Světlo a gravitační iluze: Dvojí povaha světla a gravitační ohyb světla (1.)

Světelné vlny se šíří prostředím rychlostí světla. Vzhledem k tomu, že rychlost šíření světla může být v různých prostředích nebo materiálech různá, dochází na rozhraní dvou prostředí k lomu. Světelné paprsky následují zákony geometrické optiky. Díky tomu vznikly v historii čočky, tvarované kusy optického materiálu (krystalů nebo skla), jež využívají lomu světla ke zvětšování či zmenšování předmětů. Vhodnou kombinací čoček vznikly na začátku 17. století první dalekohledy, které stály za překotným rozvojem našich znalostí o vesmíru.

Nepřehlédněte druhý dál článku Světlo a gravitační iluze: Jak funguje gravitační čočka 

Dalekohled při pozorování vzdálených objektů jednak zvětšuje zorný úhel, tedy přibližuje. Pro astronomy je však mnohem důležitější druhá vlastnost, kdy vstupní čočka dalekohledu – objektiv – shromažďuje svou větší plochou více fotonů přilétajících od vzdáleného zdroje, a na oční sítnici nebo polovodičových elementech detektoru tedy jeho obraz zesiluje. Při pohledu dalekohledem se nám pak objekty na obloze zdají větší a jasnější. 

Ohýbající gravitace

Vlnový charakter světla byl dobře znám na počátku 19. století, kdy Angličan Thomas Young prokázal, že světlo interferuje samo se sebou. Ve stínítku vyřízl dvě štěrbiny, na něž posvítil. Za stínítkem pak uviděl nikoliv obraz dvou štěrbin, ale střídající se tmavé a světlé pruhy – interferenční obrazec. Kdyby bylo světlo částicemi, nemohl by experiment takto probíhat. Vlny nemají hmotnost, a jsou tudíž mimo dosah všeprostupující gravitace.

Youngova měření byla v rozporu s doposud převládajícím náhledem na světlo, pocházejícím z počátku 18. století od samotného Isaaca Newtona. Ten ve svém díle Optika používal pro vysvětlení optických jevů popis světla jako proudu velmi malých částic – korpuskulí. Newton předpokládal, že tyto částečky mají hmotnost, a tudíž je může ovlivnit gravitace. Vlivem gravitace na světlo se však několik desítek let předtím zabýval i Angličan John Mitchell. Z jednoduchých úvah odvodil, že hvězda určité hmotnosti by ve svém okolí měla únikovou rychlost větší než je rychlost světla – a takovou temnou hvězdu bychom nebyli schopni pozorovat. Mitchellova temná hvězda je předchůdcem projevů dnešních černých děr. Mitchell dále uvažoval ztrátu energie světla vlivem gravitace, následný posun jeho energie, a tedy i vlnové délky do červené oblasti spektra. Dávno před moderní érou tedy předpověděl gravitační rudý posuv. 

Gravitace jako prohlubeň

V roce 1916 publikoval Albert Einstein svoji obecnou teorii relativity, geometrickou teorii gravitace. Převedl vzájemné silové působení těles na geometrické deformace (časo)prostoru, v němž se tělesa pohybují po nejkratších spojnicích. Představme si pád kuličky do trychtýřové prohlubně: Pokud má její pohyb nějakou složku rychlosti ve směru podél vrstevnic trychtýřového otvoru, nespadne kulička přímo do otvoru, ale bude do něj spirálově kroužit. Jestliže bychom studovali stejný pohyb v beztížném stavu a mohli bychom zanedbat tření mezi kuličkou a stěnou trychtýře, obíhala by kulička v takovém případě stále kolem středové díry. Podle směru a velikosti vektoru rychlosti původního cvrnknutí by obíhala po některé z kuželoseček – po kružnici, elipse, případně parabole nebo hyperbole; pokud by bylo cvrknutí příliš silné, vymrštilo by kuličku z trychtýře. 

Hmotná tělesa vytvářejí v (časo)prostoru podobné trychtýřové prohlubně. V našem okolí je původcem nejhlubší prohlubně Slunce, proto jej obíhají okolní tělesa včetně planet. Vzhledem k tomu, že jde o geometrický náhled, mělo by se nejkratší možnou trajektorií šířit i světlo, stejně jako se pohybují planety. Avšak vzhledem k jeho velké rychlosti vykazuje v případě běžných objektů jen malé změny trajektorie. Teprve černé díry zakřivují (časo)prostor natolik, že přinutí i světlo obíhat centrální objekt dokola. 

Gravitace tedy způsobuje poruchy v cestě světelných paprsků – gravitační ohyb světla. Záhy po publikaci obecné teorie relativity se ukázalo, že Einsteinovo dovození je testovatelné prakticky. Slunce sice způsobuje jen malé zakřivení (časo)prostoru, přesto by mělo ohýbat světlo vzdálených hvězd ve svém těsném okolí. Sir Arthur Eddington si uvědomil, že předpovědi pocházející z teorie relativity jsou ověřitelné, a zorganizoval v roce 1919 dvě expedice za účelem snímkování slunečního okolí během úplného zatmění Slunce 23. května 1919. Expedice pořídila snímek sluneční koróny a okolo ležících hvězd a o půl roku později stejnými přístroji i snímek stejné oblasti hvězdného nebe (nyní již bez Slunce). Přestože i v měřítkách tehdejší doby měla Eddingtonova pozorování nevalnou kvalitu, určil pečlivým vyměřováním posuny poloh hvězd (jevily se dále od Slunce, než by měly být) a nalezl výbornou shodu s Einsteinovou předpovědí. 

Pokračování článku