Kosmologie | Minulost a budoucnost

Minulost

V této kapitole shrneme některé základní okamžiky existence vesmíru. Čas je uváděn od pomyslné nuly, kterou dostaneme zpětnou extrapolací expanzní křivky. Jak už víme, jde o časovou nulu, která vůbec nemusela existovat, skutečnou časovou nulou mohl být okamžik inflace, pokud taková fáze v historii vesmíru existovala. Čas je počítán ve „spolu se pohybujících“ (anglicky comoving) souřadnicích, tedy pro pozorovatele, který je součástí vesmírného dění. Tak jako tak jiného pozorovatele k dispozici nemáme. Za fyzikálně ověřené je možné považovat děje od 10⁻¹³ s. Stavy látky odpovídající těmto časům umíme uměle připravit na urychlovačích. V časech kratších jde o hypotézy, vize, a do jisté míry spekulace, které se mohly, ale také nemusely stát.

10−43 s (Planckův čas, SUSY):  T = 1032 K,   E = 1019 GeV,   ρ = 1094 g/cm3

Tento čas získáme kombinací základních konstant c, G, h, nazýváme ho Planckův časPlanckovy škály – charakteristické rozměry získané kombinací fundamentálních konstant (gravitační, Planckovy a rychlosti světla). Planckova délka vychází 10−35 m, Planckův čas 10−43 s, Planckova hmotnost 10−8 kg a Planckova energie 1019 GeV.. Podle představ teoretiků by mohlo dojít k oddělení gravitační interakce od ostatních. Snad probíhalo postupné narušení supersymetrie, pokud existovala. Převládá éra záření. Přítomny jsou kvarkyKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce., leptonyLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauo­nové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektro­mag­ne­tické (pokud jsou nabité)., polní částice a těžké částice vznikající při energetických srážkách. Pokud existovala supersymetrieSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), supersymetrie, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun., jsou zde přítomni superpartneři: fotina, selektrony atd. Částice jsou struny v deseti nebo více dimenzionálním prostoru. Expanzní funkce se chová buď jako t1/2, nebo probíhá-li inflace jako exp[χt].

10−39 s (éra GUT, geneze XY):  T = 1029 K,   E = 1016 GeV,   ρ = 1084 g/cm3

Éra interakce GUTGUT – Grand Unified Theory, teorie velkého sjednocení. Popisuje sjednocení elektroslabé a silné interakce při energiích 1016 GeV (GUT škála). Při vyšších energiích než 1016 GeV existovaly pouze GUT interakce a gravitační interakce. Teorie velkého sjednocení předpovídá zatím nepozorované procesy, jako je například rozpad protonu., jediné kvantové prainterakce, z níž se časem odštěpí interakce silná, slabá a elektromagnetická.V této fázi by z vakuových fluktuací hojně měly vznikat polní částice X, Y převádějící kvarkyKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce. na antileptony a leptonyLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauo­nové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektro­mag­ne­tické (pokud jsou nabité). na antikvarky. Takové polní částice, pokud existovaly, by měly být i dnes zodpovědné za rozpad protonuProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. s poločasem delším než 1034 s.

10−35 s (konec éry GUT):  T = 1027 K,   E = 1014 GeV

Oddělení silné interakce od ostatních. Narušení GUTGUT – Grand Unified Theory, teorie velkého sjednocení. Popisuje sjednocení elektroslabé a silné interakce při energiích 1016 GeV (GUT škála). Při vyšších energiích než 1016 GeV existovaly pouze GUT interakce a gravitační interakce. Teorie velkého sjednocení předpovídá zatím nepozorované procesy, jako je například rozpad protonu. symetrie. Převládá éra záření. S narušením symetrie může být spojen fázový přechod, následná inflace a ohřev vesmíru uvolněnou energií. Pokud k inflaci došlo, byly při ní generovány intenzivní gravitační vlny charakteristického spektra. Částice X a Y se rozpadají na kvark-antikvarkové páry nebo na dvojice antikvark a lepton. Antičástice X a Y se rozpadají na dvojice kvark a antilepton. Současně při interakcích kvarků, antikvarků, leptonů a antileptonů vznikají opětovně částice X a Y.

10−30 s (konec geneze XY, narušení CP):  T = 1025 K,   E = 1012 GeV

Energie 1012 GeV je prahovou energií pro samovolný vznik  částic X a Y. Důsledkem by mohlo být narušení CP symetrieCP symetrie – levopravá symetrie kombinovaná se symetrií částice – antičástice. Označení CP pochází z anglických slov „charge“ a „parity“. Základní otázkou je, zda experiment připravený podle zrcadlového obrazu z antičástic by fungoval shodně s původním experimentem. Narušení CP symetrie v přírodě prokázali James Cronin a Val Fitch v roce 1964 v experimentech s rozpadem kaonů.. Bosony X a Y se postupně rozpadají na dvojice antikvark a lepton, antibosony X a Y na dvojice kvark a antilepton. Procesy přechodu mezi leptony a kvarky probíhají mírně asymetricky a postupně ustávají. V reakcích kvark ↔ antilepton a antikvark ↔ lepton převládnou nepatrně směry antilepton → kvark a antikvark → lepton. Tím dojde v budoucnu k nadvládě hmoty nad antihmotou. V tuto chvíli se však na miliardu reakcí v obou směrech vyskytne jen jedna navíc ve prospěch hmoty. (Poměr 1 000 000 000 : 1 000 000 001.)

10−10 s (narušení elektroslabé symetrie):  T = 1015 K,   E = 102 GeV

Narušení elektroslabé symetrie, vznik elektromagnetické interakce. Za narušení symetrie jsou odpovědné Higgsovy bosonyHiggsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice a jim odpovídající Higgsovo pole zde zajišťují nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanizmus nazýváme Higgsův mechanizmus a je aplikovatelný i na jiné částice. Existence Higgsovy částice byla s největší pravděpodobností potvrzena v červenci 2012 na dvou detektorech urychlovače LHC v CERNu. O Higgsově částici se často hovoří jako o Higgsově bosonu, Higgsově poli či jen higgsi.. Od tohoto okamžiku mají všechny 4 interakce vlastnosti jaké známe z našich experimentů. S narušením symetrie mohl být opět spojen fázový přechod do nižšího vakuového energetického stavu a následná inflační fáze spojená s ohřevem vesmíru. (Dnes je ale většinou inflace kladena do okamžiku oddělení silné interakce.) Vesmír je stále složen z kvarků, leptonů, polních částic a částic vznikajících při srážkách, které odpovídají energii 102 GeV.

10−5 s (konec éry QGP, vznik neutronů a protonů): T = 1013 K,  E = 1 GeV

Průměrná energie kvarků poklesla natolik, že se začíná uplatňovat gluonové pojivo a kvarky se spojují do větších celků. Končí éra volných kvarků a gluonů (kvarkového-gluonového plazmatu, QGPQGP – kvarkové-gluonové plazma. Podaří-li se nám „dostat“ kvarky na vzdálenosti menší než 10−15 m, začnou se kvarky a gluony chovat jako volné (nevázané) částice. Tím vznikne zcela zvláštní stav hmoty nazývaný kvarkové-gluonové plazma. Poprvé byla tato fáze látky připravena na urychlovači SPS ve středisku CERN v roce 2000. Ve vesmíru existovalo QGP v období do 10 mikrosekund po vzniku vesmíru.), průměrné vzdálenosti mezi kvarky by byly větší než 10−15 m, což je dosah silné interakce. Kvarky sdružují po dvojicích (kvark-antikvark) do mezonů nebo po trojicích do baryonů. V tomto období tedy vznikají neutrony a protony (tzv. hadronizace látky), základní stavební kameny atomového jádra. Počet vzniklých částic a antičástic je v poměru 1 000 000 001 : 1 000 000 000 daném narušením CP invariance v minulosti. Procesy probíhající v tomto období umíme napodobit na největších urychlovačích světa. Velmi záhy začne být střední tepelná energie vesmíru blízká prahové teplotě nukleonů (kBT ~ mc2) a dojde k narušení rovnováhy mezi baryony a antibaryony. Při následné anihilaci zůstane jediný baryon z miliardy baryonů a antibaryonů. Vzniklý počet protonů a neutronů je shodný. V tuto dobu je také počet elektronů, fotonů a neutrin vyrovnaný.

1 s (oddělení neutrin): T = 1010 K,  E = 1 MeV

Střední volná dráha neutrin narostla natolik, že přestávají interagovat s látkou. Do této doby byly díky srážkám v termodynamické rovnováze s ostatním zářením a hmotou. Od této chvíle neutrina žijí vlastním životem, postupně chladnou a látka se pro ně stává průhlednou. Dnes by tato reliktní neutrina měla mít teplotu 1.96 K, hustotu 300 neutrin na cm3 a nést v sobě obraz vesmíru z doby jejich oddělení. Oddělení neutrin znamená narušení rovnováhy mezi neutriny, elektrony, neutrony a protony. Volné neutrony jsou nestabilní s poločasem rozpadu cca 10 minut. Po oddělení neutrin převládá rozpad neutronů nad jejich tvorbou a jejich počet začíná oproti protonům klesat. Do budoucna se zachrání jen ty neutrony, které vytvoří vázaný stav s protony a stanou se součástí atomového jádra. To ale za teploty deset miliard kelvinů ještě možné není, jakýkoli náhodně vzniklý vázaný stav je srážkami rychle zlikvidován. Vesmír je stále v éře záření, které dominuje nad látkou.

5 s (anihilace elektronů): T = 5×109 K,  E = 500 keV

Prahová teplota elektronů a pozitronů (střední tepelná energie vesmíru kBT je rovna klidové energii elektronů a pozitronů mec2). Nad touto teplotou jsou elektrony a pozitrony v rovnováze se zářením a probíhá stejný počet anihilačních i kreačních procesů: elektron + pozitron ↔ záření. V tomto okamžiku poprvé převládá anihilace, mizí elektronové-pozitronové plazma. Z anihilujících párů vzniká záření (2 nebo 3 fotony), které zahřeje celý vesmír (kromě již oddělených neutrin, těch jediných se ohřev už netýká). Teplota vesmíru bude nakonec o 40 % vyšší než teplota reliktních neutrin. Díky dřívějšímu narušení CP symetrieCP symetrie – levopravá symetrie kombinovaná se symetrií částice – antičástice. Označení CP pochází z anglických slov „charge“ a „parity“. Základní otázkou je, zda experiment připravený podle zrcadlového obrazu z antičástic by fungoval shodně s původním experimentem. Narušení CP symetrie v přírodě prokázali James Cronin a Val Fitch v roce 1964 v experimentech s rozpadem kaonů. zůstane z miliardy elektronů a pozitronů po anihilaci jeden volný elektron. Ten mnohem později poslouží ke stavbě atomárních obalů… Nadále klesá počet neutronů vzhledem k protonům, způsobený jejich rozpadem.

4 min (primordiální nukleosyntéza): T = 109 K,  E = 90 keV

Prahová teplota vazebné energie deuteria (střední tepelná energie vesmíru kBT je rovna vazebné energii deuteria). Nad touto teplotou záření zabránilo spojování neutronů a protonů k sobě. Od tohoto okamžiku může část neutronů a protonů vytvářet dvojice – atomová jádra (samozřejmě bez obalů). Je odstartován proces tvorby lehkých prvků. Stav nukleonů: 13 % neutronů a 87 % protonů. Nadále se poměr již nebude měnit, neutrony přestávají existovat jako volné neutrony, a proto se nadále nerozpadají. Tomu bude odpovídat vznik 26 % hélia a 74 % vodíku. Vodík se v dnešním vesmíru skládá z 94 % izotopu H a 6 % izotopu D. V malém množství mohly prvky vznikat již před touto teplotou. Těžší prvky nebudou mít šanci vzniknout, vesmír se zakrátko zvětší natolik, že srážky mezi částicemi již nebudou dostatečně efektivní a navíc už budou volné neutrony většinou rozpadlé.

400 000 let (tvorba atomárních obalů): T = 4 000 K,  E = 0,4 eV

Prahová teplota vazebné energie elektronů v atomárních obalech (střední tepelná energie vesmíru kBT je rovna vazebné energii v atomárních obalech). Elektrony začínají vytvářet atomární obaly, přestávají existovat volné elektrony, na kterých docházelo k rozptylu fotonů. V důsledku toho záření přestává interagovat s hmotou a odděluje se od látky. Toto elektromagnetické záření nazýváme reliktní záření a dnes má teplotu 2,73 K. Teplota tohoto záření je cca o 40 % vyšší než teplota reliktních neutrin (bylo zahřáto při procesech anihilace). Vesmír se tím, že látka přestala interagovat se zářením, na dlouhou dobu ponořil do temnoty. Nastává tzv. temný věk vesmíru (v angličtině dark age). Ve stejném období dochází ještě k poklesu hustoty energe záření (ubývá jako 1/a4) pod hustotu energie hmoty (klesá jako 1/a3). Končí tak nejenom éra plazmatu, ale i éra záření. Vesmír přechází do éry látky. Mění se charakter rozpínání vesmíru, od této chvíle je a(t) ~ t2/3. (Dosud, s výjimkou inflační fáze, v éře záření platilo a(t) ~ t1/2.)

550 000 000 let (první hvězdy): T < 200 K,  E < 20 meV

Období překotné tvorby velmi hmotných hvězd. Ve velkém množství vznikají obří hvězdy nulté generace s velmi rychlým vývojem. Již nikdy v budoucnu nebude produkce hvězd natolik intenzivní a jejich životní cyklus tak krátký. Látka je znovuionizována pronikavým zářením vzniklých hvězd, končí temný věk vesmíru. Obří hvězdy žily maximálně stovky milionů let, poté zanikaly v gigantických explozích supernov a hypernov a rozmetaly do okolí těžké prvky, které se staly stavebním materiálem dalších generací hvězd a planet.

cca 5 až 7 miliard let (nástup zrychlené expanze)

Ve vesmíru končí éra látky. Její hustota poklesla pod hustotu temné energie. Výsledkem je nástup zrychlené expanze, která trvá dodnes. Pravděpodobně je způsobena kvantovými vlastnostmi vakua, existují ale i jiné scénáře. Existence zrychlené expanze je jednou z největších záhad současnosti. Bez důkladného poznání podstaty temné energie nemůžeme pochopit současný vesmír.

14 miliard let (dnes) : T = 3 K,  E = 1 meV

V současnosti existují galaxie a hvězdy, které umírají na bílé trpaslíky, neutronové hvězdy a černé díry. Také v mnoha galaktických jádrech se nacházejí černé díry. Kolem některých hvězd obíhají planety a alespoň na jedné z nich se nachází inteligentní tvorové, kteří se snaží zjistit, jak vznikl vesmír...

Budoucnost nejistá

Předpovídat budoucnost vesmíru v okamžiku, kdy neznáme vlastnosti nejzastoupenější složky, temné energie, je spíše troufalé. V podstatě všechny scénáře jsou otevřené. Pokud je parametr w (koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou energie) pro temnou energii menší než −1, mělo by dojít k natolik překotné expanzí, že v závěru existence vesmíru budou rozervány na jednotlivé součásti i samotná atomová jádra. Takovému scénáři říkáme velké rozervání (anglicky Big Rip). Pokud je parametr w roven −1, je expanze popsatelná Einsteinovou obecnou relativitou s nenulovou kosmologickou konstantou a za expanzi jsou s největší pravděpodobností zodpovědné vakuové fluktuace nejrůznějších polí. Vesmír se bude stále zřeďovat, až skončí tzv. tepelnou smrtí. Její podoba bude záviset na tom, zda se proton rozpadá, či nikoli. Pokud ano, byla by dezintegrována na leptony i atomová jádra a ve finále by ve vesmíru nezůstalo nic jiného než chladné elektrony, fotony a neutrina. (I látka uzavřená v černých děrách by se za dostatečnou dobu vypařila do této podoby.) Pokud by byl parametr w větší než +1, převládla by v budoucnosti komprese vesmíru, a ten by se začal smršťovat do husté horké oblasti. Tomuto scénáři říkáme velký křach (anglicky Big Crunch).