Za normálních podmínek ve vesmíru existují čtyři základní interakce mezi elementárními částicemi: elektromagnetická, jaderná slabá, jaderná silná a gravitační. Pro první tři interakce jsou vytvořeny tzv. kalibrační kvantové teorie. Podle těchto kalibračních teorií je každá interakce zprostředkována a přenášena třídou kalibračních částic se spinem 1, které jsou kvanty příslušných kalibračních polí. Každá třída kalibračních částic je pak spojena s grupou symetrií, odpovídající dané interakci.

V kvantové elektrodynamice, která popisuje interakce elektricky nabitých částic, existuje jediná kalibrační částice - foton a jí odpovídající grupa symetrií, označovaná jako U(1).

Slabou interakci zprostředkovávají intermediální vektorové bosony, které mají nenulovou hmotnost, dva bosony jsou elektricky nabité (W+ a W-) a jeden je neutrální (Z0). Grupa symetrií slabých interakcí se označuje jako SU(2).

Silnou jadernou interakci mezi kvarky (částicemi, z nichž jsou složeny hadrony) zprostředkovává osm kalibračních částic - gluonů. Odpovídající kvantové číslo se nazývá barva. Kvarky se mohou vyskytovat ve třech barvách a gluony mohou tuto barvu měnit, přičemž ostatní kvantová čísla (spin, izospin atd.) zůstávají beze změny. Odtud plyne i název teorie silných interakcí - kvantová chromodynamika (QCD). Tato teorie má nezvyklé vlastnosti. Jsou-li kvarky blízko sebe, chovají se gluony jako volné částice a velikost silné interakce se blíží k nule. Pro rostoucí vzdálenosti (pokud překročí hodnotu 10^-13 cm, což je rozměr protonů a neutronů) naopak velikost silné interakce vzrůstá. Kvarky nelze samostatně pozorovat jako volné částice. Grupa symetrií se v QCD označuje jako SU(3).

Pro účely našeho výkladu je nejpodstatnějším rysem teorií fyzikálních interakcí jejich tendence ke sjednocení. S rostoucí teplotou a energií předávanou při interakci se objevuje mezi těmito interakcemi symetrie. Unifikační teorie předpovídají, že elektromagnetická interakce a slabá interakce se stanou nerozlišitelné při energiích nad 100 GeV. Silné interakce se připojí k předcházejícím dvěma při energiích nad 10^19 GeV.

V roce 1967 přišli Abdul Salam z Imperiální koleje v Londýně a Steven Weinberg z Harvardské univerzity s teorií elektroslabých interakcí, která je dnes považována za experimentálně potvrzenou. Nad kritickou energií přibližně 350 GeV mají elektromagnetická a slabá interakce přesnou symetrii SU(2) x U(1). Všechny čtyři kalibrační částice mají nulovou klidovou hmotnost.

Pokud se energie snižuje, pak na hodnotě kritické energie dochází ke spontánnímu narušení symetrie, v jejímž důsledku se objeví intermediální vektorové bosony s nenulovou hmotností. Nenarušená zůstává pouze podgrupa U(1), proto fotony nadále mají nulovou klidovou hmotnost.

Extrapolací se dostanou grandunifikační teorie (GUT). Podle těchto teorií pro energie větší než kritická energie 10^15 GeV existuje grandunifikační grupa symetrií G, která musí jako podgrupa obsahovat sloučení grup jednotlivých interakcí, tedy SU(3) x SU(2) x U(1). Nejmenší grupa, která splňuje tuto podmínku je grupa symetrie SU(5). Při narušení této symetrie se objevují supertěžké (Higgsovy) bosony X, jejichž klidová hmotnost je srovnatelná s kritickou energií.

O sjednocení všech typů interakcí se pokoušejí supergravitač- ní teorie (supergrandunifikační teorie superGUT), které vycházejí z tzv. supersymetrie, v níž příslušné transformace mohou přeměňovat částice s poločíselným spinem (baryony a leptony) na částice s celočíselným spinem (tj. kalibrační částice) a naopak. V supergravitačních teoriích je supersymetrie spontánně narušena a objevují se v ní nové dosud hypotetické částice fotino a gravitino.

Teorie superGUT se pohybují v takových energetických hladinách, že nelze uvažovat o jejich experimentálním ověření. Projevovaly se v nejranějším okamžiku vývoje vesmíru, tedy v době před Planckovým časem 10^-44 s.

Ze sjednocovacích teorií plyne, že díky částicím zvaným Higgsovy bosony se z jednotné síly, která stojí na počátku vesmíru, postupně při jeho ochlazování a rozpínání jednotlivé interakce odštěpují. Obdobou tohoto procesu jsou běžné fázové přechody, při nichž dochází k uvolňování energie, jako je tomu při přechodu tekuté vody v led.

Podle standardního modelu je vesmír homogenní a izotropní a rozpíná se z počátečního singulárního stavu (velkého třesku), od kterého uplynulo 5.10^17 s. Velkému třesku se nepřiřazuje nulový čas, ale čas 10^-44 s (Planckův čas), od něhož lze použít obecnou teorii relativity, tedy teorii gravitace v zakřiveném prostoročase. Pod hodnotou Planckova času se stávají podstatnými kvantové efekty. Dosud však neexistuje uspokojivá kvantová teorie gravitace.

V průběhu rozpínání vesmíru klesá jeho hustota a teplota, přičemž se předpokládá, že expanze vesmíru je v podstatě adiabatická. Vývoj vesmíru od velkého třesku po dnešek lze zhruba rozdělit do tří etap. Velmi raný vesmír pokrývá období do 1s od vzniku vesmíru. Raný vesmír končí v čase 10^13 s, kdy dochází k oddělení látky od záření - rekombinace. Rekombinací začíná současná etapa gravitační nestability látky, v níž se objevují galaxie a hvězdy a vyvíjí se dnešní velkorozměrová struktura vesmíru, tedy uspořádání galaxií a kup galaxií ve vesmíru.

Proto v počátečním homogenním a izotropním vesmíru musely existovat drobné fluktuace, z nichž se po rekombinaci vyvinuly galaxie, uspořádané do velkorozměrové struktury. Současná měření prostorového uspořádání galaxií naznačují, že jejich uspořádání ve vesmíru připomíná stěny včelího úlu, případně vlákna, jejichž vzájemná orientace je zcela náhodná. Vznik a vývoj takové struktury vystihuje Zeldovičova teorie "lívanců", která vychází z předpokladu, že počáteční fluktuace byly adiabatické (na počátku byly jen fluktuace geometrie a rozložení hmoty) a škálově invariantní (ve všech astrofyzikálně významných měřítcích měly stejnou velikost). Původ těchto fluktuací je nutno hledat ve velmi raném vesmíru.

Během prvních tří minut po vzniku vesmíru probíhala syntéza jader lehkých prvků. Výsledky výpočtů množství jednotlivých prvků (vodíku, hélia a lithia) jsou ve shodě s tím, co pozorujeme.

Počínaje první sekundou dává model horkého velkého třesku velmi přesvědčivý obraz toho, co se ve vesmíru dělo až do současnosti a je v souladu s pozorovanými údaji. Pomocí přechodu z grandunifikační symetrie na symetrii SU(3) x SU(2) x U(1), který by měl nastat v 10^-36 s, je možno vysvětlit dnešní asymetrii mezi hmotou a antihmotou ve prospěch hmoty.

Grandunifikační teorie na jedné straně objasnily některé kosmologické problémy, na druhé straně však přivodily další komplikace. Grandunifikační fázový přechod může probíhat v různých oblastech vesmíru různým způsobem, přičemž doména, v níž přechod proběhne určitým způsobem je přibližně dána vzdáleností, kterou v daném kosmickém čase (zde 10^-36 s) urazí světlo od velkého třesku (kauzální horizont). Hranice mezi doménami tvoří tzv. doménové stěny (velmi stabilní plošné poruchy vznikající při fázovém přechodu). Kromě těchto plošných doménových stěn se objevují i bodové poruchy - magnetické monopóly. Tyto částice, které představují izolovaný magnetický pól, by měly být nesmírně hmotné (asi 10^16 krát těžší než proton). Měly by být velmi stabilní a při fázovém přechodu by jejich počet měl být srovnatelný s počtem baryonů. V tomto případě by hustota vesmíru byla mnohem větší než kritická a platil by kosmologický model uzavřeného vesmíru tak dokonale, že bychom nebyli schopni vysvětlit ani stáří naší planety.

Ve skutečnosti je magnetickým monopólů mnohem méně, než předpovídají grandunifikační teorie (nejméně 10^14 krát), pokud vůbec existují. Dosud byl pozorován pouze jeden a o tomto pozorování jsou velké pochybnosti.

Kromě uvedených nedostatků způsobených grandunifikační teorií má standardní kosmologický model ještě dva zásadní problémy, které souvisejí s tím, že vesmír je dnes příliš chladný, starý a velký.

Prvním problémem je problém plochosti. Aby vesmír mohl být tak starý a velký (tedy s plochou křivostí), musela být počáteční rychlost jeho expanze nastavena s velkou přesností na tzv. únikovou rychlost. Například v době 10^-38 s, kdy platila GUT, se mohl poměr hustoty vesmíru a kritické hustoty lišit od jedné až na 56 desetinném místě. Pokud by hustota byla rovna přesně kritické hustotě, pak by byl vesmír plochý, s parabolickou geometrií a rozpínal by se přesně únikovou rychlostí. Standardní model nedokáže toto nastavení hustoty vysvětlit.

Druhým problémem je problém horizontu. Podle standardního modelu rozpínání probíhalo tak, že dnes pozorovaná část vesmíru byla vždy větší než oblast určená kauzálním horizontem, který vymezuje oblast kauzálního působení, kdy událost v jednom bodě může ovlivnit událost v bodě jiném. Čím více se blížíme k singularitě, tím je situace nepříznivější, protože poměr velikosti kauzálního horizontu a rozměru dnes pozorované části vesmíru se blíží k nule. V době platnosti GUT, tj. 10^-38 s, se vesmír skládal nejméně z 10^84 kauzálně nezávislých oblastí. Nelze vysvětlit, proč je pozorovaný vesmír homogenní a izotropní, když pouze v kauzálních oblastech se hmota mohla "dohodnout" na tom, že se rozloží homogenně a izotropně a dostane se do termodynamické rovnováhy. Tento problém je zřejmě nejzásadnější vadou standardního kosmologického modelu.

Takto vypadala situace na počátku 80.let 20.století. Úkolem kosmologů bylo najít takový model vesmíru, který by zachoval všechny přednosti standardního kosmologického modelu horkého velkého třesku a jeho spojení s GUT, ale zároveň vyřešil všechny uvedené problémy.

Základní myšlenka inflačního modelu je prostá. Vychází z fázového přechodu při narušení grandunifikační symetrie (resp. supersymetrie). Tento přechod měl nastat při kritické teplotě T, ale v důsledku podchlazení proběhl později. (Klasickou obdobu tohoto procesu představuje podchlazení vody při fázové přeměně vody v led, kdy voda je v tekuté fázi i při teplotě pod 0 stupňů Celsia a pak náhle přejde do pevné fáze.)

Před fázovým přechodem se vesmír nacházel v symetrickém stavu, kdy hustota energie samotného časoprostoru byla velmi vysoká (tzv. falešné vakuum). Po překročení kritické teploty byl sice pro vesmír výhodnější stav s narušenou symetrií a nulovou (případně velmi nízkou hustotou energie vakua), ale přesto zůstal v symetrickém stavu, protože od stavu s narušenou symetrií ho oddělovala potenciálová bariéra energie (daná potenciální křivkou). V procesu ochlazování s rozpínáním vesmíru klesala hustota hmotnosti-energie, zatímco hustota energie falešného vakua zůstávala konstantní. Vesmír se tak dostal do období tzv. de-sitterovské expanze, kdy v něm hustota energie byla téměř konstantní (daná falešným vakuem) a všechny rozměry narůstaly s časem exponenciálně. Proto se tomuto období říká období inflace. Během tohoto období se rozměry vesmíru zdvojnásobily každých 10^-34 s. Na konci 10^-32 s zvětšení bylo 10^50 oproti původnímu rozměru. Pokud by inflace probíhala až do 10^-30 s, rozměr vesmíru by se zvětšil 10^5000.

K tak prudké expanzi došlo díky vlastnostem falešného vakua. Velikost tlaku falešného vakua je úměrná velikosti jeho hustoty energie. Hodnota tlaku je však záporná, tedy gravitační účinky jsou repulsivní - vesmír je jakoby rozfukován a jeho expanze se urychluje.

Jakmile došlo k fázovému přechodu narušením symetrie, uvolnila se skrytá energie symetrické fáze. Taková oblast s narušením symetrie se znovu prudce ohřála a její vývoj dále pokračoval podle standardního kosmologického modelu.

Pokud by potenciálová bariéra udržela vesmír ve stavu falešného vakua tak dlouho, aby jeho rozměry vzrostly alespoň 10^28 krát, pak by inflační teorie postačovala k vysvětlení problému horizontu i plochosti vesmíru. Každá jednotlivá kauzálně nezávislá oblast se mohla během inflace nafouknout tak, aby se jen z ní vytvořil náš dnešní pozorovatelný vesmír. I kdyby byla počáteční křivost této oblasti jakákoliv, během inflace se musela rapidně zmenšit a na konci inflace mohla vzniknout téměř plochá oblast s hustotou hmoty blízkou kritické hustotě s požadovanou přesností. Zároveň fáze inflace by mohla snížit hustotu výskytu magnetických monopólů a doménových stěn, protože tyto objekty vznikly ještě před začátkem inflace.

Fázový přechod způsobuje tzv. Higgsovo pole (v případě supersymetrie superhiggsovské pole), které má v symetrickém stavu nulovou hodnotu, zatímco ve stavu pravého vakua s nulovou hustotou energie je jeho hodnota dána přibližně kritickou teplotou T uvažovaného fázového přechodu. Pro průběh a charakter fázového přechodu je rozhodující tvar potenciální křivky, která určuje závislost hustoty energie vesmíru na velikosti Higgsova pole.

V původním modelu Alan Guth vycházel z grandunifikačního přechodu při teplotě T asi 10^27 K. Jeho představa byla taková, že v exponenciálně expandujícím falešném vakuu začnou vznikat bubliny asymetrické fáze, které rostou a postupně splývají, až vyplní celý prostor. Tato teorie dostala název "bublinový vesmír". Ke vzniku bublin dochází kvantovým tunelovým efektem průchodu Higgsova pole potenciální bariérou (dané potenciální křivkou), přičemž pole po tomto průchodu nabývá uvnitř bubliny okamžitě hodnoty T. Při splývání bublin je energie obsažená v jejich povrchu přeměněna na tepelnou energii a v důsledku zachování energie je tak vesmír znovu ohřát téměř na kritickou teplotu a dále se vyvíjí podle standardního kosmologického modelu. Bublina nefalešného vakuového vesmíru může expandovat nejvýše rychlostí světla, takže rychlost její expanze je mnohem nižší, než rychlost expanze falešného vakua. Při dostatečně velké inflaci však rychlost vzniku bublin bude příliš malá na to, aby mohlo dojít k ukončení fázového přechodu v celém pozorovatelném vesmíru. Výsledkem by bylo několik bublin vnořených v exponenciálně expandujícím vesmíru. Nic takového ovšem nepozorujeme a proto musíme tento model zamítnout.

Řešením uvedeného problému může být představa, že celý pozorovatelný vesmír se nachází uvnitř jediné bubliny. Idea inflace přitom musela být podstatně pozměněna. V modelu neoinflace, jejímiž autory jsou Linde a Albrecht se Steinhardtem, dojde k inflaci i v samotné bublině po průchodu Higgsova pole potenciálovou bariérou. K inflaci tedy dochází v průběhu fázového přechodu, zatímco v původním modelu jen před fázovým přechodem.

Pokud bude potenciálová bariéra malá a potenciál za ní velmi plochý (tedy potenciální křivka bude mít na počátku nevýrazné maximum a poté bude jen mírně klesat), Higgsovo pole uvnitř bubliny bude potřebovat relativně dlouhou dobu (až 10^-30 s), než po průchodu bariérou dosáhne kritické teploty. Vývoj Higgsova pole lze v takovém případě přirovnat k pohybu kuličky, která se valí za působení třecích sil z velmi plochého kopce. Fázový přechod v neoinflačním modelu tedy nazýváme přechodem pomalým valením. V bublině bude po dobu "pomalého valení" Higgsova pole hustota energie přibližně konstantní a rovná hustotě energie falešného vakua. Bublina bude proto exponenciálně expandovat. Pro řešení problému postačuje, aby během této expanze rozměry bubliny vzrostly alespoň 10^28 krát. Když nakonec Higgsovo pole dosáhne kritické teploty T, v níž má potenciální křivka své minimum, dojde k fázovému přechodu do asymetrického stavu pravého vakua. Hodnota minima musí být nulová nebo velmi malá, protože dnešní asymetrický vesmír má právě takovou hustotu energie vakua (kosmologickou konstantu). To je další omezení na inflační modely, dané experimentálně a pozorováním.

V oblasti pravého vakua s nulovou hustotou energie musí být potenciální křivka velmi strmá, aby mohlo docházet k silným oscilacím Higgsova pole, jimiž se bude skrytá energie falešného vakua přeměňovat v energii horkého plynu tvořeného elementárními částicemi látky. Další vývoj opětně zahřáté bubliny bude probíhat podle standardního kosmologického modelu.

Řešení problému horizontu a plochosti vesmíru je v neoinflač- ním modelu automaticky dáno velikostí inflace. Ani s magnetickými monopóly a doménovými stěnami nejsou potíže. Na bublinu jich připadá jen několik a celý vesmír je uvnitř jediné bubliny. Také problém spektra počátečních nehomogenit řeší neoinflace automaticky. Kvantové fluktuace Higgsova pole tvoří v bublině na velmi malých měřítcích počáteční nehomogenity stále stejné velikosti, které pak inflace roztáhne na měřítka pozorovaná v dnešním vesmíru i na měřítka větší.

Ukázalo se, že GUT skutečně poskytuje potřebné dostatečně ploché potenciálové křivky, ale právě na nich založený model nové inflace nakonec ztroskotal. Nedokázal vysvětlit velikosti počátečních fluktuací. Při grandunifikačním fázovém přechodu jsou kvantové procesy příliš účinné, takže by mohl vznikat jen vesmír tvořený černými dírami (velikost vytvořených fluktuací je asi 10^5 krát větší, než je potřebná). Proto musíme i tento model zamítnout.

Návrh nového modelu vycházel z období ještě bližšímu k počátku vesmíru, tedy z období supersymetrie a supergravitace. Když se prokázalo, že při supersymetrické inflaci mohou vznikat fluktuace dostatečně malé, začalo hledání vyhovujícího modelu inflace, v němž by byl vhodný potenciál, odpovědný za inflaci, dán supergravitačními teoriemi, které popisují proces spontánního narušení supersymetrie. I v tomto případě bylo hledání velmi obtížné (např. pro problémy spojené s opětovným ohřevem po fázovém přechodu). Nakonec musela být celá skupina těchto modelů supergravitační inflace zamítnuta.

Čtvrtou generací modelů jsou Steinhardtovy modely supergravitační (primordiální) inflace založené na novém mechanismu spontánního narušení supersymetrie. Kuriózním rysem těchto modelů je to, že stav našeho vesmíru by měl být metastabilní. Potenciální křivka má nejprve lokální maximum (potenciální energetická bariéra), pak pozvolně klesá (přechod falešného vakua k pravému vakuu pomalým valením), poté má lokální minimum odpovídající pravému vakuu s kritickou teplotou T, poté strmě stoupá (kvůli oscilacím superhiggsovského pole) a následně klesá do záporných hodnot. Pro hodnoty superhiggsovského pole větší než tzv. Planckova hmotnost 10^19 GeV má tedy potenciál své supersymetrické minimum se zápornou hustotou energie. Vakuum se zápornou hustotou energie je ovšem energeticky výhodnější než naše pravé vakuum s nulovou hustotou energie. Mohlo by se tedy stát, že tunelovým efektem vznikne v našem metastabilním vesmíru malá bublina falešného vakua se zápornou hustotou energie, která bude expandovat do našeho pravého vakua a uvolňovat přitom energii. Potenciální energetická bariéra je ovšem tak vysoká, že tento jev je vysoce nepravděpodobný.

S jinou úspěšnou verzí, tzv. modelem primordiální supergravitační inflace, přišla skupina fyziků z CERN. Za inflaci je v jejich teorii zodpovědné speciální inflatonové pole, které v potenciálu vystupuje jako parametr určující fázový přechod a je v něm vázáno jen na sebe sama, tedy neinteraguje s ostatní hmotou. Ohřev vesmíru po inflaci je možný díky tomu, že pak už gravitační interakce, vytvářená v důsledku spontánního narušení supersymetrie, indukují vazbu mezi inflatonovým polem a ostatní hmotou.

Obě verze supergravitační inflace dávají podobný obraz sledu událostí ve vesmíru. Lze tedy napsat scénář, podle něhož by se měl vyvíjet inflační vesmír.

Na počátku byl velký třesk, který mohl (ale nemusel) být zcela chaotický. Statistické efekty a fyzikální interakce vedly k tomu, že oblasti o rozměrech menších než kauzální horizont se staly homogenní, izotropní a dostaly se do termodynamické rovnováhy, takže pro jejich popis lze použít standardní Fridmanův model vesmíru. Na počátku inflace byl rozměr bubliny asi 10^-30 cm, ale potenciální křivky jsou v modelech supergravitační inflace velmi ploché, takže během inflace se tento rozměr musel zvětšit asi 10^5000 krát. Na konci inflace tedy měla bublina rozměr asi 10^5000 cm, ale na celý pozorovatelný vesmír v tomto okamžiku připadalo jen několik centimetrů. Vidíme, že v tomto případě se náš vesmír nachází uvnitř obrovské bubliny.

Bude-li supersymetrický stav vesmíru od stavu s narušenou symetrií oddělen energetickou bariérou, bude vesmír jako celek popsán kosmologickým modelem ustáleného stavu (kdysi největší konkurent teorie velkého třesku). Bude existovat exponenciálně expandující falešné vakuum, ve kterém v důsledku kvantových fluktuací neustále vznikají jednotlivé bubliny - vesmíry, jež zůstanou od sebe navždy oddělené. Vnitřek každé bubliny se samostatně vyvíjí podle teorie velkého třesku doplněné inflačním obdobím odpovídajícím "pomalému valení" do stavu s nulovou hustotou energie vakua.

Je však možná i jiná varianta neoinflačního modelu. Energetická bariéra kolem supersymetrického stavu vymizí, kvantové nebo termální fluktuace vychýlí superhiggsovské pole z metastabilní rovnováhy a následuje "pomalé valení" do stavu pravého vakua. Existuje ale několik polí, jež způsobují přechod do různých spontánně narušených stavů. Všechny tyto stavy jsou ovšem fyzikálně ekvivalentní, protože mají nulovou hustotu energie vakua, podobně jako jsou ekvivalentní stejné krystaly různě orientované v prostoru. Vzhledem k tomu, že fluktuace polí jsou náhodné, v různých oblastech supersymetrické fáze vzniknou domény odlišných spontánně narušených stavů, v nichž proběhne přechod "pomalým valením". Během tohoto přechodu se každá doména nafoukne z počátečních 10^-30 cm asi 10^5000 krát. I v tomto případě je náš vesmír nepatrnou částí jedné domény. Mezi doménami není falešné vakuum, protože vyplňují celý prostor a jsou odděleny doménovými stěnami. Nelze se však přesvědčit, zda se nacházíme v bublině nebo doméně, protože pro náš vesmír dávají obě varianty neoinflačního modelu stejné předpovědi.

Během inflace kvantové fluktuace vytvořily nehomogenity, zárodky budoucích galaxií. Na konci inflace dojde k opětnému ohřevu na teplotu asi 10^22 K, proběhne zpožděný grandunifikační přechod a vnitřek bubliny se dále vyvíjí podle standardního modelu. Vznikne převaha hmoty nad antihmotou. Magnetických monopólů se podle tohoto scénáře můžeme zbavit, protože superinflační modely inflace jsou natolik "pružné", že mohou vysvětlit jakýkoli počet monopólů. Lze se také "zbavit" jakýchkoli "nepohodlných" částic, které nelze experimentálně ověřit, jako je gravitino.

Jaká je současná pozice modelů inflačního vesmíru? Existuje možnost ověření modelu supergravitační inflace pozorováním? Je možné nezvratným způsobem rozhodnout, zda je náš vesmír inflační?

Žádnou definitivní a jasnou odpověď dnes nelze očekávat. Na inflační teorii musíme pohlížet jako na jednu z možných variant. Hlavním důvodem je, že teorie supergravitace (a vlastně i GUT) nejsou zdaleka uzavřenými teoriemi a možnosti jejich experi- mentálního ověření jsou velmi nepatrné. Na druhé straně je velkým kladem modelu primordiální inflace výše uvedený scénář, který poskytuje konzistentní pohled na vývoj našeho vesmíru.

Ovšem i v modelu primordiální inflace existuje závažný problém. Podle jeho předpovědi musí být poměr hustoty energie ke kritické hustotě energie v současném vesmíru jen nepatrně odlišný od jedné. Aby se tento poměr mohl výrazně lišit od jedné, potřebujeme tzv. minimální inflaci, která zvětší rozměry bubliny jen o 28 řádů. Primordiální inflace ovšem dává růst přibližně o 5 000 řádů. Poslední, poměrně přesná astrofyzikální proměřování velkorozměrné struktury vesmíru vedla k závěru, že hustota hmoty by měla být o něco menší, než je polovina kritické hustoty.

Je možné najít vysvětlení tohoto rozporu? Stále existuje možnost, že uvedená měření obsahují skrytou chybu. Ale dá se udržet teorie inflačního vesmíru i v případě, kdy pozorování nezvratně prokáží, že skutečná hustota je menší než kritická?

Pokud by tomu tak bylo, pak by hustota energie dnešního vakua v dnešním asymetrickém vesmíru musela být nenulová, aby její součet s hustotou energie hmoty dal kritickou hodnotu hustoty energie. Experimentálně skutečně nelze vyloučit, že hustota energie vakua je dnes srovnatelná se střední hustotou energie, která odpovídá hmotě ve vesmíru.

Pak ovšem zůstává problém kosmologické konstanty, který trápil už Alberta Einsteina: proč v našem asymetrickém světě je hustota energie vakua velmi malá, ale nenulová?

Literatura:

[1] Stuchlík, Zdeněk: Inflace ve vesmíru. Technický magazín

[2] Šolc, Martin - Švestka, Jiří - Vanýsek, Vladimír: Fyzika hvězd a vesmíru. učebnice pro střední školy, SNTL, Praha 1983

[3] Fischer, Jan: Průhledy do mikrokosmu. Mladá Fronta, Praha 1986

[4] Misner, Charles W. - Thorne, Kip S. (California Institute of Technology) - Wheeler, John Archibald (Princeton University): Gravitation. W.H. Freeman and Company, San Francisco 1973

[5] Grygar, Jiří: Krátký kurs kosmologie. Věda a technika mládeži, 1987

(c) 1997 Intellectronics

časopis o přírodě, vědě a civilizaci