5. Náš kosmický počátek Dárek, který stále rozdává Inflační bonusy Stejně jako řada jiných úspěšných vědeckých teorií to taky inflace měla zpočátku dost těžké. Její první jednoznačná předpověď, totiž že prostor je plochý, byla v rozporu s tehdejšími pozorováními. Jak jsme viděli v předchozí kapitole, Einsteinova teorie gravitace říká, že prostor může být plochý jenom tehdy, když celková hustota hmoty ve vesmíru je rovna specifické kritické hodnotě. Používáme pro ni symbol Ωtot (nebo prostě jen Ω neboli „Omega“, chceme-li být co nejstručnější), který označuje, kolikrát je náš vesmír hustší než ona kritická hustota. Inflace tedy předpovídá, že Ω = 1. Když jsem ještě studoval na univerzitě, začala se pomocí galaktických přehlídek a dalších postupů zpřesňovat měření kosmické hustoty. Výsledky naznačovaly mnohem menší hodnotu, a sice Ω ≈ 0,25. Pro Alana Gutha bylo proto čím dál obtížnější jezdit z konference na konferenci a neustále tvrdit, že Ω = 1, bez ohledu na to, co mu říkali jeho kolegové experimentátoři. Alan se však nedal zviklat a historie mu dala za pravdu. V předchozí kapitole jsme viděli, že objev temné energie objasnil, že měřením galaxií jsme započítávali jen asi čtvrtinu celkové hustoty vesmíru. Připočteme-li hustotu temné energie, dávají naše měření hodnotu Ω = 1, a to s chybou menší než 1 % (viz tabulka 4.1). Objev temné energie poskytl inflační teorii velkou dávku důvěryhodnosti, a to i z jiného důvodu: Nyní už nelze zavrhnout předpoklad existence nezředitelné substance jako praštěný a nefyzikální, neboť temná energie se chová přesně jako taková substance! Takže inflační epocha, jež vytvořila náš velký třesk, sice před 14 miliardami let skončila, ale mezitím začala nová inflační epocha. Tato nová fáze inflace způsobená temnou energií je úplně stejná jako ta pradávná, jenom je mnohem pomalejší: rozměry našeho vesmíru zdvojnásobí nikoli ve zlomku sekundy, ale zhruba za 8 miliard let. Už tedy nedebatujeme, zdali inflace byla anebo ne, ale jestli se odehrála jen jednou anebo dvakrát. Setba zárodečných fluktuací Typickým znakem úspěšné vědecké teorie je, že z ní dostáváme více, než jsme do ní vložili. Alan Guth ukázal, jak jedním jediným předpokladem (o existenci malého ždibce substance, která se nedá rozředit) můžeme vyřešit hned tři různé kosmologické záhady: problém třesku, problém horizontu a problém plochosti. Viděli jsme, že inflace toho dokáže i víc: předpověděla Ω = 1, což bylo po dvaceti letech s velkou přesností potvrzeno. To ale není všechno. Předchozí kapitolu jsme končili dotazem, odkud se vzaly galaxie a další kosmické struktury velkých rozměrů. K velkému překvapení mnohých dokázala inflace odpovědět i na tuto otázku! A jak parádní odpověď to je! S myšlenkou poprvé přišli dva ruští fyzikové, Gennadij Čibisov a Vjačeslav Muchanov. Když jsem ji slyšel poprvé, přišla mi naprosto absurdní. Teď už si ale myslím, že patří k hlavním kandidátům na nejradikálnější a nejhezčí syntézu idejí v dějinách vědy.
98 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS225194
Dárek, který stále rozdává Stručně řečeno, odpověď zní, že zárodečné kosmické fluktuace vzešly z kvantové mechaniky, z teorie mikrosvěta, kterou objasníme v sedmé a osmé kapitole. Na univerzitě jsem se ale naučil, že efekty kvantové mechaniky hrají roli jenom při studiu těch nejmenších věcí, jako jsou atomy. Jak tedy mohly mít nějaký vliv na ty největší věci, co ve vesmíru studujeme, třeba galaxie? Nuže, jednou z krásných věcí na inflaci je, že propojuje nejmenší a největší rozměrové škály: během raných inflačních fází byla oblast prostoru, jež nyní obsahuje celou naši Galaxii, mnohem menší nežli atom, takže kvantové efekty opravdu mohly být významné. A taky byly: v sedmé kapitole uvidíme, že takzvaný Heisenbergův princip neurčitosti kvantové mechaniky znemožňuje jakékoli substanci včetně té inflační, aby byla zcela homogenní. Když se ji pokusíte udělat dokonale uniformní, kvantové efekty ji donutí, aby se začala pohybovat a hemžit, což její homogenitu naruší. Jakmile potom inflace roztáhne subatomární oblast do celého dnes pozorovaného vesmíru, hustotní fluktuace způsobené kvantovou mechanikou se roztáhnou také, a to do galaktických rozměrů, i větších. V předchozí kapitole jsme viděli, že gravitační nestabilita se pak už sama postará o zbytek příběhu. Tyto malé zárodečné fluktuace s amplitudou 0,002 %, za něž může kvantová mechanika, zesílí do podoby spektakulárních galaxií, galaktických kup a nadkup, jež zdobí naše noční nebe. Nejlepší na tom všem je, že nejde jenom o nějaké blablabla, ale o zcela rigorózní kvantitativní návod, podle kterého lze vše přesně spočítat. Křivka spektra anizotropií, kterou jsem nakreslil na obrázku 4.2, je teoretická předpověď jednoho z nejjednodušších inflačních modelů. Přijde mi opravdu pozoruhodné, jak skvěle souhlasí se všemi provedenými měřeními. Inflační modely dokážou také předpovědět tři z měřených kosmologických parametrů shrnutých v tabulce 4.1. Jednu předpověď jsem už zmínil, totiž že Ω = 1. Další dvě se týkají povahy struktur kosmického shlukování hmoty, popsaného v předchozí kapitole. V nejjednodušších inflačních modelech závisí amplituda zárodečných fluktuací (v tabulce označená symbolem Q) na
Obrázek 5.6: Tato takzvaná fraktální vločka, kterou vymyslel švédský matematik Helge von Koch, má pozoruhodnou vlastnost, plně se totiž shoduje se zvětšenou verzí sebe sama. Inflace předpovídá, že náš velmi raný vesmír byl podobný, že se nedal odlišit od zvětšené verze sebe sama, přinejmenším ve statistickém smyslu.
99 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS225194
5. Náš kosmický počátek rychlosti, s jakou inflatující oblast zdvojnásobovala svou velikost. Nastává-li toto zdvojnásobování rozměrů během 10−38 sekundy, pak předpověď souhlasí s pozorovanou hodnotou Q ≈ 0,002 %. Inflace dává i zajímavou předpověď hodnoty parametru, který se nazývá „sklon“ zárodečných shluků (v tabulce je označen symbolem n). Abychom pochopili jeho význam, podívejme se na obrázek 5.6, který je v matematickém žargonu sobě-podobný, fraktálový neboli škálově invariantní. Všechna tato slova v podstatě znamenají, že když obrázek nahradíme zvětšeninou jeho menší části, nevšimnete si vůbec řádného rozdílu. A protože tento zoomovací trik můžeme provést tolikrát, kolikrát se nám zachce, je zjevné, že dokonce i pouhá biliontina klikaté křivky musí vypadat úplně stejně jako její celek. Je pozoruhodné, že inflace s dobrou mírou přesnosti předpovídá, že náš velmi raný vesmír byl podobným způsobem také škálově invariantní. Konkrétně v tom smyslu, že neexistoval principiální rozdíl mezi jeho náhodně zvoleným kubickým centimetrem a mnohonásobně zvětšenou jeho verzí. Proč? Inu, inflační epocha, která nafoukla náš vesmír do obřích rozměrů, je vlastně ekvivalentní postupnému zdvojnásobování jeho velikosti. Kdybyste se tedy vydali strojem času do oné epochy, viděli byste, že škálová invariance statistických vlastností fluktuací je ekvivalentní tomu, že se tyto vlastnosti v čase vůbec nemění. A inflace předpovídá, že se tyto vlastnosti skoro vůbec nemění z prostého důvodu: lokální fyzikální podmínky generující kvantové fluktuace se totiž během času prakticky neměnily, neboť inflatující substance prakticky vůbec neměnila hustotu ani jiné své vlastnosti. Parametr „sklonu“ n v tabulce 4.1 udává, jak moc byl inflatující vesmír škálově invariantní. Dává do poměru míru shlukování na velkých a malých prostorových škálách. Je definován tak, že hodnota n = 1 znamená dokonalou škálovou invarianci (stejnou míru shlukování na všech rozměrových škálách), n < 1 znamená více shlukování na větších škálách, zatímco n > 1 znamená naopak více shlukování na menších škálách. Muchanov a další průkopníci inflační teorie předpověděli, že hodnota n by měla být velmi blízká 1. Když jsme s kolegou Tedem tenkrát po nocích potajmu chodili na počítač magicbean (viz kapitola 4), chtěli jsme z tehdy pozorovaných dat co nejpřesněji určit hodnotu n. Dospěli jsme k výsledku n = 1,15 ± 0,29, což potvrdilo, že i další předpověď inflační teorie je v dost dobrém souladu s realitou. Celá tahle záležitost s n je dokonce ještě zajímavější. Protože inflace musela někdy skončit, musela se inflatující substance postupně nějakým způsobem přeci jen pomalu rozřeďovat, jinak by se vůbec nic neměnilo a inflace by probíhala donekonečna. V nejjednodušších inflačních modelech tento pokles hustoty způsobuje, že amplituda generovaných fluktuací rovněž klesá. To znamená, že pozdější fluktuace jsou o něco slabší. Tyto pozdější fluktuace se ale během inflace už nestačily natáhnout do tak velkých rozměrů jako fluktuace generované na počátku inflační epochy. Odpovídají tedy dnešním fluktuacím na menších škálách. Důsledkem tohoto fyzikálního mechanismu je předpověď, že n < 1. Abychom hodnotu n více upřesnili, musíme zvolit konkrétní model inflatující substance. Vůbec nejjednodušší je ten,
100 Ukázka elektronické knihy, UID: KOS225194