Vývoj vesmíru - rekombinace

Na konci minulého blogu jsme opustili vesmír v momentě, kdy je plný nově vzniklé hmoty a záření. Rozpínal se a ochlazoval se, takže hmota dostala příležitost, aby se stala hlavní energetickou složkou vesmíru.

Éra hmoty, jak ji nazvali vědci, probíhá dodnes. Přinesla do vesmíru dnešní pestrost a různorodost.

Rekombinace - budiž světlo! 

První krůček k vesmíru, jak ho známe dnes, se udál v době, kdy byl starý kolem 380 000 let a pořád ještě měl teplotu úctyhodných 3000 stupňů Kelvina. Záření se při těchto (a vyšších) teplotách nemůže neomezeně šířit do okolí. Reaguje s volnými elektrony svého okolí, které jej při kolizi pohlcují a zase uvolňují. Vesmír se této fázi proto nepodobal volnému prostoru se shluky hmoty, tak jako dnes.  Spíše připomínal mléčně zabarvenou tekutinu.

Jeho rozpínání ale přivodilo postupné ochlazování hmoty, které dovolilo, aby se volné elektrony spojily s pozitivně nabitými protony a vytvořily tak neutrální atomy vodíku. Tento jev, kterému říkáme rekombinace, odstranil z vesmíru volné elektrony a dovolil, aby se první fotony začaly neomezeně šířit okolím. Původní mléčná hmota se stala průhlednou.

Díky tomu, že neutrální atomy reagují se zářením daleko méně, než částice s elektrickým nábojem, mohly se navíc dále rozvíjet místní fluktuace v hustotě hmoty tehdejšího vesmíru. Přestal na ně působit mechanismus, který do této doby vyrovnával možné schodky a nerovnováhu. Lokální změny v hustotě dostaly příležitost, aby vytvořily základy budoucí hrubé struktury vesmíru.

Rekombinací uvolněné záření dnes registrujeme jako tzv. „reliktní“. Vzhledem k rozpínání vesmíru se jeho vlnová délka postupem času prodlužuje a energie zmenšuje. Dnes odpovídá teplotě kolem 3 stupňů Kelvina.

Průzkumem reliktního záření se nově zabývaly projekty WMAP a Planck a vytvořily mapu, která zachycuje jemné rozdíly v jeho teplotě.

Mapa reliktního záření, WMAP 2010. (httpsupload.wikimedia.orgwikipediacommons22dWMAP_2010.png)

Pohled na mapu raného vesmíru odhaluje jemné rozdíly v teplotě. Odpovídají oblastem s vyšší a nižší hustotou hmoty. Hmota nebyla ve vesmíru rozdělena stejnoměrně, jak bychom možná mohli očekávat. Vysvětlení pro tento jev nacházejí vědci ve vlastnostech hmoty v malých,  tzv. „planckových“ rozměrech. Vesmír, který vznikl ze singularity, tedy velice malého a hustého stavu, v sobě logicky od samého počátku nesl zárodky fluktuací. Překotným rozpínáním původní singularity (velkým třeskem), se přenesly tyto fluktuace do celé jeho pozdější struktury. Při pohledu na obrázek vlastně sledujeme mikroskopicky malé kvantové šumy vakua, které se přenesly i do struktury mezitím vzniklé vesmírné hmoty.

Dva druhy hmoty

Ve vesmíru pozorujeme dvojí hmotu, temnou a zářivou. Zatímco temná hmota nereaguje na elektromagnetické záření, sama nezáří a je prakticky průhledná – zářivá hmota tvoří vše, co ve vesmíru pozorujeme, například hvězdy, galaxie nebo oblaka plynu a prachu. Obě mají společné jen to, že působí na své okolí gravitací.

 Za fluktuace hustoty ve vesmíru vděčíme především temné hmotě, která se mohla i v prvních fázích vesmíru v klidu shlukovat, díky tomu, že na ni nemělo žádný vliv tehdejší vysokoenergetické záření. Zářivá hmota zatím reagovala s vysokoenergetickými fotony, které její zahušťování původně úspěšně bránily a zprůměrovaly její vlastnosti. Po oddělení záření od hmoty 380 000 let po velkém třesku se pak zářivá hmota začala stahovat k předtím vytvořeným shlukům temné hmoty, takže se dnes nachází ve stejných místech jako ona. Za dnešní hrubou strukturu vesmíru je tak z větší části paradoxně zodpovědná hmota, jejíž existenci lidstvo objevilo teprve nedávno, hmota, kterou nikdy nikdo neviděl.

Zatímco v prvních zlomcích sekundy existence vesmíru proběhly četné důležité procesy, následně se časová vzdálenost mezi nimi rapidně zvyšuje. Ani změny v hrubé struktuře se nejspíše neudály naráz – předpokládá se, to trvalo zhruba 20 miliónů let, než se začaly tvořit první znatelné struktury. Trvalo to kolem 100 miliónů let, než se v lokálních seskupeních hmoty nakupilo takové množství materiálu, které dovolilo zažehnout první hvězdy a minimálně stejně tak dlouho, než se vytvořily první galaxie.

Existují důkazy? 

Leckterý čtenář se na tomto místě pozastaví a začne se ptát po důkazech této teorie. Také vědci sami jsou nejen zvídaví, ale hlavně nedůvěřiví. V roce 2005 zorganizovali velkou počítačovou simulaci, která měla vývoj vesmíru napodobit. Kosmologové z Německa, Velké Britanie, Kanady, USA a Japonska ji nazvali Millenium.

Na základě údajů, které sesbíraly projekty WMAP a Planck nebo COBE a teorií o počátečních stadiích vesmíru vytvořili program, který simuloval vývoj vesmíru od „roku 380 000“ do dnešní doby. Pokud jsou vědecké teorie a představy správné, měly by výsledky simulace odpovídat dnešnímu pozorovanému stavu vesmíru.

Temná hmota se shromažďovala do útvarů, které byly zhruba tak hmotné jako Země a velké jako sluneční systém. Ty se pak propojovaly do dlouhých vláken. Podél těchto pavučin z temné hmoty se pak shromažďovala zářící hmota. V průběhu dalších několika set miliónů let tu vznikaly galaxie.

Z hmoty, kterou nakupily, vznikají první hvězdy. Jsou jiné než ty, které vidíme na nebi dnes. Mají k dispozici velké množství hmoty, takže hvězdy se 100 nebo 500 slunečními hmotnostmi nejsou žádnou výjimkou. Jejich vývoj probíhá patřičně rychle. Čím víc hmoty hvězda vlastní, tím rychleji a efektivněji v ní totiž probíhá termonukleární reakce – zároveň má k dispozici poměrně menší část svého paliva, nepovede se jí totiž zužitkovat celá zásoba paliva – při velkých rozměrech se nestihne celý objem hvězdy dostatečně promísit. Už po několika milionech let explodují tyto první hvězdy jako supernovy a hypernovy. Zásobí tak své široké okolí těžšími prvky, které vznikly v jejich nitru. Ve vesmíru se poprvé objeví nová komponenta, vesmírný prach. Malé částečky, původně vzniklé ve hvězdách, se účastní vzniku hvězd nové generace a zásobí materiálem planetární soustavy, které kolem nich začínají vznikat. Tyto nové hvězdy už nejsou tak hmotné jako jejich předchůdkyně, mají proto před sebou daleko delší život. Jedna za druhou se začínají objevovat podmínky, které jsou nezbytné pro vznik života.  

Nikoho jistě neudiví, že část původních extrémně masivních hvězd skončila svou pouť vesmírem absolutním kolapsem – jako černá díra. Tehdejší relativně malé rozměry vesmíru a relativně vysoká hustota hmoty zajišťovala dostatek „potravy“ černým děrám, které narostly do obřích rozměrů.

Jednu z prvních galaxií, vzniklou v raném vesmíru, nedávno pozorovali vědci pomocí teleskopu VLT (Very Large Teleskop, evropské jižní observatoře, menší varianta teleskopu ALMA)

Nejstarší pozorovaná galaxie, Abell 1835 IR1916 (Zdroj: ESO, http://www.eso.org/public/germany/news/eso0405/)

Obrázek jedné z nejstarších objevených galaxií vznikl za pomoci gravitační čočky, hmotného útvaru, který se nacházel mezi Zemí a danou galaxií, který pomohl její světlo ohnout a koncentrovat tak, aby bylo i v této enormní vzdálenosti viditelné pro teleskop. Galaxie, která dostala jméno Abell 1835 IR1916, vznikla v době, kdy byl vesmír starý jen 470 miliónů let. Je relativně malá,  vědci ale vycházejí z toho, že původní malé galaxie se rychle sdružovaly do větších objektů. V jejich centrech nacházíme super masivní černé díry s hmotnostmi několik miliard Sluncí. Enormní síla, kterou působily na své okolí, se odrazila na jejich výkonu -  jejich okolí vyzařuje obrovské množství energie.

Na rozdíl od prvních galaxií jsou ty dnešní velice umírněné. Vzniká v nich jen malé množství hvězd s relativně malou hmotností. Vesmír je dospělý a jevy, které v něm probíhají jsou ve srovnání s dřívějšími – umírněné.

Jak dopadla nahoře zmiňovaná počítačová simulace v roce 2005?

Zorganizovat simulaci systému, který je srovnatelný s celým komplexním vesmírem, nebylo vůbec jednoduché. Spolu s nutným omezením počtu částic, které byly propočítávány, museli vědci zajistit dostatečnou počítačovou kapacitu. Do výpočtu nakonec zahrnuli deset miliard součástek, které reprezentovaly po miliardě slunečních hmotností. Vypočítali tak vývoj dvaceti miliónů galaxií. Tato úloha nemohla být samozřejmě zpracována na „normálním“ počítači. Ten by k výpočtům potřeboval několik desítek let. Vědci použili superpočítač IBM p690 německé Max-Planckovy-společnosti, v počítačovém středisku v Bavorském Garchingu.  512 procesorů tehdy potřebovalo pro výpočty měsíc času.

V průběhu simulace se ukázalo, že se hmota sdružuje zprvu poměrně pomalu, proces se ale urychluje úměrně s tím, jak zabírá více a více hmoty. Zahušťováním oblaku plynu se zvyšuje i jeho teplota, která odpovídá kinetické energii částic. Ty se pak pohybují rychleji a působí opačným směrem než gravitace. V oblaku hmoty se tak objevuje rovnovážný stav. Oblak musí nejprve vychladnout, aby mohlo jeho smršťování nadále pokračovat.

Struktury se postupně krystalizují a zaostřují. Po čtyřech miliardách let se dají už rozeznat dobře vyvinuté vláknité objekty. Po 13,6 miliardách virtuálních let dosáhla simulace stavu, který reálně pozorujeme v našem vesmíru. Hmota je koncentrována do houbovité nebo vláknité struktury, rozdělené relativně prázdným prostorem. V něm pak chybí jak koncentrovaná zářivá, tak temná hmota.

Experiment prokázal, že struktury, které nacházíme ve vesmíru jsou původními kvantovými fluktuacemi singularity, která byla extrémně rychlým rozpínáním vesmíru „zakonzervována“ a odráží se  nyní ve vzhledu hmoty. Silou, která způsobila další vývoj do dnes známých struktur, je gravitace.

***

Zastánce různých, vesmírnou podstatu obnažujících, ezotetických směrů následující věty nejspíš nepotěší. 

Vývoj hmoty a jejích struktur odpovídá ve vesmíru efektům, vyvolaným přírodními zákony.

Nenacházíme v něm nic, co by odpovídalo zásahu "vnější", nadřazené bytosti.