Obrazový kredit: ESO
Detekce nebo omezení možných časových variací základních fyzikálních konstant je důležitým krokem k úplnému pochopení základní fyziky, a tedy i světa, ve kterém žijeme. Krok, ve kterém se astrofyzika ukáže jako nejužitečnější.
Předchozí astronomická měření konstanty jemné struktury - bezrozměrné číslo, které určuje sílu interakcí mezi nabitými částicemi a elektromagnetickými poli - naznačují, že tato konstanta se časem velmi mírně zvyšuje. Pokud by to bylo potvrzeno, mělo by to velmi hluboké důsledky pro naše porozumění základní fyzice.
Nové studie provedené pomocí UVES spektrografu na Kueyen, jednom z 8,2 m dalekohledů pole ESO Very Large Telescope v Paranalu (Chile), zajistily nová data s nebývalou kvalitou. Tato data, ve spojení s velmi pečlivou analýzou, poskytla dosud nejsilnější astronomická omezení možné variace konstanty jemné struktury. Ukazují, že na rozdíl od předchozích tvrzení neexistují žádné důkazy pro předpokládání časové variace této základní konstanty.
Jemná konstanta
Aby vědci vysvětlili vesmír a matematicky ho reprezentovali, spoléhají se na takzvané základní konstanty nebo pevná čísla. Základní zákony fyziky, jak jim v současné době rozumíme, závisí na asi 25 takových konstantách. Známými příklady jsou gravitační konstanta, která definuje sílu síly působící mezi dvěma těly, jako je Země a Měsíc, a rychlost světla.
Jednou z těchto konstant je tzv. „Jemná strukturní konstanta“, alfa = 1 / 137,03599958, kombinace elektrického náboje elektronu, Planckovy konstanty a rychlosti světla. Konstanta jemné struktury popisuje, jak elektromagnetické síly drží atomy pohromadě a jak světlo interaguje s atomy.
Jsou však tyto základní fyzické konstanty opravdu konstantní? Jsou tato čísla vždy stejná, všude ve vesmíru a za všech okolností? To není tak naivní otázka, jak by se mohlo zdát. Současné teorie základních interakcí, jako je Velká sjednocující teorie nebo superstrunné teorie, které zacházejí s gravitací a kvantovou mechanikou konzistentně, nejen předpovídají závislost základních fyzikálních konstant na energii - experimenty s fyzikou částic ukázaly, že jemná struktura je konstantní rostou na hodnotu asi 1/128 při vysokých energiích srážky - ale počítají s jejich kosmologickými změnami času a prostoru. Časová závislost základních konstant by také mohla snadno vzniknout, pokud kromě tří prostorových dimenzí existují i více skrytých rozměrů.
Už v roce 1955 zvažoval ruský fyzik Lev Landau možnost časové závislosti alfa. V pozdních šedesátých létech, George Gamow ve Spojených státech navrhl, že poplatek elektronu, a proto také alfa, se může lišit. Je však zřejmé, že takové změny, pokud existují, nemohou být velké nebo by byly již zjištěny v poměrně jednoduchých experimentech. Sledování těchto možných změn tedy vyžaduje nejnáročnější a nejpřesnější techniky.
Ohlédnutí v čase
Ve skutečnosti jsou již známa poměrně silná omezení pro možnou změnu konstanty alfa jemné struktury. Jedním takovým omezením je geologický charakter. Je založeno na opatřeních přijatých ve starém přírodním štěpném reaktoru nacházejícím se poblíž Okla (Gabun, západní Afrika), který byl aktivní zhruba před 2 000 miliony let. Studiem distribuce dané sady prvků - izotopů vzácných zemin, například samária - které byly produkovány štěpením uranu, lze odhadnout, zda se fyzický proces děje rychleji nebo pomaleji, než bychom očekávali. dnes. Můžeme zde tedy měřit možnou změnu hodnoty základní konstanty při hře, alfa. Pozorované rozložení prvků je však v souladu s výpočty za předpokladu, že hodnota alfa v té době byla přesně stejná jako dnes. Během 2 miliard let proto musí být změna alfa menší než asi 2 díly na 100 milionů. Pokud je vůbec přítomna, jedná se skutečně o malou změnu.
Ale co změny mnohem dříve v historii vesmíru?
Abychom to mohli změřit, musíme najít prostředky, jak prozkoumat ještě dále do minulosti. A tady může astronomie pomoci. Protože ačkoli astronomové obecně nemohou experimentovat, vesmír sám o sobě je obrovskou laboratoří atomové fyziky. Studiem velmi vzdálených objektů se astronomové mohou ohlédnout zpět po dlouhou dobu. Tímto způsobem je možné testovat hodnoty fyzikálních konstant, když vesmír měl pouze 25% současného věku, tj. Asi před 10 000 miliony let.
Velice daleko majáky
K tomu astronomové spoléhají na spektroskopii - na měření vlastností světla emitovaného nebo absorbovaného hmotou. Když je světlo z plamene pozorováno hranolem, je vidět duha. Při posypávání solí plamenem se na obvyklé barvy duhy, tzv. Emisní čáry, překrývají zřetelné žluté čáry. Když umístíme plynovou komoru mezi plamen a hranol, uvidíme na duhu tmavé linie: jedná se o absorpční linie. Vlnová délka těchto emisních a absorpčních spektrálních čar je přímo úměrná hladinám energie atomů ve soli nebo v plynu. Spektroskopie nám tedy umožňuje studovat atomovou strukturu.
Jemnou strukturu atomů lze pozorovat spektroskopicky jako rozdělení určitých energetických úrovní v těchto atomech. Pokud by se alfa v průběhu času měnilo, změnilo by se také emisní a absorpční spektrum těchto atomů. Jedním ze způsobů, jak hledat jakékoli změny hodnoty alfa v průběhu historie vesmíru, je proto změřit spektra vzdálených kvasarů a porovnat vlnové délky určitých spektrálních čar se současnými hodnotami.
Kvazary se zde používají pouze jako maják - plamen - ve velmi vzdáleném vesmíru. Mezihvězdná mračna plynu v galaxiích, která se nacházejí mezi kvazary a námi na stejné přímce a ve vzdálenosti od šesti do jedenácti tisíc miliónů světelných let, absorbují části světla emitovaného kvazary. Výsledné spektrum následně představuje tmavé „údolí“, které lze připsat známým prvkům.
Pokud se během trvání cesty světla změní konstanta jemné struktury, budou ovlivněny energetické hladiny v atomech a vlnové délky absorpčních linií budou posunuty o různá množství. Porovnáním relativních mezer mezi údolími a laboratorními hodnotami je možné vypočítat alfa jako funkci vzdálenosti od nás, tj. Jako funkci věku vesmíru.
Tato opatření jsou však velmi citlivá a vyžadují velmi dobré modelování absorpčních linií. Také kladli mimořádně vysoké požadavky na kvalitu astronomického spektra. Musí mít dostatečné rozlišení, aby bylo možné velmi přesné měření nepatrných posunů ve spektrech. A musí být zachycen dostatečný počet fotonů, aby bylo dosaženo statisticky jednoznačného výsledku.
Za tímto účelem se astronomové musí obrátit na nejpokročilejší spektrální nástroje na největších dalekohledech. To je místo, kde je ultrafialový a viditelný Echelle Spectrograph (UVES) a dalekohled ESO Kueyen 8,2 mv observatoře Paranal díky bezkonkurenční spektrální kvalitě a velké sbírkové zrcadlové ploše této kombinace nepřekonatelný.
Konstantní nebo ne?
Tým astronomů [1], vedený Patrickem Petitjeanem (Institut d'Astrophysique de Paris a Observatoire de Paris, France) a Raghunathan Srianand (IUCAA Pune, Indie), velmi pečlivě studoval homogenní vzorek 50 absorpčních systémů pozorovaných u UVES a Kueyen. podél 18 vzdálených kvazárových linií vidění. Zaznamenali spektra kvasarů za celkem 34 nocí, aby dosáhli nejvyššího možného spektrálního rozlišení a nejlepšího poměru signál-šum. Byly použity sofistikované automatické postupy speciálně určené pro tento program.
Kromě toho astronomové používali rozsáhlé simulace, aby ukázali, že mohou správně modelovat profily čar, aby získali možnou variaci alfa.
Výsledkem této rozsáhlé studie je, že za posledních 10 000 milionů let musí být relativní odchylka alfa menší než 0,6 dílu na milion. Toto je dosud nejsilnější omezení ze studií absorpčních linií kvazaru. Ještě důležitější je, že tento nový výsledek nepodporuje předchozí tvrzení o statisticky významné změně alfa s časem.
Zajímavé je, že tento výsledek je podporován další - méně rozsáhlou - analýzou, rovněž provedenou pomocí UVES spektrometru na VLT [2]. Přestože se tato pozorování týkala pouze jednoho z nejjasnějších známých kvazarů HE 0515-4414, tato nezávislá studie poskytuje další podporu hypotéze, že neexistuje varianta alfa.
Přestože tyto nové výsledky představují významné zlepšení v našich znalostech o možné (ne) variaci jedné ze základních fyzikálních konstant, současný soubor údajů by v zásadě stále umožňoval variace, které jsou poměrně velké ve srovnání s těmi, které vyplývají z měření z přírodního reaktoru Oklo. Očekává se však další pokrok v této oblasti s novým vysoce přesným spektrometrem HARPS s velmi vysokou přesností na dalekohledu ESO 3,6 m na observatoři La Silla (Chile). Tento spektrograf pracuje na hranici moderní technologie a je většinou používán k detekci nových planet kolem hvězd jiných než Slunce - může poskytnout pořadí zlepšení velikosti při stanovení variace alfa.
Další základní konstanty lze sondovat pomocí kvasarů. Zejména studováním vlnových délek molekulárního vodíku ve vzdáleném vesmíru je možné zkoumat změny poměru mezi hmotami protonu a elektronu. Stejný tým je nyní zapojen do tak velkého průzkumu s Velkým dalekohledem, který by měl vést k bezprecedentním omezením tohoto poměru.
Původní zdroj: ESO News Release
