V roce 1991 vydavatelství Mladá Fronta vydalo ve své edici Kolumbus knihu Stephena Hawkinga Stručná historie času. Sám autor o knize říká, že je to kniha o Bohu a jeho postavení a významu ve vesmíru. Kniha sleduje vývoj moderní kosmologie - vědy o vzniku a vývoji vesmíru - od filozofických a náboženských názorů ve starověku až po současné kosmologické teorie.

Při zpracování tohoto textu jsem vycházel z knihy Stephena Hawkinga, kdy jsem dodržel obsah jednotlivých kapitol a rozšířil jej o některé podrobnosti a dodatky.

Použitá literatura:

[1] Hawking, Stephen W.: Stručná historie času, Mladá Fronta, Praha 1991 (z angl.originálu A Brief History of Time. From The Big Bang to Black Holes, Bantam Books Inc., New York 1988)

[2] Šolc, Martin - Švestka, Jiří - Vanýsek, Vladimír: Fyzika hvězd a vesmíru. Učebnice pro střední školy, SNTL, Praha 1983

[3] Fischer, Jan: Průhledy do mikrokosmu. Mladá Fronta, Praha 1986

[4] Misner, Charles W. - Thorne, Kip S. - Wheeler, John Archibald: Gravitation. W.H. Freeman and Company, San Francisco 1973

[5] Grygar, Jiří: Krátký kurs kosmologie. Věda a technika mládeži, 1987

[6] Ratel, Andre: Guide on The General Relativity Package (Application of Derive, Mathematical Assistant)

Řecký filozof Aristotelés v roce 340 př.n.l. ve své knize O nebi uvedl dva důvody pro tvrzení, že Země je koule a ne plochá deska. Zatmění Měsíce nastávají v okamžiku, kdy Země vstoupí mezi Měsíc a Slunce. Stín Země na povrchu Měsíce je vždy kruhový. Kdyby byla Země plochou deskou, musel by stín být eliptický. Kruhový by byl pouze v tom případě, kdyby Slunce bylo přesně pod středem ploché desky diskového tvaru.

Ze svých cest Řekové odpozorovali, že hvězda Polárka je níže nad obzorem, když ji pozorujeme v jižních oblastech Země, než když ji pozorujeme ze severnějších oblastí. Pozorovatel na pólu by měl Polárku přímo nad hlavou, pozorovatel na rovníku by ji viděl těsně nad horizontem. Aristotelés určil z rozdílu zdánlivé polohy Polárky na obloze délku poledníku (obvodu Země).

Třetím důvodem pro kulatost Země je pozorování lodě připlouvající od horizontu, kdy jsou nejprve vidět plachty a teprve později trup.

Aristotelés se domníval, že Země je nehybná a Slunce, Měsíc a hvězdy obíhají kolem ní po kruhových drahách. Pro svůj předpoklad měl pouze mystické důvody. Jeho myšlenky rozvinul ve 2.stol.n.l. Ptolemaios do úplného kosmologického modelu. Podle něj Země spočívala ve středu a byla obklopena osmi nebeskými sférami nesoucími Měsíc, Slunce, hvězdy a pět tehdy známých planet (Merkur, Venuši, Mars, Jupiter a Saturn).

Ptolemaiův model umožňoval poměrně přesné předpovědi polohy nebeských těles. Měl však vážné nedostatky. Aby vypočtené polohy Měsíce souhlasily s pozorovanými, musel Ptolemaios předpokládat, že se Měsíc přibližuje k Zemi až na polovinu největší vzdálenosti, což by znamenalo, že se jeho zdánlivá velikost na obloze musí měnit. Ptolemaios si byl tohoto nedostatku vědom, nicméně jeho model byl všeobecně přijímán a byl také schválen křesťanskou církví jako obraz vesmíru, který je ve shodě s Písmem, protože ponechával vně sfér místo pro nebe a peklo.

V roce 1514 polský kněz Mikoláš Koperník navrhl jednodušší model. Umístil Slunce do středu svého kosmologického modelu a planety nechal obíhat kolem něj po kružnicích. Později tuto myšlenku podporoval německý astronom Johannes Kepler a italský filozof Galileo Galilei.

Roku 1609 Galilei pozoroval svým právě vynalezeným dalekohledem pohyb malých satelitů - měsíčků kolem Jupitera. Tím prokázal, že ne vše obíhá kolem Země. V té době si Kepler uvědomil, že předpoklad kruhových drah nemusí být správný a nahradil tyto dráhy elipsami.

Kepler nemohl tento předpoklad dokázat, to učinil až roku 1687 sir Isaac Newton ve své knize Philosophiae naturalis principia mathematica. Kepler ve svém díle Astronomia tyto výsledky do značné míry předjímal. Zákony pohybu objevil při svém pobytu v Praze, kam se uchýlil z náboženských důvodů a také proto, aby mohl využít pečlivých měření astronoma rudolfínského dvora Tychona Brahe. K eliptickému tvaru planetárních drah Kepler dospěl na základě změřených poloh planety Mars.

Isaac Newton ve své výše zmíněné práci popsal nejen teorii pohybu těles v prostoru a v čase, ale zároveň vytvořil složitý matematický aparát pro zkoumání pohybu. Dále postuloval tvar zákona všeobecné přitažlivosti - gravitace. Newtonovi se podařilo dokázat, že z jeho gravitačního zákona vyplývá eliptický pohyb Měsíce kolem Země a planet kolem Slunce.

Newton věděl, že také hvězdy se vzájemně přitahují, proto by neměly setrvávat v klidu. V dopise Richardu Bentleymu v roce 1691 uvádí, že by k tomu skutečně muselo dojít, kdyby byl ve vesmíru jen konečný počet hvězd rozmístěných v ohraničené části prostoru. Newton se domníval, že by tato situace nemohla nastat, kdyby byl ve vesmíru neomezený počet hvězd rozmístěných zhruba rovnoměrně v celém nekonečném prostoru, protože v tomto případě neexistuje význačné místo, ke kterému by hvězdy mohly být přitaženy.

Zmíněné argumenty jsou příkladem jedné z mnoha pastí, které chystají úvahy o nekonečnu. V nekonečném vesmíru totiž lze každý bod považovat za střed, protože každý bod je obklopen nekonečným počtem hvězd.

Proto se v pozdější době přešlo na zkoumání systémů konečných rozměrů a poté se uvažovaly situace, kdy se k výchozímu systému přidají další slupky, v nichž je hmota rozložena rovnoměrně. Z Newtonovi teorie lze odvodit, že přidané slupky nebudou mít na pohyb původních hvězd žádný vliv. Teorie obsahující pouze přitažlivou sílu vylučovala statický model vesmíru s neohraničeným rozložením hmoty.

Až do začátku 20.století myšlenku rozpínajícího se nebo naopak smršťujícího se vesmíru nepovažoval žádný badatel za přijatelnou. Podle tehdejšího názoru vesmír buď existuje věčně v neměnné podobě, nebo byl v minulosti vytvořen tak, jak ho vidíme dnes.

Dokonce ani ti, kteří si uvědomovali, že Newtonova teorie neumožňuje statický vesmír, model nestatického vesmíru nenavrhli a naopak se pokoušeli poopravit teorii tak, aby síla mezi velmi vzdálenými objekty byla odpudivá. Taková úprava by způsobila jen neznatelnou změnu vypočtených drah planet a přitom by umožnila, aby neohraničené rozložení hvězd zůstalo v rovnováze. Podrobnější výpočty však ukázaly, že tato rovnováha nemůže být trvalá. Libovolná nepatrná zhuštěnina hmoty způsobí, že převládnou přitažlivé síly a tato část se začne smršťovat. Naopak v řidších oblastech převládnou odpudivé síly a hmota z nich postupně zmizí.

Další námitka proti nekonečnému statickému vesmíru se obvykle připisuje německému filozofovi Heinrichu Olbersovi, který o tomto problému psal v roce 1823. Dnes ji nazýváme Olbersovým paradoxem, ikdyž nebyl zdaleka první, kdo si problému povšiml. Jádro Olbersova paradoxu spočívá v představě, že pokud je vesmír nekonečný, pak v každém směru bychom měli vidět v menší či větší vzdálenosti povrch nějaké hvězdy. Olbers se pokusil nesprávně zdůvodnit tento paradox pohlcováním záření hvězd mezihvědným prachem. Takový prach by se ovšem zahříval, až by zářil stejně, jako hvězdy.

O počátku vesmíru lidé rozmýšlejí od nepaměti. Podle dávných kosmologických modelů a židovských, křesťanských a islámských tradic by vesmír stvořen. Jedním z argumentů podporujících tento názor byl pocit potřeby "prvotní příčiny" k vysvětlení existence vesmíru. Jiný přístup nalezneme v knize svatého Augustina O božím státě. Augustin umístil na základě knihy Genesis stvoření světa do doby asi 5 000 let př.n.l.

Naproti tomu Aristotelés a spolu s ním většina řeckých filozofů neměl myšlenku stvoření světa v oblibě, protože odmítal zásahy nadpřirozených sil. Věřil, že lidský rod a okolní svět existovaly a budou existovat věčně.

Otázce věčnosti a nekonečnosti vesmíru se důkladně věnoval filozof Immanuel Kant ve své Kritice čistého rozumu, která vyšla roku 1781. Řadil tuto otázku mezi antinomie - protimluvy čistého rozumu, protože cítil, že lze nalézt stejně dobré důvody jak pro názor, že vesmír měl počátek, tak pro víru, že je věčný. Je-li vesmír věčný, musel před každou událostí uplynout nekonečně dlouhý časový úsek, což Kant považoval za absurdní. Pokud naopak měl vesmír počátek v minulosti, musela podle Kanta před tímto počátkem uplynout nekonečná doba. Proč by měl právě v určitém okamžiku vzniknout vesmír? Ve skutečnosti jsou argumenty pro věčný vesmír a argumenty proti němu založeny na předpokladu, že čas plyne neustále, nezávisle na existenci vesmíru.

Pojem času před vznikem vesmíru ovšem nemá smysl. Toho si povšiml již Augustin, když se ptal, co dělal Bůh před stvořením světa. Odpověď nezněla, že připravoval peklo pro lidi, kteří kladou takovéto otázky, ale usuzoval, že čas je vlastností vesmíru a neexistoval tedy dříve, než vznikl vesmír.

V době, kdy většina lidí věřila v neměnný vesmír, měl problém zpočátku metafyzický a teologický podtext. Astronomická pozorování bylo možno vysvětlit pomocí obou teorií. V roce 1929 však Edwin Hubble provedl pozorování, které znamenalo přelom ve vývoji kosmologie. Studiem vzdálených galaxií zjistil, že se všechny bez výjimky od nás rychle vzdalují, tedy vesmír se všeobecně rozpíná. Někdy před asi 20 miliardami let byla vesmírná hmota v jednom místě s nekonečnou hustotou. Hubbleův objev přivedl úvahy o počátku vesmíru do sféry vědy.

Od pozorování rozpínání vesmíru byl krok k myšlence, že existoval okamžik, kdy byl vesmír nekonečně malý s nekonečnou hustotou - teorie velkého třesku. Za takových okolností přestávají platit zákony fyziky a proto věda ztrácí možnost jakýchkoliv důkazů.

U neměnného, statického vesmíru měl počátek svou příčinu vně vesmíru. Mohl nastat, ale také nemusel. Bůh mohl stvořit vesmír v libovolném okamžiku v minulosti. Pokud se ovšem vesmír rozpíná, mohou existovat důvody jeho rozpínání. Stále si lze ještě představit, že Bůh stvořil vesmír v okamžiku velkého třesku nebo i později (pokud to učinil tak, že dnes vesmír vypadá jako by vznikl při velkém třesku). Ale nemá smysl předpokládat, že vesmír byl stvořen před velkým třeskem. Expandující model vesmíru tedy Stvořitele nevylučuje, ale omezuje dobu, po kterou mohl odvést svoji práci.

Aristotelés zastával názor, že přirozeným stavem těles je klid a tělesa se pohybují jen působením síly. Podle Aristotelovy teorie by těžká tělesa měla padat k zemi rychleji, než padají tělesa lehká, protože jsou k zemi více přitahována.

Aristotelés vyjadřoval přírodní zákony slovy: "Daná hmota se ve vymezeném časovém intervalu posune o určitou vzdálenost. Těžší kus hmoty projde stejnou dráhu v kratším čase, než lehčí kus, přičemž potřebná doba je nepřímo úměrná jeho váze." Zrychlení pohybu jednotlivých těles je podle Aristotelovi teorie určeno zastoupením základních druhů látky, z nichž se skládá - země, vzduchu, ohně a vody.

Aristotelovi žáci zastávali názor, že člověk je schopen odhalit přírodní zákony ryzím uvažováním a že se obejde bez neustálého prověřování experimentem a pozorováním.

Galileo Galilei prováděl pokus, kdy pouštěl různě těžké koule po nakloněné rovině a měřil dobu pohybu. Jeho měření ukázala, že gravitační zrychlení nezávisí na váze těles.

Výsledky Galileiho výzkumů využil Newton při formulaci nových zákonů pohybu. V Galileho pokusech byla tělesa kutálející se dolů po nakloněné rovině poháněna silou stejné velikosti (jejich vahou) a v důsledku toho bylo zrychlení konstantní. To ukázalo, že působící síla mění rychlost tělesa, tedy že neudržuje pouze těleso v pohybu, jak se myslelo dříve. Zároveň se ukázalo, že pokud síla přestane působit, těleso se bude pohybovat dále neměnnou rychlostí. Tuto myšlenku jednoznačně formuloval Isaac Newton v díle Principia z roku 1687 a je dnes známa jako první Newtonův zákon.

Druhý Newtonův zákon vysvětluje, co se stane, začne-li síla působit. Tvrdí, že se těleso bude urychlovat a to úměrně působící síle.

Kromě pohybových zákonů Newton objevil gravitační zákon, podle něhož jsou dvě tělesa přitahována vzájemně silou přímo úměrnou součinu jejich hmotností a nepřímo úměrnou druhé mocnině jejich vzdálenosti.

Aristotelés dále předpokládal, že existuje stav klidu, k němuž směřují tělesa, pokud na ně nepůsobí žádná vnější síla. Podle Newtonovi teorie žádný takový klidový stav neexistuje. Vzájemný pohyb dvou těles lze popsat tak, že první těleso je v klidu a druhé se vůči němu pohybuje, nebo naopak. Proto také nelze rozhodnout, zda se dvě události, které nastaly ve dvou časových okamžicích, udály v jednom místě prostoru nebo v různých místech.

Newtona tento rozpor obzvláště znepokojoval, protože odporoval jeho pojetí absolutního Boha. Proto se nakonec rozhodl pojem absolutního prostoru odmítnout, ikdyž se přímo nabízel. Za tento nelogický krok byl později kritizován.

Biskup George Berkeley věřil, že veškeré objekty, prostor i čas jsou pouhou iluzí. Berkeleyho kritika existence materiálních objektů plynula z jeho filozofického postoje - svět existuje pouze v mysli Boha.

Jak Aristotelés, tak i Newton věřili v absolutní čas. Domnívali se, že lze jednoznačně určit časový interval mezi dvěma událostmi a že tato doba je stejná pro všechny pozorovatele. Čas byl od prostoru zcela oddělen.

Tento názor však musel padnout. Vedl sice k uspokojivým výsledkům při malých rychlostech, ale nevyhovoval u těles letících rychlostí blízké rychlosti světla.

Skutečnost, že se světlo šíří konečnou rychlostí, odhalil roku 1676 dánský astronom Ole Christensen Romer sledováním zákrytů měsíců Jupitera touto planetou. Zjistil, že intervaly mezi zákryty se mění a uvědomil si, že příčinou je pohyb Země a Jupitera kolem Slunce. Prodlevy mezi zákryty narůstají, když se obě planety od sebe vzdalují (dráha světla se zvětšuje). Na základě svých pozorování astronom odhadl rychlost světla na 225 000 km/s. Jeho důkaz vykonal 11 let před vydáním Newtonova díla Principia.

Teprve roku 1865 se britskému fyzikovy Jamesi Clerku Maxwellovi podařilo sjednotit částečné teorie, které se používaly do té doby k popisu elektrických a magnetických sil. Maxwellovy rovnice popisují šíření elektromagnetického pole ve vlnách, kdy jejich rychlost je neměnná.

Podle Maxwellovy teorie by se měly rádiové a světelné vlny šířit konstantní rychlostí. Ale Newtonova teorie opustila myšlenku absolutního klidu, proto vzniká problém nalézt vztažnou soustavu, vůči níž se bude rychlost vlnění vztahovat. Jediným možným řešením byl předpoklad existence substance vyplňující celý prostor - éter. Světlo se podle této hypotézy šíří éterem obdobně, jako se zvuk šíří zvukem.

Pozorovatelé, které se vůči éteru pohybují by měli změřit různé rychlosti světla vzhledem ke své pozici, ale vůči éteru by měla být tato rychlost konstantní. Pohyb Země kolem Slunce způsobuje, že ve směru pohybu Země se ke zdroji světla přibližujeme, proto by rychlost světla měla být větší, než při pozorování v kolmém směru. Roku 1887 provedl Albert Michelson a Edward Morley v Caseově škole užité vědy v Clevelandu experiment, který prokázal, že rychlost světla v obou směrech je stejná.

V letech 1887 až 1905 bylo učiněno několik pokusů, zejména dánským fyzikem Hendrikem Lorentzem, vysvětlit výsledek Michelsonova-Morleyho experimentu na základě předpokladu zkracování předmětů a zpomalování času při pohybu hodin éterem.

Avšak roku 1905 ukázal německý fyzik Albert Einstein, do té doby neznámý zaměstnanec patentového úřadu v Bernu, že zavedení éteru není nezbytné, pokud se vzdáme myšlenky absolutního času.

K podobnému výsledku dospěl o několik týdnů později francouzský matematik Henri Poincaré. Einsteinovi argumenty však měly blíže k fyzice, protože Poincaré přistupoval k problému především jako matematik. Proto je Einsteinovi přiznávána hlavní zásluha na vytvoření speciální teorie relativity, k níž ovšem Poincaré značným dílem přispěl.

Zevrubné posouzení prácí Einsteinových a Poincarého nalezneme v Einsteinově biografii sepsané jeho přítelem Abrahamem Paisem: "Einstein a Poincaré se setkali (poprvé a mám za to, že i naposledy) na první solvayské konferenci v Bruselu v říjnu 1911. Einstein napsal o tomto setkání svému příteli: 'Poincaré byl všeobecně proti (výkladu teorie relativity) a přes svůj ostrý důvtip prokázal málo pochopení pro celou situaci...' V roce 1953, u příležitosti nadcházejícího výročí vzniku speciální teorie relativity, obdržel Einstein pozvání do Bernu. Odpověděl, že mu jeho zdraví cestu neumožňuje. V dopise se poprvé (pokud je mi známo) zmínil o Poincarého roli v relativitě: 'Doufám, že budou při této příležitosti oceněny zásluhy H.A. Lorentze a H. Poincarého...' Bernské setkání se uskutečnilo krátce po Einsteinově smrti. Svůj konečný názor však Einstein napsal ještě těsně před svou smrtí: 'Při studiu Maxwellových rovnic rozpoznal Lorentz základní roli transformací, které nesou jeho jméno, a Poincaré prohloubil náš vhled ještě dále...'".

Základem speciální teorie relativity je požadavek, aby fyzikální zákony byly stejné ve všech inerciálních vztažných soustavách (tj. soustavách souřadnic, které se pohybují rovnoměrným přímočarým pohybem). Tento požadavek splňovala už Newtonova teorie, avšak nyní byl rozšířen i na Maxwellovu teorii pro jevy elektromagnetické povahy, včetně tvrzení o konstantní rychlosti světla, která musí být stejná ve všech interciálních vztažných soustavách.

Na základě uvedených požadavků Einstein nalezl vztah ekvivalence mezi setrvačnou hmotností a celkovou energií tělesa a vyslovil tvrzení, že žádný hmotný objekt se nemůže pohybovat rychleji než světlo ve vakuu.

V Newtonově mechanice platily zákon zachování hmotnosti a zákon zachování energie odděleně. Podle speciální teorie relativity je umožněna vzájemná přeměna hmotnosti a energie. Pohybová energie tělesa zvětšuje celkovou hmotnost tělesa. Čím vyšší je rychlost tělesa, tím obtížnější je jeho urychlování. Pouze světlo se šíří rychlostí světla, protože má nulovou klidovou hmotnost. Pro popis pohybu hmotných částic speciální teorie relativity používá prostoročas, tedy čtyřrozměrný prostor se třemi prostorovými a jednou časovou souřadnicí.

Speciální teorie relativity úspěšně objasnila, proč všichni pozorovatelé v inerciálních vztažných soustavách změří rychlost světla stejnou a jaké jevy nastávají s tělesy, které se pohybují rychlostmi blízkými rychlosti světla. Není však slučitelná s Newtonovým pojetím gravitace a s jeho gravitačním zákonem.

Podle Newtonova zákona závisí přitažlivá síla mezi tělesy na jejich okamžité poloze. Gravitační efekty by se tedy musely šířit nekonečně velkou rychlostí. Mezi lety 1908 až 1914 se Albert Einstein několikrát neúspěšně pokusil nalézt takovou teorii gravitace, která by byla slučitelná se speciální teorií relativity.

Roku 1915 navrhl úspěšnou teorii, dnes známou obecná teorie relativity. Revolučnost Einsteinova přístupu spočívala v novém chápání gravitační interakce. Gravitaci lze chápat jako důsledek toho, že prostoročas není euklidovský, ale zakřivený účinkem hmotnosti a energie, kterou obsahuje. Tělesa se nepohybují po zakřivených drahách proto, že by k tomu byla nucena přitažlivou silou ostatních těles. Jejich dráha je nejkratší křivkou spojující body v zakřiveném prostoru, tzv. geodetikou. Např. na povrchu koule je nejkratší spojnicí dvou bodů (geodetikou) hlavní kružnice (tj. kružnice se středem ve středu koule). Hmota Slunce zakřivuje prostoročas takovým způsobem, že se nám prostoročasová geodetika Země jeví jako eliptická dráha v euklidovském prostoru.

Jedním z důkazů platnosti obecné teorie relativity bylo objasnění stáčení perihélia (nejbližšího místa ke Slunci) dráhy planety Merkur. Dalším důkazem bylo pozorování zákrytů hvězd slunečním kotoučem, kdy k zákrytu hvězdy dochází později vlivem zakřivení světelného paprsku od hvězdy do oka pozorovatele při průchodu kolem Slunce. Tato hypotéza byla testována v roce 1915 v západní Africe.

Obecná teorie relativity dále tvrdí, že v blízkosti velmi hmotných těles plyne čas pomaleji, což je dáno přímou úměrností mezi energií záření a jeho frekvencí. Je-li paprsek záření vyslán z povrchu hmotného tělesa, ztrácí svoji energii a tím se snižuje jeho frekvence. Tento jev byl testován v roce 1962 pomocí dvou vysoce přesných hodin umístěných v přízemí a na vrcholu vodárenské věže. Hodiny položené dole (tedy v silnějším gravitačním poli) šly pomaleji, než hodiny n vrcholu.

Newtonovy zákony pohybu znamenaly konec možnosti stanovit absolutní polohu objektů v prostoru. Teorie relativity se zbavila i absolutního času.

S příchodem obecné teorie relativity se prostor a čas staly dynamickými veličinami. Pohybující se objekt nebo působící síla ovlivňují křivost prostoročasu a naopak struktura prostoročasu působí na pohyb těles a síly.

Starou myšlenku v podstatě neměnného vesmíru nahradil dynamický model rozpínajícího se vesmíru, který vznikl před konečnou dobou a patrně za konečnou dobu opět zanikne.

Při pohledu na hvězdnou oblohu nás nejprve upoutají jasné planety - Venuše, Mars, Jupiter nebo Saturn. Spatříme obrovské množství hvězd, kterým se říkalo stálice, díky jejich stálé poloze. Ve skutečnosti se poloha zejména blízkých hvězd periodicky mění a promítají se tak na různá místa nebeské sféry. Hvězdy zaplňují všechna místa oblohy, ale nejhustěji jsou soustředěny do pásu zvaného Mléčná dráha, Galaxie.

Již před rokem 1750 vysvětlovali někteří astronomové vzhled Mléčné dráhy tím, že většina hvězd se seskupuje do diskového útvaru, na který pohlížíme zevnitř. Tuto myšlenku podpořil o pár desetiletí později astronom sir William Herschel, který dokončil práci na katalogu hvězdných poloh a velikostí.

Vznik moderního pohledu na vesmír se datuje rokem 1924, kdy americký astronom Edwin Hubble prokázal, že naše Galaxie není ve vesmíru jediná. Vzdálenost galaxií mnohonásobně přesahuje vzdálenost hvězd v naší Galaxii. Proto Hubble musel použít nepřímou metodu pro určování vzdáleností. Vycházel z toho, že zdánlivá jasnost hvězdy na obloze je ovlivněna jednak množstvím světla, které hvězda vydává (svítivost hvězdy) a jednak vzdáleností (intenzita světla klesá s druhou mocninou vzdálenosti zdroje).

Hubble si uvědomil, že existuje zvláštní typ hvězd (pulsující hvězdy nazývané souhrnně cefeidy), jejichž svítivost je v blízkém slunečním okolí stále stejná. Pokud nalezneme takovou hvězdu v jiné galaxii, je rozumné předpokládat, že má stejnou svítivost, a na základě toho lze určit její vzdálenost. Edwin Hubble publikoval vzdálenosti devíti různých galaxií.

Hvězdy kromě své svítivosti (hvězdné velikosti) mají ještě jednu výraznou vlastnost, barvu. Již Isaac Newton si povšiml, že sluneční světlo při průchodu skleněným hranolem se rozkládá na své barevné složky, které vytvářejí spojité spektrum. Podobným způsobem lze rozložit světlo za dalekohledem zaostřeným na zvolenou hvězdu nebo galaxii.

Spektrum jakéhokoliv zdroje je určeno jeho povrchovou teplotou (termální spektrum), proto lze ze spektra hvězdy stanovit její povrchovou teplotu. Od dlouhovlnného ke krátkovlnnému konci se prostírá spojité spektrum tepelného původu - kontinuum. V něm jsou pak tmavější místa menší intenzity - absorbční čáry a někdy i místa s větší intenzitou - emisní čáry.

Absorbční čáry ve slunečním spektru pozoroval kolem r.1800 německý optik J. Fraunhofer. V polovině 19.století Kirchhoff a Bunsen položily základy spektrální analýzy objevením dvou zákonů:

1. Jednotlivé prvky v plynném stavu mají spektrum složené z čar, jejichž počet a vlnové délky jsou za všech podmínek (teploty, hustoty a tlaku) vždy stejné (mění se jen výraznost čar).

2. Spektrální čáry plynu umístěného mezi zdrojem spojitého záření a pozorovatelem se jeví jako absorbční, pokud je teplota plynu nižší než teplota zdroje, nebo jako emisní, je-li tomu naopak.

Když ve dvacátých letech 20.století začali astronomové prohlížet spektra galaxií, zjistili, že celé skupiny čar jsou posunuty k červenému konci spektra. Tato skutečnost souvisí s Dopplerovým efektem, kdy přibližující se zdroj světla má barvu posunutou k modrému konci spektra a vzdalující se zdroj naopak k červenému konci světla. Příčinou tohoto jevu je, že pokud se zdroj přibližuje, projde okem pozorovatele více vln za daný časový interval, než zdroj za tento časový interval vyšle. Frekvence těchto vln souvisí s barvou zdroje.

Edwin Hubble v roce 1929 oznámil, že posun spektrálních čar ve spektrech galaxií není náhodný, ale je přímo úměrný vzdálenosti těchto galaxií od nás. To ho vedlo k závěru, že celý vesmír se rozpíná a tedy vzdálenost mezi galaxiemi narůstá s časem.

Objev rozpínání vesmíru znamenal významný myšlenkový přelom. Newton a další vědci si mohli uvědomit, že statický vesmír by se vlivem gravitačních sil začal smršťovat. Kdyby rozpínání bylo rychlejší, než určitá mezní hodnota, pak by gravitace nemohla rozpínání zastavit a vesmír by se rozpínal trvale.

Vlastnosti nestatických modelů vesmíru mohly tak být předpovězeny na základě Newtonovy teorie už během devatenáctého, osmnáctého nebo i koncem sedmnáctého století. Ale víra ve statický vesmír byla natolik silná, že přetrvala až do století dvacátého. Dokonce i Albert Einstein, když v roce 1915 formuloval obecnou teorii relativity, si byl neměnností vesmíru natolik jistý, že svou teorii upravil tak, aby rovnice model statického vesmíru připouštěly. Do své Einsteinovy rovnice (která dává do souvislosti Riemannův tenzor křivosti s tenzorem hmotnosti a energie) zavedl tzv. kosmologický člen, představující "antigravitační vliv", který, na rozdíl od ostatních sil, neměl mít příčinu v žádném zdroji, ale měl být vlastností samotného prostoročasu. Einstein tvrdil, že prostoročas má vrozený sklon k rozpínání a že tato tendence může být v rovnováze s přitažlivostí hmoty, takže výsledkem je statický vesmír.

Zatímco Einstein a ostatní fyzici pátrali po cestách, jak se vyhnout nestatickým modelům vesmíru, pokusil se sovětský fyzik Alexandr Fridman tyto modely vysvětlit. Učinil dva zjednodušující předpoklady o vesmíru: předpoklad homogenity (vesmír je stejný při pozorování z různých míst) a izotropie (vesmír je stejný při pozorování ve všech směrech). Na základě těchto dvou myšlenek ukázal, že bychom neměli očekávat statický vesmír. Výsledek Hubbleova objevu Fridman předpověděl už v roce 1922.

Skutečnost, že se vesmír rozpíná, neznamená, že se zvětšují rozměry mikroskopických objektů, jako jsou atomy. Celková expanze vesmíru neznamená, že by nemohly existovat lokální nerovnoměrnosti. Ani jednotlivé galaxie se nerozpínají, ale vzdálenosti mezi celými skupinami galaxií se bez výjimky zvětšují.

Předpoklad, že vesmír vypadá ve všech směrech stejně, se zdá v měřítcích naší Galaxie jako nepravdivý, k čemuž stačí pohled na oblohu. Pokud ovšem bereme obrovská měřítka, tj. velké skupiny galaxií, zjistíme, že je jich přibližně v každém směru stejný počet. Po dlouhý čas se tento argument přijímal jako dostatečné zdůvodnění a Fridmanův předpoklad se přijímal jako velmi hrubé přiblížení.

V roce 1965 testovali dva američtí fyzici, Arno Penzias a Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories v New Jersey velmi citlivý mikrovlnný detektor. Překvapilo je, že jejich přístroj zachycuje více šumu, než by odpovídal šumové teplotě použitých součástek. Ve velké anténě nejprve objevili trochu ptačího trusu, ale šum stále trval. Uvědomili si, že signál přicházející z atmosféry by měl být silnější, když anténu detektoru namíří směrem k horizontu, protože přístroj sleduje silnější vrstvu atmosféry. Nadbytečný šum však nezávisel na směru antény, dokonce byl stejný ve dne i v noci a nezměnil se ani během roku, kdy Země mění polohu ve vesmíru svojí rotací a pohybem kolem Slunce. To naznačovalo, že zdroj záření nevzniká ve Sluneční soustavě, dokonce ani v Galaxii. Dnes víme, že přichází z celého pozorovatelného vesmíru a jeho zdrojem je vesmír sám.

Přibližně ve stejné době se o mikrovlnné záření zajímali dva fyzikové z nedaleké Princetonské univerzity, Bob Dicke a Jim Peebles. Pracovali tehdy na myšlence, která pochází od George Gamowa (někdejšího žáka Alexandra Fridmana), že vesmír byl v počátečním údobí svého vývoje velmi hustý a žhavý. Dicke a Peebles dokazovali, že ještě dnes bychom měli zachytit záření z tohoto údobí, protože záření z odlehlých oblastí vesmíru k nám dolétá teprve nyní. Expanze vesmíru způsobuje tak velký rudý posuv kdysi horkého záření, že bychom měli toto záření pozorovat jako mikrovlnné. Oba vědci se připravovali k pátrání po tomto zbytkovém (reliktním) záření.

Když se Penzias a Wilson dovědeli o jejich práci, pochopili, že předpokládané záření již zachytili. Za svůj objev dostali v roce 1978 Nobelovu cenu.

Rozpínání vesmíru se jeví stejné ze všech částí vesmíru. Tedy naše pozorování rozpínajícího se vesmíru neznamená, že by naše pozice byla ve středu tohoto rozpínání. Toto tvrzení je obsahem druhého Fridmanova postulátu. Ve Fridmanových modelech se galaxie jedna od druhé vzdalují. To lze připodobnit k povrchu míče, na němž jsou tečky. Při jeho nafukování roste vzájemná vzdálenost těchto teček a nelze tvrdit, že nějaká tečka je ve středu tohoto rozpínání. Také ve Fridmanových modelech vesmíru je rychlost, se kterou se galaxie vzájemně vzdalují, úměrná jejich vzdálenostem. Tyto modely tedy odpovídají závislosti rudého posuvu na vzdálenosti, jak zjistil Edwin Hubble.

Navzdory tomuto úspěchu, zůstala Fridmanova práce téměř neznámá až do roku 1935, kdy jako reakci na Hubbleův objev vypracovaly podobné modely americký fyzik Howard Robertson a britský matematik Arthur Walker.

Přestože Alexandr Fridman popsal ve své práci jen jeden model vesmíru, jsou ve skutečnosti tři modely, které splňují Fridmanovy předpoklady. Podle prvního modelu (to je ten, který publikoval Fridman) se vesmír rozpíná pomalu a postupně gravitační síla mezi galaxiemi toto rozpínání zastaví. Galaxie se poté začnou přibližovat a nastane smršťování vesmíru. Podle druhého modelu se vesmír rozpíná tak velkou rychlostí, že gravitace rozpínání nezastaví. Poslední model je mezní, kdy se rozpínání sice nikdy nezastaví, ale bude se neustále zpomalovat.

Fridmanovo řešení prvního druhu má tu vlastnost, že vesmír v něm není prostorově nekonečný, ale přesto nemá žádnou hranici. Gravitace je natolik silná, že se prostoročas uzavírá sám v sebe, podobně jako je tomu ve dvou rozměrech u povrchu koule.

Řešení druhého druhu by odpovídala ve dvou rozměrech sedlová plocha. Řešení třetího druhu by odpovídala ve dvou rozměrech rovina.

Současnou míru rozpínání lze určit na základě Dopplerova efektu, kdy budeme měřit rychlosti, s níž se galaxie od nás vzdalují. Vzdálenost galaxií však nelze přesně změřit, lze je odhadnout pouze nepřímo. Nejvýraznější nejistota je však v odhadu průměrné hustoty vesmíru. Ve vesmíru je kromě zářivé hmoty hvězd ještě temná hmota a případně je část hmoty skryta v elementárních částicích (např. v neutrinech), které nemusíme vůbec detekovat.

Soudobé poznatky zatím říkají, že vesmír se bude rozpínat věčně. Opravdu jisti si však můžeme být jen tím, že se nezačne smršťovat dříve než za dalších deset miliard let.

Zásadní vlastností všech Fridmanových řešení je, že v určitém okamžiku v minulosti (před deseti až dvaceti miliardami let) byla hustota vesmíru nekonečná a jeho objem nulový a vznikl tzv. velkým třeskem. Obecná teorie relativity v této mezní situaci pochopitelně neplatí. Matematici takový bod nazývají singularitou. Všechny tyto úvahy ovšem vycházejí z předpokladu, že prostoročas je hladký a téměř plochý.

Katolická církev model velkého třesku přijala a v roce 1951 oficiálně prohlásila, že je v souladu s Biblí. V minulosti se ale objevila řada pokusů vyhnout se počátečnímu velkému třesku. S největším pochopením se setkala teorie stacionárního vesmíru, kterou v roce 1948 vytvořili Hermann Bondi a Thomas Gold, dva někdejší uprchlíci z nacisty obsazeného Rakouska, společně s Britem Fredem Hoylem, který s nimi za války spolupracoval na vývoji radarových systémů. Podle jejich teorie se v prázdném prostoru mezi galaxiemi vytváří nová hmota. Teorie stacionárního vesmíru vyžadovala určitou úpravu obecné teorie relativity, aby bylo myslitelné neustálé vytváření nové hmoty. Požadované množství nové hmoty by bylo natolik nízké (jedna částice na krychlový kilometr za rok), že by teorie zůstala v souladu s pozorováním.

Koncem padesátých a začátkem šedesátých let 20.století se skupina cambridgeských astronomů vedená Martinem Rylem zabývala přehledem kosmických zdrojů rádiového záření. Zjistili, že většina zdrojů leží mimo galaxii. Ukázalo se, že slabých zdrojů je mnohem více než silných. Pozorovatelé interpretovali slabé zdroje jako vzdálenější, silné jako bližší. Potom se však ukázalo, že blízkých zdrojů je v jednotce objemu méně, než vzdálených. To mohlo znamenat, že ležíme v centru rozsáhlé oblasti, kde jsou rádiové zdroje vzácnější, než jinde. Jiné vysvětlené říkalo, že rádiové zdroje byly běžnější v minulosti, tedy v době, kdy se jejich záření vydalo na cestu k nám. Obě hypotézy ale byly v rozporu s teorií stacionárního vesmíru. Penziasův a Wilsonův objev reliktního záření rovněž naznačuje, že vesmír v minulosti byl mnohem hustší.

Další pokus vyhnout se předpokladu velkého třesku učinili sovětští vědci Jevgenij Lifšic a Isaac Chalatnikov. V roce 1962 přišli s myšlenkou, že velký třesk by mohl být pouze zvláštností Fridmanových modelů vesmíru, které jsou pouze přiblížením k reálné situaci. Hmota v reálném vesmíru nemusela být na počátku na jediném místě, protože se nepohybuje rovnoměrně. Galaxie na počátku nemusely tedy být v jediném bodě, ale jen blízko sebe. Expandující vesmír by tak nemusel vzniknout velkým třeskem, ale mohl vzniknout z předchozí fáze smršťování.

Lifšic s Chalatnikovem studovali modely podobné Fridmanovým modelům, ale brali přitom v úvahu malé nepravidelnosti a náhodné pohyby galaxií. Prokázali, že i tyto modely mohou začít velkým třeskem, ačkoliv se v nich galaxie nevzdalují přímo od sebe. Domnívali se však, že je to vlastnost pouze určitých výjimečných řešení s přesně daným pohybem galaxií. Zdálo se jim, že fridmanovských modelů bez velkého třesku ve mnohem více, než řešení s počáteční singularitou a proto se domnívali, že žádný velký třesk nebyl. Později si však oba vědci uvědomili, že existuje mnohem rozsáhlejší třída řešení podobná Fridmanovým modelům, která singularitu obsahuje a v roce 1970 vzali své předchozí tvrzení zpět.

Práce Lifšice a Chalatnikova byla cenná v tom, že ukázala na možnost velkého třesku, ale nevyřešila zásadní problém, zda velký třesk musel nastat.

Odpověď na tuto otázku přinesl zcela odlišný přístup, jehož autorem byl britský matematik a fyzik Roger Penrose. Ve své práci z roku 1965 studoval chování světelných kuželů v rámci obecné teorie relativity a vycházel ze skutečnosti, že gravitace je vždy přitažlivá síla. Ukázal, že hvězda smršťující se vlivem vlastní gravitace zmenšuje svůj povrch k nule a tím i objem. Veškerá hmota hvězdy se stlačí do prostoru s nulovým objemem, v důsledku čehož hustota a křivost prostoročasu vzrostou do nekonečna. Vznikne singularita označovaná dnes jako černá díra.

Stephen Hawking, který trpěl vzácnou chorobou ALS - amyotrofickou laterální sklérozou, Lou-Gehrigovou nemocí pohybových neuronů, se v roce 1965 dozvěděl z Penrosova teorému, že každé velmi hmotné těleso podléhá gravitačnímu kolapsu a neodvratně vytvoří singularitu. Záhy si uvědomil, že pokud v Penrosově teorému obrátí tok času, takže kolaps přejde v rozpínání, předpoklady teorému zůstanou zachovány i pro takový model vesmíru, který se ve velkých měřítkách podobá Fridmanovu modelu. Penrosův teorém tvrdí, že každá hvězda musí skončit v singularitě. Její časově obrácená verze tedy tvrdí, že každý expandující vesmír podobný Fridmanovu modelu určitě v singularitě začal.

Během několika následujících let Stephen Hawking pracoval na matematických postupech, které by odstranily formální předpoklady z vět o singularitách. Konečným výsledkem byla společná práce s Penrosem z roku 1970, která dokazovala, že singularita velkého třesku nepochybně nastala. Ve své práci autoři vycházeli pouze z obecné teorie relativity a předpokládali, že vesmír obsahuje takovou hmotu, jakou pozorujeme.

Práce vyvolala značný odpor jednak mezi sovětskými marxisty, kteří věřili ve vědecký determinismus, jednak mezi odborníky, kterým se nelíbila myšlenka singularit. Nakonec však práce dosáhla všeobecného přijetí a téměř všichni odborníci začali uznávat, že modely vesmíru začínají v obecné teorii relativity velkým třeskem.

Počátkem osmdesátých let podle posledních prací Stephena Hawkinga je však možné, že singularita na počátku vesmíru nebyla, pokud se přihlédne k podstatnému vlivu kvantových jevů.

- pokračování -

(c) 1997 Intellectronics

časopis o přírodě, vědě a civilizaci