Může se temná energie měnit v čase?
Zrychlené rozpínání vesmíru lze v nejjednodušším modelu popsat kosmologickou konstantou. Fyzici ale zkoumají také možnost, že se temná energie během vývoje vesmíru mění. Rozdíl hledají v historii rozpínání a růstu kosmických struktur.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Co je u kosmologické konstanty stálé
Při rozpínání klesá průměrná hustota běžné hmoty: ve větším objemu připadá na jednotku prostoru méně částic. U kosmologické konstanty Λ zůstává její hustota energie stejná. Objem určité oblasti může růst, ale na každý stejně velký díl prostoru stále připadá stejná hustota této energie.
Stálá hustota neznamená stálou rychlost rozpínání. Ta závisí na všech složkách vesmíru a jejich vývoji. Základní význam temné energie vysvětluje samostatné téma.
Co vyjadřuje písmeno w
V rovnicích rozpínání záleží vedle hustoty energie také na tlaku. Jejich poměr označujeme w: tlak p = w × hustota energie. Pro kosmologickou konstantu platí w = −1. Záporný tlak zde vstupuje do gravitačních rovnic a při dostatečném zastoupení této složky vede ke zrychlování rozpínání.
Pokud má samostatně se vyvíjející složka jiné stálé w, mění se její hustota jinak. Například při w = −0,8 po zdvojnásobení měřítka vesmíru klesne asi na 66 % výchozí hodnoty. Pro Λ zůstane na 100 %. Obrázek níže porovnává tyto dva záměrně jednoduché případy; nejde o naměřené hodnoty temné energie.
Výpočet relativní hustoty samostatně se vyvíjející složky pro stálé w: při zdvojnásobení měřítka zůstává pro w = −1 hustota stejná, pro w = −0,8 klesne přibližně na 66 %. Zvolené příklady nejsou měřením temné energie.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Jak by proměnlivá složka mohla fungovat
Jednou z možností je kvintesence, hypotetické pole, jehož stav se pomalu vyvíjí. Jeho energie může mít příspěvek od změny pole i od jeho potenciálu, tedy závislosti energie na stavu pole. Poměr těchto příspěvků určuje tlak a další vývoj hustoty.
Pro porovnání s daty se často používá jednodušší popis w₀wₐCDM: dvě čísla přibližně zachycují dnešní hodnotu w a její změnu s rozpínáním. Je to nástroj pro hledání odchylky, nikoli sám o sobě důkaz existence konkrétního pole.
Jak to můžeme změřit
Pozorujeme supernovy, rozložení galaxií a reliktní záření. Baryonové akustické oscilace (BAO) zanechaly v rozložení hmoty charakteristické měřítko. Jeho zdánlivá velikost napříč různými vzdálenostmi pomáhá rekonstruovat historii rozpínání. Supernovy přidávají jiný způsob porovnávání vzdáleností.
Předpovědi pro různá w se mohou mírně lišit. Kombinací měření hledáme, který průběh odpovídá datům. Kalibrace supernov, vlastnosti sledovaných galaxií i předpoklady o raném vesmíru se přitom promítají do výsledku.
Co říkají výsledky dostupné v říjnu 2026
Některé kombinace tříletých dat DESI, reliktního záření a supernov vykázaly náznaky vývoje temné energie. Jejich síla závisí na použitém souboru supernov a na modelu.
Analýza absorpce světla kvasarů zveřejněná DESI 30. července 2026 přinesla důležitou protiváhu: zpřesněné měření na vysokých rudých posuvech souhlasí s ΛCDM a posouvá tuto část výsledků k jeho předpovědi. Celkový obraz proto zůstává otevřený. Proměnlivá temná energie dosud není potvrzeným objevem.
Rozhodnout má další nezávislé měření a soulad jednotlivých metod. Stav v tomto odstavci je vztažen k 26. říjnu 2026.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Proměnlivá temná energie by měnila historii rozpínání oproti kosmologické konstantě. Některé kombinace dat naznačují odchylku, ale výsledek zatím není jednoznačný ani potvrzený.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)