Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 31 – vyšlo 8. srpna, ročník 18 (2020) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

31/2020

Jsou různá měření Hubblovy konstanty průlomem v kosmologii?

Petr Kulhánek

Od roku 2018 se opakovaně vynořují pochybnosti o správnosti našeho chápání expanze vesmíru. Na vině je odlišný výsledek měření 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. z vlastností reliktního 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). a z měření červeného posuvu 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.. První metoda dává hodnotu 67,4 km/s/Mpc s nejistotou 1 %, druhá 73,2 km/s/Mpc s nejistotou cca 2,4 %. Obě metody nemají průnik, což někteří vědci za halasného přizvukování senzacechtivých médií interpretují jako průlom v kosmologii a zjevný neúspěch standardního kosmologického modeluΛCDM – všeobecně uznávaný model vesmíru obsahující temnou energii popisovanou kosmologickou konstantou (Λ), chladnou temnou hmotu (CDM – Cold Dark Matter) a baryonovou hmotu. Model ΛCDM věrně popisuje náš vesmír, a proto je často nazýván standardním kosmologickým modelem.. Nejen v astronomii, ale i v jiných oblastech lidských aktivit jsou bohužel na první pohled vždy vidět křiklouni, ať už vykřikují cokoli. Pojďme se seznámit s měřením Hubblovy konstanty v širších souvislostech, s možnými systematickými chybami jednotlivých metod, abychom zjistili, že měření jsou ve skutečnosti ve skvělém souladu a naopak poukazují na vysokou míru důvěryhodnosti současného popisu expanze vesmíru.

Kosmický žebříček. Od vzdáleností blízkých objektů se příčku po příčce dostáváme
k měření vzdáleností kosmologických objektů. Zdroj: NASA JPL.

Hubblův 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. Hubblova 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. Redukovaná Hubblova konstanta – bezrozměrný poměr Hubblovy konstanty a hodnoty 100 km·s−1·Mpc−1. Označuje se malým h a využívá se k poměr­nému vyjádření vzdáleností ve vesmíru. Tyto vzdálenosti získají skutečnou fyzikální hodnotu až po dosazení za konkrétní hodnotu Hubblovy konstanty.

Temná prehistorie

Základem objevu expanze vesmíru byla měření posuvů spektrálních čar mlhovin, která prováděl Vesto Slipher na Lowellově observatoři v americkém Flagstaffu od roku 1912. Tehdy se ještě hovořilo o mlhovinách, později opatrně o extragalaktických mlhovinách, které se nakonec ukázaly být vzdálenými hvězdnými ostrovy – galaxiemiGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry.. Andromeda vykazovala modrý posuv (přibližuje se k nám), ostatní objekty měly vesměs červený posuv. Tento posuv poprvé interpretoval jako expanzi vesmíru belgický kněz Georges Lemaître už v roce 1927. V roce 1929 publikoval stejný výsledek americký astronom Edwin Hubble, který Slipherova měření doplnil několika dalšími měřeními provedenými na observatoři Mt. Wilson, kde byl ředitelem. Oba pánové dospěli k závěru, že rychlost expanze je úměrná vzdálenosti objektů (čím vzdálenější galaxie, tím rychleji se od nás pohybuje) a oba odhadli koeficient úměrnosti na cca 500 km/s/Mpc, což znamenalo, že se dvě galaxie vzdálené jeden megaparsekParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc). od sebe vzdalují rychlostí 500 km/s. Tento koeficient se dnes nazývá Hubblova konstantaHubblova 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. a faktu, že rychlost je úměrná vzdálenosti objektů se říká Hubblův-Lemaîtrův 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.. Uvedený výsledek znamenal objev expanze vesmíru. Věnujme tomuto objevu několik komentářů:

Clarkův refraktor na Lowellově observatoři ve Flagstaffu. S tímto přístrojem byl objeven červený posuv galaxií, rotace spirálních galaxií a sodíková vrstva v atmos­féře. Byly zde také pořizovány podrobné mapy Měsíce. Průměr čočky je 61 centi­met­rů a ohnisková vzdálenost 9,75 metru. Foto Aldebaran.

Dvě klíčová měření

Současná měření Hubblovy konstanty se opírají zejména o dvě metody. První z nich je analýza fluktuací reliktního 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)., z níž plyne řada parametrů raného vesmíru, na základě nichž usuzujeme na vlastnosti současného vesmíru. Z rozboru fluktuací teploty reliktního záření z konce Velkého třesku se dá určit stáří vesmíru, podíl atomární látky, temné hmotyTemná 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., temné 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. i charakter expanze. První taková analýza byla provedena na základě měření americké sondy WMAPWMAP – 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. v roce 2003. Dnes nejpřesnější měření pochází ze sondy 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. – poslední výsledky byly zveřejněny v roce 2018, viz [1]. Z těchto měření vychází hodnota Hubblovy konstanty (67,4±0,7) km/s/Mpc. Udávaná relativní nejistota je pod jedním procentem.

Druhý směr se opírá o měření vzdáleností ke vzdáleným galaxiím za pomoci supernov 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. jakožto standardních svíčekStandardní svíčka – způsob určování vzdáleností ve vesmíru pomocí svítivosti objektu. Dopočítat vzdálenost z naměřené jasnosti je možné jen v tom případě, že známe skutečnou svítivost objektu. Takovému objektu proto říkáme standardní svíčka. Může jím být například kulová hvězdokupa, supernova typu Ia, červený obr ve fázi maximální svítivosti…. Na základě těchto měření došly dvě skupiny astronomů (Riessova a Perlmutterova) nezávisle na sobě v roce 1998 k objevu zrychlené expanze vesmíru. Adam Riess je v současnosti vedoucím projektu SH0ES (Supernova H₀ for the Equation of State), který probíhá na Hubblově dalekohleduHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. a jehož cílem je určení Hubblovy konstanty přímou metodou. V průměrné galaxii dochází ke dvěma explozím SN Ia za století, což umožňuje nacházet v přehlídkových projektech řadu takových událostí. Supernovy Ia mají při explozi zhruba stejný zářivý výkon a z toho je možné odhadnout vzdálenost mateřské galaxie. Z červeného posuvu je poté snadné určit rychlost vzdalování v dané vzdálenosti, tedy Hubblovu konstantu. Riessova skupina kalibrovala metodu u relativně blízkých galaxií, kde je možné odhadnout vzdálenost i jinou nezávislou metodou – za pomoci cefeidCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912.. Výsledkem projektu je hodnota Hubblovy konstanty (73,2±1,7) km/s/Mpc s relativní nejistotou 2,4 %, viz [2].

Optimista by obě hodnoty označil za fantastický úspěch. Dvě zcela odlišné metody vedou k řádovému souhlasu, což nebývá v astronomii obvyklé, a je to i poněkud nečekané, pokud si vzpomeneme na řádově odlišné počáteční odhady velikosti Hubblovy konstanty. Pesimista, nedůvěřivec či člověk, který na sebe chce strhnout pozornost, označí rozdíl hodnot za fatální a začne vydávat médiím prohlášení o konci současné kosmologie. Tuto druhou cestu zvolila v roce 2019 například mladičká doktorka Sherry H. Suyu z Ústavu astrofyziky Institutu Maxe PlanckaMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s po­boč­kami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd., viz [3]. Jaká jsou ale fakta? Ani v rámci měření Hubblovy konstanty jedinou metodou (z fluktuací reliktního záření) nedošlo u dvou různých sond WMAPWMAP – 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. a 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. ke shodě na výsledné hodnotě – systematické chyby dané jak měřením samotným, tak metodami zpracování výsledků, které nejsou zahrnuty do udávané nejistoty měření, jsou zde zjevné. Dokonce se i výsledky z Plancku lišily v jednotlivých balíčcích výsledků publikovaných v letech 2013, 1015 a 2018. Druhá z metod je založena na odhadu vzdálenosti za pomoci supernov Ia. I když Riessova skupina uskutečnila kalibraci pomocí cefeid (ani u nich si nejsme vypočtenou vzdáleností stoprocentně jisti), není výsledek dokonalý. V různých vzdálenostech se mohou vyskytovat různé vývojové varianty supernov Ia, jasnost cefeid závisí na jejich metalicitě (zastoupení těžších prvků), vliv mohou míst systematické odchylky od Hubblova-Lemaitrova zákona způsobené gravitačním přitahováním členů nadkup galaxií, velký vliv může mít přítomnost prachu. To vše poukazuje na to, že udávaná relativní nejistota 2,4 % je založena jen na některých zahrnutých jevech, rozhodně ne na všech. Navíc byla měření prováděna pro jednu konkrétní vzdálenost, které odpovídá červený kosmologický posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. z = 1,5. Pokud se tedy budeme zabývat i nezahrnutými systematickými chybami obou metod, je soulad jejich výsledků více než skvělý.

Různé způsoby měření vzdáleností nás postupně posouvají od blízkých galaxií k objek­tům v extrémních vzdálenostech. Hovoříme o tzv. kosmologickém žebříčku měření vzdáleností. Čím dále, tím horší náš odhad je. Kresba Ivan Havlíček.

Další měření

Vycházejí-li dvěma metodami poněkud odlišné hodnoty, je vhodné zvolit metodu třetí. Sherry Suyu, která hovořila o tom, že nepatrný nesoulad obou hodnot je „tak zásadní“, že povede k nové kosmologii, se stala vedoucím skupiny, jež měřila Hubblovu konstantu na základě gravitačního čočkování, v němž figurují namísto vzdáleností úhlové rozměry čočkovaných galaxií. Výsledek její skupiny dal v roce 2019 další hodnotu Hubblovy konstanty: (82,4±8) km/s/Mpc, viz [3]. Nejistota tohoto měření je deset procent, což je zatím nejhorší ze všech výsledků, a striktně počítáno nezahrnuje ani jednu z předchozích hodnot, což k důvěře měření nepřidá. Další pokus pochází od skupiny z Chicagské univerzity, kterou vede Wendy Freedman, zkušená matadorka na poli observační astronomie. Skupina vsadila na měření vzdáleností galaxií za pomoci svítivosti červených obrůČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 až 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 až M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem.. A výsledek? Slovy optimisty: skvělý. Hodnota Hubblovy konstanty vyšla (70±1) km/s/Mpc, což je někde mezi hodnotami z Plancku (reliktní záření) a Hubblova dalekohledu (supernovy Ia). Dobře je patrné, že co metoda, to jiný výsledek, což je ale pro zkušené astronomy zcela pochopitelné. Pomineme-li výsledky Sherry Suyu, jsou všechny zbývající měření ve velmi slušné shodě a nový výsledek skupiny Wendy Freedman rozpor nezvětšil, ale tím, že leží mezi oběma hodnotami, poukázal spíše na vliv nezahrnutých systematických chyb jednotlivých měření. Možnosti měření Hubblovy konstanty tím ale nekončí. Reliktní záření, supernovy Ia, gravitační čočky a červení obři nejsou jedinými metodami, jimiž disponuje současná astronomie. Další z možností určení vzdálenosti jsou kilonovy – gigantické gravitačníGravitační 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. a optické záblesky způsobené splynutím dvou neutronových hvězd. První taková událost byla sledována v roce 2017 (viz AB 36/2017). Jinou metodou je pozorování vícenásobných obrazů supernov způsobených gravitačním čočkováním. Z měření zpoždění explozí v jednotlivých obrazech je možné počítat parametry expanze vesmíru. Jev předpověděl a metodu navrhl už v roce 1964 mladičký norský teoretik Sjur Refsdal. Zesílené vícenásobné obrazy vzdálené supernovy byly poprvé pozorovány v letech 2014 a 2015 (viz AB 28/2018). Ke zpřesnění měření hodnoty Hubblovy konstanty také mohou přispět nové observatoře, například právě stavěná observatoř Very Rubinové (VROLSST – Large Synoptic Survey Telescope, česky Velký celooblohový daleko­hled. Původní název pro nový přehlídkový dalekohled o průměru 8,4 metru stavěný v Chile v oblasti Cerro Pachón. Jeho kamera bude mít 3 200 megapixlů a bude snímat miliardy objektů v šesti pásmech. První světlo se očekává v roce 2021 a rutinní skenování oblohy od roku 2023. V roce 2020 byl dalekohled přejmenován na Observatoř Very Rubinové, významné osobnosti ve výzkumu temné hmoty.) (viz AB 22/2020).

Video ukazující posloupnost událostí vedoucí ke vzniku kilonovy. Zdroj: NASA.

Co říci závěrem? Hledání přesné hodnoty Hubblovy konstanty pokračuje. Různé metody zatím sice dávají různé výsledky, ale většina z nich vede na hodnotu v okolí 70 km/s/Mpc. I když se hodnoty založené na různých principech poněkud liší, nejde o zásadní nesoulad, ale s největší pravděpodobností o vliv nezahrnutých systematických chyb. Vzhledem k tomu, že disponujeme dalšími nezávislými metodami měření Hubblovy konstanty, můžeme se těšit na nové výsledky a doufat, že budoucí hodnoty nebudou zcela odlišné od těch stávajících.

Odkazy