Proč astronomové hledali planetu Vulkán?

Proč astronomové hledali Vulkán?

Věřili byste v planetu, která nikdy nebyla? Desítky let po ní astronomové pátrali, počítali její dráhu a dali jí jméno Vulkán. Jenže ten svět byl pouhým přeludem.

Jak se ale mohlo stát, že titíž vědci, kteří dokázali pomocí matematiky odhalit skutečný svět na samém okraji naší soustavy, uvěřili o pouhých pár let později tělesu, jež neexistovalo? A jak mohla naprosto stejná metoda jednou vést k největšímu triumfu lidského rozumu a podruhé k omylu, který zaměstnával astronomy více než půl století?

Dnes se vydáme po stopách planety, která nebyla. Do doby, kdy jsme věřili, že vesmír funguje jako bezchybný hodinový stroj, v němž každé kolečko přesně zapadá do druhého. A uvidíme, že někdy největší vědecký pokrok nepřichází ve chvíli, kdy najdeme to, co hledáme, ale tehdy, když jsme nuceni přiznat, že naše dosavadní představa o světě má své hranice.

Hledání skryté příčiny

Začněme docela obyčejnou lidskou zkušeností. Představte si, že sedíte večer doma v tichém pokoji a najednou na polici spadne kniha. Nikde není průvan, nikdo neprošel kolem, zdi se nechvějí. Co tedy uděláte? Určitě nezačnete tvrdit, že se kniha rozhodla spadnout sama od sebe z vlastní vůle, ani neprohlásíte, že fyzikální zákony z ničeho nic přestaly platit.

Místo toho začnete okamžitě pátrat po skryté příčině. Možná po koberci proběhla kočka, možná projel těžký vůz po ulici a roztřásl dům, nebo povolil starý šroub v poličce. Hledáme neviditelného viníka, protože věříme v neotřesitelný řetěz příčiny a následku. Každá změna pohybu má svou příčinu.

Newtonův gravitační zákon

V devatenáctém století měli astronomové pro tuto lidskou intuici dokonalý matematický nástroj: gravitační zákon sira Isaaca Newtona.

Newton v roce 1687 představil světu myšlenku, která byla ve své jednoduchosti převratná. Každá dvě tělesa ve vesmíru se přitahují silou, která je přímo úměrná jejich hmotnostem a nepřímo úměrná čtverci vzdálenosti mezi nimi. Znělo to prostě, ale důsledky byly obrovské. Vesmír náhle nebyl chaotickým prostorem, nýbrž předvídatelným, přesně fungujícím mechanismem.

Byl to svět jako gigantický kulečníkový stůl. Když znáte polohu koulí, jejich hmotnost, rychlost a směr pohybu, můžete do detailu spočítat každý odraz, každý pohyb i každou srážku. Planety na obloze obíhaly po elipsách jako přesně seřízené součástky v královském chronometru.

Jenže sám Isaac Newton nebyl tak bezvýhradně sebevědomý, jak by se mohlo zdát. Uvědomoval si, že v samotných základech jeho teorie se skrývají hluboké otázky.

Newton a Bentley: co drží vesmír?

Když si v devadesátých letech sedmnáctého století dopisoval s teologem a učencem Richardem Bentleym, narazili na problém, který bral dech. Bentley tehdy připravoval přednášky na obranu víry a chtěl použít Newtonovy zákony jako důkaz harmonického řádu světa. Položil však zdánlivě prostou otázku: Pokud veškerá hmota ve vesmíru neustále přitahuje veškerou ostatní hmotu, proč se všechny hvězdy na nebi za dlouhé věky nezhroutily do jednoho jediného středu?

Pokud by byl vesmír konečný a jeho hvězdy nehybné, gravitace by je začala stahovat k sobě. Newton na to odpověděl úvahou, kterou dnes známe jako Bentleyho paradox. Předpokládal, že vesmír musí být nekonečný a hvězdy v něm rozprostřeny s tak dokonalou symetrií, že přitažlivé síly působící na každou z nich ze všech stran zůstávají v přesné rovnováze. Byla to však rovnováha nesmírně křehká, jako jehla postavená na špičku. Stačil by nepatrný záchvěv a celý systém by se začal hroutit. Newton se proto domníval, že k dlouhodobému udržení tohoto křehkého mechanismu je zapotřebí stálého zásahu vyšší moci.

A byla tu ještě jedna věc, která Newtonovi nedala spát — záhada působení na dálku. Jak může Slunce přitahovat Zemi přes sto padesát milionů kilometrů prázdného prostoru, aniž by se mezi nimi cokoli nacházelo? Jak může těleso předat informaci o své přítomnosti skrz prázdnotu? Sám Newton v korespondenci s Bentleym otevřeně přiznával, že představa, podle níž by neživá hmota mohla bezprostředně působit na jinou hmotu na dálku bez jakéhokoli zprostředkování, je pro něj stěží přijatelná.

Ale i když filozofické základy gravitace vyvolávaly pochybnosti, praktická nebeská mechanika fungovala neobyčejně spolehlivě.

Astronomové dovedli newtonovské výpočty k vysoké dokonalosti. Naučili se počítat takzvané poruchy. Věděli, že planeta neobíhá kolem Slunce v naprosté samotě. Pohybuje se sice po hlavní eliptické dráze, ale ostatní tělesa ji svým gravitačním tahem neustále jemně ovlivňují. Jupiter trochu zatáhne tady, Saturn přibrzdí tamhle. Všechno to byl složitý, ale v principu přesně spočítatelný tanec čísel.

A pak přišel rok 1846. Okamžik, který v očích tehdejšího vědeckého světa potvrdil Newtonovu genialitu jako neotřesitelný zákon.

Uran a první odchylky

Roku 1781 objevil William Herschel planetu Uran. Byla to obrovská senzace, první planeta nalezená pomocí dalekohledu. Jenže jak plynula desetiletí a astronomové pečlivě zaznamenávali každý krok Uranu po obloze, začalo se dít něco nečekaného.

Uran se nedržel předpovědí.

I když vědci vzali v úvahu gravitační vliv všech známých těles — Slunce, Jupiteru i Saturnu —, planeta se přesto systematicky odchylovala od vypočítané dráhy. Zprvu se zdálo, že se pohybuje o něco rychleji, než by měla, později zase začala zaostávat. Odchylka byla malá, ale pro astronomy představovala nepřijatelnou záhadu.

Před vědou stály v zásadě dvě možnosti. Buď Newtonův gravitační zákon na obrovské vzdálenosti na okraji sluneční soustavy ztrácí svou přesnost, nebo tam venku, v neprobádané temnotě, existuje neznámé těleso, jehož gravitace dráhu Uranu vychyluje.

Tohoto náročného matematického úkolu se chopil pětatřicetiletý francouzský astronom Urbain Le Verrier.

Le Verrier byl člověk mimořádně soustředěný, přísný a metodický, obdařený neochvějnou sebedůvěrou. Měsíce pracoval ve své pařížské pracovně a prováděl to, co se rovnalo zpětné rekonstrukci nebeských drah. Vzal drobné odchylky v pohybu Uranu a pokoušel se z nich odvodit přibližnou hmotnost, vzdálenost a polohu neznámé planety, kterou dosud nikdo nerozpoznal jako planetu. Šlo o rozsáhlé soustavy rovnic počítané ručně na papíře.

V srpnu tisíc osm set čtyřicet šest dospěl k výsledku a určil polohu hledaného světa.

Protože pařížští pozorovatelé se k okamžitému hledání příliš neměli, poslal Le Verrier své výpočty Johannu Gallemu na berlínskou observatoř. Dopis dorazil dvacátého třetího září 1846. Galle téže noci se svým spolupracovníkem Heinrichem d'Arrestem zaměřil refraktor na udané souřadnice a začal porovnávat zorné pole s novou hvězdnou mapou.

Během necelé hodiny si d'Arrest všiml hvězdy, která v mapě nebyla zakreslena.

Byl to Neptun. Nacházel se pouhý jeden stupeň od místa, které Le Verrier předpověděl od svého psacího stolu.

Byl to triumf, jaký astronomie do té doby nepoznala. François Arago, ředitel Pařížské observatoře, to později slavně vyjádřil slovy, že Le Verrier objevil novou planetu na špičce svého pera.

Matematika dokázala odhalit neznámý svět v temnotě miliardy kilometrů daleko. Newtonovská fyzika se zdála být absolutním zákonem přírody. Pravidlo se jevilo jako naprosto jasné. Pokud se v pohybu nebeských těles objeví odchylka od Newtonových zákonů, nepochybujte o gravitaci — hledejte dosud neobjevenou hmotu.

Le Verrier získal obrovské uznání. Později stanul v čele Pařížské observatoře a vytkl si za cíl vytvořit ucelenou a přesnou matematickou teorii pohybů všech těles sluneční soustavy.

Merkurova dráha nesouhlasí

A tak obrátil svou pozornost k opačnému konci — k Merkuru.

Merkur je těleso zcela jiné než vzdálený Uran. Je to nejmenší planeta sluneční soustavy, která obíhá nejblíže Slunci v prudkém žáru. Její dráha není téměř kruhová, ale znatelně protáhlá, eliptická.

Bod, ve kterém se Merkur na své pouti nejvíce přibližuje ke Slunci, se nazývá perihelium. Pokud by ve vesmíru existovalo pouze Slunce a samotný Merkur, orientace této elipsy by podle Newtonových zákonů v prostoru zůstávala neměnná. Jenže Merkur není sám. Gravitační působení ostatních planet — zejména Venuše, Země a obřího Jupiteru — jeho dráhu neustále pošťuchuje.

V důsledku těchto vlivů se celá elipsa dráhy Merkuru v prostoru pomalu stáčí. Můžeme si to představit jako šablonu spirografu, kde se při každém dalším oběhu bod největšího přiblížení posune o nepatrný kousek dál. Perihelium se pozvolna otáčí.

Le Verrier se pustil do důkladného rozboru historických pozorování a přechodů Merkuru přes sluneční disk. Pečlivě sečetl gravitační vlivy všech známých planet. Když však výpočty porovnal se skutečným pozorováním, narazil na nesoulad.

Dráha Merkuru se stáčela o něco rychleji, než kolik dokázala vysvětlit přitažlivost všech známých těles.

Le Verrier v roce 1859 určil, že tento nevysvětlený přebytek činí přibližně třicet osm úhlových vteřin za jedno století. Pozdější přesnější měření na sklonku devatenáctého století, s nimiž pracoval například Simon Newcomb, upravila tuto hodnotu na zhruba čtyřicet tři úhlových vteřin za století.

Zůstala nevysvětlená trhlina.

Co vlastně takový úhel znamená? Čtyřicet tři úhlových vteřin odpovídá předmětu o velikosti asi šesti milimetrů — například zrnku hrachu nebo třešňové pecce —, na který se díváte ze vzdálenosti třiceti metrů. A tato drobná odchylka se nenastřádá za den ani za rok, ale za celých sto let. Trvalo by miliony let, než by se kvůli ní dráha Merkuru otočila o jeden celý kruh navíc.

Kdokoli jiný by mohl namítnout, že jde o zanedbatelnou maličkost, nepřesnost měření nebo chybu v datech. Jenže pro Le Verriera a newtonovskou mechaniku slovo přibližně neplatilo. Byla to situace velmi podobná té u Uranu.

A tak Le Verrier v roce 1859 navrhl řešení, které se přímo nabízelo a které mu už jednou přineslo světovou proslulost. Mezi Sluncem a Merkurem se musí skrývat další neznámá hmota — pravděpodobně dosud neobjevená planeta, případně pás drobných těles. Její gravitační tah by vysvětlil, proč se perihelium Merkuru stáčí rychleji.

Hypotetické těleso brzy dostalo jméno: Vulkán — podle římského boha ohně a kovářství, který pracoval v žáru podzemních výhní.

Byla to planeta odvozená od psacího stolu. Teď zbývalo jediné. Spatřit ji dalekohledem.

Jenže hledat těleso v bezprostřední blízkosti Slunce představuje mimořádný pozorovací problém. Pokud by Vulkán obíhal tak blízko naší hvězdy, nikdy by se od ní na obloze příliš nevzdálil. Vycházel by i zapadal téměř současně se Sluncem a ve dne by byl jeho případný slabý odlesk zcela přezářen denním světlem.

V zásadě existovaly dvě příležitosti, jak takové těleso zahlédnout.

První možností bylo úplné zatmění Slunce, kdy Měsíc na několik minut zakryje oslnivý sluneční kotouč a v nastalé tmě odhalí okolí hvězdy. Druhou možností byl tranzit — přechod tělesa přímo před slunečním diskem. Pokud by Vulkán obíhal v rovině vnitřních planet, musel by čas od času projít před Sluncem jako drobná, ostře ohraničená tmavá skvrnka putující po jeho povrchu.

A zpráva o takovém pozorování na sebe nenechala dlouho čekat.

Lescarbaultův údajný přechod

Koncem roku 1859 se Le Verrier dozvěděl o pozorování venkovského lékaře Edmonda Modesta Lescarbaulta z městečka Orgères-en-Beauce jihozápadně od Paříže. Lescarbault byl nadšený amatérský astronom, který si u svého domu zřídil skromnou pozorovatelnu a ve volných chvílích sledoval oblohu.

Lescarbault ohlásil, že v březnu téhož roku spatřil na slunečním disku malou kulatou skvrnku, kterou sledoval více než hodinu, jak se plynule posouvá po povrchu Slunce. Byla pravidelná a pohybovala se odlišně od běžných slunečních skvrn.

Le Verrier se za Lescarbaultem osobně vypravil, aby si jeho údaje ověřil. Prohlédl lékařův dalekohled, provizorní kyvadlo i poznámky a dospěl k závěru, že lékařovo svědectví je věrohodné a odpovídá hledanému tělesu.

Zpráva vyvolala velký ohlas. Císař Napoleon Třetí udělil Lescarbaultovi v roce 1860 Řád čestné legie. Le Verrier pak zveřejnil odhad dráhy, podle něhož by těleso obíhalo těsně u Slunce zhruba za tři týdny.

Očekávání byla obrovská.

Jenže brzy se začaly objevovat potíže. Podle předpokládané dráhy astronomové spočítali termíny dalších možných přechodů přes sluneční disk. Řada observatoří zaměřila své přístroje na Slunce, ale v předpovězených časech se na čistém slunečním povrchu neukázalo vůbec nic.

Tu a tam sice přicházela ojedinělá hlášení od jiných pozorovatelů, ale záznamy si navzájem odporovaly. To, co jeden považoval za přecházející těleso, jiní vysvětlovali jako prchavou sluneční skvrnu, optickou nečistotu nebo třeba ptáka letícího v zorném poli. Spolehlivé potvrzení stále chybělo.

Pátrání při zatmění Slunce

Velkou příležitost nabídlo úplné zatmění Slunce v červenci tisíc osm set sedmdesát osm, které bylo pozorovatelné v Severní Americe. Do Skalistých hor ve Wyomingu se sjely vědecké výpravy vybavené dalekohledy, aby během totality prozkoumaly bezprostřední okolí zakrytého Slunce. Mezi pozorovateli byl i mladý Thomas Alva Edison, který zde zkoušel svůj citlivý přístroj na měření tepla sluneční koróny.

K hlavním postavám hledání Vulkánu patřili zkušení astronomové James Craig Watson a Lewis Swift. Během několika minut totality oba ohlásili, že v blízkosti Slunce spatřili světelné body, které nepokládali za známé katalogové hvězdy, a domnívali se, že zahlédli hledanou planetu.

Tato hlášení sice vzbudila novou vlnu zájmu, ale ostatní astronomové je nepotvrdili. Vznikly vážné spory o přesnost jejich zaměření a o to, zda nešlo o záměnu se známými hvězdami v daném souhvězdí. Pozorování Watsona a Swifta zůstala nejednoznačná a k uznání existence nové planety nestačila.

Rozhodující slovo měla přinést nastupující astrofotografie. Skleněná fotografická deska umožňovala objektivní záznam bez vlivu spěchu a lidských smyslů.

Při dalších zatměních Slunce na počátku dvacátého století, zejména při expedicích Lickovy observatoře vedených Williamem Wallacem Campbellem, astronomové pořídili detailní fotografické snímky rozsáhlého okolí Slunce. Na citlivých deskách hledali stopu tělesa velikosti očekávané planety.

Výsledek byl jednoznačný. Žádný přesvědčivý objev Vulkánu se nekonal. Fotografické záznamy žádnou neznámou planetu nepotvrdily.

Hypotéza o planetě Vulkán se ocitla v troskách.

Tím však celá záhada neskončila — naopak se prohloubila.

Planeta Vulkán neexistovala, ale stáčení perihelia Merkuru zůstávalo skutečností. Zpřesněná pozorování stále ukazovala onen nevysvětlený přebytek zhruba čtyřiceti tří úhlových vteřin za století, pro který newtonovská gravitace neměla vysvětlení.

Vědci se pokoušeli najít jiná vysvětlení. Uvažovalo se o tom, zda Slunce není nepatrně zploštělé, což by mohlo gravitační pole mírně deformovat, ale jeho skutečný vliv k vysvětlení celé odchylky nestačí. Zkoumala se možnost rozptýleného oblaku meziplanetárního prachu, ten by však musel znatelně ovlivňovat i dráhu sousední Venuše. Objevily se dokonce návrhy nepatrně upravit samotný Newtonův gravitační zákon — změnit exponent ve vzorci o nepatrný zlomek.

Byla to snaha zachránit dosavadní teorii za každou cenu. Všechny tyto hypotézy však narážely na nové rozpory.

Proč metoda, která tak skvěle uspěla při objevu Neptunu, u Merkuru selhala?

Protože u Neptunu byla příčinou odchylky skutečná hmotná planeta v prostoru. U Merkuru však problém nespočíval v chybějícím tělese, ale v samotném chápání prostoru, času a gravitace.

Einstein a obecná relativita

Rozuzlení přišlo v listopadu roku 1915, kdy Albert Einstein v Berlíně dokončoval svou obecnou teorii relativity.

Einstein se vrátil k fundamentální otázce, která zaměstnávala už Newtona a Bentleyho. Jak gravitace ve skutečnosti působí? Jeho odpověď přinesla hlubokou proměnu fyzikálního pohledu na svět. Gravitaci nepopsal jako tajemnou sílu působící na dálku prázdným prostorem, nýbrž jako projev zakřivení samotného časoprostoru způsobeného přítomností hmoty a energie.

K přiblížení této myšlenky se často používá známá, i když zjednodušená pomůcka: pružná napnutá plachta. Pokud na ni položíme těžkou kouli, plachta se v jejím okolí prohne. Pohybuje-li se pak po plachtě menší kulička, její dráha se v prohnutém místě zakřiví. V reálném vesmíru samozřejmě žádná gumová membrána není — je to jen vizuální model, který nám pomáhá představit si, že tělesa se pohybují po nejrovnějších možných drahách v prostoru a čase, které jsou samy tvarovány hmotou.

A v tom spočíval klíč k celému rozdílu mezi Neptunem a Merkurem.

Relativistické zakřivení časoprostoru v naší sluneční soustavě je ve skutečnosti velmi malé. Ve slabých gravitačních polích, daleko od Slunce, se Einsteinovy rovnice téměř dokonale shodují s těmi Newtonovými. Na vzdáleném okraji soustavy, kde obíhá Uran a Neptun, je relativistický vliv tak nepatrný, že ho tehdejší přístroje vůbec nemohly zaznamenat. Proto mohl Le Verrier předpovědět polohu Neptunu s pomocí klasické newtonovské mechaniky s přesností na jediný stupeň.

Newtonovy zákony nebyly špatné — byly a dodnes jsou vynikající aproximací pro většinu běžných situací ve sluneční soustavě.

Jenže Merkur obíhá ze všech planet nejblíže Slunci, kde je gravitační působení nejsilnější a zakřivení časoprostoru se projevuje nejvíce. I zde je relativistický efekt nesmírně jemný — právě proto trvalo celá staletí, než byl vůbec odhalen. Ale stačí na to, aby se elipsa dráhy Merkuru při každém oběhu stočila o nepatrný kousek víc, než předpovídá čistě newtonovský model.

Výpočet bez nové planety

V listopadu 1915 dosadil Einstein parametry oběžné dráhy Merkuru do svých nových gravitačních rovnic. Nepotřeboval k tomu vymýšlet žádnou neviditelnou planetu, žádný pás prachu ani dodatečné umělé konstanty. Šlo o přímý důsledek geometrie zakřiveného časoprostoru.

Výpočet přinesl výsledek. Dodatečné stáčení perihelia Merkuru o přibližně čtyřicet tři úhlových vteřin za jedno století.

Hodnota přesně odpovídala onomu nevysvětlenému přebytku, který astronomy trápil celá desetiletí.

Pro Einsteina to byl jeden z nejhlubších okamžiků života. Později vzpomínal na obrovské pohnutí a radost, které prožíval, když zjistil, že jeho nová teorie bez jakýchkoli pomocných předpokladů přesně vysvětluje anomálii, na níž si klasická mechanika vylámala zuby. Záhada byla vyřešena.

Stejná metoda, jiné vysvětlení

Příběh planety Vulkán není svědectvím o naivitě dřívějších vědců. Urbain Le Verrier postupoval přísně logicky. Použil metodu, která krátce předtím slavila jeden z největších úspěchů v dějinách vědy.

Když se pozorování neshoduje s teorií, naším přirozeným sklonem bývá hledat vysvětlení v rámci pravidel, která dobře známe. Předpokládáme skrytou příčinu — neznámé těleso, neviditelnou částici —, abychom zachovali dosavadní obraz světa. A často je to správná cesta, jak ukázal objev Neptunu.

Někdy je však drobná nesrovnalost — pouhých několik desítek úhlových vteřin za celé století — tichým znamením, že jsme dospěli na samotnou hranici platnosti našich představ. Že nestačí přidat další součástku do starého hodinového stroje, ale je třeba změnit způsob, jakým vnímáme samotný prostor a čas.

Až někdy na večerní obloze nízko nad obzorem spatříte drobný svit Merkuru, můžete si vzpomenout i na Vulkán. Planeta, která nikdy neexistovala, sehrála v dějinách poznání nezastupitelnou roli. Pomohla nám pochopit, že i ty nejúspěšnější vědecké teorie mají své hranice — a že skutečný vesmír bývá hlubší a podivuhodnější, než si dokážeme představit.