Student World

Drtivá většina kosmologů se pravděpodobně shodne, že hodnota parametru Ω /poměru nynější hustoty hmoty ve vesmíru a kritické hodnoty/ nemůže být menší než 0,2. I tato minimální hodnota vyžaduje, aby většina hmoty ve vesmíru byla skrytá. To znamená, že alespoň její část nesmí být přítomna ve formě protonů a neutronů (baryonů). Jinými slovy, musí existovat nebaryonová skrytá hmota. Leckteří kosmologové se přiklánějí k hodně Ω kolem 0,3, což – jak se zdá – je hodnota konzistentní s většinou observačních údajů. Někteří tvrdí, že údaje ukazují spíše na skutečnost, že hodnota hustoty je blízko kritické hodnotě, takže Ω může být velmi blízko jedničky. Částečně je to způsobeno tím, že přibývají astronomické údaje o skryté hmotě. Teorie navíc ukazuje, že nebaryonová hmota mohla vznikat za vysokých energií při velkém třesku.

Kosmické lano
Značné spory okolo parametru Ω pramení jen zčásti z rozmíšek daných skutečností, že jen těžko určujeme, jak spolehlivé a přesné jsou (někdy protichůdné) observační údaje. Nejsilnější argumenty hovořící pro vysokou hodnotu Ω (tj. pro hodnotu blízkou jedničce) se opírají spíše o teoretické než o observační důvody. Někdo je sice může odmítnout se slovy, že jde o pouhé spekulace, ale tyto teoretické argumenty mají své kořeny v jedné velké záhadě. Tato záhada je neoddělitelná od teorie velkého třesku a kosmologové ji ve skutečnosti berou velmi vážně.
Abyste pochopili podstatu této záhady, představte si, že stojíte vně uzavřené místnosti. Obsah místnosti je před vámi skryt, ale k dispozici máte malé okénko překryté okenicemi. Bylo vám řečeno, že okenice můžete otevřít kdykoliv chcete, ale jen jednou a na velmi krátkou dobu. Dále vám bylo řečeno, že v místnosti není nic kromě vodorovného lana ve výši asi dva metry nad zemí. Je v ní ještě člověk, který v neurčitém čase v minulosti po tomto laně začal chodit. Také víte, že pokud ten člověk spadne, až později otevřete okenice, bude stát na zemi. Pokud nespadne, bude po laně chodit tak dlouho, dokud se nepodíváte dovnitř.
Co myslíte, co uvidíte, když okenice rozevřete? Máte čekat, že ten člověk bude stát na laně, nebo na zemi? To závisí na neznámé informaci. Je-li to cirkusový umělec, může se bez pádu po laně procházet tam a zpátky několik hodin. Na druhou stranu pokud v této oblasti není specialista (jako většina z nás), je pravděpodobné, že se na laně udrží relativně krátkou dobu. Jedna věc je ale jistá. Pokud ten člověk spadne, pád z lana na zem mu bude trvat velice krátce. Byli byste proto asi velmi překvapeni, kdybyste při pohledu oknem toho muže spatřili právě v okamžiku jeho pádu. Na základě těchto skutečností je proto rozumné přepokládat, že když se podíváte oknem dovnitř, muž se bude nacházet buďto na laně, nebo na zemi. Ale pokud jej uvidíte v půli cesty, asi si pomyslíte, že tady něco nehraje.
Na první pohled se nám může zdát, že tento příklad nemá nic společného s parametrem Ω. Souvislost nicméně vyjde najevo ihned, jakmile si uvědomíme, že Ω nemá konstantní hodnotu – že se mění s časem. Ve standardních Friedmannových modelech se Ω vyvíjí, a to velice charakteristickým způsobem. V časech blízkých velkému třesku jsou všechny tyto modely popsány hodnotou Ω libovolně blízkou jedničce. … Jak ubíhá čas, v modelech, ve kterých je v raných etapách hodnota parametru Ω trochu větší než jedna, se Ω postupně zvětšuje, a když začíná opětovné smršťování, hodnota tohoto parametru je mnohem větší než jedna. Vesmíry, jejichž parametr Ω má na počátku hodnotu o kapku menší než jedna, se nakonec budou rozpínat mnohem rychleji než plochý model a hodnota jejich parametru Ω pak klesne skoro k nule. Ve druhém případě, který je pro popis reálného vesmíru pravděpodobně důležitější (protože se ukazuje, že Ω je menší než jednička), je přechod od Ω blížící se jedné k Ω blízké nule velmi rychlý.
Teď už vidíme celý problém. Jestliže Ω je rovna řekněme 0,3, pak ve velmi raných fázích kosmické historie se tento parametr blížil jedničce, ale byl trošku menší. Říkám-li „trochu“, pak na mysli mám opravdu trochu. Například v Planckově čase (tj. v čase 10 na -43 s po velkém třesku) se Ω od jedničky lišila pouze na 60. desetinném místě. Jak plynul čas, Ω se stále pohybovala poblíž stavu kritické hustoty a začala se od něj rapidně vychylovat až v nedávné minulosti. V blízké budoucnosti bude její hodnota značně blízko nuly. Teď to ale vypadá, jako bychom našeho člověka procházejícího se na laně načapali právě uprostřed jeho pádu. Je to mírně řečeno velmi překvapující.
Tento paradox je znám pod názvem problém plochosti. Jeho původ tkví v neúplnosti standardní teorie velkého třesku. A protože jde o velký problém, vědci došli přesvědčení, že si žádá velké řešení. Jediný způsob, jak toho dosáhnout, je přijmout fakt, že náš vesmír musí být opravdu obratným cirkusovým umělcem. Parametr Ω se nule očividně neblíží, protože máme pádné důkazy o spodní mezi jeho hodnoty, která činí zhruba 0,2. Tato skutečnost vylučuje možnost analogickou muži stojícímu na podlaze. Další tvrzení je, že Ω musí být téměř rovna jedné a že na počátku vesmíru se muselo stát něco zvláštního, něco, co parametr omega na tuto velmi přesnou hodnotu vyladilo.

Událost, která podle vědců za tímto stojí, se nazývá kosmologická inflace. …

Otázka, která se s ohledem na to, co bylo dosud řečeno, přímo nabízí, zní: Pokud je parametr Ω značně menší než jedna, máme se vzdát inflace? Odpověď zní: „ne nezbytně“. A to třeba z toho důvodu, že vědci vytvořili i inflační modely vesmíru, které jsou otevřené – mají tedy zápornou křivost. Leckteří kosmologové tyto návrhy nemají rádi, protože vypadají tak trochu uměle. Ještě důležitější ale je, že se objevují náznaky, podle kterých není souvislost mezi Ω a geometrií prostoru tak přímočará, jak jsme si dříve mysleli. Klasické kosmologické testy, jež jsem zmiňoval dříve, v poslední době zaznamenaly pozoruhodnou renesanci. Dva mezinárodní týmy astronomů totiž studovaly vlastnosti specifického typu explodujících hvězd, supernov typu Ia.
Výbuch supernovy je velkolepým zakončením života masivní hvězdy. Výbuchy supernov představují jeden z vůbec nejpozoruhodnějších jevů, jaké astronomie zná. Supernovy jsou asi miliardkrát jasnější než Slunce a po několik týdnů mohou jasností předčit celou galaxii. O pozorování supernov máme i historické záznamy. Ta, která vybuchla v roce 1054, dala vzniknout slavné Krabí mlhovině, oblaku prachu a plynu, v jehož středu leží rychle rotující hvězda, jíž se říká pulzar. Jinou supernovu v roce 1572 pozoroval slavný dánský astronom Tycho de Brahe. K poslední takové události viditelné v naší galaxii došlo v roce 1604 – supernově se tehdy říkalo Keplerova hvězda. Třebaže se tyto exploze v Mléčné dráze vyskytují jednou až dvakrát za století, podle historických záznamů se žádná nepozorovala už 400 let. V roce 1987 ale supernova vzplála ve Velkém Magellanově mračně, přičemž byla dobře viditelná i pouhým okem. [Dnes už jsme ale samozřejmě schopni detekovat i supernovy daleko za hranicí přímé viditelnosti.]
Existují dva odlišné druhy supernov, které označujeme je jako typ I a typ II. Spektroskopická měření ukázala na přítomnost vodíku v supernovách typu II, přičemž u typu I vodík chybí. Podle modelů supernovy druhého typu vznikají přímo zhroucením masivních hvězd, kdy kolabuje jádro hvězdy do jakéhosi mrtvého reliktu, zatímco vnější obálka je vyvržena do prostoru. Konečným stavem takovéhoto výbuchu je pak neutronová hvězda nebo černá díra. Supernova druhého typu však přitom může být výsledkem kolapsu hvězd s různými hmotnostmi, takže v explozích tohoto typu se setkáváme se značnými rozdíly. První typ supernov se v závislosti na detailech tvaru spektra dále dělí na typ Ia, Ib a Ic. Vědce zajímá obzvlášť typ Ia. Ten se totiž vyznačuje charakteristickou světelnou křivkou, která je pro všechny výbuchy tohoto typu stejná. Důvod shody se odvíjí od skutečnosti, že tyto výbuchy jsou stejného charakteru a i probíhají stejně. Obvyklý model těchto událostí je, že hvězda zvaná bílý trpaslík nasává hmotu ze svého druhého hvězdného společníka. Jakmile hmotnost bílého trpaslíka překročí kritickou hmotnost, jíž říkáme Chandrasekharova hmotnost (odpovídající asi 1,4násobku hmotnosti Slunce), její vnější části explodují a centrální část zkolabuje. Jelikož se hmotnost vybuchnuvší hvězdy vždy pohybuje kolem stejné, kritické hodnoty, logicky očekáváme, že při explozích se také uvolňuje vždy stejné množství energie. Jejich shodné vlastnosti tak znamenají, že supernovy typu Ia jsou velmi slibnými objekty, které lze využít ke zkoumání křivosti časoprostoru a zjišťování tempa, jímž se rozpínání vesmíru zpomaluje.
Nové technologie umožnily astronomům hledat (a najít) typ Ia v galaxiích s červeným posuvem rovným asi jedné. (Pamatujte, že tohle značí, že než k nám světlo z těchto supernov dorazilo, vesmír se rozepnul s koeficientem 2.) Když srovnáme jasnost vzdálené supernovy s jasností supernovy bližší, můžeme z toho odhadnout, jak jsou od sebe vzdálené. Tohle nám postupně může ukázat, jak se kosmická expanze zpomalila za čas, po který k nám světlo letělo. Potíž je v tom, že tyto supernovy jsou slabší, než by měly být v případě zpomalování expanze vesmíru. Rychlost expanze kosmu tudíž vůbec neklesá – ale roste.

Tento text je úryvkem z knihy
Peter Coles: Kosmologie – Průvodce pro každého
Překlad Oldřich Klimánek
O knize na stránkách vydavatele

autor