Vesmír je obrovský. Skladá sa z neuveriteľného množstva galaxií, ktoré sú od seba nepredstaviteľne ďaleko. V dávnej minulosti však vesmír vyzeral inak.
Pri svojom zrode bol vesmír veľmi hustý, veľmi malý a do svojej súčasnej podoby prešiel dlhým a komplikovaným procesom, ktorého kľúčovým aspektom je rozpínanie. Nás bude zaujímať, ako na to ľudia prišli. Kľúčovú úlohu budú hrať tmavé čiary, ktoré v spektre Slnka vedci objavili na začiatku 19. storočia. Tie isté čiary, ktoré boli podstatné pri objave kvantovej mechaniky a pochopení usporiadania hmoty vo vesmíre. Pripomeňme si, že ide o dôsledok preskakovania elektrónov medzi presne danými energetickými hladinami v elektrónovom obale atómov. Tieto hladiny sú pre každý prvok jedinečné a doteraz je prítomnosť zodpovedajúcich čiar najlepším spôsobom na identifikovanie zloženia neznámej látky. Vďaka novým čiaram sa napríklad podarilo objaviť ďalší prvok na Slnku, ktorý dostal meno podľa gréckeho boha Slnka, Hélia.
Sanitky a binárne hviezdy
Poloha čiar je presne daná, ale môže sa meniť. Znelo to protirečivo, kým sa neobjavilo meno rakúskeho fyzika Christiana Dopplera (1803 – 1853). V roku 1841 identifikoval efekt, ktorý teraz poznáme pod jeho menom a ktorý najčastejšie pozorujeme, keď okolo nás prefičí sanitka. Hoci ide o ten istý zdroj zvuku, výška tónu sirény je iná, keď sa k nám auto približuje, a iná, keď sa vzďaľuje. Na zvuk sa dá totiž pozerať ako na loptičky, ktoré sa vzduchom pohybujú a ako výšku tónu vnímame ich vzdialenosť. Čím sú k sebe bližšie, tým je tón vyšší. Stojaca sanitka vysiela loptičky v istej vzdialenosti od seba. Keď sa sanitka pohybuje k nám, loptičky dobieha a každú ďalšiu vyšle z miesta, ktoré je k tej predchádzajúcej o čosi bližšie.
Vzdialenosť medzi loptičkami sa skráti a budeme počuť sirénu s vyšším tónom. Keď sa sanitka vzďaľuje, bude to naopak. Ch. Doppler predpovedal tento efekt pre svetlo. Z pohľadu vlnenia totiž medzi svetlom a zvukom veľký rozdiel nie je. Ch. Doppler konkrétne uvažoval o svetle dvoch hviezd, ktoré okolo seba obiehajú. Jedna z hviezd sa k nám približuje, druhá sa od nás vzďaľuje, a preto sa budú posúvať aj spektrálne čiary v ich svetle. Vlnové dĺžky čiar vieme veľmi presne merať, ich pôvodnú polohu poznáme, vieme preto ľahko identifikovať ich zmeny a rýchlosť, ktorou hviezdy okolo seba obiehajú. Dajú sa tak identifikovať dvojhviezdy, aj keď nie je rozoznateľné svetlo jednotlivých hviezd.
Vzďaľujúce sa galaxie
Priekopníkom v spektroskopických pozorovaniach hviezd bol nemecký astrofyzik Hermann Vogel (1841 – 1907). Na prelome storočí sa spektroskopia stala jednou z najdôležitejších metód na analýzu svetla, ktoré z vesmíru prichádza. Americký astronóm Vesto Slipher (1875 – 1969) si v rokoch 1913 – 1917 všimol pozoruhodnú vec. Pri veľkej väčšine špirálových hmlovín sú čiary posunuté k červenému okraju spektra. To znamená, že sa od nás vzďaľujú. V. Slipher si uvedomil, že to je v rozpore s predpokladom ich neusporiadaného pohybu. Vo vesmíre musí byť nejaká, dovtedy nepozorovaná štruktúra alebo dynamika. Na jej objavenie ešte chýbala najpotrebnejšiu vedomosť – vzdialenosť medzi nami a špirálovými hmlovinami.
Ako sme písali v minulom vydaní Quarku, prvé takéto merania uskutočnili estónsky astronóm Ernst Öpik (1893 – 1985) v roku 1922 a americký astronóm Edwin Hubble (1889 – 1953) v roku 1924 pre galaxiu Andromeda, ktorá sa k nám zhodou okolností, ako jedna z mála, približuje. Tak sa podarilo dokázať, že špirálové hmloviny sú galaxie mimo tej našej. E. Hubblovi sa do roku 1929 podarilo zmerať vzdialenosť k 24 galaxiám. Z údajov o červenom posune, ktoré odmeral V. Slipher a Milton Humason (1891 – 1972), Hubblov asistent, urobil E. Hubble jeden z najprevratnejších experimentálnych objavov modernej fyziky. Rýchlosť, akou sa od nás galaxie vzďaľujú, je priamoúmerná ich vzdialenosti. Tu treba poznamenať, že Hubblove merania vzdialeností boli nepresné. E. Hubble však robil chyby konzistentne a všetky jeho merania boli nepresné rovnakým faktorom. S trochou šťastia teda priama úmernosť zostala a stala sa zákonom, ktorý nesie Hubblovo meno.
Foto wikipédia
Dynamika časopriestoru
Tieto objavy znamenali, že niečomu vo vesmíre dobre nerozumieme. Keďže fyzici už vzdali úsilie o umiestnenie Zeme či Slnečnej sústavy do špeciálnej pozície, bolo veľmi ťažké uveriť, že by sa všetko vzďaľovalo práve od nás. Ďalšia skutočná revolúcia, ktorá okrem iného viedla k vysvetleniu Hubblovho zákona, bola v tom čase už v plnom prúde aj na inom fronte. Na rozdiel od obrovských ďalekohľadov na vysokých kopcoch sa diala na papieroch v pracovniach teoretických fyzikov. Všetko to začal Albert Einstein (1879 – 1955). Teraz však už nie ako mladý zamestnanec patentového úradu, ale ako uznávaný profesor. Po roku 1905 sa A. Einstein intenzívne venoval rozšíreniu svojej teórie relativity o fenomén gravitácie. Jeho úsilie vyvrcholilo v rokoch 1915 – 1916 do Einsteinových rovníc všeobecnej teórie relativity. Tie spájajú hmotu so zakrivením časopriestoru – hmota zakrivuje priestor a gravitácia je prejavom tohto zakrivenia. Čo je však pre náš príbeh najpodstatnejšie, časopriestor v týchto rovniciach sa neobjavuje ako statický objekt. Prestáva byť iba javiskom pre fyzikálne deje a začína do nich vstupovať ako plnohodnotný hráč so svojou vlastnou dynamikou. Vzniká kozmológia, časť fyziky, ktorá túto dynamiku popisuje. Napriek zložitosti Einsteinových rovníc sa rýchlo podarilo nájsť riešenia, ktoré vývoj vesmíru popisujú. Okrem A. Einsteina napríklad aj ruskému matematikovi Alexandrovi Friedmannovi (1888 – 1925) v roku 1922. Bez ohľadu na to, aké konkrétne riešenie ste zobrali, všetky mali jeden veľký problém. Popisovali vesmír, ktorý nemohol byť statický. Mohol sa zmršťovať alebo rozpínať. Vtedy to bol veľký problém. O Slipherových pozorovaniach vedci zväčša ešte nevedeli alebo ich nesprávne interpretovali.
Ak chcete mať prístup aj k exkluzívnemu obsahu pre predplatiteľov alebo si objednať tlačenú verziu časopisu Quark, prihláste sa alebo zaregistrujte.
Mgr. Juraj Tekel, PhD.
Katedra teoretickej fyziky FMFI UK v Bratislave
Foto NASA