Historie výzkumu reliktního záření: Tichý svědek počátku vesmíru

Na počátku našeho příběhu stál astronom a vynikající pozorovatel Edwin Hubble, který mimo jiné objevil tzv. cefeidy (druh proměnných hvězd) v oblaku v Andromedě. Jelikož se mohl opřít o výsledky Henrietty Swan Leavittové, jež odkryla vztah mezi periodou proměnné hvězdy a její svítivostí, dokázal Hubble určit vlastní svítivost cefeid a následně i jejich vzdálenost. Výsledek byl překvapující: Mlhovina v Andromedě není žádnou mlhovinou v Mléčné dráze, ale plnohodnotnou galaxií, kterou od nás dělí stovky tisíc světelných let. Naší Galaxií tedy vesmír nekončí… 

Dnes víme, že Hubbleovo měření nebylo přesné – skutečná vzdálenost Galaxie v Andromedě přesahuje 2,5 milionu světelných let. Jeho objev však zásadně změnil náš pohled na kosmos.

Všudypřítomné rozpínání

Další objev Edwina Hubblea byl ovšem ještě víc revoluční. Americký astronom měřil vlastnosti spekter hvězd a galaxií, přičemž zjistil, že některá spektra jsou posunuta směrem k červené barvě – což znamenalo jediné: Objekty se pohybují, a to směrem od nás. 

V 30. letech 20. století již bylo zřejmé, že vesmír není statický a že je opravdu rozlehlý. Na Hubbleovu práci navázal Milton Humason, který už studoval velmi vzdálené objekty. Potvrdil přitom, že se kosmos rozpíná, že se však rozpíná celý. Skutečnost tedy není taková, že by se všechny objekty vzdalovaly právě od nás – Země nepředstavuje střed vesmíru. Lze to ukázat na balonku, na nějž nakreslíme několik teček. Když pak budeme balonek nafukovat, tečky se od sebe budou vzdalovat, ovšem každá od každé. Rozpíná se totiž samotný prostor mezi nimi – a stejné je to s kosmem.

Vesmírná matematika

Slavné Einsteinovy rovnice od počátku poukazovaly na fakt, že vesmír nemůže být statický. Jejich statické řešení bylo totiž velmi nestabilní. Jenže Einstein věděl, že podle pozorovatelů kosmos statický je, tudíž to považoval za chybu samotných rovnic. Proto do nich přidal tzv. kosmologickou konstantu. Když se pak ukázalo, že vesmír statický není, génius konstantu s úlevou odstranil a prohlásil ji za největší omyl svého života. (Dnes se ukazuje, že ji v rovnicích skutečně budeme potřebovat, i když v poněkud jiném smyslu, než v jakém ji Einstein zavedl.)

První ucelená řešení Einsteinových rovnic poskytl Aleksandr Fridman a k podobným matematickým závěrům dospěl také vědec a katolický kněz Georges Lemaître. Na rozdíl od Fridmana se však snažil přijít i na to, co vlastně výsledky rovnic znamenají. Nakonec pochopil: Vesmír se rozpíná a jednotlivé objekty se navzájem vzdalují. Z toho ovšem plyne, že dřív se k sobě musely nacházet blíž. A předtím ještě blíž. Na samém počátku tak musela být veškerá hmota součástí něčeho, co Lemaître posléze nazval „prvotním atomem“. Zmíněná představa nebyla pochopitelně z dnešního pohledu zcela přesná, nicméně Lemaître jako první přemýšlel o zrození kosmu tak, jak o něm hovoříme nyní.

Velký třesk

Dnes věříme, že vesmír vznikl z velmi hustého a horkého stavu: Máme tím na mysli teploty a hustoty naprosto se vymykající čemukoliv, co známe, či co si dokonce umíme představit. Současný model tzv. Velkého třesku pochází od George Gamowa, který z rodné Oděsy zamířil v 30. letech minulého století do USA, kde nakonec zakotvil na University of Colorado v Boulderu. Gamow se původně zabýval problematikou atomového jádra a podílel se na výpočtech, jež nám umožnily pochopit princip jaderného štěpení. Později se zaměřil na nukleosyntézu, tedy procesy směřující k tvorbě atomových jader. A právě tento výzkum jej dovedl k pochopení Velkého třesku. Společně s Ralphem Alpherem objevili způsob, jak se v horké „polévce“ raného kosmu mohla utvářet první jádra helia. 

O proslulé pojmenování „Velký třesk“ (Big Bang) se postaral fyzik Fred Hoyle, mínil ho však posměšně. Přišel totiž společně se svými kolegy s konkurenční teorií stacionárního stavu, jejíž podstata zní: Je sice prokázáno, že se vesmír rozpíná, nicméně nikdy neměl počátek. Rozpínání prostoru se vyvažuje pravidelnou tvorbou nové hmoty, průměrná hustota kosmu je tudíž stále stejná, a vesmír proto také vypadá stále stejně. Nikdy neexistoval počátek, nikdy nenastane konec. Paradoxně právě Hoyleova průkopnická práce v oblasti nukleosyntézy těžších prvků poskytla odpovědi na otázky, které se zdály být zásadním nedostatkem Gamowova modelu. 

Záře z okamžiku zrození

Stacionární model se však časem ukázal jako neudržitelný: Pozorování jednoduše říkala, že se vesmír chová poněkud jinak. Termín „Velký třesk“ se nakonec změnil v oficiální pojmenování, i když značně nepřesné. Navozuje totiž dojem hlučného výbuchu, přestože k ničemu podobnému nedošlo – exploze se šíří prostorem, a při Velkém třesku prostor teprve vznikl. 

Při zkoumání rovnic došli tedy vědci k závěru, že se kosmos zrodil z ohromné „koule“ záření. Krátce po Velkém třesku toto záření jasně dominovalo nad hmotou a jeho energie byla neuvěřitelně velká. Jak se však prostor rozpínal, záření jej vyplňovalo a jeho teplota klesala. Přibližně 300 tisíc let po Velkém třesku se energie hmoty a záření vyrovnaly a od té doby dominuje hmota. 

Každopádně, záření sice chladlo, ale nemohlo zmizet. Astrofyzikové proto usoudili, že jeho zbytky se musely zachovat. Ralph Alpher s Robertem Hermanem publikovali v roce 1948 článek, v němž tvrdili, že toto zbytkové neboli reliktní záření by skutečně mělo existovat, mělo by být detekovatelné a jeho energie by měla odpovídat teplotě přibližně 5 K (kelvinů). 

Nobelova cena na dosah

Následující desetiletí se zpětným pohledem zdají být neuvěřitelná. Hned několik badatelů mělo doslova na dosah odhalení hodné Nobelovy ceny – tedy objev reliktního záření téměř přesně tak, jak jej předpověděla teorie. Uskutečněná měření ukazovala, že lze ve vesmíru opravdu spektroskopicky detekovat záření s odpovídající teplotou. Jenže naměřená hodnota jen mírně přesahovala 2 K. 

Odhady Gamowova týmu se přitom pohybovaly mezi pěti a několika desítkami kelvinů, zatímco Hoylea měření nezajímalo vůbec, neboť jeho stacionární vesmír s žádným reliktním zářením nepočítal. Mezitím změřil hodnotu kosmického pozadí například inženýr E. A. Ohm, který řešil šum při komunikaci se satelitem Echo. Jelikož se však ukázalo, že zmíněný šum nebude působit potíže, nikdo se jím dál nezabýval. Jednotlivé výzkumné týmy postupně přešly k jiným, aktuálnějším tématům.

Neodbytný šum z kosmu

A tak nakonec onen důležitý objev čekal na radioastronomy Arna Penziase a Roberta Wilsona z Bellových laboratoří. Když se jedna z tamních antén pro komunikaci se satelity stala po modernizaci systémů nepotřebnou, dostali dva mladí badatelé svolení přestavět ji na radioteleskop, který by sloužil k astronomickým účelům. Jakmile však Wilson s Penziasem anténu vyzkoušeli, detekovali jakýsi šum, jenž ovšem nesouvisel s konkrétním zdrojem. Ať zařízení natáčeli na jakékoliv místo na obloze, šum zůstával přítomný. Pokusili se anténu vyčistit, vyhnali párek holubů, který se v ní usadil, ale nic nepomohlo. 

Neúnavní radioastronomové tedy pátrali dál, až se nakonec obrátili na Roberta Dickeho z Princetonu – a po mnoha letech se konečně propojila teorie a data z pozorování. Bylo jasné, že Penzias a Wilson opravdu odhalili ozvěnu Velkého třesku, za což také v roce 1978 obdrželi Nobelovu cenu. Podle mnohých ovšem přišli k ocenění jako slepí k houslím, protože v době svého objevu vůbec nedokázali docenit jeho význam: Článek, kterým jej oznamovali světu, nesl název „Měření nadbytečné anténní teploty na frekvenci 4 080 MHz“. Nicméně odhalení důležité pravdy o vesmíru nepochybně vyžadovalo dostatek znalostí i úsilí. 

Spásná inflace

Reliktní záření se ukázalo jako velmi významný zdroj informací o raném kosmu. V dobách Wilsona a Penziase bylo možné vytvořit jen hrubou mapu záření oblohy, neboť radioastronomické metody nabízely pouze poměrně malé rozlišovací schopnosti. Po zmíněném převratném objevu a potvrzení Velkého třesku tak mohla vzniknout primitivní mapa záření, které vykazovalo značnou homogenitu. 

Jenže to znamenalo problém: Světlo se šíří konečnou rychlostí a „protilehlé“ oblasti kosmu jsou natolik vzdálené, že žádná informace nemohla doletět z jedné strany na druhou. Jak tedy došlo k takové shodě teplot záření? Na tuto otázku odpověděl v roce 1981 Alan Guth, který přišel s myšlenkou vesmírné inflace. Zjednodušeně řečeno: Velmi krátce po svém vzniku se kosmos najednou prudce zvětšil. Vzdálené oblasti byly ve skutečnosti v kontaktu a inflace navíc pomohla vyhladit případné nehomogenity.

Měření v terénu

Nejednalo se ovšem o jediný zádrhel. Pokud by totiž bylo reliktní záření opravdu absolutně stejnorodé, kde by se potom vzaly drobné nehomogenity, které vedly ke vzniku galaxií? V době objevu nebylo možné s jistotou určit, zda je záření skutečně zcela homogenní, nebo jde o nepřesnost měření. Ukázalo se, že by bylo lepší měřit kosmické pozadí přímo z vesmíru, z oběžné dráhy Země. 

Proto v roce 1989 odstartovala sonda COBE neboli COsmic Background Explorer, s úhlovým rozlišením 7°: Její mise trvala čtyři roky a přinesla úchvatné obrázky odhalující drobné rozdíly v záření. Teplota kosmického pozadí byla určena na 2,7 K, což souhlasilo s teoretickými výpočty. Vědci však stále nebyli spokojeni. V roce 2001 zamířila do vesmíru další družice, WMAP neboli Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, a svou předchůdkyni výrazně překonala. Měla úhlové rozlišení 0,3° a potvrdila vědecké teorie s ještě větší přesností. Výsledné obrázky navíc ukazovaly maloformátové fluktuace, které dobře odpovídaly rozložení hmoty. Poslední slovo měla zatím sonda Planck s úhlovým rozlišením 0,17° a desetkrát vyšší teplotní citlivostí než WMAP: Startovala v roce 2009 a poskytla nám neuvěřitelně přesnou mapu fluktuací. 

Záhadná temnota

V žádném případě však nejsme u konce. Výzkumy posledních let ukázaly, že známá hmota odpovídá jen několika procentům celkové hmoty ve vesmíru – zbytek tvoří tzv. temná hmota a temná energie. A o těch nevíme téměř nic. U první zmíněné dokážeme měřit gravitační působení a máme alespoň náznaky informací o její podstatě. O temné energii můžeme říct jen to, že odpovídá více než dvěma třetinám celkové kosmické materie. V roce 1998 Saul Perlmutter, Brian Schmidt a Adam Riese objevili, že expanze vesmíru nejen neustává, ale dokonce se zrychluje. Obecně se má za to, že na vině je právě temná energie. 

TIP: Po tajemstvích temné hmoty a temné energie ve vesmíru pátrá síť superpočítačů

Nejspíš budeme muset velmi dobře poznat minulost, abychom porozuměli přítomnosti a budoucnosti. Je naivní doufat, že bychom se někdy mohli přesunout zpět do dob Velkého třesku. Nezbývá tedy než i nadále vycházet ze současných pozorování – dokonalá znalost reliktního záření bude přitom pro další kroky k pochopení vesmíru nezbytná.