Záhada temné hmoty: Proč stále nemáme přímý důkaz její existence?

Pro astronomy to musí být velmi frustrující. Ve skutečnosti známe podstatu asi jen 5 % vesmíru, který nás obklopuje. Právě tolik z odhadované celkové hustoty energie a hmoty v kosmu představuje běžná látka, tvořená chemickými prvky, plyny a plazmatem, společně s planetami, hvězdami, galaxiemi a dalšími objekty, jež pozorujeme pomocí našich přístrojů. Zbytek pro nás znamená do značné míry záhadu. 

Zhruba z 27 % by měla vesmír utvářet temná hmota a zbylých 68 %, o nichž toho víme nejméně, reprezentuje temná energie. Pokud jde o pochopení podstaty kosmu, zatím tápeme. Temnou hmotu ani energii jsme dosud neobjevili a stále se najdou odborníci, kteří v jejich existenci nevěří. Zmíněné substance jsme si museli vymyslet jako pomůcku pro vysvětlení závažných nedostatků, jež přinesl výzkum vesmíru.

Ve 20. letech minulého století si astronomové začali všímat, že jsou pohyby hvězd zvláštní a neodpovídají očekáváním: Jako by se v kosmu vyskytovalo mnohem víc hmoty, jejíž značnou část nedokážeme detekovat žádnými přístroji. Na konci století pak vědci s údivem zjistili, že se náš vesmír nejen rozpíná, ale že jeho expanze dokonce zrychluje. Problém spočíval v tom, že tehdejší modely neuměly zrychlené rozpínání přesvědčivě vysvětlit. Proto spatřila světlo světa temná energie, která po celém kosmu vyvíjí rovnoměrný odpuzující tlak a tím jeho expanzi urychluje. Podstata záhadné substance však stejně jako v případě temné hmoty zůstává nejasná.

Důkazy pouze nepřímé

Spojení „temná hmota“ v souvislosti s vesmírem poprvé použil zřejmě francouzský fyzik a matematik Henri Poincaré roku 1906, když komentoval starší studii Williama Thomsona alias lorda Kelvina z Largsu. O temné hmotě, která se měla v kosmu vyskytovat, aniž bychom ji viděli, se začalo víc mluvit ve 20. letech – a sice kvůli zmíněnému pohybu hvězd, jenž odporoval tehdejším teoriím.

Na problém se zaměřil například nizozemský astronom Jacobus Kapteyn, jeho švédský protějšek Knut Lundmark, nizozemský průkopník radioastronomie Jan Oort a také švýcarský astrofyzik Fritz Zwicky. Poslední jmenovaný v roce 1933 na základě pozorování galaxií v kupách odhadl množství temné hmoty ve vesmíru. Dnes víme, že se zmýlil o řád – především kvůli zastaralému odhadu Hubbleovy konstanty, jež určuje rychlost vzdalování kosmického objektu ve vztahu k jeho vzdálenosti. Odborníci však hodnotí Zwickyho přínos kladně, neboť dospěl k závěru, že velkou většinu vesmírné látky představuje temná hmota.

Další anomálie byly objeveny na konci 30. let, v souvislosti s měřením rotačních křivek galaxií. Zmíněné křivky vzniknou vynesením pozorovaných rychlostí hvězd či mračen plynu na orbitě kolem středu hvězdného ostrova, v závislosti na vzdálenosti od jeho centra. Horace Babcock v roce 1939 zjistil, že se rotační křivka galaxie v Andromedě dramaticky rozchází s původní předpovědí a její okrajové části rotují mnohem rychleji, než by měly. Americký astronom tehdy dával přednost jiným vysvětlením, dnes to však považujeme za typický důkaz existence temné hmoty.

Ještě nedávno se objevovaly studie, které její přítomnost v kosmu zpochybňují. Povaha zmíněné materie a fakt, že pro ni máme pouze nepřímé doklady, zůstávají pro některé vědce „za hranou“. V současné době je sice temná hmota podle většinového názoru reálná, přesto stále neznáme její podstatu. Jaké důkazy tedy máme k dispozici?

Mnohem víc, než vidíme

Nejznámější důkaz nabízejí právě rotační křivky galaxií, které sledujeme především u spirálních hvězdných ostrovů, s podobnou strukturou jako Mléčná dráha. Jejich ramena se pomalu otáčejí kolem galaktického centra, a pokud bychom brali v úvahu pouze pozorovatelnou hmotu, pak by podle druhého Keplerova zákona měla rotační rychlost částí spirální galaxie klesat s rostoucí vzdáleností od jejího centra – obdobně jako u těles Sluneční soustavy. Astronomové však při pozorování neustále zjišťují, že tomu tak není.

Pokud Keplerovy zákony platí (a v současnosti nemáme důvod si myslet opak), nabízí se jako vysvětlení, že hvězdné ostrovy obsahují mnohem víc hmoty, než pozorujeme našimi přístroji. Především v okrajových částech galaxií by se mělo vyskytovat podstatně větší množství látky, než reálně vidíme.

Kupy galaxií a gravitační čočky

Velmi významnou roli ve výzkumu temné hmoty, především ve vzdáleném vesmíru, hrají kupy galaxií. Astronomové mají k dispozici hned tři možnosti, jak z nich vyčíst hmotnost zmíněné materie, kterou by měly obsahovat. Mohou k tomu použít pohyb hvězdných ostrovů v kupě, podobně jako v případě rotace spirálních galaxií. Dále se nabízí analýza rentgenového záření vydávaného horkým plynem v kupě: Lze tak odvodit teplotu a hustotu daného plynu, související tlak, jaký tam působí, a tudíž i hmotnost kupy. Třetí možnost se pojí s faktem, že galaktické kupy často fungují jako gravitační čočky, které zvětšují a pozměňují obraz ještě vzdálenějších objektů, typicky galaxií pozorovaných za nimi.

Gravitační čočky vycházející z Einsteinovy obecné relativity vznikají díky tomu, že gravitační pole hmotných objektů deformuje časoprostor a ohýbá světelné paprsky, jež danou oblastí prolétají. Astronomové toho využívají při studiu temné hmoty, která působí na okolní vesmír v podstatě jen svou gravitací.

Gravitačním čočkováním mohou vznikat vícenásobné kopie obrazu čočkovaného objektu a jejich analýza umožňuje zmapovat rozložení temné hmoty v okolí objektu čočkujícího, tedy bližšího. Takový výzkum se nedávno uskutečnil v kupě galaxií MACS J0416.1-2403 v souhvězdí Eridanu, která funguje coby čočka pro vzdálené hvězdné ostrovy nacházející se z našeho pohledu za ní.

Temná a chladná

Bohužel s jistotou stále nikdo neví, jak by mohla temná hmota vypadat. V současnosti každopádně převažuje názor, že je „chladná.“ Odpovídá tomu i název dnes většinově přijímaného kosmologického modelu lambda-CDM, kde řecké písmeno značí kosmologickou konstantu, a představuje tedy temnou energii, zatímco CDM znamená „cold dark matter“ neboli „chladná temná hmota“.

Existuje značné množství teorií, které se snaží podstatu temné hmoty vysvětlit, nicméně stále bez úspěchu. Odborníci je pro přehlednost člení na baryonovou a nebaryonovou temnou hmotu, zjednodušeně řečeno tvořenou tradičními a exotickými částicemi. K první zmíněné by měly patřit objekty, jež se skládají z „běžné“ látky neboli baryonů, tedy především protonů a neutronů – je však obtížné je detekovat, protože září slabě či vůbec. Daný typ by mohla reprezentovat mračna nezářícího plynu nebo pestrá sbírka objektů souhrnně označovaných jako MACHO alias massive astrophysical compact halo objects. Jedná se například o černé díry, neutronové hvězdy, bílé a hnědé trpaslíky i další velmi slabě zářící hvězdné objekty či třeba toulavé planety.

Shlukům hnědých nebo bílých trpaslíků se také někdy říká RAMBO čili robust associations of massive baryonic objects. MACHO i RAMBO v kosmu nepochybně existují. Potíž je v tom, že podle modelů Velkého třesku, pozorování reliktního mikrovlnného záření i analýz gravitačních mikročoček je celkové množství baryonové temné hmoty zřejmě mnohem nižší, než by stačilo k vysvětlení fenoménu temné hmoty ve vesmíru.

Ve světě exotických částic

Co se týká nebaryonové temné hmoty, jsou ve hře tři hlavní skupiny částic, jež se liší hmotností a rychlostí pohybu. Jejich názvy přitom poněkud matoucím způsobem odkazují na teplotu. Částice horké temné hmoty – hot dark matter, HDM – by měly mít velice malou klidovou hmotnost a zároveň se pohybovat extrémní, ultrarelativistickou rychlostí. Předpokládá se, že by mohlo jít o tzv. reliktní neutrina, která se uvolnila z horkého plazmatu v době, kdy byl vesmír starý asi jednu sekundu. Měla by mít nesmírně nízkou energii a teplotu kolem 1,94 K. Jejich detekce bohužel znamená extrémně obtížný úkol a zůstává otázkou, jestli k ní vůbec někdy dojde. Zároveň máme nepřímé důkazy, že zmíněná neutrina zřejmě existují; není však jasné, zda by mohla představovat temnou hmotu.

Teplou temnou hmotu – warm dark matter, WDM – by měly tvořit částice, jež se stále pohybují relativistickou rychlostí, ale pomaleji než jejich horké protějšky. Ke kandidátům patří například dosud zcela hypotetický supersymetrický partner rovněž hypotetického gravitonu, který by měl zprostředkovávat gravitaci, pokud má gravitační interakce kvantovou povahu. Donedávna se za slibného kandidáta na WDM považovalo i sterilní neutrino, jež by mělo s okolními částicemi interagovat výhradně gravitačně. Letos v lednu však byly zveřejněny výsledky experimentu STEREO, které jeho existenci k lítosti řady vědců do značné míry vylučují.

Pátrání pokračuje

Podle mnoha odborníků by měly temnou hmotu tvořit částice, jež se pohybují mnohem pomaleji než světlo. Hon na již zmíněnou chladnou temnou hmotu se ubírá dvěma směry. Mohlo by jít o velmi lehké částice, které jen slabě interagují s okolím – čili weakly interacting slim particles alias WISP. Předním kandidátem uvedené skupiny na temnou hmotu je hypotetický axion, předpovězený v roce 1977. Snaží se jej hledat celá řada rozmanitých experimentů, zatím však neúspěšně.

Donedávna se k hlavním adeptům řadily i těžké a slabě interagující částice, weakly interacting massive particles neboli WIMP. Jde o směsku částic předpovídaných některými supersymetrickými teoriemi, modely s více dimenzemi či teoriemi s Higgsovými částicemi. V poslední době však zájem o ně poněkud ochladl, kvůli selhání řady experimentů usilujících o jejich detekci a kvůli neúspěchu při pátrání po supersymetrii na Velkém hadronovém srážeči LHC. Situace kolem temné hmoty tedy zůstává nejasná, přesto se fyzici nevzdávají a pokračují v pátrání po její podstatě.