8. VZNIKÁ OSUD VESMÍRU
Podle Einsteinovy obecné teorie relativity má vesmír svůj počátek v prostoročasové singularitě velkého třesku. Pokud se celý vesmír opět smrští, skončí obdobnou singularitou, „velkým krachem“. Během vývoje mohou také vznikat singularity černých děr (když zkolabují ohraničené oblasti vesmíru, jako jsou například hvězdy). Každá hmota, která spadne do díry, v singularitě zanikne a zbude pouze její gravitační vliv. Na druhé straně, když jsme přibrali v úvahu kvantové jevy, se ukázalo, že hmota a energie budou nakonec navráceny do zbytku vesmíru, černá díra se vypaří a zmizí. Mohla by mít kvantová teorie stejně dramatický dopad také na velký třesk a velký krach? Co se vlastně stane v průběhu raných a pozdních etap vývoje kosmu, kdy je gravitační pole natolik silné, že kvantové jevy nelze ignorovat? Má vůbec vesmír počátek a konec? A když ano, jak vypadají?
V sedmdesátých letech jsem studoval především černé díry. Můj zájem o problémy vzniku vesmíru a jeho dalšího osudu se znovu oživil poté, co jsem se roku 1981 zúčastnil konference o kosmologii organizované jezuity ve Vatikánu. Katolická církev udělala kdysi za Galileiho velkou chybu, když svým kategorickým tvrzením, že Slunce obíhá kolem Země, chtěla přírodě vnutit zákon vymyšlený lidmi. A tak si teď, o staletí později, přizvala vědce, aby se stali poradci v kosmologických otázkách. Na závěr konference přijal její účastníky sám papež. Řekl nám, že je správné, studujeme-li vývoj vesmíru po velkém třesku, avšak asi bychom neměli zkoumat samotný velký třesk, protože ten byl okamžikem stvoření, a tedy prací Boha. Byl jsem rád, že neznal téma mého příspěvku, jejž jsem na konferenci před chvílí předložil – o možnosti, že prostoročas je konečný, ale bez hranice. To by totiž znamenalo, že žádný okamžik stvoření nenastal. Netoužil jsem sdílet osud Galileiho; pociťuji s ním totiž určitou sounáležitost – zčásti asi proto, že jsem se narodil přesně tři století po Galileiho smrti.
Abychom pochopili představy, které stály u zrodu domněnky, že by kvantová mechanika mohla ovlivnit počáteční a konečné okamžiky vesmíru, je třeba nejprve porozumět všeobecně přijímanému modelu „horkého velkého třesku“. Když se vesmír rozpíná, hmota a záření chladnou (se zdvojnásobením rozměru klesne teplota o polovinu). A protože teplota je mírou průměrné energie a rychlosti částic, má chladnutí vesmíru významný vliv na hmotu v něm obsaženou. Při vysokých teplotách na počátku se částice pohybují tak rychle, že je žádná jaderná ani elektromagnetická síla neudrží pohromadě, nicméně lze očekávat, že po ochladnutí se částice začnou shlukovat. Na teplotě závisí dokonce i samotné druhy částic, které se ve vesmíru vyskytují. Při dostatečně velkých teplotách mají částice tolik energie, že kdykoli se srazí, vznikne řada různých párů částic a antičástic. Některé z nich spolu opět anihilují, ale celkově se rodí rychleji, než se stihnou ničit. Naproti tomu při nižších teplotách nevznikají dvojice částic a antičástic s takovou rychlostí, takže anihilace převládne.
Při vlastním velkém třesku byl podle standardního Fridmanova modelu rozměr vesmíru nulový a jeho teplota nekonečná. Jednu sekundu po velkém třesku klesla asi na deset miliard stupňů. Taková teplota tisícinásobně převyšuje teplotu v nitru Slunce, avšak na okamžik se jí dosahuje při výbuchu vodíkové bomby. Ve vesmíru tehdy dominovaly fotony, elektrony a neutrina (nesmírně lehké částice, na něž působí pouze slabá síla a gravitace).
Jak se vesmír dále rozpínal a teplota klesala, poměr mezi vznikem a zánikem párů elektron-antielektron se postupně obrátil. Většina párů se vzájemně zničila a zanechala po sobě fotony. Neutrina a antineutrina však nezmizela, poněvadž tyto částice interagují velmi málo jak spolu navzájem, tak i s ostatními částicemi. Dodnes by tedy měly být všude kolem nás. Kdybychom je uměli pozorovat, znamenalo by to výborný test našich představ o časných stadiích vývoje vesmíru. Naneštěstí jsou jejich dnešní energie příliš n…
