Na úsvitu času
Reliktní záření je dnes pro astronomy nejdůležitějším zdrojem informací o raném vesmíru. Jde o elektromagnetické záření s vlnovou délkou přibližně jeden milimetr, které prostupuje celý vesmír. Nachází se všude kolem nás, ale naše smysly ho nedokážou vnímat. Svou teplotou pouhých 2,73 K je reliktní záření mrazivým svědkem dob dávno minulých. Tak jako je ve zkamenělinách otisknuta informace o druhohorním světě, je i v tomto záření zaznamenán samý počátek světa, který je naším domovem. Dne 14. května 2009 se vydala na dvouměsíční pouť do Lagrangeova bodu L2 soustavy Slunce-Země evropská sonda Planck. Ve vzdálenosti 1,5 milionu kilometru za Zemí směrem od Slunce se pokusí prozkoumat reliktní záření a rozluštit největší záhady, se kterými se lidstvo dosud setkalo.
Jak se formovala látka v raném vesmíru?
Vesmír byl ve svých počátcích mimořádně hustý a horký. Postupně se rozpínal, chladnul a vytvářely se v něm stále složitější a složitější struktury. První z těch, které máme zdokumentovány, vznikaly v čase pouhých deseti mikrosekund. Tehdy se ve vesmíru vytvořily neutrony a protony složené ze tří ještě elementárnějších částic – kvarků.
Dnes umíme takovou formu látky uměle vytvořit na urychlovačích v experimentech, kterým říkáme „malý třesk“. Jde o kvarkovégluonové plazma, které bylo poprvé připraveno v roce 2000 po šesti letech experimentů v Evropském centru jaderného výzkumu CERN. Jádra olova urychlená na energii 3,5 TeV byla nastřelena na terčík z olova. Při srážce dvou jader se uvolnila taková energie, že v místě srážky dosáhla teplota 1012 K (byla stotisíckrát vyšší než v nitru Slunce) a hustota přesáhla 1022 kg/m3.1
V čase několika minut vesmír ochladl natolik, že se neutrony a protony mohly spojovat v lehká atomární jádra. Období tvorby prvků (primordiální nukleogeneze) bylo velmi krátké. V časech kratších než několik minut měl vesmír příliš vysokou teplotu na to, aby se jádra udržela pohromadě, a v časech pozdějších byl již příliš řídký na to, aby docházelo k srážkám, v nichž se neutrony a protony spojovaly ve větší celky. Navíc jsou volné neutrony nestabilní s poločasem rozpadu 10,3 minuty, a proto jich ve vesmíru valem ubývalo. V této počáteční fázi života vesmíru proto stačila vzniknout jen nejjednodušší jádra vodíku, deuteria, lithia a helia.
Vznik reliktního záření
Další okamžiky jsou pro naše vyprávění klíčové. Ocitáme se v čase 400 000 let po začátku světa, kdy vesmír ochladl na pouhé 3000 až 4000 °C. A právě v tomto období končí éra volných elektronů. Elektrony se začínají vázat s lehkými atomárními jádry a vytvářejí kolem nich atomární obaly. Ve vesmíru vznikají první atomy, jaké známe dnes. To je ale provázeno velkolepou změnou, nic už není jako dříve. Před formováním obalů byly ve vesmíru volné nosiče náboje; říkáme, že vesmír byl v plazmatickém skupenství. Vytvoření atomárních obalů znamená fázový přechod z plazmatického do plynného skupenství. Plazma je pro světlo neprůhledné, fotony jsou pohlcovány nabitými částicemi (elektrony a protony) a opět vyzařovány v divokém reji srážek. Podobné podmínky dnes panují v nitru Slunce. Z termojaderného kotle v jádře Slunce by se volný foton dostal k povrchu za dobu o něco málo větší než dvě sekundy. Ve skutečnosti mu to ale trvá statisíce až miliony roků, kdy je v plazmatu zachytáván a opětovně vyzařován do náhodného směru. Teprve až dospěje k povrchu Slunce, vydá se rychlostí světla na cestu vesmírem.
K obdobné situaci došlo ve vesmíru právě v období formování obalů. Světlo bylo do tohoto okamžiku provázáno s látkou, zejména s volnými elektrony. Po zformování obalů je látka pro světlo již průhledná. Říkáme, že se světlo oddělilo od látky a započalo svou samostatnou pouť vesmírem. Látka o své světlo přišla. Jako mávnutím proutku potemněla, započal temný věk vesmíru. Ten skončil až v době 400 milionů let se vznikem prvních obřích hvězd, které svým svitem zaplavily svět a opětovně ionizovaly látku ve svém okolí.
V období formování obalů končí raná fáze života vesmíru, končí období žhnoucí plazmatické koule, končí éra, které jsme si navykli říkat velký třesk. Ve vesmíru začíná éra látky.
Jaký byl další osud světla, které se oddělilo od látky? V době svého vzniku šlo skutečně o světlo na hranici viditelného a infračerveného oboru s vlnovou délkou kolem 700 nm. Vlnová délka světla sleduje expanzi vesmíru a prodlužuje se spolu s ní (viz Vesmír 87, 40, 2008/1). Od okamžiku oddělení reliktního záření uplynulo již přes 13 miliard let a vlnová délka se natáhla na jeden milimetr. Původně červené světlo dnes září v mikrovlnné oblasti. Pohled na reliktní záření (viz rámeček „Průzkumy reliktního záření“) znamená pohled na samotný konec velkého třesku a je obrovskou výzvou pro lidstvo, aby se pokusilo nalézt v tomto poslu dávných časů odpovědi na mnoho našich otázek.
Planck na scéně
Evropská kosmická agentura vyslala dne 14. května 2009 z evropského kosmodromu v Kourou v jihoamerické Francouzské Guyaně do vesmíru zatím bezkonkurenčně nejcitlivější sondu pro výzkum reliktního záření. Její vývoj stál 700 milionů eur a do vesmíru byla dopravena na palubě evropské nosné rakety Ariane 5 ECA spolu s další významnou sondou – infračervenou observatoří Herschel (jejím srdcem je zrcadlo o průměru 3,5 metru, dosud největší zrcadlo dopravené do vesmíru). Po půlhodině letu se od nosné rakety oddělila nejprve sonda Herschel a 2,5 minuty poté sonda Planck. Obě se samostatně vydaly na cestu do Lagrangeova bodu L2 soustavy Slunce-Země. Bodu L2 dosáhla sonda Planck 2. července. Mezi 13. a 27. červencem se uskutečnilo první testovací měření, skenován byl pruh oblohy široký 15°. Samotné měření proběhlo bez nejmenších problémů, také přenos dat na Zemi byl v naprostém pořádku. Získaná data mají natolik vynikající kvalitu, že budou použita již jako data pro první přehlídku oblohy. Za dobu svého života by sonda Planck měla provést dvě kompletní přehlídky oblohy v mikrovlnném oboru. Naměřená data se budou zpracovávat až do konce roku 1212.
Do sondy se vkládají veliké naděje. Mikrovlnné záření je zachytáváno anténou o rozměrech 1,9 × 1,5 metru a přivedeno na 74 bolometrických čidel. Ta jsou chlazena výkonným kryogenním systémem (tvoří ho tři do sebe vnořená chladicí zařízení) na teplotu nižší, než panuje v hlubinách vesmíru, na pouhých 0,1 kelvinu. Sonda by měla dosáhnout úhlového rozlišení 0,17° (COBE měla 7° a WMAP má 0,3°) a teplotního rozlišení 2 × 10–6 K (COBE měla 10–5 K a WMAP 2 × 10–5 K). Primárním úkolem sondy, jejíž minimální životnost se odhaduje na 15 měsíců, je důkladné proměření fluktuací reliktního záření. Na základě pořízených snímků se provádí spektrální analýza. Zjednodušeně řečeno se přesně vyhodnocuje, jak početné jsou na obloze výše zmíněné flíčky (fluktuace) reliktního záření. Dnes víme, že nejvíce zastoupené jsou fluktuace s rozměry 1°, další v pořadí jsou fluktuace o velikosti 0,3°. Proměření dalších maxim je již úkolem pro sondu Planck. Z tohoto rozboru lze zjistit křivost vesmíru i procentuální zastoupení temné energie, temné hmoty a atomární látky. Z měření polarizace reliktního záření může Planck poodhalit roušku tajemství vzniku prvních hvězd ve vesmíru.
Další velkou výzvou je výzkum temné energie, entity, která způsobuje v současnosti pozorovanou zrychlenou expanzi vesmíru a jejíž podstata je zahalena tajemstvím. Snad jde o kvantové projevy samotného vakua, možná o nové kvantové pole – tzv. kvintesenci (prapodstatu), nebo je vše jinak a čekají nás neznámá překvapení a vzrušující objevy. Sonda Planck se zapojí i do mapování temné hmoty a jejího rozložení na největších měřítkách. Otevřenou otázkou je také celkový tvar (topologie) vesmíru. Stále s jistotou nevíme, zda je vesmír uzavřený sám do sebe či nikoli a jak vypadá jako celek. Je možné, že sonda Planck posune naše znalosti i v této oblasti.
Planck a inflace
Mnoho fyziků doufá, že sonda Planck přispěje i k poznání inflační fáze našeho vesmíru. Jde o velmi krátké období v nejranějších fázích vývoje vesmíru, při kterém se měl vesmír exponenciálně rozpínat a za zlomek sekundy zmnohonásobit své rozměry. K takovému jevu by mohlo docházet například při oddělování jednotlivých přírodních interakcí z jedné prainterakce. Právě inflační fáze by měla být odpovědná za dnes pozorovaný plochý vesmír (představte si jablko rychle nafouklé na rozměry sluneční soustavy, jeho povrch se bude zdát téměř plochý) a řeší i další problémy standardního kosmologického modelu.
Existují ale i alternativní modely počátků našeho vesmíru. K hitům posledních let patří ekpyrotický model, který chápe náš svět jako bránu ve vícerozměrném vesmíru. K takovému závěru vedou bouřlivě se rozvíjející teorie strun, které se snaží spojit kvantovou teorii s obecnou relativitou. Částice jsou v těchto teoriích lineární útvary – struny – v mnohorozměrném světě (viz Vesmír 84, 72, 2005/2). Některé dimenze vnímáme (například prostor a čas, které tvoří základní 4 dimenze), jiné jsou svinuté neboli kompaktifikované a my je nevidíme (v nejjednodušších modelech jde o 6 svinutých dimenzí). A pak je zde jedna makroskopická dimenze (v nejjednodušším modelu jedenáctá), v jejímž směru se mohou nacházet další cizí, nám nedostupné vesmíry. V této dimenzi může prosakovat gravitace z našeho vesmíru (brány) a interagovat s jinými vesmíry (branami). V ekpyrotické teorii by dotek dvou bran v náhodné fluktuaci znamenal okamžik, který vnímáme jako velký třesk s následnou prudkou expanzí. Pokud by tato alternativa neměla experimentálně ověřitelné důsledky, nebylo by ji třeba brát příliš vážně. Jenže autoři ekpyrotického modelu předkládají hned dvě zajímavé předpovědi:
- Ve vesmíru vzniklém dotykem dvou bran by byl charakter fluktuací reliktního záření jiný než u fluktuací vzniklých pouhou inflací. Fluktuace by nebyly gaussovské.
- Spektrum gravitačních vln vzniklých inflací je úplně jiné než gravitačních vln vzniklých dotekem dvou bran (amplituda vln způsobených inflací roste směrem k dlouhým vlnovým délkám a amplituda vzniklá dotekem bran směrem ke krátkým vlnovým délkám). Gravitační vlny putující vesmírem by měly ovlivnit charakter reliktního záření a způsobit jeho velmi slabou, ale charakteristickou polarizaci.
Sonda Planck tak může měřením statistického charakteru fluktuací reliktního záření a polarizace reliktního záření jeden z modelů vyloučit. Pokud se tak stane, nebude to v žádném případě znamenat potvrzení modelu druhého, ale spíše motivaci k dalším experimentům.
Poznámky
1) Za těchto mimořádných podmínek se neutrony a protony na malý okamžik (10–22 sekundy) změnily v kvarkové-gluonové plazma. Po následující roky experimenty s touto formou látky pokračovaly na urychlovači RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) v Brookhavenské národní laboratoři ve Spojených státech. Příští rok se navrátí do Evropského střediska jaderného výzkumu CERN na urychlovač LHC (Large Hadron Collider), kde bude kvarkové-gluonové plazma zkoumáno na detektorech ALICE a CMS.
SLOVNÍČEK
Lagrangeovy body. Jde o pět význačných bodů v okolí dvou vzájemně se obíhajících hmotných těles. V těchto bodech je výslednice všech gravitačních a odstředivých sil působících na testovací tělísko nulová. Polohu bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sondy do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce. Kolem tohoto bodu obíhá sonda po tzv. limitním cyklu, různé sondy obíhají bod L2 v různé vzdálenosti.
Polarizace záření. Jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčné vlnění, které lze popsat kmity vektorů E (elektrický) a B (magnetický) kolmých na sebe a na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizovaného světla je naproti tomu průmět obou vektorů do roviny kolmé na směr šíření vlny přesně definován. Podle tohoto průmětu pak rozlišujeme polarizaci rovinnou, kruhovou, a eliptickou. Polarizaci posuzujeme dohodou podle směru elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla, částečně polarizované je světlo odražené od hladiny rybníka nebo měsíční světlo. Vysoký stupeň polarizace má elektromagnetické záření pulzarů. Reliktní záření může být částečně polarizováno světlem prvních hvězd a nepatrný otisk v polarizaci reliktního záření zanechají i gravitační vlny z prvopočátků vesmíru.
Inflace. Inflační model vesmíru navrhl v roce 1980 Alan Guth a později ho rozvinuli Andrej Linde a Paul Steinhardt. Základem modelu je tvrzení, že vesmír v rané fázi prošel velmi krátkým obdobím rychlé (exponenciální) expanze, která vesmír vyhladila natolik, že se nám dnes jeví jako plochý. Inflace by měla být zodpovědná i za dnes pozorovanou homogenitu vesmíru a za zvětšení zárodečných kvantových fluktuací na makroskopické fluktuace pozorované v reliktním záření, které jsou zárodky dnešních galaxií a kup galaxií. Příčina inflace je zpravidla hledána v přechodu vakua do nižšího energetického stavu nebo v narušení symetrie při oddělení některé z interakcí. Při inflaci by měly vznikat gravitační vlny s amplitudou rostoucí k dlouhovlnné části spektra. Inflačních modelů dnes existuje řada a ani jeden z nich není s jistotou prokázán.
Ekpyrotický model. Navrhli jej v roce 2001 Neil Turok, Paul Steinhardt, Burt Ovrut a Justin Khoury jako alternativu k inflačnímu modelu. Název znamená „z ohně pocházející“. Model vychází ze strunové teorie, v níž jsou částice lineárními útvary v mnohorozměrném světě. Základem modelu je tvrzení, že vesmír představuje méněrozměrný objekt ve vícerozměrném světě (bránu). Počátek vesmíru je ztotožněn se setkáním dvou bran v místě největší kvantové fluktuace. Základní přírodní konstanty (gravitační, Planckova, rychlost světla) mohou být v různých bránách různé. Po doteku dojde v „naší“ bráně k prudké expanzi a následné tvorbě galaxií. Pokračující expanze zředí látku v bráně a gravitační síla působící i v dimenzi kolmé na náš vesmír přitáhne opět druhou bránu a dojde k dalšímu dotyku. Výsledkem je jednoduchý model dvou oscilujících bran, který předpovídá, že při doteku bran vzniknou gravitační vlny, jejichž amplituda roste směrem ke krátkovlnné části spektra.
Průzkumy reliktního záření
- POČÁTKY. O důsledcích horkého počátku světa poprvé uvažoval George Gamow spolu s Ralphem Alpherem a Rogerem Hermanem. Jako první si uvědomili, že při tvorbě atomárních obalů se oddělilo světlo od látky, a předpověděli tak existenci reliktního záření. Psal se rok 1948, bylo po druhé světové válce a kvůli leteckým bitvám byla technika detekce radiových vln a mikrovln na velmi vysoké úrovni. V té době byla ale myšlenka existence reliktního záření považována za natolik šílenou, že se o jeho nalezení nikdo ani nepokusil. George Gamow byl pověstný smyslem pro humor, a tak přemluvil kolegu Hanse Betheho (ten se zabýval nitrem hvězd), aby se na článek o horkém původu světa také podepsal. V prestižním časopise Astrophysical Journal tak vyšel článek trojice autorů Alpher, Bethe, Gamow, jejichž jména připomínala začátek řecké abecedy. Dnes se této teorii proto říká αβγ-teorie. Herman, který mezi autory článku uveden nebyl, to nikdy svým kolegům neodpustil.
Na objev reliktního záření si lidstvo muselo počkat až do roku 1965. Tehdy v Bellových telefonních laboratořích v N ew Jersey rozhodli, že vysloužilá trychtýřovitá anténa, původně určená pro práci s telekomunikační družicí Echo, bude využita k pozorování oblohy v radiovém oboru. Arno Penzias a Robert Wilson se při prvních testech antény potýkali s velkým šumem. Záhy zjistili, že šum nepochází ani z blízkých měst, ani od párku holubů sídlících v anténě, ani z žádných jiných pozemských zdrojů, ale přichází rovnoměrně z celého vesmíru. V té době byl Gamowův článek již dávno zapomenut, a tak myšlenku záření odděleného v době formování atomárních obalů znovuobjevili mladí američtí teoretici Jim Peebles a Robert Dicke. Právě ti vyslovili odvážnou domněnku, že šum měřený Penziasem a Wilsonem je oním reliktním zářením. Za objev reliktního záření získali Penzias a Wilson roku 1978 Nobelovu cenu za fyziku.
- COBE. Podrobný průzkum reliktního záření provedla až americká družice COBE z roku 1989. Její jméno je zkratkou z anglického COsmic Background Explorer, což bychom mohli přeložit jako „Výzkumník kosmického pozadí“. Anténa Bellových laboratoří nebyla pro sledování reliktního záření nejvhodnější, neodpovídala ani vlnovým rozsahem (pracovala na vlně 7,3 cm). Družice COBE (viz Vesmír 85, 658, 2006/11) byla naopak reliktnímu záření šitá na míru. Přístroje družice musely být pečlivě chlazené kapalným heliem, aby se potlačil jejich vlastní šum. V průběhu prvních osmi minut provozu proměřila COBE spektrum reliktního záření (odpovídalo záření černého tělesa) a zjistila, že má teplotu 2,73 K s relativní přesností 10–3. V roce 1992 byla družicí objevena anizotropie reliktního záření. Záření je nepatrně teplejší v jednom směru a nepatrně chladnější v opačném směru (rozdíl 2,7251 K a 2,7249 K). Tomu odpovídá naše rychlost pohybu vzhledem k záření 390 km/s. Odečteme-li známý pohyb Slunce kolem středu Galaxie, vychází pro vlastní pohyb naší Galaxie rychlost 600 km/s.
Na mapě intenzity reliktního záření, pořízené družicí COBE v roce 1992, se nacházejí chladnější a teplejší oblasti. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000 K. Právě tyto drobné flíčky v reliktním záření přinášejí nejcennější informace. Jsou jakýmsi paleolitickým otiskem struktur z období vzniku reliktního záření. Mnohem později se z těchto zárodečných nehomogenit kvantové povahy vytvořily galaxie a kupy galaxií. Podrobným studiem fluktuací reliktního záření lze zjistit stáří vesmíru, jeho zakřivení, složení i další parametry. Dnes víme, že průměrná velikost těchto fluktuací je jeden úhlový stupeň (dvojnásobek průměru Měsíce). Rozlišovací schopnost družice COBE byla pouhých 7° a tak podrobný průzkum fluktuací reliktního záření čekal až na další sondu – WMAP.
Družice COBE představovala naprostý průlom v lidském poznání. Poprvé v historii se lidé podívali na struktury ve vesmíru v jejich samotných zárodcích, na struktury staré pouhých 400 000 roků. Nobelova cena za fyziku pro rok 2006 byla proto udělena autorům tohoto experimentu Johnu Matherovi a Georgi Smootovi zcela právem.
-
WMAP. Dalším mezníkem ve výzkumu reliktního záření se stala sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Opět jde o americkou sondu. Startovala v roce 2001 a byla umístěna v tzv. Lagrangeově bodě L2 soustavy Slunce-Země. Jde o místo 1,5 milionu kilometrů za Zemí (směrem od Slunce), ve kterém jsou vyrovnány gravitační a odstředivé síly působící na sondu. Její předchůdce, družice COBE, byla na oběžné dráze Země. Úhlové rozlišení sondy WMAP – 0,3° – dostačuje pro pořízení podrobné mapy fluktuací reliktního záření. Z údajů WMAP bylo upřesněno stáří vesmíru na 13,7 miliardy let. Také byl stanoven podíl jednotlivých ingrediencí ve vesmíru – atomární látka tvoří 4 %, temná hmota 23 % a temná energie 73 % celkové hmoty a energie ve vesmíru.
Kromě očekávaných výsledků přinesla sonda WMAP i jedno velké překvapení. Objevila polarizaci reliktního záření (rovina kmitů elektrického pole není nahodilá, ale má preferovaný směr). Za polarizaci je zodpovědné světlo prvních hvězd ve vesmíru, které ukončilo období temného věku vesmíru. Z polarizace reliktního záření bylo možné zjistit, že první hvězdy ve vesmíru vznikaly pouhých 400 milionů let po jeho vzniku. To je dříve, než jsme se dosud domnívali. První hvězdy byly mnohem hmotnější než dnešní a vyvíjely se velmi rychle. Žily jen několik milionů let a v jejich nitru vznikala termojadernou fúzí jádra těžkých prvků. My lidé jsme tedy stvořeni z materiálu, který vznikal hluboko v nitru těchto hvězd.
Ke stažení
článek ve formátu pdf [485,29 kB]
O autorovi
Petr Kulhánek
Doporučujeme
O konzervování, zelené dohodě i konzervatismu
Životní příběh Nicolase Apperta 
