Jak vznik vesmír aneb Co bylo na prapočátku světa (1)

Lidské představy o vesmíru se v minulosti velmi výrazně měnily, a to zejména s dostupností moderních pozorovacích dat pocházejících z nových astronomických přístrojů. Ve starověku kladli lidé rovnítko mezi rozměry vesmíru a Sluneční soustavy a ještě na počátku 20. století se vědci domnívali, že je kosmos identický s tím, co dnes nazýváme Galaxií. Vesmír se prudce „zvětšil“ až na konci 30. let, kdy Edwin Hubble systematicky určoval vzdálenosti tzv. spirálních mlhovin (tedy – jak dnes víme – dalších galaxií) a zjistil, že se nacházejí mnohem dále než jednotlivé pozorovatelné hvězdy. Až do vypuštění Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST) v roce 1990 kosmos zmíněným způsobem neustále rostl. 

Zároveň se však měnil i pohled na jeho složení. Na počátku se zdálo, že nejdůležitějšími složkami vesmíru jsou zářící hvězdy – studium ostatních objektů totiž zůstávalo mimo možnosti tehdejší pozorovací techniky. S vynálezem dalekohledu ovšem astronomové zjistili, že kosmos tvoří nejen stálice, ale i zajímavé mlhavé objekty. Dnes víme, že z hlediska celkové hmotnosti je ve hvězdách uloženo zhruba pouhých 10 % viditelné neboli svítící látky atomární (tj. běžné) povahy, zatímco zbytek zůstal rozptýlen v mezihvězdném a mezigalaktickém plynu. Tělesa planetární velikosti pak představují jen „naprosté smetí“. 

Temné substance

Pečlivá sledování pohybů hvězd i galaxií v galaktických kupách ovšem ukázala, že množství hmoty ve studovaných oblastech k vysvětlení pozorovaných hodnot nestačí. Druhá možnost zněla, že v daných místech neplatí gravitační zákon tak, jak jej známe na Zemi či v blízké Sluneční soustavě. Vědci se však i v současnosti přiklánějí k první alternativě a přišli s hypotézou o temné hmotě (v češtině známé též jako skrytá látka), které se ve vesmíru nachází celkově pětapůlkrát více než atomární látky. Její skutečná podstata nám nicméně zatím zůstává skryta. Někteří odborníci pak její existenci zpochybňují a navrhují alternativní vysvětlení pozorovaných skutečností. 

V nedávné době se ovšem ukázalo, že ani temnou hmotou nelze složení vesmíru uzavřít. A tak došlo – opět na základě výsledků pozorování – k zavedení další podivné substance, tzv. temné energie, která v současném kosmu hmotnostně dominuje (tvoří 68,3 % jeho celkové hmoty a energie). Navíc její vliv v budoucnosti dost možná ještě poroste. Nicméně ani pokud jde o koncept temné energie, nejsou fyzikové jednotní a mnozí proti němu velmi intenzivně brojí. Pravdou však zůstává, že model vesmíru obsahující jak temnou energii, tak temnou hmotu nejlépe odpovídá moderním pozorováním. 

Kosmická houba

Náš kosmos je ostrovního typu, jinými slovy není vyplněn homogenně. Převážná část atomární látky a zřejmě i temné hmoty se koncentruje v galaxiích, tedy v obrovských hvězdných ostrovech obsahujících gravitačně vázané stálice a plyn. Galaxie se málokdy vyskytují osamoceně – spíše se shlukují do (opět gravitačně vázaných) kup a nadkup. Ani nadkupy s desítkami až stovkami tisíc jednotlivých galaxií ovšem neplují kosmem nahodile: koncentrují se ve velkorozměrových strukturách zvaných filamenty nebo zdi, mezi nimiž zejí téměř prázdné obří bubliny. Velkorozměrová struktura vesmíru tak připomíná mycí houbu nebo pěnu a často se mluví také o kosmické pavučině. 

Zmíněná gigantická houba je podle současných představ nekonečná a neustále se rozpíná, a to dokonce zrychleně, působením temné energie. Vesmír nemá střed, ale expanduje stejně v každém bodě, neboť rozpínání představuje vlastnost volného prostoročasu. Kosmos jako celek, jeho zrod a vývoj studuje rigorózní fyzikální věda – kosmologie. 

Na počátku bylo…

Podle novodobých modelů vycházejících z moderních pozorovacích dat činí stáří vesmíru 13,798±0,037 miliardy let. K jeho vzniku přitom došlo při tzv. Velkém třesku, přestože se zřejmě jednalo o docela tichý proces. Počáteční singularita, ve které měření délek i času postrádá smysl a v níž tlak a teplota látky dosahovaly nekonečných hodnot, začala prudce expandovat. Zmíněné období ovšem představuje nevyřešený fyzikální problém, neboť k jeho popisu nelze použít žádnou obecnou fyzikální teorii. 

Vesmír se podle nejpřijímanější kosmologické teorie velmi rychle vyvíjel. Na samotném počátku byl tak horký, že se v něm nenalézaly ani žádné elementární částice; všechny čtyři v současnosti známé fyzikální interakce (gravitační, elektromagnetická a jaderná silná i slabá) se pak chovaly jako jedna jediná. Uvedený stav trval až do 10−43 sekund po Velkém třesku. Mezi 10⁻⁴³ a 10−36 sekundami se začaly oddělovat jednotlivé fyzikální interakce, nejprve gravitační; elektromagnetická a jaderná slabá i silná tvořily stále jediný celek, dnes nazývaný interakce velkého sjednocení. Od něj se na konci zmíněné éry oddělila silná jaderná interakce a zbývající dvě zůstaly spojeny v tzv. elektroslabé interakci. Slabá jaderná interakce se od elektromagnetické oddělila až později, přibližně 10⁻¹² sekund po Velkém třesku. 

Mezi 10⁻³⁵ a 10⁻³² sekundami po začátku měření času se vesmír hodně nafoukl. Zrychlená expanze pak vyhladila případné nehomogenity (tento stav se zachoval dodnes: na velkých vzdálenostech se kosmos jeví jako homogenní, tedy všude stejný, což si fyzikové vysvětlují právě existencí zmíněné inflační fáze). V té chvíli vyplňovalo horký vesmír kvark-gluonové plazma, v němž se jednotlivé částice proháněly relativistickými rychlostmi. 

Létající elektrony

V čase od 10⁻⁶ do jedné sekundy mluvíme o éře hadronů, tedy elementárních částic složených z kvarků, mezi něž patří i baryony, částice „obyčejné“ hmoty. Hadrony se zformovaly poté, co teplota klesla pod kritickou hodnotu a umožnila spojování kvarků (volné kvarky dnes v kosmu nenajdeme). Fyzikové předpokládají, že se na konci zmíněné éry uvolnilo velké množství neutrin, která od té doby volně cestují vesmírem. Toto neutrinové pozadí tvoří analogii mikrovlnného pozadí (o němž se ještě zmíníme) a zřejmě se jej nikdy nepodaří detekovat; o jeho existenci však svědčí nepřímé indicie, například zastoupení helia v kosmu. 

Dokončení: Jak vznik vesmír a jak někdy (možná) skončí? (2)

Časové rozmezí 1^–10 s po Velkém třesku označujeme jako éru leptonů (lehké elementární částice, mezi něž patří například elektrony), neboť hmotnosti vesmíru tehdy dominovala právě jejich hmotnost – v horkém prostředí uvedené částice neustále vznikaly působením kvantových fluktuací. Deset sekund po Velkém třesku dosahovala teplota kosmu tak nízkých hodnot, že se nové leptony již prakticky neobjevovaly, a přestaly tak tvořit hlavní součást vesmírné hmoty.