Kronika Vesmíru (1) – Planckova epocha a počátky vesmíru

Představ si, že chceš zachytit úplný začátek všeho. Nejen vznik Země. Nejen první galaxie. Ale samotný počátek vesmíru. Dostáváme se do okamžiků tak extrémních, že naše intuice selhává. A nakonec i fyzika, jak ji dnes známe.

0 s: Co bylo na začátku

Podle současných teorií byl vesmír na úplném počátku v extrémně hustém a horkém stavu. Často se mluví o tzv. singularitě, tedy stavu s nekonečnou hustotou a teplotou.

Je ale důležité dodat, že singularita není ověřený fyzikální objekt. Je to spíš důsledek rovnic, které v těchto podmínkách přestávají fungovat. Nevíme tedy, co přesně „bylo na začátku“. Spíš narážíme na hranici toho, co jsme schopni popsat.

Můžeme jen říct, že prostor a čas byly v zásadně jiném stavu než dnes a známé fyzikální zákony zde ztrácejí smysl.

Planckova epocha (přibližně 10^-43 s)

První okamžik, o kterém má dnešní fyzika alespoň nějakou oporu, se nazývá Planckova epocha. Odehrává se zhruba 10^-43 sekundy po počátku a jde o oblast, kde se potkává kvantová mechanika s gravitací.

Teploty zde dosahují přibližně 10^32 K a energie jsou natolik vysoké, že je nedokážeme experimentálně napodobit. Právě proto zůstává tato fáze z velké části teoretická.

Předpokládá se, že v tomto období byly všechny základní interakce sjednocené. Dnes rozlišujeme čtyři základní síly: gravitaci, elektromagnetickou sílu a silnou a slabou jadernou interakci. V raném vesmíru ale mohly tvořit jediný celek.

Podle některých modelů se právě na konci této epochy jako první oddělila gravitace. Není to však jistota, ale hypotéza vycházející z teorií velkého sjednocení.

Planckova měřítka v číslech

Abychom si představili, jak extrémní tato éra je, pomůžou tzv. Planckovy jednotky — přirozená měřítka, která vycházejí ze základních konstant přírody (rychlost světla, gravitační konstanta, Planckova konstanta).

Planckův čas je přibližně 5 × 10^-43 sekundy. Planckova délka kolem 10^-35 metru. Planckova teplota zhruba 10^32 kelvinů.

Pod těmito hodnotami přestávají být naše současné teorie spolehlivé. Proto mluvíme o Planckově epoše spíš jako o hranici poznání než o místě, kam bychom se mohli „podívat“.

Kosmická inflace (přibližně 10^-36 až 10^-32 s)

Krátce poté následuje fáze, která zásadně ovlivnila podobu dnešního vesmíru: kosmická inflace.

Během ní se vesmír rozpíná extrémně rychle a jeho rozměr naroste přibližně o faktor 10^26. To znamená, že něco původně mikroskopického se během nepatrného zlomku sekundy zvětší na makroskopickou velikost.

Důležité je, že se nepohybuje hmota prostorem, ale rozpíná se samotný prostor. Proto může být toto rozpínání efektivně rychlejší než světlo, aniž by to porušovalo teorii relativity.

Inflace zároveň vysvětluje, proč je vesmír na velkých škálách tak rovnoměrný a proč má téměř plochou geometrii. Bez této fáze by byl mnohem chaotičtější.

Inflace ale neřeší jen otázku rychlého růstu. Vysvětluje i dvě záhady, které by jinak Velký třesk bez ní obtížně zvládl.

První je horizontový problém. Kdyby se vesmír od počátku rozpínal pomalu a postupně, protilehlé části oblohy by se od začátku prakticky nemohly „potkat“ — neměly by společnou historii. Přesto dnes vypadají na velkých škálách velmi podobně. Inflace tento rozpor řeší tím, že z počátku velmi malé oblasti udělá v krátkém okamžiku obrovský celek.

Druhý je problém plochosti. Vesmír je geometricky téměř plochý — odchylka od roviny je nepatrná. Bez inflace by to vyžadovalo extrémně jemné nastavení počátečních podmínek. Inflace tuto jemnost přirozeně „vyhladí“.

Kvantové fluktuace: zárodky struktur

Ani během inflace nebyl vesmír dokonale hladký. Kvantová mechanika říká, že i v téměř prázdném prostoru vznikají drobné náhodné výkyvy.

Tyto kvantové fluktuace byly extrémně malé, rozdíly hustoty se pohybovaly přibližně v poměru 1 : 100 000. Inflace je ale dramaticky zvětšila a „otiskla“ do struktury vesmíru.

Právě tyto nepatrné nerovnosti se později staly zárodkem všeho složitějšího. V místech o něco vyšší hustoty se začala více shlukovat hmota, což vedlo ke vzniku galaxií, hvězd a nakonec i planet.

Tyto drobné nerovnosti nejsou jen teoretický detail. Dnes je pozorujeme jako jemné fluktuace v kosmickém mikrovlnném pozadí — nejstarším světle vesmíru, které k nám doputovalo z doby asi 380 000 let po Velkém třesku. Samotné pozadí vzniklo mnohem později, ale jeho drobné nerovnosti nesou otisk daleko ranější epochy — právě inflace.

Reheating: konec inflace, začátek horkého vesmíru

Inflace neskončila tím, že by vesmír „vychladl“. Naopak — pole, které ji pohánělo (inflaton), se na konci přeměnilo na částice a záření. Tento proces se nazývá reheating, tedy znovuohřátí.

Vesmír se tak z fáze extrémně rychlého rozpínání přepnul do klasického horkého Velkého třesku: husté, vroucí moře energie, ve kterém už mohly existovat elementární částice.

Teplota byla stále astronomická — řádově biliony až biliony bilionů kelvinů. Ale na rozdíl od Planckovy epochy už zde fyzika zase něco ví. Víme, že vesmír se ochlazoval, že interakce mezi částicemi měly smysl a že se začínaly odvíjet procesy, které později povedou k atomům, hvězdám i planetám.

Právě tady začíná další kapitola: z chaotického kvark-gluonového plazma se postupně rodí struktura, kterou známe dnes.

Co bude dál

Během nepatrného zlomku sekundy se vesmír proměnil z oblasti, kde selhává naše intuice i současná fyzika, v rychle se rozpínající kosmos s jemnými nerovnostmi — zárodky budoucích galaxií.

To byl ale teprve začátek.

Hned po inflaci a reheatingu nás čeká svět extrémně horkého kvark-gluonového plazma, kde ještě neexistují běžné atomy ani jádra. O pár okamžiků později přijde jedna z největších kosmologických záhad: proč zůstala převaha hmoty nad antihmotou.

Až mnohem později — zhruba za 380 000 let — se vesmír poprvé stane průhledným a zanechá stopu v kosmickém mikrovlnném pozadí. To už ale patří do dalších dílů Kroniky vesmíru.