V nedávném článku byl podrobněji popsán způsob, jakým se určují vzdálenosti ve vesmíru. V této oblasti se podařil dramatický pokrok. Základním stupněm kosmického žebříku určování vzdálenosti je měření paralaxy. Zde významně přispěla sonda Gaia, která během své více než deset let trvající mise změřila paralaxy více než 200 milionů hvězd. Měření sahají až do vzdálenosti okolo 25 000 světelných let.

Dalekohled Mayall (zdroj KPNO/NOIRLab/NSF/AURA/).

Mezi nimi je velký počet cefeid. To jsou proměnné hvězdy, u nichž perioda jejich změn jasnosti závisí na absolutní svítivosti. Pomocí určení jejich vzdálenosti s využitím měření paralaxy zkalibrujeme přesně vztah mezi absolutní svítivostí a periodou u těchto proměnných hvězd. S využitím jejich relativních jasností a provedené kalibrace tak můžeme přesně určovat jejich vzdálenosti.

Cefeidy jsou velmi jasné hvězdy, lze je tak pozorovat v řadě galaxií až do vzdálenosti téměř 200 milionů světelných let. Lze tak pomocí nich určovat vzdálenosti k řadě galaxií až do zmíněné hodnoty. Podrobněji byl pokrok v této oblasti dosažený pomocí Webbova teleskopu rozebrán v nedávném článku.

V těchto galaxiích lze pozorovat řadu supernov 1a typu, které mají také přesně definovanou absolutní svítivost. Po jejich kalibraci je možné je využít pro určování vzdálenosti až po hranici námi pozorovaného vesmíru. Jde totiž o jeden z nejjasnějších objektů ve vesmíru.

Současné změření vzdálenosti řady cefeid a supernov Ia typu (galaxií, ve kterých se nacházejí) a určení kosmologického rudého posuvu umožňuje studovat průběh rozpínání vesmíru a změnu jeho rychlosti. Ukazuje se totiž, že Hubblova konstanta není statická a mění se s časem. Nejde přitom jen o zpomalování způsobené hustotou hmoty ve vesmíru. Právě pozorování supernov Ia typu ukázalo, že dochází také ke zrychlování rozpínání, oproti situaci, kdy je průběh rozpínání dán čistě gravitací. Předpokládá se, že za tímto zrychlováním stojí vlastnosti vakua, které lze popsat pomocí kosmologické konstanty Λ.

Obr 1) Vztah mezi rudým posuvem a vzdálenosti objektu (v miliardách světelných let). Červenou přerušovanou čarou je vyznačena vzdálenost, kterou urazilo světlo, a plnu černou vzdálenost, ve které je daný objekt v současné době. Zobrazené závislosti platí pro současný ΛCDM model.

Je kosmologická konstanta konstantou?

Popis pozorovaného vesmíru nelze realizovat bez předpokladu existence nové exotické fyziky, která se pravděpodobně projevuje exotickými formami hmoty. Jde o temnou hmotu, kterou by mohly být neznámé částice, a temnou energii, která souvisí s vlastnostmi vakua a popisuje ji kosmologická konstanta Λ.

Se započtením těchto složek nové exotické fyziky, které vznikly v rané fázi Velkého třesku, lze pak popsat pomocí obecné teorie relativity (popisuje gravitaci) a standardního modelu hmoty a interakcí (popisuje strukturu hmoty) celý průběh vývoje vesmíru a jeho současný stav. Podrobně jsou principy standardního kosmologického modelu a experimentální pozorování, o která se opírá, popsány v článku „Je kosmologie mytologií?“

Současná verze kosmologického modelu založeného na popsaném principu se označuje jako ΛCDM model. Zde Λ znamená kosmologickou konstantu a CDM pak chladnou temnou hmotu (Cold Dark Matter). V nejjednodušší variantě tohoto modelu se předpokládá, že kosmologická konstanta je opravdu konstantou. V posledních letech se však stále více ukazuje, že to s největší pravděpodobností není pravda, a i tato konstanta se s časem mění.

Pomocí ΛCDM modelu s parametry získanými na základě současných stále přesnějších experimentálních dat lze popsat vývoj vesmíru a současnou hodnotu Hubblovy konstanty. Tato hodnota se však stále více rozchází s hodnotou získanou měřením kosmologického rudého posuvu v kosmologicky blízkém okolí.

V již zmíněném článku se psalo o novém určování vzdálenosti Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky (Abell 1656). Jedná se o jednu z nejbližších kup galaxií, tedy v relativně kosmologicky blízké vzdálenosti. Spektrometr DESI umožnil pozorovat v této kupě třináct supernov Ia typu. Na základě jejich relativní jasnosti byla vzdálenost kupy určena na 98,5 Mpc (321 milionů světelných let). Tato hodnota odpovídá v mezích experimentálních nejistot předchozím měřením. Pomocí změřeného rudého kosmologického posunu u kupy tak získáme hodnotu současné Hubblovy konstanty H₀ = 76,5 km∙s⁻¹Mpc⁻¹. Relativní nejistota určení zmíněných hodnot vzdálenosti kupy a Hubblovy konstanty je necelé 3 %. Přístroj DESI však přispěl ke studiu průběhu změn Hubblovy konstanty v čase rovněž další studií.

Obr 2) Spektrometr DESI využívá čtyřmetrový dalekohled Mayall (zdroj KPNO).

Spektrometr DESI

Dne 14. května 2021 začalo pracovat spektrografické zařízení DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument). Pracuje na čtyřmetrovém teleskopu Mayall umístěném ve výšce 2 100 m na vrcholu Kitt Peak v Sonorské poušti. Spektrometr má pět tisíc „robotických očí“, v daném případě roboti polohují takový počet optických vláken, a deset spektrografů. Umožňují získávat současně 5000 spekter ve vlnových délkách od 360 do 980 nm. Spektrometr DESI má za cíl získávat obrovské množství spekter hvězd a galaxií. Během pětileté vědecké mise dokáže celkově měřit spektra 30 milionů galaxií, které se nacházejí na ploše okolo 14 000 čtverečných stupňů. Nepokrývá oblasti v rovině naší Galaxie, kde jsou vzdálené galaxie zastíněny prachem a plynem i hvězdami, které se zde nacházejí.

Důležitým cílem je získat spektra a přesný průběh změn intenzity co největšího počtu supernov, což umožní jejich přesnou identifikaci, určení jasnosti a dalších vlastností. Dalším klíčovým úkolem je vytvoření třírozměrné mapy velkoškálového rozložení galaxií a kvazarů pomocí určení jejich rudého posuvu, které umožňuje mimo jiné studovat tzv. baryonové akustické oscilace. A právě na studium tohoto jevu publikované v lednu 2025 se podíváme podrobněji. Způsob práce a získávání i analýza experimentálních dat jsou popsány v sérii článků (zde, zde. zde, zde, zde, zde a zde). Rychlá analýza tak obrovského množství experimentálních dat by nebyla možná bez využití neuronových sítí a umělé inteligence.

Obr 3) Fluktuace teploty mikrovlnného reliktního pozadí (zdroj WMAP).

Baryonové akustické oscilace

Baryonové akustické oscilace jsou fluktuace v hustotě standardní baryonové hmoty (složené z protonů a neutronů). Vznikly ve velmi rané fázi vývoje našeho vesmíru a jsou způsobeny akustickými hustotními vlnami. Jejich velikost souvisí s rychlostí zvukových vln v plazmatu a jejich dosahem v době rekombinace. Získaly tak standardizovanou velikost a vytvořily fluktuace hustoty se standardním rozměrem.

Vesmír je vyplněn baryony, elektrony, fotony a částicemi temné hmoty. Neutrina se od hmoty oddělí již sekundu po Velkém třesku, nejsou tak pro náš popis podstatná. Na všechny částice působí gravitace. Místa se zvýšenou hustotou se vyvíjejí vlivem gravitační a elektromagnetické interakce. Vývoje baryonových akustických oscilací se zastaví po rekombinaci, protože v rané fázi před rekombinací působí na baryony, elektrony a fotony tlak fotonů. Na částice temné hmoty tlak záření nepůsobí a přitažlivá síla gravitace je drží ve středu hustotní fluktuace. Po rekombinaci se fotony oddělí od ostatní hmoty a tlak záření tak zmizí. Na hmotu i záření působí pouze gravitace.

Rekombinace nastává zhruba 380 000 let po Velkém třesku a při ní vznikne reliktní záření. Proto lze tyto lze fluktuace dobře pozorovat při měření teplotních fluktuací kosmického mikrovlnného pozadí (reliktního záření). V té době byl rozměr vzniklých hustotních bublin okolo 0,14 Mpc (450 000 světelných let) a byl dán maximální rychlostí zvukových vln v plazmatu tvořícím bublinu.

Obr 4) Zvětšování velikosti bublin z baryonových akustických oscilací s rozpínáním vesmíru (zdroj ESA).

Při následném rozpínání vesmíru dochází ke zvětšování rozměru této fluktuace. Zároveň začnou vznikat galaxie a kupy galaxií. V místech bublin baryonových akustických oscilací je jejich hustota vyšší. Rudý kosmologický posuv reliktního záření je zhruba 1089. Současný rozměr je tak okolo 490 milionů světelných let. Připomeňme, že vzdálenost Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky je 321 milionů světelných let. Přesným proměřením trojrozměrného rozložení hmoty ve vesmíru, tedy jeho velkorozměrovou strukturu, můžeme z pozorované změny rozměru těchto bublin v závislosti na vzdálenosti určit časový průběh rozpínání vesmírů. Tyto hustotní bubliny tak slouží jako rozměrový standard.

Obr 5) Srovnání získaných dat ze SLOAN přehlídky (4 miliony galaxií a kvazarů) a prvních sedmi měsíců práce DESI (7,5 milionů galaxií a kvazarů). Oblast, kde nejsou vzdálené galaxie a kvazary pozorovány, je v rovině naší Galaxie (zdroj DESI)

3D studie velkorozměrové struktury vesmíru

A právě spektrometr DESI umožňuje velice přesné a komplexní studium velkorozměrové struktury námi pozorovaného vesmíru do velmi velké vzdálenosti. V roce 2025 publikovala spolupráce DESI první detailní studii DR1, která se týkala velkorozměrového rozložení galaxií v našem vesmíru. V prvním roce se podařilo určit kosmologický rudý posuv téměř 15 milionů galaxií a kvazarů (kvazarů bylo 1,6 milionů), během celé pětileté mise by to mělo být 40 milionů. Zároveň bylo v prvním roce pozorováno 4 milióny hvězd.

Pozorované objekty měly rudý posuv od 0,1 do 4,2, což odpovídá vzdálenostem 1 miliarda až 13 miliard světelných let. V tomto případě je to vzdálenost, která se nejčastěji uvádí. Ta je dána vzdáleností, kterou urazilo světlo při cestě od objektu do našich přístrojů. Pro pochopení velkoškálové struktury je důležitější tzv. souhybná vzdálenost Comoving distance from Earth, která udává, kde se daný objekt nachází v současné době. Vztah mezi těmito vzdálenostmi a rudým posuvem je na grafu 1.

Obr 6) Pozorování hvězd v naší Galaxii pomocí sestavy DESI ukazuje také, v jakých oblastech ve vztahu k poloze roviny Galaxie přístroj pozoruje. Body reprezentují pozorované hvězdy a jejich polohu. Barva vyznačuje spektroskopicky odvozené množství železa Fe/H. Jde o první publikovaný soubor dat DR1 (Zdroj arXiv:2503.14745v1)

Rudý posuv nám umožňuje zjistit předpokládaný reálný rozměr bublin z baryonových akustických oscilací. Srovnání reálného a pozorovaného rozměru nám tak dá vzdálenost struktury s vyšší hustotou galaxií. Můžeme tak v principu studovat závislost změny rudého posuvu na vzdálenosti galaxie a tím i změny velikosti Hubblovy konstanty v čase v průběhu vývoje vesmíru.

Identifikace bublin s vyšší hustotou hmoty lze realizovat dvěma nezávislými metodami. Jednou z metod je zjišťování míst s vyšší hustotou galaxií, druhou je pak pozorování absorpčních čar vodíku na pozadí velmi vzdálených kvazarů. Intenzita těchto čar nám dává hustotu vodíku a jejich poloha pak rudý posuv. Obě metody jsou spoluprací DESI využity.

Obr 7) Souhrn pozorování je zobrazení velkoškálové struktury vesmíru. Je zde ukázána současná vzdálenost od Země vyjádřena v Gpc (Comoving Gpc from Earth). Objekty jsou rozděleny barvou: žlutá (BGS) jsou jasné galaxie, červená (LRG) jsou svítívé červené galaxie, modré (ELG) jsou galaxie s emisními čarami a zelené (QSO) jsou kvazary (Zdroj arXiv:2503.14745v1)

V současné době byly publikovány dva soubory dat: DR1 (mezi květnem 2021 až červnem 2022) a DR2 (mezi květnem 2021 až dubnem 2024), přičemž DR2 je zhruba dvakrát obsáhlejší. Obrázek 7, založený na datech DR1, zobrazuje získanou velkorozměrovou strukturu vesmíru a ukazuje současnou (souhybnou) vzdálenost galaxií a kvazarů, která je i násobně větší, než je vzdálenost, kterou urazilo světlo. Připomeňme pro příklad, že pro rudý posuv 4 je vzdálenost, kterou urazilo světlo 3,7 Gpc (12,2 miliardy světelných let) a současná vzdálenost objektu od Země 7 Gpc (23 miliardy světelných let). Vztah mezi rudým posuvem a těmito vzdálenostmi je na obrázku 1. Čím dále se díváme, tím musí být jasnost objektu vyšší, abychom jej mohli pozorovat a získat spektrum. Počet objektů roste se třetí mocninou vzdáleností. V relativně malé kosmologické vzdálenosti dominují v pozorováních jasné galaxie, ve větších vzdálenostech začínají být vidět typy galaxií, které jsou vzácnější, ale svítivější. V největších pozorovaných vzdálenostech dominují kvazary, galaxie už jsou pro získání spektra příliš slabé. Pozorované objekty se tak rozdělily do čtyř tříd. Nejblíže byly pozorovány jasné galaxie, pak dominovaly svítivé červené galaxie, pak galaxie s emisními čarami a nakonec kvazary.

Obr 8) Rozložení radiálních rychlostí u pozorovaných hvězd v naší Galaxii (vlevo) a rudých posuvů galaxií a kvazarů (vpravo), nahoře u galaxií a dole u kvazarů, v první etapě pozorováni DR1 (Zdroj arXiv:2503.14745v1).

Pro každou třídu objektů se určila střední efektivní hodnota rudého posuvu. V některých případech se daná třída rozdělila na části. Střední efektivní hodnota rudého posuvu byla určena i pro měření fluktuací hustoty vodíku s využití absorpčních čar série vodíku Lyman α. V tomto případě byla tato hodnota 2,33. Lze tak analyzovat vzdálenost a rozměr bublin s větší hustotu hmoty z baryonových akustických oscilací pro daný rudý posuv a výsledky jsou v dobré shodě s parametry získanými z měření fluktuací reliktního záření a ΛCDM modelu (viz obrázek 9).

Obr 9) Výsledek určování vzdálenosti a rozměru hustotních fluktuací z baryonových akustických oscilací získaných z měření absorpčních čar Lyman α vodíku na pozadí vzdálených kvazarů. Efektivní rudý posuv měřených objektů je z = 2,33. Vztah mezi současnou vzdáleností od Země D_M vyjádřenou v jednotkách poloměru baryonových akustických oscilací r_d a poměru D_H = c/H ve stejných jednotkách. Výsledky analýzy dat DESI (modrá DR1 a fialová DR2) dobře souhlasí s výsledky měření fluktuací mikrovlnného reliktního pozadí (CMS) a ΛCDM modelu (Zdroj arXiv:2503.14739v2)

Spolupráce DESI analyzovala rozměry hustotních fluktuací vznikajících z baryonových akustických oscilací i z hustoty různých popsaných tříd galaxií a kvazarů pro různé vzdálenosti. Zatím jde o využití pouze střední efektivní vzdálenosti dané třídy pozorovaných objektů. Bylo tak možné studovat průběh změn rozměru hustotních fluktuací v závislosti na průběhu rozpínání vesmíru. Získané výsledky, zobrazené na obrázku 10, umožňují testovat parametry našeho kosmologického modelu. Tečkovanou čarou je zde zobrazen model rozpínání vesmíru pouze s přítomností hmoty (i té temné), zatímco přerušovanou čarou je znázorněn model zahrnující i temnou energii. Je vidět, že bez temné energie by se v současné době vesmír rozpínal méně rychle.

Obr 10) Vývoj rozměru vesmíru v čase a zobrazení vývoje rozměrů baryonových akustických fluktuací pro různé třídy měřených objektů (pozorované v různých vzdálenostech), na pravé straně je pak rudý posuv z. Časová osa je v miliardách let a rozměr vesmíru je v poměru k rozměru toho dnešního. (Zdroj arXiv:2503.14745v1)

Mezi důležité parametry kosmologického modelu patří i současná hodnota Hubblovy konstanty, jejíž hodnota vychází z dat DESI o vývoji rozměrů hustotních fluktuací H₀ = 68,5 km∙s⁻¹Mpc⁻¹, viz obrázek 11. Tato hodnota se příliš neliší od předpovědi současného ΛCDM modelu, která je v souhlase s měřením fluktuací mikrovlnného reliktního pozadí, H₀ = 67,4 km∙s⁻¹Mpc⁻¹. To není překvapivé, neboť data s poměrně vysokým rudým posuvem mají v měření nejvyšší váhu. Tyto hodnoty se shodují v mezích nejistot jejich určení. Ovšem už dramaticky se liší od experimentálně měřené současné hodnoty Hubblovy konstanty H₀ = 76,5 km∙s⁻¹Mpc⁻¹. Její určení bylo zmíněno na počátku článku. V tomto případě byla nejistota určení okolo 2,2 km∙s⁻¹Mpc⁻¹ a tento rozdíl nelze vysvětlit pouze nejistotami měření.

Hodnota H₀ určená DESI ze studia velikostí fluktuací hustoty pocházejících z baryonových akustických rezonancí je vyšší než hodnota získaná z fluktuací mikrovlnného reliktního pozadí. To představuje posun směrem k experimentální hodnotě, získané měřením rozpínání v kosmologicky blízkém okolí. To by mohlo odpovídat tomu, že pracujeme s galaxiemi a kvazary, které už se vzdálily od počátku rozpínání a jsou blíže současné době.

Obr. 11) Fit parametrů kosmologického modelu z dat získaných spektrometrem DESI (modrá a oranžová) a z dat o fluktuacích mikrovlnného reliktního pozadí CBM (fialová). Ukázány jsou současná Hubblova konstanta H₀ a hustota hmoty Ω_m (zdroj arXiv:2503.14745v1).

Závěr

Spektrometr DESI je jeden ze zlomových astrofyzikálních přístrojů, který využívá pokrok v moderních technologiích. Jeho fungování a využití by nebylo možné bez dramatického pokroku v informačních technologiích, s výrazným využitím neuronových sítí a umělé inteligence. Pozorování spekter obrovského množství objektů v kosmologických vzdálenostech tak umožní zásadní pokrok v našem poznání historie vzniku a vývoje vesmíru.

Již současná data jsou velkým přínosem. Na jedné straně velice dobře potvrzují základní parametry současného kosmologického ΛCDM modelu, zejména koncepci, že vesmír má velmi horký a hustý počátek a že pro popis jeho vývoje po ukončení nejranější fáze potřebujeme kromě obecné teorie relativity a standardního modelu hmoty a interakcí parametry související s novou exotickou fyzikou. Na druhé straně, rozdíl mezi jím předpovídanou hodnotou současné Hubblovy konstanty a experimentální hodnotou určenou třeba i pomocí zpřesnění vzdálenosti Kupy ve Vlasech Bereniky s využitím spektrometru DESI, ukazuje, že nejjednodušší varianta s konstantní kosmologickou konstantou Λ není správně. S největší pravděpodobností tedy tato konstanta není skutečnou konstantou a v čase se mění.

Přístroj DESI slibuje za pětileté období svého využívání zdvojnásobit objem shromážděných dat. Zpřesněná a sofistikovanější analýza dat i pozorování velkého počtu supernov Ia typu by mohly dramaticky zpřesnit náš popis rozpínání vesmíru a určit průběh změn kosmologické konstanty v čase. Pokud bude toto určení dostatečně přesné, mohlo by nás přivést k teorii popisující zmíněnou exotickou fyziku. Již brzy se tak můžeme těšit na celou řadu zajímavých objevů v kosmologii. Odpověď na otázku v titulku článku je tedy podle mého názoru následující: Nejjednodušší varianta ΛCDM modelu se s největší pravděpodobností měnit bude, ale jeho základní koncepce pravděpodobně zůstane zachována.

Přednáška o novinkách v kosmologii v roce 2024, hlavně v oblasti detekce kosmického záření, a právě i o zpřesňování hodnoty současné Hubblovy konstanty:

O novinkách v kosmologii přednáším pravidelně a na videa z těchto prezentací je možné se v případě zájmu podívat:

červen 2024: https://www.youtube.com/watch?v=DyGv9INnNvg

leden 2024: https://www.youtube.com/watch?v=bt6nXqsDM-U

leden 2023: https://www.youtube.com/watch?v=w9_iuO4ZVXg

březen 2022: https://www.youtube.com/watch?v=Cka1b8BGRsg

leden 2022: https://www.youtube.com/watch?v=Updc2Bup1hI

leden 2021: https://www.youtube.com/watch?v=cANTfQVUl-c

leden 2020: https://www.youtube.com/watch?v=MvLedFjP4z0

leden 2019: https://www.youtube.com/watch?v=KszFTjhmeKQ

leden 2018: https://www.youtube.com/watch?v=3diodejrth4

prosinec 2016: https://www.youtube.com/watch?v=oyqus_9xPis

listopad 2014: https://www.youtube.com/watch?v=gJjd6kpRxQo