PODĚKOVÁNÍ - rezabekrezabek.info/Hawking/Stephen_Hawking_-_Strucna_historie... · 2018. 3....

PODĚKOVÁNÍ

Rozhodl jsem se, že se pokusím napsat knihu o prostorua času pro neodborníky. Bylo to v roce 1982, v době, kdyjsem přednášel studentům Harvardovy univerzity. Tehdy užpochopitelně existovala řada knih o raném vesmíru a o čer-ných dírách — od velmi dobrých, jako jsou kupříkladu Wein-bergovy První tři minuty, až po ty prabídné, které zde snadani nebudu jmenovat. Přesto jsem cítil, že žádná z těchto knihneodpovídá na otázky, které mne přivedly ke studiu kosmo-logie a kvantové teorie: Z čeho pochází vesmír? Kdy a pročse počal vyvíjet? Bude mít vesmír také svůj konec, a kdyžano, tak jaký konec jej čeká? Takové otázky zajímají mnohéz nás. Jenomže moderní věda je složitá a pouze nevelký po-čet specialistů ovládá matematiku, v jejíž řeči na ně nachází-me odpovědi. Přesto základní myšlenky o původu a osuduvesmíru můžeme vyjádřit, aniž bychom matematiku potřebo-vali, takže jim porozumějí i lidé bez odborného vzdělání.A právě o to jsem se ve své knize pokusil. Je na čtenáři, abyposoudil, jak se mi to podařilo.

Zkušenější autoři mě varovali, že každá rovnice sníží zá-jem o knihu na polovinu. Rozhodl jsem se tedy, že vynechámvšechny rovnice. Ale nakonec jsem přece jenom jednu rovni-ci do knihy zařadil: slavnou Einsteinovu E=mc2. Doufám, ženeodradí polovinu mých potenciálních čtenářů.

Vedle smůly, že jsem onemocněl ALS, což je nemoc pohy-bových neuronů, jsem měl téměř ve všech směrech štěstí. Po-moc a podpora, kterých se mi dostalo od mé ženy Jane a dětí— Roberta, Lucy a Timmyho —, mně umožnily vést celkemnormální život a dosáhnout úspěšné kariéry. Mel jsem takéštěstí, že jsem si vybral teoretickou fyziku. Tu mohu mít celouv hlavě, a nemoc proto není tak vážným handicapem. Rovněžvšichni vědečtí kolegové mi nesmírně pomáhali.

V první, „klasické" etapě mé životní dráhy byli mými hlav-ními společníky a spolupracovníky Roger Penrose, RobertGeroch, Brandon Carter a George Ellis. Jsem jim vděčný zapomoc a za práci, kterou jsme spolu vykonali. Toto období jeshrnuto v knize Struktura prostoročasu ve velkých rozměrech,kterou jsme společně s Ellisem napsali v roce 1973. Nedopo-ručuji čtenářům této knížky, aby další poučení hledali v na-šem tehdejším pojednání, je velmi matematické a naprostonesrozumitelné. Doufám, že jsem se od té doby poučil, jakpsát srozumitelněji.

Ve druhé, „kvantové" etapě mé práce od roku 1974 bylimými spolupracovníky Garry Gibbons, Don Page a JamesHartle. Jim a řadě mých studentů vděčím za velkou pomocjak ve fyzickém, tak i v abstraktním smyslu slova. Snaha ne-zaostat za vlastními studenty mne neustále vedla dál a věřím,že mě ochránila před zapadnutím do vyježděných kolejí.

S touto knihou mi pomohl další ze studentů, Brian Whitt.Když jsem v roce 1985 dokončil první koncept, dostal jsemzápal plic. Musil jsem podstoupit tracheostomickou operaci,a ta mně vzala schopnost řeči. Jakékoli dorozumívání s lidmise stalo téměř nemožným a myslel jsem, že už knihu nedo-končím. Brian mi nejenom pomohl s korekturami, ale navícmě seznámil s dorozumívacím programem Living Center,který jsem dostal od Walta Woltosze ze společnosti WordsPlus Inc., sídlící v Sunnyvale v Kalifornii. Díky tomuto progra-mu jsem opět mohl psát knihy a články, dokonce i hovořits lidmi pomocí syntetizátoru řeči (ten mi věnovala společnostSpeech Plus, rovněž ze Sunnyvale). David Mason mi zamon-toval syntetizátor řeči a malý osobní počítač do invalidníhovozíku. A všechno se rázem změnilo. Mohu se teď dorozumí-vat lépe než před ztrátou hlasu.

Řada přátel, kteří přečetli první verzi knihy, mi poradilarůzná vylepšení. Zejména Peter Guzzardi, redaktor naklada-telství Bantam Books; poslal mi stránky a stránky komentářůa poznámek k problémům, u nichž cítil, že nejsou dobře vy-světleny. Musím přiznat, že jsem byl dost rozladěný, když mipošta ten dlouhý seznam položek, které mají být změněny,doručila. Ale měl celkem pravdu. Určitě knize prospělo, žemne přinutil vyjadřovat se co nejjednodušším způsobem.

Jsem rovněž zavázán svým asistentům Colinu Williamsovi,Davidu Thomasovi a Raymondu Laflammovi, sekretářkámJudy Fellové, Ann Ralphové, Cheryl Billingtonové a Sue Ma-seyové a skupině zdravotních sester. Nic by nebylo možné,kdyby můj vědecký výzkum a mé léčení nepodporovala Gon-villova a Caiova kolej a Rada pro výzkum ve vědě a inženýr-ství a nadace Leverhulmova, McArthurova, Nuffieldova a na-dace Ralpha Smithe. Jsem jim skutečně velmi vděčný.

20. října 1987Stephen Hawking

PŘEDMLUVA

Procházíme svými životy, aniž bychom porozuměli mnohadůležitým věcem tohoto světa. Málo svých myšlenek věnuje-me slunečním paprskům, které nám život umožňují, přitažli-vosti, jež nás poutá k Zemi, nebo atomům, z nichž jsme sesta-veni a na jejichž stálosti závisí naše bytí. Až na děti (kteréznají příliš málo, než aby se neptaly na věci důležité) pouzehrstka z nás tráví čas v údivu nad tím, proč je příroda taková,jaká je — odkud se vzal vesmír, zda tady byl odjakživa, zda sejednou obrátí tok času a následky budou předcházet příči-nám, zda existují hranice lidského poznání. Jsou dokonce děti— a několik jich znám —, které touží poznat, jak vypadá čer-ná díra, co je nejmenším kouskem hmoty, proč si pamatujememinulost, a ne budoucnost, proč, byl-li dříve všude chaos, jednes kolem nás (aspoň zdánlivě) pořádek a proč vesmír je.

V naší společnosti je stále běžné, že se rodiče nebo učiteléz dětských otázek vyvléknou pokrčením ramen nebo si mat-ně vzpomenou na nějakou poučku. Někteří lidé vůbec nemajítakové všetečné otázky v oblibě, protože ostře odhalují hra-nice našich znalostí. Avšak mnoho filozofických a vědeckýchpoznatků bylo nalezeno právě při pátrání po odpovědích napodobné dotazy. Někteří dospělí si přece jenom všetečnéotázky kladou a občas i nalézají překvapující odpovědi. A takstejně vzdáleni od hvězd i od atomů rozšiřujeme své poznání,abychom uchopili jak velmi malé, tak velmi velké.

V roce 1974, asi dva roky před přistáním sondy Viking naMarsu, jsem se zúčastnil jedné konference v Anglii. Konalase pod záštitou Královské společnosti v Londýně a hovořilose o tom, jak postupovat při hledání mimozemského života.Během přestávky na kávu jsem si povšiml, že v sousední haleje mnohem větší shromáždění, a ze zvědavosti jsem vstoupil.Stal jsem se svědkem starodávného obřadu — slavnostního

přijímání nových členů Královské společnosti, jedné z nej-starších vědeckých institucí na této planetě. Mladý muž v in-validním vozíku právě velmi pomalu zapisoval své jméno doknihy, jejíž první stránky nesou podpis Isaaca Newtona.Když byl konečně hotov, strhly se nadšené ovace. StephenHawking byl už tehdy legendou.

Hawking je nyní profesorem matematiky na cambridgeskéuniverzitě, na místě, které kdysi zastával Newton a pozdějiP.A.M. Dirac, dva slavní výzkumníci vesmíru obrovskéhoa vesmíru nepatrného. A je jejich důstojným nástupcem. TatoHawkingova první kniha pro laiky už získala řadu poct. Jepozoruhodná nejenom širokým záběrem, ale i letmým pohle-dem do autorovy mysli. Průzračně odhaluje hranice fyziky,astronomie, kosmologie — a odvahy.

Je to také kniha o Bohu... či snad o nepřítomnosti Boha.Slovo Bůh naplňuje následující strany. Účastníme se pátránípo odpovědi na slavnou Einsteinovu otázku, zda měl Bůh přitvoření světa na vybranou. Hawking se pokouší, jak sám říká,pochopit jeho mysl. A dochází k závěru velmi neočekávané-mu, alespoň pro současnost: vesmír nemá hranici v prostoru,nemá počátek v čase a není v něm žádné úlohy pro Stvořitele.

Caři SaganCornellova univerzita,

Ithaca, New York

1.NÁŠ OBRAZ VESMÍRU

Známý vědec, prý to byl Bertrand Russell, kdysi pro širokouveřejnost uspořádal přednášku o astronomii. Hovořil o tom,jak Země obíhá okolo Slunce a jak se Slunce zase otáčí ko-lem středu ohromného seskupení hvězd, kterému říkáme Ga-laxie. Když byla přednáška u konce, zvedla se vzadu v sáledrobná postarší dáma se slovy: „To, co se nám zde snažíte na-mluvit, pane, jsou nesmysly. Země je ve skutečnosti přeci plo-chá a leží na krunýři velké želvy." Vědec se s nadhledemusmál a odpověděl otázkou: „A na čem stojí želva?" „Jstechytrý, mladý muži, velmi chytrý. Jsou tam samé želvy. Jednana druhé!"

Většině z nás by se asi zdál obraz vesmíru jako nekonečnéželví věže přinejmenším podivný. Ale proč si vlastně myslí-me, že známe lepší model? Co víme o vesmíru a odkud to ví-me? Z čeho vznikl vesmír a k čemu směřuje? Má vesmírpočátek, a pokud ano, co bylo před ním? Co je to čas, nade-jde někdy jeho konec? Nedávné velké objevy ve fyzice, umož-něné zčásti fantastickým pokrokem techniky, nabízejí odpo-vědi na některé z odvěkých otázek. Leckteré z nich jsou takjasné jako Slunce nad hlavou — a zároveň tak protismyslnéjako věž ze samých želv. Jenom čas (ať už je to cokoli) roz-hodne.

Už 340 let před počátkem našeho letopočtu uvedl řecký fi-lozof Aristoteles ve své knize O nebi dva dobré důvody protvrzení, že Země je koule, a ne plochá deska. Nejprve si uvě-domil, že zatmění Měsíce nastávají v okamžiku, kdy Zeměvstoupí mezi Měsíc a Slunce. Stín Země na Měsíci je vždykruhový, a to může být pouze tehdy, pokud je sama Země ku-latá. Kdyby byla Země plochý disk, vypadal by stín někdyprotažený či eliptický — ledaže by zatmění nastávala vždy,když je Slunce přesně pod středem disku, což není pravda.

11

Dále Řekové ze svých cest věděli, že se Polárka zdá být níženad obzorem, když ji pozorujeme z jihu, než když se na ni dí-váme ze severnějších oblastí. (Protože se Polárka nacházínad severním pólem, vidí ji pozorovatel stojící na tomto pólupřímo nad hlavou, zatímco z rovníku se jeví přesně na hori-zontu.) Aristoteles dokonce z rozdílu zdánlivé polohy Polár-ky v Egyptě a v Řecku určil, že obvod Země měří 400 000stadií. Nevíme přesně, jaká vlastně byla délka jednoho stadiav Aristotelových výpočtech; odhadujeme ji na 185 metrů.Aristotelův odhad potom dává přibližně dvojnásobek dnešnípřesné hodnoty.*) Řekové měli pro domněnku o kulatém tva-ru Země ještě třetí důvod. Proč by jinak byly vidět nejprveplachty lodě připlouvající od horizontu a teprve později jejítrup?

AjistQtelés_je_dojmníy_al,.JžeJZemě^stojí^ zatímco Slunce,Měsíc a hvězdy kolem ní obíhají po kruhových ďraŤiáčh. Prosloij1pTěTp6Krá3"řněl použTmýstické důvody. Byl přisvědčen,že Země je_středem_yesmíru, a kruhový pohyb oběžnic pova-žoval za nejdokonalejší. Aristotelovy myšlenky byly ve dru-hém století našeho letopočtu rozvinuty Ptolemaiem do úplné-ho kosmologického modelu. Země spočívala ve středu a bylaorjklopěná "osmi sférami nesoucími Měsíc, Slunce, hvězdya pět planet, které byly v té době známy — Merkur, Venuši,Mars, Jupiter a Saturn (obr. vpravo). Aby vysvětlil složitý po-hyb planet po obloze, zavedl Ptolemaios ještě další malé kru-hy, takzvané epicykly, které se pohybovaly podél planetár-ních sfér a na jejichž obvodu byly teprve připevněny vlastníplanety. Vnější sféra náležela stálicím, nehybným vůči soběnavzájem, ale přitom se otáčejícím společně s oblohou. Co jeza poslední sférou, nebylo nikdy příliš jasné. Určitě to všaknepatřilo k části vesmíru, kterou mohl člověk přímo pozoro-vat.

*) Nejznámější a nejčastěji citovaná jsou měření alexandrijského knihovníkaEratosthena. Ten ve třetím století před naším letopočtem, přibližně sto let poAristotelovi, stanovil obvod Země na 252 000 stadií. Podle Plinia byla délkaEratosthenova stadia menší, asi 157,5 metru, takže pro obvod Země dostává-me podivuhodně přesný výsledek: 39 690 kilometrů, pouze o necelých 100 ki-lometrů méně, než činí správná hodnota. (Pozn. překl.)

12

Ptolemaiův model umožňoval poměrně přesné předpovědipoloh nebeských těles. Měl však také vážné nedostatky. Abyvypočtené polohy Měsíce souhlasily s pozorovanými, muselPtolemaios předpokládat, že se Měsíc na své dráze přibližujek Zemi až na pouhou polovinu největší vzdálenosti. A to zna-mená, že také jeho velikost na obloze by se měla patřičněměnit. Ptolemaios si byl tohoto nedostatku vědom, nicménějeho model byl všeobecně, i když ne bez výhrad, přijímán. Byltaké schválen křesťanskou církví jako obraz vesmíru, který jeve shodě s Písmem. Měl totiž jednu velkou výhodu — pone-chával vně sfér dost místa pro nebe a peklo."^Jrdrroí}nšší""model navrhl roku 1514 polský kněz Mikuláš

KopěinTkf umístil _SIunce;díOtřeau svefió kosmologickéhomodelu a planety nechal obíhat kolem něj po kružnicích.(Svůj model rozšifóvaTKopěrhík zprvu anonymně,'patrněz obavy, že by mohl být církví označen za kacíře.) Později ně-mecký astronom Johannes Kepler a Ital Galileo Galilei začaliveřejně podporovat koperníkovskou myšlenku, a to i přes ur-

13

čité neshody mezi vypočtenými a pozorovanými pohybyoběžnic. Smrtelný zásah aristotelovsko-ptolemaiovské teo-rii přinesl rok 1609. Tehdy zaměřil_Gainei,syůj právě vynale-zený daleKutrtethla Jupiter a spaTřil čtyři malé satelity, měsíč-ky; J3kr?bítTajTKóTěTí"v^Tk^ ̂ aněfýTTo dokazovalo, že ne všeobíhá kolem Země, jak si ťcfprédstavoval Aristoteles i Ptole-maios. (Samozřejmě stále ještě zůstávala možnost, že Jupiteri měsíčky obíhají kolem Země po složitých prostupujících sedrahách, takže se nám jenom zdá, jako by měsíce obíhaly ko-lem Jupitera. Ale Koperníkova teorie byla mnohem jedno-dušší.) V té době si Kepler uvědomil, že předpoklad o kruho-vých drahách oběžnic nemusí být správný. A opravdu, kdyžv Koperníkově modelu nahradil kružnice elipsami, dosáhl vy-nikající shody svých výpočtůjjozor_oj;ajiýrni polohami pla-net"

Pokud jde o Keplera, jeho předpoklad o eliptických dra-hách byl zprvu nepodloženou domněnkou. Domněnkou ne-příliš přitažlivou, poněvadž elipsy jsou určitě méně dokonalékřivky než kružnice. A navíc nemohl svůj objev uvést do sou-ladu s vlastní hypotézou, že pohyb planet řídí magnetické sí-ly. Vysvětlení podal mnohem později, až roku 1687, sir IsaacNewton v jedné z nejdůležitějších knih celých fyzikálních věd— ve Philosophiae naturalis principia mathematica.*) Ve svépráci popsal Newton nejenom teorii pohybu těles v prostorua čase, ale zároveň vynalezl složitý matematický aparát

*) Kepler ve svém díle Astronomia nova Newtonovy výsledky do značné mí-ry předjímal. Pro nás je rovněž významná skutečnost, že zákony o pohybuplanet nalezl Kepler za svého pobytu v Čechách, kam se uchýlil jednak z dů-vodů náboženských, jednak proto, aby mohl využít pečlivých měření nejslav-nějšího astronoma Rudolfova dvora — Tychona Brané. K eliptickému tvaruplanetárních drah dospěl Kepler rozborem nejpřesněji změřených polohMarsu, které byly v té době k dispozici. Kepler se mýlil, když se snažil vysvě-tlit pohyb planet pomocí magnetických sil, ale na druhé straně pochopilmnohé z důležitých vlastností, které přitažlivá síla nepochybně má: „Jestližeby v kterémkoli místě světa byly blízko sebe umístěny dva kameny tak, že byse nacházely mimo dosah síly třetího příbuzného tělesa, tyto kameny by sepodobně jako dvě magnetická tělesa sešly na místě ležícím na spojnici mezinimi'a každý z nich by postoupil k druhému tělesu o vzdálenost úměrnouhmotě druhého kamene..." (podle překladu Zdeňka Horského v knize Ke-pler v Praze, kterou vydala Mladá fronta roku 1980). (Pozn. překl.)

14

umožňující pohyb prozkoumat. A navíc postuloval tvar záko-na všeobecjTéjjřitažlivosti — gravitace. Podl<Tneně~t?a~ždé-tě--léso ve vesmíruprTtahovánp ke každému jinému tělesu silou,která je tím větší, čím jsólTleTěTan61ížě^"s"o í̂eâ~čIm^?óufímótriějsi. Sfejříy "otrurí~s"íly"'ríar"p6řTyrJ"planěTT"pád těles na

"Zemi. (Ovšem historie o tom, že byl Newton inspirován jabl-kem, jež mu udělalo bouli na hlavě, je téměř jistě smyšlená.Newton pouze řekl, že myšlenka o přitažlivosti těles jej na-padla v „rozjímavé náladě" a že byl „inspirován pádem jabl-ka".) Dále se Newtonovi podařilo dokázat, že z jeho gravitač-ního zákona vyplývá eliptický pohyb Měsíce kolem Zeměa planet kolem Slunce.

Koperníkův model odvrhl ptolemaiovské sféry a s nimii myšlenku, že vesmír má přirozenou hranici. Protože stálicenemění svou vzájemnou polohu na obloze, pouze se zdánlivěotáčejí s oblohou v důsledku zemské rotace, je nejpřirozeněj-ší předpokládat, že jspjurto ^y_š2dy_p_gdobné Slunci, jenomželeží vjnnohem větší vzdálenosti.~~Sfewton věděl, že také hvězdy se navzájem přitahují, a ne-

měly by tedy setrvávat v klidu. Nespadnou nakonec všechnydo jednoho místa? V dopise adresovaném roku 1691 Richar-du Bentleymu, dalšímu významnému mysliteli té doby, New-ton uvádí, že by k tomu skutečně mohlo dojít, kdyby byl vevesmíru konečný počet hvězd rozmístěných v ohraničenéčásti prostoru. Ale na druhé straně, domnívá se Newton, ne-může taková situace nastat, pokud je_ye vesmíru neomezenýpočet hvězd zhrub.ajcojírKimějrji_ě.rozrnístěných v celém pro-storu. V tom případě totiž neexistuje žádné význačné místo,ke kterému by hvězdy, mohly. býLpjfíláženy.

Právě uvedené argumenty jsou příkladem jedné z mnohaléček, které chystajLrozpravy o nekonečnu. V nekonečně vel-kém vesmíru můžeme každý bod považovat za střed, protožekaždý bod je ve všech směrech obklopen „stejným" — neko-nečným — počtem hvězd. V pozdější době se přišlo na odliš-ný přístup k problému. Podle něj je nejprve třeba zkoumatsystém konečných rozměrů, v němž se hvězdy pohybují a pa-dají jedna na druhou. A potom se můžeme ptát, jak se situacezmění, přidáme-li k výchozímu systému další slupky, v nichžbude hmota rozložena přibližně rovnoměrně. Z Newtonovy

15

teorie lze odvodit, že přidané slupky nebudou mít žádný vlivna pohyb původních hvězd — ty se budou pohybovat, jakokdyby slupky neexistovaly. Vidíme tedy, že ať přidáme jaký-koli počet slupek, na dynamickém chování našeho modelu senic nezmění, a proto ani celý vesmír nebude statický. Jinak ře-čeno, teorie obsahující pouze přitažlivou sílu vylučuje static-Jcý model vesmíjrujs^ negliraničenýrri rozložením hmoty.*)Myšlenku, že By se vesmír mohl jako celek rozpínat nebo na-ópak~"smršfóvat, nepovažoval žádný badatel až do začátkudvacátého století za přijatelnou. Vesmír, podle názoru do tédoby nejrozšířenějšího, buďto "existuje věčně a v neměnnépodobě, anebo byl v minulosti stvořen v podstatě takový, ja-ký jej vidíme dnes. Příčinou konzervativního přístupu byl pa-trně sklon lidí věřit ve věčné pravdy a doufat, že vesmír zů-stane, stálý a neměnný, zatímco oni jednou zestárnou a ze-mřou.

Dokonce ani ti, kdo si uvědomovali, že Newtonova teorieneumožňuje statický vesmír, model nestatického vesmíru ne-navrhli. Namísto toho se vědci pokoušeli poopravit teorii tak,aby gravitační síla mezi velmi vzdálenými objekty byla odpu-divá. Taková úprava způsobí jenom neznatelnou změnu vy-počtených drah planet a přitom umožní, aby neohraničenérozložení hvězd zůstávalo v rovnováze — přitažlivá síla blíz-kých hvězd je vyvažována odpudivým působením těch vzdá-lenějších. Později však podrobnější výpočty ukázaly, že tako-vá rovnováha není trvalá; jestliže se někde vytvoří pouzenepatrná zhuštěnina hmoty, přitažlivé síly převládnou a tatočást se začne smršťovat. Naopak v řidších místech převládneodpuzování a hmota z nich "postupně vymizí.

Další námitka proti nekonečnému statickému vesmíru seobvykle připisuje německému filozofovi Heinrichu Olbersovi,který o tomto problému psal v roce 1823. (Proto ho dnes zná-me pod označením Olbersův paradox, ačkoli Olbers zdaleka

*) Teprve mnohem později se zjistilo, že ke správnému výsledku vede druhýpřístup. K důkazu je třeba znát ještě doplňující informace, které vyplývajínapříklad z obecné teorie relativity. Paradoxem Newtonovy teorie je skuteč-nost, že není schopna jednoznačně předpovědět dynamický vývoj nekoneč-ného rozložení hmoty. (Pozn. překl.)

16

nebyl první, kdo si problému povšiml, a vlastně jej ani správ-ně nevyřešil.) Jádro Olbersova paradoxu spočívá v představě,že — pokud je vesmír opravdu nekonečný — v každém smě-ru vidíme v menší či větší vzdálenosti povrch nějaké hvězdy.Celá obloha by tedy měla zářit jako Slunce, a to i v noci. Jakale všichni víme, v noci je tma, což Olbers „zdůvodnil" pohl-cováním světla vzdálených hvězd rozptýleným mezihvěz-dným prachem. Argumentoval však nesprávně. Pohlcené zá-ření by postupně mezihvězdnou hmotu zahřívalo, až by zářilatak jasně jako okolní hvězdy. Opět by nebylo rozdílu mezidnem a nocí. Jediným možným řešením je, že hvězdy nesvítíodjakživa, nýbrž že vznikly před určitou konečnou dobou.Vtom pfípade" k nám světlo velmi vzdálených zdrojů ještěnedorazilo; rovněž případná pohlcující hmota může být do-sud chladná a část záření zachytit. A to nás přivádí k otázce,co způsobilo, že hvězdy začaly zářit.*)~~O"pocatRirvesmíru lidé rozmýšlejí od nepaměti. Podle dáv-ných kosmologických modelů a židovských, křesťanskýcha išTImských tradic byl vesmír stvořen, a dokonce v nepřílišvzdálené minulosti. Jedním z argumentů podporujících tentonázor byla potřeba (či spíše pocit potřeby) „prvotní příčiny"k vysvětlení existence vesmíru. (Obvykle zdůvodňujeme jed-nu událost jako následek nějaké předchozí události. Ale k vy-světlení samotné existence vesmíru tímto způsobem je třebamít nějaký počátek.) Jiný přístup nalezneme v knize svatéhoAugustina O božím státě. Augustin umístil na základě knihyGenesis stvoření světa do doby asi 5000 let před Kristem. (Je

*) Pravděpodobně nejstarší formulace Olbersova paradoxu pochází od Ke-plera, který roku 1610 píše: „Je-li to vskutku pravda a [hvězdy] jsou stejnépodstaty jako naše Slunce, proč tato slunce společným jasem naši hvězdu ne-přezáří?" Kepler považoval temnou noční oblohu za důkaz konečného a po-měrně malého počtu hvězd ve vesmíru. Prvním, kdo navrhl správné řešeni,nebyl kupodivu Newton, Halley, Herschel ani patrně nikdo jiný z řady vědců,kteří se Olbersovým paradoxem zabývali, ale básník a spisovatel E. A. Poe.V eseji Eureka, vydaném roku 1848, píše: „Jedinou možností, jak za takovéhostavu věcí pochopit ty prázdné prostory, které naše dalekohledy nacházejív nesčíslných směrech, by byl předpoklad, že vzdálenost k neviditelnému po-zadí je nezměrná a dosud žádný světelný paprsek nás odtud nebyl schotv-dosáhnout." (Pozn. překl.)

17

zajímavé, že tato doba není příliš vzdálena od konce poslednídoby ledové, který nastal asi 10000 let před naším letopoč-tem. Do tohoto období datují archeologové i počátky dnešnícivilizace.)

Naproti tomu Aristoteles — a spolu s ním většina řeckýchfilo25^"::::nňěrňerTřrysIenku stvoření světa v oblibě, protožetrochu příliš zavání zásahem nadpřirozených sil. Věřil, že lid-ský rod a okolní svěť existovaly a budou existovat věčně.V antice se už braly v úvahu argumenty o pokroku, kteréjsme před chvílí popsali. Byly vysvětlovány pomocí opakují-cích se povodní nebo jiných neštěstí, které znovu a znovu při-vádějí lidský rod k samotným počátkům civilizace.

Otázce věčnosti a nekonečnosti vesmíru se důkladně věno-val filozof InrmanufiLKaní ve své monumentální (ale mnohdytěžko srozumitelné] Křiííce čistého rozumu, která vyšla roku1781. Řadil tuto otázku mezi antinomie — protimluvy čistéhorozumu, protože cítil, že lze nalézt stejně dobré důvody jakpro názor, že vesmír měl počátek, tak pro víru, že je věčný,je-li vesmír věčný, musel před každou uBálostí uplynout ne-konečně dlouhý časový úsek, což považoval Kant za absurd-ní. Pokud naopak měl vesmír počátek v minulosti, musela, jakse Kant domníval, před tímto počátkem uplynout nekonečnádoba. Proč by měl právě v určitém okamžiku vzniknout ves-mír? Ve skutečnosti jsou vlastně argumenty pro věčný vesmíri proti němu stejné a oboje založené na předpokladu, že časplyne neustále — nezávisle na existenci či neexistenci vesmí-nTJák ještě uvidíme, pojem času nemá před vznikem vesmíružádný smysl. Toho si ôšťáthe~pOVšiml už AugUStjin^Jcdyž septal, co dělal Bůh před stvořením světa. Jeh"o odpovea nezně-la: Připravoval peklo pro lidi, kteří kladou takové otázky.Namísto toho usuzoval, že_časje_vlaslno&tí vesmíru a neexis-toval dříve^ než; vznikl vesmír.

Včlobě, kdy vetsTňaTIBí věřila v neměnný vesmír, měl pro-blém jeho počátku značně metafyzický či teologický přídech.Astronomická pozorování bylo stejně dobře možné vysvětlitv rámci věčného vesmíru jako na základě hypotézy, že ves-mír kdysi vznikl s takovými počátečními podmínkami, kteréjej činí nerozeznatelným od věčného vesmíru. Jenomže v ro-ce 1929 se Edwinu Hubbleovi zdařilo pozorování, které zna-

18

menalo přelom ve vývojiJcgsnmljagie.j Studiem vzdálenýchéâxiÍ,zjisíiirze~s"ě~vsecTiny bez výjimky od nás rychle vzda-TujTjinými slovy, že se_vesmír_rozp.íná.— .expanduje. To zna-mená, že dříve byly kosmické objekty blíže u sebe. A někdypřed dvaceti miliardami let bylo, jak se zdá^ vše. přesně v jed-nom místě a hustota hmoty ve vesmíru byja tehdy nekonečná.Hubbleův objev konečně přivedl otázku počátku vesmíru dosféry vědy.

Od prvního pozorování expanze vesmíru byl už jenomkrok k myšlence, že existoval okamžik — dnes zvaný velkýtřesk, kdy byl vesmír "nekonečně malý a nekonečně hustý. ZatáKovych" okolností "přestávají" "zákony dnešní vědy platita ztrácí se tak její schopnost předpovědí. Pokud byly nějakéudálosti před tímto okamžikem, nemohly mít vliv na součas-né dění. Můžeme je prostě ignorovat, nemají žádné pozoro-vatelné důsledky. Lze také říci, že čas začíná v okamžikuvelkého třesku, protože předchozí časy prostě nejsou defino-vány. Zdůrazněme, že tento druh počátku vesmíru se velmi li-ší od počátků, o nichž byla řeč dříve. U neměnného vesmírumá počátek svou příčinu vně vesmíru. Mohl nastat, ale takénemusel; není fyzikálně nutný. Bůh mohl stvořit vesmír v li-bovolném okamžiku v minulosti. Ale pokud se vesmír rozši-řuje, mohou existovat také důvody, proč se začal rozšiřovat.Stále si ještě můžeme představit, žeJBůh stvořil vesmír v oka-mžiku velkého třesku nebo i později (učinil-li to tak, že dnesvesmír vypadá, jako by vznikl při velkém třesku). Ale nemásmysl předpokládat, že vesmír byl stvořen před velkým třes-kem. Expandující model sice Stvořitele nevylučuje, ale ome-zuje dobu, kdy mohl odvést svou práci.

Abychom mohli hovořit o podstatě přírody a diskutovato takových otázkách, jako je její zrození a konec, musí býtjasné, co vědeckou teorií je a co ne. Já jsem pro tuto knihupřijal co nejjednodušší pohled a považuji za teorii každý mo-del vesmíru (nebo jeho části) společně s pravidly, která poj-my teorie spojují přímo s pozorovatelnými veličinami. Modelexistuje v našich myslích a jinou realitu nemá. Ne každou teo-rii lze ovšem považovat za přijatelnou. Teorie je dobrá, spl-

19

ňuje-li dva požadavky: musí přesně popisovat velké množstvípozorování na základě malého počtu vstupních prvků (před-pokladů) a musí být schopna předpovídat budoucí události.Tak třeba aristotelovská teorie, že se vše skládá ze čtyř prvků— země, vzduchu, ohně a vody —, je sice dostatečně jedno-duchá, ovšem nemůžeme z ní odvodit žádné určité předpově-di. Na druhé straně Newtonova teorie, založená snad na ještějednodušším předpokladu, že se tělesa navzájem přitahují si-lou úměrnou jejich hmotnosti a nepřímo úměrnou čtverci je-jich vzdálenosti, umožňuje velmi přesně předpovědět polohuSlunce, Měsíce i planet na obloze.

Každá fyzikální teorie je prozatímní, vždy jde vlastně pou-ze o domaěnku.jieboť žádnou vědeckou teorii nelze dokázat.Nezáleží na tom, kolikrát byla potvrzena různými pokusya pozorováními; nikdy si nemůžete být úplně jisti, že se příštěnevynoří nějaký nesoulad. Na druhé straně může teorii vy-vrátit jediný experiment, jediné pozorování, pokud výsledeknesouhlasí s jejími předpověďmi. Jak říká filozof vědy KarlPopper, dobrá teorie dává řadu předpovědí, které v principumohou být vyvráceny pozorováním. Každé další měření, kte-ré teorie přečká, samozřejmě zvyšuje naši víru v její správ-nost; jakmile se však objeví jediný nesouhlas, musíme teoriiopustit nebo upravit. S tím je třeba stále počítat, i když se zá-roveň musí dávat pozor na způsobilost osoby, která ověřeníprováděla.

V praxi se často stává, že nová teorie je ve skutečnosti roz-šířením té předchozí. Například velmi přesná měření pohybuplanety Merkur odhalila nepatrný rozdíl mezi její skutečnoupozicí a polohou vypočtenou pomocí Newtonovy teorie. To,že Einsteinova obecná teorie relativity předpovídá přesně ta-kový pohyb planety, jaký astronomové pozorují, bylo jednímz důležitých argumentů v její prospěch. Nicméně v situacích,s nimiž přicházíme běžně do styku, používáme i nadále New-tonovu teorii. Jde totiž o nepatrné odchylky a s Newtonovouteorií se pracuje mnohem snáze než s Einsteinovou.

Konečným cílem vědy je jednotná teorie vysvětlující celývesmír. Tento úkol si vědci rozdělili na dvě části. Do prvnípatří fyzikální zákony, které popisují vývoj vesmíru. Víme-li,jak vypadal vesmír v jednom okamžiku, řeknou nám zákony,

20

jak bude vypadat později. Do druhé části náleží problém po-čátečního stavu vesmíru. Někteří lidé soudí, že by se věda mě-la zabývat jenom první částí; otázka počátečních podmínekpatří podle nich spíše do metafyziky či teologie. Tito lidé byřekli, že Bůh je všemohoucí, a mohl tedy vesmír stvořit, jakuznal za vhodné. Ale viditelně zvolil takový vesmír, který sevyvíjí podle přesných zákonů, a proto se zdá být odůvodněnépředpokládat, že také počáteční stav byl řízen nějakými pra-vidly.

Bylo by nad lidské síly vymyslet teorii celého vesmíru v je-diném kroku. Postupujeme proto po kouscích a vynalézámenejprve částečné teorie. Každá z nich popisuje a předpovídáurčitou omezenou třídu jevů a ostatní vlivy se buď zanedbá-vají, nebo představují vstupní veličiny. Možná že je tento pří-stup úplně špatný. Závisí-li ve vesmíru všechno na všemopravdu fundamentálním způsobem, může být vyloučené na-lézt konečnou teorii řešením oddělených otázek. Ale určitějsme touto cestou dosáhli v minulosti velkého pokroku. Kla-sickým příkladem je opět Newtonova teorie. Podle ní nezávi-sí přitažlivá síla mezi tělesy na jejich složení, stačí znát rozlo-žení hmotnosti. Nemusíme tedy studovat strukturu Sluncea planet, chceme-li vypočítat planetární dráhy.

Dnes vědci popisují vesmír pomocí dvou hlavních částeč-nýdrteofií — obecné teorie relativity a kvantové teorie. Obětialěžejí k vrcholuHlHteleTctuanTrčrňňošťi první poloviny to-hoto století. Obecná teorie relativity popisuje síly gravitacea velkorozměrovou strukturu vesmíru, tj. struktury na šká-lách od několika kilometrů až po l O24 kilometrů*) — což jerozměr pozorovatelné části vesmíru. Kvantová teorie se na-opak zabývá jevy v měřítkách nesmírně malých, napříkladkolem 10~14 metru (tj. 0,00000000000001 metru)... Nane-štěstí nejsou obě teorie navzájem slučitelné; proto nemohoubýt obě zcela správné. Cílem dnešní fyziky a zároveň téma-tem této knihy je nová teorie zahrnující obecnou relativitui kvantovou teorii — kvantová teorie gravitace. Zatím tako-vou teorii nemáme. Možná jsme od ní velmi daleko, ale zná-

*) Toto označení, vhodné pro zápis velkých hodnot, znamená číslo psané ja-ko l a za ní 24 nul. (Pozn. překl.)

21

mé řadu vlastností, které musí kvantová teorie gravitace spl-ňovat. V pozdějších kapitolách uvidíme, že víme mnohoi o výsledcích, které z takové teorie plynou.

Věříme-li, že se vesmír chová podle přesných zákonů, mělibychom nyní kombmóvarcaštěcne teorie a _snažit se o vytvo-ření jednotné jteorie, Jcterá popíše vše ve vesmíru. Ale jev~tom iešte~Téden háček. Úvahy o vědeckých teoriích, kteréjsme rozebírali v této kapitole, předpokládají, že jsme racio-nální bytosti schopné podle svého rozmyslu pozorovat ves-mír a z toho, co^vidíme^ vyvozovat logické závěry. Podle ta-k~óvého~šcénáře se můžeme domnívat, že jsme schopni po-kročit ve znalostech zákonů vládnoucích vesmíru. Jenomžeexistuje-li skutečně jednotná teorie, měla by podle předpo-kladu popisovat i naše chování. A tak by tedy měla obsaho-vá^ také_výsledek naší snahy tuto teorii objevit. Proč by všakmusela předpovídat, že ódyodjme_ z pozorování přírodysprávné závěry? Nemohla by stejně tak dobře říkat, že do-jděme ~1če~1>pátnýrn výsledkům? Nebo že nedojdeme vůbeck žádným výsledkům?

Jediná odpověď, kterou k tomuto problému umím dát, jezaložena na Darwinově principu přírodního výběru. Y. každépopulaci reprodukujících se organismů existují odlišnostiv genetickém kódu ajyýchově jednotlivých jedinců. Tyto roz-díTý" znamenají, že někteří jedinci jsou schopnější než jiní od-vozovat správné závěry oisvětě~T Jednat podle nich. A majítaké lepší vyhlídky přežít a rozmnožit se, a tak jejich způsobjěaHa"fltposTuphě~pfevládne. Jistě je pravda, že v minulostibylo to, čemu říkáme inteligence a vědecké poznání, pro ži-vot výhodné. Není úplně jisté, že tomu tak bude i nadále: na-še; ye3ečkFobjeyy„nás.mohou- dacelajsnadno zničit. A i v pří-padě, že nás nezničí, sjednocená teorie naše naděje na přežitípříliš neovlivní. Ovšem pokud se má vesmír rovnoměrně vy-víjet, mohli bychom očekávat, že naše schopnost uvažovat,kterou nám přírodní výběr dává, nás povede správným smě-rem i při hledání sjednocené teorie. A tak bychom nemuselidojít ke špatným výsledkům.

Částečné teorie, které už známe, dávají až na velmi extrém-ní situace přesné odpovědi. Hledání konečné sjednocené teo-rie vesmíru bychom proto stěží mohli odůvodnit na základě

22

pozdějšího praktického využití. (Je ovšem pravda, že stejnounámitku bylo možné vznášet i proti obecné teorii relativitynebo kvantové teorii — a přesto umožnily využití jadernéenergie a způsobily revoluci v mikroelektronice.) Objev sjed-nocené teorie nám tedy k přežití patrně nepomůže. Dokonceasi nijak nezmění náš způsob života. Jenomže už od saméhorozbřesku civilizace neměli lidé rádi události ňěpřópojerié

"ITTevyšvěfriterne. Velmi sipráTí Ôzfí^s^rylfřaSjvéta. Takédnes se"toužíme doTveciet, proč jsme zde a odkud jsme přišli.ŇejhlúBsT lidsTčaTouha po "póznam"je~~ůosfatécňou pobídkouk pokračujícímu hledání. A naším cílem není nic menšího nežco možná nejúplnější pochopení světa, v němž žijeme.

2.ČAS A PROSTOR

Naše soudobé poznatky o pohybu těles vycházejí z myšle-nek Galileiho a Newtonových. Před nimi převažoval Aristo-telův názor, který tvrdil, že přirozeným stavem všech těles jeklid a že se tělesa pohybují pouze tehdy, jsou-li k tomu nuce-na působením nějaké síly. Podle Aristotelovy teorie by těžkátělesa měla padat rychleji, než padají tělesa lehká, poněvadžjsou k zemi více přitahována.*)

Aristotelovi žáci zastávali názor, že člověk je schopen od-halit veškeré přírodní zákony ryzím uvažováním, že se obe-jde bez neustálého prověřování cestou experimentu a pozo-rování. A tak nikdo nezkoumal, jak to s různě těžkými pada-jícími tělesy ve skutečnosti je. Až Galilei. Traduje se, že doká-zal neplatnost Aristotelova pojetí mechanického pohybu,když pozoroval závaží padající z nakloněné věže v italské Pi-se. Historka je to téměř jistě nepravdivá, nicméně Galileiprovedl rovnocenný pokus: pouštěl různě těžké koule dolůpo nakloněné rovině. V takto uspořádaném pokusu jsou mě-ření snazší a přesnější, protože rychlosti těles vzrůstají poma-leji než při volném pádu. Galileiho měření ukázala, že gravi-tační zrychlení všech těles je stejné a vůbec nezávisí na jejichvazertJpustííňe-li olověné závaží, bude pochopitelně padat

*) Aristoteles vyjadřoval přírodní zákony slovy (používání matematickýchsymbolů se rozšířilo až v době Galileiho): „Daná hmota se ve vymezenémčasovém intervalu posune o určitou vzdálenost; těžší kus hmoty projde stej-nou dráhu v kratším čase než lehčí, přičemž potřebná doba je nepřímo úměr-ná jeho váze." Zrychlení pohybu jednotlivých těles je podle Aristotelovyteorie určeno zastoupením základních druhů látky, z nichž se vše skládá —země, vzduchu, ohně a vody: „Složená tělesa konají složené pohyby, i kdyžpohyb může být určen převažujícím prvkem..." Aristotelovské zákonyodrážejí intuitivní představy o pohybu, založené na každodenních zkušeno-stech. (Pozn. překl.)

24

rychleji než lehké pírko. Za to ovšem může odpor vzduchu,který brzdí peří více než závaží. Je-li^^dporjťzdiichu proti po-hybu nepatrný, jako je tomu například u těžkých závaží, pa-daiítělesa se stejným zrychlením.

VýsledJčy~GanTéihd výzkumů využil Newton pří formulacinoyjcJLZlkQnů pohybu. V Galileího pokusech byla tělesa ku-tálející se dolů ze svahu postrkována silou stálé velikosti (je-jich vahou), a v důsledku toho bylo i jejich zrychlení kon-stantní. To ukazovalo, že působící síla mění rychjpsilělesa,a ne že ho pouze udržuje v~poTíyb~u1 jak se dříve myslelo. Zá-roveň to také znamenalo, že když síla přestane působit, tělesose bude dále pohybovat v pnmenTšmeru^něměnriÓu rychlostiTato myšlenka byla poprvé jednoznačně formulovánav Newtonových .Principiích z roku 1687 a je známa jako

tNéwtonův_pryní jrářórQfDruhý Newtonův zákon ;se zabývá*tím7cole stane, začne-li sila pDsqbitTvFdTTže se těleso budeurychlovat nebolí měnit svou rychlost v míře uměTHé půsóbí-čTsIte; (Kupříkladu zryčhfénrvyvoláné cívojnásobnou silouBude dvojnásobné.) Zrychlení je tím menší, čím vetší jemnožství hmoty (neboli 'hmotnost) tělesa; působíme-li stej-nou silou na těleso o dvojnásobné hmotnosti, dosáhnemepouze polovičního zrychlení. Všem je jistě zřejmý následujícípříklad ze současnosti: čím silnější motor pohání automobil,tím většího zrychlení docílí; pro určitý typ motoru však budezrychlení tolikrát menší, kolikrát je vůz těžší.

Kromě pohybových zákonů objevil Newton také zákongravitační. Podle něho je každé těleso přitahováno všemiokolními tělesy silami úměrnými jejich hmotnosti. Síla mezidvěma tělesy se tedy zdvojnásobí, zdvojnásobí-li se hmotnostjednoho z nich (označme je těleso A). To je velmi přirozené,poněvadž nové těleso A si můžeme představit jako složenéze dvou částí s původní hmotností. Každá z nich přitahujedruhé těleso (B) určitou silou, a výsledná síla mezi A a B je te-dy dvojnásobná ve srovnání se silou původní. Jestliže hmot-nost prvého tělesa zvětšíme například dvojnásobně a hmot-nost druhého tělesa ztrojnásobíme, bude výsledná síla šesti-násobná. Teď tedy už víme, proč všechna tělesa padají sestejným zrychlením: těleso o dvojnásobné váze bude přitaho-váno k Zemi dvojnásobnou silou, jenomže také jeho hmot-

25

nost je dvojnásobná. Podle Newtonových zákonů se oba vli-vy navzájem přesně zruší, takže zrychlení je ve všech přípa-dech stejné.

Newton dále tvrdí, že síla mezi tělesy klesá s jejich vzdále-ností. Přitažlivost hvězdy bude čtvrtinová oproti přitažlivostipodobné hvězdy, která se nachází pouze v poloviční vzdále-nosti. Tento gravitační zákon předpovídá s vysokou přesnostídráhy Země, Měsíce a planet. Kdyby přitažlivá síla klesala sevzdáleností rychleji, než je tomu v Newtonově zákonu, dráhyplanet by nebyly eliptické. Pokud by naopak klesala příliš po-malu, gravitační síly vzdálených hvězd by převládly nad při-tažlivostí Slunce. >

Snad nejvýznamněji dělí Aristotelovy myšlenky od Gálilei-ho a Newtonových předpoklad o tom, že existuje stav klidu,k němuž směřují všechna tělesa, pokud na ně nepůsobí žádnásíla. Aristoteles se domníval, že celá Země je ve stavu klidu.Podle Newtonovy teorie takový klidový stav neexistuje. Vzá-jemný pohyb dvou objektů lze popsat tak, že těleso A jev klidu, zatímco B se pohybuje stálou rychlostí vůči A, i obrá-ceně, že B je v klidu a pohybuje se A. Obě tvrzení jsou stejněpravdivá. Jestliže si na okamžik odmyslíme zemskou rotacia oběh kolem Slunce, můžeme říci, že Země je v klidu a je-doucí vlak se po ní pohybuje k severu. Ale také lze říci, ževlak stojí a Země se pohybuje stokilometrovou rychlostí již-ním směrem. Vykonáme-li různé pokusy s pohybujícími seobjekty, zjistíme, že tvar Newtonových zákonů je stejný jakna povrchu Země, tak i ve vlaku. Zahrajeme-li si kupříkladuběhem jízdy ping-pong, bude se míček pohybovat po stej-ných drahách jako na stole stojícím vedle trati. Není možnérozhodnout, zda je to vlak, či Země, co se pohybuje.

Jestliže stav absolutního klidu neexistuje, nelze stanovit,zda se dvě události, ke kterým došlo v různých časových oka-mžicích, odehrály na jednom místě prostoru, či zda nastalyv různých polohách. Náš pingpongový míček, který poskočínahoru a dolů na stole ve vlaku, se dotkne povrchu stolu —viděno pozorovatelem stojícím u trati — v místech vzdále-ných od sebe několik desítek metrů, protože se vlak i se sto-lem mezi jednotlivými dopady míče posunul. Proto není mož-né určit absolutní polohu v prostoru. Rozmístění událostí

26

a vzdálenosti mezi nimi se pro různé pozorovatele liší a nenídůvodu některého z nich upřednostňovat.

Newtona tento protiklad obzvláště znepokojoval, protožemu nešel dohromady s jeho pojetím absolutního Boha. Nako-nec se rozhodl pojem absolutního prostoru nepřijmout, ačko-li k jeho zavedení Newtonova teorie přímo vybízí. Za tentonelogický krok byl mnoha lidmi tvrdě kritizován. Zmiňme sealespoň o biskupu Georgi Berkeleym, filozofovi, který věřil,že veškeré objekty, prostor i čas nejsou ničím jiným než pou-hou iluzí. (Když se však slavný dr. Johnson dozvěděl o Berkeleyho názoru, zvolal: „To lehce vyvrátím." A vší silou koplpalcem do velkého kamene .. .)*)

Jak Aristoteles, tak i Newton věřili v absolutní čas. Jinýmislovy, domnívali se, že lze jednoznačně určit časový intervalmezi dvěma událostmi a že tato doba je stejná pro všechnypozorovatele, pokud mají své hodiny v pořádku. Čas byl odprostoru zcela oddělen a jejich naprostá nezávislost souhlasi-la s nejrozšířenějším názorem na vzájemný vztah prostorua času. Avšak tento názor jsme museli odvrhnout. Vede sicek uspokojivým výsledkům, pokud se zajímáme o padající ja-blka nebo planety, které se pohybují z astronomického hle-diska nepatrnými rychlostmi, ale nevyhovuje u těles letícíchrychlostí blízkou rychlosti světla.

Skutečnost, že se světlo šíří konečnou, i když velmi vyso-kou rychlostí, odhalil roku 1676 Ole Christensen Rómer. Ten-to dánský astronom si ke svým měřením zvolil Jupiterovyměsíce, protože jejich pohyb lze v dalekohledu dobře sledo-vat. Romer zaznamenával časové okamžiky, kdy měsíce za-krývala jejich mateřská planeta. Přestože měsíce obíhají ko-

*) Berkeleyho kritika existence materiálních objektů vyplývala z jeho filozo-fického postoje — svět existuje v mysli Boha. Dnes oceňujeme především je-ho odborné práce, v nichž se snažil odhalit příčinu setrvačných sil. Berkeleyvyslovil názor, že touto příčinou by mohl být vliv vzdálených hvězd. Bylo too půldruhého století dříve, než se v Chrlicích u Brna narodil další význačnýfyzik a filozof, Ernst Mach, který tuto představu formuloval přesněji a ovliv-nil do jisté míry Einsteina v jeho úvahách o relativnosti pohybu.

Dr. Johnson je přezdívka Samuela Johnsona (1709—1784), anglickéhobásníka, humoristy a tvůrce slovníků. (Pozn. překl.)

27

lem Jupitera po stálých drahách, zjistil, že intervaly mezi zá-kryty se mění, a uvědomil si, že příčinou nepravidelností jepohyb Země a Jupitera kolem Slunce. Prodlevy mezi zákrytynarůstají v době, kdy se obě planety od sebe vzdalují (dráha,kterou musí světlo od Jupitera k Zemi proletět, se zvětšuje),a naopak jsou stále kratší, když se planety přibližují (dráha sezkracuje). Rómer rozpoznal, že tento jev souvisí s konečnourychlostí světla; na základě svých nepříliš přesných měření jiodhadl na 225 000 kilometrů za sekundu. (Dnešní přesnějšíměření dávají hodnotu asi 300 000 kilometrů za sekundu.)Rómerův důkaz konečné rychlosti světla a měření, která vy-konal jedenáct let před vydáním Newtonových Principu, bylyve své době vskutku pozoruhodným výsledkem. Na zrod ži-votaschopné teorie popisující šíření světelných signálů všakbylo třeba počkat.

Teprve roku 1865 se britskému fyzikovi Jamesi ClerkuMaxwellovi podařilo sjednotit částečné teorie, používané doté doby k popisu sil elektrických a magnetických. Maxwello-vy rovnice předpovídají, že se prostorem mohou šířit určitéporuchy spojeného elektromagnetického pole, podobnévlnkám na hladině rybníku, a že rychlost jejich pohybu je ne-měnná. Je-li vlnová délka (vzdálenost mezi hřebeny soused-ních vln) větší než asi jeden metr, jeví se nám jako rádiovévlny. Kratší vlny známe jako mikrovlny (jejich vlnová délkaje několik centimetrů) nebo infračervené záření (kolem tisíci-ny centimetru). Viditelné světlo má vlnovou délku mezi čtyři-ceti a osmdesáti milióntinami centimetru. Ještě kratší vlnovoudélku má ultrafialové záření, paprsky X a gama.

Maxwellova teorie tedy tvrdí, že by se rádiové i světelnévlny měly šířit určitou stálou rychlostí. Ale Newtonova teorieopustila myšlenku absolutního klidu, takže bychom měli říci,k čemu tuto konstantní rychlost vztahovat. Zdálo se, že jedi-ným možným řešením je předpoklad o existenci substancenazývané éter, přítomné všude — i v „prázdném" prostoru.Světlo se podle této hypotézy šíří éterem tak, jako se zvuk ší-ří vzduchem, rychlost světla bychom tedy měli určovat vzhle-dem k éteru. Pozorovatelé, kteří se v éteru pohybují, by změ-řili nejrůznější rychlosti světla vzhledem k sobě, ale vůči éte-ru by světelná rychlost zůstávala neměnná. Tak například po-

28

hyb Země kolem Slunce způsobí, že rychlost světla od zdrojeležícího ve směru zemského pohybu (tedy když se ke zdrojipřibližujeme) by měla být vyšší než rychlost měřená v kol-mém směru. Roku 1887 provedl Albert Michelson (pozdějšíprvní americký nositel Nobelovy ceny) a Edward Morleyv Caseově škole užité vědy v Clevelandu velmi pečlivý expe-riment. Porovnali při něm rychlosti světla v obou směrech ak velikému údivu vědeckého světa zjistili, že jsou stejné.

Mezi lety 1887 a 1905 bylo učiněno několik pokusů, zejmé-na dánským fyzikem Hendrikem Lorentzem, vysvětlit výsle-dek Michelsonova-Morleyho experimentu na základě před-pokladu o zkracování objektů a zpomalování hodin pohybu-jících se éterem. Avšak roku 1905 ukázal Albert Einstein, doté doby vcelku neznámý zaměstnanec švýcarského patento-vého úřadu, že zavádění éteru není nezbytné, pokud se vzdá-me myšlenky absolutního času. K podobnému výsledku do-spěl o několik týdnů později slavný francouzský matematikHenri Poincaré. Einsteinovy argumenty však měly blíže k fy-zice, neboť Poincaré přistupoval k problému především z po-zice matematika. Proto je Einsteinovi přiznávána hlavní zá-sluha za vytvoření nové teorie — speciální teorie relativity—, k níž ovšem Poincaré značným dílem rovněž přispěl.*)

Základem Einsteinovy teorie je požadavek, aby zákony vě-dy byly stejné pro všechny volně se pohybující pozorovatele,

*) Zevrubné posouzení prací Einsteinových a Poincarého nalezneme v Ein-steinově biografii sepsané jeho přítelem Abrahamem Paisem: „Einstein a Po-incaré se setkali (poprvé a mám za to, že i naposledy) na první solvayskékonferenci, která se konala v Bruselu v říjnu 191Í. Einstein napsal o tomtosetkání svému příteli: .Poincaré byl všeobecně proti [výkladu teorie relativi-ty] a přes svůj ostrý důvtip prokázal málo pochopení pro celou situaci...'V roce 1953, u příležitosti nadcházejícího padesátého výročí vzniku speciálníteorie relativity, obdržel Einstein pozvání k návštěvě Bernu. Odpověděl, žemu jeho zdraví bohužel cestu neumožňuje; v dopise se poprvé (pokud je miznámo) zmínil o Poincarého roli v relativitě: .Doufám, že budou při této pří-ležitosti také oceněny zásluhy H. A. Lorentze a H. Poincarého ...' Bernskésetkání se uskutečnilo krátce po Einsteinově smrti. Svůj konečný názor všakEinstein napsal ještě těsně před smrtí: ,Při studiu Maxwellových rovnic roz-poznal Lorentz základní roli transformací, které nesou jeho jméno, a Poinca-ré prohloubil náš vhled ještě dále ...'" (Pozn. překl.)

ať se pohybují jakoukoli rychlostí. Tento požadavek splňova-la už teorie Newtonova, avšak nyní byl rozšířen i na Maxwel-lovu teorii pro jevy elektromagnetické povahy včetně tvrzenío neměnné světelné rychlosti: všichni pozorovatelé naměří vevzduchoprázdnu stejnou rychlost světla, nezávisle na svémvlastním pohybu. Z této nesložité myšlenky lze matematic-kou cestou odvodit pozoruhodné důsledky. Snad nejproslu-lejším z nich je ekvivalence hmotnosti a energie, vyjádřenáslavnou Einsteinovou rovnicí E= tne2 (v níž E značí množstvíenergie, m hmotnost tělesa, c rychlost světla), a tvrzení, že sežádný fyzikální objekt nemůže pohybovat rychleji než svět-lo.*) Z ekvivalence hmotnosti a energie můžeme dále odvo-dit, že pohybová energie tělesa, související s jeho přemísťová-ním, mu přidává na hmotnosti. Jinými slovy, čím vyšší je rych-lost objektu, tím obtížnější je jeho další urychlování. Tentojev je významný pouze u těles letících rychlostí téměř světel-nou. Tak kupříkladu rychlost o velikosti deseti procent rych-losti světla (30 000 kilometrů za sekundu) zvýší hmotnost tě-lesa o pouhou jednu polovinu procenta. Ale při devadesátiprocentech rychlosti světla se už hmotnost víc než zdvojná-sobí. S dalším urychlováním narůstá hmotnost stále rychleji,takže zvyšování rychlosti stojí víc a více energie. Světelnérychlosti nemůže dosáhnout žádný objekt, poněvadž v tomoKámzTEiTBý se jeho hmotnost stala nekonečně velikou a mu-seli bychofň mu — podle zákona ekvivalence — dodat neko-nečné množství energie. A tak teorie relativity předpovídá, žese všechny objekty musejí pohybovat podsvětelnou rychlostí.

*) Zatímco v Newtonově mechanice platily zákony zachování celkové hmot-nosti a energie odděleně, podle rovnic speciální teorie relativity je možná je-jich vzájemná přeměna v souhlasu s Einsteinovým vztahem; zachovávají sev celkovém součtu. Rovnocennost hmotnosti a energie byla ve zvláštníchpřípadech některých fyzikálních jevů známa už víc než dvě desetiletí předEinsteinem. Ten však objevil její všeobecnou platnost: „Hmotnost tělesa jemírou jeho energetického obsahu," tvrdí Einstein, technický expert třetí třídypatentového úřadu v Bernu, v září 1905. „Zákon zachování hmotnosti je spe-ciálním případem zákona zachování energie," píše Einstein, technický expertdruhé třídy, v další práci z května 1906. „Tento výsledek má nesmírnou důle-žitost, [neboť ukazuje], že setrvačná hmotnost a energie fyzikálního systémujsou si rovnocenné," uzavírá roku 1907. (Pozn. překl.)

30

Pouze světlo samo, které nemá svou vnitřní hmotnost, se šířísvětelnou rychlostí.

Neméně pozoruhodným výsledkem teorie relativity je způ-sob, jakým změnila naše představy o prostoru a času. Vyšle-me-li světelný záblesk z jednoho místa na jiné, pak podleNewtonovy teorie se všichni pozorovatelé shodnou na době,kterou světlo ke své cestě potřebovalo (čas je absolutní), alenemusejí se vždy shodnout na vzdálenosti, již světlo urazilo(prostor absolutní není). Poněvadž rychlost světla je rovnavzdálenosti, kterou světelný signál proletěl, dělené potřeb-ným časovým intervalem, různí pozorovatelé by měli namě-řit různé hodnoty světelné rychlosti. Naproti tomu podle teo-rie relativity pozorovatelé musí přistoupit na jednu hodnoturychlosti světla. Ovšem vzdálenost, kterou světlo urazilo,a čas, jehož k tomu bylo třeba, souhlasit nemusí. (Vždyť po-třebná časová prodleva se rovná právě rychlosti světla —a ta je pro všechny stejná — s níž dělíme vzdálenost, kterávšak stejná být nemusí.) Řečeno ještě jinými slovy, teorie re-lativity nepřipouští myšlenku absolutního času. Každý pozo-rovatel si musí nést s sebou vlastní hodiny. A přitom časovéúdaje měřené hodinami stejné konstrukce, které však náležejírůzným pozorovatelům, se mohou různit.

Jínou cestu k určování poloh a časových rozpětí bychommohli nazvat principem radaru. Pozorovatel vyšle do prosto-ru světelný či rádiový signál, jehož část se odrazí od vzdále-ného tělesa a po čase je opět zachycena. Získáme tak infor-maci o události, o níž řekneme, že nastala přesně uprostředdoby mezi odesláním signálu a přijetím jeho odrazu. Vzdále-nost k místu, v němž k události došlo, se rovná polovině cel-kové časové prodlevy násobené rychlostí světla. (Událostí sezde rozumí jev, jemuž lze přiřadit přesně jeden bod v prosto-ru i v čase.) Situace je znázorněna na následující straně 32. Jdeo příklad prostoročasového diagramu. Pomocí popsanéhopostupu přisoudí jednotliví pozorovatelé jedné události různéČasové okamžiky a prostorové polohy. Ale o žádném z vý-sledků nemůžeme tvrdit, že by byl správnější než ostatní;mezi všemi existuje určitá souvislost. Kterýkoli z pozoro-vatelů je schopen odvodit také výsledky svých kolegů, po-kud zná vzájemné rychlosti. Právě tuto metodu dnes použí-

31

tivity definujeme vzdálenost právě pomocí času a rychlostisvětla, čímž je automaticky zachyceno to, že všichni pozoro-vatelé měří tutéž světelnou rychlost (podle definice l metr za0,000000003335640952 sekundy). Není žádného důvoduk zavádění éteru, který beztak nelze odhalit, jak to ukázalMichelsonův-Morleyho pokus i další experimenty. Teorie re-lativity nás přiměla od základů přebudovat názory na prostora čas. Museli jsme připustit, že čas není zcela oddělen od pro-storu a nezávislý na něm, nýbrž že jsou spolu navzájem pro-pojeny a tvoří jediné „jsoucno" zvané prostoročas.

Každodenní zkušenost nás přesvědčuje, že k jednoznačné-mu určení polohy v prostoru je třeba tří čísel — souřadnic.Kupříkladu žárovka svítící ve vašem pokoji může být dvametry od jedné stěny, metr od sousední stěny a dva metry nadpodlahou. Bylo by rovněž možné určit polohu tohoto místatak, že udáme zeměpisnou šířku, zeměpisnou délku a nad-mořskou výšku žárovky. V principu jsou použitelné souřadni-ce jakéhokoli druhu, i když z praktického hlediska je vhod-nost jednotlivých typů omezená. Nebudeme asi určovat polo-hu Měsíce v kilometrech severním a západním směrem odPiccadilly a v metrech nad hladinou mořskou. Namísto tohoby astronomové spíše použili vzdálenost Měsíce od Slunce,jeho vzdálenost od roviny oběžné dráhy Země a úhel mezispojnicí Měsíce se Sluncem a spojnicí Slunce s blízkou hvěz-dou alfa v souhvězdí Kentaura. Ani tyto souřadnice by námnebyly moc platné, kdybychom chtěli určit pozici Sluncev naší galaxii či umístění Galaxie v místní skupině galaxií. Ce-lý vesmír popisujeme pomocí řady jeho částí. A v každém ta-kovém útržku můžeme užít nejvhodnějšího systému tří sou-řadnic k určení prostorových vztahů. Jednotlivé části na sebenavazují a umožňují spojitý přechod z jednoho systému dodalšího.

Připomeňme si, že událostí rozumíme v teorii relativitykaždý jev, který lze charakterizovat jedním bodem v prosto-ru a jemuž lze přiřadit přesný časový okamžik. Událostv"prostoročasu tedy můžeme specifikovat pomocí čtyř čísel.Jejich výběr je opět zcela libovolný; lze užít jakékoli dobředefinované prostorové souřadnice a libovolné míry času. Takjako není velkého rozdílu mezi třemi prostorovými souřadni-

33

váme při přesných měřeních velkých vzdáleností, protožečasové intervaly umíme určit přesněji než délky. Napříkladmetr lze zavést jako vzdálenost, již světlo urazí za0,000 000 003 335 640 952 sekundy - měřeno přesnými cési-ovými hodinami. (Uvedené číslo bylo vybráno tak, aby se do-sáhlo souhlasu s historickou definicí metru jako vzdálenostimezi dvěma ryskami na speciální platinové tyči uchovávanév Paříži.) Namísto metru bychom mohli zavést novou jednot-ku vzdálenosti, světelnou sekundu, vymezenou jednoduše ja-ko vzdálenost, již světlo uletí za jednu sekundu. V teorii rela-

Na tomto obrázku se čas měří podél svislé osy a vzdálenost od pozorovatelepodél vodorovné osy. Pozorovatelova dráha v prostoru a čase je vyznačenasvislou čarou na levém okraji. Dráhu světelných paprsků k události a od nívyznačují úhlopříčné čárkované úsečky.

32 •

cemi, není v teorii relativity ani zásadního rozdílu mezi pro-storovou a časovou souřadnicí. Je-li to výhodné pro výpočty,měření či pro interpretaci našich pozorování, můžeme přejítk novým souřadnicím, u nichž bude například první prostoro-vá souřadnice kombinací dvou starých prostorových souřad-nic. Místo abychom určovali polohu na Zemi v kilometrechseverně od Piccadilly a v kilometrech západně od Piccadilly,můžeme udávat vzdálenosti v kilometrech směrem severový-chodním a směrem severozápadním od tohoto slavného lon-dýnského náměstí. A nová časová souřadnice může být urče-na třeba jako součet původního času v sekundách a vzdále-nosti ve světelných sekundách severně od Piccadilly.

Často je užitečné chápat čtyři čísla, která rozlišují jednotli-vé události, jako souřadnice ve čtyřrozměrném světě nazýva-ném prostoročas. Není v našich silách si takový svět předsta-vit. Já sám mám velké obtíže, když se snažím představit sitřírozměrné objekty, ale je snadné kreslit dvourozměrné dia-gramy, jako například povrch Země. (Zemský povrch jedvourozměrný, protože polohu každého místa na něm lze ur-čit dvěma zeměpisnými souřadnicemi — délkou a šířkou.)Nejčastěji se používají takové diagramy, v nichž čas narůstásměrem vzhůru a jedna z prostorových souřadnic se mění po-dél vodorovné osy. Zbývající dvě prostorové souřadnice buďnejsou na diagramu zachyceny, nebo se v perspektivě znázor-ňuje pouze jedna z nich. (S příkladem prostoročasového dia-gramu jsme se už setkali na str. 32.) Na obrázku vpravo jepodél svislé osy vynesen čas v letech. Vodorovně je vyznače-na vzdálenost v kilometrech od Slunce k alfě Centauri — na-šemu blízkému hvězdnému sousedu. Dráhy Slunce a alfyCentauri prostoročasem, světočáry, jsou znázorněny plnýmičarami po obou stranách diagramu. Světelný paprsek vyslanýze Slunce ke hvězdě se v diagramu pohybuje úhlopříčněa svého cíle dosáhne asi po čtyřech letech.; Jak jsme už uvedli, Maxwellovy rovnice předpovídají ne-měnnou, na pohybu zdroje nezávislou rychlost světla a tatopředpověď byla potvrzena přesným měřením. Odtud je patr-né, že světelný záblesk vyslaný v určitý okamžik do všechsměrů se bude rozšiřovat jako světelná koule, jejíž rozměrlni poloha nikterak nezávisí na pohybu zdroje. Po první mili-

14

óntině sekundy vyplní záření povrch sféry o poloměru 300metrů; na konci druhé milióntiny sekundy bude její poloměruž 600 metrů atd. Světlo se šíří jako vlnky utíkající po zčeře-né hladině rybníka od místa, kde do vody spadl kámen. Vlnkytvoří na hladině kruhy, které se s časem zvětšují. Představí-me-li si teď třírozměrný model, který sestává z dvourozměr-né hladiny rybníka a jednorozměrného času,, kreslí narůstajícíkruhy v prostoročasovém diagramu kužel. Jeho vrchol ležív místě dopadu kamene na hladinu (obr. na str. 36). Podobněsvětlo vyzářené při nějaké události vytváří třírozměrný kuželve čtyřrozměrném prostoročasu. Nazýváme jej budoucímsvětelným kuželem. Obdobným způsobem lze sestrojit i mi-nulý světelný kužel: ten tvoří všechny události, z nichž můžesvětelný záblesk dostihnout danou událost (obr. na str. 37 na-hoře).

Minulý a budoucí světelný kužel události (označme ji P)rozdělují prostoročas na tři oblasti (obr. na str. 37 dole). Prvníz nich je absolutní budoucnost události P; tvoří ji oblast

35

uvnitř budoucího světelného kuželu vycházejícího z P. Udá-losti ležící v absolutní budoucnosti P mohou být v principuovlivněny tím, co se v P stalo. Naopak ty události, které ležívně světelného kuželu z P, nemůže žádný signál z ní vyslaný ;

zasáhnout, protože nic se nešíří rychleji než světlo. Absolutníminulostí Pje oblast uvnitř minulého světelného kuželu. Sig-nály šířící se z této oblasti podsvětelnou rychlostí mohou do-stihnout událost P, pokud jsou vyslány vhodným směrem.Události ležící vně obou světelných kuželů nemohou událostP ovlivnit ani jí nemohou být samy ovlivněny. Kdyby třeba ;najednou Slunce přestalo svítit, lidé na Zemi by si zprvu niče-ho nepovšimli. Dokud se Země nachází vně budoucího světel- ;ného kuželu této události, nemůže událost dění na naší plane- |tě ovlivnit (obr. na str. 38). Až po osmi minutách, které potře- íbuje světlo k překonání vzdálenosti od Slunce k Zemi, by- ichom poznali, že s naší hvězdou není něco v pořádku. Teprvepo této době totiž vstupuje Země do budoucího světelného

36 !

kuželu události, která se odehrála na Slunci. Ze stejného dů-vodu nevíme nic o tom, co se děje ve velmi vzdáleném vesmí-ru. Světlo, které k nám přichází od dalekých galaxií, bylovysláno před milióny let a nejvzdálenější vesmírné objekty,které jsme schopni pozorovat, opustilo dokonce před osmimiliardami let. Pohlížíme-li na vesmír, vidíme jej takový, jakýbyl v minulosti.

Zanedbáme-li gravitační působení mezi objekty, jak toudělal Einstein a Poincaré před rokem 1905, bude nejlepší te-orií popisující zbytek fyziky speciální teorie relativity. Tatoteorie je ve shodě s pozorováním v tom, že se žádné tělesonemůže pohybovat rychleji než světlo. V řeči našich diagra-mů to znamená, že světočára každého fyzikálního objektu le-ží uvnitř světelných kuželů všech událostí, které nastalyv průběhu celé jeho historie (obr. vpravo).

Speciální teorie relativity velice úspěšně objasnila, proč

*

všichni pozorovatelé zjišťují tutéž hodnotu rychlosti světla, ataké popsala jevy, které nastanou, když se rychlost tělesa blí-ží rychlosti světelné. Není však slučitelná s Newtonovým po-jetím gravitace a s jeho gravitačním zákonem. Podle Newto-nova zákona závisí přitažlivá síla mezi tělesy na jejich oka-mžité poloze. Jinými slovy — gravitační efekty by se mělyšířit nekonečnou rychlostí namísto rychlosti světelné či pod-světelné. Mezi lety 1908 a 1914 se Einstein několikrát ne-úspěšně pokusil nalézt takovou teorii gravitace, která by bylaslučitelná se speciální relativitou. Až roku 1915 navrhl úspěš-nou teorii, dnes známou pod názvem obecná teorie relativity.

Revolučnost Einsteinova přístupu spočívá v novém chápá-ní gravitační interakce, která je odlišná od interakcí přísluš-ných ostatním druhům sil. Gravitaci lze chápat jako důsledektoho, že prostoročas není takzvaně plochý, jak se dříve před-pokládalo; je zakřivený účinkem hmotnosti a energie, kterouobsahuje. V řeči obecné relativity se tělesa, jako napříkladZemě, nepohybují po svých zakřivených drahách proto, že by

39

k tomu byla nucena přitažlivou silou ostatních vesmírnýchobjektů. Namísto toho se pohybují po křivkách, které v za-křiveném prostoročasu představují nejtěsnější obdobu pří-mých čar, po geodetikách. Nejkratší spojnice dvou bodů —to je právě geodetika. I zemský povrch je zakřiveným prosto-rem, ovšem pouze dvourozměrným. Geodetikami jsou v němhlavní kružnice (kružnice, jejichž střed leží v centru Země).Poněvadž geodetiky určují nejkratší cesty mezi letišti, létajípiloti na mezikontinentálních linkách právě podél těchto kři-vek (obr. nahoře). V obecné relativitě se tělesa pohybují ponejpřímějších čarách čtyřrozměrného prostoročasu, avšakv našem třírozměrném prostoru se jejich dráhy jeví zakřive-né. (Je to tak trochu, jako bychom pozorovali letadlo vznáše-jící se nad kopcovitou krajinou. Ač v třírozměrném prostorusleduje letadlo nejpřímější dráhu, jeho stín se na nerovnémzemském povrchu pohybuje po dráze zakřivené.)

Hmota Slunce tedy zakřivuje prostoročas takovým způso-bem, že se nám prostoročasová geodetika Země jeví jako

40

eliptická dráha v třírozměrném prostoru. Tvar planetárníchdrah vypočtených podle obecné relativity je téměř přesněstejný jako tvar drah v Newtonově gravitační teorii. Výjim-kou je Merkur, obíhající ze všech planet Slunci nejblíže, a po-ciťující proto nejvýraznější gravitační vlivy. Navíc má Mer-kur poněkud výstřednou dráhu. Rovnice obecné teorie relati-vity předpovídají postupné stáčení jeho orbity asi o jedenstupeň za 10 000 let. Jakkoli je tato hodnota nepatrná, astro-nomové ji změřili už před rokem 1915; posloužila tak jakojedno z prvních potvrzení správnosti Einsteinovy teorie.V posledních letech se podařilo pomocí radaru stanovit ještěpodstatně menší odchylky drah dalších planet od newtonov-ské předpovědi — a také ty jsou ve shodě s výsledky obecnérelativity.

Rovněž světelné paprsky se prostoročasem pohybují podélgeodetik. I v tomto případě způsobuje zakřivení prostoroča-su, že světelné paprsky nejsou v prostoru přímkami. Obecnáteorie relativity předpovídá, že se paprsky budou vlivem gra-

41

/itace ohýbat. To znamená, že světelný paprsek od vzdálenéivězdy, shodou okolností procházející těsně nad slunečnímpovrchem, bude o malý úhel ohnut, takže se pozemskémuhvězdáři bude hvězda jevit nepatrně posunutá (obr. na str.41). Samozřejmě kdyby světlo hvězdy procházelo vždy ko-lem Slunce, nemohli bychom rozhodnout, zda bylo odkloně-no či zda se hvězda skutečně nachází tam, kde ji vidíme. Po-něvadž však Země obíhá kolem Slunce, dostávají se postupněrůzné hvězdy blízko ke slunečnímu disku a jejich světlo jeodkláněno. Hvězdy tak zdánlivě mění vzájemnou polohu0 nepatrnou hodnotu. Normálně je nadmíru obtížné ohyb pa-prsků zaznamenat, neboť jasný sluneční kotouč neumožňujepozorovat na obloze hvězdy nacházející se blízko Slunce. Jeto však uskutečnitelné během úplného zatmění, při němž jesluneční záření odstíněno Měsícem. Einsteinova předpověďohybu světelných paprsků nemohla být vzhledem k událos-tem první světové války testována hned v roce 1915, a tak te-prve o čtyři roky později potvrdila výpočty britská expedice,která se vydala za zatměním Slunce do západní Afriky. Ově-ření teorie německého autora britskými vědci bylo ve své do-bě oslavováno jako významný akt usmíření mezi oběma stá-ty. Ironií osudu prokázalo pozdější pečlivé prozkoumání fo-tografií přivezených expedicí, že chyby měření byly stejněveliké jako hledaný efekt. Snad pomohla šťastná náhoda, ne-bo možná svou roli sehrála znalost výsledku, který pozorova-telé toužili nalézt. Ohyb paprsků však byl přesněji ověřenřadou pozdějších pozorování.

V další předpovědi obecné teorie relativity se tvrdí, že časv blízkosti hmotných těles probíhá pomaleji. Je to dáno vzta-hem mezi energií záření a jeho frekvencí (tj. počtem světel-ných vln za sekundu): čím větší je energie záření, tím vyšší má1 frekvenci. Je-li paprsek vyslán vzhůru v gravitačním poli Ze-mě, ztrácí postupně svou energii, a tak jeho frekvence klesá.(Prodlužuje se interval mezi příchodem vlnových hřebenůk pozorovateli nacházejícímu se ve výšce.) Pozorovateli vevelké výšce se pak zdá, že události dole trvají delší dobu.Tento jev byl testován roku 1962 s pomocí dvojice vysocepřesných hodin umístěných v přízemí a na vrcholu jedné vo-dárenské věže. Hodiny položené dole šly pomaleji, přesně

42

v souhlase s obecnou teorií relativity. Znalost nestejnéhochodu hodin v různých výškách nad zemským povrchem mádnes značný praktický význam při zavádění nesmírně přes-ných navigačních systémů, které využívají kosmických družic.Kdybychom ignorovali korekce obecné teorie relativity, za-nesla by se do udávaných poloh několikakilometrová nepřes-nost.

Newtonovy zákony pohybu znamenaly konec možnostistanovit absolutní polohu objektů v prostoru. Teorie relativi-ty se zbavila i absolutního času. Představme si dvojčata,z nichž jedno žije na vrcholku hory, zatímco druhé u moře.První z dvojčat bude stárnout rychleji než jeho sourozenec;setkají-li se po čase, bude starší. Rozdíl je v tomto případězanedbatelný, ale mohl by být mnohem výraznější, kdyby sejeden ze sourozenců vydal na dlouhou kosmickou cestu rych-lostí blízkou rychlosti světla. Tento pozoruhodný jev je známjako paradox dvojčat, ale paradoxem se stane pouze tehdy,setrváme-li u myšlenky absolutního času. V relativitě neexis-tuje žádný jednoznačně daný absolutní čas; namísto něj mákaždý jednotlivec svou vlastní míru času, závislou na tom,kde se nachází a jak se pohybuje.

Před rokem 1915 jsme prostor a čas považovali za jeviště,na němž se odehrávají události, ale jež události samy nikterakneovlivňují. Bylo to tak i v rámci speciální teorie relativity.Tělesa se pohybovala, síly přitahovaly a odpuzovaly, ale pro-stor a čas zůstávaly neměnné. Bylo tedy přirozené předpoklá-dat, že prostor i čas existují věčně.

S příchodem obecné teorie relativity se situace od základuzměnila. Prostor a čas jsou nyní dynamickými veličinami: po-hybující se objekt či působící síla ovlivňují křivost prostoru

•,a času — a naopak struktura prostoročasu působí na pohybtěles a na silové efekty. Prostor a čas určují veškeré dění vevesmíru a samy jsou tímto děním proměňovány. Tak jako ne-ní možné hovořit o událostech ve vesmíru bez pojmů prosto-ru a času, tak v obecné teorii relativity nemá ani prostor, aničas vně hranic vesmíru smysl.

V desetiletích následujících po zrodu relativistické fyzikyzměnilo nové chápání prostoru a času náš celkový obraz ves-míru. Starou myšlenku v podstatě neměnného vesmíru nahra-

43

dil dynamický model rozpínajícího se vesmíru, který se patr-ně zrodil před konečnou dobou a jenž možná v konečnémčase opět skončí. O této proměně hovoří příští kapitola. Řadulet později se stala výchozím bodem mé práce v teoretickéfyzice. Společně s Rogerem Penrosem se nám podařilo na zá-kladě Einsteinovy teorie prokázat, že vesmír měl nepochybněsvůj počátek a snad dospěje i ke svému konci.

ROZPÍNAJÍCÍ SE VESMÍR

Pohlédneme-li za průzračné, bezměsíčné noci na oblohu,upoutají nás nejprve jasné planety — Venuše, Mars, Jupiternebo Saturn. Spatříme také velké množství hvězd, které jsouvlastně vzdálenými slunci. Hvězdám se často říká stálice, alesprávný název to vlastně není. Zejména blízké hvězdy svoupolohu během roku periodicky mění, jak se vlivem oběhu Ze-mě jejich obraz promítá do různých míst na nebeské sféře.Jen u těch nejbližších jsme však schopni pohyb zaznamenat.Umožňuje nám to přímo určovat vzdálenosti blízkýchhvězd.*) Od nejbližší hvězdy zvané Proxima Centauri k námsvětlo letí celé čtyři roky; je tedy asi 40 bilionů kilometrů da-leko. Většina hvězd, které vidíme prostým okem, není dál nežněkolik stovek světelných let. (O našem Slunci jsme hovořiliuž v předchozí kapitole — je vzdáleno pouhých osm světel-ných minut.) Hvězdy zaplňují všechna místa oblohy, avšaknejhustěji jsou soustředěny do pásu zvaného Mléčná dráha.Už před rokem 1750 vysvětlovali někteří astronomovévzhled Mléčné dráhy tím, že většina hvězd se seskupuje dodiskovitého útvaru, na nějž pohlížíme z vnitřku. Tuto myšlen-ku podpořil o pár desetiletí později astronom sir WilliamHerschel, který právě ukončil úmornou práci na kataloguhvězdných poloh a vzdáleností. Kromě Mléčné dráhy dnesznáme nespočet hvězdných ostrovů podobných tomu naše-mu; říkáme jim galaxie. Takový obraz vesmíru byl definitivněpotvrzen teprve počátkem dvacátého století.

Vznik moderního pohledu na uspořádání vesmíru se datuje

*) Vzájemná poloha hvězd se mění také v důsledku jejich skutečného pohy-bu prostorem. Tato složka pohybu však není periodická, a lze ji tedy odlišit.(Pozn. překl.)

45

okem 1924, kdy americký astronom Edwin Hubble prokázal,íe naše galaxie není v kosmu samojediná. Existuje jich velminnoho a jsou odděleny nesmírnými temnými prostorami bezwězd. Abychom se o tom přesvědčili, bylo třeba změřitvzdálenosti galaxií. Ty jsou však mnohem větší než vzdáleno-ti nám blízkých hvězd, takže galaxie svou polohu během ro-cu prakticky nemění. Hubbleovi nezbylo než vzdálenosti ur-:it pomocí nějaké nepřímé metody. Uvědomil si, že jasnostivězdy na obloze ovlivňují dvě okolnosti: množství světla,cteré vydává (takzvaná svítivost hvězdy), a její vzdálenost odnás. Protože u blízkých hvězd umíme změřit jak vzdálenost,:ak i jasnost, s níž na obloze září, jsme s to vypočítat rovněžejich svítivost. Kdybychom naopak znali svítivost některéhvězd cizí galaxie a změřili její zdánlivou jasnost, mohli by-

hom obráceným postupem odhadnout vzdálenost galaxie,cterá hvězdu obsahuje. Hubble si uvědomil, že existujevlastní typ hvězd, jejichž svítivost je v blízkém slunečním>kolí vždy stejná. Nalezneme-li takovou hvězdu v jiné gala-ii, je rozumné domnívat se, že i ta má podobnou svítivost ja-

>x> obdobná hvězda v naší galaxii.*) Tak dospějeme k hleda-lé vzdálenosti. A pokud dá větší počet hvězd stejnou hodno-u, můžeme si být správností našeho postupu poměrně jisti.

Edwin Hubble publikoval vzdálenosti devíti různých gala-xií. Dnes víme, že naše dalekohledy jsou schopny zachytitvětlo od stamiliard galaxií, z nichž každá obsahuje stamiliar-

dy hvězd. Obrázek napravo ukazuje spirální galaxii, o níž selomníváme, že je podobná té naší při pohledu z vnějšku. Ži-eme v hvězdném ostrově, který má asi 100 000 světelných let

průměru a celý se pozvolna otáčí; hvězdy, soustředěné dopirálních ramen, oběhnou střed Galaxie přibližně jednou zalěkolik stovek miliónů let. Slunce je běžnou žlutou hvězdou

) Jsou to pozoruhodné pulsující hvězdy zvané cefeidy, jejichž jasnost se pra-idelně proměňuje. Cefeidy patří mezi nejpřesnější kosmické hodiny a věd-ům se podařilo objevit vztah mezi jejich svítivostí a periodou pulsací. Zpo-orují-li tedy astronomové v cizí galaxii proměnnou hvězdu tohoto typu,

mohou snadno změřit její periodu a z té usoudit na průměrnou svítivostvězdy. (Pozn. překl.)

průměrné velikosti, zářící poblíž vnitřního okraje jednoho zespirálních ramen.

Hvězdy jsou od nás natolik daleko, že se nám jeví jako zá-řící body. Jejich rozměr či tvar nerozlišíme. Jak tedy můžemehovořit o různých typech hvězd? U většiny objektů mámek dispozici jedinou charakteristiku — barvu jejich světla.Newton zjistil, že sluneční světlo se při průchodu skleněnýmhranolem rozkládá na své barevné složky, a vytváří tak duhuneboli spektrum. Podobně lze rozložit světlo za dalekohle-dem zaostřeným na vzdálenou hvězdu či galaxii. Jednotlivéhvězdy mají různá spektra. Avšak vzájemný poměr jasnostíbarev v jejich spektru je vždy téměř přesně takový, jaký by-chom očekávali u každého rozžhaveného tělesa. (Přesněji ře-čeno: spektrum jakéhokoli žhavého zdroje je plně určenojeho teplotou; říkáme mu proto termální spektrum. To zna-mená, že ze spektra hvězdy lze stanovit její teplotu.) Některéspecifické barvy nejsou ve spektru hvězdy obsaženy a tytochybějící barvy jsou charakteristickým znakem jednotlivých

47

hvězd. Protože víme, že každý chemický prvek pohlcuje přes-ně určený soubor barev, jsme schopni rozpoznat prvky pří-tomné ve hvězdné atmosféře.

Když si ve dvacátých letech tohoto století začali astrono-mové pozorně prohlížet spektra galaxií, zjistili něco velmipodivného: podobně jako u hvězd naší galaxie bylo možnévysledovat skupiny chybějících barev, ovšem zcela posunu-tých k červenému konci spektra. Abychom pochopili důleži-tost tohoto objevu, musíme se nejprve zmínit o Dopplerověefektu. Jak jsme už řekli, viditelné světlo představuje kmity čivlny elektromagnetického pole. Frekvence světla (počet vlnza jednu sekundu) je velmi vysoká, mezi 400 000 až 700 000miliardami vln za sekundu. Frekvence určuje barvu, kterouvnímají lidské oči, přičemž nejnižší frekvence náleží červené-mu okraji spektra a nejvyšší modrému okraji. Představme sinyní zdroj záření v určité vzdálenosti od nás — kupříkladuhvězdu vyzařující světelné vlny s pevně danou frekvencí.Frekvence přijatého vlnění bude stejná jako frekvence vlněnívyslaného.*) Nechť se teď objekt začne přibližovat. Každýnásledující vlnový hřeben bude emitován v menší vzdálenostiod nás než ten předchozí, takže časová prodleva mezi přícho-dem jednotlivých hřebenů se ve srovnání s případem bez po-hybu zkrátí. Kratší interval mezi přicházejícími vlnovými hře-beny znamená větší počet vln za každou sekundu, a tedy vyš-ší frekvenci. Podobně u vzdalujícího se zdroje zaznamenámeposun do nižší frekvence. V případě světla to znamená, žespektrum vzdalující se hvězdy bude přesunuto směrem k čer-vené barvě (takzvaný rudý posuv), zatímco přibližující sehvězdy budou vykazovat modrý posuv spektra. Závislost po-zorované frekvence na rychlosti zdroje — Dopplerův jev —známe z každodenní zkušenosti. Poslechněte si rychlý auto-mobil, který projíždí po silnici kolem vás; když se vůz přibli-žuje, zvuk jeho motoru je vyšší (což odpovídá vyšší frekvencizvukových vln), a když projede a vzdaluje se, tón znatelně

*) Gravitace je na povrchu normálních hvězd poměrné slabá, a proto jejívliv na barvu hvězdy (bude o něm řeč později) není nijak významný a v tom-to případě se nebere v úvahu. (Pozn. překl.)

48

poklesne. Policie využívá Dopplerova jevu k určení rychlostivozů pomocí přístroje, který měří frekvenci pulsů rádiovéhozáření vyslaných radarem a odražených od jedoucího auto-mobilu zpět.

Když Hubble úspěšně potvrdil existenci cizích galaxií, trá-vil svůj čas katalogizací jejich vzdáleností a výzkumem spek-ter. Většina lidí v té době předpokládala, že pohyb galaxií jenáhodný, a že tedy v jejich spektrech naleznou jak modré, taki rudé posuvy. Velké překvapení proto vyvolala skutečnost,že byly zjištěny téměř výlučně posuvy rudé — k červenémukonci spektra: většina galaxií se od nás tedy vzdaluje. A ještěpodivnější bylo zjištění, které Hubble oznámil roku 1929: do-konce ani velikost galaktických rudých posuvů není náhodná.Je přesně úměrná vzdálenostem galaxií od nás. Čím je galaxiedál, tím rychleji se vzdaluje. A to znamená, že vesmír nemůžebýt statický, jak si téměř všichni mysleli, ale že se ve skuteč-nosti rozpíná — expanduje; vzdálenost mezi galaxiemi narů-stá s časem.

Objev rozpínání vesmíru znamenal významný myšlenkovýpřelom. Při zpětném pohledu se zdá neuvěřitelné, že se o ex-panzi neuvažovalo už dříve. Newton i další vědci si měli uvě-domit, že statický vesmír by se začal brzy smršťovat. Jakábude situace za předpokladu, že se vesmír rozpíná? Kdybybylo rozpínání prudší než určitá mezní hodnota, gravitace bynikdy neměla dostatek síly expanzi zabrzdit a vesmír by serozpínal trvale. Situace je zde trochu podobná tomu, co sestane, když je vystřelena raketa kolmo vzhůru ze Země. Jest-liže jí neudělíme dostatečnou rychlost, raketa se po čase za-staví a začne padat zpět. Vypustíme-li ji však s dostatečněvelkou rychlostí (kolem jedenácti kilometrů za sekundu), gra-vitace raketu nikdy zpět nepřitáhne a sonda se bude neustáleod Země vzdalovat. Vlastnosti nestatických modelů vesmírumohly být předpovězeny na základě Newtonovy teorie užběhem devatenáctého, osmnáctého, nebo i koncem sedmnác-tého století. Ale víra ve statický vesmír byla natolik neotřesi-telná, že přetrvala až do století dvacátého. Dokonce i Ein-stein, když v roce 1915 formuloval obecnou teorii relativity, sibyl neměnností vesmíru téměř jistý a svou teorii upravil tak,aby rovnice model statického vesmíru připouštěly. Vložil do

49

nich takzvaný kosmologický člen. Ten představuje dodateč-ný, „antigravitační" vliv, který, na rozdíl od ostatních sil, nemápůvod v žádném zdroji, nýbrž je zabudován do samotnéstruktury prostoročasu. Einstein tvrdil, že prostoročas mávrozený sklon k rozpínání a že tato tendence může být v rov-nováze s přitažlivostí hmoty, takže výsledkem je statický ves-mír. Snad pouze jediný muž byl tehdy ochoten přijmoutobecnou relativitu v její přirozené podobě bez kosmologic-kého členu. A tak zatímco Einstein i další fyzici pátrali pocestách, jak by se vyhnuli nestatickým modelům, pokusil sesovětský fyzik Alexandr Fridman tyto modely vysvětlit.

Fridman učinil dva zjednodušující předpoklady o vesmíru:že vypadá stejně při pohledu do všech směrů kolem nás a žetoto tvrzení by platilo, i kdybychom vesmír pozorovali z libo-volného jiného stanoviště. Na základě pouze těchto dvoumyšlenek ukázal, že bychom neměli očekávat statický vesmír.Výsledek Hubbleova objevu předpověděl Fridman už v roce1922.*)

Předpoklad o tom, že vesmír vypadá ve všech směrechstejně, je zcela jasně nepravdivý. Tak třeba Mléčná dráhasestává z výrazného pásu hvězd, a není tedy vůbec stejnoro-dá. Avšak bereme-li v úvahu velké skupiny cizích galaxií na-jednou, zjistíme, že je jich všude přibližně stejný počet. Ves-mír se vskutku zdá být ve všech směrech stejný, pokud jejzkoumáme v měřítku mnohem větším, než je vzdálenost jed-notlivých galaxií, a pokud ignorujeme nepravidelnosti namenších škálách. Po dlouhý čas se tento argument přijímal

*.) Skutečnost, že se celý vesmír rozpíná, nikterak neznamená, že se zvětšujírozměry mikroskopických objektů, jako jsou atomy, a že se nafukují všechnypředměty kolem nás i my samotní. Ostatně kdyby tomu tak bylo, nemohli by-chom rozpínání zjistit, protože by se prodlužovala také měřítka, jimiž vzdá-lenosti určujeme. Pouze na těch největších délkových škálách mohou býtmodely typu Fridmanova řešení realistické, zatímco u menších objektů pře-vládají různé nerovnoměrnosti v pohybech a uskupení hmoty a navíc přistu-pují i vlivy negravitačních sil. Jinými slovy, celková expanze vesmíru nezna-mená, že by nemohly existovat lokální nerovnoměrnosti. Ani jednotlivé gala-xie se nerozpínají, ale vzdálenosti mezi celými skupinami galaxií se bez vý-jimky zvětšují. (Pozn. překl.)

50

jako dostatečné odůvodnění, že Fridmanův předpoklad od-povídá skutečnému kosmu alespoň jako hrubé přiblížení. Te-prve nedávno šťastná náhoda napomohla při odhalení po-znatku, že Fridmanův model je ve skutečnosti neobyčejněpřesným popisem našeho vesmíru v současném období jehovývoje.

V roce 1965 testovali dva američtí fyzici, Arno Penziasa Robert Wilson z Bellových telefonních laboratoří v NewJersey, velmi citlivý mikrovlnný detektor. (Mikrovlny jsou to-též co obyčejné světlo, ale s frekvencí pouze desítek miliardvln za sekundu.) Udivilo je, že jejich přístroj zachycuje víc šu-mu, než zprvu očekávali. Nezdálo se, že by šum přicházelz nějakého určitého směru. Nejprve objevili na velké anténětrochu ptačího trusu a pak se vydali po stopách dalších ne-pravostí. Žádné však už nenalezli. Uvědomili si, že signál při-cházející z atmosféry musí být silnější, když namíří detektorsměrem k horizontu, protože v tom případě sleduje přístrojmohutnější vrstvu vzduchu, než když míří přímo vzhůru. Je-nomže nadbytečný šum na směru antény nezávisel, takžeusoudili, že se jeho zdroj nalézá mimo atmosféru Země. Šumbyl dokonce stejný ve dne i v noci a neměnil se ani během ro-ku, třebaže Země rotuje a obíhá kolem Slunce. To naznačo-valo, že záření nevzniká ve sluneční soustavě, a dokonce snadani v Galaxii. Dnes víme, že k nám přichází přes většinu po-zorovatelného vesmíru, a poněvadž se záření z různých smě-rů jeví stejné, musí takový být i sám vesmír — alespoň v prů-měru. Víme, že intenzita signálů přicházejících z různýchkončin vesmíru se navzájem neliší více než o jeden díl z dese-ti tisíc. A tak Penzias s Wilsonem nechtěně zakopli o pozoru-hodně přesné potvrzení Fridmanova prvního předpokladu.

Přibližně ve stejné době se o mikrovlny zajímali ještě dvadalší fyzikové z nedaleké Princetonské univerzity, Bob Dickea Jim Peebles. Pracovali tenkrát na myšlence, která pocházíod George Gamowa (někdejšího Fridmanova studenta), ževesmír byl v počátečním údobí svého vývoje velmi hustýa žhavý. Dicke s Peeblesem dokazovali, že ještě dnes bychomměli být schopni zachytit odlesk raného vesmíru, poněvadžzáření velmi odlehlých oblastí kosmu nás dostihuje teprvenyní. Jenomže expanze vesmíru způsobuje tak obrovský rudý

51

/ VELKÝ TftESK VELKÝ KRACH \

•CAS

/ VELKÝ TftESK

CAS

VELKÝ TfiESK

, *CAS

posuv kdysi horkého záření, že bychom je dnes měli pozoro-vat v podobě mikrovln. Oba vědci se připravovali k pátránípo tomto zbytkovém (reliktním) záření. Když se Penziasa Wilson o jejich práci dozvěděli, pochopili, že předpokláda-né záření už zaznamenali. Za svůj objev byli roku 1978 od-měněni Nobelovou cenou (což se mnoha lidem zdá poněkudnespravedlivé vůči Dickemu a Peeblesovi, nemluvě už o Ga-mowovi).

Uvedené poznatky o tom, jak je vesmír ve všech směrechstejný, na první pohled napovídají, že naše poloha ve vesmíruje výjimečná. Jestliže se všechny galaxie od nás vzdalují,mohlo by se zdát, že my jsme v samém středu kosmu. Je všakmožné ještě jiné vysvětlení: co když se vesmír takto jeví i zevšech ostatních galaxií. Přesně to je obsahem druhého Frid-manova postulátu. Není žádného vědeckého důkazu ani protento předpoklad, ani proti němu. Věříme mu na základě svéskromnosti: zdá se nám nepřirozené, že by kolem nás sice bylvesmír ve všech směrech stejný, ale přitom by to neplatilopro jiná stanoviště. Ve Fridmanových modelech se galaxie odsebe vzdalují. Situaci si můžeme připodobnit k povrchu míčese spoustou skvrnek, který postupně nafukujeme. Jak se míčzvětšuje, vzdálenost mezi puntíky vzrůstá, avšak o žádnémnelze tvrdit, že by se nacházel v centru rozpínání. A potomčím jsou skvrny od sebe vzdálenější, tím rychleji se od sebevzdalují. Také ve Fridmanových modelech je rychlost, se kte-rou se galaxie vzájemně vzdalují, úměrná vzdálenosti mezinimi. Tyto modely tedy předpovídají přímou závislost rudéhoposuvu galaxií na jejich vzdálenosti, přesně jak to zjistil Hub-ble. Navzdory tomuto úspěchu zůstala Fridmanova práce naZápadě téměř neznámá až do roku 1935, kdy v reakci naHubbleův objev vypracoval podobné modely americký fyzikHoward Robertson a britský matematik Arthur Walker.

Přestože Fridman popsal ve své práci pouze jeden typ ves-míru, existují ve skutečnosti tři druhy modelů, které splňujíFridmanovy předpoklady. Podle prvního modelu (to je ten,který objevil Fridman) se vesmír rozšiřuje pomalu, takže při-tažlivá síla mezi galaxiemi expanzi postupně zbrzdí a úplnězastaví. Galaxie se poté začnou k sobě přibližovat — nastanesmršťování vesmíru. Obrázek na předchozí straně nahoře

53

znázorňuje, jak se vzdálenost mezi galaxiemi s časem mění:začíná s nulovou hodnotou, narůstá do maxima a opět klesák nule. Podle druhého modelu expanduje vesmír tak velkourychlostí, že gravitace rozpínání nikdy nezastaví, třebaže jeponěkud přibrzdí. Prostřední obrázek ukazuje vzdálenost ga-laxií v tomto modelu. A konečně je myslitelné ještě třetí řeše-ní, ležící na pomezí obou předchozích. V něm se vesmír roz-píná nejmenší možnou rychlostí, která ještě zabrání opětov-nému smršťování. Také v tomto případě, který je zachycen naobrázku dole, začíná křivka vzdálenosti v nule a neustálestoupá. Rychlost, s níž se galaxie od sebe vzdalují, je menšía menší, ale rozpínání se nikdy úplně nezastaví.

Fridmanovo řešení prvního druhu má tu pozoruhodnouvlastnost, že vesmír v něm není prostorově nekonečný. Přestonemá žádnou hranici. Gravitace je natolik silná, že prostor seuzavírá sám do sebe, podobně jako ve dvou rozměrech zem-ský povrch. Cestujeme-li po zeměkouli stále jedním směrem,nedojdeme k nepřekonatelné bariéře ani nespadneme přesokraj. Po čase přijdeme tam, odkud jsme vyšli. Prostor Frid-manova prvního modelu má podobnou vlastnost, ale se třemirozměry namísto dvourozměrného povrchu Země. Čtvrtýrozměr, čas, má rovněž omezený rozsah, avšak jeho charak-ter lze připodobnit spíš k úsečce s počátkem a koncem. Uvi-díme později, že při propojení obecné relativity s principemneurčitosti z kvantové mechaniky mohou jak prostor, taki čas být konečnými bez okrajů a hranic.

Myšlenka, že lze cestovat vesmírem v jednom směrua skončit na místě, z něhož jsme vyrazili, připomíná sciencefiction. Nemá však valný praktický význam, poněvadž z Ein-steinových rovnic lze vypočítat, že se Fridmanův model ves-míru smrští ještě předtím, než je možné cestu dokončit. Aby-ste se vrátili dříve, než vesmír zanikne, museli byste dosáh-nout nadsvětelné rychlosti — a to je neuskutečnitelné.

V prvním modelu je prostor zakřiven jako zemský povrcha jeho rozsah je konečný. V modelu druhého typu, expandují-cím věčně, je prostor zakřiven jiným způsobem — jako po-vrch neomezeně velkého sedla. Prostor zde tedy není koneč-ný. A ve zbývajícím modelu třetího typu, který se vyznačujekritickou mírou expanze, je prostor plochý, s geometrií odpo-

54

vídající rovině (a to znamená, že je tedy opět nekonečný).Ale který z Fridmanových modelů popisuje náš vesmír nej-

lépe? Bude se vesmír neustále rozšiřovat, anebo se expanzejednou zastaví a začne smršťování? Abychom na tuto otázkumohli odpovědět, potřebujeme znát současnou rychlost ex-panze vesmíru a průměrnou hustotu hmotnosti v něm. Je-lihustota menší než určitá mezní hodnota, přitažlivost budevždy příliš slabá na to, aby expanzi ukončila. Přesahuje-lihustota tuto kritickou hodnotu, gravitace po čase expanzi za-brzdí a vyvolá smršťování.

Současnou míru rozpínání můžeme určit tak, že budemepomocí Dopplerova jevu měřit rychlosti, jimiž se galaxie odnás vzdalují. Taková měření lze udělat velmi přesně. Avšakvzdálenosti galaxií příliš dobře neznáme, poněvadž je lze sta-novit pouze nepřímo. Víme jenom, že se vesmír během každémiliardy let zvětšuje o pět až deset procent. Ještě výraznějšíje nejistota v odhadu průměrné hustoty hmotnosti ve vesmí-ru. Sečteme-li hmotnosti všech hvězd, které ve vesmíru pozo-rujeme, obdržíme — i při nejnižším odhadu rychlosti rozšiřo-vání — méně než setinu mezní hustoty potřebné k zabržděníexpanze. Galaxie však kromě hvězd obsahují velké množství„temné hmoty", kterou přímo pozorovat nemůžeme, ale o nížz rozboru hvězdných drah v Galaxii víme, že určitě existuje.A co víc, galaxie se nacházejí ve skupinách a my z obdobné-ho studia pohybu galaxií v těchto skupinách usuzujeme napřítomnost ještě významnějšího množství hmotnosti v mezi-galaktickém prostoru. I když započteme všechnu tuto nezáří-cí hmotu, dostaneme pouze desetinu hustoty potřebné k za-stavení expanze. Nemůžeme však vyloučit možnost, že exis-tuje nějaká další forma hmoty, která je ve vesmíru rozloženatéměř rovnoměrně, ale my jsme ji dosud nezaznamenali. Taby mohla zvýšit celkovou průměrnou hustotu vesmíru nadkritickou hodnotu. Soudobé poznatky tedy říkají, že vesmírbude patrně expandovat věčně. Opravdu jisti si však můžemebýt jenom tím, že k opětnému smrštění nedojde dřív než ale-spoň za dalších deset miliard let, poněvadž nejméně tak dlou-ho už probíhá expanze. Ani tato doba nás nemusí znepokojo-vat; nezdaří-li se totiž lidem kolonizovat okolí sluneční sou-stavy, zaniknou mnohem dříve společně s vyhaslým Sluncem.

55

Jednou z vlastností všech Fridmanových řešení je, že v ur-čitém okamžiku v minulosti (před deseti až dvaceti miliarda-mi let) byla vzdálenost mezi sousedními galaxiemi nulová.Tehdy, v čase takzvaného velkého třesku, vzrostla hustotavesmíru a křivost prostoročasu nade všechny meze. Poně-vadž matematika vlastně neumí dobře pracovat s nekonečný-mi čísly, znamená to, že sama obecná teorie relativity (na nížjsou Fridmanova řešení založena) přestává v tomto boděprostoročasu platit. Takový bod nazývají matematici singula-ritou. Všechny naše úvahy vycházejí z předpokladu, že pro-storočas je hladký a téměř plochý, takže při velkém třeskupřestávají platit. I kdyby nějaké události před velkým třes-kem nastaly, nemohli bychom na jejich základě určit nic z to-ho, co se stane později. Teorie zde ztrácí schopnost předpoví-dat. Podobně ze znalosti událostí po velkém třesku, což jeprávě náš případ, nelze zjistit, co bylo před ním. Pokud sevšak nás týče, události před velkým třeskem nemohly mítžádné důsledky na vývoj po něm, takže by neměly být zahr-novány do vědeckého obrazu vesmíru. Měli bychom je z mo-delu vypustit s poukazem, že čas začal při velkém třesku.

Mnoho lidí nemá myšlenku o počátku času v oblibě, asiproto, že zavání intervencí Boha. (Na druhé straně katolickácírkev model velkého třesku přijala a roku 1951 oficiálněprohlásila, že je v souladu s biblí.) V minulosti se objevila řa-da pokusů vyhnout se závěru o počátečním velkém třesku.S největším pochopením se setkala teorie stacionárního ves-míru. Vytvořili ji v roce 1948 Hermann Bondi a ThomasGold, dva někdejší uprchlíci z nacisty obsazeného Rakouska,společně s Britem Fredem Hoylem, který s nimi za války spo-lupracoval při vývoji radarových systémů. Podle jejich návr-hu se v prázdných prostorách mezi vzdalujícími se galaxiemivytvářejí nové galaxie, které se formují z nepřetržitě vznika-jící hmoty. Teorie stacionárního vesmíru vyžadovala jistouúpravu obecné teorie relativity, aby bylo myslitelné neustálévytváření další hmoty, ale požadované množství bylo natoliknízké (kolem jedné částice na krychlový kilometr za rok), ženedošlo k rozporu s pozorováním. Byla to dobrá vědecká te-orie v tom smyslu, jak jsme uvedli v první kapitole: byla jed- [noduchá a přitom z ní vyplývaly jednoznačné a ověřitelné

56

závěry. Jedna z předpovědí této teorie říkala, že počty galaxiía dalších objektů by měly být stejné, ať už je pozorujemekdekoli a ať už své pozorování vykonáme kdykoli. Koncempadesátých let a začátkem let šedesátých se skupina cambrid-geských astronomů vedených Martinem Rylem (rovněž spo-lupracovníkem Bondiho, Golda a Hoylea z válečné práce naradarech) zabývala přehlídkou kosmických zdrojů rádiovéhozéření. Zjistili, že většina rádiových zdrojů leží mimo naši ga-laxii (řadu objektů se podařilo ztotožnit s ostatními galaxie-mi). Ukázalo se, že slabých zdrojů je mnohem víc než silných.Pozorovatelé interpretovali slabé zdroje jako vzdálenějšía silné jako bližší. Potom se však zdálo, že blízkých zdrojů jev jednotce objemu prostoru méně než vzdálených. To mohloznamenat, že ležíme v centru rozsáhlé oblasti, kde jsou rádio-vé zdroje vzácnější než jinde. Jiné možné vysvětlení říkalo, žerádiové zdroje byly běžnější v minulosti, v době, kdy se jejichzáření vydalo na dlouhou pouť k nám. Obě možnosti protiře-čí teorii stacionárního vesmíru. Penziasův a Wilsonův objevmikrovlnného záření z roku 1965 rovněž naznačil, že v minu-losti byl vesmír mnohem hustší. A tak i přes snahy o různázlepšení musela být teorie stacionárního vesmíru nakonecopuštěna.

Další pokus vyhnout se závěrům o velkém třesku a počát-ku času učinili dva sovětští vědci — Jevgenij Lifšic a IsaakChalatnikov. Přišli roku 1962 s myšlenkou, že velký třesk bymohl být pouze zvláštností Fridmanových modelů, které ne-jsou ničím jiným než přibližným obrazem skutečného vesmí-ru. Možná že ze všech modelů, které jsou podobné našemuvesmíru, se jenom Fridmanova řešení vyznačují singularitouvelkého třesku. V těchto řešeních se totiž galaxie vzdalují pří-mo jedna od druhé, takže není překvapující, že někdy v minu-losti byly na jednom místě. V reálném vesmíru se však hmotatakto rovnoměrně nepohybuje — s kosmologickým rozpíná-ním vesmíru se skládají menší nepravidelné pohyby v růz-ných směrech. V minulosti tedy galaxie nemusely být přesněv jednom místě, ale jenom velmi blízko sebe. Snad tedy sou-časný expandující vesmír nevznikl při velkém třesku, nýbrž sevyvinul z předchozí fáze smršťování; když vesmír zkolaboval,částice se v něm nemusely všechny srazit, mohly se minout

57

a přejít do nového období expanze. Jak rozhodnout, zda ves-mír začal velkým třeskem? Lifšic s Chalatnikovem studovalimodely podobné Fridmanovým modelům, ale brali přitomv úvahu malé nepravidelnosti a náhodné pohyby galaxií. Pro-kázali, že i takové modely mohly začít velkým třeskem, ačko-li se v nich galaxie nerozlétají přímo od sebe. Domnívali sevšak, že je to vlastnost pouze určitých výjimečných řešenís přesně daným pohybem galaxií. Zdálo se jim, že fridmanov-ských modelů bez velkého třesku je mnohokrát více než řeše-ní s počáteční singularitou, a proto se domnívali, že ve skuteč-nosti žádný velký třesk nebyl. Reálnost velkého třesku seproto jevila nepravděpodobná. Později si však oba vědci uvě-domili, že existuje mnohem obecnější třída řešení podobnýchFridmanovým modelům, která singularitu obsahuje, třebažese galaxie nemusejí pohybovat nějakým zvláštním způsobem.A tak roku 1970 vzali své předchozí tvrzení zpět.

Práce Lifšice a Chalatnikova byla cenná proto, že ukázalana možnost velkého třesku v počátku vesmíru. Nevyřešilavšak zásadní problém: předpovídá obecná teorie relativity,že velký třesk — začátek času v našem vesmíru — muselnastat?

Odpověď na tuto otázku přinesl zcela odlišný přístup,jehož autorem je britský matematik a fyzik Roger Penrose.V jedné ze svých prací z roku 1965 studoval chování světel-ných kuželů v rámci obecné teorie relativity, přičemž vyšel zeskutečnosti, že gravitace je vždy přitažlivá. Ukázal, že hvězdasmršťující se pod vlivem vlastní přitažlivosti je polapenáuvnitř oblasti, jejíž povrch se postupně zmenšuje do nuly.A klesá-li k nule povrch oblasti, musí klesat i její objem.Všechna hmota hvězdy je postupně natlačena do prostorus nulovým objemem, takže její hustota a v důsledku tohoi křivost prostoročasu zde vzrostou nade všechny meze. Jiný-mi slovy, vznikne singularita prostoročasu označovaná jakočerná díra.

Při prvním pohledu je Penroseův výsledek použitelný pou-ze pro hvězdy; nemá co říci k problému, zda celý vesmír pro-šel v minulosti singularitou velkého třesku. V době, kdy Pen-rose dokázal svůj teorém, jsem byl aspirantem zoufale hle-dajícím problém, s nímž bych mohl dokončit Ph.D. diserta-

58

či.*) Dva roky předtím lékaři zjistili, že mám ALS, Lou-Geh-rigovu nemoc pohybových neuronů, a dozvěděl jsem se, žemi zbývá rok či dva života. Za těchto okolností jsem postrá-dal motivaci k práci na disertaci. Neočekával jsem, že bych jidlouho přežil. Ale uběhly dva roky, a mně nebylo o mnohohůře. Ve skutečnosti vše procházelo vcelku dobře a já jsem sezasnoubil s půvabnou Jane Wildovou. Abychom se mohlivzít, potřeboval jsem práci. A abych dostal práci, potřebovaljsem napsat disertaci.

V roce 1965 jsem se z Penroseovy věty dozvěděl, že každétěleso podléhající gravitačnímu smrštění (kolapsu) nakonecneodvratně vytvoří singularitu. Záhy jsem si uvědomil, žekdyž v Penroseově teorému obrátíme tok času, takže kolapspřejde v rozpínání, zůstanou předpoklady věty nadále splně-ny i pro takový model vesmíru, který se ve velkých měřítkáchpodobá Fridmanovu modelu. Penroseova věta tvrdila, že kaž-dá kolabující hvězda musí skončit v singularitě; její časovéobrácená verze ukázala, že každý expandující vesmír podob-ný Fridmanovu určitě v singularitě začal. Z technických dů-vodů vyžadoval Penroseův teorém prostorově neomezenývesmír. Mohl jsem jej proto použít pouze pro model vesmíru,který se rozšiřuje dostatečně rychle, aby nedošlo k opětnémusmrštění (pouze takové Fridmanovy modely jsou prostorověnekonečné).

Během několika následujících let jsem pracoval na novýchmatematických postupech, které by odstranily formální pod-mínky z vět o singularitách. Konečným výsledkem byla našespolečná práce s Penrosem z roku 1970: dokazovala, že sin-gularita velkého třesku nepochybně nastala. Přitom jsme vy-cházeli z obecné teorie relativity a předpokládali pouze, ževesmír obsahuje takovou hmotu, jakou pozorujeme.

Tato práce vyvolala značný odpor, jednak mezi sovětskýmimarxisty, věřícími ve vědecký determinismus, a jednak mezilidmi, kteří cítili, že celá myšlenka singularit je nehezká a kazíkrásu Einsteinovy teorie. Nikdo se však nemůže přít s mate-

*) Ph.D. — Doctor of Philosophy — odpovídá přibližně naší vědecké hodno-sti kandidáta véd - CSc. (Pozn. překl.)

59

matickou větou. Nakonec však naše práce došla všeobecnéhopřijetí a dnes téměř všichni odborníci uznávají, že modelyopravdového vesmíru začínají v obecné relativitě velkýmtřeskem. A tak je trochu ironií osudu, že se teď, když jsem sivěci dále rozmyslil, snažím ostatní fyziky přesvědčit o tom, žesingularita na počátku vesmíru být nemusela. Jak uvidímepozději, singularita možná zmizí, jakmile přibereme do úvahyvliv kvantových jevů.

V této kapitole jsme viděli, jak se po tisíciletí utvářenýobraz vesmíru ani ne během půlstoletí zcela proměnil. Hub-bleův objev rozpínání vesmíru a poznání nepatrnosti našívlastní planety v obrovském kosmu byly pouhým začátkem.S prohlubujícím se myšlenkovým bohatstvím a vzrůstajícímmnožstvím experimentálních poznatků bylo stále patrnější,že vesmír měl počátek v čase. Náš důkaz z roku 1970 potvr-dil, že obecná relativita je neúplnou teorií. Nedokáže nám nicříct o vzniku vesmíru, protože z ní vyplývá, že všechny fyzi-kální teorie, včetně jí samé, přestávají v počátku platit. Teorieobecné relativity si však činí nárok na to, být pouze částeč-nou teorií. Jediné, co věty o singularitách skutečně dokazují,je, že existovala doba, kdy byl raný vesmír velmi žhavý a hus'ty. Tehdy nebylo možné nebrat v úvahu efekty kvantové teo-rie, další důležité částečné teorie, zkoumající hmotu na těchnejmenších škálách. Počátkem osmdesátých let jsme byli při-nuceni obrátit náš výzkum od teorie mimořádně velkého k te-orii nepředstavitelně nepatrného. Podívejme se na tuto teoriiblíž, dříve než se vrátíme ke snahám obě částečné teorie pro-pojit do jediné kvantové teorie gravitace.

4.PRINCIP NEURČITOSTI

Díky úspěchům vědeckých teorií, zejména Newtonovy gra-vitační teorie, došel francouzský vědec Pierre Simon Laplacek názoru, že všechny události jsou jednou provždy plně před-určeny — determinovány. To se psal počátek devatenáctéhostoletí. Laplace se domníval, že existuje soubor vědeckých zá-konů, jejichž znalost nám umožní předpovědět všechno, co seve vesmíru v budoucnosti odehraje; stačí k tomu dokonalepoznat stav vesmíru v určitém časovém okamžiku. Známe-likupříkladu polohu a rychlost těles sluneční soustavy v jed-nom časovém okamžiku, můžeme pomocí Newtonova záko-na vypočítat jejich pohybový stav v kterémkoli jiném oka-mžiku. V tomto případě se zdá být determinismus vskutkuvelmi dobře odůvodněný. Laplace šel ještě dál a předpověděl,že zákony obdobné Newtonovým vládnou také všemu ostat-nímu dění, lidské chování nevyjímaje.

K myšlence determinismu má mnoho lidí nezměrný odpor,protože cítí, že omezuje Boha v jeho ovlivňování světa. Nic-méně ještě počátkem našeho století představoval determinis-mus nejběžnější přístup k vědeckému popisu světa. Jedenz prvních náznaků, že se této víry budeme muset zříci, se ob-jevil v pracích britského vědce Rayleigha a sira Jamese Jean-se. Jejich výpočty vedly k podezřelému výsledku, že každýhorký objekt či těleso, jako je hvězda, vyzařuje nekonečnémnožství energie.

Podle tehdy přijímaných fyzikálních zákonů totiž mělohorké těleso vysílat elektromagnetické vlny (rádiové vlny, vi-ditelné světlo, paprsky X atd.) rovnoměrně na všech frekven-cích. Tak například ve vlnách s frekvencí mezi jedním a dvě-ma biliony vln za sekundu by mělo rozžhavené těleso vydá-vat stejné množství energie jako ve vlnách s frekvencí mezidvěma a třemi biliony vln za sekundu. Jelikož na počet vln za

61

sekundu nebylo žádné omezení, znamenalo to, že celkový vy-zařovaný výkon je nekonečně velký.

Aby předešel takovému nesmyslnému výsledku, navrhl ro-ku 1900 německý vědec Max Plaňek, že světlo, paprsky X anidalší vlny nemohou být vysílány libovolným způsobem, nýbržpouze v určitých dávkách: nazval je kvanta. Každé kvantumobsahovalo přesně určené množství energie; tím větší, čímvyšší byla frekvence vln. Nad určitou hranicí by tedy emisejediného kvanta vyžadovala více energie, než bylo celkověk dispozici. Záření je proto na vysokých frekvencích omeze-no, a tak i rychlost, s níž těleso ztrácí energii, je konečná.

Kvantová hypotéza umožnila velmi dobře stanovit množ-ství záření, které vystupuje z horkých těles. Její důsledky prodeterminismus však byly rozpoznány teprve roku 1926, kdydalší německý vědec, Werner Heisenberg, formuloval svůjslavný princip neurčitosti. Představme si, že chceme předpo-vědět budoucí polohu a rychlost částice. K tomu potřebujemepřesně změřit její současnou polohu a rychlost. Nejsnadnějitoho dosáhneme tak, že na částici posvítíme. Část světelnýchvln se od ní odrazí a prozradí nám tím její polohu. Tu může-me určit s přesností, která je přibližně rovna vzdálenosti mezijednotlivými hřebeny světelných vln. K opravdu přesnémuměření je proto třeba vyslat krátkovlnné záření. Podle Plan-ckovy hypotézy nemůže být množství světla libovolně malé;musíme užít alespoň jedno kvantum. Toto kvantum však přisrážce s částicí nepatrně naruší její pohyb — postrčí částicizpůsobem, který se nedá předpovědět. A co víc, čím přesnějiměříme pozici částice, tím kratší vlnovou délku světla a vyššíenergii kvanta potřebujeme. Rychlost částice se změní ještěvíc. Jinými slovy, oč přesněji se pokoušíme zjistit polohu čás-tice, o to nepřesněji můžeme určit její rychlost. A naopak.Heisenberg ukázal, že součin nepřesnosti v poloze a nepřes-nosti v rychlosti částice nemůže být — v principu — nikdymenší než určitá kritická hodnota, dnes známá jako Plancko-va konstanta. Tato mezní přesnost nezávisí na způsobu, kte-rým polohu a rychlost měříme, ani na druhu částice. Heisen-bergův princip popisuje základní vlastnost světa, již nelzeobejít.

Princip neurčitosti hluboce ovlivnil náš pohled na svět. Je-

62

ho objev předznamenal konec Laplaceova snu o teorii vědy— o modelu plně předurčeného vesmíru: nelze předpovídatbudoucí události, nelze-li ani hodnoty výchozích veličin po-znat s neomezenou přesností. Stále si ještě můžeme předsta-vovat, že soubor zákonů přesně popisujících vývoj vesmíru jedostupný nějaké nadzemské bytosti, která je s to určit stavvesmíru, aniž by jej sebenepatrněji narušila. Nicméně takováhypotéza není příliš zajímavá pro nás, obyčejné smrtelníky.Lepší je přijmout princip hospodárnosti, známý jako Occa-mova břitva, a „vyříznout" z teorie všechny prvky, které nelzepozorováním ověřit.*) Tento přístup přivedl ve dvacátých le-tech Wernera Heisenberga, Erwina Schródingera a Paula Di-raca k přeměně klasické mechaniky v novou teorii — kvanto-vou mechaniku, založenou na principu neurčitosti. V této teo-rii nemají částice přesně definované, ve skutečnosti však nez-měřitelné polohy ani neurčitelné rychlosti. Namísto nich jsoupopsány kvantovým stavem, jenž je jakousi kombinací polo-hy a rychlosti.

Kvantová mechanika nepředpovídá jednoznačné výsledkyvšech pokusů. Namísto toho dává řadu možností a říká nám,s jakou pravděpodobností zjistíme ten či onen výsledek. Pro-vedeme-li tatáž měření ve velkém počtu podobných systémů,z nichž každý vyšel ze stejných podmínek, zjistíme výsledekA v určitém počtu případů, B v jiném počtu případů atď. Před-povídat můžeme přibližné počty jednotlivých výsledků, avšakv obecnosti nelze předem stanovit jednu přesnou hodnotuk jednomu určitému pokusu. Kvantová mechanika zavádí dovědy nevyhnutelný prvek neurčitosti či náhodnosti. Einsteinse s tímto důsledkem nikdy plně nesmířil, třebaže jeho vlastnípráce významnou měrou ke vzniku kvantové mechaniky při-spěly. Nobelova cena mu vlastně byla udělena právě za vý-zkumy na tomto poli. Nicméně on sám nikdy názor, že svět jeřízen náhodou, nepřijal; své cítění vyjádřil v proslulém výro-

*) Tento předpoklad se nazývá podle středověkého filozofa Williama z Oc-camu (asi 1285—1349). Požaduje, aby do teorií nebyly zaváděny žádné nad-bytečné pojmy, aby byly formulovány co nejjednodušeji. Při tvorbě smyslu-plných vědeckých teorií je princip hospodárnosti nezbytný. (Pozn. překl.)

63

ku: „Bůh nehraje v kostky."*) Většina ostatních vědců všakbyla ochotna kvantovou teorii přijmout, protože dokonalesouhlasí s experimentem. Vskutku se stala neobvykle úspěš-nou teprií a dnes se o ni opírá téměř celá moderní věda i tech-nika. Řídí práci tranzistorů a integrovaných obvodů, této ne-dílné součásti elektronických přístrojů, jako jsou televizorya počítače. Stojí také v základu moderní chemie a biologie.Jedinou oblastí fyzikálních věd, do níž kvantová teorie dosuddefinitivně nevstoupila, je gravitace a struktura vesmíru vevelkých rozměrech.

Přestože jsme o světle zatím hovořili jako o vlnách, Plan-ckova hypotéza říká, že se v některých projevech podobáčásticím: může být vysíláno a pohlcováno jen v přesně odmě-řených kvantech. A jak už víme, o částicích lze na základěHeisenbergova principu neurčitosti říci, že se v určitém ohle-du chovají jako vlny — nemají přesně dané polohy, spíše jsoujakoby rozmazány v prostoru s určitým rozložením pravdě-podobnosti. Kvantová teorie je založena na zcela nové partiimatematiky, která nepopisuje skutečný svět v řeči částica vln. Nová teorie hovoří pouze o výsledcích pozorování.Jednou z jejích charakteristických vlastností je jakási podvoj-nost či dualita mezi vlnami a částicemi. Při popisu některýchjevů je nutné hovořit o částicích jako o vlnách, při vysvětlo-vání jiných musíme naopak přejít od vln k částicím. Pozoru-hodným důsledkem této dvojakosti, který lze přímo potvrditpozorováním, je interference (skládání) vln nebo částic. Vlně-ní může být zesíleno anebo zeslabeno, podle toho, setkají-lise hřebeny vln a znásobí tak výslednou intenzitu, či spojí-Ii se

*) Cíl své další práce po vytvoření obecné teorie relativity vyjádřil Einsteinopakovaně při řadě příležitostí. Patrně nejjasněji jej formuloval ve sborníkuvěnovaném J. C. Maxwellovi: „Přikláním se k víře, že fyzikové nezůstanounatrvalo uspokojeni s ... nepřímým popisem přírody, i kdyby byla [kvanto-vá] teorie úspěšně spojena s předpoklady obecné relativity. Nakonec se vrátízpět, aby se pokusili uskutečnit program, který by mohl být nazýván Max-wellovým programem: popsat fyzikální realitu pomocí polí, která bez ja-kýchkoli singularit vyhovují soustavě parciálních diferenciálních rovnic." —Tedy soustavě rovnic umožňujících jednoznačné předpovědi vývoje vesmíru.(Pozn. překl.)

64

VE FÁZI V PROTIFAZI

VLNY SE VZÁJEMNĚ ZESILUJÍ VLNY SE NAVZÁJEM RUŠÍ

hřeben s údolím a vlnění tím utlumí (obr. nahoře). Všechnyděti vědí, jak krásně duhové bývají mýdlové bubliny. Příčinouje interference světla odraženého od vnější a vnitřní stěnytenké vrstvy vody, která bublinu tvoří. Fáze skládajícího sevlnění, a tedy i výsledek interferenčního jevu závisí na vlnovédélce a na tloušťce stěny bubliny. Bílé sluneční světlo obsahu-je vlny všech možných délek — tedy i různých barev. Vrcholyvln přesně daných vlnových délek, které se odrazí od vnitřnístěny, interferují s duly vln na vnější stěně a vyruší se. Ve vý-sledném odraženém světle pak chybí příslušná barva, a bubli-na se proto jeví zbarvená.

Díky dualitě vln a částic, kterou zavádí kvantová teorie,můžeme pozorovat také interferenci částic. Proslulý je pokuss přepážkou, v níž jsou vyříznuty dvě úzké rovnoběžné štěr-biny (obr. na str. 67). Nejprve dejme na jednu stranu přepáž-ky zdroj světla určité barvy (tj. určité vlnové délky). Většinasvětla se srazí s přepážkou a je pohlcena, ale malá část štěrbi-nami projde. Vzdálenost od zdroje k danému místu na stínít-ku je pro různé paprsky různá; záleží na tom, přes kterouštěrbinu ji měříme. To znamená, že se vlny procházející jed-notlivými štěrbinami nemusejí na stínítku setkat se stejnoufází; v některých místech se vyruší, jinde naopak zesílí. Vý-sledkem je charakteristický obraz světlých a tmavých pruhů.

Ještě pozoruhodnější je skutečnost, že úplně stejné pruhyse objeví i tehdy, když žárovku nahradíme zdrojem částic, na-příklad elektronů, vystřelovaných danou rychlostí (ta nyníodpovídá vlnové délce). To je opravdu podivné, protože přijediné otevřené štěrbině žádné pruhy nedostaneme — v tom

65

případě pozorujeme rovnoměrné rozdělení elektronů po stí-nítku. Mohli bychom tedy očekávat, že se otevřením druhéštěrbiny pouze zvýší počet částic, které zasáhnou stínítko. Alev důsledku interference se v některých místech stínítka množ-ství zaznamenaných částic dokonce sníží. Selský rozum napo-vídá, že v pokusu s elektrony, které vysíláme postupně jedenpo druhém, vede dráha každé částice právě jednou štěrbinou— buďto levou, nebo pravou. Výsledný obraz by měl vypadatjako prosté překrytí rovnoměrných rozdělení, která vzniknoupři pokusech s jedinou otevřenou štěrbinou. Přesto i jednotli-vé elektrony vytvářejí pruhy. Každý z nich tedy musel projítoběma štěrbinami a interferovat sám se sebou!*)

Interference částic je základem pro pochopení strukturyatomů, základních jednotek chemie a biologie a stavebníchkamenů, z nichž jsme sestaveni my i vše kolem nás. Počátkemnašeho století se lidé domnívali, že atomy nejsou nepodobnéplanetární soustavě; elektrony (částice se záporným elektric-kým nábojem) obíhaly jako planety kolem jádra, nesoucíhokladný elektrický náboj. Přitažlivá elektrická síla mezi náboji

*) Je obtížné získat názornou představu o jevech popisovaných kvantovoumechanikou. Dvojakost částice a vlny, princip neurčitosti, interakce částicesama se sebou na velkou vzdálenost — to vše se zdá pro lidský rozum nepo-chopitelné. Co o tom soudili tvůrci kvantové mechaniky?

„Musíme si uvědomit, že zatímco chování nejmenších částic nelze jedno-značně popsat obvyklým jazykem, řeč matematiky je i nadále postačující...Myslím, že v tomto bodě se moderní fyzika s konečnou platností rozhodlapro Platóna." (Werner Heisenberg)

„Byla doba, kdy se v novinách psalo, že teorii relativity rozumí jenom tu-cet vědců. Nevěřím, že tomu tak skutečně někdy bylo. Možná že kdysi relati-vitě rozuměl jediný člověk, a to ten, kdo ji poprvé pochopil dříve, než o nínapsal první článek. Ale jakmile si lidé jeho práci přečetli, mnoho jich relati-vitě nějakým způsobem porozumělo; určitě jich bylo víc než tucet. Na druhéstraně mohu myslím s určitostí říci, že kvantovou mechaniku nechápe nikdo."(Richard Feynman)

„Fyzikům nezbývá nic lepšího než chodit s ustaranými tvářemi a smutně sistěžovat, že v pondělí, ve středu a v pátek musejí na světlo hledět jako na vl-nu, zatímco v úterý, ve čtvrtek a v sobotu ho berou jako částici. A v neděli seprosté modlí..." (Banesh Hoffmann). (Pozn. překl.)

66

opačných znamének měla udržovat elektrony na drahách tak,jako gravitační síla řídí pohyb planet na orbitách kolem Slun-ce. Potíž byla v tom, že zákony elektromagnetismu — než by-la vytvořena kvantová teorie — předpovídaly postupný úby-tek energie elektronů. Ty se měly v důsledku ztrát pohybovatpo spirále a nakonec srazit s jádrem. To by znamenalo, že byse atom a vlastně veškerá hmota rychle dostaly do stavu s ex-trémní hustotou. Částečně tento problém vyřešil roku 1913dánský vědec Niels Bohr. Napadlo jej, že elektrony možnánemohou obíhat jádro v libovolné vzdálenosti. Jestliže se na-víc předpokládalo, že se na každé orbitě smí pohybovat pou-ze jeden či dva elektrony, byl problém v zásadě vyřešen, po-

něvadž od okamžiku, kdy elektrony zaplnily dráhy nejbližšík jádru, nebylo další klesání možné.*)

Bohrův model popsal docela dobře strukturu nejjednoduš-šího atomu, vodíku, který má pouze jeden elektron. Nebylovšak jasné, jak přesně postupovat ve složitějších případech.Navíc předpis povolených drah postrádal hlubší odůvodnění.Kvantová mechanika tyto těžkosti odstranila. Odhalila, žeelektron, pohybující se kolem jádra, lze považovat za vlnu,jejíž délka závisí na rychlosti. Délka některých drah je celočí-selným násobkem vlnové délky elektronu. Tyto orbity odpo-vídají Bohrovým povoleným drahám. Avšak u drah, jejichždélka není celočíselným násobkem vlnové délky, se hřebenyjakoby ruší s údolími; takové dráhy se v přírodě nerealizují.

Vlnově částicovou dualitu lze elegantně znázornit pomocítakzvaných součtů přes historie, zavedených americkým věd-cem Richardem Feynmanem. Podle tohoto přístupu nemáčástice jedinou historii či prostoročasovou křivku, jako je to-mu v klasické nekvantové teorii. Místo toho se předpokládá,že při pohybu z místa A do místa B prochází všemi cestami,které v A začínají a v B končí. S každou dráhou je spojensoubor čísel: jedno představuje velikost vlny, jiné polohuv cyklu (tedy zda jde o hřeben nebo údolí). Pravděpodobnostpřechodu z A do B je dána složením vln příslušných všemdrahám. U většiny blízkých drah se pozice v cyklu neboli fázev B rychle mění. To značí, že s nimi spojené vlny se praktickyvyruší. Avšak určité soubory blízkých drah nemají fázi přílišodlišnou, a jejich vlny se proto navzájem nezruší. A právě ty-to dráhy jsou totožné se známými Bohrovými orbitami.

S takovými myšlenkami převedenými do konkrétní mate-matické podoby už bylo jednoduché spočítat správné orbityve složitějších atomech, a dokonce i v molekulách, které držípohromadě díky elektronům obíhajícím kolem několika ja-der. Protože jsou molekuly a jejich vzájemné reakce zákla-dem chemie a biologie, umožňuje nám kvantová mechanikateoreticky předpovídat vše, co kolem sebe vidíme — samo-

*) Omezení počtu elektronů v každé dráze je jedním z důsledků takzvanéhovylučovacího principu, o němž se hovoří v příští kapitole. (Pozn. překl.)

68

zřejmě v rámci omezení stanovených principem neurčitosti.V praxi jsou ovšem výpočty systémů s více elektrony natoliksložité, že to dosud ještě neumíme.

Zdá se tedy, že struktura vesmíru ve velkých měřítkách seřídí Einsteinovou obecnou teorií relativity. To je klasická teo-rie — nebere v úvahu vliv principu neurčitosti. Důvod, pročnenalézáme žádný nesoulad jejích předpovědí s pozorová-ním, tkví v tom, že pozorujeme pouze velmi slabá gravitačnípole. Avšak věty o singularitách, s nimiž jsme se seznámiliv předchozí kapitole, naznačují, že přinejmenším ve dvou si-tuacích by gravitační pole mělo být extrémně silné — v čer-ných dírách a při velkém třesku. V takových silných políchnelze vlivy kvantové gravitace zanedbávat. Tím, že klasickáobecná relativita předpovídá vznik oblastí s nekonečnou hus-totou, předpovídá i svůj vlastní pád — tak jako klasická (ne-kvantová) fyzika předpovídala svůj konec tvrzením, že elek-trony v atomech rychle spadnou do jádra. Úplnou a konzi-stentní teorii sjednocující obecnou teorii relativity s kvanto-you mechanikou dosud nemáme. Známe ale řadu vlastností,které by měla mít. Důsledky, které z nich vyplývají pro černédíry a velký třesk, popíšeme v dalších kapitolách. Teď se ještěobraťme k nedávným snahám propojit naše poznatky o si-lách působících v přírodě do jediné, sjednocené kvantové te-orie gravitace.

5.ELEMENTÁRNÍ ČÁSTICEA SÍLY V PŘÍRODĚ

Aristoteles se domníval, že všechna hmota ve vesmíru jestvořena ze čtyř základních prvků — země, vzduchu, ohněa vody. Ty byly podrobeny dvěma silám: přitažlivosti, náchyl-nosti země a vody padat dolů, a vznášivosti, tendenci vzduchua ohně stoupat vzhůru. Dělení vesmíru na hmotu a síly se uží-vá dodnes.

Aristotelova teorie pokládala hmotu za spojitou. To zna-mená, že ji bylo možné bez omezení dělit na menší a menšíčásti. Na druhé straně se jiní řečtí filozofové, především stou-penci Démokritovy školy, domnívali, že hmota je ve svém zá-kladu zrnitá a vše se skládá z velkého počtu rozličných ato-mů. (Slovo atom znamená v řečtině „nedělitelný".) Po staletíobhajovali přívrženci obou přístupů své hypotézy, aniž bypro ně měli přesvědčivé důkazy. Počátek novodobého přístu-pu ke studiu struktury hmoty znamenala teprve práce brit-ského chemika a fyzika Johna Daltona z roku 1803. Snažil sevysvětlit, proč se při vzniku chemických sloučenin jejich vý-chozí složky slučují v určitých přesně daných poměrech. Uvě-domil si, že základními jednotkami sloučenin by mohly býtmolekuly, vznikající spojením několika atomů. Zastoupeníjednotlivých atomů v molekule zkoumané látky by pak určo-valo potřebná množství jednotlivých složek vstupujících dochemické reakce. S konečnou platností byly diskuse rozhod-nuty až počátkem našeho století — a to ve prospěch atomi-stické teorie. Přispěl k tomu také Albert Einstein prací o tak-zvaném Brownově pohybu — nepravidelném „poskakování"malých částeček prachu, rozptýlených v tekutině. V článkuz roku 1905, otištěném jen pár týdnů před uveřejněním slavnépráce o speciální teorii relativity, Einstein ukázal, že trhavýpohyb prachových zrnek způsobují jejich srážky s částicemitekutiny.

70

Už tehdy vzniklo podezření, že ani samotné atomy nejsounedělitelné. J. J. Thomson, člen Koleje nejsvětější Trojicev Cambridgi, dokázal existenci částice nazvané elektron, ti-síckrát lehčí než nejlehčí atom. Při svých pokusech použilThomson zařízení v mnohém podobné moderní televizníobrazovce. Zdrojem elektronů v něm bylo rozžhavené kovo-vé vlákno. A protože jsou elektrony nabité, mohl je Thomsonpomocí elektrického pole urychlit a nasměrovat na obrazov-ku pokrytou fosforem. Místa, kam elektrony dopadly, vždy namalý okamžik zazářila. Brzy se přišlo na to, že elektrony vy-letují přímo z atomů kovového vlákna. A konečně roku 1911se britskému fyzikovi Ernestu Rutherfordovi podařilo odhalitstrukturu atomů: jsou tvořeny nesmírně malým, ale velmihutným jádrem s kladným elektrickým nábojem, kolem ně-hož obíhají záporně nabité elektrony. K tomuto závěru došelRutherford studiem pohybu částic alfa (jader hélia), jejichžzdrojem jsou radioaktivní atomy. Rutherford použil částicealfa jako mikroskopické sondy a sledoval, jak se mění směrjejich pohybu po kolizích s ostatními atomy.

Zprvu se vědci domnívali, že v atomech jsou pouze dvadruhy částic — elektrony rozptýlené v atomárním obalua kladně nabité protony v jádře. (Název protonu byl odvozenz řeckého slova „první", poněvadž se věřilo, že tyto částice bymohly být základními stavebními kameny hmoty.) Avšakv roce 1932 zjistil James Chadwick, Rutherfordův kolegaz Cambridge, že jádra obsahují ještě další druh částic. Ty sicemají téměř stejnou hmotnost jako protony, ale nejsou elek-tricky nabité. Chadwick je proto nazval neutrony. Za objevzískal Nobelovu cenu a pak post rektora Gonvillovy a Caio-vy koleje. (Té koleje, jejímž členem jsem dnes i já. Později seovšem v důsledku neshod se spolupracovníky vedení vzdal.V koleji tenkrát vznikla ostrá rozepře, když její mladí členo-vé, vracející se z války, nezvolili řadu starších kolegů do ko-lejních funkcí, jež zastávali po dlouhý čas. To jsem v kolejiještě nebyl; vstoupil jsem do ní v roce 1965, když doznívalatrpkost podobných rozepří, které přinutily rezignovat dalšíhonositele Nobelovy ceny, sira Nevilla Motta.)

Ještě před dvaceti lety byly protony a neutrony považová-ny za základní, „elementární" částice. Avšak pokusy, při nichž

71

se velkou rychlostí srážely protony s elektrony nebo s jinýmiprotony, naznačovaly, že také protony jsou složeny z ještěmenších částic. Murray Gell-Mann z Kalifornské techniky jenazval kvarky. Za práce o kvarcích dostal v roce 1969 Nobe-lovu cenu. Záhadné pojmenování ještě záhadnějších částicmá svůj původ v citaci z románu Jamese Joyce: „Three quarksfor Muster Mark"!*)

Kvarků je celá řada. Domníváme se, že existují kvarky ale-spoň šesti „vůní". (Nejde ovšem o vůně v obvyklém smyslutohoto slova.) Jednotlivé kvarky se označují písmeny u, d, s, c,bát. Každá vůně se přitom vyskytuje ve třech „barvách", čer-vené, zelené a modré.**) Musím upozornit, že tyto termíny ne-jsou ničím více než pouhým označením. To si jenom dnešnífyzikové vybírají rozmanitější názvy nových částic a jevů; užse neomezují pouze na řečtinu. Výsledky experimentů lze vy-světlit, jestliže předpokládáme, že protony i neutrony jsoutvořeny vždy třemi kvarky — každým jiné barvy. Tak třebaproton je složen ze dvou kvarků vrchních a jednoho spodní-

*) James Joyce, Finnegans Wake (1939). Slovo „quark" prý Joyce převzalz německého „der Quark" — tvaroh. Podle jazykovědců se tento výraz do-stal do němčiny zkomolením původního slovanského slova. Joyce patrněupoutala především bohatá frazeoiogie, kterou „quark" v němčině má. Častose ho používá ve významu „hloupost, nesmysl, malichernost". A právě takovéslovo Joyce potřeboval. (Pozn. překl.)

**) Značení kvarků vychází z anglických slov „up" (nahoru), „cfown" (dolů),„strange" (podivný), „charmed" (půvabný), „fottom" (spodní) a „top" (vrchní);

Počty kvarků, které dnes většina fyziků považuje za skutečně základníčástice, nedokáží současné teorie jednoznačně stanovit. Jednou z možností,jak experimentální cestou omezit nejvyšší počet možných druhů, je napří-klad studium zániku určitých částic. Tak například částice označovaná Z° serozpadá na kvarky a takzvané leptony — lehké částice, mezi něž patří elek-trony, neutrina a další. Čím větší bude počet základních částic v přírodě, tímvíc různých rozpadových procesů se uskuteční a tím kratší bude průměrnádoba života Z". A tuto dobu lze na velkých urychlovačích měřit. Také u ně-kterých dalších částic je poločas rozpadu vypočtený z teorie v souhlasu s ex-perimentálními výsledky pouze při uvedeném počtu barev a vůní. Nezávislýodhad poskytuje kosmologie: ukazuje se, že vesmír by se patrně vyvinul dojiné podoby, než v jaké jej dnes vidíme, kdyby počet základních částic bylpříliš velký; například zastoupení hélia 4 by bylo v kosmu výraznější. Množ-ství tohoto prvku lze opět sledovat astronomickými metodami. (Pozn. překl.)

72

ho, neutron zase ze dvou kvarků spodních a jednoho vrchní-ho. Různými kombinacemi lze popsat širokou plejádu dnesznámých částic (některé jsou podivné, jiné půvabné..., podletoho, jakou výslednici dávají kvarky, z nichž je ta která části-ce složena). Většina částic je mnohem těžších než proton ne-bo neutron a rychle se rozpadají.

Teď tedy víme, že žádný z atomů, ba ani žádný z protonůa neutronů není nedělitelný. Co je tedy skutečně elementárníčástice? Jaké jsou základní stavební kameny, ze kterých jevše sestaveno? Protože vlnová délka viditelného světla jemnohem větší než velikost atomů, není naděje, že bychom sena části atomů mohli jednoduše podívat. Je třeba použít „son-dy" s mnohem kratší vlnovou délkou. V minulé kapitole jsmese dozvěděli, že podle kvantové mechaniky je i částice v jis-tém smyslu vlnou a že délka vlny spojené s částicí se při ros-toucí energii zkracuje. A tak přesnost měření, které jsmeschopni dosáhnout, závisí na tom, jak energetické částice má-me k dispozici. Jinými slovy, energie částic určuje délkovouškálu, již jsme schopni rozlišit. Energie částic se nejčastěji vy-jadřuje v jednotkách zvaných elektronvolty. (Vzpomeňme sina Thomsona, který ve svých pokusech používal elektricképole k urychlování elektronů. Energii, kterou získá elektronpři průchodu elektrickým polem o napětí jednoho voltu, na-zýváme elektronvolt.) V devatenáctém století uměli lidé vyu-žívat pouze částice s nízkými energiemi několika elektronvol-tů, vznikajícími při chemických reakcích, jako je hoření. Teh-dy se zdálo, že atomy jsou nejmenšími částicemi. Při Ruther-fordových pokusech s částicemi alfa, spontánně vyletujícímiz radioaktivních atomů, se dosahovalo už miliónů elektron-voltů. Potom jsme se naučili sami pomocí elektromagnetické-ho pole udělovat částicím milióny, a nedávno dokonce i desít-ky miliard elektronvoltů. A tak víme, že dříve „elementární"částice jsou ve skutečnosti složené z ještě menších složek.Ukáží se i ty jako složené z ještě menších částí, když postou-píme k vyšším energiím? Možné to je. Máme však určité teo-retické podklady pro víru, že jsme už došli k základním sta-vebním kamenům přírody, nebo že jsme alespoň velmi blízkojejich poznání.

Vlnově částicová dualita umožňuje popsat vše ve vesmíru

73

včetně světla a gravitace v řeči částic. Jednou z jejich základ-ních vlastností je takzvaný spin. Ten nemá přesnou obdobuv klasické (nekvantové) fyzice, ale existuje několik možností,jak spin znázornit. Částici si můžeme představit například ja-ko malou káču točící se kolem své osy.*) Samozřejmě každézjednodušení je nepřesné; podle kvantové mechaniky částicedobře definovanou osu otáčení nemají, nicméně pro prvnípředstavu nám tento příklad dobře poslouží. Spin nás infor-muje o tom, jak částice vypadá z různých směrů. Částice s nu-lovým spinem je jako tečka — ze všech směrů se jeví stejná(obr. (i) vpravo). Částici se spinem l lze připodobnit k šipce— při otáčení se jeví různě (obr.(ii)). Abychom znovu dosáhlipůvodního vzhledu, je třeba ji zcela otočit (o plných 360 stup-ňů). Částice se spinem 2 se podobá obousměrné šipce (obr.(iii)) — ztotožnění nastane už po půlobratu (otočení o 180stupňů). Podobně částice s vyšším spinem by se jevily stejnépo otočení o stále menší díl celého obratu. Zatím jsme mohlipostupovat přímočaře; ale kupodivu existují také částice, kte-ré nevyhlížejí stejně ani po celém jednom obratu — je třebaje otočit dvakrát. Těm přísluší spin 1/2.**)

Vědci zjistili, že všechny částice lze rozdělit do dvou sku-pin: ty, které mají spin 1/2, tvoří látku vesmíru — hvězdy, pla-nety i nás samotné; silové působení mezi částicemi látkyzprostředkují částice se spinem O, l a 2. Jednou z charakteris-tických vlastností částic s poločíselným spinem je, že se jejichchování řídí takzvaným vylučovacím principem. Rakouskýfyzik Wolfgang Pauli ho objevil v roce 1925 — a roku 1945byl za svůj objev vyznamenán Nobelovou cenou. Pauli byltypický teoretický fyzik.

*) Anglické sloveso „spin" znamená točit se, vířit, kroužit. (Pozn. překl.)**) Číselná hodnota spinu přirozeně závisí na jednotkách, které jsme k je-ho měření zvolili. Přesnější by tedy bylo říci, že možným hodnotám spinuelementárních částic lze jednoznačně přiřadit čísla 0,1/2, l, 3/2 ... Nejdůleži-tějšími zástupci částic s poločíselným spinem jsou elektrony, protony, neu-trony a neutrina (na základnější úrovni též kvarky); těmto částicím příslušíspin 1/2. Celočíselný spin mají například mezony (0), foton (1) a dosud nepo-zorovaný graviton (2). O spinu a dalších vlastnostech elementárních částic sepodrobněji dočteme například v Průhledech do mikrokosmu od Jana Fische-ra (Mladá fronta, 1986). (Pozn. překl.)

74

Pouhá jeho přítomnost ve městě prý způsobovala, ževšechny pokusy vycházely špatně. Podle vylučovacího princi-pu, označovaného též Pauliho jménem, se dvě částice téhoždruhu v žádném kvantovém systému nemohou nacházetv témž stavu. To umožňuje pochopit, proč se působením při-tažlivých sil nedostane hmota velmi rychle do stavu s vyso-kou hustotou: mají-li být částice látky v téměř stejné poloze(například elektrony v atomu) a mají-li být rovněž ostatnícharakteristiky jejich stavu (spin) totožné, musejí mít rozdílnérychlosti, takže rychle změní vzájemnou polohu. Částice s po-ločíselným spinem jsou nesnášenlivé. Kdyby vylučovací prin-cip neplatil, kvarky by nemohly tvořit oddělené protony a ne-utrony. Ty by pak zase nemohly společně s elektrony vytvá-řet stabilní atomy. Hmota by zkolabovala do téměř jednolitéhusté „polévky".

Vlastnosti elektronů a dalších částic se spinem 1/2 bylysprávně vysvětleny v roce 1928. Teorie těchto částic pocházíod Paula Diraca, který byl později zvolen lucasianským pro-

75

fesorem matematiky v Cambridgi (stejnou profesuru zastávalkdysi i Newton). Diracova teorie byla svého druhu první slu-čitelná jak s kvantovou mechanikou, tak i se speciální teoriirelativity. Podala matematické zdůvodnění velikosti elektro-nového spinu, a tedy i toho, proč elektron nevypadá stejně pojedné otočce, nýbrž teprve po dvou. Kromě toho Dirac před-pověděl, že by elektron měl mít partnera — antielektron na-zývaný též pozitron. Objev pozitronu v roce 1932 tuto teoriipotvrdil a způsobil, že hned následujícího roku byla Diracoviudělena Nobelova cena. Dnes víme, že každá částice má svouantičástici. Setkají-li se spolu, navzájem se zničí — anihilují.V principu by mohly existovat celé antisvěty s antilidmi vy-tvořenými z antičástic. Kdybyste však potkali antisebe, nepo-dávejte si ruce. Oba byste s obrovským zábleskem světla za-nikli. Otázka, proč je kolem nás mnohem víc částic než anti-částic, má zásadní význam a ještě se k ní v této kapitolevrátíme.

Nyní stručně, co se podle kvantové mechaniky stane, kdyžčástice s poločíselným spinem, která tvoří látku (elektron ne-bo kvark), vyšle částici se spinem O, l nebo 2, zprostředkujícísilové působení. Zpětný ráz vzniklý v okamžiku vyslání silovéčástice změní rychlost částice látky. Částice silového působe-ní se může srazit s jinou částicí látky, a ta ji pohltí. Při kolizije druhá částice odstrčena, jako by mezi oběma látkovýmičásticemi působila síla.*)

Důležitou vlastností částic přenášejících silové interakce je,že se nepodřizují vylučovacímu principu. Počet částic, kterémohou být vyměněny, není tedy omezen, a tak může vznik-nout velmi intenzívní silové působení. Těžké interakční části-ce se ovšem vytvářejí a vyměňují obtížněji než lehké částice.Síly zprostředkované velmi hmotnými částicemi proto majíkrátký dosah. Na druhé straně silové částice, které nemajísvou vlastní hmotnost (například fotony), přenášejí síly dale-kého dosahu.**)

Částicím, které zprostředkovávají silové působení, se jinak

*) Tento příměr zachycuje pouze odpudivou interakci. Přitažlivá síla fungujepodobně, i když ji nelze tak snadno znázornit. (Pozn. překl.)

76

říká virtuální (zdánlivé), protože na rozdíl od „skutečných"částic je nelze přímo zachytit v žádném přístroji. Svou exis-tenci však dokazují měřitelnými projevy: především jsou pří-činou samotné silové interakce mezi částicemi látky. Za urči-tých předpokladů mohou být i částice se spinem O, l a 2přímo pozorovány. V tom případě se projevují jako vlnyz klasické fyziky, například světelné vlny či gravitační vlny.Ty mohou vznikat třeba tehdy, když si látkové částice vymě-ňují virtuální částice. Kupříkladu elektrická odpudivá síla me-zi dvěma elektrony je vyvolána výměnou virtuálních fotonů,které nikdy nelze přímo zaznamenat; jestliže se však jedenelektron pohybuje kolem druhého, vznikají také skutečné fo-tony, které pozorujeme jako světelné záření.

Částice silového působení lze rozdělit do čtyř skupin podleintenzity síly, již přenášejí, a podle druhu částic, se kterými in-teragují. Je třeba zdůraznit, že dělení do čtyř kategorií je vel-mi umělé; hodí se nám při vymýšlení částečných teorií, ale jemožné, že neodráží nic hlubšího. Většina fyziků doufá, že bu-de nalezena sjednocená teorie, která všechny čtyři síly pojmejako různé projevy jediné interakce. Mnozí vědci to považujíza hlavní cíl dnešní fyziky. V nedávné době byly učiněnyúspěšné pokusy sjednotit tři ze čtyř druhů sil. Výsledky těchtosnah nyní popíšeme.

Prvním druhem síly je gravitace. Jde o sílu univerzální, cožznamená, že ji pociťují všechny částice, a to v závislosti nasvé hmotnosti. Otázku jejího začlenění do sjednoceného mo-delu musíme z několika důvodů ještě odložit na později. Vesrovnání se zbývajícími silami je gravitace zdaleka nejslabší.Je tak slabá, že bychom si jí patrně vůbec nepovšimli, kdybyse nevyznačovala dvěma zvláštnostmi: působí i na velké

**) „Nehmotností" částice se rozumí skutečnost, že ji nelze zabrzdit a sta-novit množství její klidové hmotnosti — nebo jinak řečeno, pozorovatel ses ní nemůže společně pohybovat. To souvisí s faktem, že se „nehmotné" části-ce pohybují rychlostí světla, zatímco ostatní částice s nenulovou klidovouhmotností (protony, elektrony...) mají vždy rychlost podsvětelnou. Při inte-rakcích se však i fotony chovají tak, jako by měly hmotnost, jejíž množstvílze vypočítat z energie fotonu pomocí Einsteinovy rovnice E=mc2. (Pozn.překl.)

77

vzdálenosti a vždy je přitažlivá. To znamená, že sebenepatr-nější gravitační síly mezi jednotlivými částicemi velkých těles,jako jsou třeba Země a Slunce, se mohou sečíst do značnéhodnoty. Zbývající síly mají krátký dosah nebo jsou někdypřitažlivé a jindy odpudivé, takže se v součtu ruší. Z pohledukvantové mechaniky je gravitační síla mezi dvěma částicemilátky zprostředkována částicí se spinem 2, gravitonem. Ten,podobně jako foton, nemá vlastní hmotnost, a síla, kteroupřenáší, je proto dalekého dosahu. Přitažlivá síla mezi Slun-cem a Zemí se připisuje výměně gravitonů mezi částicemitvořícími oba objekty. Přestože jsou vyměňované částice vir-tuální, jejich vliv je patrný na první pohled: nutí Zemi obíhatkolem Slunce. Naproti tomu reálné gravitony jsou totožnés tím, co klasičtí fyzikové nazývají gravitačními vlnami. Jdeo vlny velmi slabé a tak obtížně pozorovatelné, že nebyly do-sud nikdy zaznamenány.

Do další kategorie se řadí elektromagnetická síla, působícína elektricky nabité částice, jako jsou elektrony a kvarky. Narozdíl od gravitace si nevšímá neutrálních částic, zato na na-bité částice působí mnohem intenzivněji: elektromagnetickásCa mezi dvěma elektrony je asi 1042krát větší než gravitace.Jenomže v přírodě se vyskytují dva druhy elektrických nábo-jů, kladné a záporné. Mezi dvěma částicemi s kladným nábo-jem působí odpudivá síla; stejně tak mezi dvěma záporněnabitými částicemi. Naopak částice s rozdílným znaménkemnáboje se elektricky přitahují. Velká tělesa, jako je Země čiSlunce, obsahují téměř stejné množství kladných a zápornýchnábojů. Přitažlivé a odpudivé elektromagnetické síly se na-vzájem odečítají a zůstává jenom nepatrná zbytková síla.Avšak v atomárních měřítkách tyto síly převládají. Elektro-magnetické přitahování nutí záporně nabité elektrony obíhatkolem kladně nabitých protonů v jádře atomu, podobně jakogravitační přitahování svazuje Zemi se Sluncem. Elektromag-netickou interakci přenášejí nehmotné částice se spinem l —fotony. A opět: tyto vyměňované fotony jsou virtuálními čás-tiremi. Když však elektron v atomu přejde z jedné povolenédiáhy na jinou, bližší k jádru, uvolní se určité množství ener-gie v podobě skutečného fotonu, který může být pozorovántřeba i okem jako viditelné světlo (pokud má vhodnou vlno-

78

vou délku) nebo zaznamenán detektorem fotonů (napříkladna film). Je možný i obrácený proces, v němž se skutečný fo-ton srazí s atomem a přesune elektron z nižší dráhy na dráhudále od jádra. Přitom se spotřebuje energie a foton je pohl-cen.

Do třetí kategorie náleží slabá jaderná síla, která je odpo-vědná za radioaktivitu. Působí na všechny částice látky, alenevšímá si částic s celočíselným spinem, jako jsou fotony ne-bo gravitony. Slabou jadernou sílu se dlouho nedařilo dobřepopsat — až roku 1967 Abdus Salám z Imperiální kolejev Londýně a Steven Weinberg z Harvardu navrhli teorie, kte-ré sjednocovaly slabou interakci s elektromagnetickou silou— podobně jako o století dříve sjednotil Maxwell elektřinus magnetismem. Předpověděli, že kromě fotonu existují ještětři částice se spinem l, které přenášejí slabou sílu. Nazývají seW+, W- a Z" (vyslovováno „W plus", „W minus" a „Z nula").Jejich hmotnost je kolem 100 GeV (GeV označuje gigaelek-tronvolt, tj. miliardu elektronvoltů).*) Weinbergova-Salamo-va teorie má jednu typickou vlastnost, známou jako spontán-ní narušení symetrie. Ta umožňuje chápat celou nepřehled-nou řadu dnes známých částic, které při nízkých energiíchpozorujeme, jako různé stavy jediné částice. Při vysokýchenergiích se všechny částice chovají podobně. Jev spontánní-ho narušení symetrie lze přirovnat k pohybu kuličky v ruletě.Při velkých energiích (když se ruleta točí rychle) se kuličkachová vždy stejně: neustále poskakuje v kole. Ale jak se rule-ta brzdí, energie kuličky postupně klesá, až v jednom okamži-ku zapadne do některé z 37 jamek. Jinými slovy, při nízkýchenergiích existuje 37 různých stavů, v nichž se může kuličkanacházet. Kdybychom z nějakého důvodu mohli ruletu sledo-vat pouze při těchto nízkých energiích, možná bychom usou-dili, že se vyskytuje 37 různých typů kuliček.

Podle Weinbergovy-Salamovy teorie se při energiích mno-

*) Hmotnost částice m je zde vyjádřena pomocí její energie R Obě veličinyjsou spolu svázány Einsteinovým vztahem £= mc2, takže znalost jedné z nichstačí k určení druhé. Ve fyzice vysokých energií se hmotnosti částic udávajínejčastěji právě v elektronvoltech a jejich násobcích. (Pozn. překl.)

79

hem větších než lOOGeV chová foton i tři nové částice po*dobně. Avšak ve všech běžných situacích jsou energie nižšía symetrie mezi částicemi je narušena; W, W ^ a Z° získáva$|velkou hmotnost a jim odpovídající síla má krátký dosahV době, kdy Weinberg a Salám nový model navrhli, nebyl;ještě urychlovače částic tak mohutné, aby dosáhly energkolem 100 GeV, které je ke zrození reálných částic W+, W"nebo Z° třeba. Avšak v oblasti nízkých energií se řada přeďpovědí potvrdila s takovou přesností, že v roce 1979 byláWeinbergovi a Salamovi udělena Nobelova cena za fyziku.Zároveň byla oceněna i práce Sheldona Glashowa, dalšíhoodborníka z Harvardovy univerzity, který vymyslel obdob-1nou sjednocenou teorii elektromagnetické a slabé síly. Obavyjnobelovského výboru, že se při udělování cen mohl zmýlit,!rozptýlil v roce 1983 významný objev, tentokrát z CERNl(Evropského střediska jaderného výzkumu). Vědcům se zdejpo dlouhém pátrání podařilo zaznamenat tři hmotné partne-ry fotonu, a to s hmotností a dalšími vlastnostmi blízko hod-not predpovězených teorií. Nobelova cena za tento objev nasebe nenechala dlouho čekat. Jednu její polovinu dostal Car-lo Rubbia, který vedl úspěšný vědecký tým, složený z více nežstovky fyziků. Druhý díl připadl Simonu van der Meerovi, in-ženýrovi z ČERŇ, který pro tento experiment vyvinul zaříze-ní umožňující získat intenzívní svazek antiprotonů.

Konečně do čtvrté kategorie je zahrnuta silná jadernáinterakce, která drží pohromadě kvarky v protonech a neu-tronech. Teoretici věří, že tato síla je rovněž zprostředkovánačásticemi se spinem 1. Říká se jim gluony a interagují pouzes kvarky a samy se sebou.*) Vědci vypozorovali, že silná inte-rakce má ještě jednu pozoruhodnou vlastnost, které se říká„uvěznění". Projevuje se tím, že vždy váže kvarky do tako-vých kombinací, které barvu nemají. Proto nikdy nepozoruje-me samotný kvark — ten by byl barevný (červený, zelenýnebo modrý). Namísto toho je červený kvark vázán pomocígluonů například se zeleným a modrým (červená + zelená +

*) Anglicky „glue" znamená lepidlo; gluony „slepují" kvarky dohromady. (Po-zn. překl.)

80

modrá barva se skládají do bílé). Jinou bezbarvou kombinací,která může v přírodě vzniknout, je pár kvarku s antikvarkem(červená + antičervená nebo zelená + antizelená nebo mod-rá + antimodrá opět dávají bílou barvu). Takové kombinacepopisují takzvané mezony. Jde o nestabilní částice, protožekvark v nich může anihilovat s antikvarkem za vzniku elek-tronů a dalších částic. Také gluony mají barvu a v důsledkuuvěznění je nemůžeme pozorovat samostatně. Vyskytují sepokaždé v seskupeních, jejichž výsledná barva je bílá.

To, že vinou uvěznění nelze kvarky ani gluony pozorovatjako samostatné částice, by mohlo celou teorii zavést do ob-lasti poněkud metafyzikální. Silná interakce má však ještědalší důležitou vlastnost, asymptotickou volnost, a díky ní jepojem kvarku a gluonů velmi smysluplný. Při běžných ener-giích je silná interakce opravdu silná a váže kvarky těsněk sobě. Ale pokusy s velkými urychlovači částic naznačují, žepři vysokých energiích se silná interakce značně zeslabuje,

81

takže kvarky a gluony se pak chovají jako téměř volné části-ce. Obrázek na str. 81 ukazuje fotografii srážky vysokoener-getického protonu s antiprotonem. Vznikly při ní téměř volnékvarky. Ty potom vytvořily „trsy" dalších částic, jejichž stopyfotografie zachytila.*)

Úspěšné sjednocení elektromagnetické a slabé jaderné sílyvyvolalo řadu pokusů spojit tyto dvě síly ještě se silnou inter-akcí a vytvořit takzvanou teorii velkého sjednocení. Názevtrochu přehání — žádná z variant této teorie není zcela do-konalá ani plně sjednocená, protože velké sjednocení zatímnezahrnuje gravitaci. Nejsou to také úplné teorie, protožeobsahují řadu parametrů, jejichž hodnoty nejsou schopny ur-čit. Velikosti parametrů vybíráme prostě tak, abychom do-sáhli souhlasu s pokusy. Přesto by teorie velkého sjednocenímohly být dalším důležitým krokem na cestě ke skutečně úpl-né, plné sjednocené teorii.

Základní myšlenka teorií velkého sjednocení je následující.Silná interakce, jak už víme, se při vysokých energiích stáváslabší, na druhé straně elektromagnetická a slabá interakce,které nemají asymptotickou volnost, jsou při vyšších ener-giích silnější. Při určité velmi velké hodnotě energie, které seříká energie velkého sjednocení, mají všechny tři interakcestejnou intenzitu, a je tedy možné, že jsou pouze různýmiprojevy jediné síly. Teorie velkého sjednocení předpovídají,že se při této energii stírají rozdíly mezi látkovými částicemise spinem 1/2 (elektrony, kvarky). Tím se dosahuje dalšíhosjednocení.

*) Experimentátoři nevidí ve svých přístrojích samotné elementární částice,nýbrž pouze stopy, které za sebou tyto částice zanechaly. Stopou po kvar-cích je trs (anglicky „jet") jiných částic, které vytrysknou ve směru pohyburozlétajících se kvarků. Pozorování těchto trsů se považuje za potvrzeníexistence kvarků. Zkoumáním částic, které tvoří trs, lze určit, z jakého kvar-ku vznikly. Podařilo se zjistit, že kvark je stejně jako elektron bodová částice(přesněji řečeno je menší než asi 10~18 metru, což je nejmenší vzdálenost, ja-kou jsme dnes schopni změřit; proton má rozměr 10~15 metru). Proměřenímsměrů, pod nimiž se částice v trsu rozlétají, byl stanoven spin kvarků: kdybyse rovnal nule, částice by se rozlétávaly symetricky. Pozorované úhlové zá-vislosti jsou však takové, jaké teorie předpovídá pro kvarky se spinem 1/2.(Pozn. překl.)

82

O hodnotě energie velkého sjednocení se příliš neví; odha-duje se alespoň na 1000 bilionů GeV. Současná generaceurychlovačů částic umožňuje dosahovat nejvíce stovek GeVa plánované stroje zvýší tuto hodnotu zhruba desetinásobně.Avšak urychlovač schopný udělit částicím energii velkéhosjednocení by musel být větší než sluneční soustava — a patr-ně by za současných ekonomických podmínek nezískal dosta-tečnou podporu. Teorie velkého sjednocení proto nelze ově-řovat přímo v laboratoři. Nicméně je možné, podobně jakov případě elektromagnetické a slabé síly, testovat některé dů-sledky i při nízkých energiích.

Nejzajímavější je předpověď, že protony, které tvoří větši-nu běžné látky, se mohou rozpadnout. Pozůstatkem po nichby měly být lehčí částice, například antielektrony. Příčinourozpadu je skutečnost, že při energii velkého sjednocení ne-existuje podstatný rozdíl mezi kvarkem a antielektronem. Třikvarky v protonu ovšem nemají dostatek energie, aby semohly změnit na antielektrony. Ale občas může některýz nich potřebnou energii získat, protože podle principu neur-čitosti energie kvarků v protonu není přesně fixována. V oka-mžiku, kdy k přeměně kvarků dojde, se proton rozpadne.Pravděpodobnost rozpadu je natolik nepatrná, že by na nějbylo třeba čekat v průměru l O30 let. To je mnohem déle nežčas uplynulý od velkého třesku (kolem l O10 let). Zdálo by se,že možnost spontánního rozpadu protonu nelze ověřit. Šanci,že rozpad zaznamenáme, můžeme naštěstí zvýšit sledovánímvelkého množství hmoty najednou. Kdybychom napříkladpozorovali l O31 protonů po dobu jednoho roku, měli bychompodle nejjednodušší teorie velkého sjednocení zjistit alespoňjeden rozpad.

Byla podniknuta řada pokusů, ale rozpad protonu se potvr-dit nepodařilo. Například při jednom z experimentů sledova-la složitá aparatura 8000 tun vody. Pozorování se konalav solných dolech ve státě Ohio. (Umístěním přístrojů do pod-zemí se zamezuje rušivým vlivům kosmického záření, kteréby mohly být zaměněny za skutečný rozpad protonu.) Běhemexperimentu nebyla pozorována žádná reakce, kterou by-chom mohli s přijatelnou jistotou interpretovat jako rozpadprotonu, takže lze snadno spočítat, že střední doba jeho živo-

83

ta je delší než 1031 let.*) To je víc, než kolik plyne z nejjedno-dušší teorie velkého sjednocení, ale existují propracovanějšímodely, předpovídající protonu ještě delší dobu života. K je-jich ověření (nebo vyvrácení) bude třeba sledovat většímnožství hmoty.

I když pozorovat spontánní rozpad protonu je obtížné, ne-lze vyloučit, že sama naše existence je důsledkem obrácenéhoprocesu — tvorby protonů nebo — na základnější úrovni —kvarků. Podle současného chápání vzniku vesmíru je totižnejpravděpodobnější, že ve výchozí situaci byl počet kvarkůa antikvarků stejný. Jenomže na Zemi je hmota tvořena pře-devším z elektronů a z protonů, které se zase skládají z kvar-ků. Nejsou zde antičástice — až na nepatrné množství těch,které vyrábějí fyzikové ve velkých urychlovačích. Složeníkosmického záření nás přesvědčuje o tom, že v celé naší gala-xii antičástice rovněž nejsou. (Zanedbatelně malé množstvíjich vzniká jen při vysokoenergetických srážkách částic.)Kdyby v Galaxii existovaly větší oblasti antihmoty, pozoro-vali bychom obrovské množství záření z míst na hranicíchs hmotou, kde by se částice s antičásticemi navzájem ničilya přeměňovaly na fotony.

Proč je mnohem víc kvarků než antikvarků? Pro nás je tourčitě štěstí, že jejich počty nejsou stejné. Jinak by spolu užv raném vesmíru anihilovaly a zanechaly po sobě mnoho zá-ření, ale stěží nějakou látku. Nevznikly by galaxie, hvězdy aniplanety, na kterých by se mohl rozvinout život. Teorie velké-ho sjednocení nabízejí vysvětlení, proč dnes vesmír obsahujevíce kvarků než antikvarků, i když jejich zastoupení bylo napočátku stejné. Dříve jsme uvedli, že se při vysokých ener-giích mohou kvarky měnit v antielektrony. Jsou možné takéobrácené procesy přeměny antikvarků na elektrony, elektro-nů na antikvarky a antielektronů na kvarky. Velmi raný ves-mír byl natolik horký, že v něm částice měly dostatek energiek tomu, aby všechny přeměny mohly skutečně probíhat. Pročby vedly k nadbytku kvarků nad antikvarky? Proto, že fy-zikální zákony pro částice nejsou stejné jako pro antičástice.

*) Uvedené množství hmoty obsahuje přes 10" protonů. (Póza překl.)

84

Až do roku 1956 se vědci domnívali, že všechny fyzikálnízákony zachovávají tři druhy symetrie, označované písmenyC, P a T. Symetrie C představuje totožnost zákonů pro části-ce a antičástice. Symetrie P znamená, že zákony popisující ur-čitou situaci platí i pro její zrcadlový obraz (příroda nerozli-šuje mezi směrem vlevo a vpravo). Symetrie T vyjadřuje sku-tečnost, že při obráceném směru pohybu všech částic a anti-částic se bude systém vyvíjet zpět do stavů, v nichž se nachá-zel dříve; rovnice se při obrácení toku času nezmění.

V roce 1956 studovali dva američtí fyzikové, Tsung-DaoLee a Chen Ning Yang, teoretickou možnost, že se slabá sílaneřídí symetrií P. V tom případě by vliv slabé interakce způ-sobil, že by se vesmír vyvíjel jinak než jeho zrcadlový obraz.V témže roce dokázala jejich kolegyně Chien-Shiung Wuová,že tento předpoklad byl správný. Ve svém pokusu nejprvepomocí magnetického pole srovnala spiny jader atomů zkou-maného vzorku do stejného směru. Atomy byly radioaktivnía Wuová sledovala, v jakém směru z nich vyletují elektrony.Zjistila, že určitý směr je upřednostněn a systém je nesouměr-ný vůči zrcadlení.*) V následujícím roce byla Leeho a Yango-va myšlenka oceněna Nobelovou cenou. Zjistilo se také, žeslabá síla porušuje i symetrii C. A proto se vesmír složenýz částic vyvíjí jinak, než by se vyvíjel vesmír tvořený antičá-sticemi. Nicméně se zdálo, že zůstává zachována kombinova-ná symetrie CP. Vesmír by se měl chovat stejně jako jehozrcadlový obraz, pokud ještě každou částici zaměníme jejíantičásticí. Jenomže roku 1964 objevili dva další Američané,J. W. Cronin a Val Fitch, že určitý proces — rozpad částic

*) Řečeno jinými slovy: 1. Určitým způsobem připravíme radioaktivní vzo-rek, z něhož budou vyletovat elektrony. 2. Podíváme se na tento systém v zr-cadle a zapamatujeme si, kam elektrony vyletují. 3. Připravíme pokus,v němž je vše uspořádáno jako v zrcadlovém obrazu podle bodu 2, a porov-náme směry vyletujících elektronů. Tyto směry nebudou stejné, což umožňu-je rozlišit skutečný systém od obrazu v zrcadle.

V každodenním životě rozeznáme skutečnost od zrcadlového obrazu vel-mi snadno: napsaný text musíme v zrcadle číst pozpátku, automobily jezdí navozovce vlevo (v Anglirvpravo), chmel se na drátku navíjí doprava ... PráceLeeho, Yangova a Wuové poprvé ukázala, že také v mikrosvětě existují jevy,které nejsou zrcadlově souměrné. A co víc, tato nesouměrnost má své hlubšípříčiny — nejde o pouhou konvenci. (Pozn. překl.)

85

zvaných mezony K — nezachovává ani symetrii CP. TakéCronin a Fitch dostali roku 1980 za svůj objev Nobelovu ce-nu. (Jak vidíte, řada cen byla udělena těm, co dokázali, že ves-mír není tak jednoduchý, jak jsme si mysleli.)

Je znám matematický teorém, který říká, že každá teorie,která má být v souhlasu s kvantovou mechanikou a relativi-tou, musí splňovat kombinovanou symetrii CPT. Vesmír senemění při současné záměně částic jejich antičásticemi, zrca-dlovém převrácení a otočení směru času. Cronin a Fitch do-kázali, že společná záměna částic antičásticemi a zrcadlení,které ale nejsou doprovázeny obrácením času, vede k vesmí-ru, jehož vývoj bude odlišný od předchozího. Fyzikální záko-ny se proto musejí změnit také tehdy, když provedeme samo-statné obrácení času — neřídí se symetrií T.

Symetrie T se jistě porušuje v raných etapách vývoje ves-míru. Síly, které nezachovávají symetrii T, mohly přeměnit ví-ce antielektronů v kvarky než elektronů v antikvarky. Kdyžse vesmír zvětšil a zchladl, antikvarky anihilovaly s kvarky,ale že byl kvarků nadbytek, malá část jich nakonec zůstala.Později z nich vznikla hmota, kterou nyní pozorujeme a z nížjsme složeni. Takže i samu naši existenci můžeme s trochounadsázky považovat za podporu platnosti teorií velkéhosjednocení. Nejistoty jsou však zatím tak velké, že nelzepředpovědět počet kvarků, jež zbudou po anihilaci, ani zda tobudou kvarky nebo antikvarky, co zůstane. Pochopitelněkdyby vznikl nadbytek antikvarků, jednoduše bychom je na-zývali kvarky a naopak.

Teorie velkého sjednocení nezahrnují gravitační sílu. Gra-vitace je natolik slabá, že je možné její vliv zanedbat, pokudse zajímáme o částice nebo atomy. Avšak v systému s velkýmpočtem částic může gravitace dominovat nad ostatními sila-mi. A proto také ovlivňuje vývoj vesmíru. Dokonce i v objek-tech o rozměrech hvězd může gravitační přitahování zvítězitnad ostatními silami a způsobit kolaps hvězdy. V sedmdesá-tých letech se moje práce soustřeďovala na černé díry, kteréz takového kolapsu vznikají, a na silná gravitační pole kolemnich. To mne přivedlo k prvním náznakům, jak by se kvanto-vá mechanika a obecná relativita mohly vzájemně ovlivňovat— k zárodku budoucí kvantové teorie gravitace.

86

ČERNÉ DÍRY

Termín černá díra je poměrně nový. Zavedl jej v roce 1969americký vědec John Wheeler, když chtěl názorně označitdůležitou vlastnost jednoho z nejpodivuhodnějších druhůkosmických objektů. Úvahy o možné existenci černých děrjsou však víc než dvě stě let staré a poprvé se objevily v do-bě, kdy spolu ještě soupeřily dvě teorie světla: první, jíž dávalpřednost Newton, říkala, že světlo je tvořeno částicemi; protiní stála vlnová teorie, jež ale nedokázala uspokojivě popsatvliv gravitace na šíření světla. Kdyby světlo tvořily jednotlivéčástice, mohli bychom předpokládat, že jeho pohyb budeovlivňován stejným způsobem jako pohyb dělových koulí čiplanet. Nejprve se lidé domnívali, že částice světla letí neko-nečně rychle a gravitace je nemůže zbrzdit. Rómerův objevkonečné světelné rychlosti naznačil, že vliv gravitace by mohlbýt důležitý. Dnes víme, že oba přístupy, vlnový i částicový,mají své opodstatnění. Jejich dualita, zavedená kvantovoumechanikou, znamená, že také světlo má vlastnosti obojího.

Částicový přístup rozvinul cambridgeský učenec John Mi-chell. V roce 1783 uveřejnil ve Filozofických pojednáníchKrálovské londýnské společnosti zprávu, v níž odvodil, žegravitace dostatečně hmotného a hustého tělesa může být na-tolik silná, že nedovolí světlu z povrchu tělesa uniknout. Svět-lo vyzářené velmi hmotnou hvězdou bude přitaženo zpětdřív, než doletí do větší vzdálenosti. Ačkoli takovou hvězdunelze vidět, protože světlo se od ní nedokáže odpoutat,a vzdáleného pozorovatele tedy nezasáhne, vliv gravitace jestále patrný. Dnes bychom ji nazvali černou dírou, neboť prá-vě tím je: černou dírou kdesi v prostoru. S podobným návr-hem jako John Michell přišel o několik let později PierreSimon Laplace, zřejmě nezávisle na Michellovi. Je zajímavé,že Laplace uvádí tuto myšlenku pouze v prvním a druhém vy-

87

dání své knihy Výklad systému světa; v dalších vydáních jivynechal. Snad dospěl k závěru, že je příliš bláznivá. (Kromětoho koncem devatenáctého století přestala být částicová te-orie upřednostňována. Zdálo se, že všechny jevy se dají vy-světlit v rámci vlnové teorie.)*)

Ve skutečnosti není zcela přesné popisovat šíření světlastejnou teorií jako pohyb kamenů či vystřelených dělovýchkoulí, které letí pod vlivem newtonovské gravitace. Víme pře-ce, že rychlost světla je neměnná, zatímco vyhozený kámennebo koule vystřelená z kanónu vzhůru se postupně brzdí, ažse pohyb zastaví a těleso začne padat zpět dolů. Konzistentnípopis světla umožnilo teprve spojení Maxwellovy teories Einsteinovou obecnou relativitou z roku 1915. Ale ještěi potom uplynulo hodně vody, než byly důsledky teorie relati-vity pro popis velmi hmotných hvězd pochopeny.

Abychom vysvětlili, jak může vzniknout černá díra, potře-bujeme nejprve v hlavních rysech poznat životní cyklushvězd. Hvězdy vznikají z velkých oblaků plynu, předevšímvodíku, které se začnou vlastní gravitací smršťovat. Při zhuš-ťování na sebe atomy plynu stále častěji narážejí a také jejichrychlosti vzrůstají — plyn se zahřívá. Nakonec se srážky sta-nou tak prudké, že vodíkové atomy po kolizi od sebe už ne-odskočí, ale spojí se a vytvoří atom hélia. Jde o reakci podob-nou kontrolovanému výbuchu vodíkové bomby. Nadbytečnéteplo vyvolá vzrůst tlaku, který nakonec vyrovná vliv přitaž-livosti a zastaví smršťování rodící se hvězdy. Uvolňovanáenergie způsobuje, že hvězdy svítí. Podobná rovnováha na-stává třeba u nafukovacího balónku, v němž je tlak vzduchu,který se ho snaží roztrhnout, vyrovnán napětím gumy, z níž je

*) V roce 1783 píše Benjamin Franklin, tehdejší americký vyslanec ve Francii,dopis prezidentu Královské společnosti v Londýně siru Josephu Banksovi.Zmiňuje se v něm o vzrušujícím přelomu ve vývoji balónů, kterého ve Fran-cii dosáhli díky použití vodíku namísto horkého vzduchu. Banks ve své odpo-vědi uvádí, že nejzajímavější vědeckou událostí v Londýně se stala pozoru-hodná práce Johna Michella o v l ivu gravitace na světlo. Práce brzy vyšlatiskem a předznamenala moderní teorii černých děr. Laplaceovo dílo Výkladsystému světa, obsahující úvahy podobné Michellovým, vyšlo roku 1796. (Po-zn. překl.)

balónek vyroben a která jej naopak stahuje. Hvězdy zůstáva-jí dlouhou dobu stabilní. Nakonec se ale vodík a další zdrojejaderné energie vypotřebují. Kupodivu čím větší množstvípaliva hvězda při narození získá, tím dříve jej spotřebuje. Jeto tím, že u hmotnějších hvězd je třeba k vyrovnání gravitacevětší teploty. A teplejší hvězda má pochopitelně větší spotře-bu paliva. Naše Slunce má patrně dostatečné zásoby asi nadalších pět miliard let, ale hmotnější hvězdy mohou své pali-vo spotřebovat už za sto miliónů let, což je ve srovnání s cel-kovým stářím vesmíru velmi krátká doba. Když vyhasnoujaderné reakce, hvězda začne chladnout a smršťovat se. Dalšíosud umírajících hvězd byl podrobněji vyjasněn teprve kon-cem dvacátých let našeho století.

V roce 1928 se vydal indický aspirant SubrahmanyanChandrasekhar na dlouhou plavbu do Anglie, aby se v Cam-bridgi věnoval dalším studiím u britského astronoma sira Ar-thura Eddingtona, odborníka na obecnou teorii relativitya strukturu hvězd. Během cesty z Indie Chandrasekhar vypo-čítal, jak velká smí být hvězda, má-li odolat vlastní gravitacii poté, co spotřebovala všechno jaderné palivo. Vycházelz toho, že když se hvězda smrští, částice, které ji tvoří, se do-stanou velice blízko jedna k druhé a podle Pauliho vylučova-cího principu musejí mít velmi rozdílné rychlosti. Rychle sepohybují, což mezi nimi vyvolává odpudivou sílu. Je možné,že se nakonec ustaví rovnováha mezi přitažlivostí gravitacea odpudivou silou, která je důsledkem vylučovacího principu,a hvězda se opět stane stabilní.

Chandrasekhar si uvědomil, že vzájemné odpuzování čás-tic má svou mez. Teorie relativity totiž omezuje vzájemnérychlosti látkových částic nejvýše na hodnotu rychlosti světla.To znamená, že v nesmírně husté hvězdě budou odpudivé sí-ly, plynoucí z vylučovacího principu, menší než přitažlivostgravitace. Po dlouhých výpočtech dospěl tento mladý vědeck závěru, že chladnoucí hvězda s hmotností převyšující asipůldruhého násobku hmotnosti Slunce nebude schopna vzdo-rovat své vlastní gravitaci. (Tato hmotnost se dnes označujejako Chandrasekharova mez.) Podobný objev učinil v přibliž-ně stejné době sovětský vědec Lev Davidovič Landau.

Pokud hmotnost hvězdy nepřesahuje Chandrasekharovu

89

mez, smršťování se může zastavit ve stadiu označovaném ja-ko bílý trpaslík. Poloměr bílých trpaslíků bývá několik tisíckilometrů a jejich hustota několik set tun na krychlový centi-metr. Bílí trpaslíci jsou udržováni především odpudivostí, ply-noucí z vylučovacího principu, která působí mezi elektronyv jejich hmotě. Jedním z prvních známých zástupců této třídyse stal souputník Síria, nejjasnější hvězdy na noční obloze.

Landau ukázal, že hvězda s limitní hmotností rovněž mezijedním a dvěma Slunci může skončit i jinak. Výsledný objektje dokonce ještě menší než bílý trpaslík. Odpudivé síly zdevznikají z podobného důvodu jako v případě bílých trpaslíků;tentokrát ale namísto odpuzování mezi elektrony převládáodpuzování mezi neutrony a protony. Proto se tyto hvězdynazývají neutronové hvězdy. Jejich poloměr nepřevyšuje párdesítek kilometrů a hustota dosahuje stovek miliónů tun nakrychlový centimetr. V době teoretického předpovězení neu-tronových hvězd nebyl znám žádný způsob, jak je pozorovat.Objeveny byly mnohem později.

Existence mezní hmotnosti má pro konečný osud velmihmotných hvězd vážné důsledky. Hvězdy, jejichž hmotnostpřesahuje Chandrasekharovu mez, se po vyčerpání paliva do-stanou do velkých problémů. Některé z nich explodují nebojiným způsobem odvrhnou část hmoty, a tím se dostanou podkritickou hranici. Ale těžko uvěřit, že k tomu dojde pokaždé,nezávisle na tom, jak je hvězda veliká. Jak by mohla poznat,že musí „zhubnout"? A i kdyby každá hvězda během svéhovývoje přebytečnou hmotu ztratila, aby u ní nedošlo ke ko-lapsu, co se stane s bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvěz-dou, když ze svého okolí naopak zachytí cizí hmotu, a dosta-nou se tak nad limit? Smrští se do nekonečné hustoty? Eddin-gton byl Chandrasekharovým výsledkem šokován a odmítlmu uvěřit. Byl přesvědčen, že prostě není možné, aby hvězdazkolabovala do jediného bodu. To byl také názor mnoha dal-ších vědců. Sám Einstein publikoval článek, v němž došelk závěru, že hvězdy se patrně do nulového objemu smrštitnemohou. Nesouhlas ostatních vědců, a zejména Eddingtona,velké autority v otázkách hvězdné struktury, Chandrasekharaodradil. Věnoval se potom jiným problémům (například po-hybu hvězdokup). Nicméně když byl v roce 1983 vyzname-

90

nán Nobelovou cenou, znamenalo to také ocenění průkop-nické práce o mezní hmotnosti chladnoucích hvězd.

Chandrasekhar ukázal, že odpudivé síly vyplývající z vylu-čovacího principu nejsou s to zabránit kolapsu hvězdy, jejížhmotnost je příliš velká. Avšak otázku, co se s takovou hvěz-dou stane, v rámci obecné teorie relativity jako první vyřešilmladý Američan Robert Oppenheimer v roce 1939. Jeho vý-sledky ukazovaly, že soudobými dalekohledy není možné po-zorovat žádné jevy, které by existenci zkolabovaných objek-tů potvrdily. Pak přišla válka a Oppenheimer se zapojil dopráce na atomové bombě. Po válce se většina vědců vrhla navýzkum atomů a jejich jader. Problém gravitačního kolapsubyl načas odložen. Ne však nadlouho. V šedesátých letech ve-dl technický pokrok k rychlému rozmachu astronomie a kos-mologie a vyvolal novou vlnu zájmu o fyziku makrosvěta.V Oppenheimerových výpočtech pak pokračovali další vědci.

Základní scénář, který z Oppenheimerovy práce přetrvaldodnes, je následující. Gravitační pole ovlivňuje světelné pa-prsky. Světelné kužely, vyznačující prostoročasové dráhyzáblesků světla, se přikláněj í k povrchu hvězdy. (Podobně seohýbají paprsky přicházející od dalekých hvězd. Musíme jeovšem pozorovat těsně u slunečního disku v okamžiku úplné-ho zatmění; tam je efekt nejvýraznější.) Když se hvězdasmršťuje, síla gravitačního pole u jejího povrchu roste a svě-telné kužely se ještě víc přiklánějí dovnitř. Pro světlo je stáleobtížnější hvězdě uniknout a vzdálenému pozorovateli se jevíslabší a červenější. Nakonec projde hvězda určitým kritickýmpoloměrem a od tohoto okamžiku je gravitace tak silná, žeuž světlo z jejího povrchu uniknout nemůže (obr. na str. 92).Víme, že podle teorie relativity je nejvyšší možnou rychlostírychlost světla. Nemůže-li tedy uniknout světlo, nevyvážnénic — všechno je přitaženo zpět. V prostoročasu se vytvořilaoblast událostí, z níž nelze uniknout a dospět ke vzdálenýmpozorovatelům. Právě tato oblast se nazývá černou dírou.

Chceme-li správně pochopit jevy, které bychom viděli přisledování kolabující hvězdy, musíme mít na paměti, že abso-lutní čas neexistuje. Čas pozorovatele nacházejícího se blízkopovrchu hvězdy plyne jinak než čas vzdáleného pozorovate-le. Rozdíl je způsoben vlivem jejího gravitačního pole. Před-

91

pokládejme, že se neohrožený astronaut rozhodl prozkoumatkolabující hvězdu zblízka. Padá společně s jejím povrchema přitom v sekundových intervalech vysílá rádiové signály —přesně podle svých hodinek. Signály přijímá družice obíhajícív bezpečné výšce nad hvězdou. V jistém okamžiku, řekněmekdyž astronautovy hodinky ukazovaly přesně jedenáct hodin,projde povrch kritickým poloměrem. Kolega na družici zjistí,že se prodlevy mezi signály, přicházejícími krátce před tímtookamžikem, začínají prodlužovat (sekundy ubíhají na družicirychleji, než přicházejí signály z povrchu hvězdy, i když obaastronaute používají hodinky úplně stejné konstrukce). Inter-val mezi signály vyslanými v 10:59:58 a v 10:59:59 sice nenío mnoho delší než jedna sekunda na družicových hodinách,ale signálu vyslaného v 11:00:00 se už nedočkáme. Poslednísekunda před dosažením kritického poloměru, mezi 10:59:59a 11:00:00 na hodinkách padajícího astronauta, se z hlediskavzdáleného pozorovatele protáhne v nekonečný interval. Ja-ký je vliv gravitačního pole na záření, které přichází od kola-bující hvězdy k satelitu? Prodlužování časových intervalůmezi příchody jednotlivých vlnových hřebenů znamená záro-veň zvětšování vlnové délky, takže světlo je stále červenějšía slabší. Brzy hvězda natolik zeslábne, že ji vůbec nebudemožné spatřit; zůstane po ní pouze černá díra v prostoru.Gravitační pole hvězdy však nezmizí a nadále bude nutit dru-žici obíhat kolem černé díry.

Právě popsaný příběh ovšem není úplně realistický. Můžeza to následující problém. Gravitace se vzdáleností od hvěz-dy postupně slábne, takže na nohy našeho nebojácnéhoastronauta působí větší přitažlivá síla než na jeho hlavu. Ten-to rozdíl způsobí, že bude natažen jako špageta dřív, než sehvězda smrští ke kritickému poloměru a ponoří pod takzvanýhorizont událostí. Nicméně astronomická pozorování na-svědčují tomu, že ve vesmíru mohou zkolabovat mnohemvětší objekty než hvězdy, třeba celá galaktická jádra. Na ho-rizontu těchto velice hmotných těles si padající astronaut ni-čeho zvláštního nepovšimne, protože rozdíl v gravitační sílena jeho nohy a hlavu s rostoucí hmotností černé díry klesá.Aniž by si toho náš výzkumník povšiml, spadne do oblasti,z níž není návratu. Ale po několika dalších hodinách volného

93

pádu vzroste nestejnorodost gravitačního pole natolik, žeubohého badatele úplně přetrhne.

Podle obecné teorie relativity je uvnitř černé díry skrytasingularita, v níž je hustota hmoty a prostoročasová křivostnekonečná. Podobá se trochu velkému třesku na počátku ves-míru, ale v případě kolabujícího tělesa a padajícího astronau-ta se jedná o definitivní konec jejich času. Zákony vědy zdepřestávají platit a schopnost předpovídat budoucnost se vy-trácí. Ovšem pozorovatel, který zůstal vně černé díry, neníztrátou predikcí nijak dotčen, protože ani světlo, ani žádný ji-ný signál se k němu nemohou z díry dostat. Tato pozoruhod-ná skutečnost přivedla Rogera Penrose na myšlenku principukosmické cenzury, kterou bychom mohli parafrázovat slovy„Bůh nepovoluje nahé singularity". Jinak řečeno, singularityvytvořené gravitačním kolapsem se vždy mravně schovávajípod horizontem černých děr, kde jsou skryty před pohledemz vnějšku. Přesně vzato je tato formulace známa jako slabýprincip kosmické cenzury; chrání totiž pozorovatele mimočernou díru před zhoubným vlivem singularity, ale nešťastné-mu padajícímu astronautovi nepomůže ani trochu.

Známe řešení rovnic obecné teorie relativity, v nichž se lzena singularitu podívat. A co víc, šikovně manévrující astro-naut je podle těchto řešení s to vyhnout se pádu do singulari-ty. Namísto neodvratné záhuby proletí kolem ní do jiné částivesmíru. Kdyby taková řešení popisovala skutečné objektyv přírodě, poskytlo by to velké možnosti pro cestování ves-mírem. Bohužel se zdá, že všechna tato řešení jsou nestabilní;i ten nejmenší vliv — třeba pouhá astronautova přítomnost— je pozmění natolik, že žádný pozorovatel nespatří singula-ritu dřív, než do ní spadne a zhyne v ní. Lze to říci ještě jinak:singularita leží vždy v pozorovatelově budoucnosti a nikdyv minulosti. Silná verze principu kosmické cenzury tvrdí, žev opravdu realistickém řešení rovnic má každý pozorovatelsingularitu buď trvale ve své budoucnosti (to je případ singu-larity vytvořené gravitačním kolapsem), anebo v minulosti(sem patří velký třesk). Věříme, že některá z formulací princi-pu kosmické cenzury odráží hlubší fyzikální zákonitost,jinak bychom v blízkosti singularit mohli cestovat do minu-losti. To by sice bylo příjemné pro autory vědeckofantastické

94

literatury, ale zároveň by to znamenalo, že si nemůžeme býtjisti svým životem. Co kdyby se někdo vypravil do minulostia zabil tam vaše rodiče ještě předtím, než vás počali...

Horizont událostí vytváří kolem černé díry hranici, kterámá vlastnosti jednocestné membrány. Objekty, jako jsou ne-opatrní astronaute, mohou skrz ni padat do nitra černé díry,ale opačným směrem se nedostane ani noha. (Pamatujme, žehorizont událostí je dráha světla, které se snaží uniknout odčerné díry, ale nemá k tomu dostatečnou rychlost; a žádnýobjekt se nepohybuje rychleji než světlo.) O horizontu udá-lostí bychom mohli docela dobře říci totéž co Dante o bránědo pekla: „Vzdej se všech nadějí, kdo vcházíš dovnitř." Cokolia kdokoli projde horizontem událostí, dospěje záhy do oblas-ti s nekonečnou hustotou, kde končí čas.

A teď se podívejme na další velmi důležitou předpověďobecné teorie relativity. Podle ní pohybující se těleso vysílágravitační vlny, které čeří křivost prostoru. Jsou obdobousvětelných vln, kmitů elektromagnetického pole, ale jejichpozorování je mnohem obtížnější. Se světlem mají společnéto, že odnášejí energii z tělesa, které je vyslalo. Proto bychomočekávali, že se každý systém hmotných těles dostane po ur-čité době do stacionárního stavu; energie veškerého pohybuse vyzáří v podobě gravitačních vln. Jako když hodíte korko-vou zátku do vody. Ze začátku tančí nahoru a dolů, ale jak je-jí energie s vlnkami uniká, pohyb se zklidňuje. Také oběžnýpohyb Země kolem Slunce vede ke vzniku gravitačních vln.V jeho důsledku se Země pohybuje po spirále stále blíž keSlunci. Nakonec se s ním srazí a vznikne společný stacionárníobjekt. Únik energie je v případě Země a Slunce nepatrný —asi jako od malého elektrického ohřívače. Země by se tímtozpůsobem dostala do Slunce přibližně za l O24 let, takže bez-prostřední nebezpečí nehrozí. Zemská dráha se mění přílišpomalu, než abychom to mohli zpozorovat. Nicméně v ne-dávných letech byl tento jev zjištěn u systému nazývanéhoPSR 1913+16 (PSR označuje „pulsar", zvláštní druh neutro-nové hvězdy, která vysílá pravidelné pulsy rádiových vln).Zmíněný objekt tvoří dvě neutronové hvězdy, které kolemsebe rychle obíhají a v důsledku úbytku energie, vyzářenév podobě gravitačních vln, se k sobě přibližují.

95

V průběhu gravitačního kolapsu hvězdy do černé díry sepohyby hmoty zrychlují a množství energie odnášené vlnamise zvětšuje. Netrvá dlouho a díra se dostane do neměnnéhostavu. Jak takový hvězdný hrob vypadá? Mohli bychom sedomnívat, že vzhled objektu bude záviset na všech složitýchrysech původního tělesa, ze kterého černá díra vznikla — najeho hmotnosti, na rychlosti rotace a také na nejrůznějšíchpodrobnostech v rozložení hmoty a jejích chemických vlast-nostech. Kdyby černé díry byly stejně rozmanité jako objek-ty, z nichž vznikly, těžko bychom o nich mohli dělat jakékolivšeobecně platné předpovědi.

V roce 1967 učinil kanadský vědec Werner Israel objev,který revolučním způsobem zasáhl studium černých děr.Israel pochází z Berlína, mládí prožil v Jižní Africe a doktorátzískal v Irsku. Podařilo se mu matematicky dokázat, že každánerotující černá díra musí být podle teorie relativity velicejednoduchá: musí mít přísně sférický (kulový) tvar, přičemžjejí rozměr závisí pouze na celkové hmotnosti. Všechna tako-vá řešení Einsteinových rovnic se stejnou hmotností jsou tedynaprosto identická. Toto speciální řešení objevil KarlSchwarzschild už roku 1917, ale teprve Israelova práce uká-zala jeho jedinečnost. Zpočátku se většina lidí včetně Israeladomnívala, že dokonale sférická černá díra nemůže vznik-nout jinak než kolapsem dokonale sférického tělesa. Alev přírodě není žádná hvězda přesně sférická, a tak se zdálo,že jediné, co by z kolabujících hvězd mohlo vzniknout, jsounahé singularity.

Objevila se i další interpretace Israelova výsledku; jejímizastánci byli Roger Penrose a John Wheeler. Uvědomili si, žerychlé přesuny hmoty během kolapsu hvězdy vyvolají mnohogravitačních vln, jejichž vlivem se bude hvězda zakulacovat.Než se zklidní v podobě černé díry, stane se přesně sférickou.Podle tohoto přístupu každá nerotující hvězda — jakkoli slo-žitý má tvar, jakkoli komplikovaná je její struktura — skončípo kolapsu jako sférická černá díra, plně charakterizovanásvou hmotností. Další výpočty tento scénář potvrdily a brzybyl všeobecně přijat.

Israelův výsledek se týkal nerotujících objektů. V roce1963 nalezl Novozélanďan Roy Kerr řešení pro rotující čer-

96

; nou díru. Tato „Kerrova" černá díra se točí stálou rychlostíí a její rozměr a tvar závisí na hmotnosti a také na rychlosti• rotace. Je-li tato rychlost nenulová, černá díra se vlivem otá-

Cení poněkud vyboulí ve směru rovníkové roviny (jako je to-mu u Země nebo Slunce, v jejichž rovníkových oblastechzpůsobují odstředivé síly rotace malé vydutí). Čím rychlejšírotace, tím výraznější vzdutí. Israelův výsledek byl zobecněnna předpoklad, že z každého rotujícího tělesa kolapsem vzni-ká Kerrova černá díra.

Prvního kroku na cestě k důkazu tohoto tvrzení dosáhlmůj spolupracovník a aspirant Brandon Carter roku 1970.Ukázal, že za předpokladu rotační souměrnosti a časové ne-měnnosti (stacionarity) je rozměr i tvar černé díry určen jejíhmotností a rychlostí rotace. A já jsem nato roku 1971 zjistil,že každá stacionární černá díra je rotačně symetrická (třebatak jako vlček nebo káča). A konečně v roce 1973 využiltěchto výsledků David Robinson z Královské koleje v Lon-dýně a dokázal, že zmíněný předpoklad je správný: po gravi-tačním kolapsu se každá černá díra nakonec dostane do stavupopsaného Kerrem, kdy sice může rotovat, ale určitě už nepulsovat. Její rozměr a tvar jsou zcela určeny hmotností a mí-rou otáčení; nezáleží na tom, z čeho černá díra vznikla. Tentovýsledek je znám pod Wheelerovým výrokem: „Černá díranemá vlasy." Slavný „bezvlasý" teorém má velký praktickývýznam, protože vymezuje možné typy černých děr. Díky ně-mu umíme podrobně studovat modely objektů, v nichž bymohly být černé díry obsaženy, a jsme schopni porovnávatpředpovědi těchto modelů s astronomickými pozorováními.Teorém dále říká, že velké množství informací o tělese, kterépodlehlo kolapsu, se při vzniku černé díry ztrácí. Jediné, čímse nakonec projevuje, je její hmotnost a rotace. Význam teo-rému ještě vynikne v příští kapitole.

Černé díry jsou jedním z nemnoha případů v historii vědy,kdy byla teorie rozvinuta do velkých detailů dřív, než pozo-rování alespoň náznakem potvrdila správnost předpokladů.Z toho také vycházel hlavní argument odpůrců černých děr:jak by mohl někdo uvěřit v objekty, jejichž existence se opírávýlučně o nejistou teorii relativity? Ale situace se změnila,když v roce 1963 astronom palomarské hvězdárny v Kalifor-

97

nii Maarten Schmidt změřil rudý posuv jednoho slabého ob»jjektu podobného hvězdě. Nachází se ve směru ke zdroji rádových vln 3C 273 (zkratka označuje zdroj číslo 273 ve Třetícambridgeském katalogu rádiových objektů). Schmidt zjistiže rudý posuv této nevýrazné hvězdičky je příliš velký naaby mohl být způsoben vlivem gravitačního pole. Po zvážéHvšech možností zůstalo pouze jedno přijatelné vysvětlení -*frozpínání vesmíru. Vysoká hodnota posuvu znamenala,objekt leží velmi daleko. (Připomeňme, že podle Hubbleovzákona se každé dva kosmické objekty od sebe vzdalujírychleji, čím jsou vzdálenější.) Musí tedy být nesmírně zářivýJjinými slovy — musí vydávat mnoho energie, abychom hofbyli schopni na tak velkou vzdálenost pozorovat. Do dnešní ldoby bylo objeveno několik tisíc těchto kvazi-stelárních ?(hvězdám podobných) zdrojů neboli kvazarů. Vypadá to, ženejpravděpodobnějším „motorem" pohánějícím kvazary jezkolabovaný objekt — ovšem tak velký jako celé jádro gala-xie. Vzhledem ke vzdálenosti kvazarů si musíme na jedno-značné důkazy ve prospěch této teorie ještě počkat.

Další povzbuzení k práci na teorii černých děr přišlo v roce1967, kdy Jocelyn Bellová, aspirantka z Cambridge, objevilazáhadné objekty vysílající pravidelné pulsy rádiových vln.Bellová a její vedoucí Antony Hewish se zprvu domnívali, žese jim snad podařilo navázat spojení s cizí civilizací. Vzpomí-nám si, že na semináři, kde svůj objev oznámili, označovaliprvé čtyři zdroje jako LGM 1-4 (kde LGM znamenalo „LittleGreen Měn" — zelení mužíčci). Nakonec ale došli k méně ro-mantickému závěru, že tyto objekty — nazvali je pulsary —jsou rotující neutronové hvězdy, které v důsledku složitéhovzájemného ovlivňování mezi magnetickým polem a obklo-pující hmotou vysílají pulsy rádiových vln. Pro pisatele kos-mických westernů to nebyla příznivá zpráva, ale pro malouskupinu těch, kteří tehdy věřili v černé díry, znamenala po-vzbuzení: poprvé jsme měli důkaz o existenci neutronovýchhvězd. Neutronová hvězda má poloměr kolem deseti kilome-trů, pouze několikrát větší, než kolik činí kritický poloměrčerné díry. Může-Ii se hvězda smrštit do tak malého rozměru,není neodůvodněné očekávat, že se někdy smrští ještě víca změní se v černou díru.

98

Jasnější ze dvou hvězd ve středu fotografie je objekt Cygnus X-l. Domnívá-me se, že ho tvoří černá díra a běžná hvězda, které kolem sebe vzájemněobíhají.

Jak ale můžeme doufat v pozorovatelské potvrzení čer-ných děr, když už podle své definice nevydávají žádné záře-ní? Jako bychom hledali černou kočku ve sklepě plném uhlí.Naštěstí jedna cesta existuje. Jak vyzdvihl už John Michell vesvé pionýrské práci z roku 1783, černá díra nepřestává nablízké objekty gravitačně působit. Astronomové znají mnohosystémů, v nichž kolem sebe obíhají hvězdy vzájemně se při-tahující svou gravitací. K nejzáhadnějším patří objekty, kdejediná hvězda obíhá kolem neviditelného souputníka. Nelzepochopitelně rovnou říci, že jde o černou díru; může to býtjenom další slabá hvězda, která je pro naše dalekohledy přílišvzdálená.

Ovšem v některých případech, jako je tomu napříkladu zdroje zvaného Cygnus X-1 (obr. na str. 99 nahoře), pozo-rujeme zároveň silné záření X. Nejlepším vysvětlením je, žezáření vysílá hmota tekoucí od viditelné hvězdy na druhou,temnou složku systému. Když padá na neviditelný objekt, po-hybuje se po spirále (jako voda vytékající z vany) a přitom sevelmi zahřívá a vysílá paprsky X (obr. na str. 99 dole). Abytento mechanismus mohl fungovat, musel by mít neviditelnýobjekt nepatrné rozměry, jako je tomu v případě bílého trpa-slíka, neutronové hvězdy nebo černé díry. Z dráhy pozorova-né hvězdy lze odhadnout nejmenší možnou hmotnost nevidi-telné složky. Pro Cygnus X-1 vychází asi šestinásobek hmot-nosti Slunce, což je podle Chandrasekharových výsledků pří-liš na to, aby mohlo jít o bílého trpaslíka nebo neutronovouhvězdu. Zdá se, že je to černá díra.

Známe i jiné modely, které vysvětlují vlastnosti CygnusX-1 bez černé díry, ale všechny jsou značně přitažené za vla-sy. Černá díra je nejpřirozenějším vysvětlením. Přesto jsemuzavřel sázku s Kipem Thornem z Kalifornské techniky, žeCygnus X-1 černou díru neobsahuje. V mém případě jdeovšem o jistou formu pojištění. Vložil jsem do černých děrmnoho práce a byla by to ztráta času, kdyby se nakonec uká-zalo, že vůbec neexistují. Budu mít tedy alespoň útěchu ve vy-hrané sázce, což představuje předplatné časopisu Private Eyena čtyři roky. V opačném případě dostane Kip jeden ročníkPenthouse. Když jsme v roce 1975 sázku uzavřeli, zdálo se, žečerná díra v Cygnus X-1 je asi na osmdesát procent. Myslím,

100

že teď už to bude pětadevadesát procent, ovšem sázka ještěneskončila.

Do dneška jsme získali svědectví o několika dalších čer-ných dírách v naší galaxii, podobných té v systému CygnusX-l. Celkem jich bude nepochybně mnohem víc; v předlouhéhistorii vesmíru mnohé hvězdy spotřebovaly své jaderné pali-vo a musely pak zkolabovat. Černých děr je možná víc nežzářících hvězd (a těch má jenom naše galaxie na sto miliard).Gravitace velkého množství černých děr by mohla vysvětlit,proč Galaxie rotuje tak, jak to pozorujeme; hmotnost svítí-cích hvězd k vysvětlení drah hvězd v Galaxii nestačí. Dálemáme nepřímé důkazy o tom, že v centru Galaxie leží velkáčerná díra o hmotnosti asi stotisíckrát větší, než je hmotnostSlunce. Hvězdy, které se k ní dostanou příliš blízko, zničí roz-díl gravitační síly mezi bližším a vzdálenějším okrajem hvěz-dy. Jejich zbytky pak padají k černé díře. Podobně jakou Cygnus X-l se plyn řítí po spirále dovnitř a zahřívá se, alev tomto případě méně. Není dostatečně zahřát, aby vysílalpaprsky X, ale může představovat velmi kompaktní zdroj rá-diového a infračerveného záření, které k nám z galaktickéhojádra přichází.

Domníváme se, že ještě mohutnější černé díry s hmotnost-mi stovek miliónů sluncí jsou v jádrech kvazarů. Jedině pá-dem hmoty do takové velice hmotné černé díry jsme schopnivysvětlit to nesmírné množství energie, které tyto objekty vy-dávají. Hmota řítící se do jádra ovlivňuje rotaci černé dírya magnetické pole v její blízkosti. U horizontu pak mohouz padající hmoty vznikat vysoce energetické částice. Magne-tické pole je pomáhá soustřeďovat do výtrysků, které vyšle-hávají podél rotační osy černé díry ve směru jejího severníhoa jižního pólu. Takové výtrysky u mnoha galaxií a kvazarůopravdu pozorujeme.

Rovněž nelze vyloučit existenci černých děr s hmotnostmimnohem menšími, než je hmotnost Slunce. Ty ovšem nemoh-ly vzniknout gravitačním kolapsem hvězdy, poněvadž jsoupod Chandrasekharovou hranicí. Hvězdy tak malé hmotnostizůstávají stabilní i po vyčerpání svého jaderného paliva. Má-lo hmotné černé díry však mohou vznikat v místech, kdevnější tlak stlačí hmotu do vysoké hustoty. Takové podmínky

101

by mohly nastat ve velmi mohutné vodíkové bombě. JohnWheeler jednou spočítal, že by se na její výrobu spotřebova-la veškerá těžká voda ze všech oceánů světa. (Nezbyl by pakovšem nikdo, kdo by mohl černou díru pozorovat.) Mnohemrealističtější je možnost, že podobné miniaturní černé díryvznikaly při vysokých teplotách a tlacích v raném vesmíru.Podmínkou je, že vesmír nebyl zcela stejnorodý, protože je-nom malé oblasti s nadprůměrnou hustotou mohly být toutocestou stlačeny do černé díry. My však víme, že nějaké nepra-videlnosti v hustotě jistě existovaly. Jinak by zůstala hmotarovnoměrně rozložená dodnes a nevznikly by ani hvězdy, anigalaxie.

Zda mohly nepravidelnosti potřebné k objasnění vznikuhvězd a galaxií vést k vytvoření většího množství „prvotních"černých děr, to závisí na detailních podmínkách v raném ves-míru. Chceme-li tedy vědět, kolik prvotních černých děr dnesexistuje, musíme studovat rané etapy vývoje vesmíru. Prvotníčerné díry s hmotnostmi převyšujícími sto miliónů tun (hmot-nost velké hory) bychom mohli zaznamenat podle jejich gra-vitační interakce s okolní viditelnou hmotou nebo díky jejichvlivu na rozpínání vesmíru. V příští kapitole ale navíc zjistí-me, že černé díry vlastně nejsou tak úplně černé. Září jakozahřáté těleso, a čím jsou menší, tím září víc. Takže dochází-me k neočekávanému výsledku, že malé černé díry se pozoru-jí snáze než velké.

7.ČERNÉ DÍRY NEJSOU

ÚPLNĚ ČERNÉ

Před rokem 1970 jsem se v obecné relativitě soustřeďovalna problém, zda byl či nebyl velký třesk. Jednoho večera tohoroku — bylo to krátce po narození Lucy — jsem cestou dopostele začal trochu víc přemýšlet o černých dírách. Tehdyještě nebyla známa žádná exaktní definice, jež by říkala, kte-rá část prostoročasu do černé díry patří a která ne. Už před-tím jsme se s Rogerem Penrosem zaobírali myšlenkou, žečerná díra obsahuje především ty události, z nichž nelze unik-nout do větší vzdálenosti. Dnes je tato vlastnost zahrnuta dovšeobecně přijímané definice černé díry. Hranici černé díry,horizont událostí, tvoří prostoročasové dráhy světelných pa-prsků, jimž se nedaří uniknout a navždy uvězněny se vznášejína místě (obr. na následující straně). Je to, jako když utíkátečetníkovi, stále jste o krok vpředu — ale stejně mu zmizet ne-můžete.

Náhle jsem si uvědomil, že dráhy těchto paprsků se k soběnikdy nepřiblíží, protože by to znamenalo totéž, jako kdyby-ste se potkali s někým, kdo utíká před četníkem v opačnémsměru; byli byste chyceni oba, což v případě černé díry před-stavuje pád pod horizont událostí. A paprsky, které zmizív černé díře, nemohou tvořit její hranici — musejí být uvnitř.Dráhy paprsků na horizontu tedy směřují rovnoběžně nebopryč od sebe.

Vzhledem k tomu, že se vzdálenost mezi paprsky na hori-zontu událostí nezmenšuje, nemůže se snižovat ani celkovýpovrch horizontu — to by totiž znamenalo, že se přinejmen-ším některé paprsky k sobě přibližují. Povrch horizontu sezvětšuje, pohlcuje-li černá díra hmotu z vnějšku (obr. na str.105 vlevo), jinak zůstává neměnný. Podobně srážkou a spoje-ním dvou černých děr vznikne jedna, jejíž horizont má po-vrch rovný součtu povrchů původních horizontů nebo větší

103

(obr. na str. 105 vpravo). Tato důležitá vlastnost horizontuudálostí (nikdy se nezmenšuje) omezuje možné způsoby cho-vání černých děr. Tenkrát večer mě můj objev tak vzrušil, žejsem se příliš nevyspal. Druhý den jsem pospíchal za Penro-sem. Souhlasil. Ale myslím, že už o této vlastnosti horizontuvěděl. On ovšem tehdy používal poněkud jinou definici černédíry. Neuvědomil si totiž, že v případě černých děr, které seuž dostaly do konečného, s časem neměnného stavu, budoujejich hranice, a tedy i plochy horizontů stejné podle oboudefinic.

Tím, že se nikdy nezmenšuje, připomíná povrch horizontujinou fyzikální veličinu — entropii. Entropie určitého systémuvyjadřuje míru jeho neuspořádanosti. Podle naší každodennízkušenosti má tato neuspořádanost stálý sklon narůstat, po-necháme-li věci samy o sobě. (K tomu, abychom se o tompřesvědčili, stačí, když přestaneme na chvíli opravovat dům.)Nepořádek můžeme změnit na pořádek (třeba tím, že vyma-lujeme), ale vyžaduje to vynaložit určité úsilí a energii.

104

Tyto myšlenky jsou přesně formulovány v druhé větě ter-modynamické. Říká se v ní, že entropie izolovaného systémunikdy neklesá a entropie systému, který vznikl spojením dvoujiných systémů, převyšuje součet entropií jednotlivých částí.Tak třeba systém molekul plynu uzavřených v krabici. Mole-kuly si můžeme představit jako malé kulečníkové koule, kteréneustále narážejí jednak na sebe navzájem a jednak na stěnykrabice. Čím je plyn teplejší, tím rychleji se molekuly pohy-bují a tím častěji a tvrději narážejí na stěny; tlak plynu vzrů-stá. Představme si, že na počátku pokusu jsou všechny mole-kuly směstnány v levé polovině krabice a od pravé, zatímprázdné poloviny je odděluje přepážka. Když přepážku od-straníme, molekuly začnou pronikat i do pravé části a brzyvyplní celou krabici. V principu je možné, že se za okamžikpo odstranění přepážky všechny molekuly natěsnají pouzev pravé nebo pouze v levé části krabice. Ale neskonale prav-

děpodobnější je přibližně rovnoměrné rozložení molekulv celém objemu krabice. Takový stav je méně uspořádaný(neboli více neuspořádaný), než byl výchozí stav, kdy se mo-lekuly nacházely jenom v jedné polovině krabice. Entropieplynu tedy vzrostla. Mohli bychom vykonat podobný pokusse dvěma krabicemi, jednou naplněnou molekulami kyslíkua druhou třeba molekulami dusíku. Jestliže krabice propojí-me, začnou se spolu oba plyny promíchávat a výsledkem bu-de rovnoměrná směs. Tento stav je rovněž méně uspořádaný,a má tedy větší entropii než výchozí stav s oddělenými krabi-cemi.

Druhá věta termodynamická má mezi zákony vědy výji-mečné postavení, protože neplatí vždy, nýbrž pouze ve větši-ně případů.

Pravděpodobnost, že i po odstranění přepážky naleznememolekuly plynu v jedné polovině krabice, je jedna ku mnohabilionům, ale stát se to může. Na první pohled se zdá, žev blízkosti černých děr by mohlo poměrně snadno dojít k po-rušení druhé věty: stačí hmotu s velkou entropií, jako je našekrabice s plynem, vhodit dolů do černé díry. Entropie hmotyvně černé díry se tím sníží. Mohli bychom sice tvrdit, že cel-ková entropie, včetně té uvnitř černé díry, se nesnížila, aleprotože se do černé díry nelze podívat, nemůžeme celkovémnožství entropie nijak určit. Bylo by pěkné, kdyby měla čer-ná díra nějakou vlastnost, s jejíž pomocí by mohl vnější po-zorovatel stanovit entropii hmoty uvnitř. Taková veličina byse samozřejmě musela zvětšit vždy, když černá díra spolknenějakou hmotu.

Na základě objevu popsaného před chvílí, že povrch černédíry se zvětší pokaždé, když do černé díry spadne hmota, na-vrhl někdejší princetonský aspirant Jacob Bekenstein právětento povrch za míru entropie černé díry. Jak do ní hmota pa-dá, povrch horizontu událostí se zvětšuje, takže součet entro-pie hmoty vně všech černých děr a povrchu jejich horizontůnikdy neklesá.

Bekensteinův návrh zabezpečil, že druhá termodynamickávěta byla ve většině situací splněna. Zároveň však v soběskrýval vážný protiklad. Jestliže jsme černé díře přisoudili en-tropii, měla by mít podle běžných zákonů termodynamiky ta-

106

ke určitou teplotu.*) Ovšem těleso zahřáté na určitou teplotumusí přesně stanoveným způsobem vydávat záření. Každý sijistě povšiml, jak září třeba pohrabáč, který se v kamnechrozžhavil na vysokou teplotu. Ale i tělesa s pokojovou teplo-tou září; jenom si toho běžně nepovšimneme, protože jejichsvit je velmi slabý. I černé díry by tedy měly svítit. Ovšem po-dle své definice by naopak vůbec zářit neměly. Proto se zdá-lo, že povrch horizontu událostí nelze s entropií černých děrztotožňovat.

V roce 1972 jsme s Brandonem Carterem a s americkýmkolegou Jimem Bardeenem dospěli k závěru, že mezi entropiía povrchem horizontu událostí sice lze shledat celou řadu po-dobností, nicméně potíž s teplotou černých děr se nám zdálabýt nepřekonatelná. Připouštím, že k napsání tohoto článkumne částečně podnítil nesouhlas s Bekensteinem. Cítil jsem,že můj objev o neklesajícím povrchu horizontu interpretovalnesprávně. Nicméně nakonec se ukázalo, že měl v zásaděpravdu, i když takovým způsobem, jaký určitě nepředpoklá-dal.

V září 1973, když jsem byl na návštěvě v Moskvě, jsem seo černých dírách bavil se dvěma výbornými sovětskými od-borníky, Jakovém Zeldovičem a Alexandrem Starobinským.Na základě kvantově mechanického principu neurčitosti měpřesvědčili, že rotující černé díry by měly vytvářet a emitovat

*) Teplota je pojem, který byl zaveden k popsání stavu běžných předmětůkolem nás. Uspořádané formy energie, třeba chemická energie nebo pohy-bová energie velkých těles, se mohou uvolnit a zahřát obklopující prostředí(například při chemické reakci či při zabrždění pohybu). V druhé poloviněminulého století začali lidé více přemýšlet o tom, proč v přírodě neprobíhajítaké obrácené procesy: teplé těleso se neohřeje od chladného, horká brzdajednou zastavené kolo už neroztočí —, přestože by při tom nemusel být po-rušen zákon zachování energie (první věta termodynamická). Bylo zjištěno,že se všemi fyzikálními objekty lze spojit veličinu nazvanou entropie, jejížhodnota při skutečných přírodních dějích nikdy neklesá. Takto popisně bylazprvu vyjádřena druhá termodynamická věta. O něco lepší vhled do příčinjejí platnosti přineslo studium mikroskopické stavby látek. Tělesa jsou slože-na z částic a teplota je mírou průměrné energie jejich kmitů či neuspořáda-ných pohybů. Při ochlazování se rychlosti částic zmenšují, snižuje se množ-ství stavů, v nichž se mohou nacházet, zvyšuje se uspořádanost systému. Taklze dospět k souvislosti me/.i teplotou a entropií. (Pozn. překl.)

107

částice. Věřil jsem jejich fyzikálním argumentům, ale po ma-tematické stránce se mi výpočty nelíbily. Dal jsem se protodo vymýšlení lepšího matematického postupu. Diskutovalijsme o něm na pracovním semináři v Oxfordu koncem listo-padu 1973, ale v té době jsem ještě výpočty nedotáhl tak da-leko, abych mohl říci, kolik bude černá díra skutečně vyzařo-vat Očekával jsem stejný výsledek, jako předpověděl Zeldo-vič a Starobinskij pro rotující černou díru. Když jsem všaksvé výpočty dokončil, s překvapením a mrzutostí jsem zjistil,že i nerotující černá díra by měla stálou rychlostí vytvářeta vysílat částice. Zprvu jsem myslil, že některá z mých aproxi-mací je nesprávná. Obával jsem se, že až se Bekensteino tomto výsledku dozví, použije ho k obhajobě svých myšle-nek o entropii černých děr — a ty se mi stále nezamlouvaly.Ale čím víc jsem o problému přemýšlel, tím víc jsem nabývalpřesvědčení, že všechny použité aproximace platí.

Pochybností mě však zbavila teprve skutečnost, že spek-trum vysílaných částic je přesně stejné jako spektrum zahřá-tého tělesa a že rychlost emise je právě ta správná rychlost,která je potřeba k záchraně druhé termodynamické věty. Odté doby byly výpočty zopakovány v různých podobách mno-ha lidmi. Potvrdily, že by černá díra měla vysílat částice a zá-ření stejným způsobem jako těleso zahřáté na teplotu, jejížvelikost je dána hmotností černé díry: čím větší hmotnost, tímnižší teplota.

Je ale vůbec možné, aby z černé díry vyletovaly částice,když víme, že zpod horizontu nic uniknout nemůže? Odpo-věď, kterou nám dává kvantová mechanika, říká, že částicenepřicházejí z vnitřku černé díry, nýbrž z „prázdného" pro-storu těsně nad horizontem událostí. Lze tomu porozumětnásledujícím způsobem: to, co nazýváme „prázdným prosto-rem", není ve skutečnosti zcela prázdné; nesmíme zapomínatna gravitační a elektromagnetické pole. Hodnota pole a jejíčasová změna mají v kvantové teorii podobné vlastnosti jakopoloha a rychlost částice. Oč přesněji známe jednu veličinu,0 to větší máme nejistotu ve veličině k ní doplňkové. Hodno-ta pole nemůže být fixována přesně v nule, poněvadž v tompřípadě bychom přesně znali jak její velikost (nulovou), tak1 rychlost, s níž se mění (také nulovou). Vždy musí zůstat urči-

108

té nejmenší množství nejistoty nebo — jak říkáme — kvanto-vých fluktuací. Tyto fluktuace se projevují jako dvojice částicsvětla nebo gravitace, které se co chvíli narodí, vzdálí od se-be, zase přiblíží a anihilují. Jde o virtuální částice podobnénapříklad těm, které přenášejí gravitační sílu Slunce: na roz-díl od skutečných částic je nelze přímo zaznamenat v detek-toru. Avšak jejich nepřímé vlivy — například na energii elek-tronů v atomech — měřit můžeme a výsledky přesně souhlasís předpověďmi teorie. Z principu neurčitosti dále vyplývá, žebudou vznikat také virtuální páry látkových částic — elektro-nů a kvarků. V tomto případě jsou páry tvořeny vždy částicía její antičásticí (částice světla a gravitace jsou identické sesvými antičásticemi).

Jelikož energie nemůže vzniknout z ničeho, jeden z partne-

rů částice—antičástice musí mít energii kladnou a druhý na-opak zápornou. Částice se zápornou energií je odsouzena kekrátkému životu virtuální částice, protože skutečné částicemají v normálních situacích energii kladnou. Musí tedy naléztsvého partnera a anihilovat. Problém je v tom, že v blízkostihmotného tělesa má skutečná částice nižší energii než ve vět-ší vzdálenosti, a to o hodnotu potřebnou k překonání přitažli-vé síly gravitace. Obvykle není rozdíl velký a energie částicezůstává stále kladná. Ale gravitace černé díry je tak extrémněsilná, že i reálná částice může mít v její blízkosti zápornouenergii. Je proto možné, že virtuální částice se zápornou ener-gií spadne do černé díry, kde se stane samostatnou skutečnoučásticí nebo antičásticí, aniž by musela nutně anihilovat. Jejíopuštěný partner může rovněž spadnout do díry. Pokud máale kladnou energii, může také uniknout jako reálná částicez blízkosti černé díry ke vzdálenému pozorovateli (obr. napředchozí straně). Tomu se pak jeví jako částice emitovanápřímo černou dírou. Čím menší je černá díra, tím kratší jevzdálenost, kterou musí částice s negativní energií projítpředtím, než se stane skutečnou částicí; a tím je emise výraz-nější a zdánlivá teplota černé díry vyšší.

Kladná energie, která z černé díry vychází, je vyvážena to-kem částic se zápornou energií dovnitř. Podle Einsteinovyrovnice £=mc2je množství energie úměrné hmotnosti. Tokzáporné energie do černé díry tedy snižuje její hmotnost. Jakčerná díra ztrácí na váze, zmenšuje se povrch jejího horizon-tu událostí. To je kvantový jev, který by v rámci klasické rela-tivity nastat nemohl. Odpovídající pokles entropie černé díryje víc než kompenzován entropií odnesenou emitovaným zá-řením, takže druhá věta termodynamická zůstává v platnosti.

Menší hmotnost černé díry znamená její vyšší teplotu;s klesající hmotností tedy vzrůstá vydatnost emise a černá dí-ra ubývá stále rychleji. Ovšem není dosud jasné, co se stanes černou dírou, jejíž hmotnost je velmi malá. S největší prav-děpodobností zcela zmizí se strašným výbuchem, ekvivalent-ním explozi miliónů vodíkových bomb.

Černá díra s hmotností rovnou několika hmotnostem Slun-ce má teplotu kolem jedné desetimilióntiny stupně nad abso-lutní nulou. To je mnohem nižší teplota, než má mikrovlnné

110

záření zbylé po velkém třesku (asi 2,7 stupně nad absolutnínulou), takže taková černá díra by měla vyzařovat méně, nežsama pohlcuje. Pokud se bude vesmír navždy rozpínat, teplo-ta mikrovlnného záření se bude neustále snižovat, až klesnepod teplotu černé díry. Ta potom začne ztrácet hmotu, alebude to trvat víc než l O66 let, než se úplně vypaří. (Současnéstáří vesmíru je pouze deset až dvacet miliard let.) Dosudjsme se nezabývali možnou existencí prvotních černých děr,které mohly vzniknout kolapsem zhuštěnin hmoty v ranýchstadiích vývoje vesmíru. Jejich hmotnost by měla být podstat-ně menší. V důsledku toho by měly mít mnohem vyšší teplotua vysílat mnoho záření. Životní doba prvotních černých děrs počáteční hmotností několika stovek miliónů tun je stejnájako dnešní věk vesmíru. Černé díry, které se narodily s tro-chu menším množstvím hmoty, se už zcela vypařily, zatímcoty nepatrně hmotnější dosud vyzařují paprsky X a gama. Ty-to paprsky nejsou vlastně ničím jiným než obyčejným záře-ním, jenomže oproti viditelnému světlu mají mnohem kratší

111

vlnovou délku. Takové zářící díry si stěží zaslouží přívlastekčerné, když vydávají energii výkonem desítek tisíc megawat-tů.

Jediná taková černá díra by mohla nahradit deset velkýchelektráren, kdybychom ji ovšem dokázali zkrotit. A to by by-lo velmi obtížné; vždyť by měla hmotnost hory stlačené naméně než milióntinu centimetru — do rozměru atomárníhojádra. Kdybychom takovou černou díru položili na zem, pro-padla by podlahou. Pak by začala kmitat vnitřkem Země, ažby se nakonec usadila v jejím středu. Jediné místo, kam by-chom mohli černou díru, z níž chceme dolovat energii, umís-tit, je oběžná dráha kolem Země — a jediný způsob, jak jitam dostat, je přivléci ji pomocí velkého kusu hmoty jako os-la za mrkví. Ale to asi není ten nejpraktičtější návrh, alespoňne pro blízkou budoucnost.

Když už tedy nemůžeme prvotní černé díry zapřáhnout dopráce, jakou máme naději je alespoň pozorovat? Snad by-chom mohli pátrat po paprscích gama, které prvotní černé dí-ry během svého života vysílají. I když záření jednotlivýchčerných děr bude většinou příliš slabé, protože jsou od násdaleko, v součtu od všech dohromady by už bezvýznamnébýt nemuselo. Určité pozadí paprsků gama na obloze oprav-du pozorujeme. Obrázek na str. 111 znázorňuje, jak vypadápozorovaná intenzita na různých frekvencích. Toto zářenívšak bylo s největší pravděpodobností vytvořeno jinými pro-cesy, než jaké probíhají v blízkosti prvotních černých děr.Čárkovaná křivka na našem obrázku vyznačuje, jak by tatozávislost vypadala, kdyby zdrojem záření byly prvotní černédíry rozložené s průměrnou hustotou 300 kusů v krychlovémsvětelném roce. Lze tedy říci, že pozorování pozadí paprskůgama nedávají žádné pozitivní důkazy o prvotních černýchdírách. Přesně vzato říkají, že jich ve vesmíru není v průměruvíc než 300 v každém krychlovém světelném roce. Tento l imitstanoví, že prvotní černé díry by mohly tvořit nanejvýš jednumilióntinu hmotnosti vesmíru.

Jestliže jsou prvotní černé díry tak vzácné, zdá se být ne-pravděpodobné, že bychom mohli některou objevit jako sa-mostatný zdroj paprsků gama v naší blízkosti. Zcela vylouče-né to ovšem není, protože gravitace přitahuje prvotní černé

112

díry k ostatním hmotným objektům, takže by se měly sou-střeďovat uvnitř galaxií a v jejich blízkosti. Ačkoli odhad uči-něný na základě intenzity paprsků gama říká, že jich není vícnež tři sta v jednom krychlovém světelném roce, nedozvímese z něj nic o počtu prvotních černých děr přímo v naší gala-xii. Kdyby jich tam bylo například miliónkrát více, než stano-vuje průměrný limit, neměla by být vzdálenost k nejbližšíprvotní černé díře větší než asi miliardu kilometrů. To je při-bližně vzdálenost k Plutu, nejvzdálenější známé planetě. Natakovou vzdálenost by stále ještě bylo obtížné záření černédíry pozorovat, i kdyby její výkon dosahoval 10000 mega-wattů. Abychom prvotní černé díry objevili, museli bychomzaznamenat několik kvant záření gama, přicházejících z jed-noho směru během dostatečně krátkého časového rozmezí,řekněme během týdne. Jinak zaniknou mezi zářením pozadí.

Podle Planckova kvantového principu nese každé kvantumzáření gama mnoho energie, protože frekvence paprsků ga-ma je velmi vysoká. Proto i při zmíněném výkonu 10 000 me-gawattů jich nebude přicházet velký počet. Vzhledem keznačné vzdálenosti bychom potřebovali mohutnější detektorpaprsků gama, než jaký byl kdy zkonstruován. Navíc bychomho museli umístit v kosmu, protože atmosférou paprsky gamanepronikají.

Samozřejmě kdyby černá díra ve vzdálenosti Pluta dospělake konci svého života a explodovala, závěrečný výtrysk záře-ní bychom snadno zaznamenali. Jenomže šance, že k tomudojde v nejbližších několika letech, a ne někdy během milió-nů let v budoucnosti či minulosti, je velmi nepatrná. Abystetedy měli rozumnou naději uvidět výbuch dříve, než vypršílhůta stanovená pro váš výzkumný úkol, museli byste naléztzpůsob, jak zaznamenat každou explozi do vzdálenosti asijednoho světelného roku. Stále zůstává problém s detekto-rem paprsků gama, ale kdyby byl nějaký detektor k dispozici,nebylo by vlastně nutné určovat, zda kvanta přišla z jednohosměru. Stačilo by vědět, že nás zasáhla v krátkém časovémintervalu, abychom si mohli být poměrně jisti, že většina jichpocházela z téhož výbuchu.

Jedním takovým přístrojem, který by mohl být schopen vy-stopovat prvotní černé díry, je celá zemská atmosféra. (Větší

113

detektor v žádném případě asi nevyrobíme.) V okamžiku, kdyvysokoenergetické záření gama zasáhne naši atmosféru, dávzniknout dvojicím elektronů s pozitrony (antielektrony). Tyse srazí s dalšími atomy a vytrysknou nové a nové páry elek-tronů a pozitronů. Tak se vytvoří celá elektronová sprška.Tyto elektrony vysílají zvláštní druh světla — Čerenkovovozáření. Vzplanutí paprsků gama lze tedy zjistit pozorovánímzáblesků světla na noční obloze. Pochopitelně také mnoho ji-ných jevů, jako jsou blesky či odrazy slunečního světla od ro-tujících satelitů a jejich zbytků, vede k podobným zábleskům.Odlišit je lze pozorováním ze dvou nebo více dostatečněvzdálených stanovišť. Takový výzkum dělali pomocí daleko-hledů v Arizoně dva dublinští vědci, Neil Porter a TrevorWeekes. Záblesků zjistili sice mnoho, žádný však nemohlis jistotou připsat vlivu paprsků gama z prvotních černýchděr.

Dokonce bude-li pátrání po prvotních černých dírách ne-gativní (což se nyní jeví nejpravděpodobnější), získáme důle-žitou informaci o raném vesmíru. Pokud by byl vesmír v tédobě velmi chaotický a nepravidelný nebo pokud by byl tlakhmoty malý, čekali bychom mnohem víc prvotních černýchděr, než kolik je limit stanovený pozorováním oblohy v ob-lasti paprsků gama. Pouze velmi stejnorodý raný vesmír s vy-sokým tlakem může objasnit nepřítomnost pozorovatelnéhomnožství prvotních černých děr.

Myšlenka, že černé díry září, je prvním příkladem předpo-vědi založené na dvou velkých teoriích tohoto století — naobecné relativitě a kvantové mechanice. Nejprve se setkalase silnou opozicí, protože šla zcela proti dávnému názoru. Jakmůže černá díra cokoli vyzařovat? Když jsem výsledky vý-počtů oznámil na konferenci v Rutherfordově-Appletonovělaboratoři v Oxfordu, setkal jsem se s všeobecnou nedůvěrou.Po mém vystoupení prohlásil předseda zasedání John Taylorz Královské koleje v Londýně, že jde o nesmysl, a dokoncev tomto smyslu sepsal článek. Avšak nakonec většina lidívčetně Taylora došla ke stejnému závěru; černé díry musí zá-řit jako každé horké těleso, nechceme-li se dostat do rozporus jinými poznatky z obecné relativity a kvantové teorie. Přes-tože jsme tedy prvotní černé díry nenalezli, panuje souhlas

114

v tom, že pokud existují, jsou silným zdrojem paprsků gamaa X.

Záření černých děr nás přivádí na myšlenku, že gravitačníkolaps by nemusel být zcela konečný a nevratný děj, jak jsmese domnívali. Astronaut, který spadne do černé díry, zvětší je-jí hmotnost, ale po čase bude energie ekvivalentní takto při-dané hmotnosti navrácena vesmíru zpět v podobě záření.Astronaut je tak v jistém smyslu „recyklován". Tento druhnesmrtelnosti je ovšem dost nepodařený, neboť každý osobnípojem času nepochybně pro astronauta skončil v okamžiku,kdy byl zničen v černé díře. Dokonce i částice, které černá dí-ra vysílá, mohou být jiného druhu než ty, které tvořily astro-nautovo tělo; jediné, co z něj zůstane, je nějaká forma hmoty--energie.

Aproximace, které jsem při odvozování emise černých děrpoužil, by měly být spolehlivé, pokud hmotnost černé dírypřesahuje zlomek gramu. Neplatí však ke konci jejího života,když se hmotnost stane nepatrnou. Nejpravděpodobnější zá-věr je, že černá díra zmizí — přinejmenším z naší části vesmí-ru — a s ní i astronaut a singularita (pokud vůbec nějakábyla). Tento výsledek znamenal první náznak, že by kvantováteorie mohla odstranit singularity předpovězené obecnou re-lativitou. Avšak metody používané mnou i ostatními lidmipřed rokem 1974 nemohly dát odpověď na otázku, zda se sin-gularity neobjeví i v kvantové teorii. Po roce 1975 jsem protozačal vymýšlet lepší přístup, založený na Feynmanově sčítánípřes historie. Odpovědi, které takový přístup dává na otázkyvzniku a osudu vesmíru, popíšeme v dalších dvou kapitolách.Přestože princip neurčitosti omezuje přesnost našich předpo-vědí, přesvědčíme se, že je zároveň schopen odstranit tu nej-základnější neschopnost predikce, jejíž příčinou je prostoro-časová singularita.

8.VZNIKÁ OSUD VESMÍRU

Podle Einsteinovy obecné teorie relativity má vesmír svůjpočátek v prostoročasové singularitě velkého třesku. Pokudse celý vesmír opět smrští, skončí obdobnou singularitou,„velkým krachem". Během vývoje mohou také vznikat singu-larity černých děr (když zkolabují ohraničené oblasti vesmíru,jako jsou například hvězdy). Každá hmota, která spadne dodíry, v singularitě zanikne a zbude pouze její gravitační vliv.Na druhé straně, když jsme přibrali v úvahu kvantové jevy, seukázalo, že hmota a energie budou nakonec navráceny dozbytku vesmíru, černá díra se vypaří a zmizí. Mohla by mítkvantová teorie stejně dramatický dopad také na velký třeska velký krach? Co se vlastně stane v průběhu raných a pozd-ních etap vývoje kosmu, kdy je gravitační pole natolik silné,že kvantové jevy nelze ignorovat? Má vůbec vesmír počáteka konec? A když ano, jak vypadají?

V sedmdesátých letech jsem studoval především černé díry.Můj zájem o problémy vzniku vesmíru a jeho dalšího osuduse znovu oživil poté, co jsem se roku 1981 zúčastnil konferen-ce o kosmologii organizované jezuity ve Vatikánu. Katolickácírkev udělala kdysi za Galileiho velkou chybu, když svýmkategorickým tvrzením, že Slunce obíhá kolem Země, chtělapřírodě vnutit zákon vymyšlený lidmi. A tak si teď, o staletípozději, přizvala vědce, aby se stali poradci v kosmologic-kých otázkách. Na závěr konference přijal její účastníky sámpapež. Řekl nám, že je správné, studujeme-li vývoj vesmírupo velkém třesku, avšak asi bychom neměli zkoumat samotnývelký třesk, protože ten byl okamžikem stvoření, a tedy pracíBoha. Byl jsem rád, že neznal téma mého příspěvku, jejž jsemna konferenci před chvílí předložil — o možnosti, že prosto-ročas je konečný, ale bez hranice. To by totiž znamenalo, žežádný okamžik stvoření nenastal. Netoužil jsem sdílet osud

116

Galileiho; pociťuji s ním totiž určitou sounáležitost — zčástiasi proto, že jsem se narodil přesně tři století po Galileihosmrti.

Abychom pochopili představy, které stály u zrodu dom-něnky, že by kvantová mechanika mohla ovlivnit počátečnía konečné okamžiky vesmíru, je třeba nejprve porozumětvšeobecně přijímanému modelu „horkého velkého třesku".Když se vesmír rozpíná, hmota a záření chladnou (se zdvoj-násobením rozměru klesne teplota o polovinu). A protožeteplota je mírou průměrné energie a rychlosti částic, máchladnutí vesmíru významný vliv na hmotu v něm obsaženou.Při vysokých teplotách na počátku se částice pohybují takrychle, že je žádná jaderná ani elektromagnetická síla neudržípohromadě, nicméně lze očekávat, že po ochladnutí se částicezačnou shlukovat. Na teplotě závisí dokonce i samotné druhyčástic, které se ve vesmíru vyskytují. Při dostatečně velkýchteplotách mají částice tolik energie, že kdykoli se srazí, vznik-ne řada různých párů částic a antičástic. Některé z nich spoluopět anihilují, ale celkově se rodí rychleji, než se stihnou ničit.Naproti tomu při nižších teplotách nevznikají dvojice částica antičástic s takovou rychlostí, takže anihilace převládne.

Při vlastním velkém třesku byl podle standardního Fridma-nova modelu rozměr vesmíru nulový a jeho teplota nekoneč-ná. Jednu sekundu po velkém třesku klesla asi na deset mili-ard stupňů. Taková teplota tisícinásobně převyšuje teplotuv nitru Slunce, avšak na okamžik se jí dosahuje při výbuchuvodíkové bomby. Ve vesmíru tehdy dominovaly fotony, elek-trony a neutrina (nesmírně lehké částice, na něž působí pouzeslabá síla a gravitace).

Jak se vesmír dále rozpínal a teplota klesala, poměr mezivznikem a zánikem párů elektron-antielektron se postupněobrátil. Většina párů se vzájemně zničila a zanechala po soběfotony. Neutrina a antineutrina však nezmizela, poněvadž ty-to částice interagují velmi málo jak spolu navzájem, taki s ostatními částicemi. Dodnes by tedy měly být všude kolemnás. Kdybychom je uměli pozorovat, znamenalo by to výbor-ný test našich představ o časných stadiích vývoje vesmíru.Naneštěstí jsou jejich dnešní energie příliš nízké, takže je ne-lze přímo pozorovat. Pokud však neutrina nejsou zcela bez

117

vlastní hmotnosti, jak to naznačil dosud nepotvrzený sovět-ský experiment z roku 1981, mohli bychom je zaznamenatnepřímo: tato neutrina by totiž přispívala k „temné hmotě",o níž jsme se zmínili dříve. Její gravitační působení by pakovlivnilo rozpínání vesmíru, a dokonce by je mohlo zastavita způsobit zpětný kolaps.

Asi sto sekund po velkém třesku klesla teplota na miliardustupňů, což je hodnota dosahovaná uvnitř nejžhavějšíchhvězd. Při ní už protony a neutrony nemají dostatek energie,aby mohly uniknout přitažlivosti silné jaderné síly. Začnou setedy spojovat do prvních jader atomů deuteria (těžkého vodí-ku), která obsahují po jednom protonu a jednom neutronu.Jádra deuteria se slučují s dalšími protony a neutrony na héli-um, v němž je po dvou protonech a neutronech. Vzniká takémalé množství těžších prvků — lithia a berylia. Lze vypočítat,že v modelu horkého velkého třesku vzniknou asi z jednéčtvrtiny protonů a neutronů héliová jádra a nepatrné množ-ství těžkého vodíku a jiných prvků. Zbývající neutrony serozpadnou na protony, které jsou v jádrech obyčejných vodí-kových atomů.

Scénář horkého období kosmu navrhl jako první GeorgeGamow se svým studentem Ralphem Alpherem ve slavnémčlánku z roku 1948. Gamow, který si rád zažertoval, přesvěd-čil jaderného fyzika Hanse Betheho, aby k jejich práci připo-jil své jméno. V nadpisu se potom skvělo „Alpher, Bethe,Gamow" — jako písmena alfa, beta, gama na začátku řeckéabecedy —, obzvláště vhodné pro článek o počátku vesmíru.Poprvé se v něm objevuje pozoruhodná předpověď záření,které pochází z velmi raného stadia vesmíru a mělo by stálebýt kolem nás, ovšem teď už s teplotou sníženou na pouhýchněkolik stupňů nad absolutní nulou (—273 stupňů Celsia).Právě toto záření objevili v roce 1965 Penzias s Wilsonem.V době, kdy Alpher, Bethe a Gamow svůj článek psali, vědciještě o jaderných reakcích protonů a neutronů mnoho nevě-děli. Proto byla detailní předpověď zastoupení jednotlivýchprvků v raném vesmíru poněkud nepřesná. Ale výpočty bylypozději mnohokrát zopakovány a ve světle nových poznatkůsouhlasí velmi dobře s tím, co pozorujeme. Navíc by bylonesmírně obtížné nalézt jiné rozumné vysvětlení pro přítom-

118

nost tak značného množství hélia v kosmu. Proto jsme sisvým obrazem vesmíru poměrně jisti, alespoň asi od první se-kundy po velkém třesku.

Tvorba hélia a ostatních prvků po několika prvních hodi-nách skončila a od toho okamžiku vesmír milióny let pouzeexpandoval, aniž by se přitom dělo něco zvláštního. Kdyžteplota poklesla na několik tisíc stupňů, energie elektronůa jader už nestačila k překonání elektromagnetického přita-hování a zrodily se první atomy. Vesmír jako celek expando-val a chladl dál, ale v oblastech, které byly z nějakého důvo-du nepatrně hustší, se působením silnější gravitace rozpínánízpomalilo. Gravitace nakonec v některých oblastech expanzizcela zastavila a vyvolala jejich smršťování. Nepatrný rotačnípohyb se v průběhu kolapsu zrychlil — tak, jako se roztočíkrasobruslař, když při piruetě přitáhne ruce k tělu. Představu-jeme si, že odstředivá síla rotace se postupně vyrovnala s při-tažlivostí gravitace, a tak vznikly diskovité rotující objekty —galaxie. Oblasti, kterým se nepodařilo nabýt významnějšíhorotačního pohybu, vytvořily oválné, takzvané eliptické gala-xie. I v těch se kolaps přerušil, když se jednotlivé části galaxiedostaly na stabilní dráhy kolem galaktického jádra, ale ob-jekt jako celek téměř nerotoval.

Jak čas postupoval, vodíkový a héliový plyn se drobil nastále menší oblaky, které se vlivem vlastní gravitace dále smr-šťovaly. Přitom se zvyšovala teplota plynu, až dosáhla hod-noty potřebné k zapálení jaderných reakcí. Při těchto reak-cích se vodík přeměňuje na hélium. Uvolněné teplo způsobilonárůst tlaku, a tak se další kontrakce zastavila. Narodila sehvězda. V tomto stavu setrvá dlouhou dobu, během níž budespalovat vodík na hélium a vyzařovat přebytečnou energiiv podobě světla a tepla. Hmotnější hvězdy musejí být oprotiméně hmotným žhavější, aby vyrovnaly svou vlastní gravita-ci. Jaderné reakce v nich probíhají bouřlivěji a vodík spotře-bují už po nějakých 100 miliónech let. Poté se opět trochusmrští, zahřejí a začnou přetavovat hélium na těžší prvky, ja-ko je uhlík a kyslík. Tím se však už tolik energie nezíská a po-stupně propukne krize, kterou jsme popsali v kapitole o čer-ných dírách. Její přesný průběh není vyjasněn, ale zdá se, žese centrální část hvězdy smrští do velmi kompaktního stavu

119

— do neutronové hvězdy nebo černé díry. Vnější obálkyhvězdy bývají někdy odmrštěny v gigantickém výbuchu nazý-vaném výbuch supernovy, při němž tento jediný objekt zazá-ří jako všechny ostatní hvězdy v celé galaxii dohromady. Ně-které z těžších prvků, které za exploze vznikají, jsou odvrže-ny do okolního mezihvězdného plynu a obohatí surovinu prostavbu nové generace hvězd. Slunce obsahuje asi dvě procen-ta těžších prvků, protože se zrodilo až v druhé nebo třetíhvězdné generaci. Vzniklo z otáčející se mlhoviny obsahujícízbytky předchozích supernov asi před pěti miliardami let.Většina plynu z této mlhoviny dala vzniknout Slunci nebo by-la naopak odehnána do mezihvězdného prostoru, zatímcomenší část těžších prvků se pospojovala a vytvořila tělesa,která dnes kolem Slunce obíhají: planety včetně Země.

Země byla na počátku velmi žhavá a neměla kolem sebeovzduší. Časem ochladla a z uvolněných plynů vznikla at-mosféra. Původní atmosféra byla odlišná od té dnešní. Neob-sahovala kyslík, ale zato v ní byla hojnost jiných plynů, pronás dost jedovatých, například sirovodík. Některým primitiv-ním formám života se ovšem daří i za takových podmínek.Domníváme se, že se vyvinuly v oceánech, snad jako výsle-dek náhodné kombinace atomů do větších útvarů, makromo-lekul, které jsou schopny sestavovat další atomy do podob-ných struktur. Tím se samy reprodukují a znásobují svůj po-čet. Přitom může občas nastat chyba. V převážné většině pří-padů taková nevydařená makromolekula pozbývá schopnostvlastní reprodukce a časem zanikne. Výjimečně však můžedíky chybě vzniknout makromolekula, jejíž reprodukčníschopnosti jsou ještě lepší než té původní. Nová struktura setím dostane do výhody a třeba i postupně převládne. Toutocestou snad mohly vzniknout jednoduché formy života, kteréstravovaly různé materiály včetně sirovodíku a uvolňovalynaopak kyslík. Tím atmosféra získala dnešní složení, umožňu-jící vývoj vyšších forem života, jako jsou ryby, plazi, savcia konečně lidé.

Tento obraz vesmíru, jenž začal jako velmi horký a běhemrozpínání zchladl, je v souhlasu s pozorovacími daty, jež dnesmáme k dispozici. Ponechává ovšem mnoho nezodpověze-ných otázek:

120

1. Proč byl raný vesmír tak horký?

2. Proč je vesmír na velkých škálách stejnorodý? Proč sejeví stejný ve všech místech prostoru a ve všech směrech?A hlavně — proč je teplota mikrovlnného záření v různýchmístech oblohy tak stejná? S teplotou je to jako se studenty,kteří dostávají otázky u zkoušky. Pokud odpovídají všichnipřesně stejně, můžete si být celkem jisti, že si otázku navzá-jem sdělili. Jenomže podle modelu vesmíru, který jsme předchvílí popsali, prostě nebylo dost času, aby světlo mohlo pro-letět dráhu mezi vzdálenými místy. Nestihne-li se světlo do-stat z jednoho bodu do druhého, pak podle teorie relativitymezi nimi nebylo možné přenést vůbec žádnou informaci.Není tedy cesty, jak by vzdálené oblasti raného vesmíru moh-ly vzájemně vyrovnat svou teplotu. Z nějaké nejasné příčinyzačaly všechny se stejnou teplotou už na počátku rozpínání.

3. Proč byla rychlost, s níž se vesmír začal rozpínat, takblízká kritické hodnotě, rozlišující modely, které později pře-jdou ve smršťování, od modelů trvale expandujících? Dokon-ce ještě dnes, po deseti miliardách let, se vesmír rozpíná prak-ticky přesně touto kritickou rychlostí. Pokud by míra expanzev jedné sekundě po velkém třesku byla menší o hodnotu jed-na ku 100 000 bilionů, vesmír by zkolaboval dříve, než by do-sáhl svého dnešního rozměru.

4. Přestože ve velkém měřítku se vesmír jeví stejnorodý,v menších měřítkách obsahuje místní nerovnoměrnosti, jakojsou hvězdy a galaxie. Domníváme se, že vznikly z původněnepatrných rozdílů v hustotě raného vesmíru. Odkud pramenítyto hustotní fluktuace?

Samotná teorie relativity není schopna tyto otázky zodpo-vědět. V singularitě ztrácí obecná relativita i ostatní fyzikálníteorie platnost; nelze předpovědět, co se ze singularity vyvi-ne. Jak už bylo řečeno dříve, velký třesk a všechny dřívějšíudálosti bychom měli z teorie vyjmout, protože na žádná do-stupná pozorování vliv nemají. Prostoročas by v tom případěměl hranici — počátek — ve velkém třesku.

121

Zdá se, že se vědě podařilo odhalit soubor zákonů, které(v rámci omezení kladených principem neurčitosti) umožňujípředpovědět budoucí vývoj vesmíru, pokud známe jeho stavv jednom časovém okamžiku. Můžeme si samozřejmě před-stavovat, že na počátku byly zákony nařízeny Bohem, a tepr-ve od tohoto okamžiku se vesmír vyvíjí pouze podle nich bezvnějšího zásahu. Jak ale zvolil Bůh počáteční stav a uspo-řádání vesmíru? Jaké byly „okrajové podmínky" v počátkučasu?

Jednou z možných odpovědí je, že Bůh zvolil výchozí kon-figuraci na základě důvodů, které nejsme s to pochopit. To byjistě v jeho silách jakožto všemohoucí bytosti být mělo, alekdyž už zvolil začátek takovým nepochopitelným způsobem,proč se rozhodl nechat vesmír dál vyvíjet podle zákonů, kterépochopit můžeme? Celý vývoj vědy odráží postupné pozná-vání, že žádné události se nedějí náhodně, že mají vnitřní řád,ať už byl či nebyl duchovně inspirován. Je tedy jenom přiro-zené předpokládat, že tento pořádek neplatí pouze pro záko-ny vědy, nýbrž také pro počáteční podmínky prostoročasu,které upřesňují výchozí stav vesmíru. Lze si představit mno-ho různých modelů vesmíru s různými počátečními podmín-kami. Všechny přitom splňují tytéž fyzikální zákony. Měli by-chom tedy hledat nějaký princip, který určuje výchozí stava vybírá ten správný model našeho vesmíru.

Jednou možností jsou takzvané chaotické okrajové pod-mínky. Přijetí těchto podmínek mlčky předpokládá, že je ves-mír buď prostorově neomezený, nebo že existuje nekonečněmnoho oddělených vesmírů. Pravděpodobnost, že kteroukolivybranou oblast nalezneme těsně po velkém třesku v určitémstavu, je při chaotických počátečních podmínkách stejná provšechna možná uspořádání: výchozí stav vesmíru je zcela ná-hodný. Odtud vyplývá, že raný vesmír byl patrně velice chao-tický a nepravidelný, protože neuspořádaných konfigurací jemnohem víc než pěkně hladkých a uspořádaných. (Jestližemá každá konfigurace tutéž pravděpodobnost, můžeme před-pokládat, že vesmír začal v chaotickém stavu prostě proto, žetakových stavů je největší počet.) Není snadné si představit,jak mohly chaotické počáteční podmínky vést ve velkých mě-řítkách k tak stejnorodému (homogennímu) vesmíru, jako je

122

dnes ten náš. Navíc bychom od takového modelu očekávaliže nepravidelnosti v hustotě dají vzniknout většímu počtu pr-votních černých děr, než kolik činí horní mez určená z jasuoblohy v oblasti paprsků gama.

Je-li vesmír vskutku prostorově nekonečný nebo existuje-1vesmírů nekonečně mnoho, nelze vyloučit, že některé rozsáh-lé oblasti prostoročasu se přece jenom začaly vyvíjet velmirovnoměrně. Takové chování mi připomíná pověstnou tlupuopic bušících do psacího stroje; skoro všechno, co napíší, bu-dou nesmysly, ale čas od času, pouhou náhodou, stvoří sonethodný pera Shakespearova. Je možné, že s naším vesmírem jetomu podobně? Že jenom náhodou žijeme právě v té hladkéa stejnorodé oblasti? Na první pohled to zní nepravděpodob-ně, protože stejnorodých částí je mnohonásobně mensmnožství než chaotických. Ale co když pouze ve stejnoro-dých oblastech vznikají galaxie a hvězdy, co když jenom tamjsou vhodné podmínky pro vznik a vývoj samoreprodukují-cích se organismů, které jsou schopny, jako my, klást otázkuProč je vesmír stejnorodý? Úvahy tohoto typu jsou příkla-dem použití takzvaného antropického principu, který by-chom mohli parafrázovat slovy: „Vesmír vidíme takový, jakýjej vidíme, protože existujeme."

Antropický princip můžeme formulovat ve dvou verzích —slabé a silné. Slabý antropický princip tvrdí, že vesmír je sicevelmi velký nebo i nekonečný v prostoru a čase, ale s pod-mínkami vhodnými pro vznik inteligentních forem života sesetkáme pouze v některých omezených oblastech. Rozumnébytosti obývající tyto oblasti by se proto neměly podivovat,že se nacházejí v místech splňujících nutné podmínky pro je-jich existenci. Jsou tak trochu jako boháči, kteří kolem sebenevidí žádnou bídu jenom proto, že se sami usazují výhradněv luxusních čtvrtích.

Slabý antropický princip lze použít také k „vysvětlení",proč velký třesk nastal někdy před deseti miliardami let. Prá-vě to je totiž doba nezbytná k vývoji inteligentních tvorů.Nejprve se musely vytvořit hvězdy první generace. Ty přeta-vily část původního vodíku a hélia na těžší prvky, jako jeuhlík a kyslík. Hvězdy potom explodovaly v podobě super-nov, z jejichž pozůstatků vznikly nové hvězdy a planety, mezi

123

nimi i planety naší sluneční soustavy, staré asi pět miliard let.Během první miliardy let své existence byla Země příliš hor-ká na to, aby se vytvořilo cokoli složitějšího. Pomalý procesbiologické evoluce nastoupil až později. A pak postupněsměřoval od nejprimitivnějších organismů k bytostem schop-ným měřit čas zpět až k samotnému velkému třesku.

Jenom pár lidí má námitky proti platnosti či užitečnosti sla-bého antropického principu. Někteří jdou však mnohem dálea navrhují jeho silnou verzi. Podle této hypotézy existuje buďmnoho vesmírů, nebo mnoho různých oddílů jednoho vesmí-ru. Každý má své vlastní uspořádání a snad i své vlastní pří-rodní zákony. Ve většině vesmírů nejsou ty správné podmín-ky pro vznik složitých organismů; pouze nepatrný počet ves-mírů podobných tomu našemu obydlí inteligentní tvorové,kteří se zeptají: „Proč je vesmír právě takový, jaký je?" Od-pověď je potom snadná. Kdyby byl odlišný, nebyli bychomzde.

Fyzikální zákony, jak je dnes známe, obsahují řadu základ-ních čísel, konstant, jako například velikost elektrického ná-boje elektronu či poměr jeho hmotnosti k hmotnosti protonu.Neumíme, alespoň prozatím, odvodit hodnoty těchto kon-stant přímo z teorie — musíme je určit měřením. Možná že senám jednou podaří najít úplnou sjednocenou teorii, z níž bu-dou všechna tato čísla vyplývat, ale nelze vyloučit, že se ně-které nebo všechny základní konstanty mění od jednoho ves-míru k druhému a snad i uvnitř každého z nich. Také velikostizákladních konstant se zdají být velice přesně nastaveny, abyvývoj života byl možný. Kdyby se například jenom neznatel-ně změnil náboj elektronu, hvězdy by buďto nebyly schopnyspalovat vodík na hélium, nebo by nikdy neexplodovaly.Snad mohou vzniknout i tak odlišné formy inteligentního ži-vota, jaké si ani spisovatelé science fiction nikdy nedokázalipředstavit. Třeba nepotřebují světlo hvězdy podobné Slunciani těžší prvky vytvořené supernovami při jejich výbuchu.Přesto se zdá, že pouze poměrně úzké rozsahy číselných hod-not konstant dovolí vývoj jakékoli formy rozumného života.Většina kombinací různých hodnot vede k vesmírům, kterémohou být možná krásné, ale v nichž by stěží mohl žít někdo,kdo by krásu obdivoval. Každý si může vybrat, pojme-li tuto

124

skutečnost za potvrzení božského záměru při stvoření kosmua výběru zákonů vědy, či podpoří-li s ní silný antropický prin-cip.

Proti silnému antropickému principu bychom mohli vznéstřadu námitek. Předně, v jakém smyslu chápat existenci růz-ných vesmírů? Pokud spolu skutečně nemohou komunikovat,nemají události v ostatních vesmírech vliv na dění uvnitř na-šeho vlastního exempláře. Měli bychom tedy použít principhospodárnosti a zcela je z teorie vypustit. Pokud však jdeo různé oblasti jediného vesmíru, chtěli bychom mít zákonyvědy všude stejné, protože jinak by nebylo možné se spojitěpřemísťovat z jedné oblasti do druhé. Jediný rozdíl by v tompřípadě byl v počátečních podmínkách, čímž by se silný an-tropický princip zúžil na slabý.

Dále lze silné verzi antropického principu vytknout, žesměřuje proti proudu historického vývoje vědy. Naše teoriese vyvíjely z kosmologie Ptolemaiovy a jeho předchůdcůpřes Koperníkův a Galileiho model až po moderní obraz.V něm je Země středně velkou planetou obíhající kolem prů-měrné hvězdy na vnějším okraji jednoho z ramen normálníspirální galaxie a ta je pouze jednou z miliónů galaxií ve ves-míru. Přesto antropický princip ve své silné podobě tvrdí, žecelá tato nesmírnost existuje pouze kvůli nám. Není snadnétomu uvěřit. Sluneční soustava je dozajista předpokladem na-ší existence a totéž snad můžeme říci o Galaxii, neboť taumožnila vznik předchozí generace hvězd, a tím i tvorbu těž-ších prvků. Ale všechny ostatní galaxie se nezdají nijak po-třebné, ani není zřejmé, proč by musel být vesmír ve všechsměrech ve velkých měřítkách stejný.

Antropický princip — alespoň jeho slabá verze — by bylpro nás mnohem přijatelnější, kdyby se podařilo dokázat, žepoměrně rozsáhlý počet různých počátečních podmínek sečasem vyvine ve vesmír podobný tomu našemu. Kdyby tomutak bylo, měl by vesmír, který se vyvinul ze zcela náhodnýchpočátečních dat, obsahovat mnoho hladkých a stejnorodýchoblastí vhodných pro evoluci rozumného života. A naopak,je-li nutné volit výchozí stav vesmíru s nesmírnou obezřetno-stí, pak je pravděpodobné, že žádnou oblast vhodnou k živo-tu obsahovat nebude. V modelu horkého velkého třesku, kte-

125

rý jsme před chvílí popsali, nebyl dostatek času, aby se teplomohlo sdílet mezi jednotlivými oblastmi. To znamená, že užpočáteční stav musel mít teplotu přesně vyrovnanou, protožejinak by se nerovnoměrnosti projevily na pozadí mikrovlnné-ho záření. Také rychlost rozpínání musela být na počátkuzvolena velmi přesně, aby i dnes zůstávala těsně u kritickéhodnoty zabraňující zpětnému kolapsu. To vše znamená, žepodle modelu horkého velkého třesku by výchozí stav vesmí-ru na počátku času musel být zvolen neobyčejně přesně.A nebylo by tedy lehké vysvětlit, proč vesmír vznikl právětakto, pokud ovšem nepřipustíme, že to bylo dílo Boha, jenžzamýšlel stvořit bytosti, jako jsme my.

Alan Guth z Massachusettského technického ústavu navrhltakový model raného vesmíru, který v jisté fázi vývoje prodě-lal období velice rychlé expanze. Během ní se různé počáteč-ní nerovnoměrnosti vyhladily a přešly do stavu, který se po-dobá vesmíru dnešnímu. Období rychlého rozpínání se ozna-čuje jako doba „inflace", aby se zdůraznilo, že se rychlostexpanze během této periody zrychlovala — na rozdíl oddnešního stavu, kdy se pozvolna zpomaluje. Podle Guthovamodelu se vesmír v průběhu nepatrného zlomku sekundy na-foukl nejméně 1030krát.*)

Guth předpokládal, že vesmír byl zpočátku v horkéma značně chaotickém stavu. Vysoké teploty znamenají velkérychlosti a energie jednotlivých částic, při nichž se elektro-magnetismus sjednocuje se silnou a slabou jadernou interakcív jedinou sílu.

V průběhu rozpínání vesmír chladl a energie částic klesala,až v určitém okamžiku nastal takzvaný fázový přechod. Teh-dy se symetrie narušila; silná interakce se oddělila od slabéa elektromagnetické. Jako příklad fázového přechodu námposlouží třeba mrznutí vody, když je zchlazena. Tekutá vodapředstavuje symetrický systém stejný ve všech místecha směrech. Když však zmrzne, vzniknou ledové krystalky,

*) Název je odvozen z anglického slova „inflate", nafouknout. Konkrétní čí-selná hodnota ovšem závisí na mnoha podrobnostech a není dosud přesněznáma. (Pozn. překl.)

126

které se uspořádají v určitém směru. Existence význačnéhosměru narušuje symetrii zmrzlé vody.

Snižujeme-li teplotu vody opatrně, můžeme dosáhnout„podchlazeného" stavu, kdy ještě pod bodem mrazu zůstávátekutá. Podle Guthovy hypotézy se vesmír chová podobnýmzpůsobem: teplota mohla klesnout pod kritickou hodnotu,aniž se narušila symetrie mezi silami. Tím se vesmír dostal donestabilního stavu, kdy obsahoval více energie, než kdyby by-la symetrie mezi silami narušena. Ukazuje se, že tato nadby-tečná energie má antigravitační vliv podobně jako kosmolo-gická konstanta, kterou zaváděl Einstein, když se pokoušel0 statický model vesmíru. Protože v předinflačním období seuž vesmír rozpínal v souhlasu s modelem horkého velkéhotřesku, odpudivá síla této kosmologické konstanty jej přinuti-la expandovat v neustále se zvyšujícím tempu. Dokonce1 v těch oblastech, kde počet částic přesahoval průměrnouhodnotu, převážil efekt odpudivosti nad gravitačním přitaho-váním hmoty. Proto i tyto oblasti neustále zrychlovaly expan-zi. Hmota se rychle ředila, částice se od sebe vzdalovaly a při-tom vesmír stále setrvával v podchlazeném stavu. Všechnynepravidelnosti se inflací vyhladily jako vrásky na míči, kdyžho nafoukneme. Současného stejnorodého vesmíru bylo díkytomu možné dosáhnout z celé řady různých nestejnorodýchstavů.

V raném vesmíru, jehož rozpínání se v určité fázi vývojezrychlovalo díky inflačnímu jevu, namísto aby bylo bržděnogravitační přitažlivostí hmoty, mělo světlo dostatek času pro-jít z jedné oblasti do druhé. Tím by se vyřešil problém, s nímžjsme se před chvílí setkali: proč měly různé části raného ves-míru stejné vlastnosti. (Kupříkladu už zmíněné mikrovlnnézáření má ve všech místech oblohy prakticky stejnou teplotu;podle inflačních modelů je to možné proto, že i velmi odlehlébody na obloze byly kdysi dostatečně dlouho tak blízko sebe,že se jejich vlastnosti vyrovnaly.) Navíc rychlost rozpínání seautomaticky nastavila na hodnotu velmi blízkou kritickérychlosti, která je dána hustotou hmotnosti a energie ve ves-míru. Tím se zase objasňuje, proč dodnes zůstává míra ex-panze tak blízko kritického předělu a přitom není třeba před-pokládat příliš pečlivou volbu počáteční rychlosti.

127

Inflační modely by také mohly vysvětlit, proč je ve vesmírutak mnoho hmoty. V pozorovatelné části vesmíru se nacházípřinejmenším l O80 částic. Odkud se vzaly? Na to kvantovámechanika odpovídá, že částice vznikly z energie v podobědvojic částice-antičástice. A z čeho vznikla energie? Hmotavesmíru má kladnou energii. Působí ovšem sama na sebe gra-vitační přitažlivostí. Dva kusy hmoty, které jsou blízko sebe,obsahují méně energie než stejné dva kusy hmoty ve většívzájemné vzdálenosti, poněvadž na jejich oddálení proti sílegravitace musíme určitou energii vynaložit. V tomto smyslumá gravitační pole zápornou energii. V případě prostorověstejnorodého vesmíru lze dokázat, že záporná energie gravi-tačního pole přesně ruší kladnou energii ostatní hmoty, takžecelkový energetický obsah je nulový.

Dvakrát nic je zase nic. Vesmír může zdvojnásobit kladnouenergii hmoty a zároveň zdvojnásobit zápornou gravitačníenergii, aniž se celková energie jakkoli změní. V průběhunormálního rozpínání k tomu nedochází a hustota energiehmoty s narůstajícím objemem vesmíru klesá. Celková ener-gie hmoty se však znásobuje během inflační expanze. Z Gu-thova modelu vyplynulo, že v inflačním období se hustotaenergie podchlazeného vesmíru nemění; když vesmír zdvoj-násobí svůj rozměr, zdvojnásobí se zároveň kladná energiehmoty i záporná gravitační energie, takže celkový obsahenergie zůstane na nule. Během inflační fáze rozměr vesmírumnohokrát vzroste, takže i energie využitelná k tvorbě částicje nesmírně veliká. Guth jedenkrát poznamenal: „Říká se, žez ničeho jen nic pochází. Přesto je vesmír ztělesněním právěopačného principu v nejvyšší dokonalosti."

Dnes se už vesmír inflačně nerozpíná. Musí tedy být nějakýmechanismus, který vyloučí velkou efektivní kosmologickoukonstantu a změní průběh expanze ze zrychleného na gravi-tačně zpomalený. Očekáváme, že někdy v průběhu inflačníexpanze dojde k narušení symetrie mezi silami, tak jako pod-chlazená voda nakonec vždy zmrzne. Nadbytečná energie sev tom okamžiku uvolní a dodatečně vesmír zahřeje těsně podteplotu potřebnou pro symetrii mezi interakcemi. Od té dobyuž vesmír expanduje a chladne přesně podle modelu horkéhovelkého třesku, který je ale nyní doplněn o vysvětlení, proč se

128

rychlost rozpínání přesně rovná kritické hodnotě a proč majírůzné oblasti stejnou teplotu.

V původním Guthově návrhu se předpokládalo, že fázovýpřechod proběhl okamžitě, tak jako se objeví ledové krystal-ky v chladné vodě. Jiným názorným příkladem fázového pře-chodu je změna tekutého skupenství vody na plynné při tep-lotě varu. Podobně jako bubliny páry obklopené vroucí vo-dou měly podle Guthovy hypotézy vznikat „bubliny" novéfáze vesmíru s narušenou symetrií. Potíž, na niž jsme já i jinízáhy upozornili, byla v tom, že vesmír se v Guthově modelurozpínal příliš rychle. I kdyby se jednotlivé oblasti zvětšovalyrychlostí světla, stále by se od sebe vzdalovaly a nikdy by senemohly spojit. Vesmír by nakonec zůstal velmi nehomogen-ní s přežívajícími oblastmi symetrie mezi silami. Takový mo-del ovšem neodpovídá tomu, co pozorujeme.

V září 1981 jsem jel do Moskvy na konferenci o kvantovégravitaci. Po konferenci jsem hovořil o inflačních modelecha jejich problémech na semináři ve Šternbergově astrono-mickém ústavu. Mezi posluchači byl i mladý Andrej Linděz moskevského Lebeděvova ústavu. Upozornil tehdy, že po-tíž s nespojujícími se bublinami by nevznikla, kdyby byly bu-bliny tak velké, že by celá naše oblast vesmíru byla obsaženauvnitř jediné z nich. Aby tento model mohl fungovat, muselaby změna ze symetrického stavu na stav s narušenou symetriíprobíhat uvnitř dané bubliny velmi pomalu, což je podle teo-rií velkého sjednocení docela dobře možné. Lindeho myšlen-ka o pozvolném narušování symetrie byla velmi podnětná,ale později jsem spočítal, že jeho bubliny by rozměry přesa-hovaly dokonce celý vesmír. Ukázal jsem, že v jednom oka-mžiku dojde k narušení symetrie všude, ne pouze v částechvesmíru uvnitř bublin. To by opět vedlo ke stejnorodému ves-míru, jaký pozorujeme. Tato myšlenka mne velmi zaujalaa probíral jsem ji s lanem Mossem, jedním z mých studentů.Jako Lindeho přítele mne však přivedlo do značných rozpa-ků, když jsem po čase dostal z odborného časopisu k recenzijeho článek, abych posoudil, zda je vhodný k uveřejnění. Od-pověděl jsem, že je v něm zmíněný nedostatek s rozměrembublin větším než vesmír, avšak že základní myšlenka poma-lého narušení symetrie je vynikající. Doporučil jsem článek

129

publikovat beze změn, které by Lindemu zabraly několik mě-síců, poněvadž vše, co posílal na Západ, muselo projít cenzu-rou. A ta v případě vědeckých prací nebyla nikdy příliš poho-tová. Do stejného čísla jsme s Mossem napsali krátkou po-známku o problému s bublinami, v níž jsme naznačili možnéřešení.

Den po návratu z Moskvy jsem měl jet do Filadelfie pře-vzít medaili od Franklinova ústavu. Má sekretářka Judy Fel-lová přesvědčila díky svému nezanedbatelnému půvabu Bri-tish Airways, že bychom měli dostat v rámci reklamy volnéletenky a letět concordem. Cestou na letiště mě zdržela prů-trž mračen a letadlo jsem zmeškal, nicméně nakonec jsem sepro svou medaili do Filadelfie dostal. Požádali mě o seminářna téma inflačních modelů. Mluvil jsem o současných problé-mech jako v Moskvě a nakonec jsem se zmínil o Lindehomyšlence pomalého narušení symetrie a mých doplňcích k ní.Semináře se účastnil také mladý docent Pensylvánské univer-zity Paul Steinhardt, s nímž jsme po skončení semináře disku-tovali o inflaci. Někdy v únoru jsem od něho dostal článek,v němž spolu se svým studentem Andreasem Albrechtem na-vrhl mechanismus velmi podobný pomalému narušení syme-trie. Později mi řekl, že si nevzpomíná, jak jsem Lindeho myš-lenky popisoval, a že jeho práci viděli teprve krátce předdokončením své vlastní. Na Západě se dnes Steinhardtovia Albrechtovi připisuje společně s Lindem zásluha za formu-lování „nového inflačního modelu". (Pod „starým inflačnímmodelem" se rozumí původní Guthův návrh rychlého naruše-ní symetrie se vznikem bublin.)*)

Nový inflační model byl dobrým pokusem, jak vysvětlit,proč je vesmír takový, jaký je. Avšak já a řada dalších lidíjsme si povšimli, že přinejmenším ve své původní podoběpředpovídal mnohem větší nerovnosti v teplotě mikrovlnné-

*) Uveřejnění této poznámky v anglickém vydání knihy přimělo Steinhardta,iby vyhledal videozáznam Hawkingovy přednášky. Hawking se na něm3 Lindeho práci údajně nezmiňuje a Steinhardt k tomu dodává: „Hawking jeťýborný fyzik — ale není to Bůh, je také jenom člověk." Hawking pozdějijznámil, že poznámka bude z dalších vydání knihy vynechána. (Pozn. překl.)

30

ho záření, než se pozorují. Kromě toho pozdější práce vedlyk pochybnostem, zda ve velmi raném vesmíru vůbec mohl fá-zový přechod požadovaného typu nastat. Podle mého osob-ního názoru je dnes scénář nové inflační kosmologie jakožtovědecká teorie mrtvý, i když mnoho lidí si to patrně nemyslía píše o něm práce, jako kdyby to byl životaschopný model.Lepší pohled předložil Lindě v roce 1983. Není v něm žádnýfázový přechod ani podchlazení. Namísto toho se předpoklá-dá přítomnost pole se spinem O, které v důsledku kvantovýchfluktuací nabývá v některých oblastech raného vesmíru znač-ných hodnot. (Takové pole nebylo dosud objeveno, avšaksjednocující teorie jeho existenci předpovídají.) Energie toho-to pole má opět formálně stejný vliv jako kosmologická kon-stanta: způsobuje antigravitační efekt a vynucuje inflační roz-pínání. Energie pole v průběhu rozpínání klesá, až nakonecpřejde inflační období v expanzi podle modelu horkého vel-kého třesku. Jedna z oblastí se později stane celým pozorova-telným vesmírem. Takový scénář si zachovává výhody před-chozích modelů s inflačním obdobím a přitom nezávisí nanejistém fázovém přechodu. Navíc je schopen dát rozumnouvelikost teplotních nerovností mikrovlnného pozadí, kterásouhlasí s pozorováním.

Tato práce ukázala, že inflační modely jsou s to pojmoutsoučasný stav vesmíru jako výsledek dost široké škály růz-ných počátečních konfigurací. To je důležité, neboť se ukazu-je, že výchozí stav té části vesmíru, kterou obýváme, nemuselbýt zvolen s obzvláštní pečlivostí. Můžeme tedy, pokud si topřejeme, použít slabý antropický princip k vysvětlení, pročvesmír vypadá tak, jak dnes vypadá. Není ale pravda, že bykaždé počáteční podmínky vedly k podobnému vesmíru.Snadno se o tom přesvědčíme, když si představíme vesmírvelmi odlišný od toho dnešního, například značně zčeřenýa nepravidelný. Pomocí fyzikálních zákonů dovedeme určitjeho dřívější podoby. V souhlasu se stále platnými větamio singularitách dojdeme až k velkému třesku. Jestliže naopaknecháme takový počáteční stav vyvíjet se kupředu v časesouhlasně s vědeckými zákony, obdržíme zčeřený a nepravi-delný vesmír, s nímž jsme začali. Nepochybně jsou tedy mys-litelná taková počáteční uspořádání, která nesměřují k dneš-

131

nímu vesmíru. Takže ani inflační model nám neříká, proč ne-byla zvolena konfigurace, která by vedla ke zcela jinému ves-míru, než jaký vidíme. Musíme se pro vysvětlení obracetk antropickému principu? Byla to pouze šťastná náhoda? An-tropický princip se zdá být záchranou v zoufalství a zároveňpopřením našich nadějí na porozumění vnitřní harmonii ves-míru.

Abychom zjistili, jak vesmír svou existenci započal, potře-bujeme zákony, které by platily v počátku času. Pokud byklasická obecná teorie relativity byla v pořádku, pak by Pen-roseovy a moje věty o singularitách ukazovaly, že na počátkučasu byl bod s nekonečnou hustotou hmoty a nekonečnoukřivostí prostoročasu. Veškeré známé zákony vědy v tomtobodě přestávají platit. Snad bychom mohli předpokládat, žev singularitách platí nové zákony, ale bylo by nesmírně obtíž-né je formulovat v tak špatně se chovajících bodech a pozo-rování by nám nijak nenapověděla, jak mají zákony vypadat.Co však tvrzení o singularitách nesporně dokazují, je skuteč-nost, že gravitační pole nabývá takové intenzity, že se kvan-tové jevy stávají důležitými: klasická teorie už není dobrýmpopisem kosmu. K popisu raných období vesmíru je nutnákvantová teorie gravitace. Přesvědčíme se, že obvyklé záko-ny kvantové fyziky platí nejspíš všude včetně počátku času.Není tedy nutné zavádět nové zákony pro singularity, proto-že y kvantové teorii možná žádné singularity nejsou.

Úplnou a bezespornou teorii spojující kvantovou mechani-ku s gravitací dosud neznáme. Známe však řadu rysů, kterýmiby se sjednocená teorie měla vyznačovat. Předpokládáme, žebude umožňovat Feynmanovu formulaci kvantové mechani-ky v řeči součtů přes historie. Při tomto přístupu, jak už jsmeřekli, nepřísluší částici jediná historie, jako je tomu v klasickéfyzice. Namísto toho prochází prostoročasem všemi možný-mi cestami a s každou z nich je sdružena řada čísel reprezen-tujících rozměr vlny, polohu v cyklu a další vlastnosti. Prav-děpodobnost, že částice projde řekněme určitým bodem, na-lezneme sečtením vln příslušných všem možným historiím,které tento bod protínají. Jestliže se však skutečně začnemesnažit tyto součty počítat, brzy se dostaneme do nepřekona-telných obtíží technického rázu. Jedinou nadějí, jak je obejít,

132

se zdá být následující neobvyklý postup: je třeba přejít odsčítání částicových vln v „reálném" čase, v němž vy i já žije-me, k součtům v takzvaném imaginárním čase. Imaginární čas— to zní skoro jako science fiction, nicméně se jedná o mate-maticky přesně definovaný pojem.

Vezmete-li libovolné obyčejné (neboli „reálné") číslo a vy-násobíte je sebou samým, bude výsledkem vždy číslo kladné.(Například 2 krát 2 jsou 4, ale také -2 krát -2 jsou opět 4.)Známe však speciální čísla (říkáme jim imaginární), která vy-násobena sama sebou dávají číslo záporné. (Základní z nich,které označujeme i, dává po vynásobení sama sebou -l, takžepotom 2í krát 2i jsou -4 atd.) Použijeme-li při výpočtechFeynmanových součtů přes historie imaginární čas, technicképroblémy se zmenší. Jinými slovy — pro účely výpočtu je tře-ba měřit čas v imaginárních jednotkách namísto reálných. Tose zajímavě promítne v popisu prostoročasu: rozdíl mezi ča-sem a prostorem z rovnic úplně zmizí. Prostoročasu, v němžmají události imaginární časovou souřadnici, se říká euklei-dovský, podle starověkého řeckého filozofa Eukleida, zakla-datele geometrie dvourozměrných ploch. Náš eukleidovskýprostoročas má obdobné vlastnosti až na počet rozměrů:jsou čtyři namísto dvou. V eukleidovském prostoročasu sečasový směr neodlišuje od prostorových směrů. Na druhéstraně v reálném prostoročasu, kde jsou události označenyobyčejnými reálnými hodnotami časové souřadnice, je snad-né rozdíl nalézt — časový směr leží vždy uvnitř světelnéhokuželu, zatímco prostorové směry míří vně. V každém přípa-dě, pokud se týče obvyklé formulace kvantové mechanikybez gravitace, můžeme imaginární čas a eukleidovský prosto-ročas považovat za pouhé matematické pomůcky nebo triky,které umožňují vypočítat odpovědi o skutečném prostoroča-su.

Druhou vlastností, o které se domníváme, že musí být sou-částí každé konečné teorie, je možnost popisu gravitačníhopole v rámci Einsteinova pojetí zakřiveného prostoročasu:padající částice se pohybují po nejpřímější dráze, ale poně-vadž prostoročas není plochý, jeví se nám jejich dráha zakři-vená, jako by na částice působily gravitační síly. Použijeme-liFeynmanovo sčítání přes historie na Einsteinův obraz gravi-

133

táce, bude nyní obdobou částicové historie celý zakřivenýprostoročas, reprezentující historii veškerého vesmíru. Chce-me-li se vyhnout technickým potížím při skutečném vyčíslo-vání součtů, musíme brát tyto zakřivené prostoročasy jakoeukleidovské. To znamená, že čas je v nich imaginární, neroz-lišitelný od prostorových směrů. Abychom vypočetli pravdě-podobnost nalezení reálného prostoročasu s určitými vlast-nostmi, například takového, který vypadá stejně ve všechbodech a všech směrech, sčítáme vlny spojené s historiemivykazujícími právě tyto vlastnosti.

V nekvantové obecné relativitě můžeme nalézt mnoho růz-ných zakřivených prostoročasů, které odpovídají rozdílnýmvýchozím stavům vesmíru. Kdybychom znali počáteční stav,znali bychom celý jeho vývoj. Podobně i v kvantové teoriigravitace vystupuje mnoho rozličných kvantových stavů ves-míru. Kdyby se podařilo zjistit, jak se chovaly rané euklei-dovské zakřivené prostoročasy v součtech přes historie, moh-li bychom určit kvantový stav vesmíru.

V klasické teorii gravitace, založené na reálném prostoro-času, připadají v úvahu pouze dvě cesty, jimiž se vesmír můžeubírat: buďto už existuje po nekonečný časový interval, neboměl někdy v minulosti počátek v singularitě. V kvantové teo-rii se otevírá ještě třetí možnost. Protože používáme euklei-dovské prostoročasy, v nichž je časový směr na stejné úrovnis prostorovými směry, může mít prostoročas konečný rozsah,a přesto nemusí obsahovat singularity, které by představova-ly jeho okraj či hranici. Povrch Země má také konečnou veli-kost, a přesto je bez jakékoli hranice: budete-li cestovat neu-stále západním směrem, nespadnete z okraje ani neskončítev singularitě.

Pokud by eukleidovský prostoročas pokračoval zpět donekonečných hodnot imaginárního času nebo kdyby imagi-nární čas začínal v singularitě, narazili bychom při určovánípočátečních podmínek na stejné problémy jako v klasické te-orii: Bůh by snad věděl, jak vesmír začal, ale my bychom ne-byli schopni nalézt žádný důvod, proč to bylo právě tím jed-ním způsobem, a ne žádným jiným. Kvantová teorie naznaču-je možnost, že žádná prostoročasová hranice neexistuje,a tím odpadá nutnost specifikovat na ní chování vesmíru.

134

Žádná singularita, ve které by zákony vědy přestávaly platit,se v tom případě neobjevuje, neexistuje zde žádný okraj, naněmž bychom se museli odvolávat na Boha nebo neznámézákony ke stanovení okrajových podmínek prostoročasu. Da-lo by se říci, že hraniční podmínkou vesmíru je, že žádnouhranici nemá. Vesmír je zcela úplný a na vnějšku ho nic neo-vlivňuje. Ani nebyl stvořen, ani nebude zničen. Prostě JE.

Právě na té vatikánské konferenci, o níž jsem se už zmiňo-val dříve, jsem poprvé navrhl možnost, že čas společně s pro-storem tvoří plochu, jejíž rozměr je konečný, ale nemá žád-nou hranici a žádný okraj. Můj referát však byl hodně mate-matický a jeho důsledky pro roli Boha si nikdo (ani já sám)příliš neuvědomoval. V době konference jsem ještě nevěděl,jak myšlenku neexistence hranice využít k předpovědímo vesmíru. Příští léto jsem trávil na Kalifornské univerzitě vSanta Barbaře. S Jimem Hartlem jsme se zabývali podmínka-mi, které musí vesmír bez hranic splňovat. Po návratu doCambridge jsem ve výpočtech pokračoval se dvěma aspiran-ty, Julianem Luttrelem a Jonathanem Halliwellem.

Chtěl bych zdůraznit, že idea o konečnosti prostoru a časubez hranice je pouze návrhem; nelze ji vyvodit z nějakého ji-ného principu. Tak jako ostatní vědecké teorie ji můžeme za-čít rozvíjet z estetických či metafyzikálních důvodů, ale sku-tečným testem bude teprve porovnání jejích předpovědí s po-zorováním. V případě kvantové gravitace je to však ze dvoudůvodů úloha nelehká. Za prvé, jak o tom bude řeč v příštíkapitole, si dosud nejsme jisti, jak přesně skloubit obecnourelativitu a kvantovou mechaniku, i když o výsledné teorii užvíme poměrně hodně. Za druhé by každý model, který by mělpopsat celý vesmír do všech podrobností, byl matematickynezvládnutelně složitý a těžko bychom z něj odvodili nějaképředpovědi. Je proto nezbytné přistoupit ke zjednodušujícímpředpokladům a přiblížením — a i potom bude úkol vyvoditpředpovědi nadmíru ohromující a hrůzu nahánějící.

V teorii založené na Feynmanových součtech by každá his-torie měla popisovat nejenom samotný prostoročas, ale záro-veň i všechno, co je v něm obsaženo, včetně tak složitýchorganismů, jako jsou lidské bytosti, které mohou vývoj ves-míru sledovat. Zde se nabízí další podpora pro antropický

135

princip: jsou-li všechny historie možné, pak — dokud v jednéz nich existujeme — můžeme antropický princip používatk vysvětlení vzhledu vesmíru. Jaký smysl přisoudit ostatnímhistoriím, ve kterých neexistujeme, není jasné. Pohled kvanto-vé gravitace by byl mnohem uspokojivější, kdyby se podařiloukázat, že náš vesmír není pouze jednou z možných historií,nýbrž že je zároveň nejpravděpodobnější. Abychom toho do-sáhli, musíme provést součet přes všechny možné eukleidov-ské prostoročasy, které nemají hranici.*)

Z hypotézy vesmíru bez hranice jsme se tedy poučili, žešance popsat reálný vesmír je pro většinu možných historiímizivá, avšak existuje zvláštní rodina historií, které jsou mno-hem pravděpodobnější než ostatní. Tyto historie si můžemepředstavit jako zemský povrch, na němž vzdálenost od sever-ního pólu reprezentuje imaginární čas a obvod kruhu s pevnědanou vzdáleností od pólu vyjadřuje prostorovou velikostvesmíru. Model se vyvíjí ze severního pólu jakožto jedinéhobodu. Při pohybu jižním směrem se rovnoběžky prodlužují,což představuje postupnou expanzi vesmíru (obr. vpravo).Největšího rozměru dosáhne na rovníku a pak se začne smr-šťovat do jižního pólu, i když imaginární čas neustále narůstá.Ačkoli na severním a jižním pólu je rozměr vesmíru nulový,nejsou tyto body o nic většími singularitami než severní či již-ní pól na povrchu Země.

Převedena do reálného času však historie vesmíru vypadádocela jinak. Před nějakými deseti až dvaceti miliardami letměl nejmenší rozměr, který byl roven největšímu poloměru

*) Podívejme se, jak tyto otázky komentuje výše zmíněný sovětský fyzik An-drej Lindě: „Možnou odpověď dává kvantová mechanika mnoha světů, vy-pracovaná Everettem v roce 1957 ... Pochybuji však, že ji budeme schopnisprávně pochopit, aniž bychom předtím porozuměli vědomí. Sledujeme ves-mír nezúčastněně, nebo jej ,vytváříme'? Co se ve skutečnosti rozštěpuje: ves-mír, či vědomí? Může vědomí existovat ,samo o sobě' (jako prostoročas bezhmoty), nebo je arénou, ve které se prostoročas a hmota odrážejí? V jakémsmyslu si vědomí může ,vybrať vesmír, v němž žije?

Rozvoj fyziky nás dovedl k otázkám, které dosud zůstávaly mimo její rá-mec. Zdá se, že pokud chceme v jejich řešení postoupit, musíme k nim přistu-povat bez předsudků a nečekat, až se o to pokusí filozofové." (Vybráno zesborníku Tři sta let gravitace, vydaného roku 1987 u příležitosti výročí New-tonových Príncipií; pozn. překl.)

136

v historii imaginárního času. V pozdějších údobích reálnéhočasu se vesmír rozpínal podobně jako v Lindeho chaotickémmodelu (nyní však nemusíme předpokládat, že byl stvořenv nějakém správně zvoleném stavu). Expandoval do určitéhomaximálního rozměru a pak se začal smršťovat do stavu, kte-rý v reálném čase vypadá jako singularita. V tomto smyslujsme tedy odsouzeni k záhubě i v případě, že nás žádná černádíra nepohltí. Pouze kdybychom měli schopnost sledovat ves-mír v imaginárním čase, nebyly by žádné singularity.

Pokud je vesmír opravdu popsán takovýmto kvantovýmstavem, nevznikají v průběhu historie měřené imaginárnímčasem žádné singularity. Mohlo by se tedy zdát, že současnouprací popírám své dřívější výsledky. Myslím, že hlavním pří-nosem vět o singularitách byl důkaz, že gravitační pole můženatolik zesílit, že kvantové jevy nelze zanedbat. To pak vedlok myšlence vesmíru konečného v imaginárním čase, bez hra-nic a singularity. Když však přejdeme zpět k popisu pomocíreálného času, ve kterém žijeme, singularity se opět objeví.Ubohý astronaut se při pádu do černé díry nevyhne nepří-jemnému konci.

Vtírá se myšlenka, že takzvaný imaginární čas je vlastněten správný, skutečný čas, zatímco to, čemu říkáme reálnýčas, je pouze výplodem našich představ. V reálném čase ves-mír začíná a snad i končí v singularitách, které znamenajíhranici prostoročasu. Tam končí platnost vědeckých zákonů.

137

Naproti tomu v imaginárním čase singularity ani hranice ne-vystupují. Možná že je tedy imaginární čas základnější, za-tímco reálný čas je náš výmysl, který jsme vynalezli, aby námpomohl vystihnout dřívější představy o přírodě, a jenž senám přirozený pouze zdá být. Ovšem v souhlasu s přístupempopsaným v první kapitole považujeme vědeckou teorii zamatematický model, který popisuje naše pozorování; žijepouze v našich myslích. Nemá proto smyslu se ptát, který časje „reálný" a který „imaginární". Je to otázka volby nejvhod-nějšího popisu přírody.

Pomocí této hypotézy můžeme nalézt ty vlastnosti vesmí-ru, které se s největší pravděpodobností uplatňují na součas-ném stupni jeho vývoje. Například lze určit pravděpodob-nost, že v době, kdy hustota klesne na nynější hodnotu, uvidí-me, že vesmír expanduje ve všech směrech téměř stejnourychlostí. Ve zjednodušených modelech, o nichž byla dosudřeč, je tato pravděpodobnost značně velká; to znamená, ženavržená podmínka neexistence hranice vesmíru vede k před-povědi, že současná míra expanze je pravděpodobně téměřstejná ve všech směrech. Tento fakt je v souhlasu s pozorova-cími daty o mikrovlnném záření raného vesmíru, které jeprakticky všesměrové. Kdyby vesmír v některých směrechexpandoval rychleji než v jiných, byla by intenzita záření při-cházejícího z těchto směrů ovlivněna dodatečným rudým po-suvem.

Na dalších předpovědích se v současnosti pracuje. Velkýzájem se soustřeďuje na rozměr malých odchylek od stejno-rodosti, protože z nich později vznikly první galaxie, potomhvězdy a nakonec i my. Z principu neurčitosti vyplývá, ževesmír nikdy nemohl být dokonale stejnorodý, neboť vždymusely zůstat nějaké neurčitosti, fluktuace v polohách částic.Z podmínky neexistence hranice je možno odvodit, že ve sku-tečnosti musel vesmír začít s minimálním možným množ-stvím nestejnorodosti, které ještě princip neurčitosti povolu-je. Potom prošel obdobím rychlé expanze, jak to popisujíinflační modely. V tomto období se původní nehomogenityzesilovaly, až byly dostatečně velké, aby umožnily vznikstruktur, jež kolem sebe dnes vidíme. V rozpínajícím se ves-míru, jehož hustota se mění pozvolna z místa na místo, způ-

138

sobuje gravitace postupné zabrždění expanze hustších oblastía jejich smrštění. Vznik složitých struktur, které nás dnes ob-klopují, je tedy snad pochopitelný v rámci hypotézy o vešmiru bez hranic společně s principem neurčitosti z kvantovémechaniky.

Odtud vyplývají další pozoruhodné důsledky pro úlohuBoha v záležitostech vesmíru. Vzhledem k úspěchům vědec-kých teorií při popisu přírody došla většina lidí k závěru, žeBůh ponechává svět vyvíjet se podle vědeckých zákonů a ne-zasahuje, aby tyto zákony nenarušil. Zákony však neříkají,jak vesmír vypadal na počátku; zůstává na Bohu, aby rozběhlhodiny... Dokud má vesmír počátek, můžeme předpokládat,že má i Stvořitele. Je-li však vesmír uzavřen zcela sám do se-be, nemá-li hranici či okraj, potom nemá ani počátek, ani ko-nec; prostě je. Jak potom máme chápat úlohu Stvořitele vše-homíra?

ŠIPKA ČASU

V předchozích kapitolách jsme si všímali, jak se pojem ča-su v průběhu staletí vyvíjel a proměňoval. Až do počátku na-šeho století byli lidé přesvědčeni o jeho absolutním charakte-ru. Každou událost bylo možné jednoznačným způsobem oz-načit číslem zvaným „čas" a pozorovatelé, používající dob-rých hodin, se shodli na délce intervalů mezi jednotlivýmiudálostmi. Avšak to, že se rychlost světla jeví všem pozoro-vatelům stejná, si vynucuje přijmout vztahy teorie relativity— a v té se musíme jednoznačného absolutního času vzdát.Namísto něj přísluší každému pozorovateli jeho vlastní míračasu odečítaného na hodinách, které si s sebou nese; hodinyrůzných pozorovatelů se rozcházejí a jejich údaje už nemuse-jí navzájem souhlasit. Pojem času je více osobní, vztaženýk tomu, kdo jej měří.

Pokus o sjednocení gravitace s kvantovou mechanikou náspřivedl k myšlence „imaginárního času", jehož vlastnosti jsoushodné s vlastnostmi prostorových směrů. Můžeme-li jít poZemi k severu, můžeme se také obrátit a vydat se k jihu. Stej-ně je tomu s imaginárním časem: jestliže se v něm můžemepohybovat kupředu, měli bychom také být schopni vydat sesměrem zpátečním. V imaginárním čase není mezi směremvpřed a vzad podstatný rozdíl. Na druhé straně všichni dobřevíme, že v „reálném" čase panuje mezi oběma směry zásadníodlišnost. Kde vlastně pramení rozdíl mezi minulostí a bu-doucností? Proč si pamatujeme události minulé, a ne budou-cí?

Zákony vědy nedělají žádný rozdíl mezi minulostí a bu-doucností. (Přesněji jsme to vyjádřili v páté kapitole: vědeckézákony se nemění při provedení tří současných operací, sy-metrií C, P a T, kde C znamená záměnu částic antičásticemi, Pje zrcadlení — záměna levé ruky za pravou, a T označuje

140

otočení směru pohybu všech částic, což má stejný výsledek,jako když začneme pohyb sledovat v čase pozpátku.) Za nor-málních okolností jsou zákony vědy, které řídí pohyb hmoty,neměnné také při samostatných operacích C a P. Jinými slovy_ život by se odvíjel stejným způsobem pro pozorovatele nacizí planetě, kteří by byli naším zrcadlovým obrazem a byliby celí z antihmoty.

jestliže se za všech obvyklých okolností zákony nemění přioperacích C a P a — jak víme — ani při současné záměněCPT, musí být neměnné rovněž vůči samotné operaci T. Přes-to v běžném životě přetrvává velký rozdíl mezi pohybem do-předu a zpětným pohybem v reálném čase. Představte si tře-ba šálek vody, který spadne ze stolu na podlahu a rozbije se.Zaznamenáte-li pád na film, snadno při promítání rozhodne-te, zda film běží dopředu či nazpět. Při promítání v obráce-ném směru totiž uvidíte, jak se střepy na zemi spojují a celýšálek pak vyskakuje na stůl. Takto se hrnky nikdy nechovají;kdyby tomu tak bylo, přišly by továrny na nádobí o práci.

Chování šálků i všeho ostatního v našem světě se obvyklevysvětluje tím, že samovolné spojování rozbitých hrnečků jev rozporu s druhou větou termodynamickou. Podle ní v kaž-dém uzavřeném systému neuspořádanost či entropie s časemvždy vzrůstá. Jde o jistou modifikaci Murphyho zákona, ževěci tvrdošíjně spějí k horšímu konci. Neporušený šálek nastole představuje vysoce uspořádaný stav, ale když leží roz-tříštěný na zemi, je to stav neuspořádaný. Z celkového množ-ství všech možných stavů částic, které tvoří šálek, je neuspo-řádaných stavů naprostá většina; uspořádaný stav je protovelmi nepravděpodobný — má nízkou entropii. Od celéhošálku k rozbitému se dostaneme okamžitě, ale obráceně totak snadné není.

Nárůst neuspořádanosti s časem je příkladem toho, čemuříkáme šipka času — rozlišuje minulost od budoucnosti, urču-je směr času. Můžeme rozlišit přinejmenším tři různé šipkyřasu. Kromě termodynamické šipky času, v jejímž směru na-růstá neuspořádanost, existuje psychologická šipka času,směr daný tím, že si pamatujeme minulost, ne však budouc-nost. Je zde také kosmologická šipka času, která je definova-la směrem, v němž se vesmír rozpíná.

141

V této kapitole bych chtěl shrnout argumenty, podle kte-rých může podmínka neexistence hranice vesmíru společněse slabým antropickým principem vysvětlit, proč všechny třišipky míří v jednom směru, a navíc proč smysluplná šipka ča-su vůbec existuje. Povšimneme si, že psychologická šipka jepatrně určena termodynamickou šipkou a že obě mají nutnětýž směr. Předpokládáme-li neexistenci hranice vesmíru, zjis-tíme, že musí existovat dobře definovaná termodynamickáa kosmologická šipka času, ale jejich směry nesouhlasí po ce-lou historii vesmíru. Zdá se, že pouze v období rozpínání, kdyjsou jejich směry souhlasné, vznikají vhodné podmínky provývoj rozumných bytostí.

Nejprve se věnujme termodynamické šipce času. Druhátermodynamická věta je důsledkem skutečnosti, že neuspořá-daných stavů je mnohem více než těch uspořádaných. Vez-měme například hlavolam v podobě skládačky z mnoha dílů.Pouze jediná poloha nám dá úplný obrázek, zatímco přivšech ostatních jsou díly neurovnané a nedávají smysl.

Představme si, že z nějakého důvodu je systém na počátkusvého vývoje v jednom z mála uspořádaných stavů. S postu-pem času se systém vyvíjí v souhlasu se zákony vědy a jehostav se mění. V následujících okamžicích se s největší pravdě-podobností dostane do některého z neuspořádaných stavů,jejichž počet převyšuje počet stavů uspořádaných. V systému,jehož počáteční podmínky vyjadřují vysokou uspořádanost,má neuspořádanost sklon narůstat.

Nechť jsou tedy kousky skládačky v uspořádaném stavusloženy v nějaké krabici a tvoří obrázek. Jestliže krabicí za-třepete, díly se posunou a původní obraz patrně zanikne. Ně-které části možná zůstanou zachovány, ale čím více krabicítřepete, tím je pravděpodobnější, že i ty se rozpadnou a jed-notlivé kousky se docela pomíchají. Jestliže se tedy obrazeczačal vyvíjet ze stavu s vysokou uspořádaností, bude se jehoneuspořádanost zvětšovat.

Připusťme na chvíli, že Bůh rozhodl, že vesmír má ve velmiuspořádaném stavu skončit, ale přitom nezáleží na tom, z ja-kého stavu vyšel. V tom případě bude zpočátku nejspíš v ně-kterém z neuspořádaných stavů. To znamená, že by neuspo-řádanost měla postupně klesat. Viděli bychom střepy, jak se

142

skládají dohromady a vyskakují nám na stoly v podobějirnků. Lidé by žili ve vesmíru s klesající neuspořádaností.Domnívám se, že jejich psychologická šipka času by mířilaobráceně než směr kosmického vývoje. To znamená, že by sipamatovali budoucí události, ne však události, které se ode-hrály v jejich minulosti. Nad roztříštěným šálkem by si pama-tovali, jak byl na stole, ale když pak je šálek na stole, nepa-matovali by si ho rozbitý.

Je obtížné hovořit o lidské paměti, když nerozumíme přes-ně všem funkcím mozku. Známe však do podrobností, jakpracuje paměť počítačů. Podívejme se proto nejprve na je-jich psychologickou šipku. Myslím, že je odůvodněné předpo-kládat, že šipky času lidí i počítačů mají souhlasný směr. Kdy-by tomu tak nebylo, mohli by někteří šikovní makléři neoby-čejně úspěšně podnikat na burze s pomocí počítače, v jehožpaměti by byly uloženy zítřejší ceny.

Počítačová paměť je v principu složena z velkého množ-ství prvků, které se mohou nacházet ve dvou stavech. Jedno-duchým příkladem takové paměti je dětské počitadlo. Bývávyrobeno z několika drátů a na každém drátu jsou navlečenékorálky, které lze přesouvat z jednoho konce na druhý. Dej-me tomu, že korálky jsou zpočátku rozmístěny náhodně. Po-té, co se paměť dostane do interakce se systémem, jehož stavsi má zapamatovat, ustálí se její prvky v jednom z možnýchstavů v závislosti na stavu systému. Paměť tím přejde z neu-spořádaného stavu do stavu uspořádaného. Před záznamemdalší informace se předchozí obsah paměti musí zase vyma-zat K překlápění paměťových prvků do správné polohy jevšak třeba vynaložit určité množství energie (k posunutí ko-rálku nebo k napájení počítače, abychom uvedli konkrétnípříklad). Část této energie se rozptýlí v podobě tepla a zvýšíneuspořádanost okolního vesmíru. Lze ukázat, že tento přírů-stek neuspořádanosti vždy převáží nad nárůstem uspořáda-nosti samotné paměti. V důsledku toho teplo, které běhemzáznamu do paměti vyhání větrák z počítače ven, způsobuje,& se míra neuspořádanosti vesmíru neustále zvyšuje. SměrČasu, podle něhož počítače zaznamenávají údaje, souhlasí sesměrem, v němž neuspořádanosti přibývá.

Myslím, že náš subjektivní pojem času, psychologická šip-

k143

ka času, je v lidském mozku rovněž určen termodynamickoušipkou. Tak jako počítače si pamatujeme události v pořadídaném narůstající entropií. Tím se ovšem stává druhá větatermodynamická téměř trivialitou: neuspořádanost vzrůstás časem proto, že čas měříme právě ve směru narůstající neu-spořádanosti.

Proč by však termodynamická šipka času měla vlastněexistovat? Nebo jinými slovy — proč by měl být vesmír vestavu vysoké uspořádanosti na jednom konci času, na tomkonci, jemuž říkáme minulost? Proč není trvale ve stavu na-prosté neuspořádanosti? Vždyť by se to nakonec mohlo zdátnejpravděpodobnější. A proč je směr času, ve kterém vzrůstáneuspořádanost, totožný se směrem, v němž se rozpíná ves-mír?

V klasické obecné teorii relativity nelze říci, jak vesmír za-čal, protože platnost všech známých vědeckých zákonů končív singularitě velkého třesku. Vesmír mohl začít ve velmi hlad-kém a uspořádaném stavu, čímž by byla splněna podmínkapro existenci dobře definované termodynamické i kosmolo-gické šipky času tak, jak to pozorujeme. Ale stejně dobřemohl vesmír začít i v nestejnorodém, hrudkovitém stavu.V tom případě by se nacházel ve stavu úplné neuspořádano-sti hned na počátku rozpínání, takže by neuspořádanost ne-mohla dále narůstat. Buď by se neuspořádanost neměnila —v tom případě by dobře definovaná termodynamická šipkačasu neexistovala, nebo by dokonce klesala — a pak by ter-modynamická šipka času směřovala opačně než šipka kos-mologická. Ani jedna z těchto možností nesouhlasí s našimizkušenostmi. Ovšem klasická relativita, jak už jsme o tom ho-vořili, předpovídá svůj vlastní konec. Když nadměrně vzrostekřivost prostoročasu, kvantové jevy se stanou nezanedbatel-nými a klasická teorie přestane být dobrým popisem přírody.Abychom pochopili počátek vesmíru, potřebujeme naléztkvantovou teorii gravitace.

V kvantové teorii gravitace, o níž jsme hovořili v předcho-zí kapitole, je k úplnému určení stavu vesmíru nutno vědět,jak se chovají jeho možné historie na okraji prostoročasu.Této povinnosti popsat, co neznáme a znát nemůžeme, bude-me zbaveni v případě, že historie splní podmínku o neexisten-

144

ei hranice: pak budou mít historie konečný rozsah, bez okrajů8 singularit. Pouze v tom případě může být počátek času ne-sjngulárním bodem prostoročasu, který počal svůj vývoj vevelmi hladkém a stejnorodém stavu. Úplně stejnorodý všakvesmír také být nemohl; v tom případě by byl porušen prin-cip neurčitosti z kvantové mechaniky. Musely být přítomnymalé nerovnoměrnosti v hustotě i rychlosti částic.

Vesmír započal svou existenci zrychleným „inflačním" roz-pínáním, během něhož mnohonásobně zvětšil svůj rozměr.V průběhu této expanze zůstávaly hustotní fluktuace nepatr-né, ale později začaly bytnět. Oblasti, v nichž gravitační při-tažlivost nadbytečné hmoty převládla, se staly zárodky poz-dějších galaxií, hvězd a tvorů, jako jsme my. V okamžikuzrození byl vesmír hladký a uspořádaný, ale časem se přemě-nil na hrudkovitý, žmolkovitý a nestejnorodý. Tím si vysvět-lujeme existenci termodynamické šipky času.

Co by se stalo, kdyby se vesmír přestal rozpínat a nastalosmršťování? Obrátila by se termodynamická šipka a začalaby se neuspořádanost zmenšovat? Lidé, kteří by přežili z ob-dobí expanze, by se dostali do nejfantastičtějších situací.Obavy ze zpětného kolapsu vesmíru se mohou zdát poněkudakademické; v dalších deseti miliardách let k tomu jistě ne-dojde. Existuje však rychlejší cesta, jak zjistit, co se přihodí:skok do černé díry. Kolaps hvězdy vedoucí ke vzniku černédíry se totiž v mnohém podobá pozdnímu údobí v kolapsucelého vesmíru. Chování astronautových přístrojů i funkce je-ho těla jsou určeny situací v minulé singularitě (při velkémtřesku), z níž se současný vesmír vyvinul, a v budoucí singula-ritě (při velkém krachu v případě smrštění vesmíru, nebov singularitě pod horizontem událostí, pokud máme na myslipád do černé díry). Má-li neuspořádanost v této fázi kosmic-kého vývoje klesat, můžeme očekávat, že se bude snižovati v černých dírách. Astronaut padající do černé díry by možnámohl být schopen vyhrát v ruletě tím, že si ještě před vsaze-ním peněz zapamatuje, kam kulička spadne. Naneštěstí sivšak dlouho nezahraje a záhy jej gravitace natáhne, rozdrtía zahubí. Nebude nám také schopen podat zprávu o otočenísvé termodynamické šipky ani spočítat svou výhru, poněvadžuž zůstane uvězněn pod horizontem událostí černé díry.

145

A

Zprvu jsem předpokládal, že neuspořádanost vesmíru bě-hem smršťování klesá. Vedla mne k tomu domněnka, že sevesmír musí vrátit do hladkého a uspořádaného stavu v době,kdy se stane zase malým. To by znamenalo, že fáze smršťová-ní je vlastně velmi podobná časově převrácené expanzi. Lidéby v období kontrakce prožívali své životy pozpátku: zemřeliby dříve, než by se narodili, a s postupujícím smršťováním byse omlazovali.

Ta myšlenka mě přitahovala, protože vyjadřuje hezkousouměrnost mezi obdobím rozpínání a smršťování. Ale to sa-mozřejmě k jejímu přijetí nestačí. Především je třeba vyjas-nit, jaký má vztah k ostatním poznatkům o vesmíru. Jednaz otázek zní: Je to důsledek podmínky neexistence hranicevesmíru, či je s ní naopak v protikladu? Jak už jsem řekl, zpo-čátku jsem si myslil, že z neexistence hranice přímo vyplývá,že neuspořádanost v průběhu smršťování klesá. Částečná po-dobnost se zemským povrchem mě v tomto případě zavedlanesprávným směrem: pokud počátku vesmíru odpovídal se-verní pól, potom by jeho konec měl být obdobou počátku,tak jako se jižní pól podobá severnímu. Jenomže severnía jižní pól můžeme srovnávat s počátkem a koncem vesmíru,sledujeme-li je v imaginárním čase. V reálném čase se mohouzásadně lišit. Také jsem se nechal poněkud unést svou pracío jednom jednoduchém modelu vesmíru, u něhož fáze kolap-su vypadala jako časově obrácené období expanze. Nicméněmůj kolega Don Page z Pensylvánské státní univerzity uká-zal, že podmínka neexistence hranice nevyžaduje nezbytně,aby období smršťování bylo časově obrácenou fází rozpínání.Potom jeden z mých studentů, Raymond Laflamme, zkoumaltrochu složitější kosmologický model a zjistil, že v něm ko-laps probíhá velmi odlišně od expanze. Uvědomil jsem si, žejsem se mýlil; i při neexistenci hranice se bude neuspořáda-nost zvětšovat jak v průběhu rozpínání, tak během smršťová-ní. Termodynamická a psychologická šipka času se neobrátíani při zpětném kolapsu vesmíru, ani uvnitř černé díry.

Jak se má člověk zachovat, když zjistí, že udělal podobnouchybu, jako byla tato? Někteří lidé nikdy nepřipustí, že nema-jí pravdu, a pokračují v hledání dalších, mnohdy protichůd-ných argumentů ve prospěch svého stanoviska. Do takové

146

pozice se dostal třeba Eddington, když soustavně odmítalmožnost existence černých děr. Jiní naopak tvrdí, že nespráv-ný pohled ve skutečnosti nikdy nepodporovali, a pokud snadano, pak to bylo jenom proto, aby dokázali jeho neudržitel-nost. Zdá se mi však méně matoucí a mnohem poctivější,když člověk jasně přizná, že chyboval. Příkladem v tom můžebýt sám Einstein: kosmologickou konstantu, kterou zavedl,když se pokoušel sestavit model statického vesmíru, neváhalpozději nazvat největší chybou svého vědeckého života.

Ale abychom se vrátili k šipce času. Zbývá nám ještě zod-povědět otázku, proč termodynamická a kosmologická šipkačasu míří jedním směrem. Nebo jinak — proč neuspořáda-nost vzrůstá ve stejném časovém směru, v jakém docházík rozpínání vesmíru? Věříme-li, že rozpínání přejde jednouve smršťování, což se zdá být důsledkem neexistence hranicevesmíru, je otázkou, proč bychom měli žít právě v obdobírozpínání, a nikoli smršťování.

Zodpovědět tuto otázku můžeme na základě slabého an-tropického principu. Ve fázi smršťování nejsou vhodné pod-mínky pro existenci rozumných bytostí, které by se mohlyzajímat o souvislost mezi rozpínáním kosmu a časovým smě-rem, v němž narůstá neuspořádanost. Inflace v raných vývo-jových etapách vesmíru, jež při podmínce neexistence hrani-ce mohla nastat, znamená, že se vesmír musí rozpínat téměřpřesně kritickou rychlostí, která jen taktak zabraňuje zpětné-mu kolapsu. Fáze smršťování proto nastane až po velicedlouhé době. Mezitím všechny hvězdy vyhasnou a protony aneutrony se v nich patrně rozpadnou na lehké částice a záře-ní. Vesmír se dostane do stavu téměř naprosté neuspořádano-sti. Nebude už žádná jednoznačná termodynamická šipka ča-su. Neuspořádanost se nebude moci zvětšovat, poněvadž užbude téměř maximální. Ovšem jednoznačná termodynamickášipka je pro inteligentní život nezbytná. K přežití musejí lid-ské bytosti přijímat stravu, což je také uspořádaná podobaenergie. Přeměňují ji na teplo, a to naopak představuje neu-spořádanou formu. Inteligentní život by tedy nebyl možnýv období smršťování vesmíru. Zde je vysvětlení, proč vidímetermodynamickou a kosmologickou šipku mířit stejným smě-rem. Není tomu tak proto, že by expanze byla příčinou vzrůs-

147

tající neuspořádanosti. Spíše lze říci, že podmínka neexisten-ce hranic vesmíru zajišťuje dostatečný růst neuspořádanostia další předpoklady vzniku inteligentních bytostí pouzev průběhu rozpínání.*)

Shrňme tedy, že známé zákony vědy v podstatě nerozlišujímezi směrem vpřed a vzad v čase. Nicméně existují šipky ča-su, které jsou schopny rozlišit minulost od budoucnosti. Patřík nim termodynamická šipka — směr narůstající neuspořáda-nosti, psychologická šipka — směr času, v němž si pamatuje-me minulost a neznáme budoucnost, a konečně kosmologickášipka — směr času, v němž se rozpíná vesmír. Poznali jsme,že psychologická šipka by měla souhlasit s termodynamickoušipkou, takže obě ukazují jedním směrem. Podmínka neexis-tence hranice vesmíru zajišťuje dobře definovanou termody-namickou Šipku času, protože vesmír musí vyjít z hladkéhoa uspořádaného stavu. A důvod, proč vidíme termodynamic-kou šipku směřovat v jednom směru s kosmologickou šipkou,tkví v tom, že inteligentní bytosti mohou existovat pouze vefázi rozpínání. Období smršťování vhodné není, nemá totižžádnou jasnou termodynamickou šipku času.

Pokrok lidského rodu v chápání vesmíru vytvořil nepatrnýuspořádaný kout v narůstající neuspořádanosti vesmíru. Za-pamatujete-li si každé slovo z této knihy, bude vaše paměťobsahovat asi dva milióny informací — uspořádanost vašehomozku vzroste o dva milióny základních jednotek informace.Ovšem při čtení knihy přeměníte přinejmenším tisíc kaloriíuspořádané energie v podobě jídla na neuspořádanou tepel-

*) Otázky vážící se k šipce času, přestože po staletí dráždí a provokují lidik hlubokým úvahám, patří dodnes k otevřeným problémům. Těžko bychomněkterý z přístupů mohli jednoznačně vydělit jako standardní. Mnozí fyziko-vé (včetně často zmiňovaného Rogera Penrose) se dnes přiklánějí k názoru,že nepostačí vhodně upravit gravitační teorii tak, aby byla slučitelná s kvan-tovou mechanikou, nýbrž že si sjednocování vynutí i změny ve výkladu kvan-tového světa; nevystačíme se známými postupy kvantové mechaniky (kterése zdají být časově symetrické), propojenými s obvyklou obecnou relativitou(která časově symetrická je). Snad mají všechna měření vštípenu časovou ne-souměrnost, k jejímuž objevení nás důsledná kvantová teorie gravitace do-vede. Tou by pak mohla být vysvětlena časová nesouměrnost přírody, kteroudosud fyzika popisuje pomocí druhé věty termodynamické. (Pozn. překl.)

148

nou energii, kterou proudící vzduch odnese do okolí. Tím seneuspořádanost vesmíru zvýší asi o l O25 jednotek — neboli1019krát víc, než vzroste uspořádanost vašeho mozku (a tov případě, že si z knihy zapamatujete všechno). V další kapi-tole se pokusím zvýšit uspořádanost v nás úvahami o tom,jak se lidé snaží propojit částečné vědecké teorie a sestavitz nich úplnou sjednocenou teorii, pokrývající celý vesmír.

10.SJEDNOCENÍ FYZIKY

V první kapitole jsme poznali, jak velmi nesnadné by bylovytvoření úplné a sjednocené teorie všeho ve vesmíru naráz,v jediném kroku. Proto postupujeme cestou částečných teorii,které vysvětlují omezený okruh jevů a ostatní zanedbávajínebo popisují jenom přibližně pomocí vhodně zvolených čí-sel, parametrů. Kupříkladu v chemii počítáme výsledky vzá-jemných reakcí mezi atomy, aniž k tomu potřebujeme znátvnitřní strukturu jejich jader. Přesto doufáme, že jednou do-spějeme k úplné, logické a sjednocené teorii, která v sobě za-hrne všechny částečné teorie jako jisté přiblížení skutečnosti.Neměla by přitom obsahovat žádné neurčené parametry, je-jichž hodnoty je třeba přizpůsobovat tak, abychom dosáhlishody teorie s pozorováním a s pokusy. Nalezení takové teo-rie by znamenalo „sjednocení fyziky". Einstein věnoval větši-nu svých pozdějších let neúspěšnému hledání sjednocené teo-rie. Doba tehdy ještě nedozrála; podařilo se už sice objevitčástečné teorie gravitace a elektromagnetismu, ale jenommálo bylo známo o jaderných silách. Einstein navíc odmítaluvěřit v reálnost kvantové mechaniky, přestože při jejím vý-voji sehrál důležitou úlohu. Dnes se zdá, že princip neurčitostipatří k základním vlastnostem vesmíru, v němž žijeme. Doúspěšné sjednocené teorie proto musí být tento princip začle-něn.

Vyhlídky na objevení takové teorie jsou dnes mnohem lep-ší než kdykoli předtím, poněvadž jsme už získali mnoho po-znatků o vesmíru. Musíme se však mít na pozoru před přemí-rou sebedůvěry; dosud byly naše naděje vždy plané. Ještě nazačátku tohoto století se lidé domnívali, že se všechny jevyzdaří objasnit v rámci koncepce spojitě rozložené hmoty.Objev atomové struktury a principu neurčitosti učinil těmtonadějím rázný konec. A historie se opakovala. V roce 1928

150

řekl teoretický fyzik a nositel Nobelovy ceny Max Born sku-pině návštěvníků univerzity v Góttingenu: „Fyzika, jak ji zná-me, bude během šesti měsíců dokončena." Svou jistotu opíralo nedávný Diracův objev rovaiee, která popisuje elektron.Vědci se domnívali, že podobnou rovnici bude možno sesta-vit i k popisu protonu, a tím by byly vyčerpány všechny tehdyznámé druhy částic. To by v podstatě znamenalo konec teo-retické fyziky. Objev neutronu a jaderných sil postavil i Bor-novu předpověď na hlavu. Přestože jsem si toho všeho vě-dom, věřím, že máme všechny důvody být mírně optimističtí,pokud jde o brzký konec hledání konečných zákonů přírody.

Dosud jsme se zabývali částečnými teoriemi: obecnou rela-tivitou, která popisuje gravitaci, a teoriemi slabé, silné a elek-tromagnetické síly. Poslední tři jmenované interakce lze spo-jit v teoriích velkého sjednocení do jediné. Teorie velkéhosjednocení nás však nemohou plně uspokojit, protože neza-hrnují gravitaci a obsahují řadu veličin (například hmotnosti

_některých částic), které nelze z teorie odvodit; musíme je sta-novit v souhlasu s výsledky experimentů. Největší obtíží, s nížse střetáváme při pokusech o sjednocení gravitace s ostatní-mi silami, je skutečnost, že obecná relativita je „klasickou" te-orií. To znamená, že do ní nevstupuje princip neurčitostiz kvantové mechaniky. Naproti tomu ostatní částečné teoriejsou ve své podstatě kvantové. Prvním nezbytným krokem jetedy propojení obecné relativity s principem neurčitosti. Vi-děli jsme už některé pozoruhodné důsledky, k nimž takovéspojení směřuje — černé díry nejsou černé, vesmír neobsahu-je singularity a je do sebe zcela uzavřen, bez hranice. Určitounejasnost působí fakt, že i „prázdný" prostor podle kvantovéteorie vyplňují dvojice virtuálních částic a antičástic, jak jsmesi říkali v sedmé kapitole. Zdá se, že by v těchto párech melobýt skryto nekonečné množství energie, a podle Einsteinovyrovnice E= mc2 by také celková hmotnost měla být nekoneč-ná. Gravitační přitahování této hmoty by zakřivilo vesmír donekonečně malého rozměru.

Podobná zdánlivě absurdní nekonečna se vyskytují rovněžv ostatních částečných teoriích. V rámci těchto teorií je všakznám přesně definovaný postup zvaný renormalizace, při kte-rém se zavádějí nové veličiny, umožňující nekonečné veličiny

151

z popisu odstranit a obdržet správné výsledky. I když jez matematického hlediska tato technika poněkud nejistá,v praxi se osvědčuje velmi dobře a upravené teorie dávajípředpovědi, které neobyčejně přesně souhlasí s výsledky vě-deckých experimentů. Pokud ovšem jde o úplnost teorie, majírenormalizace vážnou závadu, protože skutečné hmotnostičástic a velikosti sil nelze z teorie předpovědět. Nezbývá nežje určit měřením.

Při pokusech o včlenění principu neurčitosti do obecné re-lativity máme jenom dvě veličiny, jejichž velikost lze přizpů-sobit: sílu gravitace a kosmologickou konstantu. Ty však ne-postačují k odstranění všech nekonečných hodnot. Výsled-kem je tedy teorie, která — jak se zdá — předpovídá, žeurčité veličiny, jako je například křivost prostoročasu, jsouvskutku nekonečné. Přesto je můžeme měřit a víme, že jsounepochybně konečné. Tento problém byl očekáván už delšídobu a podrobné výpočty ho potvrdily v roce 1972. Čtyři ro-ky nato se objevilo možné východisko — teorie „supergravi-

152

táce". Hlavní myšlenka spočívá ve vhodném zkombinováníčástic se spinem 2, zvaných gravitony, s dalšími novými části-cemi, jejichž spin by byl 3/2, 1,«U2 a 0. Teorie supergravitacechápe všechny tyto částice jako různé projevy jediné „super-částice", a tím sjednocuje látkové částice se spinem 1/2 a 3/2se silovými částicemi, které mohou mít spin O, l nebo 2. Ener-gie virtuálních párů částice —antičástice se spinem 1/2 a 3/2je podle teorie záporná a vyrovnává kladnou energii obsaže-nou ve virturálních párech se spinem O, l a 2. Tím se vyloučířada možných nekonečen, nicméně podezření, že se některénekonečné veličiny odstranit nepodaří, přetrvává i nadále.Výpočty, které by to s jistotou prokázaly, jsou natolik složité,že se do nich nikomu nechce. Bylo vyčísleno, že i s použitímpočítačů by trvaly víc než čtyři roky, a patrně by nezůstalybez chyb. Jistotu, že výpočty jsou správné, bychom získali je-

nom tehdy, kdyby je někdo další zopakoval a obdržel stejnouodpověď, což nevypadá příliš pravděpodobně.

Přes tyto nesnáze a navzdory tomu, že se vlastnosti částicv teorii supergravitace nezdály shodné s vlastnostmi pozoro-vaných částic, většina vědců věřila, že supergravitace je tousprávnou odpovědí na problémy sjednocování fyziky. Byla tonejnadějnější cesta ke spojení gravitace s ostatními silami.V roce 1984 však nastal prudký zvrat názorů ve prospěchtakzvaných strunových teorií. Podle těchto teorií nejsou zá-kladními objekty částice, které by zaujímaly bod v prostoru,nýbrž objekty mající jeden rozměr — délku. Něco jako neko-nečně tenké struny. Tyto struny mohou být ukončené (tak-zvané otevřené struny, obr. na str. 152 vlevo), nebo mohoumít konce spojené do smyčky (uzavřené struny, obr. na str.152 vpravo). Bodová částice se v každém časovém okamžiku

nachází v jedipém místě prostoru. Její historii tedy můžemeznázornit křivkou v prostoročasu, „světočárou". Naproti to-mu struna zabírá křivku v prostoru, a její prostoročasovouhistorii tedy tvoří dvourozměrná plocha — „světoplocha".Každý bod na světoploše je určen dvěma čísly: jedno udáváčas a druhé polohu bodu na struně. Světoplochou otevřenéstruny je pás, jehož okraje představují dráhy konců strunyprostoročasem (obr. na str. 153). Světoplochou uzavřené stru-ny je válec čí trubice ( obr. na str. 154); příčný řez trubicí jesmyčka, která reprezentuje polohu struny ve zvoleném čase.

Dvě struny se mohou spojit v jednu; v případě otevřenýchstrun se prostě napojí svými konci (znovu obr. na str. 153), za-tímco uzavřené struny se spojují jako nohavice u kalhot (obr.na str. 154). Obdobně se může struna rozdělit na dvě části. Cobylo dříve částicí, znamená v řeči strunových teorií vlnu putu-jící po rozkmitané struně. Vznik či pohlcení částice teď odpo-vídá rozdělení či spojení strun. Například gravitační síluSlunce na Zemi chápou částicové teorie jako výsledek vyslánígravitonu ze Slunce a jeho pohlcení v Zemi (obr. nahoře vle-vo). Strunové teorie zobrazují tento proces jako trubku vetvaru písmene H (obr. nahoře vpravo), takže výsledky struno-vých teorií připomínají v jistém smyslu práci instalatéra. Dvěsvislé nožičky H zpodobňují interagující částice Slunce a Ze-mě a vodorovná příčka je graviton cestující mezi nimi.

Strunové teorie mají zajímavou historii. Poprvé se objevily

155

koncem šedesátých let v rámci pokusů formulovat teorii silnéinterakce. Tehdy vypadalo nadějně popisovat protony a neu-trony jako vlny na struně. Silné interakce se měly zobrazovatv podobě strun propojujících jiné struny jako na pavučině.Aby tato teorie dala pozorovanou hodnotu silné interakce,musely se struny podobat spíše gumovým pásům napnutýmsilou deseti tun.

V roce 1974 publikovali Joěl Scherk z Paříže a JohnSchwarz z Kalifornského technického ústavu práci, v níž uká-zali, že strunové teorie jsou schopny popsat i gravitační sílu;napětí strun však musí být ještě asi 1038krát větší. V běžnýchdélkových rozměrech se předpovědi strunových teorií shodu-jí s předpověďmi obecné relativity, ale odlišují se na velicemalých vzdálenostech — menších než asi 10~" centimetru.Scherkova a Schwarzova práce příliš velkou pozornost neu-poutala. Většina lidí v té době opustila původní strunovou te-orii silné interakce ve prospěch modelu s kvarky a gluony,protože mnohem lépe vystihuje výsledky experimentů.Scherk zemřel za tragických okolností na cukrovkua Schwarz zůstal téměř jediným zastáncem strunových teoriís vysokou hodnotou napětí.

V roce 1984 se zájem o struny náhle oživil, a to hned zedvou důvodů. Jednak lidé nedosáhli téměř žádného pokrokuv důkazu, že supergravitace je konečná a může popsat pozo-rované druhy částic. Druhým důvodem byla společná práceJohna Schwarze s Mikem Greenem z londýnské Koleje krá-lovny Marie, v níž autoři ukázali, že strunová teorie by mohlavysvětlit vrozenou levotočivost, kterou u některých částic po-zorujeme. Mnoho lidí tedy začalo z nejrůznějších důvodůstrunovou teorii vylepšovat. Nakonec z toho všeho vzniklytakzvané heterotické struny, které se zdály být schopné vy-světlit všechny druhy pozorovaných částic.

Také strunové teorie obsahují nekonečna, ale očekáváme,že se je podaří odstranit v důmyslnějších modifikacích těchtoteorií (s jistotou to zatím známo není). Potýkají se však ještěs jedním velkým problémem: ukazuje se, že jsou nespornépouze v případě, že prostoročas má deset nebo šestadvacetrozměrů namísto obvyklých čtyř. Takové nadbytečné rozmě-ry jsou samozřejmostí v science fiction; jsou dokonce téměř

156

«••*

nezbytné, protože jinak by z faktu, že obecná relativita nepři-pouští nadsvětelné rychlosti, vyplývala neúnosně dlouhá do-ba pro cesty mezi hvězdami a galaxiemi. V science fiction sepřed tímto problémem uniká zkratkami, které vedou vyššímirozměry. Představit si to můžeme následujícím způsobem.Předpokládejme, že prostor, v němž žijeme, má jenom dvarozměry a je zakřiven jako povrch záchranného pásu či prs-tence (obr. dole). Nacházíte-li se na jedné straně jeho vnitřní-ho okraje a chcete-li se dostat do místa na protější straně,musíte prstenec po povrchu obejít. Kdybyste však byli obda-řeni schopností proniknout do třetího rozměru, mohli byste sito namířit napříč středem prstence, a cestu si tak zkrátit.

Jestliže přidané rozměry existují, proč jsme si jich dosudnevšimli? Proč vidíme jenom tři prostorové rozměry a jedenrozměr časový? Je možné, že ostatní rozměry jsou zakřivenydo velmi malého rozměru, tak malého, že se běžně nijak ne-projevují. Uvědomujeme si pouze čas a tři prostorové rozmě-ry, v nichž je prostoročas poměrně plochý. Připomíná mi tokůru pomeranče: podíváte-li se na ni zblízka, uvidíte, jak jepokřivená a vrásčitá, ale z dálky nejsou hrbolky rozeznatelné

a povrch vypadá jako docela hladká koule. Snad je tomu taki s prostoročasem; v dostatečně malých měřítkách je deseti-rozměrný a velmi zakřivený, zatímco při hrubším rozlišenínení zakřivenost přidaných rozměrů patrná. Pokud je tentoscénář správný, znamená to špatnou zprávu pro vesmírnécestovatele: přidané rozměry jsou příliš malé, aby dovolilykosmické lodi proletět. Vyvstávají však nové otázky: Pročjsou některé rozměry zakřivené a jiné ne? Je možné, že vevelmi raném vesmíru byly takto zakřiveny všechny rozměry?Proč se čas a tři prostorové rozměry zploštily, zatímco ostat-ní zůstaly těsně stočeny?

Jednu možnou odpověď nám opět nabízí antropický prin-cip. Dva rozměry ještě pravděpodobně k existenci složitýchbytostí, jako jsme my, nestačí. Dvourozměrní tvorové žijícína jednorozměrném povrchu planety by museli lézt jedenpřes druhého, když by chtěli projít kolem sebe. Nemohl by seu nich vyvinout úplný trávicí trakt a zbytky snědené potravyby se musely vracet stejnou cestou zpět, protože jinak byprocházející trávicí trubice rozdělila tělo na dvě části —dvourozměrný tvor by se rozpadl (obr. vpravo). Stěží si po-tom představíme, jak by to bylo s krevním oběhem.

Potíže by vznikly i v případě, že by počet prostorovýchrozměrů převyšoval tři. Gravitační síla mezi dvěma tělesy byv takovém případě klesala rychleji, než je tomu při třech roz-měrech. (V třírozměrném prostoru klesne gravitační síla načtvrtinu, když se vzdálenost zdvojnásobí. Lze vypočítat, žepři čtyřech rozměrech by klesla na jednu osminu, při pěti najednu šestnáctinu atd.) V důsledku toho by dráhy planet bylynestálé; i ten nejmenší vliv, způsobený například přitažlivostíostatních nebeských těles, by planetu vychýlil na spirálovitoudráhu vzdalující se od ústřední hvězdy nebo končící v ní. Bud'bychom zmrzli, nebo shořeli. Dalším důsledkem této závislos-ti gravitační síly na počtu rozměrů by byla nestabilita Slunce,v němž by se gravitace nikdy nevyrovnala s odpudivostí tla-ku. Slunce by se buď rozpadlo, anebo by zkolabovalo do čer-né díry. V obou případech by nemohlo být zdrojem teplaa světla pro pozemský život. V menších měřítkách by se elek-trické síly, které nutí elektrony obíhat kolem jádra atomu,chovaly podobně jako gravitace. Elektrony by z atomů buďto

158

unikly, nebo by spirálovitým pohybem spadly do jádra. Aniv jednom případě by nemohly existovat atomy s obvykloustrukturou.

Už to tak vypadá, že život v té podobě, jak jej známe, jemyslitelný pouze v těch oblastech, kde jeden časový rozměra trojice prostorových rozměrů nejsou příliš svinuty. Lze setedy dovolávat slabého antropického principu, pokud ovšemstrunové teorie připouštějí existenci takových oblastí —a ukazuje se, že tomu tak skutečně je. Nelze vyloučit, že jsouještě jiné oblasti vesmíru nebo jiné vesmíry (ať už zde slovojiné znamená cokoli), v nichž jsou všechny rozměry stočeny,nebo naopak víc než čtyři rozměry jsou téměř ploché. Alev takových oblastech nežijí rozumné bytosti, které by mohlynestandardní počet rozměrů zaznamenat.

Mají-li se strunové teorie stát konečnou teorií fyziky, mu-sejí kromě otázky počtu rozměrů, které má prostoročas, vy-

, řešit ještě několik dalších problémů. Dosud nevíme, zda seskutečně podaří odstranit nekonečné veličiny, ani neznáme

159

přesný vztah mezi vlnami na strunách a částicemi, které po-zorujeme. Nicméně je pravděpodobné, že během několika letbudou tyto otázky zodpovězeny a do konce století budemevědět, která ze strunových teorií je tou dlouho hledanou sjed-nocující teorií.

Je však existence takové teorie vůbec myslitelná? Nebojdeme za fatou morganou? Myslím, že na tuto otázku lze od-povědět třemi způsoby:

1. Úplná sjednocená teorie je možná, a pokud budeme do-statečně bystří, jednou ji objevíme.

2. Neexistuje žádná definitivní teorie vesmíru, je pouze ne-konečná posloupnost teorií, které popisují vesmír stále přes-něji a přesněji.

3. Žádná teorie vesmíru neexistuje; události nelze za urči-tou mezí nijak předvídat a dějí se náhodně, libovolným způ-sobem.

Někdo bude pro třetí možnost vzhledem k tomu, že úplnýsoubor zákonů by omezoval Boha při ovlivňování světa. Při-pomíná to starodávný paradox: může Bůh udělat tak těžkýkámen, že ho potom neuzvedne? Jenomže myšlenka, že byBůh mohl chtít změnit svůj úmysl, je klam, o kterém hovořiluž svatý Augustin — způsobuje ho představa Boha jako by-tosti existující v čase. Čas je naopak vlastností vesmíru, kterýBůh stvořil. A předpokládáme, že věděl, co zamýšlel, když takučinil.

Druhá možnost, ta, že existuje nekonečná řada stále rafino-vanějších teorií, je v souhlasu s celou naší dosavadní zkuše-ností. Nesčíslněkrát jsme zvýšili citlivost svých přístrojů nebose pouštěli do dalších pozorování jenom proto, abychom od-halili další jevy, které stávající teorie nepředvídaly. K jejichobjasnění jsme pak museli vyvinout pokročilejší teorii. Ne-překvapilo by tedy příliš, kdyby se současná generace sjedno-cených teorií mýlila v tvrzení, že mezi energií elektroslabéhosjednocení (kolem lOOGeV) a energií velkého sjednocení(1015 GeV) se už nic podstatně nového nestane. Nelze tedy

160

vyloučit objev dalších hladin ještě základnější struktury, nežjsou kvarky a elektrony, dnes považované za „elementární"částice.

Je možné, že počet těchto „matrjošek vložených do vnitřkuvětších matrjošek" je omezen gravitací. Hmota částice s ener-gií přesahující Planckovu energii (1019 GeV) by byla tak kon-centrována, že by se částice zcela odřízla od zbytku vesmírua vytvořila malou černou díru. Řada stále dokonalejších teoriíby tedy měla mít mez někde u vysokých energií, takže určitákonečná teorie snad existuje. Planckova energie je samozřej-mě nesmírně daleko od energií o velikosti stovek gigaelek-tronvoltů, největších energií, jakých jsme schopni v laborato-řích dosáhnout. Mezeru nepřeklenou ani urychlovače částicplánované pro dohlednou budoucnost. Velmi raná stadia vý-voje kosmu vsak byla arénou, v níž se právě takové energieobjevovaly. Domnívám se, že máme dobrou šanci dojít studi-em raného vesmíru (při požadavku matematické bezespor-nosti) k úplné sjednocené teorii už za života našich současní-ků — samozřejmě za předpokladu, že do té doby sami sebenezničíme.

Co by pro nás objev konečné teorie vesmíru znamenal?Jak jsme o tom hovořili v první kapitole, nikdy bychom si ne-byli úplně jisti, že jsme skutečně nalezli správnou teorii, ne-boť teorie nelze dokázat. Pokud by ovšem teorie byla mate-maticky konzistentní, bez vnitřních rozporů, a pokud by jejípředpovědi souhlasily s pozorováním, mohli bychom býtodůvodněně přesvědčeni o její správnosti. Zakončila by sedlouhá a slavná kapitola v historii lidského intelektuálníhozápasu o pochopení vesmíru. Také u neodborníků by nastalazásadní změna v porozumění zákonům, které vládnou vesmí-ru. V Newtonově době mohl vzdělaný člověk alespoň v náčr-tu obsáhnout všechno lidské vědění. Dnes je to v důsledkuprudkého tempa vědeckého pokroku naprosto nemyslitelné.Poněvadž se teorie vždy upravují tak, aby byly v souhlasus nejnovějšími experimenty, není čas k jejich zestručněnía zjednodušení pro nezasvěceného zájemce. Musíte být spe-cialistou v oboru, ale ani potom nezbývá než doufat, že sevám podaří zvládnout aspoň malý díl vědeckých teorií. Pře-kotný úprk vědeckého pokroku způsobuje, že učení na ško-

161

A

lách a univerzitách vždy trochu pokulhává. Jenom hrstka lidíje schopna udržet kontakt s unikající hranicí znalostí. Musejítomu věnovat všechen čas a soustředit se na malou oblast.Zbytek populace téměř nemá ponětí o nových pokrocích,které byly učiněny, a o vzrušení, které vyvolaly. Před sedmde-sáti lety, máme-li věřit Eddingtonovi, ovládali obecnou teoriirelativity jenom dva lidé.*) Nyní studují relativitu desítky tisícvysokoškoláků a milióny lidí se seznámily s její základní myš-lenkou. Objevíme-li úplnou sjednocenou teorii, bude jenomotázkou času, kdy se ji zdaří přeformulovat a zjednodušita přivést alespoň v obrysech do škol. Budeme pak rozumětzákonům ovládajícím vesmír i naši existenci.

I kdybychom úplnou a sjednocenou teorii opravdu nalezli,neznamenalo by to schopnost předpovídat všechny jevy, a toze dvou důvodů. První omezení na účinnost našich předpově-dí klade princip neurčitosti. V tomto případě není pomoci,neurčitost nelze obejít ani vyloučit. V praxi nás však principneurčitosti omezuje méně než fakt, že s výjimkou nejjedno-dušších případů neumíme rovnice řešit přesně. (Nejsme do-konce schopni přesně vyřešit ani problém pohybu tří tělesv Newtonově teorii gravitace; obtížnost pochopitelně vzrůstás počtem těles a složitostí teorie.) Známe už zákony řídícíchování hmoty za všech podmínek s výjimkou těch nejex-trémnějších. Objevili jsme základní zákony chemie a biolo-gie. A přesto jsme tyto předměty nepřevedli mezi vyřešenéproblémy; zatím jsme byli málo úspěšní při předvídání lidské-ho chování z rovnic. Takže i v případě, že úplný soubor zá-kladních zákonů nalezneme, zůstane ještě dost intelektuálnípráce na vývoji lepších aproximačních postupů, které pakumožní nalézat užitečné předpovědi pravděpodobných vý-sledků ve složitých a realistických situacích. Úplná, logická,sjednocená teorie je pouze prvním krokem: naším cílem jeudálostem kolem nás a samotné naší existenci porozumět.

*) Traduje se úsměvná historka o tom, jak se jistý novinář při rozhovorus Eddingtonem, autorem první velké učebnice obecné teorie relativity, zmínil,že existují snad jenom tři odborníci, kteří obecné teorii relativity skutečněrozumějí. Eddington se prý zamyslil a potom odpověděl: „Nemohu si vyba-vit, kdo je ten třetí." (Pozn. překl.)

162

1.1ZÁVĚR

Nacházíme se v úžasném světě. Hledáme smysl věcí, ježnás obklopují, a ptáme se: Co je podstatou vesmíru? Jakémísto nám v něm přísluší? Proč je vesmír takový, jaký je?Kdo jsme ...?

Ve snaze zodpovědět tyto otázky přijímáme určitý „obrazsvěta". Jedním takovým obrazem je želví věž nesoucí plochouZemi, jiným teorie superstrun. Oba jsou modelem vesmíru,i když ten druhý je mnohem matematičtější. Obě teorie po-strádají podporu pozorování: nikdo nikdy neviděl obrovskouželvu s planetou na krunýři, ale nikdo nespatřil ani superstru-nu. Želví teorie ale dobrou vědeckou teorií není, protožepředpovídá, že lidé mohou přepadnout přes okraj světa. Tonesouhlasí s našimi zkušenostmi, ledaže bychom tím chtělivysvětlovat záhadná zmizení v bermudském trojúhelníku.

S nejranějšími snahami popsat a vysvětlit vesmír se zrodilamyšlenka, že události a přírodní jevy řídí duchové s lidskýmiemocemi, kteří se chovají stejně nevypočitatelným způsobemjako lidé sami. Tito vládci měli obývat přírodní útvary, řekya hory, i nebeská tělesa, jako je Slunce či Měsíc. Byli usmiřo-váni a jejich přízeň vyhledávána, aby zajistili plodnost půdya koloběh ročních dob. Nebylo však možné nepovšimnout sizřejmých pravidelností: Slunce vždy vychází na východěa zapadá na západě, ať byla bohu Slunce učiněna oběť nebone. Slunce, Měsíc a planety sledují na obloze přesné dráhy, je-jichž tvar lze předpovědět s neobyčejnou přesností. Sluncea Měsíc mohou být bohy, ale jsou to bozi, kteří se řídí danýmizákony bez výjimek — nebereme-li na zřetel takové příběhy,jako bylo zastavení Slunce pro Jozua.

Zpočátku byly tyto pravidelnosti patrné jenom v astrono-mii. S rozvojem civilizace, zejména v posledních třech stole-tích, byly formulovány stále další a další zákony. Jejich úspěš-

163

nost přiměla Laplace, aby začátkem devatenáctého stoletívyzdvihl vědecký determinismus, názor, že existuje souborzákonů, které neomylně předurčují vývoj celého vesmíru zestavu daného v jediném čase.

Ve dvou směrech byl Laplaceův determinismus neúpíný.Neříkal, jaké zákony vybrat, a neupřesňoval ani počátečníuspořádání vesmíru. To bylo ponecháno na Bohu. Bůh mělzvolit, jak se vesmír zrodil a jakými zákony se má řídit. Dovesmíru, který se podle těchto zákonů vyvíjel, pak už nezasa-hoval. Tak byl Bůh vlastně uzavřen do oblastí, jimž věda de-vatenáctého století nerozuměla. Dnes víme, že naděje, kteréLaplace do determinismu vkládal, jsou přinejmenším v jejichpůvodní podobě nereálné. Následkem principu neurčitostinelze některé dvojice veličin, jako je například polohaa rychlost částice, předpovědět zároveň s úplnou jistotou.

Kvantový přístup řeší tuto situaci skupinou teorií, v nichžčástice nemají přesně měřitelné polohy a rychlosti, nýbrž jsoupředstavovány vlnami. Kvantové teorie jsou deterministickév tom smyslu, že určují jasné zákony pro vývoj těchto vln.Známe-li stav vlny v jednom okamžiku, můžeme vypočítat,jak bude vypadat v kterémkoli jiném čase. Neurčitost, náhod-ný prvek, vstupuje teprve při snaze interpretovat vlnu pomo-cí polohy a rychlosti částice. Snad to způsobuje nedokonalostnašich smyslů; snad přesné polohy a rychlosti částic, do je-jichž řeči se snažíme svá pozorování převést, prostě neexistu-jí. Možná jsou reálné pouze vlny, jejichž obraz není slučitelnýs předem přijatými představami o částicích. A výsledkem to-hoto nepodařeného spojení je zdánlivá neurčitost.

Nakonec jsme byli přinuceni z původního cíle vědy slevita změnit jej na poznávání zákonů, které umožní předpoví-dat předpověditelné — tak, aby nebyla překročena omezenídaná principem neurčitosti. Zůstává však otázka, jak bylyzvoleny počáteční podmínky vesmíru a proč byly vybrányprávě takto.

V této knize jsme věnovali zvláštní pozornost zákonůmgravitace, protože gravitace, přestože je ze čtyř druhů sil nej-slabší, je odpovědná za velkorozměrovou strukturu vesmíru.Gravitační zákony jsou neslučitelné s představou neměnnéhovesmíru: skutečnost, že gravitace je vždy přitažlivá a nikdy

164

odpudivá, nás přivedla k poznatku, že vesmír se musí buďrozpínat, nebo smršťovat. Podle teorie relativity nastal v mi-nulosti okamžik, kdy byla hustota nekonečná, a tento oka-mžik představoval počátek času. Pokud dojde k opětovnémusmrštění, vznikne i v budouohosti podobný stav nekonečnéhustoty a ten bude znamenat definitivní konec času. I v přípa-dě, že by k smrštění celého vesmíru nedošlo, se vytvoří singu-larity v omezených oblastech hvězd kolabujících do černýchděr. V těchto singularitách skončí čas pro každého, koho čer-ná díra pohltí. Při velkém třesku a v ostatních singularitáchmizí platnost všech zákonů, takže Bohu zůstává úplná vol-nost ovlivňovat události, včetně samotného vzniku vesmíru.

Zdá se, že spojením kvantové mechaniky s obecnou relati-vitou vyvstane nová možnost: prostor a čas mohou společnětvořit konečný, čtyřrozměrný svět bez singularit a hranic, po-dobný povrchu Země, ale s větším počtem rozměrů. Tatomyšlenka možná objasní mnoho pozorovaných vlastnostíkosmu, například jeho velkorozměrovou stejnorodost a rov-něž odchylky od stejnorodosti projevující se v malých měřít-kách — galaxie, hvězdy a snad i lidské bytosti. Je-li všakvesmír vskutku do sebe uzavřen, bez singularit a hranic, a je--li popsatelný sjednocenou teorií fyziky, má to nezměrné dů-sledky pro roli Boha jako stvořitele.

Einstein kdysi položil otázku: „Kolik volnosti měl Bůh přitvorbě vesmíru?" Pokud je předpoklad o neexistenci hranicepravdivý, neměl ve volbě počátečních podmínek žádnou svo-bodu. Mohl být pouze autorem zákonů, kterými se vesmír ří-dí. Ani to však nemusí znamenat příliš velkou volnost; možnáže existuje pouze jedna nebo několik málo úplných sjednoce-ných teorií — snad je to některá ze strunových teorií —, kterév sobě neskrývají žádné protiklady a připouštějí i existencitak složitých struktur, jako jsme my.

I v případě, že pouze jediná teorie bude s to popsat příro-du, je to stále jen soubor pravidel a rovnic. Co jim všakvdechne život a stvoří vesmír, o kterém hovoří? Obvyklý pří-stup ke konstrukci matematického modelu není schopen po-dat odpověď na otázku, proč vlastně vesmír, který popisuje-me, existuje. Z jakého důvodu vznikl? Vynucuje si sjednocenáteorie svou vlastní existenci? Či snad potřebuje Stvořitele,

165

a pokud ano, má on nějaký vliv na vesmír? A kdo stvořil jej?Doposud byli vědci příliš zaneprázdněni vytvářením no-

vých teorií, které popisují, co je vesmír, a nezbýval jim časklást otázku proč. Na druhé straně lidé, kteří by se měli ptátproč, filozofové, neudrželi krok s rozvojem vědeckých teorií.V osmnáctém století se ještě filozofové zabývali veškerýmlidským poznáním, vědu nevyjímaje, a diskutovali o otázkáchvzniku vesmíru. Jenomže v devatenáctém a dvacátém stoletíse věda stala příliš technickou a matematickou pro všechnykromě úzkého kruhu odborníků. Filozofové zúžili pole svéhobádání natolik, že Wittgenstein, slavný filozof tohoto století,prohlásil: „Jediným úkolem, jenž filozofii zůstává, je rozborjazyka." Jaký ústup od slavných tradic filozofie od Aristotelapo Kanta!

Objevíme-li úplnou teorii, stane se ve svých základech po-chopitelnou pro každého, nejenom pro hrstku vědců. Potommy všichni — filozofové, vědci, obyčejní lidé — se budememoci účastnit diskusí nad otázkou, proč my a vesmír existuje-me. Nalezneme-li odpověď, bude to znamenat konečné vítěz-ství lidského ducha — protože pak pochopíme mysl Boha.

CO NEBÝVÁ V ŽIVOTOPISECH

ALBERT EINSTEIN

Einsteinovo spojení s politikou kolem atomové bomby je vše-obecně známo. Za druhé světové války, když ještě nedošlo k defini-tivnímu přelomu, napsal dopis prezidentu Franklinu Rooseveltovi,aby ho upozornil, že by se Spojené státy měly vývojem bomby váž-ně zabývat. Po válce vynakládal velké úsilí ve snahách předejít ja-dernému střetnutí. Nešlo však o izolované pokusy vědce vtaženéhodo světa politiků. Einsteinův život, použijeme-li jeho vlastních slov,byl „rozdělen mezi politiku a rovnice".

Einstein se ve veřejných záležitostech angažoval už za první svě-tové války, kdy působil jako profesor v Berlíně. Otřesen ničením lid-ských životů, stal se účastníkem protiválečných protestů. Obhajobaobčanské neposlušnosti a veřejná podpora lidí odmítajících nastou-pit vojenskou službu mu oblibu mezi tehdejšími spolupracovníkynezvýšila. Po válce zacílil své úsilí k dosažení smíru a zlepšení mezi-národních vztahů.

Einsteinovou druhou velkou věcí byl sionismus. Ačkoli byl židem,jeho filozofické postoje ho přiměly odmítnout biblickou ideu Boha.Postupné poznávání antisemitismu před první světovou válkou i bě-hem ní však Einsteina sblížilo s židovskou obcí a později se stal je-jím upřímným zastáncem. Narůstající nepopularita mu nemohla za-bránit, aby neříkal vždy to, co si myslí. Jeho teorie se staly terčemútoků, dokonce byla založena i protieinsteinovská společnost. Ein-steina to však zanechávalo flegmatickým. Na vydání knihy 700 auto-rů proti Einsteinovi reagoval slovy: „Kdybych neměl pravdu, stačilby jediný."

V roce 1933, když se k moci dostal Hitler, byl už Einstein v Ameri-ce a prohlásil, že se do Německa nikdy nevrátí. Nacistická policiepodnikla razii v domě Einsteinových a zkonfiskovala peníze uloženév bance. V berlínských novinách se objevil titulek: „Dobré zprávyod Einsteina — nehodlá se vrátit." Tváří v tvář nacistickým výhrůž-kám a v obavách, že němečtí vědci sestrojí jako první atomovoubombu, navrhl Spojeným státům, aby pracovaly na vývoji své vlast-

167

ní. Ale ještě než byla bomba svržena, veřejně varoval před nebezpe-čím jaderné války a podněcoval k ustanovení mezinárodní kontrolynad jadernými zbraněmi.

Za Einsteinova života neměly jeho návrhy směřující k míru většívliv — a určitě mu získaly málo přátel. Dobře slyšitelná podpora ži-dovského národa však byla oceněna a Einsteinovi byl roku 1952 na-bídnut úřad prezidenta Izraele. Odmítl se slovy, že na politiku jepříliš naivní. Ale skutečný důvod byl možná někde jinde — řečenoEinsteinovými slovy: „Věda je pro mne důležitější, protože politikaje věc pomíjivá, ale život rovnic — ten je věčný."

GALILEO GALILEI

Galilei měl jako jedinec na zrození moderní vědy snad největšívliv. Důvod jeho proslulého sporu s katolickou církví spočíval v sa-motném Galileiho filozofickém postoji, neboť byl jedním z prvních,kdo došli přesvědčení, že člověk může porozumět vesmíru, a co víc,že k tomu lze dospět pozorováním okolní přírody.

Galilei byl od samého začátku stoupencem Koperníkovy teorie,že planety obíhají kolem Slunce, i když ji veřejně začal obhajovatteprve poté, co pro ni nalezl důkaz v podobě pohybujících se Jupite-rových měsíčků. O Koperníkově teorii psal italsky (ne latinsky, jakbylo běžné) a jeho názory se záhy rozšířily i mimo univerzity. Topopudilo aristotelovsky zaměřené profesory, kteří se sjednotili, abypřiměli církev k uvalení Koperníkova modelu do klatby.

V obavách, že by k takovému vývoji mohlo dojít, odcestoval Ga-lilei do Říma k jednání s církevními hodnostáři. Zdůrazňoval, že zá-měrem bible není sdělovat nám poznatky příslušející vědeckým teo-riím a že tam, kde se bible dostává do rozporu s vědou, je třeba jejítvrzení chápat jako podobenství. Církev se však obávala nepříjem-ností, které by mohly podkopat její pozice v boji s protestanty, a takpřistoupila k represím. V roce 1616 prohlásila kopernikánství za„nesprávné a chybné" a Galileimu je zakázala „obhajovat či zastá-vat". Galilei se podvolil.

Roku 1623 se papežem stal dlouholetý Galileiho přítel. Galilei seokamžitě pokusil dosáhnout zrušení výnosu z roku 1616. Neuspěl,ale podařilo se mu alespoň získat povolení sepsat knihu, jež by sezabývala aristotelovskou i kopernikánskou teorií — pokud ovšemdodrží dvě podmínky: nesměl zaujmout vlastní stanovisko a měl do-jít k závěru, že člověk nemá možnost zjistit, jak je svět uspořádán,protože Bůh může vyvolat stejné jevy cestami pro člověka nepřed-stavitelnými; člověk není oprávněn omezovat všemohoucnost Boha.

168

Kniha Dialog o dvou systémech světa, kterou napsal a roku 1632s povolením cenzorů vydal, byla okamžitě přivítána celou Evropoujako mistrovské literární a filozofické dílo. Papež si uvědomil, žev ní čtenáři nacházejí přesvědčivé argumenty ve prospěch Koperní-kovy teorie. Přestože se knize dostalo oficiálního požehnání, vytknulGalileimu, že přestoupil zákaz z roku 1616, a postavil jej před inkvi-ziční soud. Ten odsoudil Galileiho k doživotnímu domácímu vězenía přikázal mu odstoupit od kopernikánství. Galilei se podvolil po-druhé ...

I nadále zůstal věřícím katolíkem, avšak ani jeho přesvědčenío nezávislosti vědy nebylo otřeseno. Čtyři roky před svou smrtí, stá-le v domácím vězení, poslal tajně rukopis nové knihy vydavateli doHolandska. Právě toto dílo, nazvané Dvě nové vědy, položilo snadještě víc než Galileiho podpora Koperníka základ moderní fyzice.

ISAAC NEWTON

Isaac Newton asi nebyl příliš příjemným mužem. Jeho vztahys ostatními vědci jsou nechvalně známé řadou bouřlivých rozepří, ji-miž vyplnil značnou část svých pozdějších let. Po vydání Principií —nepochybně jedné z nejvýznamnějších knih ve fyzice — se rychlestal vlivnou postavou veřejného života. Byl jmenován prezidentemKrálovské společnosti a jako první vědec povýšen do šlechtickéhostavu.

Záhy se dostal do sporů s královským astronomem Johnem Flam-steedem, který dal předtím Newtonovi mnoho údajů potřebnýchk práci na Principiích, ale nyní mu odpíral poskytnout další informa-ce. Newton se pokusil využít výsadního postavení v Královské ob-servatoři a dosáhnout rychlého uveřejnění Flamsteedových výsled-ků. Dal dokonce podnět k jejich zajištění a předání Edmondu Halle-ymu, Flamsteedovu nepříteli, aby je připravil k publikaci. Flamsteedvšak předal záležitost soudu a ten svým rozhodnutím zabránil nedo-volenému rozšiřování práce. To zase popudilo Newtona, který pakv dalších vydáních Principu systematicky vypouštěl všechny odkazyna Flamsteeda.

Ještě vážnější neshody vyvstaly mezi Newtonem a německým fi-lozofem Gottfriedem Leibnizem. Oba totiž nezávisle na sobě rozvi-nuli nesmírně důležité odvětví matematiky zvané diferenciální a in-tegrální počet, podpírající většinu moderní fyziky. Dnes se ví, žeNewton na něm pracoval o celé roky před Leibnizem, jenomžek uveřejnění svých výsledků se odhodlal mnohem později. Následo-

169

valy dohady o prvenství, při nichž se Leibniz dopustil osudné chyby,když se obrátil na Královskou společnost, aby rozepři rozhodla.Newton jako její prezident sám jmenoval „nestrannou" komisi, a na-víc snad byl i autorem závěrečné zprávy, kterou Královská společ-nost publikovala a v níž byl Leibniz nařčen z plagiátorství. Dokonceještě po Leibnizově smrti prý Newton vyjádřil velké zadostiučiněníz toho, že se mu podařilo „zlomit Leibnizovo srdce".

Během těchto svárů Newton opustil Cambridge a univerzitní svět.Angažoval se pak v protikatolickém hnutí v parlamentu a pozdějizískal výnosné místo v královské mincovně. Tam využíval svou ne-vyzpytatelnost a sžíravost přijatelnějším způsobem, když vedlúspěšný boj s penězokazy a pár jich dokonce dostal na šibenici.

SLOVNÍČEK

absolutní nula: nejnižší možná teplota (asi -273 stupňů Celsia)antropický princip: tvrzení, že vesmír je takový, jaký je, protože kdyby byl

jiný, nebyli .bychom zde a nepozorovali bychom jej (str. 123—124)antičástice: ke/každé částici látky existuje v přírodě odpovídající antičástice;

při vzájemné srážce se částice s antičásticí zničí, anihiluj í , a svou energiiuvolní v podobě záření (str. 6)

atom: základní jednotka hmoty za obvyklých podmínek; tvoří ho malé já-dro, sestávající z protonů a neutronů a obklopené oblakem elektronů(str.66)

bílý trpaslík: hvězda udržovaná v rovnováze díky odpudivosti mezi elektro-ny, jejíž příčinu popisuje vylučovací princip (str. 90)

černá díra: oblast prostoročasu, z níž nemůže nic (ani světlo) v důsledku sil-né gravitace uniknout (kap. 6)

dualita (podvojnost) vln a částic: pojem z kvantové mechaniky, který vyja-dřuje, že mezi vlnami a částicemi není zásadní rozdíl; částice se někdychovají jako vlny a v lny zase mají někdy vlastnosti částic (str. 64)

elektrický náboj: vlastnost částice, určující její schopnost odpuzovat (nebopřitahovat) částice s elektrickým nábojem stejného (opačného) znamén-ka

elektromagnetická síla: síla, která působí mezi elektricky nabitými částice-mi; druhá nejsi lnější ze čtyř základních druhů interakcí (str. 78)

elektron: částice se záporným elektrickým nábojem, která se v atomu pohy-buje kolem kladně nabitého jádra

elementární částice: částice, o níž se domníváme, že není tvořena jinými, zá-kladnějšími složkami

energie: schopnost konat fyz ikální práci, působit na nějaký objekt silou pourčité dráze; různé podoby energie (pohybová, jaderná, zářivá ...) jsoumezi sebou převoditelné, avšak celkové množství energie se v uzavře-ném systému zachovává

energie elektroslabého sjednocení: energie (asi sto gigaelektronvoltů,lOOGeV), nad níž se stírá rozdíl mezi silou elektromagnetickou a silouslabou (str. 80)

energie velkého sjednocení: energie (asi l O15 GeV) nad níž, jak se domnívá-me, se elektromagnetická, slabá a s i lná interakce stávají nerozlišitelnými(str. 82)

entropie: fyz iká lní vel ičina charakterizující neuspořádanost systémufáze: poloha na vlně v daném okamžiku; umožňuje rozlišit vrchol, důl a me-

zilehlé bodyfoton: kvantum světla

171

frekvence: počet kmitů vlny za sekundugeodetika: nejkratší nebo nejdelší spojnice dvou bodů (str. 40)hmotnost: charakteristika fyzikálních objektů, již lze v newtonovské fyzice

zavést dvěma způsoby: setrvačná hmotnost je mírou odporu, který kla-de těleso urychlování danou silou; gravitační hmotnost nese odpověd-nost za vznik přitažlivé síly mezi objekty a vystupuje například v New-tonově gravitačním zákonu; podle měření jsou jejich velikosti v danémobjektu stejné

horizont událostí: hranice černé díry (str. 95)hvězda: plynné kosmické těleso vyzařující energii díky jaderným reakcím,

které probíhají v jeho jádruChandrasekharova mez: největší možná hmotnost stabilní chladné hvězdy;

při jejím překročení dojde ke kolapsu hvězdy (str. 89 — 90)imaginární čas: čas vystupující v některých kvantových teoriích gravitace a

měřený pomocí imaginárních čísel (str. 133)jaderné slučování: proces, při kterém se srazí a spojí dvě atomová jádra

a vytvoří jiné, těžší jádrokosmologická konstanta: číslo včleněné Einsteinem do gravitačních rovnic

tak, aby popisovaly prostoročas s vrozeným sklonem k rozpínání (str.50)

kosmologie: věda o vesmíru jako celkukvantum: nedělitelné množství vln, které může být pohlceno nebo vysláno

(str. 62)kvantová mechanika: teorie založená na Planckově kvantovém principu

a Heisenbergově principu neurčitosti (kap. 4)kvark: elektricky nabitá, silně interagující elementární částice; protony a ne-

utrony jsou tvořeny třemi kvarky; obdobně je tomu s některými dalšímičásticemi (str. 72)

magnetické pole: fyzikální pole přenášející magnetické síly; podle Maxwe-llovy teorie je sjednoceno s elektrickým polem v poli elektromagnetic-kém

mikrovlnné (reliktní) záření: záření horkého raného vesmíru, jehož vlnovádélka se v důsledku rozpínání kosmu přesunula do mikrovlnné oblasti;rádiové vlny s délkou několika centimetrů (str. 52)

nahá singularita: prostoročasová singularita, která není skryta v černé díře(str. 94)

neutrino: velmi lehká částice (možná zcela bez vlastní klidové hmotnosti),na níž působí jenom slabá a gravitační síla

neutron: částice podobná protonu, ale bez elektrického náboje; neutronytvoří přibližně polovinu částic v jádře (str. 71)

neutronová hvězda: chladná hvězda udržovaná před smrštěním odpudivousilou, která působí díky vylučovacímu principu mezi neutrony a dalšímičásticemi (str. 90)

obecná teorie relativity: Einsteinova teorie založená na myšlence, že vědec-ké zákony by měly být stejné pro všechny pozorovatele nezávisle na je-jich pohybu; vysvětluje gravitační působení křivostí čtyřrozměrnéhoprostoročasu (str. 39)

172

paprsky gama: elektromagnetické vlny velmi krátké délky, které vznikajínapříklad při radioaktivním rozpadu nebo při srážkách elementárníchčástic

Planckův kvantový princip: myšlenka, že světlo může být pohlceno neboabsorbováno jenom v oddělených částech, kvantech, jejichž energie jeúměrná frekvenci světla (str. 62)

planeta: těleso obíhající kolem hvězdy; hmotnosti planet jsou příliš malé nato, aby v jejich jádrech mohly probíhat jaderné reakce

podmínka neexistence hranice: myšlenka, že vesmír je konečný, avšak ne-má (v imaginárním čase) žádnou hranici (str. 134—135)

pole: fyzikální objekt rozprostraněný v prostoru a v čase — na rozdíl odčástice, která v daném okamžiku zaujímá jeden prostorový bod

pozitron: kladně nabitá antičástice elektronu: antielektronprincip kosmické cenzury: v jedné z několika svých verzí stanovuje, že kaž-

dý pozorovatel může pozorovat pouze takové singularity, které se na-cházejí plně v jeho budoucnosti nebo minulosti; ostatní (nahé) singulari-ty se v přírodě běžně nevyskytují, jsou skryty pod horizontem černýchděr

princip neurčitosti: nikdy nelze přesně určit polohu ani rychlost částicev jednom okamžiku; čím přesněji je známa jedna veličina, tím většíneurčitost máme v druhé (str. 62)

proton: kladně nabitá částice nacházející se v atomovém jádru (str. 71)prostoročas: čtyřrozměrný prostor, jehož body jsou události (str. 34)prostorový rozměr: kterýkoli ze tří prostorových rozměrů prostoročasu

(čtvrtým rozměrem je čas)prvotní (primordiální) černá díra: černá díra vytvořená ve velmi raném vý-

vojovém údobí vesmíru (str. 102)radar: přístroj využívající rádiových pulsů odražených od vzdálených těles k

určení jejich vzdálenosti na základě délky časového intervalu mezi vy-sláním pulsu a přijetím jeho odrazu

radioaktivita: spontánní rozpad atomových jader a jejich přeměna na jinérudý posuv: červenání světla vzdalujících se hvězd a galaxií (str. 48)silná interakce: ze čtyř základních druhů interakcí nejsilnější, avšak s nej-

kratším dosahem; váže pohromadě kvarky v protonech a neutronecha drží také protony a neutrony v atomových jádrech (str. 80)

singularita: místo, u něhož křivost prostoročasu a jeho další charakteristikynekonečně narůstají (str. 38)

slabá interakce: druhá nejslabší ze čtyř základních typů sil; má velmi krátkýdosah; ovlivňuje všechny látkové částice, avšak nepůsobí na částice pře-nášející sílu (str. 79)

souřadnice: čísla, která určují polohu bodu v prostoru a v čase (str. 33)speciální teorie relativity: Einsteinova teorie založená na myšlence, že vě-

decké zákony by měly být stejné pro všechny volně se pohybující pozo-rovatele; zahrnuje veškerou fyziku s výjimkou gravitace (str. 38)

spektrum: rozklad elektromagnetického záření do jeho složek podle frek-vence (duha) (str. 47)

spin: vnitřní vlastnost elementárních částic, která má blízký vztah k běžné-

173

mu chápání točivosti, rotace objektu, ale není s ním zcela totožná (str.

stacionární stav: stav, který se nemění s časem; koule točící se stálou rychlo-stí je stacionární, protože v každém okamžiku vypadá stejně (není všakstatická, jelikož není v klidu — vykonává rotační pohyb)

světelná sekunda (světelný rok): vzdálenost, kterou urazí světlo za jednusekundu (jeden rok)

světelný kužel: prostoročasová plocha ukazující možné směry světelnýchpaprsků vyslaných z dané události (str. 35)

teorie velkého sjednocení: teorie sjednocující elektromagnetickou, silnoua slabou interakci (str. 82)

událost: bod prostoročasu, charakterizovaný časem a svou polohou v pro-storu (str. 33)

úměrný: „x je úměrné y" znamená, že při několikanásobném zvětšení (nebozmenšení) veličiny y se stejnou měrou zvětší (zmenší) rovněž veličina x;„x je nepřímo úměrné y" znamená, že při několikanásobném zvětšení(zmenšení) veličiny y se stejnou měrou zmenší (zvětší) rovněž veličina x

urychlovač částic: stroj, který pomocí elektromagnetů urychluje elektrickynabité částice a dodává jim energii

váha: síla působící na těleso v gravitačním poli; je úměrná jeho hmotnostivelký krach: singularita vesmíru na konci jeho vývoje (str. 116)velký třesk: singularita vesmíru na počátku jeho vývoje (str. 38)věty o singularitách: matematické věty dokazující, že za velmi obecných

okolností se v prostoročasu vytvoří singularita — například singularitavelkého třesku (str. 58-59)

virtuální částice: částice, kterou nelze přímo pozorovat, ale jejíž existencemá měřitelné důsledky v souhlase s předpověďmi kvantové mechaniky(str. 76-77)

vlnová délka: vzdálenost mezi sousedními hřebeny nebo duly vlnvylučovací princip: v jednom systému se dvě částice s poločíselným spinem

nemohou nacházet ve stejném stavu (str. 74)zákon zachování energie: vědecký zákon, který vyjadřuje skutečnost, že

energii uzavřeného systému (nebo jí ekvivalentní hmotnost) nelze anistvořit, ani zničit

zrychlení: změna rychlosti tělesa

REJSTŘÍK

absolutní poloha 26absolutní nula 171Albrecht, Andreas 130Alpher, Ralph 118antropický princip 123—125, 132,

136, 158, 171silný 124slabý 123, 131, 142, 147

antičástice 76, 109, 171Aristoteles 11, 18, 20, 24, 26, 70, 166asymptotická volnost 81atom 66, 71, 171Augustin 17, 18, 160

B

Bardeen, Jim 107Bekenstein, Jacob 106, 108Bellová, Jocelyn 98Bellovy telefonní laboratoře 51Bentley, Richard 15Berkeley, George 27Bethe, Hans 118Bohr, Niels 67-68Bondi, Hermann 56—57Born, Max 151

Carter, Brandon 97, 107ČERŇ (Evropské středisko jaderné

ho výzkumu) 80Cronin, James Watson 85Cygnus X-l 100-101

čas 18, 24-44absolutní 27, 29, 31, 4, 91, 140imaginární 133, 138, 140, 172reálný 140relativní 140viz též šipka času

částicealfa 71, 73elementární 73, 171látkové 74, 76, 89, 109poloha 62, 164rychlost 62, 164silové 77světla 87virtuální 77, 109

Čerenkovovo záření 114černá díra 87-l 15

"nemá vlasy" 97prvotní 102, 111-112, 173rotující 96, 107vlastnosti 97vypařování 110-115

D

Dalton, John 70Darwin, Charles 22Démokritos 70determinismus 61, 63, 165Dicke, Bob 51Dirac, Paul M. 63Dopplerův jev 48, 55dualita vln a částic 62, 64-67, 87,

171

175

G

Eddington, Arthur 90, 147Einstein, Albert 30, 39, 54, 63, 90,

147, 150, 167ekvivalence hmotnosti

a energie 30, 110, 151viz též obecná teorierelativityviz též Einstein, Albert

elektrická síla 28, 158elektrický náboj 171elektromagnetické pole 28, 73elektromagnetická síla — viz

interakceelektromagnetické vlny 61elektroslabé sjednocení 171elektrony 66, 71, 76, 114, 171energie 62

černých děr 110elektroslabého sjednocení 171zachovám 174částic 73, 153velkého sjednocení 171

entropie 104, 107, 141éter 28Eukleidův prostoročas 133, 134Evropské středisko jaderného

výzkumu — viz ČERŇ

fáze 171i u.avý přechod 126Feynman, Richard 68, 135Fitch, Val 85Flamsteed, John 169foton 78.oO, 117, 172Franklinův ústav 130frekvence 172ťriiiman, Alexandr 51

galaxie 45 — 49Galilei, Galileo 13Gamow, George 51, 118Gell-Mann, Murray 72geocentrická kosmologie 12 — 13geodetika 40-41, 172GeV 79, 160Glashow, Sheldon 80gluon 80Gold, Thomas 56-57Gonvillova a Caiova kolej

v Cambridgi 71gravitační pole 69, 93, 108, 133gravitační síla — viz interakcegravitační vlny 78, 95gravitony 78, 153, 155Green, Mike 156Guth, Alan 126, 129

H

Halley, Edmond 169Halliwell, Jonathan 135Hartle, Jim 135Harvardova univerzita 79Heisenberg, Werner 63heliocentrická kosmologie 13 — 14hélium 119Herschel, William 45Hewish, Antony 98hmotnost 25, 172horizont událostí 92 — 95

plocha 103-104Hoyle, Fred 56-57Hubble, Edwin 18, 46hustota

černých děr 94látkových částic 58, 75vesmíru 19, 55

hvězdykolaps 59, 93životní cyklus 88svítivost 46teplota 47

176

CH

Chadwick, James 71Chalatnikov, Isaak 57Chandrasekhar, Subrahmanyan

89-91, 101, 172chaotické okrajové podmínky 122chaotický inflační model 131, 137chladné hvězdy 90

I

Imperiální kolej v Cambridgi 79inflační rozpínání 126interakce

elektromagnetické 78gravitační 77, 86, 155, 158silná 80slabá 79

Israel, Werner 96

J

jaderná interakce 80jaderné slučování 119, 172jádro 66Jeans, James 61Johnson, Samuel 27Jupiter 12

zákryty měsíců 14, 27

K

Kalifornský technický ústav 72, 100,156

Kalifornská univerzita (SantaBarbara) 135

Kant, Immanuel 18Kepler, Johannes 13Kerr, Roy 96kolabující vesmír —

viz vesmírKolej

královny Marie v Londýně 156svaté Trojice v Cambridgi 71

Koperník, Mikuláš 13

kosmologická konstanta 50, 131,147, 172

Královská kolej»v Londýně 97, 114kritická rychlost 49křivost prostoročasu 58,94,133,157kvantová mechanika 54, 60, 65—69,

74, 116, 132, 135kvantové gravitační jevy 115, 132kvantová gravitace — viz teoriekvantum 62, 172kvarky 72, 84, 109, 156, 161, 172

uvěznění 80-81kvazary 98, 101kyslík 120

Laflamme, Raymond 146Landau, Lev Davidovič 89Laplace, Pierre 61, 63Lebeděvův ústavLee, Tsung-Dao 85Leibniz, Gottfried 169Lifšic, Jevgenij 57Lindě, Andrej 129, 131Lorentz, Hendrik 29Luttrel, Julian 135

M

magnetické pole 101, 172magnetismus 28Mars 12, 45Massachusettský technický ústav

126Maxwell, James Clerk 28, 79Merkur 12, 20, 41mezony 81Michell, John 87Michelson, Albert 29mikrovlnné pozaďové záření 51, 57,

110, 138Mléčná dráha 45, 50Morley, Edward 29Moss, lan 129Mott, Nevili 71

177

Nnahá singularita 94, 172narušení symetrie 130nekonečná hustota 94neutrina 117, 172neutrony 71, 117, 151,156, 172neutronové hvězdy 90, 95, 98, 172Newton, Isaac 15-16,25,39,87,169Nobelova cena:

Born 151Chadwick 71Chandrasekhar 89Dirac 63Einstein 63Fitch 85Gell-Mann 72Glashow 80Lee 85Michelson 29Mott 71Pauli 74Penzias 52Rubbia 80Salám 79Van der Meer 80Weinberg 79Wilson 52Yang 85

O

obecná teorie relativity —viz teorie

Occamova břitva 63Olbers, Heinrich 16Oppenheimer, Robert 91osa symetrie 97otevřené struny 155

Peebles, Jim 51Pensylvánská státní univerzita 146Penrose, Roger 44, 58-59, 96, 103,

132Penzias, Arno 51, 57Plaňek, Max 62Planckova konstanta 62Planckův kvantový princip 113, 161,

173planety 12, 45, 120

viz též jednotlivá jménaPluto 113počáteční podmínky vesmíru 17 — 18podmínka neexistence hranice

135-139, 145, 148, 173pohyb

Brownův 70Poincaré, Henri 29Popper, Karl 20Porter, Neil 114pole 173

viz též elektromagneticképole; magnetické pole

pozitrony 76, 114, 173Princetonská univerzita 51princip

kosmické cenzury 94neurčitosti 62vylučovací 74, 75, 89, 174

prostor 15—44absolutní 26—27vlastnosti 54

prostoročas 34, 115, 134, 173křivost 58, 94, 133, 157rozměry 156—159

protony 71, 118, 151, 156, 173Proxima Centauri 45prvky 20, 48, 70, 120Ptolemaios 12, 125pulsary 95, 98

Page, Don 146palomarská hvězdárna 97paprsky — viz zářeníPauli, Wolfgang — 74

viz též vylučovací princip

radar 38, 49, 173radioaktivita 79, 173rádiové vlny 28, 57, 95, 98Rayleigh, John William 53

178

relativita — viz teorierenormalizace 151Robertson, Howard 52Robinson, David 97Rómer, Ole Christensen 27rozměry 156-159rozpínání vesmíru 16, 19, 44, 45—60

inflace 126-128kritické 121viz též vesmír

Rubbia, Carlo 80rudý posuv 48, 173Russell, Bertrand 11Rutherford, Ernest 71rychlost

částic 62, 164světla 28-32

rozpínání 87Ryle, Martin 57

Salám, Abdus 79Saturn 12, 45Scherk, Joel 156Schmidt, Maarten 98Schrodinger, Erwin 63Schwarz, John 156Schwarzschild, Karl 96síla 77-80

viz též interakcesingularita 58, 94, 116, 134, 173Sírius 90sjednocení fyziky 150—162souřadnice 32—34speciální teorie relativity —

viz teoriespektrum 47spin 173spontánní narušení symetrie —

viz narušení symetriespontánní rozpad protonu 84stacionární stav 174stálice — viz hvězdyStarobinskij, Alexandr 107 — 108stáří vesmíru 111statický vesmír 50

Steinhardt, Paul 130struktura atomu 150supergravitace — viz teoriesupernova 120svatý Augustin — viz Augustinsvětelný kužel 36-37, 91, 174světelná sekunda 32, 174světelná vlna 48, 91—93světlo

barva 47, 65energie 42částicová teorie 87pohyb 34-38rychlost 28-32, 87šíření 28viditelné 28, 48vlnová délka 73vlnová teorie 87

světočára 155světoplocha 155symetrie 79, 85, 128, 140-141

viz též narušení symetrie

šipka času 141

Taylor, John G. 114teorie

elektroslabého sjednocení 79kvantové gravitace 21, 86, 132134, 144obecné relativity 39—44,49-50,69,88,116,121,127, 144speciální relativity 29, 38stacionárního vesmíru 56strun 154 — 156supergravitace 152—154velkého sjednocení 151

teplo 104-107teplota 107, 117 — 118

hvězd 47mikrovlnného záření 121Slunce 117

179

teplotní pohyb 107termodynamická věta 104—106Thomson, Joseph John 71Thorne, Kip 100

U

událost 33-34, 174uhlík 119uzavřené struny 155úplná sjednocená teorie 82, 86, 151,

160, 174urychlovač částic 174

W

Walker, Arthur 52Weekes, Trevor 114Weinberg, Steven 79Wheeler, John 87Wilson, Robert 51, 57Wittgenstein, Ludwig 166Wuová, Chien-Shiung 85

Yang, Chen Ning 85

van der Meer, Simon 80velký krach 116, 174velký třesk 19, 50-53, 69, 116, 123,

131, 165, 174Venuše 45vesmír

hustota 19, 55rozpínající se 16, 19, 44, 45—60smršťování 16, 147-148statický 50věk 111vývoj 120-121vznik 17-19,44, 116-139

věty o singularitách 56, 59, 69, 132,174

virtuální částice 109, 153, 174vodík 88, 118vylučovací princip 74

zachování energie 174zatmění 27-28záření 61, 84, 117

černých děr 107-108, 115gama 28, 111-112, 173ultrafialové 28X 28, 111viz též mikrovlnné

Zeldovič, Jakov 107-108Země

planeta 120pohyb 12tvar 12

zrychlení 174

DOSLOV

Krátce o Stephenu Hawkingovia jeho pohledu na svět

Svět uviděl poprvé 8. ledna 1942 v Oxfordu, kde kdysi gra-duovali oba jeho rodiče. Číst se učil pomalu, ale rád rozebíralvěci kolem sebe, aby „zjistil, jak ten svět funguje". Už ne takúspěšně pak sestavoval věci dohromady. Vzpomíná, jak kdyžmu bylo dvanáct, se jeden z jeho přátel „vsadil s jiným o py-tlík bonbónů", že z něho „nikdy nic nebude". Dnes k tomu do-dává: „Nevím, zda o výsledku této sázky bylo kdy rozhodnu-to, a pokud ano, pak kdo ji vyhrál." V Oxfordu začal bezzvláštního zaujetí studovat fyziku, studiu ale nevěnoval vícnež hodinu denně, měl mnoho jiných zájmů; byl např. kormi-delníkem náhradní veslařské osmy univerzity. Když pozdějipřešel do Cambridge, aby pracoval na doktorátu z obecné re-lativity, pozoroval, že začíná mít problémy při chůzi.

Lékaři mu brzy sdělili zlou diagnózu. Měl ALS, amyotro-fickou laterální sklerózu, nevyléčitelnou, poměrně vzácnouchorobu postihující motorické nervy. Dávali mu naději na je-den dva roky života. Začal pít a ignorovat studium. Nemocvšak nepostupovala tak rychle, jak lékaři předpovídali, a pře-devším — seznámil se s Jane. O tom jsme již četli v kapitoleo expandujícím vesmíru. Svět dostával smysl a práce na dok-torské disertaci, poprvé opravdu usilovná, vedla k význam-ným výsledkům.

Byly to zejména teorémy o tom, že za velmi obecných pod-mínek musel vesmír v minulosti obsahovat singularitu (bigbang). Pak následovaly zásadní práce z fyziky černých děr,které přispěly i k tomu, že existence černých děr je dnes běž-ně přijímána realistickými astrofyziky a zkoumání procesůkolem nich inspiruje nákladné kosmické experimenty a astro-nomická pozorování. V roce 1975 učinil Hawking svůj nej-známější a do nejvíce oblastí fyziky zasahující objev: kvanto-vé vypařování černých děr (viz kap. 7), dnes nejčastěji ozna-

181

čované jako Hawkingův efekt. Tento objev inspiroval jehozájem o základní problém současné teoretické fyziky — sjed-nocení obecné teorie relativity a kvantové mechaniky. Jednaz cest v tomto směru je i kvantová kosmologie; té se Haw-king věnuje dodnes. Všechny jeho nejdůležitější myšlenkya příspěvky jsou ostatně vylíčeny, i když třeba jen zkratkou,v této knížce.

V roce 1974, osm let po obhájení doktorátu, byl zvolen čle-nem prestižní Královské společnosti v Londýně. Dostal něko-lik významných medailí a cen různých vědeckých společností.Od roku 1968 do roku 1973 pracoval v Astronomickém ústa-vu univerzity v Cambridgi, pak na katedře aplikované mate-matiky a teoretické fyziky téže univerzity. V roce 1979 zdezískal lucasianskou profesuru matematiky, tradičně obsazo-vanou prominentními učenci. Tři sta deset let před ním byl vevěku 27 let na toto místo vybrán Isaac Newton.

Protože mě také zaujala relativistická teorie gravitacea kosmologie, měl jsem možnost se při různých příležitostechse Stevem*) setkávat. Měl jsem štěstí, že jsem ho nepotkávaljen na velkých mezinárodních konferencích, ale i v Cambrid-gi. Vzpomínám, jak jsem znejistěl na začátku svého prvníhosemináře v Cambridgi v Hawkingově skupině, když Stevepřijel na motorizovaném invalidním vozíčku do místnostis hlavou svěšenou na rameni a hlava zůstala svěšená i potom,co jsem začal mluvit. Při promítání první fólie se však — ja-koby švihem — vymrštila, balancovala na krku, při poznám-ce, že obrázek magnetických siločar kolem černé díry mái psychedelický účinek, se na jeho chlapeckém obličeji objevilúsměv a za okamžik se hlava vlivem gravitace ocitla zpátkyna rameni.

Hawkingovy přednášky na velkých kongresech byly vždyurčitým obřadem. Steve pomalu přijel před zcela ztichlé audi-torium. Od konce 70. let byla jeho řeč těžko srozumitelnái pro Angličany. Steve však nikdy nenechal za sebe někohosvou přednášku číst. Student vyměňoval na zpětném projek-

*) Používání křestních jmen je mezi fyziky i různých generací a zásluh zcelaběžné, zvlášť v anglosaských zemích.

182

toru fólie, na nichž byla doslovně přednáška zapsána. Steve jiv podstatě zpaměti odříkával. (Jeho spolupracovník, známýteoretický fyzik prof. Werner Israel, o němž jsme četli v kapi-tole o černých dírách, srovnává Hawkingovu paměť s Mozar-tovou.) Několikrát se stalo, že publikum reagovalo potleskemopožděně, protože si neuvědomilo, že Steve už definitivněpřednášku skončil.

V září 1987 v Budapešti už za Hawkinga mluvil počítač. Vi-děli jsme kombinaci křehké, útlé bytosti na vozíčku s monito-rem, počítačem a syntetizátorem, z něhož vychází mohutnýhlas s těžkým americkým přízvukem; vše je ovládáno malýmtlačítkem pod Hawkingovým prstem. Uprostřed přednáškyse ozvalo: „Promiňte, musím přehodit kazetu." Na závěr je-den zasloužilý maďarský fyzik namítl: „Jak je možné uvažo-vat červí díry, když jsou nestabilní?" Ticho, snad pět minut,přerušované jen pípáním počítače. Steve vytváří odpověď.Na monitoru má v abecedním pořádku jen zcela základní,nejčastěji užívaná slova. Vespod jsou písmena abecedy. Tamje třeba přejet kurzorem, aby se vybralo určité písmeno, adalším stisknutím se na monitoru objeví slova začínající tímtopísmenem. Tak se pomalu vytvářejí věty. Nakonec pípánípřestane a hluboký hlas s americkým akcentem ze syntetizá-toru pronese: „Otázka nemá smysl, červí díry jsou zde euklei-dovské." (O eukleidovském prostoročasu jsme četli v 8. kapi-tole.) Lidé zatleskají, seminář definitivně končí. Večer Stevesamozřejmě přijede na party ve vinném sklípku.

Velkých relativistických konferencí v roce 1988 a 1989v Perthu a Boulderu se již Hawking nezúčastnil. Navštěvovalvšak bližší země, kde v překladech právě vycházela jehoStručná historie času.

Úspěch této knížky byl nepředvídatelný. Řadu týdnů bylabestsellerem číslo jedna ve Spojených státech, obrovské po-čty výtisků byly prodány v mnoha dalších zemích. To se do-sud zřejmě nestalo v případě žádné knížky s vědeckou tema-tikou, byť populárně podanou. Cítíme, že roli v tom hrálHawkingův osud. Učinil ho vězněm vlastního těla, ale dal muintelekt, který ho nese k počátkům času. Pro úspěch knížky tobylo jistě důležité, ne však nejdůležitější.

Patří k ušlechtilým vlastnostem člověka, že chce chápat ta-

183

jemství existence své i světa, kterým je obklopen. Otázky pů-vodu a smyslu věcí si obvykle kladli intelektuálně nejpozoru-hodnější lidé. Dnes nabízí odpovědi i věda, jejíž racionálnímetody se nám jeví jako jedna z nejspolehlivějších cest po-znávání skutečnosti. Snaha chápat základní otázky naší exis-tence je ovšem vyvolána obecnější potřebou člověka setká-vat se s jakýmkoliv neznámem; odlišujeme se tak od automa-ticky fungujícího stroje. Není pochyb, že Hawkingova knihatuto potřebu uspokojuje v nejhojnější míře. V tom myslímtkví především příčina jejího úspěchu. V množství tajemnýchpojmů a procesů, v tom, jak fundamentální otázky klade, jeopravdu neobyčejně přitažlivá. Proto ji i ten, kdo bude těžkoschopen po jejím přečtení vyložit pořádně, oč v ní šlo, patrnědoporučí jako velmi zajímavou.

Je to populárně vědecká knížka o fyzice, zvláště o relativis-tické teorii gravitace a kosmologii. Srovnáme-li ji s jinýmivrcholnými díly tohoto žánru, který zvláště v anglosaské lite-ratuře má vynikající tradice, např. s knížkami ArthuraEddingtona, Hermanna Bondiho nebo s Prvními třemi minu-tami Stevena Weinberga, zjistíme, že se v ní méně argumen-tuje, že méně ilustruje, jak je věda vedena kritičností a tou-hou po jasnosti. Velká řada jevů a nejnovějších výsledků jev ní ovšem popsána v mistrovských zkratkách, jen výjimečněnajdeme drobné nepřesnosti. Běžný čtenář je nepostřehnea po důkladnější argumentaci ani příliš netouží. I jemu sevšak mohou jevit poněkud nadbytečné krátké, svérázné do-datky o Einsteinovi, Galileim a Newtonovi. Odbočky do his-torie jsou ostatně i v hlavním textu zařazeny spíš pro pobave-ní než pro úplnější informaci.

Cenná a opravdová je Stručná historie času především dí-ky tomu, že je to historie myšlenek, práce a zčásti i osuduStephena Hawkinga. Výklady související s jeho vlastními ob-jevy, zvláště s jeho výsledky v teorii černých děr, popis vývo-je jeho vědeckých zájmů, líčení příhod z jeho vědeckéhoi osobního života jsou vynikající, autentické a mimořádně za-jímavé i pro odborníky.*)*) Náš čtenář jistě ocení zasvěcené poznámky k fyzikálním výkladům i k his-torii od překladatele knížky dr. Vladimíra Karase z matematicko-fyzikálnífakulty UK, odborníka v teorii černých děr a relativistické kosmologii.

184

Je pozoruhodné, jak tato popularizační knížka prozrazuje0 Hawkingovi více než jeho odborné publikace, zvláště to,jak vyhraněně dokáže formulovat své názory na fyziku i nasvět. Neznalý čtenář, ale někdy ani odborník, který není rela-tivistou, nebude s to dobře rozlišit, co je ověřená pravda, copřijatelná hypotéza a co jsou pouhé spekulace, o nichž pře-mýšlí Steve Hawking a jeho nejbližší spolupracovníci.

Mezi ty poslední zvláště patří závěrečná část „kosmologic-ké" kapitoly, v níž je rozebírána okrajová podmínka pro ves-mír: vesmír v eukleidovském prostoročase (s imaginárním ča-sem) nemá žádný okraj. Tato myšlenka vychází z kvantovánígravitace na základě tzv. Feynmanova integrálu a předpoklá-dá použitelnost formalismu na celý vesmír. Obojí však v soběskrývá mnoho nejasností a nejistot a i přes jeho velkou zají-mavost a podnětnost při hledání nových otázek o okrajovýchpodmínkách celého vesmíru je dnes Hawkingův návrh pouzespekulací. Ostatně málokterý teoretik snažící se kvantovatgravitační pole by s Hawkingem řekl, že známe „docela hod-ně" o tom, jaký tvar musí mít teorie, která kombinuje obec-nou relativitu a kvantovou mechaniku, nemluvě o principiálníotázce, zda vůbec a jak lze aplikovat kvantovou mechanikuna celý vesmír.

V souvislosti s okrajovou podmínkou vesmíru Hawking ta-ké častěji než jinde píše o Bohu. Jaké místo pro Stvořitele,když vesmír nemá hranici nebo okraj...? Občas se zdá, že seke slovu „Bůh" obrací s podobně humornou nadsázkou jakokdysi Einstein. Ten např. svou nedůvěru v pravděpodobnostníinterpretaci kvantové mechaniky vyjadřoval často citovanýmvýrokem „Bůh nehraje v kostky". Některé pasáže v této kníž-ce však potvrzují dojem získaný i od kolegů v Cambridgi, žeSteve Hawking má v této otázce stejně vyhraněný názor jakov jiných oblastech.

Nemůžeme se zde pouštět do bezbřehého problému vzta-hu vědy a náboženství. Nepochybuji však, že teologové, ale1 většina fyziků budou Hawkingovy myšlenky v tomto směrupovažovat za překvapivě dogmatické a naivní, nebudou-li sena ně dívat jen jako na humorné glosy. (Tak se však na ně ne-dívá ani Caři Sagan v předmluvě.) Steve samozřejmě nemohločekávat, že by ho papež vyznamenal tím, že by mu dnes při-

185

pravil stejný osud jako kdysi církev Galileimu (viz začátekkap. 8), kdyby se na jeho přednášce dozvěděl, že ho fyzikálníúvahy dovedly k závěru, že „není místo ve vesmíru pro Boha".Ale pokud skutečně, jak jsme četli, radil papež (tehdy už JanPavel II.) na sympoziu organizovaném v roce 1981 Vatikán-skou akademií účastníkům, aby se nezabývali samotným bigbangem, neboť ten byl „dílem božím", pak byl konzervativ-nější než někdejší prezident této akademie, ve světě vědyproslulý kosmolog abbé Georges Lemaítre. Ten v roce 1958na solvayském kongresu řekl, že teorie rozpínajícího se ves-míru s „počátkem" stojí stranou metafyzických nebo nábo-ženských otázek a ponechává materialistovi možnost popíratjakékoliv transcendentní Bytí. Lemaítre byl tolerantní abbé.

Jeden z největších astrofyziků a kosmologů tohoto století,sir Arthur Eddington, dlouholetý ředitel Astronomickéhoústavu v Cambridgi (kde, jak už víme, později pracoval takéSteve Hawking), byl kvaker — člen skupiny křesťanů, kteráneuznává žádnou tradiční teologii. Eddington píšeo argumentech běžně užívaných k důkazu nebo vyvráceníexistence Boha takto: „Všechny jsou bezvýznamné vzhledemk jistotě, po níž toužíme. V případě našich pozemských přátelpovažujeme jejich existenci za zaručenou, aniž bychom sestarali, zda je dokázána či nikoliv. Náš vztah je takový, žemůžeme číst filozofické argumenty snažící se dokazovat ne-existenci druhé osoby a snad jimi být i přesvědčeni — a pakse společně smát tak podivnému závěru ... A máme-li skuteč-ný vztah k Bohu, jeho nejpřesvědčivější vyvrácení je pro násneškodné. Mohu-li to říci v pokoře, duše a Bůh se tak podiv-nému závěru společně smějí." Eddington by pravděpodobněpovažoval Hawkingovu „krajovou podmínku" vesmíru bezkraje za inspirativní, ale určitě by se usmíval nad poslednímodstavcem 8. kapitoly.

Myslím, že většina opravdových lidí vědy — ne tedy jenpolitiků vědy — ať už se kloní k jakémukoliv pohledu na svět,sdílí údiv Thomase Manna nad těmi, kdo s lehkostí vyslovujíslovo Bůh — určitá skromnost a třeba i rozpaky ve věcechnáboženských jim vždycky připadají mnohem vhodnější nežpóza odvážného sebevědomí. Není pochyb, že Stephen Haw-king je opravdový a velký člověk vědy. Není však také po-

186

chyb, že se ve své popularizační knížce občas jeví jako zoónpolitikon.

Ať už zaujmeme k Hawkingovým obecným úvahám a vy-hraněným názorům jakkoliv střízlivé stanovisko, neubránímese obdivu nad výkony jeho intelektu, jeho mnohostrannouhloubkou, a zvláště nad mimořádnou odhodlaností překoná-vat fyzický handicap při hledání pravdy; a co víc, umět se při-tom všem dívat stále chlapecky na svět. To vše se odrážív jeho Stručné historii času. Lze si jen přát, aby k chápání zá-kladní vědy jako součásti kultury přispěla u nás podobně ja-ko jinde ve světě. Darujte ji sobě, svým přátelům i nepřáte-lům, ať se učí dívat na svět „sub specie aeternitatis".

8. 6. 7990 JiříBičák

Date post:	03-Oct-2020
Category:	Documents
Upload:	others
View:	0 times
Download:	0 times

PODĚKOVÁNÍ - rezabekrezabek.info/Hawking/Stephen_Hawking_-_Strucna_historie... · 2018. 3....

Documents