Jak Alexandr Friedmann ukázal, že se vesmír může měnit?
Alexandr Friedmann (1888–1925) ukázal, že Einsteinovy gravitační rovnice umožňují popsat vesmír, který se rozpíná nebo smršťuje. Jeho práce z let 1922 a 1924 pomohly změnit kosmologii z popisu neměnného uspořádání na zkoumání fyzikálního vývoje vesmíru.
© / kredit: Autor neuveden / Wikimedia Commons · Zdroj · · Public domain · Úpravy: zmenšení, rámeček a kredit.
Otázka, kterou lze položit rovnicím
Friedmann byl matematik a fyzik, který se věnoval také meteorologii. Při studiu obecné relativity si položil otázku, zda musí být její kosmologická řešení statická.
Nezačínal úplným seznamem jednotlivých hvězd a galaxií. Zkoumal zjednodušený model, v němž je obsah vesmíru na velkých měřítkách přibližně rovnoměrně rozložený. Takové zjednodušení umožní počítat celkový vývoj, i když místní struktury vyžadují podrobnější popis.
Co znamená, že se mění velikost vesmíru
V kosmologii používáme měřítkový faktor, obvykle označovaný a(t). Říká, jak se s časem mění vzdálenosti mezi místy unášenými průměrným rozpínáním. Nemusíme přitom znát celkovou velikost vesmíru ani předpokládat jeho okraj.
Jestliže se tento faktor zdvojnásobí, vzdálenost dvou takových míst se zdvojnásobí. Neznamená to zdvojnásobení velikosti atomů, planet nebo gravitačně vázaných galaxií. Schéma níže znázorňuje, jak se při rozpínání zvětšují vzdálenosti mezi třemi body ležícími na jedné přímce. Vysvětlení rozpínání bez vyvoleného středu rozvíjí téma o Lemaîtrovi.
Dvě fáze rovnoměrného zvětšování vzdáleností mezi třemi značkami. Žádná značka není vyvoleným středem. Pás je jednorozměrná analogie, nikoli kresba tvaru vesmíru.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Jaké možnosti Friedmann otevřel
Friedmannovy rovnice propojují vývoj měřítkového faktoru s hustotou obsahu vesmíru, tlakem, prostorovým zakřivením a případnou kosmologickou konstantou. Při různých předpokladech mohou vzniknout různé historie rozpínání a smršťování.
Práce z roku 1922 řešila dynamické modely s kladným prostorovým zakřivením; roku 1924 Friedmann rozšířil rozbor také na záporné zakřivení. Samotné znaménko křivosti ale obecně neurčuje budoucí osud vesmíru, zejména pokud připustíme kosmologickou konstantu či jiné složky.
Proč byl důležitý spor s Einsteinem
Einstein nejprve namítl, že Friedmannův výpočet obsahuje chybu. Po další výměně argumentů svou matematickou námitku v roce 1923 odvolal.
Tím se potvrdilo, že proměnlivý vesmír je přípustným řešením rovnic. Potvrzení rozpínání vesmíru pak přinesla astronomická pozorování. Právě toto rozlišení je na příběhu podstatné: správná matematická možnost a správný model přírody nejsou automaticky totéž.
Co později přidali pozorovatelé a další teoretici
Lemaître v roce 1927 spojil dynamický model s tehdejšími odhady vzdáleností a spektrálních posuvů galaxií. Hubbleova a další pozorování pak rozšířila oporu pro vztah mezi vzdáleností a vzdalováním.
Friedmannovy rovnice se dodnes používají při výpočtu stáří, vzdáleností a vývoje vesmíru. Doplňujeme do nich však obsah a parametry odvozené z novějších měření. Přechod od rovnic k pozorovatelným číslům přibližuje téma o Hubbleově konstantě.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Friedmann ukázal, že rozpínání může vyplývat ze stejné gravitační teorie jako pohyb planet. Rozhodující krok spočíval v opuštění požadavku, aby byl vesmír neměnný.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)