Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 45 – vyšlo 14. prosince, ročník 16 (2018) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

45/2018

Velký třesk – deset největších mýtů I

Petr Kulhánek

Velký třesk se stal nedílnou součástí našeho života. O horkém původu světa si dnes snad štěbetají už i ptáci na střechách domů. Tahle teorie se dostala do povědomí široké veřejnosti natolik, že je brána jako cosi samozřejmého, co patří k historii poznávání vesmíru. Do jisté míry tomu tak skutečně je a toto dědictví se stalo nedílnou součástí naší kultury – objevuje se ve filmech, psané literatuře, vtipech na vše možné – zkrátka tak nějak se Velký třesk zabydlel v našich myslích a dávno ho nevnímáme jako extravagantní a kdysi částí fyziků proklínanou teorii. A právě takové zevšednění s sebou přináší i různá zjednodušení, mylné a často tradované představy, které bych rád uvedl v následujících dvou bulletinech na pravou míru.

Motiv expandujícího vesmíru je stále fascinující. Zdroj: Sohabr.

Kosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. Kosmologický princip – vesmír vypadá ve všech svých místech stejně, je homogenní a izotropní. Expanze vesmíru probíhá ze všech jeho bodů, v každém místě uvidíme vesmír expandující právě od nás. Kosmologický princip vede na expanzi, při níž je rychlost vzdalování objektů úměrná jejich vzdálenosti. Antropický princip – tvrzení, že vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku. Existuje-li více vesmírů současně, žijeme právě v tom, kde se mohl vyvinout život našeho typu, a proto se nemůžeme divit, že parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak, aby život mohl vzniknout. Nepatrná odchylka od hodnot základních konstant či jiných parametrů by znamenala vznik úplně jiného vesmíru, kde by nemohl existovat život tak, jak ho známe. Název antropický princip poprvé použil v roce 1968 Brandon Carter. Jediným dosud nalezeným vědeckým východiskem je hypotéza multivesmíru: existuje mnoho různých vesmírů, přičemž život vzniká právě tam, kde jsou pro to vhodné podmínky. Silný antropický princip tvrdí, že se vesmír musel vyvinout tak, aby v něm mohly existovat inteligentní bytosti. Antropický princip má své skalní příznivce i odpůrce. Odpůrci argumentují zpravidla tím, že antropický princip odvádí pozornost od zkoumání skutečných počátečních podmínek ve vesmíru. Hubblův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím je galaxie vzdálenější, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubblova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií. Vzhledem k tomu, že vztah objevil Georges Lemaître už v roce 1927, schválila Mezinárodní astronomická unie v roce 2018 rezoluci, podle které se tento zákon má nazývat Hubblův-Lemaîtrův zákon.

1. Expanzi vesmíru objevil Edwin Hubble

Objev expanze vesmíru má kořeny v malém arizonském městečku Flagstaff, které leží na křižovatce známé Route 66 vedoucí východozápadním směrem a severojižní cesty. Nadmořská výška 2000 metrů a okolní hory jakoby předurčily tento kraj pro astronomii. Dnes je v okolí celá řada významných observatoří. Tu flagstaffskou založil Percival Lowell v roce 1894 a dnes nese jeho jméno. Celoživotní vášní Lowella byla planeta MarsMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila., observatoř proto založil za účelem jejího pozorování. V roce 1895 objednal z dílny věhlasných optiků bratří Clarků čočkový dalekohled o průměru 61 centimetrů a ohniskové vzdálenosti 9,75 metru. Percival Lowell prováděl tímto přístrojem kontroverzní výzkum Marsu, při němž se snažil nalézt projevy činnosti inteligentních bytostí. V době, o které hovoříme, si většina astronomů myslela, že mlhavé obláčky pozorované na obloze jsou mlhoviny v Mléčné dráze. V roce 1912 začal Clarkovým dalekohledem systematicky proměřovat spektra těchto „mlhovin“ americký astronom Vesto Slipher (čtěte slajfr). Nejprve zjistil, že spektrální čáry Velké mlhoviny v Andromedě jsou posunuty k modrému konci spektra a že se tato mlhovina k nám blíží nemalou rychlostí. Toto první měření Vesto Slipher publikoval v roce 1913 v nově vzniklém bulletinu observatoře [1]. Do roku 1915 proměřil spektra patnácti spirálních mlhovin a pouze u tří z nich nalezl modrý posuv, u ostatních posuv červený [2]. Někteří astronomové už v té době tušili, že jde o objekty za hranicemi Mléčné dráhy a hovořili o tzv. extragalaktických mlhovinách. Že jde skutečně o galaxie, zjistil Edwin Hubble až v roce 1923. Slipher v oné době ještě nedokázal interpretovat červený posuv „spirálních mlhovin“ jako expanzi vesmíru. Učinil ale řadu jiných významných objevů. Ze spektra určoval rotační periody planet a planetárních atmosfér, v roce 1914 pozoroval rotaci „spirálních mlhovin“ a objevil sodíkovou čáru v zemské atmosféře. Z nadšeného astronoma se postupně vypracoval na ředitele observatoře. Stal se jím v roce 1926 a observatoř vedl až do roku 1952. Jako ředitel přijímal mladičkého Clauda Tombaugha, který pod jeho vedením objevil v roce 1930 PlutoPluto – spolu s Charonem tvoří trpasličí dvojplanetu v Kuiperově pásu, která patří do rodiny plutoidů. Do roku 2006 byl Pluto řazen konvenčně mezi planety. V blízkosti jsou čtyři menší měsíce Nix, Hydra, Kerberos a Styx. Pluto oběhne Slunce jednou za 248 pozemských let po protáhlé, eliptické dráze. Kolem vlastní osy se otáčí v opačném smyslu, než obíhá. Jeho povrch, kde je nejvíce zastoupen dusíkový a metanový led, dobře odráží světlo. Dráha Pluta je mimořádně excentrická, v některých obdobích je blíže ke Slunci než Neptun (1979–1999). Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 17,1°. Sklon rotační osy od kolmice na rovinu dráhy je 122,5°. Pluto se, podobně jako Uran, odvaluje v rovině dráhy..

Clarkův dalekohled na Lowellově observatoři ve Flagstaffu. Americký astronom Vesto Slipher s ním jako první v letech 1912 až 1915 měřil červený posuv galaxií, který v roce 1927 interpretoval belgický kněz Georges Lamaître jako expanzi vesmíru. Zdroj: Wikimedia 2016, dalekohled je těsně po rekonstrukci.

Čerstvý vítr do situace vnesl abbé Georges Lemaître, vzdělaný římskokatolický kněz, který většinu života pobýval v Belgii. Vystudoval v anglické Cambridgi, kde ho setkání s Arthurem Eddingtonem přivedlo ke kosmologii a k obecné relativitěObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách., která se nakonec stala jeho celoživotní vášní. Na studiích pokračoval na slavném MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v massachusettském Cambridge. Univerzita byla založena Williamem Bartonem Rogersem v roce 1861. Skládá se z pěti škol a jedné koleje. Přestože jde o soukromou univerzitu, je podporována i státem. Spravuje livingstonskou část detektoru LIGO. a v roce 1925 se vrátil do rodné Belgie, kde začal přednášet na Katolické univerzitě v Lovani. Nezávisle na Fridmanovi řešil v rámci obecné relativity nestacionární modely vesmíru a v roce 1927 dospěl k názoru, že Slipherova měření jsou důkazem expanze celého vesmíru. Tento zcela převratný poznatek publikoval v belgickém časopise Annales de la Société Scientifique de Bruxelles, který bohužel kosmologická komunita nečetla [3]. Lemaître je nejenom prvním objevitelem expanze vesmíru, ale dokonce i udělal první odhad koeficientu přímé úměrnosti mezi rychlostí expanze a vzdáleností (nyní nazývaném Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je buď způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností, nebo nepřesným kosmologickým modelem.), a to dva roky před Edwinem Hubblem. Byl si vědom i toho, že raný vesmír musel být hustý a horký a této fázi začal říkat prvotní atom. Jeho teorie „prvotního atomu“ se stala předobrazem teorie Velkého třesku, kterou na konci 40. let představil světu George Gamow.

Slavný Hokkerův dalekohled na Mt. Wilsonu (Kalifornie). Tímto přístrojem Hubble s Humasonem doplnili Slipherova měření červeného posuvu „spirálních mlhovin“. Hubble tato pozorování nezávisle interpretoval jako expanzi vesmíru. Zdroj: AGA.

Edwin Hubble se v roce 1919 stal prvním ředitelem observatoře na Mt. Wilsonu, která byla osazena Hookerovým dalekohledem o průměru 2,5 metru. I on se, podobně jako Vesto Slipher, zabýval spektroskopií. V roce 1923 rozlišil ve Velké mlhovině v Andromedě hvězdy a nalezl zde cefeidyCefeidy – proměnné hvězdy se známou závislostí perioda/svítivost, využívají se při odhadech vzdáleností. Pojmenovány jsou podle hvězdy δ Cephei, jejíž proměnnost objevil John Goodricke (1764–1786). K určování vzdáleností využila tento typ proměnných hvězd poprvé Henrietta Swan Leavittová (1868–1921) v roce 1912., pomocí nichž určil vzdálenost této soustavy a přišel na to, že nejde o mlhovinu, ale o galaxii. Do roku 1929 doplnil Slipherova měření o další pozorování červených posuvů spirálních galaxií, která prováděl spolu se svým asistentem a spolupracovníkem Miltonem Humasonem. Celkem naměřili posuvy 46 galaxií. V roce 1929 vyšel Hubblův článek o expanzi vesmíru, v němž současně poukázal na lineární závislost mezi vzdáleností a rychlostí expanze [4]. Humason, který pozorování prováděl spolu s Hubblem, nebyl uveden jako spoluautor článku a dokonce nebyl v článku ani zmíněn. Citována není ani Slipherova práce, na kterou Hubble s Humasonem navazovali. V první polovině 20. století nebyla astronomie považována za součást fyziky, proto Hubble za jeden z nejvýznamnějších objevů lidstva, který mu byl tehdy připisován, nezískal Nobelovu cenuNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Hodnota Nobelovy ceny se mění, v roce 2021 činí 10 milionů švédských korun, tj. 25 milionů českých korun. Uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela.. Sám Hubble se celý život snažil o to, aby byla Nobelova cena udělována i za astronomické objevy, ale došlo k tomu až těsně po jeho smrti.

Vesto Slipher (1875–1969), Georges Lemaître (1894–1966), Edwin Hubble (1889–1953) a Milton Humason (1891–1972) – čtyři muži, kteří se rozhodující měrou podíleli na objevu expanze vesmíru.

2. Vesmír se rozpíná z nějakého konkrétního středu

Pocit, že vesmírná expanze musí mít nějaký střed, v němž vesmír vznikl a odkud se rozpíná, je zcela mylný. Právě to, že z našeho stanoviště pozorujeme, že objekty od nás ubíhají tím rychleji, čím jsou dále, je ve skutečnosti důkazem, že vesmír je ve všech svých místech stejný a rozpíná se z každého místa. Představte si obří molitanovou houbu, která se nafukuje. Ať budete bydlet v kterékoli bublince, budete mít pocit, že všechny ostatní bublinky se vzdalují právě od vás a dokonce tím rychleji, čím jsou dále. Jiným příkladem může být prádelní guma posetá značkami, kterou napínáme. Opět platí totéž: postavte se na libovolnou značku a ostatní se budou vzdalovat právě od vás. Jde o tzv. kosmologický princip, který říká, že vesmír je homogenní a izotropní a pozorování prováděná kdekoli v něm dopadnou, až na drobné lokální odchylky, stejně. Žádný střed expanze tedy neexistuje a každý pozorovatel má pocit, že právě on se nachází ve středu vesmíru. Můžeme také říci, že středů expanze je nekonečně mnoho, neboť každé místo ve vesmíru je současně i středem expanze. Podrobněji je kosmologický princip popsán v sekci Kosmologie nebo v textu Moderní kosmologie.

Expandující vesmír je ve všech svých bodech stejný. Zdroj: Kenneth R. Koehler.

3. Na počátku byla singularita

Pokud extrapolujeme současnou expanzi vesmíru do minulosti, zjistíme, že v dávných časech byl vesmír velmi hustý a horký. Dokonce se můžeme dostat do jakéhosi počátečního okamžiku (často se označuje za počátek času), v němž vychází nekonečná hustota vesmíru, nekonečná teplota a i další veličiny popisující vesmír se zcela vymykají kontrole. Taková limita vede k často opakovanému tvrzení, že se vesmír zrodil gigantickou explozí z nekonečně malého objemu. Skutečnost je ale zcela jiná. Pokud nám v našich úvahách vyjdou lokalizované nekonečné hodnoty, musíme naše představy revidovat, nekonečna typu singularitaSingularita – oblast, v níž některé veličiny nabývají nekonečných hodnot. Nekonečno samotné je matematickou limitou označující hodnotu velkou „nade všechny meze“. Takové hodnoty mohou vycházet v teoriích (například ve středu černé díry, na počátku vesmíru, v místě bodového náboje), ale neměly by být součástí přírody. Nekonečno v teorii obvykle znamená její selhání pro popis dané situace. se prostě v přírodě nevyskytují, respektive nemají žádný fyzikální smysl. Limitu k nulovému času jsme provedli na základě našich znalostí gravitační interakceGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají.. Ale v hustém a horkém zárodečném plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. nepochybně hrají roli i ostatní interakce a uplatňují se kvantové zákony mikrosvěta. Jedním z nich je Pauliho vylučovací principPauliho vylučovací princip – „Dva fermiony nemohou být nikdy ve stejném kvantovém stavu“. Právě proto různé elektrony v atomárním obalu zaujímají různé kvantové stavy a tím vytvářejí různorodé chování chemických prvků. , který znemožňuje, aby se některé částice dostaly do stejného kvantového stavu nebo libovolně blízko k sobě. Ano, vesmír na počátku mohl být velmi horký a hustý, ale tyto veličiny rozhodně neměly charakter singularity s nekonečnými hodnotami. Vznik vesmíru mohl například připomínat fázový přechod, při němž se divoké fluktuace kvantové povahy (někdy se hovoří o kvantové pěně) přeměnily při prudké expanzi (tzv. inflaciInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10⁻³⁵ s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 10⁹⁰ až 10¹²⁰ a k zvětšení rozměrů faktorem 10³⁰ až 10⁵⁰. Uvolněná energie je minimálně 10⁶⁰ GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru.) na svět, který se stal později naším domovem. V období fázového přechodu byl vesmír extrémně hustý a horký, ale nemusel být nutně malý, dokonce mohl být nekonečný. O jeho povaze v oné době toho víme velmi málo a ani si nejsme jisti, zda zrod našeho vesmíru probíhal právě tímto způsobem. Dokonce ani nevíme, zda v průběhu zrodu vesmíru měl smysl pojem času, který máme provázán s hmotnými tělesy (ta zakřivují a spoluvytvářejí čas, bez nich by čas neměl existovat). O počátku vesmíru toho tedy víme velmi málo, ale jedním si jisti být můžeme. Počáteční singularita je způsobena jen naším nedokonalým popisem počátku světa, nikoli reálnou skutečností při jeho vzniku.

4. Velký třesk byl jediný okamžik

Před několika desítkami let se souslovím Velký třesk označovala pouze počáteční singularita. Jak už ale víme, ta neexistuje, takže mnohem logičtější je za Velký třesk považovat počáteční horké a husté období, v němž byl vesmír v plazmatickém stavu. Tato éra končí zhruba 400 000 let po počátku (ať už jím bylo cokoli) formováním atomárních obalů, kdy se ve vesmíru objevily neutrální atomy. V závěru Velkého třesku se uvolnilo elektromagnetické záření, které v jeho průběhu intenzivně interagovalo s volnými elektrony. Zánik volných elektronů, které se staly součástí atomárních obalů, znamenal ukončení Velkého třesku. Reliktní záření je svědectvím o konci tohoto zárodečného období našeho vesmíru a současně svědectvím o konci Velkého třesku.

Počáteční singularita a Velký třesk jsou znázorňovány různým způsobem.
Realita může být zcela odlišná. Zdroj: Science Vibe.

5. Můžeme pozorovat celý vesmír

Člověk má odedávna pocit, že je pánem světa a že se vše točí kolem něho. Země ale není středem vesmíru a hvězdy se kolem ní neotáčí, jak si představovali naši předkové. Dokonce ani Slunce není středem veškerého bytí, jak tvrdily generace následující. Nakonec se ukázalo, že i naše Galaxie, které se říká Mléčná dráha, není jedinou galaxií ve vesmíru a že takových galaxií je obrovské množství. A žádná z nich, ani ta naše, ani některá další, nejsou středem vesmíru. V minulosti jsme také podlehli krásné iluzi, že vesmír je stvořen z atomů, podobně jako naše těla a naše rodná planeta. Ukázalo se ale, že ani toto není bohužel pravda. Největší část hmoty a energie ve vesmíru je tvořena temnou energiíTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. a temnou hmotouTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou., ať už jde o cokoli. Vesmír se neotáčí kolem člověka, ale naopak to byl člověk a vlastně veškerý život na Zemi, který se musel v průběhu miliard let vývoje přizpůsobit vnějším podmínkám, nikoli naopak, jak tvrdí antropický principAntropický princip – tvrzení, že vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku. Existuje-li více vesmírů současně, žijeme právě v tom, kde se mohl vyvinout život našeho typu, a proto se nemůžeme divit, že parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak, aby život mohl vzniknout. Nepatrná odchylka od hodnot základních konstant či jiných parametrů by znamenala vznik úplně jiného vesmíru, kde by nemohl existovat život tak, jak ho známe. Název antropický princip poprvé použil v roce 1968 Brandon Carter. Jediným dosud nalezeným vědeckým východiskem je hypotéza multivesmíru: existuje mnoho různých vesmírů, přičemž život vzniká právě tam, kde jsou pro to vhodné podmínky. Silný antropický princip tvrdí, že se vesmír musel vyvinout tak, aby v něm mohly existovat inteligentní bytosti. Antropický princip má své skalní příznivce i odpůrce. Odpůrci argumentují zpravidla tím, že antropický princip odvádí pozornost od zkoumání skutečných počátečních podmínek ve vesmíru.. Člověk je jen malou součástí neznámého světa, který by měl poznávat s pokorou a respektem k přírodním zákonům.

Člověk opravdu nemůže vše a nemůže dokonce ani pozorovat celý vesmír. Rychlost světla je konečná, proto vidíme Slunce tak, jak vypadalo před osmi minutami, Galaxii v Andromedě tak, jak vypadala před dvěma a půl miliony let a světlo z nejvzdálenějších rozpoznatelných struktur k nám putuje necelých 14 miliard roků. Tam leží horizont pozorovatelného vesmíru. A stejně, jako když se díváte na krajinu, víte, že za horizontem leží další města, hory a moře, tak i vesmír za horizontem pokračuje dál, jen světlo nemělo dostatek času, aby k nám za dobu existence vesmíru z těchto končin doletělo. Pokud by tam, kde my vidíme horizont, bydlely nějaké rozumné bytosti a pohlédly by k nám, uvidí svůj vesmírný horizont v našich končinách. Nespatří tu Zemi, ani člověka, ale díky době, kterou světlo putuje, uvidí tito mimozemšťané v naší domovině konec Velkého třesku. Jediné pozitivní je, že se náš horizont stále rozšiřuje (pokud skutečně probíhá expanze vesmíru tak, jak ji chápeme). Takže stačí počkat si jednu či dvě miliardy roků a horizont se posune do vzdálenějších končin a my uvidíme z vesmíru o něco víc, než vidíme dnes. Nevíme, zda je vesmír konečný či nekonečný. Jedno ale víme jistě. Můžeme z něho spatřit jen velmi malou část a zbytek je pro nás ukrytý za horizontem. I kdybychom se snažili sebevíc a do řešení této úlohy zapojili veškeré své dosavadní znalosti, přírodním zákonům neporučíme a za horizont se podívat nemůžeme.

Calvin a Hobbes se dívají na hvězdy. Zdroj: Vozrojdenie.

Pokračování

Odkazy