Jak se vesmír rozpíná? Proč Roger Herman na Gamowa do smrti nepromluvil? Jak posměšně nazvat počátek vesmíru?
V minulém dílu jsme si řekli, jak z Einsteinovy obecné teorie relativity vyplynulo, že náš vesmír není statický. Kupodivu to byl sám Einstein, kdo odmítl myšlenku akceptovat a relativistickou rovnici doplnil o tzv. kosmologickou konstantu. Matematický člen, reprezentující odpudivou sílu, která by měla zabránit, aby se vesmír zhroutil.
Roku 1922 ukázal sovětský meteorolog Alexandr A. Fridman, že verze s kosmologickou konstantou sice poskytuje stacionární řešení, ale je to velice nestabilní rovnováha. Sebemenší fluktuace by dokázala takový vesmír rozvážit. A. Einstein zprvu jeho práci zamítl, ale po roce ji opět přezkoumal a uznal.
Jak by měl takový rozpínající se vesmír vypadat, jaké by měl mít vlastnosti? Zkusme si to představit. Použijeme náš trik s ubráním jednoho rozměru a vžijeme se do role ploštice žijící na povrchu Země. Zkoumáme náš vesmír, přicházíme na různé zákonitosti a z různých náznaků pojmeme podezření, že se Země pod našima nohama nafukuje. Jak to však dokázat! Jestliže se zvětšuje poloměr Země, pak se musí zvětšovat i vzdálenosti mezi jednotlivými městy.
Změříme tedy vzdušnou vzdálenost z Prahy do Poděbrad a pro kontrolu ještě do Pardubic. Do Poděbrad je to 50 km, do Pardubic asi 100 km. Za hodinu měření zopakujeme, abychom zjistili rozdíl. Dejme tomu, že se za tu dobu naše Země nafoukne na dvojnásobek svého poloměru. Pak se musí i vzdálenosti mezi městy zvětšit na dvojnásobek. Skutečně naměříme, že je to nyní do Poděbrad 100 km a do Pardubic rovných 200 km. Expanzi jsme dokázali, teď se ptáme, jak rychle se od nás jednotlivá města vzdalují. Tak to spočítáme. Poděbrady se za tu hodinu přesunuly o 50 km dále, vzdalují se tedy rychlostí 50 km / hod. Pardubice se však za tutéž dobu vzdálily o 100 km, jejich rychlost je dvojnásobná. Dospěli jsme k důležitému závěru, ačkoli se vesmír rozpíná rovnoměrně, objekty se od nás budou vzdalovat tím rychleji, čím dále už jsou. Bylo by však chybné tomuto jevu říkat zrychlení, nemá ani stejný fyzikální rozměr. Vše se stále pohybuje rovnoměrně, žádný akcelerometr by nic nenaměřil.
V roce 1929 americký astronom Edwin Hubble skutečně objevil, že se galaxie vzdalují od Země rychlostí přímo úměrnou vzdálenosti. Konstanta úměrnosti se podle něj nazývá Hubbleova konstanta a dnes patří k nejdůležitějším pojmům používaným při popisu vývoje vesmíru.
Dokud se do Fridmanových rovnic nedosadí konkrétní naměřené hodnoty, nemůžeme zodpovědně prohlásit, jak bude vývoj vesmíru pokračovat. V podstatě byly možné dva scénáře. Buď je pohybová energie objektů malá a nedokáže překonat vzájemné gravitační přitahování, a pak se po čase zhroutí (tzv. uzavřený vesmír), nebo je energie vysoká a vesmír se bude do nekonečna rozpínat (tzv. otevřený vesmír). Favorizovaný byl vesmír někde na pomezí těchto dvou variant. Bylo zřejmé, že vesmír nesmí být moc uzavřený, protože pak by se tu nestačil rozvinout život. Vesmír nemůže být ani moc otevřený, protože pak by se hmota rozfoukala dříve, než by se zformovaly hvězdy. Jedno měly všechny modely společné - každý měl počátek, v každém se počítalo s tím, že tu vesmír nebyl vždy, ale že někdy vznikl.
Tuto myšlenku rozpracoval v roce 1948 Ralph Alpher, jeho školitel George Gamow a Roger Herman. Podle jejich práce měly na počátku vesmíru vzniknout všechny prvky spojováním neutronů a protonů. Později se ukázalo, že takto mohly vzniknout pouze lehčí prvky a těžší vznikly mnohem později ve hvězdách.
Ačkoli tu byly indicie svědčící pro správnost této teorie, vědeckou obcí nebyla zdaleka přijímána. Vystupoval proti ní i brilantní britský fyzik Fred Hoyle (jeho úspěchy jsou spojovány především s pracemi o hvězdné nukleosyntéze). V jedné rozhlasové relaci se teorii otevřeně vysmál a nazval ji posměšně Big Bang (zde vlastně slovní hříčka - Big Bang se dá přeložit jako naše úsloví "prázdný sud nejvíce duní" a zároveň citoslovce výbuchu často zobrazované v komiksech). Do češtiny se překládá jako velký třesk. A tak se odpůrce teorie velkého třesku stal zároveň autorem jeho pojmenování.
Každá teorie je právem nahlížena jako podezřelá, pokud nenabízí možnost, jak testovat svou správnost. Ovšem teorie velkého třesku tuto možnost nabízí. Jestliže byla na počátku ve vesmíru hmota o vysoké teplotě, musela být i plně ionizovaná, tedy neprůhledná pro elektromagnetické záření. Jednoho dne (dnes víme, že 379000 let po velkém třesku) však musela vychladnout natolik, že se záření od hmoty oddělilo. Je-li teorie správná, měli bychom toto záření dnes pozorovat. Dostalo název reliktní.
Původní teplota záření byla kolem tří tisíc stupňů, ale díky rozpínání vesmíru se jeho vlnová délka roztáhla na hodnotu odpovídající pouhým 2.73 stupňům nad absolutní nulou (Hermanův a Alpherův odhad byl 5 K), což odpovídá vlnové délce cca 1 mm. Takové záření by mělo být snadno detekovatelné.
Tak snadné to nebylo, ale nakonec se to podařilo. Nejvýznamnější podíl na objevu reliktního záření se přičítá Arno Penziasovi a Robertu Wilsonovi, kteří za něj obdrželi v r. 1978 Nobelovu cenu. Doba vzniku reliktního záření je považována za konec období velkého třesku.
Největší práci na výzkumu reliktního záření odvedla sonda Planck Evropské kosmické agentury. Již dříve se potvrdilo, že reliktní záření přichází ze všech směrů vesmíru a je všude stejné. Sonda Planck však dokázala změřit velice jemné fluktuace tohoto záření a dokonale je zmapovat. Tyto fluktuace jsou předmětem intenzivního výzkumu. Přinášejí totiž informace o stavu a rozložení hmoty v raných stádiích vesmíru. Předpokládáme, že do jeho polarizace se mohly otisknout i gravitační vlny, které by nám dovolily nahlédnout i tam, kam nám to opona reliktního záření nedovolí.
Příště si povíme, jakými neduhy původní Fridmanův model trpěl a jak si s tím fyzikové poradili.
