Obrázok je kompozíciou snímku vo viditeľnej oblasti (modrá farba) a snímku v röntgenovskej oblasti (červená farba) kopy galaxií Abell 2029. Červenou farbou vidíme vyžarovanie intergalaktického plynu zohriateho mohutnou gravitáciou až na 100 miliónov stupňov celzia. V strede je vidieť veľká eliptická galaxia obklopená menšími galaxiami. Toto vyžarovanie je viditeľné len v röntgenovskej oblasti svetla. Kopa galaxií sa nachádza vo vzdialenosti približne jednej miliardy svetelných rokov. Môžete si pozrieť aj animácie k téme.
Poďakovanie: Chandra, JPL, NASA;

Viditeľná hmota, tmavá hmota a tmavá energia sú jedny z najviac vzrušujúcich výskumných tém astronómie a astrofyziky v posledné roky. Čo tie pojmy znamenajú. Istotou vieme popísať len viditeľnú hmotu. Je to všetko, čo vo vesmíre vidíme: Slnko, planéty, kométy hviezdy, pulzary, galaxie, žiariace plyny, prachové mračná odrážajúce svetlo hviezd, prachové mračná pohlcujúce svetlo hviezd a mohli by sme pokračovať ďalej. V skutočnosti tieto objekty predstavujú len malý podiel z celkovej hmoty aj energie (E=mc²), ktoré sú vo vesmíre prítomné - konkrétne len niečo okolo 4%.
Ten zbytok tvorí tmavá hmota a tmavá energia. Čo sú zač, tak o tom vieme málo. Tmavá hmota má vlastnosti ako normálna hmota, tj. gravitačne priťahuje k sebe všetko, ohýba okolo seba priestoročas, ale nevydáva svetlo. Mohli by to byť čierne diery, dokonca miniatúrne čierne diery vzniklé pri Veľkom tresku, s istotou však to nevieme. Doterajšie výskumy ukazujú, že tmavá hmota predstavuje približne 23% energie vesmíru, teda šesťkrát viac, než je viditeľná hmota.
Čo však je tmavá energia? Tmavá energia predstavuje zbytok celkovej energie (teda niečo okolo 73%), pritom táto forma energie vyvoláva odpudivé gravitačné sily.

Existuje však tmavá energia skutočne? Ak existuje aké má vlastnosti? Použitím obrázkov kopy galaxií z röntgenovskej observatórie Chandra, vypracovali vedci novú metódu pre štúdium vlastností tmavej energie. Výsledky výskumu nás vedú k zaujímavým vlastnostiam, ktoré sú úzko spojené s osudom celého vesmíru.
Vesmír sa rozpína, to je dobre známy fakt. Dlho sa myslelo, že jeho rozpínanie sa spomaľuje, je spomalené vlastnou gravitáciou objektov vo vesmíre, ktoré sa vzájomne priťahujú. Dobre známym faktom je aj to, že z rôznych vzdialeností sa svetlo k nám dostáva za dobu, ktorú toto svetlo potrebovalo k prekonaniu tejto vzdialenosti. Svetlo pritom nesie informáciu o svojom zdroji v okamihu, keď zdroj opustil, je to ako pošta vo fľaši, ktorá k nám doráža dnes. Čím z väčšej vzdialenosti správa putuje, o to je správa staršia, o to starší stav vesmíru odráža. Inými slovami: pohľad do väčšej vzdialenosti znamená vidieť mladší vesmír, vesmír v rannejšom štádiu.
Všetko, na čo sa pozrieme (máme tu na mysli hlavne väčšie vzdialenosti - v astronomických merítkach), sa od nás vzďaľuje. Čím je niečo ďalej, o to rýchlejšie. Rýchlosť je ale len jedna informácia. Zrýchlenie týchto objektov je informácia nezávislá od rýchlosti. Ako sme spomínali, predpokladalo sa predtým, že každé vzďaľovanie sa musí spomaľovať. Posledné výskumy však ukazujú, že nie je tomu tak.
Pomocou observatória Chandra bolo preskúmaných 26 kôp galaxií v rôznych vzdialenostiach od jedného do osem miliárd svetelných rokov. Tieto vzdialenosti zodpovedajú cestovaniu v čase späť o jeden až osem miliárd rokov. V tomto časovom rozpätí vesmír najprv spomaľoval svoje rozpínanie, než začal zrýchľovať. Toto zrýchlenie je dôsledkom odpudivého gravitačného pôsobenia tmavej energie. Existujú dnes tri od seba nezávislé experimenty, ktoré potvrdzujú existenciu tmavej energie. Jedna je založená na meraní nerovností (fluktuácií) v reliktnom žiarení (WMAP2), ďalšia meria priamo zrýchlenie supernov (Hubblov vesmírny teleskop - HST) a teraz pribudlo tretie meranie pomocou observatória Chandra, kde sa merania vykonávajú na kopách galaxií.
Práve tieto posledné merania poukázali na to, že veľkosť tmavej energie sa v čase nemení rýchlo, dalo by sa povedať, že veľkosť silového pôsobenia tmavej energie je konštantné. Veľkosť gravitačných síl medzi hviezdami klesá kvadrátom vzdialenosti, preto môže byť, že kým vesmír bol malý a gravitačné pôsobenie medzi viditeľnou a tmavou hmotou bolo veľké, odpudivé sily tmavej energie boli premožené. V určitom štádiu však vzdialenosť medzi hmotnými objektmi zväčšil natoľko, že neslabnúce odpudivé sily tmavej energie začali prevládať nad príťažlivými gravitačnými silami, vesmír začal zrýchľovať svoje rozpínanie. To je dnešné štádium.
Konštantnosť odpudivých síl tmavej energie sú v dobrom súhlase s Einsteinovým pôvodným predpokladom o existencii takejto kozmologickej konštanty. Pokiaľ tmavá energia bude pôsobiť nemenne aj naďalej, za miliardy a miliardy rokov sa galaxia vzdialia navzájom do takej miery, že bude vidieť už len ich malú časť (dnes sme na tom pomerne dobre - pozri náš článok hlboký pohľad do vesmíru 2).
Osud vesmíru však môže byť ešte dramatickejší, pokiaľ je táto odpudivá sila skutočne konštantná. Môže dôjsť k "rozprášeniu" galaxií na jednotlivé hviezdy, planéty môžu byť odtrhnuté od svojho slnka, nedá sa dokonca vylúčiť ani to, že všetko rozpadne na svoje atómy.

Na čom je založená nová metóda štúdia vlastností tmavej energie? Kopy galaxií sú natoľko veľké, že podľa predpokladu dobre modelujú vesmír ako taký v malom. Použitím tohoto predpokladu sa ukazuje, že vesmír začal zrýchľovať svoje rozpínanie približne pred šiestimi miliardami rokov.
Tento výsledok je vo veľmi dobrom súlade s výsledkami z pozorovania supernov (HST), ktoré ako prvé poukázali na odpudivý charakter síl generovaných tmavou energiou. Treba zdôrazniť, že merania na kopách galaxií sú naprosto nezávislé od meraní vykonaných na supernovách. Takéto nezávislé merania sú základným kameňom vedy.

Porovnaním výsledkov z WMAP spresnil odhad množstva v úvode spomenutých foriem hmoty a energie vo vesmíre. Ukazuje sa, že tmavá energia predstavuje 75%, tmavá hmota 21% a viditeľná hmota 4% vesmíru. Spomínali sme, že tmavá energia je konštantná, ale výsledky v rámci presnosti meraní pripúšťajú aj jej rast.

Bez pochopenia pravej podstaty tmavej energie nebudeme schopní predpovedať do akého štádia speje náš vesmír.

-AT-