Jim Peebles a dospívání kosmologie

Moderní kosmologie objevila nové složky hmoty a energie vesmíru. Za teoretické objevy v kosmologii byla v roce 2019 polovina Nobelovy ceny za fyziku udělena Jamesi Peeblesovi.

Za listujeme -li dne s v populárně-vědeckém časopise nebo brouzdáme-li po internetu, velmi často narazíme na termíny, jako je „velký třesk“ (angl. „Big Bang“) nebo „temná hmota“ či „temná energie“. Tato slova patří k žargonu vědců, kteří pracují v oblasti výzkumu, kterou i laická veřejnost zná jako kosmologii. Kosmologie se často považuje za součást astrofyziky, ale rozdíly mezi nimi naznačují již jména těch disciplín. Astrofyzika se snaží porozumět objektům, které jsou vidět na obloze, jako jsou planety, hvězdy a galaxie, a také krátkodobějším vesmírným jevům, jako jsou různé exploze a záblesky. Cílem astrofyziky je popsat, jak objekty jejího zájmu vznikly a jak se vyvíjejí, proč září a jak zanikají, to vše na časové škále, jež může sahat od zlomků vteřiny po miliardy let. Na druhé straně kosmologie nestuduje jednotlivé kosmické objekty a jevy, nýbrž vesmír jako celek v tom největším měřítku. V jejích modelech jsou hvězdy a galaxie méně než drobná zrnka písku v obrovských rozlohách prostoru a její časové škály nejdou pod stamiliony let. Kosmologie si klade otázky typu: jak vesmír vznikl či jaký mechanismus jej na počátku uvedl do expanze, jak se v něm vyvinuly galaxie a jaký je jeho budoucí osud.

Stejně jako v každém vědním oboru musí i kosmologické teorie obstát v konfrontaci s observačními testy. Parafrázujme nobelovskou přednášku Richarda Feynmana z roku 1965: Bez ohledu na to, jak krásná vaše teorie je, neprojde-li testem pozorování, je k ničemu. Vědecké teorie se přirozeně snaží vysvětlit známé skutečnosti, kromě toho však zpravidla přinášejí i předpovědi jevů, které dosud nebyly pozorovány — buď proto, že takové pozorování zatím nikoho nenapadlo, většinou však proto, že nové efekty jsou velmi slabé, obtížně měřitelné. Abychom prokázali, že tyto předpovědi jsou skutečně správné, stavíme nové přístroje, například výkonnější dalekohledy, a zaměřujeme je tam, kde by předpovězený jev mohl být pozorovatelný. Všechny solidní teorie jsou tak trvale v ohrožení. Jakkoli dobře jsou zformulované, a i když jsou ve shodě se vším, co v danou dobu známe, vždy může přijít pozorování, které se s předpovědí shodovat nebude, a tím příslušnou teorii vyvrátí, přesněji omezí oblast její platnosti.

U moderní kosmologie nebyla dlouho observační kontrola dostatečná. Status řádné fyzikální teorie, která nabízí vícero důsledků testovatelných pozorováním, jí byl fyzikální a astronomickou obcí udělen teprve v šedesátých letech. Bylo to díky objevu tzv. reliktního záření. Lví podíl na pochopení významu tohoto záření měl i loňský laureát Nobelovy ceny, americký kosmolog Jim Peebles.

Velký třesk a jeho ozvěna

Moderní kosmologie vychází z obecné teorie relativity, kterou předložil Albert Einstein v roce 1915 jako náhradu za přibližně 250 let starou Newtonovu teorii gravitace. V tu dobu byla široce sdílena představa, že vesmír je nekonečný jak v prostoru, tak v čase, a že jeho velkorozměrové vlastnosti se v čase nemění (je statický). Nic nenasvědčovalo opaku a nebylo ani jasné, jaké experimentální podněty by mohly vést k jiné představě. Navíc úvahy o vesmíru jako celku ležely na samém okraji fyzikálního zájmu, věnovalo se jim jen pár vědců.

Einsteinova teorie gravitace ovšem přinesla do kosmologie nové předpovědi. Byla to zejména překvapivá skutečnost, že ve svém původním tvaru nepřipouštěla, aby vesmír zůstával statický – měl by se rozpínat, nebo smršťovat. Einstein si to vzápětí (koncem r. 1916) uvědomil a doplnil své rovnice o kosmologický člen. Taková náprava se nezdála nejšťastnější, navíc se mezitím již začalo ukazovat, díky Vestu Slipherovi a později Edwinu Hubbleovi, že vzdálené „mlhoviny“ (cizí galaxie) se od nás spíše vzdalují, než že by stály. K předpovědi dynamického vesmíru mezitím dospívali i teoretici Willem de Sitter, Alexander Friedmann a Georges Lemaître. Předpověď má několik závažných důsledků. Především jestliže se vesmír rozpíná, pak představíme-li si jeho historii pozpátku, narazíme v minulosti na okamžik, ve kterém musela být hmota „nahuštěna v malém objemu“. Zdálo by se, že se v takovém zpětném filmu nemusí veškerá hmota správně „trefit“, ale předpokládá-li se vesmír homogenní, tedy všude stejný, pak tomu nemůže být jinak.

Jeden z prvních propagátorů takového obrazu vesmíru byl Georges Lemaître, který říkal počátečnímu velice hustému stavu primordiální atom. Teplota tehdy musela být tak vysoká, že bránila vytvoření atomů běžně známé hmoty; prostor vyplňovala jakási polévka elementárních částic. Ať už byl důvod a mechanismus počátečního impulsu jakýkoli, sledujeme-li následnou vesmírnou expanzi, pak ve shodě s Einsteinovou teorií a termodynamikou hmotná náplň vesmíru chladne. Řádově po statisících let teplota klesne natolik, že se mohou vytvářet první lehké atomy. Ty se díky gravitaci postupně shlukují a nakonec vytvářejí hvězdy, ve kterých jadernými procesy vznikají i těžší prvky, jež dnes ve vesmíru rovněž pozorujeme. Takovéto teorii zrození a vývoje vesmíru se říká teorie velkého třesku (big-bang theory). Se jménem přišel v r. 1949 britský astronom Fred Hoyle, i když hlavně proto, aby se tomuto obrazu „stvoření kosmu“ vysmál…

Naopak stoupencem vývodů Friedmanna a Lemaîtra byl George Gamow. Studoval, jak přesně se mohly syntetizovat chemické prvky, a ve čtyřicátých letech předpověděl, že jako „ozvěna“ počátečního velmi horkého stavu by dnes mělo vesmír prostupovat velmi slabé elektromagnetické záření. Když se na konci padesátých let stal Jim Peebles doktorandem amerického astronoma Roberta Dicka v Princetonu, dalšího zastánce teorie velkého třesku, zapojil se do teoretického studia reliktního záření předpovězeného Gamowem a do plánování, jak toto záření odhalit. V roce 1964 se Dickova skupina rozhodla postavit vhodnou anténu. Je jednou z vděčných vědeckých historek, že jim objev bezděky „vyfoukli“ astronomové Arno Penzias a Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories. Čirou náhodou ve stejnou dobu testovali asi 60 km od Princetonu novou, velmi citlivou anténu pro studium možností satelitní komunikace (tento typ antény vymyslel právě Dicke ve čtyřicátých letech). Aniž by věděli o snažení princetonských kosmologů, potýkali se s problémem, že jejich anténa zaznamenávala stálý mikrovlnný „šum“, pro který se nedařilo najít žádný zdroj. Shodou řetězce osobních kontaktů se však obě skupiny setkaly a Penzias s Wilsonem tak zjistili, že jejich anténu „zahřívá“ ozvěna velkého třesku.

Objev reliktního záření znamenal potvrzení představy horkého velkého třesku a Penzias s Wilsonem za něj v roce 1978 obdrželi Nobelovu cenu. Jim Peebles v době objevu právě zahajoval svou vědeckou kariéru a v následujících letech se významně podílel na další expanzi kosmologických poznatků.

Zeleně vybarvená část obrázku znázorňuje, jak bychom reliktní záření zachycovali, kdyby se k nám ze všech směrů šířilo s teplotou přesně 2,7 K. Mise COBE (1992), WMAP (2003) a Planck (pracující od roku 2013) poskytly kosmologům postupně přesnější měření nehomogenity reliktního záření.

Temná hmota a temná energie

Horní část obr. 1 vybarvená zeleně znázorňuje, jak bychom reliktní záření zachycovali, kdyby k nám ze všech směrů přicházelo přesně s teplotou 2,7 K (tedy přibližně –270 °C). Jemná horizontální čára představuje siluetu naší Galaxie, Mléčnou dráhu, která reliktní záření cloní. Penzias s Wilsonem zachytili záření, které bylo vysláno v době, kdy se tvořily první neutrální atomy, které záření účinně nerozptylovaly – na rozdíl od iontů, jež ve vesmíru existovaly již předtím při teplotách vyšších. Už samotná existence reliktního záření je silným důkazem ve prospěch teorie velkého třesku, navíc však toto záření nese množství informací o dávném, ale i pozdějším rozložení kosmické hmoty. Kdyby bylo reliktní záření naprosto izotropní (ze všech směrů stejné), znamenalo by to, že hmota byla v době jeho posledního rozptylu rozložena přesně rovnoměrně a že také pozdější struktury (galaxie a jejich kupy) v něm nezanechaly žádné „stíny“. To by však představovalo velký problém, protože v menších než kosmologických měřítkách dnes není hmota ve vesmíru rozložena rovnoměrně – a dnešní struktury musely mít dost času na to, aby se stihly vytvořit.

Již v r. 1967 předpověděli Rainer Sachs a Arthur Wolfe, že v planckovském průběhu spektra reliktního záření je třeba očekávat malé fluktuace kolem průměrné teploty 2,7 °C, jednak v důsledku ne zcela rovnoměrného rozložení hmoty v raném vesmíru, ale i v důsledku gravitačního působení nehomogenit, které se z prvotních fluktuací vytvořily během vývoje vesmíru do současného stavu. V roce 1970 spočítali Peebles a Jer Yu, jak muselo vypadat spektrum primordiálních fluktuací, aby se z nich mohly vyvinout dnes pozorované struktury. O 20 let později v listopadu 1989 byl na oběžnou dráhu vyslán satelit COBE, pomocí kterého se podařilo planckovské spektrum i drobné zčeření reliktního záření skutečně změřit. V r. 2006 byli vědečtí vedoucí projektu John Mather a George Smoot oceněni Nobelovou cenou. Další mise WMAP (2001–2010) a Planck (2009–2013) pak proměřily anizotropii reliktního záření do dalších detailů; jejich výsledky jsou znázorněny na zbytku obr. 1. Fluktuace v teplotě záření jsou nepatrné, představují jen stotisícinu střední hodnoty teploty, jejich informační hodnota je ovšem nesmírná.

Už v šedesátých a sedmdesátých letech, kdy se vyjasnila zásadní role primordiálních fluktuací jako zárodků kosmických struktur, se však objevil problém: numerické modely vývoje těchto struktur (dané Newtonovou teorií či obecnou relativitou) nebyly v souladu s pozorováním. K dosažení souladu bylo třeba předpokládat, že kromě viditelné hmoty existuje na úrovni galaxií i jejich asociací velké množství hmoty, která se sice projevuje gravitačně, ale nevysílá elektromagnetické záření.

Ve skutečnosti byla existence takové hmoty předpovězena už dříve pro vysvětlení jiných jevů. V roce 1930 zjistil Knut Lundmark, že hvězdy obíhají v některých galaxiích rychleji, než by měly obíhat, kdyby na ně působila jen gravitace viditelné hmoty dané galaxie. V roce 1933 pozoroval Fritz Zwicky podobný nesoulad v pohybu celých galaxií v rámci kupy galaxií zvané Coma. Oba navrhli, že musí být přítomna ještě „Dunkel Materie“ – temná hmota. Zpočátku se zdálo, že některou hmotu nevidíme prostě proto, že je zastíněna například temnými oblaky plynu, avšak postupně se ukázalo, že nesvítící složka hmoty zřejmě musí mít jinou povahu než „normální“ hmota, a tím se z problému stala jedna z největších záhad kosmologie. Zhruba v době, kdy přišly s potřebou temné hmoty scénáře vývoje kosmických struktur, totiž Peebles spolu s Jeremiahem Ostrikerem a Amosem Yahim zjistili (publikace z r. 1974), že zmíněný rozpor platí i pro pohyb hvězd v naší Galaxii a že nemůže být způsoben jen stínícími oblaky. Odhadli, že v galaxiích se musí vyskytovat zhruba desetkrát více hmoty, než kolik jí tam svítí, přesněji vysílá a pohlcuje elektromagnetické záření. Neviditelná hmota by zřejmě měla galaxii prostupovat a obklopovat v podobě zhruba sférického hala.

Temná hmota se stala standardní součástí úvah o dynamice galaxií a jejich asociací i scénářů vývoje kosmických struktur. Nezávislý důkaz přinesla měření gravitačního čočkování, protože také z nich lze zjistit, jaká je hmotnost objektů, kolem kterých se světlo ohýbá (zde galaxií či celých jejich kup). V teoretické aréně se objevila řada kandidátů na temnou hmotu, ale přímo se dosud žádným experimentem nepodařilo její povahu zjistit. Fundamentální částí kosmologického paradigmatu tak alespoň zatím – zůstává tzv. chladná temná hmota, kterou navrhl Peebles v roce 1982. Peeblesův model, ač poměrně jednoduchý, je totiž nejlépe slučitelný se všemi zmíněnými pozorováními.

I když přímý důkaz (detekce „částic temné hmoty“) zatím chybí, vědecká komunita převážně věří, že halo temné hmoty obklopuje téměř každou galaxii ve vesmíru, že hraje roli v dynamice galaktických kup, a hlavně že temná hmota byla podstatná při formování těchto struktur. Na obr. 2 je výsledek počítačové simulace založené na současných znalostech a domněnkách. Ukazuje rozložení temné hmoty (fialově) a normální hmoty (zobrazené červeně a žlutě) ve vesmírné buňce o rozměru zhruba 1018 kilometrů. Zobrazená složitá struktura je výsledkem přirozeného vývoje malých fluktuací existujících v době, kdy se od látky oddělovalo reliktní záření. Je fascinující, jak dobře počítačová simulace odpovídá vlastnostem struktury skutečně pozorované ve vesmíru.

Počítačová simulace předpovídaného rozložení temné hmoty (fialově) a normální hmoty (červeně a žlutě).Simulace Illustris Collaboration

A byl to opět Peebles, kdo během osmdesátých let přidal do receptu na vytváření kosmických struktur další důležitou ingredienci. Nese jméno kosmologická konstanta a v rovnicích se obvykle označuje řeckým písmenem Λ (lambda). Pokud je kladná, působí odpudivě („antigravitačně“), pokud je záporná, naopak. Peebles ji přesně řečeno oprášil, protože historie této veličiny je dlouhá a vzrušující a zasloužila by si samostatný článek. Einstein ji původně přidal do svých rovnic proto, aby připouštěly existenci uzavřeného, statického vesmíru. Když bylo měřením frekvenčních posunů světla galaxií zjištěno, že se vesmír rozpíná, byla Λ opuštěna jako zbytečná a Einstein sám ji označil za svou největší hloupost. V posledních desetiletích 20. století však zažila Λ renesanci a dnes se má za to, že Einstein měl zase jednou pravdu… Již od padesátých let se v příběhu objevuje záhada z oblasti částicové fyziky: podle kvantové teorie probíhají i v situaci, kterou bychom klasicky označili jako vakuum, spontánní fluktuace v podobě neustále vznikajících a zase zanikajících párů částic a příslušných antičástic. I vakuum má proto určitou (kladnou) energii. Díky zápornému tlaku odpovídá gravitační účinek této energie kladné kosmologické konstantě, potíž je ovšem v tom, že teoreticky odvozená hodnota je asi o 120 řádů větší, než je observačně přijatelné. Na přelomu sedmdesátých a osmdesátých let stála vakuová energie za myšlenkou „kosmické inflace“, překotného rozepnutí vesmíru záhy po jeho vzniku. Tato myšlenka může pomoci s vysvětlením některých vlastností vesmíru, ale její předpoklady i důsledky zůstávají kvůli nedostatku empirických dat na úrovni hypotézy.

Peebles však vrátil „lambdu“ do zcela realistického proudu kosmologie, když v článku z roku 1984 ukázal její význam pro vytváření velkoškálových struktur v expandujícím vesmíru. Pravý okamžik zlomu nicméně přišel až v r. 1998, kdy měření vzdálenosti a frekvenčního posunu supernov typu Ia vedlo k nečekanému výsledku, že rychlost expanze vesmíru v čase neklesá (jak by odpovídalo gravitačnímu přitahování v rámci jeho obsahu), nýbrž roste (viz Vesmír 78, 7, 1999/1). Zástupci tří vědeckých týmů – Saul Perlmutter, Brian Schmidt a Adam Riess – za tento objev získali Nobelovu cenu r. 2011. Tím nejjednodušším způsobem, jak zjištění pochopit, je připustit v Einsteinových rovnicích patřičně velkou kladnou kosmologickou konstantu. Kladná Λ byla od té doby potvrzena i dalšími pozorováními a stala se standardní součástí kosmologických modelů (tzv. ΛCDM modelů, tedy těch s nenulovou Λ a obsahujících chladnou temnou hmotu). Je odpovědná za asi 70 % hustoty energie v našem vesmíru, její povaha však zůstává neznámá, proto se označuje jako temná energie. Někteří se snaží o její vysvětlení pomocí vlastností různých fyzikálních polí, jiní jednoduše konstatují, že gravitace je zřejmě charakterizována dvěma konstantami — Newtonovou gravitační konstantou a kosmologickou konstantou.

Ze zkušenosti víme, že snaha popsat realitu koherentním způsobem vede k novým zjištěním, pokud klademe správné otázky; a každý nový objev naopak přináší otázky další. Cesta, kterou kosmologie urazila od mytologických spekulací k solidní fyzikální teorii, je lemována řadou podivuhodných objevů i příklady skvělé intuice. Konec této cesty je zatím v nedohlednu; vždyť naprostou většinu obsahu vesmíru tvoří hmota-energie, o které víme jen to, že budí gravitaci. Jim Peebles nebyl prvním vědcem, který o tomto „temném sektoru“ přemýšlel, ale velmi se zasloužil o vyjasnění role temné hmoty i temné energie, a (také) tím přispěl k vytvoření zatím nejlepšího a nejjednoduššího obrazu vesmíru — ΛCDM modelu. Sám tak hrál od doby, kdy se kosmologie formovala jako plnohodnotná vědecká disciplína až po její dospělost jednu z hlavních rolí. A po celou tu dobu byl inspirací pro další generace vědců, kteří se do výzkumu zapojovali s nadšením a neukojitelnou zvídavostí.

Překlad Jiří Langer