Mění se zákony přírody?

Přesná pozorování světla vzdálených kvazarů naznačují, že se konstanta jemné struktury mohla během historie vesmíru měnit. Pokud se to potvrdí, bude to mít nesmírný význam pro základy fyziky.

Výraz „zákony přírody“ v nás vyvolává představu soustavy božích a neměnných pravidel, která přesahují „zde a teď“ tak, aby platila ve všech dobách a všude ve vesmíru. Skutečnost však není tak velkolepá. Když mluvíme o zákonech přírody, mluvíme o určité soustavě představ, které jsou nápadné svou jednoduchostí, zdají se být univerzální a jsou v souladu s experimentem. Je to člověk, kdo prohlašuje, že vědecká teorie je zákon přírody, a člověk se docela často mýlí.

Vývoj vědecké teorie vždy sledoval potřebu pochopit určité pozorování, pro které dosud neexistovalo žádné uspokojivé vysvětlení. Při vyvíjení nových teorií mají fyzikové tendenci předpokládat, že základní veličiny jako síla gravitace, rychlost světla ve vakuu nebo náboj elektronu jsou konstanty. Když pak nové teorie předpovědí výsledky dalších pozorování, uvěříme ještě pevněji, že jsou tyto veličiny skutečně veličinami základními.

Navíc přestože se technologie v posledních desetiletích prudce mění, časová škála, na které se dějí fundamentální objevy, je srovnatelná s délkou lidského života. Proto se teorie vypracované před desítkami let zdají jakoby vyryté do žuly.

Základní konstanty

Výsledkem je naše přirozená nechuť měnit chápání světa. Nesmíme však zapomenout na omezení přítomná při testování těchto předpokladů. Mnohé experimenty, jimiž testujeme teorie, jsou omezeny na „zde“ a „teď“, na pozemské výzkumné laboratoře anebo na tu malou část vesmíru, kterou můžeme pozorovat dalekohledem. Kdybychom mohli provádět experimenty na různých místech a v různých časech, možná by výsledky byly jiné. A vskutku se zdá, že tomu tak je, když měříme ve velice vzdálené minulosti konstantu jemné struktury.

Co je konstanta jemné struktury?

Zůstaly zákony přírody stejné od velkého třesku před zhruba 13,5 miliardy let? Jako první položil tuto otázku Paul Dirac v roce 1937 a shledával ji zajímavou ještě v roce 1975 při návštěvě Univerzity Nového Jižního Walesu (UNSW) v Sydney, kde dnes pracuji. Dirac se snažil najít vztah mezi silou gravitace, která popisuje vlastnosti vesmíru na velkých škálách, a různými konstantami a čísly, které charakterizují vlastnosti vesmíru na malých škálách. Podle něj by se jedna z konstant přírody, gravitační konstanta, měla měnit s časem.

Ačkoli pozdější pozorování tuto Diracovu představu vyloučila, pokroky v mnoha oblastech fyziky a astronomie nám přinesly řadu možností jak hledat náznaky toho, že by se konstanty přírody měnit mohly. Speciální otázku, kterou se s kolegy na univerzitě i jinde intenzivně zabýváme, lze formulovat takto: Je konstanta jemné struktury opravdu konstantní, anebo se její hodnota během historie vesmíru měnila?

Konstanta jemné struktury α je mírou síly elektromagnetické interakce a určuje sílu, kterou jsou elektrony vázány uvnitř atomů a molekul. Je definována vztahem α ≡ e²/hc ≈ 1/137, kde e je náboj elektronu, h je Planckova konstanta dělená 2π a c je rychlost světla ve vakuu. Konstanta jemné struktury je obzvlášť zajímavá, protože je to bezrozměrné číslo. To ji dělá ještě „základnější“ než jiné konstanty, jako jsou gravitační konstanta, rychlost světla nebo náboj elektronu (viz rámeček 1 ).

Existují teoretické důvody, proč by se α a jiné bezrozměrné konstanty mohly měnit s časem. Svatým grálem teoretické fyziky je najít jedinou sjednocenou teorii, která by popisovala všechny čtyři základní síly: gravitaci, elektromagnetizmus a silné i slabé jaderné síly. Ačkoli dosah působení těchto čtyř sil je různý, většina fyziků v objev sjednocené teorie věří. Pokud objevena nebude, ztratí se velká část elegance a krásy základní fyziky.

Simulované absorpční spektrum kvazarů

Einsteinova teorie gravitace, tj. obecná teorie relativity, vyžaduje pouze tři prostorové rozměry. Vhodný aspirant na sjednocenou teorii však musí mít k zmíněným třem rozměrům ještě rozměry dodatečné, které v běžném životě nepozorujeme. Nevíme, zda jsou sjednocené teorie tohoto typu správné, pokud ale dodatečné rozměry existují, musí být ve srovnání s našimi běžnými prostorovými rozměry nepatrné.

Koncept připsat rozměru „velikost“ se může zdát podivný, nicméně je důležitý. Dnešní velikost vesmíru je dána vzdáleností, kterou světlo uletělo od velkého třesku (tj. asi za 13,5 miliardy světelných let), a tím, jak se vesmír během té doby rozpínal. To znamená, že současná velikost vesmíru ¹⁾ je asi 40 miliard světelných let a zvětšuje se.

Rozpínají se dodatečné, „do sebe uzavřené“ rozměry, které sjednocené teorie předpovídají, stejně rychle jako vesmír? Odpověď na tuto otázku je záporná. Kdyby se totiž rozpínaly stejnou rychlostí, měnila by se rychle také gravitační konstanta, ta se však nemění ani v náznacích. Možná by se ale existence dodatečných malých rozměrů dala doložit pozorováním malých změn v gravitační síle nebo v třech ostatních silách.

Například „velké“ dodatečné rozměry by mohly způsobit odchylky od inverzního kvadratického zákonu na vzdálenostech menších než 1 mm. Při nedávných měřeních, která provedl John Price se spolupracovníky na Coloradské univerzitě v Boulderu, se však nenašel ani náznak něčeho takového pro vzdálenosti zhruba nad 100 mikrometrů. ²⁾ To byl ovšem jen jeden z mnoha experimentů, které se v posledních letech prováděly s cílem testovat s velkou přesností konstanty, síly a základní symetrie.

Existuje několik způsobů jak měřit možné změny α s časem. Můžeme měřit absorpční spektra kvazarů při různých červených posuvech, jak jsme to dělali na univerzitě v Sydney. Můžeme srovnávat „rychlost tikání“ atomových hodin vyrobených z různých prvků (viz rámeček 2 ). Můžeme také studovat kosmické reliktní záření nebo vznik prvků v raném vesmíru. Jedna z prvních metod, která naznačila možnou změnu α během posledních dvou miliard let, však spočívá na jednom z nejneobvyklejších procesů, které kdy fyzikové studovali – na „přírodním jaderném reaktoru“ v Oklu (Oklo leží v Gabonu při západním pobřeží rovníkové Afriky – viz obrázek).

Podivná historie reaktoru v Oklu

Přírodní uran obsahuje dva izotopy. Uran 235, izotop používaný v jaderné energetice, se vyskytuje poměrně zřídka a představuje jen 0,7 % všeho přírodního uranu. Jeho méně radioaktivní sourozenec uran 238 dělá zbylých 99,3 %. Vědci z francouzské atomové komise si v roce 1972 povšimli ve vzorcích zeminy z uranového dolu v Gabonu něčeho záhadného: relativní výskyt uranu 235 byl poloviční, než se očekávalo.

Jedna možnost byla, že nějaká banda high-tech teroristů kradla a skladovala chybějící uran s úmyslem provést něco mnohem horšího než vyhazovat do povětří nevinné atoly. Ukázalo se ale, že také izotopy různých jiných prvků jsou ochuzeny způsobem nápadně podobným tomu, co lze pozorovat u odpadových produktů z moderních reaktorů. Nejpřijatelnější vysvětlení je, že kdysi v Oklu musel být „přírodní reaktor“. Existenci přírodních jaderných reaktorů předpověděl již r. 1956 Paul Kuroda z Univerzity v Arkansasu, ale zatím je znám jen jediný – v Oklu.

Před dvěma miliardami let pravděpodobně začala okysličená voda pomalu rozpouštět uran uložený v povrchové hornině. Ten se časem zkoncentroval v kobercích chaluh, které se nacházely poblíž a působily jako filtry. Nakonec se ho nahromadilo tolik, že jeho koncentrace dosáhla kritické hodnoty potřebné k tomu, aby vznikl jaderný reaktor. Přirozená koncentrace uranu 235 v té době byla totiž kolem 3 %; dnes je jeho přirozená koncentrace mnohem nižší, protože uran 235 se rozpadá asi šestkrát rychleji než uran 238. Tento reaktor uran 235 „spálil“, čímž lze vysvětlit nízkou koncentraci izotopu nalezenou v Oklu.

A jak to souvisí s α? Souvislost našel roku 1976, čtyři roky po objevení reaktoru v Oklu, Alexander Šljachtěr z leningradského Ústavu jaderné fyziky. Vzorky z Okla prokázaly relativní výskyt samaria 149, který byl 45krát nižší než ve vzorcích z jiných míst na zemi. Šljachtěr ukázal, že pomalé neutrony o určité energii mohly transmutovat samarium-149 na samarium-150. Velice citlivá rovnováha mezi silnou jadernou sílou a odpudivou elektromagnetickou sílou v samariu vyvolala rezonanci. Hodnota rezonanční energie však závisí na α, a pokud by byla hodnota α před dvěma miliardami let jiná než dnes, bylo by jiné i ochuzení o samarium 149. Podrobné výpočty jsou složité, ale ukazují, že změna v hodnotě α od doby, kdy byl reaktor v Oklu aktivní, nemohla přesáhnout 10^–7.

Nová geologická měřicí metoda, známá jako „datování pomocí rhenia“, vedla nedávno k ještě spolehlivějším výsledkům. Stáří železných meteoritů stanovené pomocí rheniového datování je v souladu se stářím stanoveným jinými metodami. Na tom se dá ukázat, že poločas β-rozpadu rhenia se během stáří slunečního systému nemohl změnit víc než o 0,5 %. To znamená, že horní hranice jakékoli nepatrné změny hodnoty α za dobu zhruba 4,6 miliardy let skutečně je řádově 10–7.I když 4,6 miliardy let je dlouhá doba, vesmír sám je starý asi 13,5 miliardy let. Je možné testovat změny v hodnotě . v ještě ranější historii vesmíru? Odpověď zní ano, a to pomocí kvazarů.

Pohled na konstantu jemné struktury pomocí kvazarů

Kvazary jsou kompaktní, ale vysoce zářivá tělesa. ³⁾ Vskutku jsou tak zářivé, že je lze studovat dosti detailně pozemskými dalekohledy, přestože se nacházejí v obrovských vzdálenostech od nás. Myslíme si, že kvazary obsahují ve svých centrech černé díry ⁴⁾ a že nesmírná gravitační síla černé díry mění neobyčejně účinně na světlo hmotu ve své blízkosti.

Příroda ochotně spolupracovala tím, že kvazary rozesela po celém vesmíru. Vidíme je na obloze ve všech směrech, a tak jsou pro nás mocným prostředek dovolujícím zmapovat téměř celý vesmír. A stejně jako je tomu s kterýmkoli astronomickým objektem, kdykoli se podíváme na kvazar, vidíme ho, jaký byl v minulosti. Slunce vidíme takové, jaké bylo před osmi minutami, protože to je doba, za kterou světlo ze Slunce dolétne k Zemi. Některé kvazary jsou ovšem tak daleko, že je vidíme takové, jaké byly před miliardami let. Pozorováním kvazarů tedy můžeme rekonstruovat „historii vesmíru“ zhruba od doby, kdy byl vesmír starý miliardu let, až po současnost.

Nicméně studovat α s potřebnou přesností nemůžeme jenom pomocí kvazarů. Musíme studovat záření, které přichází z kvazarů a prochází galaxií ležící mezi Zemí a příslušným kvazarem. Kvazar vyzařuje světlo v širokém rozsahu vlnových délek (obrázek). Když však jeho světlo prochází plynem v okolí galaxie, vidíme v jeho spektru charakteristický vzorek absorpčních čar.

Přítomnost absorpční linie při určité vlnové délce znamená, že se v plynovém oblaku nachází určitý prvek a intenzita linie udává jeho množství. Čárové kódy odhalují, že vedle vodíku, který je ve vesmíru všudypřítomný, se v plynových oblacích nachází řada jiných prvků, jako jsou hořčík, železo, zinek, křemík, hliník a chrom.

Navíc čárové kódy prozrazují, co se dělo se světlem při průchodu oblakem, což mohlo být v dávné minulosti, miliardu let po velkém třesku. I když se od té doby mohl plynový oblak vyvinout do něčeho úplně jiného, jeho čárový kód nám skýtá trvalý obtisk jeho stavu v dávné minulosti, spolu s informací o hodnotě α v té době.

Porovnáním čárových kódů nalezených v absorpčních spektrech kvazarů se spektry týchž atomů a iontů naměřenými v laboratoři můžeme tedy zjistit, zda se fyzika, která je za absorpci záření atomy odpovědná, během historie vesmíru změnila anebo ne. Jinými slovy můžeme zjistit, zda se změnilo α.

Zpátky do laboratoře

V roce 1998 jsem začal spolupracovat s Viktorem Flambaumem a Vladimírem Dzubou na Univerzitě Nového jižního Walesu a s Johnem Barrowem, který je teď na Univerzitě v Cambridži ve Velké Británii. Přestože jsme s Viktorem pracovali ve stejném ústavu, neměli jsme o svém společném zájmu ani tušení, dokud kolega nezaslechl, že hledám studenta, který by mi pomáhal probádat s využitím kvazarů, jestli bylo α v minulosti jiné. Brzy se ukázalo, jak výhodné je spojení jeho teoretických znalostí s mou experimentální zkušeností. Pochopili jsme, že novou analýzou již existujících astrofyzikálních dat bychom mohli přesnost měření α zlepšit o řád.

Dříve se α měřilo pomocí alkalického dubletu v systémech, jako je jednou ionizovaný hořčík (Mg II). Tento ion má ve své vnější slupce jeden elektron a jeho první excitovaná energetická hladina se v důsledku interakce mezi orbitálním a spinovým momentem hybnosti rozštěpí na dvě, tvoří dublet. Rozdíl energií obou hladin je úměrný α². Právě jemná struktura je defi nována jako rozštěpení energetických hladin v důsledku interakce mezi orbitálním a spinovým momentem hybnosti.

Jemná struktura znamená, že MgII absorbuje světlo o dvou malinko rozdílných frekvencích, když je excitován ze základního stavu do prvního excitovaného. V laboratoři jsou to vlnové délky 279,6 nm a 280,3 nm. Expanze vesmíru vede k tomu, že vlnové délky pozorované v kvazarových spektrech, λ_pozorované, jsou větší, než byly při vyzáření, a jsou závislé na rudém posuvu galaktického plynu: λ_pozorovaná = (1 + z)λ, kde z je rudý posuv a λ je původní vlnová délka.

Vliv rudého posuvu se vyjádří znásobením každé čáry ve spektru stejným číslem, 1 + z, zatímco změna konstanty jemné struktury α by změnila pouze relativní rozdíl mezi čárami dubletu, takže tyto dva vlivy lze odlišit.

Metoda pomocí alkalického dubletu však selhává při sledování podstatného fyzikálního jevu: Když se nějaký atom nebo ion nachází v základním stavu, jeho elektrony tráví více času poblíž jádra, než když je atom v excitovaném stavu. Protože α v podstatě udává sílu interakce mezi jádrem a elektrony, jakákoli změna v α bude mít větší dopad na atom anebo ion, když je ve svém základním stavu. Metoda alkalických dubletů ale pracuje jenom s jedním druhem atomů, takže měří změny vůči témuž základnímu stavu, a proto neumožňuje zmíněný fakt využít.

Z těchto důvodů jsme s Viktorem Flambaumem a Vladimírem Dzubou přišli na to, jak použít různé řady atomových absorpčních linií a jak porovnávat vlnové délky vůči různým základním stavům. Poté, co jsme pochopili, že srovnání výsledků z laboratoře s výsledky získanými pomocí kvazarů poskytne obrovské zvýšení citlivosti, potřebovali jsme s rozumnou přesností spočítat, jak se energie elektronu v jeho základním stavu mění se změnou α. Když jsme tento údaj získali, mohli jsme každý rozdíl mezi měřením v laboratoři a měřením pomocí kvazarů převést na velikost anebo na horní mez jakékoli možné změny v hodnotě α. Další výhodou tohoto „mnohamultipletního“ přístupu je, že lehké prvky jako hořčík na změnu v α příliš nereagují, kdežto těžké prvky jako železo ano. To znamená, že lehké prvky mohou sloužit jako kalibrační křivka pro měření změn u těžkých prvků.

Jak se posouvají spektrální čáry

Když jsme však poprvé použili zmíněný přístup na skutečná astrofyzikální data, zažili jsme pořádný šok. Vysokorozlišovací spektrografy největších pozemských teleskopů dokázaly změřit vlnové délky kvazarových spekter přesněji, než byly kdy změřeny v laboratoři. Jinými slovy, věděli jsme o jemné struktuře atomů před 12 miliardami let více, než o ní víme dnes; naše snaha najít změny v α byla tedy omezena zastaralými experimentálními daty.

Bylo proto třeba začít sérii zcela nových laboratorních pokusů a znova proměřit vlnové délky všech absorpčních čar ve spektrech kvazarů. Hodně této experimentální práce udělaly Ann Thorneová a Julieta Pickeringová na Imperial College v Londýně. ⁵⁾ Ta data jsou dnes tak přesná, že v kvazarových výsledcích již není žádná významná chyba způsobená laboratorními měřeními.

Od doby, kdy projekt začal (v roce 1998), jsme 10metrovým teleskopem Keck 1 na Havaji proměřili 75 kvazarů až do vzdálenosti 13 miliard světelných let. Výsledky získané z těchto dat jsou podivuhodné. Skýtají statisticky významný náznak, že α mohlo být v minulosti o malinko menší, nanejvýš však o stotisícinu. (viz obrázek). Prozkoumali jsme mnoho možných zdrojů chyb, ale to, co jsme našli, žádným z nich nelze vysvětlit.

Výsledky ze spekter kvazarů

Jsme si ovšem vědomi toho, že všechna naše data pocházejí z téhož přístroje, ze spektrografu HIRES na Kecku 1, a tak netrpělivě čekáme na možnost analyzovat data z jiných přístrojů a teleskopů, např. z báječného Velmi velkého teleskopu (Very Large Telescope, VLT) na Evropské Jižní observatoři. Teď z VLT, soustavy čtyř 8metrových teleskopů v Chile, začínají přicházet nová data, a tak bychom brzy měli být schopni říci, zda se v nich objevuje stejný signál.

K hledání se připojily další skupiny. John Bahcall z Ústavu pokročilých studií v Princetonu a jeho kolegové nedávno dokončili neobvykle důkladnou analýzu založenou na nové metodě, která umožňuje studovat emisní čáry kyslíku ze vzdálených galaxií. Ačkoli Bahcall a jeho spolupracovníci s nesmírnou péčí vybrali pro svou analýzu jenom nejkvalitnější data, přesnost, jíž nakonec dosáhli, je asi o řád nižší než přesnost, které jsme dosáhli my použitím metod mnoha multipletů na kvazarových absorpčních spektrech. To znamená, že zatím kolegové z Princetonu naše výsledky testovat nemohli.

Jestliže nová data dosavadní výsledky nepotvrdí, budou přesto kombinovaná data z Kecku 1 a VTL představovat zatím nejrigoróznější podmínky pro formu, kterou musí mít nová sjednocená teorie základních sil. A když nová data potvrdí, že α je skutečně proměnlivé, budeme možná muset důležité části moderní fyziky přepsat.

Změny α můžeme hledat v ještě ranějším vesmíru. Když změníme α, změníme také teplotu, při které se v raném vesmíru rekombinovaly elektrony a protony, a tím se vytvářely neutrální atomy vodíku: to je proces, který definuje zrod kosmického reliktního záření asi 380 000 let po velkém třesku. Změna v α by změnila dobu, ve které se rekombinace odehrála, a to by mohlo být detegováno satelity měřícími reliktní záření..

Kdyby se α měnilo s časem, pozměnil by se také průběh vzniku lehkých prvků, jako jsou helium, deuterium a lithium, v prvních pár minutách po velkém třesku. Změnila by se rychlost vytváření těchto prvků a tím i jejich relativní výskyt. Přesná měření jejich relativního výskytu mohou být použita také k vymezení změn v α během celé historie vesmíru, počínaje prvními minutami po velkém třesku až po dnešek. Žádná z těchto metod zatím není příliš přesná, nicméně obě poskytují důležitá dodatečná ohraničení pro to, jak se α mohlo vůbec měnit, a ukazují, že v žádném případě to nemohlo být o více než 10 %.

Co to všechno znamená?

Musíme poznamenat, že v současném stavu jsou všechny tyto experimenty konzistentní. Například geologické výsledky nijak neprotiřečí kvazarovým výsledkům nebo experimentům s atomovými hodinami, protože zkoumají různé epochy v historii vesmíru. Je možné, že se hodnota α měnila v prvních několika miliardách let poměrně rychle (o stotisícinu) a že od doby reaktoru v Oklu (zhruba před dvěma miliardami let) je tato změna 100krát menší. „Experiment“ v Oklu nemůžeme opakovat, ale výsledky získané z pozorování kvazarů a experimenty s atomovými hodinami budou během několika příštích let stále přesnější.

Potvrzení toho, že se α mění, by mělo pro fyziku dalekosáhlé následky. Například princip ekvivalence, jeden ze základů teorie relativity, říká, že ve volně padajícím referenčním systému je výsledek libovolného negravitačního experimentu nezávislý na tom, kdy a kde byl experiment proveden.

Změny v hodnotě α by znamenaly narušení principu ekvivalence. To však nemusí být nutně špatné, protože mnohé z teorií, které se snaží sjednotit čtyři základní síly přírody, princip ekvivalence také narušují. Ke změnám v hodnotě α v raném vesmíru mohla vést např. teorie proměnlivé rychlosti světla, kterou nejdříve navrhl John Moffat z Torontské univerzity a v posledních letech zdokonalili Joao Magueijo z Imperial Colledge, John Barrow a jiní jako alternativu k inflačním modelům v kosmologii. Jak inflace, tak teorie proměnlivé rychlosti světla jsou pokusy vysvětlit různé vlastnosti vesmíru, např. jeho zjevnou plochost, které nemohou být vysvětleny jenom teorií velkého třesku.

Jestliže se výsledky získané pomocí kvazarů nakonec potvrdí, prodělají naše koncepty prostoru a času radikální změnu. Kdo ví, jak to pak změní naše fundamentální chápání vesmíru?

Co by mohlo způsobit falešný signál v datech?

Strávili jsme hodně času a úsilí ve snaze najít na tuto otázku odpověď a ujistit se, že výsledky, které vidíme, jsou způsobeny změnou v hodnotě α a ne něčím jiným. Napsali jsme dokonce celý článek, ve kterém jeden po druhém shrnujeme všechny možné zdroje chyb. Po důkladném studiu jsme přišli jenom na dva možné experimentální efekty, které by významně mohly ovlivnit výsledky.

Jedním z nich je disperze světla z kvazaru, když prochází zemskou atmosférou. Světlo na obou koncích optického spektra je rozptylováno různě, jelikož index lomu prostředí je závislý na frekvenci. Důmyslnou aplikací gymnaziální fyziky zjistíme, že tento efekt je závažný, obdržené výsledky jím však nevysvětlíme.

Druhý, subtilnější efekt se týká relativního množství různých izotopů týchž prvků v kvazarových spektrech a ve spektrech laboratorních. Například pozemské vzorky hořčíku obsahují 79 % hořčíku 24 a jen 10 % hořčíku 25 a hořčíku 26. Co když je v plynových galaktických oblacích relativní výskyt těchto izotopů jiný? Také tento efekt jsme do detailů prostudovali a ani jím nelze kvazarové výsledky vysvětlit. Dokonce když to zprůměrujeme přes celý soubor studovaných kvazarů, zjistíme, že jakýkoli pokus zahrnout tyto efekty do naší interpretace kvazarových dat spíše dělá kvazarové výsledky statisticky ještě významnějšími.