astrokomory na Mount Palomaru. Zdroj: California Institute of Technology |
Všechny předchozí studie zabývající se temnou hmotou byly založeny na výpočtových simulacích vycházejících zejména z gravitačních účinků na baryonovou hmotu. Od roku 2002 probíhá časoprostorová prohlídka ve vybrané oblasti oblohy pod názvem COSMOS (the Cosmic Evolution Survey). Prohlídka oblohy na časoprostorové škále miliard světelných roků by se mohla stát základem pro poznání vývoje obřích soustav, jakými galaxie a galaktické kupy jsou. Jde o první pokus zmapovat vývoj vesmíru v tak obrovském měřítku. Projekt COSMOS je výjimečný zejména tím, že pomocí rozložení hmoty, která je klíčová pro strukturu vesmíru, mapuje utváření prostorových charakteristik, které mohou být podstatné pro vývoj vesmírných objektů a jejich uskupení. První výsledky byly publikovány v lednu 2007.
Na vlastním pozorování se podílely nejlepší týmy a astronomické přístroje dnešní doby: Hubbleův vesmírný dalekohled, největší japonský dalekohled SUBARU, Evropská jižní observatoř VLT a RTG observatoř XMM Newton. Výsledkem je prostorová mapa "temné hmoty" ve vazbě na hmotu svítící, která zabírá na obloze výřez zhruba 3×3 průměry Měsíce, a táhne se do hloubky 6,5 miliardy světelných roků. Prostorová mapa vznikla sloučením 575 obrazových polí pořízených HST pomocí širokoúhlých kamer ACS a WFPC. Data byla získána během 1 000 hodin pozorovacího času. K vytvoření mapy byly použity zkreslené obrazy 500 000 vzdálených galaxií. Vzdálenosti galaxií byly určeny spektroskopicky pomocí teleskopů SUBARU na Hawai a VLT v Chile. K prostorovému rozložení mezigalaktického plynu posloužila pozorování rentgenového dalekohledu XMM Newton.
 |
 |
 |
|
Rozložení temné hmoty ve vzdálenosti 3,5×109 (nalevo), 5×109 (uprostřed) a 6,5×109 (napravo) miliard světelných roků. Zdroj: HST, 2007. | ||
 |
|
Srovnání některých dosud provedených přehlídkových projektů s plošným výsekem oblohy, který zahrnuje projekt COSMOS. GEMS (Galaxy Evolution from Morphology and Spectral Energy Distributions) – zahrnuje plochu 900 čtverečních minut pomocí kamery ACS na HST. Tato oblast je centrována na Jižní hluboké pole observatoře Chandra (Chandra Deep Field South). GEMS zahrnuje 10 000 galaxií do 24 magnitudy. GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) – spojuje extrémní hluboké prohlídky kosmických observatoří HST, SST, Chandra, XMM Newton. GOODS pokrývá 320 úhlových čtverečních minut. HUDF (Hubble Ultra Deep Field) – je prozatím nejdále do vesmíru provedená prohlídka ve viditelném oboru zahrnující několik tisíc galaxií až do 31 magnitudy. Přehlídka byla provedena kamerou ACS na HST. |
 |
| Přehlídka COSMOS byla provedena v oblasti souhvězdí Sextantu se středem pole R.A. 10h 00m 28s.; Dec. +02°12′21″ (J2000). Na fotografii je celá oblast ve viditelném světle. Zdroj: NASA, ESA, R. Massey (California Institute of Technology). |
 |
| Princip mapování rozložení temné hmoty dešifrováním zkreslených obrazů vzdálených objektů. Světlo přicházející z extrémních vzdáleností je ovlivňováno na své dráze od zdroje k pozorovateli prostředím, kterým prošlo. Z míry tohoto ovlivnění, pokud máme k dispozici extrémně velké soubory světelných zdrojů, lze určit vlastnosti vesmírného prostředí. Pokud předpokládáme, že vesmírné prostředí je nejvíce strukturováno právě temnou hmotou, pak mapa „ovlivňování světla“ je hledanou mapou prostorového rozložení temné hmoty. |
 |
| Výsledkem je třídimenzionální "mapa" rozložení temné hmoty v oblasti, která má dva rozměry kolmé na zorný paprsek stanovený úhlovou mírou a třetí rozměr, rovnoběžný ke směru pozorování, je měřen vzdáleností od pozorovatele – ve světelných rocích nebo v čase (což je zde totéž). Mapa je tedy časoprostorovým rozložením pozorovaných deformací světla vzdálených svítících objektů. |
Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, 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.
Kupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
Baryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v ranných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.
Světelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.
Rektascenze – Oblouk mezi jarním bodem a deklinační kružnicí hvězdy měřený ve stupních nebo v hodinách.
Deklinace – oblouk mezi světovým rovníkem a hvězdou měřený po deklinační kružnici hvězdy ve stupních. (světový rovník 0°, severní světový pól 90°, jižní světový pól 90°).
HST (Hubble Space Telescope) – Hubbleův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl umístěn ve výšce 614 km v roce 1990. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubblovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o jejich obnovení, s nejbližší opravou dalekohledu se počítá v roce 2008.
ACS (Advanced Camera for Surveys) – nejnovější přístroj umístěný na HST při čtvrté servisní misi v březnu 2002 namísto starší kamery FOC (Faint Object Camera). ACS má ostřejší obraz, širší zorné pole (202″×202″) a větší vlnový rozsah (blízké IR, V, celé UV) než WFPC2. Přístroj je složen z širokoúhlé kamery, kamery s vysokým rozlišením a z kamery pro pozorování Slunce.
VLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m. Dokončení celé stavby se předpokládá v roce 2005.
XMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.
WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) – širokoúhlá planetární kamera, na HST byla instalována v roce 1993 při první servisní misi, kdy nahradila starší širokoúhlou kameru. Rozlišení je 0,05″, kamera obsahuje 4 CCD matice po 640 000 pixlech. Ze spektra (blízké IR, V, blízké UV) může být vybrán úzký obor pomocí padesáti filtrů.
Chandra – družicová observatoř NASA v rentgenovém oboru vypuštěná v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové délce 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidněhyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.
