Dohlédneme jednou až k velkému třesku?

Jakým způsobem sonda WMAP pracovala a jak se k oněm výsledkům došlo?

Nová sonda měla velkou výhodu v tom, že pracovala dostatečně daleko od Země, která jí proto nevadila. (Viz Dodatky za článkem.) Sonda COBE naproti tomu létala nízko nad Zemí a ta pro ní proto byla poměrně značnou překážkou; hlavně proto, že Země je velice teplá. Vychází z ní mnoho záření, které přehlušovalo to slabounké záření, kterému říkáme reliktní, pozůstatkové po velkém třesku. Další výhoda byla, že si sonda mohla vybírat libovolné úseky oblohy a systematicky je prohledávat. Vybrala si nějakou konkrétní oblast, pomalinku přejížděla zorným polem svého radiometru celou oblohu, prohlížela všechno, co se v tom úzkém pruhu nacházelo a zjišťovala nepatrné změny teploty. O to vlastně šlo. O změny teploty, které jsou opravdu velmi malé. Jen tak pro představu - teplota reliktního záření je zhruba 3°K, čili tři stupně nad absolutní nulou a ty změny podél toho jednoho pruhu jsou maximálně na úrovni mikrokelvinů, čili miliontin kelvinu. Abyste mohli změřit alespoň trochu přesně miliontiny, musíte mít přirozeně radiometr nastavený tak, aby měřil desetimiliontiny, protože jinak by se výsledkům nedalo věřit. Když dokončíte jeden pruh, zaměříte zorné pole radiometru hned vedle a měříte další. Takovýmto způsobem doslova oloupete celou oblohu a tím získáte stamiliony měření. Pak se to celé musí udělat ještě alespoň jednou, protože je třeba vyloučit chyby, které vznikají nejrůznějšími poruchami přenosu - přístroje nejsou úplně stabilní a tak podobně. Teprve když zprůměrujete hodnoty z těchto dvou "zametání" celé oblohy, můžete začít sestrojovat mapu. Přirozeně - i toto sestrojení mapy má své problémy, protože na nebi přeci jen sem tam svítí nějaká hvězda nebo planeta. To všechno musíte odečíst, což je opravdu velká práce, neproveditelná bez superpočítačů a obrovského týmu vědeckých pracovníků. Na tomto výzkumu se podle mého odhadu podílelo minimálně 60 astronomů.

Proč je ta hranice, kam sonda WMAP dohlédne právě na úrovni těch necelých čtyř set tisíc let?

To má svůj teoretický důvod, spočívající ve skutečnosti, že vesmír se od velkého třesku neustále rozpíná. A jestliže se rozpíná, znamená to, že hustota látky v něm klesá. V určité chvíli se díky tomuto rozpínání a snižující se hustotě stane vesmír průzračný pro elektromagnetické záření. A to je právě ta chvíle. My tedy dostáváme informaci z toho posledního okamžiku, kdy vesmír ještě průzračný nebyl, protože to, co je předtím, nemůžeme přirozeně zkoumat ani tím zbytkovým zářením. To bychom se ocitli ve stejné situaci jako motorista, který jede na podzim, v noci a za husté mlhy se zapnutými dálkovými reflektory. Ty mu nejsou nic platné, protože svítí jenom na krátkou vzdálenost a jejich zář se rozptyluje na kapičkách mlhy. Přesně ve stejné situaci by byl astronom, který by se chtěl dívat na vesmír mladší než těch 380 nebo 390 tisíc let.

Takže k tomu úplnému počátku se žádným způsobem dohlédnout nedá?

Jak vidíte, matka Příroda je velice rafinovaná, protože nám klade překážky a nastavuje stoličky. Ta první překážka leží na hranici 200 milionů let po velkém třesku, kdy ještě nebyly hvězdy, takže se není na co dívat. Necelých 400 tisíc let po velkém třesku je zase ta mlha, rozptýlená tak, že opět nevidíme blíž. Ale jsou už jisté náznaky, že i v této mlze může být jakási cesta, jak jít ještě blíže k velkému třesku. A to proto, že fyzikové ve 30. letech 20. století objevili částice, kterým říkáme neutrina. Ta mají tu výhodu, že pronikají hmotou jako by to nebyla vůbec žádná překážka; mohou tedy proniknout i skrz tu zárodečnou mlhu vesmíru. Jestliže jednou postavíme odpovídající podzemní lapače neutrin, což jsou takové speciální pasti, které se umisťují ve velkých hloubkách pod zemským povrchem, tak není vyloučeno, že se nám podaří zachytit neutrina, která by nám podala informaci o vesmíru, starém pouhé dvě sekundy. To by byl významný pokrok - ale zatím to neumíme.

Ale to bychom pořád ještě nebyli na úplném začátku...

Ano - tam je další překážka. Při této hustotě vesmíru už nejsou ani neutrina schopna pronikat hmotou... Možná se jednou přijde na něco ještě pronikavějšího, než jsou neutrina, ale to už je opravdu spekulace.

Takže v podstatě můžeme říci, že vesmír, tak jak se na něj díváme, se rozkládá zároveň v prostoru i v čase?

To určitě ano, protože jak z fyziky dobře známe, všechny veličiny na čase závisejí. Když měříme rychlost, ta se může měnit v závislosti na čase; měříme-li hmotu, i té v závislosti na čase třeba přibývá a nebo ubývá. Fyzika je tedy v podstatě věda, která se zabývá časovými změnami. Vesmír a časové změny v něm je to největší, čím se může fyzika zabývat. Když uvádíme nějaké údaje o vesmíru, musíme říci vždy, pro který čas fakticky platí. A je přirozeně pravda, že z hlediska celkového vývoje vesmíru se ty nejzajímavější události odehrály už dávno, těsně po velkém třesku, kdy se nastavily všechny parametry vesmíru. To, že to všechno nakonec dospělo až do toho stádia, ve kterém se dnes nacházíme a vesmír pozorujeme je už jen důsledek fyzikálních zákonů. Právě ta družice WMAP nám mimořádně přesvědčivě ukázala, že všechny parametry byly obsaženy už v samotném zárodku vesmíru. Ten už pak neměl jinou šanci, než dospět k dnešnímu stavu. Právě v té nejranější fázi se tedy odehrálo to nejzajímavější, ale je to také před námi nejlépe ukryto.

S Jiřím Grygarem hovořil Frederik Velinský
Foto a kresba NASA.

POZNÁMKY A DODATKY

WMAP. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Sonda byla vynesena 30. června 2001 raketou Delta II. Jejím stanovištěm je tzv. druhý Langrangeův bod (L2), ve kterém jsou v rovnováze přitažlivé síly Slunce a Země, které tak na sondu nepůsobí rušivě. Bod L2 je od Země vzdálen 1,5 milionu kilometrů. Sonda by měla být v provozu do roku 2006. Na webu ji najdete na stránkách NASA.