Podle Einsteinovy obecné teorie relativity má vesmír počátek v prostoročasové singularitě velkého třesku. Pokud se vesmír bude smršťovat, skončí obdobnou singularitou, "velkým krachem". Během vývoje vesmíru vznikají singularity černých děr při kolapsu omezených částí vesmíru, jako jsou hvězdy. Každá hmota, která dopadne do černé díry, se projevuje pouze gravitačním polem. Na druhé straně, pokud bereme v úvahu kvantové jevy, hmota a energie se do vesmíru navrací a černá díra se vypaří a zmizí. Mohla by kvantová teorie mít stejný vliv na velký třesk a velký krach? Co se děje v průběhu rané a pozdní etapy vývoje vesmíru, kdy gravitační pole je natolik silné, že je nutné brát v úvahu kvantové jevy? Má vesmír počátek a konec?

Stephen Hawking v 70.letech 20.století studoval především černé díry. Jeho zájem o vznik vesmíru se znovu oživil poté, co se účastnil v roce 1981 konference o kosmologii organizované jezuity ve Vatikánu. Katolická církev udělala kdysi za Galileiho velkou chybu, když svým kategorickým tvrzením, že Slunce obíhá kolem Země, chtěla přírodě vnutit zákon vymyšlený lidmi. V roce 1981 přizvala vědce, aby se stali poradci v kosmologických otázkách. Na závěr konference přijal její účastníky sám papež. Řekl, že je správné, pokud vědci studují vesmír po velkém třesku, ale samotný okamžik velkého třesku by se neměl studovat, protože ten byl okamžikem Božího tvoření. Stephen Hawking na této konferenci měl příspěvek o možnosti, že vesmír je konečný, ale bez hranice, což by znamenalo, že žádný okamžik tvoření nenastal.

Model horkého velkého třesku vychází z následujících úvah. Při rozpínání vesmíru hmota a záření chladnou (se zdvojnásobením rozměru hmoty teplota klesá o polovinu). Teplota je mírou průměrné celkové energie a tedy i rychlosti částic. Při vysokých teplotách se částice pohybují tak rychle, že je nemůže udržet žádná interakce pohromadě. Částice se shlukují díky interakcím až při ochladnutí vesmíru pod určitou mez. Při dostatečně vysokých teplotách mají částice tolik energie, že při vzájemných srážkách vznikají různé páry jiných částic a antičástic. Některé spolu vzájemně anihilují, ale celkově vzniká více částic, než jich zaniká. Při nižších teplotách naopak více částic zanikne, než jich stačí vzniknout.

Při vlastním velkém třesku je podle standardního Fridmanova modelu rozměr vesmíru nulový a jeho teplota je nekonečná. Jednu sekundu po velkém třesku klesla teplota asi na deset miliard Kelvinů. Ve vesmíru tehdy převažoval fotonový plyn, elektrony a neutrina, tedy částice, na které působí pouze slabá interakce a gravitační interakce (leptony).

Při dalším rozpínání vesmíru teplota dále klesala a poměr mezi vznikem a zánikem páru elektron a pozitron se postupně obrátil. Většina těchto párů anihilovala a zanechala po sobě fotony. Neutrina a antineutrina však nezmizela, protože tyto částice interagují velmi málo jak spolu navzájem, tak s ostatními částicemi. Proto bychom měli tato reliktní neutrina pozorovat. Pokud neutrina nemají nulovou klidovou hmotnost, pak by přispívala k "temné hmotě" vesmíru a jeho hmotnost by byla větší než kritická. Gravitační interakce by nakonec zastavila rozpínání vesmíru a způsobila by jeho smršťování.

Asi sto sekund po velkém třesku klesla teplota na miliardu Kelvinů, což je teplota v jádře nejžhavějších hvězd. Protony a neutrony se začínají vzájemně spojovat a vytvářejí jádra atomů deuteria. Jádra deuteria se slučují s dalšími protony a neutrony a vytvářejí jádra atomů hélia, později lithia a berylia. Bylo vypočteno, že asi z jedné čtvrtiny protonů a neutronů vzniknou jádra atomy hélia a nepatrné množství deuteria a dalších prvků. Zbývající neutrony se rozpadnou na protony, které jsou v jádrech atomů lehkého vodíku.

Scénář horkého období kosmu navrhl jako první George Gamow se svým studentem Ralphem Alpherem ve slavném článku z roku 1948. Gamow, který si rád zažertoval, přesvědčil jaderného fyzika Hanse Betheho, aby k jejich práci připojil své jméno. V nadpisu práce pak bylo "Alpher, Bethe, Gamow" - jako řecká písmena alfa, beta a gama, což bylo obzvláště vhodné pro článek o počátku vesmíru. Poprvé se v něm objevila předpověď reliktního záření, které pochází z raného stádia vesmíru a mělo by být všude ve vesmíru s teplotou jen slabě nad absolutní nulou. Právě toto záření objevili v roce 1965 Penzias a Wilson.

Tvorba jader hélia a ostatních prvků skončila po několika prvních hodinách existence vesmíru. Když teplota poklesla na několik tisíc Kelvinů, energie elektronů a jader atomů už nestačila k překonání elektromagnetické interakce a vznikly první atomy. Vesmír jako celek expandoval a chladl dál. Některé jeho oblasti byly zřejmě díky náhodným fluktuacím hmoty nepatrně hustší. Gravitace nakonec v některých oblastech expanzi zastavila a vyvolala naopak smršťování. Nepatrný rotační pohyb se v průběhu kolapsu hmoty v těchto oblastech urychlil podle zákona zachování rotačního momentu hybnosti. Odstředivá síla se postupně vyrovnala s gravitační silou a vznikly diskové rotující objekty - galaxie. Oblasti, kterým se nepodařilo nabýt významnějšího rotačního pohybu, vytvořily oválné eliptické galaxie.

Vodíkový a héliový plyn se dělil na menší oblaky, které se vlivem vlastní gravitace smršťovaly a vytvářely zárodky hvězd. Zvyšovala se teplota plynu, až dosáhla hodnoty k zapálení jaderných reakcí. Uvolněné teplo zabránilo dalšímu smršťování a vznikaly stabilní útvary - hvězdy. První jadernou reakcí ve hvězdných nitrech je přeměna vodíku na hélium. Hmotnější hvězdy musí být žhavější, aby vyrovnaly svou vlastní gravitaci. Proto v nich jaderné reakce probíhají rychleji a vodík spotřebují asi za sto miliónů let. Pokud se vodík vyčerpá, dochází k dalším jaderným cyklům, jako je CNO cyklus. Po vyčerpání všech možností dochází ke gravitačnímu kolapsu jádra hvězdy do neutronové hvězdy nebo černé díry. Vnější plynné obálky hvězdy bývají někdy odvrženy gigantickým výbuchem, který pozorujeme jako vzplanutí supernovy. Takto odvržené obálky pak vytvářejí mlhoviny a mezihvězdný plyn a prach.

Smršťováním mezihvězdného plynu a prachu kolem centrální hvězdy dalo za vznik planetárním systémům. Předpokládá se, že tímto způsobem vznikla sluneční soustava a tedy i planeta Země.

Země byla zpočátku horká a neměla atmosféru. Při ochlazování jejího povrchu z uvolněných plynů vznikla prvotní atmosféra. Při dalším ochlazení došlo ke kondenzaci vodní páry a ke vzniku oceánů. Primitivní formy života vznikly z náhodných kombinací makromolekul v oceánech přirozeným výběrem.

Teorie horkého vesmíru ponechává mnoho nezodpovězených otázek:

1. Proč byl raný vesmír horký?

2. Proč je vesmír ve velkých měřítcích homogenní a izotropní (stejný ve všech místech a ve všech směrech)? Proč je teplota reliktního záření ve všech pozorovaných místech vesmíru stejná? Podle modelu vesmíru nebylo dost času, aby světlo mohlo proběhnout dráhu mezi vzdálenými místy, tedy nemohla se přenést informace o "společně dohodnuté" teplotě.

3. Proč byla rychlost, s níž se vesmír začal rozpínat, tak blízká kritické hodnotě, rozlišující modely, které později přejdou ve smršťování, od modelů trvale expandujících? Pokud by v první sekundě po velkém třesku byla rychlost expanze o hodnotu jedna ku 100 000 biliónů, vesmír by zkolaboval dříve, než by dosáhl svého dnešního rozměru.

4. Přestože ve velkém měřítku se vesmír jeví stejnorodý, v menších měřítkách obsahuje místní nerovnoměrnosti, jako jsou hvězdy a galaxie. Vědci se domnívají, že vznikly původně z nepatrných rozdílů v hustotě raného vesmíru. Jak vznikly tyto hustotní fluktuace?

Teorie relativity není schopna výše uvedené otázky zodpovědět. V singularitě ztrácí teorie obecné relativity a ostatní fyzikální teorie platnost.

Vědě se podařilo odhalit soubor zákonů, které umožňují (v rámci omezení kladeným principem neurčitosti) předpovědět budoucí vývoj vesmíru, pokud známe jeho stav v jednom časovém okamžiku. Lze si představit, že na počátku byly zákony stanoveny Bohem a teprve od tohoto okamžiku se vesmír vyvíjí podle nich bez vnějšího zásahu. Otázkou zůstává, jaký počáteční stav Bůh zvolil, tedy jaké stanovil "okrajové podmínky" v počátku času.

Jednou z odpovědí je, že Bůh zvolil výchozí konfiguraci vesmíru na základě důvodů, které nejsme schopni pochopit. To by jistě v jeho silách být mělo, ale když už zvolil počátek nepochopitelným způsobem, proč se rozhodl nechat vesmír dál vyvíjet podle zákonů, které pochopit můžeme? Celý vývoj vědy odráží postupně poznání, že žádné události se nedějí náhodně, že mají vnitřní řád. Je tedy přirozené předpokládat, že tento řád platí i pro počáteční podmínky prostoročasu. Lze si představit mnoho různých modelů vesmíru s různými počátečními podmínkami, které přitom splňují stejné fyzikální zákony. Je tedy nutné najít princip, který určuje výchozí stav a vybírá správný model vesmíru.

Jednou z možností jsou chaotické okrajové podmínky. Přijetí těchto podmínek předpokládá, že buď je vesmír prostorově neomezený, nebo že existuje nekonečně mnoho oddělených vesmírů. Výchozí stav našeho vesmíru je čistě náhodný, protože pravděpodobnost, že určitý vybraný vesmír najdeme v určitém stavu, je pro všechny vesmíry stejná. Není ovšem snadné vysvětlit, jak mohly chaotické počáteční podmínky vést ve velkém měřítku k homogennímu (stejnorodému) vesmíru, jako je ten náš. Navíc bychom očekávali, že nepravidelnosti v hustotě daly vzniknout většímu počtu primárních černých děr.

Pokud je vesmír prostorově nekonečný nebo pokud existuje vesmírů nekonečně mnoho, nelze vyloučit, že se některé rozsáhlé oblasti časoprostoru začaly vyvíjet velmi rovnoměrně. Ovšem představa, že v hladké a stejnorodé oblasti žijeme pouze náhodou zní nepravděpodobně, protože počet stejnorodých oblastí musí být výrazně menší, než chaotických. Lze ovšem předpokládat, že pouze ve stejnorodých oblastech mohou vznikat hvězdy, galaxie a konečně i myslící bytosti, které si kladou otázku, proč je vesmír stejnorodý. Úvahy tohoto typu jsou příkladem antropického principu - vesmír je takový proto, že v něm existujeme.

Antropický princip lze formulovat ve dvou verzích. Slabý antropický princip tvrdí, že vesmír je nekonečný v prostoru a v čase, ale s podmínkami pro vznik inteligentního života se setkáme pouze v některých omezených oblastech.

Slabý antropický princip lze také použít k "vysvětlení", proč velký třesk začal asi před 10 miliardami let - právě to je doba nezbytná pro vývoj inteligentních bytostí.

Někteří vědci vyslovují silnou verzi antropického principu. Podle něj existuje buď mnoho vesmírů nebo mnoho částí jednoho vesmíru. Každý má své uspořádání a snad i své přírodní zákony. Pouze nepatrný počet vesmírů jsou splněny podmínky pro vznik inteligentních bytostí. Vesmír je takový proto, že kdyby byl jiný, tak bychom zde nebyli.

Fyzikální zákony, jak je dnes známe, obsahují řadu konstant, jako je velikost elektrického náboje, poměr hmotnosti elektronu k hmotnosti protonu, rychlost světla ve vakuu, gravitační konstanta atd. Tyto konstanty neumíme, alespoň prozatím, odvodit z teorie a určujeme je měřením. Je snaha vytvořit úplnou sjednocující teorii, z níž budou hodnoty konstant vyplývat, ale nelze vyloučit, že některé základní konstanty se mění od jednoho vesmíru k druhému a snad i uvnitř každého z nich. Velikosti konstant se nám jeví jako přesně nastavené, protože při jejich nepatrné změně by nemusely existovat atomy, hvězdy apod. Většina kombinací těchto základních konstant by vedla k vesmírům, v nichž by nemohl vzniknout život. Tuto skutečnost lze přisoudit božskému záměru při vytvoření kosmu nebo silnému antropickému principu.

Proti silnému antropickému principu lze vznést řadu námitek. V jakém smyslu máme chápat existenci jiných vesmírů? Pokud spolu skutečně nemohou komunikovat, nemají události v jiných vesmírech vliv na dění uvnitř našeho vesmíru. Podle principu Occamovy břitvy bychom jiné vesmíry měli z teorie vypustit. Pokud se však jedná o různé oblasti téhož vesmíru, bylo by rozumné předpokládat, aby fyzikální zákony v nich byly stejné, protože jinak by nebylo možné se spojitě přemisťovat z jedné oblasti do jiné. Jediný rozdíl by v tomto případě byl v počátečních podmínkách a silný antropický princip by se zúžil na slabý.

Silná verze antropického principu směřuje proti proudu historického vývoje vědy. Naše teorie se vyvíjely z kosmologie Ptolemaiovy a jeho předchůdců přes Koperníkův a Galileiho model až po současné modely vesmíru. V těchto představách byla nejprve Země středem vesmíru, kolem ní obíhaly hvězdy, později středem vesmíru bylo Slunce. Dnešní obraz je takový, že Slunce je bezvýznamnou průměrnou hvězdou na okraji jednoho z ramen normální spirální galaxie, která je jen jednou z miliónů jiných průměrných galaxií. Antropický princip ve své silné verzi tvrdí, že celá tato nesmírnost existuje pouze kvůli nám. Není snadné tomu uvěřit. Sluneční soustava je jistě předpokladem naší existence, totéž snad lze říci o naší Galaxii, neboť ta umožnila vznik předchozím generacím hvězd a ty vytvořily těžké prvky. Ale všechny ostatní galaxie se nezdají nějak potřebné, a ani není zřejmé, proč by vesmír musel být ve všech směrech a velkých měřítkách stejný.

Slabá verze antropického principu je přijatelnější, pokud by se podařilo dokázat, že poměrně rozsáhlý počet různých počátečních podmínek bude vést po určité době k vesmíru podobnému tomu našemu. Kdyby tomu tak bylo, měl by vesmír, který se vyvinul ze zcela náhodných počátečních podmínek, obsahovat mnoho hladkých a stejnorodých oblastí vhodných pro evoluci rozumného života. Naopak, je-li nutné volit výchozí stav vesmíru s nesmírnou obezřetností a volit počáteční podmínky v úzkých oborech platnosti, pak je velmi pravděpodobné, že vesmír nebude obsahovat žádnou vhodnou oblast k životu. V modelu horkého velkého třesku, který jsme popsali, nebyl dostatek času, aby se teplo mohlo sdílet mezi jeho jednotlivými oblastmi. To ovšem znamená, že už počáteční stav musel mít teplotu přesně vyrovnanou, protože jakékoliv nerovnoměrnosti by se dnes projevily na pozadí mikrovlnného reliktního záření. Také rychlost rozpínání vesmíru musela být na počátku zvolena velmi přesně, aby i dnes zůstávala těsně u kritické hranice zabraňující zpětnému kolapsu. To vše znamená, že podle modelu horkého velkého třesku by výchozí stav vesmíru musel být zvolen neobyčejně přesně. A nebylo by tedy lehké vysvětlit, proč vesmír vznikl právě takto, pokud ovšem nepřipustíme, že to bylo dílo Boha, který zamýšlel stvořit bytosti, jako jsme my.

Alan Guth z Massachusettského technického institutu navrhl takový model raného vesmíru, který v jisté své fázi prodělal období velmi rychlé expanze. Během této expanze se počáteční nerovnoměrnosti vyhladily a přešly do stavu, který se podobá dnešnímu. Období rychlého rozpínání se označuje jako doba inflace, aby se zdůraznilo, že se rychlost expanze během tohoto období zrychlovala, na rozdíl od dnešního stavu, kdy se zpomaluje. Podle modelu vesmíru Alana Gutha se vesmír během nepatrného zlomku sekundy zvětšil nejméně 10^30 krát. Název inflační teorie pochází z anglického slova inflate, nafouknout. Alan Guth předpokládal, že vesmír byl na počátku v horkém a chaotickém stavu. Vysoké teploty představují velké rychlosti a tedy vnitřní energie jednotlivých částic, při nichž je elektromagnetická interakce sjednocena se slabou a silnou interakcí v jedinou interakci. (viz dodatek 4)

V průběhu rozpínání vesmír chladl a energie částic klesala, až v určitém okamžiku nastal fázový přechod. Tehdy se symetrie narušila a silná interakce se oddělila od slabé a od elektromagnetické interakce.

Příkladem fázového přechodu nám může být například mrznutí vody. Tekutá voda představuje určitý symetrický systém, stejný ve všech místech a ve všech směrech. Když zamrzne, vzniknou ledové krystaly, které se uspořádají v určitém směru, čímž je původní symetrie narušena. Pokud se teplota vody snižuje opatrně, lze dosáhnout podchlazeného stavu, kdy ještě pod bodem mrazu voda zůstává tekutá a zamrzne náhle, fázovým přechodem.

Podle teorie Alana Gutha se vesmír choval podobným způsobem. Teplota klesla pod určitou kritickou hodnotu aniž se narušila symetrie mezi silami. Tím se vesmír dostal do nestabilního stavu, kdy obsahoval více energie, než kdyby byla symetrie mezi silami narušena. Nadbytečná energie měla antigravitační vliv podobně jako kosmologická konstanta, kterou Albert Einstein zavedl do své rovnice, když se pokoušel o statický model vesmíru. V předinflačním období se vesmír rozpínal v souhlasu s modelem velkého třesku, ale odpudivá síla této kosmologické konstanty jej donutila rozpínat se stále rychleji. Hmota vesmíru se rychle zředila a částice se od sebe rychle vzdalovaly, přičemž vesmír stále zůstával v podchlazeném stavu. Všechny nepravidelnosti se inflací vyhladily. Proto současného stejnorodého vesmíru bylo možno dosáhnout z celé řady různých nestejnorodých stavů.

V raném vesmíru, jehož rozpínání se v určité fázi vývoje zrychlovalo díky inflačnímu jevu, namísto aby bylo brzděno gravitačním polem hmoty, mělo světlo dostatek času projít z jedné oblasti do druhé. Tím je vyřešen problém, proč různé části vesmíru mají stejné vlastnosti. Rychlost rozpínání se po ukončení inflační fáze nastavila na rychlost blízkou kritické, protože je dána hustotou hmoty a energie ve vesmíru.

Inflační model může vysvětlit také množství hmoty ve vesmíru. V pozorované části vesmíru se nachází nejméně 10^80 částic. Tyto částice vznikly podle kvantové mechaniky z energie v podobě párů částice-antičástice. Otázkou tedy zůstává vznik energie. Hmota ve vesmíru má kladnou energii. Působí ovšem sama na sebe gravitační interakcí. Dvě hmotná tělesa blízko sebe mají méně energie, než tato dvě tělesa ve velké vzájemné vzdálenosti, protože na jejich oddálení bylo nutno vynaložit určité množství potenciální energie. V tomto smyslu má gravitační pole zápornou energii. V případě prostorově stejnorodého vesmíru lze ukázat, že záporná energie gravitačního pole odpovídá velikostí kladné energii ostatní hmoty, tedy celková energie vesmíru je nulová.

Vesmír může zdvojnásobit kladnou energii hmoty a zároveň tím zdvojnásobit gravitační pole, ale celková energie vesmíru se nezmění. V průběhu normálního rozpínání vesmíru hustota energie hmoty s narůstajícím objemem vesmíru klesá. Celková energie hmoty se však zvětšovala během inflační fáze. Z Guthova modelu vyplývá, že v inflační fázi se hustota energie vesmíru nemění. Vesmír zdvojnásobí svůj objem, ale zároveň se zdvojnásobí kladná energie hmoty a záporná energie gravitačního pole, tedy celková energie vesmíru zůstane nulová. Během inflační fáze rozměr vesmíru mnohonásobně vzrostl a tedy vzrostla i energie využitelná k tvorbě částic. Alan Guth k tomu jednou poznamenal: "Říká se, že z ničeho jen nic pochází. Přesto je vesmír ztělesněním právě opačného principu v nejvyšší dokonalosti."

V průběhu inflační fáze došlo k narušení symetrie mezi silami, stejně jako podchlazená voda nakonec vždy zmrzne. Nadbytečná energie se v tomto okamžiku uvolnila a dodatečně zahřála vesmír těsně pod teplotu potřebnou ke zpětnému ustavení symetrie mezi silami. Od tohoto okamžiku vesmír expandoval a chladl přesně podle modelu horkého velkého třesku, ale nyní již s vysvětlením, proč je rychlost rozpínání přesně rovna kritické hodnotě a proč různé oblasti mají stejnou teplotu.

Původní Guthův model předpokládal, že fázový přechod proběhl okamžitě. Podle novější Guthovy hypotézy mohl fázový přechod probíhat postupně v určitých doménách vesmíru s narušenou symetrií. Problém je v tom, že v inflační fázi se vesmír rozpíná velmi rychle a i kdyby se jednotlivé domény zvětšovaly rychlostí světla, stále by se od sebe vzdalovaly a nemohly by se spojit. Vesmír by zůstal nakonec velmi nehomogenní s doménami symetrie a doménami silových interakcí. Takový model ale neodpovídá pozorování.

V září 1981 v Moskvě proběhla konference o kvantové gravitaci. Stephen Hawking hovořil na semináři o inflačních modelech ve Šternbergově astronomickém ústavu. Andrej Linde z moskevského Lebeděvova ústavu tam upozornil, že problém s nespojujícími se doménami by nevznikl, kdyby byly domény tak velké, že celá pozorovatelná oblast vesmíru by byla uvnitř jedné z nich. Aby tento model mohl fungovat, musela by změna ze symetrického stavu na stav s narušenou symetrií probíhat uvnitř dané domény velmi pomalu, což podle teorie velkého sjednocení je možné. Lindeho myšlenka o pozvolném narušování symetrie byla podnětná, ale Stephen Hawking později spočítal, že rozměry takové domény by přesahovaly celý vesmír. Dokázal, že v jednom okamžiku dojde k narušení symetrie všude, ne pouze v určitých částech vesmíru uvnitř domén.

Po návratu z Moskvy Stephen Hawking odjel do Filadelphie, kde se však na semináři o inflačních modelech nezmínil o Lindeho myšlence pomalého narušení symetrie. Semináře se účastnil Paul Steinhardt, pracovník Pensylvánské univerzity. V únoru roku 1982 Stephen Hawking od něj obdržel článek, v němž spolu se svým studentem Andreasem Albrechtem navrhl mechanismus velmi podobný pomalému narušování symetrie. Dnes se Steinhardtovi, Albrechtovi a Lidemu připisuje zásluha za formulování "nového inflačního modelu".

Nový inflační model byl dobrým pokusem vysvětlit, proč je vesmír takový, jaký je. Avšak Stephen Hawking a celá řada dalších odborníků si povšimli, že ve své původní podobě by vyžadoval mnohem větší nerovnosti v teplotě reliktního mikrovlnného záření, než skutečně pozorujeme. Kromě toho pozdější práce vedly k pochybnostem, zda ve velmi raném vesmíru vůbec mohl fázový přechod požadovaného typu nastat. Podle osobního názoru Stephena Hawkinga je dnes scénář nové inflační kosmologie jako vědecká teorie mrtvý.

Lepší pohled předložil Andrej Linde v roce 1983. V jeho modelu není žádný fázový přechod, ani podchlazení. Předpokládá existenci pole se spinem 0, které v důsledku kvantových fluktuací nabývá v některých oblastech raného vesmíru značných hodnot. Takové pole sice dosud nebylo objeveno, ale sjednocující teorie ho předpovídají. Energie tohoto pole má opět formálně stejný vliv jako kosmologická konstanta, tedy způsobuje antigravitační efekt a vynucuje inflační rozpínání vesmíru. Energie pole v průběhu rozpínání klesá, až nakonec přejde inflační období v expanzi podle modelu horkého velkého třesku. Jedna z oblastí se později stane celým pozorovatelným vesmírem. Tento scénář zachovává výhody předchozích modelů s inflačním obdobím a přitom nezávisí na nejistém inflačním přechodu. Navíc je schopen dát rozumnou velikost teplotních nerovností mikrovlnného pozadí.

Práce Andreje Lindeho ukázala, že inflační modely jsou schopny pojmout současný stav vesmíru jako výsledek dostatečně širokého rozmezí počátečních podmínek. Proto výchozí stav vesmíru nemusel být zvolen přesně. Lze také použít slabý antropický princip. Není ovšem pravda, že každé počáteční podmínky vedou k podobnému vesmíru. Pomocí znalosti fyzikálních zákonů lze určit jeho předchozí stav. V souhlasu se stále platnými větami o singularitách lze dojít až k velkému třesku. Avšak ani inflační model neříká, proč byly zvoleny počáteční podmínky takové, že vedly k našemu vesmíru. Je nutné se obracet k antropickému principu? Antropický princip se jeví jako záchrana v zoufalství a zároveň popření našich nadějí na porozumění vnitřní harmonie vesmíru.

Abychom zjistili, jakým způsobem vesmír vznikl, musíme mít k dispozici fyzikální zákony platné na počátku času. Pokud klasická obecná teorie relativity platí, pak věty o singularitách dokazují, že na počátku času byl bod s nekonečnou hustotou hmoty a s nekonečnou křivostí prostoročasu. Veškeré známé zákony vědy v tomto bodě přestávají platit. Tvrzení o singularitách však ukazují, že gravitační pole má dostatečnou intenzitu a proto kvantové jevy se stávají dominantními. Je nutné použít kvantovou teorii gravitace.

Úplnou a bezespornou teorii, která by spojovala kvantovou mechaniku s teorií gravitace, dosud neznáme. Lze však o této teorii učinit řadu předpokladů. Měla by umožňovat Feynmanovu formulaci kvantové mechaniky pomocí součtů přes historie. Při tomto postupu nepřísluší částici jediná historie (křivka v prostoročase), ale prochází prostoročasem všemi možnými cestami. S každou cestou je spojena řada čísel reprezentující rozměr vlny, její fázi a další vlastnosti. Pravděpodobnost, že částice projde určitým bodem, je určena součtem všech vln příslušným všem možným historiím, které tento bod protínají. Při počítání těchto součtů je však nutné přejít k imaginárnímu času, aby se předešlo technickým obtížím výpočtů. Použití imaginárního času (který má rozměr ict, kde i je imaginární jednotka, c je rychlost světla ve vakuu a t je čas) zcela odstraní rozdíl mezi časem a prostorem, protože všechny tři prostorové a časová souřadnice se v rovnicích chovají obdobně. Takový prostoročas, ve kterém události mají imaginární časovou souřadnici, se nazývá euklidovský prostoročas. Na druhé straně, v reálném prostoročasu, kde jsou událostem přiřazeny pouze tři prostorové souřadnice, časový rozměr leží vždy uvnitř světelného kuželu, zatímco prostorové souřadnice míří vně.

Druhou vlastností zmíněné teorie by měla být možnost popisu gravitačního pole v rámci Einsteinova pojetí zakřiveného prostoročasu. Částice se pohybují po nejkratší dráze (geodetice), která se v zakřiveném prostoročasu jeví jako křivka, jako kdyby na částici působila gravitační síla. Pokud se použije Feynmanovo sčítání přes historie na Einsteinův pojem gravitace, bude obdobou částicové historie celý zakřivený prostoročas, reprezentující historii celého vesmíru. Všechny takové zakřivené prostoročasy však uvažujeme jako euklidovské, tedy s imaginární časovou osou.

V nekvantové obecné teorii relativity lze nalézt mnoho různých zakřivených prostoročasů, které odpovídají různým výchozím stavům vesmíru. V kvantové teorii gravitace vystupuje mnoho kvantových stavů vesmíru. Pokud by se podařilo určit, jak se chovaly rané euklidovské zakřivené prostoročasy v součtech přes historie, bylo by možno určit kvantový stav vesmíru.

V klasické teorii gravitace jsou pouze dvě cesty, kterými se vesmír může ubírat. Buď vesmír existuje po nekonečný časový interval, anebo má počátek v singularitě. V kvantové teorii je ještě třetí možnost. Protože používáme euklidovské prostoročasy, ve kterých je časová imaginární osa na stejné úrovni jako zbývající tři osy prostorové, může mít takový prostoročas konečný rozsah a přesto nemusí obsahovat singularity. Lze si to představit jako dvojrozměrnou kulovou plochu, v níž jeden rozměr je prostorový a druhý imaginární časový. Kulová plocha má konečný rozměr (povrch), ale nemá žádnou hranici.

Pokud by euklidovský prostoročas pokračoval zpět do nekonečných hodnot imaginárního času nebo kdyby imaginární čas začínal v singularitě, narazili bychom při určování počátečních podmínek na stejné problémy jako v klasické teorii. Bůh by snad věděl, jak vesmír začal, ale my bychom nebyli schopni nalézt žádný důvod, proč to bylo právě tím jedním způsobem a ne žádným jiným. Kvantová teorie naznačuje, že žádná prostoročasová hranice neexistuje, a tím odpadá nutnost specifikovat na této hranici nějaké okrajové podmínky pro chování vesmíru. Žádná singularita, ve které by zákony vědy přestávaly platit, se v tomto případě neobjevuje, neexistuje tedy žádný počátek, ve kterém bychom se museli odvolávat na Boha nebo na neznámé zákony pro stanovení okrajových podmínek vesmíru. V tomto případě je vesmír úplný a na vnějšku ho nic neovlivňuje. Nebyl stvořen a nebude ani zničen.

V létě roku 1982 Stephen Hawking pobýval na Kalifornské univerzitě v Santa Barbara, kde se Jimem Hartlem zabýval podmínkami, které musí vesmír bez hranic splňovat. Po návratu do Cambridge pokračoval ve svých výpočtech s aspiranty Julianem Luttrelem a Jonathanem Halliwellem.

Idea o konečnosti prostoročasu bez hranice je pouze návrhem a nelze ji odvodit z nějakého principu. Její předpovědi bude nutno prokázat pozorováním, což v případě kvantové teorie gravitace nebude jednoduché hned ze dvou důvodů. Prvním důvodem je, že si vědci nejsou jisti, jak přesně spojit obecnou teorii relativity s kvantovou mechanikou. Druhým důvodem je, že každý model, který by měl vesmír popsat dostatečně přesně, je matematicky nezvládnutelně složitý, a nelze z takového modelu učinit žádné předpovědi. Je proto nezbytné přistoupit k určitým zjednodušením a přiblížením.

V teorii založené na Feynmanových součtech by každá historie měla popisovat nejen samotný prostoročas, ale i hmotu v něm, včetně živých organismů i člověka. Zde se nabízí další podpora pro antropický princip: jsou-li všechny historie možné, pak lze antropický princip použít k vysvětlení vzhledu vesmíru, protože v jedné z historií existujeme. Není jasné, jaký význam přisoudit ostatním historiím, ve kterých neexistujeme. Pohled kvantové gravitace by byl uspokojivější, pokud by se podařilo prokázat, že náš vesmír není jen jednou z historií, ale je historií nejvíce pravděpodobnou. Aby se tohoto cíle dosáhlo, je nutné provést součet přes všechny možné euklidovské prostoročasy, které nemají hranici.

Tyto otázky komentuje fyzik Andrej Linde následovně: "Možnou odpověď dává kvantová mechanika mnoha světů, vypracovaná Everettem v roce 1957. Pochybuji však, že ji budeme schopni správně pochopit, aniž bychom předtím porozuměli vědomí. Sledujeme vesmír nezúčastněně, nebo jej "vytváříme"? Co se ve skutečnosti rozštěpuje: vesmír nebo vědomí? Může vědomí existovat samo o sobě (jako prostoročas bez hmoty), nebo je arénou, ve které se prostoročas a hmota odrážejí? V jakém smyslu si vědomí může "vybrat" vesmír, ve kterém žije?" (vybráno ze sborníku Tři sta let gravitace, vydaného roku 1987 u příležitosti Newtonova díla Principia).

Pokud historii vesmíru převedeme do reálného času, získáme zcela jiný obraz. Před asi deseti až dvaceti miliardami let měl vesmír nejmenší rozměr, který byl roven největšímu poloměru v historii imaginárního času. Později se vesmír rozpínal podobně jako v Lideově chaotickém modelu. Expanduje do určitého maximálního rozměru a pak se bude smršťovat do stavu, který v reálném čase vypadá jako singularita.

Pokud je vesmír skutečně popsán takovýmto kvantovým stavem, nevznikají v průběhu historie měřené imaginárním časem žádné singularity. Nabízí se myšlenka, že imaginární čas je skutečným časem, zatímco to, čemu říkáme reálný čas, je pouze výplodem našich představ. V reálném čase vesmír začíná a snad i končí v singularitách, které znamenají hranici prostoročasu. V imaginárním čase žádné singularity ani hranice nevystupují. Je možné, že imaginární čas je základnější, zatímco reálný čas je pouze náš nástroj k pochopení přírody.

Na dalších předpovědích se pracuje. Velký zájem se soustředil na rozměr malých odchylek od stejnorodosti, protože z nich později vznikly galaxie, hvězdy a nakonec i my. Z principu neurčitosti vyplývá, že vesmír nemohl nikdy být dokonale stejnorodý, protože vždy zůstává určitá neurčitost, fluktuace v polohách a rychlostech částic. Z podmínky neexistence hranice vyplývá, že vesmír musel začít s minimálním možným množstvím nestejnorodosti, které ještě princip neurčitosti povoluje. Potom prošel obdobím rychlé expanze, jak to popisují inflační modely. V tomto období se původní nehomogenity zesilovaly, až byly dostatečně velké a daly vznik struktur, které pozorujeme. V rozpínajícím se vesmíru, jehož hustota se mění pozvolna z místa na místo, způsobuje gravitace postupné zabrzdění expanze hustších oblastí a jejich pozdější smrštění.

Vzhledem k úspěchům vědeckých teorií při popisu přírody došla většina vědců k závěru, že Bůh ponechává svět vyvíjet se podle přírodních zákonů a nezasahuje, aby tyto zákony nenarušil. Zákony však neříkají, jak vesmír vypadal na počátku a zůstává na Bohu, aby rozběhl hodiny. Dokud má vesmír počátek, lze předpokládat, že má i Stvořitele. Je-li však vesmír uzavřen zcela sám do sebe, nemá-li hranici nebo okraj, potom nemá ani počátek, ani konec. Jak potom máme chápat úlohu Stvořitele?

- pokračování -

(c) 1997 Intellectronics

časopis o přírodě, vědě a civilizaci