Temná hmota a kosmický výzkum

Lidstvo pozoruje noční oblohu a zkoumá vesmír už od pradávna. Dlouho jsme měli za to, že se čím dál více blížíme k velmi solidnímu poznání našeho kosmu. V posledních desetiletích a staletích se navíc zdálo, že se rychlost našich objevů stále zvyšuje. Jenže bohužel, počátkem minulého století se začalo jevit čím dál tím jasněji, že nám něco zásadního uniká. Později se dokonce ukázalo kolik toho chybí. Veškerá běžná (tzv. baryonová) hmota, kterou jsme do té doby zkoumali, tvoří jen asi 15 % známé hmoty ve vesmíru (viz poznámka autora na konci). Právě ve chvíli, kdy jsme už začínali mít neskromný pocit, že všemu celkem dobře rozumíme, přišla chvíle prozření a ukázalo se, že máme ještě značné nedostatky. Více o oné substanci tvořící 85 % hmoty vesmíru i o jejím objevu si řekneme v dnešním článku.

První spekulace o temné hmotě

Vůbec první, kdo přemýšlel o temné či skryté hmotě byl slavný anglický fyzik William Thomson, známý spíše jako Lord Kelvin. Na základě pozorování hvězd obíhajících blízko středu naší Galaxie odhadl celkovou hmotnost galaxie, která se ovšem lišila od odhadu hmotnosti všech viditelných hvězd dohromady. Předpokládal tedy existenci temných hvězd a dalších objektů, které zajistí správnou hmotnost Mléčné dráhy. Právě při komentování Kelvinových výsledků použil francouzský matematik a fyzik Henri Poincaré poprvé termín temná hmota.

Ve 20. letech minulého století myšlenku temné hmoty oživil i nizozemský fyzik Jacobus Kapteyn. Také on vycházel z pozorování hvězd, konkrétně z hvězdných rychlostí. Kolem roku 1930 se temnou hmotou zabýval rovněž švédský astronom Knut Lundmark, jenž však poprvé uvažoval o vesmíru jako celku. Domníval se, že v kosmu musí být výrazně více hmoty, než jsme schopni pozorovat. O dva roky později přišel s myšlenkou temné hmoty také nizozemský astronom Jan Oort.

Objev temné hmoty

S nejvýznamnější prací této éry přišel ovšem v roce 1933 švýcarský astronom pracující v USA Fritz Zwicky. Věnoval se důkladnému studiu kupy galaxií (seskupení stovek až tisíců galaxií) v souhvězdí Vlasů Bereniky. Pozoroval pohyb jednotlivých galaxií, z čehož odhadl hmotnost celé kupy. Tu potom porovnal s hmotností kupy určenou podle galaxií. Seznal, že v kupě chybí hmota. Stanovil, že reálná hmotnost kupy je asi 400 krát vyšší než by si člověk mohl myslet z pozorování svítících objektů. I když nebyly Zwickyho výsledky zcela přesné, zejména kvůli chybně určené hodnotě Hubbleova kosmologického parametru, důležité bylo určení skutečnosti, že většina hmoty kup galaxií je skrytá.

Roku 1939 se ještě objevily jisté náznaky v práci amerického astronoma Horace W. Babcocka, který pozoroval známou galaxii M31 v Andromedě. Povšiml si, že se galaxie otáčí poněkud rychleji než by měla. Neinterpretoval své výsledky ovšem skrze temnou hmotu, ale předpokládal buď změněnou dynamiku ve vnější části galaxie, nebo absorpci světla při průletu galaxií. Hned o rok později navíc Jan Oort objevil velké neviditelné halo galaxie NGC 3115.

Od té doby se však výzkum temné hmoty na více než 20 let téměř zastavil. Až v 60. letech přišel s dalšími důležitými pozorováními americký astronom Seth Shostak, pozdější významná postava projektu SETI pátrajícího po mimozemských signálech. Shostakova měření znovu ukázala na příliš rychlou rotaci některých galaxií a opět tak podpořila existenci temné hmoty.

Rotační křivky galaxií

Skutečný průlom ve výzkumu se však odehrál až na přelomu let 60. a 70., díky skupině ve složení Vera Rubin, Kent Ford a Ken Freeman. Tým kolem Very Rubin byl schopen určit rotační křivky mnoha spirálních galaxií, které byly dosti zvláštní. Nevykazovaly totiž průběh očekávaný podle rozložení svítící hmoty. Kdyby galaxii tvořila jen běžná hmota, kterou pozorujeme ve formě hvězd, planet, mezihvězdných mračen a dalších objektů, rychlost rotace galaxie by nejprve ve směru od středu poměrně prudce narůstala, následně by však od určité vzdálenosti začala pozvolně klesat.

To však astronomové nepozorovali. Právě naopak. Spatřili, že se rychlost rotace směrem od jádra galaxie stále zvyšuje. Nejprve dosti rychle, potom pozvolněji, nicméně trend je jasný. Rotace je stále rychlejší a rychlejší a to i pro okrajové části galaxií. Aby bylo možné pozorování vysvětlit, musí galaxie obsahovat zhruba šestkrát více temné hmoty, než hmoty běžné. Vzhledem k tomu, že pozorování Very Rubin a spol. potvrdily nezávisle také další týmy odborníků, existenci temné hmoty astrofyzikální komunita přijala jako fakt.

Povšimněte si prosím, že galaxie nemají parametry rotace podobné jako planety v naší soustavě, kde rychlost rotace směrem od Slunce neustále klesá. A to ani v původně očekávaném scénáři, ani podle nových pozorování předpokládajících temnou hmotu. To je dáno tím, že v běžných galaxiích je rozložení hmoty zcela jiné, než ve Sluneční soustavě. Zatímco v našem systému připadá většina hmotnosti na Slunce, u galaxií se většina hmoty nachází mimo oblast jádra.

Rotační křivky H-I oblastí

V podstatě ve stejné době jako Ford a Rubin studovali rotační křivky také radioastronomové, které zajímaly především tzv. H-I oblasti v blízkých galaxií. Označení je odvozeno od spektrální čáry H-I u vodíku, jejíž vlnová délka je 21 centimetrů. Oblasti H-I lze obvykle sledovat do větších vzdáleností od středu, než optické složky galaxie, což umožňuje značné rozšíření průzkumu rotačních křivek.

Astronomové již měli k dispozici výsledky z velkých observatořích Green Bank v západní Virginii a v anglickém Jodrell Banku. Ta naznačovala totéž co optická měření, tedy chování odlišné od původních předpokladů. Morton Roberts a Robert Whitehurst byli schopni určit rychlost rotace velké galaxie M31 v souhvězdí Andromedy až do vzdálenosti 30 kiloparseků od jádra, oproti srovnatelným optickým měřením mnohem více. Výsledky byly plně v souladu se zjištěními Very Rubin.

Poté v roce 1972 David Rogstad a Seth Shostak publikovali rotační křivky pěti spirálních galaxií změřených pomocí spektrometru v kalifornském Owens Valley. Ty opět potvrzovaly přítomnost jakési skryté hmoty. Od té doby se množství důkazů existence temné hmoty značně rozšířilo. Proto si je nyní krátce probereme.

Rotační křivky a rozložení rychlostí

Prvním důkazem jsou pozorované rotační křivky galaxií. O těch jsme nyní hovořili, nemá smysl se dlouze opakovat. Připomeňme si jen, že rychlost rotace galaxie směrem od středu neklesá, ale naopak roste. Pokud platí Keplerovy zákony, musí být v galaxii a zvláště na jejím okraji přítomno více hmoty, než pozorujeme.

Další důkaz nám poskytuje chování hvězd ve vázaných systémech. Hvězdy se zde totiž nepohybují náhodně, nýbrž podle jistých zákonitostí. Tyto zákony společně s naměřeným rozložením rychlostí hvězd můžeme využít ke zjištění distribuce hmoty v kulových hvězdokupách či eliptických galaxiích. Pozorování nám říkají, že se zjištěná rozložení rychlosti u eliptických galaxií neshodují s teoretickými předpoklady vycházejícími z toho, že je v galaxiích jen běžná svítící hmota. A to ani kdybychom použili komplikovanější, než nejjednodušší možné dráhy hvězd.

Gravitační čočkování

Už v několika článcích jsme si představovali jeden z důsledků obecné relativity, gravitační čočkování. K tomuto efektu dochází když mezi pozorovatelem (námi) a vzdáleným objektem (třeba kvasarem) leží masivní objekt, jako je kupa galaxií. Mezilehlý objekt ohýbá svou hmotností prostoročas, jehož zakřivení světlo sleduje. Tím dochází k deformaci a zesílení světla vzdáleného objektu. Mezilehlý objekt tedy funguje jako čočka, odtud název jevu. Čím hmotnější tento objekt je, tím je jev zřetelnější. Existuje několik typů gravitačních čoček. Mikročočkování se užívá především k hledání exoplanet a dnes nás zajímat nemusí.

Silné čočkování se na fotografiích objevuje nejčastěji, obvykle jako obraz (či několik obrazů) vzdálené galaxie nebo kvasaru, který vytváří bližší galaxie či kupa galaxií fungující jako čočka. Tento typ byl pozorován nejdříve a podařilo se jej najít u velkého množství kup. Z toho, jakým způsobem dochází k deformaci obrazu lze získat informace o hmotnosti mezilehlého objektu, kupříkladu právě galaktické kupy. Data z mnoha gravitačních čoček ukazují, že poměr celkové hmoty kup vůči svítící hmotě je zcela v souladu se současnými představami o temné hmotě. V několika případech se podařilo dokonce zmapovat rozložení temné hmoty kolem příslušné galaktické kupy.

Mezistupněm mezi mikročočkami a silnými čočkami jsou slabé gravitační čočky. Také jimi lze temnou hmotu zkoumat a to statistickou analýzou rozsáhlého souboru napozorovaných galaxií, u nichž se hledá nepatrné zkreslení a zdánlivé smykové deformace. Množství celkové zjištěné hmoty a svítící hmoty opět přesně odpovídá aktuálním modelům temné hmoty. V květnu 2021 zveřejnil přehlídkový program Dark Energy Survey Collaboration novou podrobnou mapu temné hmoty, která odhalila i dříve neznámé filamenty spojující některé galaxie.

Kupy galaxií

V našem okolí leží několik známých galaktických kup, jako jsou kupa galaxií v Panně nebo kupa galaxií ve Vlasech Bereniky. Ve vesmíru je takových kup ale odhadem deset milionů. Právě tyto struktury jsou důležité pro testování hypotézy temné hmoty, neboť lze jejich hmotnost určit několika různými a vzájemně nezávislými způsoby. Za prvé pozorováním rozptylu radiálních rychlostí jednotlivých galaxií v kupě. Za druhé z rentgenového záření emitovaného horkým plynem, který je v kupě přítomen. A konečně za třetí díky gravitačním čočkám popsaným výše. Všechny metody se shodují na tom, že temná hmota převyšuje baryonovou přibližně v poměru 5 : 1.

Existují také speciální kupy, které se skládají ze dvou vzájemně se srážejících se galaktických kup. Nejznámější z nich je Bullet Cluster, ale známe i několik dalších podobných objektů. Právě ony poskytují snad nejlepší doklad o existenci temné hmoty. Srážející se kupy jsou tvořeny mnoha různými složkami, ty hlavní jsou hvězdy, plyn a temná hmota. Každá z nich se ale chová při srážce rozdílně. Hvězdy nebyly srážkou příliš ovlivněny a obvykle pokračovaly ve své původní trajektorii, byť zpomaleny gravitací. Plynná složka obou kup, představující dominantní část jejich baryonové hmoty, interaguje též elektromagneticky. Plyn se proto zpomaluje mnohem více než hvězdy.

Temnou hmotu detekovali astronomové díky efektu gravitační čočky. Pokud by temná hmota neexistovala, měl by být efekt čočky nejsilnější tam, kde se nachází maximum baryonové hmoty, tedy v místech, kde leží interagující plyn. Tak tomu ale není. Čočka je naopak nejsilnější v jiné oblasti, přesněji ve dvou nezávislých oblastech dále od středu, které leží poblíž viditelných galaxií. Pozorování Bullet Cluster a dalších podobných kup vykazuje výborný soulad s modelem ΛCDM, kde CDM označuje chladnou temnou hmotu. Naopak vysvětlit jej skrze jakýmkoli alternativní model činí vědcům značné (byť ne neřešitelné) potíže.

Reliktní záření

Běžná i temná hmota vykazují chování typické pro hmotu, proto ostatně mají tento název. Přesto se, zejména v raném vesmíru, jejich vlastnosti a projevy dosti odlišovaly. Baryonová hmota interagovala velmi často a silně se zářením pomocí tzv. Thomsonova rozptylu. Naproti tomu temná hmota přímo se zářením neinteragovala, avšak přesto dokázala ovlivnit reliktní záření a to hlavně díky svému gravitačnímu potenciálu a účinkům na hustotu a rychlost částic běžné hmoty. Z toho důvodu se poruchy baryonové a temné hmoty vyvíjely v čase odlišně a lze je tedy z reliktního záření odlišit.

Díky sondě COBE víme, že reliktní záření má spektrum nesmírně blízké spektru záření absolutně černého tělesa. Obsahuje ale také drobné anizotropie zhruba v řádu 10⁻⁵. Získáme-li mapu fluktuací reliktního záření, můžeme ji rozložit na úhlové výkonové spektrum. To obsahuje několik píků, jež jsou od sebe podobně vzdáleny, ale mají různou výšku. Z těchto píků lze určit hodnotu základních kosmologických parametrů našeho vesmíru, jako je právě hustota baryonové nebo běžné hmoty.

Toto spektrum poprvé pozoroval balónový experiment BOOMERanG v roce 2000, později přesněji a hlavně pro celou oblohu sondy WMAP a Planck. Výsledky ze všech experimentů jsou ve vynikajícím souladu s našimi znalostmi o temné hmotě a poskytují velmi silný důkaz pro model ΛCDM.

Formování struktur v raném vesmíru

Poměrně těsně (z hlediska astronomie) po velkém třesku se začaly vytvářet první větší struktury. Už dříve vznikly v našem vesmíru hustotní fluktuace, které se postupem času začaly hroutit a vytvořily první hvězdy, galaxie a galaktické kupy. Zpočátku byly tyto shluky hmoty poměrně malé, postupem času ale rostly a daly vzniknout stále větším celkům.

Zatímco dnes je záření v podstatě bezvýznamnou složkou hmoty-energie vesmíru, tehdy zcela dominovalo. Proto docházelo k narušování hustotních fluktuací a ty nebyly schopny kondenzovat do větších struktur. Pokud by byla v kosmu přítomna pouze běžná baryonová hmota, nemohly by se vytvořit struktury takové velikosti a rozsahu, jako dnes pozorujeme.

Temnou hmotu ale záření neovlivňuje, což náš problém řeší. Nejprve mohly růst shluky z temné hmoty, které na sebe nabalovaly další a další temnou hmotu. Ta potom působila jako gravitační jáma, díky čemuž došlo k nabalení běžné hmoty na shluky hmoty temné a urychlení tvorby velkých struktur. Jen proto dnes můžeme spatřit tolik galaxií a kup. Vidíme-li krásné obrázky kosmické pavučiny s běžnou i temnou hmotou, nezapomeňme, že temná hmota je pro jejich formování důležitější.

Supernovy

Jak už jsme si řekli v minulých článcích, supernovy typu Ia vznikají v binárních systémech běžné hvězdy a bílého trpaslíka, kde hmota z hvězdy hlavní posloupnosti přetéká na bílého trpaslíka a při překročení Chandrasekharovy meze (1,44 M_S) dojde k nesmírně jasnému vzplanutí, což je právě supernova typu Ia. Tyto supernovy se používají jako standardní svíčky, měří se pomocí nich vzdálenosti ve vesmíru. Lze je tedy použít i ke změření toho, jak rychle se vesmír v minulosti rozpínal. Z nedávných dat dokázali fyzikové určit, že se tempo expanze vesmíru stále zvyšuje.

Tento poněkud překvapivý fakt je obvykle přičítán záhadné substanci zvané temné energie, o niž si více povíme příště. Nyní potřebujeme vědět, že podle dalších dat se také zdá, že vesmír má téměř dokonale plochou geometrii. Celková hustota energie v kosmu by proto měla být rovna jedné. Zjištěná hustota temné energie je 0,690, zatímco běžné baryonové hmoty 0,0482. Zbývá nám ještě hustota energie záření, kterou ovšem můžeme v podstatě zcela zanedbat. Někde nám ale zbývá 0,258. To je právě příspěvek temné hmoty.

Zkreslení rudého posuvu

Velké přehlídkové programy zkoumající rudý posuv galaxií mohou posloužit k vytvoření trojrozměrné mapy, která nám ukáže rozmístění galaxií ve vesmíru. Tyto mapy jsou však drobně zkreslené, neboť jsou vzdálenosti odhadovány z pozorovaných rudých posuvů. Tyto posuvy obsahují z převážné většiny kosmologickou Hubbleovu složku, ale z menší části také příspěvek jiného původu. Kupy a nadkupy galaxií mají totiž velmi silnou gravitaci, čili zde do určité míry hrají roli i vlastní rychlosti jednotlivých galaxií. Podíváme-li se proto na rychlost expanze kosmu, zjistíme, že prázdné bubliny expandují o něco rychleji než je průměrná rychlost, naopak oblasti s větším zastoupením hmoty pomaleji.

Vidíme-li nějakou nadkupu, potom u jednotlivých galaxií, které jsou před ní zaznamenáme nadměrné radiální rychlosti směrem k nadkupě. A tyto galaxie mají taktéž o něco vyšší rudý posuv, než by naznačovala jejich vzdálenost. U galaxií za nadkupou je tomu přesně naopak, jejich rudé posuvy jsou tedy o něco nižší, než bychom očekávali. Proto se zdá, že jsou nadkupy ve směru k nám stlačené a dutiny naopak roztažené oproti reálnému stavu. Jejich úhlová pozice na obloze ale není ovlivněna. Tento efekt nelze zjistit pro jednotlivé nadkupy, ale je pozorovatelný na statisticky dostatečně velkém vzorku. Výsledky z přehlídky 2d Galaxy Redshift Survey jsou v dobrém souladu s modelem ΛCDM.

Původ temné hmoty

Jaké důkazy pro existenci temné hmoty máme již víme. Co to ale je temná hmota? Z čeho se skládá? To dosud nevíme ani vzdáleně. Nedá se však říci, že bychom snad měli nedostatek hypotéz. Možná by naopak šlo tvrdit, že skutečným problémem je, že možností máme až příliš mnoho. V zásadě lze ovšem tyto varianty rozdělit do několika základních skupin.

První počítá s tím, že dosud nerozumíme dostatečně dobře gravitaci, kterou je ve skutečnosti třeba modifikovat. Sem lze zařadit rozličné hypotézy jako modifikovaná Newtonovská dynamika (MoND), tenzorově-vektorová-skalární gravitace (TeVeS) nebo entropická gravitace.

Druhá třída vysvětlení operuje s nějakým typem makroskopických objektů. Mohou to být třeba primordiální a poměrně dosti malé černé díry, nebo masivní kompaktní halo objekty (MACHOs) mezi něž se mohou řadit dosud nepozorovaní zástupci nám již známých typů objektů.

Ostatní kategorie počítají s nějakým druhem částic. Třetí zde zmíněná možnost konkrétně s určitým typem lehkých bosonů. Obvykle by se mělo jednat o nějaký druh axionů, částic jež předpověděli ve svém modelu Roberto Peccei a Helen Quinn. Ty už známe z článku o Stevenu Weinbergovi.

Čtvrtá skupina vysvětlení operuje s neutriny nebo jim podobnými částicemi. Buď může jít o neutrina již známá či aspoň v principu možná ve standardním modelu elementárních částic, nebo o jiný typ neutrin nazývaných obvykle jako sterilní neutrina.

V páté třídě se objevují vysvětlení skrze tzv. slabou škálu. Mohlo by jít buď o částici zvanou malý Higgs, tedy nějaký jiný druh známého Higgsova bosonu nebo o supersymetrické částice, bosonové partnery k fermionům a naopak. Patří sem i představy o extra dimenzích a tzv. efektivní teorie pole.

A konečně za šesté se objevují ostatní částicová řešení. Zejména jde o slabě interagující hmotné částice (WIMPy), silně interagující masivní částice (SIMPy), sebeinteragující temnou hmotu (SIDM) nebo strangelety, zvláštní formu hmoty, kterou hledá i detektor AMS-02 na ISS.

Pochopitelně jsme ještě množství hypotéz vynechali. Nedávno se například objevila varianta, že by temnou hmotu mohly tvořit tzv. temné fotony. Naším záměrem nicméně není probrat zde všechny existující možnosti. Dále se proto zaměříme jen na některé z nich, o nichž si povíme něco více.

Rozumíme špatně gravitaci?

Existuje vůbec temná hmota? Objevuje se i možnost, že špatně rozumíme gravitaci. Sice se většina vědců domnívá, že tato varianta neodpovídá realitě, ale zcela vyloučit ji nelze. Tato hypotéza, pocházející už z roku 1983, navrhuje modifikaci Newtonových zákonů, přesněji řečeno Newtonova gravitačního zákona tak, aby odpovídal pozorovaným datům. Některé simulace jsou poměrně slibné, avšak hypotéza má i své velké problémy.

Nedokáže totiž vysvětlit některé pozorované galaxie, jež jsou převážně nebo dokonce zcela bez temné hmoty. Kromě toho umí popsat dostatečně dobře pouze část experimentálních důkazů temné hmoty popsaných výše, zatímco u jiných má docela velké potíže dodat rozumné vysvětlení. Naproti tomu temné hmota funguje pro všechna pozorování stejně dobře. Nicméně neznamená to nutně, že je MoND zcela nebo jen částečně vyvrácená. Na podobné soudy je prozatím příliš brzy.

Je gravitace entropická síla?

Gravitaci můžeme rozumět špatně i poněkud jiným způsobem. Už několikrát jsme se zde bavili o tom, kolik důkazů máme pro obecnou relativitu. I ta ale může být nakonec přiblížením jiné základnější teorie. Nevíme sice dosud které, ale jednou z variant je i entropická gravitace nazývaná podle jejího autora Erika Verlindeho též Verlindeho gravitace.

Verlinde se domnívá, že gravitace není skutečnou silou, ale jde o tzv. entropickou sílu. Měly by ji způsobovat dva zdroje. Předně je to růst entropie subsystémů. To není příliš překvapivé, neboť dle druhého zákona termodynamiky může entropie buď v nejlepším případě zůstávat konstantní nebo musí růst. Za entropickou sílu ale odpovídají i kvantové fluktuace vakua. Vakuum totiž nemůže být nikdy zcela prázdný prostor, vždy obsahuje alespoň tzv. nulové kmity. Verlinde dále předpovídá, že se entropie, jakožto původce gravitace, lokalizuje na nějaké projekční ploše.

Díky těmto postulátům dává Verlindeho teorie předpovědi odlišné od Newtona i Einsteina. U sféricky symetrických galaxií nebo kup galaxií předvídá výskyt nekeplerovské orbity, rychlost se vzdáleností klesá pomaleji, než bychom očekávali. Z entropické gravitace plyne nadbytek gravitačního působení, který lze interpretovat jako zdánlivou temnou hmotu. Zní vám to hezky? No jo, jenže Verlinde umí zatím pracovat jen se sféricky symetrickými objekty. Nikdo neví, jak teorie funguje pro sféricky nesymetrické případy. Nedokáže tak třeba vysvětlit vlákna temné hmoty táhnoucí se mezi galaxiemi.

MACHO

Zpočátku řada odborníků považovalo za nejnadějnější hypotézu temné hmoty masivní astrofyzikální kompaktní halo objekty (MACHO). Mělo by jít o nám dobře známé objekty jako jsou černé díry, neutronové hvězdy, hnědí trpaslíci nebo bludné planety. Jen by jich prostě bylo ve vesmíru více a většina z nich nám dosud neviditelná. Zřejmě dokážeme snadno pochopit popularitu vysvětlení, nepotřebuje žádné nové exotické objekty či částice, pracuje jen s tím, co už známe z dřívější doby.

Naneštěstí se však situace od okamžiku formulace hypotézy dosti zásadně změnila. Dnes již máme k dispozici mnohem lepší pozorovací metody a disponujeme také vyšší statistikou. Současné údaje nevypadají pro MACHO hypotézu příliš lichotivě. Tyto objekty totiž mohou tvořit jen několik jednotek procent z celkového změřeného množství temné hmoty. Nevylučujeme tedy zcela, že objekty MACHO k temné hmotě přispívají, zřejmě ale netvoří její dominantní složku.

Primordiální černé díry

Z objektů MACHO trochu vybočují primordiální černé díry. Jde o černé díry podobné těm hvězdným či supermasivním, avšak podle představ fyziků měly vzniknout už v prvních okamžicích života kosmu z velmi horké a husté prapůvodní polévky. Obvykle se předpokládá, že tento typ černých děr má nižší hmotnost, než ostatní, proto má též velmi malý průměr horizontu událostí. Současně jsou tyto černé díry nebaryonické, relativně stabilní a téměř nekolidující s ostatními objekty a mají nerelativistické rychlosti. Jako kandidáti na temnou hmotu proto velmi dobře vyhovují.

Současně je však třeba poznamenat, že mnohá astronomická pozorování dávají limity na množství a hmotnost existujících primordiálních černých děr. Fermiho gama observatoř kupříkladu hledala malé primordiální černé díry s hmotností kolem 10¹¹ kg. Ty by se totiž aktuálně již měly vlivem Hawkingova záření vypařovat. Díky Fermiho teleskopu víme, že primordiální černé díry do hmotnosti 10¹³ kg mohou tvořit maximálně 1 % temné hmoty. Původně stanovila stejná družice výrazný limit i pro černé díry hmotností 10¹⁴ – 10¹⁷ kg, pozdější analýzy ale tento konkrétní výsledek rozporovaly.

Pozorování bílých trpaslíků a neutronových hvězd pro změnu určila limity pro primordiální černé díry s hmotnostmi 10¹⁶ – 10¹⁷ kg, respektive 10¹⁷ – 10¹⁹ kg. Ze sledování hvězd v Magellanových oblacích a galaxii M31 v Andromedě zase víme, že temná hmota nemůže být dominantně tvořena ani černými dírami o hmotnosti 10¹⁹ – 10²⁴ kg, respektive 10²³ – 10³¹ kg. No a konečně sonda Planck pozorující reliktní záření vylučuje výrazný příspěvek černých děr s hmotností 100 – 10⁴ hmot Slunce (M_S). Všechna tato zjištění ale nejsou stoprocentně průkazná a stále nemusí v takto ostré podobě platit. Proto bude třeba dalších pozorování, kupříkladu z trojice družic interferometru LISA.

WIMP

Přejděme konečně k hypotézám, které dnes fyzikové pokládají za nejpravděpodobnější, tedy těm založeným na nějakém druhu částic. Různých kandidátských částic byla již předpovězena celá řada, nejčastěji se ale mluví o slabě interagujících hmotných částicích – tzv. WIMPech.

Nejde o nějaký jasně daný druh částice. Ve skutečnosti pod toto označení mohou spadat dosti odlišné skupiny částic, avšak jedno mají společné. A to je skutečnost, že necítí ani elektromagnetickou ani silnou jadernou interakci, ale pouze sílu slabou jadernou. Ve skutečnosti pochopitelně interagují též gravitačně, tato interakce však u částic obvykle nabývá tak malé hodnoty, že ji můžeme pro všechny praktické účely zanedbat.

Supersymetričtí partneři

Koncept supersymetrie pracuje se značným rozšířením plejády částic mikrosvěta. Ze standardního modelu víme, že částice dělíme na bosony a fermiony. Bosony mají celočíselný spin a jsou to polní částice, které zodpovídají za jednotlivé interakce. Fermiony mají poločíselný spin a tvoří hmotu. Supersymetrie operuje s nápadem, že by bosony i fermiony mohly mít své tzv. superpartnery, kteří by vykazovaly známky typické pro opačný druh částic. Třeba Higgsův boson by měl mít superpartnera nazývaného Higgsino a naopak fermion elektron by měl mít superpartnera jménem selektron.

Nejjednodušší rozšíření standardního modelu částicové fyziky o supersymetrii se jmenuje Minimální supersymetrický standardní model. Podle něj by měla existovat nejlehčí supersymetrická částice (LSP – lightest supersymmetric particle), která by mohla zodpovídat za temnou hmotu. Nevíme přesně o jakou částici by mělo jít, ale máme několik kandidátů. Všichni mají společné to, že aby mohla částice vysvětlovat temnou hmotu, musí být stabilní, nesmí se tedy rozpadat na částice standardního modelu. Může se jednat například o sneutrino, gravitino nebo tzv. neutralino. To je ale opět společný název, který by mohl zastupovat několik částic, například bino, wino nebo Higgsino.

Bohužel ale éra až nekritického nadšení ze supersymetrie už skončila a dnes proto víme, že pokud vůbec něco jako supersymetričtí partneři existuje, začlenit supersymetrii do standardního modelu bude vyžadovat náročnější postup, než minimální supersymetrický model. Muselo by jít o nový mechanismus porušující trvale supersymetrii a současně dávající superpartnerům hmotnost v oblasti TeV energií. Modelů, které toto splňují bylo navrženo velké množství, nevíme ale, který z nich platí.

Supersymetrie sice stále může fungovat, ale její prostor již poměrně zásadně omezily experimenty z mnoha částí fyziky. Nejznámější je asi urychlovač částic LHC v CERNu. Své slovo k problematice ale řekly třeba i urychlovač Tevatron ve Fermilabu, další urychlovače v CERNu Super Proton Synchrotron (SPS) a Large Electron-Positron Collider (LEP), či experimenty XENON-100 a LUX. Pro nás zajímavé jsou i limity dané pozorováním reliktního záření sondami WMAP a Planck, které mimo jiné sledovaly rovněž hustotu temné hmoty.

Axiony

Už několikrát jsme v tomto i v minulých textech hovořili o hypotetických částicích jimž říkáme axiony. Roberto Peccei a Helen Quinn navrhli model s novou fyzikální symetrií, jejíž spontánní narušení by mohlo elegantně vyřešit do té doby (i dnes) nevyřešený silný CP problém, tedy otázku, proč CP symetrii neporušuje kromě slabé též silná jaderná interakce. Frank Wilczek a Steven Weinberg ukázali, že narušení této symetrie vede k existenci nové, do té doby neznámé částice, kterou Wilczek pojmenoval axion (Weinberg navrhoval jiné označení, které se neujalo, ale nakonec přijal jméno axion).

Pokud axiony existují a jejich hmotnost se nachází v určitém rozmezí, mohlo by jít o velmi vhodné kandidáty na částice temné hmoty. Jejich spin je nulový, elektrický náboj rovněž a hmotnost poměrně nízká. Potíž ovšem je, že nikdo neví, zda axiony skutečně existují. Po světě po nich pátrá celá řada experimentů, zatím ale všechny víceméně bezvýsledně.

V roce 2014 oznámili britští fyzikové možnou nepřímou detekci axionů v datech observatoře XMM-Newton Evropské kosmické agentury. Skupina z univerzity v Leicesteru tvrdila, že našla doklady o axionech v pozorováních rentgenového záření ze Slunce. Viděli zde sezónní výkyvy, jež podle nich nemohly mít klasické vysvětlení. Italští fyzikové ale tato zjištění zpochybnili. Shodou okolností právě z italského experimentu XENON1T na národní laboratoři Gran Sasso pochází další možný důkaz axionů. Výsledky z roku 2020 ale neměly dostatečnou statistiku a podle nových dat z loňského roku se zdá, že náznaky možného objevu zmizely.

Pátrání po axionech ale nepolevuje. Nedávno se do něj zapojila i rentgenová observatoř Chandra. Využila mechanismu známého jako Primakoffův jev. Ten nám říká, že v elektromagnetických polích může docházet k tzv. převodu axionů na fotony nebo naopak. Jak často k těmto změnám dochází ovlivňuje parametr známý jako převoditelnost axionů. Právě to Chandra zkoumala. Fyzikové ji nechali několik dní v kuse pozorovat galaktickou kupu v Perseu, konkrétně galaxii NGC 1275 v jejímž jádru se nachází supermasivní černá díra. Černé díry obecně mají silná magnetická pole a také spoustu materiálu kolem sebe, proto odborníci čekali detekci axionů, nenašli ovšem nic zvláštního.

Axiony mohou produkovat taktéž neutronové hvězdy díky efektu pojmenovanému brzdné záření. Toto záření vzniká v důsledku brzdění nabité částice v elektromagnetickém poli. Vzniklé axiony se následně rozpadají na gama fotony. Analýzou gama záření neutronových hvězd lze získat představu o hmotnosti axionů. V roce 2016 použili výzkumníci data z Fermiho gama observatoře, aby určili, že axiony nemohou mít hmotnost vyšší než 0,079 eV. Nová studie z roku 2021 stanovuje, že přebytek rentgenového záření ze sedmi blízkých neutronových hvězd může být způsoben axiony. Na výzkumu se podílela i americká družice NuSTAR.

Neutrina

V předminulém roce jsme se v jednom článku věnovali neutrinům. Také ona by mohla zodpovídat za temnou hmotu. Možná si ještě vzpomenete, že všechna známá neutrina jsou levotočivá, zatímco všechna antineutrina pravotočivá. Je poměrně zvláštní, že částice, respektive antičástice mají jednotnou chiralitu. Částice/antičástice s opačnou chiralitou nemusí vůbec existovat. Jestliže ale existují, může se jednat právě o částice, které někteří navrhují jako kandidáty temné hmoty. Totiž tzv. sterilní neutrina. Termín sterilní se používá k odlišení od běžných neutrin standardního modelu. Ta interagují gravitačně a slabě, sterilní neutrina cítí pouze gravitaci, žádnou jinou sílu ne.

Teoreticky je existence sterilních neutrin dobře motivovaná, neboť všechny ostatní fermiony známe s oběma chiralitami. Sterilní neutrina by navíc mohla dobře vysvětlit nízké hmotnosti běžných neutrin. Ovšem jaká je jejich vlastní hmotnost nevíme. Může jít o hodnoty od méně než jednoho elektronvoltu až po 10¹⁵ GeV. Aby mohla sterilní neutrina vysvětlit temnou hmotu a současně byla v souladu s teorií leptogeneze, musí existovat alespoň tři druhy těchto částic. Dále musí být jejich hmotnost v řádu keV, jinak bychom ve vesmíru neviděli struktury, které vidíme.

Celkově jde o slibné kandidáty temné hmoty, avšak opět nepotvrzené. Proto po sterilních neutrinech fyzikové intenzivně pátrají. Mají-li sterilní neutrina hmotnost nižší, než ostatní částice v experimentu, lze je uměle připravit v laboratoři, pokud ne, pak bude jejich jediným projevem hmotnost běžných neutrin. Experimenty NuTeV ve Fermilabu a LEP-L3 v CERNu určily limity pro sterilní neutrina. Čínský pokus Daya Bay, americký MiniBooNE a nejnověji také rusko-americký BEST pak dokonce poskytly jisté náznaky, že by sterilní neutrina mohla existovat. Jiné laboratoře ale tyto výsledky zpochybňují, jistotu proto dosud nemáme. Výsledky sondy Planck jsou se sterilními neutriny kompatibilní.

Forma temné hmoty

Temnou hmotu obvykle dělíme na tří kategorie. Jedná se o temnou hmotu studenou, teplou a horkou. Nejde přitom o teplotu, jakož spíše o rychlost částic. U studené temné hmoty je tato rychlost nejnižší, u horké temné hmoty naopak nejvyšší. Možné jsou ale i různé směsi, kdy by například část temné hmoty byla studená a část teplá.

Většinu kosmologických pozorování nejlépe vysvětluje temná hmota studená, která se také v současnosti nejvíce studuje. Naprostá většina částic popisovaných výše spadá právě pod studenou temnou hmotu. Teplá temná hmota vykazuje podobné chování jako studená temná hmota, s výjimkou projevů na malých škálách. Proto je u modelů teplé temné hmoty jiná hustota temné hmoty v jádrech galaxií nebo jiná četnost trpasličích galaxií. Výzvou pro tuto formu temné hmoty je nedostatek vhodných kandidátských částic s výjimkou sterilních neutrin, která by mohla fungovat. Některé teorie teplou temnou hmotu dokonce vyžadují.

Horkou temnou hmotu by hypoteticky mohla tvořit neutrina. Ukazuje se ale, že jejich hmotnost není dostatečná pro vysvětlení většího podílu temné hmoty. Ale co hůře, kosmologická pozorování horkou temnou hmotu v podstatě vylučují. Modely s horkou temnou hmotou totiž říkají, že by se nejdříve měly v raném vesmíru vytvořit jakési placky o velikosti nadkup, které se posléze rozpadnou na kupy a jednotlivé galaxie. Jenže pozorování vzdálených galaxií s vysokým rudým posuvem ukazuje přesný opak. Nejprve se tvoří jednotlivé galaxie, posléze po sloučení většího počtu galaxií kupy a pak teprve nadkupy či ještě větší struktury.

Pátrání po temné hmotě

Kromě pokusů popsaných výše u jednotlivých kandidátů temné hmoty probíhá značné množství dalších experimentů, vzpomeňme proto alespoň některé. Všechny snahy o detekci temné hmoty můžeme rozlišit na přímé a nepřímé. Experimenty s přímou detekcí hledají zpětné rázy jader na úrovni obvykle několika keV vyvolané interakcemi s částicemi temné hmoty procházejícími zemským tělesem. Takové jádro bude v detektoru emitovat scintilační fotony či fonony. Při nepřímé detekci pátráme po produktech rozpadu částic temné hmoty. Typicky jde o anihilaci dvou částic temné hmoty, popřípadě rozpad částic temné hmoty na částice standardního modelu.

Zařízení snažící se o přímou detekci stojí z principu obvykle buď na povrchu země, nebo ještě lépe pod ním. Jde proto o různé přístroje postavené buď v dolech nebo na jiných lokalitách v podzemí. Konkrétně se jedná třeba o Stawell Underground Physics Laboratory v Austrálii, experiment Soudan ve stejnojmenném dole v Minnesotě, SNOLAB nedaleko Sudbury, národní laboratoř Gran Sasso v Itálii, Canfranc Underground Laboratory ve Španělsku, Boulby Underground Laboratory v Anglii nebo Jinping Underground Laboratory v Číně. Existují i kryogenní detektory pracující se vzácnými plyny, konkrétně s argonem nebo xenonem. Sem patří třeba italský XENON zmíněný výše.

Nepřímá detekce může probíhat primárně neutrinovými experimenty jako je IceCube, AMANDA nebo ANTARES. Své mohou říci i detektory gravitačních vln jako je LIGO, VIRGO a KAGRA, které dokáží zkoumat třeba některé z potenciálních primordiálních černých děr. Z kosmických observatoří po projevech temné hmoty pátral teleskop Compton či přístroj PAMELA. V současné době na problému pracuje detektor AMS-02 umístěný na ISS či Fermiho gama teleskop.

Závěr

I přes enormní snahu fyziků a observatoří z celého světa zůstává i po více než sto letech problém temné hmoty nevyřešený. Současně je však nutno poznamenat, že jsme v našem poznání udělali velké pokroky. Podařilo se nám dosti spolehlivě dokázat, že temná hmota buď skutečně existuje, nebo budeme muset zásadně pozměnit naše současné chápání gravitace. Také jsme vyloučili některé potenciální kandidáty temné hmoty, či alespoň zúžili jejich manévrovací prostor. Přesné částice či objekty odpovídající za temnou hmotu ale objeveny nebyly. Změnit by to mohl evropský teleskop Euclid, který se brzy chystá ke startu. V dalších dvou dílech našeho volného seriálu se nejprve podíváme na temnou energii a následně si představíme právě samotný Euclid.

Opravy a doplnění

• 29. 5. 2023 (09:50) – Na základě upozornění dvou uživatelů opraven chybný popisek u obrázku s rotačními křivkami galaxie M31, kde byl prohozen popis pro jednotlivé křivky.
• 29. 5. 2023 (10:45) – Díky upozornění jednoho ze čtenářů přidána na konec článku do poznámky autora doplňující pasáž k samému úvodu článku a k procentuálnímu zastoupení běžné, respektive temné hmoty.

Poznámka autora

• Svrbí-li vás ruce při přečtení úvodu a máte pocit, že musíte nahlásit chybu, protože běžné baryonové hmoty není ve vesmíru 15 %, ale 4 % (ve skutečnosti podle výsledků sondy Planck 5 %), chvíli prosím posečkejte. Máte samozřejmě úplnou pravdu, že pokud jde o celkovou energetickou bilanci vesmíru, pak skutečně tvoří  baryonová hmota 5 % (jak se ostatně zmiňuje i níže u podkapitoly supernovách). Nicméně já v úvodu nehovořím o celkové energetické bilanci vesmíru, ale pouze o poměru temné a běžné hmoty a ten je skutečně takový, jaký uvádím.

Doporučená literatura

• Richard Panek – „The 4% Universe. Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality, 2012“ – česky jako „Čtyřprocentní vesmír“ (Argo, Dokořán, 2012)

Použité a doporučené zdroje

• AMS-02: https://ams02.space/
• Kitt Peak National Observatory: https://kpno.noirlab.edu/
• Palomar Observatory Caltech: https://sites.astro.caltech.edu/palomar/homepage.html
• Green Bank Observatory: https://greenbankobservatory.org/
• Jodrell Bank Observatory: https://www.jodrellbank.net/
• NASA Hubble: https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html
• ESA Planck: https://www.esa.int/Enabling_Support/Operations/Planck
• The 2dF Galaxy Redshift Survey: http://www.2dfgrs.net/
• ESA XMM-Newton: https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html

Zdroje obrázků

• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/wallpaper4/heic2003b.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2007/12/binnacle.jpg
• https://img.luzernerzeitung.ch/2018/4/14/3f96d678-94c0-48da-ae13-091bc610c0ac.jpeg
• https://earthsky.org/upl/2019/04/Coma-Cluster-Mosaic-2018-NASA-ESA-scaled.jpg
• https://pbs.twimg.com/media/EeBBGqsVAAIhZpe?format=png&name=small
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cd/Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_%28Triangulum%29.png
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/2011/coulddarkmat.jpg
• https://www.asce.org/-/media/asce-images-and-files/publications-and-news/civil-engineering-magazine/images/2022/07-july/cep-feature-telescope-inspectors-reach-for-the-stars-in-west-virginia/30-green-bank.jpg
• https://c.files.bbci.co.uk/8629/production/_107954343_gettyimages-629599507.jpg
• https://jila.colorado.edu/~ajsh/courses/astr3740_21/dm/ngc3198_rot.gif
• https://www.naturalhistorymag.com/htmlsite/0907/images/0907feature2.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c8/Einstein_cross.jpg
• https://www.messier-objects.com/wp-content/uploads/2017/08/Virgo-Cluster.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2007/07/the_bullet_cluster2/10084622-2-eng-GB/The_Bullet_Cluster.jpg
• https://images.newscientist.com/wp-content/uploads/2019/06/14160539/macs_lg.jpg
• https://sci.esa.int/sci-images/63/Planck_power_spectrum_orig.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
• https://physics.aps.org/assets/d7cc4c9a-bd50-4ec7-b401-60c854d7dc5a/e16_2.png
• https://scx1.b-cdn.net/csz/news/800a/2014/image001.jpg
• http://www.2dfgrs.net/Public/Pics/2dFzcone_main.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b3/2dfdtfe.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bb/Milgrom_Mordechai.jpg
• https://www.pa.ucla.edu/images/peccei-images/peccei-quinn.jpg
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2013/09/CCams1_08_13.jpg
• https://scienceblogs.com/files/startswithabang/files/2011/08/n1560_cdm_mond.gif
• https://www.nwo.nl/sites/nwo/files/styles/max_1300x1300/public/gallery/Erik%20Verlinde-001.jpg?itok=AfElOVjj
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e0/Artist%E2%80%99s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/PBHs-formation.png
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2011/09/blackholes_PBH_Star_Model_575.jpg
• https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_inset_one/public/images/standard/Inline_Dark_matter_wind.gif?itok=gEY-Zmit
• https://cdn.arstechnica.net/wp-content/uploads/2014/04/SM-SUSY-diagram.jpg
• https://www.nasa.gov/images/content/188434main_DkMatter_lg.jpg
• https://www.wqchina.org/2014/SmHiVWall.jpg
• https://cdn.sci.esa.int/documents/33839/35420/1567214419107-XMM-Newton_spacecraft_AI_02_625.jpg
• https://alps.desy.de/sites/sites_desygroups/sites_extern/site_alps/content/e107103/e101218/e105565/ALPSMAIN101_big.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/chandra_.jpg
• https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1038%2F415969a/MediaObjects/41586_2002_Article_BF415969a_Fig2_HTML.jpg
• https://www.symmetrymagazine.org/sites/default/files/styles/2015_hero/public/images/standard/sterile_header.jpg?itok=O8-kr930
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/9EGejjZqP2gwzV7PE7eTF5.jpg
• http://burro.case.edu/Academics/Astr222/Cosmo/Structure/CHDM.gif
• https://skyandtelescope.org/wp-content/uploads/CDM-WDM-Lovell2014.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/ff/Laboratori_Nazionali_del_Gran_Sasso%2C_INFN_%28TQB1%29_2014-02.jpg
• https://i.ytimg.com/vi/iv-Rz3-s4BM/maxresdefault.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d9/CGRO_s37-96-010.jpg