11469 Nejsilnější důkazy o existenci vesmíru před Velkým třeskem Ethan Siegel
[ Ezoterika ] 2025-12-05
Když je celá obloha pozorována v různých vlnových délkách, odhalí se určité zdroje odpovídající vzdáleným objektům za naší galaxií. Tato první mapa celé oblohy od Plancka zahrnuje nejen kosmické mikrovlnné pozadí, ale také extragalaktické příspěvky a příspěvky hmoty přímo v Mléčné dráze. Všechny tyto faktory je třeba pochopit, aby bylo možné rozpoznat správné signály teploty a polarizace. Horký Velký třesk je často označován za začátek vesmíru. Ale je tu jeden důkaz, který nemůžeme ignorovat a který ukazuje opak...
Klíčové poznatky
Po mnoho desetiletí lidé zaměňovali horký Velký třesk, popisovali raný vesmír, se singularitou: že tento "Velký třesk" byl "zrozením" prostoru a času. Nicméně na počátku 80. let 20. století přišla nová teorie nazvaná kosmická inflace, která naznačuje, že před horkým Velkým třeskem se vesmír choval velmi odlišně a posouval jakoukoli hypotetickou singularitu nepozorovaně daleko zpět. Na začátku tohoto století dorazily velmi silné důkazy, že vesmír existoval před Velkým třeskem, což ukazuje, že Velký třesk nebyl skutečným "začátkem" všeho. Pojem Velkého třesku sahá téměř 100 let zpět, kdy se objevily první důkazy o rozpínajícím se vesmíru. Pokud se vesmír dnes rozpíná a ochlazuje, znamená to minulost, která byla menší, hustší a teplejší. V naší představivosti můžeme extrapolovat zpět na libovolně malé velikosti, vysoké hustoty a vysoké teploty: až k singularitě, kde byla veškerá hmota a energie vesmíru zkoncentrována v jednom bodě. Po mnoho desetiletí byly tyto dvě představy o Velkém třesku - o horkém hustém stavu, který popisuje raný vesmír, a počáteční singularitě - neoddělitelné. Ale od 70. let vědci začali identifikovat některé záhady kolem Velkého třesku a zaznamenali několik vlastností vesmíru, které nebylo možné vysvětlit současně v rámci těchto dvou pojmů.
Když byla kosmická inflace poprvé představena a vyvinuta na počátku 80. let, oddělila dvě definice Velkého třesku, přičemž navrhovala, že raný horký, hustý stav nikdy nedosáhl těchto jedinečných podmínek, ale že mu předcházel nový, inflační stav. Před horkým Velkým třeskem skutečně existoval vesmír a velmi silné důkazy z 21. století to skutečně dokazují. Celá naše kosmická historie je teoreticky dobře pochopená, ale obtížně ji lze zobrazit ve statickém 2D modelu. Současná rychlost expanze vesmíru a energetické složení spolu souvisí, proto většina moderních ilustrací naší kosmické historie má tvar trubice: často (pochybně) zobrazují počáteční singularitu, období inflace a pak pomalejší expanzi, která se mění v čase, zatímco se náš vesmír vyvíjí. Žádný diagram správně nekóduje všechny tyto detaily, včetně toho, který se zdá udržovat konstantní "velikost" vesmíru, což odporuje realitě. Ačkoliv jsme si jisti, že velmi raný vesmír můžeme popsat jako horký, hustý, rychle se rozpínající a plný hmoty a záření - tedy během horkého Velkého třesku - otázka, zda to byl skutečně začátek vesmíru, je něco, na co lze odpovědět důkazy. Rozdíly mezi vesmírem, který začal horkým Velkým třeskem, a vesmírem, který měl inflační fázi předcházející a připravující horký Velký třesk, jsou jemné, ale nesmírně důležité.
Pokud chceme vědět, jaký byl úplný počátek vesmíru, musíme hledat důkazy přímo z vesmíru. V horkém Velkém třesku, který extrapolujeme až do singularity, vesmír dosahuje libovolně vysokých teplot a vysokých energií. Ačkoliv vesmír bude mít "průměrnou" hustotu a teplotu, budou v něm existovat nedokonalosti: jak přehusté, tak podhusté oblasti. Jak se vesmír rozšiřuje a ochlazuje, zároveň gravituje, což znamená, že přehuštěné oblasti přitahují více hmoty a energie, které časem rostou, zatímco podhuštěné preferují svou hmotu a energii do hustších okolních oblastí, čímž vznikají semena pro budoucí kosmickou síť struktur.
Fluktuace hustoty v "kosmickém mikrovlnném pozadí" (CMB) poskytují zárodky pro vznik moderní kosmické struktury, včetně hvězd, galaxií, shluků galaxií, vláken a velkorozměrných kosmických prázdnot. Ale samotný CMB nelze vidět, dokud vesmír nevytvoří neutrální atomy ze svých iontů a elektronů, což trvá stovky tisíc let, a hvězdy se nevytvoří ještě déle: 50 až 100 milionů let. Ale detaily, které se v kosmické síti objeví, jsou určeny mnohem dříve, protože "semena" této rozsáhlé struktury byla vtisknuta do velmi raného vesmíru. Dnešní hvězdy, galaxie, shluky galaxií a vláknité struktury na největších škálách lze vystopovat až k hustotním nedokonalostem z doby, kdy se ve vesmíru poprvé vytvořily neutrální atomy, protože tato "semena" rostla po stovky milionů a dokonce miliardy let do bohaté kosmické struktury, kterou dnes vidíme. Tato semena existují po celém vesmíru a zůstávají i dnes jako teplotní nedokonalosti v pozůstatku záře Velkého třesku: kosmickém mikrovlnném pozadí.
Jak měřil satelit WMAP v 2000. letech a jeho nástupce satelit Planck v 2010. letech, tyto teplotní výkyvy se objevují na všech škálách a odpovídají hustotním výkyvům v raném vesmíru. Spojení je způsobeno gravitací a skutečností, že v obecné relativitě přítomnost a koncentrace hmoty a energie určuje zakřivení prostoru. Světlo musí cestovat z oblasti vesmíru, odkud pochází, k "očím" pozorovatele.
Přehuštěné oblasti vesmíru s více hmotou a energií než je průměr budou vypadat chladnější než průměr, protože světlo musí "vylézt" z větší gravitační potenciálové jámy. Naopak podhuštěné oblasti s menším množstvím hmoty a energie než průměr budou působit teplejší než průměr (horká místa), protože světlo má mělčí než průměrnou gravitační potenciálovou jámu, ze které musí vylézt. ... a že oblasti průměrné hustoty se objeví jako průměrná teplota - průměrná teplota kosmického mikrovlnného pozadí...
Za hranicemi galaxie - Odkud tyto nedokonalosti původně pocházely?
Teplotní nedokonalosti, které pozorujeme ve zbytkovém záření Velkého třesku, pochází z epochy, která je už 380 000 let po začátku horkého Velkého třesku, což znamená, že už zažili 380 000 let kosmického vývoje.
Příběh je dost odlišný, záleží na tom, ke kterému vysvětlení se obrátíte.
✨Podle "singulárního" vysvětlení Velkého třesku byl vesmír jednoduše "zrozen" s původní sadou nedokonalostí, které rostly a vyvíjely se podle pravidel gravitačního kolapsu, interakcí částic a radiace interakce s hmotou, včetně rozdílů mezi normální a temnou hmotou.
✨Podle teorie inflačního původu horký Velký třesk vzniká až po období kosmické inflace, a tyto nedokonalosti jsou zasety kvantovými fluktuacemi - tedy fluktuacemi vznikajícími v důsledku inherentního vztahu nejistoty energie a času v kvantové fyzice - které nastávají během inflačního období, kdy se vesmír exponenciálně rozpíná... Tyto kvantové fluktuace, generované na nejmenších škálách, jsou inflací roztaženy na větší škály, zatímco novější, pozdější fluktuace se na ně natahují, čímž vzniká superpozice těchto fluktuací na všech vzdálenostních škálách.
Kvantové fluktuace, které během inflace nastávají, se skutečně rozprostírají po celém vesmíru a později se menší fluktuace překrývají nad staršími, většími fluktuacemi. Výkyvy pole způsobují hustotní nedokonalosti v raném vesmíru, které pak vedou k teplotním výkyvům, které měříme v kosmickém mikrovlnném pozadí poté, co všechny interakce mezi temnou hmotou, normální hmotou a zářením probíhají před vznikem prvních stabilních, neutrálních atomů. Tyto dva průběhy jsou konceptuálně odlišné, ale důvod, proč jsou pro astrofyziky zajímavé, je ten, že každý z nich vede k potenciálně pozorovatelným rozdílům v typech signatur, které bychom pozorovali.
✨V "singulárním" obrazu Velkého třesku by typy fluktuací, které bychom očekávali, byly omezeny rychlostí světla: vzdáleností, kterou by signál - gravitační či jiný - mohl přejít, kdyby se pohyboval rychlostí světla rozpínajícím se vesmírem, který začal jedinou událostí známou jako Velký třesk.
✨Ve vesmíru, který prošel obdobím inflace před začátkem horkého Velkého třesku, bychom očekávali výkyvy hustoty na všech škálách, včetně těch větších než rychlost světla, což mohlo umožnit signálu cestovat už od začátku horkého Velkého třesku.
Protože inflace v podstatě "zdvojnásobuje" velikost vesmíru ve všech třech rozměrech s každým malým zlomkem sekundy, který uplyne, fluktuace, které nastaly před několika stovkami sekund, jsou již nataženy na škálu větší než je nyní pozorovatelný vesmír. Ačkoliv se pozdější fluktuace překrývají nad staršími, většími a většími fluktuacemi, inflace nám umožňuje začít vesmír ultra-velkorozměrnými fluktuacemi, které by ve vesmíru neměly existovat, pokud by začal singularitou Velkého třesku bez inflace. Kvantové fluktuace inherentní vesmíru, rozprostřené vesmírem během kosmické inflace, vedly ke vzniku hustotních fluktuací otisknutých v kosmickém mikrovlnném pozadí, které následně daly vzniknout hvězdám, galaxiím a dalším velkorozměrným strukturám ve vesmíru dnes.
Toto je nejlepší obraz, jaký máme o tom, jak se celý vesmír chová, kde inflace předchází a připravuje Velký třesk. Bohužel máme přístup pouze k informacím obsaženým uvnitř našeho kosmického horizontu, který je součástí stejné části jedné oblasti, kde inflace skončila před asi 13,8 miliardami let. Jinými slovy, velkým testem, který lze provést, je zkoumat vesmír ve všech jeho krvavých detailech a hledat buď přítomnost, nebo nepřítomnost klíčového prvku: toho, co kosmologové nazývají super-horizontové fluktuace.
V každém okamžiku historie vesmíru existuje limit, jak daleko mohl dojít signál, který cestoval rychlostí světla od začátku horkého Velkého třesku, a tato měřítka určují to, co je známé jako kosmický horizont. Měřítka menší než horizont, známá jako subhorizontální měřítka, mohou být ovlivněna fyzikou, která probíhala od začátku horkého Velkého třesku. Měřítka rovná horizontu, známá jako horizontální škály, představují horní hranici toho, co mohlo být ovlivněno fyzikálními signály od začátku horkého Velkého třesku. A měřítka větší než horizont, známá jako superhorizontové škály, jsou za hranicí toho, co mohly způsobit fyzikální signály generované na začátku nebo po začátku horkého Velkého třesku.
Jinými slovy, pokud dokážeme najít ve vesmíru signály, které se objevují na superhorizontních škálách, je to skvělý způsob, jak rozlišit mezi neinflačním vesmírem, který začal jediným horkým Velkým třeskem (který by vůbec je neměl mít), a inflačním vesmírem, který měl inflační období před začátkem horkého Velkého třesku (který by měl mít tyto superhorizontní fluktuace).
Fluktuace v kosmickém mikrovlnném pozadí byly poprvé přesně změřeny COBE v 90. letech, poté přesněji WMAP v 2000. letech a Planck po roce 2000. Tento obraz obsahuje obrovské množství informací o raném vesmíru, včetně jeho složení, stáří a historie. Výkyvy dosahují jen desítek až stovek mikrokelvinů v magnitudě. Na velkých kosmických škálách jsou chybové ukazatele velmi velké, protože existuje jen několik datových bodů, což ukazuje na velkou vnitřní nejistotu. Bohužel, samotný pohled na mapu teplotních výkyvů v kosmickém mikrovlnném pozadí nestačí k rozlišení těchto dvou scénářů. Teplotní mapa kosmického mikrovlnného pozadí může být rozdělena na různé složky, z nichž některé zaujímají velká úhlová měřítka na obloze, jiné malé úhlové škály, stejně jako vše mezi tím. Problém je v tom, že fluktuace na největších škálách mají dvě možné příčiny. Mohly by vzniknout z výkyvů, které vznikly během inflačního období, to jistě. Ale mohly být také vytvořeny gravitačním růstem struktury ve vesmíru pozdního času, který má mnohem širší kosmický horizont než raný vesmír.
Například pokud máte jen gravitační potenciálovou jámu, ze které může foton vylézt, pak vylezení z této jámy stojí fotonovou energii; toto je ve fyzice známé jako Sachs-Wolfeův jev a vyskytuje se u kosmického mikrovlnného pozadí v bodě, kdy byly fotony poprvé vyzařovány. Pokud však váš foton během cesty spadne do gravitačního potenciálu, získá energii, a když se na cestě k vám zase vypluzne, ztratí energii. Pokud gravitační nedokonalost časem roste nebo se zmenšuje, což se děje různými způsoby v gravitačním vesmíru plném temné energie, pak různé oblasti vesmíru mohou působit teplejší nebo chladněji než průměr na základě růstu (nebo zmenšování) nedokonalostí hustoty v nich. Tento jev je známý jako integrovaný Sachs-Wolfeův efekt.
V pozdějších obdobích fotony padají do gravitačních struktur, jako jsou bohaté shluky nebo řídké oblasti, a poté opět odchází. Hmota však může proudit dovnitř nebo ven z těchto struktur a rozpínání vesmíru může během doby, kdy foton prochází, měnit sílu tohoto potenciálu, což vytváří relativní rudý nebo modrý posun v důsledku tzv. integrovaného Sachs-Wolfeova jevu.
Když se tedy podíváme na teplotní nedokonalosti v kosmickém mikrovlnném pozadí a vidíme je na těchto velkých kosmických škálách, není tam dostatek informací, aby bylo možné říct, zda byly vytvořeny Sachs-Wolfeovým efektem a jsou způsobeny inflací, byly vytvořeny integrovaným Sachs-Wolfeovým efektem a jsou způsobeny růstem/zmenšováním čelních struktur, nebo jsou výsledkem kombinace obojího.
Nicméně sledování teploty kosmického mikrovlnného pozadí není jediný způsob, jak získáváme informace o vesmíru; Můžeme také sledovat polarizační data světla z tohoto pozadí. Jak světlo putuje vesmírem, interaguje s hmotou uvnitř sebe, zejména s elektrony. (světlo je elektromagnetická vlna!). Pokud je světlo polarizováno radiálně symetricky, je to příklad polarizace v E-módu (elektrické). Pokud je světlo polarizováno buď ve směru hodinových ručiček, nebo proti němu, je to příklad polarizace v B-módu (magnetické). Samotná detekce polarizace však nestačí k prokázání existence fluktuací superhorizontů.
Polarizační signál CMB měřil satelit Planck v roce 2015. Horní a spodní vložky ukazují rozdíl mezi filtrováním dat na konkrétních úhlových škálách 5 stupňů a 1/3 stupně. Zatímco samotná teplotní data mohou ukázat, že CMB má kosmickou povahu. Polarizační signál nám poskytuje klíčové informace relevantní k detailům kosmické inflace. Je potřeba provést korelační analýzu: mezi polarizovaným světlem a teplotními výkyvy v kosmickém mikrovlnném pozadí a korelovat je na stejné úhlové škále. Tady to začíná být opravdu zajímavé, protože právě zde nám pozorovací pohled na náš vesmír umožňuje rozlišit scénáře "singulárního Velkého třesku bez inflace" a "inflačního stavu, který vede k horkému Velkému třesku"...!
V obou případech očekáváme subhorizontální korelace, jak pozitivní, tak záporné, mezi polarizací E-módu v kosmickém mikrovlnném pozadí a teplotními výkyvy uvnitř kosmického mikrovlnného pozadí. V obou případech očekáváme, že na škále kosmického horizontu, odpovídající úhlovým měřítkům přibližně 1 stupeň (a multipólovému momentu asi l = 200 až 220), budou tyto korelace nulové.
✨Na superhorizontových škálách však scénář "singulárního Velkého třesku" bude mít pouze jeden velký, pozitivní "výkyv" korelace mezi polarizací E-módu a teplotními výkyvy v kosmickém mikrovlnném pozadí, odpovídající tomu, když se hvězdy tvoří ve velkém počtu a reionizují mezihvězdné prostředí.
✨Scénář "inflačního Velkého třesku" naopak toto zahrnuje, ale také řadu negativních korelací mezi polarizací E-módu a teplotními výkyvy na superhorizontových škálách, tedy mezi přibližně 1 a 5 stupni (nebo multipólovými momenty od l = 30 do l = 200).
Publikace WMAP z roku 2003 je vůbec první vědeckou prací, která ukazuje důkazy o fluktuacích superhorizontu ve spektru teplotně-polarizační korelace (TE křížové korelace). Úplně první graf, publikovaný týmem WMAP v roce 2003, tedy před plnými 20 lety, ukazuje to, co kosmologové nazývají spektrem křížové korelace TE: korelace na všech úhlových škálách, které vidíme mezi polarizací E-módu a teplotními výkyvy v kosmickém mikrovlnném pozadí. Skutečnost, že plná křivka (a data), nikoli tečkovaná čára, je sledována odděleně od anotované zeleně tečkované čáry, je velmi těžké přehlédnout a představuje velmi silný důkaz pro fluktuace superhorizontu: důkaz inflace. V grafu jsem zeleně přidal měřítko kosmického horizontu spolu se šipkami, které označují jak měřítka podhorizontu, tak superhorizontu. Na sub-horizontových škálách jsou pozitivní i negativní korelace přítomné, ale na superhorizontních škálách je v datech jasně vidět ten velký "propad", který souhlasí s inflační (pevnou čárou) předpovědí a definitivně nesouhlasí s neinflační, singulární předpovědí Velkého třesku (tečkovaná čára). Samozřejmě, to bylo před 20 lety a satelit WMAP byl nahrazen satelitem Planck, který byl v mnoha ohledech lepší: viděl vesmír ve větším počtu vlnových pásem, klesal na menší úhlové škály, měl větší teplotní citlivost, obsahoval speciální polarimetrický přístroj a vzorkoval celou oblohu vícekrát, čímž dále snižuje chyby a nejistoty.
Když se podíváme na konečná (z roku 2018) Data o křížové korelaci Planckova TE níže, výsledky jsou dechberoucí. Pokud chceme zkoumat signály v pozorovatelném vesmíru pro jednoznačné důkazy o fluktuacích superhorizontu, je třeba se podívat na škály superhorizontu na spektru křížové korelace TE v CMB. S konečnými (2018) Planckovými daty nyní k dispozici jsou důkazy jednoznačně ve prospěch jejich existence, potvrzují mimořádnou předpověď inflace a vyvrací předpověď, že bez inflace by takové výkyvy neměly existovat. Jak je vidět, není pochyb o tom, že ve vesmíru skutečně existují fluktuace superhorizontu, protože význam tohoto signálu je ohromující. Fakt, že vidíme fluktuace superhorizontu, a že je vidíme nejen kvůli reionizaci, ale i protože předpovídají jejich existence kvůli inflaci, je jasný příklad: neinflační, singulární model Velkého třesku neodpovídá vesmíru, který pozorujeme. Místo toho se dozvídáme, že můžeme vesmír extrapolovat zpět pouze k určitému meznímu bodu v kontextu horkého Velkého třesku, a že předtím musel předcházet inflační stav. Rádi bychom o vesmíru řekli víc, ale bohužel právě na těchto pozorovatelných limitech jsme uvězněni: fluktuace a otisky na větších škálách nezanechávají na vesmír žádný vliv, který vidíme.
Existují i další testy inflace, které můžeme hledat: téměř měřítkově invariantní spektrum čistě adiabatických fluktuací, hranice maximální teploty horkého Velkého třesku, mírný odklon od dokonalé plochosti ke kosmologické křivosti a prapůvodní spektrum gravitačních vln mezi nimi. Test fluktuace superhorizontu je však snadný na provedení a zcela robustní. Sám o sobě dokáže říct, že vesmír nezačal horkým Velkým třeskem, ale že mu předcházel inflační stav a nastavil ho. Ačkoliv se o tom obecně nemluví v takových termínech, tento objev sám o sobě je bezpochyby Nobelovým úspěchem.
