Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 3 – vyšlo 14. ledna, ročník 20 (2022) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

3/2022

Kvantování prostoročasu – multiverzum

David Zoul

Objev zrychlené expanze vesmíru znamenal zcela zásadní změnu v našich názorech na chování vesmíru jako celku na kosmologických vzdálenostech a otevřel cestu k novým myšlenkám a teoretickým konstrukcím. Brian Schmidt spolu s Adamem Riessem a Saulem Perlmutterem získali v roce 2011 za objev zrychlené expanze vesmíru Nobelovu cenuNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Hodnota Nobelovy ceny se mění, v roce 2021 činí 10 milionů švédských korun, tj. 25 milionů českých korun. Uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela..

Vědci shromáždili veliké množství pozorování, která naznačují, že efekt zrychlené expanze, za jehož původce jsme označili temnou energiiTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací., by mohl být způsoben netriviálními dynamickými vlastnostmi vakua, které souvisí s kvantovými procesy. Mohlo by se dokonce jednat o další neznámou interakci – nové kvantové pole, které bylo pracovně nazváno kvintesenceKvintesence – hypotetické kvantové pole, které by mohlo být nositelem páté interakce, která se chová jako dynamická, časově se vyvíjející a prostorově nehomogenní forma energie vykazující tlak dostatečně záporný na to, aby urychlovala rozpínání vesmíru..

Narušení některých prostoročasových symetrií v kvantových teoriích gravitace s diskrétní strukturou prostoročasu může v konečném důsledku vést k narušení zákonů zachování a vyvěrání energie jakoby z „ničeho“, jak jsme tomu svědky právě v případě temné energie.

Základní fáze vývoje vesmíru. Zdroj: NASA, WMAP team, Dana Berry.

Multiverzum – mnohovesmír, předpoklad některých kosmologických modelů nebo interpretací kvantové teorie, podle kterého může existovat vysoký počet, možná dokonce nekonečně mnoho různých oddělených vesmírů. Antropický princip – tvrzení, že vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku. Existuje-li více vesmírů současně, žijeme právě v tom, kde se mohl vyvinout život našeho typu, a proto se nemůžeme divit, že parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak, aby život mohl vzniknout. Nepatrná odchylka od hodnot základních konstant či jiných parametrů by znamenala vznik úplně jiného vesmíru, kde by nemohl existovat život tak, jak ho známe. Název antropický princip poprvé použil v roce 1968 Brandon Carter. Jediným dosud nalezeným vědeckým východiskem je hypotéza multivesmíru: existuje mnoho různých vesmírů, přičemž život vzniká právě tam, kde jsou pro to vhodné podmínky. Silný antropický princip tvrdí, že se vesmír musel vyvinout tak, aby v něm mohly existovat inteligentní bytosti. Antropický princip má své skalní příznivce i odpůrce. Odpůrci argumentují zpravidla tím, že antropický princip odvádí pozornost od zkoumání skutečných počátečních podmínek ve vesmíru. Chaotická inflace – jeden ze scénářů inflace, který vysvětluje vlastnosti našeho vesmíru. Chaotická inflace zahrnuje kvantové fluktuace inflatonového pole (může být v principu tvořeno i fluktuující mikrokřivostí prostoročasu) v předinflační fázi vesmíru. Potenciální energie inflatonového pole ϕ je úměrná ϕ4 a neobsahuje lokální minima (falešná vakua). Chaotickou inflaci navrhl ruský fyzik Andrej Linde v roce 1986 a také dokázal, že za určitých podmínek může být chaotická inflace trvalá. Při chaotické inflaci existují oblasti prostoru, v nichž je pole dostatečně silné, a přitom téměř homogenní, což efektivně generuje kosmologický člen Einsteinových rovnic, který pak v de sitterovském vesmíru způsobuje gravitační odpuzování. Eón – epocha, éra, dějinné období. Slovo pochází z řeckého aión a latinského aeon. V konformní cyklické kosmologii označuje období trvání jedné vesmírné periody mezi dvěma velkými třesky.

Extrémní projevy temné energie – Big Rip a inflační vesmír

V klasickém modelu gravitace – Einsteinově obecné teorii relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. – odpovídá kosmologická konstantaKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru (Λg_μν). Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Hodnota Λ odhaduje na Λ ~ 2×10⁻⁵² m⁻². energii a tlaku univerzálního kvantového vakua a v prostoročase je konstantní. V kvintesenčnímKvintesence – hypotetické kvantové pole, které by mohlo být nositelem páté interakce, která se chová jako dynamická, časově se vyvíjející a prostorově nehomogenní forma energie vykazující tlak dostatečně záporný na to, aby urychlovala rozpínání vesmíru. modelu souvisí temná energie s určitým univerzálním kvantovým polem (dilatonovým polem), které směřuje k nějakému konečnému stavu.

Robert R. Caldwell (*1962), Marc Kamionkowski (*1965),
Nevin N. Weinberg (*1978)

Fyzik Robert Caldwell z Dartmouth College a jeho kolegové Marc Kamionkowski a Newin Weinberg z CaltechuCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO. doplnili model ještě o třetí možnou variantu. V Caldwellově modelu s tzv. „fantomovou energií“, což je extrémní forma kvintesenceKvintesence – hypotetické kvantové pole, které by mohlo být nositelem páté interakce, která se chová jako dynamická, časově se vyvíjející a prostorově nehomogenní forma energie vykazující tlak dostatečně záporný na to, aby urychlovala rozpínání vesmíru., neexistuje žádný stabilní vakuový kvantový stav a hustota energie spolu s tlakem působícím rozpínání vesmíru v čase vzrůstají (v běžných plynech tlak s rozpínáním plynu naopak klesá). V důsledku této kosmologie se všechny vazby, udržující systémy pohromadě, v určitém období před koncem vesmíru zpřetrhají a hmota se nakonec úplně rozpadne – exploduje.

V modelu vesmíru ovládaného fantomovou energií se vesmír rozpíná s exponenciálně vzrůstající rychlostí. Zároveň to ale znamená, že velikost pozorovatelného vesmíru se neustále zmenšuje, vzdálenosti k okraji pozorovatelného vesmíru, který se vzdaluje rychlostí světla, jsou čím dál menší. Model předpokládá, že po konečném čase nastane, tzv. „Big Rip“, v němž všechny vzdálenosti divergují k nekonečnu. Tato kosmologická hypotéza byla publikovaná v roce 2003. Pojednává o konečném osudu vesmíru, ve kterém je vesmírná látka z hvězd, galaxií atomů a subatomárních částic postupně rozdělena zrychlující se expanzí vesmíru v určitém čase ve vzdálené budoucnosti. Hypotéza závisí v rozhodující míře na druhu temné energie ve vesmíru. Klíčovou hodnotou je parametr wParametr w – zavádí se jako koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou energie, p = wρ. Reprezentuje stavovou rovnici dané entitity. Například pro zrychlenou expanzi (temnou energii) způsobenou kvantovými fluktuacemi vakua vychází přesně w = −1. – poměr mezi tlakem temné energie a hustotou běžné energie. Autoři této hypotézy počítají čas od nynějška do konce vesmíru, podle vztahu

trip − t0 ≈ 2 / [3 |1+w| H0√(1−Ωm)],

(1)

kde w je míra odpudivé síly temné energie, H₀ je Hubblova konstanta a Ω_m je současná hodnota parametru ΩParametr Ω – podíl hustoty dané entity ve vesmíru ku kritické hustotě. Omega parametr lze zavést pro hmotu, (Ω_m), i pro další entity. Součet všech Ω parametrů je v našem vesmíru je přibližně roven jedné, tj. vesmír je téměř plochý. pro veškerou hmotu ve vesmíru. Autoři podotýkají, že experimentální důkazy ukazují, že w je ve skutečnosti velmi blízko −1. V našem vesmíru tak dominuje Ω_m. Čím více se (1 + w) blíží nule, tím vzdálenější (v čase) je Big Rip. Pokud by parametr w byl přesně roven −1, pak by Big Rip nemohl nikdy nastat, bez ohledu na hodnoty H₀ nebo Ω_m.

Například v modelovém scénáři pro w = −1,5 se jednu miliardu let před koncem jednotlivé galaxie vzdálí natolik, že přestanou být navzájem viditelné. V momentě, kdy totéž potká hvězdy v Galaxii, bude vesmíru zbývat pouhých 60 miliónů let. V té době se budou hromadně rozpadat galaxie a na noční obloze již nebudou pozorovatelné žádné hvězdy. Tři měsíce před koncem se odpoutají planety od Slunce a rozlétnou se do mezihvězdného prostoru. V posledních minutách by byly roztrhány hvězdy a pouhých 30 sekund před koncem bude explodovat naše Země. Poté už věci vezmou rychlý spád.

V momentě, kdy vesmíru zbývá pouhých 10⁻¹⁹ sekundy, dojde k rozpadu molekul, atomů a vzápětí i jejich jader. V posledním zlomku sekundy se rozletí i jednotlivé kvarky tvořící baryony, a nakonec nezbude nic než prázdný prostor. Úplný rozpad elementárních částic v posledním zlomku sekundy existence vesmíru způsobí, že stav energie~hmoty v následujícím okamžiku již bude totožný se stavem (známým jako falešné vakuum), z něhož před 13,8 miliardami let náš vesmír vzešel. To je velice lákavá alternativa ke klasičtějšímu scénáři, podle něhož by měl vesmír po skončení expanze přejít v kontrakci a skončit v singularitě (z níž by pak mohl opětovně expandovat dalším velkým třeskem). Myšlenka, že vesmír kdysi vybublal z vakua díky prvotní fluktuaci a nyní se postupně vrací do základního vakuového stavu tím, že bublinky vesmírné pěny (hmota, jak ji známe) budou postupně praskat, až nakonec vesmír v poklidu zcela vyšumí, je neobyčejně krásná a až kouzelně jednoduchá – prostá veškerých singularit, náhlých bodů obratu a dalších podivně nepřirozených věcí. Zároveň skýtá prostor pro následnou další fluktuaci vakua, která dá posléze vzniknout novému vesmíru z energie, jež tu zbyla po vyšumění našeho současného vesmíru.

Podle této koncepce tak vesmír nikdy nemusel být v singulárním stavu, ale v důsledku kvantově-gravitačních fluktuací spontánně vznikl z vakua zaplněného virtuálními částicemi a poli. Dostatečně silné kvantové fluktuace, podobné té, jež stála u zrodu našeho vesmíru, mohou nastat i jinde. Vznikla by tak celá řada různých nezávislých vesmírů. Taková předpokládaná množina spontánně vznikajících vesmírů z kvantových fluktuací vytváří jakýsi „fraktálový strom“ nových a nových světů. Pokud skutečně existují takovéto „mnohočetné“ vesmíry, pak to, co jsme dosud nazývali univerzum, může být výsledkem jen jednoho velkého třesku (či kvantové fluktuace) z mnoha jiných, podobně jako je naše Slunce jen jednou z mnoha hvězd vzniklých podobným způsobem v Galaxii. Pro Vesmír by pak místo dosavadního názvu „univerzum“ bylo přiléhavějším označením „multiverzum“.

Obr. 1: Multiverzum jako „fraktálový strom“.
Zdroj: Andrej Linde, Scientific American.

Kvantové fluktuace vakua možná všude a neustále „chrlí“ nové a nové vesmíry s nejrůznějšími vlastnostmi. Celý Vesmír se tedy podle těchto koncepcí jeví jako kypící „pěna“ rozpínajících se „bublin“ – samostatných vesmírů, z nichž každý se řídí svými vlastními zákony fyziky. Vesmíry žijí „svým vlastním životem“. Náš celý viditelný vesmír je jen malou oblastí v jedné z těchto „bublin“. Jen velmi málo „bublin“ má však fyzikální a geometrické vlastnosti vhodné pro vytvoření složitějších struktur – galaxií, hvězd, planet a nakonec života. Ve světle podobných koncepcí se ukazuje, že tradiční (a zdálo by se, že samozřejmý) kosmologický požadavek, aby se multivesmír jako celek během expanze stal homogenním a izotropním, není nutný – stačí, aby tyto vlastnosti vykazovaly jednotlivé „minivesmíry“, nebo alespoň metagalaxie v níž žijeme.

Vznik vesmíru z „ničeho“ se může zdát zvláštní a nepřijatelný, odporující všem našim poznatkům. Avšak definice „ničeho“ je zde odlišná od běžného významu tohoto slova. V kvantové fyzice „nic“ = „vakuum“ znamená prostor, v němž neustále po kratičké okamžiky elementární částice začínají a končí svoji existenci ve vakuových fluktuacích. V jakési „prostoročasové pěně“, v reji vakuových fluktuací, nepřetržitě vznikají a zanikají maličké submikroskopické „vesmíry“. Naprostá většina z těchto vznikajících „bublinkových“ vesmírů vzápětí splaskne a zanikne, avšak podle zákonitostí kvantové pravděpodobnosti může tu a tam vzniknout velká fluktuace, která je schopna dalšího vývoje – inflační expanze. Vedle „našeho“ vesmíru tak mohou vznikat i jiné vesmíry v topologickyTopologie – nauka o globálních vlastnostech a struktuře množin. Za topologicky ekvivalentní považujeme množiny, které lze spojitě deformovat jednu na druhou. Topologicky ekvivalentní nejsou množiny, lišící se přítomností „díry“, „slepením“ některých hraničních částí atd. Topologie vesmíru jako celku není známa. Rovnice obecné relativity nám umožňují jen sledování lokálních geometrických vlastností. jiném prostoru.

Scénář inflační expanze velmi raného vesmíru řeší tak říkajíc „jednou ranou“ několik nejdůležitějších problémů současné kosmologie: Proč je vesmír ve velkých měřítcích tak dokonale homogenní a izotropní, proč je průměrná hustota hmoty ve vesmíru tak blízká kritické hustotě, proč v jinak homogenním rozložení hmoty ve vesmíru vznikly fluktuace se spektrem vhodným pro vznik pozorovaných galaxií, a proč není vesmír zaplněn magnetickými monopóly a dalšími „exotickými“ částicemi.

V kosmologii bylo doposud vždy nutno většinu pozorovaných vlastností vesmíru (homogenitu a izotropii, počáteční rychlost expanze, měřítko nehomogenit pro vznik galaxií, entropiiEntropie – v termodynamice je definována vztahem dS = dQ/T, kde dQ je diferenciál tepla a T je absolutní teplota (1/T je integrační faktor). Takto zavedená entropie je na rozdíl od tepla úplným diferenciálem, její integrál nezávisí na cestě ve stavovém prostoru. Ve statistice má entropie význam logaritmické míry pravděpodobnosti realizace stavu, v kvantové teorii je logaritmickou mírou počtu kvantových stavů, kterými lze daný makroskopický stav realizovat. Entropie tak souvisí s „množstvím chaosu“ v systému. V informatice entropie popisuje množství informací. V uzavřeném systému může entropie jen růst. V termodynamické rovnováze dosáhne svého maxima. na jeden baryonBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. apod.) „zabudovávat ručně“ do daného modelu jakožto počáteční podmínky. V inflačnímInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10⁻³⁵ s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 10⁹⁰ až 10¹²⁰ a k zvětšení rozměrů faktorem 10³⁰ až 10⁵⁰. Uvolněná energie je minimálně 10⁶⁰ GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru. modelu jsou však počáteční podmínky irelevantní, protože inflační expanze efektivně „smazává“ veškeré detaily vesmíru, který byl před inflační fází. Lavinovitě narůstající expanze téměř dokonale vyhlazuje vesmír. Jakmile inflace začne, zahladí veškeré stopy dřívějšího stavu – zanechá jen rozsáhlý horký, hustý a hladký raný vesmír. Podle inflačního modelu není současná struktura vesmíru produktem nějakých neznámých počátečních podmínek, ale je výlučně důsledkem fundamentálních zákonů fyziky – zákonů kvantové teorie pole, včetně té gravitační. Poprvé se tak setkáváme s fyzikální teorií, která kromě dynamiky evoluce řeší (nebo lépe řečeno obchází) problém počátečních podmínek.

Kdyby každý vesmír začínal (a končil) fyzikální singularitou, lišil by se s pravděpodobností blízkou jedné, dosti podstatně dceřiný vesmír od mateřského. Jak jsme však ukázali ve třetím dílu, singularity prostoročasu neexistují. Proto je zároveň splněna podmínka pro zachování všech informací mateřského vesmíru pro vesmír dceřiný. Aby mohl vesmír vzniknout, musela být v Planckově čase hustota energie v de SitterověVesmír de Sitterův – maximálně symetrický vesmír s konstantní kladnou křivostí, bez přítomnosti hmoty. Kladná křivost je způsobena kladnou hodnotou kosmologické konstanty. Maximální symetrie znamená, že všechny body v tomto vesmíru jsou si rovnocenné. Kladná skalární křivost je způsobena kladnou hodnotou kosmologické konstanty. Jde o nejjednodušší model vesmíru se zrychlenou se expanzí. Jako řešení Einsteinových rovnic ho nalezl de Sitter v roce 1917. objemu, z něhož vesmír započal svoji expanzi, nadkritická. Tzn. vesmír vznikal od samého počátku jako uzavřený. Dokud je hustota energie falešného vakua v de Sitterově modelu podkritická, ke kvantové produkci vesmíru (chaotické inflaciChaotická inflace – jeden ze scénářů inflace, který vysvětluje vlastnosti našeho vesmíru. Chaotická inflace zahrnuje kvantové fluktuace inflatonového pole (může být v principu tvořeno i fluktuující mikrokřivostí prostoročasu) v předinflační fázi vesmíru. Potenciální energie inflatonového pole ϕ je úměrná ϕ⁴ a neobsahuje lokální minima (falešná vakua). Chaotickou inflaci navrhl ruský fyzik Andrej Linde v roce 1986 a také dokázal, že za určitých podmínek může být chaotická inflace trvalá. Při chaotické inflaci existují oblasti prostoru, v nichž je pole dostatečně silné, a přitom téměř homogenní, což efektivně generuje kosmologický člen Einsteinových rovnic, který pak v de sitterovském vesmíru způsobuje gravitační odpuzování.) vůbec nedojde. Nadkritická hustota je tedy nutnou a zároveň postačující podmínkou nastartování procesu chaotické inflace. Během inflace je pak postupně kvantově produkována veškerá hmota vesmíru tak, aby se jeho uzavřenost zachovávala po celou dobu inflace (funkce popisující závislost pravděpodobnosti samovolné kreace hmoty z vakua v závislosti na hustotě energie tohoto vakua, má charakter velmi prudce klesající exponenciály v závislosti na hustotě energie). Po skončení inflace je však pravděpodobnost další kvantové kreace hmoty již velmi malá. Pokračující zrychlené rozpínání vesmíru je pak možné pouze za předpokladu, že ve vesmíru exponenciálně narůstá nějaká jiná forma energie – temná energie – která způsobí další exponenciální expanzi, na jejímž konci může dojít k tzv. big ripu.

Stojí za povšimnutí, že pravděpodobnost kvantové produkce hmoty ve vesmíru se dle Lindeovy chaotické inflace řídí exponenciální funkcí hustoty, a proto nikdy neklesne přesně na nulu. Podle tohoto modelu tedy existuje i v současném vesmíru jistá nenulová pravděpodobnost vyvěrání nové hmoty přímo z vakua. Tato pravděpodobnost je však natolik malá, že ji lze pro všechny praktické účely položit rovnu nule.

Andrej Dmitrievič Linde (*1948)

Při vesmírné inflaci energie~hmota vyvěrá z vakua a shlukuje se do struktur. Při velkém „puknutí“ na konci vesmíru (pokud je w < −1) nastane proces právě opačný. Veškerá hmota se zřejmě rozplyne a navrátí svoji energii vakuu. Je tu přitom ve hře několik faktorů zároveň:

Protože v současném vesmíru již prakticky žádná nová látka nevzniká a nemůže být tudíž kompenzován úbytek energie záření během rozpínání prostoru tak, jako se to dělo v průběhu vesmírné inflace, a protože se podle obecné relativity opravdu z vesmíru ztrácí energie, jak se neustále prodlužují vlnové délky fotonů (záření již vychladlo z původní Planckovy teploty na dnešních 2,7 K), nabízí se temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací., jako přirozené řešení tohoto problému. Se zrychleným rozpínáním ještě rychleji klesá energie elektromagnetického pole, a tím narůstá temná energie, která tak vlastně živí samu sebe. Elektromagnetické pole zároveň není to jediné, co se ve vesmíru vlní a postupem času může ztrácet energii, a živit tak nenasytnou fantomovou energii. Tato kladná zpětná vazba by mohla v budoucnu vést až k lavinovému efektu, na jehož konci bude katastrofální roztržení „jemného přediva“ prostoročasu.

Část původní energie vakua se nyní nachází ve formě běžné hmoty. Jak ale vesmír expanduje, hmota řídne a energie vakua úměrně tomu opět roste a urychluje jeho další expanzi. Nakonec již žádná běžná hmota nezbude. Stabilní částice budou roztrhány a zůstanou jen ty virtuální, které ve formě lokálních fluktuací metriky vyvěrají z vakua a vzápětí v něm opět mizí. Pokud se v něm však objeví nějaká další lokální fluktuace, která překročí svůj de Sitterův horizont, nastane další chaotická inflace a z falešného vakua během ní opět vybublá běžná hmota, jak ji známe. Vakuová energie v příslušné oblasti pak samozřejmě opět úměrně tomu poklesne a tento cyklus se stále opakuje.

V kvantových teoriích prostoročasu má prostor i čas diskrétní kvantovou strukturu. Elementární atomy prostoru tvoří celulární síť, v níž se jednotlivé partony mohou vyskytovat pouze uvnitř buněk, tj. v diskrétních oblastech. Jak jsme zdůraznili v předešlých dílech našeho seriálu, elementární částice neexistují v prostoročase kontinuálně. Aby se mohly pohybovat v prostoru – přelévat z buňky do buňky, z voxeluVoxel – Volumetric Element, označuje element objemu představující hodnotu v pravidelné mřížce třídimenzionálního (3D) prostoru. Jde vlastně o analogii k pixelu, který reprezentuje hodnotu v 2D mřížce. do voxelu – je potřeba je neustále obnovovat s nějakou obnovovací frekvencí, podobně, jako se mihotají jednotlivé body obrazovky. Nejrychlejší částice se mohou přelévat z buňky do buňky rychlostí světla, což jim zabere přesně Planckův čas (přesnější formulace tohoto tvrzení bude diskutována v závěrečné části našeho seriálu). Uvnitř prostoročasu generovaného takovouto mřížkou nastane v podstatě iluzorní efekt, že se vesmír rozpíná. Ve skutečnosti se však pouze zmenšuje velikost elementární buňky.

Aby mohly v prostoru vznikat nové buňky (expandovat samotný prostor), je zapotřebí postupný nárůst temné energie s časem. Když se ale na vesmír podíváme čtyřrozměrně, tedy z hlediska spinové pěny, jeho tvar je pevně dán – je neměnný. Pouze když se pohybujeme podél časové osy, počet buněk na zvolené časové rovině se neustále zvyšuje. Z pohledu spinové pěny tedy vesmír připomíná jakousi nálevku. Pozornému čtenáři jistě neuniklo, že jsme zatím nijak nedefinovali, vůči čemu že se vlastně Planckovy buňky mají zmenšovat. Vzdálenosti ve vesmíru totiž ve skutečnosti určujeme měřítky škálovanými pomocí Planckovy délky. Pokud se počet Planckových délek mezi dvěma měřenými objekty s časem zvětšuje, pak se tyto objekty od sebe efektivně vzdalují. A je úplně jedno, zda prohlásíme, že se pouze zkracují naše měřítka, či ponecháme měřítka konstantními a rozpíná se prostor. Tato dvě tvrzení si jsou navzájem ekvivalentní, neboť jiný záchytný bod než Planckovu délku nemáme, a tudíž není k čemu vztahovat její případné časové změny.

Názor podporující koncepci „velkého roztržení“ argumentuje mj. analýzou časové dynamiky horizontu událostí. S expanzí vesmíru horizont událostí zaujímá čím dál menší část celkového vesmíru. Při exponenciálním zrychlování expanze by se tento efekt stával stále více dominantním. Horizont událostí by se zmenšil na rozměry kup galaxií, pak galaxií, jejichž hvězdy by rozprášil do expandujícího prostoru. V závěrečných stádiích expanze by se horizont pronikavě zmenšoval na rozměry Sluneční soustavy, hvězd (Slunce), planet. Všechny tyto vázané soustavy by se rozpadly a „uletěly“ od sebe pryč. Nakonec by horizont poklesl pod rozměry elementárních částic, které by byly rovněž roztrženy. Dokonce i u tak stabilních útvarů jako jsou černé díry, by nakonec došlo k jejich destrukci. V posledním Planckově okamžiku by z nich záporný tlak exponenciálně se rozpínajícího vakua doslova vysál poslední zbytky energie a ony by rovněž explodovaly. Vzápětí by zanikla metrika prostoročasu v diskontinuitě metrického tenzoru g_μν. V topologické pěně vzniklé amorfní variety by se pak statistickou fluktuací snad znovu mohla utvořit inflačně expandující oblast, která by dala vzniknout novému vesmíru.

Únik před koncem světa červí dírou

Ve třetím dílu jsme se seznámili s Einsteinovým-Rosenovým mostem, který ve Schwarzschildově geometrii propojuje dvě prostorově oddělené oblasti vesmíru (v podstatě dva paralelně existující vesmíry). Také jsme si ukázali, že Einsteinovým-Rosenovým mostem nemůže projít nic, co se nepohybuje rychleji než světlo.

Schwarzschildovo řešení však představuje pouze nejjednodušší případ řešení Einsteinových rovnic gravitačního pole, který je navíc fyzikálně velmi málo reálný. V tomto odstavci nyní prozkoumáme několik realističtějších geometrií. Začneme černou dírou, která krom své hmotnosti M nese na svém povrchu rovněž i nenulový elektrický náboj Q. Takovýto objekt popisuje tzv. Reissnerova-Nordströmova geometrie.

Hans Jacob Reissner (1874–1967), Gunnar Nordström (1881–1923)

V Reissnerově-Nordströmově geometrii existují dva „horizonty“, kde metrika není regulární – „vnější“ horizont r = r_g⁺ a „vnitřní“, tzv. Cauchyův horizont r = r_g^–. Vnější horizont r_g⁺ má podobný význam jako Schwarzschildova sféra ve Schwarzschildově prostoročase – je to horizont událostí, oddělující příčinně vnitřní oblast od vnější. Za přítomnosti elektrického náboje je gravitační poloměr r_g⁺ menší než r_g ve Schwarzschildově případě. Pod r = r_g⁺ jsou světelné kužely obráceny dovnitř směrem k r = 0 a zdálo by se, že každý objekt, jež se tam dostane, nutně skončí v r = 0. Avšak na vnitřním horizontu r = r_g^– se světelné kužely opět začínají napřimovat – je zde tedy možný pohyb částice tak, aby se vyhnula středu r = 0, kde by dle předpovědi obecné relativity ležela fyzikální singularita. Nemůže se však dostat přes vnější horizont (tj. horizont událostí) zpět do původního prostoročasu, ale nutně do „jiného vesmíru“, který leží vzhledem k původnímu v absolutní budoucnosti.

Singulární chování Reissnerovy-Nordströmovy metriky ve standardních souřadnicích na těchto horizontech je opět jen zdánlivé a může být odstraněno přechodem k vhodnějším souřadnicím podobným Kruskalovým. Geometrická struktura této úplné extenze Reissnerova-Nordströmova řešení je neočekávaně složitá. Objevuje se zde nekonečné množství periodicky se opakujících vesmírů. Ve třetím dílu jsme si ukázali, že kvantové teorie prostoročasu vylučují existenci fyzikálních singularit, tj. bodových či vícerozměrných objektů nekonečné hustoty, nahrazujíc je planckovskými objekty hustoty sice konečné, avšak přesto stále zcela extrémní. Pro všechny praktické účely je proto můžeme i nadále označovat za „singularity“, neboť setkání jakéhokoliv fyzikálního systému, vyjma samotných elementárních částic, s takovýmto objektem, povede nevyhnutelně k jeho totální destrukci. Zcela analogicky, jako při setkání se skutečnou fyzikální singularitou. Pro odlišení těchto planckovských objektů od skutečných fyzikálních singularit, je budeme psát nadále v uvozovkách.

Oproti Schwarzschildově geometrii, kde „singularity“ jsou prostorového typu (a tedy pro každý objekt v oblasti B nevyhnutelné), jsou „singularity“ Reissnerovy-Nordströmovy geometrie podle Obr. 2 časového typu – jsou takříkajíc „časově omezené“ a lze se jim v principu vyhnout.

Obr. 2: Penrosův konformní prostoročasový diagram úplné extenze Reissnerovy-Nord­strö­movy geometrie pro případ Q² < M². Nalevo: souřadnicová síť – hy­per­plo­chy r = const a t = const. Napravo: globální geometrická struktura – nekonečně mnoho periodicky se opakujících vnějších oblastí (vesmírů).

Pozorovatel, který při svém pohybu Reissnerovým-Nordströmovým prostoročasem pronikl pod vnější horizont r = r_g⁺, se již nemůže nijak vrátit do původního vnějšího prostoru (oblasti A₁) a má v podstatě dvě možnosti: Jednak doletět do „singularity“, kde jeho světočára (a tedy i jeho existence v rámci uvažované variety) definitivně skončí. To však není (na rozdíl od Schwarzschildova prostoročasu) nevyhnutelné, pozorovatel se může „singularitě“ vyhnout a pohybovat se dál, až se objeví v druhé asymptoticky rovinné oblasti A₂, v druhém vesmíru, který leží vzhledem k výchozímu A₁ v absolutní budoucnosti.

Obr. 3: Pozorovatel O pohybující se ve vnější asymptoticky rovinné oblasti A₁ Reiss­nerova-Nordströmova prostoročasu má tři možnosti. Buďto se bude neustále pohy­bovat v A₁ (plná čára), takže se v limitě dostane do I⁺ nebo do J⁺, které reprezentují asymptotické nekonečno, jež bylo konformní transformacíKonformní transformace – transformace prostoru, která zachovává úhly vektorů. Jinak řečeno, změna měřítka je při konformní transformaci ve všech směrech stejná. převedeno do konečných souřadnic. Pokud však pozo­rovatel pronikne pod horizont r = r_g⁺ (čárkovaná trajektorie) do vnitřní oblasti B₁, projde i horizontem vnitřním r = r_g⁻ do oblasti C₁, kde má dvě možnosti: buď narazí na „singularitu“ (tečkovaná dráha), kde je pohlcen a zničen, nebo se může vyhnout „singularitě“ (čerchovaná trajektorie) a dostane se do další asymptoticky rovinné vnější oblasti A₂. Situace v tomto dalším vesmíru A₂ přitom není zcela určena počá­tečními podmínkami na Cauchyho hyperplošeCauchyho hyperplocha – prostoročasová plocha umožňující na základě potřebného souboru počátečních podmínek na této hyperploše jednoznačně určit fyzikální situaci v celém prostoročase, tj. předpovědět hodnoty polí, polohy a hybnosti všech částic v libovolném časovém okamžiku v budoucnosti, nebo minulosti. Taková je situace třeba v plochém Minkowského prostoročase speciální relativity, kde např. každá hyperplocha t = const je Cauchyovou hyperplochou. V obecnějších případech, jako jsou Reissnerova-Nordströmova, Kerrova a Kerrova-Newmanova geometrie však tento deterministický ideál klasické fyziky není obecně splněn – globální Cauchyho hyperplochy tam neexistují. Vezmeme-li např. obyčejný Minkowského prostoročas, z něhož vyřízneme jen jediný bod Q, pak kuželová hyperplocha, rozbíhající se od odstraněného bodu Q, odděluje oblast prostoročasu, v níž lze předvídat evoluci na základě údajů na nějaké hyperploše S ležící v minulosti, od oblasti, kde toto nelze. Takovouto kuželovou hyperplochu nazýváme Cauchyho horizont. S, jak je vidět například v bodě P ∈ A₂.

Reálný hmotný objekt, pohybující se v Reissnerově-Nordströmově geometrii, může v principu cestovat mezi jednotlivými vesmíry, aniž by musel projít „singularitou“ (na rozdíl od Schwarzschildovy geometrie, kde Einsteinovým-Rosenovým mostem by se dalo projít pouze nadsvětelnou rychlostí).

Jestliže těleso, které je zdrojem gravitačního pole, rotuje, nebude již buzené vnější gravitační pole centrálně symetrické, ale může být pouze osově symetrické (pokud je distribuce hmoty-energie v rotujícím tělese symetrická vzhledem k ose rotace). Přesné řešení Einsteinových rovnic (ve vakuu) pro takový axiálně symetrický případ nalezl Roy Kerr v roce 1963. Kerrova geometrie popisuje vnější pole stacionárních rotujících objektů, především černých děr. Pro rotující černou díru je Kerrova geometrie přesným vakuovým řešením Einsteinových rovnic.

Podobně jako v Reissnerově-Nordströmově geometrii jsou zde opět přítomny dva horizonty – vnější horizont událostí r = r_g⁺ a vnitřní (Cauchyův) horizont r = r_g⁻, na nichž je Kerrova metrika pseudosingulární. Každý objekt potřebuje k dosažení horizontu nekonečně dlouhý souřadnicový čas (avšak konečný interval vlastního času) a navíc též nekonečný úhel (φ → ∞) – vlivem strhávání inerciálních soustav momentem hybnosti musí vykonat nekonečně mnoho oběhů kolem horizontu. K odstranění této souřadnicové pseudo­singularity (tj. k analytickému prodloužení metriky přes tyto plochy) se používá přechodu ke Kerrovým souřadnicím (v₊, r, θ, φ₊). Tato transformace provádí nekonečné „stlačení“ souřadnicového času t a nekonečné „rozvinutí“ úhlové souřadnice φ v okolí horizontu. Metrika pak má v Kerrových souřadnicích tvar, který je již analytický na r = r_g⁺ a r = r_g⁻. Ukazuje se, že v Kerrově prostoročase má „singularita“ nikoli bodovou, ale prstencovou strukturu.

Obr. 4: Průřez Kerrovou černou dírou se „singularitou“ prstencového typu. Statickou mezí se rozumí plocha ve tvaru rotačního elipsoidu, obklopující vnější horizont Kerrovy černé díry a oddělující oblast prostoru, kde je ještě principiálně možný pohyb objektů proti směru rotace černé díry, od oblasti – tzv. ergosféry – kde vlivem strhávání lokálních inerciálních soustav takovýto pohyb již možný není. Vše (včetně světla) je zde přinuceno rotovat spolu s černou dírou – Kerrova geometrie tu v jistém smyslu rotuje společně s černou dírou.

Toto řešení bylo později Ezra Newmanem dále zobecněno pro případ přítomnosti osově symetrického elektromagnetického pole buzeného rotujícím axiálně symetrickým zdrojem majícím elektrický náboj, který je rovněž axiálně symetricky rozložen. Geometrie prostoročasu kolem takového objektu se nazývá Kerrova-Newmanova geometrie. Je to fakticky zkombinovaná Kerrova a Reissnerova-Nordströmova geometrie.

Roy Patrick Kerr (*1934), Ezra Ted Newman (*1929)

Globální geometrická struktura Kerrova-Newmanova prostoročasu je analogická jako u výše popsané Kerrovy geometrie.

Díky červím dírám vedoucím do jiných vesmírů existuje možnost, kterak uniknout konečnému osudu vesmíru. Z řešení Einsteinových rovnic pro zakřivení časoprostoru v takových podmínkách plyne, že přes červí díru je v principu možné uniknout do budoucího eónuEón – epocha, éra, dějinné období. Slovo pochází z řeckého aión a latinského aeon. V konformní cyklické kosmologii označuje období trvání jedné vesmírné periody mezi dvěma velkými třesky., jak si ukážeme za chvíli, a vyhnout se tak extrémnímu konci.

Obr. 5: Schematické zobrazení úniku konci světa přes červí díru do budoucího vesmíru

Kosmologické důsledky kvantování prostoročasu

Kosmologický přírodní výběr

Ashtekarův bývalý doktorand Martin Bojowald, z Ústavu Maxe Plancka pro gravitační fyziku v Postupimi, ukázal, jak spinová síť mohla zažehnout velký třesk. Martin Bojowald se zabývá aplikacemi Ashtekarova formalismu na kvantovou kosmologii a na „singularity“ v prostoročase. Spojení mezi velkým třeskem a vnitřkem černé díry však existuje celá řada. Lee Smolin vyslovil hypotézu, že „singularita“ v černé díře je „velkým třeskem“, z něhož se narodí nový vesmír, potomek toho původního. A díky předpokládané „mutaci“ lze pak aplikovat zákony evoluční biologie.

Martin Bojowald (*1975)

Když se podaří zkoncentrovat hmotu zcela určitým způsobem, může vzniknout černá díra, jejíž prostoročasová geometrie odpovídá například Reissnerovu-Nordströmovu, či Kerrovu řešení, nebo jejich vzájemné kombinaci (Kerrova-Newmanova geometrie). Všechna tato řešení Einsteinových rovnic gravitačního pole obsahují červí díry, jakožto tunely spojující jednak různé oblasti našeho vesmíru (tzv. vícenásobná souvislost prostoročasu) a jednak ústící i do vesmírů jiných.

Obr. 6: Červí díry vážící různé vesmíry samy se sebou tzv. uchy
a k jiným vesmírům tzv. hrdly

Celková energie jakéhokoliv vesmíru (i toho našeho) je nula, takže i kvantová červí díra může na druhém konci expandovat do obřího vesmíru, jako je ten náš, aniž by byl při tom porušen nějaký zákon zachování. To, co se z oné červí díry primárně „vyfoukne“, je de facto pouze samotný prostoročas. Hmota se v něm objeví až coby důsledek zákonů zachování celkové energie (tj. klidové a vazebné) v kvantových polích.

Právě možnost „vyfouknutí“ nového vesmíru skrze uměle nebo přirozeně vytvořenou červí díru vede k velmi lákavé myšlence, že dceřiné vesmíry mohou po vesmírech mateřských zdědit jejich fyziku. To vedlo v minulosti k formulaci zajímavé hypotézy s názvem kosmologický přírodní výběr, vyslovené v 80. letech minulého století Lee Smolinem, ale i dalšími autory, nezávisle na sobě. Tato hypotéza v podstatě říká, že vesmíry, jejichž fyzika dovoluje vznik velkého množství černých a potažmo i červích děr, jsou zároveň mimořádně příznivé pro vznik života. Mají dostatečnou hustou hmoty, která nesmí být zas moc veliká, neboť by pak měly příliš krátkou životnost, a tedy nedostatek času pro tvorbu velkého množství červích děr. Musejí mít také přesně 3 velké prostorové dimenze a jednu časovou atd.

Pouze vesmír, který má nejvyšší „fitness“ v darwinovském smyslu tohoto slova, tj. nejvyšší schopnost plodit potomky a předávat svoje „geny“ – svoji fyziku – dceřiným vesmírům, má shodou okolností zároveň veliký potenciál stvořit život. To vede k domněnce, že ač je fyzika právě našeho vesmíru (v té změti nepřeberných možností, které si vesmír při svém zrodu mohl zvolit) velice málo pravděpodobná, může být tento model přesto v multiverzu tím vůbec nejrozšířenějším, neboť vede k nejvyššímu počtu identických, nebo velmi podobných kopií. A právě jen tento model (či ještě několik málo jeho subspécií) je zároveň jediný slučitelný se vznikem biologického života (porovnej s antropickým principemAntropický princip – tvrzení, že vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku. Existuje-li více vesmírů současně, žijeme právě v tom, kde se mohl vyvinout život našeho typu, a proto se nemůžeme divit, že parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak, aby život mohl vzniknout. Nepatrná odchylka od hodnot základních konstant či jiných parametrů by znamenala vznik úplně jiného vesmíru, kde by nemohl existovat život tak, jak ho známe. Název antropický princip poprvé použil v roce 1968 Brandon Carter. Jediným dosud nalezeným vědeckým východiskem je hypotéza multivesmíru: existuje mnoho různých vesmírů, přičemž život vzniká právě tam, kde jsou pro to vhodné podmínky. Silný antropický princip tvrdí, že se vesmír musel vyvinout tak, aby v něm mohly existovat inteligentní bytosti. Antropický princip má své skalní příznivce i odpůrce. Odpůrci argumentují zpravidla tím, že antropický princip odvádí pozornost od zkoumání skutečných počátečních podmínek ve vesmíru.).

Konformní cyklická kosmologie

Když v roce 2004 astronomové zkoumali mapu reliktního mikrovlnného pozadí vesmíruReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). (CMB), objevili v ní neobvykle velkou oblast, která byla chladnější než okolí. Tak se věda seznámila se slavnou Chladnou skvrnou (Cold Spot), která si získala pověst tajuplného jevu, vzpírajícího se dosavadním vysvětlením a předpokladům. Standardní inflační teorie sice předpovídá, že v mladém vesmíru vzniknou horké a chladné skvrny různých velikostí, Chladná skvrna je však nápadně větší a chladnější, než by měla být. Je nejen chladnější než okolí, ale zdá se, že je v ní téměř prázdný prostor o průměru zhruba 10 000 galaxií. Toto chladné místo je největší dosud známou strukturou a obsahuje asi o 20 % méně hmoty, než by podle všech předpokladů mělo mít.

Ruari Mackenzie a Tom Shanks z Centra mimogalaktické astronomie na Durhamské univerzitě ve Velké Británii vyslovili hypotézu, že možným vysvětlením vzniku chladného místa by mohla být kolize mezi naším vesmírem a jedním z miliard dalších, která ovlivnila rozmístění galaxií v místě srážky.

Obr. 7: Umělcova představa multivesmíru. Kresba: Jürgen Fälchle.

Chladné místo se nachází zhruba tři miliardy světelných roků od Země. Zatímco průměrná teplota mikrovlnného pozadí je 2,73 K, tedy −270,43 ˚C, chladné místo je asi o 0,00015 stupně studenější.

Ve vědeckém světě tehdy vzbudila tato studie, jejíž výsledky publikoval časopis Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, značnou pozornost. Do roku 2008 však byly objeveny další tři podezřelé kruhové stopy, přičemž teplota jedné z nich byla naopak nadprůměrná. Více informací se lze dozvědět například v bulletinu Miroslava Havránka: Žijeme ve vesmírné bublině?

V roce 2010 představil známý Britský matematický fyzik Roger Penrose koncept, podle něhož prodělá vesmír v budoucnu exponenciálně se zrychlující expanzi na způsob big ripu, na jejímž konci zbydou pouze nehmotné částice – tzn. částice, pro které není definován čas (vzpomeňme, že podle speciální relativity je foton ve své soustavě na všech místech své dráhy současně). V okamžiku, kdy vesmír ztratí možnost měřit svůj vlastní čas (jeho entropieEntropie – v termodynamice je definována vztahem dS = dQ/T, kde dQ je diferenciál tepla a T je absolutní teplota (1/T je integrační faktor). Takto zavedená entropie je na rozdíl od tepla úplným diferenciálem, její integrál nezávisí na cestě ve stavovém prostoru. Ve statistice má entropie význam logaritmické míry pravděpodobnosti realizace stavu, v kvantové teorii je logaritmickou mírou počtu kvantových stavů, kterými lze daný makroskopický stav realizovat. Entropie tak souvisí s „množstvím chaosu“ v systému. V informatice entropie popisuje množství informací. V uzavřeném systému může entropie jen růst. V termodynamické rovnováze dosáhne svého maxima. dosáhne absolutního maxima a dál nebude moci růst, neboť již nebude definována šipka času) a samozřejmě také vzdálenosti, přechází spojitě (tzv. konformní transformací) do tzv. nového eónuEón – epocha, éra, dějinné období. Slovo pochází z řeckého aión a latinského aeon. V konformní cyklické kosmologii označuje období trvání jedné vesmírné periody mezi dvěma velkými třesky.. Tento přechod se efektivně jeví jako nový velký třesk, s tím rozdílem, že při něm vesmír neprochází žádnou fyzikální singularitou, takže je přes něj principiálně možno dohlédnout až do předchozího eónu. Pozorování v reliktním zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)., která nyní připisujeme projevům inflace, jíž vesmír prodělal v prvních zlomcích sekundy po velkém třesku, tak ve skutečnosti mohou pocházet nikoliv z našeho eónu, ale ze závěrečného rozervání na samém konci eónu předchozího, tzn. z období před velkým třeskem. Zejména pozorované nehomogenity v teplotě reliktního záření, které podle inflační teorie představují prvotní zárodky budoucích galaxií a galaktických kup, mohou být podle Penrose pozůstatky po závěrečných explozích černých děr na samém konci předchozího eónu.

Pokud je tato hypotéza správná, měla by podrobná statistická analýza měření ze sondy Planck prokázat v reliktním záření nesourodou změť kruhových stop, šířících se od míst závěrečných explozí superobřích černých děr na konci předchozího eónu, zhruba na způsob rozvlnění vodní hladiny několik okamžiků poté, co jsme do vody vhodili hrst písku. Do reliktního pozadí by se měly vtisknout nehomogenity v rozložení hmoty v mateřském vesmíru, v podobě charakteristických nepravidelností. To, co dnes považujeme za důsledek inflace, by tak mohlo být ve skutečnosti projevem závěrečné exponenciální expanze a sám velký třesk poté projevem závěrečného big ripu mateřského vesmíru.

Entitami, které v průběhu exponenciální expanze přežijí nejdéle a zaniknou v podstatě až v okamžiku big ripu, budou právě černé díry. Celá jejich energie pak v okamžiku závěrečného vypaření projde skrz přechodovou plochu mezi eóny a zanechá svůj otisk v reliktním záření našeho vesmíru. Dalším testovatelným zářením mohou být mohutné gravitační vlny, které vznikaly v matečném vesmíru například při srážkách obřích černých děr. I ony by totiž měly projít bariérou mezi eóny a zanechat měřitelné stopy na našem reliktním pozadí, v podobě kruhových, či eliptických stop, které budou mít teplotu buď o něco vyšší, nebo naopak nižší, než je průměr.

Po dlouhém čase může řada z těchto kruhových vln interferovat se svými sousedy a vznikne poměrně nepřehledný interferenční obrazec, který by však přesto mělo být možno analyzovat a zpětně zrekonstruovat metodami fourierovské analýzyFourierova transformace – integrální transformace, která skládá neperiodický signál ze sinů a kosinů (resp. kmitavých komplexních exponenciál), v případě prostoročasu z rovinných vln. Původní signál (vzor) je integrálem všech parciálních signálů (obrazů). Transformace probíhá buď mezi časovou a frekvenční oblastí, nebo mezi prostoročasem a k-prostorem daným vlnovým čtyřvektorem.. Bylo spočteno, že teplotní korelace, které tyto efekty vyvolají, by neměly na nebeské sféře zaujímat úhly nad 60°. Reálně pozorované korelace v reliktním pozadí skutečně mizí na úhlové škále 60°, což standardní inflační model dosud nedokázal vysvětlit.

Grupová teorie pole

V roce 2013 Steffen Gielen z kanadského Hraničního institutu teoretické fyziky ve Waterloo v Ontariu, spolu se svými kolegy, využil kvantování prostoru k novému matematickému přístupu ke kvantové gravitaci, nazvaném grupová teorie pole (Group Field Theory), což je forma kvantové teorie pole na Lieově grupěLieova grupa/algebra – matematická struktura pojmenovaná po norském matematikovi Sophusi Lieovi, spojující dohromady pojmy grupy a hladké variety. Lieovy grupy představují přirozený matematický model tzv. spojitých symetrií. Jsou mocným nástrojem v mnoha oblastech matematiky a moderní fyziky, od mechaniky, teorie pole až po částicovou fyziku.. V grupové teorii pole vzniká prostor slučováním základních kvant prostoru a pak se vyvíjí do současné podoby.

Steffen Gielen (*1982)

Gielen spolu s dalšími teoretiky uskutečnili významný průlom když se jim podařilo odvodit Fridmanovy rovniceFridmanovy rovnice – soubor kosmologických rovnic, které řídí expanzi vesmíru pro homogenní a izotropní modely v rámci obecné teorie relativity. Byly odvozeny ruským fyzikem Alexandrem Fridmanem v letech 1922 a6 1924 na základě Einsteinových rovnic gravitačního pole. přímo v rámci kvantového konceptu prostoročasu. Další úsilí se nyní zaměřuje na přesný popis prostoru při samotném velkém třesku, kosmologickou inflaci a temnou energii.

Observační údaje

Anizotropie protoru

Celulární struktura prostoru by měla vést k jemným anizotropiím v určitých vybraných směrech. Výzkumný tým vedený Johnem Webbem z australské University of New South Wales pozoroval vzdálený kvazarKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a ob­rov­ský zářivý výkon v celém spektru (10³⁵ až 10⁴⁰ W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno roz­pí­ná­ním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. J1120+0641, jehož záření se cestou k Zemi rozptyluje na několika mračnech mezihvězdného plynu. S pomocí genetického algoritmu výzkumníci nejprve vyčistili data od šumu a dalších rušivých vlivů. Následně dospěli k závěru, že konstanta jemné struktury, jež je kombinací rychlosti světla, elementárního náboje, Planckovy konstanty a permitivity vakua, zůstává dlouhodobě konstantní v čase, ale nepatrně se mění v prostoru. Konstanta jemné struktury určuje emisní a absorpční vlastnosti atomů, je proto vhodná i pro astrofyzikální měření velmi vzdáleného vesmíru. Webbův tým ukázal, že ve vesmíru existuje nejméně jedna osa (tzv. dipólová osa), podél níž se konstanta jemné struktury nepatrně liší v porovnání s jinými prostorovými směry.

Rozptyl světla na prázdném prostoru

Vzorkování prostoru vede k tomu, že prostor má kromě makroskopické (gravitační) křivosti též diskrétní mikrostrukturu poloměru l_h. Přesto, že prostoročas má v těchto měřítkách pěnovitou mikrostrukturu, pro elektromagnetické záření s delší vlnovou délkou se v příslušném delším měřítku kvantové vzorkování metriky zprůměruje a zcela vyhladí. Fotony vyšších energií s kratší vlnovou délkou by však mohly být na vzorkování metriky prostoročasu v jemném měřítku „citlivější“ než nízkoenergetické fotony. Takové vlnění by se v jistém smyslu muselo „prodírat“ nerovnostmi dráhy, způsobenými jemnými poruchami metriky a mohlo by docházet k jejich rozptylu na zrnité struktuře prostoročasu.

Sonda New HorizonsNew Horizons – americká sonda, která se vydala na cestu k Plutu v lednu 2006. Sonda byla vynesena raketou Atlas V551. Opuštění Zeměkoule bylo propočteno tak, aby sonda letěla nejprve k Jupiteru, který ji urychlil na cestu k Plutu. Po průletu kolem Pluta a Charónu v červenci 2015 mise pokračuje do oblasti dalších transneptunických těles v Kuiperově pásu. poté, co uskutečnila těsný průlet kolem trpasličí planety Pluto, pokračuje do hlubin Kuiperova pásuKuiperův pás – oblast malých těles za drahou Neptunu. Vnitřní okraj pásu se nachází ve vzdálenosti asi 30 a vnější asi ve vzdálenosti 500 astronomických jednotek od Slunce. Je „položen“; do roviny ekliptiky. Dnes známe tisíce objektů Kupierova pásu a předpokládá se, že existuje přes 100 000 objektů s velikostí větší než 100 kilometrů. Průměry těles nepřesahují (až na ojedinělé výjimky) 400 km. Celková hmotnost všech těles se odhaduje na 0,1 hmotnosti Země. Nejznámějším tělesem Kuiperova pásu je Pluto., kde daleko od Slunce a kosmického prachu, který by odrážel sluneční záření, provedla zajímavá měření, kolik je vlastně ve vesmíru světla. Tod Lauer z americké Národní optické astronomické laboratoře (NOAONOAO – National Optical Astronomy Observatory, Národní optická astronomická observatoř. Od roku 1982 sdružuje několik astronomických observatoří pod jediným vedením. Zejména jde o Kitt Peak National Observatory (Arizona), Cerro Tololo Inter-American Observatory (Chile) a National Solar Observatory (Arizona, Nové Mexiko).) v Arizoně a jeho spolupracovníci nechali sondu pořídit snímky, které pak následně analyzovali. Když ze snímků odfiltrovali veškeré známé zdroje viditelného záření, tak jim tam ještě téměř polovina záření zůstala. To znamená, že o polovině viditelného záření ve vesmíru neumíme říci, odkud vlastně pochází. Výsledek velmi připomíná situaci, kdy bychom za jasného počasí měřili množství světla při povrchu Země. Poté, co bychom odečetli světlo vycházející přímo ze slunečního kotouče, zbyla by ještě spousta slunečního světla rozptýleného v zemské atmosféře, které přichází do detektoru z různých náhodných směrů a činí den jasným.

Ani mezihvězdný prostor jistě není úplně prázdné místo, astronomové nicméně provedli korekci na rozptyl světla na extrémně řídké mezihvězdné látce, jejíž hustota činí cca 1 atom vodíku na krychlový metr. I po této korekci jim však stále zbývá veliké množství světelného záření, jehož původ je zcela neznámý. Mohlo by se tedy jednat o další z projevů kvantové struktury prostoru, na níž se fotony mohou slabě rozptylovat.



*  *  *

Všechny bulletiny této série

Odkazy