Temná hmota: Najdeme podstatu odvrácené strany kosmu? (2.)

Astronomé navrhnuli velké množství fyzikálních experimentů s potenciálem pro potvrzení či naopak vyvrácení některých hypotéz o charakteru temné hmoty, mezi něž patří i experimenty na urychlovačích s cílem vyrobit částice temné hmoty v laboratoři. 

• Temná hmota: Najdeme podstatu odvrácené strany kosmu? (1.)
• Temná hmota: Najdeme podstatu odvrácené strany kosmu? (3.)

Najdou se rovněž fyzikové zpochybňující přítomnost temné hmoty ve vesmíru coby artefakt fyzikálních zákonů, jež za určitých podmínek nepopisují realitu. Vzhledem k tomu, že drtivá většina pozorovacích důkazů pochází ze sledování pohybů hmotných objektů, snaží se mnozí vysvětlit pozorovací rozpory nedokonalostí gravitačního zákona. Není totiž zřejmé, proč by gravitační síla měla ubývat přesně s druhou mocninou vzdálenosti za všech okolností. Modifikované teorie newtonovské gravitace (známé pod zkratkou MOND) předpokládají, že ve slabém režimu (kdy jsou zrychlení vyvolaná gravitačním působením malá) je gravitace „efektivnější“, hmotné objekty pociťují gravitaci silněji. Okraje spirálních galaxií by odpovídaly gravitačnímu působení ve slabém režimu, tudíž by podivné ploché rotační křivky těchto galaxií představovaly pouhý důsledek zvýšené intenzity gravitace v daných oblastech. Skrytá látka by tedy nebyla nutná. 

Stejně jako temná hmota má také MOND své zaryté zastánce i odpůrce. Gordický uzel tak mohou rozetnout pouze přesné fyzikální experimenty. 

Rozpínající se vesmír

Mnohem složitější je vypořádat se s temnou energií, ještě důležitější komponentou vesmíru podle přijímaného modelu. Samotné základy problému byly položeny na počátku 20. století. Albert Einstein tehdy zformuloval svoji obecnou teorii relativity jako obecnější teorii gravitace, než jakou byla do té doby používaná Newtonova dynamika, která selhávala při vysvětlování některých pozorovacích detailů. Ruský fyzik Alexandr Fridman vyřešil Einsteinovy rovnice při studiu matematické struktury celého vesmíru a ukázal, že v zásadě není možné, aby byl náš vesmír statický. Představa statického vesmíru, který se ani nezvětšuje ani nezmenšuje, byla přitom v té době v myslích vědců, včetně Einsteina, hluboce zakořeněna. 

Statický vesmír definitivně zbořil na konci 20. let americký astronom Edwin Hubble: měřil rychlost vzdalování galaxií prostřednictvím Dopplerova posuvu spektrálních čar hvězd a současně určoval jejich vzdálenost na základě pozorování cefeid, proměnných hvězd, u nichž je známa souvislost mezi celkovým zářivým výkonem a periodou pulzů. Je-li k tomu známa zdánlivá jasnost těchto hvězd při pozorování ze Země, lze nepřímo změřit jejich vzdálenost. Hubble jako první vynesl do grafu závislost rychlosti vzdalování na vzdálenosti a zjistil přímou úměru – vesmír se trvale rozpíná. 

O rozpínání vesmíru jsme získali i další pozorovací důkazy. Jedním z těch nejdůležitějších je reliktní záření, pozůstatek po horké fázi vesmíru, který byl tak hustý, že se stal neprůhledným, a záření a látka koexistovaly v rovnováze, podobně jako dnes v horkých nitrech hvězd. Přibližně 380 tisíc let po Velkém třesku však tato éra skončila, když teplota látky klesla zhruba pod 4 000 K. V ten okamžik se do té doby volné elektrony a protony sloučily (rekombinovaly), vytvořily neutrální vodík a látka vesmíru se rázem stala pro fotony průhlednou. Fotony uvolněné v okamžiku rekombinace přežívají dodnes, jen se jejich energie posouvá vlivem rozpínání do dlouhovlnné oblasti spektra. Nyní je registrujeme jako všudypřítomné mikrovlnné pozadí s efektivní teplotou necelé tři kelviny. Jde o nejstarší světelné fotony vůbec a jejich studium představuje jeden z nejdůležitějších materiálů přinášejících informace o raných fázích existence vesmíru. 

Trvale, a navíc stále rychleji

Nedávné výzkumy ukazují, že vesmír se rozpíná nejen trvale, ale i stále rychleji. Dva nezávislé týmy si počínaly podobně jako Hubble v 20. letech 20. století: Vědci studovali závislost rychlosti vzdalování galaxií na jejich vzdálenosti; nevyužívali však cefeidy, jejichž zářivý výkon omezuje jejich použitelnost coby indikátoru vzdálenosti pouze na relativně blízké galaktické okolí, ale vzali si na pomoc supernovy typu Ia. 

Všechny zmíněné supernovy totiž vznikají za stejných podmínek, a vědci tedy předpokládají, že jsou více méně jedna jako druhá, a mají tudíž shodný zářivý výkon. Díky tomu můžeme celkem snadno změřit, jak daleko se nacházejí (viz Jak měřit vzdálenost?). Astronomové označují supernovy typu Ia jako standardní svíčky. Dva již zmíněné týmy hledaly výbuchy supernov Ia ve vzdálených galaxiích (monitorovali jich tolik, že zaregistrovali v průměru jeden výbuch každý den) a vynášely je do podobného grafu jako Edwin Hubble na počátku 20. století. Z grafu velmi překvapivě vyplývalo, že se vesmír nejen neustále rozpíná, ale zřejmě se rozpíná zrychleně. Vědci nejprve učinili vše pro vyloučení hrubých chyb, nicméně nakonec jim nezbylo než výsledky zveřejnit. Tři z nich pak byli za tento objev v roce 2011 odměněni Nobelovou cenou za fyziku. 

Jak je však možné, že se rozpínání vesmíru zrychluje? Vždyť vzájemné gravitační působení těles by muselo dříve nebo později rozpínání zpomalit, zastavit a přeměnit ve smršťování – ledaže by se ve vesmíru nalézala další substance s odpudivými účinky (dostala nic neříkající název temná energie).