Multiverzum a superkopernikánská revoluce

Od dob, kdy Albert Einstein postavil svou obecnou teorií relativity kosmologii na exaktní fyzikální základ, zkonstruovali fyzikové řadu modelů vesmírů, vesměs neodporujících známým fyzikálním zákonům. Nicméně až do osmdesátých let 20. století převládal názor, že skutečný vesmír je pouze jeden, možná prostorově konečný, možná nekonečný.

Začátkem osmdesátých let se objevila teorie, která až dodnes hraje roli ústředního kosmologického paradigmatu. Jde o teorii kosmické inflace, česky rozfoukání. Autorem této teorie, která se rychle setkala s velkým ohlasem fyzikální komunity, je Alan Guth. Podle původní verze inflační hypotézy došlo brzy po velkém třesku ke krátkému období nesmírně zrychleného rozpínání, při kterém se konečné objemy uvnitř vesmíru během přibližně deset na minus třicátou sekundy zvětšily o několik desítek, a podle některých variant teorie i o deset miliard řádů. (V průběhu inflačního rozpínání poklesla hustota hmotnosti-energie vesmíru prakticky na nulu, přesněji řečeno na hodnotu odpovídající tehdejší hodnotě hustoty energie vakua.) Období inflace pak končilo skokovým poklesem energie vakua, který byl doprovázen opětným naplněním vesmírného prostoru normální hmotou s hustotou a teplotou přibližně odpovídající předinflační hustotě a teplotě vesmíru. Obnovená hustota hmotnosti vesmíru vznikala na úkor onoho skokového poklesu energie vakua. Další průběh rozpínání pak již probíhal v souladu s modely standardní kosmologie, tedy zpomaleně.

Podrobnější popis procesu spouštění a ukončení inflace byl v osmdesátých letech formulován v souladu s tehdy preferovanými teoriemi částicové fyziky, tedy např. teorií elektroslabé interakce, grandunifikací, supergravitací a podobně.

Inflační hypotéza vysvětlila naráz většinu do té doby neřešitelných kosmologických záhad, např. neobyčejně přesnou platnost eukleidovské geometrie v pozorovaném vesmírném prostoru, jeho nepravděpodobnou homogenitu a izotropii, okolnost, že nikde nepozorujeme magnetické monopóly atd. Její předpovědi týkající se reliktního záření a vývoje galaxií prošly zatím úspěšně observačními testy za pomocí největších pozemských dalekohledů a především kosmických sond COBE a WMAP.

Pro další rozvoj inflační teorie měla klíčový význam Vilenkinova a Lindeho koncepce věčné inflace formulovaná také ještě v první polovině osmdesátých let. Její základní myšlenku můžeme ilustrovat následující zjednodušenou úvahou. Inflace nekončí ve všech místech v tomtéž okamžiku univerzálního kosmického času. Oblasti, kde inflace pokračuje o něco déle, narostou takovou rychlostí, že oblast, kde inflace pokračuje, je větší než oblast, kde již skončila. Ve většině objemu vesmíru následkem toho proces inflace pokračuje natrvalo a ta část vesmíru, kde již skončila, tvoří pouze jakési ostrovy, pro něž se ustálilo označení bubliny. (Někteří autoři, jako např. Alexandr Vilenkin, používají termín ostrovní vesmíry). Koncem osmdesátých let odhadoval Linde průměrnou velikost bublin ve svém vesmíru na 10^{60 000} megaparseků. [1] V hlubinách jedné takovéto bubliny by se měl ukrývat náš viditelný vesmír, tedy ta oblast vesmíru, kterou můžeme pozorovat s pomocí elektromagnetického záření, oblast, jejíž poloměr je dnes odhadován přibližně na 42 miliard světelných let. (Poznámka: Poloměr viditelného vesmíru, jinak řečeno vlastní vzdálenost elektromagnetického horizontu částic, tedy není jak se někdy mylně udává 13,8 miliard světelných let. Tuto mylnou hodnotu dostaneme nelegitimním použitím speciální teorie relativity jako součin stáří vesmíru a rychlosti světla na OBECNĚ(!) relativistickou kosmologii.)

S pomocí elektromagnetického záření nemůžeme přímo pozorovat ty části vesmíru, které leží za hranicemi viditelného vesmíru a nemůžeme přímo pozorovat ani současnou, ani v minulosti probíhající inflaci. S pomocí této techniky tedy ani nepoznáme, zda inflace v naší oblasti (před vznikem naší bubliny) trvala pouze nepatrný zlomek sekundy, či třeba miliardu let. Inflace by globálně z hlediska celého vesmíru měla pokračovat donekonečna a nemusela by mít ani konečnou minulost.

Teorie věčné inflace ovšem není závislá na předpokladu nekonečné minulosti inflačního procesu. Předností nekonečné inflace proti starším variantám této teorie je mimo jiné chaotičnost. K zahájení inflačního procesu zde nejsou zapotřebí nějaké speciální podmínky. Plně dostačuje vysokoenergetické kvantové vakuum zcela náhodně uspořádané. [1]

Můžeme si povšimnout, že inflace v této podobě již vůbec nevyžaduje, aby ji předcházel nějaký tajuplný velký třesk, jak tomu bylo u prvních inflačních teorií. To, co se nám jeví jako pozůstatek velkého třesku (vesmír s horkou a hustou náplní), je zde ve skutečnosti pouze pozůstatkem procesů probíhajících v daném místě v závěrečném období inflace, která ve svých počátcích (má-li nějaké) nafukuje kvantovou fluktuaci vakua. Jinak řečeno teorie inflace nahradila (dosud neexistující) teorii velkého třesku. Proto kosmologové v poslední době stále častěji ztotožňují „velký třesk“ s koncem inflace v dané oblasti vesmíru.

Další, podrobnější analýza důsledků těchto procesů, kterou provedl Andrej Linde ve spolupráci s Alexandrem Vilenkinem a několika dalšími badateli, ukázala, že chaotická inflace může být nejenom věčná, ale navíc i samoreprodukční. V oblasti vesmíru, kde probíhá, existuje zvýšená pravděpodobnost vzniku nového inflačního procesu (tedy jakési inflace v inflaci) s novým typem vakua, případně, např. platí-li nějaká varianta superstrunné teorie, s jinými fyzikálními zákony a s jiným počtem prostorových dimenzí. Počet inflačních bublin tak roste rychleji než geometrickou řadou.

Vesmír, který se nám uvnitř naší bubliny jeví velmi jednoduše a fádně jako přibližně homogenní a izotropní, představuje za jejími hranicemi podle této teorie nesmírně divokou, nehomogenní a anizotropní krajinu, hustota energie v rozpínajících se oblastech mezi bublinami dosahuje běžně planckovských hodnot [1], na hranicích bublin se mohou dokonce měnit počty prostorových dimenzí apod.

Tento obraz, který nám zprostředkovává inflační teorie, inspiruje po r. 1990 rostoucí počet kosmologů k názoru, že inflační vesmír je ve skutečnosti množinou konečně či nekonečně mnoha konečných i nekonečných vesmírů, nikoli vesmírem jediným, a razí pro něj název multiverzum, česky multivesmír. Uvážíme-li, že průměrná velikost bubliny má být 10^{60 000} násobkem velikosti našeho viditelného vesmíru, lze mít pro podobnou inspiraci asi pochopení. Někteří kosmologové s tím ale naopak nesouhlasí.

Vzhledem k tomu, že se kosmologové dosud nesjednotili na nějaké závazné definici fyzikálního vesmíru (pokud jde o definici intuitivní – tedy vesmír jako množina všeho, co reálně existuje – ta, myslím, přesahuje nejen vesmír, ale i multivesmír) nemá takový spor zatím asi přesný věcný obsah. Navíc fyzikové se většinou moc nezabývají otázkou, co to znamená reálně existovat.

Nicméně velmi podstatný asi bude spor o to, je-li teorie věčné inflace testovatelná, či nikoli, a odpovídá-li v tomto smyslu tradiční fyzikální metodologii.

V tomto sporu argumentují multiverzisté podle mého názoru dost přesvědčivě. Hypotéza věčné inflace je nejen testovatelná, ale již testována je, neboť její testování je součástí programu observatoře Planck. Pokud by hranice sousední bubliny ležela na některé straně uvnitř našeho viditelného vesmíru, dalo by se to prý poznat na snímcích pořízených touto sondou. Příznivci věčné inflace ovšem uvádějí na podporu svého názoru i složitější verze možných testů. Metodologická fyzikální legitimita nějaké hypotézy nicméně ještě nezaručuje její pravdivost ani důvěryhodnost. K dalšímu čtení A z tohoto hlediska je situace teorie inflačního multiverza stále dost nejasná, i když je neskonale příznivější, než byla v r. 1958 (a je i dnes) situace mnohasvětové interpretace kvantové mechaniky, jejíž autor Hugh Everett měl prý v důsledku svého autorství problémy se získáním pracovního místa.

Podívejme se ale nyní na jednu mnohem skromnější verzi multivesmíru, která by mohla ilustrovat intuici jakési přechodové formy mezi vesmírem a multivesmírem.

Základní verze modelů standardní kosmologie jsou dvojího typu. Vesmír uzavřený s konečným prostorovým objemem, který se rozpíná od velkého třesku až do jistého maxima a pak se opět smršťuje až do velkého křachu, a vesmír otevřený, který se nejenom donekonečna rozpíná, ale i od samého počátku nekonečný je, takže bychom na místo o rozpínání mohli možná spíše hovořit o řídnutí.

Uzavřený vesmír můžeme geometricky přirovnat k povrchu čtyřrozměrné, nafukující se koule, otevřený vesmír si v dvourozměrné analogii můžeme představit jako sedlovou plochu. Zvláštním typem otevřeného vesmíru je vesmír mezní, jehož prostorový řez má charakter trojrozměrného, eukleidovského prostoru. V dvojrozměrné analogii si ho můžeme představit jako nekonečnou řídnoucí rovinu (tzv. vesmír Einsteinův-de Sitterův). Zaměřme se nyní na otevřené, prostorově nekonečné vesmíry.

Prostorově nekonečný vesmír si můžeme rozdělit na nekonečný počet konečných částí. Zvolme si takové dělení, v němž jednotlivými částmi budou vedle sebe ležící oblasti velikosti našeho viditelného vesmíru, tedy oblasti o poloměru přibližně 42 miliard světělných let. Brian Greene [3] používá přirovnání v dvojrozměrné analogii k nekonečné kosmické dece pokryté kruhovými záplatami. Kruhy jsou vepsány do čtverců tvořících jakousi mříž pokrývající celou deku. Bereme-li v úvahu pouze čtverce v sudých řádcích a sloupcích, pak vepsané kruhy (a v trojrozměrném případě vepsané koule) byly až dosud od sebe navzájem dokonale izolované, neboť od doby velkého třesku žádný signál z jedné koule nemohl ovlivnit jakoukoli událost v jiné kouli. (Připomínám, že v těchto odstavcích hovoříme o koulích o poloměru viditeného otevřeného vesmíru ve standardní kosmologii.)

Vzhledem k této zatím dokonalé izolaci můžeme tyto kulové části nekonečného, standardního vesmíru považovat v jistém smyslu za samostatné dílčí vesmíry. Alespoň někteří kosmologové se domnívají, že mohou. Připomínám, že terminologie je zatím neustálená. Někteří badatelé označují dílčí subvesmíry jako O-regiony a celý rozmřížovaný otevřený vesmír jako sešívaný multivesmír. [3] Sešívaný multivesmír má jednu zajímavou vlastnost, která působí na některé lidi až strašidelně. Jde o tzv. replikační paradox.

V klasické fyzice můžeme prostor, hmotnost, čas a jiné fyzikální veličiny dělit na libovolně malé části. V kvantové fyzice je situace jiná. Podle kvantové teorie může být v konečně velikém objemu prostoru obsaženo jen konečně mnoho kvantových stavů elementárních částic a uspořádání těchto stavů podle velké většiny kosmologů plně charakterizuje stav reality v daném prostoru a čase ([3] – podobný názor bývá označován jako fyzikální redukcionismus). V O-regionu velikosti našeho viditelného vesmíru je takových možných stavů reality přibližně 10 na 10122. To je samozřejmě obrovské, ale konečné číslo (1 a 10¹²² nul). V nekonečném vesmíru se takové stavy reality budou při nejjednodušším náhodném uspořádání opakovat např. jednou na každý 10 na 10¹²² O-region. Tyto O-regiony se shodnými realitami budou v daném čase obsahovat kopie hvězd, planet, galaxií, živých bytostí atd. našeho viditelného vesmíru. Budou tam kopie čtenářů tohoto textu čtoucích tento text. V nekonečném otevřeném vesmíru bude těchto kopií nekonečný počet. To však ještě není zas až tak znepokojující. Budou existovat ale také optimističtější i tragičtější varianty naší reality. Oběť neštěstí, která v našem subvesmíru šťastně přežila, kdesi ve vesmíru opravdu zahyne. A to v nekonečně mnoha kopiích. Přestaňme se ale strašit pochmurnými detaily. Realita může být daleko složitější, než si dnes dovedeme představit.

Právě popsaný sešívaný multivesmír je příkladem objektu, který můžeme považovat zároveň za obyčejný vesmír v einsteinovském slova smyslu i za nekonečnou množinu navzájem v daném čase izolovaných světů.

Z hlediska vývoje pojmu multivesmír je podstatné, že tento „polomultivesmír“ můžeme propojit s daleko robustnějším multivesmírem nekonečné inflace.

V tomto textu jsme se již zmínili o tom, že Andrej Linde kdysi na konci osmdesátých let odhadoval průměrnou velikost bublin uvnitř vesmíru nekonečné inflace z hlediska vnějšího (mezibublinového) pozorovatele na 10^{60 000} Mpc. Velikost bublin z hlediska vnějšího pozorovatele je i dnes pokládána za konečnou, ale názor na situaci z hlediska pozorovatele vnitrobublinového, tedy např. pozemského, se zásadně změnil. Alex Vilenkin a po něm i Brian Greene a řada dalších kosmologů zjistili, že při fyzikálně adekvátním zavedení univerzálního kosmického času pro pozorovatele uvnitř bubliny se ukáže, že bublina je z hlediska pozorovatele uvnitř bubliny nekonečná, a můžeme ji tedy rozdělit na O-regiony a považovat ji za nekonečný sešívaný multivesmír popsaný v předcházejících odstavcích.

Budou-li tedy observační testy i nadále podporovat naši důvěru v teorii věčné inflace, budeme moci předpokládat, že žijeme uvnitř nekonečného, bublinového, sešívaného, polomultivesmíru, který je pouze nepatrnou částí multivesmíru věčné inflace, a ten je opět nepatrnou částí multivesmíru kvantových paralelních světů.

V této souvislosti je ale nutno poznamenat, že Everettova verze kvantové mechaniky je z čistě kosmologického hlediska dnes stále podstatně méně podpořena výsledky pozorování ve srovnání s inflační kosmologií.