Kolik váží vesmír: Bude nutné přehodnotit standardní kosmologický model?
Nesmírně rozlehlý kosmos nás zcela obklopuje. Navzdory usilovnému bádání o něm však spoustu základních věcí stále nevíme, nebo jsou naše poznatky navzájem v rozporu. Například není jasné, jaký je jeho tvar. Netušíme, jestli má někde hranice. A také přesně nevíme, jak je hustý nebo kolik váží…
Pomineme-li problémy s temnou hmotou a energií, většina parametrů standardního kosmologického modelu k sobě více méně „sedí“ a jejich hodnoty vycházejí v různých měřeních a experimentech velmi podobně, s odchylkou do 10 %. Významnou výjimku představuje parametr zvaný σ8 neboli sigma-8, jenž souvisí právě s hustotou hmoty ve vesmíru a s mírou její shlukovitosti.
Předchozí část: Kolik váží vesmír a jakou hustotu má „vesmírné vakuum“
Sigma-8 představuje zásadní kosmologický parametr, který se podle všeho značně projevoval především při vývoji mladého vesmíru. Proto jsou kosmologové poněkud nesví z faktu, že podle různých analýz vychází σ8 dost odlišně, zhruba v rozsahu 0,7–1,1. Problém tkví v tom, že pokud by jeho hodnota přesáhla asi 0,85, bylo by podle převládajících teorií velmi problematické „zařídit“, aby se první hvězdy a kvazary objevily ve vesmíru v době jejich aktuálně předpokládaného vzniku. Podobnou nesrovnalost nacházíme u Hubbleovy konstanty, jež udává, o kolik vzroste rychlost vzdalování vesmírného objektu s ohledem na jeho vzdálenost (viz Trable s Hubbleovou konstantou).
Situace, která v poslední době σ8 provází, si dokonce mezi odborníky vysloužila přezdívku „sigma-eight tension“, tedy „napětí kolem sigma-8“. Pokud přesnější měření a pozorování v dohledné době rozpory nevyřeší, fyzici prý možná budou muset revidovat standardní kosmologický model. Momentálně se přitom jedná o nejlepší popis vesmíru, jaký máme k dispozici.
Pohled do hlubin
Podle astronoma Hendrika Hildebrandta z německé Ruhr-Universität Bochum se v potížích se sigma-8 skutečně rýsuje možnost rozpadu standardního kosmologického modelu, což by znamenalo vskutku revoluční důsledky. Jde o podobnou situaci jako v případě zmíněných problémů s Hubbleovou konstantou, jen zatím méně vyhrocenou.
Také Hildebrandtův tým se výpočtem σ8 nedávno zabýval. Vědci využili slabé gravitační čočkování, při kterém se nepatrně vychylují světelné paprsky přilétající k nám z velmi vzdáleného vesmíru, na něž po cestě působí gravitace bližších kosmických těles. Vychýlení je tak malé, že sotva ovlivní tvar sledovaného odlehlého objektu, obvykle galaxie. Pokud však badatelé analyzují podobu desítek tisíc hvězdných ostrovů v určité části oblohy, objeví se signál slabého gravitačního čočkování. Za předpokladu, že jsou uvedené galaxie při pohledu ze Země orientovány náhodně, měl by být jejich průměrný tvar téměř kruhový. V důsledku čočkování je však protažený do elipsy.
Hildebrandt s kolegy tuto průměrnou podobu galaxií ze vzdáleného kosmu následně použili k odhadu množství a rozložení hmoty – jak běžné, tak temné – která vytváří pozorovaný efekt slabého gravitačního čočkování. Uvedeným způsobem proměřili hustotu rozložení látky v dané části vesmíru.
Patnáct milionů galaxií
Aby mohli badatelé takto určit hustotu hmoty v kosmu, potřebovali znát vzdálenosti jednotlivých galaxií od Země. Zmíněný údaj se obvykle odhaduje pomocí tzv. rudého posuvu, tedy posunu záření konkrétního hvězdného ostrova k rudému konci spektra, na základě Dopplerova jevu. U velkého počtu galaxií, s nimiž Hildebrandtův tým pracoval, by však bylo nesmírně zdlouhavé jej určovat pro každou zvlášť.
Vědci proto využili tzv. fotometrický rudý posuv, který lze odvodit z většího počtu snímků stejného výseku oblohy v rozdílných částech spektra záření. Zahrnuli přitom různé oblasti viditelného a infračerveného záření a porovnáním fotografií určili rudé posuvy jednotlivých galaxií. Podle Hildebrandta není metoda tak přesná jako tradiční stanovení rudého posuvu hvězdných ostrovů, je však mnohem méně náročná na pozorovací čas teleskopů.
Badatelé tak v rámci výzkumu zpracovali snímky velkých částí nebe ve vysokém rozlišení celkem v devíti různých oblastech elektromagnetického záření: čtyři byly v rozsahu viditelného světla a pět v blízce infračerveném záření. Snímky vznikly na Evropské jižní observatoři při průzkumech oblohy Kilo-Degree Survey a VISTA Kilo-Degree Infrared Galaxy Survey, jež využívají dva menší teleskopy chilské observatoře Paranal. Fotografie zachytily přibližně patnáct milionů galaxií.
Aby si vědci zajistili maximálně přesný odhad vzdáleností hvězdných ostrovů fotometrickým rudým posuvem, kalibrovali získaná data pomocí tradičního spektroskopického určení rudého posuvu několika vybraných galaxií. Pomohla jim k tomu velmi výkonná soustava dalekohledů – Very Large Telescope na observatoři Paranal a Keckovy teleskopy na havajské hoře Mauna Kea.
Zatím spíme klidně
Když Hildebrandtův tým nakonec ze svých sledování a měření vypočítal hodnotu sigma-8, dospěl k číslu 0,74. Pozorování reliktního záření družicí Planck přitom vedla k údaji 0,81. Podle astronoma existuje asi 1% šance, že rozdíl mezi hodnotami znamená jen statistický šum. Jde ovšem o relativně vysokou pravděpodobnost, takže – jak Hildebrandt říká – záležitost by zatím nemusela astrofyziky zcela připravit o spánek.
Otázka zní, co bude se σ8 dál. Pokud se ukáže, že se jednalo o pouhé nedorozumění, zůstane veškeré pátrání jen epizodou ve výzkumu hmoty ve vesmíru. Statistická významnost potíží s parametrem se však může také zvyšovat. K něčemu podobnému došlo i při výzkumu Hubbleovy konstanty: Rozpory s ní související byly před pár lety srovnatelné s dnešními obtížemi se sigmou-8. Nyní, po sérii pozorování a řadě výzkumů, je pravděpodobnost statistického šumu menší než 1 ku 3,5 milionu.
Nová fyzika
Pokud otazníky kolem sigma-8 nezmizí, vzroste nátlak na standardní kosmologický model natolik, že už jej nepůjde ignorovat. Pak budou možná muset vědci hledat novou fyziku, jejíž projevy upraví výpočty směřující k parametru σ8 z pozorování reliktního mikrovlnného záření teleskopem Planck.
TIP: Poselství světla: Co dokážou astronomové vyčíst z různých částí světelného spektra?
Pro Hildebrandta se ovšem jedná o velmi vzrušující možnost: Nová fyzika by mohla zahrnout změnu odhadovaného množství a povahy temné hmoty, temné energie, nebo obou. Případně se promění interakce mezi temnou hmotou a energií či jejich vzájemné působení s běžnou látkou. Časem se ukáže, zda bude podobný zákrok ve standardním kosmologickému modelu skutečně nutný.
Trable s Hubbleovou konstantou
Podle současných znalostí byl „na počátku“ Velký třesk a od té chvíle se kosmos po dlouhé miliardy let zvětšuje. Galaxie se od sebe vzdalují, jako by vesmír představoval těsto na obří dort, jež postupně kyne a kyne. Čím větší vzdálenost jednotlivé hvězdné ostrovy dělí, tím rychleji se navzájem oddalují. Hubbleova konstanta udává, o kolik se daná rychlost zvyšuje, jenže její přesné změření neznamená snadný úkol.
Vědci ji donedávna stanovovali především na základě pozorování tzv. standardních svíček, v tomto případě obvykle cefeid či supernov typu Ia, jejichž jasnost je vždy stejná, tudíž lze přesně odhadnout jejich vzdálenost. Badatelé tak dospěli k hodnotám konstanty kolem 72 km/s na megaparsek. Jinými slovy: Na každých 3,26 milionu světelných roků, které od nás určitou galaxii dělí, se vzdaluje o 72 km/s rychleji.
TIP: Jak velké? Jak daleko? Dějiny měření vesmírných vzdáleností v astronomii
Problém spočívá v tom, že nedávné analýzy vycházející z nových pozorování reliktního záření teleskopem Planck, dospěly k hodnotě okolo 67 km/s na megaparsek. Uvedené výsledky se podařilo získat velmi rozdílnými postupy: Hubbleova konstanta určená pomocí standardních svíček vychází z vesmíru „středního věku“, zatímco reliktní mikrovlnné záření sledované observatoří Planck má původ ve velmi mladém kosmu, pouhých 380 tisíc let po Velkém třesku.
