náhled|Počítačová simulace oblasti vesmíru o rozměru více než 50 milionů světelných let. Světlé oblasti odpovídají vyšším koncentracím galaxií a dalších zdrojů záření, zatímco tmavé oblasti představují podhusté regiony tvořící součást kosmické pavučiny. Velkorozměrová struktura vesmíru označuje uspořádání hmoty ve vesmíru na škálách výrazně převyšujících rozměry jednotlivých galaxií. Na těchto škálách nejsou galaxie rozloženy rovnoměrně, ale vytvářejí složitou síť tvořenou skupinami galaxií, kupami galaxií, nadkupami galaxií, vlákny, stěnami a rozsáhlými oblastmi s nízkou hustotou galaxií označovanými jako prázdnoty. Tato síťová struktura bývá označována jako kosmická pavučina.
Podle současného kosmologického modelu vznikla velkorozměrová struktura postupným gravitačním růstem nepatrných poruch hustoty přítomných v raném vesmíru. Tyto primordiální fluktuace jsou pozorovatelné jako anizotropie reliktního záření a během miliard let vedly ke vzniku galaxií, kup galaxií a dalších struktur.
Studium velkorozměrové struktury vesmíru patří mezi hlavní oblasti observační kosmologie. Informace o prostorovém rozložení galaxií poskytují rozsáhlé přehlídky oblohy, jako jsou Sloan Digital Sky Survey (SDSS), 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) nebo Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Jejich výsledky umožňují testovat kosmologické modely, zkoumat vlastnosti temné hmoty a temné energie a studovat vznik a vývoj struktur ve vesmíru.
Na dostatečně velkých škálách vykazuje vesmír statistickou homogenitu a izotropii, což je základním předpokladem standardního kosmologického modelu. Na menších škálách však převládá výrazně nehomogenní rozložení hmoty, které je jedním z nejvýraznějších pozorovaných projevů gravitačního vývoje vesmíru.
Historie výzkumu náhled|vpravo|upright=1.5|Mapa rozložení více než 1,5 milionu galaxií získaná z přehlídky 2MASS. Barvy odpovídají rudému posuvu galaxií: modrá označuje bližší objekty, červená vzdálenější. Mapa odhaluje filamentární charakter velkorozměrové struktury vesmíru. První pozorování nehomogenit
Až do první poloviny 20. století byla prostorová distribuce galaxií známa pouze z dvourozměrných map oblohy. Již první rozsáhlé katalogy galaxií však naznačovaly, že galaxie nejsou rozloženy zcela rovnoměrně. Pozorování provedená Edwinem Hubblem, Harlowem Shapleym a dalšími astronomy ukázala existenci skupin a kup galaxií a poskytla první důkazy o nehomogenní struktuře vesmíru na velkých škálách.
Ve druhé polovině 20. století začaly vznikat rozsáhlejší katalogy galaxií, například Lick Survey, které umožnily statistické studium jejich prostorového rozložení. Ukázalo se, že galaxie mají tendenci vytvářet shluky a kupy, zatímco jiné oblasti vesmíru obsahují galaxií výrazně méně. Tato pozorování vedla k rozvoji metod pro kvantitativní popis shlukování galaxií, zejména pomocí dvoubodové korelační funkce.
Objev kosmické pavučiny náhled|Kupa galaxií RXC J0142.9+4438. Kupy galaxií se nacházejí v uzlech kosmické pavučiny, kde se protínají rozsáhlé filamentární struktury tvořené galaxiemi a temnou hmotou. Významný pokrok nastal v 70. a 80. letech 20. století, kdy měření rudých posuvů umožnila rekonstruovat trojrozměrné rozložení galaxií ve vesmíru. Průkopnické přehlídky, jako byla CfA Redshift Survey, odhalily rozsáhlé filamentární struktury a velké oblasti téměř bez galaxií označované jako prázdnoty.
Jedním z nejvýznamnějších objevů byla v roce 1989 identifikace útvaru známého jako Great Wall, rozsáhlé stěny galaxií o délce stovek milionů světelných let. Následné přehlídky, zejména 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) a Sloan Digital Sky Survey (SDSS), ukázaly, že galaxie, kupy galaxií a nadkupy vytvářejí propojenou síť vláken a stěn obklopujících rozsáhlé prázdnoty.
Toto uspořádání bývá označováno jako kosmická pavučina a představuje základní charakteristiku velkorozměrové struktury vesmíru. Její existence je v souladu s kosmologickými modely, podle nichž vznikla gravitačním růstem primordiálních poruch hustoty v prostředí dominovaném temnou hmotou.
Charakteristika velkorozměrové struktury náhled|Simulace vývoje lokální části vesmíru zobrazující vznik velkorozměrové struktury. Hustší oblasti postupně vytvářejí kupy galaxií propojené filamenty, zatímco mezi nimi vznikají rozsáhlé prázdnoty. Kupy a nadkupy galaxií
Nejvýraznějšími gravitačně vázanými strukturami ve vesmíru jsou kupy galaxií, které obsahují desítky až tisíce galaxií, rozsáhlé množství horkého mezigalaktického plynu a dominantní podíl temné hmoty. Kupy galaxií často vytvářejí větší seskupení označovaná jako nadkupy galaxií, která patří k nejrozsáhlejším známým strukturám ve vesmíru.
Na rozdíl od kup galaxií nejsou nadkupy zpravidla gravitačně vázanými objekty. Představují oblasti se zvýšenou koncentrací galaxií a kup galaxií, které jsou součástí ještě rozsáhlejšího uspořádání známého jako kosmická pavučina.
Filamenty a stěny
Pozorování ukazují, že galaxie a kupy galaxií nejsou rozloženy náhodně, ale vytvářejí protáhlé struktury označované jako filamenty. Ty mohou dosahovat délek stovek milionů světelných let a propojují jednotlivé kupy a nadkupy galaxií do rozsáhlé sítě.
Na místech, kde se filamenty protínají, se zpravidla nacházejí nejhmotnější kupy galaxií. Některé filamentární struktury vytvářejí rozsáhlé plošné útvary označované jako stěny. Mezi nejznámější patří Sloan Great Wall, která patří k největším známým strukturám pozorovatelného vesmíru.
Prázdnoty
Významnou součástí velkorozměrové struktury vesmíru jsou prázdnoty (voids), tedy rozsáhlé oblasti s velmi nízkou hustotou galaxií. Typické prázdnoty mají rozměry desítek megaparseků, některé však dosahují i podstatně větších velikostí.
Přestože prázdnoty obsahují méně galaxií než okolní oblasti, nejsou zcela prázdné. Nacházejí se v nich izolované galaxie, řídký plyn i temná hmota. Prázdnoty zaujímají významnou část objemu vesmíru a jejich vznik souvisí s gravitačním růstem původních fluktuací hustoty.
Kosmická pavučina
Souhrnné uspořádání kup galaxií, filamentů, stěn a prázdnot bývá označováno jako kosmická pavučina (cosmic web). Tento pojem vyjadřuje skutečnost, že hmota ve vesmíru vytváří propojenou síť vláknitých struktur obklopujících rozsáhlé podhusté oblasti.
Numerické simulace ukazují, že kosmická pavučina vzniká přirozeně gravitačním vývojem počátečních poruch hustoty v prostředí dominovaném temnou hmotou. Pozorované vlastnosti kosmické pavučiny jsou proto jedním z důležitých testů současných kosmologických modelů.
Vznik velkorozměrové struktury
Primordiální poruchy hustoty
Podle standardního kosmologického modelu vznikla velkorozměrová struktura vesmíru z nepatrných poruch hustoty přítomných již v raných fázích jeho vývoje. Tyto primordiální fluktuace představovaly malé odchylky od dokonale homogenního rozložení hmoty a energie a staly se zárodky pozdějších struktur.
Existence těchto poruch je doložena pozorováním anizotropií reliktního záření, které zachycují stav vesmíru přibližně 380 000 let po velkém třesku. Teplotní rozdíly v reliktním záření odpovídají fluktuacím hustoty o velikosti přibližně jedné stotisíciny a představují nejstarší přímé pozorování zárodků budoucí velkorozměrové struktury.
Gravitační vývoj struktur
V průběhu kosmického vývoje docházelo působením gravitace k zesilování oblastí s mírně zvýšenou hustotou. Hustší oblasti přitahovaly další hmotu a postupně rostly, zatímco oblasti s nižší hustotou se stávaly stále řidšími. Tento proces vedl ke vzniku galaxií, kup galaxií a dalších struktur pozorovaných v současném vesmíru.
Klíčovou úlohu při růstu struktur sehrála temná hmota, která začala vytvářet gravitační potenciálové jámy ještě před rekombinací. Baryonová hmota po oddělení od záření postupně padala do těchto oblastí zvýšené koncentrace temné hmoty, což urychlilo vznik prvních galaxií a kup galaxií.
Numerické simulace ukazují, že gravitační vývoj v prostředí dominovaném temnou hmotou přirozeně vede ke vzniku filamentů, stěn a prázdnot tvořících kosmickou pavučinu. Pozorovaná velkorozměrová struktura vesmíru je proto považována za jeden z nejvýznamnějších důkazů správnosti současného modelu kosmologického vývoje.
Význam v kosmologii
Testování kosmologických modelů
Velkorozměrová struktura vesmíru představuje jeden z nejdůležitějších zdrojů informací o složení a vývoji vesmíru. Porovnáním pozorovaného rozložení galaxií s výsledky numerických simulací lze ověřovat předpovědi kosmologických modelů a určovat hodnoty základních kosmologických parametrů.
Moderní přehlídky galaxií umožňují sledovat vývoj struktur v různých obdobích kosmické historie a zkoumat vliv temné hmoty a temné energie na rozpínání vesmíru. Velkorozměrová struktura tak představuje důležitý nezávislý test standardního kosmologického modelu ΛCDM.
Vztah k baryonovým akustickým oscilacím
Velkorozměrová struktura vesmíru nese otisk fyzikálních procesů probíhajících v raném vesmíru. Jedním z nejvýznamnějších projevů tohoto spojení jsou baryonové akustické oscilace, které se v prostorovém rozložení galaxií projevují jako charakteristická preferovaná vzdálenost mezi galaxiemi.
Měření baryonových akustických oscilací využívají statistické vlastnosti velkorozměrové struktury jako kosmologické standardní pravítko. Spojení pozorování velkorozměrové struktury, reliktního záření a baryonových akustických oscilací poskytuje jeden z nejpřesnějších nástrojů pro studium geometrie a vývoje vesmíru.
Odkazy
Reference
Související články Velký třesk Baryonové akustické oscilace Vznik a vývoj vesmíru Vznik a vývoj galaxií
Externí odkazy
Kategorie:Astrofyzika Kategorie:Kosmologie