Kosmologie

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

• Začněme supernovami typu II. (Podle průběhu závislosti jasnosti na čase - tzv. světelné křivky - a vzhledu spektra se supernovy rozdělují na dva typy. Supernovy typu II nemají tak strmý pokles jasnosti jako supernovy typu I.) Výsledkem supernovy - dramatické hvězdné exploze - jsou rozpínající se plynné obálky původní hvězdy. K odhadu vzdálenosti se užívá porovnání dvou faktorů. Prvním je rychlost zvětšování povrchu obálky, která je odvozena ze změn v jasnosti a teplotě. Druhou je složka rychlosti rozpínání obálky ve směru supernova - Země. Tato metoda byla použita na více než desítku supernov v nepříliš vzdálených galaxiích a výsledkem je hodnota H_o okolo 75 km . s^-1 . Mpc^-1.

• Jiným ze způsobů je tzv. Sunjajev - Zeldovičův (S-Z) efekt. Je to mocný, i když méně přesný nástroj k určení Hubblovy konstanty. Využívá horkého ionizovaného plynu, který se nachází v kupách galaxií. Elektrony a ionty tvořící tento plyn vysílají při teplotě sta milionů stupňů rentgenové záření. Také narušují mikrovlnné pozadí, které se pozoruje skrze kupu galaxií, rozptylováním fotonů mikrovlnného záření. Emise rentgenového záření a mikrovlnné poruchy mohou být společně použity k stanovení skutečné šířky kupy, která se pak porovná s pozorovanou úhlovou velikostí kupy (délka + výška) a tak se odhadne vzdálenost. Pozorování desítky galaktických kup s použitím S-Z efektu vedla k hodnotám H_o od 35 až k 80 km . s^-1 . Mpc^-1.

• Dále, časové zpoždění mezi změnami pozorovanými ve vícenásobných obrazech kvasarů s gravitačními čočkami (gravitační čočka vytváří několikanásobný obraz jediného objektu) umožňuje čistě geometrické měření H_o. Jediným systémem, pro který je k dispozici postačující fotometrické pozorování, je dvojitý kvasar QSO 0957+561; horní limit pro H_o (asi 70 km . s^-1 . Mpc^-1) byl nedávno získán z časového zpoždění přesně o jeden rok mezi změnami v jasnosti dvou jeho obrazů. Spolehlivost metody závisí na znalosti způsobu rozložení hmoty v mezilehlé galaxii, jejíž gravitace čočku vytváří.

Hustota hmoty ve vesmíru (W_o)
Měření hustoty hmoty ve vesmíru W_o 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. W_o je poměr současné hustoty ve vesmíru k hustotě kritické. Vesmír na hranici mezi věčným rozpínáním a konečným smršťováním je popsán hodnotou W_o = 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 W_o na velkých měřítkách využívá variací hodnoty H_o (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 W_o.

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, W_o 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 W_o. (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 W_o = 1, pak podivná, ale měřitelná hustota energie, která souvisí s parametrem L, může dát W_o + W_L = 1, kde W_L = L/(3H_o²).

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 W_L <= 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 H_o, W_o 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 H_o. (Převrácená hodnota Hubblovy konstanty udává stáří vesmíru. Např. hodnota H_o = 40 km . s^-1 . Mpc^-1 nám dává stáří 1/40 = 0.025, tj. 25 miliard let.)
3. Ploché vesmíry s W_o < 1 jsou o něco starší než vesmíry s nulovou kosmologickou konstantou a stejnými hodnotami W_o a H_o.

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

Michaela Kryšková 19. března 1998

Počet návštěv -

Zpět na ASTRO