Jak poznáme, že se rozpínání vesmíru zrychluje?
Světlo vzdálených objektů ukazuje vesmír v různých obdobích jeho historie. Porovnáním jejich jasností, rudých posuvů a dalších měření vědci zjišťují, jak se rozpínání měnilo. Pozorování podporují přechod od dřívějšího zpomalování k pozdějšímu zrychlování.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Jakou změnu vlastně hledáme
Představme si dvě dostatečně vzdálená místa, která se účastní průměrného kosmického rozpínání. Při zrychleném rozpínání roste jejich vzájemná vzdálenost ve stejně dlouhých časových úsecích o stále větší přírůstky. Schéma tuto myšlenku ilustruje.
U skutečného vesmíru zkoumáme vývoj z časově vzdálených pozorování: světlo bližšího a vzdálenějšího zdroje vypovídá o jiných epochách. Hubbleova konstanta H₀ naproti tomu shrnuje dnešní tempo rozpínání. K odhalení zrychlování potřebujeme průběh celé části jeho historie.
Dvě vlastnosti světla jedné supernovy
Supernova typu Ia je termonukleární výbuch bílého trpaslíka. Z jejího spektra získáme rudý posuv, který udává prodloužení vlnových délek světla. Z průběhu jasnosti a barev odhadujeme její skutečný světelný výkon a porovnáváme jej se světlem zachyceným na Zemi.
Slabší světlo může odpovídat větší vzdálenosti, ale také menší svítivosti nebo prachu v cestě. Proto se supernovy standardizují: opravujeme jejich rozdílné vlastnosti a účinky, které ovlivňují pozorovanou jasnost. Jednotlivé kroky vyžadují kalibraci a odhad nejistot.
Co ukázal soubor vzdálených výbuchů
Pro různé historie rozpínání umíme vypočítat vztah mezi rudým posuvem a pozorovanou jasností standardizovaných supernov. Naměřené body pak porovnáváme s těmito předpověďmi.
Na konci devadesátých let astronomové zjistili, že vzdálené supernovy jsou v průměru méně jasné, než pro jejich naměřený rudý posuv předpovídaly tehdy zvažované modely se zpomalujícím rozpínáním a bez kosmologické konstanty. Lepší shodu s měřením poskytly modely s pozdním zrychlováním rozpínání. Na výsledku se podílely dvě spolupráce; jejich příběhy vysvětlují témata o Perlmutterovi, Schmidtovi a Riessovi.
Jak prověřujeme další vysvětlení slabšího světla
Vědci kontrolují barvy supernov, vlastnosti jejich hostitelských galaxií, přesnost fotometrie a výběr pozorovaných událostí. Zvlášť důležité je ověřit, zda se blízké a vzdálené supernovy porovnávají stejným způsobem.
Při vyhodnocení vědci zohledňují zeslabení světla prachem, rozdíly mezi samotnými supernovami a přesnost nastavení měřicích přístrojů. Každý z těchto kroků má určitou nejistotu, která ovlivňuje přesnost odvozených vzdáleností a závěrů o rozpínání vesmíru. Rozsáhlejší soubory a více přístrojů umožňují postupy navzájem prověřovat a hledat společné posuny měření.
Proč přidáváme mapy galaxií a reliktní záření
Rozložení galaxií uchovává charakteristické měřítko vzniklé působením dávných zvukových vln. Jeho pozorovaná velikost v různých epochách poskytuje další údaje o historii rozpínání. Tuto metodu využívá DESI.
Reliktní záření měřené Planckem přidává informace o raných podmínkách. Společné vyhodnocení různých dat zpřesňuje obsah a vývoj vesmíru. Zrychlování v základním modelu vysvětluje kosmologická konstanta; možnost její náhrady proměnlivou složkou zkoumá téma o vývoji temné energie.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Zrychlování rozpínání odvozujeme z porovnání světla a vzdáleností v různých epochách. Supernovy, galaxie a reliktní záření poskytují odlišné údaje, které společně prověřují historii vesmíru.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)