Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 7 – vyšlo 4. března, ročník 16 (2018) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

7/2018

Milníky kosmologie

Petr Kulhánek

Kosmologie je odvětví astronomie, které se zabývá vesmírem jako celkem – jeho uspořádáním, elegancí, řádem, minulostí a budoucností. Pojmenování kosmologie pochází z řeckého slova kosmos, které znamená řád či krásu. Čtenář ho bude znát ze slova „kosmetika“, které má stejný slovní základ. Současný kosmologický model se opírá o teorii velkého třesku – horkého hustého počátku, o němž toho zatím příliš nevíme. Vesmír se do současné podoby vyvíjel 14 miliard roků, atomární látka v něm nyní zaujímá zhruba 5 procent, 27 procent tvoří chladná temná hmotaCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota. a 68 procent temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. – mysteriózní složka zodpovědná za pozorované rozfukování vesmíru. Zatím nejchatrnější jsou naše znalosti o temné energii a stále není vyloučeno, že jen nerozumíme gravitačním projevům na velkých vzdálenostech.

Samozřejmě, že k nejzajímavějším okamžikům patří samotný počátek spolu s následujícími 400 tisíci léty, kdy byl vesmír v plazmatickémPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. skupenství a nacházely se v něm volné elektrony intenzivně interagující s elektromagnetickým zářením. Právě tomuto období dnes říkáme velký třesk. Prostředí velkého třesku je neprůhledné pro elektromagnetické záření, a tak se dovnitř, do kuchyně velkého třesku můžeme přímo podívat jen prostřednictvím reliktních neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy., která se oddělila od látky v jedné sekundě, nebo díky reliktním gravitačním vlnám, které by měly rozvlnit prostor a čas při samotném vzniku vesmíru. Vesmírnou pralátku jsme schopni také připravit uměle na největších urychlovačích světa a zkoumat ji takříkajíc doma, v našich laboratořích. Současné technické prostředky naší civilizace nám připravily hned několik možností, jak zkoumat velký třesk. Věnujme se nyní chronologicky základním zvratům v moderní kosmologii, která v první polovině dvacátého století postupně nahradila zažitou představu o stálém a neměnném světě, jehož jedinou součástí je naše Galaxie – Mléčná dráha.

Umělecká představa velkého třesku. Zdroj: Huffington Post.

Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. Reliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).

Expanze vesmíru

1912 – červený posuv. Americký astronom Vesto Slipher objevuje na Lowellově observatoři ve Flagstaffu (o mnoho let později zde bylo jiným dalekohledem objeveno Pluto) červený posuv spektrálních čar mlhovin. V té době byly mlhavé obláčky na obloze většinou považovány za mlhoviny v naší Mléčné dráze a jen několik osvícených astronomů tušilo, že by mohlo jít o hvězdné ostrovy za hranicemi naší Galaxie. Interpretace červeného posuvu byla proto nejasná a nebyla dávána do souvislosti s expanzí vesmíru. Slipher objevil červený posuv Clarkovým refraktorem, fascinujícím čočkovým dalekohledem z roku 1895 o průměru 61 centimetrů a ohniskové vzdálenosti téměř 10 metrů.

1915 – obecná relativita. Na podzim roku 1915 představuje Albert Einstein na přednášce před Pruskou akademií věd svou zbrusu novou teorii gravitace – obecnou relativituObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.. Gravitační působení chápe jako zakřivení časoprostoru, proto se nové teorii někdy říká geometrická teorie gravitace. Obecná relativita předpovídá jevy, které jsou pro newtonovskou fyziku obtížně uchopitelné: černé díry, gravitační čočky, strhávání časoprostoru rotujícím tělesem, gravitační vlny, nestacionární vesmír a celou řadu dalších jevů.

1917 – kosmologický člen. Albert Einstein si byl dobře vědom toho, že jeho nové rovnice pro gravitaci neumožňují statický vesmír. Gravitační interakce přitahuje objekty k sobě a statický vesmír vyplněný látkou by se záhy začal hroutit a smršťovat. V oné době byla představa statického vesmíru natolik vžitá, že Albert Einstein do rovnic zabudoval nový, tzv. kosmologický členKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru (Λg_μν). Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Hodnota Λ odhaduje na Λ ~ 2×10⁻⁵² m⁻²., který měl repulzívní účinky a který se stal protiváhou přitažlivé gravitaci. V témže roce je na horu Mt. Wilson na západním pobřeží USA transportováno 2,5 metru veliké zrcadlo pro nový Hookerův dalekohled. Právě tímto přístrojem budou objeveny expanze vesmíru a temná hmota. A do třetice: v roce 1917 dává ve východní části světa Vladimír Iljič pokyn k výstřelu z Aurory – výstřelu, který změní naše nazírání na svět srovnatelnou měrou jako čerstvě odlité zrcadlo Hookerova dalekohledu.

1922 – Fridmanovy modely. Ruský meteorolog a matematik Alexandr Fridman provedl analýzu rovnováhy mezi gravitačním přitahováním a repulzí danou kosmologickým členem v Einsteinových rovnicích a zjistil, že nastolená rovnováha je nestabilní. Jakákoli náhodná fluktuace způsobí buď expanzi vesmíru, nebo jeho kolaps. Fridman také ukázal, že pro budoucí vývoj vesmíru je rozhodující jeho hustota. Pro hustotu vyšší než kritickou zvítězí přitahování a vesmír začne kolabovat. Pro nižší hustotu bude vesmír expandovat jednou provždy, a to i bez kosmologického členu. Expanze bude ovšem potřebovat nějaký počáteční impulz, podobně jako vyhození míčku, a bude vždy brzděná (vyhozený míček se také od nás může stále vzdalovat a jeho rychlost bude přitom neustále pomalu klesat).

1923 – Mléčná dráha není sama. Edwin Hubble, ředitel observatoře na Mt. Wilsonu (byl jím od roku 1919 do své smrti v roce 1953) novým Hookerovým dalekohledem zjišťuje, že Velká mlhovina v Andromedě obsahuje hvězdy a že není žádnou mlhovinou, ale vzdálenou galaxií. První z hřebíčků do rakve dřívějších názorů na vesmír byl právě zatlučen. Představa Mléčné dráhy jako jediné galaxie ve vesmíru se hroutí a Hubble v dalších letech objevuje celou řadu galaxií, u nichž pečivě studuje posuvy čar v jejich spektru.

1928 – prvotní atom. Belgický kněz abbé Georges Lemaître vážně uvažuje o možné expanzi vesmíru a ze Slipherových dat dokonce odhaduje rychlost této expanze, tedy hodnotu tzv. Hubblovy konstantyHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je buď způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností, nebo nepřesným kosmologickým modelem., kterou zavede Edwin Hubble až o rok později. Lemaître bohužel své výpočty publikoval v belgickém časopise, který kosmologická komunita nečetla, a tak se o jeho úvahách astronomická veřejnost nedozvěděla. Lemaître si byl vědom, že expanze znamená horký a hustý počátek vesmíru a zavádí pro tento stav pojem tzv. prvotního atomu.

1929 – expanze vesmíru. Edwin Hubble doplňuje Slipherova měření řadou vlastních měření, zjišťuje, že červený posuv spektrálních čar galaxií je úměrný jejich vzdálenosti (tzv. Hubblův zákonHubblův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím je galaxie vzdálenější, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. Vzhledem k tomu, že vztah objevil Georges Lemaître už v roce 1927, schválila Mezinárodní astronomická unie v roce 2018 rezoluci, podle které se tento zákon má nazývat Hubblův-Lemaîtrův zákon.), což znamená, že vesmír expanduje, a to tak, že expanze probíhá současně ve všech jeho místech. Albert Einstein prohlašuje, že zavedení kosmologického členuKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru (Λg_μν). Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Hodnota Λ odhaduje na Λ ~ 2×10⁻⁵² m⁻². do jeho rovnic je nadbytečné a že šlo o největší omyl jeho života. Vesmír není statický, jak si generace fyziků před Hubblem myslely.

1979 – inflace. Americký kosmolog Alan Guth uvažuje o velmi krátké fázi prudké expanze v prvních okamžicích vzniku vesmíru. Této fázi se říká inflace a mohla by vyřešit některé problémy našeho popisu raného vesmíru. Inflační model doznal v průběhu dalších desetiletí mnoha změn. Příčinou inflace by mohlo být oddělování interakcí nebo nějaké specifické kvantové pole. Důsledkem inflace by měl být plochý vesmír, který je ve všech směrech na velkých škálách stejný. Při inflaci by měly hojně vznikat gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO..

Dříve byly ve vesmíru srážky galaxií velmi časté, neboť byly vzdálenosti mezi nimi menší než dnes. Ale i v současnosti k blízké interakci galaxií dochází, jak je vidět ze snímku spirálních galaxií NGC 5426 a NGC 5427. Obě galaxie, které se nacházejí v souhvězdí Panny ve vzdálenosti 130 tisíc světelných roků od sebe, se společně označují Arp 271. V budoucnosti se obdobně setká naše Mléčná dráha s galaxií v Andromedě. Zdroj: Observatoř Gemini South.

Reliktní záření

1948 – reliktní záření. George Gamow spolu s Ralphem Alpherem a Robertem Hermanem počítají chování počátečního horkého a hustého vesmíru. Na základě tehdejších znalostí jaderné fyziky navrhují první model tvorby lehkých jader a předpovídají, že na konci plazmatické fáze vesmír ochladne natolik, že se volné elektrony stanou součástí atomárních obalů a vesmír bude od této chvíle pro elektromagnetické záření průhledný. Světlo se oddělí od látky a bude bloudit vesmírem až do dnešní doby, kdy se jeho vlnová délka protáhne až do oboru mikrovln. Dnes tento svit z konce velkého třesku nazýváme reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)..

1965 – objev záření pozadí. V roce 1963 ukončily Bellovy telefonní laboratoře projekt testování první telekomunikační družice Echo (nafouklé pokovené koule, která jen pasivně odrážela mikrovlnný signál). S nálevkovitou anténou, která po experimentu zbyla, chtěli Arno Penzias a Robert Wilson, zaměstnanci Bellových laboratoří, vytvořit mapu oblohy na vlně 7,3 centimetru. Už při prvních testech antény je zarazil dosti velký šum, který přicházel ze všech směrů. Po mnoha nejrůznějších úvahách se ukázalo, že by snad mohlo jít o šum z konce velkého třesku, tedy o reliktní záření. K definitivnímu závěru bylo ale zapotřebí proměřit spektrální charakteristiku tohoto „šumu“ z oběžné dráhy.

1989 – COBE. V roce 1989 startovala americká družice COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993. (Cosmic Backgroud Explorer), která zjistila, že Penziasem a Wilsonem objevený šum má teplotu 2,73 kelvinu a závislost jeho intenzity na vlnové délce odpovídá záření absolutně černého tělesa, což je rozhodující charakteristikou reliktního záření. V roce 1992 tato družice objevila fluktuace v reliktním záření (v různých směrech se jeho teplota mírně liší). Detailní analýzu fluktuací ale nebylo možné provést, protože úhlové rozlišení COBE bylo pouhých 7°.

2001 – MAP. Následující americká sonda pro výzkum reliktního záření, s názvem MAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. (Microwave Anisotropy Probe), startovala v roce 2001. Tentokrát nešlo o družici obíhající Zemi, ale o sondu umístěnou 1,5 milionu kilometrů za Zemí, v tzv. Lagrangeově bodě L2Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louis Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky.. Sonda měla úhlové rozlišení 0,3°, což umožnilo detailní analýzu zastoupení fluktuací různé velikosti. Ta byla ukončena v roce 2003 a plynulo z ní stáří vesmíru a procentuální zastoupení atomární látky, temné hmoty a temné energie. Poprvé jsme se dozvěděli, že vesmír je starý zhruba 14 miliard roků. Sonda také datovala (z polarizace reliktního záření) období vzniku prvních hvězd, i když zatím jen nepřesně (400 milionů roků, dnes udávaná hodnota je 550 milionů roků). V roce 2003 byla sonda přejmenována po šéfovi projektu na WMAP (Wilkinson MAP).

2009 – Planck. V roce 2009 startovala evropská sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013., zatím nejlepší sonda pro výzkum reliktního záření. Teplotní rozlišení měla 1 mikrokelvin a úhlové rozlišení 5 obloukových minut. Sonda pořídila nejpřesnější mapu reliktního záření a podrobné měření jeho polarizace. Zpřesnila měření většiny kosmologických parametrů, objevila řadu velmi vzdálených galaktických kup a provedla dosud nejpreciznější frekvenční analýzu fluktuací reliktního záření.

Na tomto videu si můžete prohlédnout, jak se při tvorbě atomárních
obalů uvolnilo reliktní záření od látky. Zdroj Youtube.

Temná hmota a temná energie

1933 – kupy galaxií. V roce 1933 už jsou známy nejen galaxie, ale i kupy galaxií. Švýcarsko-americký fyzik Fritz Zwicky sleduje na Mt. Wilsonu pohyby jednotlivých členů kupy galaxií ve Vlasech Bereniky a zjišťuje, že množství jejich pohybu neodpovídá gravitačním účinkům viditelné látky. Dochází k závěru, že v kupě musí být mnohem více hmoty, než je pozorovatelné našimi přístroji. V té době předpokládá, že jde o nesvítící atomární látku. Až později se ukázalo, že jde o, pro nás exotické, elementární částice, které nebyly objeveny dodnes. S okolní látkou interagují gravitačně a nejspíše i slabou interakcí. Neinteragují ale ani elektromagneticky, ani slabě, proto je tato látka průhledná.

1968 – spirální galaxie. V roce 1968 pozoruje stejný jev americká astronomka Vera Rubinová ve spirálních galaxiích. Látka na periferii (jak hvězdy, tak oblaka plynu) obíhá galaxie s vyšší rychlostí, než odpovídá gravitačnímu zákonu. Důsledek je stejný – přítomnost neviditelné látky. Další vývoj vede k zakládání mnoha podzemních laboratoří, které se snaží tajemné částice polapit. První nenulový signál má detektor DAMADAMA/LIBRA – experiment hledající částice temné hmoty (wimpy) v italské národní laboratoři pod horou Gran Sasso. Experiment poskytuje jakýsi signál již od roku 1996. Jde o scintilační NaI detektor. V první fázi (1996 až 2002) byl detektor provozován s 87 kilogramy scintilační látky pod názvem DAMA (DArk MAtter). Od roku 1998 byla v signálu rozpoznána relativně slabá roční variace. Ta by mohla být způsobena tím, jak Země v průběhu roku letí střídavě ve směru toku wimpů a proti toku wimpů vázaných gravitačně s Galaxií. Od roku 2003 pracuje detektor pod názvem Libra s 233 kg scintilační látky NaI/Th a v získávaném signálu jsou roční variace velmi výrazné. (DArk MAtter) v italské laboratoři Gran SassoNLGS – Národní laboratoř Gran Sasso, byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla. Nachází se 1 400 metrů pod horou Gran Sasso a tvoří ji tři haly, každá o délce 100 metrů a výšce necelých 30 metrů. Je zde umístěno přibližně 20 funkčních experimentů. Celková plocha laboratoří, které byly otevřeny v roce 1987, je 17 300 m². Laboratoře patří pod Národní ústav jaderné fyziky INFN (Instituto Nazionale di Fizica Nucleare). V podzemí jsou především detektory neutrin různého původu, kosmického záření a temné hmoty. (od roku 1996), po roce 2000 se přidávají další detektory.

1998 – temná energie. Několik vědeckých skupin se snaží zjistit, jakou měrou je expanze vesmíru brzděná. Poprvé je k dispozici rozumné měření vzdálenosti galaxií za pomoci supernov typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na ⁵⁶Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku., které při své explozi uvolní zhruba stejné množství energie a z jejich jasnosti lze pak odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Pokud se podaří pořídit spektrum této galaxie, je vyhráno – máme údaje o vzdálenosti i o rychlosti vzdalování. Na konci roku 1998 zjistily dvě skupiny (jedna vedená Adamem Riessem v Baltimoru a druhá Saulem Perlmutterem v Berkeley), že expanze není brzděná, ale naopak zrychlená, což vede ke vzkříšení Einsteinova kosmologického členu. Tato šokující zpráva obletěla svět, neboť to znamenalo, že za expanzi není odpovědná gravitace (ta expanzi vždy brzdí) ale jakási nová entita, která dostala pracovní název temná energie. Později se obdobné závěry učinily na základě sledování fluktuací reliktního záření a ukázalo se, že existence temné energie plyne i z pozorování velkorozměrových struktur. Situace s temnou energií je dodnes nejasná. Za expanzi vesmíru by mohly být odpovědné kvantové fluktuace vakua, nová síla či kvantové pole nazývané kvintesence, nebo o zrychlenou expanzi nejde, a jen nerozumíme gravitačnímu působení na velkých vzdálenostech. Všechny tři varianty jsou stále ve hře.

Supernova typu Ia. Jednotlivé fáze od přetoku hmoty až po samotnou explozi.
Zdroj: Science Daily.

2000 – mapy a simulace. Z gravitačního působení na světlo se daří rekonstruovat rozložení temné hmoty, nacházet vlákna mezi kupami galaxií a pořizovat mapy temné hmoty. Ukazuje se, že temná hmota tvoří ve vesmíru síť vláken a stěn, v jejichž křížení se nacházejí ostrovy atomární látky, kterým říkáme galaxie. Vše doplňují podrobné numerické simulace prováděné na největších superpočítačích na světě. Vesmírná mozaika nabývá neostrých obrysů a dává tušit, že řešení otázky původu temné hmoty je snad nablízku.

Kvarkové gluonové plazma (QGP)

1994 – CERN. V urychlovačovém komplexu CERNCERN – Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, Evropské centrum jaderného výzkumu. Komplex urychlovačů a laboratoří na pomezí Švýcarska a Francie založený v roce 1954. Na výzkumu se podílí 22 členských zemí včetně České republiky. K největším objevům patří detekce polních částic slabé interakce, příprava antivodíku a vytvoření kvarkového-gluonového plazmatu, pralátky, z níž vznikal vesmír. V současné době je zde vybudován největší urychlovač světa – Large Hadron Collider, který byl po závadě na jednom z magnetů opětovně spuštěn na konci roku 2009. V roce 2012 byl na LHC objeven Higgsův boson, poslední částice standardního modelu. V CERNu byl také vynalezen a poprvé použit Web. je odstartován program, jehož cílem je vytvořit při srážce těžkých jader olova pralátku, která byla ve vesmíru přítomna v čase kolem jedné mikrosekundy. Jde o tzv. kvarkové-gluonové plazmaQGP – kvarkové-gluonové plazma. Podaří-li se nám „dostat“ kvarky na vzdálenosti menší než 10⁻¹⁵ m, začnou se kvarky a gluony chovat jako volné (nevázané) částice. Tím vznikne zcela zvláštní stav hmoty nazývaný kvarkové-gluonové plazma. Poprvé byla tato fáze látky připravena na urychlovači SPS ve středisku CERN v roce 2000. Ve vesmíru existovalo QGP v období do 10 mikrosekund po vzniku vesmíru., z něhož se ve vesmíru v čase kolem deseti mikrosekund tvořily první protony a neutrony. Úloha to nebyla nikterak jednoduchá a experimenty trvaly dlouhých šest let, než se v roce 2000 poprvé podařilo vesmírnou pralátku připravit.

2000 – příprava QGP. V roce 2000 bylo na urychlovači SPSSPS – Super Proton Synchrotron, jeden z urychlovačů v Evropském středisku jaderného výzkumu CERN. Dosažitelná energie je 400 GeV/proton. Urychlovač je v provozu od roku 1976. Na přelomu roku 1983 a 1984 zde byly objeveny polní bosony slabé interakce a v roce 2000 zde bylo poprvé připraveno kvarkové-gluonové plazma (zárodečná polévka, ze které vznikal vesmír). poprvé kvarkové-gluonové plazma na kratičký okamžik připraveno (10^–22 sekundy). Experimentům se začalo říkat „malý třesk“. Vzhledem k tomu, že v CERN začínala stavba největšího urychlovače světa LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015. (Large Hadron Collideru), probíhaly další experimenty ve Spojených státech na urychlovači (Relativistic Heavy Ion Collider) na Long Island v blízkosti New Yorku. Urychlovač patří Brookhavenské národní laboratořiBNL (Brookhaven National Laboratory) – Brookhavenská národní laboratoř, jedna z deseti národních laboratoří USA založená Americkým ministerstvem energetiky (DOE–U.S. Department of Energy). Její výzkum je orientován na fyziku, biomedicínu, životní prostředí a energetiku. Laboratoř je umístěna na ostrově Long Island v blízkosti New Yorku. K nejvýznamnějším výsledků patří objev narušení CP symetrie, objev těžkého elektronu (mionu), objev K mezonů, objev částice Ω⁻ předpověděné kvarkovým modelem či objev částice J/ψ – vázaného stavu kvarku c a jeho antikvarku. a bylo na něm provedeno nejvíce experimentů s kvarkovým gluonovým plazmatem vůbec.

2009 – Alice. Do Evropy se experimenty vrátily v roce 2009. „Malý třesk“ se uskutečňuje na detektoru AliceALICE – A Large Ion Collider Experiment. Experiment, jehož součástí je vybudování specializovaného detektoru těžkých iontů pro odhalení unikátních fyzikálních vlastností interakcí jádro-jádro při energiích, které dokáže iontům dodat urychlovač Large Hadron Collider. urychlovače LHC. Experimenty se provádějí vždy ke konci roku, při srážce dvou jader olova se interakční oblast zahřeje na teplotu o šest řádů vyšší, než je v nitru Slunce. Obdobné experimenty ve Spojených státech využívají jádra zlata. U obou experimentů jde o vstřícné svazky, na rozdíl od roku 2000, kdy byla urychlená jádra olova nastřelována na statický terčík.

Video zobrazuje srážku dvou jader olova na detektoru ALICE v urychlovači
LHC a následný vznik kvarkového-gluonového plazmatu. Zdroj Youtube.

A co dál?

V posledních dvou letech se razantně zlepšila naše znalost velkorozměrových struktur a poprvé jsou mapována i rychlostní pole obřích galaktických kup. Vesmír se ze statického systému mění před našima očima v dynamický rej plný pohybu na největších škálách. Je to ale jen jedna strana mince. Dokud nebudeme vědět, co je temná energie, sotva můžeme předvídat chování těchto struktur v budoucnosti a další osud vesmíru.

Obraťme pohled naopak do minulosti. Naše představy o vzniku světa jsou stále nejasné. Na největších urychlovačích světa dokážeme připravit látku ve stavu, která odpovídá látce ve vesmíru v čase 10^–13 sekundy (desetinu biliontiny sekundy). Do tohoto času jsme naše představy schopni ověřovat a korigovat. V časech kratších jde spíše o snění, jak by mohl vesmír dle našich představ vypadat. Snad se nám jednou podaří zachytit reliktní gravitační vlny, což by napomohlo vyloučit ty modely vzniku světa, které nejsou ve shodě s pozorováním. Jedině další experimenty ukáží, nakolik se naše představy o raném vesmíru shodují s realitou.

Odkazy