Jak rychle?
Nějak jsme se již psychicky vypořádali s důsledky poznání, že se vesmír rozpíná. Podezření se zrodilo v Einsteinových rovnicích, které naznačovaly, že jestli je kosmos na velkých škálách izotropní a homogenní, pak expanduje. Jenže to nehrálo s tehdejšími představami věčného neměnného všehomíra a tak proslulý fyzik výpočty doplnil o kosmologickou konstantu, která rozpínání gravitačně ubrzdila. Alespoň matematicky. Když ale Edwin Hubble v třicátých letech pomocí spekter vzdálených galaxií zjistil, že čím je ta-která vzdálenější, tím se i rychleji vzdaluje, a tedy se musí mezigalaktický prostor rozpínat, Einstein konstantu odstranil. Kdyby jen tenkrát tušil, že se ten kosmologický člen do rovnic vrátí, jenom s opačným znaménkem zohledňujícím skutečnost, že se vesmír rozpíná stále rychleji!
Přímou úměru mezi vzdáleností a rychlostí vzdalování jsme na počest objevitele pojmenovali Hubblův zákon a její koeficient Hubblovou konstantou. Vztah je sice velice jednoduchý: v = H0 x d, (kde v je rychlost vzdalování H0 je Hubblova konstanta a d vzdálenost objektu), to se ale nedá říci o stanovení hodnoty Hubblovy konstanty. Jenže pro kosmologii je to zásadní parametr a proto se vědci o jeho zpřesňování pokoušejí znova a znova metodami co nejméně navzájem závislými.
Rychlost vzdalování se dá vyčíst z míry červeného posuvu spektrálních čar v naměřeném záření vzdáleného a vzdalujícího se objektu – galaxie, kvazaru, hvězdokupy, supenovy. Větším problémem však je určení jejich vzdálenosti (samozřejmě té, v níž se zaregistrované světlo vyzářilo). I při tom se lze opřít jenom o to, co vidíme ve formě elektromagnetických vln a o fyzikální zákonitosti, o jejichž platnosti jsme přesvědčeni. Například pro jistý typ proměnných hvězd – pro takzvané Cefeidy - se předpokládá, že jejich skutečná zářivost závisí od periody, s jakou kolísá. Když ji změříme spolu se zdánlivou jasností, můžeme z těchto dvou údajů odvodit, jak jsou hvězda i její domovská galaxie od nás daleko. Tato metoda je použitelná jen do vzdálenosti, v níž je možné spolehlivě určit parametry samostatné hvězdy a díky Hubblovu teleskopu jde až o 10 megaparseků, tedy asi 32 milionů světelných let. Ve větší vzdálenosti se pak spoléháme na skutečnou svítivost supernov typu Ia, která by podle předpokladů měla být vždy v podstatě stejná. Pozorovaná jasnost je pak funkcí vzdálenosti. Kromě těchto notoricky známých standardních metod "kosmického žebříku" se astronomové pokoušejí určit Hubblovu konstantu i jinými způsoby, například pomocí vztahu spojujícího absolutní a zdánlivou svítivost kulových hvězdokup, nebo planetárních mlhovin.
Je jasné, že do určování parametrů na obrovskou kosmickou vzdálenost se vkrádají různé nepřesnosti a nejistoty. Odráží to i hodnota vypočtené Hubblovy konstanty, která se postupně mění, jak se zpřesňuje pozorovací technika a inovují teoretické základy. Každý rok vědci publikují několik prací, jejichž cílem je nový výpočet. V roku 1929 Hubble pro míru rozpínání zjistil neuvěřitelných 500 km za sekundu na megaparsek, tedy asi 153 km za sekundu na každý milion světelných let. Čili, jestli je objekt od Země vzdálen milion světelných let, vzdaluje se rychlostí 153 km/s, to, co je ve vzdálenosti dva miliony světelných let je každou sekundu o 306 km dál... a tak dále... Toto doslova šíleně rychlé rozpínání vedlo aproximací zpět v čase k poznatku, že tak se může dít jenom asi 2 miliardy let. Což se samozřejmě dostalo do rozporu s věkem pozemských hornin. Nepříjemný problém se nedařilo dlouho vyřešit, pokud se nezjistilo, že ne pro všechny Cefeidy platí předpoklad, že jejich absolutní maximální zářivost souvisí s periodou změn a tedy mnohé z pozorovaných galaxií jsou dále, než Hubble vypočítal. I tak hodnota „jeho“ konstanty klesala jen postupně. V roce 1956 to bylo 180 km/s na megaparsek (tedy na 3,262 milionů světelných let), o dva roky později už jenom 75 km/s/Mpc, počátkem 70. let sáhla až k padesátce kilometrů za sekundu na megaparsek. Pak opět začala stoupat k cifrám mezi 65 až 85 a v současnosti se pohybuje okolo 70 km/s/Mpc. Mezi výsledky stovek výzkumů zaměřených na výpočet Hubblovy konstanty objevíme i hodnoty pod padesát i nad sto km/s/Mpc. Historický přehled výpočtů H0..
Do řady tech, kteří se rozhodli prověřit, jak rychle se v současnosti vesmír rozpíná, tedy změřit hodnotu Hubblovy konstanty, se nyní připojil i Florian Beutler, doktorand Mezinárodního centra pro radioastronomický výzkum (ICRAR) na Západoaustralské universitě v Perthu. Na jeho počinu by nebylo nic světaborného, kdyby se spolu se svým školitelem nerozhodli pro zajímavou metodu, jejíž použití umožnilo až 21. století a projekty systematického mapování oblohy - metodu baryonových akustických oscilací.
Uvězněné světlo a hustotní oscilace hmoty
Abychom získali alespoň mlhavou představu, o jaké oscilace se jedná a jak je lze využít na zajímavá astrofyzikální studia, musíme se virtuálně „vrátit“ k počátkům vesmíru, do doby mezi asi 20. minutou a 380 tisíci lety od okamžiku velkého třesku. Hmota se již nacházela v nám známé formě – v podobě elektronů a baryonů - tedy volných protonů (jader nejlehčího vodíku) a protonů svázaných s neutrony do kladných jader deuteria a zejména helia, které byly zcela ochuzené o elektronový obal. Prostor vyplňovalo žhavé plazma, v němž elektromagnetické záření interagovalo s nabitými částicemi, které s fotony hrály kolektivní verzi ping-pongu v odborné literatuře označovanou jako Thompsonův rozptyl. Jak se ale prostor rozpínal, částice ztrácely energii a vesmír chladl. Elektrostatické síly připoutaly k jádrům elektrony, vznikly neutrální atomy. Ty se světlem již nereagovaly, takže ho propustily na svobodu a mohlo se začít šířit přímo, vlastně podél „vrstevnic“ časoprostorem. Je to právě to "první" světlo, které dnes registrujeme jako mikrovlnné kosmické pozadí, nebo jinak - reliktní záření.
Jenže – naštěstí – ne všude vládly stejné parametry a rozložení hmoty nebylo zcela homogenní. Prvotní kvantové fluktuace daly ve stadiu horkého plazmatu vznik nehomogenitám v hustotě částic a tyto oblasti gravitačně působily na další hmotu v okolí. S touto přítažlivou sílou ale bojoval odstředivý tlak záření emitovaný samotnými vysoceenergetickými částicemi. Vzájemné dotahování se obou sil vedlo k hustotním oscilacím, jaké způsobují akustické (seizmické) vlny šířící se všesměrně hmotným prostředím. Když pak v době rekombinace vznikly neutrální atomy a tlak záření na hmotu ustal, dostředivé gravitační působení zakrátko zastavilo její další pohyb a hustotní rozložení “zamrzlo” v podobě, v jaké ho akustické oscilace zanechaly. Okolo původních “semínek” nehomogenit tak vznikly kulovité obálky zvýšené hustoty baryonové hmoty a v centrech se koncentrovala zejména gravitačně působící, ale vůči elektromagnetickému záření netečná temná hmota.
Jak se prostor rozpíná a kulovité obálky se zvýšenou hustotou “nafukuje”, ty se místy navzájem prolínají a gravitačně ovlivňují. Pťedstavují oblasti, v nichž přednostně vznikly galaxie i jejich různá seskupení. Dnes mají tyto hustotní čeřiny průměr okolo 100 megaparseků (asi 330 milionů světelných let). Jenže stále máme možnost vidět i jejich původní obraz z okamžiku rekombinace, kdy se světlo z nich osvobodilo. Vtiskl se právě do reliktního záření v podobě nepatrných teplotních anomálií, které “vidíme” ve výsledcích ze sondy WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (obrázek vpravo a zde).
Jak hustotní anomálie vytvořené baryonickými akustickými oscilacemi zvětšované rozpínajícím se prostorem po dobu přes 13 miliard let vypadají “dnes”, to se dá zjistit jenom pomocí podrobného systematického mapování alespoň části oblohy a statistických metod dobývajících z obrovského souboru měření červeného posuvu a poloh desítek až stovek tisíců galaxií strukturu jejich prostorového rozložení. Tento současný obraz se porovnává s výsledky matematicko-fyzikálního modelu simulujícího stav z doby rekombinace, kdy bylo vesmíru 380 tisíc let a který se opírá o teplotní anomálie v obrazu reliktního záření poskytnutého sondou WMAP.
Není to ale srovnání dávné momentky s tou současnou, protože vzdálenější objekty nám vypovídají o tom, jak vypadaly a kde byly v době, kdy je opustilo světlo, jež nyní registrujeme. Takže v současném obrazu vesmíru vidíme jistý časový průřez jeho historie. To umožňuje porovnáním zmíněného počítačového modelu baryonických akustických oscilací (BAO) a jejich dnešního obrazu získat informace i o tom, jak se vesmír rozpínal v minulosti. Tedy vypočítat jak se rozpínání v čase mění – v našem případě zrychluje. A to metodou zcela nezávislou od analýzy spekter supernov Ia, pomocí níž byla akcelerace expanze prostoru před 13 lety objevena.
Hodnota Hubblovy konstanty - další v pořadí, ale novou metodou
Použít metodu BAO umožnilo až Sloanovo digitální mapování oblohy (Sloan Digital Sky Survey – SDSS) prováděné 2,5metrovým širokoúhlým optickým dalekohledem na observatoři v pohoří Sacramento v Novém Mexiku. Výsledky z prvních pěti let tohoto systematického průzkumu umožnily vytvořit trojrozměrnou mapu vesmíru do vzdálenosti pěti miliard světelných let v části oblohy o rozměru téměř 4 000 čtverečných stupňů. V tomto prostoru je asi 47 tisíc od nás se vzdalujících galaxií.
Méně známý, i když z některých hledisek rozsáhlejší byl galaktický průzkum 6df Galaxy Survey (6df = v šestistupňovém zorném poli). V letech 2001 až 2009 se jím zabývala Anglicko-australská observatoř AAO na předměstí Sydney pomocí 1,2metrového Schmidtova dalekohledu (reflektor se širokoúhlým zorným polem). Astronomové zmapovali mnohem větší část oblohy než SDSS-I (17 tisíc čtverečných stupňů) a změřili rudý posuv přes 125 000 galaxií. Z těchto údajů se pak podařilo vytvořit trojrozměrnou mapu příslušné oblasti blízkého vesmíru. A právě o tyto výsledky se opírala práce Floriana Beutlera a jeho kolegů, kteří metodou baryonových akustických oscilací proměřili Hubblovu konstantu s mírou nepřesnosti méně než 5 %. Jimi vypočtená hodnota je 67 ± 3,2 km za sekundu na megaparsek. Tedy každých milion světelných let od Země naroste rychlost, jakou se od nás vesmírné objekty vlivem rozpínajícího se prostoru vzdalují o 20,54 km/s (74 tisíc kilometrů za hodinu). Podle této hodnoty se objekty vzdálené asi 14,5 miliardy světelných let od nás vzdalují rychlostí světla. Fotony, které je “teď” opouštějí, stejně jako ty ještě vzdálenější objekty, k nám již nikdy nedoletí. A jestli je Hubblova konstanta o něco vyšší – většina astronomů by se asi přiklonila k hodnotě 71 km/s/Mpc, pak se to týká i objektů o téměř miliardu světelných let bližších. Ale to nás zas tak trápit nemusí, Země za přibližně 4 miliardy let obyvatelná jistě nebude. Život ve vesmíru a navíc obdařený vědomím a schopností poznávat může být i v tak rozlehlém vesmíru šťastnou náhodou.
Video: Systematické mapování galaxií - 6dF Galaxy Survey – za pět let poskytlo hodnoty červeného posuvu více než 120 tisíců objektů pozorovatelných na jižní obloze. Na základě výsledků Paul Bourke z AAO vytvořil tuto zajímavou animaci trojrozměrné mapy části blízkého vesmíru viditelného v oblasti souhvězdí Jižní kříž. Video je podbarvené hudbou Glenna Rogerse. Kredit: Paul Bourke, zdroj: Vimeo
6df Galaxy Survey fly through from ICRAR on Vimeo.
Odkazy:
Originální odborný článek (zveřejněn v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Journal, 25. 7. 2011)
Doporučený článek: W. Percival: Baryon Acoustic Oscillations