První stránka článku Edwina Hublla a Miltona L. Humasona věnovaná pozorování vzdalování galaxií zrychlujícího se se vzdáleností (zdroj AAS -NASA).

V letech 2024 až 2029 budeme slavit století od objevu Edwina Hubbla, že galaxie jsou vzdálené hvězdné ostrovy a že se od nás vlivem rozpínání vesmíru vzdalují. Dne 24. listopadu 1924 totiž vyšel v amerických novinách New York Times článek o tom, že pozorování proměnných hvězd cefeid Edwinem Hubblem na observatoři na Mount Wilson ukázala, že mlhoviny Messier 31 a Messier 33 musí ležet ve velkých vzdálenostech mimo naší Galaxii. Následně 1. ledna 1925 představil Edwin Hubble svůj objev na konferenci Americké astronomické společnosti. Publikace o jeho objevu v recenzovaném článku vyšla až v časopisu Astrophysical Journal 89, 103 v roce 1929. V té době už měl Hubble odhadnutou vzdálenost pomocí cefeid k 21 galaxiím. Když k jejich vzdálenostem přiřadil rudý posuv, který určil jeho asistent Milton Humason v Mount Willson a nezávisle Vesto Slipher v Lowell Observatory, zjistil, že jejich rudý posuv roste se vzdáleností a galaxie se od nás vzdalují s rychlostí úměrnou právě jejich vzdálenosti. Ještě dva roky před ním v roce 1927 publikoval Georges Lemaitre hypotézu o rozpínání vesmíru v časopisu Annales de la Société Scientifique de Bruselles. Dnes se tak zákon o vzdalování galaxií označuje jako Hubblův-Lemaitrův.

Hubblova konstanta se sice označuje za konstantu, ovšem v průběhu vývoje a rozpínání vesmíru se mění. Průběh této změny závisí na celé řadě parametrů. Zpomalování rozpínání je dáno hustotou hmoty ve vesmíru, a v jakém poměru je k tzv. kritické hustotě související s tzv. plochým vesmírem. Pro hustoty hmoty vyšší, než je kritická, dojde v daném modelu vesmíru k takovému zpomalování rozpínání, že se nakonec zastaví a vesmír se začne smršťovat. Pro menší hustoty naopak dojde k nekonečnému rozpínání. Postupně se zjistilo, že při popisu vlastnosti vesmíru a hustoty hmoty v něm nevystačíme s normální hmotou, ale potřebujeme zavést tzv. temnou hmotu, a dokonce tzv. temnou energii, která vede ke zrychlování rozpínání. Tyto komponenty současného kosmologického modelu nelze vysvětlit v rámci současné klasické fyziky.

Pro přímé měření současné hodnoty Hubblovy konstanty je klíčová kalibrace jednotlivých stupňů určování vzdálenosti. Přímo lze určovat vzdálenosti pomocí měření paralax. Zde jde o přímé geometrické měření, kdy se určuje úhel, pod kterým se během půl roku změní poloha blízké hvězdy na pozadí velmi vzdálených hvězd. Během roku opisují blízké hvězdy na pozadí těch velmi vzdálených elipsy ve tvaru daném polohou hvězdy vůči rovině oběžné dráhy Země a její vzdáleností. Jejím proměřením určíme paralaxu a vzdálenost hvězdy.

Určení paralaxy hvězdy (zdroj: Wikipedie, Tlusťa)

V této oblasti proběhl dramatický pokrok díky astrometrické družici Gaia. Vědecká pozorování této vesmírné observatoře trvala od 24. července 2014 do 15. ledna 2025. Zpracování dat se protáhne do roku 2026. Pak budou všechna plně k dispozici astronomům. Za dobu provozu realizovala sonda 3 biliony pozorování zhruba 2 miliard hvězd a dalších objektů. Jde zhruba o 2 % populace naší Galaxie. Zhruba u 20 milionů hvězd byla určena pomocí paralaxy vzdálenost s přesností do 1 %, u zhruba 200 milionů pak s přesností do 10 %. Jedná se o hvězdy, které jsou ve vzdálenosti odpovídající až vzdálenosti do centra naší Galaxie, což je okolo 24 800 světelných let.

Závislost absolutní svítivosti (magnitudy) na periodě změn jasnosti u cefeid. Existují dva typy cefeid s rozdílnou zmíněnou závislostí.

Bylo tak možné určit přesné vzdálenosti velkého počtu cefeid do vzdálenosti až desítky tisíc světelných let a určit jejich absolutní svítivosti. Cefeidy jsou velice specifické proměnné hvězdy. Jsou velmi svítivé, a je tak možné je identifikovat a pozorovat na značné vzdálenosti, v současné době téměř až k 200 milionům světelných let. Zároveň je u nich přesně daná souvislost mezi periodou změn jasnosti a absolutní svítivostí. Pokud ji tak dokážeme přesně určit, můžeme pomocí cefeid určovat velmi přesně vzdálenost. A právě pomocí měření vesmírné observatoře Gaia se kalibrace vztahu mezi absolutní svítivosti a periodou změn jasnosti u tohoto druhu proměnných hvězd významně zpřesnila.

Kompletní zobrazení žebříku pro určování vzdálenosti. Prvním stupněm je měření pomocí paralaxy cefeid v naší Galaxii a kalibrace vztahu mezi svítivosti a periodou změn. Druhým je využití cefeid pro určení vzdálenosti galaxií a určení absolutní svítivosti supernov Ia typu. V třetím je pak možné využít supernovy Ia pro určení vzdálenosti galaxie, ve které explodují. Lze ji pak porovnat s rudým posuvem dané galaxie. (Zdroj: Adam G. Riesse et al, arXiv:2112.04510v3).

Dalším stupněm v našem žebříčku vzdáleností jsou supernovy Ia typu. V tomto případě jde o konec dvojhvězdného systému, který se skládá z bílého trpaslíka a rudého obra, ze kterého přetéká hmota právě na bílého trpaslíka. Pokud hmotnost bílého trpaslíka překročí přesně danou hmotnost, dojde k jeho explozi v podobě supernovy Ia typu. Hmotnost je přesně definována, a tím i svítivost supernovy. Pokud tak přesně určíme tuto absolutní svítivost, můžeme pomocí měřené svítivosti určovat vzdálenost supernov. Obrovskou výhodou supernov Ia typu je i jejich velmi velká svítivost. V principu je tak můžeme pozorovat až po hranici námi pozorovaného vesmíru.

Pravděpodobnost, že v galaxii vybuchne supernova, je velmi malá. Je tak třeba pro pozorování dostatečného počtu supernov Ia typu sledovat velký počet galaxií. Objem pozorované části vesmíru i počet pozorovaných galaxií roste s třetí mocninou vzdálenosti, tedy rychle. Pokud tak chceme pozorovat dostatek supernov Ia typu v galaxiích, jejichž vzdálenost máme určenu pomocí cefeid, potřebujeme pozorovat cefeidy do co největších vzdáleností. A v tom nám pomohly napřed velké pozemské přístroje, vesmírný Hubblův telekop a nyní Webbův teleskop.

V nedávném článku bylo popsáno určování vzdálenosti pomocí cefeid a potvrzení a zpřesnění určení vzdáleností galaxií až do vzdálenosti 160 milionů světelných let právě pomocí těchto proměnných hvězd pomocí Webbova teleskopu. To umožňuje realizovat i stále přesnější kalibraci absolutní jasnosti supernov Ia typu a nejnovější zpřesnění kalibrace absolutních jasnosti i dalších vesmírných objektů. Právě supernovy Ia typu pak můžeme využít pro určení vzdálenosti relativně blízkých, vzdálenějších i extrémně vzdálených galaxií a kup galaxií.

Celkově se tak v současné době dramaticky zpřesňuje náš žebřík vzdáleností (viz graf 1). Jeho prvním stupněm je přesné přímé určování vzdáleností pomocí určení paralaxy u hvězd v naší Galaxii. Mezi nimi jsou právě cefeidy, což umožňuje přesně kalibrovat vztah mezi jejich absolutní svítivosti a periodou jejich změn jasnosti.

Snímek Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky DECam (Dark Energy Camera) na čtyřmetrovém teleskopu Victora M. Blanco v Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile (zdroj: CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA).

Druhým stupněm je určování vzdálenosti pomocí cefeid a jejich využití pro určování vzdáleností galaxií. Můžeme tak určovat závislost jejich rudého posuvu na vzdálenosti. V případě, že v galaxii s určenou vzdáleností vybuchla supernova, lze určit její absolutní svítivost. A na základě pozorování řady takových galaxií se supernovou Ia typu i pozorovanými cefeidami tak můžeme určit přesnou hodnotu absolutní svítivosti těchto supernov.

Třetím stupněm je určování vzdáleností velmi vzdálených galaxií, ve kterých už nelze rozlišit a identifikovat cefeidy, pomocí supernov Ia typu. Lze tak zkoumat vývoj rudého posuvu v závislosti na vzdálenosti a tím i změny Hubblovy konstanty.

Měření současné Hubblovy konstanty pomocí supernov Ia typu v Kupě ve Vlasech Bereniky

Pro určení vzdálenosti galaxií, vývoje rudého posuvu a určení hodnoty Hubblovy konstanty potřebujeme velký počet supernov Ia typu. Velmi vhodné pro takové studie jsou kupy galaxií, které obsahují jejich velké množství. Pro určování hodnoty Hubblovy konstanty v našem blízkém okolí je kritické určení vzdálenosti nejbližších kup galaxií. Jednou z nich je Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky označována jako Abell 1656. Jde o velmi kompaktní a hustou kupu galaxií, která má více než 1000 dobře identifikovaných galaxií. Střední vzdálenost galaxií v této kupě je okolo 320 milionů světelných let. Nejjasnější spirální galaxie mají jasnosti mezi 12 – 14 magnitudami. V centrální oblasti jsou dvě supervelké eliptické galaxie NGC 4874 a NGC 4889. Její rozměr přesahuje 25 milionů světelných let. Díky velkému počtu galaxií zde můžeme pozorovat i poměrně velký počet supernov Ia typu, které umožňují určovat vzdálenost této kupy a galaxií v ní.

Spektrometr DESI využívá čtyřmetrový dalekohled Mayall (zdroj DESI).

V lednu 2025 byla publikována data spolupráce DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument). Spektrografické zařízení DESI je umístěno na teleskopu Mayall, který je na vrcholu Kitt Peak v Sonorské poušti ve výšce 2 100 m. Jedná se o teleskop s průměrem čtyři metry. Spektrometr má pět tisíc senzorů, z nichž každý je roboticky zaměřitelný do ohniskové roviny a umožňuje získávat současně 5000 spekter ve vlnových délkách od 360 do 980 nm. Spektrometr tak umožňuje získat obrovské množství spekter galaxií, a tím i supernov. Během pětileté vědecké mise dokáže celkově měřit spektra 30 milionů galaxií, které se nacházejí na ploše okolo 14 000 čtverečných stupňů.

Spektrometr DESI byl dokončen v roce 2019. Vlivem koronavirové pandemie došlo ke zdržení zahájení plného provozu, pětiletá mise přístroje tak začala až 14. května 2021. V červnu 2023 byl publikován přehled prvních dat, který obsahuje spektra dvou milionů galaxií a dalších objektů.

Průběh svítivosti supernovy SN2023epj (zdroj D. Scolnic et al: Astrophysical Journal Letters 979:L9 2025 January 20).

Na jejich základě vyšla práce, která určila velmi přesně vzdálenost ke Kupě galaxií ve Vlasech Bereniky. Během prvních dvou let provozu se podařilo v této kupě pozorovat řadu supernov Ia typu. Spektrometr DESI umožňuje supernovu pozorovat v několika oblastech spektra a daří se tak velmi přesně proměřovat změny jasnosti supernovy, a tím i její relativní svítivost. Pomocí rozboru jasnosti třinácti těchto supernov se podařilo určit střední hodnotu relativní svítivosti supernov Ia v této kupě na hodnotu 15,710 magnitudy, což vede ke střední vzdálenosti této kupy 98,5 Mpc, což je 321 milionů světelných let. To je hodnota, která je v mezích experimentálních nejistot v souladu s předchozími měřeními. Vede k hodnotě současné Hubblovy konstanty 76,5 km∙s⁻¹Mpc⁻¹. Relativní nejistota určení zmíněných hodnot vzdálenosti kupy a Hubblovy konstanty je necelé 3 %.

Polohy supernov pozorovaných zařízením DESI v Kupě ve Vlasech Bereniky (zdroj D. Scolnic et al: Astrophysical Journal Letters 979:L9 2025 January 20).

Předpověď současné Hubblovy konstanty z kosmologického ΛCDM modelu

Kosmologický model se snaží s využitím současných fyzikálních teorií, kterými jsou Standardní model hmoty a interakcí a Obecná teorie relativity, popsat vývoj a současný stav našeho Vesmíru. Standardní model hmoty a interakcí je současná teorie struktury hmoty a interakcí kromě gravitace. Obecná teorie relativity je pak teorie, která popisuje právě gravitaci. Z pozorování víme, že vesmír se v minulosti nacházel ve velmi horkém a hustém stavu a k současnému pozorovanému stavu dospěl rozpínáním. Podle současných poznatků musely být na začátku tohoto rozpínání jeho teploty, hustoty a další podmínky takové, že je současná teorie struktury hmoty popsat nedokáže.

Jasnost supernov pozorovaných v Kupě ve Vlasech Bereniky, které byly využity v popsané studii (zdroj D. Scolnic et al: Astrophysical Journal Letters 979:L9 2025 January 20).

Standardní kosmologický model tak nepopisuje úplné začátky rozpínání vesmíru, ale jeho popis využívající Standardní model hmoty a interakcí a Obecnou teorii relativity začíná až od dostatečně nízkých teplot a hustot. I tak však v modelu musí být komponenty z neznámé exotické fyziky ve formě okrajových podmínek na začátku rozpínání podle Standardního kosmologického modelu. Těmi okrajovými podmínkami jsou už zmíněné parametry temná energie v podobě kosmologické konstanty a temná hmota.

Podrobně jsou principy Standardního kosmologického modelu a experimentální pozorování, o která se opírá, popsány v článku „Je kosmologie mytologií?“. Současná verze Standardního kosmologického modelu se označuje jako ΛCDM. Přičemž Λ označuje kosmologickou konstantu a CDM znamená Cold Dark Matter, česky chladnou temnou hmotu. Je třeba zdůraznit, že nemáme žádnou představu o fyzikální podstatě temné energie vedoucí ke kosmologické konstantě a temné hmotě. V kosmologickém modelu vystupují tyto jevy jako parametry, které se získávají fitem z experimentálních dat získaných pozorováním. Mezi tyto parametry patří hustota (podíl) normální hmoty, temné hmoty a temné energie.

Současný ΛCDM kosmologický model spolu s daty o reliktním záření získanými sondou Planck vede k hodnotě současné Hubblovy konstanty 67,4 km∙s⁻¹Mpc⁻¹. Je vidět, že je tato hodnota zásadně nižší, než je hodnota získaná z přímých měření.

Určování vzdálenosti Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky různými metodami, které nezávisí na rudém posuvu a hodnotě Hubblovy konstanty. Modrou značkou v roce 2025 je ukázán současný výsledek získaný pomocí třinácti supernov měřených zařízením DESI. Šedý pruh s označením Planck+DESI FP označuje hodnotu získanou pomocí Hubblovy konstanty z kosmologického ΛCDM modelu (zdroj D. Scolnic et al: Astrophysical Journal Letters 979:L9 2025 January 20).

Rozpor mezi přímo měřenou hodnotou a hodnotou z kosmologického ΛCDM modelu

Ukazuje se tak zásadní rozpor v hodnotě současné Hubblovy konstanty určené přímým měřením vzdáleností vesmírných objektů a jejich rudého posuvu, v daném případě vzdálenosti Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky, a hodnoty určené z měření reliktního záření a kosmologického ΛCDM modelu.

Jsou dvě možnosti řešení tohoto problému. Může se ukázat, že je problém v experimentálním určování vzdálenosti. Někde při přechodu mezi jednotlivými stupni našeho žebříku určování vzdáleností může být problém. Druhou možností je, že nejjednodušší verze kosmologického ΛCDM modelu nepopisuje realitu. Může například docházet ke změně kosmologické konstanty v čase.

Podle mého názoru je v současné době extrémní nárůst velmi přesných dat o paralaxách hvězd, tedy i cefeid, přesných měření cefeid do značné vzdálenosti a máme stále více dat o supernovách Ia typu. Spíše si tak myslím, že chyba je v popisu současného kosmologického ΛCDM modelu.

Ještě jeden pohled na Kupu ve Vlasech Berenici, tentokrát pomoci Hubblova teleskopu (zdroj NASA).

Závěr

Pokud i další zpřesňování přímého měření současné hodnoty Hubblovy konstanty a vylepšování našeho vzdálenostního žebříku potvrdí vyšší hodnotu oproti hodnotě z kosmologického ΛCDM modelu, mohla by být zpřesňovaná hodnota tohoto rozdílu důležitým oknem s výhledem na vlastnosti exotické fyziky za Standardním modelem hmoty a interakcí.

Do provozu se kromě DESI spektrometru dostává cela řada velkých přístrojů. Jak se psalo v již zmiňovaném článku, došlo v posledních letech k dramatickému navýšení počtu pozorovaných cefeid i v relativně značně vzdálených galaxií, počet pozorovaných supernov se zvýšil řádově. Lze tak čekat postupné zpřesňování určení průběhu rozpínání vesmíru a hodnoty Hubblovy konstanty v jeho historii. To by mohlo určit podstatu toho, co za změnami rozpínání stojí. Lze se tak těšit na další průlomy v našich kosmologických pohledech.

Přednáška o novinkách v kosmologii v roce 2024, hlavně v oblasti detekce kosmického záření, a právě i o zpřesňování hodnoty současné Hubblovy konstanty:

Přednáška o konečných stádiích velmi hmotných hvězd pro Fyzikální čtvrtky na FEL ČVUT: