Stáří Vesmíru

Standardní kosmologická teorie velkého třesku se opírá o několik základních údajů, zjištěných astronomickými pozorováními. Roku 1929 nalezl Edwin Hubble lineární závislost mezi vzdáleností a červeným posuvem ve spektru galaxií. To lze nejjednodušeji objasnit jako důsledek rozpínání vesmíru podle Fridmanových-Lemaitrových relativistických modelů. Roku 1965 objevili Arno Penzias a Robert Wilson mikrovlnné záření kosmického pozadí, jež se dá stejně jednoduše vysvětlit pomocí Gamowova modelu horkého velkého třesku vesmíru z r. 1948 jako zbytkové (reliktní) záření, které vlivem rozpínání vesmíru vychladlo na teplotu necelé 3 K. Kolem r. 1970 ukázali astrofyzikové, že poměr zastoupení vodíku a hélia ve vesmíru je blízký hodnotě 3:1 (podle hmotnosti), ve shodě s Gamowovou předpovědí o stavu hmoty vesmíru v prvních třech minutách po velkém třesku. Přes tyto nesporné úspěchy má však standardní kosmologický model nemalé obtíže. Ty se v posledních měsících roku 1994 zřetelně zvýšily v souvislosti s objevem proměnných hvězd, zvaných cefeidy, v nejbližší cizí kupě galaxií v souhvězdí Panny.

Již r. 1912 objevila Henrietta Leavittová závislost mezi zářivým výkonem (astronomickou svítivostí) cefeidy a délkou její periody proměnnosti. Porovnáním zářivého výkonu hvězdy s její pozorovanou jasností lze pak za předpokladu průhlednosti mezihvězdného prostoru vypočítat vzdálenost cefeidy v lineární míře. Když se o 15 let později podařilo Edwinu Hubblovi odhalit na snímcích 2,5metrovým reflektorem na Mt. Wilsonu v Kalifornii cefeidy v blízkých galaxiích, umožnilo mu to stanovit jejich vzdálenosti právě na základě vztahu Leavittové. Stačilo totiž změřit pozorované jasnosti cefeid a určit periodu jejich světelných změn. Byl to vlastně první krok na cestě k objevu rozpínání vesmíru - tehdy však Hubble narazil na problém, že ve vzdálenějších galaxiích nemohl cefeidy rozpoznat a musel proto vzdálenosti těchto galaxií odhadovat méně spolehlivými cestami.

Není divu, že hodnota tempa rozpínání vesmíru, které dnes říkáme Hubblova konstanta (H₀), vyšla samotnému Hubblovi chybně: 550 km s^-1 Mpc^-1 (Mpc = megaparsek, tj. asi 3.10¹⁹ km, čili 30 trilionů km) - dnes už víme, že zdrojem chyb bylo právě systematicky nesprávné určení vzdáleností vzdálenějších galaxií. Pokrok pozorovací techniky po druhé světové válce umožnil stupnici vzdálenosti galaxií zlepšit zvláště zásluhou Waltera Baadeho, který se stal na observatoři Mt. Wilson bezprostředním Hubblovým nástupcem a své údaje dále zpřesnil díky nově zbudovanému pětimetrovému Haleovu teleskopu na observatoři Mt. Palomar.

Jeho pozorování pak kolem r. 1965 využil Alan Sandage k prosazení podstatně nižší hodnoty konstanty H₀, kolem 50 km s^-1 Mpc^-1znamená, že když se v prostoru v mysli přesuneme o jeden megaparsek, zvýší se rychlost vzdalování galaxií od pozorovatele o 50 km s^-1hodnoty Hubblovy konstanty určit tzv. stáří vesmíru, čili interval od velkého třesku až po současnost, jak ji vnímáme na Zemi. Výsledek ovšem ještě závisí na stanovení střední hustoty hmoty vesmíru v tom smyslu, že pro danou hodnotu H₀ dostaneme nejvyšší stáří (tzv. Hubblův čas) v případě, že střední hustota hmoty ve vesmíru je přesně rovna nule. To je přirozeně jen matematická fikce, jelikož vesmír přece evidentně nějakou hmotu obsahuje. Pak ovšem platí, že v reálném vesmíru vychází stáří vždy o něco nižší, než je zmíněný Hubblův čas - pro pravděpodobnou hodnotu střední hustoty vesmíru činí pak jeho stáří asi 2/3 Hubblova času.

Poznamenejme, že původní Hubblem odvozená hodnota H₀ znamenala pravděpodobné stáří vesmíru jen 1,3 miliardy let - ve zřejmém rozporu s tehdejšími geologickými údaji o stáří Země. Naproti tomu hodnota H₀, určená Sandagem, vede k přijatelnému stáří 14 miliard let. Do této časové stupnice se totiž dobře vejde jak stáří Země a sluneční soustavy (4,5 miliardy let), tak i stáří Galaxie - Mléčné dráhy (12 miliard let). Zbývají ovšem jisté "potíže" se stářím tzv. kulových hvězdokup, pro něž někteří autoři odvozují stáří až 16 miliard let, ale to lze ještě v mezích chyb tolerovat.

V posledním desetiletí se však vcelku jasný a jednoduchý obraz vesmíru, který trvá již nejméně 14 miliard let, počal zamlžovat a komplikovat. Přispěli k tomu četní astronomové, kteří po pečlivé revizi stupnice vzdálenosti galaxií počali dostávat opět vyšší hodnoty Hubblovy konstanty, bezmála dvojnásobné v porovnání s  příjemnou hodnotou Sandageovou. Vědecká kolokvia a sympozia na téma určení Hubblovy konstanty se změnila na opravdová bitevní pole, neboť kuriózně nikomu nevycházejí mezilehlé hodnoty. Konzervativci vcelku úspěšně hájí hodnotu H₀ slabě pod padesát , zatímco energičtí kacíři se nikdy nedostanou pod osmdesát . Důsledkem je pak kacířské tvrzení, že stáří vesmíru nepřevyšuje 9 miliard let - a to je ve zcela nepochybném rozporu s dobře zaručeným stářím naší Galaxie i s jinými astrofyzikálními údaji o stavbě a vývoji vesmíru.

Proto se tolik naděje vkládalo do vypuštění Hubblova kosmického teleskopu. Ač průměrem hlavního zrcadla 2,4 m nepatrně zaostává za přístrojem, s nímž pracoval Edwin Hubble na Mt. Wilsonu, výkonem mělo jít o zařízení naprosto jedinečné, jelikož pracuje nad hranicí zemské atmosféry. Bohužel, hrubá optická vada primárního zrcadla znemožnila až do konce r. 1993 využít přístroje ke sledování cefeid ve vzdálených galaxiích.

Mezitím však nezaháleli astronomové na pozemních stanicích. Po odtajnění vojenského vynálezu adaptivní optiky, která efektivně odstraňuje rušivý vliv zemské atmosféry na rozlišovací schopnost teleskopu, se podařilo díky tomuto systému u kanadsko-francouzského 3,9metrového reflektoru na Havaji (CFHT) objevit první tři cefeidy v bohaté kupě galaxií v souhvězdí Panny. M. Pierce aj. (Nature 371:1994, 385) tak dokázali určit vzdálenost galaxie NGC 4571 v Panně na 14,9 Mpc, čemuž odpovídá H₀= (87 + 7) v obvyklých jednotkách.

Jen o pár týdnů později pak W. Freedmanová aj. (Nature 371:1994, 757) oznámili, že na snímcích jiné galaxie v Panně, označené M 100, nalezli prostřednictvím HST celkem 20 cefeid, a tak dostali vzdálenost galaxie 17 Mpc, čemuž odpovídá H₀= (80 + 17). Dobrý vzájemný souhlas obou měření je zajisté silným argumentem, ale ve svém důsledku to znamená, že pravděpodobné stáří vesmíru činí stěží 8 miliard let!

Někde tedy musí vězet chyba, ale v tuto chvíli asi nikdo nemůže říci, kde. V zásadě jsou tři možnosti:

1) Určení vzdálenosti galaxií v Panně je navzdory novým měřením z nějakého důvodu soustavně podceňováno, a tím je pak hodnota H₀ soustavně přeceněna. Potřebujeme nové metody pro určování vzdálenosti galaxií, nezávislé na cefeidách. Několik takových postupů se nyní rozpracovává.

2) Současné tempo rozpínání vesmíru odvozené z H₀ (index 0 zdůrazňuje současnost "konstanty", která byla v minulosti určitě větší, ale neví se, kolikrát) nelze jednoznačně extrapolovat do minulosti, pokud tzv. kosmologická konstanta je různá od nuly. Standardní kosmologický model totiž až dosud mlčky předpokládal, že kosmologická konstanta se rovná nule. Nicméně již Albert Einstein se zprvu snažil zavést do relativistické kosmologie nenulovou kosmologickou konstantu. Později však tuto svou snahu označil za "největší vědecký omyl svého života". Nuže, není vyloučeno, že to vůbec nebyl omyl, ale nadějná cesta ze současné šlamastyky. Bohužel neexistuje žádný nezávislý odhad, jak velkou hodnotu by tato kosmologická konstanta mohla či měla mít.

3) Standardní kosmologický model zcela selhal a měl by být nahrazen jiným. I když někteří kacíři považují toto řešení rozporu za nejpravděpodobnější, princip Occamovy břitvy nás nutí k opatrnosti v případném odsouzení teorie velkého třesku, která se jinak tak báječně osvědčuje.

Zatím je proto předčasné tvrdit, že zásluhou teleskopu CFHT a Hubblova kosmického teleskopu nám vesmír bezmála dvakrát omládl. Je však jisté, že v dosahu pozorovacích možností nejvýkonnějších přístrojů současné astronomie je poskytnout přesvědčivější podporu pro některé z nabízených řešení. Doufejme, že odpověď dostaneme dříve, než nám vesmír podstatně zestárne.