Vek vesmíru a Hubbleov paradox
Vek vesmíru je jednou z najfascinujúcejších otázok, ktoré si ľudstvo kedy položilo. Prostredníctvom rôznych meraní a pozorovaní vedci určili, že vesmír má približne 13,8 miliardy rokov. Tento odhad veku úzko súvisí s takzvanou Hubbleovou konštantou, ktorá meria súčasnú rýchlosť rozpínania vesmíru.
Vyššia Hubbleova konštanta znamená, že vesmír sa rozpína rýchlejšie a je teda mladší, zatiaľ čo pomalšie sa rozpínajúci vesmír je starší. Problémom je, že rôzne metódy merania produkujú rôzne hodnoty Hubbleovej konštanty, čo vedie k takzvanému Hubbleovmu napätiu a kozmologickej kríze.
Pre starších astronómov je ťažké nazvať to krízou, hoci v skutočnosti ide o krízu. Pochádzajú z éry, keď sme nepoznali vek ani veľkosť vesmíru s presnosťou lepšou ako faktor dva – bol vesmír starý 10 miliárd rokov alebo 20 miliárd rokov? Existovali proti sebe stojace tábory vedcov, z ktorých každý preferoval inú hodnotu.
Vývoj našich poznatkov o veku vesmíru
Nakoniec, s lepšími teleskopmi a lepšími dátami, najmä s Hubblovým vesmírnym ďalekohľadom a pozorovaniami kozmického mikrovlnného pozadia pomocou troch satelitov, sa neistota zmenšila. Vek vesmíru sa ustálil na približne 14 miliárd rokov – nikto už nehovorí o 10 ani 20 miliardách.
Keď však vedci začali vek skúmať pozornejšie, použili rôzne metódy a naše pozorovania sú také presné, že sa objavil problém. Variant veku vesmíru založený na Hubbleovej konštante sa líši podľa jej hodnoty:
- Ak je Hubbleova konštanta 50, potom je vek vesmíru 20 miliárd rokov
- Ak je Hubbleova konštanta 100, potom je vek vesmíru 10 miliárd rokov
Zatiaľ čo v minulosti bola neistota v týchto údajoch veľká, dnes má každá z týchto hodnôt vlastnú skupinu zástancov. Problémom je, že neistoty v meraniach sa vzájomne neprekrývajú – ak by sa prekrývali, bolo by to len otázkou času, kým by lepšie dáta poskytli presnejší výsledok. Toto je podstata kozmologickej krízy.
Meranie Hubbleovej konštanty
Jedným zo spôsobov, ako vedci merajú Hubbleovu konštantu, je štúdium kozmického mikrovlnného pozadia (CMB), čo je zvyškové žiarenie z Veľkého tresku. Svetlo sa z kozmologického hľadiska nešíri mimoriadne rýchlo – 300 000 kilometrov za sekundu znamená, že keď sa pozeráte na najbližší objekt viditeľný voľným okom, galaxiu Andromeda, vidíte ju takú, aká bola pred dvoma miliónmi rokov.
Ak sa pozrieme na vzdialenejšie galaxie, vidíme ich stále hlbšie v minulosti. Existujú objekty tak vzdialené, že svetlo z nich začalo svoju cestu blízko k samotnému Veľkému tresku. Toto svetlo bolo prvýkrát detekované v 60. rokoch 20. storočia a nazýva sa kozmické mikrovlnné pozadie.
CMB je považované za takmer rovnomerné vo všetkých smeroch, s malými fluktuáciami, ktoré možno merať a použiť na určenie Hubbleovej konštanty.
Kozmický rebrík vzdialeností
Astronómovia používajú aj inú metódu na meranie relatívnych vzdialeností vo vesmíre, známu ako kozmický rebrík vzdialeností. Spolieha sa na použitie rôznych typov objektov ako priečok rebríka, pričom každá priečka poskytuje spôsob merania vzdialeností k vzdialenejším objektom:
- Prvou priečkou kozmického rebríka vzdialeností je meranie vzdialeností k blízkym hviezdam pomocou techniky paralaxy. Astronómovia merajú zdanlivý posun polohy hviezdy oproti pozadiu vzdialenejších hviezd počas obiehu Zeme okolo Slnka.
- Ďalšou priečkou je meranie vzdialeností k blízkym galaxiám pomocou typu premenných hviezd známych ako cefeidy. Cefeidy majú dobre známy vzťah medzi ich skutočným jasom a periódou ich variácie, čo umožňuje astronómom určiť ich vzdialenosť na základe ich pozorovaného jasu.
- Vyššie na rebríku sú iné typy premenných hviezd, ako sú supernovy, ktoré možno použiť na meranie vzdialeností ku galaxiám vo väčších vzdialenostiach.
Pomocou týchto rôznych priečok kozmického rebríka vzdialeností sú astronómovia schopní merať vzdialenosti k objektom v celom vesmíre a vytvoriť komplexnejší obraz jeho štruktúry a vývoja v priebehu času.
Hľadanie riešenia: Skorá tmavá energia
Vyriešenie Hubbleovho napätia je jednou z najpálčivejších otázok modernej kozmológie a môže vyžadovať nové a inovatívne prístupy k meraniu expanzie vesmíru. Tento rozpor by mohol naznačovať, že vo vesmíre existuje ďalšia zložka, ktorá ešte nebola pozorovaná.
Jedným sľubným kandidátom na túto dodatočnú zložku je takzvaná skorá tmavá energia. Myšlienka skorej tmavej energie spočíva v tom, že vesmír prešiel v ranej fáze svojej histórie obdobím, keď mala tmavá energia vyššiu hustotu energie, než má dnes. To by ovplyvnilo rýchlosť rozpínania vesmíru, čím by bola počas tohto skorého obdobia rýchlejšia.
Ako sa vesmír rozpínal a ochladzoval, hustota energie skorej tmavej energie by sa znižovala a jej vplyv na rýchlosť rozpínania by sa zmenšoval. To by potenciálne mohlo vyriešiť kozmologickú krízu a zosúladiť rôzne merania Hubbleovej konštanty, pretože vyššia rýchlosť expanzie počas obdobia skorej tmavej energie by viedla k vyššej hodnote Hubbleovej konštanty v tom čase, ktorá by potom klesla na súčasnú nameranú hodnotu, keď by hustota skorej tmavej energie klesla.
Lepšie pozorovania a teórie
Získavame postupne lepšie pozorovacie obmedzenia. Rôzne teórie o tom, čím by tmavá energia mohla byť, predpovedajú rôzne druhy správania pre vývoj vesmíru. Doteraz namerané údaje sa zdajú byť v súlade s predpoveďami konštantnej hustoty vákuovej energie, takzvanej energie nulového bodu.
Nemožno však dokázať, že to tak skutočne je, pretože by bolo potrebné ukázať, že namerané čísla súhlasia s predpoveďami až na ľubovoľný počet desatinných miest. Čo ak by sa v trinástom desatinnom mieste merania výrazne líšili od predpovede? Potom by tmavá energia nebola týmto vákuovým stavom a mohla by byť nejakým druhom poľa – novou energiou, trochu podobnou elektromagnetizmu, ale veľmi odlišnou od svetla, ktorá vypĺňa priestor.
Tento typ energie by sa v princípe mohol meniť – dokonca by sa mohol stať gravitačne príťažlivým. Existuje historický precedens: inflácia, ktorou vesmír začal, keď bol vesmír starý len zlomok sekundy, spôsobila exponenciálny rast. Táto tmavej energii podobná substancia, nazývaná inflaton, sa neskôr rozpadla na viac-menej normálnu gravitačne príťažlivú hmotu.
Exponenciálna skorá expanzia vesmíru sa teda zmenila na spomalenie, ktoré dominovalo vesmíru asi 9 miliárd rokov. Potom začalo malé množstvo tmavej energie spôsobovať zrýchlenie asi pred 5 miliardami rokov. Či bude toto zrýchľovanie pokračovať, je niečo, čo by sme radi zistili, ale pravdepodobne to nebude čoskoro.
Výskum a budúce perspektívy
Hoci je skorá tmavá energia sľubnou myšlienkou, stále ide o relatívne novú a neotestovanú hypotézu. Výskumníci z Inštitútu Maxa Plancka pre astrofyziku teraz zúžili vlastnosti tohto nového typu energie pomocou komplementárnej štatistickej metódy známej ako profilová pravdepodobnosť, ktorá je bežná v časticovej fyzike, ale zriedkavo používaná v kozmológii.
Na určenie, či skorá tmavá energia môže úplne vyriešiť Hubbleovo napätie, je potrebný ďalší výskum. Okrem toho by skorá tmavá energia mala iné účinky na štruktúru a vývoj vesmíru, ktoré by bolo potrebné starostlivo študovať, aby sa zabezpečilo, že sú v súlade s inými pozorovaniami.
Vesmírny ďalekohľad Jamesa Webba bude kľúčový pri štúdiu vlastností supernov a rozsiahlej štruktúry vesmíru. Vďaka tomuto ďalekohľadu a ďalším špičkovým pozorovacím nástrojom a teoretickým modelom budú kozmológovia naďalej skúmať záhady vesmíru a pokúšať sa vyriešiť pretrvávajúcu kozmologickú krízu.
Hoci stále existuje mnoho nezodpovedaných otázok a výziev, hľadanie poznania a snaha odhaliť tajomstvá vesmíru nepochybne povedie k novým objavom a pokroku v našom chápaní kozmu.
Obrázky: AI, Zdroj: ScienceTime24