Články
Jiřího Grygara
na tomto
webu:

Proč věřím v Boha

Věda a víra
jednota nebo boj
protikladů?

Krize teorie
velkého třesku?

Kosmické katastrofy

Existuje život
mimo Zemi?

Odhalila družice COBE
otisky Božích prstů?

Rok 2000 není
v roce 2000

Betlémská hvězda

Astronomie
ve Vatikánu (92)

Vatikánská
astronomie (99)

1. Úvod

Teorie velkého třesku je dítětem našeho století. Rodila se s mnohými potížemi zejména pro svou zřetelnou nekonvenčnost a údajné rozpory se "zdravým selským rozumem". Ihned po svém vzniku narážela i na filosofické námitky, zejména ze strany ortodoxních marxistů, kteří v ní viděli rafinovaný pokus, jak do moderní přírodovědy propašovat zadními vrátky ideu Boha-Tvůrce světa. Z toho důvodu se u nás výrazně opozdila i pouhá popularizace myšlenek této teorie. Vzpomínám si na slavnostní přednášku ruského akademika Jakova Zeldoviče na pražské konferenci Evropské fyzikální společnosti v r. 1984, kdy mimo jiné prohlásil, že teorie velkého třesku je stejně dobře zaručena jako fakt, že Země obíhá kolem Slunce - mezi přítomnými novináři vyvolala právě tato věta nemalý rozruch a údiv.

Přestože v Universu (č. 2/1990, str. 1) jsem již o teorii velkého třesku psal, nebude patrně na škodu nejprve stručně shrnout historii vytváření této koncepce, a teprve pak se zabývat současným stavem a problémy, s nimiž se nyní teorie potýká.

2. Cesta ke standardní kosmologické teorii

Na počátku století byla ještě kosmologie jako nauka o stavbě a případném vývoji vesmíru doslova v plenkách. Chyběla jak astronomická pozorovací data tak experimentální fyzikální údaje a kosmologie měla tak vysoce spekulativní povahu, že ji mnozí solidní badatelé vůbec nepovažovali za přírodní vědu. Je například známo, že proslulý fyzik a nositel Nobelovy ceny Ernest Rutherford nechtěl ve své neméně slavné Cavendishově laboratoři v britské Cambridži slovo "vesmír" ani slyšet.

Prvním průlomem, jenž způsobil, že odmítavý postoj fyziků ke kosmologii se počal zvolna měnit, se stala formulace obecné teorie relativity A. Einsteinem v r. 1915. O dva roky později jednak Einstein a jednak holandský astronom W. de Sitter zkonstruovali matematické modely vesmíru, založené na řešení rovnic obecné teorie relativity, jenž však pro svou schematičnost nevzbudily přílišnou pozornost. Té se dostalo až modelům, které na základě téže teorie uveřejnili ruský matematik a meteorolog A. Fridman (1922-24) a belgický kosmolog abbé G. Lemaitre (1927). Fridmanovy a Lemaitrovy modely totiž poprvé jasně stanovily, že vesmír v obecné teorii relativity nemůže být statický; musí se buď rozpínat nebo smršťovat v čase. Odtud ihned plynulo, že trvání vesmíru není "věčné" - vesmír musí mít buď svůj začátek nebo konec v čase (může být případně časově omezen jak na začátku tak i na konci). Právě tento závěr budil největší rozpaky: do té doby si většina přírodovědců zcela podvědomě myslela, že vesmír je v čase věčný.

Přestože Hubble fakticky objevil přesně to, co Fridmanovy-Lemaitrovy modely předpovídaly, reakce odborné veřejnosti byla mimořádně zdrženlivá. Pouze Einstein a de Sitter vzali Hubblův výsledek vážně a v r. 1932 uveřejnili model, jenž odpovídá kritickém rozhraní mezi časově konečnými a nekonečnými (geometricky uzavřenými a otevřenými) vesmíry, a jenž se pro svou jednoduchost stal později jakýmsi standardem. Sám Hubble však příliš nevěřil tomu, že jím zjištěný červený posuv galaxií lze vykládat jako úprk galaxií směrem od nás a i odvážnější interpreti se potýkali se zcela zásadní potíží.

Z konstanty úměrnosti v Hubblově vztahu (dnes se všeobecně nazývá Hubblovou konstantou, ač přesně vzato závisí její hodnota výrazně na čase) totiž vyplývalo tak malé stáří vesmíru (necelé 2 miliardy let), že to bylo ve zjevném rozporu s geologickým údaji o stáří Země. Hubble si zprvu nebyl ani příliš jist pravou povahou oněch extragalaktických mlhovin a uvažoval dokonce o nějaké tajemné síle, která je odtlačuje od naší vlastní hvězdné soustavy - Mléčné dráhy. Teprve zvolna se prosazovalo přesvědčení, že extragalaktické mlhoviny jsou svou podstatou rovnocennými protějšky naší hvězdné soustavy - Mléčné dráhy (Galaxie) a přísluší jim proto totéž označení - galaxie. Astronomové i většina fyziků dávala tehdy přednost představě věčně existujícího vesmíru, kterou precizně formulovali F. Hoyle, H. Bondi a T. Gold (1948) v podobě teorie ustáleného stavu vesmíru (Steady-State Theory). V této teorii se hmota v rozpínajícím vesmíru neustále doplňovala "z ničeho" tak, aby průměrná hustota hmoty ve vesmíru na čase vůbec nezávisela. Přírůstek hmoty v jednotce objemu byl podle předpovědi teorie tak nepatrný, že nebyla nejmenší naděje jej experimentálně změřit; teorie byla sice v tomto směru v principiálním rozporu se zákonem zachování hmoty a energie ve vesmíru, ale kupodivu to ani fyzikům příliš nevadilo - pokud se vůbec obtěžovali zabývat tak pochybnými kosmologickými spekulacemi.

3. Fyzika teorie velkého třesku

Tím více je třeba ocenit jasnozřivost amerického fyzika - ruského exulanta G. Gamowa, jenž si jako první uvědomil takříkajíc mikroskopické důsledky modelů rozpínajícího se vesmíru v obecné teorii relativity. Gamow naprosto odmítl myšlenku neproměnné hustoty vesmíru a zabýval se naopak otázkou, co se dělo s hmotou vesmíru v době, kdy její hustota byla v minulosti evidentně vyšší než je dnes. Poznamenejme, že současná průměrná hustota vesmíru je z technického hlediska téměř naprostým vakuem, nedosažitelným v laboratorních podmínkách. V průměru totiž jeden krychlový metr prostoru obsahuje stěží tři protony, tj. řádově 10-27 kg hmoty!

Ve velmi raném vesmíru tomu dle Gamowovy úvahy muselo být naprosto jinak. Postupujeme-li proti toku času pozpátku, najdeme vždy ve velmi raném vesmíru okamžik, kdy průměrná hustota vesmíru je rovna libovolně vysoké zadané hustotě. Lze očekávat - jak si Gamow správně uvědomil - že při překročení určité hustoty hmoty se stav hmoty kvalitativně změní. Souběžně s rostoucí hustotou roste i teplota vesmírné látky a záření, což dříve či později znamená i fázové přechody "skupenství". Jinými slovy, Gamow přišel s myšlenkou neobvyklého počátečního stavu vesmírné látky, jež se ve všech myslitelných směrech liší od dnes pozorovaných částic - tuto látku nazval "ylem". Gamowova myšlenka byla zprvu naprosto odmítána nejspíše pro svou zdánlivou bizarnost. Nicméně hlavní předpovědi domněnky, kterou Gamow a jeho žáci uveřejnili v letech 1946-48, se postupně potvrdily astronomickými pozorováními.

Gamow především ukázal, že z "ylemu" v postupně se rozpínajícím, chladnoucím a stále řidším vesmíru vznikla téměř výhradně jen jádra dvou nejjednodušších prvků Mendělejevovy soustavy - tj. vodíku a hélia - v magickém hmotnostním poměru 3:1. Právě tento poměr byl ověřen astronomickými pozorováními na konci sedmdesátých let tohoto století. Všechny těžší prvky (od uhlíku až po uran) vznikaly až mnohem později při rozličných fyzikálních procesech v nitru hvězd a dodnes souhrnně představují jen nepatrná 2% vesmírné látky.

Dále pak Gamow předpověděl, že pozůstatkem horké rané fáze expanze vesmíru by mělo být mikrovlnné záření kosmického pozadí, jež až dosud vychladlo na velmi nízkou teplotu kolem 5÷10 kelvinů (tj. kolem -265 C). K úžasu mnoha odborníků bylo toto záření šťastnou shodou okolností objeveno americkými radioastronomy A. Penziasem a R. Wilsonem v r. 1965 - jeho změřená teplota činí 2,75 K v uspokojivé shodě s Gamowovou předpovědí. Tentokrát již ani Nobelův výbor nezaváhal a Penzias s Wilsonem si za svůj objev tzv. reliktního záření jeli r. 1978 do Stockholmu pro cenu za fyziku.

Jelikož v polovině padesátých let revidovali astronomové hodnotu Hubblovy konstanty tak, že z ní vyplývala "přiměřené" stáří vesmíru kolem 15 miliard let, odpadla nejvýznamnější námitka proti teorii rozpínajícího se vesmíru, pro níž se vžil poněkud slangový název teorie velkého třesku (angl. Big Bang Theory). Autorem pojmenování je Sir F. Hoyle, jenž v sérii rozhlasových přednášek pro BBC tak nazval Gamowovu konkurenční teorii spíše posměšně ("big bang" mělo znázorňovat dunění v anglickém ekvivalentu našeho úsloví, že prázdný sud nejvíce duní) - stal se tak bezděčně křestním kmotrem teorie, proti níž s tvrdohlavostí sobě vlastní stále ještě vehementně vystupuje.

O tom, že Gamowova myšlenka se neprosazovala snadno, svědčí okolnost, že ani on neobdržel za svůj přínos pro kosmologii Nobelovu cenu (zemřel r. 1968) - přitom i Gamowovy další práce zejména o radioaktivitě prvků a rozluštění genetického kódu nesly nespornou pečeť geniality.

Nicméně v průběhu osmdesátých let našeho století se standardní kosmologický model, založený na obecné teorii relativity, Hubblově vztahu a Gamowově teorii velkého třesku, stal doslova kanonickým. Koncem 80. let vypuštěná americká družice COBE změřila s nevídanou přesností charakteristiky reliktního záření (viz Universum č.11/1993, str. 25), čímž byla teorie znovu posílena. Občasné kritiky některých dílčích aspektů teorie neměly obvykle dlouhého trvání a tak citovaný Zeldovičův výrok z pražské konference by i na počátku devadesátých let podepsal téměř každý astronom, fyzik či kosmolog.

4. Současné potíže standardního modelu

Navzdory velkému úspěchu teorie velkého třesku, jež geniálně propojuje makrokosmos astronomů s mikrokosmem částicové fyziky, jsou v základech této velkolepé stavby uloženy nášlapné miny, z nichž některé hrozí výbuchem. Již v r. 1936 si povšiml americký astronom švýcarského původu F. Zwicky, že existuje soustavný rozdíl mezi hmotností galaxií, vypočtených na základě gravitačního působení, a hmotností odvozenou z množství pozorované zářící hmoty. Výsledkem je značný nepoměr mezi dynamickou a zářivou hmotností galaxií i galaktických "hnízd". Podle současných měření činí tento nepoměr 100:1, tj. celková hmotnost pozorované části vesmíru je o plné dva řády vyšší, než hmotnost objektů, které zde můžeme pozorovat současnou astronomickou technikou (hvězdy, mlhoviny, chladný prach a plyn).

To znamená, že v galaxiích je přítomna podivná skrytá hmota, jež se astronomicky nijak neprojevuje, ale přitom má gravitační účinky podstatně převyšující gravitaci hmoty zářivé. Astronomové si dlouho mysleli, že podstatou skryté hmoty mohou být slabě svítící objekty (trpasličí hvězdy, planety a přechodné útvary, zvané hnědí trpaslíci), nebo vůbec nezářící černé díry. Nicméně moderní pozorování zejména z Hubblova kosmického teleskopu zřetelně prokazují, že výskyt takových objektů ve vesmíru je téměř zanedbatelný - v nejlepším případě představují pouhých 5% skryté hmoty vesmíru.

Fyzikové poukázali před několika lety na to, že nepatrné všepronikající částice - neutrina - mohou mít sice malou, ale přece jen kladnou klidovou hmotnost. Pokud je ve vesmíru velký počet volných neutrin, pak by ve svém úhrnu mohla představovat výrazný příspěvek ke skryté hmotě. Nejnovější laboratorní měření však ukazují, že pomocí neutrin lze objasnit nanejvýš 30% skryté hmoty vesmíru. Dospíváme tedy k nepříliš povzbudivému zjištění, že navzdory úžasnému pokroku experimentální fyziky i pozorovací astronomie nemáme dodnes žádnou konkrétní představu o povaze naprosto rozhodující složky vesmírné látky. Jakákoliv teorie nebo model, jež v kosmologii používáme, jsou tudíž ověřovány jen na "špičce ledovce" - zářivé hmotě vesmíru, zatímco daleko největší část kosmického ledovce je v podobě skryté hmoty kdesi pod hladinou, což může snadno "pokazit" kterýkoliv kosmologický model.

Hubblův kosmický teleskop se po opravě koncem r. 1993 soustřeďuje na řešení ústřední kosmologické otázky, tj. jak starý je vesmír a jakou budoucnost má vesmír před sebou: konečnou či nekonečnou v čase. K tomu cíli je potřebí podstatně zlepšit kalibraci stupnice vzdáleností galaxií, neboť na jejím podkladě lze kalibrovat také Hubblův vztah a určit velikost Hubblovy konstanty. Stáří vesmíru je totiž nepřímo úměrné velikosti této konstanty.

Ke kalibraci vzdáleností se užívají velmi svítivé proměnné hvězdy, které se podle prototypu - hvězdy ţ Cephei - nazývají cefeidy. Zásluhou Hubblova kosmického teleskopu se r. 1994 poprvé zdařilo nalézt cefeidy v kupě galaxií v souhvězdí Panny ve vzdálenosti zhruba 50 milionů světelných let od Země (pozemní dalekohledy dokázaly odhalit cefeidy jen do vzdálenosti 12 milionů světelných let). Tím se přirozeně zvýšila přesnost kalibrace vzdáleností - jenže "nesprávným" směrem: odvozená hodnoty Hubblovy konstanty se zvýšila více než o polovinu, a v odpovídajícím poměru pak klesne očekávané stáří vesmíru - na hodnotu pouhých 8 miliard let!

Tak se dostáváme do obdobné situace, v jaké byl sám E. Hubble v době, kdy z jeho kalibrace vzdáleností vycházelo nepřiměřeně malé stáří vesmíru. Současně uznávané stáří sluneční soustavy včetně Země činí sice jen 4,5 miliardy let, ale astronomové mají prvotřídní důkazy o tom, že mnohé hvězdy a hvězdokupy v Galaxii jsou staré alespoň 12 a možná i 15 miliard let.

5. Existuje východisko z krize ?

Někteří autoři volí proto velmi radikální postoje a domnívají se, že tím je teorie velkého třesku pohřbena - jenže ani oni nenabízejí žádnou alternativu.

Problém skryté hmoty může vyřešit nejspíše částicová fyzika, zejména pomocí plánovaných nových experimentů, při nichž by se mohlo zdařit odhalit supersymetrické protějšky dosud známých částic. Pak se teprve ukáže, do jaké míry představuje pozadí skryté hmoty ohrožení standardního kosmologického modelu.

Pokud jde o revizi hodnot stáří vesmíru, zůstává většina astronomů zdrženlivá. Určování vzdáleností pomocí cefeid v jiných galaxiích má totiž řadu slabých míst a také odlišení kosmologické složky červeného posuvu v blízkých kupách galaxií (z kosmologického hlediska je totiž kupa galaxií v Panně až příliš blízko!) není vůbec snadné. Proto bude potřebí shromáždit jak kosmickými aparáty tak i novou generací pozemních teleskopů ještě podstatně více kvalitních údajů, než se podaří teorii velkého třesku buď znovu potvrdit či případně vylepšit, anebo definitivně opustit.

Kromě toho samotná obecná teorie relativity má ještě "reservy". Po dlouhou dobu totiž A. Einstein koketoval s myšlenkou zavést do rovnic teorie relativity tzv. kosmologickou konstantu. V době, kdy ještě nikdo nevěděl o Hubblově objevu rozpínání soustavy galaxií, umožňovala nenulová kosmologická konstanta rovnice řešit - po Hubblově objevu však Einstein označil zavedení nenulové kosmologické konstanty za "největší chybu svého života". V současné situaci by však opětné zavedení nenulové kosmologické konstanty mohlo být pro teorii velkého třesku doslova záchranným pásem. Tím, že nenulová kosmologická konstanta je ve své podstatě libovolná, lze totiž její hodnotu zvolit tak, aby se odstranil rozpor mezi stářím objektů ve vesmíru a stářím vesmíru, odvozeným z konstanty Hubblovy. Není to přirozeně nijak zvlášť elegantní řešení.

Nicméně není úplně vyloučeno, že největší Einsteinovou životní chybou bylo právě jeho prohlášení o největší životní chybě... A pro ty, kdo nejsou nakloněni romantickým řešením, připomínám výrok Eddingtonův, že nemáme věřit žádnému pozorování, pokud ho nemáme teoreticky objasněno.

6. Novější literatura o standardním kosmologickém modelu a jeho filosofických důsledcích:

P. Davies: Poslední tři minuty (česky i slovensky) Archa, Bratislava 1994
W. Drees: Některé filosofické a teologické aspekty nových výzkumů v kosmologii Universum č. 10/1993, str. 21 a č. 11/1993, str. 13.
J. Fischer: Průhledy do mikrokosmu Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1986
G. Gamow: Pan Tompkins v říši divů Mladá fronta, Praha 1986
J. Grygar: Velký třesk a Bible Divadlo hudby, Ostrava 1990
S. Hawking: Stručná historie času Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1991
S. Hawking: Černé díry a budoucnost vesmíru Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1995
I. Novikov: Černé díry a vesmír Mladá fronta (edice Kolumbus), Praha 1989
K. Šprunk: Poznámky k Daviesově interpretaci velkého třesku Universum č. 11/1993, str. 22.
J. Štohl, A. Hajduk: Zem a život vo svetle vedy a viery ZVV, SBS; Nitra-Bratislava 1992
F. J. Tipler : The Physics of Immortality Doubleday, New York 1994
S. Weinberg: První tři minuty Mladá fronta (Kolumbus), Praha 1983

(24. 2.1996)

Kontakt na autora:

grygar@fzu.cz
http://www-hep.fzu.cz/~grygar/jiri
http://www.astro.cz/people/grygar
http://www.astro.cz/people/grygar/actual.htm