astronómie

Galaxie a rozširujúci sa vesmír

Einstein takmer okamžite aplikoval svoju teóriu gravitácie na vesmír ako celok, keď publikoval svoju prvú kozmologickú knihu v roku 1917. Pretože nebol dobre oboznámený s nedávnymi prácami v astronómii, predpokladal, že vesmír bol statický a nemenný. Einstein predpokladal, že hmota bola rovnomerne rozložená do celého vesmíru, ale nedokázal nájsť statické riešenie svojich rovníc poľa. Problém bol v tom, že vzájomná gravitácia všetkej hmoty vo vesmíre by mala tendenciu uzavrieť vesmír. Preto Einstein predstavil ďalší výraz obsahujúci faktor Λ, „kozmologickú konštantu“. Nový pojem poskytoval univerzálnu kozmickú odpudivú silu, ktorá mohla pôsobiť na veľké vzdialenosti, aby pôsobila proti účinkom gravitácie. Keď sa neskôr dozvedel o expanzii vesmíru, Einstein označil kozmologickú konštantu za najväčšiu chybu svojej kariéry. (Ale kozmologická konštanta sa vkradla späť do kozmológie koncom 20. a 21. storočia. Aj keď sa Einstein mýlil, často sa nachádzal v niečom hlbokom.)

Einsteinovo statické riešenie predstavovalo vesmír obmedzeného objemu, ale bez okrajov, pretože priestor sa zakrivil späť na seba. Imaginárny cestujúci tak mohol cestovať navždy v priamke a nikdy sa nedostal na okraj vesmíru. Priestor má kladné zakrivenie, takže uhly v trojuholníku sa zväčšujú o viac ako 180 °, aj keď prebytok by bol zrejmý iba v trojuholníkoch dostatočnej veľkosti. (Dobrá dvojrozmerná analógia je zemský povrch. Je v oblasti konečná, nemá hrany.)

Na začiatku 20. storočia väčšina profesionálnych astronómov stále verila, že Mliečna dráha bola v podstate rovnaká vec ako viditeľný vesmír. Menšina verila v teóriu ostrovných vesmírov - že špirálové hmloviny sú obrovské hviezdne systémy porovnateľné s Mliečnou cestou a sú rozptýlené priestorom s obrovskými prázdnymi vzdialenosťami medzi nimi. Jednou z námietok proti teórii ostrovného vesmíru bolo, že v blízkosti roviny Mliečnej dráhy, tzv. Zóny vyhýbania sa je vidieť len veľmi málo špirálov. Preto musia byť špirály nejakým spôsobom súčasťou systému Mliečnej dráhy. Americký astronóm Heber Curtis však poukázal na to, že niektoré špirály, ktoré je možné vidieť na okraji, samozrejme obsahujú obrovské množstvo prachu vo svojich „rovníkových“ rovinách. Dalo by sa tiež očakávať, že Mliečna dráha bude mať po celej svojej rovine veľké množstvo prachu, čo by vysvetľovalo, prečo sa tam nedá vidieť veľa matných špirál; viditeľnosť je jednoducho zakrytá v nízkych galaktických šírkach. V roku 1917 našiel Curtis na svojich fotografiách špirálov tri novy; slabosť týchto novín znamenala, že špirály boli vo veľkej vzdialenosti od Mliečnej dráhy.

Statický charakter vesmíru bol čoskoro spochybnený. V roku 1912 na observatóriu Lowell v Arizone začal americký astronóm Vesto M. Slipher merať radiálne rýchlosti špirálových hmlovín. Prvou špirálou, ktorú skúmal Slipher, bola hmlovina Andromeda, ktorá sa ukázala byť blueshifted - to znamená, že sa pohybovala smerom k Mliečnej dráhe - s rýchlosťou priblíženia 300 km (200 míľ) za sekundu, najväčšou rýchlosťou, aká bola kedy nameraná pre každú nebeskú až do tej doby. Do roku 1917 mala Slipher radiálne rýchlosti pre 25 špirál, niektoré až 1 000 km (600 míľ) za sekundu. Predmety pohybujúce sa takýmito rýchlosťami by ťažko patrili do Mliečnej dráhy. Aj keď niekoľko z nich bolo presmerovaných, drvivá väčšina bola preradená, čo zodpovedá pohybu mimo Mliečnej dráhy. Astronómovia však okamžite nedospeli k záveru, že vesmír sa rozširuje. Pretože Slifove špirály neboli rovnomerne rozmiestnené po oblohe, astronómovia použili údaje na to, aby sa pokúsili odvodiť rýchlosť Slnka vzhľadom na systém špirálov. Väčšina Slipherových špirál bola na jednej strane Mliečnej dráhy a ustupovala, zatiaľ čo niektoré boli na druhej strane a blížili sa. Pre Slipher bola Mliečna dráha sama o sebe špirálou, pohybujúcou sa vzhľadom na väčšie pole špirál.

V roku 1917 holandský matematik Willem de Sitter našiel ďalšie zdanlivo statické kozmologické riešenie polných rovníc, ktoré sa líši od Einsteinových, ktoré ukázalo koreláciu medzi vzdialenosťou a červeným posunom. Aj keď nebolo jasné, že de Sitterove riešenie môže opísať vesmír, keďže nemalo hmotu, motivovalo to astronómov hľadať vzťah medzi vzdialenosťou a červeným posunom. V roku 1924 švédsky astronóm Karl Lundmark publikoval empirickú štúdiu, ktorá dala zhruba lineárny vzťah (aj keď s mnohými rozptýlenými) medzi vzdialenosťami a rýchlosťami špirál. Ťažkosti spočívali v dostatočnom poznaní vzdialeností. Lundmark použil novae pozorované v hmlovine Andromeda na určenie vzdialenosti tejto hmloviny za predpokladu, že tieto novae budú mať rovnaký priemerný absolútny jas ako novae v Mliečnej dráhe, ktorej vzdialenosti boli približne známe. Pre vzdialenejšie špirály sa Lundmark odvolával na hrubé predpoklady, že tieto špirály musia mať rovnaký priemer a jas ako hmlovina Andromeda. Novinka teda fungovala ako štandardné sviečky (tj objekty s definovaným jasom) a pre vzdialenejšie špirály sa samotné špirály stali štandardnou sviečkou.

Z teoretického hľadiska študoval ruský matematik Aleksandr Friedmann v rokoch 1922 až 1924 nestatické kozmologické riešenia Einsteinových rovníc. Tieto presahovali rámec Einsteinovho modelu tým, že umožnili expanziu alebo kontrakciu vesmíru a za De Sitterovho modelu tým, že umožnili vesmíru zadržať hmotu. Friedmann tiež predstavil kozmologické modely s negatívnym zakrivením. (V záporne zakrivenom priestore uhly trojuholníka narástli menej ako 180 °.) Friedmannove riešenia mali malý okamžitý dopad, čiastočne kvôli jeho skorej smrti v roku 1925 a čiastočne preto, že svoju teoretickú prácu nespájal s astronomickými pozorovaniami. Nepomohlo to, že Einstein uverejnil poznámku, v ktorej tvrdil, že Friedmannov dokument z roku 1922 obsahoval zásadnú chybu; Einstein neskôr túto kritiku stiahol.