Poslinkio (Redshift) Apžvalgos ir Visatos Žemėlapiai

Poslinkio (Redshift) Přehledy a Mapy Vesmíru

Mapování milionů galaxií za účelem pochopení struktury na velkých škálách, kosmických toků a expanze

Proč jsou důležité průzkumy posunu

Staletí astronomové zaznamenávali nebeská tělesa převážně jako body na dvourozměrné sféře. Třetí – vzdálenostní – dimenze zůstávala obtížně dostupná až do moderní éry. Hubble ukázal, že rychlost vzdáleného pohybu galaxií (v) je přibližně úměrná jejich vzdálenosti (d) (zejména při malých posunech), takže rudý posun galaxií (posun spektrálních čar) se stal praktickým způsobem měření kosmických vzdáleností. Systematickým sběrem velkých souborů posunů galaxií vznikají třírozměrné mapy struktury vesmíru – s vlákny, kupami, prázdnotami a superkupami.

Tyto rozsáhlé průzkumy posunu jsou nyní jedním ze základních pilířů pozorovací kosmologie. Odhalují kosmickou síť řízenou temnou hmotou a primárními fluktuacemi hustoty a pomáhají měřit kosmické toky, historii expanze, geometrii a složení vesmíru. Níže diskutujeme, jak fungují průzkumy posunu, co odhalily a jak pomáhají určit klíčové kosmologické parametry (podíl temné energie, temné hmoty, Hubbleovu konstantu atd.).

2. Základy Posunů a Kosmických Vzdáleností

2.1 Definice Červeného Posunu

Červený posun galaxií z je definován takto:

z = (λobserved - λemitted) / λemitted,

ukazující, jak moc se spektrální čáry posunuly k delší vlnové délce. Blízkým galaxiím vyhovuje z ≈ v/c (v – rychlost pohybu, c – rychlost světla). V dálkových oblastech kosmický expanze komplikuje přímé vysvětlení rychlosti (v), ale z zůstává měřítkem, které ukazuje, o kolik se vesmír rozšířil od okamžiku emise fotonu.

2.2 Hubbleův Zákon a Větší Měřítka

U malých červených posunů (z ≪ 1) platí Hubbleův zákon: v ≈ H0 d. Takže známe-li červený posun, lze přibližně určit vzdálenost d ≈ (c/H0) z. U větších z je potřeba podrobnější kosmologický model (např. ΛCDM), který spojuje z s komoving distance. Podstata průzkumů posunů je tedy získat z měření spektra (rozpoznání spektrálních čar, např. vodíkových Balmerových čar, [O II] apod.) červený posun a z něj vzdálenost, aby bylo možné vytvářet 3D mapy galaxií.

3. Přehled Vývoje Průzkumů Posunů

3.1 CfA Průzkum Posunů

Jedním z raných velkých průzkumů byl Center for Astrophysics (CfA) Survey (80.–90. léta), který shromáždil tisíce posunů galaxií. 2D „řezy“ (wedge plot) odhalily „stěny“ a prázdnoty, včetně „Velké stěny“ (Great Wall). Ukázalo se, že rozložení galaxií není zdaleka homogenní a velkorozměrová struktura sahá do ~100 Mpc.

3.2 Two-Degree Field (2dF) a rané 2000. léta

Na počátku 2000. let 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), provozovaný na Anglo-Australském teleskopu s 2dF víceotvorovým spektrografem, změřil ~220 000 posunů galaxií až do z ∼ 0,3. Tento průzkum potvrdil stopu barionových akustických oscilací (BAO) v korelační funkci galaxií, zpřesnil odhady hustoty hmoty a vytvořil mapy obrovských prázdnot, vláken a velkorozměrových toků s bezprecedentní přesností.

3.3 SDSS: Revoluční Databáze

Zahájeno v roce 2000, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) používalo speciální 2,5m teleskop s širokoúhlým CCD zobrazováním a víceotvorovou spektroskopií. Během několika fází (SDSS-I, II, III, IV) bylo shromážděno miliony spekter galaxií pokrývajících velkou část severní oblohy. Podprojekty zahrnovaly:

  • BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 milionu červených posunutých galaxií, což umožňuje velmi přesné zachycení BAO.
  • eBOSS: Rozšířil BAO studie do vyšších z pomocí emisních linií galaxií, kvazarů a Lyα lesa.
  • MaNGA: Detailní integralní spektroskopie tisíců galaxií.

Vliv SDSS je obrovský: trojrozměrné mapy kosmické sítě, přesné spektrum výkonu shluků galaxií a potvrzení parametrů ΛCDM s jasnými důkazy temné energie [1,2].

3.4 DESI, Euclid, Roman a budoucnost

DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), zahájený v roce 2020, cílí na ~35 milionů posunů galaxií/kvazarů až do z ∼ 3,5, čímž ještě více rozšíří kosmickou mapu. Budoucí projekty:

  • Euclid (ESA) – širokoúhlé zobrazování a spektroskopie až do z ∼ 2.
  • Kosmický teleskop Nancy Grace Roman (NASA) – pokryje pozorování blízko IR pásma, změří BAO a slabé gravitační čočkování.

Spolu s metodami mapování intenzity (např. SKA pro 21 cm linii) tyto programy umožní zkoumat strukturu na velkém měřítku v ještě větších rudých posunech, dále zpřesňující parametry temné energie a historii expanze.

4. Struktura na velkém měřítku: kosmická síť

4.1 Vlákna a uzly

Posunové průzkumy ukazují vlákna: protáhlé struktury sahající na desítky či stovky Mpc a spojující husté „uzly“ nebo kupy. Na křižovatkách vláken se nacházejí kupy, nejhustší oblasti galaxií, a superkupy spojují větší, volněji spojené systémy. Galaxie v oblastech vláken se mohou pohybovat specifickými proudovými cestami, doplňujícími tok hmoty do center kup.

4.2 Prázdnoty

Mezi vlákny se nacházejí prázdnoty – rozsáhlé oblasti s řídkou hmotou, kde téměř nejsou jasné galaxie. Mohou mít průměr 10–50 Mpc nebo větší, zabírají většinu kosmického prostoru, ale obsahují velmi málo galaxií. Studium prázdnot pomáhá testovat temnou energii, protože expanze v těchto řidších oblastech je o něco rychlejší, což poskytuje další data o kosmických tocích a gravitaci.

4.3 Celkový pohled

Vlákna, kupy, superkupy a prázdnoty společně tvoří síť – strukturu ve tvaru „pěny“, předpovězenou N-tělovými simulacemi tmavé hmoty. Pozorování potvrzují, že tmavá hmota je hlavní gravitační kostrou, zatímco baryonová hmota (hvězdy, plyn) tuto strukturu pouze odráží. Právě posunové průzkumy umožnily kosmickou síť vidět jak obrazově, tak kvantitativně.

5. Kosmologie z posunových průzkumů

5.1 Korelační funkce a výkonový spektrum

Jedním z hlavních nástrojů je funkce korelační dvou bodů ξ(r), která popisuje pravděpodobnostní přebytek páru galaxií ve vzdálenosti r ve srovnání s náhodným rozložením. Dále se analyzuje výkonový spektrum P(k) ve Fourierově prostoru. Tvar P(k) odhaluje hustotu hmoty, baryonovou frakci, hmotu neutrin a počáteční spektrum fluktuací. Kombinací s daty KFS se přesnost parametrů laděných v rámci ΛCDM výrazně zvyšuje.

5.2 Barionové akustické oscilace (BAO)

Hlavní charakteristikou shluků galaxií je BAO signál, slabý vrchol v korelační funkci na škále ~100–150 Mpc. Tato škála je dobře známá z rané fyziky vesmíru a slouží jako „standardní měřítko“ pro měření kosmických vzdáleností podle červeného posunu. Porovnáním měřené BAO škály s teoretickou fyzikální hodnotou získáváme Hubbleův parametr H(z). To pomáhá omezit rovnici stavu temné energie, kosmickou geometrii a historii rozpínání vesmíru.

5.3 Prostorová zkreslení červeného posunu (RSD)

Vlastní rychlosti galaxií podél zorného paprsku způsobují „prostorová zkreslení červeného posunu“ (RSD), narušující izotropii korelační funkce. Z RSD lze usuzovat na rychlost růstu struktur, a tak testovat, zda gravitace odpovídá GR (obecné relativitě), nebo zda existují odchylky. Dosud data souhlasí s předpověďmi GR, ale nové a budoucí průzkumy zvyšují přesnost, možná umožní detekovat drobné odchylky, pokud existuje nová fyzika.

6. Mapy kosmických proudů

6.1 Vlastní rychlosti a pohyb místní skupiny

Kromě Hubbleova rozpínání mají galaxie vlastní rychlosti, vycházející z lokálních hmotných shluků, např. Virginského kupu, Velkého přitahovače (Great Attractor). Kombinací posunů s nezávislými indikátory vzdálenosti (Tully–Fisherova metoda, supernovy, metody fluktuací jasnosti povrchu) lze měřit tato rychlostní pole. Mapy „kosmických proudů“ odhalují proudy rychlostí stovek km/s na škále ~100 Mpc.

6.2 Diskuse o celkovém proudění

Některé studie tvrdí, že detekovaly proudy na velkých škálách přesahující očekávání ΛCDM, avšak zde stále přetrvávají výrazné systémové nejistoty. Určení takových kosmických proudů poskytuje další poznatky o rozložení temné hmoty nebo možná o modifikované gravitaci. Kombinace posunů s pevnými měřeními vzdáleností dále zpřesňuje naše mapy rychlostních polí vesmíru.

7. Výzvy a systémové chyby

7.1 Výběrová funkce a pokrytí

Často jsou galaxie do posunu zahrnuty podle jasnosti (magnitude-limited) nebo barev. Různé výběrové podmínky nebo nerovnoměrné pokrytí oblastí oblohy mohou zkreslit měření shluků. Výzkumné týmy velmi pečlivě modelují pokrytí v různých oblastech oblohy a korigují radikální výběr (jas slábne s vzdáleností, takže je zaznamenáno méně vzdálených galaxií). To zajišťuje, že konečná korelační funkce nebo spektrum výkonu nebudou uměle zkresleny.

7.2 Chyby posunu a fotometrické metody

Spektroskopický posun může být přesný až do Δz ≈ 10-4. Nicméně velké fotometrické průzkumy (např. Dark Energy Survey, LSST) používají širokopásmové filtry, takže Δz dosahuje 0,01–0,1. Ačkoliv fotometrické průzkumy umožňují zpracovat obrovské množství objektů, nepřesnosti v podélném směru (směr červeného posunu) jsou větší. Tyto nepřesnosti zmírňují metody jako kalibrace kumulativních posunů nebo křížová korelace se spektroskopickými vzorky.

7.3 Nelineární vývoj a předběžná zaujatost galaxií

Na malých měřítkách se shluky galaxií stávají silně nelineárními kvůli efektům „prstu Boha“ (finger-of-god) v červených posunech a komplikacím způsobeným sléváním (mergers). Také galaxie neideálně označují temnou hmotu – existuje faktor „galaktické zaujatosti“, závislý na prostředí nebo typu galaxie. Výzkumníci často používají modely nebo se zaměřují na větší měřítka (kde platí předpoklady lineární teorie), aby spolehlivě získali kosmologické informace.

8. Nejnovější a budoucí směry posunových průzkumů

8.1 DESI

Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), instalovaný na 4m teleskopu Mayall (Kitt Peak), zahájil provoz v roce 2020 a usiluje o změřeni spekter 35 milionů galaxií a kvazarů. 5000 robotických pozic pro optická vlákna umožňuje získat tisíce posunů (z ∼ 0,05–3,5) během jediné expozice. Tento obrovský masiv zpřesní měření vzdáleností BAO přes několik kosmických epoch, určí vlastnosti expanze a růstu struktur a bude neocenitelný pro studium evoluce galaxií.

8.2 Euclid a Nancy Grace Roman Kosmický Teleskop

Euclid (ESA) a Roman (NASA) teleskopy, plánované na pozdní třetí desetiletí, budou kombinovat zobrazování v blízkém IR spektru a spektroskopii, mapa pokryje miliardy galaxií až do z ∼ 2. Budou měřit slabé gravitační čočkování a BAO, poskytující pevná omezení temné energie, možné kosmické křivosti a hmotnosti neutrin. Spolupráce se zemskými spektrografy a budoucími systémy mapování intenzity (např. SKA 21cm) ještě rozšíří rozsah výzkumu.

8.3 21cm mapy intenzity

Nová metoda – 21cm mapy intenzity, kdy je jas záření HI plynů měřen v rozsahu velkého měřítka, aniž by byly rozlišovány jednotlivé galaxie. Takové masivy jako CHIME, HIRAX nebo SKA mohou zaznamenávat BAO signály v neutrálním vodíku v ještě větších červených posunech, až do epochy reionizace. Je to další způsob, jak omezit expanzi vesmíru, obcházející optické/IR metody posunových průzkumů, i když zůstávají kalibrační výzvy.

9. Významný vliv: Temná energie, Hubbleovo napětí a další

9.1 Rovnice stavu temné energie

Kombinací měřítka BAO v různých červených posuvech s daty KFS (z = 1100) a daty supernov (nízké z) odvozujeme H(z) – historii expanze. To umožňuje ověřit, zda je temná energie pouze kosmologickou konstantou (w = -1), nebo se v čase mění. Dosud nebyl nalezen jasný rozdíl od w = -1, ale přesnější data BAO mohou odhalit drobné odchylky.

9.2 Napětí Hubbleovy konstanty

Některá měření H0 získaná lokálními metodami žebříků překračují ~67–68 km/s/Mpc, stanovené kombinací Planck + BAO, rozdíl dosahuje 4–5σ. Toto „napětí Hubbleovy konstanty“ může být známkou systémové chyby nebo předpovídat novou fyziku (např. ranou temnou energii). Další přesná měření BAO (DESI, Euclid atd.) umožní lépe prozkoumat mezilehlé červené posuvy, možná tak napětí vyřešit nebo zvýšit.

9.3 Evoluce galaxií

Průzkumy posuvu také pomáhají ve studiích evoluce galaxií: historii tvorby hvězd, morfologickým přeměnám, vlivu prostředí. Porovnáváním vlastností galaxií v různých kosmických časech se dozvídáme, jak „uhaslé" (quenched) galaxie, slévání a přítok plynů formují celkový obraz populace. Kontext kosmické sítě (vlákno nebo prázdnota) ovlivňuje tyto procesy, spojující maloměřítkový vývoj galaxií s velkoměřítkovou strukturou.

10. Závěr

Průzkumy posuvu (redshift) – základní nástroj pozorovací kosmologie, vytvářející prostorové mapy milionů galaxií. Tato 3D perspektiva odhaluje kosmickou síť – vlákna, shluky, prázdnoty – a umožňuje přesně měřit strukturu velkého měřítka. Hlavní úspěchy:

  • Baryonové akustické oscilace (BAO): Standardní měřítko kosmických vzdáleností omezující temnou energii.
  • Prostorové zkreslení posuvu: Studium růstu struktur a gravitace.
  • Toky galaxií a prostředí: Vývoj kosmických rychlostních polí a vlivu prostředí.

Hlavní průzkumy – od CfA po 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – umožnily modelu ΛCDM se prosadit, podrobně zachycující obraz kosmické sítě. Projekty další generace – DESI, Euclid, Roman, 21 cm intenzitní mapování – dále rozšíří hranice červeného posuvu, ještě přesněji určují hodnoty vzdáleností BAO a možná vyřeší napětí v hodnotě Hubbleovy konstanty nebo otevřou novou fyziku. Takže průzkumy posuvu zůstávají v čele precizní kosmologie, ukazující, jak roste struktura velkého měřítka vesmíru a jak její vývoj řídí temná hmota a temná energie.

Literatura a další čtení

  1. de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). „Plátek vesmíru.“ The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
  2. Eisenstein, D. J., et al. (2005). „Detekce baryonového akustického vrcholu ve velkorozměrové korelační funkci SDSS zářivých červených galaxií.“ The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  3. Cole, S., et al. (2005). „2dF Galaxy Redshift Survey: Analýza výkonového spektra konečné datové sady a kosmologické důsledky.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
  4. Alam, S., et al. (2021). „Dokončený SDSS-IV rozšířený baryonový oscilační spektroskopický průzkum: Kosmologické důsledky z dvou desetiletí spektroskopických průzkumů.“ Physical Review D, 103, 083533.
  5. Spolupráce DESI: desi.lbl.gov (prohlíženo 2023).
Návrat na blog