| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
WMAP – co víme o vesmíru v roce 2003?
Petr Kulhánek
Za posledních 100 let se naše znalosti o vesmíru jako celku mimořádně zpřesnily. Dříve spíše filosofické úvahy se staly konkrétními fyzikálními teoriemi podloženými mnoha experimenty. Kosmologie si prosadila své místo a stala se disciplínou spojující moderní fyziku velkých i malých rozměrů. Sám Velký třesk je natolik mimořádným experimentem, který by nikdy žádný fyzik nebyl schopen připravit. Příroda to ovšem udělala za nás a my můžeme směle bádat a pozorovat. Mimořádně velké naděje byly vkládány do sondy MAP (Microwave Anisotropy Probe), jejímž hlavním cílem je detailní průzkum reliktního záření z období zhruba 400 000 let po vzniku vesmíru. První výsledky byly oznámeny 11.2.2003. S velkou přesností poprvé známe stáří vesmíru, Hubbleovu konstantu a kosmologickou konstantu. Na počest Davida T. Wilkinsona, hlavního autora projektu, byla sonda přejmenována na WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe).
Sonda WMAP
Historie moderní kosmologie
Základy současné kosmologie vznikaly spolu s vybudováním obecné relativity na počátku minulého století (1916, Albert Einstein). Teorie popisuje gravitační působení jako vlastnost zakřiveného času a prostoru. Stala se mimořádně úspěšnou při objasnění mnoha jevů. V roce 1922 publikoval ruský matematik Fridman řešení v homogenním a izotropním vesmíru, která popisovala buď rozpínající nebo smršťující se vesmír. Stávající teorie nepřipouštěla tehdy oblíbený stacionární vesmír. Albert Einstein proto do rovnic OTR zavedl člen lineární v metrickém tenzoru (Λgμν), který zajišťoval existenci stacionárního řešení. V té době mnoho lidí (včetně A. Einsteina) věřilo, že vesmír je neměnný v čase. Po objevu Hubbleova rozpínání vesmíru Albert Einstein tento člen z rovnic opět vyškrtl a prohlásil, že šlo o největší omyl jeho života. Sporný člen se nazývá kosmologická konstanta a dnes zažívá svou renesanci.
V roce 1929 bylo Edwinem Hubblem objeveno rozpínání vesmíru na základě červeného posuvu vzdálených galaxií. Spolu s rozpínáním vesmíru docházelo k chladnutí hmoty se zářením. Asi 400 000 let po Velkém třesku došlo k oddělení záření od hmoty v důsledku zachycení volných elektronů v atomárních obalech. Právě volné elektrony doposud udržovaly kontakt záření s látkou. Vesmír se stal pro záření průhledným a interakce záření s hmotou minimální. Toto reliktní záření bylo objeveno v roce 1965 Arno Penziasem a Robertem Wilsonem. Na konci 20. století se stále více objevují úvahy o tom, že vznik vesmíru není možné popisovat jen v rámci teorie gravitace, ale že dominantní vliv měly i ostatní interakce. Začíná se brát vážně úloha kvantové teorie. Ukazuje se, že člen úměrný metrickému tenzoru do rovnic skutečně patří, je však způsoben kvantově polními projevy vakua a jeho původ je v kvantových procesech. Na velkých měřítcích se člen projevuje jako jakási „odpudivá“ gravitace, nebo chcete-li záporný tlak. Kosmologická konstanta je definována jako poměr hustoty vakuové energie ke kritické hustotě vesmíru.
Kosmologická konstanta
Experimentálně byla prokázána existence nenulové kosmologické konstanty v roce 1999 (A. G. Riess – 1998, S. Perlmutter – 1999). Měření byla prováděna na souboru supernov typu Ia, ve kterých je exploze způsobena rozmetáním bílého trpaslíka, který překročil mez stability (Chandrasekharovu mez). Shodná hmotnost trpaslíků při narušení jejich stability vede ke stejné absolutní magnitudě všech supernov tohoto typu. Supernovy tak slouží jako jakési standardní svíčky o přesně definovaném výkonu v celém vesmíru. Vzdálenější supernovy byly méně jasné než podle propočtů. Z toho lze usuzovat na zrychlování expanze vesmíru způsobené nenulovou kosmologickou konstantou. Zrychlování expanze může v budoucnu přerůst v exponenciální fázi expanze vesmíru.
Kosmologická konstanta souvisí s vlastnostmi vakua. Vakuum je netriviální dynamický systém, který je ve stavu s minimální energií, nikoli ovšem nulovou. Předpokládá se, že jsou zde přítomna tzv. Higgsova pole, která způsobují spontánní narušení symetrie, mechanismus potřebný v teorii sjednocení elektromagnetické a slabé interakce. Mohou zde být i další typy polí. V každém případě je ale hustota energie vakua (tzv. temná energie) nezávislá na expanzi vesmíru a je konstantní. Právě konstantní hustota energie ve vesmíru způsobuje fiktivní záporný tlak, který je odpovědný za zrychlující se expanzi (viz sekce KOSMOLOGIE, kapitola Inflační modely).
COBE
První podrobný průzkum reliktního záření byl proveden koncem 90. let po vypuštění družice COBE (Cosmic Background Explorer) v roce 1989. V průběhu prvních osmi minut provozu zjistila, že reliktní záření je zářením absolutně černého tělesa o teplotě (2,725±0,02) K. V roce 1992 byla objevena anisotropie reliktního záření. Záření je nepatrně teplejší v jednom směru a nepatrně chladnější v opačném směru. Tomu odpovídá naše rychlost pohybu vzhledem k záření 390 kms−1. Odečteme-li známý pohyb Slunce kolem středu Galaxie, vychází pro vlastní pohyb naší Galaxie rychlost 600 kms−1. Jinak je záření vysoce isotropní. Záření sledované družicí COBE není zcela homogenní. Odchylky fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Pravděpodobně jde o primordiální fluktuace z období oddělení záření od hmoty, které vedly ke vzniku galaxií. Družice COBE tak přispěla k lepšímu poznání mikrovlnného reliktního záření hlavně dvěma objevy: Objevem anisotropie záření a objevem fluktuací teploty záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°.
Mapy fluktuací pořízené družicí COBE a sondou WMAP
WMAP
Sonda WMAP je nástupkyní družice COBE. Startovala 30.6.2001 a byla umístěna v blízkosti Lagrangeova bodu L2 soustavy Země−Slunce, který je vzdálen 1,5 milionů kilometrů od Země ve směru od Slunce (viz WMAP). Na své stanoviště dorazila sonda 14.9.2001. Hlavním cílem je pořídit podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s mnohem vyšší citlivostí a rozlišením než družice COBE. Předpokládá se úhlové rozlišení kolem 0,3° a citlivost 20 µK. Sonda pozoruje v pěti oddělených frekvenčních pásmech od 22 do 90 GHz. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. 11.2.2003 byly zveřejněny první výsledky:
| Základní parametry – WMAP 11. 2. 2003 | |
|---|---|
| Hubbleova konstanta | (71±4) km s−1 Mpc−1 |
| stáří vesmíru | (13,7±0,3) miliard let |
| doba oddělení reliktního záření od hmoty | ~ 380 000 let |
| vznik prvních hvězd | ~ 400 000 000 let |
| křivost vesmíru | plochý |
| celková topologie vesmíru | zatím neurčena |
| kosmologická konstanta | 0,73±0,04 |
| Složení vesmíru – WMAP 11. 2. 2003 | |
| vakuová energie (skrytá, temná energie) | (73±4) % |
| skrytá hmota (nebaryonová, temná hmota) | (23±2) % |
| baryonová hmota (atomární, svítící hmota) | (4±0,2) % |
Náš vesmír je podle posledních výsledků přibližně plochý. To znamená, že celková hustota jeho hmoty je rovna hustotě kritické a vesmír v minulosti prošel pravděpodobně inflační fází (fází exponenciální expanze), která vesmír nastavila na přibližně kritickou hustotu (viz sekce KOSMOLOGIE). Z celkové hustoty vesmíru (rovné kritické) tvoří svítící hmota jen jeho nepatrnou část (4 %). Další část je tvořena nebaryonovou hmotou neznámé povahy (23 %). Vakuová energie tvoří celých 73 % kritické hustoty. Potvrdily se tak experimenty z let 1998 a 1999, které nalezly nenulovou hodnotu kosmologické konstanty. Vesmír je proto ve zrychlující se fázi expanze, která se nikdy nezastaví. V nejbližší době budou prováděny podrobné rozbory naměřených fluktuací reliktního záření. Ty v sobě skrývají jednoznačný otisk topologie vesmíru. Autoři projektu to přirovnávají k detektivnímu románu s otisky prstů. Podobně jako podle otisků lze jednoznačně identifikovat pachatele, bude snad možné podle typu fluktuací reliktního záření identifikovat topologii vesmíru zodpovědnou za tyto fluktuace.
Odkazy
