Velký třesk jako pojem má ve skutečnosti dva různé významy. V běžném jazyce, popřípadě v některých oborech fyziky, jej chápeme jako jeden přesný okamžik, kdy vznikl vesmír a tím i prostor a čas. Všechno dalšího, co se poté v kosmu odehrávalo bylo tedy nějakou dobu po Velkém třesku. V kosmologii ovšem chápeme tento termín dosti odlišně. Míníme jím celou prvotní fázi existence vesmíru a to od jeho samotného vzniku až po dobu, kdy se dnešní reliktní záření oddělilo od látky, tedy do času 380 000 let po počátku. V našem pojetí tedy Velký třesk nebyl jediný kratičký okamžik, ale trval 380 000 roků. Děje, které se v této epoše odehrály byly natolik zásadní, že s trochou nadsázky můžeme říci, že tehdy vesmír zažíval skutečný život, zatímco dnes už je to jen jakési dožívání. Proto se nyní podíváme na události, které se v té době odehrály podíváme detailněji.

Počátek všeho

Na samotném počátku, přímo v okamžiku počátku, by podle klasických představ mělo být vše co kolem sebe vidíme, všechna látka, záření, temná hmota i temná energie natěsnáno do neuvěřitelně malého rozměru. Takzvaná počáteční či kosmologická singularita, jak se tomuto stavu říká by být nekonečně malá a přitom obsahovat látku nekonečně velké teploty, hustoty, jakož i dalších fyzikálních veličin.

Už z tohoto popisu možná tušíte, že to asi nebude úplně správně. V okamžiku, kdy fyzikální veličiny nabývají nekonečna, můžeme hovořit o důkazu selhání teorie. V tu chvíli víme jistě, že je v našem pochopení něco špatně. Proč? Zkusme si položit otázku. Jestliže byla na počátku hmota nekonečně hustá a teplá, jak dlouho by jí trvalo se dostat na současné hodnoty? Zde potřebujeme znát pravidla práce s nekonečny. Kolik je kupříkladu nekonečno mínus jedna? Nekonečno. A kolik je nekonečno děleno dvěma. Opět nekonečno. Takže jak dlouho by trvalo se dostat z nekonečné teploty na dejme tomu pokojovou teplotu? Správně! Nekonečně dlouho!

Jenže náš vesmír neexistuje nekonečně dlouho. K Velkému třesku došlo před 13,8 miliardami let. Takže už jen z tohoto rozporu vyplývá, že hmota na počátku nemohla mít nekonečnou hustotu či teplotu. Tyto veličiny sice mohly nabývat extrémně vysokých hodnot, nemohly však být nikdy nekonečné. Jakákoliv nekonečna jsou dobrým důvodem k ostražitosti a nikdy bychom jim neměli věřit.

Má se za to, že prvopočátek byl okamžikem začátku rozpínání kosmu. To je také trochu problematické. Jak velký je vesmír jako celek? Nevíme, prozatím dokážeme spolehlivě zkoumat jen jeho pozorovatelnou část. Objevují se ale názory, že je nekonečně velký. Pokud nicméně dosahuje vesmír nekonečné velikosti nyní, musel vykazovat nekonečnou velikost už na počátku, v době svého vzniku. Proč? Protože jakkoliv veliký, ale konečný vesmír by se na nekonečnou velikost rozpínal nekonečně dlouho. Jestliže byl kosmos v době svého vzniku konečný, musí být takový i dnes, když byl v té době nekonečný, pak je nekonečný i v současnosti.

Že se však v prvopočátku začal prostoročas rozpínat je poměrně pravděpodobné. To je se současnými fyzikálními zákony v souladu. Od té doby se vesmír rozpíná stále a to až do současnosti, tedy celých 13,8 miliardy let.

Co bylo před Velkým třeskem?

Než pokročíme dále, musíme se alespoň krátce vypořádat s několika častými otázkami. Co bylo impulzem pro rozpínání kosmu? A co bylo před prvním okamžikem? Poctivá odpověď je, že zatím jistě nevíme. Podle obecné relativity vznikl na počátku i čas, takže ptát se co bylo před Velkým třeskem nedává smysl. Podobně jako se třeba neptáme co je jižněji než jižní pól. Tato otázka sice dává sémanticky smysl, je to smysluplná věta, avšak nedává smysl logicky.

Toto vysvětlení ale řadu lidí neuspokojuje a hledají alternativy. Možností je několik. Vesmír například mohl vzniknout z primordiální kvantové pěny, kde mohlo dojít k fluktuaci, jež zrodila náš vesmír, který se poté začal rozpínat. Variantou je také cyklický model, kdy před Velkým třeskem byl jen předchozí cyklus, takže vlastně jiný vesmír, jenž zanikl a z jeho popela se zrodil ten náš. Jiní zase vyznávají některou z verzí hypotézy multiverza, dle níž existuje nespočet jiných vesmírů, které rodí další a další dceřiné vesmíry.

Povšimněte si však, že vlastně žádná možnost na otázku co bylo před Velkým třeskem ve skutečnosti neodpovídá. Respektive odpovídá na otázku co bylo před naším Velkým třeskem, to ano. Problém je, že vždy můžeme dojít k nějakému dalšímu počátku. Cykly vesmíru také musely mít počátek, multiversum muselo někdy vzniknout, podobně jako počáteční kvantová pěna. Nutně se tak musíme ptát, co bylo například před prvním cyklem cyklického vesmíru. A opět se nám zde vynořuje tentýž problém, jen posunutý do dřívější doby. Jinými slovy, každé toto řešení jen přesouvá problém na jinou úroveň, ale ve skutečnosti na na položenou otázku neodpovídá.

A východiskem není ani říci, že za všechno může Bůh (jakýkoliv) nebo bohové. Pak si musíme opět položit otázku. Kdy a jak vznikl Bůh? Odpovíme-li si, že existoval vždy, pak ale Boha nepotřebujeme, můžeme prostě říci, že vesmír existuje věčně. Pokud budeme tvrdit, že vznikl před určitou dobou, opět není Bůh nutný, protože lze stejně tvrdit, že se před touto dobou nějakými fyzikálními procesy zrodil náš kosmos. Pozor! Tím neříkám, že Bůh (nebo bohové) nemůže existovat. Jen říkám, že ho jako vysvětlení počátku vesmíru nepotřebujeme. Nicméně pro církev je vlastně představa Velkého třesku vlastně velmi výhodná. Boha lze schovat před velký třesk jako prvotního hybatele, který však do dalšího vývoje kosmu nezasahuje buď vůbec, nebo jen velmi málo.

Planckův čas

Ale zpět k vývoji kosmu. V okamžiku počátku tedy fyzikální zákony jak je známe dnes neplatily. První okamžik o němž má smysl se bavit je tzv. Planckův čas, to je 10^-44 sekundy po počátku. Planckův čas je součástí soustavy přirozených jednotek. Ty získáme tak, že vhodně zkombinujeme některé základní fyzikální konstanty, jimž určíme hodnotu 1. Kupříkladu pro Planckův čas používáme redukovanou Planckovu konstantu, gravitační konstantu a rychlost světla. To stejné pro Planckovu délku. Mezi základní jednotky patří ještě Planckova hmotnost, Planckův náboj a Planckova teplota. Existuje i celá řada jednotek odvozených.

Tyto jednotky nejsou samoúčelné, ale mají svůj fyzikální význam. Planckův čas (10^-44 sekundy) a Planckova délka (10^-35 metru) jsou veličiny při jejich dosažení přestávají běžné fyzikální zákony platit. Prostor ani čas nejsou ve skutečnosti spojité, nelze je dělit do nekonečna. S tím má spousta lidí problém, ale je tomu tak. Pokud se dostaneme až k Planckovým jednotkám, zjistíme, že právě zde se spojitost ztrácí a do hry se výrazně dostává kvantová mechanika. Pro menší rozměry než Planckova délka nemůžeme vůbec hovořit o vzdálenosti, jak ji chápeme. Prostoročas se v tomto měřítku stává kvantovou pěnou. Navíc jakýkoliv pokus měřit kratší vzdálenosti by v důsledku platnosti Heisenbergova principu neurčitosti zřejmě vedl k produkci černých děr. K měření totiž musí částice měřícího zařízení s něčím interagovat a tyto energetické srážky by způsobily kolaps hmoty.

K detailnímu popisu takto malých časů a délek bychom však ve skutečnosti nutně potřebovali disponovat funkční kvantovou teorii gravitace. I současná veleúspěšná kvantová mechanika je na to krátká. Jestliže chceme o chování hmoty, prostoru a času na Planckových škálách říci něco více, budeme muset kvantově popsat samotnou gravitaci. To ovšem v tuto chvíli nedokážeme, gravitace je jedinou ze čtyř základních fyzikálních sil, kterou dosud nedokážeme kvantovat. Máme sice poměrně hodně kandidátských modelů s ambicí tento problém vyřešit, z hojně diskutovaných jmenujme hypotézu superstrun a smyčkovou kvantovou gravitaci, ale ani jedna zatím neprošla spolehlivými experimentálními testy.

Obecně se má za to, že před Planckovým časem existovala jedna jediná prasíla, která spojovala všechny známe interakce, to je silnou a slabou jadernou, elektromagnetickou a gravitaci. Právě v Planckově čase se od této prasíly měla oddělit gravitace, zbytek zůstal prozatím spolu. To jsou ovšem hypotetické koncepty a simulace, jak tomu bylo ve skutečnosti nevíme, nedisponujeme žádným experimentem schopným to prověřit.

Takže to, jak v té době vypadaly třeba částice a zda už vůbec nějaké byly se určuje jen velmi těžko. Občas se lze setkat s nápadem, že i čas samotný se v té době mohl projevovat ve formě částice. To je už docela silný kalibr na představivost. Doporučuji zde čtení na chvíli pozastavit a zkusit se nad tímto konceptem důkladně zamyslet. Co ještě můžeme o Planckově čase říci? V té době měl podle našich představ vesmír Planckovu teplotu (10³² Kelvinů) a Planckovu hustotu (10⁹⁶ kg/m³). Tyto hodnoty si ani představit nezkoušejte, jen je přijměte jako fakt. Jsou dalece mimo lidskou zkušenost a tudíž de facto nepředstavitelné. Vezměme si pro příklad teplotu. Člověk se běžně setkává s teplotou jen kolem 10² maximálně 10³ K, a 10³ je v podstatě téměř nekonečně malý zlomek 10³². Mimochodem, s parametry současného vesmíru v Planckových jednotkách se můžete seznámit na konci článku v poznámce.

Éra velkého sjednocení

Po rozdělení původní prasíly existovaly ve vesmíru dvě nezávislé fyzikální interakce, gravitace a velká sjednocená síla, které můžeme říkat také elektronukleární, protože se z ní později vydělily elektromagnetismus a obě jaderné síly. Tento stav popisuje teorie velkého sjednocení. Jedná se o teorii, respektive spíše soubor teorií, ze 70. a 80. let minulého století, který je poměrně efektivní při popisu fyzikálních jevů, avšak prozatím pro něj chybí experimentální důkaz. Podobné energie totiž na urychlovačích nedokážeme napodobit. Charakteristická energie velkého sjednocení by měla být 10¹⁶ GeV, přičemž na urychlovači LHC dosahujeme energie 10⁴ GeV. Energie velkého sjednocení mimochodem odpovídá teplotě 10²⁷ Kelvinů.

V průběhu éry velkého sjednocení byla celá řada dnes běžně známých fyzikálních vlastností zcela bezvýznamná. Zato se však odehrávaly jiné velmi podstatné procesy. Při energii velkého sjednocení mohou, kromě jiných dnes dobře známých částic, existovat i bosony, kterým říkáme bosony X a Y. Bosony jsou, jak si možná pamatujete, částice, které zprostředkovávají fyzikální interakce. Bosony X a Y jsou dosti podobné bosonům W a Z ze slabé interakce, jen s tím rozdílem, že jejich klidová hmotnost je právě 10¹⁶ GeV. Bosony X a Y jsou důležité proto, že umožňovaly spojení kvarků a leptonů stejné generace. Takto to zní složitě, ale zkrátka a dobře, díky těmto bosonům se mohly kvarky měnit na leptony a naopak.

Kvůli extrémní hmotnosti X a Y bosonů se ovšem tyto přeměny v současném vesmíru prakticky nedějí. A na urychlovačích takové energie vytvořit neumíme. Takže jak existenci těchto bosonů a potažmo celého velkého sjednocení ověřit? Teorie velkého sjednocení předpovídají, že se proton, dříve považovaný za stabilní částici může rozpadat a to na mezon a lepton, nejčastěji na pion a pozitron. Poločas přeměny protonu by měl být někde v řádu 10²⁸ až 10³⁹ let (v závislosti na konkrétním modelu). To jsme si moc nepomohli, říkáte si. Vždyť přece tak dlouho čekat nemůžeme. Ale mýlíte se, existuje způsob, jak toto obejít. Nemusíme čekat, stačí mít hodně protonů na jednom místě. Třeba hodně (kilometry krychlové) vody, voda totiž protony obsahuje.

Máme-li hodně vody, stačí nám už jen čekat a rozpad protonu by se měl ukázat. Zatím však nebylo detekováno nic. To některé nejjednodušší teorie velkého sjednocení vyloučilo, stále jich však zůstává řada ve hře. Uvidíme co přinese budoucnost, zejména budovaný japonský detektor Hyper Kamiokande, který se staví ve stejné lokalitě jako Kamiokande a Super Kamiokande, které již rozpad protonu testovaly. Pokud by se rozpad protonu potvrdil, i pokud by se nepotvrdil, znamenalo by velké věci. Předpokládejme ovšem, že se potvrdí. Proč by to bylo důležité?

V čase 10^-36 sekundy totiž došlo současně k několika důležitým událostem. Vesmír totiž prošel tzv. fázovým přechodem, což je prudká změna vlastností termodynamického systému. Opět to zní složitě, ale představte si například tání, tuhnutí, vypařování nebo sublimaci, to vše jsou fázové přechody. Jeden z nich proběhl i v našem raném vesmíru.

Co se tehdy ve vesmíru stalo? Silná jaderná interakce se oddělila od ostatních, v tuto chvíli tedy existovaly tři síly, gravitace, silná jaderná a elektroslabá síla. Teplota kosmu poklesla pod určitou kritickou hranici, takže už se nemohly tvořit bosony X a Y a ty, které zbyly se rychle rozpadaly. V důsledku toho už se nemohly kvarky volně přeměňovat v leptony a naopak. Zde mohly probíhat procesy porušující baryonové číslo, jehož zástupcem je rozpad protonu (tehdy ovšem žádné protony ještě neexistovaly, jde opravdu jen o příklad procesu narušující baryonové číslo). To mohlo společně s porušením termodynamické rovnováhy a narušením CP symetrie vést k vesmíru s převahou hmoty nad antihmotou.

Inflační fáze

Fázový přechod na konci éry velkého sjednocení mohl také spustit proces kosmické inflace. V tomto případě slovo inflace neznamená všeobecný nárůst cen zboží a služeb, ale prudké rozepnutí vesmíru všemi směry. Tato rychlá exponenciální expanze zvětšila vesmír nejméně o 30 řádů, možná ale ještě výrazně více, v závislosti na tom, který model inflace aplikujeme. Inflace řeší některé zásadní problémy standardní kosmologie (například problém magnetických monopólů, které by v této době měly vzniknout), o tom více ve specializovaném článku věnovaném historii kosmologie. Mimochodem, v této fázi se vesmír rozpínal rychleji než je rychlost světla. To ale nijak neodporuje obecné relativitě, limit rychlosti světla je tam lokální a navíc ze se bavíme o rozpínání prostoročasu.

Když došlo k fázovému přechodu, jedním z produktů bylo zřejmě tzv. inflatonové pole, které se rychle dostalo do nejnižšího energetického stavu a v důsledku toho vytvořilo odpudivé síly, které vesmír rozfoukly. Co ovšem přesně těmi silami bylo a co tím pádem inflaci pohánělo dosud přesně nevíme. Ještě větší záhada se ovšem pojí s koncem inflace. Proč toto prudké rozpínání vesmíru nepokračovalo dál a zastavilo se? To nám není známo. Příčin mohla být celé řada. Pravděpodobné nicméně je, že inflace skončila v čase 10^-33 nebo 10^-32 sekundy po vzniku počátku, dál už se vesmír rozpínal relativně poklidně.

Inflace by měla způsobit vznik typických gravitačních vln, kterým říkáme reliktní, protože pochází z dávné doby a jsou reliktem dřívějších etap vývoje vesmíru. Tyto vlny by měly prostupovat celý vesmír. Zatím jsme je sice nezachytili, ale velké kosmické gravitační interferometry jako jsou LISA, DECIGO či TianQin by možná mohly mít schopnost je, alespoň nepřímo, zachytit. Tuto schopnost by měla mít i japonská sonda LiteBird zkoumající reliktní záření (viz níže). A přímo by reliktní gravitační vlny měl zobrazit obří kosmický interferometr budoucnosti Big Bang Observer. Reliktní gravitační vlny jsou nejzazším okamžikem, kam můžeme v historii kosmu přímo nahlédnout, dál už by to šlo jen přes megaobří urychlovače částic. Také mohou rozhodnout mezi inflací a konkurenčními modely.

Pokud k němu skutečně došlo, znamenalo prudké rozepnutí vesmíru to, že se vzdálenost mezi všemi tehdy existujícími částicemi obrovským způsobem zvětšila. Pro představu, kdybychom tehdy měli dva elektrony (tehdy ještě neexistovaly, ale pro příklad), které by na počátku inflační fáze byly od sebe vzdáleny podobně jako částice v atomové jádře, na konci této éry by od sebe byly mnohem dále než je současná velikost vesmíru. Přesto však prostor prázdný nebyl. Inflatonové pole mělo totiž obrovskou potenciální energii, která se na konci inflační fáze uvolnila, což způsobilo vznik hustého a horkého kvark-gluonového plazmatu.

Elektroslabá epocha

V té době začíná elektroslabá éra, elektroslabá proto, že v té době máme oddělenou gravitaci a silnou jadernou sílu a jako třetí síla se zde vyskytuje elektroslabá interakce. V této době byl vesmír zaplněn kvark-gluonovým plazmatem. Jedná se o zvláštní stav (fázi či skupenství, jak tomu chcete říkat) látky složený z kvarků (elementární částice hmoty z nichž jsou složeny mimo jiné protony a neutrony) a gluonů (intermediální částice silné jaderné interakce), podobně jako i dnešní hmota. Ta je totiž složena právě z protonů a neutronů.

Rozdíl je nicméně v tom, že v běžném případě tvoří kvarky a antikvarky mezony nebo baryony (proton a neutron), zatímco u kvark-gluonového plazmatu jsou kvarky a gluony umístěny volně, což běžně nelze. U kvark-gluonového plazmatu nicméně možná samostatná existence je. Kvarky a gluony jsou tu sice volně, avšak současně velmi blízko sebe. To je ovšem reálné jen za extrémních hustot a teplot, díky tomu zde nepůsobí běžná silná interakce, ale vzniká zvláštní fáze silně interagující hmoty, kde se kvarky a gluony, velmi zjednodušeně řečeno, chovají jakoby neměly žádnou klidovou hmotnost.  V zásadě je kvark-gluonové plazma velkou směsí vzájemně promíchaných kvarků a gluonů.

Takovou směs v přírodě nikdy nikdo neviděl, už zhruba 20 let ale umíme kvark-gluonové plazma vytvořit na urychlovačích částic, konkrétně v americké laboratoři Brookhaven National Laboratory (BNL) na urychlovači Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) ve státě New York a v evropské laboratoři CERN na experimentu ALICE urychlovače LHC. Ten se nachází na francouzsko-švýcarském pomezí. Do budoucna se dá výzkum této fáze hmoty čekat i na dalších připravovaných urychlovačích částic.

V elektroslabé éře tedy existovalo kvark-gluonové plazma a kromě toho také množství další hmoty, jelikož v této fázi byly interakce mezi běžnějšími částicemi dostatečné, aby stvořily různé exotické částice, typicky třeba W a Z bosony (intermediální částice slabé jaderné interakce) nebo slavné Higgsovy bosony, které dávají (zjednodušeně řečeno) hmotnost elementárním částicím. Elektroslabá síla měla nekonečný dosah a jejími intermediálními částicemi byly tři bosony W a boson B, které měly nulovou klidovou hmotnost a pohybovaly se tedy rychlostí světla.

Postupně vesmír chladl a stále se zvětšoval, takže interakce tvořící exotické částice byly stále méně účinné, až se v jeden okamžik tvorba nových exotických částic zastavila docela. Intermediální částice elektroslabé interakce začaly interagovat s Higgsovým polem a v důsledku toho se z bosonů W staly kladný a záporně nabité W bosony a bosony Z, částice slabé jaderné interakce, z bosonů B se staly fotony, částice elektromagnetické interakce. Vesmír se tak znovu navždy změnil.

Podle standardního modelu nedošlo na konci elektroslabé epochy, v čase 10^-12 sekundy k fázovému přechodu, nýbrž byla změna mezi touto a následující epochou pozvolná. To zabraňuje tvorbě gravitačních vln a nedovoluje baryogenezi, proces při němž měla převládnout hmota nad antihmotou. Jiné modely, které obsahují tzv. supersymetrii nebo předpokládají existenci dvou různých typů Higgsových částic, nicméně předpokládají fázový přechod na rozhraní elektroslabé a následující epochy, což by umožnilo vznik dalších gravitačních vln (snad měřitelných kosmickými interferometry) a také baryogenezi, za předpokladu splnění Sacharovových podmínek.

Zatímco u předchozích vývojových etap jsme spekulovali a vycházeli z různých extrapolací, alespoň konec elektroslabé éry už umíme prozkoumat poměrně přímočaře, protože na urychlovačích částic dnes už umíme dosáhnout stavu hmoty, který byl v kosmu v čase 10^-13 sekundy. To, co se dělo do tohoto okamžiku tedy víme poměrně přesně, o tom co se dělo předtím máme jen neúplné informace. Mimochodem, na konci elektroslabé epochy měla oblast kosmu, kterou dnes vidíme jako celý pozorovatelný vesmír (poloměr 47 miliard světelných let) poloměr 300 světelných sekund, což je asi 0,6 AU, tedy méně než je vzdálenost Slunce od Země.

Kvarková epocha

Ať už proběhla změna od elektroslabé éry postupně a nebo ji doprovázel fázový přechod, v čase 10^-12 sekundy skončila elektroslabá epocha a začala epocha kvarková. Porušení symetrie elektroslabé interakce vedlo k dalšímu, dosud (pokud je nám známo) poslednímu dělení interakcí. Elektroslabá síla se rozdělila na síly elektromagnetickou a slabou jadernou. V tento okamžik tak začaly existovat všechny čtyři síly, jak je známe dnes – elektromagnetismus, gravitace, silná jaderná a slabá jaderná. Od té doby už k žádné další změně těchto interakcí nedošlo.

Tato éra má název podle elementárních částic kvarků, které už tehdy ve vesmíru běžně existovaly. V té době stále ještě nemohly existovat mezony a baryony, a to proto, že interakce mezi částicemi byly příliš energetické, než aby umožnily vznik složitějších částic. Kvarky tak byly stále součástí prapůvodní polévky kvark-gluonového plazmatu společně s gluony a ve směsi se vyskytovaly také leptony, jako jsou elektrony či neutrina. A pochopitelně i antičástice všech těchto částic.

Hadronová epocha

V čase 10^-6 sekundy od počátku poklesla teplota v kosmu natolik, že kvarky přišly o možnost existovat samostatně a začaly se velmi rychle spojovat do složených částic, tzv. hadronů. Ty rozdělujeme na mezony, které obsahují kvark a antikvark s danou barvou a antibarvou (barva je náboj silné jaderné interakce) a baryony složených ze tří kvarků s danou barvou. Výsledkem je, že barevný náboj je u každého mezonu nebo baryonu nulový. Dalo by se tedy říci, že baryony nebo mezony jsou bezbarvé, ale jen z hlediska jejich náboje, barvu ve smyslu našeho běžného chápání pochopitelně nemají ani kvarky, ani žádné jiné částice.

Od začátku hadronové éry už nemůžeme vidět kvarky jednotlivě, ale vždy pouze ve složených částicích. Silná jaderná interakce způsobuje efekt tzv. uvěznění kvarků. Pokud byste se pokusili rozdělit baryon nebo mezon, můžete to udělat, v tom vám žádný fyzikální zákon zabránit nemůže. Bohužel pro vás ale k tomu potřebujete tolik energie, že se ihned z vakua vytvoří nové kvarky s nimiž se ty uvolněné z rozdělených částic spojí a výsledkem bude opět mezon nebo baryon, kde budou kvarky znovu uvězněny. Za to může zvláštní vlastnost silné jaderné interakce zvaná asymptotická volnost. Když byste od sebe oddělovali dva elektrické náboje, čím dále by byly, tím slaběji by na sebe působily. Naproti tomu u barevných nábojů je tomu přesně naopak. Ačkoliv je to silně neintuitivní, čím dále od sebe barevné náboje jsou, tím silněji na sebe působí a to je právě důvod proč nelze kvarky pozorovat samostatně.

Jak docházelo k dalšímu chladnutí vesmíru, tvorba hadronů (mimo jiné i protonů a neutronů) ustala a následně (kritická teplota asi 10¹² K) došlo k masivní anihilaci, která zničila většinu baryonů. Dodnes je to, proč převážila hmota nad antihmotou jednou z největších záhad fyziky. Je možné, že vesmír už vznikl s malým přebytkem hmoty, ale toto řešení fyzikové obecně nepreferují, protože mají rádi symetrie a existují dobré důvody se domnívat, že počáteční podmínky vesmíru byly symetrické.

Předpokládá se tedy, že ve velmi raném vesmíru proběhly procesy zprostředkované X a Y bosony (viz výše), které narušily baryonové číslo. Navíc docházelo i k procesům odehrávajícím se mimo teplenou rovnováhu a narušena byla i CP symetrie (C symetrie – symetrie mezi hmotou a antihmotou, P symetrie – zrcadlová symetrie, takže kdybyste vyměnili hmotu za antihmotu a provedli zrcadlové obrácení, fyzikální zákony by zůstaly stejné). Byly tak splněny všechny Sacharovovy podmínky a baryogeneze mohla proběhnout.

Jak velká byla ona nesymetrie ve prospěch hmoty a v neprospěch antihmoty? Asi 1 600 000 001 : 1 600 000 000. Jinými slovy, asi 1 600 000 000 částic anihilovalo s příslušným počtem antičástic a z onoho malého zbytku jsme dnes tvořeni my, naše Slunce, Měsíc a všechno co známe, takže za tuto anihilaci můžeme být velmi rádi, jinak by žádné složité struktury existovat nemohly. A co se stalo s oněmi anihilovanými částicemi? A jak víme kolik jich původně bylo? Výsledkem anihilace byly fotony, které dnes ve vesmíru stále pozorujeme jako fotony reliktního záření. A protože vidíme kolik jich je, víme také kolik bylo před hromadnou anihilací baryonů a antibaryonů.

Antibaryony tedy zmizely a zůstal nám pouze nesmírně malý zlomek relativně lehkých stabilních baryonů. Z převážné většiny se jednalo o protony a neutrony. V té době je ovšem mezony početně výrazně převyšovaly, a to zejména nejlehčí mezony pí neboli piony, ty dokonce až v poměru 10:1. Piony byly proto tehdy zdaleka nejběžnějšími částicemi. Protony a neutrony byly zpočátku namíchány v poměru přesně 1:1 (nebo mu alespoň velmi blízkém) a díky existenci velkého množství leptonů se působením slabé interakce rychle měnily z jednoho na druhý.

Leptonová epocha

Asi jednu sekundu po vzniku vesmíru skončila anihilace baryonů a antibaryonů, tím skončila i hadronová epocha a nastoupila epocha leptonová. Dle názvu lze dovodit, že vesmíru tehdy dominovaly částice, jimž říkáme leptony, především elektrony, miony a neutrina. Neutrina se ovšem od zbytku další hmoty na začátku leptonové éry oddělila. Neutrina už dnes se zbytkem látky interagují pouze gravitačně, což je ovšem tak slabý vliv, že jej můžeme v podstatě zcela zanedbat a slabě. I interakce skrze slabou sílu je však nesmírně málo účinná. Za život proletí tělem každého člověka miliardy a miliardy neutrin, když má dotyčný štěstí, zachytí se mu v těle dvě. Dokonce i pět světelných let dlouhou tyčí olova by proletěla polovina neutrin, tak málo neutrina interagují s běžnou hmotou.

Neutrina se tedy už dalších interakcí v raném vesmíru prakticky neúčastnila. To velmi oslabilo vliv slabé jaderné interakce. Do této doby probíhala velmi intenzivně mezi protony, neutrony, elektrony a neutriny. Neutrony a protony se vzájemně přeměňovaly. Po oddělení neutrin se však projevilo, že neutrony mají o něco málo vyšší hmotnost než protony a začaly se rozpadat radioaktivní beta přeměnou s poločasem přeměny asi 10 minut. Tento rozpad bohužel pro neutrony probíhal rychleji než se dokázaly tvořit nové, které by tuto ztrátu vyrovnávaly. Většinu neutronů tak čekal zánik.

Ale zpět k neutrinům. Co se s nimi po oddělení od zbytku látky stalo? Jsou tu stále s námi jako tzv. reliktní neutrina. Představují tak další způsob, jak můžeme nahlédnout přímo do dávnější historie kosmu. K tomu stačí jediné, tato neutrina pozorovat. A to je problém. Jak jsme si řekli, neutrina interagují s hmotou velmi slabě a to se bavíme o neutrinech slunečních či z jiných energetických zdrojů. Reliktních neutrin je sice velké množství, ale zato jejich energie je velmi mizivá (10^-6 eV), proto je detekce velmi obtížná. Velmi o to však stojíme, mohli bychom totiž přímo nahlédnout do vesmíru starého jen jedinou sekundu, takže vymýšlíme rafinované způsoby, jak tyto částice najít. I pokud se však jejich záchyt podaří, s pomocí kosmických observatoří zde počítat nemůžeme.

Teplota vesmíru v době oddělení neutrin byla zhruba 1 000 000 000 Kelvinů, zatímco teplota reliktních neutrin v současnosti je asi 1,9 Kelvinů. Velikost toho, z čeho se stal pozorovatelný vesmír byla asi 10 světelných roků, tedy něco jako od Slunce k nejbližším hvězdám. Reliktní neutrina sice zatím nikdo neviděl, avšak máme o nich alespoň nepřímé důkazy z jejich působení na reliktní záření, což nám dává naději, že nejsme úplně vedle. Mimochodem, teplota reliktního záření je 2,7 Kelvinů, zatímco teplota reliktních neutrin jen 1,95 Kelvinů. To zní na první pohled trochu zvláštně, protože se reliktní záření oddělilo od látky později a mělo by tedy mít nižší teplotu. Ano, skutečně mělo, ale zdánlivý rozpor je snadno vysvětlitelný dalšími událostmi v průběhu leptonové epochy.

Zatímco většinu leptonové éry panovala v kosmu teplota dostatečná pro tvorbu leptonů a antileptonů, takže tyto částice byly v rovnováze, na konci této epochy, v době asi 10 sekund od počátku klesla teplota vesmíru natolik, že se páry leptonů antileptonů přestaly tvořit. V důsledku toho většina leptonů anihilovala s antileptony. Nebyly však zničeny všechny leptony, podobně jako tomu bylo dříve u baryonů, neboť proběhl proces leptogeneze, který vedl k tomu, že mezi počtem leptonů a antileptonů vznikla drobná asymetrie, následkem čehož malé množství leptonů, naštěstí pro nás, přežilo. Tato anihilace leptonů a antileptonů raný vesmír zahřála, takže zvýšila i teplotu budoucího reliktního záření, na neutrina však už neměla vliv, ta už s ostatní látkou téměř neinteragovala.

Primární nukleosyntéza

Anihilací leptonů a antileptonů skončila v čase asi 10 sekund od počátku leptonová epocha. Volně se vyskytující protony a neutrony konečně nic zásadního neomezovalo, takže nastaly vhodné podmínky pro tvorbu atomových jader. To, že se ve Velkém třesku zrodily chemické prvky tvrdili kosmologové již ve 40. letech minulého století a jak se později ukázalo měli pravdu, byť jen částečně. V tuto chvíli ovšem ještě nevznikaly prvky, jak je známé, teplota pro vazbu elektronů k jádrům byla totiž stále moc vysoká, tvořila se tak „jen“ atomová jádra. Nejlehčím je pochopitelně lehký vodík, tedy jediný proton. Tato jádra se tvořit nemusela, existovala už dříve.

Zajímavější je však tvorba složitějších jader. Spojením protonu a neutronu se tvořil těžký vodík, tedy deuterium. Navázáním dalšího neutronu vzniká tritium, které je ovšem nestabilní a s poločasem poločasem přeměny 12,3 roku se rozpadá na helium-3 (³He). ³He mohlo vznikat též navázáním dvou protonů a neutronu, tento izotop je stabilní a jediný (kromě lehkého vodíku), který má v jádře více protonů než neutronů. Většina neutronů, které se nerozpadly ovšem nakonec skončila v izotopu helium-4 (⁴He), což je izotop, jenž má ze všech lehkých izotopů nejvyšší vazebnou energii na nukleon. Podle této představy by tedy z 16 nukleonů mělo vzniknout 12 lehkých vodíků a jedno ⁴He.

Ve vesmíru by se proto mělo vyskytovat 8 % atomů ⁴He, dle hmotnosti by ⁴He mělo být 25 %. A to je přesně v souladu s tím co pozorujeme, což je silný důkaz pro správnost teorie velkého třesku. Mezistupněm v tvorbě ⁴He je ovšem deuterium a protože ne všechno deuterium se stihlo spojit v helium, určité množství deuteria v kosmu setrvalo. Stabilní jádra s pěti nebo osmi nukleony (částicemi v jádře)neexistují, takže z ⁴He je velmi obtížné získat další prvky. Vznikly i složitější atomová jádra, totiž velmi malé množství lithia-7 (⁷Li – asi jedno jádro z miliardy) a lithium-6 (jedno jádro z deseti bilionů). Mimochodem, pozorované množství ⁷Li nesouhlasí s předpovědí teorie velkého třesku, problém lithia je tak jednou z velkých otázek současné kosmologie.

Pokud jde o další jádra, vznikalo i beryllium-7 (⁷Be), které je ovšem nestabilní a rozpadá se na ⁷Li s poločasem přeměny 53 dní. Teoreticky mohlo vzniknout též beryllium-9, jediný stabilní izotop beryllia, to se však zatím pozorovat nepodařilo. Naopak v raných hvězdách se našly stopy boru, což by mohlo značit, že malé množství tohoto prvku vzniklo primární nukleosyntézou. Technicky mohlo vzniknout též stopové množství uhlíku, dusíku a kyslíku, ale v množství zcela zanedbatelném a pravděpodobně nedetekovatelném. Naopak po berylliu a boru vzniklých ve Velkém třesku se pátrá.

Výsledkem je, že jedinými stabilními izotopy prokazatelně stvořenými nukleosyntézou Velkého třesku a dodnes spolehlivě detekovanými jsou ¹H, ²H, ³He, ⁴He a ⁷Li. Kromě lehkého vodíku je nejběžnějším z těchto izotopů ⁴He,kdejsou téměř všechny přeživší neutrony. Tvorba atomových jader probíhala od 10 sekund po čas asi 20 minut, tedy 1 200 sekund. Po uplynutí tohoto času už se nová jádra tvořit nemohla, protože se jednak rozpadla většina volných neutronů (vzpomeňme si na poločas přeměny 10 minut), jednak poklesla teplota vesmíru natolik, že už byly další fúzní reakce téměř nemožné. Po tomto okamžiku tedy zůstal poměr jader různých prvků v kosmu prakticky neměnný, až na rozpady tritia na deuterium a ⁷Be na ⁷Li.

To je tedy vše co primární nukleosyntéza zvládla. Několik lehkých izotopů se může zdát málo, ale uvědomme si, že z hlediska počtu atomů i jejich hmotnosti jde i dnes o většinu vesmíru. Těžší prvky se vytvořily až mnohem později ve hvězdách a při dalších exotičtějších procesech, ale to už je jiný příběh. Zajímavé je, že temná hmota, která už tehdy ve vesmíru pochopitelně byla přítomna neměla na baryogenezi zřejmě ještě ani zdaleka takový vliv jaký získala v pozdějších fázích vývoje kosmu (byť její vliv nebyl nenulový). V době prvotní nukleosyntézy měl objem prostoru, dnes viditelný jako celý pozorovatelný vesmír, poloměr asi 300 světelných let, hustota baryonové hmoty byla řádově 4 gramy na m³, tedy asi 0,3 % hustoty vzduchu u hladiny oceánu.

Fotonová epocha

V době, kdy se rodila první atomová jádra už vládly vesmíru fotony, částice světla a intermediální částice elektromagnetické interakce, proto éře začínající v čase 10 sekund od počátku říkáme fotonová epocha. Na počátku této etapy se vesmír skládal z horkého plazmatu neutronů, protonů, elektronů a fotonů. V prvních několika minutách fotonové epochy se ale vytvořila první atomová jádra, po skončení nukleosyntézy se tedy vesmír skládal z plazmatu tvořeného fotony, elektrony a atomovými jádry.

Další jádra už se netvořila z důvodů diskutovaných výše, současně se však nemohly vázat elektrony na atomová jádra. Teplota byla totiž ještě příliš vysoká, takže volné fotony těmto vazbám velmi účinně bránily. Na druhou stranu, teplota už poklesla natolik (miliarda Kelvinů na začátku fotonové epochy a dále klesala), že nedocházelo k procesu kreace nových párů částic a antičástic. To platí pro elektrony a pozitrony a samozřejmě i jakékoliv hmotnější částice a jejich antičástice (protony a antiprotony, neutrony a antineutrony…).

Dovnitř fotonové epochy, ani žádné dřívější fáze kosmu nelze nahlédnout skrze elektromagnetické záření. A to z toho důvodu, že plazma, které vesmír vyplňovalo bylo pro elektromagnetické záření neprůhledné. Volné elektrony totiž Thomsonovým rozptylem působily na fotony. Střední volná dráha každého fotonu před rozptylem na elektronu byla mimořádně krátká. Tehdejší plazma připomíná svou povahou plazma, které se nyní nachází uvnitř hvězd. Do nitra Slunce a dalších hvězd také nemůžeme nahlédnout elektromagneticky, podobně je tomu i u vesmíru. Pokud chceme získat informace z průběhu této epochy nebo etap dřívějších, musíme spoléhat na neutrina, gravitační vlny a pokusy na urychlovačích, kde můžeme simulovat stav hmoty ve vesmíru v určitém čase.

Jak však vesmír chladl a rozpínal se, střední volná dráha fotonů se zvětšovala, Thomsonův rozptyl již nebyl tak častý a účinný a elektrony se mohly začít vázat na atomová jádra. Tento proces nazýváme rekombinací. Tento název je zavádějící, protože předpona re naznačuje, že protony a elektrony byly navázány již dříve, což jak víme není pravda. Termín se však používá z historických důvodů, neboť byl vymyšlen dříve než se teorie velkého třesku stala kosmologickým mainstreamem. Správný termín by byl kombinace, ale to pochopitelně nikdo nepoužívá a už nikdy asi ani používat nebude, proto i my zůstaneme u pojmu rekombinace.

Zajímavé je, že k procesu rekombinace nedošlo najednou nebo ve velmi krátkém časovém období, jak se někdy chybně uvádí, ale celý proces trval asi 100 000 roků. Proč? Totiž izotop ⁴He, který tvoří asi jednu čtvrtinu hmotnosti baryonové hmoty má vyšší ionizační energii než vodík, proto na sebe začal vázat elektrony mnohem dříve než vodík s nižší ionizační energií. Helium (a je jedno zda ³He nebo ⁴He) disponuje dvěma elektrony. A navázání dvou elektronů v podmínkách panujících v tehdejším kosmu je dosti obtížné.

Proto probíhala rekombinace helia ve dvou krocích. První elektrony se vázaly při rudém posuvu (prodloužení vlnové délky na straně přijímače) cca 6 000. Tedy vlnová délka záření by se od doby emitace do doby zachycení našimi přístroji prodloužila 6 000 krát. Jde ovšem jen o hypotetický scénář, tehdy se totiž, jak víme, elektromagnetické záření uvolit nemohlo. Druhá reionizace, jinými slovy navázání druhého elektronu proběhlo zhruba v době, kdy by byl případný rudý posuv záření asi 2000. V této době už tedy měla většina helia navázány své elektrony, protože však šlo jen o asi 8 % tehdy existujících atomových jader, na celkovém vzhledu vesmíru se nic nezměnilo. V době navázání elektronů na helium byl stále pro elektromagnetické záření neprůhledný.

Oddělení reliktního záření

To se změnilo až o něco později, v době 380 000 let od počátku. Tehdy poklesla teplota vesmíru asi na 4000 Kelvinů, což už je dost na to, aby se mohly zbylé volné elektrony navázat na protony a vytvořit tak atomy lehkého vodíku (někdy mu říkáme též protium). V té době je poloměr toho, co dnes nazýváme pozorovatelným vesmírem 42 milionů světelných let a hustota baryonové hmoty asi 500 milionů částic na m³, což odpovídá tlaku 10^-17 atmosfér. To se sice může zdát málo, ale oproti dnešnímu stavu je to asi miliardkrát více.

V okamžiku navázání elektronů na protony dochází ve vesmíru k zásadní změně. Fotony přestávají být v tepelné rovnováze s hmotou. Střední volná dráha fotonů se tak zcela zásadně zvyšuje a vesmír se stává pro elektromagnetické záření průhledným. Jak jsme si říkali, předtím byly fotony rozptylovány na elektronech Thomsonovým rozptylem (atomy už fotony rozptylovat nemohou), proto o tomto okamžiku hovoříme jako o posledním rozptylu a sféru posledního rozptylu můžeme zachytit jako nejstarší elektromagnetický signál vůbec. Od tohoto okamžiku už můžeme skrze elektromagnetické záření zkoumat co se nám zlíbí.

Fotony, které se v toto dobu oddělily od látky nikam záhadně nezmizely, ale existují tu s námi stále. Ano, tušíte správně, jde o ono slavné a tolikrát zmiňované a zkoumané reliktní záření. Fotony sice ve vesmíru existovaly už dříve, ale až fotony uvolněné v této době můžeme zachytit a studovat. První detekce reliktního záření v roce 1964 Penziasem a Wilsonem posloužila jako jeden z hlavních důkazů teorie velkého třesku. Ačkoliv byly reliktní fotony emitovány při teplotě kolem 4 000 K a tedy se tehdy pohybovaly ve viditelné části spektra, od té doby se vesmír rozepnul a došlo tedy k rudému posuvu, který je asi 1100. Vlnová délka fotonů reliktního záření se tedy prodloužila 1100 krát!

Proto dnes reliktní záření nepozorujeme v oblasti viditelné, ale v oblasti mikrovlnného záření. Jeho teplota je 2,7 Kelvinů. Pokud by vás zajímalo, kolik fotonů reliktního záření se kolem nás vyskytuje, vězte, že je to asi 411 na každý cm³. Nicméně jeho teplota a energie je nízká, proto představovala detekce takovou výzvu. Ostatně v roce 1964 viděli astronomové jen záření o stejných parametrech jak přichází z celé oblohy. Až později bylo předpovězeno a pozorováno, že reliktní záření není zcela homogenní a izotropní. A to se nám velmi hodí, protože z něj můžeme získat mnoho zajímavých informací o našem kosmu.

Na počátku 90. let pracovala na oběžné dráze kolem Země sonda COBE, která potvrdila, že reliktní záření má spektrum záření absolutně černého tělesa, jakéhosi ideálního zářiče o teplotě 2,7 Kelvinů. Současně se jí však podařilo najít, že jsou v reliktním záření jisté anizotropie, v některých částech oblohy je mírně teplejší a jinde mírně chladnější. Tyto rozdíly jsou přitom skutečně maličké, jen v řádu 10^-5. Přesto jsou nesmírně důležité, jde totiž o zárodky budoucích struktur. Kdyby anizotropie v reliktním záření neexistovaly, nemohla by být v kosmu přítomna žádná struktura. Později mnohem přesněji naměřily anizotropie reliktního záření ještě další americká sonda WMAP a evropská Planck.

Důležité je si také uvědomit, že tyto nehomogenity podporují velmi silně studenou temnou hmotu. Ta už v té době hrála velmi důležitou úlohu a bez její přítomnosti by tyto anizotropie nemohly být takto velké a tedy by ani později v kosmu nevznikly příslušné struktury. Pokud tedy chcete tvrdit, že temná hmota neexistuje, potřebujete napozorované anizotropie reliktního záření a také pozdější struktury ve vesmíru vysvětlit nějak jinak. A to není úplně jednoduchý úkol.

Můžeme získat i tzv. výkonové spektrum anizotropií reliktního záření a díky němu pak lze o vesmíru zjistit spoustu užitečných informací. Například to, jaké zakřivení vesmír má, kdy došlo k oddělení reliktního záření od látky, baryonovou hustotu, hustotu temné hmoty a mnoho dalšího. Lze ostatně i najít tabulky základních kosmologických parametrů kosmu právě ze sond WMAP a Planck. Stáří vesmíru 13,8 miliardy let, poměr temné energie ku temné hmotě a baryonové hmotě, Hubbleův parametr a nebo dobu, kdy se tvořily první hvězdy, to vše známe díky reliktnímu záření. Až vám tedy někdo bude tvrdit zásadní informace o našem vesmíru, budete vědět, že je známe díky sondě Planck.

A do budoucna můžeme zjistit ještě mnohem více. Ke startu se chystá japonská sonda LiteBIRD, která by měla měřit polarizaci reliktního záření, neboť i fotony reliktního záření mohou být polarizovány. A to ve dvou režimech, v B módu a E módu. E módy vznikají přirozeně Thomsonovým rozptylem a byly pozorovány poprvé v roce 2002. Pro nás zajímavější jsou ale B módy, jež mohou vznikat buď gravitačním čočkováním E módů a nebo díky reliktním gravitačním vlnám. B módy poprvé vědci pozorovali v roce 2013, avšak zatím žádný kosmologický původ z reliktních gravitačních vln prokázán nebyl. Sice zde byl jeden náznak, nakonec však právě sonda Planck ukázala, že šlo o chybu měření. LiteBIRD by však kosmologické B módy najít mohl.

Závěr

Ale zpět k vývoji vesmíru. Oddělením reliktního záření skončilo období, které označujeme v kosmologii jako Velký třesk a s tím končí i náš dnešní článek. Po konci Velkého třesku následovala další období jako temný věk, vznik prvních hvězd a galaxií či reionizace, to už však zasahujeme mimo dnes vymezené téma a ostatně to i probíráme v článcích jiných. Budoucnost vesmíru je také zajímavá, ale velmi dlouhá, pozvolná a zřejmě i pochmurná. Možná se k ní v nějakém dalším článku ještě vrátíme.

Poznámky autora

1. Pokud vám přišlo, že je v tomto článku jen velmi malé zastoupení kosmonautiky, oproti třeba seriálu S Webbem za hlubokým nebem, máte úplnou pravdu. Přesto jsem si dovolil zde tento článek vydat. Pole mého soudu je totiž velmi důležité, aby příznivci kosmonautiky znali historii našeho kosmu a věděli jak vznikl vesmír, jaké procesy se odehrávaly v raném kosmu a k čemu vedli. Myslím, že i čtenáři našeho webu by měli vědět, jak vlastně vzniklo to, co dnes zkoumají kosmické sondy a družice.
2. Název článku jsem sprostě převzal z knihy Stevena Weinberga První tři minuty, ale pro svoje potřeby jsem jej patřičně upravil.
3. Většinou se uvádí parametry vesmíru v běžně známých jednotkách. Zajímavé je ale vědět parametry kosmu v Planckových jednotách. Tedy jen stručně. Pozorovatelný vesmír má průměr 5,4 x 10⁶¹ Planckových délek, hmotnost vesmíru je asi 10⁶⁰ Planckových hmotností, teplota 1,9 x 10^-32 Planckových teplot, a stáří vesmíru činí 8,08 x 10⁶⁰ Planckových časů.
4. Kdybyste chtěli machrovat před blízkými v hospodě, můžete je ohromit tvrzením, že v jediné sekundě je více Planckových časů než bylo sekund od Velkého třesku dodnes. Toto tvrzení ani není těžké dokázat. V sekundě je zhruba 10⁴⁴ Planckových časů, zatímco od Velkého třesku uběhlo 13,8 miliardy let, což je asi 436 117 076 600 000 000 sekund. Je zjevné, že to není 10⁴⁴ sekund ani omylem, ale pokud to chcete přesně, jde o 4,3 x 10¹⁷ sekund. Počet sekund od Velkého třesku se tedy počtu Planckových časů v jedné sekundě ani neblíží, rozdíl řádů je 27.

Doporučená literatura

• Steven Weinberg – „The First three minutes“ – česky jako „První tři minuty“ (Mladá fronta, 1998)
• Jiří Grygar – „Vesmír jaký je“ (Mladá fronta, 1997)
• Simon Singh – „The Big Bang. The Most Important Scientific Discovery of All Time and Why You Need to Know About it“ – česky jako „Velký třesk (Argo a Dokořán, 2007)
• Lawrence Krauss – „ Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth … and Beyond“ – česky jako „Proměny vesmíru“ (Paseka, 2007)
• Brian Clegg – „Before Big Bang“ – česky jako „Před velkým třeskem“ (Argo a Dokořán, 2011)
• Janna Levin – „How the Universe Got Its Spots“ – česky jako „Jak vesmír přišel ke svým skvrnám“ (Argo a Dokořán, 2003)
• George Johnson – „Miss Leavitts Star’s“ – česky jako „Až na konec vesmíru“ (Argo a Dokořán, 2007)
• Robert Kirshner – „The Extravagant Universe. Exploding Stars, Dark Energy and the Accelerating Cosmos“ – česky jako „Výstřední vesmír“ (Paseka, 2005)

Použité a doporučené zdroje

• NASA WMAP – https://map.gsfc.nasa.gov/
• ESA Planck – https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck
• NASA Planck – https://www.nasa.gov/mission_pages/planck
• JAXA LiteBIRD – https://www.isas.jaxa.jp/en/missions/spacecraft/future/litebird.html
• NASA COBE – https://science.nasa.gov/missions/cobe
• Hubble Space Telescope – https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html
• Atacama Cosmology Telescope – https://act.princeton.edu/
• ALMA – https://www.almaobservatory.org/en/home/
• South Pole Telescope – https://pole.uchicago.edu/public/Home.html

Zdroje obrázků

• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/9Aphz9GQFpxmRrzHUVe3jS.jpg
• https://cdn.hswstatic.com/gif/before-big-bang-3.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cf/The_History_of_the_Universe.jpg
• https://jwst.nasa.gov/images2/cosmic_timeline.jpg
• https://media.licdn.com/dms/image/C5612AQH_lViR8OXRbA/article-cover_image-shrink_600_2000/0/1520102525788?e=2147483647&v=beta&t=GIzV4EnpSMKolgy2AjvrDNzG9X-TkxrRcVGZn9CNAGc
• https://www.yumpu.com/en/image/facebook/63435838.jpg
• https://lh5.googleusercontent.com/proxy/jZuvVVskDFwadk-6WPjXkuZvNiYwaUrUeeoEN_JQ1G85cvItc8t4g6qs3I0ddrfpLtB_juttW017Z1z5cxtQrWHnPcoSPPIQt_P9T_ElfIDG
• https://www.phys.unsw.edu.au/einsteinlight/jw/images/Planck_scale.gif
• https://pressbooks.online.ucf.edu/app/uploads/sites/163/2019/07/CNX_UPhysics_44_07_Unification-1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b9/Proton_decay_GUT_simple.svg/1024px-Proton_decay_GUT_simple.svg.png
• https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.6.2.20181004a/full/media/sizes/full/figure1.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0550321323001979-fx008.jpg
• https://www.aldebaran.cz/bulletin/2016_28/kanaly.png
• https://astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2021/01/ASYIF0121_04.jpg?mw=600
• https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Watson/Figures/figure7.jpeg
• https://www.lisamission.org/files/styles/keyimage/public/sliderimages/eLISA_2arms.jpg?itok=_29aAeRu
• https://www.nsf.gov/news/mmg/media/images/PF2297_h.jpg
• https://www.energy.gov/sites/default/files/styles/full_article_width/public/2020/05/f74/gpawg-quarks-gluons.jpg?itok=4zhOX7bW
• https://www.bnl.gov/today/body_pics/2021/12/rhic_complex_d3451011-hr.jpg
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2020/10/202008-104_03.jpg
• https://home.cern/sites/default/files/2022-03/0807031_01-a4-at-144-dpi-min.jpg
• https://hep.syr.edu/wp-content/uploads/2021/04/Quarks.jpg
• https://images.collegedunia.com/public/image/6ae939c5c877fc4c5305a102b90dce91.jpeg?tr=w-647,h-486,c-force
• https://www.deviantart.com/physicsandmore/art/QED-Asymptotic-freedom-255733645
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2020/04/cp.png
• https://assets.untappd.com/photos/2021_09_17/3502f367049435dcf1af89be6d0c6eb7_640x640.jpg
• https://qph.cf2.quoracdn.net/main-qimg-0c3ec586c94a132455164ce0cd21ec6f
• https://miro.medium.com/v2/resize:fit:700/0*4P9JPvX9AshM8j41.png
• https://www.researchgate.net/profile/Andreas-Ringwald/publication/2015757/figure/fig1/AS:279454757736469@1443638614372/Resonant-annihilation-of-an-extremely-energetic-cosmic-neutrino-off-a-relic-anti-neutrino.png
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2014/11/CCice2_10_14-635×399.jpg
• https://qph.fs.quoracdn.net/main-qimg-b438509f9ebfc113d2e0182718651ec9
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/66/Hydrogen_Deuterium_Tritium_Nuclei_Schmatic-en.svg/1920px-Hydrogen_Deuterium_Tritium_Nuclei_Schmatic-en.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7b/Helium-3_und_Helium-4.gif
• https://w.astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/altbbn.jpg
• https://science.nasa.gov/science-pink/s3fs-public/styles/image_gallery_scale_960w/public/atoms/nucleosynthesis2_wikipediacmglee_1080_0.jpg?itok=3oUbxDmj
• https://i0.wp.com/alevelphysics.co.uk/wp-content/uploads/2018/05/Figure-3-6.jpg?resize=825%2C374
• https://pressbooks.bccampus.ca/astronomy1105/wp-content/uploads/sites/235/2017/08/OSC_Astro_16_03_Photon-1.jpg
• https://www.mdpi.com/atoms/atoms-07-00034/article_deploy/html/images/atoms-07-00034-g001-550.jpg
• https://static.wikia.nocookie.net/galnet/images/d/d8/HeliumAtom.png/revision/latest/scale-to-width-down/640?cb=20141030014014
• https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Kinney/Figures/figure3.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/Denis-Puy/publication/226870591/figure/fig16/AS:357685196279818@1462290204659/Successive-cosmological-recombination-versus-redshift-The-helium-and-hydrogen.png
• https://astronomy.com/-/media/Images/News%20and%20Observing/Intro%20to%20the%20Sky/Astro%20101/CMB/CMB_1965.jpg?mw=600
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/57/COBEDiagram.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/images/735694main_pia16874-full_full.jpg
• https://sci.esa.int/sci-images/63/Planck_power_spectrum_orig.jpg
• https://planck.ipac.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/31/jpg_original/Planck-CMBpolarization.jpg?1423272321