Kosmologie, dříve vysmívaná věda, dnes zažívá bouřlivý rozvoj a má k dispozici již poměrně dlouhou řadu způsobů, kterými můžeme zkoumat náš vesmír, jeho vznik a vývoj. Drtivá většina těchto metod nějakým způsobem souvisí s vlnami. Elektromagnetické vlny nám přináší možnost zkoumat reliktní záření, fotony zbylé po fázi raného horkého vesmíru, ale také díky nim vidíme proměnné hvězdy cefeidy a supernovy, které dovolují určovat vzdálenosti v kosmu. Nyní hodně zkoumané gravitační vlny fyzikům v principu umožňují nahlédnout až těsně k počátku vesmíru. A i když to někoho možná překvapí, můžeme využít i vlny akustické, díky nimž zkoumáme baryonové akustické oscilace.

Co jsou to baryony?

Podíváme-li se na definici termínu baryonové akustické oscilace, zjistíme, že jde o fluktuace hustoty baryonové hmoty způsobené akustickými vlnami v tzv. prvotním plazmatu v raném vesmíru. Co to ale vlastně znamená? Baryonová hmota je hmota složená z baryonů, částic, mezi které patří zejména protony a neutrony, ale i další mnohem méně běžné částice skládající se z kvarků nebo antikvarků, elementárních částic hmoty. Kvarky jsou tedy základní stavební kameny hmoty a skládají se z nich dva druhy částic. Pokud je částice tvořena kvarkem a antikvarkem, říkáme jí mezon, pokud je tvořena třemi kvarky (nebo třemi antikvarky) nazýváme ji baryon.

Baryonová hmota je tedy hmota, kterou známe velmi dobře z našeho běžného života, neboť se z ní skládá vše kolem nás, a to v podstatě bez výjimky. Cokoli, s čím jste se v běžném životě setkali se skládá právě z baryonů. Tato hmota ale tvoří, jak víme definitivně od 90. let minulého století, jen asi 5 % energetické bilance našeho kosmu. Zbytek patří tajemným substancím temné hmotě a temné energii, jejichž přesnou povahu zatím bohužel neznáme.

Počátek vesmíru

Současně si musíme uvědomit, že náš vesmír byl na počátku své existence nesmírně horký a hustý. Zatímco dnes je průměrná teplota vesmíru jen 2,7 Kelvinu, asi minus 270 stupňů Celsia, a stále klesá, raný vesmír měl průměrnou teplotu mnohem vyšší. Ještě 380 000 let po počátku, v době oddělení reliktního záření, zbytkového záření z konce Velkého třesku (nejvzdálenější signál zachytitelný skrze elektromagnetické záření), byla teplota kosmu asi 3000 K. A v mladším vesmíru byla teplota ještě řádově vyšší, v opravdu velmi mladém vesmíru byla teplota bilionů stupňů Celsia.

Tehdy byla dokonce tak vysoká teplota, že složené částice, jako třeba protony a neutrony, nemohly existovat. Ve vesmíru se tehdy volně pohybovaly kvarky a antikvarky, které jsou jinak díky silné jaderné interakci bezpečně uzamčeny v baryonech a mezonech a volně se vyskytovat nemohou. Kvarky tvořily v té době tzv. kvarkové-gluonové plazma, hlavní složku prvotního plazmatu zmíněného výše. Toto plazma dnes umíme vyrobit na některých urychlovačích částic.

Nejvíce přijímaný scénář, známý též jako standardní kosmologický model nám říká, že toto plazma bylo nezvykle uniformní, ale přesto v něm už tehdy byly přítomny určité velmi drobné hustotní a teplotní fluktuace. Někde byla látka malinko hustější, jinde naopak o trošku méně hustá. Tyto malé anizotropie vznikly už velmi těsně po vzniku kosmu, a to díky kvantové mechanice. Jak přesně k tomu došlo dosud nevíme, ale domníváme se, že kvantové fluktuace hmoty vytvořily tyto prvotní anizotropie už na samém počátku vesmíru.

Následně byly tyto fluktuace zvětšeny díky kosmické inflaci, jevu, který rozepnul vesmír všemi směry o 20 až 100 řádů (v závislosti na konkrétní variantě modelu). O něco málo později se inflace, z dosud neznámých důvodů, zastavila a vesmír se dál rozpínal normální rychlostí. Prvotní hustotní fluktuace už ale, posíleny inflací, existovaly a dál se vyvíjely.

Co jsou to baryonové akustické oscilace?

V té době byl stále vesmír vyplněn nesmírně horkým plazmatem, které bylo tak husté, že neumožňovalo šíření elektromagnetických vln. Vyzářené fotony totiž prakticky ihned interagovaly s plazmatem pomocí Thomsonova rozptylu. V tomto prostředí se ale mohly šířit jiné typy vln, totiž hustotní, které velmi silně připomínají vlny akustické. To se může zdát zvláštní, víme totiž, že se zvukové vlny šíří (podobně jako celá řada dalších vln) pouze v prostředí. V kosmickém vakuu, které se dnes nachází v meziplanetárním a mezihvězdném prostoru se zvuk skutečně šířit nemůže. Nicméně v té době bylo prostředí vesmíru tak husté, že toto omezení neplatilo.

Pokud jsme měli v kosmickém plazmatu oblast s nadprůměrnou hustotou, docházelo zde ke dvěma protichůdným procesům. Gravitace této oblasti přitahovala další hmotu, zatímco interakce fotonů a hmoty vytvářela ven působící tlak, který naopak hmotu rozptyloval od sebe. Tím však chladla a dominantní opět začala být gravitace. Působení těchto dvou protichůdných sil vytvářelo specifický typ oscilací srovnatelný se zvukovými vlnami vytvářejícími se vzduchu naší atmosféry. Proto se těmto oscilacím říká akustické.

Oblasti s nadměrnou hustotou hmoty v prvotním plazmatu pochopitelně neobsahovaly jen hmotu běžnou, ale i hmotu temnou. Temná hmota však s běžnou hmotou interaguje jen gravitačně (a zřejmě i slabou jadernou silou), takže zůstává ve středu, a právě ona je primárním původcem oné nadměrné hustoty. Naproti tomu částice běžné hmoty a fotony se, v důsledku působícího tlaku, pohybovaly ve sférických vlnách směrem pryč od oblasti s nadprůměrnou hustotou, a to zhruba polovinou rychlosti světla. Fotony a částice hmoty – baryony, se pohybovaly společně, a to až do doby, kdy bylo vesmíru 380 000 let, tehdy totiž došlo k velké změně.

Reliktní záření

380 000 let po vzniku vesmíru klesla teplota kosmického plazmatu na zhruba 3 000 Kelvinů, což už je teplota dostatečně nízká k tomu, aby se záření mohlo oddělit od látky, fotony tehdy přestaly interagovat s hmotou a oddělily se jako reliktní záření. To jsme poprvé zachytili v roce 1964 zásluhou pánů Penziase a Wilsona a jejich pozorování v Bellových telefonních laboratořích. Později udělala velký průlom americká sonda COBE, která poprvé pozorovala teplotní a hustotní anizotropie v tomto záření a změřila přesně jeho spektrum.

Ještě lepší měření, z nich bylo možné přesně určit i kosmologické parametry pak pochází od americké sondy WMAP a evropské sondy Planck. Díky nim víme, že je vesmír starý 13,8 miliardy let a známe jeho složení, tedy to, že baryonová hmota tvoří jen 5 % celku, a naopak temná hmota a temná energie dominují. Rovněž nám třeba umožnily odhadnout, kdy se ve vesmíru začaly tvořit první hvězdy a mnoho dalšího. Málokterá sonda má tak velké zásluhy o moderní vědu, jako právě Planck.

Ale zpět k reliktnímu záření samotnému. Uvolnění fotonů znamenalo i uvolnění tlaku na baryonovou hmotu a došlo k tomu, že se hustotní vlny v plazmatu přestaly rozpínat a v podstatě zamrzly na místě. V prvním přiblížení lze předpokládat, že hmotnostní vlny všech oblastí s nadměrnou hustotou urazí před oddělením reliktního záření stejnou vzdálenost. To někdy nazýváme jako zvukový horizont.

Zvukový horizont

V době oddělení reliktního záření měl zvukový horizont poloměr 450 000 světelných let (pro srovnání, Malé Magellanovo mračno, blízká trpasličí nepravidelná satelitní galaxie, je od Mléčné dráhy vzdáleno 200 000 světelných let). V dnešním vesmíru to je, kvůli vlivu kosmické expanze, 490 000 000 světelných let (vzdálenost známé kupy galaxií ve Vlasech Bereniky je asi 330 milionů světelných let). Velikost dnešního zvukového horizontu lze zjistit astronomickými měřeními.

Velikost horizontu v době 380 000 let po vzniku vesmíru pak získáme, když rozměr dnešního zvukového horizontu zjištěného astronomickými měřeními vydělíme 1089. Právě taková je totiž hodnota rudého posuvu reliktního záření, což znamená, že se vlnová délka reliktního záření za dobu mezi jeho oddělením a dneškem prodloužila 1089krát. To víme zase právě díky měření sond WMPA a Planck. Takže 490 000 000 vydělíme 1089, což dává právě 450 000.

Po oddělení fotonů reliktního záření od látky už na hmotu působila pouze gravitace. Baryony a temná hmota tak začaly vytvářet seskupení zahrnující hmotu v původním místě anizotropie s vyšší hustotou hmoty i v celé oblasti spadající pod zvukový horizont této konkrétní anizotropie. Tyto vlny hustoty hmoty byly klíčové pro pozdější vznik prvních galaxií a dalších, větších, kosmických struktur, jako například galaktických kup a nadkup.

Temná a běžná hmota

Ty by se přitom nemohly vyvinout do současné podoby bez temné hmoty. Občas panuje představa, že běžná hmota k sobě přitahovala hmotu temnou. Opak je ale pravdou, zárodky temné hmoty na sebe natahaly běžnou hmotu a velkoškálová struktura kosmu proto existuje díky temné hmotě. A to je logické. Uvědomíme-li si, že je temné hmoty v kosmu několikrát více než hmoty baryonové, nemůže to ani být jinak. To by běžná hmota musela mít téměř až zázračné vlastnosti a ty nemá. Temná hmota proto vyvářela něco jako kondenzační jádra a zachytávala hmotu běžnou.

Co to je temná hmota však stále nevíme, takže se v pozorováních bohužel musíme omezit hlavně na baryonovou hmotu. Právě proto mluvíme o baryonových (a ne temněhmotových) akustických oscilacích. Jednou, až bude temná hmota mnohem lépe prozkoumaná a až budeme vědět jaké částice (má se všeobecně za to, že je tvořena částicemi, ostatní hypotézy jsou upozaděny) ji tvoří, budeme snad pro výzkum tohoto fyzikálního fenoménu více použít právě i temnou hmotu.

Historie baryonových akustických oscilací

O existenci baryonových akustických oscilací fyzikové a kosmologové spekulovali už v průběhu 20. století, tehdy však technika a pozorovací metody nebyly na jejich objev dostatečně vyspělé a připravené. Proto byly poprvé zaznamenány až v roce 2005. Tehdy už doba nazrála a důsledkem bylo, že baryonové akustické oscilace byly objeveny téměř ve stejnou dobu dvěma nezávislými skupinami vědců.

Jako první baryonové akustické oscilace zachytil přehlídkový program Sloan Digital Sky Survey (Alfred Sloan byl americký podnikatel, dlouholetý funkcionář automobilky General Motors a mecenáš, který v roce 1934 založil Sloanovu nadaci, jež projekt finančně podpořila) používající 2,5 metrů velký teleskop observatoře Apache Point v Novém Mexiku na jihu USA.

Jen o chvíli později objevila totéž i přehlídka 2dF Galaxy Redshift Survey (název 2dF podle spektrografu mateřského dalekohledu, jenž má zorné pole dva čtvereční stupně), která používá 3,9 metrů velký Anglo-Australský teleskop observatoře Siding Spring v Novém Jižním Walesu na jihovýchodě Austrálie.

Mezi roky 2011 a 2012 pak jejich objev potvrdily ještě tři další přehlídkové programy – 6dF Galaxy Survey, WiggleZ a BOSS. O jejich existenci tak dnes již nemůže být pochyb, a právě i díky tolika nezávislým potvrzením získaly oba objevitelské týmy z roku 2005 Shawovu cenu za astronomii pro rok 2014.

Temná energie

Objev baryonových akustických oscilací přišel, dalo by se říci, v nejlepší možnou chvíli. Jen o pár let dříve, roku 1998, totiž dvě skupiny astrofyziků nezávisle objevily to, že se rychlost expanze kosmu nesnižuje, ale právě naopak zvyšuje. Použili měření za pomocí supernov typu Ia. Jedná se o zajímavý typ supernov, kdy nejde o hmotnou hvězdu na konci života, ale o bílého trpaslíka přetahujícího si hmotu ze svého souputníka. Bilí trpaslíci vybuchují při překročení hranice 1,44 hmotnosti Slunce právě jako supernovy typu Ia.

A právě proto, že supernovy typu Ia vznikají z bílých trpaslíků, které vždy explodují při překročení hmotnostního limitu a ten je pro celý vesmír stejný, lze je mezi sebou snadno srovnávat a využít je pro měření vzdáleností v kosmu. Toho právě astronomové z obou týmů využili a provedli důkladná měření, která realizovali mimo jiné i s pomocí Hubbleova kosmického teleskopu. A uspěli na výbornou, když učinili jeden z největších objevů posledních let.

Tehdy se ukázalo, že náš vesmír obsahuje kromě běžné a temné hmoty ještě třetí nejvíce zastoupenou složku – temnou energii. Tu bylo třeba co nejlépe prozkoumat nezávislými metodami. K tomu se velmi dobře hodí reliktní záření, avšak také baryonové akustické oscilace, kdy pozorujeme zvukový horizont v současném vesmíru. Obě nezávislé metody potvrdily výsledky získané díky supernovám typu Ia, přičemž všechny tři metody se téměř přesně shodly. To významně přispělo k tomu, že tři zástupci obou týmů měřících supernovy typu Ia, Saul Perlmutter, Adam Riess a Brian Schmidt, získali roku 2011 Nobelovu cenu za fyziku.

Využití v kosmologii

Baryonové akustické oscilace ovšem mají v kosmologii širší využití. S jejich pomocí lze nejen lépe porozumět zrychlování rozpínání vesmíru a temné energii, ale též získat důležité parametry popisující náš vesmír, například určit hodnotu Hubbleovy-Lemaîtrovy konstanty (známé i jen jako Hubbleovy konstanty, G. Lemaître ale objevil tento vztah dříve, proto Mezinárodní astronomická unie provedla oficiální změnu a konstanta nyní nese jména obou objevitelů).

Tato konstanta, která nejspíš vůbec není konstantní se neustále zkoumá a probíhají snahy velmi důkladně proměřit její hodnotu. Nesoulad měření ze supernov typu Ia a z reliktního záření je totiž velký problém současné fyziky. Ani jeden typ měření ale nelze jen tak odvrhnout, provádí je špičkové přístroje, včetně družic WMAP či Planck. Nezávislé metody měření navíc nejsou zatím také zcela spolehlivé, takže si budeme muset počkat na další výsledky. Popřípadě se lze díky baryonovým oscilacím podívat na to, jak se vesmír a jeho struktury vyvíjely v čase i prostoru.

Z těchto důvodu stále mnoho teleskopů, přehlídkových programů a vědeckých skupin baryonové akustické oscilace zkoumá. Jejich průzkumu se věnují i moderní observatoře, jako je například evropský kosmický teleskop Euclid. Jeho hlavní zaměření je na výzkum temné hmoty a temné energie, ale zabývá se i měřením kosmologických parametrů našeho vesmíru, takže též k baryonovým akustickým oscilacím má co říci.

A do budoucna se na průzkum baryonových akustických oscilací chystají ty nejlepší připravované observatoře, z pozemských jmenujme radioteleskop BINGO v Brazílii, z kosmických teleskop Nancy Grace Roman s primárním zrcadlem o průměru 2,4 metru, který připravuje americká NASA a který by se měl do kosmu vydat snad v roce 2028. Kromě kosmologie je hlavní zaměření tohoto nového velkého amerického teleskopu výzkum extrasolárních planet, planet mimo Sluneční soustavu.

Nedávné výsledky

Zvláště v poslední době se na baryonové akustické oscilace soustředí velká pozornost. V roce 2023 totiž astronomové používající data z výše zmíněné přehlídky Sloan Digital Sky Survey oznámili, že díky baryonovým akustickým oscilacím našli důkazy o existenci velké kosmické bubliny obsahující některé z největších známých struktur, jako jsou Sloan Great Wall, nadkupa v Pastýři či nadkupa v Herkulovi. Tato obří bublina, jejíž struktury se zřejmě všechny vyvinuly z jediné baryonové akustické oscilace získala název Ho’oleilana, což je podobně nevyslovitelný název jako slavná ´Oumuamua.

Výzkumy baryonových akustických oscilací z posledních let zase naznačují, že by Mléčná dráha mohla ležet poblíž centra bubliny asi 1 miliardu světelných let velké kosmické prázdnoty, oblasti s poměrně nízkou hustotou hmoty. To by mohlo vysvětlovat rozpory v měření Hubbleovy-Lemaîtrovy konstanty mezi daty z reliktního záření a ze supernov typu Ia. Tento model je nicméně stále na začátku své existence a není to v žádném případě mainstreamová teorie. Navíc porušuje Koperníkův princip, takže se tento stav mnoha lidem nelíbí. Budou nutná další měření.

Závěr

V každém případě se ale ukazuje velmi dobře, že baryonové akustické oscilace si za dvacet let, od jejich objevu, vybudovaly v kosmologii své pevné místo a chceme-li poznat náš vesmír co nejlépe, nesmíme je opomíjet. Naopak, poskytují nám krásný způsob, jak zjistit o vesmíru co nejvíce a jak ověřit měření získaná dalšími metodami.

Poznámka autora

• Tento článek byl původně napsán pro časopis Vesmír. Toto je jeho rozšířená a doplněná verze.

Zdroje obrázků

• https://static.wixstatic.com/media/eddd2f_9262e910174249eaaa23156dbb4acf84~mv2.png
• https://www.schoolphysics.co.uk/age16-19/Nuclear%20physics/Nuclear%20structure/text/Quarks_/index.html
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/9Aphz9GQFpxmRrzHUVe3jS.jpg
• https://www.nsf.gov/news/mmg/media/images/PF2297_h.jpg
• https://apod.nasa.gov/apod/image/0302/sky_wmap_big.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
• https://galaxies-cosmology-2015.wdfiles.com/local–files/baryon-acoustic-oscillations/sdss_bao.png
• https://faculty.wcas.northwestern.edu/enectali-figueroa-feliciano/images/millenium-698×260.jpg
• https://www.sdss4.org/wp-content/uploads/2014/06/orangepie.jpg
• https://i.sstatic.net/vj6Rr.png
• https://universe-review.ca/I02-07-Hubble2024.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Wfirst_beauty1_prores_1920x1080.mov_.00_00_17_16.still003_crop.jpg
• https://www.cea.fr/drf/PublishingImages/Actualites/2023/aout-septembre/rediml_Hooleilana.jpg