Pokud bychom měli charakterizovat vesmír několika přívlastky, pak je vesmír obrovský, chladný, rozpínající se, téměř homogenní a izotropní . Stáří vesmíru je přibližně 13,4 miliardy let. Poznatky o téměř rovnoměrném rozložení hmoty na kosmologických vzdálenostech byly získány mapováním oblohy na různých vlnových délkách. Příkladem může být detekce rádiových zdrojů (rádiový interferometr VLA ), snímkování oblohy ve viditelné oblasti ( přehlídka SDSS , hloubkové snímky z Hubblova vesmírného dalekohledu a mnoho dalších) nebo studium rozložení aktivních galaktických jader, které jsou zdrojem rentgenového záření (kosmická rentgenová observatoř XMM-Newton). Ještě mocnějším nástrojem pro studium vesmíru je analýza reliktního záření. Reliktní záření je rovněž nesmírně homogenní a izotropní. Střední hodnota fluktuací reliktního záření dosahuje pouze několika stotisícin kelvinu bez ohledu na to, kterým směrem se díváme. Další zajímavou skutečností je fakt, že jsme vůbec schopni pozorovat vzdálené galaxie. Podle standardního kosmologického modelu hustota hmoty ve vesmíru reguluje rychlost jeho expanze. Pokud by hustota na počátku byla nepatrně větší, než je dnes, vesmír by velmi rychle zkolaboval vlastní gravitací. Naproti tomu vesmír s nižší hustotou hmoty by expandoval mnohem rychleji a většina hmoty by se snadno kauzálně oddělila, takže by ji nebylo možno pozorovat. Počáteční množství hmoty ve vesmíru bylo nastaveno blízko kritické hustotě tak, že gravitace kompenzuje rozpínání vesmíru s vysokou přesností (až 59 platných číslic). Otázka je: Jaké procesy umožnily vznik vesmíru s takto podivnými vlastnostmi?
APM Galaxy Survey – přehlídka oblohy čítající více než 2 miliony galaxií. Černé oblasti představují odečtený signál z blízkých hvězd. Mozaika 185-ti fotografií pokrývá přibližně desetinu oblohy a ukazuje na homogenitu rozložení hmoty ve vesmíru. Zdroj: NASA, Steve Maddox.
|
Reliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, tedy 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 Backgroud, mikrovlnné záření pozadí). COBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR. Sonda je umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Planck – mikrovlnná observatoř ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Je určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování Vesmíru v mikrovlnné oblasti. Má úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK při frekvenčním pásmu 30÷857 GHz. Zrcadlo sondy má rozměry 1,9×1,5 m a teplota nejchladnější části ohniska je 0,1 K. Sonda je pojmenována podle významného kvantového fyzika Maxe Plancka. Je umístěna je v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. |
Inflační model
Zatímco představa přesného nastavení počátečních podmínek vesmíru svádí k antropickému principu, americký fyzik Alan Guth přišel v roce 1980 s racionálnějším vysvětlením pomocí inflačního modelu. Ve velmi raných fázích vesmíru, kdy docházelo ke kvantovým fluktuacím polí i samotného časoprostoru, prošel vesmír rapidní expanzí a zvětšil tak své rozměry o desítky řádů. Podle inflačního modelu je náš (pozorovatelný) vesmír tedy jen nepatrný zlomek z původně fluktujícího vesmíru „nafouknutý“ do dnešních rozměrů. Tímto způsobem vznikl homogenní a izotropní vesmír. Proces inflace také „automaticky“ nastaví hustotu hmoty ve vesmíru blízkou kritické hustotě. V inflačních modelech je vesmír s kritickou hustotou atraktorem, ke kterému se vesmír vyvine ze širokého spektra počátečních podmínek. Inflační model rovněž řeší i problém nepřítomnosti topologických defektů jako jsou kosmické struny nebo magnetické monopóly.
Rozpad falešného vakua a věčná inflace
Jednou z představ je, že za inflaci zodpovídá tzv. inflatonové pole (skalární pole). V průběhu vývoje vesmíru se snižuje potenciální energie inflatonového pole a vesmír se tak může ocitnout v metastabilním stavu, který nazýváme falešným vakuem. Postupným přechodem vesmíru do globálního energetického minima (reálného vakua) dochází k inflaci. Vědci Paul Steinhardt a Alexander Vilenkin však dokázali, že falešné vakuum je nestabilní a rozpadá se. Poločas rozpadu falešného vakua je mnohem delší než doba inflace. Tato dílčí falešná vakua jsou zárodky dalších vesmírů, které se exponenciálně nafouknou podobně jako bubliny. Proces nukleace vesmírů je znázorněn v pravé části obrázku níže. Jakmile jednou inflace začne, probíhá věčně (směrem do budoucnosti). Podle teorie věčné inflace má svět fraktální strukturu složenou z mnoha a mnoha vesmírů a náš vesmír je jedním z nich.
Vlevo: jeden z možných tvarů potenciální energie inflatonového pole. Vpravo: schéma věčné inflace,
kdy rozpadem falešného vakua vzniká mnoho expandujících vesmírů. Zdroj: [1].
Umělecká vize mnoha vesmírů s různými fyzikálními zákony. Tyto vesmíry vznikly
rozpadem falešného vakua a následnou inflací.
Experimentální testy věčné inflace
Pokud skutečně existuje mnoho „bublinových“ vesmírů, mohlo v minulosti docházet k četným kolizím těchto bublin. Jestliže se vesmíry srážely v oblastech, které nám jsou kauzálně dostupné, pak by mělo být možné pozorovat kruhové „otisky“ kolizí v reliktním záření. Právě touto analýzou kosmického mikrovlnného pozadí se zabývá skupina vědců z Imperial College v Londýně. Srážka našeho vesmíru s jiným vesmírem by se měla projevit jako kruhová struktura v reliktním záření. Hledání těchto struktur znesnadňují teplotní fluktuace reliktního záření. Příklad počítačově simulovaného čistého signálu vesmírné kolize a signálu s přidanými teplotními fluktuacemi ukazuje dvojice obrázků níže.
Vlevo: počítačová simulace „otisku“ kolize našeho vesmíru s jiným vesmírem. Pravý obrázek
ukazuje stejnou situaci po přičtení teplotních fluktuací reliktního záření. Zdroj: [2].
Pro testování vyhledávacích algoritmů slouží data nasbíraná za 7 let sondou WMAP. Analýza reliktního záření je založena na waveletové transformaci (přesněji needletové transformaci, protože mapa oblohy je rozvíjena do funkcí tvaru mexického klobouku definovaných na sféře) mikrovlnné mapy oblohy, poskytující informace o poloze a úhlovém rozměru struktur v reliktním záření. Takto se vybere několik oblastí, které jsou kandidáty na signál z kolize dvou vesmírů. Dalším krokem je použití Cannyho algoritmu pro detekci hran a určení středu kruhové struktury. Případné nalezené struktury mohou být ale pouze výsledkem náhodných teplotních fluktuací. Hodnověrnost hypotézy o nalezení kruhové struktury se odhaduje na základě analýzy simulovaných dat obsahující užitečný signál se známými parametry. V datech se sondy WMAP zatím byly identifikovány čtyři kruhové struktury, které by mohly být kandidáty na pozůstatky po kolizích našeho vesmíru s jinými vesmíry. V blízké budoucnosti se počítá s použitím těchto algoritmů na data ze sondy Planck, která poskytnou zatím nejpřesnější mapu reliktního záření. Bez ohledu na to, zda Planck potvrdí či vyvrátí hypotézu o kruhových strukturách, skutečnost, že můžeme experimentálně prokázat existenci jiného vesmíru, ukazuje, jak důležitou roli hraje reliktní záření pro moderní kosmologii.
Mapa výskytu čtyř oblastí, které jsou považovány za nejnadějnější kandidáty na pozůstatky kolize vesmírů.
Data pocházejí ze sondy WMAP. Zdroj: [2].
Detailní pohled na struktury v reliktním záření, které mohou být „otiskem“ srážek našeho vesmíru s jinými vesmíry.
Poloha těchto oblastí na obloze je znázorněna na předcházejícím obrázku. Zdroj: [2].
Zdroje:
