Jedním z nejdůležitějších úspěchů 20. století byla přesná definice toho, jak velký, obrovský a masivní je náš vesmír. Se zhruba dvěma biliony galaxií uzavřených v okruhu 46 miliard světelných let v okruhu, nám náš pozorovatelný vesmír umožňuje rekonstruovat celou historii našeho vesmíru, a to až do Velkého třesku a možná i o něco dříve. Ale co budoucnost? Jaký bude vesmír? Bude to?
Někdo říká, že rozpínání vesmíru se zpomaluje. Nobelova cena byla udělena za „objev“, že expanze vesmíru roste. Ale kdo má pravdu? Mohl by se vesmír jednoho dne zhroutit v procesu takzvané velké komprese (inverze k velkému třesku)?
Budoucí chování je nejlépe předvídat na základě chování v minulosti. Ale jak nás někdy mohou lidé překvapit, může to udělat i Vesmír.
Rychlost expanze vesmíru v daném okamžiku závisí pouze na dvou faktorech: celkové hustotě energie, která existuje v časoprostoru, a množství přítomného zakřivení prostoru. Pokud pochopíme gravitační zákony a jak se v průběhu času vyvíjejí různé druhy energie, můžeme rekonstruovat vše, co se stalo v určitém bodě v minulosti. Můžeme se také podívat na různé vzdálené objekty v různých vzdálenostech a měřit, jak se světlo roztahuje v důsledku rozpínání prostoru. Každá galaxie, supernova, oblak molekulárních plynů a podobně - cokoli, co pohlcuje nebo vyzařuje světlo - vypráví kosmický příběh o tom, jak ho rozpínání vesmíru protáhlo od okamžiku, kdy se světlo zrodilo do okamžiku, kdy jsme jej pozorovali.
Z mnoha nezávislých pozorování jsme mohli usoudit, z čeho se skládá samotný vesmír. Vytvořili jsme tři velké nezávislé pozorovací řetězce:
- V kosmickém mikrovlnném pozadí existují teplotní výkyvy, které kódují informace o zakřivení vesmíru, normální hmotě, temné hmotě, neutrinech a celkové hustotě.
- Korelace mezi galaxiemi v největších měřítcích - známé jako baryonické akustické vibrace - poskytují velmi pečlivá měření celkové hustoty hmoty, poměru normální hmoty k temné hmotě a toho, jak se rychlost expanze v čase měnila.
Propagační video:
"A nejvzdálenější zářící standardní svíčky ve vesmíru, supernovy typu Ia, nám řeknou o rychlosti expanze a temné energii, jak se v průběhu času změnily."
Tyto řetězce důkazů, dohromady, nám vykreslují ucelený obraz vesmíru. Řeknou nám, co je v moderním vesmíru, a poskytnou nám kosmologii, ve které:
- 4,9% energie vesmíru je představováno normální hmotou (protony, neutrony a elektrony);
- 0,1% energie vesmíru existuje ve formě masivních neutrin (která v poslední době působí jako hmota a v časných dobách působí jako záření);
- 0,01% energie vesmíru existuje ve formě záření (jako fotony);
- 27% energie vesmíru existuje ve formě temné hmoty;
- 68% energie je vlastní samotnému vesmíru: temná energie.
To vše nám dává plochý vesmír (se zakřivením 0%), vesmír bez topologických defektů (magnetické monopoly, kosmické řetězce, stěny domén nebo kosmické textury), vesmír se známou historií expanze.
Rovnice obecné relativity jsou v tomto smyslu velmi deterministické: pokud víme, z čeho se dnes skládá Vesmír, a zákony gravitace, víme přesně, jak důležitá byla každá složka v každém jednotlivém intervalu v minulosti. Na začátku dominovalo záření a neutrina. Po miliardy let byly nejdůležitějšími složkami temná hmota a normální hmota. Za posledních několik miliard let - a to se bude časem zhoršovat - se temná energie stala dominantním faktorem v expanzi vesmíru. Díky tomu se vesmír zrychluje a od té chvíle mnoho lidí přestává rozumět tomu, co se děje.
Existují dvě věci, které můžeme měřit, pokud jde o rozpínání vesmíru: rychlost rozpínání a rychlost, jakou jednotlivé galaxie z našeho pohledu přecházejí do perspektivy. Jsou příbuzní, ale zůstávají jiní. Míra expanze na jedné straně hovoří o tom, jak se v průběhu času napíná samotná struktura prostoru. Vždy je definována jako rychlost na jednotku vzdálenosti, obvykle udávaná v kilometrech za sekundu (rychlost) na megaparsec (vzdálenost), kde je megaparsec asi 3,26 milionu světelných let.
Pokud by neexistovala žádná temná energie, rychlost expanze by s časem klesala a blížila by se nule, protože hustota hmoty a záření by se s expanzí objemu snížila na nulu. Ale s temnou energií zůstává tato rychlost expanze závislá na hustotě temné energie. Pokud by například temná energie byla kosmologická konstanta, rychlost expanze by se vyrovnala na konstantní hodnotu. V tomto případě by se však jednotlivé galaxie, které se od nás vzdálily, zrychlily.
Představte si rychlost expanze určité velikosti: 50 km / s / Mpc. Pokud je galaxie ve vzdálenosti 20 Mpc od nás, zdá se, že od nás ustupuje rychlostí 1000 km / s. Ale dejte tomu čas a jak se struktura vesmíru rozšiřuje, bude tato galaxie nakonec od nás dále. Postupem času to bude dvakrát tak daleko: 40 Mpc a rychlost odstraňování bude 2000 km / s. Bude to trvat déle a bude to desetkrát dál: 200 Mpc a rychlost odstraňování 10 000 km / s. Postupem času se od nás vzdálí ve vzdálenosti 6000 Mpc a vzdálí se rychlostí 300 000 km / s, která je rychlejší než rychlost světla. Čím více času plyne, tím rychleji se galaxie od nás vzdálí. Proto se vesmír „zrychluje“: rychlost expanze klesá, ale rychlost jednotlivých galaxií, které se od nás vzdalují, pouze roste.
To vše je v souladu s našimi nejlepšími měřeními: temná energie je konstantní hustota energie vlastní samotnému vesmíru. Jak se prostor táhne, hustota temné energie zůstává konstantní a vesmír skončí ve „Velkém zmrazení“, kdy se vše, co není spojeno gravitací (jako naše místní skupina, galaxie, sluneční soustava), bude rozcházet a rozcházet se. Pokud je temná energie skutečně kosmologická konstanta, bude tato expanze pokračovat neomezeně dlouho, dokud vesmír neochladne a nevyprázdní se.
Pokud je však temná energie dynamická - což je teoreticky možné, ale bez pozorovatelných důkazů - může to skončit velkým stiskem nebo velkým ripem. Ve Velké kompresi temná energie oslabí a postupně obrátí rozpínání vesmíru tak, že se začne smršťovat. Může existovat dokonce i cyklický vesmír, kde „komprese“vede k novému velkému třesku. Pokud temná energie zesílí, čeká nás jiný osud, kdy budou propojené struktury roztrženy postupně se zvyšující rychlostí expanze. Dnes však vše naznačuje, že nás čeká Velké zmrazení, kdy se vesmír navždy rozšíří.
Mezi hlavní vědecké cíle pro budoucí observatoře, jako je Euclid od ESA nebo WFIRST NASA, patří měření, zda je temná energie kosmologická konstanta. A zatímco přední teorie hovoří ve prospěch konstantní temné energie, je důležité si uvědomit, že mohou existovat možnosti, které nejsou vyloučeny měřením a pozorováním. Zhruba řečeno, vesmír se stále může zhroutit, a to je možné. Je zapotřebí více údajů.
ILYA KHEL