Vesmír pro každého jiný aneb Temné nebe nad hlavou

R. T.: Pane docente Langře, v nejlepším slova smyslu vás označím za doyena kosmologů tady na pódiu. Dovolte mi tedy, abych se vás zeptal: „Jaké otázky byly v kosmologii formulovány na počátku šedesátých let, v době, kdy jste se začal zabývat kosmologií?“

J. L.: V podstatě stejné, kosmologové se ptali na totéž, na co se ptají teď: Jak vypadá vesmír jako celek? Problém byl v tom, že tehdy bylo experimentálních dat málo. Kosmologie stála poněkud mimo fyziku. Ještě v roce 1955 Wolfgang Pauli na konferenci o obecné teorii relativity prohlásil: „Vždycky jsem se domníval, že gravitace nemá nic společného s fyzikou elementárních částic. Dnes už si tím nejsem tolik jist.“ Od té doby přibylo mnoho pozorovacího materiálu a scénář vývoje vesmíru máme s rozumnou jistotou podložený. Ostatně na počátku šedesátých let byla v plenkách také fyzika elementárních částic. O tom, že existují nějaké kvarky, se nevědělo. To, čemu dnes říkáme standardní model elementárních částic, vzniklo o dost později. Takže nikdo ani netušil, že by mohlo existovat propojení těchto dvou disciplín.

R. T.: Co je v kosmologii standardní model?

P. K.: Jeho počátky sahají do roku 1922, kdy Friedmann ukázal v rámci obecné teorie relativity, že vesmír může buď jen expandovat, nebo kolabovat, tj. že nemůže být stacionární. Pak přišly úvahy o tom, jak je vesmír zakřivený (jaká je jeho hustota). Za (anebo na) hranici standardního modelu jsou potom teorie inflačního vesmíru a vlastně to, co se dnes děje v kosmologii, kdy víme, že vesmír expanduje zrychlenou expanzí. Za to je již odpovědná kvantová teorie a temná energie, které je ve vesmíru 73 procent. To již považujeme za ležící mimo klasický scénář.

R. T.: Kdy se poprvé setkáváme s termínem reliktní záření?

J. L.: George Gamov vzal vážně myšlenku rozpínajícího se vesmíru. Vycházel z toho, že v hodně raném vesmíru mohly být jen protony, neutrony a elektrony. Odhadl, že elektromagnetické záření od počátku vesmíru vychladlo na 25 stupňů kelvina. Později Arno Penzias s Wilsonem toto záření experimentálně naměřili. Zjistili, že jeho teplota je 2,7 kelvinu. To se stalo zlatým pokladem veškeré kosmologie. Penzias s Wilsonem dostali později Nobelovu cenu.

P. K.: Družice COBE startovala roku 1989, svůj hlavní vědecký výzkum splnila velice rychle – proměření spektra jí trvalo pouhých 8 minut. Roku 1992 nalezla COBE fluktuaci v teplotě reliktního záření. To znamená, že v době, kdy toto záření vznikalo – tedy 400 tisíc let po velkém třesku – již existovaly zárodky hmoty, z níž se později vytvořily struktury vesmíru. Následovala dokonalejší sonda WMAP. Analýza fluktuací reliktního záření nám poskytla překvapující výsledek:

• 4 % hmoty tvoří běžná baryonická hmota (hmota atomární povahy),
• 23 % tvoří temná hmota neznámé povahy,
• 73 % tvoří temná energie.

Reliktní záření není jediným zdrojem informací, který máme, dalším zdrojem jsou supernovy typu Ia nebo celooblohové přehlídky.

J. Ř.: Mohl bych doplnit – z těch 4 % jsou 3 tvořena prvotním vodíkem a heliem, 0,3 % připadají na reliktní neutrina (ta zatím nebyla experimentálně potvrzena) a pouhá 0,03 % tvoří těžké prvky.

J. L.: Dnes již dávno není astronomie jen pozorování v optické oblasti. Umíme pozorovat v radiové oblasti, v rentgenové oblasti, … prostě těch oken do vesmíru je daleko víc. Dá se vyloučit, že by v naší Galaxii existovaly objekty planetárního typu, které by tvořily onu temnou hmotu. Podle Einsteinovy obecné teorie relativity se světlo procházející kolem masivního kompaktního tělesa zakřivuje. Tímto způsobem se dá vyloučit, že by temnou hmotu v naší Galaxii tvořily kompaktní objekty. Další argumenty pocházejí z oblasti jaderné fyziky. V raném vesmíru se vytvářelo deuterium, helium a další lehké prvky. Kdyby veškerá temná hmota měla mít původ v baryonové hmotě, dá se ukázat, že by to neodpovídalo pozorovanému výskytu těchto prvků ve vesmíru. Velice se mi na tom líbí, že ten obraz vytváří kombinace různých technik. Nechtěl bych vzbudit dojem, že nový obraz vesmíru vytvořili jenom teoretici. Další důkaz poskytla srážka dvou kup galaxií (pozn. red.: viz V. Wagner, Vesmír 85, 727, 2006/12). Většina klasické hmoty v galaxiích je ve formě plynu a jen menší část je přímo v hvězdách tvořících galaxii. Při srážce dvou galaxií plyn interaguje nejen gravitačně, ale i silou, která je obdobná odporu vzduchu obdobná odporu vzduchuproti pohybující se hmotě a je elektromagnetického původu. Ta plyn silně zabrzdí. Temnou hmotu ovlivňuje pouze gravitace. Při srážce kup galaxií se tak hmota ovlivňovaná pouze gravitačně dostane na jiné místo než (zbrzděný) plyn. U kupy galaxií 1E0657-558, která vznikla srážkou dvou nestejně velkých kup galaxií, se oddělily části složené z mezigalaktického plynu a z jednotlivých galaxií, a galaxie odletěly do větší vzdálenosti od místa srážky než části složené z plynu. Kdyby temná hmota neexistovala, byla by centra gravitace v místech oblaků. Složitá analýza výsledků pozorování, získaných z rentgenové družice Chandry, Hubblova teleskopu a ze studia ohybu světla v poli této hvězdokupy, však ukazuje že centra gravitace jsou v gravitačních centrech těch původních kup, nikoli tam, kde jsou oblaka plynů nyní. To je důkaz, že nebaryonická hmota existuje. Co to však je, to je výzva pro částicovou fyziku.

J. Ř.: Jsme v situaci, jako když řešíme křížovku – všechno, co jsme věděli, již máme vyplněno, jsou před námi další nevyplněná políčka a my nevíme, co do nich máme vepsat. Takže veškeré experimenty, které jsme schopni na nynějších urychlovačích dělat, se výborně shodují s mikročásticovým standardním modelem. My však věříme, že kdyby ty energie byly o řád větší, model už by nefungoval tak dobře. Kromě toho jsou již známy drobné nápovědy z kosmologie, že by měly existovat další částice, o kterých nevíme. Existují už docela propracované teorie, jako jsou např. supersymetrické modely, ale do toho se nechci pouštět.

P. K.: Už tady padlo, že ta běžná atomární látka jsou pouhá 4 %. On je to hlavně psychický problém. Když se podíváme na oblohu, vidíme hvězdy, galaxie, hvězdokupy… a myslíme si, že vidíme vesmír, a pak si uvědomíme, že vidíme pouhá 4 % vesmíru. K těm čtyřem procentům viditelného vesmíru bych chtěl připomenout, jak tato čtyři procenta vznikala. Prvním takovým okamžikem bylo 10 mikrosekund po velkém třesku. To je doba, kdy se kvarkgluonové plazma měnilo na hadrony, kvarky se shlukovaly do dvojic a trojic, vznikly protony a neutrony, základní stavební prvky běžné hmoty. Dalším významným okamžikem byla doba 3 až 4 minuty po velkém třesku. Tehdy vznikla z protonů a neutronů lehká jádra helia, lithia a další lehké prvky. Teprve 400 tisíc let po velkém třesku klesla teplota vesmíru natolik, že již vznikaly atomy tak, jak je známe. A zhruba 400 milionů let po velkém třesku vznikly první hvězdy (nultá generace hvězd). Tyto hvězdy byly mnohem hmotnější, rychle se vyvíjely, v jejich nitru vznikaly termojadernou fúzí těžké prvky, tedy ta část vesmíru, kterou pozorujeme.

Takže ta čtyři procenta jsou velká psychologická bariéra a pro budoucnost výzva – odhalit, co jsou ta ostatní procenta.