Temná energie a temná hmota
Petr Kulhánek Fakulta elektrotechnická ČVUT, Technická 2, 166 27 Praha 6 Z několika nezávislých experimentů dnes víme, že temná energie tvoří přibližně 73 % našeho vesmíru. V současnosti jde o zcela dominantní složku ovlivňující vesmír, která má díky našim omezeným znalostem poněkud mysteriózní nádech. Temná energie je jednou z největších záhad současné fyziky. Přirozeně se vynořují otázky typu: Co tvoří temnou energii? Byla dominantní složkou vesmíru vždy? Má nějakou strukturu? Mění se s časem? S 23 % se na druhé pozici, co do hojnosti, nachází temná hmota. Na rozdíl od temné energie je strukturovaná, tvoří jí dosud nepoznané částice interagující jen slabou interakcí. Hmota atomární povahy tvoří pouhá 4% látky ve vesmíru. Tento příspěvek je připraven na základě seriálu, který vycházel v časopise Astropis. I. TEMNÁ ENERGIE SLOŽENÍ VESMÍRU
Zhruba od roku 1998, kdy se poprvé zjistila zrychlená expanze vesmíru na základě pozorování supernov typu Ia, známe také přibližné složení našeho vesmíru. Nezávisle bylo toto složení potvrzeno rozborem fluktuací reliktního záření sondou WMAP v roce 2003. Verdikt obou nezávislých experimentů je zarážející: Hmota atomární povahy, tak jak ji běžně známe, tvoří jen 4 % látky celého vesmíru. Někdy hovoříme o tzv. baryonové složce, protože nejhmotnějšími částicemi látky jsou baryony (částice složené ze tří kvarků, k nejznámějším patří proton a neutron). Pouhá čtvrtina hmoty atomární povahy je svítící. Druhou komponentou je temná hmota, která tvoří 23 % vesmíru. Jde o částice neznámé povahy, které tvoří polovinu hmotnosti galaxií, působí gravitačně na své okolí a vytváří obdobné struktury jako hmota atomární povahy. Poprvé na existenci této složky upozornil Franz Zwickey v roce 1933, kdy pozoroval, že hvězdy v periferních částech galaxií se pohybují rychleji, než by odpovídalo gravitačnímu zákonu. Kdyby galaxie obsahovaly jen pozorovanou hmotu, odlétly by tyto hvězdy odstředivou silou a galaxii opustily. Proto musí galaxie obsahovat další druh hmoty, kterou nevidíme. Poslední komponenta vesmíru je ještě záhadnější. Podle našich znalostí tvoří 73 % vesmíru a nazýváme ji temná energie. Prostupuje celý vesmír, v prostoru a čase se buď vůbec nemění nebo jen velmi málo. Tato složka je zodpovědná za současnou expanzi vesmíru a v minulosti přispěla k formování velkorozměrových struktur ve vesmíru. Pravděpodobně nemá žádnou materiální povahu, spíše jde o vlastnost časoprostoru jako takového. V tomto článku se zaměříme právě na tuto záhadnou entitu tvořící náš vesmír. Dnešní stav poněkud připomíná pokračování likvidace egocentrických názorů z minulosti. V historii se lidstvo muselo rozloučit s myšlenkou, že Země je středem vesmíru. Středem
- 89 -
vesmíru není ani Slunce, ani naše Galaxie. A dnes zjišťujeme, že ani hvězdy, mlhoviny a galaxie, které vidíme na noční obloze, nejsou tou nejpodstatnější částí vesmíru. Možná pro nás, pro člověka ano. Nikoli však pro vlastnosti vesmíru jako celku a pro jeho budoucí vývoj. EXPERIMENTY MINULÉ
Víra v existenci temné energie je spjata se třemi nezávislými experimenty: sledováním supernov typu Ia, sledováním fluktuací reliktního záření a sledováním velkorozměrových struktur ve vesmíru. Jde o zcela různorodé experimenty a přitom se vysvětlení žádného z nich neobejde bez pojmu temné energie. Popišme si je proto podrobněji. Supernovy typu Ia Na konci dvacátého století se k určování vzdálenosti začaly používat, jako zdaleka viditelné standardní svíčky, supernovy typu Ia. Supernova typu Ia je závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy, ve které dochází k přenosu látky z obra 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 explozivně 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 jednoznačně identifikovat podle tvaru jejího spektra.
V letech 1998 a 1999 prováděly měření vzdálenosti a červeného posuvu supernov Ia dvě nezávislé vědecké skupiny. Jedna byla vedená Saulem Perlmutterem (Lawrence Berkeley National Laboratory) a druhá Adamem Riessem (Space Telescope Science Institute, Baltimore). Obě skupiny na vybraném souboru supernov určovaly dvě veličiny: vzdálenost z jejich skutečné jasnosti (průběhu světelné křivky) a rychlost expanze vesmíru z červeného kosmoloSupernova SN 2002bo typu Ia v galaxii NGC 3190, gického posuvu spektrálních čar. To která je vzdálena 20 milionů světelných let. Fotografie byla pořízena 12. 3. 2002, tři dni po objevu a třináct umožnilo určit, jak se vesmír rozpínal v různých časových údobích. Výsledek dní před maximem dalekohledem Asiago. byl překvapivý. Spíše než očekávané zpomalování rozpínání vesmíru bylo naměřeno jeho urychlování. To znamená ve svém důsledku přítomnost temné energie ve vesmíru, která způsobuje urychlování expanze vesmíru. Nejvzdálenější použitou supernovou byl objekt 1997ff. V posledních letech existuje celá řada projektů vyhledávajících supernovy typu Ia. Obě zmíněné skupiny spolu s Alexejem Filipenkem pořídily do roku 2003 soubor 230 supernov. Tyto objekty byly vyhledávány také v klíčovém projektu HST pro určení Hubbleovy konstanty i v současných přehlídkových projektech, například projektu GOODS. V blízké budoucnosti se uvažuje o vypuštění sondy SNAP (SuperNova / Acceleration Probe), která by měla prozkoumat tisíce supernov typu Ia. Fluktuace reliktního záření Reliktní záření je dnes pravděpodobně nejdůležitějším zdrojem informací z minulosti vesmíru. Jde o záření, které se oddělilo od látky 380 000 let po Velkém třesku v době, kdy se
- 90 -
vytvářely elektronové obaly atomů lehkých prvků. Záření bylo objeveno v roce 1965 Arno Penziasem a Robertem Wilsonem, detailně zkoumáno družicí COBE (start 1989) a sondou WMAP (start 2001) i mnoha pozemními experimenty, například radioteleskopickou soustavou CBI umístěnou v Atacamské poušti. V raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií. Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru. Po oddělení záření od hmoty zůstaly fluktuace hmoty vtištěny do reliktního záření podobně jako paleolitický otisk trilobita v druhohorní usazenině. Relativní odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Informace nesená fluktuacemi reliktního záření je nesmírně cenná. Dosud nejrozsáhlejší a nejpreciznější prozkoumání fluktuací reliktního záření provedla sonda WMAP. Výsledky byly Mapa fluktuací reliktního záření, severní oznámeny v únoru 2003. Nejčastější fluktuace polokoule, sonda WMAP (Wilkinson Microwave mají úhlové rozměry přibližně 1°. To podle Anisotropy Probe). teoretických modelů odpovídá plochému vesmíru. Kdyby měl vesmír kladnou křivost, byly by rozměry fluktuací větší jak 1°, naopak vesmír se zápornou křivostí by měl fluktuace s úhlovými rozměry menšími jak 1°. Ke vzniku plochého vesmíru ale nestačí pozorovaná svítící a temná hmota. Ta tvoří jen přibližně 30 % potřebné hodnoty. Zbývajících 70 % je opět temná energie zajišťující pozorovanou expanzi vesmíru. Detailním rozborem fluktuací bylo zjištěno stejné zastoupení temné energie jako při sledování supernov typu Ia. V roce 2007 by měla startovat evropská sonda Planck, která bude mít vyšší rozlišovací schopnost než WMAP a umožní tak hlubší studium fluktuací reliktního záření. Velkorozměrová struktura vesmíru Dnes je jisté, že vesmír tvoří na škále miliard světelných let obří struktury. Látka je rozložena nerovnoměrně, především ve formě obřích stěn a vláken. Jedním z nejznámějších útvarů je Velká stěna objevená v roce 1991. Jde o stěnu vytvořenou z mnoha galaxií. Její rozměry jsou úctyhodných 200×600 milionů světelných let, zatímco tloušťka stěny je pouhých 20 milionů světelných let. Součástí stěny je například nadkupa galaxií ve Vlasech Bereniky nebo kupa v souhvězdí Herkula. Jiným známým útvarem je vlákno galaxií v souhvězdí Jeřábu objevené v roce 2004.
Sledování velkorozměrových struktur vesmíru by bylo nemožné bez přehlídkových projektů, které pořizují údaje o spektrech a polohách obrovského množství galaxií. Mezi nejvýznamnější patří například projekt SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nebo 2dF GRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey), které nás zásobí údaji o stovkách milionů galaxií. Nacházené velkorozměrové struktury musí být v souladu s teoretickými modely a simulacemi prováděnými na superpočítačích. Ukazuje se, že tyto simulace jsou v souladu s pozorováním jen pokud je v nich počítáno s existencí temné energie a temné hmoty. Simulace bez přítomnosti temné energie nedávají velkorozměrové struktury pozorované přehlídkovými projekty. - 91 -
Velkorozměrová struktura vesmíru, řez ze zpracování červeného posuvu měřeného přehlídkou SDSS. Napravo zoom na Velkou stěnu. Kapteyn Institute. KANDIDÁTI NA TEMNOU ENERGII
Co tedy vlastně je temná energie? Všudypřítomná homogenní složka vesmíru, odpovědná za jeho expanzi, zatím odolává jednoznačnému vysvětlení. Popišme si proto několik základních možností. Vakuová energie Jako nejpřirozenější kandidát na temnou energii se zdá být energie spojená s procesy ve vakuu. V současné fyzice již vakuum dávno neznamená naprostou prázdnotu. Je plné kvantových fluktuací, virtuálních párů částic a antičástic a polí zajišťujících pozorované narušení symetrie základních interakcí.
Již přímo z Heisenbergových relací neurčitosti plyne, že střední kvadratické fluktuace polí ve vakuu nemohou vymizet, mají nenulovou hodnotu, které odpovídá nenulová energie těchto fluktuací. V částicovém pohledu na svět se to projevuje občasným krátkodobým vznikem virtuálního páru částice-antičástice, který posléze vymizí. Vznikne-li takový pár například v blízkosti horizontu černé díry, může jeden z členů páru proniknout do černé díry a druhý se vynořit nad horizontem černé díry jako reálná částice. To je základní podstatou tzv. Hawkingova vypařování černých děr. Přítomnost těchto virtuálních párů ve vakuu dává vakuu netriviální dynamické vlastnosti jako je například polarizace vakua či posuv spektrálních čar prvků (tzv. Lambův posuv). Ve vakuu jsou dále přítomna pole způsobující narušení symetrie základních interakcí. Asi nejznámějším je Higgsovo pole, jehož existenci navrhl skotský matematik Peter Higgs. Toto pole způsobuje narušení symetrie elektroslabé interakce a je zodpovědné za pozorovanou nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce. Částice tohoto pole nebyly dosud nalezeny, velké naděje se vkládají do nově stavěného urychlovače LHC v komplexu CERN. Uvedení do provozu se předpokládá v roce 2007. Mezi základní vlastnosti energie vakua patří to, že její hustota není závislá na expanzi vesmíru. V jednom metru krychlovém vzniká stejný počet virtuálních párů nyní i před miliardami let. Pokud je skutečně temná energie totožná s vakuovou energií, je neměnná v prostoru i v čase, je skutečnou konstantou, onou kosmologickou konstantou, kterou kdysi Albert Einstein zavedl ve svých rovnicích obecné relativity, aby zajistil stacionární řešení, tedy neexpandující vesmír. Po objevu expanze vesmíru Edwinem Hubblem v roce 1929 (na základě červeného posuvu spektrálních čar galaxií) Albert Einstein kosmologickou konstantu - 92 -
ze svých rovnic opět vypustil. Dnes, po tři čtvrtě století, se koncept kosmologické konstanty navrátil v podobě vakuové energie. Ze standardního modelu elementárních částic vychází, že by hustota vakuové energie měla mít hodnotu 10108 eV4. Z měření hustoty temné energie uvedených výše vychází ale hodnota 10–12 eV4. Pokud je temná energie totožná s energií vakua, jde o dosud největší rozpor mezi teorií a experimentem. Vypočtené a změřené hodnoty se liší o celých 120 řádů. Jde o největší problém v současném chápání světa. Je třeba najít mechanismy, které efektivně Pohled na tunel LHC. Uvedení do provozu se předpokládá sníží hodnotu energie vakua na skutečnou měřenou hodnotu. Uvažuna konci roku 2007. je se například o extradimenzích, které pohlcují vakuovou energii nebo o supersymetrických částicích, jejichž projevy by mohly vyrušit kvantové fluktuace vakua. Frank Wilczek, nositel Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2004 (za příspěvek k teorii silné interakce) prohlásil, že rozpor mezi teorií a experimentem čítající plných 120 řádů mu připomíná situaci na přelomu 19. a 20. století, kdy se fyzikové marně pokoušeli vysvětlit záření absolutně černého tělesa na základě klasické fyziky. Stejně jako tenkrát rozpor mezi experimentem a teorií vedl ke zcela nové fyzice, ke kvantové teorii, mohl by i dnes obdobně příkrý rozpor vést ke zcela novému a dosud nepoznanému chápání světa. Pokud je temná energie nějak spjata s energií vakua a je skutečně konstantní, potom to nutně znamená zrychlenou expanzi vesmíru, která se udrží i v budoucnosti a vesmír se postupně rozplyne. Hustota hmoty ve vesmíru klesá se třetí mocninou rozměrů, proto bude v budoucnu nadvláda temné energie nad hmotou vyšší a vyšší. Naopak v minulosti byla hustota hmoty vyšší než hustota temné energie. Například v době oddělení reliktního záření od hmoty byla hustota temné energie zcela zanedbatelná. Je zvláštní, že žijeme v období, kdy hustota hmoty (atomární a temné) je řádově srovnatelná s hustotou temné energie a má přibližně poloviční hodnotu. Měnící se vakuová energie Jednou z možností, jak vysvětlit malou hodnotu pozorované hustoty temné energie je připuštění existence velkých oblastí, z nichž každá má jinou hodnotu vakuové energie. Vesmír by tak byl rozdělen na větší množství spolu nekomunikujících oblastí. Ty oblasti, kde byla hustota vakuové energie velká a kladná již dávno překotně expandovaly. Dokonce tak překotně, že nikdy nedošlo k vytvoření atomárních obalů a vytvoření struktur známých z našeho pozorovatelného vesmíru. Naopak ty oblasti, kde hustota vakuové energie byla záporná, již dávno zkolabovaly a dnes neexistují. Jedině oblasti vesmíru, kde má hustota vakuové energie přibližně nulovou hodnotu jsou slučitelné se životem a proto v takové oblasti žijeme. Samozřejmě jde o jistou formu antropického principu, který příliš nevysvětluje podstatu věci, ale předkládá těžko ověřitelnou hypotézu, která v principu může být pravdivá. Kvintesence Další možností je připustit, že energie vakua je skutečně nulová. Že existují zatím neznámé procesy, které vakuové projevy přesně eliminují či vyruší. Potom je kosmologická konstanta v
- 93 -
rovnicích obecné relativity nulová. Je třeba ovšem hledat jiné vysvětlení zrychlené expanze a jinou podstatu temné energie. Často uvažovaným řešením je připustit existenci skalárního pole, které se nazývá kvintesence (prapodstata). Toto pole již ovšem není v čase konstantní, reaguje na expanzi a hustota jeho energie klesá s určitou mocninou α rozměrů ve vesmíru (ρ ~ 1/Rα). Pro α > 0 postupně ztrácí kvintesence s expanzí vesmíru svůj vliv a dokonce může dojít k zastavení zrychlené expanze. Parametr α = 0 znamená hustotu energie konstantní v čase a přináší stejnou fyziku jako nenulová energie vakua. Naopak parametr α < 0 znamená, že hustota kvintesence s expanzí dokonce roste a mohlo by dojít až k tzv. velkému rozervání (big rip), při kterém by expanze proběhla i na atomární úrovni a došlo by k roztrhání samotných jader atomů. V takovém případě častěji než o kvintesenci hovoříme o poli fantómů. Zdá se, že tato možnost je dnes již experimentálně vyloučena. Modifikovaná gravitace Poslední možností je, že vše je špatně. Měřená zrychlená expanze vesmíru vůbec neznamená existenci temné energie, ale poukazuje na jiné chování gravitace na velkých škálách. V tom případě by bylo potřeba provést revizi Einsteinovy obecné teorie relativity. Je to samozřejmě zoufalý a poslední krok, ke kterému se nikdo nechce bez příčiny odhodlat. Vždyť obecná relativita nám přinesla fascinující pohled na svět gravitace a řadu předpovědí, které se beze zbytku potvrdily.
Připomeňme, že ústřední myšlenkou obecné relativity je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje čas a prostor kolem sebe. V tomto zakřiveném časoprostoru se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Čas a prostor by v obecné relativitě měla zakřivovat i samotná pole. Obecná relativita s sebou přinesla zcela nový pohled na svět. Bez něho bychom neporozuměli stáčení perihelia Merkuru, ohybu světla kolem hmotných těles, gravitačním čočkám, červenému gravitačnímu posuvu, strhávání časoprostoru kolem rotujících těles, černým dírám, gravitačním vlnám i řadě dalších jevů. Navíc by bylo velmi obtížné, pokud vůbec možné, aby se modifikace stávající obecné teorie relativity nedostala do rozporu s jinými, dosud úspěšně vysvětlenými experimenty. EXPERIMENTY BUDOUCÍ
Budoucí experimenty jsou většinou zaměřeny zejména na to rozhodnout, zda se hustota temné energie mění s časem a v prostoru, nebo zda jde o skutečně konstantní entitu prostupující celý vesmír. V takovém případě by šlo o projevy vakuové energie. Připustíme-li, že s expanzí vesmíru klesá hustota temné energie jako 1/Rα, potom se dá ukázat, že odpovídající tlak je roven p = (α/3 − 1)ρ neboli p = w ρ. A právě nalezení koeficientu úměrnosti w mezi tlakem a hustotou energie je klíčové. Pro vakuové projevy je hustota energie konstantní, parametr α = 0 a w = –1, tj. tlak je záporný a způsobuje zrychlenou expanzi. Pro existenci zrychlené expanze postačí, aby bylo w < –1/3. Pokud by dokonce pro parametr w platilo, že w < –1, dojde k velkému rozervání zmíněnému výše. Z dnešních měření WMAP, CBI, 2dF a SDSS vychází, že parametr w se pro temnou energii nachází v intervalu hodnot <−1;−0,78). Co přinese nejbližší desetiletí na poli experimentálním? V nejbližším časovém horizontu je zpracování měření sondy Gravity Probe B společnosti NASA, která s vysokou přesností na polární oběžné dráze ověřovala od dubna roku 2004 jemné efekty obecné teorie relativity, především strhávání časoprostoru rotující Zemí, tzv. Lenseův-Thirringův jev. Osa setrvačníků rotujících na palubě družice by se za rok měla vlivem tohoto jevu sklonit o pouhých 0,042 obloukové vteřiny. Měření by měla být zpracována do poloviny roku 2006. Půjde o dosud nejpřesnější provedený test obecné teorie relativity.
- 94 -
V následujícím roce 2007 by měl být v komplexu laboratoří CERN zprovozněn urychlovač LHC (Large Hadron Collider). Lze očekávat prozkoumání vlastností extrémních stavů hmoty, jako je například kvark-gluonové plazma. Urychlovač bude mít dostatečnou energii pro objevení Higgsových částic, bez kterých si nedokážeme představit teorii sjednocení slabé a elektromagnetické interakce. Právě Higgsova pole částečně formují vlastnosti vakua. V roce 2007 by také měla startovat sonda Planck Evropské kosmické agentury, která je určena k detailnímu průzkumu fluktuací a polarizace reliktního záření. Na základě jejích měření bychom měli mnohem přesněji poznat složení vesmíru a nalézt odpovědi na otázky týkající se jeho minulosti. Pravděpodobně také dojde k prvním serióznějším pokusům o určení celkové topologie vesmíru. Ve stádiu příprav je vyslání sondy SNAP (SuperNova / Acceleration Probe) s dvoumetrovým chlazeným dalekohledem určeným k pozorování supernov typu Ia. Jde o mezinárodní misi, jejíž přípravu koordinuje Lawrence Berkeley National Laboratory v Kalifornii. Hlavním cílem je proměření tisíců supernov typu Ia a přesnější určení charakteru expanze vesmíru.
Nalevo: Sonda Evropské kosmické agentury Planck. Předpokládaný start je v roce 2007, hlavním cílem bude studium fluktuací reliktního záření. Napravo: Sonda SNAP, která bude určena pro výzkum supernov typu Ia. Je připravována v Lawrence Berkeley National Laboratory. ZÁVĚR
Temná energie je procentuálně nejvíce zastoupenou entitou ve vesmíru. Přesto o ní víme relativně málo. Prostupuje celý vesmír, je málo proměnná v prostoru i v čase nebo je zcela konstantní. Patří k největším záhadám, před které bylo lidstvo kdy postaveno. Pokud je temná energie způsobena projevy vakua, rozchází se teoretická předpověď hustoty energie od experimentální hodnoty o 120 řádů. I přes svou extrémně nízkou hustotu ovlivňuje temná energie dominantně chování vesmíru jako celku. Dnes nevíme, zda se hustota temné energie mění pomalu s časem či nikoli, proč je její hustota řádově srovnatelná (až na faktor 2) s hustotou atomární hmoty a temné hmoty, ani proč je její hodnota tak nízká oproti předpovědi vlastností vakua ze standardního modelu elementárních částic. Jde o záhadu, jejíž řešení není zatím známé a může vést k úplně novému chápání světa kolem nás.
- 95 -
II. TEMNÁ HMOTA TŘICÁTÁ LÉTA ANEB DŽIN VYPUŠTĚNÝ Z LÁHVE
V roce 1934 přišel švýcarsko-americký fyzik Fritz Zwicky se zajímavým zjištěním. Na základě pohybu galaxií na okraji kupy ve Vlasech Bereniky odhadl celkovou hmotnost kupy. Ta ovšem vůbec nesouhlasila s odhadem udělaným na základě jasnosti jednotlivých galaxií kupy. Závěr byl zarážející. V kupě musí být mnohonásobně více hmoty, než vidíme. Obdobné zjištění bylo učiněno i na úrovni galaxií. Hvězdy, prach a plyn ve vnějších oblastech se pohybují mnohem rychleji, než odpovídá gravitačnímu nebo Keplerovu zákonu. Pokud by galaxie obsahovaly jen viditelnou hmotu, vymrštila by odstředivá síla hvězdy na okrajích galaxie ven do mezigalaktického prostoru. V galaxii musí tedy být další hmota, kterou nevidíme a která hvězdy drží ve vnějších oblastech galaxií. Dnes víme, že této tzv. temné hmoty je přibližně 50% hmoty galaxií a 23% celkové hmoty-energie ve vesmíru.
Galaxie NGC 6503 je spirálovitou galaxií v souhvězdí Draka. Křivka a) je proložením naměřené rotační křivky neutrálního vodíku H I. Křivka označená b) by odpovídala rotaci galaxie za předpokladu, že hmota v ní obsažená je pouze pozorovaná zářící hmota. B. Fuchs, Astronomisches Rechen-Institute, Heilderberg. Napravo je galaxie NGC 6503 ve viditelném oboru. Adam Block/NOAO/AURA/NSF, zrcadlový dalekohled o průměru 50 cm; f/8,4.
V průběhu 20. století byla učiněna řada pokusů o vysvětlení podstaty temné hmoty. Dokonce se uvažovalo o změně gravitačního zákona na velkých vzdálenostech. Gravitační síla by namísto 1/r2 mohla ubývat jako 1/r2+α nebo jako α/r2 + β/r. V roce 1999 ukázal A. Edery, že všechny tyto pokusy vedou na nesprávné odpuzování světelných paprsků v blízkosti velkých galaxií a jsou v přímém rozporu s experimenty. Dnes proto předpokládáme, že temná hmota je z největší části tvořena exotickými částicemi neznámé povahy. Tyto částice nejsou složeny z kvarků, jako neutrony a protony tvořící podstatnou složku atomární (baryonové) hmoty. Džin vypuštěný z láhve Fritzem Zwickym v roce 1934 odolává vysvětlení až do současnosti. Více jak 70 let se nejlepší teoretici světa pokoušejí vysvětlit problém temné hmoty. V posledních letech se ale zdá, že jsme řešení již velmi blízko. ROZLOŽENÍ TEMNÉ HMOTY
Na úrovni galaxií lze rozložení temné hmoty odhadnout relativně snadno z rotačních křivek hvězd a oblaků prachu a plynu v periferních částech galaxií. Obdobným mechanizmem se dá určit rozložení temné hmoty v kupách galaxií. Na těchto měřítcích temná hmota víceméně kopíruje ostrovy svítící atomární hmoty.
- 96 -
Typická spirálovitá galaxie je vnořena do haló z temné hmoty. Temná hmota tvoří polovinu hmoty celé galaxie.
Obrázek gravitačně čočkující kupy galaxií pořízený HST byl zpracován v roce 2005 speciální technikou na univerzitě v Yale. Z efektu gravitačních čoček na jednotlivé členy kupy byla dopočtena temná hmota, která v kupě musí být. Na obrázku je zobrazena modrou barvou. Je vidět, že obklopuje jednotlivé galaxie v kupě.
Na velkorozměrových škálách se provádějí počítačové simulace vývoje látky ve vesmíru na největších počítačích světa, příkladem mohou být výpočty v Institutu Maxe Plancka v Garchingu u Mnichova. Simulace zpravidla začíná s látkou homogenně rozloženou v krychli o rozměru několika stovek milionů světelných roků. Při simulaci se počítá s přítomností atomární látky, nebaryonové temné hmoty i temné energie působící odpudivě proti gravitaci. Expanze vesmíru je kompenzována neustálým přeškálováváním velikosti hrany krychle. Po čase, který odpovídá stáří přes deset miliard let, se v objemu vyvinou vláknité struktury, stěny a chomáče obklopené dutinami s minimálním množstvím atomární a temné hmoty. To znamená, že na velkorozměrových měřítcích je temná hmota soustředěná do vláken a stěn, v jejichž křížení se vlivem gravitace hromadí nadkupy galaxií. Výsledky simulací při správném procentuálním zastoupení temné hmoty a energie dobře odpovídají strukturám nadkup galaxií známým z velkorozměrových přehlídek galaxií, jakými jsou například SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nebo 2dF GRS (2 Degree Field Galaxy Redshift Survey).
- 97 -
Ukázka numerické simulace rozložení chladné temné hmoty. Ta vytváří vláknitou strukturu s rozsáhlými haló, ve kterých se soustředí kupy galaxií (světlé oblasti na simulaci). Max-Planck Institute für Astrophysik.
Struktura současného vesmíru velmi záleží na tom, zda temná hmota je horká nebo chladná. Chladnou temnou hmotou (CDM – Cold Dark Matter) nazýváme pomalou složku temné hmoty. Její částice se pohybují tak, že za dobu existence vesmíru prolétly jen nepatrnou část pozorovatelného vesmíru. Naopak částice horké temné hmoty (HDM – Hot Dark Matter) se pohybují rychlostmi blízkými rychlosti světla a za dobu existence vesmíru prolétly podstatnou část pozorovatelného vesmíru. Pokud by většinu temné hmoty tvořila horká složka (HDM), nemohly by struktury ve vesmíru vznikat od nepatrných poruch k větším celkům. Částice HDM by jakoukoli malou poruchu v rozložení hmoty velmi záhy vyhladily. Vesmír s HDM proto může struktury tvořit jen „shora dolů“. Nejprve by musely vzniknout nadkupy galaxií, z nich teprve kupy, pak galaxie, atd. Naopak částice chladné temné hmoty podporují vznik struktur „zdola nahoru“. Každá malá porucha rozložení hustoty přitahuje pomalé částice CDM a ty ji ještě prohlubují. Struktury vznikají od galaxií s hvězdami až po nadkupy galaxií. Vzhledem k tomu, že máme - 98 -
dostatek experimentálních důkazů pro druhou variantu (ať jde o nepatrné fluktuace reliktního záření, které vznikaly 400 000 let po Velkém třesku nebo o velkorozměrové přehlídky oblohy sahající hluboko do minulosti), je jasné že převážnou část temné hmoty tvoří její chladná složka CDM. KANDIDÁTI NA TEMNOU HMOTU
V galaxiích i mimo ně se nachází značné množství atomární nesvítící nebo málo svítící hmoty. Jde o molekulární oblaka, planety, červené trpaslíky, hnědé trpaslíky, vyhaslé bílé trpaslíky a neutronové hvězdy, neaktivní černé díry, atd. Tento materiál je řazen k tzv. baryonové temné hmotě a tvoří přibližně 3% hustoty vesmíru. V tomto článku se budeme zabývat jen temnou hmotou nebaryonové povahy, které je ve vesmíru výše zmíněných 23%. Neutrina. Neutrina jsou částice se spinem 1/2, které interagují jen gravitační a slabou interakcí. Neinteragují ani silně, ani elektromagneticky. Důsledkem toho je, že snadno procházejí hmotou a například Země je pro ně zcela průhledná. První neutrino bylo objeveno v roce 1956 Frederickem Reinesem a Clydem Cowenem v experimentu v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolíně. V roce 1998 byly objeveny na japonském detektoru SuperKamiokande oscilace neutrin, které znamenají nenulovou hmotnost některých neutrin. Celý vesmír je ponořen do moře reliktních neutrin, která se od látky oddělila zhruba jednu sekundu po Velkém třesku. Další neutrina vznikají při termonukleární syntéze ve hvězdách. Podle současných odhadů by mělo být 300 neutrin v každém cm3 a hmotná neutrina by mohla tvořit maximálně 2 procenta hustoty hmoty a energie ve vesmíru. Jde sice o poměrně malou část nebaryonové temné hmoty, ale zato velmi významnou. Neutrina jsou totiž jediným rozumným kandidátem na horkou složku temné hmoty (HDM). Wimpsy. Pokud jsou závěry teorie SUSY (sjednocení všech čtyř základních interakcí na základě tzv. SUper SYmetie) správné, měl by ke každé částici existovat tzv. superpartner. Pokud má částice poločíselný spin, bude mít superpartner celočíselný a naopak. V raném vesmíru muselo vznikat velké množství těchto superčástic. Většina z nich se později rozpadla. Výjimkou byly levotočivé superčástice, které zde zůstaly (díky narušení levopravé symetrie v přírodě) v podobě reliktních superčástic, wimpsů. Toto podivné slovo vzniklo z anglické zkratky WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), která česky znamená „slabě interagující hmotné částice“. V anglickém slangu má slovo „wimp“ význam nekvalitního soupeře, padavky. Wimpsy interagují s hmotou jen slabou a gravitační interakcí. Jejich hmotnost se odhaduje na větší jak 50 GeV. Wimpsy se samovolně nerozpadají, mohou ale anihilovat za vzniku páru částice X a její antičástice. Pokud by wimpsy tvořily podstatnou část temné hmoty prostupující naší Galaxii, mělo by být v našem okolí 500 wimpsů každém m3 s průměrnou rychlostí 220 km/s danou oběhem Slunce kolem centra Galaxie. Jde tedy jednoznačně o částice přispívající k chladné složce CDM temné hmoty. Tok wimpsů skrze Zemi se odhaduje na více jak 10 000 wimpsů za sekundu plochou o velikosti 1 cm2. Wimpsy se dnes považují za nejžhavější kandidáty na nebaryonovou temnou hmotu. Nejméně hmotným wimpsem by mělo být neutralino, superpartner k neutrinu. Wimpzilly. Tyto částice by měly být hmotnější verzí wimpsů s netepelným rozložením rychlostí. Předpokládá se, že takové částice mohly ve vesmíru vznikat těsně po ukončení inflační vývojové fáze. Jejich hmotnost by mohla být až stomiliardkrát vyšší než je hmotnost atomu, tedy 1012 GeV až 1016 GeV. Pokud existují, jsou to částice neporovnatelně hmotnější než všechny ostatní částice. Proto byly pojmenovány „wimpzilla“ podle známého filmového monstra Godzilly. Wimpzilly by také mohly řešit problém existence vysoce energetických částic kosmického záření, které by s jejich existencí mohlo přímo souviset. Předpokládá se, že
- 99 -
detekce wimpzill by mohla být do jisté míry jednodušší než detekce wimpsů. O částicích tohoto typu poprvé uvažovali teoretici Rainer Dick, Edward Kolb a Pasquale Blasi. Axiony. Pokud postavíme přístroj namísto částic z antičástic, hovoříme o tzv. C symetrii (C = Charge, náboj). Pokud bychom postavili přístroj podle zrcadlového obrazu, hovoříme o P symetrii (P = parita, záměna levého za pravé). Pokud postavíme přístroj z antičástic podle zrcadlového obrazu, hovoříme o CP symetrii. V roce 1964 bylo zjištěno, že CP symetrie neplatí pro slabé interakce (James Cronin a Val Fitch). Přístroj či experiment obsahující slabou interakci se v zrcadlovém provedení z antihmoty chová jinak než v původním provedení z hmoty. Ze strunové teorie plyne, že narušení CP symetrie by mohlo platit i pro silnou interakci. Za to, že ho nepozorujeme nese odpovědnost nový typ částic, tzv. axionů (název navrhl Frank Wilczek, nositel NC pro rok 2004 za teorii silné interakce). Pokud tyto částice existují, nemají elektrický náboj, neinteragují proto elektromagneticky. Jejich interakce s hmotou prostřednictvím slabé i silné interakce je velmi malá. Předpokládaná hmotnost axionů je jen miliontina až setina elektronvoltu. Tyto částice by opět mohly přispět zatím neznámým podílem k temné hmotě ve vesmíru. Jejich superpartnery nazýváme axina. EXPERIMENTY
Jaké jsou naše šance na pozorování částic temné hmoty? Na prvním místě je samozřejmě jejich gravitační působení, které se jednoznačně projevuje na rotačních křivkách galaxií a nadkup galaxií a na velkorozměrové struktuře vesmíru. Možná, že prvním důležitým krokem bylo pozorování podivného oblaku HVC 127–41–330. Oblaka HVC padají do naší Galaxie z okolního prostoru. Tento oblak se k Galaxii blíží rychlostí 330 km/s. Již delší dobu je známo, že oblak HVC 127−41−330 a trpasličí galaxie LGS 3, která je vzdálená 2 miliony světelných roků, se nacházejí přibližně na stejném místě oblohy v souhvězdí Ryb. Jde jen o náhodnou projekci nebo spolu oba objekty souvisí? V roce 2003 některá měření naznačila, že mezi oběma objekty je most neutrálního vodíku. To by znamenalo, že HVC 127−41−330 je nejvzdálenějším objektem tohoto typu (pakliže lze vůbec ještě hovořit o HVC) a ze svítivosti a dynamiky objektu by potom plynulo, že má hmotnost 2×107 MS, z čehož je 83% temné hmoty. Objekt by tedy byl jakousi obdobou trpasličí galaxie, ale vybudované většinou z temné hmoty. Existují i experimenty, které se snaží přímo hledat částice temné hmoty, zejména wimpsy. S hmotou sice interagují velmi málo, ale pokud má detektor dostatečné množství atomů, dojde tu a tam k interakci s atomovými jádry. Většinou jde o podzemní scintilační detektory, jedním z nejznámějších je italský detektor DAMA (DArk MAtter) umístěný pod horou Gran Sasso. Experiment využívá k detekci scintilující krystaly NaI(Tl) o hmotnosti přibližně 10 kg. Celková hmotnost krystalů v experimentu DAMA je dnes 250 kg. Scintilace je snímána v opačných směrech dvěma fotonásobiči. Z dalšího zpracování jsou vyloučeny záblesky způsobené vysoce energetickými elektrony. Hmotné wimpsy by se měly projevovat zpětným rázem na jádrech atomů krystalu. Podobně, jako se Země pohybuje ve slunečním větru, pohybuje se také kolem Slunce ve větru wimpsů z haló naší Galaxie. Na detektoru byly hledány roční variace záblesků způsobené tímto pohybem. Takové variace byly nalezeny již v roce 1998, ale nebyly žádným dalším detektorem potvrzeny. Obdobnými experimenty jsou experimenty ELEGANT, DRIFT a ZEPLIN. Zajímavý je experiment CRESST, který využívá scintilačních vlastností CaWO4. Celková hmotnost krystalu je 100 kg a celý je ponořen do kapalného hélia o teplotě 12 mK.
- 100 -
Usazování detektorů v experimentu DAMA v italském Gran Sasso. Práce probíhá za maximální čistoty v atmosféře z dusíku.
Další skupinou jsou bolometrické detektory, které měří uvolněné teplo. K nejznámějším patří detektor EDELWEISS. Jde o germaniový bolometr umístěný 1 700 metrů pod Zemí v Modane Underground Laboratory na hranici Francie a Itálie. Vrstva horniny chrání detektor před částicemi kosmického záření. Zpětný ráz jádra germania při interakci s wimpsem dává dva typy signálu: ionizační signál způsobený vznikem elektronpozitronového páru a tepelný signál způsobený zvýšením teploty krystalu. Kombinací obou signálů je možné určit energii zpětného rázu jádra. V experimentu EDELWEISS byly používány tři detektory, každý o hmotnosti 320 gramů (nalevo). Připravovaný experiment EDELWEISS II by měl mít 100 takových detektorů a je budován od roku 2004. V italském experimentu PVLAS (Polarization of Vacuum with LASer), který je umístěn v laboratoři v Legnaru, bylo v roce 2006 prokázáno stočení roviny polarizovaného světla - 101 -
(4×10−12 rad/m) generovaného laserem (1063 nm) ve vakuu v silném magnetickém poli (5 T). Stočení je pravděpodobně způsobeno přeměnou části fotonů na pseudoskalární částice podobné axionům. V německém DESY (Deutsches Elektronen SYnchrotron) se připravuje experiment FLASH (Free-electron LASer in Hamburg), ve kterém budou fotony emitované z laditelného laseru na volných elektronech konvertovány v silném magnetickém poli na axiony, které po průchodu neprůhlednou deskou budou opětovně převedeny na fotony. Pokud bude existence axionů potvrzena, bude to znamenat veliký krok kupředu v chápání vakua a temné energie. ZÁVĚR
V současnosti fungují přibližně dvě desítky detektorů částic temné hmoty. Většinou je velmi složité odlišit správné signály od pozadí. Některé detektory výjimečně dají pozitivní signály, ty však nejsou opakovatelné buď jinými detektory, nebo ani v rámci detektoru samotného. Možná budeme řešení blíže po dostavění Large Hadron Colliederu v CERNu. Půjde o největší urychlovač světa, který bude uveden do provozu v příštím roce a zcela jistě posune naše znalosti elementárních částic výrazně kupředu. Pak se možná přiblížíme i řešení problému nebaryonové temné hmoty.
GLOSÁŘ POJMŮ
2dF GRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey) – projekt, v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií pomocí zařízení 2dF (2 degree Field) – unikátního spektrografu připojeného k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů. CBI – Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory Elektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron při urychlení v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV, megaelektronvolt MeV nebo gigaelektronvolt GeV. V těchto jednotkách se také měří hmotnost částic (přepočet se provádí pomocí vztahu E = mc2, 1 eV = 1,78×10–38 kg). GOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: Hubble Space Teleccope (vizuální obor), Spitzer Space Telescope (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). Hadrony – částice složené z kvarků. Dělíme je na mezony složené z kvarku a antikvarku a baryony složené ze tří kvarků různých barev. Název je odvozeninou z řeckého hadros (silný, těžký). K nejznámějším mezonům patří piony, k nejznámějším baryonům neutron a proton.
- 102 -
HVC – High Velocity Clouds, ostře ohraničená oblaka plynů padající do Galaxie z mezigalaktického prostoru. Mají vysoké radiální rychlosti (větší jak 200 km/s). Při průchodu galaktickou koronou se rozzáří podobně jako meteor při průchodu atmosférou. Spektrum oblaků HVC je obdobné spektru hvězd v počátečních fázích hvězdného vývoje, chybí absorpční čáry pozdních stadií hvězd. Velmi často lze zjistit rychlou rotaci oblaků HVC, která dopplerovsky rozšiřuje spektrální čáry. Usuzujeme-li z jejich vysoké svítivosti, pak se tato oblaka nalézají ve vzdálenostech desítek kpc. Jejich podrobná struktura a fyzikální mechanizmus vyzařování však nejsou známy především proto, že lze jen velmi obtížně určit jejich vzdálenost. Lambda CDM model – model vesmíru, ve kterém je temná energie tvořena energií vakua, která se v Einsteinových rovnicích relativity projevuje jako člen s kosmologickou konstantou lambda. Temná hmota je v tomto modelu tvořena výhradně chladnou temnou hmotou CDM. Leptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé, elektromagnetické (pokud jsou nabité) a samozřejmě gravitační. Pozorovatelný vesmír – jde o kulovou oblast kolem Země, ze které mělo světlo čas dolétnout k Zemi od okamžiku počátku vesmíru. Hranice, která odděluje tuto oblast od ostatního vesmíru, se nazývá světelný horizont. Světlo, které k nám letělo od objektů z blízkosti světelného horizontu, putovalo vesmírem téměř po celou dobu jeho existence, tedy přibližně 13,7 miliardy let. Světlo muselo uletět vzdálenost 13,7 miliardy světelných roků, aby doletělo k Zemi. Skutečná vzdálenost je větší, protože za dobu, po kterou k nám světlo od objektu letělo, se vesmír rozepnul a vzdálenosti se zvětšily. SDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více jak dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. SUSY – Super Symmetry. Teorie sjednocující gravitační interakci popsanou obecnou relativitou s ostatními interakcemi (elektromagnetickou, slabou a silnou) popisovanými kvantovou teorií. Jedním z výsledků teorie SUSY je, že v raných fázích vesmíru ke každé částici s poločíselným spinem existoval tzv. superpartner s celočíselným spinem a naopak. Částice s poločíselným spinem (fermiony, například elektron) jsou „nesnášenlivé“, dvě nemohou obsadit stejný kvantový stav. Naopak částice s celočísleným spinem (bosony, například foton) jsou „snášenlivé“ a mohou se vyskytovat ve stejném kvantovém stavu. Superpeartnery většinou pojmenováváme pomocí koncovky -ino (elektron – elektrino, foton – fotino, axion – axino, neutrino – netralino). WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° 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, 1 500 000 km od Země.
- 103 -
Zwicky, Fritz (1898–1974) – kontroverzní švýcarsko-americký fyzik s ohromně širokým záběrem. Narodil se ve Varně, působil ve Švýcarsku a v USA, zemřel v Pasadeně. F. Zwicky získal doktorát z fyziky v roce 1922 na Švýcarském federálním institutu technologií, v letech 1925 až 1972 působil na Caltechu (California Institute of Technology) v Pasadeně, kam ho pozval nositel Nobelovy ceny za fyziku Robert Millikan. Na počátku 30. let se zabýval pevnými látkami, ionizací plynů, termodynamikou. Další oblastí jeho zájmu byly novy, supernovy a kosmické záření. Pouhý rok po objevu neutronu (James Chadwick, 1932) navrhl spolu se svým spolupracovníkem Walterem Baadem existenci neutronových hvězd. Jejich objev byl realizován až v roce 1967. Oba vědci si uvědomovali, že supernovy jsou svou fyzikální podstatou zcela odlišné od nov, že jde o bouřlivé až katastrofické procesy. V roce 1933 Zwicky také vyslovil domněnku, že podstatnou část hmotnosti galaxií a kup galaxií tvoří temná hmota. Její skutečná povaha nebyla objasněna dodnes. V letech 1937– 1941 nalezl 18 supernov v jiných galaxiích. Do té doby bylo známo pouhých 12 supernov mimo naši Galaxii. V letech 1943–1946 se podílel na vývoji prvních tryskových motorů ve společnosti Aerojet Engineering Corporation v Arizoně, kde byl ředitelem výzkumu.
- 104 -
