Reliktním zářením k nobelovce

Polovinu Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2019 získal americký kosmolog James Peebles. Této pocty se dle oficiálního zdůvodnění dočkal za „teoretické objevy ve fyzikální kosmologii“.

Podle podrobnějšího vysvětlení, které by se neomezovalo jen na výkřik vhodný pro novinové titulky, vhled do fyzikální kosmologie v podání Jamese Peeblese (1935) obohatil celý tento náročný vědecký obor a během posledních padesáti let umožnil položit základy pro transformaci kosmologie z roviny obecných spekulací na vědu. Teoretický rámec, který tento fyzik od poloviny šedesátých let minulého století postupně vyvíjel, představuje základ našeho současného chápání vesmíru.

Všeobecně uznávaný model velkého třesku popisuje vesmír od prvních okamžiků jeho vzniku před téměř 14 miliardami let, kdy byl ještě velmi horký a hustý. Od té doby se po celou dobu své existence vesmír rozpíná a chladne. Už necelých 400 000 let po velkém třesku se stal pro hmotu průhledným a světelné paprsky mohly cestovat prostorem. Toto pradávné záření je všude kolem nás i dnes. Má v sobě zakódováno mnoho skrytách tajemství vesmíru – a byl to právě James Peebles, který s využitím svých teoretických nástrojů a výpočtů dokázal tyto stopy z dob raného mládí vesmíru interpretovat a objevit nové fyzikální procesy.

Třetí vesmírná cena

Letošní Nobelova cena za fyziku pro Jamese Peebles je již třetí nobelovkou spojenou s objevem a vlastnostmi reliktního záření. Po roce 1978, kdy ji získali američtí vědci Robert Wilson a Arno Penzias „za objev kosmického mikrovlnného reliktního záření“, je v roce 2006 napodobili jejich krajani John Mather a George Smoot za „objev charakteru a anizotropie kosmického reliktního záření“.

Smyslem tohoto textu je připomenout, jak model velkého třesku vznikal, kdo a jak se na jeho formulaci podílel, proč měl právě objev reliktního záření v roce 1965 pro jeho přijetí tak zásadní význam a jak k němu letošní laureát přispěl. Aby však byl přelomový význam tohoto objevu pochopitelný, musíme začít o více než 40 let dříve a připomenout si několik osobností, které v průběhu dějin fyziky hrály klíčové role.

V roce 1917 aplikoval Albert Einstein svou novou obecnou teorii relativity na případ homogenního a izotropního vesmíru jako celku. Einstein předpokládal, že se pomocí výpočtů ze svých rovnic dobere k tomu, co bude popisovat stacionární řešení, jež by odpovídalo tehdejším znalostem o stavu vesmíru. Ten se tehdy zdál být časově neměnný. A protože hmota na sebe působí přitažlivou silou, musel do svých rovnic přidat i tzv. kosmologickou konstantu, která tuto přitažlivost hmoty kompenzuje a efektivně působí jako antigravitace. Einsteinovo řešení odpovídalo trojrozměrnému povrchu čtyřrozměrné koule s konečným poloměrem. S tímto výsledkem byl na čas spokojen.

Sovětský příspěvek

Už v roce 1922 ale leningradský matematik Alexander Fridman přepsal Einsteinovy rovnice pro homogenní a izotropní vesmír do tvaru, který měl konkrétní názorný fyzikální význam. Vystupovala v něm veličina, která popisovala, jak závisí na čase vzdálenost jakýchkoli dvou bodů v prostoru, a to ve všech možných geometriích. Změna této veličiny na jednotku času pro všechny dvojice bodů určovala závislost rychlosti jejich vzdalování na jejich vzdálenosti. ;Nicméně Fridman byl matematik, a jeho práce tak jenom ukázaly, že Einsteinovy rovnice sice připouštějí obecné řešení závisející na čase, ale nikoli už to, že náš vesmír takovému řešení odpovídá. Představa, že prostor se rozpíná, byla pro Einsteina a nejen pro něj dlouhou dobu nepřijatelná. Fridmanovy práce tak upadly do zapomnění.

Kus ohavné fyziky

V roce 1927 ovšem Fridmanovy rovnice nezávisle na sovětském matematikovi objevil jiný matematik a fyzik, belgický kněz Georges Lemaître. Při svém bádání na téma homogenního vesmíru s konstantní hmotou a rostoucím poloměrem, který bere v úvahu radiální rychlost extragalaktických mlhovin, nalezl monsignore Lemaître řešení, které v čase minus nekonečno odpovídalo Einsteinovu stacionárnímu vesmíru, ovšem s časem jeho poloměr rostl.

Lemaîtra motivovaly výsledky měření tzv. rudého posuvu elektromagnetického záření pocházejícího z extragalaktických mlhovin, objevených v roce 1924 americkým astronomem Edwinem Hubblem. Tento posuv lze nejjednodušším způsobem interpretovat coby důsledek toho, že objekt se od nás vzdaluje rychlostí, kterou lze z posuvu snadno vypočítat. Tenhle efekt má analogii v akustice: výška tónu vzdalujícího se vlaku je nižší než stojícího.

Lemaître si všiml, že velká většina galaxií se od nás vzdaluje, a to rychlostí, která je velmi přibližně úměrná vzdálenosti – tedy právě tak, jak to plynulo z Fridmanových rovnic. Pro Lemaîtra to představovalo důkaz, že rudý posuv nebyl důsledkem pohybu galaxií v prostoru, ale právě rozpínání prostoru. Ze známých údajů o rudém posuvu a měření vzdáleností spočítal střední hodnotu rychlosti vzdalování galaxií od Země, podělil jí střední hodnotou vzdáleností a dva roky před Hubblem dostal to, čemu se do října roku 2018 říkalo Hubbleova konstanta a co se od té doby na základě doporučení Mezinárodní astronomické unie nazývá Hubbleova-Lemaîtrova konstanta.

Lemaîtrova práce je skutečný skvost, ale protože ji publikoval pouze v lokálním francouzském časopise, trvalo dlouho, než si jí svět všiml. Mimochodem Einstein v té době stále tvrdošíjně odmítal myšlenku, že se fyzikální vesmír rozpíná, jakkoli uznával, že jeho rovnice takové řešení připouštějí. Lemaître ve svých vzpomínkách uvádí, že se Einstein o jeho práci z roku 1927 vyjádřil slovy: „Vaše výpočty jsou v pořádku, ale vaše fyzika je ohavná.“

Monsignorovy teorie

Lemaître si ale nedal pokoj. O čtyři roky později přišel s ještě revolučnější hypotézou, v níž formuloval odvážnou základní myšlenku dnešního velkého třesku. V jednostránkovém článku Počátek světa z hlediska kvantové teorie reagoval na slova slavného astronoma a svého učitele Arthura Eddingtona. Ten v článku z roku 1931 formuloval svůj postoj k otázce, zda má smysl mluvit o počátku vesmíru, slovy: „Z hlediska filozofie je pro mne pojem počátek současného řádu odpudivý.“

Lemaître naopak vyslovil domněnku, že svět měl počátek, kdy se veškerá hmota koncentrovala v jednom „prvotním kvantu“. Konkrétně prohlásil: „Jestliže svět vznikl v jednom kvantu, pojmy prostor a čas neměly na samém počátku žádný smysl. Ten mohly nabýt, až když se původní kvantum rozdělilo na dostatečný počet kvant. Je-li tato hypotéza správná, svět vznikl krátce před počátkem prostoru a času. Domnívám se, že takový počátek světa je dost rozdílný od současného přírodního řádu, a vůbec nemusí být odpudivý.“

Tato myšlenka dalece předběhla svou dobu. Pro zajímavost, Lemaîtrův „prvotní atom“, v němž by byla všechna atomová jádra dnešního vesmíru naskládána těsně vedla sebe, by zaplnil naši sluneční soustavu až po Jupiter. Myšlenka „prvotního atomu“, kterou Lemaître podrobně rozvedl v témže roce, ovšem opět bohužel pouze v lokálním francouzském časopise, byla natolik revoluční, že ji téměř nikdo nepřijal.

Vesmír z husté polévky

Znovu se objevila až po 35 letech, a to právě v souvislosti s objevem reliktního záření. Zajímavá byla reakce Alberta Einsteina, s nímž se Lemaître v roce 1934 sešel v Kalifornii. Po Lemaîtrově semináři o „prvotním atomu“mu Einstein řekl, že tuto hypotézu nemá rád, protože „příliš naznačuje teologickou myšlenku kreace“. A potom, pravděpodobně trochu ironicky, dodal: „Tohle je nejkrásnější a nejuspokojivější vysvětlení stvoření světa, jež jsem kdy slyšel.“

Ve 40. a 50. letech však Lemaîtrovy myšlenky upadly do zapomnění. Do módy se tehdy dostal model „ustáleného vesmíru“, který oživil Einsteinův stacionární vesmír tím, že efekt rozpínání vesmíru kompenzoval předpokladem, že se zároveň v prostoru rodí hmota, takže vesmír vypadá pořád stejně.

Jediný, kdo bral rozpínání vesmíru i v té době vážně, byl Fridmanův žák, z Ukrajiny pocházející americký fyzik George Gamow, který se se svými spolupracovníky Alpherem a Hermanem zabýval otázkou, jak ve vesmíru vznikly prvky, z nichž je dnešní svět složen.

Tato trojice přijala rámec Lemaîtrova modelu a předpokládala, že vesmír je zaplněn hustou a horkou „polévkou“složenou z tehdy známých částic – protonů, neutronů, elektronů a fotonů –, která v důsledku rozpínání prostoru chladne. Během tohoto procesu vzniká několik nejlehčích prvků a po určité době teplota této polévky klesne tak, že fotony nemají dost energie na to, aby rozbíjely elektricky neutrální atomy vodíku, vzniklé rekombinací elektronů a protonů. Od toho okamžiku fotonům nic nebrání, aby se dál volně pohybovaly prostorem a doletěly až k nám jako svědkové první etapy vývoje vesmíru. V práci z roku 1948 Ralph Alpher a Robert Herman odhadovali teplotu tohoto záření, které by mělo mít charakter záření absolutně černého tělesa, na 5 stupňů Kelvina.

Počátkem 60. let existovaly dva konkurenční modely vesmíru, ale žádná data, která by rozhodla o tom, zda některý z nich je blíže skutečnosti. A do této situace přišel objev záření, jež v roce 1964 pozorovali astronomové Robert Wilson a Arno Penzias. Jejich anténa byla vyladěna na detekci elektromagnetických vln s vlnovou délkou sedm centimetrů a šum, který zaznamenávali, i když odstranili všechny možné známé zdroje pozadí, odpovídal intenzitou teplotě 3,5 stupně Kelvina.

Po roce marného hledání příčiny šumu se obrátili na skupinu fyziků z Princetonské univerzity, kterou vedl Robert Dicke a jejímž členem byl i tehdy mladý teoretik James Peebles. Podobně jako Alpher s Hermanem i Peebels s Dickem uvažovali o vesmíru jako o rozpínající se horké polévce. Nezávisle na svých předchůdcích došli k podobnému závěru, totiž že by po této etapě mělo ve vesmíru zůstat svědectví ve formě elektromagnetického záření o teplotě maximálně 40 stupňů Kelvina.

Dickeho skupina proto připravovala anténu pro měření takového záření při vlnové délce tři centimetry. Po informaci o výsledku měření Wilsona a Penziase Peebles okamžitě pochopil, že se jim podařilo detekovat to, co hledali i oni. Výsledkem diskuse obou skupin byly dva články hned za sebou, Wilsonův a Penziasův o měření a Dickeho skupiny o jeho teoretické interpretaci. Při ní hrál Peebles rozhodující roli.

Když někdo dostane Nobelovu cenu za literaturu, může to vzbudit rozruch. Posuzování kvality literárního díla bývá značně subjektivní. Oproti tomu ve fyzice by všechno mělo být vědecky srozumitelné a jasné... Opravdu tomu tak je? A jak si fyzika stojí? Práce Jamese Peeblese umožnila položit teoretické základy změny kosmologie z roviny obecných spekulací na vědu a představuje základ současného chápání vesmíru James Peebles jako jeden z prvních pochopil klíčový význam faktu, že teplota reliktního záření není úplně stejná ve všech směrech, odkud k nám přichází

Obrat ve vývoji

Objev reliktního záření tak zasadil smrtelnou ránu modelu ustáleného vesmíru a také znamenal konec pochybností o realitě rozpínání vesmíru. Na druhé straně tento objev byl teprve začátkem cesty k podrobnému zkoumání vlastností reliktního záření a jejich využití pro pochopení vzniku a vývoje vesmíru. Po více než padesáti letech můžeme říci, že reliktní záření hraje v tomto ohledu podobnou roli, jakou sehrála Rosettská deska při rozluštění egyptských hieroglyfů.

James Peebles jako jeden z prvních pochopil, že klíčovou informaci nese skutečnost, že teplota reliktního záření je sice téměř, ale ne úplně stejná ve všech směrech, z nichž k nám přichází. Na obrázku vlevo jsou znázorněny tyto anizotropie, jak je se stále větší přesností změřily tři sondy: Cobe, WMAP a Planck.

Zprůměrovaná hodnota teploty je 2,724 stupně Kelvina, červená barva znamená vyšší, modrá nižší teplotu, přitom mezi oběma extrémy je relativní rozdíl zhruba jen jedna desetitisícina.

Tyto drobné teplotní anizotropie jsou přímo zlatý důl pro získávání informací o nehomogenitách hmoty v raném stádiu vývoje vesmíru, které jsou klíčové pro pochopení, jak mohly vzniknut hvězdy, planety a celé galaxie a jaké je složení dnešního vesmíru. A na jejich dolování se James Peebles již půl století intenzivně podílí.