Vesmír v záři supernov

V roce 1998 byly do dvou významných odborných časopisů zaslány dva články, které radikálním způsobem změnily náš dosavadní pohled na expandující vesmír.^{1) 2)} Dva týmy vědců nezávisle na sobě zjistily, že oproti původnímu očekávání rychlost rozpínání našeho vesmíru roste, místo aby klesala. Jak se později ukázalo, tato fáze zrychlené expanze začala před zhruba 5 miliardami let; do té doby se vesmír rozpínal zpomaleně. Na základě čeho mohli fyzikové učinit tyto závěry?

Oba týmy nezávisle na sobě jako první vyvinuly techniky umožňující systematicky hledat a studovat supernovy ve vzdálených galaxiích. Ukázaly, že jistý druh supernov, konkrétně supernovy typu Ia, pozorujeme slabší, než by měly být v případě soustavně brzděné expanze vesmíru, a jsou tedy od nás dál, než jsme předpokládali. Tento objev zrychlené expanze vesmíru patří bez nadsázky mezi největší novodobé objevy v kosmologii a svým autorům přinesl po zásluze ocenění v podobě Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2011. Oceněnými jsou vedoucí týmu projektu Supernova Cosmology z Lawrenceovy federální laboratoře v Berkeley Saul Perlmutter a dále dva hlavní členové týmu pátrajícího po supernovách s velkým z Brian Schmidt a Adam Riess.

Expandující vesmír

První experimentální důkaz o tom, že vesmír není statický, podal v roce 1929 Edwin Hubble, když prezentoval svůj slavný diagram vyjadřující závislost rychlosti vzdalování galaxií na jejich vzdálenosti od nás. Hubble zkombinoval svá měření vzdáleností galaxií s údaji o jejich rychlostech vzdalování, které vyplývaly z rudého posuvu absorpčních čar ve spektrech těchto galaxií, a zjistil, že čím je od nás galaxie dál, tím rychleji se od nás vzdaluje. Tato závislost je známá jako Hubbleův zákon.

Teoreticky rozpínání vesmíru předpovídá obecná teorie relativity, doposud naše nejlepší teorie gravitace, která byla v úplnosti formulována Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie je gravitace projevem zakřivení prostoročasu, jakési čtyřrozměrné „pružné tkaniny“ utkané z prostoru a času. Již v roce 1917 použil Einstein své rovnice na studium prostoročasu celého vesmíru. Znalosti o vesmíru na počátku 20. století byly však ve srovnání s těmi dnešními značně omezené. O existenci galaxií, dalších hvězdných ostrovů, se pouze spekulovalo, takže veškeré objekty pozorované na obloze byly brány jako součást jediného hvězdného ostrova – Galaxie, která tak vlastně měla tvořit celý vesmír. Tento z dnešního pohledu pouze malý kousek vesmíru se jako celek jevil statický.

Einstein proto očekával, že jeho rovnice existenci statického vesmíru umožní. K jeho nevoli však z rovnic obecné relativity dostával jen řešení dynamická, která odpovídají vesmírům, jejichž prostor se s rostoucím časem rozpíná nebo smršťuje. Aby rovnice dávaly i statické řešení, doplnil je Einstein o člen obsahující kosmologickou konstantu Λ, jejíž přesné vyladění umožňovalo získat z rovnic vesmír, který se ani nerozpíná, ani nehroutí.³⁾ Einsteinova reakce na Hubbleův objev rozpínání vesmíru z roku 1929 je všeobecně známá. Přesto připomeňme, že poté, co se Einstein dozvěděl o Hubbleových měřeních, prohlásil zavedení kosmologického členu do svých rovnic za největší přehmat své vědecké práce.

Dodejme, že právě práce posledních nobelistů ukazuje, že úplné zavržení kosmologického členu bylo možná ještě větší chybou, neboť i s kosmologickým členem dostáváme řešení dynamická, která navíc mohou popisovat vesmír, jehož rychlost expanze s časem roste.

Rychlost rozpínání vesmíru udává Hubbleova konstanta H. Její současná hodnota 72 km/s/Mpc vlastně říká, že galaxie vzdálené 1Mpc (1 megaparsec odpovídá vzdálenosti 3,26 milionů světelných let) se od sebe vzdalují rychlostí 72 km/s, galaxie vzdálené 2 Mpc se vzdalují rychlostí 144 km/s atd. Hubbleova konstanta je ale ve skutečnosti konstantou jen pro daný časový okamžik; v průběhu historie vesmíru se mění. Donedávna jsme si mysleli, že rychlost expanze, a tedy i hodnota Hubbleovy konstanty, postupně klesá vlivem vzájemné gravitační přitažlivosti hmoty obsažené zejména v galaxiích a jejich kupách.⁴⁾ Chceme-li proměřit historii vesmírné expanze, musíme se zaměřit na objekty, které jsou od nás velmi daleko, neboť v tomto případě se kvůli konečné rychlosti světla díváme vlastně do minulosti vesmíru. A to byl hlavní cíl obou vědeckých týmů.

Abychom mohli sestrojit Hubbleův diagram, potřebujeme určit vzdálenost a rychlost vzdalování příslušné galaxie. Pokud jsme schopni v galaxii registrovat dostatečně jasný objekt, který je zároveň možné považovat za tzv. standardní svíčku, tj. objekt o známé svítivosti, umožňuje jeho pozorovaná (zdánlivá) jasnost určit jeho vzdálenost od nás. Standardní svíčky jsou jako svítící majáky. Čím jsou od nás dále, tím je vidíme jako méně jasné. Na druhou stranu, rudý posuv spektrálních čar ve světle galaxie udává rychlost, s jakou se galaxie od nás vzdaluje.⁵⁾ Až po rudý posuv zhruba 0,1 má Hubbleův diagram lineární průběh odrážející současnou míru expanze. Pro změření její změny potřebujeme objekty s rudým posuvem z alespoň 0,5 a vyšším. Světlo z takového objektu se vydalo na svou pouť před více než pěti miliardami let. Za tu dobu se prostor mezi námi a příslušnou galaxií natáhl (1 + z)krát.

Supernovy Ia

Vhodným kandidátem na standardní svíčky se ukázaly být supernovy typu Ia. Předchůdce tohoto typu supernovy je s největší pravděpodobností bílý trpaslík, závěrečné stadium života nepříliš hmotných hvězd, jako je naše Slunce. V bílém trpaslíkovi již neprobíhají termonukleární reakce, na to je v jeho nitru při daných hustotách příliš nízká teplota. Jeho jádro je tvořeno zejména uhlíkem a kyslíkem, produkty jaderného hoření z dob, kdy hvězda byla energeticky aktivní. Zhroucení bílého trpaslíka vlivem vlastní gravitace brání tlak degenerovaných elektronů, což je specifická forma látky, jejíž chování zcela podléhá zákonitostem kvantové mechaniky.

Ukazuje se však, že degenerovaný elektronový plyn není schopen vzdorovat gravitaci donekonečna. Existuje proto jistá maximální hmotnost bílého trpaslíka, odpovídající zhruba 1,4 hmotnostem Slunce (tzv. Chandrasekharova mez), po jejímž překročení se trpaslík začne gravitačně hroutit. Jakmile  tento proces nastane, teplota v nitru hvězdy stoupne natolik, že dojde k zapálení termojaderných reakcí s uhlíkem a kyslíkem a k následné explozi bílého trpaslíka za vzniku izotopu niklu ⁵⁶Ni, radioaktivního prvku s poločasem rozpadu 6 dní. Nikl se rozpadá na radioaktivní kobalt ⁵⁶Co s poločasem rozpadu 77 dní. Produktem rozpadu kobaltu je stabilní izotop železa ⁵⁶Fe.

Takto explodujícího bílého trpaslíka, kterého výbuch kompletně rozmetal do okolního prostoru, pozorujeme jako supernovu typu Ia. Zachytíme-li supernovu ve chvíli, kdy nabývá na jasnosti nebo v prvních měsících po dosažení maxima, pochází většina energie právě z rozpadu niklu. Zbývá říci, jakým způsobem původní stabilní bílý trpaslík získá dodatečnou hmotnost. S největší pravděpodobností se tak děje v binárním systému, kde na bílého trpaslíka přetéká hmota z běžné hvězdy.

Protože se v podstatě jedná o výbuch termojaderné nálože o dobře definované hmotnosti za přibližně stejných podmínek, dosahuje většina supernov typu Ia v maximu téže jasnosti (jejich absolutní hvězdná velikost je –19,6 mag). Proto jsou tyto supernovy dobrými kandidáty na hledané standardní svíčky. Přesto nejsou světelné křivky všech supernov Ia zcela identické. Oba týmy proto nezávisle vyvinuly své metody, jak z těchto supernov udělat ještě lepší standardy jasnosti. Ukázalo se totiž, že čím pozvolnější je pokles jasnosti po dosažení maxima, tím jasnější supernova v maximu byla. Odpovídající kalibrací světelných křivek se oběma týmům podařilo dostat všechny supernovy Ia na tutéž úroveň.

Další problém, který přímo souvisí s použitím metody standardní svíčky pro účely měření vzdáleností, tvoří mezihvězdný prach, jenž zeslabuje světlo vzdáleného zdroje a zdánlivě ho tak posouvá do větších vzdáleností. Jelikož prach primárně rozptyluje světlo kratších vlnových délek, dochází kvůli prachu ke zčervenání zdrojů světla. K eliminaci vlivu prachu na zdánlivou jasnost zdroje a pro stanovení správného tvaru světelné křivky vyvinul Riess ve své disertační práci metodu⁶⁾ založenou na proměření světelné křivky ve více barvách od ultrafialové až po infračervenou. Podobně se s vlivem prachu musel vypořádat i Perlmutterův tým.

V neposlední řadě šlo o to, že výbuch supernovy je nepředvídatelný, takže nelze dopředu naplánovat její pozorování. Nejde také o běžný jev – v typické galaxii vybuchne supernova přibližně jednou za 150 let. Pokud tedy chcete sledovat supernovy systematicky, musíte za bezměsíčné noci pořídit snímky několika tisíců galaxií, ty poté vyhodnotit, vytipovat vhodné kandidáty a ty následně proměřit s cílem získat jejich spektrum. Až to totiž ukáže, o jaký typ supernovy jde (pro naše účely jsou vhodné pouze supernovy Ia). Dále je potřeba co nejpodrobněji proměřit její světelnou křivku před a po dosažení maxima.

Jelikož ve skutečnosti jde o objekty velice slabé (zdánlivá hvězdná velikost byla větší než 22 mag),⁷⁾ využívaly oba týmy nejvýkonnější dalekohledy světa včetně Hubbleova vesmírného teleskopu. Proto museli mít již dopředu vyhrazený pozorovací čas, aniž předem věděli, co budou vlastně pozorovat. Často to tedy byla doslova infarktová záležitost, kdy pozorovatel do poslední chvíle čekal na e-mail s vytipovanými zdroji. Poutavě o tom píše ve své knize Výstřední vesmír Robert Kirshner,⁸⁾ jeden ze členů týmu „velkého z“. Saul Perlmutter ve své nobelovské přednášce zdůraznil, že úspěšné systematické pátrání po supernovách umožnil teprve rozvoj detektorů CCD v polovině osmdesátých let a taky dostatečně rychlé počítače schopné pořízené snímky analyzovat. Dodejme, že pro úspěch byla potřeba ještě notná dávka píle, trpělivosti a štěstí.

Objev zrychlené expanze vesmíru

Štěstí přeje připraveným, takže na podzim roku 1997 měl Perlmutterův tým „supernovové kosmologie“ k dispozici 42 supernov typu Ia s rudým posuvem mezi 0,17 a 0,83, přičemž 16 z nich vykazovalo rudý posuv větší než 0,5. Arzenál týmu „velkého z“ naproti tomu tvořilo „jen“ 16 supernov s rudým posuvem větším než 0,15, zato díky Riessově metodě lépe proměřených a majících tak větší statistickou váhu. Z kraje roku 1998 proto mohly oba týmy zkonstruovat své Hubbleovy diagramy a porovnat je s teoretickými předpověďmi pro různá zastoupení hmoty ve vesmíru.

Výsledek oba týmy doslova šokoval. Ukázalo se totiž, že pozorované supernovy jsou slabší, a tedy dále, než by odpovídalo dokonce i vesmíru, který by byl zcela bez hmoty (tedy i bez supernov) a jehož expanzi by tak nic nebrzdilo. Vzdálenost těchto supernov může být navýšena pouze za předpokladu, že se vesmír v minulosti rozpínal pomaleji než dnes, tedy že se rozpínání vesmíru zrychluje!

Zrychlenou expanzi umožňuje kladná kosmologická konstanta. Skutečně, výsledný Hubbleův diagram nejlépe odpovídá vesmíru, jehož prostorová geometrie je sice plochá, ale v němž v současnosti hmota tvoří jen necelých 30 % celkového energetického obsahu vesmíru a zbytek, tj. přes 70 %, připadá na kosmologickou konstantu ( obr. 1).⁹⁾

Jednou z možných interpretací kosmologického členu v Einsteinových rovnicích gravitačního pole je, že odpovídá hustotě energie prázdného prostoru – vakua. Toto vakuum pak má, podobně jako kladná kosmologická konstanta, gravitačně repulsivní charakter, tzn. že má přirozenou tendenci se rozpínat a „nafukovat“ vesmír. Protože podobné chování mohou vykazovat např. i jistá skalární pole, označuje se chybějících cca 70 % energetického obsahu vesmíru obecně termínem temná energie.¹⁰⁾

Následná pozorování supernov, která pokračovala i po roce 1998, prvotní výsledky potvrzují. Díky většímu zapojení Hubbleova vesmírného teleskopu máme nyní k dispozici více než 20 supernov typu Ia s rudým posuvem z > 1. Ukazuje se, že trend se obrací. Supernovy na takto vysokých rudých posuvech jsou již jasnější, a tedy blíže, než by odpovídalo případu zcela prázdného vesmíru. Jinak řečeno, na těchto rudých posuvech již hmota dominuje nad temnou energií a expanze vesmíru je brzděna.

Tento výsledek nijak neodporuje následné zrychlené expanzi, uvědomíme-li si, že zatímco hustota hmoty s pokračujícím rozpínáním klesá, hustota temné energie charakterizovaná kosmologickou konstantou se nemění.

Zlatý věk kosmologie

Průkopnické práce, jež odhalily současné zrychlování kosmické expanze na základě pečlivého systematického studia supernov typu Ia s velkým rudým posuvem a za něž byla udělena poslední Nobelova cena za fyziku, zahájily novou éru ve studiu fyzikálních vlastností vesmíru. Výsledky, které vyplývají ze studia supernov, byly nezávisle potvrzeny dalšími astronomickými pozorováními, ať už se jedná o měření anizotropie reliktního mikrovlnného záření družicí WMAP, či analýzu velkoškálové struktury vesmíru (obr. 2).

Z kosmologie se na prahu třetího tisíciletí stala standardní vědecká disciplína schopná podrobit své předpovědi experimentálnímu ověření a naopak – díky pozorování získáváme nová fakta o našem vesmíru. Konečně dostáváme na staré otázky konzistentní odpovědi. Díky nim víme, že žijeme ve vesmíru, v němž hmota složená převážně z atomů či jejich složek (baryonová hmota) představuje jen asi 4 %, přičemž svítící objekty, jako jsou hvězdy a galaxie, tvoří sotva 1 %. Další část hmotného obsahu vesmíru (24 %) tvoří temná hmota, která má nebaryonovou povahu. Sem patří třeba neutrina, ale taky různé formy hypotetických částic, jako jsou axiony, fotina apod. Největší část energetického obsahu vesmíru (72 %) tvoří temná energie ( obr. 3).

Pokrok v otázce povahy temné hmoty mohou přinést experimenty na urychlovačích částic. Velká naděje se vkládá do nedávno spuštěného urychlovače LHC v CERN. Co se týče povahy temné energie, tak zde tápeme ještě víc. Možná se skutečně jedná „jen“ o kosmologickou konstantu alias energii vakua. Problém je, že z kvantové teorie máme trochu jinou představu o její velikosti, než jakou dávají astronomická pozorování. Zmíněný rozdíl může být až 120 řádů! Může se také jednat o nějakou formu pole, které se s časem vyvíjí, rozpadá apod. Anebo je něco špatně s Einsteinovou teorií gravitace a vyžaduje modifikace, více prostorových dimenzí atd.

Rozluštění záhady temné energie stojí v jádru odpovědi na otázku, jaký je osud a snad i původ našeho vesmíru. Teoretikové mají spoustu nápadů, ale jen další pozorování rozhodnou, jakou variantu si příroda vybrala. Objev zrychlené expanze vesmíru byl jen začátek.