Proč vůbec máme temnou energii

V roce 1998 dva nezávislé týmy vedené Adamem Riessem a Saulem Perlmutterem změřily vzdálené supernovy typu Ia a zjistily, že jsou v průměru o 10–15 % dál, než předpovídal model bez kosmologické konstanty. Vesmír se nejen rozpíná, ale rozpíná se stále rychleji. Objev získal Nobelovu cenu za fyziku v roce 2011 a kosmologická konstanta Λ, kterou Einstein zavedl a později označil za svou „největší chybu“, se vrátila do rovnic jako ústřední složka modelu ΛCDM. Dnes tvoří temná energie podle tohoto modelu zhruba 68 % energetického obsahu vesmíru. Nikdo ji přitom nikdy přímo nezměřil; jde o hypotetickou složku, která umožňuje sladit model s pozorováními.

Co přesně matematici dokázali

Templeův tým pracuje na alternativě k temné energii nejméně od roku 2014. Nová studie představuje vrchol tohoto programu. Autoři přeformulovali Einsteinovy–Eulerovy rovnice do samopodobných proměnných, kde se radiální vzdálenost dělí časem (ξ = r/t). V tomto popisu se kritický Friedmannův prostoročas s nulovou křivostí stává klidovým bodem, ale typu nestabilního sedla. To znamená, že malá podhustá radiální porucha v okolí Velkého třesku může řešení odchýlit od standardního vývoje.

Kam? Do rodiny řešení, kterou autoři označují písmenem F. Ta se v hlavním řádu chová jako Friedmannův vesmír se zápornou křivostí, ale ve středních časech se od něj zrychleně odchyluje. Objevuje se nový volný parametr, který v relaci mezi rudým posuvem a svítivostí napodobuje efekt kosmologické konstanty. Zrychlené rozpínání tak podle autorů nemusí vyžadovat novou fyziku; stačí obecná relativita a nestabilita výchozího řešení.

Důležité je i to, čím práce není. Není to nová sada astronomických měření. Jde o čistě matematický důkaz nestability, publikovaný v matematickém oddílu fyzikálního časopisu. Sami autoři přiznávají, že k rozlišení jejich scénáře od ΛCDM by bylo potřeba měřit relaci rudého posuvu a svítivosti s velmi vysokou přesností, včetně členů vyšších řádů.

Laťka, kterou musí nová teorie překonat

Standardní model ΛCDM nepřežívá jen proto, že je elegantní. Především proto, že současně odpovídá obrovskému množství nezávislých dat: supernovám typu Ia, kosmickému mikrovlnnému pozadí z mise Planck, baryonovým akustickým oscilacím, růstu velkoškálových struktur i lokálním měřením Hubbleovy konstanty. Poslední analýzy dat Plancku potvrzují, že šestiparametrový model ΛCDM zůstává mimořádně úspěšným popisem pozorovaného vesmíru.

Templeův model přitom zavádí radiální nehomogenitu a centrum symetrie. To naráží na Koperníkův princip, tedy předpoklad, že ve vesmíru neexistuje privilegované místo. Mléčná dráha by musela ležet dostatečně blízko centra oblasti s dodatečnou akcelerací. Starší pokusy o podobné „void modely“ historicky narážely právě na kombinaci dat ze supernov, CMB, měření Hubbleovy konstanty a takzvaného kSZ efektu.

I projekt DESI, který přinesl náznaky, že temná energie se možná v čase mění, uvádí, že preference pro odchylku od standardního modelu zatím nedosáhla pětisigmového prahu potřebného pro robustní objev.

Co by to znamenalo pro současný výzkum

Pokud by se Templeova matematika nakonec potvrdila i pozorováními, neznamenalo by to, že projekty jako DESI, Euclid nebo chystaný teleskop Nancy Grace Roman byly zbytečné. Všechny měří expanzní historii vesmíru, baryonové akustické oscilace a gravitační chování hmoty ve velkém měřítku. Změnil by se však interpretační rámec: parametr ΩΛ by přestal být chápán jako vlastnost dosud neznámé fyzikální složky a začal by být testován proti alternativnímu vysvětlení založenému na nehomogenních řešeních obecné relativity. Stávající datové soubory by se musely znovu porovnat s jinou třídou modelů.

Zatím ale jde o situaci, kdy silný matematický výsledek čeká na konfrontaci s daty, na nichž stojí celý současný kosmologický konsenzus. Temná energie možná jednou z učebnic zmizí. Dnes je však stále nejjednodušším vysvětlením toho, co teleskopy pozorují, a právě v tom spočívá skutečná váha i skutečná výzva nové studie.