Kosmologie – otázky a odpovědi (2. díl)

Uplynul nějaký čas od prvního dílu této volné série, a tak jsem se rozhodl, že je na čase se dostat k dalšímu pokračování. Dnes se tedy podíváme na dalších pět otázek, které jste mi položili, ať už prostřednictvím jakékoli platformy. Pokud se na vaši otázku nedostalo, nezoufejte, dostane se v jednom z příštích dílů. A samozřejmě i teď platí, že mi můžete položit v komentářích pod tímto článkem další otázku, či dokonce otázky.

6. Když se vesmír rozpíná a vše se od sebe vzdaluje, jak je možné, že se Mléčná dráha srazí s M31?

7. Zajímalo by mě více rozebrat vliv rozpínání vesmíru na gravitačně vázané objekty (galaxie, jejich clustery či i menší systémy).

Zde jsem si dovolil napsat rovnou dva dotazy, jelikož jsou poměrně podobné a týkají se téhož problému. Popularizačními zdroji je nám často předkládáno, že se ve vesmíru vše od sebe vzdaluje. Ale pokud tomu tak je, proč se od sebe nevzdálí i M31 a Mléčná dráha, jak se ptá první otázka. A proč se od sebe nevzdálí dokonce i jednotlivé objekty v Mléčné dráze nebo i ve Sluneční soustavě?

Faktem je, že není tak docela pravda, že by se v kosmu vše od sebe vzdalovalo, respektive není pravda, že se každý objekt vzdaluje od každého jiného objektu. Je pravda, že se vesmír rozpíná a je také pravda, že obecně se od nás jiné objekty vzdalují (ne ovšem proto, že my bychom byli středem vesmíru, pozorovatel v jiné galaxii by zase viděl, jak se vše vzdaluje od něj). Neplatí to ovšem stoprocentně. Odpovědí je gravitační síla. Abychom to pochopili, podívejme se na tuto sílu trochu více do detailu.

Gravitace je jednou ze čtyř základních sil přírody. Je ovšem poměrně slabá, konkrétně asi o 35 řádů slabší než elektromagnetismus a dokonce o 38 řádů slabší než silná jaderná síla. Její výhodou ale je, že na rozdíl od elektromagnetismu působí na všechny objekty a na rozdíl od jaderných sil má velký dosah na který působí. Tento dosah je teoreticky nekonečný. Byť ano, kdybyste si spočítali, jakou gravitací na vás působí třeba hvězda Sirius, zjistíte, že je to nula, nula a nic k tomu.

Gravitace se totiž silněji projevuje u hmotných objektů, které silněji zakřivují prostoročas. Jak totiž víme díky Einsteinovi, gravitace je zakřivení prostoročasu. Gravitace sice působí třeba i mezi jednotlivými částicemi, ale tam je zcela zanedbatelná. Naopak třeba na úrovní hvězd a galaxií hraje velmi významnou úlohu. Naopak ostatní síly jsou zanedbatelné, jelikož mají krátký dosah a působí výběrově, nikoli tedy na všechny objekty.

A gravitace je právě odpovědí na naši otázku. Gravitačně vázané systémy se nerozpadnou, neboť je k sobě váže gravitace. Z toho důvodu tedy Měsíc neodletí od Země, Země neodletí od Slunce a Slunce neopustí Mléčnou dráhu. Jsou vázány gravitací. A z téhož důvodu se nerozpadne ani Místní skupina galaxií, kam patří Mléčná dráha, M31 v Andromedě, M33 v Trojúhelníku, Malé a Velké Magellanovo mračno a další galaxie. Místní skupina je gravitačně vázaný systém a jednotlivé galaxie na sebe vzájemně působí.

Stačí se ostatně podívat na historii Mléčné dráhy, jak nám ji odhaluje například mise Gaia. V minulosti se Mléčná dráha srazila s několika jinými menšími galaxiemi, což je dodnes zjistitelné. A i v této době probíhá interakce s jinými galaxiemi. Ať už je to Antlia II, která je v tuto chvíli narušována slapovými silami a stává se z ní hvězdný proud, obě Magellanova mračna a další trpasličí satelitní galaxie.

A protože je součástí místní skupiny i galaxie M31 v Andromedě, i tato galaxie a Mléčná dráha na sebe vzájemně působí. M31 by se od nás vzdalovala, kdyby byla součástí jiné kupy galaxií a nebyla by gravitačně vázána do Místní skupiny. Protože však vázána je, nemůže uniknout. To neznamená nutně, že se musí s Mléčnou dráhou srazit, jen to, že byť by se od nás vzdalovala, nemohla by zcela uniknout a Místní skupinu opustit.

Jak ale víme, M31 se k Mléčné dráze ve skutečnosti poměrně rychle přibližuje. Donedávna se zdálo být jisté, že se k sobě asi za 4,5 miliardy let velmi přiblíží a započne jejich srážka, či přesněji řečeno splynutí. Zhruba za 7 miliard let by se měly sloučit definitivně a vytvořit obří eliptickou galaxii. Nová data ale tuto variantu lehce zpochybňují. Ne snad, že by ji vyloučily zcela, ale dávají jí jen určitou pravděpodobnost. Je také možné, že se obě galaxie minou. To ovšem neznamená, že M31 unikne z Místní skupiny.

Víme tedy, že skupiny galaxií jsou gravitačně vázány. Vázány gravitací jsou i kupy galaxií, jako je například slavná kupa galaxií v Panně, či také docela známá kupa ve Vlasech Bereniky. Kupy galaxií jsou ovšem největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru. Jakékoli větší struktury, jak nadkupy galaxií, či různá jiná velká vlákna či zdi galaxií ve skutečnosti vázány gravitací nejsou a časem se rozpadnou.

Pro kupy galaxií, skupiny galaxií a jiné menší systémy to ovšem neplatí, ty zůstanou pospolu i nadále, i když se bude vesmír dále rozpínat. Gravitace se o to postará. To si alespoň myslíme na základě současných dat a podle toho co víme o současném tempu rozpínání vesmíru. Pokud se vesmír bude dál rozpínat touto rychlostí, či mírně zrychlovat, kupy galaxií a menší systémy se udrží pohromadě.

A vydrží tak v podstatě na věky. Sice ten čas bude konečný, ale bude tak obrovský, že nemá smysl se tím příliš zabývat. Na konci se částice rozpadnou a vše skončí v černých dírách, ale to bude třeba za 10²⁰⁰ let. Ono i kdyby to bylo třeba za 10⁵⁰ let, je to úplně jedno. Nyní má vesmír 10¹⁰ let, a i to je pro nás v podstatě nepředstavitelně obrovské číslo. Jen si sami řekněte. Dokážete si představit, co to je 10 miliard? A dokážete si představit 10⁵⁰ nebo 10²⁰⁰?

Existuje ovšem jistá možnost, že by se rozpínání vesmíru mohlo zrychlovat exponenciálně, v případě, kdy by záhadná temná energie měla jisté speciální vlastnosti. Pak by to bylo jinak. V takovém případě by se vesmír rozpínal tak rychle, že by se neudrželo pohromadě nic. Gravitace by nás nezachránila. Postupně by se rozpadly nejdříve kupy galaxií, pak skupiny galaxií, následovaly by samotné galaxie, pak hvězdokupy a seskupení hvězd. Ale ani tam by to neskončilo!

Brzy na to by se totiž rozpadly i binární či vícenásobné skupiny hvězd a planetární systémy, jakož i systémy planet a jejich měsíců. A jak by se expanze kosmu stále zrychlovala, nakonec by se rozpadla i jednotlivá tělesa, jako jsou hvězdy a planety, ale dokonce i lidská těla, a nakonec i jednotlivé atomy a další částice. Ale nebojte se, tento scénář není podle současných výzkumů příliš pravděpodobný, spíše se ukazuje, že to tak zřejmě nebude. A i kdyby, byla by to rychlá a bezbolestná smrt.

8. Další otázka se netýká kosmologie (nebo možná ano, vlastně ani nevím), ale zajímalo by mě, proč jsou všechny kvazary tak daleko.

Kvasary jsou skutečně většinou poměrně daleko od Země. Je pravda, že velmi často čteme o kvasarech vzdálených 5, 10, nebo dokonce i 12 miliard světelných let. Nejvzdálenější známý kvasar, UHZ1, leží dokonce 13,2 miliardy světelných let od nás. Nicméně není úplně přesné tvrzení, že by takto vzdálené byly všechny kvasary. Nejbližší známý kvasar, Markarian 231 je od nás totiž vzdálen jen 581 milionů světelných let. To se pořád může zdát hodně, ale ve srovnání s mnoha jinými objekty je to vlastně poměrně blízko.

Kvasary byly při objevu v 60. letech velmi záhadnými objekty, nikdo moc nevěděl, co jsou zač. Dnes už víme jistě, že jde o jádra galaxií, která jsou velmi jasná, proto jim říkáme aktivní galaktická jádra, či jen aktivní jádra. Ve svém středu mají supermasivní černou díru, která pohlcuje okolní materiál, který do ní padá. Nepadá ovšem přímo, ale předtím se dostává do tzv. akrečního disku, který černá díra zvolna likviduje, nicméně materiál tam často přibývá, proto je jádro stále aktivní. V akrečním disku se odehrávají složité fyzikální procesy, které generují obrovské množství energie.

V důsledku toho pak kvasar velmi jasně září, a to dokonce tak moc, že toto aktivní jádro přezáří celý zbytek galaxie, který je pak jen velmi těžko rozpoznatelný. A protože je aktivní jádro dosti malé, a přitom vydává tak extrémní zářivý výkon, kvasary jsou jedny z nejenergetičtějších objektů našeho vesmíru, vypadají při zběžném pohledu jako bodový zdroj, proto se jim také říká kvazistelární objekty (z toho zkratka kvasary), vypadají totiž skutečně jako bodové zdroje podobné hvězdám.

A proč jsou kvasary většinou tak daleko? To souvisí právě s jejich povahou. Aby se nějaké galaktické jádro mohlo stát kvasarem, musí vydávat enormní množství energie. Jenže na to, aby mohlo emitovat tak extrémní množství energie, musí mít také z čeho tuto energii získávat. Jinými slovy, supermasivní černá díra musí mít dostatek materiálu, který do ní padá a který generuje tolik energie. A zde platí, že čím mladší byl vesmír, tím více v něm bylo dostupného materiálu, který šel využít.

Kvasary jsou tak vzdáleny tedy jednoduše proto, že v mladším vesmíru bylo k dispozici více paliva, které mohly využít ke svému fungování. Ve starším vesmíru je už většina materiálu vázaná ve hvězdách, galaxiích a dalších objektech a supermasivní černí díra jej už nemůže tak snadno využít. Ano, dříve možná byly kvasary třeba i v centru naší Mléčné dráhy, M31 či mnoha jiných galaxií, ty už ale beznadějně vyhasly, jelikož nemají dost materiálu pro svou činnost. Ve větší vzdálenosti vidíme více kvasarů, neboť se díváme do minulosti a sledujeme mladší vesmír.

Existuje ovšem jistá šance, že například při srážkách velkých galaxií se kvasar dočasně zažehne, jelikož právě při splynutí dvou velkých galaxií dochází k bouřlivé reakci mezihvězdného média a tvorbě nových hvězd a současně i zvýšení hustoty centra nové jednotné galaxie. Je proto nenulová šance, že by se kvasar v centru takové galaxie, která právě prošla velkou srážkou mohl na čas znovu zažehnout.

A ano, to platí i pro případnou srážku Mléčné dráhy s velkou spirální galaxií M31 v Andromedě. Naši potomci za nějakých 5-7 miliard let se tak možná dočkají výjimečné podívané a budou moci pocítit sílu kvasaru na vlastní kůži. Pokud ovšem za tak dlouhou dobu nějaký život našeho typu bude ještě existovat, a pokud k oné srážce vůbec dojde, neboť jak jsme zmínili výše, na základě nových dat z družice Gaia to není jisté.

Sluší se ještě dodat, že byť jsou kvasary poměrně daleko a nejbližší je 581 milionů světelných let, jiné, jen o něco méně extrémní typy aktivních galaxií jsou k nám mnohem blíže. Kupříkladu nejbližší rádiové galaxie Centaurus A je od nás vzdálena jen asi 11 milionů světelných let (leží velmi řpekvapivě v souhvězdí Kentaura), a právě tato galaxie má aktivní galaktické jádro, které řadíme mezi objekty typu BL Lacertae. No a galaxie NGC 4395 od nás leží jen asi 13 milionů světelných let ve směru souhvězdí Honicích psů. Jde také o aktivní galaxii, řadíme ji mezi Seyfertovy galaxie.

9. Měl bych otázku ke kosmologickým „konstantám“. Myslím, že např. rychlost světla je daná vlastnostmi vesmíru. Tím, jak se vesmír měnil od Velkého třesku, tak (zejména na počátku) se tyto „konstanty“ mohly dost měnit, což zase mohlo mít dost zásadní vliv na jeho vývoj?

Proměnlivost fyzikálních konstant v prostoru i v čase je zajímavá hypotéza, kterou vědci již téměř století intenzivně zkoumají. Jako první tuto možnost nadnesl legendární fyzik, zakladatel kvantové mechaniky a nositel Nobelovy ceny, Paul Dirac. Tento anglický fyzik navrhoval, že by se hodnota některých fyzikálních konstant, jako je gravitační konstanta, či konstanta jemné struktury, mohly v čase měnit v závislosti na stáří vesmíru.

Podívejme se nejprve právě na konstantu jemné struktury, která určuje velikost elektromagnetické interakce mezi dvěma nabitými elementárními částicemi, jde tak o vazebnou konstantu této základní síly. V roce 1999 byl publikován výzkum, který na základě pozorování kvasarů naznačoval, že by se velikost této konstanty mohla v čase měnit. Ovšem výrazně přesnější pozdější studie žádné důkazy variability nenašla. Laboratorní měření ukázalo, že změna konstanty může být maximálně v řádu 10^-17 za rok, aby to bylo v souladu s teoretickými modely.

Jiná věc je prostorová proměnnost, tam opět existují jisté náznaky, na základě pozorování teleskopů VLT v Chile. Nicméně i zde je na místě jistá opatrnost, pozdější studie mohou hovořit jinak. Nicméně, v otázce je zmíněna časová proměnnost konstant a tam v tomto případě žádné důkazy bohužel nemáme, i když je to předmětem výzkumu již po desetiletí.

Zajímavá je situace u gravitační konstanty. Ta není známá tak přesně, vzhledem k tomu, že je gravitace velmi slabá síla. I zde existují jisté výzkumy, které časovou proměnnost naznačovaly, jeden takový byl publikován v roce 2015. Bohužel ale i zde pozdější měření prokázaly, že pokud se gravitační konstanta mění, musí být tato změna menší než 10^-10 za rok, jinak by šlo o rozpor se současnou fyzikou.

Někteří se také domnívají, že by se mohl v čase měnit poměr hmotnosti elektronů a protonů. Kladně nabité protony jsou 1836,15krát těžší než záporně nabité elektrony, alespoň tedy v současnosti. I zde probíhají měření. Jeden výzkum založený na pozorování molekul methanolu ve vzdálených galaxiích stanovuje, že se tento poměr může měnit maximálně o 10^-16 za rok, jinak by šlo opět o rozpor s platnými teoretickými modely.

V otázce se přímo ptáte na možnost proměny hodnoty rychlosti světla, a i to je předmětem některých hypotéz. Nejde ovšem jen o proměnnost časovou, některé hypotézy tvrdí, že se velikost rychlosti světla mění v prostoru, jiné operují se závislostí na frekvenci. To je ovšem v rozporu s obecnou teorií relativity, která říká, že hodnota rychlosti světla ve vakuu v jakékoli lokální vztažné soustavě je konstantní.

Existují sice zdánlivé změny rychlosti světla v závislosti na vztažné soustavě, ale jde jen o změny zdánlivé, s případnou proměnností rychlosti světla tedy nemají mnoho společného. Přesto aspoň stručně si můžeme říci, že jde například o tzv. superluminální pohyb. Jde o situaci, kdy pozorujeme relativistické výtrysky z aktivních jader galaxií, a pokud jsme vůči výtrysku ve správném úhlu, zdá se nám, jako kdyby se materiál výtrysku pohyboval nadsvětelně, ale jde jen o zdání.

První pokusy se začleněním proměnné rychlosti světla do fyziky provedl významný americký fyzik a kosmolog Robert Dicke v roce 1957. Nebyl ale jediný, někteří další fyzikové se těmito možnostmi zabývali v průběhu dalších desetiletí. A mrtvé tyto hypotézy nejsou ani dnes. Ale stejně jako u výše zmíněných případů, ani zde nemáme zatím žádné dobré důkazy, že se by rychlost světla měnit měla, zvláště když obecná relativity, která neměnnost rychlosti světla předpokládá je tak dobře ověřena.

Je důležité ještě poznamenat jednu věc. Tyto výzkumy samozřejmě mají smysl, přesto ovšem je obtížné diskutovat o změně nějaké konstanty jednotlivě, bez kontextu konstant ostatních. Důvodem je, že s hodnotami konstant úzce souvisí volba soustavy jednotek, které používáme, takže otázka, zda se nějaká konstanta mění závisí do značné míry i na tom, jaké jednotky si zvolíme.

Kupříkladu soustava SI je založena na sedmi jednotkách, které jsou definovány pomocí základních fyzikálních konstant. Tak například metr je definován od roku 1983 jako vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jednu 1/299792458 sekundy. Rychlost světla je tedy v jednotkách SI přesně definována a je navždy neměnná. Jinými slovy, v jednotkách SI nemá smysl hodnotu rychlosti světla měřit.

Pokud chceme testovat, zda jsou fyzikální konstanty neměnné, ať už v jakémkoli smyslu, je nejlépe tak činit s bezrozměrnými veličinami, to je měřit poměry mezi veličinami podobných rozměrů. Měření změny fyzikálních konstant obecně jsou zatím dosti problematická a zatížená chybami, určitě je na čem pracovat a co zlepšovat, chceme-li se někam posunout.

Další důležitá věc je to, že pokud by nějaké změny konstant vedly k fyzikálně nerozlišitelnému vesmíru, nemá vůbec smysl o nich diskutovat. Tak například, kdybychom změnili hodnotu rychlosti světla, ale současně bychom odpovídajícím způsobem změnili i hodnotu elementárního náboje, tak aby poměr e²/c (elementární náboj na druhou ku rychlosti světla) zůstal stejný, pak bychom došli k fyzikálně nerozlišitelnému vesmíru a taková změna rychlosti světla by byla bezvýznamná.

Prozatím se nicméně zdá, že rychlost světla (ale i další konstanty) jsou skutečně konstantami a že jejich hodnoty nezávisí na ničem na vlastnostech vesmíru, tedy ani na jeho změnách. Žádné dosud dostupné důkazy tomuto scénáři nenasvědčují. Je možné, že v budoucnu se tato situace změní, ale v tuto chvíli se to nezdá být blízko realitě. Časová neměnnost fyzikálních konstant je dokonce důležitým principem současných fyzikálních zákonů.

Je totiž spojena s větou Noetherové o zákonech zachování, konkrétně se zákonem zachování energie. Tento zákon je důsledkem symetrie fyzikálních zákonů vůči posunutí v čase. Jinými slovy, pokud tvrdíte, že se fyzikální zákony v čase mění, říkáte tím automaticky i to, že neplatí zákon zachování energie. Jakýkoli objev časové variace fyzikálních konstant by tedy znamenal, že se energie nezachovává.

Samozřejmě jsou ovšem fyzikální konstanty záhadné. Nikdo neví, proč mají právě takovou hodnotu, jakou mají. Jde přitom ukázat, že kdyby byly jejich hodnoty jen mírně odlišné, pro případný život by to mnohdy představovalo velký problém. Tomu se říká problém jemného vyladění vesmíru a tento problém má desítky, či dokonce možná stovky navržených řešení. To je ovšem na úplně jiný dotaz.

Na závěr ještě dodám, že některé parametry označované jako konstanty ve skutečnosti konstantami dost možná nejsou a jsou to tedy „konstanty“ v uvozovkách, jak píšete výše. Jde třeba o Hubbleův-Lemaîtrův parametr rozpínání vesmíru. Ale to na předchozí odpovědi o základních fyzikálních konstantách nic nemění.

10. Jak se z map reliktního záření odstranila Mléčná dráha?

Než odpovím na otázku, dovolím si celou věc trochu vyjasnit. Když se totiž podíváte na mapy reliktního záření z observatoří jako je WMAP či Planck, vždy vidíme krásnou mapu, na niž je viditelné reliktní záření přicházející ze skutečně celé oblohy a jsou také viditelné jeho teplotní a hustotní fluktuace. Jen si vzpomeňme na evropskou sondu Planck a její krásnou mapu anizotropií reliktního záření. A není to jen případ Plancku, i další výsledky vypadají podobně.

Mohlo by vás napadnout, že takto vypadá každá mapa reliktního záření sama o sobě. Ale to je omyl. Tyto mapy jsou totiž upravené. Ne snad, že by byly nepravdivé či nepřesné, to v žádném případě, ale aby vznikla taková krásná mapa, bylo potřeba provést jisté změny. Je to logické. Co vidíte na nebi? Mléčnou dráhu samozřejmě. Naše Mléčná dráha je na snímcích těchto observatoří pochopitelně dobře viditelná, i když pozorují v mikrovlnné části spektra.

Je jasné, že abychom získali obrázky, jež se všude prezentují, museli jsme záření Mléčné dráhy nějak vymazat či chcete-li odstranit. Nejde ale jen o Mléčnou dráhu. Sondy vidí i celou řadu dalších věcí, jako třeba galaxii M31 v Andromedě, Malé a Velké Magellanovo mračno, ale Planck třeba dobře viděl i první známý kvasar 3C 273. Pokud chceme mapu kosmického pozadí, nestačí nám jen odstranit naši Mléčnou dráhu, ale musíme vyčistit všechna data od signálu, který nepochází z reliktního záření.

Podívejme se na příklad sondy Planck. Ta provedla čtyři celkové přehlídky oblohy a část páté. Při každé přehlídce sonda zachytí signál z nejrůznějších zdrojů, které jsou mnohdy poněkud překvapivé. Tak například, když sonda snímkuje, nahrává se pomocnými radiometry i šum sondy samotné, ano, i svůj vlastní signál sonda detekuje. Jak tedy vidíte, vědci musí při analýze dat myslet na celou řadu věcí, které by vás možná ani nenapadly. Signálů, které sonda zachytí je ve skutečnosti poměrně hodně.

Dalo by se to přirovnat k ruské matrošce. Máme celou vrstvu signálů. První je, jak už jsem zmínil šum vlastní sondy, dále jsme v případě sondy Planck měli signál z kosmického prachu, poté signál ze synchrotronových emisí galaxií, z volných elektronů, z galaxií samotných (některé září v mikrovlnné oblasti velmi silně), dále signály z kup galaxií, které se v mikrovlnné oblasti projevují Dopplerovsky a tepelně, a poslední vrstvou je námi hledané reliktní záření.

Každý signál má předem známou frekvenční závislost. Data se přitom v případě sondy Planck snímala v devíti frekvencích současně. U každé přehlídky zvlášť se tak díky počítačům právě s využitím známé frekvenční závislosti různých zdrojů, odečte příslušný signál, který nás zajímá. Podrobnosti zde vypisovat nebudu, stačí když zmíním, že se na to používají poměrně složité matematické postupy, důležité je, že signály z jednotlivých skupiny zdrojů od sebe umíme bezpečně oddělit.

Díky tomu si ze sondy Planck můžeme prohlédnout mapu reliktního záření, mapu kosmického prachu, mapu kompaktních galaktických i extragalaktických zdrojů, nebo i mapu celé oblohy v mikrovlnné části spektra, a to se všemi zdroji, samozřejmě mimo šumu sondy. Analogicky to platí i u jiných sond, Planck jsem zde používal pouze jako dobrý příklad, protože jde o poměrně novou sondu, která přinesla velmi dobré výsledky, z nichž dodnes těžíme.

Abych vás ale neodbyl obecně, tak ještě k Mléčné dráze. Samozřejmě i v mikrovlnné části spektra vidíme Mléčnou dráhu dosti jasně, protože je zde spousta zdrojů, které toto záření emitují, ať už jde o mezihvězdný plyn či prach, plazma nebo magnetická pole. Signál Mléčné dráhy signál reliktního záření spolehlivě přebije. Mléčná dráha tak vytvoří na mapě reliktního záření jasný pás.

Jak jsme si už řekli, Planck vidí různé zdroje mikrovlnného záření. Přitom víme, jak se tyto různé, v tomto případě galaktické zdroje projevují. Víme třeba, že kosmický prach se nejvíce projevuje na vyšších frekvencích, jako je 357 GHz a synchrotronové záření zase naopak při nižších frekvencích, jako 30 GHz. Reliktní záření pak má typická signál, který spektrálně odpovídá spektru záření absolutně černého tělesa, který je zcela odlišný od galaktického popředí.

Vědci tak mají k dispozici detailní pozorování v mnoha frekvencích, tato data pečlivě zpracují a díky tomu jsou schopni odečíst signál galaktických zdrojů a vytvořit mapu pro každý takový zdroj. Rovněž dokáží vytvořit masku popředí, jednak na základě pozorovaných dat, jednak na základě modelů dějů v Mléčné dráze, která vylučuje zbytkové kontaminace, například v galaktické rovině. To vše se odečte od celkové mapy a získá se čistá mapa reliktního záření nutná pro kosmologická měření.

11. Webbův teleskop nějaké čočky využil už několikrát, pokud se nepletu? Jen to nebyly (samostatné) černé díry, ale nějaké vzdálené galaxie, za kterými byly ty ještě vzdálenější. A jelikož v galaxii je většinou černá díra, tak proto píšu to „samostatné“.

To je vskutku pravda. Webbův teleskop využívá jev známý jako gravitační čočkování poměrně často. Pro připomenutí, gravitační čočka je objekt se silným gravitačním polem, který se nachází mezi pozorovatelem a zdrojem světla, či jiného elektromagnetického záření. Tato gravitační čočka deformuje a zesiluje světlo zdroje, takže ho pak pozorovatel vidí lépe, v některých případech by zdroj bez gravitační čočky nebyl pro pozorovatele vůbec viditelný.

Rozeznáváme tři módy gravitačního čočkování, silné, slabé a mikročkování. V případě mikročoček je čočkou většinou hvězda Mléčné dráhy a zdrojem jiná hvězda. Zdroj v tomto případě nejsou patrné vůbec žádné deformace či vícenásobné odrazy zdroje, ale vidíme jen jeho zjasnění. Toho se využívá třeba při detekci exoplanet a z kosmických observatoří to využívá třeba evropská Gaia.

Dalším módem je slabé gravitační čočkování, kdy dochází pouze k malému narušení tvaru jednotlivých zdrojů. Efekt tedy není zjistitelný na jednom konkrétním objektu, ale vyhodnocuje se statisticky na velkém množství zdrojů. Slabé čočkování se velmi hodí třeba pro průzkumy temné hmoty, popřípadě pro testy kosmologických modelů. Využívá ho ve velkém evropský teleskop Euclid.

Nejznámější je ovšem silné čočkování, kdy je čočkou obvykle kupa galaxií, či jedna velká galaxie, jak správně uvádíte v otázce. Ne ovšem samotná černá díra, neboť i ty největší černé díry jsou na to moc daleko a příliš malé. Při silném čočkování dochází k výrazným deformacím zdroje, jako jsou protáhlé oblouky, které známe z fotografií Hubbleova či Webbova teleskopu. A pokud je čočka a zdroj téměř přesně v přímce (z našeho pohledu), lze pozorovat pravidelné tvary jako Einsteinovy prstence či kříže.

Samozřejmě, že velké galaxie bez výjimky obsahují supermasivní černé díry, ale hmotnost velkých galaxií je řádově větší než hmotnost jejich černých děr, v případě kup galaxií to platí tím spíše, proto je k efektu gravitační čočky nutná velká a hmotná galaxie, ideálně spíše právě kupa galaxií. Supermasivní černá díra k efektu samozřejmě přispívá, ale sama by na to nestačila.

A ano, Webbův dalekohled už silné gravitační čočkování pozoroval a pozoroval jej mnohokrát. Dal by se klidně vydat celý článek obsahující jen fotky gravitačních čoček Webbova teleskopu. Už na prvním snímku hlubokého pole byly zřetelné oblouky vytvořené gravitačními čočkami a jen o něco později došlo i na zajímavý výzkum, který na základě spektra prokázal, že dva z těchto oblouků jsou ve skutečnosti obrazem jediného zdroje.

Pokud totiž nedojde na dokonalé zarovnání čočky a zdroje, vidíme velmi často dva či více obrazů jednoho zdroje. Navíc, protože není gravitační pole všude stejné, nepřichází všechny obrazy ve stejném čase. Toho se využívá třeba při pozorování explozí vzdálených supernov a podobný výzkum provedl také Webbův teleskop.

Z dalších zajímavých gravitačních čoček pozorovaných JWST lze zmínit třeba několik Einsteinových prstenců, které vznikají, když jsou čočka a zdroj z našeho pohledu dokonale zarovnány za sebe. Pak vidíme jen jediný obraz vzdáleného zdroje, který obklopuje čočku ve formě prstence. Einsteinův se mu říká proto, že to byl právě Einstein, kdo je autorem obecné relativity, teorie, která efekt gravitačního čočkování popisuje.

Za zmínku pak stojí i jednotlivé hvězdy či kulové hvězdokupy, které vidíme velmi daleko ve vesmíru, a to právě díky tomu, že jejich světlo bylo zesíleno gravitačními čočkami, v některých případech bylo dokonce toto světlo zesíleno až tisícinásobně. JWST umožnil díky efektu gravitační čočky spatřit i některé dosti vzdálené supernovy, což je důležité pro pochopení supernov jakožto fenoménu, ale i pro kosmologická měření.

Závěr

Pět otázek máme za sebou, budu se na vás těšit u dalšího dílu, který vyjde snad poměrně brzy. A nebojte se, samozřejmě, že můžete pokládat další otázky, pokud vás z fyziky něco zajímá.

Zdroje obrázků

• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/CEERS1.jpg
• https://i.ytimg.com/vi/sqEoCD8xH_w/hq720.jpg?sqp=-oaymwEhCK4FEIIDSFryq4qpAxMIARUAAAAAGAElAADIQj0AgKJD&rs=AOn4CLCI9GtlHsaGyln3WfwroHM4PvCxfw
• https://cdn.sci.esa.int/documents/34614/35502/1567215794512-ESA_LISA-Pathfinder_spacetime_curvature_above_orig.jpg/
• https://earthsky.org/upl/2018/12/localgrp-1.gif
• https://cdn.esahubble.org/archives/images/screen/heic2501a.jpg
• https://cdn.sci.esa.int/documents/33580/35361/1567214198702-ESA_Gaia_MilkyWayAndromedaTriangulum_trajectories_625.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/44/NASA_Telescopes_Discover_Record-Breaking_Black_Hole_%28pandora-cluster-nircam-image%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e8/Hubble_Interacting_Galaxy_UGC_8058_%282008-04-24%29.jpg/960px-Hubble_Interacting_Galaxy_UGC_8058_%282008-04-24%29.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/6nyK7p4Vh76KrVjirUamm.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/1998/02/pw1102091.gif
• https://aip.brightspotcdn.com/dims4/default/bca3836/2147483647/strip/true/crop/973×739+0+0/resize/1640×1246!/format/webp/quality/90/?url=https%3A%2F%2Fk1-prod-aip.s3.us-east-2.amazonaws.com%2Fbrightspot%2FPTO.v57.i10.40_1.f3.jpg
• https://cdn.eso.org/images/screen/eso0407a.jpg
• https://www.science.org/cms/10.1126/sciadv.aay9672/asset/70df53ec-9076-442a-845a-fede47fb6a1a/assets/graphic/aay9672-f3.jpeg
• https://www.researchgate.net/publication/382050724/figure/fig2/AS:11431281259162129@1720320719727/Illustration-of-time-variation-in-gravitational-constant.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/62/BigBangNoise.jpg
• https://irsa.ipac.caltech.edu/data/Planck/release_1/all-sky-maps/previews/HFI_SkyMap_143_2048_R1.10_nominal/HFI_SkyMap_143_2048_R1.10_nominal_I_STOKES.png
• https://www.aldebaran.cz/bulletin/2011_06/rozklad.gif
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01EVT0PMFC1JRQ8B6ZVDC2RF0S.png
• https://frontierfields.org/wp-content/uploads/2014/11/weakvsstrongmicrolensing.jpg
• https://s3.amazonaws.com/adsabs-thumbnails/seri/MNRAS/0479/sty911/sty911fig1.jpeg