Od největšího omylu k největšímu objevu

Rozpínání vesmíru se posledních pět miliard let zrychluje. Důkaz naplno zazněl právě před dvaceti lety.

Na podzim 1915 Albert Einstein matematicky propojil hmotu, prostor, čas ve své teorii gravitace (obecné teorii relativity). Při její následné aplikaci na vesmír mu vyšlo, že se musí buď rozpínat, nebo smršťovat. To ale odporovalo vžitým názorům.

Zaskočený badatel se proto obrátil na významného holandského astronoma Willema de Sittera o radu. Ten Einsteina ujistil, že žádný větší pohyb hvězd nebyl pozorován. (Tehdejší dalekohledy „dosáhly“ jen do relativně blízkého vesmíru, kde se rozpínání příliš neprojevovalo.)

A tak Einstein do svých gravitačních rovnic přimyslel nový člen, takzvanou kosmologickou konstantu Λ (řecké písmeno „velká lambda“), která měla vesmír „znehybnit“. Model stabilního sférického vesmíru představil ústně na schůzi Pruské akademie věd 8. února 1917 a následně v jejím časopise.

(Otázka stability vesmíru trápila už autora první gravitační teorie Isaaka Newtona: Jestliže každý kousek hmoty ve vesmíru přitahuje každý jiný kousek gravitačními silami, proč se celý svět už dávnou úplně nezhroutil?)

Nějakou dobu Einsteinovo renomé fyzikálního apoštola fungovalo, ale časem hned tři jeho kolegové vypočítali, že vesmír trvale stabilní být nemůže.

První byl roku 1922 Rus Alexander Friedmann (po matčině otci Moravák), druhý tři roky nato Američan Howard Robertson. Poslední a zřejmě nejznámější, belgický abbé Georges Lemaître, roku 1927 navíc vyslovil názor, že vesmír se zrodil rozpínáním „kosmického vejce“ a že expanzi vesmíru lze ověřit pozorováním galaxií.

Ve stejné době na tehdy největším dalekohledu světa o průměru zrcadla 2,5 metru, zprovozněném koncem první světové války na hvězdárně Mount Wilson v Kalifornii, Edwin Hubble za pomoci precizního pozorovatele Miltona Humasona spektrálně třídil nejvzdálenější mlhoviny (ležící podstatně dál, než dohlédl de Sitter). Očekával, že mezi nimi najde rovnoměrně zastoupené objekty s žádným, modrým i rudým posuvem; budou tedy vůči Zemi buď nehybné, nebo se budou přibližovat či vzdalovat. Jenže shledal, že se téměř výhradně vzdalují. Dokonce nejen od nás, ale i od sebe navzájem.

Z hodnot rudých posuvů formuloval matematický zákon této expanze: čím je galaxie dál, tím rychleji se vzdaluje (s konstantou úměrnosti H zvanou Hubbleova). Své výsledky publikoval v březnu 1929.

Když se to dozvěděl Einstein, měl prohlásit, že kosmologická konstanta je největším omylem jeho života. (Einsteinovy písemnosti tento soud neobsahují, pouze George Gamow ho coby odposlechnutý zmínil ve svých pamětech.)

Z brzdy na plyn

Od konce dvacátých let se kosmologická konstanta jevila zbytečnou a do módy přišla jiná konstanta, Hubbleova: Je měrná rychlost expanze opravdu konstantní, nebo, jak se předpokládalo, postupně klesá vlivem vzájemné gravitační přitažlivosti hmoty obsažené ve vesmíru? Jak to zjistit?

K šanci na změření změny rychlosti expanze v čase se musely naplnit tři podmínky:

1. Najít ve vesmíru hvězdy vzdálené natolik (několik miliard světelných let), aby vykazovaly oproti současnosti měřitelný rozdíl v rychlosti vzdalování (pokud je).

2. Tyto hvězdy musí být dost „silné“, aby z té dálky byly vůbec vidět a daly se měřit. Z rudého posuvu jejich spektra pak lze vypočítat rychlost jejich vzdalování v minulosti (dané vzdáleností hvězdy ve světelných letech).

3. Tyto hvězdy musí mít zároveň navzájem srovnatelnou absolutní jasnost (takovým se v astronomii říká standardní svíčky). Z jejich fotometricky změřené relativní jasnosti (té ubývá se čtvercem vzdálenosti) pak lze odvodit, jak jsou daleko. 

Počátkem devadesátých let se ukázalo, že vhodnými kandidáty na standardní svíčky pro tak velké vzdálenosti jsou supernovy typu Ia – hvězdy, které explodují stejným mechanismem při hmotnosti 1,4 Sluncí, jsou tedy něco jako termojaderné bomby o konstantní tonáži, tudíž i víceméně totožné počáteční absolutní jasnosti. Po výbuchu jejich jasnost během tří týdnů dosáhne vrcholu (odpovídá cca 4 miliardám Sluncí) a pak ubývá podle typické světelné křivky.

Při měření jasnosti bylo nutné eliminovat vliv hvězdného prachu, který světlo vzdáleného zdroje zeslabuje a zdánlivě ho tak posouvá do větších vzdáleností. Prach také víc rozptyluje světlo kratších vlnových délek, takže způsobuje zčervenání zdrojů světla a deformaci světelné křivky pro bližší charakterizaci zdroje.

Dalším oříškem bylo hledání supernov co nejdřív po výbuchu. Jejich vzplanutí totiž nelze přesně předpovědět. V typické galaxii vybuchne supernova přibližně jednou za 100 let, tedy jednou za 5000 týdnů, čili musíme systematicky sledovat několik tisíc galaxií týdně, abychom v průměru zachytili alespoň jednu. Dělá se to tak, že se za bezměsíčné noci pořídí snímky vybrané části oblohy a totéž se na stejném dalekohledu zopakuje ještě za tři týdny. Obrázky se porovnají, a pokud se na tom novějším ukáže supernova, musí se na jiném speciálním dalekohledu co možná nejdřív proměřit její relativní jasnost a nabrat spektrum. Teprve to ukáže, o jaký typ supernovy jde, a umožní odečíst její rudý posuv.

Jelikož jde o objekty velice slabé, chce to nejvýkonnější dalekohledy (včetně Hubblova vesmírného), na které se stojí dlouhá fronta. Všechny tři termíny se proto rezervují naslepo v naději, že funguje statistika, a konečný pozorovatel-světoběžník dorazivší k teleskopu (v USA, na Havaji, v Chile) se svůj cíl na obloze dozví na poslední chvíli.

Celý ten odborně, technicky i logisticky nesmírně složitý kolotoč dokázaly na požadované úrovni zvládnout jen dvě skupiny z USA; „Tým supernovové kosmologie“ vedl Saul Perlmutter, pilíři „Týmu supernov s velkým z“ byli Adam Riess a Brian Schmidt.

Počátkem roku 1998 oba týmy svá data vyhodnotily. A výsledek je šokoval. Ukázalo se totiž, že ty nejvzdálenější pozorované supernovy jsou slabší (nacházejí se dál), než by odpovídalo nejen gravitačně brzděnému vesmíru, ale dokonce i takovému, který by byl zcela bez hmoty a jehož expanzi by nic nebrzdilo. Vesmír se tedy v minulosti rozpínal pomaleji než dnes.

Fakt o tom, že rozpínání vesmíru se posledních pět miliard let zrychluje, tedy pravý opak toho, co se předchozí desítky let předpokládalo, poprvé na veřejnosti naplno zazněl z úst člena „Týmu supernov s velkým z“ Alexe Filippenka 27. února 1998 na konferenci v Los Angeles. Tiskem pak vyšel v září 1998 (autoři z „Týmu SN velkého z“), respektive v červnu 1999 („Tým SN kosmologie“).

(Velmi plasticky celý kotrmelec ve vnímání kosmologické konstanty i průběh objevování zrychlené expanze vesmíru vylíčil člen prvního ze jmenovaných týmů Robert P. Kirshner v knize Výstřední vesmír, česky 2005. Nobelisté Adam Riess i Brian Schmidt byli Kirshnerovi studenti na Harvardu.)

Štrapáce od největšího omylu k největšímu objevu trvala na měsíc přesně osmdesát a jeden rok a přinesla slavný návrat kosmologické konstanty.

Zdá se totiž, že za zrychlenou expanzi vesmíru odpovídá právě ona... Její fyzikální podstatu zatím neznáme (nejvážnějším kandidátem je zřejmě energie vakua), proto se jí poeticky říká temná energie.

Ta má řadu pozoruhodných vlastností, například její hustota během rozpínání vesmíru zůstává stále stejná (zatímco látka i záření, hmota i energie s objemem strmě řídnou). Proto v mladším, ještě relativně malém vesmíru převládala gravitace (vliv hmoty) a vesmír se rozpínal zpomaleně, dokud před pěti miliardami let nepřevládl vliv temné energie a začala fáze zrychlené expanze. (Temná energie tvoří skoro tři čtvrtiny veškerého vesmíru. Dalších 23 procent tvoří neznámá temná hmota a jen asi 4 procenta „normální“ hmota, ze které jsme tvořeni my i všechno, co jsme dosud považovali za celý vesmír. Svět je tedy dost jiný, než jsme si mysleli...)

Zrychlené rozpínání vesmíru vyhlásil časopis Science objevem roku 1998. Tři shora jmenovaní astrofyzikové dostali v roce 2011 Nobelovu cenu.

Odvaha, překvapení, užitek

Závěrem tři kratičké úvahy.

Vědecká odvaha. Když se Albert Einstein dozvěděl o potvrzení své obecné teorie relativity (měřením ohybu světelných paprsků v gravitačním poli), prohlásil jen: „Věděl jsem to.“ A na otázku, co by dělal, kdyby se teorie nepotvrdila, odpověděl: „V tom případě bych litoval milého Pánaboha, neboť ta teorie správná JE.“ Naproti tomu když mu dva roky předtím jeho „správná teorie“ řekla, že se vesmír rozpíná, zděšeně si vycucal z prstu kosmologickou konstantu. Kdyby své teorii věřil takříkajíc bezmezněji, byl by de facto objevil rozpínání vesmíru dvanáct let před Hubblem. Koncem třicátých let „zradil“ svoji teorii podruhé, když se pokusil matematicky dokázat, že reálná existence černých děr, rovněž plynoucí z obecné teorie relativity, je vyloučena.

Naproti tomu průkopník astrofyziky a jeden z největší znalců teorie relativity Arthur Eddington existenci kosmologické konstanty hájil „proti všem“, pokládal ji dokonce za pohon Hubblem objevené expanze. Napsal: „Jestliže někdy teorie relativity upadne do nevážnosti, kosmologická konstanta zůstane její poslední baštou před kolapsem. Vynechat kosmologickou konstantu by znamenalo vypustit podstatu prostoru.“ To bylo neuvěřitelně jasnozřivé.

Když ale jeho doktorand Subrahmanyan Chandrasekhar vypočítal i z teorie relativity existenci černých děr, ostře proti nim vystoupil: „Měl by existovat přírodní zákon, jenž by hvězdám zakazoval chovat se takto absurdně.“ Eddington pak až do konce života věřil, že jakýsi takový zákon existuje a že bude jednou objeven.

Míra překvapení. „Kvalita vědecké práce se měří velikostí překvapení,“ napsal americký lékař a skvělý esejista Lewis Thomas. Vskutku, jedním z atributů opravdu průlomového objevu je s ním spojené překvapení. Vždyť pokud něco očekáváme, nemůže to být průlomové, ale spíše potvrzující.

Tak třeba Higgsův boson byl víceméně očekávaný. Gravitační vlny taktéž. Očekávané byly i možnosti, že vesmír se po velkém třesku buď rozpíná stále stejnou rychlostí (pokud je dostatečně řídký), nebo že se jeho expanze vlivem vnitřní gravitace zpomaluje (pokud je hustší). Naproti tomu variantu, že se vesmír rozpíná stále rychleji, asi sotva kdo vážně očekával...

Praktický užitek. Objevy typu zrychlené expanze vesmíru, Higgsova bosonu nebo gravitačních vln vedou k tomu typu vědění, které (v opozici ke slavnému výroku Francise Bacona „vědění je moc“) primárně NEpředstavuje moc v běžném smyslu. Objevy, které vedly k technickému využití dříve, než k nim lidstvo dospělo i morálně (což byly v podstatě všechny, kde to jen trochu šlo a byl o to zájem), inspirovaly slavného norského filosofa, zakladatele hlubinné ekologie Arne Naesse k této skeptické poznámce: „Převážná část vědy natropí víc škody než užitku: I když zrovna nevymýšlí nové zbraně, přispívá k devastaci přírody, organizuje sociální inženýrství, posiluje pozice vládnoucích vrstev a společenskou nerovnost, nerespektuje lidskou důstojnost.“

S tím lze souhlasit (jakkoli se vtírá otázka, zdali by to bez vědy nebylo ještě horší). Ona „nepřevážná“ část vědy zde obnáší poznání takříkajíc čisté, nekontaminované ani stínem podezření z technické či společenské zneužitelnosti.

I toto zdánlivě jalové poznání však má svůj smysl. Albert Camus ho opsal slovy: „Svět, který dokážeme vysvětlit, je důvěrně známý svět. Naopak ve vesmíru náhle zbaveném světla se člověk cítí jako cizinec.“

Čím víc tedy budeme o světě znát věcí, které nejsou zneužitelné, ale „pouze“ ho zdůvěrňují, tím větší budeme mít šanci moudřeji přistupovat k těm snadno zneužitelným.