Úvodní strana  >  Články  >  Vzdálený vesmír  >  Reliktní záření II

Reliktní záření II

Kosmologie vysvětluje vznik a následný vývoj vesmíru pomocí teorie velkého třesku... pokračování článku.
Článek je převzat z časopisu Astropis.

Zárodky dnešních galaxií

Ve výsledcích sondy COBE bylo podle očekávání poprvé možné na mapě reliktního záření vidět oblasti teplejších a chladnějších mikrokelvinových fluktuací oproti průměrné teplotě. Teplotní fluktuace později potvrdily více než tři desítky dalších experimentů, ale největší pokrok přišel až se sondou WMAP. Ve srovnání s dřívějšími daty družice COBE zaznamenala WMAP detaily až 23× menší a průzkum fluktuací teploty se záhy stal nejpřesnějším zdrojem znalostí o vesmíru.

Existenci fluktuací si vysvětlujeme na základě oscilací baryonové látky (protony a neutrony) okolo struktur vytvořených již dříve od záření odpoutanou temnou hmotou, které se přenášely i do pole záření. Oscilace hmoty mají svůj počátek v období vyrovnání hustoty energie hmoty a záření (okolo z = 3200) a pokračovaly v následujícím období dominance hmoty nad zářením až do rekombinace. Od rekombinace prochází baryonová hmota pouze stadiem gravitačního smršťování v okolí zárodečných zhuštěnin, což nakonec povede k vytvoření dnešních galaxií.

Oscilace baryonové látky způsobovaly nerovnováhu v tlaku a hustotě plazmatu vyplňujícího raný vesmír. V místech, kde byla vyšší hustota, docházelo ke gravitačnímu smršťování, nicméně při dosažení jisté hustoty převládly odpudivé síly záření a vznikly oscilace ve formě vln šířících se plazmatem, vzhledem k podobnosti s šířením zvuku je nazýváme akustickými. Rychlost těchto akustických vln odpovídá zhruba rychlosti světla ve vakuu dělené druhou odmocninou ze tří. Největší místa zhuštění, horké skvrny, měly rozměry kolem 200 tisíc světelných let. Největší chladné skvrny měly rozměry zhruba poloviční, neboť akustická vlna musela těmito oblastmi projít dvakrát (zhuštění a následné zředění). Podobně v místech, kde došlo ke zhuštění podruhé, bylo zapotřebí trojího průchodu akustické vlny a tyto oblasti mají zhruba třetinovou velikost oproti největších horkých skvrn. Obrazem akustických vln je tedy celočíselný poměr velikostí skvrn reliktního záření.

Pouhým pohledem na mapu intenzity teplotních fluktuací mnoho informací nezískáme, mnohem účelnější je provést rozklad do multipólového rozvoje. Tímto multipólovým rozvojem (jedná se o rozložení signálu z kulové plochy na jednotlivé frekvence, nebo-li multipólové momenty) získáme závislost intenzity fluktuací na úhlové škále spektrum reliktního záření. První členy multipólového rozvoje mají jasnou interpretaci: monopól vyjadřuje průměrnou teplotu, dipólový člen bohužel nemůžeme určit (je překryt stonásobně větším Dopplerovým vzniklým pohybem sluneční soustavy vůči poli reliktního záření), dva následující póly jsou kvadrupól (dvě maxima a minima) a oktupól (tři maxima a minima). Pro různé modely vesmíru dostáváme různé pozice a intenzity v jednotlivých frekvencích. Hned při prvním pohledu vidíme pravidelné rozestupy mezi vrcholy ve spektru, což je přímý důkaz správnosti teorie akustických oscilacích.

obr4.jpg

Obrázek (4): (kliknutím na obrázek jej získáte v plném rozlišení) Obraz teplotních fluktuací závisí na geometrii vesmíru. Poměr rozměru zvukového horizontu (známe z vlastností materiálů a rychlosti šíření vln v něm) a vzdáleností uraženou reliktním zářením (dáno rozdílem teplot nyní a v době vzniku) je ve vztahu k úhlovému rozměru horizontu (daný polohou maxim a minim prvního akustického vrcholu nebo velikostí skvrn v obrazu reliktního záření).

Procesy odpovědné za tvar spektra

Akustické oscilace provází několik efektů, které vedou ke změnám teploty záření a my je dnes dokážeme ve spektru identifikovat. Nejvýznamnější je Sachs-Wolfův efekt, který popisuje energetickou ztrátu fotonů překonávajících gravitační potenciál v místě zhuštěnin. Jedná se o zčervenání fotonů opouštějících gravitační potenciál, jev předpovězený Einsteinovou teorií relativity a mnohokrát pozorovaný u astronomických objektů. Fotony opouštějící místa s větší hustotou hmoty byly sice energetičtější (kontrakce zahřívá hmotu), ale vzhledem k nutnosti překonat gravitační potenciál, ztrácely energii a jejich teplota klesala. Teoreticky předpovězená výsledná změna teploty záření oproti průměru je ve výborném souhlasu s pozorovanými fluktuacemi teploty reliktního záření.

Protože plazma osciluje, projeví se také známý Dopplerův efekt. Jeho příspěvek je minimální v maximech akustických vrcholů (hmota se nepohybuje) a maximální mezi nimi (hmota se smršťuje nebo rozpíná). Dopplerův efekt je tedy antikorelován se Sachs-Wolfovým a vede k uhlazení spektra.

Exponenciální pokles intenzity na malých úhlových škálách způsobuje difúze fotonů a poklesu říkáme Silkův útlum. Protože plazma není ideální tekutina a rekombinace nenastává okamžitě (elektronům trvá jistou dobu než se zachytí na atomových jádrech), rozmývají náhodně difundující fotony z míst o větší hustotě do míst zředění akustické oscilace o velikosti menší, než je jejich volná dráha (dráha, kterou foton urazí mezi dvěma následnými rozptyly na elektronech). Proto jsou akustické vrcholy menší než asi 5 úhlových minut silně potlačeny.

Výše vyjmenované efekty se na obrazu reliktního záření objeví hned při rekombinaci, fotony jsou však ovlivněny také během cesty od místa vzniku k pozorovateli, tzv. sekundárními efekty. Nejvýznamnější úlohu zde hraje integrovaný Sachs-Wolfův efekt. Vyjadřuje ztrátu energie fotonů během průchodu skrz gravitační pole nějakého dostatečně hmotného a rozlehlého objektu. Tyto fluktuace navíc mohou nechat svůj otisk ve spektru v podobě gravitačních čoček a stejně jako pozorujeme vícenásobný obraz vzdáleného kvasaru okolo hmotné kupy galaxií, která ohnula dráhu světla za ní ležícího objektu pomocí svého silného gravitačního působení, objeví se vícenásobné obrazy i v mapě reliktního záření. Doposud nemáme kvůli dosavadním nedostatečně jemným úhlovým rozlišením registrován žádný takový případ. Ostatní sekundární efekty se na škálách, které nejsou rozmyty difúzí, nijak výrazně neprojeví. Mezi nejznámější patří Rees-Sciamův efekt, neboli ztráta energie fotonu podél zorného paprsku v časově proměnlivém gravitačním potenciálu (typickým případem je pohyb kupy galaxií napříč zorným paprskem).

Všechny doposud zmíněné procesy měly za následek změnu teploty, ale tato změna nastala současně pro všechny fotony (zachovával se tvar spektra tepelného záření). Existuje však proces, který ovlivňuje i tvar tepelného spektra (nezmění se teplota všech fotonů). Pokud se reliktní fotony rozptýlí na volných elektronech horkého plynu, statisticky významný podíl očekáváme zatím jen na plynu v okolí kup galaxií, přesunou se tyto fotony do vyšších energií a vytvoří typický obraz, jenž se dá získat pozorováním ve více frekvencích. Tomuto jevu říkáme Sunajev-Zeldovičův a je v poslední době intenzivně studován, protože jej lze úspěšně použít pro měření vzdáleností ve vesmíru pokud stejnou kupu galaxií napozorujeme i v rentgenové oblasti.

Ve vesmíru nastalo za celou dobu vývoje od chvíle rekombinace pouze jediné období ovlivňující tvar spektra reliktního záření. Během času překotné tvorby vůbec prvních hvězd bylo přerušeno temné období vesmíru a my bychom mohli, kdybychom v té době existovali, pozorovat svit značného množství prvních hvězd. Vyzářené světlo znovu ionizovalo okolní plyn a nastalo období reionizace. Horké oblasti ionizovaného plynu vyhlazovaly rozdíly v teplotě reliktního záření, ale protože v té době už poklesla hustota látky vlivem rozpínání, dočkala se rozptýlení pouze malá část reliktních fotonů. Ze zpracování spektra reliktního záření vyplynulo, že první hvězdy vznikaly překvapivě brzy zhruba 200 miliónů let po velkém třesku, mnohem dříve než jsme usuzovali na základě dosavadních pozorování pozemských observatoří a Hubblova teleskopu.

obr5.jpg

Obrázek (5): (kliknutím na obrázek jej získáte v plném rozlišení) S postupem času začínají oscilovat čím dál tím větší fluktuace hustoty a nechávají svůj otisk ve spektru. Tmavé skvrny odpovídají plazmě ve fázi největšího stlačení, světlé naopak zředění. Ve spektru pod různě velkými a různě rozfázovanými oscilacemi je patrné, že Dopplerův efekt je nejvýraznější u pohybující se látky v přechodu mezi fázemi komprese a zředění a zhlazuje fluktuace vybuzené Sachs-Wolfovým efektem.

Akustické vrcholy

Podívejme se podrobně na jednotlivé vrcholy multipólového rozvoje teplotních fluktuací. Pozice prvního vrcholu, nazýváme jej Dopplerův, je velmi citlivá na geometrii vesmíru a z naměřené hodnoty vyplývá, že je euklidovská prostor je plochý. Jedná se o triumf teorie inflačního rozpínání, protože ta rovinnou geometrii vesmíru i v jeho pozdějším věku přímo předpovídá. Další alternativní kosmologické teorie jsou těmito měřeními vyloučeny a teorie inflace se plnoprávně zařadila do standardního popisu vývoje vesmíru. Tvar Dopplerova vrcholu je určován hustotou hmoty a baryonů.

Existence druhého vrcholu je nezvratným důkazem akustických oscilací v plazmě. Harmonická pozice prvního a druhého vrcholu nevyhnutelně ukazuje na jejich vznik pomocí akustických vln, iniciovaných fluktuacemi gravitačního potenciálu, které mají svůj původ v inflační fázi raného vesmíru. Protože liché akustické vrcholy jsou spojeny s velikostí komprese plazmy, roste jejich výška s hustotou baryonů, naopak sudé vrcholy naopak souvisejí se zředěním plazmy. Z poměru výšek sudých a lichých vrcholů lze odvodit množství baryonové látky, čím vyšší bude podíl baryonů v plazmě, tím více bude druhý vrchol potlačen oproti prvnímu a třetímu.

Na sérii následujících akustických vrcholů uplatňuje svůj vliv poměr hustoty energie temné hmoty a energie záření. Jedná se o efekt rozdílných oscilací ve vesmíru dominovaném zářením a ve vesmíru dominovaném hmotou. Temnou energii (kosmologická konstanta) zde nemusíme vůbec uvažovat, protože se na oscilacích neuplatňuje. Energii záření vypočteme ze současné teploty mikrovlnného záření a hustoty fotonů na jednotku prostoru, čímž se nám otevře cesta ke stanovení hustoty hmoty. Přestože tento efekt ovlivňuje výšku všech vrcholů, je jeho přímý vliv separovatelný od efektů způsobených baryonovou hmotou u třetího vrcholu. Pokud bude třetí vrchol zesílený tak, že jeho amplituda bude srovnatelná nebo dokonce vyšší než amplituda druhého vrcholu, bude to známka dominance temné hmoty nad baryonovou.

Velikost útlumu akustických vrcholů u vyšších členů multipólového rozvoje představuje výborný ověřovací test, protože všechny veličiny, na kterých koncový exponenciální útlum závisí, měříme z umístění a velikostí samotných vrcholů (geometrie prostoru, baryonová hustota a hustota temné hmoty).

Informace získané rozborem akustických vrcholů můžeme shrnout následovně: pozice prvního vrcholu odpovídá plochému prostoru, množství baryonové hmoty odvozené z druhého vrcholu souhlasí s hodnotou předpovězenou teorií primordiální nukleosyntézy, třetí vrchol určuje podíl temné hmoty a koncovým útlumem ověříme správnost získaných hodnot. Množství temné energie je rovno rozdílu součtu hustoty baryonové a temné hmoty od celkové hustoty pro danou geometrii vesmíru. Hodnota hustoty temné energie vypočtená z rozboru akustických vrcholů výborně souhlasí s výsledkem pozorování zrychlování rozpínání vesmíru u vzdálených supernov (viz letošní výsledky Hubblova kosmického teleskopu) a existenci temné energie tak můžeme prohlásit za prokázanou. I přes tyto úspěchy stále postrádáme jakýkoliv přímý důkaz dvou skrytých komponent (i když temná hmota a temná energie tvoří dohromady více než 95 procent vesmíru!) a můžeme jen doufat, že se nějakých dočkáme v experimentech částicové fyziky alespoň v případě temné hmoty.

Uvažovali jsme zatím jen skalární fluktuace teploty a další dva příspěvky jsme ponechávali bez pozornosti. První z nich, vektorové komponenty, se rozpadají během expanze a nepředpokládá se, že by nechaly otisky ve spektru. Očekává se však, že stejným procesem, kterým byly vytvořeny skalární fluktuace, vzniklo také pozadí gravitačních vln. Tento slabý tenzorový příspěvek se objeví u malých multipólů před prvním akustickým vrcholem, poněvadž gravitační vlny se rozpadly v okamžiku, kdy jejich vlnová délka byla menší než velikost horizontu, který zhruba odpovídá pozici prvnímu vrcholu. Při dnešní přesnosti měření je tento příspěvek ignorován, ale výrazněji se může projevit v polarizované části emise, na kterou se nyní zaměříme.

Multipólový rozvoj teploty reliktního záření

Obrázek (6): Akustické oscilace plazmy vytvářejí fluktuace teploty reliktního záření, které vytvářejí charakteristické vrcholy v multipólovém rozvoji. Čára proložená daty ze sondy WMAP a některých dalších experimentů odpovídá standardnímu modelu vesmíru. První a nejvýraznější vrchol se nazývá Dopplerův, pak následují další akustické vrcholy v pravidelným rozestupech. Od čtvrtého vrcholu se projevuje Silkův útlum. Je patrné, že fit teoretického modelu nesouhlasí s pozorováním pouze u prvních členů multipólového rozvoje. Vysvětlením může být nezvyklá topologie geometrická struktura vesmíru (např. teorie Poincarého dvanáctistěnu) nebo jen nesprávné odstranění signálů přicházejících z galaktických případně extragalaktických zdrojů - jejich příspěvek může významnou měrou ovlivnit přesnost zpracování, protože jej musíme odstranit z pozorovaných dat.

Pozornost se soustřeďuje na polarizaci

Polarizace narozdíl od statického obrazu teplotních fluktuací poskytuje informaci o pohybech plazmy a poskytla by nám více informací než samotné teplotní pole. Měřením polarizačního spektra můžeme mimo jiné výrazně zvýšit přesnost fyzikálních parametrů spojených s akustickými oscilacemi, poskytnout větší statistiku na parametry reionizace, detekovat gravitační vlny, zkoumat modely inflačního rozpínání a stanovit kvantové fluktuace skalárního pole inflatonu odpovědného za inflaci. Není divu, že detekování polarizace se stalo primární snahou současných experimentů, kterou započal vůbec první záznam polarizace v roce 2002 interferometrem DASI umístěným na Amundsen-Scottově stanici v blízkosti jižního pólu.

K tomu, aby se záření lineárně zpolarizovalo, musí být splněny dvě podmínky. Zaprvé se musí fotony rozptýlit Thomsonovým rozptylem na volných elektronech a zadruhé musí mít úhlové rozdělení teploty rozptylujících se fotonů kvadrupólový moment. Kvadrupólový moment vytváří rychlostní gradient v toku plazmy přes volnou dráhu fotonu. Jak se ukazuje, nejpříhodnější podmínky pro polarizaci nastávají v období rekombinace, kdy ubývá množství volných elektronů, volná dráha fotonů roste a lokální kvadrupólové momenty narůstají. Reliktní záření se tak zpolarizovalo během několika posledních rozptylů fotonů na elektronech.

Tvary a výšky vrcholů ve spektru polarizace jsou přesně předpověditelné z vrcholů teplotního spektra za podmínek standardní inflace. Každé jiné vysvětlení vrcholů, které nezahrnuje akustické korelace, porušuje tuto relaci. Dále můžeme přímo hledat korelace větší než byl horizont události (ohraničuje prostor za kterým už vzhledem ke konečné rychlosti světla nedocházelo k přenosům signálu) a testovat tak inflační scénář (oblasti ležící během rekombinace mimo své horizonty události ležely v předinflačním období v rámci svých horizontů a docházelo mezi nimi k výměnám informací vyrovnávala se teplota a hustota).

Během zpracování se vektorové pole polarizace rozkládá na dvě komponenty, elektrickou E a magnetickou B. Tato dekompozice je užitečná také proto, že obě komponenty vznikají rozdílnými procesy. Mód E vzniká ze stejných fluktuací hustoty (skalární fluktuace), které současně způsobují teplotní anizotropii. Mnohem slabší mód B je podle inflačních modelů generován reliktním gravitačním zářením (tenzorové fluktuace) ve velmi raném vesmíru. Navíc se polarizace v módu E mohla převést do módu B pomocí gravitačního čočkování a tento signál by byl mnohem výraznější než původní signál generovaný inflací.

Po rekombinaci původně malé kvadrupólové momenty rostou díky volnému proudění fotonů na kosmické vzdálenosti. Jestliže pak vesmír projde reionizací, nový rozptyl fotonů zpolarizuje záření. Tento proces dominuje na úhlových škálách blízkých horizontu události daného období (je pochopitelně větší než v období rekombinace) a vytvoří se hrbol ve spektru polarizace na velkých úhlových škálách. Jeho výška silně závisí na celkové optické tloušťce v době reionizace a polarizační spektrum pro malé monopóly tak bude citlivou sondou procesu reionizace.

Pozorování polarizace představuje velkou výzvu pro kosmology, ale na podrobnější výsledky budeme muset ještě nějakou dobu počkat. Zatímco velikost teplotní fluktuace se pohybuje v řádu stotisícin, nejvyšší amplituda signálu polarizace je desetkrát a u módu B dokonce stokrát menší. Sonda WMAP není schopna detailně mapovat tak slabé signály, i když už naměřila známky slabých změn polarizace, proto nezbývá než vyčkávat na data z vylepšených interferometrů nebo až na plánovanou sondu Planck (vypuštění stanoveno na rok 2007).

obr7.jpg

Obrázek (7): (kliknutím na obrázek jej získáte v plném rozlišení) Světlo šířící se v prostoru či v materiálu je příčné elektromagnetické vlnění (vektory intenzity elektrického a magnetického pole kmitají kolmo na směr šíření). Obyčejné světelné zdroje, jako jsou Slunce a žárovka, vyzařují světlo, které obsahuje zcela nahodilé orientace oscilujících vektorů, jedná se o nepolarizované světlo. Světlo lze polarizovat pomocí odrazu, např. světlo odražené na klidné hladině vody se stane částečně horizontálně polarizovaným. Vertikální polarizátory v polarizačních slunečních brýlích nepropouští toto horizontálně polarizované světlo a výsledkem je redukce toku světla (odstraní se odlesky). Podobným způsobem funguje sonda WMAP detekující reliktní záření zpolarizované rozptylem na elektronech, ale s tím rozdílem, že měří toky pro více směrů polarizace.

Pohled do budoucnosti

První předpověď reliktního záření přišla na svět v druhé polovině čtyřicátých let, ale nikdo ji po téměř dvě desetiletí nepřisuzoval význam, byla dokonce tak nedoceňována, až na ni zapomněli samotní autoři: George Gamow a jeho kolegové Ralph A. Alpher a Robert Herman. Nakonec k jednomu z nejvýznamnějších objevů dvacátého století došlo náhodou systematickým studováním hladiny šumu při snaze změřit galaktické rádiové pozadí. Reliktní záření se záhy po svém objevu stalo nejsilnějším důkazem kosmologického modelu velkého třesku a jeho význam nepolevuje ani dnes, naopak s každým přesnějším měřením roste. Zvláště v situaci, kdy pozorování a dnes favorizovaný kosmologický model spolu již natolik souhlasí, že největší poprask by spustil nález libovolné nesrovnalosti. Dočkáme se nějakého třeba při studiu reliktního záření nebo jsme již nalezli finální model vesmíru?

stáří:13,7 miliard let
vznik prvních hvězd:200 miliónů let po velkém třesku
rekombinace:379 tisíc let po velkém třesku
složení vesmíru:4% běžná látka (převážně baryony — protony a neutrony)
23% temná hmota (nebaryonová hmota)
73% temná energie (kosmologický člen)
geometrie:euklidovská (rovinná)
Hubblova konstanta:71 km/s/Mpc
baryonová asymetrie (poměr počtu baryonů a fotonů):6,1 × 10-10
vesmír prošel fází inflačního rozpínání
Rámeček 2: Standardní model vesmíru




O autorovi



39. vesmírný týden 2016

39. vesmírný týden 2016

Přehled událostí na obloze od 26. 9. do 2. 10. 2016. Měsíc bude v novu. Venuše, Mars a Saturn najdeme večer stále jen nízko nad obzorem. Neptun a Uran můžeme pozorovat celou noc. Na ranní obloze můžeme před svítáním pozorovat kužel zvířetníkového světla do něhož před východem Slunce stoupá planeta Merkur a bude zde také srpek Měsíce.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Pradědovy Perseidy 2016

Píše se rok 258, 10. srpen. Na rošt nad horké uhlí je položen správce chrámové pokladny před několika dny popraveného papeže Sixta II a je opékán zaživa. Po chvíli volá: „Z jedné strany jsem již opečený, pokud mě chcete mít dobře udělaného, je čas mě otočit na druhou stranu.“ Toto utrpení podstoupil

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

ISS

Stanice ISS nízko nad JV obzorem,začínají večerní přelety nad ČR.

Další informace »