Pozorovací kosmologie je oblast kosmologie, která studuje vlastnosti, strukturu a vývoj vesmíru pomocí astronomických pozorování a měření. Zabývá se zejména určováním kosmologických parametrů, měřením rozpínání vesmíru, studiem reliktního záření, rozložení galaxií a dalších pozorovatelných projevů vývoje vesmíru.

Historie kosmologických pozorování Moderní pozorovací kosmologie se začala rozvíjet v první polovině 20. století společně s pokrokem astronomických pozorování a vznikem relativistických kosmologických modelů. Významným mezníkem byla Velká debata (Shapleyho–Curtisova debata) o povaze spirálních mlhovin a rozměrech vesmíru. Pozdější měření vzdáleností ukázala, že tyto objekty představují samostatné galaxie ležící mimo Mléčnou dráhu.

Obecná teorie relativity poskytla matematický základ pro popis vesmíru jako celku a umožnila vznik dynamických kosmologických modelů. Pozorování Edwina Hubbla ukázala vztah mezi vzdálenostmi galaxií a jejich rudými posuvy, což se stalo jedním z hlavních pozorovacích základů rozpínajícího se vesmíru.

V první polovině 20. století existovalo několik konkurenčních kosmologických modelů, zejména model vyvíjejícího se vesmíru a stacionární model. Významnou podporu modelům založeným na horkém počátku vesmíru poskytl objev reliktního záření v roce 1965. Od konce 20. století vedla přesná měření reliktního záření, vzdálených supernov a rozložení galaxií ke vzniku tzv. přesné kosmologie a současného standardního kosmologického modelu.

Hubbleův–Lemaîtrův zákon a kosmický žebřík vzdáleností

Významnou roli při objevu rozpínání vesmíru sehrála také dřívější spektroskopická pozorování. Vesto Slipher již od roku 1912 měřil radiální rychlosti spirálních mlhovin pomocí posuvu spektrálních čar a zjistil, že většina z nich vykazuje posuv k červenému konci spektra. Tato měření později poskytla důležitý pozorovací základ pro určení vztahu mezi vzdáleností galaxií a jejich rudým posuvem.

Jedním z prvních zásadních pozorovacích kroků moderní kosmologie bylo určení vzdáleností blízkých galaxií. Edwin Hubble ve 20. letech 20. století využil pozorování cefeid jako standardních svíček k měření vzdáleností spirálních mlhovin. Ukázal, že některé z nich, například Galaxie v Andromedě, leží mimo Mléčnou dráhu a představují samostatné hvězdné systémy.

Dalším významným krokem bylo zjištění vztahu mezi vzdálenostmi galaxií a jejich rudými posuvy. Tento vztah, dnes označovaný jako Hubbleův–Lemaîtrův zákon, ukazuje, že vzdálenější galaxie mají v průměru větší kosmologický rudý posuv. Stal se jedním ze základních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru.

Měření vzdáleností ve vesmíru je založeno na soustavě navazujících metod označované jako žebřík kosmických vzdáleností. Jednotlivé metody, například paralaxa, cefeidy nebo supernovy typu Ia, umožňují postupně určovat vzdálenosti od blízkých hvězd až po vzdálené galaxie.

Zastoupení chemických prvků ve vesmíru Jedním z významných pozorovacích testů kosmologických modelů je měření zastoupení lehkých chemických prvků ve vesmíru. Model horkého počátku vesmíru předpovídá, že během primordiální nukleosyntézy vznikla především jádra vodíku a helia spolu s malým množstvím dalších lehkých prvků. Pozorovaná množství těchto prvků, zejména poměr vodíku a helia, patří mezi důležité důkazy podporující standardní kosmologický model.

Přesnější měření zastoupení lehkých prvků zároveň umožňuje odhadovat hustotu běžné baryonové hmoty ve vesmíru a porovnávat výsledky s nezávislými měřeními, například z pozorování reliktního záření.

Předpověď a objev reliktního záření

Existence reliktního záření byla předpovězena v souvislosti s modely horkého raného vesmíru. Na konci 40. let 20. století ukázali George Gamow, Ralph Alpher a Robert Herman, že raný vesmír musel být vyplněn horkým zářením, které by mělo být pozorovatelné i v současnosti. Podle tohoto modelu se během rozpínání vesmír ochlazoval a přibližně 380 000 let po velkém třesku došlo k rekombinaci, kdy vznikly neutrální atomy a elektromagnetické záření se oddělilo od látky. Toto záření je dnes pozorováno jako téměř izotropní mikrovlnné záření pozadí s teplotou přibližně 2,7 K.

Reliktní záření bylo objeveno roku 1965 Arnem Penziasem a Robertem Wilsonem při měření mikrovlnného záření pomocí antény Bellových laboratoří. Objev poskytl jeden z nejsilnějších pozorovacích důkazů modelu horkého počátku vesmíru a stal se významným argumentem proti stacionárnímu modelu.

Pozdější družicová měření, zejména mise COBE, WMAP a Planck, umožnila přesně měřit spektrum a malé teplotní anizotropie reliktního záření. Tato pozorování patří mezi hlavní zdroje údajů pro určování parametrů současného kosmologického modelu.

Pozorování temné hmoty

Další významnou oblastí pozorovací kosmologie se stalo studium rozložení hmoty ve vesmíru. V roce 1933 zkoumal Fritz Zwicky pohyby galaxií v Kupa galaxií v souhvězdí Vlasech Bereniky a pomocí viriálové věty odhadl, že celková hmotnost kupy musí být výrazně větší než hmotnost odpovídající pozorovaným galaxiím. Tento rozdíl interpretoval jako přítomnost nepozorované složky hmoty, později označované jako temná hmota.

Další důležité důkazy přinesla měření rotačních křivek galaxií. Pozorování Very Rubinové a dalších astronomů ukázala, že rychlosti hvězd ve vnějších oblastech galaxií neklesají podle očekávání z rozložení viditelné hmoty. Tato pozorování se stala jedním z hlavních argumentů pro existenci rozsáhlých hal temné hmoty kolem galaxií.

Moderní kosmologická měření Moderní pozorovací kosmologie využívá kombinaci různých nezávislých metod, které umožňují určovat vlastnosti a vývoj vesmíru ve velkých měřítkách. Kromě klasických měření vzdáleností a rudých posuvů galaxií se využívá studium reliktního záření, velkorozměrového rozložení hmoty, gravitačních čoček a dalších kosmologických jevů.

Vzájemné porovnávání těchto měření umožňuje určovat parametry kosmologických modelů a testovat jejich shodu s pozorovaným vesmírem. Současná pozorování jsou základem pro studium například temné hmoty, temné energie a vývoje struktur ve vesmíru.

Supernovy typu Ia Supernovy typu Ia patří mezi významné nástroje pozorovací kosmologie, protože mohou sloužit jako tzv. standardní svíčky pro určování velkých kosmických vzdáleností. Vznikají v systémech obsahujících bílého trpaslíka, u kterého může za určitých podmínek dojít k termonukleární explozi. Díky podobným vlastnostem těchto explozí a možnosti zpřesnění pomocí tvaru světelné křivky lze určit jejich skutečnou svítivost a porovnat ji s pozorovanou jasností.

Pozorování vzdálených supernov typu Ia umožnila měřit historii rozpínání vesmíru ve velkých vzdálenostech. V roce 1998 dva nezávislé týmy vedené Saulem Perlmutterem, Brianem Schmidtem a Adamem Riessem zjistily, že rozpínání vesmíru se v současné epoše zrychluje. Tento objev vedl k zavedení temné energie jako jedné z hlavních složek současného standardního kosmologického modelu.

Reliktní záření

Reliktní záření představuje jeden z nejdůležitějších zdrojů informací o raném vesmíru. Vzniklo v období rekombinace, kdy se elektromagnetické záření oddělilo od látky a vesmír se stal průhledným pro fotony. Jeho vlastnosti proto poskytují informace o fyzikálních podmínkách ve vesmíru přibližně 380 000 let po velkém třesku.

Zvláštní význam má studium malých teplotních rozdílů, tzv. anizotropií reliktního záření. Ty vznikly v souvislosti s nepatrnými rozdíly hustoty látky v raném vesmíru a představují zárodky pozdějšího vzniku velkorozměrových struktur, například galaxií a kup galaxií.

Přesná měření reliktního záření provedly zejména družicové mise COBE, WMAP a Planck. Významnou roli sehrály také balonové a pozemní experimenty, například BOOMERanG. Výsledky těchto měření umožnily přesně určit základní parametry současného kosmologického modelu.

Gravitační vlny a multi-messenger astronomie

Gravitační vlny představují nový způsob pozorování vesmíru, který není založen na detekci elektromagnetického záření. Umožňují získávat informace o extrémních astrofyzikálních procesech, například splývání černých děr nebo neutronových hvězd, a doplňují tradiční astronomická pozorování.

První nepřímý důkaz existence gravitačních vln poskytlo studium binárního pulsaru PSR B1913+16, který objevili Russell Hulse a Joseph Taylor. Pozorované zkracování oběžné doby systému odpovídalo ztrátě energie vyzařováním gravitačních vln předpovězeným obecnou teorií relativity.

Přímá detekce gravitačních vln byla umožněna velkými laserovými interferometry, například observatořemi LIGO a Virgo. Jejich pozorování otevřela novou oblast astronomie, ve které lze zkoumat vesmír pomocí gravitačních signálů nezávisle na elektromagnetickém záření.

Spojení gravitačních vln s dalšími typy pozorování je základem multi-messenger astronomie. Současné pozorování různých signálů ze stejného zdroje umožňuje lépe určovat vlastnosti kosmických objektů a fyzikálních procesů, které v nich probíhají.

Budoucí kosmické interferometry, například plánovaná mise LISA, by mohly rozšířit pozorování gravitačních vln na jiné frekvenční oblasti. Jedním z dlouhodobých cílů gravitační astronomie je také hledání případných reliktních gravitačních vln z velmi raných období vývoje vesmíru.

Přehlídky galaxií a velkorozměrová struktura

Rozsáhlé přehlídky galaxií umožňují mapovat prostorové rozložení hmoty ve vesmíru a zkoumat vznik a vývoj velkorozměrových struktur. Měřením poloh, jasností a rudých posuvů velkého množství galaxií lze vytvářet trojrozměrné mapy vesmíru a sledovat rozložení galaxií, kup galaxií, filamentů a prázdných oblastí.

Mezi významné projekty tohoto typu patří například Sloan Digital Sky Survey (SDSS), 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) nebo infračervená přehlídka Two Micron All-Sky Survey (2MASS). Tyto projekty poskytly rozsáhlé katalogy objektů a umožnily přesnější studium struktury vesmíru ve velkých měřítkách.

Pozorované rozložení galaxií je důležitým testem kosmologických modelů. Umožňuje studovat gravitační růst struktur z počátečních hustotních poruch, vlastnosti temné hmoty a statistické vlastnosti rozložení hmoty ve vesmíru. Analýza těchto dat také umožňuje využívat jevy, jako jsou baryonové akustické oscilace, jako nezávislou kosmologickou metodu.

Baryonové akustické oscilace

Baryonové akustické oscilace představují jednu z metod moderní pozorovací kosmologie založenou na studiu rozložení galaxií ve velkých měřítkách. Projevují se jako charakteristické měřítko ve statistickém rozložení hmoty ve vesmíru, které lze využít jako tzv. standardní pravítko pro určování kosmologických vzdáleností.

Měření baryonových akustických oscilací pomocí rozsáhlých přehlídek galaxií umožňuje zkoumat historii rozpínání vesmíru a vlastnosti kosmologických modelů. Jedním z významných projektů zaměřených na tato měření byl program Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), který byl součástí přehlídky Sloan Digital Sky Survey a využíval BAO mimo jiné ke studiu geometrie vesmíru a temné energie.

Odkazy

Reference

Literatura

Související články Vznik a vývoj vesmíru

Kategorie:Vesmír