Temná energie a kosmický výzkum

Objevení temné hmoty, kterou důkladně rozebíráme v minulém článku bylo pro fyziky poměrně značným překvapením. Nicméně se tato detekce nemohla ani vzdáleně rovnat šoku z jiného objevu, který přišel těsně před koncem minulého století a znamenal velkou revoluci v oblasti kosmologie. Tehdy byla objevena jiná neznámá substance nazvaná temná energie. Tato temná nebo též skrytá energie přitom tvoří více než dvě třetiny hmoty – energie našeho vesmíru. V podstatě se tak zopakovala situace s temnou hmotou, ke které došlo o několik let dříve. Sotva jsme měli pocit, že začínáme vesmíru rozumět, přišlo vystřízlivění a poznání, že rozumíme jen malé části kosmu.

Einsteinova kosmologická konstanta

Zatímco u jiných témat jsme se mohli podívat na původ některých myšlenek do velmi vzdálené minulosti, zde tomu tak není, jelikož byla temná energie objevena relativně nedávno. Jakýsi prapůvod však můžeme najít už na počátku 20. století. Tehdy vznikala moderní kosmologie a vědci postulovali první relevantní představy o našem vesmíru. Velmi tomu pomohla také Einsteinova obecná relativita publikovaná v roce 1915. Někteří fyzikové ji začali používat pro kosmologická řešení.

Sám Einstein si brzy uvědomil, že jeho rovnice vedou přirozeně k tomu, že vesmír se bude buď rozpínat nebo smršťovat. Je to vlastně přirozené. Máme-li v prostoru hmotu, pak se tato gravitačně přitahuje a vesmír se smršťuje, nebo může vlivem jakéhosi prvotního impulsu docházet k rozpínání. Avšak udržet vesmír statický není zrovna snadný úkol.

To Einsteinovi principiálně zase tolik nevadilo, preferoval ale vesmír uzavřený, tedy s kladnou křivostí a prostorově konečný. Aby toho docílil, přidal do svých rovnic další člen. Jednalo se o kosmologickou konstantu označovanou jako Λ. Navzdory stokrát omílaným tvrzením tedy Einstein nezavedl kosmologický člen kvůli vesmíru statickému, nýbrž uzavřenému.

Alexandr Fridman a Georges Lemaître však později vyřešili rovnice obecné relativity pro nestacionární modely vesmíru. Předpověděli několik možných geometrií a Lemaître (Fridman byl již po smrti) dal jejich výsledky do souvislosti s možným rozpínáním kosmu. V roce 1929 potvrdili jeho předpověď Edwin Hubble a Milton Humason. Einstein si uvědomil, že vesmír skutečně nemohl být za těchto podmínek stacionární a zřejmě ani uzavřený, proto velmi litoval, že propásl skvělou příležitost k dalšímu svému velkému objevu a označil kosmologickou konstantu za největší chybu své vědecké kariéry. Jak ale uvidíme, možná to chyba tak úplně nebyla.

Inflační vesmír

Po této epizodě z 20. let minulého století se kolem kosmologické konstanty dlouhá desetiletí nic nedělo. Až v roce 1979 přišel americký fyzik Alan Guth s myšlenkou tzv. kosmické inflace. Tehdy už se mělo za to, že velký třesk skutečně proběhl a právě v něm má náš vesmír původ. Jenže standardní kosmologický model měl několik problémů, které téměř nešlo v rámci tehdejších modelů rozumně vyřešit. Proto Guth navrhl, že ve velmi rané fázi prodělal vesmír krátké období nesmírně rychlého rozpínání, kdy se během okamžiku (10⁻³⁶ – 10⁻³³ sekundy po počátku) prostor rozepnul o desítky řádů (dle detailů konkrétních variant modelu o 20 – 100 řádů).

Inflační scénář řešil několik problémů standardního kosmologického modelu, avšak nebylo zcela jasné, proč by inflační fáze vůbec měla nastat a také co způsobilo to nesmírně rychlé rozpínání. Ať už to ale bylo cokoli, muselo jít o nějakou odpudivou sílu. Alan Guth a Alexej Starobinskij v roce 1980 navrhli, že by za inflační rozpínání mohlo zodpovídat pole se záporným tlakem, které je principiálně podobné právě kladné kosmologické konstantě. Inflace však nastala v době, kdy byl vesmír mnohem teplejší a měl výrazně větší hustotu než dnes, není proto zřejmé, zda pole způsobující inflaci mají nějaký vztah k dnešnímu vesmíru a pokud ano, jaký.

To jde dobře vidět na skutečnosti, že inflační scénář rychle získal mezi kosmology na popularitě, ale kosmologická konstanta se přesto brala další roky jako zcela irelevantní pro náš vesmír. Původní Guthova myšlenka se brzy rozvětvila do mnoha různých inflačních modelů, které však mají společné to, že téměř všechny vyžadují, aby celková hustota hmoty – energie vesmíru byla blízká kritické, jinými slovy vesmír by měl mít geometrii buď plochou nebo velmi blízkou ploché. V 80. letech modely předpokládaly, že ve vesmíru existuje pouze hmota složená z většiny temné hmoty a menší části baryonové hmoty.

Vzápětí se ukázalo, že tyto modely jsou úspěšné při předpovědích vývoje galaxií a kup, ale mají i své značné problémy. Vyskytl se například rozpor mezi hodnotou Hubbleova parametru potřebného pro model s temnou a běžnou hmotou a tím co ukazovala astronomická měření. Navíc se zdálo, že tímto způsobem nelze teoreticky vysvětlit pozorované množství velkých galaxií. Poté co přišly výsledky ze sondy COBE se tento problém nevyřešil, ale právě naopak prohloubil. Brzy se proto začaly studovat jiné scénáře počítající se studenou temnou hmotou. Například se uvažovalo o kombinovaném vlivu studené a teplé temné hmoty.

Objevil se ale i nový model ΛCDM, kde CDM je studená temná hmota a Λ je ona kosmologická konstanta, kterou tato teorie vrací do hry. V polovině 90. let publikovali kosmologové Michael Turner a Lawrence Krauss (jeho můžete znát z mnoha popularizačních knih přeložených do češtiny a vystoupení na Academia Film Olomouc) odbornou studii, v níž na základě řady předchozích pozorování argumentují, že náš vesmír by měl mít kladnou kosmologickou konstantu, o níž tvrdí, že by mohla být způsobena malou hustotou energie vakua. Představili také několik možností ověření.

Supernovy typu Ia a jejich význam v kosmologii

Právě Michael Turner zavedl pojem temná energie (podle vzoru temné hmoty) a to zrovna v roce 1998, kdy přišel první přímý důkaz její existence. Zhruba od poloviny 90. letech se nezávisle na sobě dva fyzikální týmy věnovaly zkoumání supernov typu Ia, za účelem zjištění rychlosti zpomalování expanze kosmu. Mezi oběma uskupeními panovala zdravá rivalita, neboť první z obou skupin Supernova Cosmology Project (SCP) založili částicoví fyzikové, zatímco druhou High-Z Supernova Search Team (High-Z = vysoký rudý posuv) tvořili a vedli převážně astronomové.

SCP vedl Saul Perlmutter z Lawrence Berkeley National Laboratory a mezi další význačné členy patřili Richard Ellis, Alexej Filippenko, Gerson Goldhaber nebo Carl Pennypacker. High-Z Supernova Search Team řídil Brian Schmidt z Australské národní univerzity a mezi jeho kolegy patřili třeba Adam Riess, Bruno Leibundgut, Mario Hamuy či Nicholas Suntzeff. Trochu vpovzdálí pak stál Robert Kirshner, jeden z největších astrofyziků druhé poloviny 20. století, který s týmem spolupracoval.

I přes určitou míru soupeření měly ale oba týmy společný cíl i prostředky k jeho dosažení. Chtěli měřit supernovy typu Ia. Ty jsou pro použití v kosmologii výhodné. Ostatní typy supernov totiž vznikají z hvězd na konci jejich života, které mohou mít různou hmotnost a i další parametry mohou být u jednotlivých supernov těžko porovnatelné. Naproti tomu supernovy typu Ia vznikají vždy v soustavě dvojhvězdy. V systému se vždy vyskytuje běžná hvězda hlavní posloupnosti doprovázená bílým trpaslíkem, což je konečná životní forma méně hmotných hvězd.

Takový bílý trpaslík má hmotnost podobnou našemu Slunci, ale velikost srovnatelnou se Zemí. Proto je velmi hustý a velmi silně gravitačně ovlivňuje okolí. Dokáže si tedy přetahovat materiál ze sousední hvězdy hlavní posloupnosti. Pokud ale bílý trpaslík překročí tzv. Chandrasekharovu mez, to je 1,44 sluneční hmotnosti (M_S), dojde k zažehnutí prudké reakce, která způsobí masivní explozi pozorovanou právě jako supernova typu Ia. Důležité je, že Chandrasekharův limit platí pro všechny bílé trpaslíky ve vesmíru. Ať už tedy vidíme supernovu typu Ia kdekoliv, můžeme jednotlivé exploze vzájemně dobře porovnat. Každý výbuch uvolní zhruba stejné množství energie.

Když spatříme nějakou vzdálenou supernovu, určíme nejprve z jejího spektra o jaký typ supernovy se jedná. Současně též známe i zdánlivou magnitudu události. Pokud zjistíme, že jde o supernovu typu Ia, pak díky Chandrasekharovu limitu známe i absolutní magnitudu exploze, tedy to, jak jasnou bychom ji viděli ze vzdálenosti 10 parseků (32,6 světelných let). Díky porovnání těchto parametrů potom můžeme dosti spolehlivě určit vzdálenost supernovy, respektive její domovské galaxie a to až do dosti značných vzdáleností. Proto se supernovy typu Ia užívají jako tzv. standardní svíčky, jakési normované výbuchy, podle nichž se určují vzdálenosti v kosmu.

Rok kosmologie a objev zrychlené expanze vesmíru

Potenciál supernov typu Ia si uvědomily též výše zmíněné týmy a jaly se po nich intenzivně pátrat. Brzy se dostavily první úspěchy a obě skupiny zachytily několik desítek takových explozí. Použili přitom teleskopy na celé řadě pracovišť. Ať už jde o Evropskou jižní observatoř v Chile, Keckovy dalekohledy na Havajských ostrovech, Mount Stromlo Observatory v Austrálii nebo Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile.

Fyzikové z SCP navíc dokázali díky velmi asertivnímu a neodbytnému přístupu Saula Perlmuttera získat pozorovací čas na Hubbleově vesmírném teleskopu. Díky tomu se podařilo nasnímat supernovy až do tehdy netušených vzdáleností. Rekordní supernova vzplanula 11 miliard světelných let daleko, ale v datech se vyskytovala i řada supernov vzdálených 6-9 miliard světelných let.

Po několika letech pozorování měli konečně zástupci obou týmů dostatek dat, a proto v letech 1998 a 1999 vyšly dvě klíčové publikace obou týmů, které kosmologii doslova převrátily naruby. Data obou týmů společně se zjištěními předchozího projektu Calán/Tololo Survey (1989 – 1995) totiž ukázala, že se tempo rozpínání vesmíru nezpomaluje, jak očekávala naprostá většina odborníků, ale právě naopak zrychluje. Výsledek vědce poněkud překvapil, ale brzy jej museli přijmout jako fakt, důkazy předložené Perlmutterovou i Schmidtovou skupinou byly natolik silné, že zůstalo jen velmi málo fyziků, kteří o nich pochybovali.

Podle nových pozorování se zdálo, že po počáteční inflační fázi na několik miliard let překotné rozpínání přestalo. Dokonce vše probíhalo v souladu s předpoklady, tempo rozpínání klesalo. Avšak před asi šesti miliardami let se začal trend obracet a rychlost expanze kosmu začala znovu narůstat. Důležité je si uvědomit, že to není tak, že by rychlost rozpínání náhle vzrostla a pak zůstávala konstantní, ale naopak za posledních šest miliard let rostla neustále, narůstá nyní a a pravděpodobně bude stoupat i v budoucnu.

Je dobré vzít v úvahu též skutečnost, že koncem století neobjevily výše zmíněné týmy astrofyziků příčinu zrychlené expanze vesmíru, ale pouze skutečnost, že k tomuto efektu dochází. O podstatě zrychlování jsme nic moc nevěděli. V úvahu ale přicházely třeba fyzikální pole podobné tomu fungujícímu v době inflace či kladná kosmologická konstanta z doby Einsteina. Název vymyslel, jak už víme, Michael Turner. Jedná se o onu temnou energii a pojmenování ze všeho nejvíce vyjadřuje naši neznalost.

Další výzkumy supernov typu Ia

Již původní důkazy z konce minulého století byly dosti přesvědčivé. Proto také za klíčový přínos objevu zrychlené expanze vesmíru obdrželi vedoucí obou týmů Saul Perlmutter a Brian Schmidt a společně s nimi ještě Adam Riess, který provedl spoustu důležité práce ve výzkumu High-Z Supernova Search Teamu, Nobelovu cenu za fyziku pro rok 2011.

Výzkum supernov typu Ia se ale od té doby nezastavil. Ostatní fyzikové naopak velmi rychle docenili význam těchto objektů pro kosmologii, proto se do pátrání po nich přidaly nové týmy. Díky tomu se povedlo objevit spoustu dalších supernov a získat tak mnohem lepší statistiku. Ani Supernova Cosmology Project a High-Z Supernova Search Team nezanikly, ale pokračovaly dále ve své práci. Díky tomu jsme do roku 2010 získali pozorování stovek supernov, z nichž ty nejvzdálenější spatřil mimo jiné Hubbleův vesmírný dalekohled. Tato nová data podporovala původní zjištění, proto Nobelovská komise v prvním roce 10. let neváhala s udělením ocenění.

Od té doby se ale situace trochu posunula. Víme již, že supernovy typu Ia nemusí být vždy stejné. Když kupříkladu výbuch zastíní druhá hvězda v páru, můžeme vidět supernovu trochu méně jasně. Určitou roli také mohou hrát charakteristiky souputnické hvězdy. Největší problém je ale to, že jak se zdá, mohou supernovy typu Ia vznikat i jiným mechanismem. A to konkrétně při srážce dvou bílých trpaslíků. Znamená to snad, že musíme data o měření vzdáleností pomocí těchto objektů zahodit do koše a přiznat, že Nobelova cena byla udělena neprávem za něco, co se ukázalo jako omyl?

Ne tak docela. Doba se posunula a společně s ní i fyzikální metody. Dnes již disponujeme technikami, které nám umí v této situaci velmi pomoci. Nové pozorovací programy dokáží se zmíněnými obtížemi pracovat a dát dohromady nový soubor dat. Kromě toho, o zrychlené expanzi vesmíru a přítomnosti temné energie máme dnes již více důkazů, než jen supernovy typu Ia. Pojďme se proto nyní na další zdroje, které nám dávají vědět o přítomnosti temné energie podívat podrobněji.

Reliktní záření

Už velmi brzy po objevech spojených se supernovami typu Ia přišel druhý nezávislý důkaz existence temné energie. Pocházel z pozorování reliktního záření. Toto záření, jež se oddělilo od látky 380 000 let po vzniku vesmíru, je pro kosmologii velmi důležité, neboť z něj můžeme získat řadu klíčových kosmologických parametrů. Možná si ještě vzpomenete na informaci z minulých textů, že z úhlového výkonového spektra tzv. anizotropií, které se v reliktním záření vyskytují, lze zjistit spoustu užitečných věcí. Konkrétně se v tomto spektru vyskytuje několik píků, z jejich výšky a vzájemné vzdálenosti umíme odvodit řadu informací o našem vesmíru.

Anizotropie v reliktním záření poprvé viděla sonda COBE, ta však měla moc malé rozlišení na to, aby mohla spatřit i jejich spektrum. Proto přišla první detekce spektra těchto teplotních fluktuací až od balónových experimentů BOOMERanG a MAXIMA, které dokázaly najít první pík tohoto spektra. I to stačilo na to, aby mohli vědci určit, že se celková hustota hmoty – energie ve vesmíru blíží hustotě kritické. Z toho vyplývá, že má vesmír geometrii buď plochou anebo jí alespoň velmi blízkou. Jen o rok později ukázal přehlídkový program zaměřený na galaxie 2dF Galaxy Red Shift Survey, že hustota hmoty se pohybuje jen na asi 30 % kritické hustoty.

Máme zde jasný rozpor. Jak může být hustota hmoty – energie vesmíru blízká kritické, ale současně být hustota veškeré hmoty (včetně temné) jen třetina této kritické hodnoty? Zjevně zde existuje ještě nějaká další substance, která tvoří zhruba 70 % hmoty – energie vesmíru. Jde právě o temnou energii. Tyto výsledky potvrdily též pozdější sondy WMAP a Planck, které určily procentuální zastoupení temné energie na 72,8, respektive 68,3 %. Podle dnešních představ tvoří běžná baryonová hmota 4,9 % hmoty – energie vesmíru, temná hmota 26,8 % a temná energie 68,3 %.

Velkorozměrové struktury vesmíru

Třetí nezávislý důkaz poskytují velkorozměrové struktury vesmíru, respektive tzv. baryonové akustické oscilace. Již ve velmi mladém vesmíru vznikaly v prapůvodní polévce zárodečného plazmatu nehomogenity. V důsledku akustických oscilací protonů a neutronů zde vznikly nehomogenity, které se posléze s rozpínáním a chladnutím vesmíru zvětšily a dnes jde o oscilace v prostorovém rozložení baryonové hmoty. Jejich výzkumem můžeme také o vesmíru zjistit mnohé pozoruhodné informace.

Je vhodné si uvědomit, že galaxie nebo kupy galaxií nejsou v kosmu rozloženy rovnoměrně, ale i na velkých škálách se objevuje struktura. Této struktuře se také kvůli charakteristickému vzhledu říká kosmická pavučina. Na velkých rozměrech se totiž vesmírem táhnou vlákna, která se různě potkávají. Právě v těchto vláknech a jejich blízkosti se soustředí galaxie. Nejvíce se jich pak vyskytuje poblíž míst, kde se jednotlivá vlákna potkávají. Tuto strukturu původně vytvořila temné hmota, která na sebe tu baryonovou svou gravitací nabalila. Naopak mezi vlákny se nenachází téměř žádná hmota, jde o bubliny kosmické prázdnoty.

Kosmickou pavučinu využili v roce 2011 astronomové v průzkumu WiggleZ, v jehož rámci pozorovali více než 200 000 galaxií a určovali jejich rudý posuv. Poté využili zmíněné bubliny kosmické prázdnoty jako standardizované měřidlo, neboť bubliny vytvořené baryonovými akustickými oscilacemi mají průměrně rozměr kolem 490 milionů světelných let. Tímto způsobem odhadli vzdálenosti galaxií až do rudého posuvu 0,6, což odpovídá vzdálenosti asi 6,5 miliardy světelných let. Díky tomu poté mohli ze známé vzdálenosti a rudého posuvu dopočítat rychlost jednotlivých galaxií. A data skutečně potvrdila zrychlenou expanzi vesmíru až do doby poloviny stáří vesmíru.

Sachsův – Wolfů jev

Pro temnou energii ale existují i další důkazy, obvykle výrazně méně zmiňované. Jeden z nich souvisí s vlastnostmi reliktního záření způsobenými právě baryonovými akustickými oscilacemi. Nejde proto o úplně nezávislé potvrzení, přesto je poměrně důležité. Jedná se o Sachsův – Wolfeův efekt předpovězený německým fyzikem Rainerem Sachsem a americkým fyzikem Arthurem Wolfem.

Tento jev popisuje ztrátu energie fotonů, které musí překonávat gravitační potenciál v místě s hustější hmotou. Jde tedy v podstatě o gravitační rudý posuv, který jsme si už podrobně popisovali v článku o obecné relativitě. Fotony reliktního záření opouštějící místa s vyšším gravitačním potenciálem vykazují posunutí do červenější části spektra, k delším vlnovým délkám. V místech s vyšší koncentrací hmoty byly sice fotony původně energetičtější, ale vzhledem k výše zmíněnému ztrácely energii a jejich teplota klesala. Teoretická předpověď ztráty teploty reliktního záření je ve vynikajícím souhlasu se skutečně nalezenými fluktuacemi reliktního záření. Ukazuje se, že Sachsův – Wolfeův efekt je hlavním zdrojem fluktuací reliktního záření na škále větší než asi deset stupňů.

Existuje ale i tzv. integrovaný Sachsův – Wolfeův jev, taktéž způsobený gravitačním rudým posuvem. Odehrává se ale, na rozdíl od běžného Sachsova – Wolfova jevu, mezi plochou posledního rozptylu a Zemí, takže není součástí prvotního reliktního záření. Dojde k němu v případě, kdy je ve vesmíru dominantní jiná složka, než běžná hmota. Ta totiž gravitační potenciálové studny a kopce dále neovlivňuje. Pokud by ale bylo dominantní záření či jiná forma hmoty nebo energie, pak se tyto potenciály vyvíjejí. Především však mění sice málo, ale přece energii procházejících fotonů. Tento typ Sachsova – Wolfeova efektu nastal poprvé těsně po oddělení reliktního záření. S ním sice není stejný, ale v praxi jej ztotožňujeme, neboť odlišení obou efektů je prozatím reálně téměř nemožné.

V další epoše kosmické historie ale došlo i na tzv. pozdní integrovaný Sachsův – Wolfeův jev, který je přímým signálem temné energie v plochém vesmíru. Občas se také nazývá Reesův – Sciamův jev, neboť sir Martin Rees a Dennis Sciama tento jev popsali a objasnili v plné šíři. Na to, co v tomto případě vidíme má vliv zrychlená kosmická expanze. Způsobuje totiž zploštění gravitačních potenciálových studní a kopců, jak jimi prochází fotony a vytváří teplejší a chladnější místa zarovnaná s velkými nadkupami a bublinami prázdnoty.

V roce 2008 došlo ke dvěma detekcím tohoto efektu. První úspěšný tým vedla astrofyzička Shirley Ho z Princetonské univerzity a jejich data pocházela z přehlídek Sloan Digital Sky Survey (SDSS), 2-Micron All Sky Survey (2MASS) a NRAO VLA Sky Survey (NVSS). Druhou skupinu, která využila především program SDSS, vedl Tomasso Giannantonio z univerzity v Portsmouthu. Efekt se zde ukázal jako dosti významný. Nicméně celá věc není dosud spolehlivě vyřešena, jelikož tato detekce nepatří mezi úplně stoprocentně věrohodné. Proto musíme vyčkat na další data.

Rozumíme špatně gravitaci?

Jak jsme na temnou energii přišli a jaké pro ni máme důkazy už víme. Ale co to vlastně je? O tom dodnes nemáme ani tušení. Přesto však existuje několik teoreticky předpovězených možností, které si nyní stručně probereme.

Podobně jako u temné hmoty, i zde musíme nejprve zmínit možnost, že špatně rozumíme gravitační interakci. Existence temné energie a její důkazy silně závisí na obecné relativitě. Pokud by ale platila nějaká jiná modifikovaná teorie, pak bychom se mohli nutnosti temné energie zbavit. Teorií, které se snaží nahradit obecnou relativitu je nepřeberné množství a výzkum stále pokračuje. Nicméně potíž je v tom, že mnoho těchto teorií dává shodné předpovědi jako obecná relativita a jsou proto zbytečné. Jiné teorie sice dávají odlišné předpovědi, avšak nesprávné. Zbývá jen tedy poměrně málo životaschopných teorií, které by mohly s obecnou relativitou potenciálně soupeřit.

Pozorování gravitačních vln, zejména událost srážky dvou neutronových hvězd GW 170817, dokázalo řadu alternativních teorií vyloučit. Americký astrofyzik Ethan Siegel ze Severozápadní univerzity v Illinois k tomu uvádí, že alternativní teorie sice získávají velkou pozornost médií a laické veřejnosti, avšak téměř všichni profesionální astrofyzici jsou přesvědčení, že temná energie skutečně existuje. A dodává, že žádná alternativní teorie nevysvětluje úspěšně pozorování se stejnou mírou přesnosti jako standardní temná energie. Opět se tedy opakuje situace známá z mnoha jiných částí vědy, kdy největším důkazem správnosti nějaké teorie je, že se shoduje mnoho důkazů z různých zdrojů.

Jsou špatně naše pozorování?

Další potenciální variantou je tzv. observační skepse, tedy gravitaci rozumíme správně, avšak naše pozorování vesmíru se ve věci temné energie mýlí. Pokud bychom se nacházeli v prázdnější oblasti vesmíru, než je průměr, mohlo by dojít ke špatnému vyhodnocení měření rychlosti expanze prostoročasu.

Někteří taktéž navrhují kosmologické rozšíření principu ekvivalence, aby ukázali, že kvůli dutinám obklopujícím Místní skupinu galaxií bychom mohli mít zdání rychlejší expanze prostoročasu, než odpovídá realitě. Oba efekty jsou dosti slabé, ale za miliardy let se mohly nakumulovat a způsobit špatnou interpretaci výsledků měření.

Ve hře je také možnost mylného výkladu pozorování vlivem našeho vlastního pohybu vzhledem ke zbytku vesmíru. Popřípadě mohli fyzikové použít chybné statistické metody k vyhodnocení dat. Objevily se proto už také pokusy odhalit temnou energii v laboratoři, prozatím neúspěšné.

Observační skepse však nezískala mezi kosmology příliš velké zastání. A některé varianty už byly dokonce vyvráceny. Kupříkladu článek, který tvrdil, že anizotropie v našem blízkém vesmírném okolí byla nesprávně popsána jako temná energie, odborníci rychle zpochybnili jinou prací v níž poukázali na závažné chyby v původním článku. Další publikace zpochybňující předpoklad, že se supernovy typu Ia nemění s věkem hvězdné populace dokázali kosmologové také brzy vyvrátit.

Je temná energie kosmologická konstanta?

Nejjednodušším možným vysvětlením temné energie je to, že se jedná o energii vakua. Jak víme díky kvantové mechanice, vakuum není a ani z principu nemůže být zcela prázdný prostor. I v tom nejlepším vakuu se stále vyskytují kvantové děje, vznikají a zanikají zde páry virtuálních částic a antičástic. Objevují se zde tedy tzv. nulové kmity. Ty přitom nejsou závislé na našich technických schopnostech připravit kvalitní vakuum. Jde o základní vlastnost kvantové fyziky, takže i kdybychom měli k dispozici ideální vakuum, stále by se v něm nulové kmity vyskytovaly.

Hustota energie vakua může být právě výše zmíněná kosmologická konstanta Λ, která se nám tímto vrací do hry. Sice zatím neexistuje žádná spolehlivá teorie, která by toto podporovala, avšak známe mnoho podpůrných argumentů. Podle známé rovnice ze speciální relativity E = mc² jsou energie a hmotnost ekvivalentní, proto se dle obecné relativity předpokládá, že energie vakua bude mít gravitační účinek. Nakonec se tak může ukázat, že Einsteinova údajná největší chyba byla ve skutečnosti jeho nejlepším nápadem.

Má to nicméně drobnou vadu. Kvantová teorie pole, z níž vyplývá, že by energie vakua měla být kosmologickou konstantou, předpovídá hodnotu této konstanty o 120 řádů větší, než pozorujeme. Jde o největší nesoulad mezi teorií a praxí v historii fyziky. Aby celá věc mohla fungovat, muselo by dojít k vyrušení 120 řádů nějakým mechanismem s opačným znaménkem.

Pokud jde o teorie za standardním modelem, víme, že některé modely operující se supersymetrií potřebují nulovou kosmologickou konstantu. Pak zde máme populární teorii strun. U ní není známo, zda může nabídnout metastabilní stav s kladnou kosmologickou konstantou. Existují známky, že žádný takový stav neexistuje, a objevují se také náznaky, že by teorie strun mohla snížit nesoulad mezi teorií a praxí ze 120 na 50 řádů. To je sice hezké, ale moc nám to nepomůže, neboť 10⁵⁰ je stále obrovské číslo.

Situace se zatím jeví dosti neutěšeně, ale není vyloučeno, že se tento rozpor podaří fyzikům v blízké době vyřešit, jelikož jde o jedno z hlavních současných témat výzkumu. Musíme ovšem poznamenat, že prozatím není známý žádný způsob, jak by šlo z částicové fyziky odvodit malou, ale kladnou kosmologickou konstantu. Jde dosud o nejhorší situaci s problémem jemného vyladění.

Vyskytly se také návrhy řešit tento problém tzv. antropickým principem. Jedná se o to, že pokud ve vesmíru existuje život (alespoň na Zemi určitě ano), pak musel vzniknout ve vesmíru nebo v jeho oblasti, která to umožňuje. Musí zde být vhodně vyladěné hodnoty fyzikálních konstant. Může existovat množství jiných vesmírů nebo oblastí tohoto vesmíru, kde vhodné podmínky nejsou a kosmologická konstanta je buď nulová nebo naopak moc velká. Tento přístup má ovšem problém, neboť nám vlastně neříká nic zvláštního. Že ve vesmíru musí být příhodné podmínky pro vznik a setrvání života už víme, neříká nám ale proč.

Je temná hmota a temná energie totéž?

Další třída vysvětlení operuje s předpokladem, že temná energie a temná hmota jsou jen dva projevy téhož jevu, který mění zákony gravitace na různých škálách. Mohlo by se jednat například o dva aspekty nějaké neznámé látky. Další hypotézy pracují s nějakou formou modifikací prostoročasu. A nesmíme zapomenout ani na možnost, že se částice temné hmoty rozpadají na temnou energii.

V principu by temná energie mohla interagovat nejen s temnou hmotou, ale i s běžnou baryonovou hmotou. Toto však nelze zjistit dostatečně spolehlivě z kosmologických výzkumů, je nutné použít jiné nepřímé techniky, popřípadě laboratorní měření. Kupříkladu nevysvětlený přebytek zpětných rázů elektronů na detektoru XENON1T by bylo možné vysvětlit mimo jiné temnou energií. Data z roku 2022 však tento přebytek neobsahují, je proto dosti pravděpodobné, že šlo jen o chybu měření.

Pátá základní interakce

Zajímavou alternativou je vysvětlení pomocí páté základní fyzikální interakce nazývané někdy též kvintesence. Známe zatím čtyři základní fyzikální síly – silnou a slabou jadernou, elektromagnetickou a gravitační. Toto číslo je ovšem poněkud umělé, například do sjednocení elektromagnetismu Jamesem Clerkem Maxwellem lidé brali elektřinu a magnetismus jako dvě síly a naopak ve druhé polovině 20. století došlo na sjednocení elektromagnetismu a slabé jaderné síly do jednotné elektroslabé interakce. Nicméně dnes zde budeme operovat se čtyřmi silami a potenciální pátou.

Tato možná pátá interakce by měla pole podobné jako třeba elektromagnetismus elektromagnetické pole či gravitace gravitační pole. Hovoříme proto o kvintesenčním poli. To se může měnit v prostoru a čase, což jej odlišuje od kosmologické konstanty, která už podle názvu zůstává neustále stejná. Toto řešení předpovídá o něco pomalejší zrychlování expanze kosmu, než energie vakua.

Kvintesence potenciálně řeší jeden zajímavý problém. Otázka je totiž, proč zrychlování rozpínání kosmu začalo právě tehdy, kdy začalo. Jestliže by začalo dříve, nestihly by se ve vesmíru zformovat struktury jaké známe dnes a nemohl by se ani vyvinou život našeho typu. Příznivci antropického principu to považují za podporu svého vidění světa. Některé modely s kvintesencí však umí problém přirozeně vyřešit. Hustota kvintesence zde těsně sleduje hustotu záření až do okamžiku, kdy se hustota hmoty a záření vyrovná. To vede k tomu, že se kvintesence v tomto okamžiku začne chovat jako temná energie a ovládne energetickou bilanci vesmíru.

Za posledních dvacet let se objevily i některé speciální případy kvintesence. Existuje například scénář quintom. Jde o situaci, kdy musíme pro fungování kosmologického modelu aplikovat nejméně dva různé typy kvintesence. Dále zde máme tzv. fantómovou energii, kdy se hustota energie kvintesence s časem zvyšuje. A konečně je tu též kinetická kvintesence s nestandardními formami kinetické energie, jako například zápornou kinetickou energií. Tyto speciální případy mohou vést k některým zajímavým důsledkům. Třeba fantomová energie dokáže způsobit tzv. velké roztržení (viz níže).

Pro kvintesenci zatím nemáme žádné solidní důkazy. Existují nápady hledat porušení principu ekvivalence, popřípadě změny základních fyzikálních konstant v prostoru nebo čase. V nedávné době se objevily dva experimenty, které možná nalezly pátou základní fyzikální interakci. Nicméně jejich výsledky je ještě nutné přezkoumat a potvrdit. A i kdyby se ukázaly jako správné, o této nové interakci zatím nic nevíme. Museli bychom proto uskutečnit další výzkum, abychom zjistili, jestli skutečně nějak souvisí s temnou energií.

Co dnes víme o temné energii

I přes intenzivní bádání v posledních 25 letech stále netušíme podstatu temné energie. Domnívat se však, že jsme za tu dobu neučinili žádný pokrok by byl omyl. Některé možnosti jsme vyvrátili, jiné upřesnili. K opravdu dobrému pochopení temné energie máme nicméně ještě daleko. Kromě její podstaty neznáme například ani její stavovou rovnici a další důležité parametry.

Přesto jsme se již dozvěděli mnohé. Kromě detailního podílu na hmotě – energii současného vesmíru (68,3 %) známe třeba i podíl, který zaobírala na počátku existence vesmíru. Tehdy již byla temná energie v kosmu přítomna, ale v celkové energetické bilanci tvořila zcela zanedbatelnou součást. Jak to, že je tedy dnes dominantní?

Vesmír se od svého vzniku bez ustání rozpíná. Hustota běžné baryonové, ale i temné hmoty proto stále klesá. Je to vcelku logické. Na počátku bylo vše natěsnáno výrazně blíže k sobě a vesmír byl mnohem více hustý a horký, než je dnes. Od té doby se ale prostoročas rozpínal a proto je dnes látka v kosmu mnohem řidší. Mezi kupami a nadkupami vidíme obrovské bubliny prázdnoty a i prostor mezi jednotlivými galaxiemi je obrovský.

Pro temnou energii ale toto neplatí. Její hustota zůstává v čase i prostoru téměř nebo dokonce zcela konstantní (v závislosti na tom, který model vysvětlení její podstaty je správný) a to bez ohledu na rozpínání prostoročasu. To je poměrně pozoruhodné a zejména antiintuitivní. Kdyby například neklesala s rozpínáním vesmíru hustota temné hmoty, musely by neustále odněkud přibývat její částice (pokud jde o částice). Přesto se to u temné energie děje. Zatímco ostatní složky kosmu se za miliardy let nesmírně zředily, temná energie si udržuje stále konstantní hustotu.

A tak, ačkoliv na počátku existence vesmíru nehrála temná energie žádnou zásadní úlohu, postupně došlo k tomu, že převládla nad všemi ostatními složkami. Ty byly sice v raném vesmíru důležité, ale dnes se stávají čím dál více marginálními. Žijeme proto v éře temné energie. Jde o poslední epochu našeho kosmu, která bude pravděpodobně trvat už navždy, respektive tak dlouho, dokud bude náš vesmír existovat. Není to nicméně zcela jisté.

Osud kosmu

Na závěr článku se podíváme na to, jaký osud asi čeká náš vesmír a jaký vliv na vývoj měla, má a bude mít temná energie. Vesmír vznikl před 13,8 miliardami let, na počátku byl velmi horký a hustý, klíčovou roli hrálo záření. Poté nastal věk hmoty, kdy dominovala temná hmota doprovázená z menší části tou běžnou baryonovou. V té době se vesmír stále rozpínal, avšak tato expanze byla brzděna gravitačními účinky hmoty. Zhruba před 6 miliardami let však převážila temná energie a od té doby se rychlost rozpínání kosmu stále zvyšuje a to až dodnes.

V budoucnu bude temná energie stále více dominovat, neboť jak jsme si řekli, její hustota se s časem nemění buď vůbec, nebo jen nesmírně málo. Jestliže dnes tvoří temná energie 68,3 % hmoty – energie kosmu, v budoucnu bude tato hodnota stále narůstat. Co se však týče vzdálenější budoucnosti vesmíru a jeho konečného osudu, stále se může uplatnit několik možností.

Ve skutečnosti dosud není ani vyvráceno to, že by se temná energie mohla nějakým zatím neznámým způsobem rozpadnout, rozptýlit či se dokonce stát přitažlivou. V takovém případě by se vesmír nerozpínal navždy zrychleně, ale právě naopak by došlo k opětovnému převzetí vlády hmoty a gravitace, což by způsobilo zpomalování vesmírné expanze. Nakonec by hmota a její gravitace dominovaly natolik, že by se vesmír dokonce začal smršťovat. To by vedlo k jeho zániku v tzv. velkém křachu. Tento scénář sice nepovažuje většina kosmologů za pravděpodobný, ale je stále možný.

Druhá možnost spočívá v tom, že temná energie bude stále více dominantní a nakonec její síla naroste nade všechny meze. Následkem toho by došlo ke zničení všech struktur ve vesmíru. Nejprve by byly roztrhány nadkupy a kupy, poté jednotlivé galaxie, následně i hvězdokupy, hvězdy či planety. Ale ani zde by se temná energie nezastavila. Byla by totiž tak mocná, že by nakonec překonala i intenzitu elektromagnetické interakce a silné jaderné síly a zničila by tedy i samotné atomy a další částice. Tomuto scénáři říkáme velké roztržení.

Podle odborníků je nicméně nejpravděpodobnější střední varianta mezi těmito dvěma extrémy. Zde zůstane síla temné energie konstantní, nedojde ani k jejímu exponenciálnímu navyšování, ani k jejímu snižování či obrácení na přitažlivou. Rozpínání vesmíru a zrychlená expanze bude pokračovat navždy, ale nenaroste nade všechny meze. Struktury do velikosti kup galaxií zůstanou gravitačně vázány. Nedojde tedy k rozervání naší Galaxie ani celé Místní skupiny. Tyto objekty stále uvidíme. Všechno další ovšem dříve či později zmizí za kosmickým horizontem a ze vzdálenějších objektů, než jsou jiné galaxie Místní skupiny nebudeme už nikdy moci přijímat žádné signály.

Dá se tedy pokládat za velké štěstí, že jsme se vyvinuli právě v této části kosmické historie. Kdybychom jako druh vznikli výrazně později, měli bychom dosti ztížené podmínky zkoumání našeho vesmíru. Mohlo by se pak dokonce stát, že bychom naši Galaxii, respektive Místní skupinu považovali za celý vesmír, jak tomu bylo ještě před zhruba sto roky.

Podle zmíněného scénáře tedy všechny galaxie a další objekty zmizí za horizontem a na nás čeká tzv. tepelná smrt. Postupně dojde k vyhoření všech hvězd, vychladnutí neutronových hvězd a bílých trpaslíků, vypaření černých děr a možná i rozpadu protonů na lehčí částice. Nakonec ve vesmíru nebude přítomno nic jiného, než jen polévka lehkých elementárních částic, které spolu ale nebudou ani interagovat, jelikož jejich vzájemná vzdálenost bude obrovská. Taktéž teplota reliktního záření oproti dnešní hodnotě výrazně poklesne.

Zatím se zdá, že právě to je konečný osud našeho vesmíru. Zánik všech zajímavých struktur. A potom už jen věčná zima, chlad, kamení, politbyro a smrt. To bylo totiž to nejlepší, co malého Lotyše v životě potkalo. Stejně tak i náš vesmír. Tomuto scénáři říkáme odborně velký mráz.

Závěr

Dnes jsme neskončili příliš optimisticky, alespoň tedy ne, pokud nemáte rádi opravdu velkou zimu a samotu. Ale musí to tak být, jelikož jsme si museli pravdivě představit, jak dost možná skončí náš vesmír. Je zde ale stále prostor pro pochybnosti. Jaký bude skutečný osud kosmu zatím spolehlivě nevíme. Intenzivně na tom pracují fyzikové z celého světa, jimž v jejich snaze pomáhá spousta špičkových detektorů, přístrojů a observatoří. Některé z nich se nachází i v kosmickém prostoru. Velmi brzy nás čeká start jedné velmi důležité a přelomové kosmické observatoře, evropské mise Euclid. O ní si ale více povíme v příštím samostatném článku.

Doporučená literatura

• Robert Kirshner – „The Extravagant Universe. Exploding Stars, Dark Energy and the Accelerating Cosmos“ – česky jako „Výstřední vesmír“ (Paseka, 2005)
• Richard Panek – „The 4 Percent Universe: Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality“ – česky jako „Čtyřprocentní vesmír“ (Argo, Dokořán, 2012)

Použité a doporučené zdroje

• Supernova Cosmology Project: https://supernova.lbl.gov/
• WMAP NASA: https://map.gsfc.nasa.gov/
• ESA Planck: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck
• NASA Planck: https://www.nasa.gov/mission_pages/planck
• WiggleZ Survey: https://wigglez.swin.edu.au/site/forward.html

Zdroje obrázků

• https://www.pbs.org/wgbh/nova/media/images/big-bang-backwards.width-1500.jpg
• https://plus.rozhlas.cz/sites/default/files/images/02276913.jpeg
• https://thespectrumofriemannium.files.wordpress.com/2015/06/einsteinfieldeq.jpg
• https://www.science.org/do/10.1126/science.aav8870/full/515448896-1280×720.jpg
• https://breakthroughprize.org/Uploads/photo1148.jpg
• https://www.perfectduluthday.com/wp-content/uploads/2018/02/main-qimg-e063c377f8494734f8a00704458072e1.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/af/Cobe_vision1.jpg
• https://undark.org/wp-content/uploads/2018/03/krauss.jpg
• https://www.southalabama.edu/departments/publicrelations/pressreleases/archives/2011pr/040811.jpg
• https://faculty1.coloradocollege.edu/~sburns/Nobel_Photo_Website/Pages/2.html
• https://scx1.b-cdn.net/csz/news/800a/2014/image001.jpg
• https://www.thoughtco.com/thmb/ztPFVlkis7H4MWX9SH_LV6LOPOE=/1500×0/filters:no_upscale():max_bytes(150000):strip_icc()/keckobservatory-5c23f77fc9e77c0001b4c10f.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b1/Record-breaking_supernova_in_the_CANDELS_Ultra_Deep_Survey.jpg
• https://media-cldnry.s-nbcnews.com/image/upload/rockcms/2021-07/210716-hubble-al-1409-344768.jpg
• https://cdn.eso.org/images/screen/bl_main.jpg
• https://www.researchgate.net/publication/286413145/figure/fig3/AS:873051063349263@1585163002796/Hubble-diagram-with-supernovae-SN-SCP-0401-added-to-it-labeled-This-Work-The-black.ppm
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Boomerang_Telescope.jpeg
• https://map.gsfc.nasa.gov/media/080999/080999_5yr_PowerSpectrumM.jpg
• https://insidetheperimeter.ca/wp-content/uploads/2021/05/Baryon-Acoustic-Oscillation-v1-2048×1152.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/Structure_of_the_Universe.jpg
• https://opc.mfo.de/photoNormal?id=5899
• https://www.nrao.edu/archives/files/original/001c41813cbadd5fa47ce71483dff856.jpg
• https://www.roe.ac.uk/~cai/ISW.jpg
• https://www.roe.ac.uk/~cai/RS.jpg
• https://www.ligo.org/detections/GW170817/images-GW170817/GW170817-rendition.jpg
• https://cdn6.creativecirclemedia.com/lafromboise/original/20201204-001534-fd7f9247add5e85956c7a7636d364caf.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2008/07/void_eso_edit.jpg
• https://earthsky.org/upl/2018/12/localgrp-1.gif
• https://www.alcf.anl.gov/sites/default/files/styles/965×543/public/Lattice%20QCD_Sugar_0.jpg?itok=AxWR7sbc
• https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_hero/public/images/standard/magician.png?itok=e52-u9Py
• https://cpb-us-e2.wpmucdn.com/sites.uci.edu/dist/c/442/files/2012/12/MSSMBrokenEnglish.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/sx3xV5qrZHGW9zMuiDK4W6.jpg
• https://www.science.purdue.edu/xenon1t/wp-content/uploads/2020/06/p1190664m.jpg
• https://www.hep.ucl.ac.uk/undergrad-projects/3rdyear/EWuni/webpage/images/4INTER.JPG
• https://media.springernature.com/full/springer-static/image/art%3A10.1038%2Fnature.2016.19957/MediaObjects/41586_2016_Article_BFnature201619957_Figb_HTML.jpg
• https://lchilltopnews.org/wp-content/uploads/2021/04/d41586-021-00833-2_19009508.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2000/11/pw1311084.gif
• https://map.gsfc.nasa.gov/media/080998/080998_Universe_ContentM.jpg
• https://cdn.sci.esa.int/documents/34222/35279/1567217424505-Planck_Cosmic-recipe-pie-chart_orig.jpg/4928a024-59e1-ae01-838c-d9f459f5142d?version=1.0&t=1567217430828
• https://pages.uoregon.edu/jimbrau/BrauImNew/Chap27/7th/AT_7e_Figure_27_04.jpg
• https://media.licdn.com/dms/image/C5612AQH_lViR8OXRbA/article-cover_image-shrink_600_2000/0/1520102525788?e=2147483647&v=beta&t=GIzV4EnpSMKolgy2AjvrDNzG9X-TkxrRcVGZn9CNAGc
• https://s32036.pcdn.co/wp-content/uploads/2020/06/Big-Rip.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4f/Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg/480px-Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/50/Black_colour.jpg