Po dvou letech ve vesmíru teleskop Jamese Webba rozvrátil kosmologii. Jaké to bude mít následky?

Měření rozpínání vesmíru již několik desetiletí naznačují nesrovnalost známou jako Hubbleovo napětí, která hrozí rozbitím kosmologie, jak ji známe. Nyní, v předvečer druhého výročí, nový objev vesmírného teleskopu Jamese Webba tuto záhadu jen upevnil.

V našem rozpínajícím se vesmíru je něco v nepořádku.

Téměř před sto lety objevil astronom Edwin Hubble balónové nafukování vesmíru a zrychlující se vzdalování všech galaxií od sebe. Sledování tohoto rozpínání zpět v čase vedlo k našemu současnému nejlepšímu pochopení toho, jak vše vzniklo – k velkému třesku.

V posledním desetiletí se však v tomto obrazu objevila znepokojivá díra. V závislosti na tom, kam se astronomové podívají, se rychlost rozpínání vesmíru (hodnota zvaná Hubbleova konstanta) výrazně liší.

Nyní, v den druhého výročí svého vypuštění, vesmírný dalekohled Jamese Webba (JWST) tento rozpor ještě více potvrdil svými novými ohromně přesnými pozorováními, která hrozí, že naruší standardní model kosmologie.

Nová fyzika potřebná k úpravě nebo dokonce nahrazení 40 let staré teorie je nyní předmětem diskusí.

„Je to neshoda, která nás musí přimět k zamyšlení, zda skutečně rozumíme složení vesmíru a jeho fyzice,“ řekl časopisu Live Science Adam Riess, profesor astronomie na Univerzitě Johnse Hopkinse, který vedl tým, jenž provedl nová měření JWST. Reiss, Saul Perlmutter a Brian P. Schmidt získali v roce 2011 Nobelovu cenu za fyziku za objev temné energie, tajemné síly, která stojí za zrychlujícím se rozpínáním vesmíru, v roce 1998.

Začínáme s třeskem

Na tom se kosmologové shodnou: Začalo to třeskem. V jednom okamžiku se zformoval mladý vesmír. Rozpínající se, vroucí plazmatický vývar z částic hmoty a antihmoty, které se rozpadly, aby se při kontaktu navzájem zničily.

Kdyby byly ponechány samy sobě, hmota a antihmota uvnitř tohoto plazmového bahna by se navzájem zcela pohltily. Vědci se však domnívají, že díky neznámé nerovnováze vzniklo více hmoty než antihmoty, což zachránilo vesmír před okamžitým sebezničením.

Gravitace stlačila kapsy plazmatu, stlačila a zahřála hmotu tak, že se na jejich povrchu rozvlnily zvukové vlny pohybující se rychlostí jen o málo vyšší než polovina rychlosti světla, tzv. baryonové akustické oscilace.

Vysoká hustota energie přeplněného obsahu raného vesmíru mezitím roztáhla časoprostor a malou část této hmoty bezpečně vytáhla z boje. Jak se vesmír nafukoval jako balón, podle standardního příběhu se běžná hmota (která interaguje se světlem) srážela kolem shluků neviditelné temné hmoty a vytvářela první galaxie, spojené dohromady rozsáhlou kosmickou sítí.

Jak se obsah vesmíru zpočátku rozprostíral, klesala jeho hustota energie, a tím i rychlost rozpínání. Pak se však zhruba před 5 miliardami let začaly galaxie opět vzdalovat stále rychlejším tempem. Nejjednodušší a nejpopulárnější vysvětlení temné energie je, že se jedná o kosmologickou konstantu – inflační energii, která je všude a v každém okamžiku stejná, je vetkána do roztažené struktury časoprostoru. Einstein ji ve své obecné teorii relativity pojmenoval lambda.

Jak se náš vesmír zvětšoval, jeho celková hustota hmoty klesala, zatímco hustota temné energie zůstávala stejná, čímž se postupně stala temnou energií, která nejvíce přispívá k jeho celkovému rozpínání.

Součet hustot energie běžné hmoty, temné hmoty, temné energie a energie světla určuje horní hranici rychlosti rozpínání vesmíru. Jsou také klíčovými složkami kosmologického modelu Lambda chladné temné hmoty (Lambda-CDM), který mapuje růst vesmíru a předpovídá jeho konec, s tím, že se hmota nakonec rozprostře tak řídce, že zažije tepelnou smrt zvanou Velké zamrznutí.

Mnohé z předpovědí tohoto modelu se ukázaly jako velmi přesné, ale tady začínají problémy. Navzdory dlouhému pátrání astronomové nemají ponětí, co je temná hmota nebo temná energie. „Většina vědců se shoduje na tom, že současné složení vesmíru tvoří z 5 % běžná, atomární hmota, z 25 % chladná, temná hmota a ze 70 % temná energie,“ uvedl pro Live Science Ofer Lahav, profesor astronomie na University College London, který se podílí na průzkumu temné energie v galaxiích. „Trapnou skutečností je, že posledním dvěma z nich nerozumíme.“

Pro Lambda-CDM se však zhmotnila ještě větší hrozba. V závislosti na tom, jakou metodu astrofyzikové používají, se zdá, že vesmír roste různou rychlostí. Tato nesrovnalost je známá jako Hubbleovo napětí. A metody, které nahlížejí do raného vesmíru, ukazují, že se rozpíná podstatně rychleji, než Lambda-CDM předpovídá. Tyto metody byly prověřeny a ověřeny nesčetnými pozorováními.

„Takže jediný důvod, který v tuto chvíli chápu, proč se neshodnou, je ten, že modelu, který máme mezi nimi, možná něco chybí,“ řekl Riess.

K měření rozpínání vesmíru je zapotřebí trochu víc než radarová pistole.

První metoda měření tohoto růstu zkoumá tzv. kosmické mikrovlnné pozadí (CMB), pozůstatek prvního světla vesmíru, které vzniklo pouhých 380 000 let po velkém třesku. Tento otisk lze pozorovat po celé obloze a v letech 2009 až 2013 jej zmapovala družice Planck Evropské kosmické agentury (ESA), aby zjistila Hubbleovu konstantu s méně než 1% nejistotou.

Díky těmto informacím víme, že je vesmír téměř zcela jednolitý. Jak vesmír explodoval směrem ven, tato struktura mýdlové bubliny se nafoukla do kosmické sítě, sítě křížících se vláken, podél jejichž křížení se budou rodit galaxie. Studiem těchto vln pomocí družice Planck kosmologové odvodili množství běžné a temné hmoty a hodnotu kosmologické konstanty neboli temné energie. Zapojením těchto údajů do modelu Lambda-CDM vyšla Hubbleova konstanta zhruba 46 200 km/s na milion světelných let, tedy přibližně 67 km/s na megaparsek. (Megaparsek je 3,26 milionu světelných let.)

U tohoto čísla se na chvíli zastavme. Pokud je galaxie od nás vzdálena jeden megaparsek, znamená to, že se od nás (a my od ní) bude vzdalovat rychlostí 67 kilometrů za sekundu. Ve vzdálenosti dvaceti megaparseků tento ústup vzroste na 1340 kilometrů za sekundu a dále exponenciálně roste. Pokud je galaxie vzdálená více než 4 475 megaparseků, bude se od nás vzdalovat rychleji než rychlostí světla.

Druhá metoda zjišťování této rychlosti rozpínání využívá pulzující hvězdy zvané proměnné cefeidy – umírající hvězdy s vnějšími vrstvami helia a plynu, které se zvětšují a zmenšují, jak pohlcují a uvolňují záření hvězdy, takže periodicky blikají jako vzdálené signální lampy.

V roce 1912 astronomka Henrietta Swan Leavittová zjistila, že čím je cefeida jasnější, tím pomaleji bliká, což astronomům umožnilo změřit absolutní jasnost hvězdy, a tím i její vzdálenost. Šlo o přelomový objev, díky němuž se cefeidy staly hojnými „standardními svíčkami“ pro měření obrovského rozsahu vesmíru. Spojením pozorování pulzujících cefeid mohou astronomové sestavit žebříky kosmických vzdáleností, přičemž každá příčka je posune o krok zpět do minulosti.

„Je to jeden z nejpřesnějších prostředků, které dnes astronomové pro měření vzdáleností mají,“ řekla Wendy Freedmanová, astrofyzička z Chicagské univerzity, časopisu Live Science.

Pro sestavení žebříku vzdáleností astronomové sestaví první příčku tak, že vyberou blízké cefeidy a porovnají jejich vzdálenost na základě pulzujícího světla se vzdáleností zjištěnou geometrií. Další příčky se přidávají pouze na základě údajů o cefeidách. Astronomové pak sledují vzdálenosti hvězd a supernov na jednotlivých příčkách a porovnávají, jak moc se jejich světlo v průběhu rozpínání vesmíru posunulo (protáhlo na delší a červenější vlnové délky).

Tím získáme přesné měření Hubbleovy konstanty. V roce 2019 tuto metodu použil Riess se svými spolupracovníky, kteří Hubbleův vesmírný dalekohled vycvičili na jednom z nejbližších sousedů Mléčné dráhy, Velkém Magellanově mračnu.

Jejich výsledek byl šokující, neuvěřitelně vysoká rychlost rozpínání 74 km/s/Mpc ve srovnání s měřením podle Plancka. Přesto Hubbleovi chyběla potřebná přesnost pro přeplněné oblasti vesmíru, které tým zkoumal, což způsobilo, že některé vzdálené cefeidy se rozmazaly do sousedních hvězd. Nesouhlasícím kosmologům zbýval prostor k argumentaci, že výsledek, jakkoli šokující, mohl vzniknout chybou měření.

Když tedy v prosinci 2021 odstartoval JWST, byl připraven tento rozpor buď vyřešit, nebo ho ještě více upevnit. Zrcadlo JWST je široké 21,3 stopy (6,5 m) a je téměř třikrát větší než zrcadlo Hubblova teleskopu, které je široké pouhých 7,9 stopy (2,4 m). Nejenže JWST dokáže detekovat stokrát slabší objekty než Hubble, ale je také mnohem citlivější v infračerveném spektru, což mu umožňuje vidět v širším rozsahu vlnových délek.

Porovnáním cefeid naměřených pomocí JWST v galaxii NGC 4258 s jasnými supernovami typu Ia (další standardní svíčka, protože všechny vybuchují při stejné absolutní svítivosti) ve vzdálených galaxiích dospěli Riess a jeho kolegové k téměř shodnému výsledku: 73 km/s/Mpc.

Další měření, včetně jednoho, které provedl Freedman pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu na rychlém zjasnění nejsvítivějších hvězd typu „špička větve“ červených obrů, a dalšího se světlem ohnutým gravitací masivních galaxií – přinesla příslušné výsledky: 69,6 a 66,6 km/s/Mpc. Samostatný výsledek využívající ohyb světla rovněž poskytl hodnotu 73 km/s/Mpc. Kosmologové zůstali bezradní.

„Teplota CMB se měří s přesností 1 % a měření vzdálenosti podle žebříčku cefeid se blíží 1 %,“ uvedl pro Live Science Ryan Keeley, kosmolog z Kalifornské univerzity v Mercedu, který se zabývá vysvětlením Hubblova napětí. „Takže rozdíl 7 kilometrů za sekundu, i když není příliš velký, je velmi, velmi nepravděpodobné, že by byl náhodný. Je tu něco určitého, co je třeba vysvětlit.“

Kosmologie v krizi

Nový výsledek nechává odpověď otevřenou a rozděluje kosmology na frakce, které se honí za ohromně rozdílnými řešeními. Po výsledku Hubbleova vesmírného dalekohledu vyvolal oficiální pokus o vyřešení této otázky na konferenci v roce 2019 v Kavliho institutu pro teoretickou fyziku (KITP) v Kalifornii jen další frustraci.

„Nenazvali bychom to napětím nebo problémem, ale spíše krizí,“ řekl na konferenci David Gross, bývalý ředitel KITP a nositel Nobelovy ceny.

Jak se věci dají napravit, není jasné. Riess usiluje o vylepšení modelu Lambda-CDM, který předpokládá, že temná energie (lambda) není konstantní, ale vyvíjí se v průběhu života vesmíru podle neznámých fyzikálních zákonitostí.

Keeleyho výzkum, publikovaný 15. září v časopise Physical Review Letters, je však s tímto tvrzením v rozporu. On a jeho kolegové zjistili, že rychlost rozpínání odpovídá předpovědím Lambda-CDM až do CMB. Pokud tedy model někde potřebuje opravit, je to nejspíše ve velmi raném vesmíru, řekl Keeley.

Podle Keeleyho by bylo možné přidat nějakou dodatečnou temnou energii ještě před vznikem kosmického mikrovlnného pozadí a dodat tak rozpínání vesmíru další dynamiku, která by se nemusela odchylovat od standardního modelu. Jiná skupina astronomů je přesvědčena, že toto napětí spolu s pozorováním, že Mléčná dráha se nachází uvnitř málo hustého supervoidu, znamená, že Lambda-CDM a temná hmota musí být zcela vyřazeny.

Podle Pavla Kroupy, profesora astrofyziky na Bonnské univerzitě, by ji měla nahradit teorie nazvaná Modifikovaná newtonovská dynamika (MOND). Tato teorie navrhuje, že pro gravitační síly deset bilionkrát menší než ty, které pociťujeme na zemském povrchu (jako jsou síly pociťované mezi vzdálenými galaxiemi) se Newtonovy zákony rozpadají a musí být nahrazeny jinými rovnicemi.

Jiní astronomové tvrdí, že jejich vlastní výpočty tvrzení MOND vyvracejí, Kroupa však trvá na tom, že kosmologové, kteří chtějí standardní kosmologický model upravit, „v podstatě přidávají další komplikace k již tak velmi chaotické a komplikované teorii“.

„To, co zažívám a čeho jsem svědkem, je zásadní rozpad vědy,“ řekl Kroupa.

Lahav je agnostik. Je možné, že Lambda-CDM potřebuje jen vylepšit, řekl, nebo že temná hmota a temná energie jsou moderní obdobou epicyklů, malých kružnic, které starověcí řečtí astronomové používali k modelování planet obíhajících kolem Země. „Oběžné dráhy planet byly velmi přesně popsány epicykly,“ řekl Lahav. „Byl to dobrý model! Odpovídal údajům.“

Jakmile však astronomové v novějších modelech umístili Slunce do středu sluneční soustavy, epicykly se nakonec staly irelevantními, dodal. „Pokud chceme jít do filozofie, možná právě o to jde,“ řekl Lahav. „Možná ale také existuje temná hmota a temná energie a zatím je jen nikdo neobjevil.“

Kosmologové hledají odpovědi na mnoha místech. Nadcházející experimenty CMB, jako je projekt CMB-S4 na jižním pólu a Simonsova observatoř v Chile, hledají stopy v ultrapřesných měřeních záření raného vesmíru. Jiné budou hledat v mapách temné hmoty vytvořených kosmickým teleskopem ESA Euclid nebo v budoucím průzkumu temné energie prováděném spektroskopickým přístrojem Dark Energy Spectroscopic Instrument.

Ačkoli se to nyní může zdát méně pravděpodobné, je také stále možné, že Hubblovo napětí bude vyřešeno objevením nějaké neviditelné systematické chyby, která se skrývá uvnitř současných měření. Podle Freedmana takové řešení, případně další hádanky, přinese JWST. Její tým využívá výkonné oko dalekohledu k ultradetailním měřením proměnných v Cefeidách, hvězd na špičce červeného oblouku a typu uhlíkových hvězd zvaných JAGB, a to vše v jedné vzdálenosti.

„Uvidíme, jak dobře se shodují, a to nám dá smysl pro celkovou systematickou odpověď,“ řekl Freedman.

Freedman se zatím zabýval pouze hvězdami v jedné galaxii, ale již nyní vidí rozdíl oproti měřením Hubbleova vesmírného dalekohledu. „Jsem opravdu nadšený, protože si myslím, že se nám podaří říct něco opravdu zajímavého,“ řekl Freedman. „Jsem prostě naprosto otevřený. Nevím, kam to spadne.“

Autor: Lukáš Drahozal

Zdroj: physics.aps.org, AI Science News