Nové směry v kosmologii

Stručný úvod do obecné teorie relativity a kosmologie

V obecné teorii relativity (zkráceně OTR) pracujeme s myšlenkou, že prostor a čas jsou propojeny. Základní pohybové rovnice v OTR jsou Einsteinovy rovnice:

G_μν+Λg_μν=8πG/c⁴T_μν.

Na levé straně rovnice stojí geometrie časoprostoru spolu s kosmologickou konstantou, zatímco pravá strana popisuje rozložení hmoty a energie ve vesmíru. Einsteinovy rovnice tak v podstatě vyjadřují vzájemný vztah mezi hmotou a prostorem: hmota zakřivuje časoprostor a zakřivený časoprostor naopak určuje pohyb hmoty. Jejich význam však zdaleka nekončí u popisu pohybu planet nebo vzniku černých děr. Umožňují totiž zkoumat i vývoj vesmíru jako celku. A právě zde se objevuje jeden z nejpřekvapivějších důsledků obecné teorie relativity: vesmír nemusí být statický. Samotný prostor se může rozpínat.

Při pohledu zblízka se vesmír jeví jako mimořádně složitý. Najdeme v něm galaxie, hvězdy, planety, rozsáhlé prázdné oblasti i obrovská vlákna kosmické hmoty. Na dostatečně velkých vzdálenostech se však tato struktura vyhladí. Moderní kosmologie proto vychází z kosmologického principu, podle něhož je vesmír v průměru homogenní, tedy bez preferovaného místa, a izotropní, tedy bez preferovaného směru. Přesnost tohoto předpokladu potvrzují mimo jiné měření reliktního záření, nejstaršího světla, které můžeme ve vesmíru pozorovat.

ΛCDM – současný model vesmíru

ΛCDM je standardní kosmologický model, kde Λ označuje kosmologickou konstantu související s temnou energií a CDM je zkratka (Cold Dark Matter – chladná (nerelativistická) temná hmota). Podle tohoto modelu tvoří baryony (běžná hmota) a fotony pouze asi 5 % veškeré energetické bilance ve vesmíru. Chladná temná hmota zabírá přibližně 27 % a zbytek zabírá temná energie.
Temná hmota pomáhá vysvětlit vznik a vývoj galaxií.Naopak temná energie souvisí se zrychleným rozpínáním vesmíru. Model ΛCDM je mimořádně úspěšný. Dokáže současně popsat vlastnosti reliktního záření, rozpínání vesmíru, rozložení galaxií i vývoj kosmických struktur. Jeho největší slabinou ale zůstává skutečnost, že neznáme fyzikální podstatu některých klíčových složek modelu. Největší teoretický problém představuje právě kosmologická konstanta. Kvantová teorie pole totiž předpovídá, že i vakuum by mělo nést určitou energii. Když se však pokusíme její hodnotu odhadnout, dostaneme výsledek, který je zhruba o 120 řádů vyšší, než odpovídá kosmologickým pozorováním. Tento obrovský rozpor patří k největším nevyřešeným problémům současné teoretické fyziky.

Temná energie nemusí být konstantní

Stavová rovnice pro perfektní tekutinu pro tlak a hustotu energie vypadá následovně:

p=wρ,

kde w je pro temnou energii rovno -1. Taková temná energie má stále stejnou hustotu, i když se vesmír rozpíná. Právě tento jednoduchý předpoklad je součástí standardního modelu ΛCDM. Hodnota parametru w ale nemusí nutně nabývat -1. Pokud w>-1, může jít o dynamické skalární pole, kde hustota klesá s časem. Takovým polím říkáme kvintesence. Pokud naopak platí, že w< -1, nazýváme tento stav fantomovým režimem. To ale nemusí nutně znamenat existenci exotické „fantomové látky“, tedy formy temné energie, která s rozpínáním vesmíru roste. Pozorovaný efekt může být projevem složitější dynamiky temné energie, její interakce s temnou hmotou, případně známkou toho, že samotná Einsteinova teorie gravitace vyžaduje určitou modifikaci. Hlavní otázkou zůstává, zda je w=−1, w = -1, w=−1, jak předpokládá kosmologická konstanta, nebo zda se jeho hodnota v čase vyvíjí.

Výsledky DESI

Projekt DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) vytváří dosud nejrozsáhlejší trojrozměrnou mapu vesmíru. Měří vzdálenosti a rudé posuvy milionů galaxií a kvazarů a sleduje, jak se kosmická struktura vyvíjela v čase. Jedním z jeho hlavních nástrojů jsou baryonové akustické oscilace (BAO). Jde o pozůstatek zvukových vln, které se šířily horkým plazmatem v raném vesmíru. Jejich charakteristická velikost dnes funguje jako standardní kosmologické pravítko. Kombinace dat DESI s měřeními reliktního záření a supernov typu Ia vykazuje preferenci pro model s dynamickou temnou energií, přičemž statistická významnost závisí na použité kombinaci dat. Nejzajímavějším náznakem v současných datech je možné překročení hranice w=−1. Některé analýzy totiž ukazují, že v minulosti mohl mít parametr w hodnotu menší než −1, zatímco dnes se nachází nad touto hranicí. Tento jev, označovaný jako phantom divide crossing, by mohl naznačovat, že temná energie je složitější, než předpokládá standardní model s kosmologickou konstantou. Zatím však nelze vyloučit ani méně převratné vysvětlení v podobě systematických chyb měření nebo náhodných statistických odchylek.

Nové možné směry v kosmologii

Vafa: je kosmologická konstanta vůbec slučitelná s kvantovou gravitací?

Když fyzikové sestavují rovnice, které popisují náš svět při nízkých energiích, často jim vychází modely, které v teorii fungují bezchybně. Jsou matematicky čisté a elegantní. Jenže teoretický fyzik Cumrun Vafa přišel s otázkou: „Co když většina těchto teorií v reálném vesmíru nemůže existovat!?“
Vafa svoji domněnkou Landscape vs. Swampland (krajina vs. bažina) rozděluje teorie pomocí filtru na

• Landscape (krajina): Množina všech teorií a modelů konzistentních s kvantovou gravitací, takové mohou popsat reálný vesmír.
• Swampland (bažina): Množina teorií, které jsou „matematicky elegantní a teoreticky bezchybné“, ale neslučitelné s kvantovou gravitací.

Vafa se také zaměřil na tzv. de Sitterův prostor, což je model vesmíru, který se zrychleně rozpíná díky konstantní kladné energii vakua. Podle Vafovy domněnky patří de Sitterův prostor do bažiny. Pokud se tato domněnka potvrdí, bude to znamenat, že temná energie je dynamický objekt.

Ashtekar: Velký třesk jako kvantový odraz (Big Bounce)

Abhay Ashtekar (indický fyzik spojovaný se smyčkovou kvantovou gravitací - LQG) se zaměřuje na počátek našeho vesmíru – Velký třesk. V klasické obecné relativitě vede zpětné sledování vývoje vesmíru k nekonečné hustotě a zakřivení, což je matematická singularita. Fyzici ji považují za indikaci toho, že Einsteinovy rovnice přestávají na malých škálách platit. Smyčková kvantová kosmologie (LQC) předpokládá, že samotný prostor má na Planckových škálách diskrétní kvantovou strukturu. V LQC jsou geometrické veličiny kvantovány a některé z nich nabývají pouze diskrétních hodnot. Klasický spojitý popis časoprostoru proto přestává v Planckově režimu platit. Při extrémně vysokých hustotách, které panovaly v raném vesmíru, se navíc projeví kvantově-gravitační efekty působící odpudivě proti gravitačnímu kolapsu. Důsledkem není vznik singularity s nekonečnou hustotou, ale takzvaný Velký odraz (Big Bounce). Podle tohoto scénáře vesmír nezačíná v jediném okamžiku zrodu, nýbrž přechází z předchozí smršťující se fáze přes kvantový odraz do současné fáze rozpínání.

Vesmír je složitější, než jsme si mysleli

Standardní kosmologický ΛCDM stále patří k nejúspěšnějším teoriím v dějinách fyziky. Dokáže vysvětlit obrovské množství nezávislých pozorování a žádná současná odchylka zatím nepředstavuje jeho definitivní vyvrácení. Přesto se kolem jeho základních pilířů objevují zásadní otázky:

1. Je temná energie skutečně konstantní?
2. Mění se v čase?
3. Je kosmologická konstanta slučitelná s kvantovou gravitací?
4. Byl velký třesk počátkem času, nebo jen přechodem z předchozí epochy?

Výsledky projektu DESI ani teoretické modely Vafy či Ashtekara nedávají definitivní odpovědi. Ukazují však, že nejjednodušší verze kosmologického příběhu možná není úplná. Klíč k pochopení těchto problémů může spočívat v propojení obecné relativity s kvantovou teorií a v nalezení konzistentního popisu kvantové gravitace.