Kosmologie II

Kosmologie

část 2.

Michaela Kryšková


Ho a určování vzdáleností ve vesmíru
Zmíním se zde o dalších způsobech určování vzdáleností objektů ve vesmíru.

Hustota hmoty ve vesmíru (Wo)
Měření hustoty hmoty ve vesmíru Wo je ovlivněno historií rozpínání a složením vesmíru. Vzájemné gravitační přitahování různorodých součástí vesmíru mírně, ale neúprosně zpomaluje rozpínání. Přesný údaj o hmotě ve vesmíru je potřebný k tomu, abychom odvodili, o kolik poklesl Hubblův parametr od zrodu vesmíru.

K neustálému zpomalování expanze je zapotřebí kritické množství hmoty, které je přibližně rovno jednomu atomu vodíku v jednom krychlovém metru prostoru. Wo je poměr současné hustoty ve vesmíru k hustotě kritické. Vesmír na hranici mezi věčným rozpínáním a konečným smršťováním je popsán hodnotou Wo = 1.

Pouhé spočítání svítících objektů ve vesmíru - galaxií - a odhad jejich hmotnosti nám dává jen jedno procento hodnoty kritické hustoty. Již delší dobu se však uvažuje o tom, že spirální galaxie mají temná, velmi hmotná hala. Halo naší Mléčné dráhy je v současnosti měřeno astronomy, kteří sledují pohyby jejích satelitních galaxií, Magellanových mračen. Podobná pozorování satelitních galaxií u vzdálenějších galaxií naznačují, že galaktická hala obsahují dostatečné množství temné hmoty. Příspěvek ke kritické hodnotě hustoty pak činí 13%, ale vědci dávají přednost hodnotám nad 30%.

Mnoho teorií předvídá, že většina nesvítící látky ve vesmíru se nachází v prostoru mezi galaxiemi, které mohou být pouze "špičkami ledovce" v celkovém rozložení hmoty. Jeden z postupů měření Wo na velkých měřítkách využívá variací hodnoty Ho (pro dané kupy galaxií). Pohyby, jež způsobují tyto změny, jsou označovány jako pekulární rychlosti a odhalí přítomnost temné hmoty mezi galaxiemi. Takzvaný Velký atraktor, nápadný nárůst hmoty ve směru k souhvězdí Kentaura, byl odhalen touto cestou. Více než tucet prací na dané téma počítá s tisíci galaxií. Navzdory množství statistických obtíží se všechny shodují na hodnotě několika desetin Wo.

Rentgenová pozorování kup galaxií mohou zjistit rozdělení normální, baryonové hmoty (většina baryonové hmoty je horká a ionizovaná) i její celkovou gravitační hmotnost. Výsledky ukázaly, že baryony tvoří 10 až 30% veškeré hmoty. Zbylou částí mohou být různé exotické formy hmoty, které nejsou jasně určeny. Na druhou stranu, modely jaderných reakcí v raném vesmíru vedly k odhadu, že baryony tvoří 6 až 10 procent kritické hustoty. Z uvedených dvou postupů vyplývá, že zastoupení baryonů ve vesmíru se pohybuje okolo hodnoty 10%. Jestliže toto zastoupení baryonů je typické pro vesmír jako celek, Wo se nemůže rovnat jedničce.

Pozorování zde popsaná se týkala vlivu temné hmoty na poměrně malé součásti vesmíru. Avšak astronomové také hledají vliv temné hmoty na zpomalování rozpínání vesmíru jako celku. Přesné měření zpomalování vyžaduje skutečně spolehlivou standardní svíčku - objekt, jehož vlastnosti se nemění ani s érou vesmíru, ani s místem jeho původu. A navíc, taková svíčka musí být viditelná i ve vzdálenosti několik miliard světelných let od Země.

Nejjasnější supernovy (typ Ia) splňují výše uvedené požadavky. Vybuchují, když bílí trpaslíci v dvojhvězdných systémech nashromáždí větší množství látky. Látka na bílého trpaslíka se ukládá z druhé hvězdy systému procesem zvaným akrece. Pak dochází k obrovské jaderné explozi. Systematická pátrání po náhlých vzplanutích supernov typu Ia ve vzdálených galaxiích jsou slibná při určování Wo. (O vážení vesmíru pomocí supernov se dočtete v dalším pokračování.)

Kosmologická konstanta (L)
Poslední z výčtu kosmických veličin je kosmologická konstanta L, kterou vymyslel Einstein. Obecná teorie relativity, kterou Einstein vytvořil, říká, že vesmír nemůže zůstat stacionární. Musí se buď rozpínat, nebo smršťovat. Einstein věřil, že vesmír je stacionární a tohoto výsledku se zalekl. Proto vytvořil veličinu, která souvisela přímo s vlastností prostoročasu vytvářet v jistých místech antigravitační působení. Když astronom Edwin Hubble ukázal, že vesmír se skutečně rozpíná, Einstein se kosmologické konstanty zřekl. Tehdy ji označil jako svůj největší omyl.

Přesto se L dočkala znovuzrození v uplynulém desetiletí. Byly pro to dva důvody: takzvaná inflace a problém stáří vesmíru.

Inflační teorie říká, že rozpínání, kterým se vyznačuje dnešní vesmír, předcházelo krátké, ale mnohem rychlejší nafouknutí (inflace) vesmíru. Při inflaci zůstal zachován tepelný kontakt mezi všemi oblastmi vesmíru. V poinflační historii vesmíru však už k výměně energie mezi oblastmi nedocházelo. Tepelný kontakt ve fázi nafukování je nutný pro souhlas teorie s měřením reliktního záření (nebo tzv. záření mikrovlnného pozadí).

Inflace mohla také vytvořit plochý vesmír. (Přesněji vesmír s plochým prostoročasem. Termín si nevysvětlujte jako obnovení teorie, že Země nebo vesmír je deska. Toto označení vystihuje geometrické vlastnosti prostoru a času.) Plochý vesmír se vyznačuje kritickou hodnotou hustoty společně s odpovídajícím příspěvkem od veličiny L. Jestliže všechna látka ve vesmíru - normální nebo zvláštní, zářivá nebo temná - dohromady neutvoří kritickou hodnotu Wo = 1, pak podivná, ale měřitelná hustota energie, která souvisí s parametrem L, může dát Wo + WL = 1, kde WL = L/(3Ho2).

Kosmologická konstanta L má i další výhodu. Zdržuje rozpínání vesmíru, a tak nevede k rozporu stáří vesmíru s odhadovaným stářím hvězd v kulových hvězdokupách.

Toto zpomalení také dává galaxiím příležitost k odchýlení světla z ještě vzdálenějších kvasarů. Malý počet kvasarů s gravitačními čočkami, který je pozorován, dává hodnotu WL <= 0.65.

Modely rozpínání vesmíru
Ukázali jsme si, jak astronomové měří několik parametrů, jež popisují strukturu, chování a historii vesmíru. Pojďme nyní porovnat stáří rozpínání, které dává kombinace hodnot Ho, Wo a L, a věk nejstarších hvězd ve vesmíru. Je možno vysledovat tři základní zákonitosti:

  1. Vesmíry s malou hustotou, jejichž rozpínání je méně zpomalováno, existují déle než vesmíry s velkou hustotou.
  2. Rychle se rozpínající vesmíry jsou mladší než vesmíry s nízkou hodnotou Ho. (Převrácená hodnota Hubblovy konstanty udává stáří vesmíru. Např. hodnota Ho = 40 km . s-1 . Mpc-1 nám dává stáří 1/40 = 0.025, tj. 25 miliard let.)
  3. Ploché vesmíry s Wo < 1 jsou o něco starší než vesmíry s nulovou kosmologickou konstantou a stejnými hodnotami Wo a Ho.

Měření získaná pomocí cefeid v M96 a M100 dávají nižší hodnotu Hubblovy konstanty, která může být v souladu se stářím kulových hvězdokup. Hodnoty Ho > 70 km . s-1 . Mpc-1 činí vesmír mladší než nejstarší hvězdy i v případě, že kosmologická konstanta bude přispívat 65 procenty (WL = 0.65 a Wo = 0.35).

Michaela Kryšková
19. března 1998
Počet návštěv -

Zpět na ASTRO