1. Temná energie

Kdyby se mělo shrnout, co víme o temné energii, která má tvořit skoro tři čtvrtiny našeho vesmíru, docela dobře by to vystihla slova: skoro nic. Temná energie byla poprvé ‘objevena’ před čtrnácti lety, jako vysvětlení zrychlujícího se rozpínání vesmíru. Fakt, že se vesmír rozpíná, byl objeven v první polovině dvacátého století americkým astronomem Edwinem Hubblem. Selský rozum v té době napovídal, že rozpínání vesmíru by se mělo postupně zpomalovat. Měření vzdáleností pomocí supernov odhalilo opačný trend. Zajímavé je, že by se mohlo jednat o diskutovanou kosmologickou konstantu, kterou Albert Einstein zahrnul do obecné teorie relativity. On sám před svou smrtí kosmologickou konstantu prohlásil za nesmysl. Zatím to vypadá, že až tak fatální nesmysl to nebude.

Jak se temná energie vlastně projevuje? Docela jednoduše, drží vesmír na takzvané kritické hustotě, která jej udržuje takový, jako jej známe – tedy plochý, a vylučuje jeho budoucí smrštění. Vypadá to, že díky temné energii se vesmír zvládne rozpínat donekonečna… A detekce temné energie? O té si pravděpodobně v nejbližších letech můžeme nechat zdát.

2. Temná hmota 

Existence prapodivné temné hmoty byla navrhnuta už v první polovině dvacátého století. Jedním z prvních skutečných pozorování bylo pozorování kupy galaxií v souhvězdí Vlasy Bereniky. Výpočty naznačovaly, že kupa galaxií musí být těžší než součet hmotností všech pozorovaných galaxií. Podobně nesouhlasející byla měření rotace galaxií v sedmdesátých letech, které podle pozorování vůbec neodpovídala nám známé fyzice.

Vše bylo vysvětleno pomocí látky, která byla nazvána temnou hmotou. Tvoří 23 % vesmíru a jediná interakce, kterou se projevuje, je gravitace. Je to vlastně takové lepidlo, které drží galaxie a kupy galaxií pohromadě.

)Zatím nejúspěšnější teorie mluví o slabě interagujících hmotných částicích (Weakly Interacting Massive Particles – WIMP), které je současnou technikou nemožné detekovat přímo. Hlavní otázka se v případě těchto částic týká jejich základních fyzikálních vlastností. Doteď nevíme nic dokonce ani o jejich teplotě. Standardní teorie, založená na studiu trpasličích galaxií, naznačuje, že se jedná o velmi studené částice. Nic ale nezvládá vyvrátit, že by částice ve skutečnosti mohly být o něco teplejší.

3. Chybějící baryony

Baryony jsou částice, které tvoří tu nejobyčejnější hmotu, kterou denně potkáváme. Patří sem protony, neutrony, elektrony… Tato hmota by měla tvořit zbývajících cca 5 % hmoty ve vesmíru. Problém je v tom, že asi polovinu baryonické hmoty neumíme detekovat, zkrátka nám ‘chybí’. Podíváme-li se na vzdálenější objekty, tento problém nebude tak markantní.

Znamená to, že baryony při vesmírné evoluci mizí? Nikoliv. Zatím nejpravděpodobnější vysvětlení je, že skryté baryony se nachází ve velmi řídkém plynu mezi galaxiemi. Ten je nazýván WHIM (warm-hot intergalactic medium; čes. teplé-horké mezigalaktické médium) a je pozorovatelný v rentgenové části spektra v srdci kup galaxií a ve velkoškálové struktuře vesmíru. Galaxie totiž nejsou ve vesmíru uspořádány náhodně, svým rozložením připomínají pěnu v koupeli. Kde se protínají bubliny, nachází se kupy galaxií, stěny bublin tvoří jakousi kosmickou síť a právě ta by měla být odpovědí na chybějící baryony.

4. Co způsobuje výbuch supernovy

Supernovy pozorujeme, dokonce je dělíme na různé typy, ale na otázku proč vlastně vybuchují, odpovědět ve skutečnosti nedokážeme. Studovat hvězdné nitro a kroky, které vedou k explozi, která je schopná intenzitou přezářit celou galaxii, je úkol poměrně obtížný. Díky moderním superpočítačům se simulacemi k realitě přibližujeme, ale děje vedoucí k výbuchu hvězdy jsou nám stále utajeny. Jeden z mnoha problémů je kupříkladu to, že neumíme dopředu odhadnout, kde se supernova objeví, takže nemáme pozorování hvězdy těsně před výbuchem.

Záhada se týká hlavně supernov typu Ia, které považujeme za jakési standardní svíčky, které vyzáří vždy zhruba stejné množství energie. Díky nim jsme schopni ve vesmíru určovat vzdálenosti.

Pro jejich vysvětlení existují dvě hlavní teorie. Jednak srážka dvou bílých trpaslíků, ke které není potřeba žádná další hvězda v okolí, druhá teorie mluvící o přetoku hmoty z ‘obyčejné hvězdy’ na bílého trpaslíka v její blízkosti.


5. Reionizace

V obou případech hmotnost produktu přesáhne tzv. Chandrasekharovu mez (zhruba 1,4 hmotností Slunce) a zhroutí se do sebe za výbuchu supernovy a vzniku neutronové hvězdy. Jedna ze studií využívající dalekohled Chandra se přiklání k přítomnosti průvodní ‘obyčejné’ hvězdy, neboť v rentgenové části spektra byl u zbytku Tychonovy supernovy pozorován útvar, který mohl před výbuchem supernovy hvězdným souputníkem, který byl rozmetán výbuchem. Jedno pozorování bohužel nestačí k definitivnímu přiklonění k jednomu, nebo druhému scénáři.

Dnes jsme už poměrně pevně přesvědčeni o tom, že vesmír vznikl při Velkém třesku, který se odehrál před 13,7 miliardami let. Události které následovaly, ale rozhodně nejsou dokonale objasněné. Jedním z takových nejasných momentů kosmické historie je éra nazvaná reionizace.

Víme, že zhruba 400 000 let po Velkém třesku se protony a neutrony ochladily natolik, že mezi nimi převládla přitažlivá síla nad kinetickým pohybem a zformovaly se první atomy neutrálního vodíku. O několik set milionů let později něco způsobilo, že vesmír byl znovu ionizován, to znamená, že neutrální vodík byl zbaven elektronů. V tu chvíli už expanze vesmíru byla natolik výrazná, že vodíková jádra neměla šanci zachytit elektrony zpátky. Mišmaš částic se navíc stal natolik řidký, že byl prostupný i pro fotony, které se dřív na elektronech pouze rozptylovaly.  Takto ionizovaný je vesmír dodnes, ale stále je nejasné, co onu reionizaci způsobilo.

6. Co je zdroj nejenergetičtějšího vesmírného záření?

Každou minutu je Země bombardována množstvím nabitých subatomárních částic. 89 % z nich tvoří protony nebo jádra vodíků připravená o elektronový obal. Zbytek jsou částice o něco exotičtější, jako jádra hélia, částice antihmoty nebo o něco obyčejnější elektrony. Energie částic se pohybuje v rozmezí 10^10–10^18 eV (pro srovnání, energie fotonů viditelného světla se pohybuje v jednotkách eV).

Ačkoliv částice ultravysokých energií umíme detekovat za pomocí čerenkovských detektorů, jaké jsou kupříkladu na observatoři Pierre Auger v Argentině, schopné detekovat částice s energiemi nad 10^20 eV, o původu těchto částic stále nic nevíme. Existuje několik teorií zahrnujících temnou hmotu, gama záblesky nebo hypernovy. Ani jednu z teorií stále nejsme schopni vyvrátit, ani potvrdit.Velmi energetické částice přicházejí zřejmě odněkud z naší galaxie. Odkud? To je zastřeno tajemstvím. Co je ještě tajemnější, je fakt, že detekujeme částice, které mají energie ještě o něco vyšší. Ty jsou detekovány rovnoměrně po celé obloze, takže pravděpodobně přicházejí ze zdrojů mimo naší Galaxii.

7. Proč je sluneční soustava bizarní

Už dvacet let objevujeme extrasolární planety, menší, větší, plynné obry, horké kamenné světy nebo planety připomínající spíš zmrzlou kouli. Diverzita je to fascinující, ale abychom natrefili na exotické světy, nemusíme vůbec cestovat ke vzdáleným hvězdám. 

Stačí sluneční soustava. Její formování je stále obestřeno záhadou. Simulace procesu formování planetárních zárodků naznačuje, že byla zhruba stejná pravděpodobnost vzniku tří nebo pěti kamenných planet. Proč nakonec máme čtyři? A to je jen začátek. Vědcům nedá spát ani prapodivně natočené magnetické pole Uranu nebo vzhled Merkuru, který je z velké části tvořen železným jádrem a jen tenkou povrchovou vrstvou kamení.

Na otázky ohledně zformování sluneční soustavy by mohly odpovědět studie jiných planetárních systémů, které můžeme zastihnout v různých fázích vývoje. Samozřejmě k takové studii je třeba průzkum extrasolárních planet posunout za pouhé zjištění oběžné doby a hmotnosti. 

8. Jak se zahřívá sluneční korona

Slunce je naší nejbližší hvězdou, a tak je přirozené, že je to hvězda, o které máme zdaleka nejvíce informací. Přes to, že je Slunce kontinuálně pozorované mnohými solárními dalekohledy a družicemi, stále jsou nám některé aspekty jeho chování skryty.

Jakým způsobem se korona zahřívá na tak extrémně vysoké teploty? To je stále opředeno tajemstvím. Astronomové se nejčastěji přiklání k názoru, že transport tak obrovské energie bude mít co do činění se slunečním magnetickým polem. Mezi ně patří zahřívání sluneční korony. Jedná se o nejvyšší část sluneční atmosféry, která tvoří fantastické obrazce na četných fotografiích zatmění Slunce. Její teplota se pohybuje 500 000 do 6 000 000 °C.

Úvodní foto: Tychonova supernova