Vznikem a vývojem vesmíru se zabývá celá řada teorií a hypotéz. Některé jsou pseudovědecké nebo dokonce pavědecké, jiné náboženské a mytologické. Přestože lze bezesporu mezi oběma skupinami najít zajímavé myšlenky, dnes se budeme zabývat pouze teoriemi vědeckými. Respektive pouze jednou z nich, teorií velké třesku, nejúspěšnější kosmologickou teorií všech dob. Její nejnovější verzi možná znáte jako standardní kosmologický model nebo též model ΛCDM. Cesta k věrohodné teorii vzniku a vývoje našeho vesmíru byla ale velmi dlouhá a náročná. Od doby antických filosofů a prvních moderních vědců, přes posměch kosmologům ze strany astronomů a fyziků z jiných oborů až po velké úspěchy v posledních dekádách. Vydejte se na podivuhodnou pouť za poznáním naší vlastní historie.

Antika a středověk

Odkud pocházíme? Jak a kdy vznikl náš svět? Podobné otázky si lidé pokládají od nepaměti. Už u nejstarších civilizací, po nichž máme nějaké záznamy, můžeme najít určité představy o zformování a vývoji kosmu. Podíváme-li se na tyto mýty podrobněji, lze je v zásadě rozdělit na dvě hlavní skupiny.

Prvním typem jsou modely cyklické, které můžeme vysledovat třeba v hinduismu. Postaveny jsou na stále se opakujících periodách vzniku a zániku nových „světů“, jsou tedy v podstatě časově neomezené nebo alespoň velmi dlouho trvající. Hinduismus například operuje s Brahmovými dny a roky, které jsou dlouhé miliardy až biliony pozemských let.

Druhou možností jsou modely počítající se stvořením světa před určitým časem Bohem či bohy, tak jak to známe z judaismu, islámu, křesťanství, severské či řecké mytologie. V takovém případě vznikl náš svět před relativně krátkou dobou, jež je obvykle blíže neurčena, pokusy některých učenců spočítat přesné datum stvoření podle Bible nechme stranou.

Nicméně počátek kosmologie oproštěné od mýtů nalezneme až u starých Řeků. Mnozí filosofové té éry si uvědomili, že také nebeské objekty lze uchopit lidským rozumem a nahlížet na ně bez potřeby božstev. Thalés z Milétu údajně předpověděl zatmění Slunce, Anaxagorás z Klazomen uvažoval o Slunci jako o objektu složeném z přírodních materiálů a Eratosthenés z Kyrény zase vypočítal obvod Země. A ze starého Řecka také pochází revoluční myšlenka heliocentrizmu, poprvé navržená Filolaem a rozpracovaná Aristarchem ze Samu, že Slunce a nikoliv Země je středem vesmíru.

Nejvlivnější antický filosof Aristotelés byl ovšem přesvědčeným geocentrikem a protože později přišlo křesťanství, které z Aristotela v těchto otázkách do značné míry čerpá, prosazení heliocentrismu se v Evropě značně opozdilo. Dlouhá staletí proto heliocentrismus šířili pouze perští a arabští učenci.

Počátky moderní vědy

Zásluhou církevních učenců jako byli Mikuláš Oresme nebo Mikuláš Kusánský se však v 15. století situace v Evropě přece jen poněkud změnila. Díky tomu se mohli v 16. století kosmologií zabývat také další myslitelé, z nichž nejvýznamnějším byl Mikuláš Koperník, jenž ve své knize „O obězích nebeských sfér“ znovu předložil heliocentrický model světa. Kniha se později dostala na seznam církví zakázané literatury, revoluci v myšlení se však zastavit nepodařilo.

Na Koperníka totiž navázala celá řada dalších, například italský matematik a astronom Giordano Bruno. Jeho odvážné myšlenky o množství hvězd, planet i životě mimo Zemi předběhly svou dobu a Bruno byl roku 1600 upálen. Stejný osud málem potkal Galilea Galileiho, dalšího významného italského matematika a fyzika. Navzdory všeobecnému přesvědčení nevynalezl dalekohled, ale jako první jej použil pro bádání nad nebeskými objekty. A dobře udělal. Objevil měsíce Jupiteru, sluneční skvrny, fáze Venuše nebo měsíční krátery. Také jeho učení však vzbudilo kontroverze a proto skončil v domácím vězení.

Naše čtenáře může těšit, že se významné vědecké události té doby odehrávaly také v Praze, sídle Rudolfa II. a na svou dobu nebývalé svobodném městě. Právě proto sem z Dánska přesídlil Tycho Brahe, nejlepší pozorovatel z doby před vynálezem dalekohledu a na krátko zde mohl své síly spojit s géniem teorie Johannesem Keplerem. Brahe bohužel po jedné z hostin v roce 1601 zemřel, ale Kepler získal jeho pozorovací tabulky, které mu pomohly formulovat zákony pohybu planet.

Kepler je nesmírně zajímavá postava světové vědy. Mezi dalšími velikány je často opomíjený, což je velká škoda. Dlouhé roky hledal jakousi harmonii světa. Věřil, že planety obíhají kolem Slunce po přesně kruhových drahách, přičemž se snažil vzdálenost mezi planetami popsat vložením pravidelných mnohostěnů, tzv. platonských těles. Když však pozorování ukázala, že jeho vysněný postup nefunguje, neváhal upřednostnit krutou a pro něj nepříjemnou realitu před opojným ideálem. A právě to je základ vědecké metody. Pokud bychom tedy hledali prvního z moderních vědců, není od věci vzpomenout právě Keplera.

Keplerovy úspěchy jsou o to obdivuhodnější, že v osobním životě jej štěstí míjelo. Pravé neštovice mu zabily manželku i syna, jeho matka Karolína byla obviněna z čarodějnictví a jen díky neúnavnému Keplerovu úsilí byla obvinění po mnoha letech zproštěna. Komplikovaný byl i jeho vztah s Brahem, poznamenaný vzájemnou nedůvěrou. Mimochodem, právě u Keplera bychom mohli vystopovat původ sci-fi. Napsal totiž knihu Somnium (Sen), kde fantazíruje o cestě odvážných poutníků na Měsíc nebo o obyvatelích Měsíce.

Na konci 17. století navázal na Keplerovu či Galileovu práci Isaac Newton s gravitačním zákonem a třemi zákony pohybu. Newtonova teorie měla dominovat fyzice dalších 200 let. Přestože si to dnes vůbec neuvědomujeme, v Newtonově době byly jeho myšlenky nesmírně revoluční. Představa, že pád jablka ze stromu a oběh planet kolem Slunce řídí stejný fyzikální zákon není vůbec samozřejmá.

Nutno poznamenat, že Newton byl velmi kontroverzní osobností. Na jednu stranu zázračný génius, autor revolučních objevů v mechanice, optice, astronomii či matematice, na druhou stranu náboženský fanatik a muž, který poslal celou řadu občanů Anglie na popraviště. Příznačné jsou jeho spory s kolegy, zejména s Gottfriedem Leibnizem o autorství diferenciálního a integrálního počtu. Říká se, že rozepře dospěla až k britské Královské společnosti, která rozhodla ve prospěch Newtona. Na čemž by nebylo nic zvláštního, kdyby jí právě Newton nepředsedal. Ve skutečnosti jde však spíše o smyšlený příběh. S určitostí lze říci, že Newton je právem řazen mezi nejvýznamnější fyziky historie.

Století páry a počátek astrofyziky jako vědy

V oblasti kosmologie se po Newtonovi delší dobu nedělo nic zcela zásadního, zato přišla řada astronomických a fyzikálních objevů, které časem bádání o vzniku a vývoji vesmíru velmi pomohly. Atomovou teorii formuloval jako první z moderních badatelů koncem 18. století Ruder Boškovič, vlnovou povahu světla prokázal roku 1801 Thomas Young a konečně kolem poloviny 19. století byla dostatečně rozvinuta metoda spektroskopie, fascinující technika umožňující nám na dálku přesně stanovit chemické složení hvězd či jiných objektů.

Už v této době se objevují některé pozoruhodně přesné hypotézy, jenž mají relevanci i v moderní éře. Immanuel Kant, Pierre S. de Laplace a Emanuel Swedenborg správně předpokládali vznik Sluneční soustavy z mračna mezihvězdného plynu. Významně se zlepšily také matematické modely stojící za astronomií, na čemž měl velkou zásluhu Carl F. Gauss, považovaný často za nejvýznamnějšího matematika historie. I díky němu se podařilo v naší soustavě detekovat celou řadu nových objektů.

Skutečný přelom však přišel až s publikací Einsteinovy speciální a především obecné teorie relativity. Jejím velkým zastáncem a propagátorem se stal britský astronom Arthur Eddington, považovaný často za otce moderní astrofyziky. Svým pozorováním ohybu světla vzdálených hvězd v gravitačním poli Slunce poskytl klíčový důkaz pro přijetí nové teorie na veřejnosti.

Ačkoliv se to však může zdát neuvěřitelné, ještě před zhruba sto roky se nevědělo jistě, zda tehdy již známá Mléčná dráha tvoří celý vesmír či zda existují i nějaké objekty mimo naši Galaxii. Právě tuto otázku měla mimo jiné rozhodnout diskuze mezi astronomy Heberem Curtisem a Harlowem Shapleyem známá jako Velká debata.

Velká debata

Disputace se konala 26. dubna 1920 ve Smithsonovu institutu ve Washingtonu D. C. V té době již byly známy spirální mlhoviny, například M31 v Andromedě a právě o ně se vedl hlavní spor. Shapley tvrdil, že jsou tyto spirální mlhoviny součástí Mléčné dráhy. Pokud by tomu tak nebylo, vzdálenost k M31 by musela být v řádu milionů světelných let a kromě toho byly v této mlhovině pozorovány novy jasnější než celý zbytek objektu, což by nemělo být možné, pokud by byla M31 samostatná galaxie. Navíc známý astronom Adriaan van Maanen prohlašoval, že pozoroval rotaci mlhoviny M101 Větrník, pokud by tomu tak bylo a M101 byla současně nezávislá galaxie, popíralo by to limit rychlosti světla.

Naproti tomu Curtis zastával hypotézu, že spirální mlhoviny jsou jiné galaxie. Rovněž argumentoval přítomností nov, domníval se, že je nemožné aby v jedné malé mlhovině uvnitř Mléčné dráhy bylo znatelně vyšší množství nov než v jiných částech Galaxie. Navíc ve spirálních mlhovinách nalezl útvary dobře známé právě z naší vlastní Galaxie.

V otázce povahy spirálních mlhovin dal vývoj astronomie brzy za pravdu Curtisovi. Van Maanenovo pozorování se ukázalo jako chybné. Ale co bylo důležitější, americký astronom Edwin Hubble, který byl i velmi úspěšným atletem a boxerem, dokázal najít v mlhovině M31 proměnné hvězdy cefeidy, u nichž mohl na základě práce Henrietty Swan-Leavitt určit ze změřené periody a zdánlivé hvězdné velikosti vzdálenost. Díky tomu mohl nade vší pochybnost určit M31 jakožto další nezávislou galaxii.

V dalších diskutovaných problémech se však Curtis mýlil. Tak například umístil Slunce nedaleko středu Galaxie, zatímco Shapley jej správně lokalizoval do jednoho ze spirálních ramen ve vnější části Mléčné dráhy. Velikost naší Galaxie je pak zhruba uprostřed mezi odhady obou mužů.

Vznik moderní kosmologie

Obecná relativita přinesla i první vědecké kosmologické modely, založené na řešení Einsteinových gravitačních rovnic. Na tomto místě je nutno poznamenat, že rovnice obecné relativity jsou velmi obtížné a řešitelné pouze za dosti speciálních podmínek, přičemž řešení těchto rovnic existuje velké množství. S prvním výsledkem souvisejícím s kosmologií přišel ruský fyzik a matematik Alexandr Fridman.

Z jeho výpočtů vyplývalo, že vesmír by neměl být statický, jak se dosud nejčastěji předpokládalo, ale měl by se rozpínat nebo smršťovat. A představil rovněž tři možné geometrie prostoročasu, přičemž to, která z nich je reálná závisí na průměrné hustotě vesmíru. Einsteinovi se ovšem jeho myšlenky nezamlouvaly do té míry, že neváhal přijít s ostrou kritikou. „Vaše matematika je správná, avšak vaše fyzika je odporná,“ prohlásil. Sám Einstein byl totiž příznivcem statické kosmologie, což byl jeden z důvodů pro přidání kosmologické konstanty do relativistických rovnic.

Další vývoj kosmologie se bohužel musel obejít bez Fridmana. Kromě fyziky a matematiky se zabýval též meteorologií a létáním, což se mu stalo osudným. Při jednom z balonových letů, dosáhl výšky 7,2 km, tehdejšího sovětského rekordu. Bohužel se nachladil a při léčení na Krymu napadl jeho oslabený organismus tyfus, s nímž se už vypořádat nedokázal a zemřel proto velmi předčasně ve věku 37 let.

Mezitím dospěl k podobným závěrům nezávisle také belgický fyzik a katolický kněz Georges Lemaître, který ale navíc předpověděl i vztah vzdáleností galaxií a rychlostí jejich vzdalování. Při přemýšlení o důsledcích své myšlenky dospěl k nevyhnutelnému a fascinujícímu závěru. Jestliže se galaxie vzájemně vzdalují, pak logicky musely být v minulosti blíže k sobě. A tedy i vesmír byl menší. To však znamená, že vesmír není statický a věčný, ale vznik před určitým okamžikem z malé, nesmírně horké a husté oblasti, kterou nazval prvotní atom. Ten obsahoval všechny protony, neutrony a další částice, přičemž jeho rozštěpením se uvolnila energie pohánějící explozi.

Lemaîtrovu hypotézu rozpínání vesmíru potvrdil jen dva roky po teoretické předpovědi (1927) americký astronom Edwin Hubble. Blízko objevu vzdalování vesmíru a tedy rozpínání kosmu byl již v roce 1912 jiný americký astronom Vesto Slipher, který sice nalezl posun spektrálních čar, pozoroval tedy galaktický rudý posuv, bohužel však nedokázal své výsledky správně interpretovat. Doba dozrála až koncem 20. let, kdy galaxie pozorovali právě Edwin Hubble s kolegou Miltonem Humasonem.

A právě Hubbleův asistent Humason je nesmírně pozoruhodnou postavou světové astronomie. Nikdy nedokončil ani základní školu, vzdělávací systém opustil ve 14 letech. Miloval však hory, proto se chopil příležitosti a při stavbě observatoře na Mount Wilsonu se živil jako pohaněč mul dovážejících stavební materiál. Mount Wilson se mu zalíbil, navíc se zamiloval do dcery jednoho z astronomů, již si později vzal za manželku. Zůstal tedy i po dokončení stavby, když se nejprve živil jako vrátný, později přijal pozici asistenta. Spoluobjevil celou řadu důležitých jevů i těles. A roku 1950 dokonce získal titul doktora na Lundské univerzitě ve Švédsku.

Když Hubble s Humasonem pozorovali vzdálené galaxie, dokázali rozpoznat stejný efekt jako před nimi Slipher – Dopplerovský rudý posuv. Na rozdíl od jejich předchůdce však přišli se správnou interpretací, když tento jev vysvětlili jako vzdalování galaxií a to tím rychlejší, čím je od nás příslušná galaxie dále. Podíváme-li se na příslušná data dnešní optikou, musíme obdivovat troufalost, s jakou se tehdejší astronomové pokusili hledat v datech s nevysokou statistickou průkazností nějaké zákonitosti. Nicméně ať už to bylo dílem náhody či jejich prozíravosti a intuice, měli pravdu. Proto dnes hovoříme o Hubbleově–Lemaîtrově zákonu a Hubbleově konstantě, která určuje o kolik vzroste rychlost vzdalování galaxií při zvětšení vzdálenosti o jeden megaparsek (Mpc).

Edwin Hubble, nejvýraznější postava astronomie první poloviny 20. století, zemřel ve věku 63 let na cévní mozkovou příhodu, aniž by se dožil Nobelovy ceny, o kterou velmi usiloval a bojoval. Ironií osudu je, že právě v roce 1953, kdy zesnul, Nobelovská komise vážně uvažovala o jejím udělení právě Hubbleovi. Ten nás ovšem navždy opustil 28. září, jen několik dní před datem vyhlášení oceněných. A jak víme Nobelovu cenu může získat pouze živá osoba. Nicméně otevřel cestu ostatním astrofyzikům. Věda, která byla řadu let opomíjená se i díky Hubbleovu, jistěže sobeckému, boji dnes uděluje vědcům z této oblasti poměrně běžně.

Formování teorie velkého třesku

Lemaîtrovy myšlenky prvotního atomu se chytil americký fyzik sovětského původu George Gamow, který ji rozpracoval do první podoby teorie velkého třesku. Gamow byl velmi svéráznou osobností, oplýval velkým smyslem pro humor a byl jeden z prvních vynikajících popularizátorů vědy. Narodil se jako Georgij Gamov v Oděse na Ukrajině. Již v mládí se naučil tři světové jazyky a po dokončení střední školy studoval fyziku na univerzitách v Oděse a v Leningradu, kde jej vedl Alexandr Fridman. Nelze se tedy divit jeho zájmu o kosmologii. Společně se třemi dalšími studenty teoretické fyziky, Lvem Landauem, Dmitrijem Ivaněnkem a Matvějem Bronštejnem zformoval výzkumnou skupinu známou jako Tři mušketýři.

Ve 20. letech si sovětští fyzikové užívali relativní pohody a klidu na práci, na počátku 30. let se ovšem politická situace začala přiostřovat. Gamow byl s vývojem hrubě nespokojen a když v roce 1931 nedostal povolení k výjezdu na konferenci do Itálie, měl jasno. I se svou novomanželkou Ljubov, přezdívanou Ró, musí emigrovat. Nejprve se neúspěšně snažili na kajaku přeplout Černé moře z Krymu do Turecka, později Barentsovo moře z Murmansku do Norska. Nakonec však mohl vyjet na konferenci do Belgie. Protože se mu podařilo získat povolení k výjezdu i pro manželku, rozhodli se, že se do Sovětského svazu nevrátí, ale usídlí se v USA. Měl tedy podstatně více štěstí než další ze tří mušketýrů Matvěj Bronštejn, popravený za éry Stalinského teroru v roce 1938.

Po přesunu do USA získal Gamow pozici na univerzitě George Washingtona v hlavním městě USA. Použil Fridmanovy a Lemaîtrovy rovnice na celý vesmír, vycházel přitom z nejnovějších astronomických údajů, současně však v raném kosmu předpokládal dominantní roli záření. Své výsledky aplikoval na problém vzniku chemických prvků ve vesmíru a na kondenzaci hmoty do galaxií, o čemž napsal v roce 1939 článek s Edwardem Tellerem, vůdčím vědcem vývoje vodíkové bomby. V průběhu 40. let navázal spolupráci s Ralphem Alpherem a Robertem Hermanem, kteří se rovněž zajímali o kosmologii. A protože byl Alpher jeho studentem, zadal mu jako téma disertační práce řešit určité aspekty svého modelu. Alpher nejenže uspěl, ale nalezené řešení proslulo jako jeden z nejikoničtějších fyzikálních modelů všech dob.

Alfa–beta–gama model

Alpher, Gamow a Herman předpokládali, že na počátku byl vesmír zaplněn hustou horkou látkou, již nazvali ylem. V této prapůvodní polévce bylo obsaženo i záření, jak však vesmír expandoval a chladl, došlo v určitém čase k oddělení elektromagnetického záření od látky, čímž se stal vesmír pro fotony průhledným. Toto záření z raného vesmíru ovšem nezmizelo, ale je tady stále přítomno. Při rozpínání a dalším chladnutí vesmíru se sice výrazně snížila energie a tím též teplota tohoto záření, avšak s dostatečně citlivou techniku by mohli astronomové reliktní záření, jak se začalo nazývat, pozorovat.

Výsledky své práce publikovala Gamowova skupina v roce 1948. Uplatnil se zde ovšem svérázný Gamowův humor, který si povšiml, že jeho příjmení připomíná řecké písmeno gama, zatímco Alpherovo příjmení písmeno alfa. V té době ovšem v USA pracoval ještě další významný vědec Hans Bethe, jehož příjmení zase připomíná písmeno beta. Gamow se zařekl, že Betheho přesvědčí, aby se pod článek také podepsal a protože měl Bethe podobný smysl pro humor, nedalo mu moc práce jej přesvědčit.

A tak se Hans Bethe stal spoluautorem článku na němž neměl ani nejmenší podíl, věnoval se totiž jiné oblasti fyziky, jaderným reakcím ve hvězdách. Naopak Robert Herman kvůli nevyhovujícímu jménu ostrouhal. Když se Gamowa později, po proslavení modelu ptali, zda nelituje neuvedení Hermanova jména mezi autory, prohlásil: „Nikoliv, já jsem jej přece opakovaně přemlouval, aby se nechal přejmenovat na Deltera, což však zatvrzele odmítal, takže si za to může sám.“

Přestože se alfa–beta–gama model zabývá mnoha různými kosmologickými aspekty, nejdůležitější předpovědí zůstalo reliktní záření, jehož teplota měla podle autorů teorie odpovídat hodnotě 5 K, pozdější výpočty udávaly také 28 K, tato nezvykle vysoká hodnota byla založena na špatném určení velikosti Hubbleovy konstanty. Detekce reliktního záření byla, i přes jeho velmi nízkou teplotu, snad možná již koncem 40. a počátkem 50. let. Tehdejší astronomickou komunitu však kosmologie nezajímala, proto se i přes snahy Alphera a Hermana se o potvrzení predikce nikdo ani nepokusil.

Primární nukleosyntéza

Kromě reliktního záření se však alfa–beta–gama model snažil řešit ještě jinou důležitou kosmologickou otázku – vznik chemických prvků v raném vesmíru. Původně se Gamow, Alpher a Herman domnívali, že by mohly všechny chemické prvky známé z přírody vzniknout na počátku při tzv. primární nukleosyntéze tím, že by atomová jádra postupně zachytávala další nukleony. Jenže se brzy objevil problém. Neexistuje žádný stabilní izotop s pěti nebo osmi nukleony v jádře, což brání dalšímu vzniku těžších prvků zmíněným způsobem. Ve skutečnosti tak nová teorie velkého třesku dokázala vysvětlit pouze vznik vodíku, helia a části lithia, poněkud málo na to, že se prvků v kosmu vyskytuje více než devadesát. Nicméně právě vodík a helium tvoří naprostou většinu atomární hmoty ve vesmíru, a to, že dokáže teorie velkého třesku správně předpovědět poměr vodíku a helia je jeden z jejích velkých triumfů.

Jak ale vysvětlit vznik prvků těžších než lithium? Fyzikové obrátili pozornost ke hvězdám a k tzv. hvězdné nukleosyntéze, kterou poprvé navrhl Arthur Eddington a později ji rozpracoval třeba právě Hans Bethe, zmiňovaný u alfa–beta–gama modelu. Pořád tady byl ale problém s chybějícími stabilními izotopy s pěti a osmi nukleony. A co více, poločas přeměny helia ⁵He je řádově 10^-22 sekundy, zatímco beryllia ⁸Be 10^-17 sekundy. I cesta přes hvězdnou nukleosyntézu se tedy uzavírá, mohlo by se někomu zdát. Ne tak však skvělému britskému astrofyzikovi Fredu Hoyleovi, zatvrzelému odpůrci teorie velkého třesku, kterou však svým geniálním zásahem paradoxně zachránil.

Byl to právě Fred Hoyle kdo dal teorii velké třesku její jméno. Myšleno je samozřejmě anglické označení Big Bang, český termín velký třesk vymyslel Jiří Grygar. V roce 1949 totiž Hoyle hovořil pro rádio BBC Three, kde termín Big Bang pro tehdy čerstvý model poprvé použil. Jak se dá ovšem očekávat, bylo to v dosti negativní konotaci, že teorie je velké nic nebo velké plácnutí. Známý je také Hoyleův výrok: „Teorie velké třesku nám říká pouze to, že vesmír je takový jaký je, protože byl takový jaký byl.“ A ve své době to byla pravda, jak je nutno podotknout. Ostatně ve své kritice nové teorie nebyl ani zdaleka sám. Kosmologové měli v první polovině 20. století nálepku podivínů. „Existují spekulace, velké spekulace a kosmologie,“ parafrázovali rádi mnozí fyzikové z jiných oborů proslulý výrok britského premiéra Benjamina Disraeliho o statistice.

Hvězdná nukleosyntéza a 3–alfa proces

Jak tedy vznikají prvky těžší než helium? Ve hvězdách se kromě vodíku běžně vyskytuje i helium, nejčastěji jádro helium ⁴He, někdy také nazývané jako částice alfa, vlastně dva protony a dva neutrony. Pokud se dvě alfa částice spojí dohromady, vznikne beryllium ⁸Be, které má ale nesmírně krátký poločas přeměny. Mělo by se tedy rozpadnout zpět na helium dříve než dojde k dalším reakcím, které by v případě spojení s dalším jádrem ⁴He vedly k uhlíku ¹²C.

Většina fyziků by si v tuto chvíli řekla, že jde o slepou cestu a zaměřila by svůj zájem jiným směrem. Nikoliv však Hoyle. Fyzikální intuice mu říkala, že uhlík ve hvězdách vzniká právě 3–alfa procesem. Aby ale reakce fungovala požadovaným způsobem, musel by mít uhlík ¹²C specifickou rezonanční hladinu na energii 7,68 MeV, což by umožnilo dostatečnou produkci uhlíku ¹²C z extrémně nestabilního beryllia ⁸Be. Jenže veliká potíž spočívala v tom, že nikdo nikdy takovou rezonanční hladinu neviděl.

Hoyle byl nicméně o existenci této rezonance, kterou na základě energie, spinu a parity v jádře uhlíku tvořeném třemi alfa částicemi sám předpověděl, pevně přesvědčen. Proto v roce 1953 v průběhu své pracovní cesty v americké Kalifornii, vyhledal na Kalifornském technologickém institutu (Caltech) Williama Fowlera, fyzika zabývajícího se jadernou fyzikou v souvislosti s astrofyzikálními procesy. Uvědomil si totiž, že právě Fowler by mohl jeho předpověď ověřit. Již dříve se zabýval syntézou těžších prvků ve hvězdách, byť tuto cestu opustil jako neperspektivní. Hoyle se snažil u Fowlera zjistit zda by jeho výzkumná skupina měla prostředky k tomu, aby mohla provést pokus prokazující přítomnost či nepřítomnost potřebné rezonanční hladiny u uhlíku ¹²C. „Bylo to jako kdyby se mne ptal jestli je jádro Slunce řízeno trpaslíky,“ vzpomínal později značně skeptický Fowler.

Souhlasil však alespoň s tím, že umožní Hoyleovi přednést svá tvrzení na schůzi své pracovní skupiny. „Ve vesmíru je dostatek uhlíku ¹²C, ostatně já jsem z něj složen. A jestliže jsem zde přítomen, musí uhlík ve vesmíru vznikat a to je jasným důkazem pro přítomnost rezonanční hladiny na 7,68 MeV,“ argumentoval vášnivě britský fyzik. Po poradě nakonec Fowlerův tým souhlasil, že se pokusí rezonanční hladinu uhlíku najít, přičemž uskutečněním pokusu pověřili Warda Whalinga.

A po několika měsících, když už byl Hoyle zpět na Cambridgeské univerzitě se dostavil úspěch. Whaling s kolegy skutečně našel rezonanční hladinu u uhlíku ¹²C a to konkrétně na energii 7,654 MeV, tedy velmi blízko Hoyleově předpovědi. Vyhráno však ještě nebylo, neboť bylo nutné ověřit, zda nemá podobnou rezonanční hladinu také kyslík ¹⁶O. Pak by se totiž většina uhlíku ¹²C přeměnila na kyslík, což by celou krásu Hoyleova modelu zničilo. Naštěstí ale Whaling brzy zjistil, že příslušná rezonanční hladina u kyslíku ¹⁶O neexistuje. Vzhledem k Hoyleově argumentaci jde v podstatě o jedinou úspěšnou předpověď v historii fyziky učiněnou na základě antropického principu.

Pro Hoylea šlo o naprostý a senzační triumf. A přestože fyzikové z Caltechu byli tvůrci experimentu, v první publikaci uvedli Hoylea jako hlavního autora, což znamenalo počátek dlouhé a plodné spolupráce mezi Cambridgeskou a Kalifornskou skupinou, přesněji zejména mezi Fowlerem a Hoylem. Později do jejich skupiny přibyli ještě manželé Geoffrey a Margaret Burbidgeovi, s nimiž se Hoyle i Fowler dále věnovali hvězdné nukleosyntéze. V roce 1957 potom vydali slavný článek obsahující mnoho nových poznatků týkajících se tvorby těžších prvků ve vesmíru. Text, který je dodnes fyziky často citován, známe podle jmen autorů pod označením B²FH.

Roku 1983 byla za astrofyziku udělena Nobelova cena, jejíž polovinu získal indicko-americký vědec Subrahmanyan Chandrasekhar (ano, ten po němž se jmenuje dalekohled Chandra) za výzkum fyzikálních procesů důležitých pro pochopení struktury a vývoje hvězd. Druhou polovinu získal William Fowler „za teoretický a experimentální výzkum jaderných reakcí důležitých pro vývoj chemických prvků ve vesmíru“. Ani manželé Burbidgeovi, ani Hoyle se ocenění nedočkali. U manželů Burnidgeových to lze do jisté míry pochopit, vzhledem k tomu, že se nepodíleli na objevu rezonanční hladiny uhlíku ¹²C, avšak to, že Nobelovu cenu neobdržel Hoyle považují mnozí vědci za velký přešlap Nobelovské komise.

Je nepochybně pravda, že Hoyle byl postavou velmi kontroverzní. Kromě kritiky teorie velkého třesku odmítal rovněž hypotézu vzniku života na Zemi, přičemž zastával naopak hypotézu panspermie. Společně s Jayantem Narlikarem také vytvořili vlastní teorii gravitace s některými předpověďmi mírně odlišnými od obecné relativity. Podporoval také hypotézy o nebiologickém původu ropy, souvislosti chřipkových epidemií se slunečním cyklem a domníval se rovněž, že některé nálezy fosilií jsou padělky. Kromě toho navíc kritizoval Nobelovskou komisi kvůli některým rozhodnutím z minulosti. Nakonec tedy také u Hoylea může být dobře odůvodněno, proč se laureátem prestižní ceny nestal. Většina fyziků však i dnes zastává spíše stanovisko podobné tvrzení redaktora časopisu Nature Johna Maddoxe, jenž prohlásil: „Rozhodnutí ocenit Fowlera a přitom neocenit Hoylea je hanebné.“

Intermezzo aneb nová kniha Genesis podle Georga Gamowa

Na počátku stvořil Bůh záření a ylem. Ylem neměl tvar ani číslo a nukleony se šíleně řítily v hlubinách vesmíru. I řekl Bůh: „Budiž hmota dvě.“ A byla hmota dvě. I viděl Bůh deuterium a bylo to dobré. I řekl Bůh: „Budiž hmota tři.“ A byla hmota tři. I viděl Bůh tritium a bylo to dobré. Takto pokračoval Bůh ve vyvolávání čísla za číslem, dokud nedošel až k transuranovým prvkům.

Ale když se podíval zpět na své dílo, viděl, že není dobré. V roztržitosti a vzrušení opomenul stvořit hmotu šest a proto přirozeně nemohly vzniknout žádné těžší prvky. Bůh byl velmi zklamán a nejprve chtěl vesmír zničit a začít znovu od začátku. Ale to by bylo příliš jednoduché. Jakožto všemohoucí, rozhodl se svou chybu napravit nejnepravděpodobnějším možným způsobem.

I řekl Bůh: „Budiž Fred Hoyle.“ I byl Fred Hoyle. I přikázal Bůh Hoyleovi, aby stvořil hmotu šest dle libosti své. I rozhodl se Hoyle stvořit hmotu šest a těžší prvky ve hvězdách a rozptýlit je do okolí výbuchy supernov. Přitom však musel získat stejné zastoupení prvků, která by byla výsledkem tvorby z ylemu, kdyby Bůh neopomenul vyvolat hmotu šest. A tak Hoyle s pomocí Boha vyrobil těžší prvky tímto způsobem. Avšak bylo to tak komplikované, že ani Bůh, ani Hoyle dnes nemůže přesně přijít na to, jak to tenkrát bylo. Amen!

Objev reliktního záření

Ačkoliv je z dnešního pohledu alfa – beta – gama model velmi úspěšný, ve své době zapadl. V podstatě stejně věrohodnou možností jako teorie velkého třesku se tehdy zdála teorie ustáleného stavu, jejímiž autory byli americký astrofyzik rakouského původu Thomas Gold, britsko-rakouský kosmolog Hermann Bondi a též výše zmíněný Fred Hoyle. Tato hypotéza spočívala v tvrzení, že ve vesmíru neustále dochází ke vzniku nové hmoty, což vysvětlovalo tehdy nové poznatky o vesmíru.

Mezi konkurenčními modely mohlo rozhodnout pozorování reliktního záření, které předpovídala teorie velkého třesku. Jak jsme si už ale řekli, Alpher s Hermanem nedokázali prosadit pokus o jeho pozorování koncem 40. a počátkem 50. let. Situace byla příznivější až o zhruba 10 let později, kdy už však na práci Gamowa, Alphera a Hermana téměř všichni zapomněli. Tehdy reliktní záření znovu nezávisle předpověděli Jakov Borisovič Zeldovič v Sovětském svazu a Robert Dicke v USA.

Když roku 1964 publikovali Andrej Georgijevič Doroškevič s Igorem Dmitrijevičem Novikovem práci v níž poukazovali na to, že zbytkové záření po velkém třesku je detekovatelné, mohlo se konečně začít s pátráním. A byl to právě Robert Dicke, kdo podnikl první kroky. Společně se svými kolegy Peterem Rollem, Jamesem Peeblesem a Davidem Wilkinsonem začali konstruovat radiometr, který by jim měl umožnit reliktní záření, jehož teplota klesla v čase z 3000 K na jednotky K, pozorovat. Jak už to však často bývá, došlo k naprosto nečekanému vývoji událostí.

V té době totiž svá měření prováděli dva zaměstnanci Bellových telefonních laboratoří Arno Penzias a Robert Wilson. K dispozici měli vyřazenou radiovou anténu, již zamýšleli použít pro experimenty se satelitní komunikací. Jak však pozorovali, zjistili, že přijímají záhadný šum. Nejprve si mysleli, že je zdrojem nedaleko ležící velkoměsto New York, posléze ale seznali, že zdroj se nenachází na Zemi. Zaměřili svou pozornost na Slunce, posléze na střed naší Galaxie. Ani tyto objekty však nebyly zdrojem zvláštního záření pozorovaného na vlnové délce 7,35 cm.

Již poměrně zoufalí vědci si povšimli, že se v jejich anténě uhnízdili holubi. Odvezli je tedy několik desítek kilometrů daleko a vypustili, holubi se však vrátili. Po několika dalších pokusech holuby odlákat jim došla trpělivost a přistoupili k radikálnímu řešení – holuby zabili. Avšak ani bílý dielektrický materiál, jak nazývali holubí trus, nebyl zdrojem šumu. Zdálo se, že záření přichází rovnoměrně z celé oblohy, Penziasovi s Wilsonem tedy začalo být jasné, že zdroj musí pocházet z oblasti mimo Mléčnou dráhu, jeho původ ovšem neznali.

Naštěstí Penziasův přítel Bernard Burke, fyzik z Massachusettského technologického institutu (MIT), věděl o práci teoretiků z Princetonské univerzity v čele s Dickem, a tak obě skupiny propojil. Penziasovi s Wilsonem brzy došlo co by jejich objev mohl znamenat, proto Dickeho kontaktovali. Dicke jim obratem zaslal vědecký článek, který se svým týmem právě připravovali. Penzias jej přečetl a pozval Dickeho skupinu do Bellových laboratoří, aby mohli detekovaný signál prozkoumat. Brzy začalo být jasné, že záření detekované Penziasem a Wilsonem skutečně odpovídá záření předpovězenému v Princetonu. Následně publikovali výzkumníci dva články. První pojednával o významu reliktního záření pro teorii velkého třesku (autoři Dicke, Peebles, Roll a Wilkinson), druhý se týká detailů samotného objevu (autoři Penzias a Wilson).

Reliktní záření bylo objeveno, teorie ustáleného stavu dostala tvrdou ránu, zatímco teorie velkého třesku triumfovala. A kosmologie jako obor se dostala ze stavu posměšků do pozice seriózní vědy schopné ověřovat předpovězené modely. Arno Penzias a Robert Wilson získali za svůj, v podstatě náhodný, objev Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1978. Teoretici ostrouhali. George Gamow byl již po smrti, Robert Herman, Ralph Alpher, David Wilkinson, Robert Dicke, Peter Roll, Jakov Zeldovič, Andrej Doroškevič a Igor Novikov sice byli živi a zdrávi, Nobelovu cenu však nikdy nezískali. Pouze James Peebles se nakonec dočkal. Oceněn byl roku 2019.

Problémy teorie velkého třesku a inflační model

Přestože většina kosmologů přijímala od objevu Penziase a Wilsona v roce 1965 teorii velkého třesku jako základní model vzniku a vývoje vesmíru, některé dosti zásadní potíže přetrvávaly. Za zmínku stojí zejména tři, problém plochosti, problém horizontu a chybějící magnetické monopóly. Podrobněji jsou rozebrány v nedávném článku o nevyřešených problémech fyziky. Nyní se omezme na konstatování, že ve standardní teorii velkého třesku byly řešitelné jen mimořádně obtížně.

Proto navrhl americký fyzik Alan Guth v roce 1979 inflační model, který pracoval se skutečností, že se náš vesmír na počátku své existence za neuvěřitelně krátký okamžik rozepnul všemi směry o 30 – 70 řádů (podle varianty modelu). Přičemž otázku proč k inflaci došlo Guth neřešil, a přesné důvody nejsou známy ani dnes. Podstatné však je, že na samém počátku, před vznikem našeho vesmíru mohla existovat jakási prapůvodní kvantová pěna, v níž neustále docházelo ke kvantovým fluktuacím z nichž neustále vznikaly a opět zanikaly nové a nové vesmíry.

Občas se nicméně mohlo stát, že některý z nich, právě vlivem inflace, nezkolaboval okamžitě zpět do kvantové pěny, ale právě naopak se rozepnul nade všechny meze a dále žil vlastním životem. Velmi zjednodušeně řečeno mohl vesmír vzniknout v podstatě jen náhodou „z ničeho“. Sám Alan Guth k tomu poznamenává: „Často se říká, že nic takového jako oběd zadarmo neexistuje. Možná, že ale právě sám vesmír je takovým obědem zadarmo.“ Inflační model však není, nepříliš překvapivě, podložen žádnými experimentálními daty, jde tedy pouze o zajímavou spekulaci.

Ať tak či onak, inflační hypotézu později rozpracovali a doplnili další vynikající fyzikové, klíčovými pracemi přispěli zejména Andrej Linde, Alexander Vilenkin, Paul Steinhardt, Andreas Albrecht a Alexej Starobinskij. Definitivní přímé důkazy pro inflační model dosud nemáme, avšak díky množství nepřímých indicií, které tuto variantu podporují a díky tomu, že řeší výše zmíněné problémy teorie velkého třesku je dnes inflace brána jako běžná součást moderní kosmologie. Tvoří tak jeden ze základních pilířů modelu ΛCDM (lambda – Λ je kosmologická konstanta, CDM je chladná temná hmota). Dnešní verzi teorie velkého třesku, známe též jako standardní kosmologický model.

Význam reliktního záření a možnosti pozorování

Inflační model dokázal odstranit hlavní problémy teorie velkého třesku, takže výzkumníci mohli znovu upřít plnou pozornost na reliktní záření. Jeho výzkum ve skutečnosti pochopitelně probíhal nepřetržitě již od Penziasova a Wilsonova objevu, nepostupoval však kupředu příliš rychle. Podobně jako musela dozrát doba na objev reliktního záření, bylo taktéž třeba počkat na vhodnou chvíli k jeho komplexnějšímu zkoumání očekávanému s velkou nadějí celou odbornou komunitou.

Reliktní záření se totiž oddělilo od látky zhruba několik set tisíc let po vzniku vesmíru, jeho důkladnou analýzou bychom se tedy mohli dozvědět ledacos zajímavého o tom, jak v té době vesmír vypadal. Již těsně po objevu reliktního záření se navíc vyrojilo několik teoretických prací, které zkoumaly jaké informace bychom mohli z tohoto zdroje získat.

James Peebles a Jakov Zeldovič například předpověděli nehomogenity v teplotě reliktního záření, tyto by ovšem měly být poměrně nevýrazné, jen asi na úrovni 10^-5 K. Také na další předpovědi se podílel Zeldovič, jenž společně s Rašidem Sunjajevem předpokládali možnost vzájemného ovlivnění vysokoenergetických elektronů a fotonů reliktního záření tzv. inverzním Comptonovým rozptylem. Fotony reliktního záření by při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupách galaxií měly získávat energii.

Ověření těchto předpovědí představuje bohužel relativně velký problém. V době oddělení od látky mělo sice reliktní záření teplotu několik tisíc K a tedy bylo ve viditelné části spektra, postupně však chladnulo až na jednotky K, posunulo se tedy do mikrovlnné oblasti. A mikrovlnné záření proniká atmosférou Země jen velmi špatně, důkladné pozorování reliktního záření je proto velmi ztíženo.

Vhodné jsou buď horské nebo polární oblasti, kde je slabší vrstva atmosféry a současně nízká vlhkost vzduchu. Pozemní experimenty tedy často najdeme ve vysokých nadmořských výškách, například v Chile (Atacama Cosmology Telescope), na Havajských ostrovech (Keck Array) nebo na Kanárských ostrovech (Tenerife Experiment). Méně běžné jsou polární experimenty, na jižním pólu stojí South Pole Telescope proslavený odvolaným objevem reliktních gravitačních vln. Možnou alternativou jsou balonové experimenty, ale úplný ideál představují pozorování z kosmického prostoru.

Cosmic Backgroud Explorer (COBE)

Američtí vědci proto začali prosazovat konstrukci specializované sondy věnované výhradně studiu reliktního záření. První nápad pochází již z roku 1974, reálnější obrysy dostal projekt o 3 roky později. Mise měla být zahrnuta v legendárním programu Explorer. I když se tedy většinou sonda označuje jako COBE, lze se setkat rovněž s alternativním názvem Explorer 66.

V 80. letech se sonda intenzivně připravovala a když už se zdálo, že se vědci brzy dočkají startu, havaroval v lednu 1986 raketoplán Challenger. Kromě tragické ztráty sedmi životů, ekonomických škod a snížení prestiže NASA to způsobilo velký problém i vědcům stojícím za misí COBE. Původně se totiž počítalo se vzletem při misi raketoplánu STS-82-B v polovině roku 1988. Aby se však po zničení Challengeru minimalizovalo zdržení a riziko, padlo rozhodnutí najít náhradní nosič. Proto nakonec odborníci vybrali známou a spolehlivou raketu Delta II.

Start COBE proběhl nakonec 18. listopadu 1989 a raketa fungovala na jedničku. Po umístění na heliosynchronní dráhu ve výšce 900 km se sklonem 99 stupňů vůči rovníku mohla začít vědecká pozorování. Jedna kompletní přehlídka oblohy zabrala 6 měsíců pozorování, původně se počítalo pouze s jedinou kompletní přehlídkou, avšak sonda vydržela fungovat více než 4 roky. To umožnilo získat detailnější informace s lepší statistikou, přičemž COBE měla zejména změřit očekávanou anizotropii reliktního záření a jeho spektrum, z nichž se zároveň daly určit základní kosmologické parametry našeho vesmíru.

Sonda nesla tři základní vědecké přístroje. Differential Microwave Radiometer (DMR) měřil anizotropii reliktního záření a stál za ním vědecký tým pod vedením George Smoota. Far-InfraRed Absolute Spectrophotometer (FIRAS) byl určen k získání spektra reliktního záření a odpovídal za něj John Mather s kolegy. Třetí experiment Diffuse Infrared Backgroun Experiment (DIRBE) sloužil ke sledování vesmíru v infračerveném záření a jeho hlavní postavou byl Michael Hauser. Aby ale mohla všechna zařízení správně fungovat, bylo nutné je chladit na velmi nízké teploty. Vzpomeňte si prosím na dalekohled Jamese Webba a vezměte v úvahu, že reliktní záření mělo mít teplotu jen několik Kelvinů. Použilo se proto kapalné helium chladící přístroje na teplotu nižší než 2 Kelviny.

A brzy se mohli odborníci radovat z příznivých výsledků. DMR skutečně naměřil drobné (na úrovni 10^-5 K) odchylky ukazující na chladnější a teplejší oblasti v reliktním záření vzniklé ještě před oddělením reliktního záření od látky, přesně v souladu s predikcí Peeblese a Zeldoviče. Tyto anizotropie jsou přitom nesmírně důležité. Bez nich by ve vesmíru nemohly vzniknout žádné složitější struktury a objekty, natožpak život. Potvrdily se tak současně dřívější výsledky týmů Davida Wilkinsona (Princetonská univerzita) a Francesca Melchiorriho (Florentská univerzita) z balonových experimentů, které další podobné pokusy nebyly sto ověřit.

Důležité poznatky přinesl i FIRAS, který potvrdil, že spektrum reliktního záření přesně odpovídá spektru záření absolutně černého tělesa o teplotě 2,7 K. Nutno poznamenat, že absolutně černé těleso je jakýsi ideální zářič, vyzařující ze všech těles o stejné teplotě nejvyšší množství energie a současně však také ideální těleso v tom smyslu, že pohlcuje záření všech vlnových délek na něj dopadajících. Podle předpokladů teoretiků mělo spektrum reliktního záření spektru černého tělesa odpovídat, avšak dřívější experiment americké skupiny z Kalifornské univerzity v Berkeley a japonského týmu z univerzity ve městě Nagoya toto tvrzení rozporoval. COBE však prokázalo, že americko–japonské údaje získané při letu sondážní rakety nejsou správné.

Na základě poznatků z COBE bylo možné upřesnit některé klíčové kosmologické parametry. Z dnešního pohledu je však významný hlavně jeden – stáří vesmíru. Kdybyste se někoho z kosmologů zeptali v roce 1991 jak starý je vesmír, mohl by jen krčit rameny a říci něco v tom smyslu, že jde o rozmezí zhruba 8 – 25 miliard let. Avšak kdybyste se zeptali po zveřejnění dat z COBE, mohl by odpovědět, že vesmír vznikl před 15 miliardami let. Setkáte-li se ještě někdy s tímto dnes již poněkud zastaralým údajem věku vesmíru, vězte, že pochází právě ze sondy COBE. A z tohoto období pochází také slavná a dodnes prezentovaná mapa anizotropií reliktního záření. „Je to jako dívat se do tváře Boha,“ prohlásil Smoot při jejím zveřejnění.

Pro Johna Mathera a George Smoota měl podíl na COBE ještě sladkou tečku. Jakožto klíčové osoby dvou hlavní experimentů FIRAS a DMR byli v roce 2006 Nobelovskou komisí vybráni jako laureáti nejprestižnějšího vědeckého ocenění světa ve fyzikální kategorii. Dodnes jsou tak jedinými fyziky oceněnými zejména za konstrukci konkrétního vědeckého přístroje, nikoliv za významnou teoretickou předpověď, důležitý experiment nebo vynález.

Prognoz 9 a RELIKT–1

Málo se ví, že se podobnému výzkumu věnovali také odborníci v Sovětském svazu. Také oni měli svou vlastní družici v kosmickém prostoru, zaměřenou nejen na zkoumání reliktního záření, ale i sledování gama záblesků nebo výzkum slunečního plazmatu. Jednalo se o družici Prognoz 9 která odstartovala do vesmíru 1. července 1983 na raketě Molnija–M z ruského kosmodromu Pleseck. Zajímavé je, že kromě sovětských experimentů byly na palubě i přístroje od odborníků z Francie a Československa.

Pro nás nejdůležitější je však zařízení nazvané RELIKT–1, první experiment pro výzkum reliktního záření v kosmickém prostoru. Vzhledem k poměrně krátké době sběru dat (7 měsíců) a vzhledem k méně vyspělé technice nebyly výsledky jednoznačně průkazné. Podařilo se alespoň určit horní limity pro anizotropie v reliktním záření. O několik let později proběhla nová analýzy stejných dat, při níž se podařilo získat jasnější údaje srovnatelné se zjištěními amerických odborníků. Podobná data tak měli Ruští fyzikové dříve než američtí vědci pracující na COBE, nutno poznamenat, že chyba měření sovětských, později ruských, přístrojů byla vyšší, avšak na prvenství to nic nemění.

Nobelovu ceny však lídři sovětského týmu A. A. Bruchanov a I. A. Strukov nezískali. Toto rozhodnutí sice vzbudilo určité kontroverze, je však vcelku pochopitelné. Sovětský tým disponoval méně přesnými výsledky, které navíc byly a i dnes jsou prakticky zcela neznámé. Je otázka, zda Strukova a Bruchanova na Nobelovu cenu vůbec někdo nominoval (nominace se zveřejňují až s padesátiletým zpožděním). Své důležité výsledky totiž mnohdy neuměli prodat ani sami sovětští odborníci. O tom jestli a jak je oproti americkým kolegů znevýhodňoval život za železnou oponou, můžeme jenom spekulovat.

Ani ve výzkumu odborníkům pracujícím na experimentu RELIKT–1 štěstí nepřálo. Plánovaly se ještě experimenty RELIKT–2 a RELIKT–3, nicméně do plánů zasáhly problémy s financováním vědy po rozpadu Sovětského svazu. Přitom RELIKT–2 byl již postaven, procházel testováním a se startem se počítalo v roce 1993. Citlivost nového ruského experimentu měla být navíc vyšší než u americké mise COBE. Později se start posunul na rok 1995, poté 1996 a nakonec se bohužel neuskutečnil vůbec.

Balonové experimenty

Ještě než se dostaneme k dalším kosmickým sondám, musíme si ještě aspoň krátce něco říci ještě k balonovým experimentům, z nichž nejvýznamnějším je americko-italský projekt BOOMERang, za nímž stáli odborníci z Caltechu a Univerzity La Sapienza v Římě.

Zkušební let proběhl v roce 1997 na Severní Amerikou, následovaly dva ostré lety nad Antarktidou se startem z americké polární základny McMurdo. V jejich průběhu balon dosáhl výšky až 42 km a pořídil velmi detailní snímky reliktního záření, přičemž přístroje chlazené až na 0,4 K byly určeny hlavně ke studiu anizotropií v reliktním záření a na změření jeho polarizace. Ve srovnání se sondami na oběžné dráze bylo sice možné sledovat jen malou část oblohy, výsledky byly přesto mimořádně důležité. Především se podařilo zjistit, že geometrie našeho vesmíru je velmi blízká ploché geometrii, což poskytlo důležitý podpůrný argument k pozorování zrychlené expanze vesmíru z roku 1999.

Podobný experiment MAXIMA připravili i odborníci z NASA, Ministerstva energetiky USA a Kalifornské univerzity. Na rozdíl od BOOMERangu proběhly dva vědecké lety balonu přímo nad územím Spojených států na samotném konci minulého století. Pozorovat bylo sice možné jen malou část oblohy, zato však vědci získali velmi přesné výsledky souhlasící velmi dobře s teorií velkého třesku i inflačním modelem.

WMAP

Vzhledem k velkému úspěchu COBE se již krátce po ukončení mise začalo uvažovat o nové kosmické sondě, která by mohla zkoumat reliktní záření s vyšším rozlišením a lepší citlivostí. Projekt byl navržen v roce 1995 a schválen o dva roky později. Start proběhl již v roce 2001 na raketě Delta II a observatoř byla umístěna do libračního centra L2 soustav Slunce – Země. Dřívější název Microwave Anizotropy Probe (MAP) byl roku 2003 oficiálně změněn na Wilkinson Microwave Anizotropy Probe (WMAP), na počest již zmíněného Davida Wilkinsona, který zemřel v předchozím roce.

Původně se počítalo s tím, že bude observatoř pracovat jen o něco málo déle než 2 roky, nakonec pozorování skončila až po 9 letech, což umožnilo získat podstatně cennější data. Mezi hlavní úkoly sondy patřilo detailní proměření anizotropií a polarizace reliktního záření a rovněž upřesnění kosmologických parametrů při ověření stávajících modelů o vzniku a vývoji vesmíru.

A nutno říci, že se všechny cíle podařilo splnit nadmíru uspokojivě. Podle zjištění sondy se reliktní záření oddělilo od látky zhruba 375 000 let po vzniku vesmíru, přičemž se povedlo potvrdit jeho teplotu na 2,7 K s odchylkami v řádu 10^-5 K. Současně WMAP pořídila detailní mapu anizotropií a také provedla první důkladnější měření E módu polarizace.

Je nutné zdůraznit, že některé kosmologické parametry byly oproti výsledkům z COBE dosti zásadně upraveny. Udávaný věk vesmíru se snížil na 13,77 miliardy let, Hubbleova konstanta na 69,3 (km/s)/Mpc. Poměr baryonové hmoty se povedlo určit na 4,9 %, příspěvek temné hmoty činil podle údajů WMAP 23 % a na temnou energii připadal zbytek, tedy 72 %.

WMAP byla pro kosmologii nesmírně důležitou sondou, o čemž svědčí veliké uznání, které se observatoři dostalo v několika vědeckých časopisech, ocenění klíčových vědců několika prestižními fyzikálními cenami a také množství článků v odborné literatuře s mimořádně vysokým počtem citací. Snad nejvýznamnější je však podpora inflační kosmologie měřením geometrie a hustoty vesmíru, jakož i důležitá role při formování standardního kosmologického modelu. Bohužel je dnes tato mise dosti upozaděna mezi dřívějším COBE a pozdějším Planckem, proto se jí ještě budeme věnovat v samostatném článku.

Planck

Už v době ukončení činnosti WMAP působila v kosmickém prostoru nová, ještě dokonalejší sonda zkonstruovaná za účelem průzkumu reliktního záření. Její historie začala již v roce 1996, tehdy pod názvem COBRAS/SAMBA. Později byla přejmenována na Planck, podle slavného německého fyzika Maxe Plancka, autora vyzařovacího zákona a vzorce pro záření absolutně černého tělesa.

Projekt připravovala Evropská kosmická agentura (ESA) v rámci programu Horizont 2000 jako jednu ze středně velkých misí. Primární cíl sondy, pozorování reliktního záření respektive anizotropií v něm a další zpřesnění kosmologických parametrů, asi netřeba příliš zdůrazňovat. Kromě toho ale vědci doufali ve vytvoření katalogu Sunjajevových–Zeldovičových objektů, jakož i sledování aktivních galaktických jader či objektů v Mléčné dráze.

Start proběhl 19. května 2009 na raketě Ariane 5, přičemž stejně jako WMAP, také observatoř Planck byla umístěna v bodě L2 soustavy Slunce – Země. Planck disponoval dokonalejší technikou než jeho předchůdci, proto byl schopen pozorovat s výrazně vyšším rozlišením i přesností a navíc také v devíti frekvenčních pásmech oproti pouhým pěti u WMAP. Původní představa hovořila o roce a třech měsících práce, nakonec sonda završila svou činnost až po téměř čtyřech a půl letech.

A výsledky? První data uveřejnili vědci v roce 2013, poté vydali dvě aktualizace (2015 a 2018). Zatímco starší údaje se od výsledků WMAP mírně lišily, nejnovější analýza je, až na několik výjimek, téměř přesně potvrzuje. Stáří kosmu stanovuje Planck na 13,799 miliardy let, k oddělení reliktního záření došlo 380 000 let po vzniku vesmíru a vznik prvních hvězd datuje do období 550 milionů let od počátku. Hubbleova konstanta má hodnotu 67,7 (km/s)/Mpc. Složení vesmíru potom Planck udává v poměru 69,4 % temná energie, 25,8 % temná hmota a 4,8 % baryonová hmota. Všimněte si, že se v tomto případě, zvláště u poměru temné hmoty a temné energie, liší výsledky WMAP a Plancku nejvíce.

Dále se podařilo připravit katalog 1227 Sunjajevových–Zeldovičových objektů a v neposlední řadě i mapu polarizace reliktního záření. A právě díky ní víme, že polarizace pozorovaná experimentem BICEP II na South Pole Telescope nesouviselo s reliktními gravitačními vlnami, ale zmagnetizovaným mezihvězdným prachem v naší Galaxii. Na první pohled možná zklamání, ale právě díky tomu se povedlo určit průběh siločar magnetického pole v rovině Mléčné dráhy. To je mimořádně důležité pro přesnější určení zdrojů nabitých částic kosmického záření o němž jsme se bavili v nedávném textu. Druhá část polarizace reliktního záření, způsobená vlivem hvězdného větru na mezihvězdné a mezigalaktické prostředí, vznikla přesně v období tvorby prvních hvězd (550 milionů let po počátku).

Stejně jako předchozí sondy, také mise Planck byla mimořádně úspěšná. Právě z ní pochází nejnovější a nejpřesnější údaje o našem vesmíru a jeho složení, jakož i o mnoha dalších astrofyzikálních aspektech Mléčné dráhy i mnoha vzdálených objektů. Proto se také fyzikové Nazzareno Mandolesi a Jean-Loup Puget, klíčoví vědci projektu, stali držiteli několika prestižních ocenění.

LiteBIRD

Po konci veleúspěšné mise Planck se nějakou dobu zdálo, že si na další experimenty zkoumající reliktní záření v kosmickém prostoru budeme muset dlouho počkat. Nicméně v roce 2019 vybrala japonská agentura JAXA v rámci svého programu velkých misí sondu LiteBIRD určenou právě ke studiu reliktního záření. Ve finále LiteBIRD porazila další zajímavý projekt OKEANOS, jehož cílem měla být návštěva trojánů Jupiteru.

Při výběru však převážil mimořádný vědecký potenciál sondy LiteBIRD. Jejím hlavním cílem má být totiž ověření inflačního kosmologického modelu a hledání reliktních gravitačních vln, čehož observatoř dosáhne detailním a velice precizním měřením tzv. B módu polarizace reliktního záření. Reliktní záření může mít dva módy polarizace – B a E. Reliktní gravitační vlny se sice mohou projevit v obou módech, avšak u E módu jsou neodlišitelné od jiných příčin polarizace, zatímco B mód je pro tato pozorování ideální. Kromě reliktních gravitačních vln může být hypoteticky ještě způsoben topologickými defekty (magnetické monopóly, kosmické struny…), ale ty se v reliktním záření, vzhledem k jejich omezenému výskytu (pokud vůbec existují), pravděpodobně neprojevují.

Sice jsme si výše řekli o falešně pozitivním výsledku experimentu BICEP II, ale LiteBIRD bude pozorovat celou oblohu s mnohem vyšším rozlišením, bude tedy moci jednoznačně odlišit skutečný signál z počátku vesmíru od rušení způsobeného magnetickým mezihvězdným prachem. Měření japonské observatoře by tak mohla nejen ověřit správnost našich představ o vzniku vesmíru a procesech v prvních okamžicích jeho existence, ale i testovat alespoň některé předpovědi mnoha teorií kvantové gravitace.

Aby mohla sonda náročný program splnit, ponese více než 2600 supravodivých detektorů měřících polarizaci, které budou chlazeny kapalným heliem na přibližně 5 K, přičemž některé součástky budou, podobně jako u Plancku, chlazeny nejmodernější kryogenní technikou dokonce na 0,1 K. Do kosmického prostoru ji vynese nová japonská raketa H3 a stejně jako WMAP a Planck bude i LiteBIRD umístěna v libračním centru L2 soustavy Slunce–Země. Na start důležité observatoře, na níž se podílejí i odborníci z Evropy, USA a Kanady, se podle současných plánů můžeme těšit v roce 2028.

Závěr

Kosmologie se za uplynulých sto let dostala ze sotva přežívajícího oboru na výsluní zájmu odborníků i laické veřejnosti. Nejen, že se velmi často dozvídáme nové pozoruhodné poznatky o našem vesmíru, ale co je důležitější, jsou tyto velmi dobře ověřovány v našich pozemských i kosmických laboratořích. O takovém pokroku se se průkopníkům této mimořádně atraktivní vědy ani nesnilo. Mnoho z našich znalostí máme k dispozici díky důkladným analýzám reliktního záření provedených zejména v posledních 30 letech.

Nutno podotknout, že jsme se v dnešním příspěvku soustředili z velké většiny právě na reliktní záření. To je nesmírně důležité a z pohledu kosmonautiky zajímavější než jiné způsoby poznávání našeho vesmíru. Avšak ani zdaleka nejde o veškeré kosmologické znalosti. V kosmologii využíváme třeba rovněž studium vzdálených galaxií či supernov typu Ia, nebo také tzv. baryonové akustické oscilace, zjednodušeně řečeno hustotní oscilace baryonové (atomové) hmoty. Jak vidíte na obrázku vlevo, všechny tyto metody spolu velice dobře souhlasí, což vědce vždy zahřeje u srdce. Souhlas vzájemně nezávislých metod je velmi dobrým důkazem pro teorii velkého třesku.

Přestože zbývá dořešit několik problémů standardního kosmologického modelu, lze říci, že velký třesk je realita podobně jako existence gravitace, platnost kvantové mechaniky nebo skutečnost, že na Zemi probíhá biologická evoluce. Dovolím si tudíž parafrázovat známého evolučního biologa Theodosia Dobzhanského: „Nic v kosmologii nedává smysl, pokud se na to nepodíváme optikou velkého třesku.“

Nicméně pátrání po našem původu zdaleka nekončí. Kosmologie se rozvíjí mimořádně rychle a vzhledem k některým zde nastíněným experimentům věřím, že si na webu Kosmonautixu o reliktním záření či jiných aspektech moderní kosmologie v budoucnu ještě mnohokrát povíme.

Doporučená literatura

• Steven Weinberg – „The First three minutes“ – česky jako „První tři minuty“ (Mladá fronta, 1998)
• Jiří Grygar – „Vesmír jaký je“ (Mladá fronta, 1997)
• Simon Singh – „The Big Bang. The Most Important Scientific Discovery of All Time and Why You Need to Know About it“ – česky jako „Velký třesk (Argo a Dokořán, 2007)
• Lawrence Krauss – „ Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth … and Beyond“ – česky jako „Proměny vesmíru“ (Paseka, 2007)
• Brian Clegg – „Before Big Bang“ – česky jako „Před velkým třeskem“ (Argo a Dokořán, 2011)
• Janna Levin – „How the Universe Got Its Spots“ – česky jako „Jak vesmír přišel ke svým skvrnám“ (Argo a Dokořán, 2003)
• George Johnson – „Miss Leavitts Star’s“ – česky jako „Až na konec vesmíru“ (Argo a Dokořán, 2007)
• Robert Kirshner – „The Extravagant Universe. Exploding Stars, Dark Energy and the Accelerating Cosmos“ – česky jako „Výstřední vesmír“ (Paseka, 2005)

Doporučené a použité zdroje

• NASA WMAP – https://map.gsfc.nasa.gov/
• ESA Planck – https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck
• NASA Planck – https://www.nasa.gov/mission_pages/planck
• JAXA LiteBIRD – https://www.isas.jaxa.jp/en/missions/spacecraft/future/litebird.html
• NASA COBE – https://science.nasa.gov/missions/cobe
• Hubble Space Telescope – https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html
• Fred Hoyle – http://www.hoyle.org.uk/
• Atacama Cosmology Telescope – https://act.princeton.edu/
• ALMA – https://www.almaobservatory.org/en/home/
• South Pole Telescope – https://pole.uchicago.edu/public/Home.html

Zdroje obrázků

https://www.nasa.gov/images/content/403321main_COBEallsky_540.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ab/Wenceslas_Hollar_-_Creation_of_the_earth_%28State_1%29.jpg
https://physics.uwo.ca/~jlandstr/planets/webfigs/survey/images/earthcir.gif
https://falsafah.id/wp-content/uploads/2020/05/Belajar-Hikmat.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Brahe_kepler.jpg/1200px-Brahe_kepler.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/ba/Kepler_Mysterium_Platonic_Solids.jpg
https://pbs.twimg.com/media/DsF6WEyXQAEa1LE.jpg
https://m-blog.vecernji.hr/media/blogs/viktor-matic/2021/2/ru%C4%91erbo%C5%A1kovi%C4%87111.jpeg
https://history-biography.com/wp-content/uploads/2019/04/carl.jpg
https://stardate.org/sites/default/files/images/gallery/shapley_curtis.jpg
https://images.immediate.co.uk/production/volatile/sites/25/2021/04/great-debate-milky-way-304b863.jpg?quality=90&resize=620%2C365
https://assets.nautil.us/11618_de4994a3a1ec0331d2c59d37631a4776.jpg
https://image.pbs.org/video-assets/NgsLzeF-asset-mezzanine-16×9-HQuPEqK.jpg
https://schoolbag.info/science/human/human.files/image116.jpg
https://www.documentary.org/sites/default/files/images/sponsored-films/milt_and_pack_horse_on_trail_1910.jpg
https://schoolbag.info/science/human/human.files/image126.jpg
https://bnnas.files.wordpress.com/2014/12/gamow-ivanenko-landau.jpg
https://nosoloastrofisica.files.wordpress.com/2015/12/gamow-joke-lg.jpg
https://64.media.tumblr.com/tumblr_m5xauk1JUw1qbh26io1_1280.png
https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2007/08/PWfea4_08-07-1.jpg
https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/2020/takeapeekins.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5d/Triple-Alpha_Process.svg/1280px-Triple-Alpha_Process.svg.png
https://calisphere.org/clip/500×500/77cc23074c1b4000837bf903dd01ae70
https://caltech-prod.s3.amazonaws.com/main/images/Ward_Whaling-WEB.f5a8b530.fill-1600×810-c100.jpg
https://scienceblogs.com/files/startswithabang/files/2009/06/lecturing.jpg
https://miro.medium.com/max/1400/1*N0jLG8KwUTBvDNWoFr-HNw.png
https://www.joh.cam.ac.uk/sites/default/files/images/article_images/hoyle-b2fh_big.jpg
https://images.indianexpress.com/2018/07/science-759.jpg
https://ids.si.edu/ids/deliveryService?id=NASM-A20010321000_PS01&max=900
https://www.joh.cam.ac.uk/sites/default/files/images/article_images/hoyle-bondi_and_gold_big.jpg
https://history.aip.org/exhibits/cosmology/ideas/images-ideas/dicke-fowler-c26-for-dicke-lg.jpg
https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/01/100-universe_milestone_1964_penzias-wilson.jpg
https://th-thumbnailer.cdn-si-edu.com/RcKThjl6_P24mP-mzy5I-9JkuAw=/1000×750/filters:no_upscale():focal(399×1342:400×1343)/https://tf-cmsv2-smithsonianmag-media.s3.amazonaws.com/filer/38/35/383598ab-b21a-4390-b5db-d02b87f3bb3c/si-2001-5347.jpg
https://astronomy.com/-/media/Images/News%20and%20Observing/Intro%20to%20the%20Sky/Astro%20101/CMB/CMB_1965.jpg?mw=600
https://astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2021/01/ASYIF0121_04.jpg?mw=600
https://ep-news.web.cern.ch/sites/default/files/inline-images/EP-July2020/Linde4.jpg
https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/9Aphz9GQFpxmRrzHUVe3jS.jpg
https://i.ytimg.com/vi/GxWFZsdZN-0/maxresdefault.jpg
https://cdn.futura-sciences.com/buildsv6/images/largeoriginal/7/6/9/769c9788f8_57341_bicep2-spt-icecube-steffen-richter-harvard-university.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/af/Cobe_vision1.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ad/COBE_during_works.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/COBEDiagram.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cd/Cmbr.svg/1024px-Cmbr.svg.png
https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/cobe_images/cmb_fluctuations_big.gif
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6e/Prognoz.gif
https://elementy.ru/images/eltpub/relikt_1.jpg
https://www.researchgate.net/profile/Amedeo-Balbi/publication/2234996/figure/fig2/AS:669182874103822@1536557038751/Maps-of-the-CMB-temperature-anisotropy-produced-by-the-BOOMERanG-MAXIMA-and-DASI.jpg
https://space.skyrocket.de/img_sat/map__midex-2__1.jpg
https://apod.nasa.gov/apod/image/0302/sky_wmap_big.jpg
https://map.gsfc.nasa.gov/media/990350/990350b.jpg
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2007/01/planck_in_space/9880824-3-eng-GB/Planck_in_space_pillars.jpg
https://www.nasa.gov/sites/default/files/images/735694main_pia16874-full_full.jpg
https://www.nist.gov/sites/default/files/styles/2800_x_2800_limit/public/images/2020/10/13/matter_pie_0.png?itok=VHAm-1J5
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/03/planck_cmb/12583930-4-eng-GB/Planck_CMB.jpg
https://www.isas.jaxa.jp/en/missions/files/litebird_main2.jpg
https://cds.cern.ch/record/2636310/files/gnom_f020_p3_600p_1am.png
https://planck.ipac.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/31/jpg_original/Planck-CMBpolarization.jpg?1423272321
https://wallpaperaccess.com/full/175237.jpg