Roztrhne se vesmír?

Pozorování letošních nobelistů za fyziku ukázala, že se rozpínání vesmíru zrychluje. Co to může znamenat, přibližuje profesor Jiří Chýla.

Za co vděčíme letošním laureátům Nobelovy ceny za fyziku? Za nepříjemné poznání, že nerozumíme vakuu kvantové teorie. foto: © IsifaČeská pozice

Za co vděčíme letošním laureátům Nobelovy ceny za fyziku? Za nepříjemné poznání, že nerozumíme vakuu kvantové teorie.

Letošní Nobelova cena za fyziku byla v úterý udělena Saulu Perlmutterovi (polovina ceny) a Brianu Schmidtovi a Adamu Riessovi (druhá polovina ceny) za „objev, že se rozpínání vesmíru zrychluje, který učinili pozorováním vzdálených supernov“. Laureáti byli vedoucími dvou experimentů, které koncem 90. let minulého století zkoumaly světlo přicházející z velmi vzdálených supernov.

Tolik oficiální oznámení, za nímž se ovšem skrývá dlouhý a mimořádně zajímavý příběh, na jehož počátku stál Albert Einstein a v němž sehrál klíčovou roli nenápadný belgický kněz a teoretický fyzik Georges Lemaître. Snaha pochopit příčinu oceněného objevu přitom vede k snad největší záhadě moderní fyziky. Zdá se, že něčemu fundamentálnímu nerozumíme...

První pokus

V roce 1915 Einstein publikoval práci, v níž formuloval obecnou teorii relativity. V roce 1917 ji aplikoval na vývoj celého vesmíru za předpokladu, že je globálně homogenní a izotropní. Podle jeho představy mělo řešení rovnic obecné relativity popisovat statický vesmír.

V této souvislosti je třeba připomenout, že budeme-li dále hovořit o rozpínání či smršťovaní prostoru, budeme tím mínit jeho globální vývoj, nikoliv pohyby jednotlivých galaxií, hvězd či dokonce planet. Ty se na pozadí tohoto globálního vývoje pohybují různými rychlostmi a směry, které musíme vystředovat přes velké oblasti, abychom globální vývoj vesmíru identifikovali.

Je také důležité si uvědomit, že Einsteinovy rovnice popisují časový vývoj samotného prostoru, nikoliv objektů v prostoru. Prostor se podle nich může rozpínat, nebo smršťovat podle toho, kolik je v něm hmoty, a rychlost rozpínání či smršťování přitom není omezena rychlostí světla ve vakuu, neboť ta je limitní rychlostí jen pro pohyb objektů v prostoru.

Podle Einsteina měl být náš vesmír třírozměrnou analogií povrchu dvourozměrné koule o konečném, na čase nezávislém poloměru, jehož velikost měla být určena celkovou hmotou ve vesmíru.

Takové řešení ovšem jeho rovnice nedávaly, a proto do nich přidal člen, který se nazývá kosmologická konstanta a který působí proti přitažlivé síle gravitace a při vhodné velikosti vede na stacionární vesmír. Kosmologická konstanta působí jako antigravitace: zatímco normální hmota může rozpínání prostoru jen zpomalovat, kosmologická konstanta ho naopak zrychluje.

Einsteinův stacionární model vesmíru byl ovšem velmi nestabilní, neboť velikost kosmologické konstanty musela naprosto přesně odpovídat celkové hmotě ve vesmíru. Takové velmi jemné vyladění několika nesouvisejících veličin je ve fyzice nepřirozené.

Nedohledný vesmír

V době, kdy Einstein formuloval svůj kosmologický model, si všichni astronomové mysleli, že celý vesmír je jen naše galaxie. Hlavní zásluhu na tom, že se tento pohled změnil, měl Edwin Hubble, který byl schopen rozeznat v Mlhovině Andromedy a jiných mlhovinách jednotlivé hvězdy, mezi nimi takzvané Cepheidy. Tyto hvězdy, které byly známy i z naší galaxie, pulsují s frekvencí, která přímo souvisí s množstvím světla, které vyzařují, a jsou v astronomii označovány za „standardní svíčky“. Tuto souvislost Hubble využil pro stanovení vzdálenosti Cepheid v mlhovinách a došel k závěru, že musí jít o hvězdy z jiné galaxie. Při zkoumání světla přicházejícího z mlhovin astronomové od počátku minulého století měřili také jeho spektrum.

Připomeňme, že každý atom má své charakteristické spektrum vlnových délek světla, které vyzařuje. Vlnové délky světlo z mlhovin byly ve většině případů systematicky posunuty k větším hodnotám. Tento takzvaný rudý posuv lze nejjednodušeji vysvětlit jako důsledek skutečnosti, že se daná mlhovina od nás vzdaluje, přičemž čím rychleji se vzdaluje, tím větší je posuv. Opakem rudého posuvu je modrý posuv, při němž se vlnové délky naopak zkracují. Několik málo mlhovin mělo i tuto vlastnost. Je to podobné, jako tón houkačky vzdalujícího se auta je hlubší a přibližujícího se naopak vyšší, než auta v klidu.

Poté, co se Einstein smířil se skutečností, že vesmír není podle jeho gusta statický, svou kosmologickou konstantu zavrhl a prohlásil ji za největší „oslovinu“ (německy „eselei“) svého života. Dnes víme, že to neměl dělat, protože kosmologická konstanta je to, co dnes z převážné části určuje vývoj vesmíru a co zcela rozhoduje o jeho konečném osudu. A za co byla udělena letošní Nobelova cena za fyziku.

Hubble, nebo Lemaître?

Hubble je v povědomí širší vědecké veřejnosti znám nikoliv pro objev extragalaktických objektů, ale v souvislosti se zákonem, který nese jeho jméno, i když by se měl spíše nazývat Lemaîtrův zákon. Ten se jako mladý kněz a teoretický fyzik již v polovině 20. let minulého století zabýval využitím Einsteinovy obecné teorie relativity pro popis vývoje vesmíru. Na rozdíl od Hubblea věděl, že prostor se může rozpínat a že toto rozpínání znamená, že rychlost vzdalování jakýchkoliv dvou bodů prostoru od sebe je v daném časovém okamžiku vždy přímo úměrná jejich vzdálenosti.

Konstanta úměrnosti, dnes nazývaná Hubbleova konstanta, může záviset na čase, ale nikoliv na místě v prostoru. Tento vztah má jednoduchou analogii v nafukování míče. Ať ho nafukujeme jakkoliv rychle, v daný okamžik je rychlost vzdalování kterýchkoliv dvou míst na míči přímo úměrná jejich vzdálenosti. Třírozměrnou analogií by bylo kynoucí těsto. V práci z roku 1927 Georges Lemaître vzal střední rychlost vzdalujících se galaxií, podělil ji jejich střední vzdáleností a dostal hodnotu prakticky stejnou jako Hubble o dva roky později. Pro lineární závislost mezi rychlostí a vzdáleností je totiž poměr středních hodnot přesně roven konstantě úměrnosti.

Proč poskakující data proložit právě přímkou a proč tato přímka prochází počátkem? Hubble měl prostě správnou intuici.Hlavním důvodem, proč se dnes říká Hubbleova, a ne Lemaîtrova konstanta spočívá v tom, že v roce 1929 Hubble vynesl závislost rychlosti vzdalování galaxií (a u nejbližších galaxií i přibližování) od naší galaxie na jejich vzdálenosti graficky a naměřené hodnoty proložil přímkou. Když se ovšem na tento obrázek člověk podívá, jen těžko hledá důvod, proč poskakující data proložit právě přímkou a proč tato přímka prochází počátkem. Hubble měl prostě správnou intuici, ale i to je ve vědě důležité.

Velmi často se proto tvrdí, že Hubble v této práci objevil rozpínání vesmíru, ale skutečnost je jiná. Hubble, na rozdíl od Lemaîtra, na rozpínání prostoru nikdy nevěřil a pozorovaný efekt interpretoval jinak a z dnešního hlediska nesprávně. Připomínám ještě, že hodnota Hubbleovy konstanty, kterou z dat získali Lemaître i Hubble, je asi 80krát větší, než její dnešní hodnota.

Návrat absolutního prostoru

Skutečnost, že se prostor rozpíná podle Einsteinových rovnic, znamená v jistém smyslu návrat k Newtonově představě o absolutním prostoru a času. V kosmologii založené na obecné relativitě totiž existuje, na rozdíl od speciální teorie relativity, preferovaný referenční systém a preferovaný čas, neboť Hubbleův zákon platí jenom v jediném systému a jedině pokud všichni pozorovatelé používají jeden společný, takzvaný kosmologický čas. Pohyb vůči tomuto preferovanému systému lze detegovat. Například náš sluneční systém se vůči němu pohybuje rychlostí 370 kilometrů za vteřinu.

Skutečnost, že se prostor rozpíná, však neznamená automaticky, že se zvětšují vzdálenosti mezi jakýmikoliv objekty. Pokud by rychlost rozpínání byla konstantní, rozměry systémů, jako jsou galaxie, sluneční soustava či atomy, které jsou „vázané“ různými silami, by se nezměnily. Teprve zrychlené (zpomalené) rozpínání prostoru by vyvolalo dodatečnou sílu, která by rozměry těchto objektů zvětšila (zmenšila). A teprve pokud by se i zrychlování rozpínání prostoru samo zrychlovalo, rostla by tím vyvolaná síla nade všechny meze a všechny objekty ve vesmíru by nakonec roztrhala.

Otec Velkého třesku

Přirozeným důsledkem objevu rozpínání prostoru je skutečnost, že jdeme-li pozpátku v čase, prostor se smršťuje, stejně jako když vyfukujeme míč. To okamžitě vyvolá otázku, kam až se smrskne, respektive zda byl nějaký počátek. Odpověď na ni podal již v roce 1931 v práci příznačně nazvané Počátek světa z hlediska kvantové teorie právě Lemaître. V ní vyslovil odvážnou hypotézu, že svět měl počátek, kdy byla veškerá hmota koncentrována v jednom bodě.

„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.“

Jeho slova byla více než jasnozřivá a daleko předběhla dobu. Einstein v lednu 1933 po Lemaîtreově přednášce v Kalifornii na ní reagoval slovy: „Tohle je nejkrásnější a nejuspokojivější vysvětlení stvoření světa, jež jsem kdy slyšel.“ Není pochyb, že otcem Velkého třesku je právě Lemaître.

V roce 1934 šel Lemaître ještě dál a interpretoval kosmologickou konstantu jako důsledek skutečnosti, že v kvantové teorii sice ve vakuu nejsou žádné částice, ale že ve vakuu je přesto nenulová hustota energie a také nenulový, ale záporný tlak. To je velmi netriviální skutečnost, jež má dramatický důsledek, neboť v obecné relativitě je zdrojem gravitace nejen hmota, ale i tlak. A záporný tlak znamená odpuzování, jež u vakua převáží nad obvyklou přitažlivou silou. Vakuum kvantové teorie se tak chová jako antigravitující materiál, jehož působení na prostor je plně ekvivalentní kosmologické konstantě. Tohle všechno Lemaître věděl.

Moderní kosmologie k Lemaîtrově představě o vývoji vesmíru přidala jediný podstatný aspekt: inflaci. Tímto pojmem se označuje kraťoučký interval zhruba miliardtinu miliardtiny miliardtiny miliardtiny vteřiny po něčem, čemu vlastně pořádně nerozumíme, onom singulárním bodě, o němž hovoří Lemaître. Během tohoto intervalu se prostor zvětšil nepředstavitelně velkým faktorem, jemuž odpovídá číslo vyjádřené jedničkou, za níž následuje padesát nul.

Tato etapa vývoje vesmíru je klíčová pro pochopení skutečnosti, proč se dnes vesmír jeví na velkých vzdálenostech jako plochý a proč k nám z vesmíru přichází ze všech směrů mikrovlnné reliktní záření téměř stejných vlastností. Co je nejdůležitější, důvod pro tuto krátkou etapu dramatického nafouknutí prostoru je stejný, jako pro kosmologickou konstantu, jen jeho kvantitativní projev je dramaticky větší: gravitační působení vakua.

Od inflace k letošní Nobelově ceně

Objev, za nějž byla udělena letošní Nobelova cena, byl sice překvapivý, ale ne zase tak zcela a ne pro všechny. V první polovině 90. let minulého století ukázalo měření sondy COBE, že mikrovlnné reliktní záření má drobné anizotropie, které se podařilo vysvětlit jedině tehdy, pokud byla v modelech vývoje vesmíru v jeho prvních 300 tisících letech zahrnuta i takzvaná temná energie, což je forma energie, která má vlastnosti již zmíněného kvantového vakua. Bez ní (a bez takzvané temné hmoty, kterou vynechám) není možné základní charakteristiky dnešního vesmíru pochopit.

Vzhledem k tomu, že při rozpínání vesmíru přirozeně klesá hustota energie spojená s normálními částicemi, zatímco hustota energie vakua zůstává konstantní, dříve nebo později působení temné energie vakua, které způsobuje zrychlené rozpínání prostoru, převáží nad působením normální (i temné) hmoty, která rozpínání zpomaluje. Pro mnohé astrofyziky byla jen otázka, kdy k tomuto okamžiku dojde, respektive již došlo. Původním cílem experimentů vedených letošními laureáty Nobelovy ceny bylo měřit parametr charakterizující míru zpomalování rozpínání vesmíru. To, že změřily pravý opak, ilustruje známou pravdu, že objevy často vyvracejí naše předchozí představy a také to, že štěstí přeje připraveným.

To, co se experimenty rozhodly provést, bylo v principu jednoduché: rozšířit měření závislosti rudého posuvu na vzdálenosti na mnohem, mnohem větší vzdálenost, než bylo do té doby známo. Až do vzdáleností, z nichž k nám světlo přichází mnoho miliard let, tedy dobu srovnatelnou se samotným stářím našeho vesmíru, tedy zhruba 13,7 miliardy let. Měřeno velikostí rudého posuvu to znamenalo, že vlnové délky spekter atomů se zvětšily až dvakrát. K tomu bylo především třeba najít „standardní svíčky“ použitelné na tak velké vzdálenosti, neboť jednotlivé hvězdy jsou na těchto vzdálenostech nepoužitelné.

Svíčkami se staly supernovy jistého typu označované jako Ia, které mají podobnou vlastnost jako Cepheidy: časový průběh jejich výbuchu souvisí s množstvím světla, které při tom vyzařují – a ze srovnání tohoto množství s tím, co vidíme na Zemi, můžeme stanovit jejich vzdálenost. Supernovy jsou ovšem viditelné jen několik dní až desítek dní a jejich počet je malý, takže podstatná část problémů, které musely obě skupiny vyřešit, byla organizace jejich hledání a následného proměření. Do měření byly zapojeny jak nejmohutnější teleskopy na Havaji, v Chile a Austrálii, tak i Hubbleův teleskop na oběžné dráze kolem Země.

Závislost velikosti rudého posuvu na vzdálenosti supernovy závisí na celé historii vývoje vesmíru. Závislost, kterou skupiny vedené Saulem Perlmutterem, Brianem Schmidtem a Adamem Riessem naměřily, znamenala, že se rozpínání prostoru v prvních zhruba pěti miliardách let zpomalovalo, jak očekávali, ale od té doby se naopak zrychluje. Pro zastánce standardního kosmologického modelu to ovšem nic překvapivého nebylo a jen potvrdilo jeho správnost. Měření ovšem naštěstí není tak přesné, aby umožnilo určit, zda se i to zrychlování zrychluje, a zda tedy náš vesmír čeká neblahý osud, nebo zda bude rozpínání pokračovat se současnou mírou do nekonečna.

Nerozumíme vakuu

Na změřeném zrychlování je ovšem nejpodivnější, že je tak malé, a že je tedy tak malá hustota energie vakua. Ta by totiž podle současných představ teorie mikrosvěta, založené na kvantové teorii pole, měla být nesrovnatelně větší. Podle této teorie je vakuum plné kvantových fluktuací, které nesou tak velkou energii, že by zrychlování rozpínání vesmíru mělo být rychlejší nepředstavitelným faktorem vyjádřeným číslem s jedničkou následovanou 60 až 120 nulami, podle toho, co všechno do toho vakua teorie přidá.

Tento nesouhlas představuje ústřední problém současné kosmologie a především fyziky elementárních částic. Je zřejmé, že vakuu kvantové teorie nerozumíme. To je nepříjemné poznání, za něž vděčíme letošním laureátům Nobelovy ceny za fyziku.