Vznikl život na Zemi na úkor života na Marsu?

Proč má planeta Mars jen poloviční velikost a desetinovou hmotnost Země? Proč na Marsu, který spolu se Zemí obíhá Slunce tzv. „zóně života“, není nic, co by nasvědčovalo existenci živých organismů?   

Tato záhada zůstala dlouhé roky nevysvětlena.

 Obrázek: Sluneční systém. (. Zdroj: NASA, This image updated by ComputerHotline [Public domain], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5d/Solar_system_scale-2.jpg)

Obrázek ukazuje všech osm planet Sluneční soustavy. Je z něj patrné, že se liší jak velikostí, tak složením a vzdáleností od Slunce.

První čtyři planety, tzv. „kamenné“, jsou tvořeny minerály. Merkur, Venuše, Země a Mars se nacházejí v tzv. „vnitřní“ sluneční soustavě, relativně blízko Slunci.

Čtyři vzdálenější planety jsou daleko objemnější. Skládají se převážně z plynu. Největší z nich je Jupiter, který sehrál klíčovou roli při tvorbě Sluneční soustavy – a přispěl tím mimo jiné i k tomu, že život vznikl na Zemi a ne na Marsu.

Mars vznikl z podobné hmoty jako Země, v její relativní blízkosti. Měl by mít tedy logicky podobné vlastnosti, protože ho tvořily stejné procesy a síly, jaké vytvořily Zemi a Venuši. Je jen o něco vzdálenější Slunci, než je tomu u Země, měl by být tedy o něco chladnější, nejspíš by měl být pokrytý silnou vrstvou ledu. Nic takového na Marsu nepozorujeme. Povrch Marsu tvoří suchá a chladná poušť. Přítomnost železa v minerálech, ze kterých se skládá jeho povrch, se zasloužila o název „rudá planeta“. Pod povrchem se, na rozdíl od Země, nevyskytuje železné jádro. Absence železného jádra má pak za následek další rozdíl mezi Zemí a Marsem – chybějící magnetické pole rudé planety. Magnetické pole chrání planetu před škodlivým kosmickým zářením a slunečním větrem – v případě Marsu hraje jeho absence roli dalšího hřebíčku do rakve života.

Záhadu rozluštila až počítačová simulace

Planety sluneční soustavy se vyvíjely postupnou kondenzací hmoty v původním disku z plynu a prachu, ze kterého vzniklo i naše Slunce. (Viz minulý blog.) Pod vlivem vlastní gravitace se tu tvořily shluky hmoty, ze kterých se formovaly asteroidy a protoplanety.

Vědci tyto jevy nasimulovali – a sestavili matematický model, která vnáší světlo do řady dosud záhadných otázek.  Oproti starším verzím zahrnuje tato novější simulace navíc jev, který byl pozorován u většího množství planet v cizích slunečních soustavách: velké plynové planety nezřídka mění svou oběžnou dráhu a tím i svou vzdálenost od centrální hvězdy. Pozorování potvrdila, že se tyto planety v cizích planetárních soustavách často nacházejí příliš blízko své centrální hvězdy, v oblasti, ve které nemohly vzniknout. Některé z nich se nacházejí dokonce tak blízko svého „Slunce“, že je jeho vliv doslova cupuje na kusy. Tyto planety ztrácí svou hmotu a vytváří ohon, jaký známe u komet.

AU (astronomical unit)
Vzdálenosti, které měříme ve vesmíru, se vymykají našim představám. Proto vědci používají „zástupné“ veličiny. V rámci sluneční soustavy, je to takzvaná AU (astronomical unit, astronomická jednotka) – odpovídající vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem. Jedna astronomická jednotka odpovídá také 499,004784 světelným vteřinám nebo 1,58125074 · 10⁻⁵ světelným rokům. 1 AU je dlouhá 149 597 870 700 metrů.

Největší plynovou planetou v naší sluneční soustavě je Jupiter. Dnes obíhá Slunce ve vzdálenosti  kolem 5 AU. Vše nasvědčuje tomu, že Jupiter, podobně jako jeho planetární „bratři“ v cizích  soustavách, v minulosti podnikl výlet do centra sluneční soustavy. Tento výlet nezůstal bez následků. Na jednu z vnitřních, kamenných planet sluneční soustavy zapůsobil negativně, na jinou pozitivně.

Původní Sluneční soustava

Vědecký tým pod vedením Kevina Walshe ze Southwest Research Institute, USA, vytvořil model vzniku sluneční soustavy, pohybu jejích planet a protoplanet v počátečních dobách její existence.
Ukázalo se, že to byla především souhra obřích planet Jupitera, Saturnu později i Neptunu a Uranu, která dala naší soustavě její konečnou podobu.

Protoplanety,  které vznikaly v plynoprachovém disku kolem právě zažehlého Slunce, se ve svých vlastnostech navzájem lišily. V blízkosti centrální hvězdy se tvořily tzv. kamenné planety. V relativní blízkosti Slunce totiž mohly kondenzovat jen prachové částice, na kondenzaci plynu bylo v této oblasti (díky slunečnímu záření) příliš teplo. Plyn, který nemohl kondenzovat, byl slunečním větrem odnášen do vnějších oblastí soustavy, kde bylo dostatečně chladno na to, aby z něj mohla kondenzací vznikat pevná hmota – led. Hranice, která dělila zónu tzv. kamenných protoplanet od protoplanet plynových, leží v naší soustavě ve vzdálenosti 2,7 AU.

Plynové planety tak měly k dispozici nejen materiál, který původně patřil do jejich okolí, ale i materiál, který původně patřil do vnitřního planetárního systému. Díky této hojnosti nabíraly plynové planety hmotnost rychleji než kamenné. K vývoji jim stačilo několik milionů let, zatímco kamenné planety potřebovaly desetinásobek času.

Jupiter

Jupiter, vznikl původně ve vzdálenosti 3,5 AU, nedaleko zóny, dělící oblast ledových a kamenných protoplanet. Nacházel se zde přebytek použitelného ledového materiálu, který umožnil Jupiteru, aby lehce a rychle nasbíral velké množství hmoty.
Původně pevná kamenná planeta s desetinásobnou hmotností Země, narostla později díky přísunu kondenzovaného plynu do 318-násobku hmotnosti naší planety.
Mimo jiné i díky nesčíslným kolizím s ledovými bloky poklesla Jupiterova rychlost oběhu kolem Slunce. Následek na sebe nedal dlouho čekat - pomalejší Jupiter podlehl přitažlivosti Slunce. Vydal se po spirální dráze na cestu do vnitřních oblastí sluneční soustavy. Po zhruba 100 000 let se dostal až do vzdálenosti 1,5 AU. Zde se „usadil“ a začal lovit na své nové oběžné dráze kamenné úlomky a asteroidy, které by jinak byly bývaly připadly protoplanetě, která se jednoho dne stane Marsem.

Jupiterova cesta sluneční soustavou.
Kdyby pokračoval nadále na své pouti ke Slunci, zabránil by tvořící se Zemi a Venuši narůst do dnešní podoby stejně, jako to znemožnil Marsu. Možná by je dokonce svou gravitační silou vymrštil ze slunečního systému.

Saturn

Za záchranu vnitřních planet vděčíme planetě Saturn. Podobně jako Jupiter se utvořila z ledu a prachu ve vnější části planetární soustavy, na pomezí 4,5 AU. Stejně jako on, nabrala mezitím dostatek hmoty (tehdy to bylo 60 hmotností Země, dnes vlastní 95), aby se časem vydala na spirální dráhu směrem ke Slunci, přitahována jeho gravitací. Saturn a Jupiter se tak dostaly do konfigurace, která vytvořila tzv. 2:3 rotaci (Jupiter obíhal Slunce dvakrát, zatímco Saturn to stihl za stejnou dobu třikrát), takže obě planety na sebe navzájem začaly působit svou gravitací.

Ta zastavila jejich pohyb směrem ke Slunci a pomohla jim k návratu zpátky do vnějšího systému. Po cestě přibraly obě planety do své gravitační hry ještě i Neptun a Uran. Celá čtveřice planet se po necelých 600 000 letech usadila v oblastech, kde je pozorujeme dodnes. Jupiter se aktuálně nachází na lehce excentrické dráze a pohybuje se mezi 4,95  a 5,46 AU. Saturn se nachází mezi 9,04 a 10,12 AU, Uran 18,32 a 20,08 AU a Neptun 29,71 a 30,39 AU.

Jejich příchod do vnějšího systému v něm způsobil samozřejmě nový gravitační chaos. Tamní ledové objekty byly gravitačním působením těchto čtyř planet vychýleny ze svých drah a odkloněny do vnitřního slunečního systému. Mohly to být právě ony, kdo přinesl následně na tehdy ještě suchou Zemi vodu, která vytvořila základ pro vznik života.

Pás planetek a asteroidů

Migrací Saturnu a Jupiteru se podařila vysvětlit také další, donedávna záhadná vlastnost pásu planetek za oběžnou dráhou Marsu. Ve vnitřní části se nacházejí kamenné objekty, u jakých se formovaly vnitřní planety. Obsahují jen velice málo plynu. Ve vnější části existují objekty, které se skládají z prachu a ledu. Připomínají hroudy kondenzované hmoty, ze kterých vznikaly vnější, plynové planety nebo komety, které přilétají z vnějších oblastí slunečního systému. Oba typy nemohly vzniknout ve vzájemné blízkosti. Podobná různorodost kategoricky odporuje zákonům pravděpodobnosti. Dnes je jasné, že ledové planetky se dostaly do pásu asteroidů právě díky výletu, který kdysi podnikl mladý Jupiter.

Mars měl smůlu

Pro Mars byl výlet Jupiteru do vnitřní sluneční soustavy likvidační v oblasti, ve které Mars vznikal, vychytal Jupiter svou gravitací objekty, které by bývaly mohly tvořit Marsovu hmotu. Mars zůstal v „dětském“ stadiu. Dosáhl jen polovičního rozměru Země a vlastní jen desetinu její hmotnosti. Chybějící kolize s nesčíslnými tělesy způsobily, že se Mars nenahřál natolik, aby se jeho hmota mohla dostatečně přetavit.  Nikdy proto nevytvořil železné jádro. K tomu, aby se původní materiál rozdělil na lehčí silikáty a těžší  železo, tak jak tomu bylo u planety Země, nevyvinul dostatečnou teplotu.

Země jako výherce vesmírné loterie

Naopak na Zemi zapůsobila Jupiterova cesta pozitivně. Po návratu všech čtyřech obřích planet do vnějšího slunečního systému, v něm vznikl gravitační chaos. Dal do pohybu tamní ledové objekty – ledové komety a asteroidy. Postupem času je jejich změněné oběžné dráhy zavedly do vnitřního slunečního systému. Přinesly na naši planetu její dnešní zásobu vody, jedné ze základních podmínek pro vznik života.

Galaktické příběhy - vznik a proměna galaxií

Galaxie jsou vesmírné objekty, které obsahují prach a plyn, materiál, ze kterého vznikají hvězdy a planety. Směle je můžeme nazvat továrnami na hvězdy. To, že hvězda vznikne vně galaxie je více než nepravděpodobné...

První galaxie se tvořily už v raném vesmíru. Po Velkém třesku a po éře prvního překotného rozpínání prostoru, následovala éra vzniku elementárních částic. Po jejím zakončení a po oddělení záření od hmoty se z původních nerovnoměrností vytvořila centra se zvýšenou koncentrací hmoty, která se navíc neustále zvětšovala a zintenzivňovala.
 Dnešní shluky galaxií vznikaly z hmotných center, které měly odhadem 10+15slunečních hmotností. Nejprve se nejspíše utvořilo velké množství menších galaxií, které spolu vzájemně reagovaly, spojovaly se a narůstaly do větších rozměrů.

Galaxie kdysi a dnes

Nejstarší objevená galaxie se ve vesmíru objevila pouhých několik set milionů let po Velkém třesku. Na jejím vzniku se podílela temná hmota, záhadná komponenta, která se neprojevuje ničím jiným než svou gravitací. Tvořila první fluktuace, které k sobě přitahovaly viditelnou hmotu. Po zahuštění díky gravitaci se pak pomalu vytvořil rotující galaktický disk, obří objekt, který už obsahoval dostatečné množství hmoty pro vznik hvězd.
Nejstarší galaxie, které pozorujeme, jsou tzv. eliptické galaxie. Jsou složené z relativně malých a lehkých hvězd, protože všechny hmotnější už stihly projít celým svým vývojem a explodovaly. Obohatily své okolí o prvky, které během jejich života vznikaly v jejich nitru. Barva zbylých a dodnes existujících hvězd je spíše načervenalá. Díky své menší hmotnosti jsou spíše chladnější. Svou hmotu spalují úsporně a zdrženlivě, dožívají se tedy vysokého věku.
Před deseti miliardami let existovaly galaxie, které byly desetkrát hmotnější než naše Mléčná dráha. Při porovnání starých a mladších galaxií se ukazuje, že nejaktivnější byly galaxie před deseti miliardami let. Vznikalo v nich statisticky nejvíce hvězd.
Druhy galaxií
Galaxie se obvykle dělí podle vzhledu na několik druhů. Je to systematika, kterou navrhl astronom Edwin Hubble už v roce 1936.

Obrázky: Různé druhy galaxií. 

Pro spirální galaxie je typická středová oblast kulového tvaru, z které vycházejí jednotlivá spirální ramena. Středová oblast obsahuje starší a načervenalé hvězdy.Ve spirálních ramenech se nacházejí naopak mladé hvězdy a mračna mezihvězdné hmoty, ze které tyto hvězdy vznikají. Spirální galaxie patří k těm nejmladším.

Spirální galaxie s příčkou jsou podobné běžným spirálním galaxiím. Jejich spirální ramena se ale nenapojují na jádro přímo, ale přes příčku, která se otáčí stejnoměrně spolu s jádrem.

V eliptické galaxii jsou hvězdy naopak rozloženy symetricky a jejich hustota ubývá rovnoměrně od středu k okraji. Neobsahují téměř žádný mezihvězdný plyn a prach, takže v nich nevznikají žádné nové hvězdy. Většina jejich hvězd má poměrně malou hmotnost, zhruba jako Slunce, případně ještě menší. Tyto galaxie mají díky svému obsahu malých a relativně chladných hvězd spíše červenou barvu. Patří mezi nejstarší galaxie. Eliptické galaxie tvoří jedny z nejmasivnějších známých galaktických systémů a mohou mít i desetkrát více hmoty než naše Mléčná dráha. Většina z nich je ale daleko menší a má zářivost jen zhruba 10+7 Sluncí.

Tzv. čočková galaxie je přechodným typem galaxie mezi spirální a eliptickou galaxií. V její struktuře se dá rozeznat jádro a disk, chybí ale spirální ramena. Ani v ní nenacházíme mladé hvězdy nebo větší množství mezihvězdného plynu a prachu.

Jako nepravidelná galaxie je označována ta, která neodpovídá žádnému předchozímu typu. Její vzhled bývá chaotický, bez náznaku spirálních ramen nebo eliptického vzhledu. Zhruba čtvrtina z celkového počtu galaxií spadá do této kategorie. Většina nepravidelných galaxií byla původně spirální nebo eliptická. Deformovala se působením gravitace, takže získala svůj nepravidelný tvar. Tyto galaxie obsahují velké množství mezihvězdné hmoty, ze které vznikají nové hvězdy.

Podle základních vlastností se dají definovat ještě další druhy.
Trpasličí galaxie jsou miniaturní verzí větších galaxií. Hvězdy v nich často tvoří nepravidelné formace bez symetrické struktury. Je to nejčastější typ galaxie.

Galaxie, které vyzařují většinu energie ze svého centra, dostaly jméno po svém objeviteli – Seyfertovy galaxie. Kolem jejich jádra pozorujeme plyn, pohybující se rychlostmi až 30 000 km/s. Dělí se dále na dvě podskupiny: Seyfert-I mají horké jádro, teplé i několik set tisíc stupňů Kelvina. Září v rentgenové , ultrafialové a infračervené části spektra. Seyfert-II galaxie vyzařují většinou v radio- a infračervené oblasti. Jsou příbuzné kvazarů, u kterých nese za centrální aktivní oblast zodpovědnost černá díra.

Některé z galaxií, charakterizované extrémně silným zářením v infračervené oblasti, patří spolu s kvazary k nejjasnějším pozorovaným vesmírným objektům. Vzniká v nich větší množství nových hvězd (kolem 100 za rok). Díky této vlastnosti dostaly název Straburst-galaxie.

Galaktické rodiny a struktura vesmíru

Jednotlivé galaxie se podobně jako hvězdy nepohybují vesmírem osamoceně. Jsou součástí skupin, sestávajících z několika až několika tisíc jednotek, tzv. clusterů. Ty se zase sdružují do větších systémů, které jsou někdy až 100 Mpc (326 miliónů světelných let) dlouhé. Zatímco clustery vykazují ve svém centru větší hustotu, superclustery mají vláknitý nebo plástvový charakter bez zřetelných centrálních částí. Vytvářejí typickou síťovitou strukturu vesmírné hmoty.
Galaktické kolize
I když pojmenování "galaktické kolize" navozuje dojem obzvláště nebezpečné katastrofy, nejedná se ve skutečnosti o dramatický jev, ani o opravdovou kolizi jednotlivých hvězd.
Za kolizi galaxií považují vědci přiblížení dvou galaktických objektů, které se navzájem ovlivní svým gravitačním polem. Opravdové srážky hvězd v galaxiích jsou díky velkým vzdálenostem, které mezi sebou mají, prakticky vyloučeny. Srážka dvou galaxií navíc probíhá velice pomalu. Oba objekty se spíše jen navzájem promísí. Hvězdy obou původních systémů získají nové oběžné dráhy a postupem času vytvoří nový, větší systém.
Kolize dvou galaxií trvá i několik miliónů let. Hvězdy, které se náhle ocitnou v relativní blízkosti jiných, se zaangažují hlavně gravitačním vlivem na mezihvězdný prach a plyn. To vede ke zhušťování mezihvězdné hmoty a tím i k intenzivnímu vzniku nových hvězdných soustav. Kolize galaxií tedy nejsou katastrofami, ale spíše šancí ke vniku další generace nových hvězd. Je to velice častý jev – na většině pozorovaných galaxií vidíme změny, způsobené kolizí s jiným systémem.

Jak přicházejí na svět planety?

Ještě poměrně nedávno věda váhala při odpovědi na otázku, jestli ve vesmíru existují planetární soustavy, podobné té naší. Dnes víme, že je jejich tvorba jedním z nejpřirozenějších jevů, jaké ve vesmíru pozorujeme.

Informace o vzdálených planetárních soustavách pochází z obrovského množství údajů, kterými nás zásobují vesmírné a pozemské teleskopy jako ALMA, Hubble a Chandra. Sledují oblohu v infračerveném, viditelném i rentgenovém pásmu záření, takže zachycují jak jevy, probíhající v chladné hmotě (ALMA), tak jevy doprovázené vysokými teplotami (Chandra). Získané údaje pak naznačují, že vznik planet a planetárních soustav není vůbec zřídkavým jevem, naopak. Tam, kde vznikají hvězdy, vznikají logicky také planetární soustavy. S největší pravděpodobností se ve vesmíru nachází dokonce více planet, než hvězd. 

Obrázek: Vznik planetární soustavy, grafická interpretace L. Calcady (zdroj: ESO/L. Calçada, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436f/)

Jevy, které vznik planet kolem nově vzniklého slunce doprovázejí, jsou souhrou gravitačního působení hmoty a lokálních podmínek. V posledních letech se podařilo prokázat několik tisíc planet, obíhajících kolem svých centrálních hvězd. Každé další pozorování pomáhá zpřesnit a potvrdit naše teorie. Nabízejí nám mimo jiné i pohled na dobu, kdy vznikala naše vlastní Sluneční soustava.

Na samém počátku je prach a plyn 

Planety i jejich centrální hvězdy vznikají z identického materiálu – oblaku plynu a prachu, který se díky svému vlastnímu gravitačnímu působení postupně zahušťuje. Poté se musí ochladit, aby se mohl znovu smrštit a zahustit. Proces postupuje tak dlouho, dokud oblak nedosáhne podmínek, nutných k zažehnutí termonukleární reakce v jeho centru - zrodu nové hvězdy. Plynoprachový oblak kolem ní mezitím dosáhne podoby rotujícího disku.

Co se dále děje s plynem a prachem, který hvězdu obíhá? 

V soustavách jejichž centrum tvoří poměrně malá a lehká hvězda, přechází většina hybného impulsu hmoty do té její části, která bude později tvořit planetární soustavu. Ve Sluneční soustavě, kde na Slunce připadá jen 750-násobek hmoty planet, vykazuje jen 1/200 hybného impulsu soustavy.

U obřích hvězd, které dosahují mnohonásobek hmoty Slunce, naopak připadne většina hybného impulsu centrální hvězdě. Planety kolem ní nejspíše nebudou. Důvodem je jistě také několikanásobně intenzivnější „sluneční vítr“, který je schopen „odfouknout“ částice plynoprachového disku dřív, než se z nich stihnou vytvořit planety.

Všechny planety, které vznikly z původního prachoplynného disku, mají podobnou dráhu a ubírají se stejným směrem, jakým se pohyboval původní disk. Centrální hvězdě blízké planety obíhají vyšší rychlostí, než vzdálenější. Odkud pochází hybný impuls disku? Pochází z hybného impulsu galaxie, ve které tento disk vznikl. Určitá část může vznikat vzájemnými srážkami částic disku. Jejich srážky snižují rychlost pohybu a způsobují přeměnu kinetické energie na energii rotace. To se děje vždy, když se dvě částečky hmoty nesrazí čelně, ale jen letmo, takže dostanou díky srážce jiný směr s menší rychlostí.

Na částečkách mezihvězdného prachu začíná kondenzovat okolní plyn. Přidávají se další částečky prachu. Celý proces probíhá zpočátku velmi pomalu, urychluje se ale úměrně s vyšší hmotností, které shluky hmoty dosáhly. Gravitace začíná přitahovat další a další okolní částice.

Různá vzdálenost od centra - rozdílný typ planet. 

Ve vnitřních částech plynoprachového disku panuje vyšší teplota než při jeho okrajích. Blízko jeho středu tedy kondenzují spíše částice prachu, zatímco blíže k okrajům disku, v chladnějším prostředí, může kondenzovat i plyn.

Zhruba se dá říci, že ve vnitřní oblasti vznikají převážně kamenné planety, zatímco ve větší vzdálenosti od centra soustavy vznikají větší, plnyné planety. Přesný model konečné konfigurace planetární soustavy závisí na mnoha faktorech, jako například teplota, hustota plynu, rozložení prachu, apod.

Malé, větší a největší 

Hroudy hmoty pomalu klesají do centrální roviny disku, kde se srážejí a vytváření větší a větší objekty. Zatímco první shluky potřebují k vytvoření zhruba metrových objektů několik set tisíc let, do rozměru 1000 metrů pak narostou relativně rychle – během několika tisíc let. Objekty této velikosti pak jsou schopny navzájem gravitačně ovlivňovat své dráhy. V průběhu několika milionů let se díky jejich vzájemným srážkám mohou vytvoří planety, které jsou vzhledově a rozměrově podobné Zemi.

V tu dobu také začne mladá centrální hvězda svým zářením a slunečním větrem odfukovat zbylý plyn a prach a vyčistí tak svou soustavu od zbytků původní mezihvězdné hmoty.

Soustava „zprůhlední“ pro běžné záření. Pouze ve velice vzdálených oblastech zůstane ještě dostatek plynu a prachu na to, aby se tam vytvořily komety a malé planetky, tak, jak je pozorujeme v Oortově oblaku na hranicích slunečního systému.

Čím více hmoty protoplaneta nasbírala, tím více působí gravitací na své okolí. Tím více pak urychluje pohyb úlomků hmoty, které ze svého okolí nabírá. Srážky uvolňují velké množství energie. Původní shluk různých úlomků hmoty se začíná tavit a mění se v jednolité těleso. V roztaveném materiálu začínají probíhat chemické reakce. Těžší prvky jako nikl a železo začínají klesat k centru planety a lehčí silikáty k jejímu povrchu. Nejstarší minerály, které nacházíme na Zemi, jsou staré 3,96 miliardy let.

Co dál? 

Uběhlo zhruba půl miliardy let. Mladá hvězda prošla první bouřlivou fází a přešla ke stabilnímu režimu. Bude teď několik miliard let poklidně zářit a zásobovat tak své planety stálým tokem energie. 

Na vnitřních planetách, které přišly v první části vývoje o svou původní atmosféru díky silnému slunečnímu větru, vzniká právě díky vulkanismu nová atmosféra. Dominuje ji CO2, kyslík je v ní zastoupen jen zlomky procent.

Ty planety, které jsou dostatečně hmotné a svou gravitací udrží druhotnou atmosféru, mají před sebou dlouhou a stabilní budoucnost, která nevylučuje ani vznik života. 

Obrázek: Složený snímek, mladé hvězdy HL Tauri a jejího okolí. Snímek, který pořídil teleskop Hubble a ALMA teleskop (vpravo), ukazuje právě vznikající systém planet. (. Zdroj: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ESA/Hubble and NASA, Acknowledgement: Judy Schmidt, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436b/)

Obrázek: planetární systém, vznikající kolem hvězdy HL Tauri, jak jej zachytil teleskop ALMA (. Zdroj: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), http://www.eso.org/public/germany/images/eso1436c/)

Mezihvězdná hmota – hvězdná porodnice

Mezi jednotlivými hvězdami leží obrovské vzdálenosti. Na první pohled se zdá být prostor mezi nimi prázdný, při bližším ohledání v něm nacházíme rozsáhlá oblaka plynu a prachu. Nezřídka mají hmotnost několika set nebo i tisíc Sluncí. 

Oblaka plynu a prachu nejčastěji nacházíme ve spirálních ramenech galaxií. Fungují zde jako svérázná hvězdná porodnice. Zatímco v prvních miliardách let po velkém třesku vznikaly v galaxiích velká množství masivních hvězd, dnešní galaxie jsou víceméně umírněné. Roční produkce hvězd v podobné hvězdné porodnici se pohybuje v řádu několika kusů.
Co se týká chemického složení mezihvězdné hmoty– nacházíme v ní hlavně vodík a helium, vzniklé v raných stádiích vesmíru, ale také těžší prvky jako kyslík, uhlík, dusík, síru a křemík. Jsou to přesně ty prvky, kterými obohacuje své okolí explodující supernova. Kromě základních chemických prvků obsahuje mezihvězdné medium také různé molekuly: vodu, oxid uhelnatý, metan nebo kyselinu octovou. Čas od času si můžeme přečíst v tisku zprávu o tom, že vědci objevili v oblacích plynu a prachu jednoduchý alkohol, cukr nebo jiné, komplikovanější sloučeniny.

Tyto jednoduché i složitější molekuly se mohou v mezihvězdném prostoru tvořit díky existenci jemných a drobných zrnéček prachu, vzniklého z pozůstatků explozí minulých hvězd. Jeho povrch působí na chemické reakce při vzniku daných molekul jako katalyzátor – nejen že je umožňuje fyzicky, také je urychluje. Při nízké teplotě, která panuje v mezihvězdném prostoru, by jinak tyto reakce probíhaly jen velice pomalu, případně by nebyly vůbec realizovatelné.

Podíl molekul v mezihvězdné hmotě přesto není moc velký. Tvoří zhruba 2 % celku.

Informace o složení mezihvězdné hmoty získávají vědci ze záření, přijímaného pozemskými teleskopy.  Metoda, kterou přitom používají, se jmenuje spektroskopie.

Spektroskopie

Spektroskopickou metodou umějí vědci odvodit jak informace o zdroji světla, tak například o tom, jakým prostředím se světlo během své cesty za pozemským pozorovatelem procházelo.
Záření hvězd se skládá z různých vlnových délek. Původně bodový zdroj se dá rozložit pomocí krystalu do tzv. spektra, ve kterém jsou jednotlivé vlnové délky rozprostřeny na větší plochu. Spektrum může být souvislé nebo vykazovat větší a menší proluky – tmavé oblasti,  případně sestávat z pouhých zářících pruhů, oddělených většími tmavými oblastmi.

Schéma: sběr informací pomocí spekra

Absorpční spektra

Absorpční spektrum vzniká zachycením světla hvězdy, která se z našeho úhlu pohledu nachází za oblakem mezihvězdné hmoty. Na vrchním obrázku je tato situace znázorněna žlutou barvou. Světlo, které prošlo oblakem, vykazuje pozměněné spektrum. Fotony, přicházející od vzdálené hvězdy, musely na své cestě k pozorovateli proletět kolem molekul, mezihvězdné hmoty a reagovaly s nimi. Ve spektru hvězdy se pak nacházejí tzv.absorpční čáry. Jsou tmavé, protože v nich chybí energie daného pásma, kterou pohltila mezihvězdná hmota. Každý chemický prvek vytváří specifický mustr takových proluk ve spektru. Z polohy absorpčních linií tedy můžeme odvodit chemické složení mezihvězdné hmoty, kterou prošlo světlo hvězdy na své cestě od zdroje k pozemskému teleskopu.

Absorpční spektrum s tmavými absorpčními čarami. (By NASA [Public domain], via Wikimedia Commons)

Emisní spektra

Pokud se oblak mezihvězdné hmoty nachází poměrně nedaleko od intenzivně a silně zářící velmi horké hvězdy, může její tvrdé záření rozehřát jeho plyn natolik, že začne sám vyzařovat vlastní, tzv. „emisní“ spektrum. Tento příklad je ve schematu nahoře znázorněn oranžově zbarvenou hvězdičkou a šipkami.
Podobně jako u absorpčního spektra, je i emisní spektrum závislé na chemickém složení dané hmoty.

Emisní spektrum s emisními čarami. (By Herbertweidner (Own work (Original text: selbst gezeichnet)) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Infračervená spektra

Informace o mezihvězdné hmotě získávají vědci také z infračervených spekter. V horním obrázku je tato situace znázorněna symbolicky červenou barvou vytečkovaných šipek.
Tzv. infračervená spektroskopie, věda, která zkoumá odpovídající spektra v infračervené oblasti, umí podchytit nejen chemické prvky, ale hlavně také způsob jejich vazby v molekulách, umí tedy rozklíčovat nejen chemické složení, ale také strukturu molekuly v oblaku mezihvězdné hmoty.
Mezihvězdný plyn
Mezihvězdná hmota se dá podle svého skupenství rozlišit na dvě kategorie: mezihvězdný plyn a mezihvězdný prach. Naprostou většinu mezihvězdné hmoty tvoří plyn, je to celých 99 %.
Jistě nepřekvapí, že zhruba 90 % plynu je tvořeno nejrozšířenějším prvkem, který ve vesmíru nacházíme, vodíkem. Na helium a ostatní prvky připadá jen kolem 10 %.
Oblaka plynu dělíme na další dvě skupiny - podle jejich teploty. "H-I" jsou chladné oblasti s teplotou kolem 50 stupňů Kelvina. Jsou na pohled tmavé. Samy nevyzařují ve viditelné části spektra, a to záření, které jimi prochází, pohlcují. Vyzařují jen v infračervené oblasti, která odpovídá jejich nízké teplotě. Oblasti, které vědci nazvali "H-II" jsou naopak horké. Jsou ionizované nedalekým zdrojem energie, například intenzivně zářící hvězdou. Dosahují teplot až 10 000 K a vyzařují vlastní emisní spektra.

Obrázek: H-II oblast, (By NASA, Hui Yang University of Illinois ODNursery of New Stars (Great Images in NASA Description) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Mezihvězdný prach

Prach představuje zhruba 1 % mezihvězdné hmoty. Malé částečky, s rozměry mezi 0,0001 a 0,001 milimetry, jsou pozůstatky výbuchu nov a supernov, případně hvězdných větrů. Obsahují proto prvky, které předtím vznikly v těchto masivních hvězdách. Při mohutných explozích dokonce vznikají prvky těžší než železo (které je teoreticky tím nejtěžším elementem, který může vzniknou jadernou fúzí).
Prach jsi a v prach se obrátíš
 Mezihvězdná hmota je vlastně hvězdnou zásobárnou. Kde jinde by mohly tak jednoduše vznikat nové hvězdy a planetární soustavy, než uprostřed oblaku hmoty, navíc rozpohybované výbuchem blízké supernovy? Poruchami rovnováhy sil (gravitace a opačně působícího tepelného pohybu částic) vznikají v oblacích plynu a prachu defekty, které postupně tvoří hustší a hustší shluky. Za příznivých okolností pak pokračuje zahušťování až do té doby, kdy je tlak a teplota uvnitř takového shluku hmoty dostatečná k zažehnutí termonukleární reakce – zrodu nové hvězdy. Zbylý prach a plyn kolem ní nakonec vytvoří soustavu planet.
Stejným způsobem vznikla také Sluneční soustava. V místě, kde předtím explodovala obří supernova, jedna z nejstarší generace hvězd, se nahromadil oblak plynu a prachu. Jiná supernova poničila jeho původní rovnováhu a umožnila tak další vývoj. Zbytek práce pak už vykonala neúprosná gravitace.
Jednoho dne skončí i naše Slunce klidnou fázi vývoje a vybuchne – odhodí část své hmoty do okolí. I když se nestane supernovou, nemá totiž dostatečně vysokou hmotnost, přesto vrátí do mezihvězdného prostoru část hmoty, kterou si z něj vypůjčilo při svém vzniku.

(Obrázek: Jeff Hester (Arizona State University), Palomar telescope. Mlhovina Trifid,ve které právě teď vznikají nové hvězdy. )

Vývoj vesmíru - rekombinace

Na konci minulého blogu jsme opustili vesmír v momentě, kdy je plný nově vzniklé hmoty a záření. Rozpínal se a ochlazoval se, takže hmota dostala příležitost, aby se stala hlavní energetickou složkou vesmíru.

Éra hmoty, jak ji nazvali vědci, probíhá dodnes. Přinesla do vesmíru dnešní pestrost a různorodost.

Rekombinace - budiž světlo! 

První krůček k vesmíru, jak ho známe dnes, se udál v době, kdy byl starý kolem 380 000 let a pořád ještě měl teplotu úctyhodných 3000 stupňů Kelvina. Záření se při těchto (a vyšších) teplotách nemůže neomezeně šířit do okolí. Reaguje s volnými elektrony svého okolí, které jej při kolizi pohlcují a zase uvolňují. Vesmír se této fázi proto nepodobal volnému prostoru se shluky hmoty, tak jako dnes.  Spíše připomínal mléčně zabarvenou tekutinu.

Jeho rozpínání ale přivodilo postupné ochlazování hmoty, které dovolilo, aby se volné elektrony spojily s pozitivně nabitými protony a vytvořily tak neutrální atomy vodíku. Tento jev, kterému říkáme rekombinace, odstranil z vesmíru volné elektrony a dovolil, aby se první fotony začaly neomezeně šířit okolím. Původní mléčná hmota se stala průhlednou.

Díky tomu, že neutrální atomy reagují se zářením daleko méně, než částice s elektrickým nábojem, mohly se navíc dále rozvíjet místní fluktuace v hustotě hmoty tehdejšího vesmíru. Přestal na ně působit mechanismus, který do této doby vyrovnával možné schodky a nerovnováhu. Lokální změny v hustotě dostaly příležitost, aby vytvořily základy budoucí hrubé struktury vesmíru.

Rekombinací uvolněné záření dnes registrujeme jako tzv. „reliktní“. Vzhledem k rozpínání vesmíru se jeho vlnová délka postupem času prodlužuje a energie zmenšuje. Dnes odpovídá teplotě kolem 3 stupňů Kelvina.

Průzkumem reliktního záření se nově zabývaly projekty WMAP a Planck a vytvořily mapu, která zachycuje jemné rozdíly v jeho teplotě.

Mapa reliktního záření, WMAP 2010. (httpsupload.wikimedia.orgwikipediacommons22dWMAP_2010.png)

Pohled na mapu raného vesmíru odhaluje jemné rozdíly v teplotě. Odpovídají oblastem s vyšší a nižší hustotou hmoty. Hmota nebyla ve vesmíru rozdělena stejnoměrně, jak bychom možná mohli očekávat. Vysvětlení pro tento jev nacházejí vědci ve vlastnostech hmoty v malých,  tzv. „planckových“ rozměrech. Vesmír, který vznikl ze singularity, tedy velice malého a hustého stavu, v sobě logicky od samého počátku nesl zárodky fluktuací. Překotným rozpínáním původní singularity (velkým třeskem), se přenesly tyto fluktuace do celé jeho pozdější struktury. Při pohledu na obrázek vlastně sledujeme mikroskopicky malé kvantové šumy vakua, které se přenesly i do struktury mezitím vzniklé vesmírné hmoty.

Dva druhy hmoty

Ve vesmíru pozorujeme dvojí hmotu, temnou a zářivou. Zatímco temná hmota nereaguje na elektromagnetické záření, sama nezáří a je prakticky průhledná – zářivá hmota tvoří vše, co ve vesmíru pozorujeme, například hvězdy, galaxie nebo oblaka plynu a prachu. Obě mají společné jen to, že působí na své okolí gravitací.

 Za fluktuace hustoty ve vesmíru vděčíme především temné hmotě, která se mohla i v prvních fázích vesmíru v klidu shlukovat, díky tomu, že na ni nemělo žádný vliv tehdejší vysokoenergetické záření. Zářivá hmota zatím reagovala s vysokoenergetickými fotony, které její zahušťování původně úspěšně bránily a zprůměrovaly její vlastnosti. Po oddělení záření od hmoty 380 000 let po velkém třesku se pak zářivá hmota začala stahovat k předtím vytvořeným shlukům temné hmoty, takže se dnes nachází ve stejných místech jako ona. Za dnešní hrubou strukturu vesmíru je tak z větší části paradoxně zodpovědná hmota, jejíž existenci lidstvo objevilo teprve nedávno, hmota, kterou nikdy nikdo neviděl.

Zatímco v prvních zlomcích sekundy existence vesmíru proběhly četné důležité procesy, následně se časová vzdálenost mezi nimi rapidně zvyšuje. Ani změny v hrubé struktuře se nejspíše neudály naráz – předpokládá se, to trvalo zhruba 20 miliónů let, než se začaly tvořit první znatelné struktury. Trvalo to kolem 100 miliónů let, než se v lokálních seskupeních hmoty nakupilo takové množství materiálu, které dovolilo zažehnout první hvězdy a minimálně stejně tak dlouho, než se vytvořily první galaxie.

Existují důkazy? 

Leckterý čtenář se na tomto místě pozastaví a začne se ptát po důkazech této teorie. Také vědci sami jsou nejen zvídaví, ale hlavně nedůvěřiví. V roce 2005 zorganizovali velkou počítačovou simulaci, která měla vývoj vesmíru napodobit. Kosmologové z Německa, Velké Britanie, Kanady, USA a Japonska ji nazvali Millenium.

Na základě údajů, které sesbíraly projekty WMAP a Planck nebo COBE a teorií o počátečních stadiích vesmíru vytvořili program, který simuloval vývoj vesmíru od „roku 380 000“ do dnešní doby. Pokud jsou vědecké teorie a představy správné, měly by výsledky simulace odpovídat dnešnímu pozorovanému stavu vesmíru.

Temná hmota se shromažďovala do útvarů, které byly zhruba tak hmotné jako Země a velké jako sluneční systém. Ty se pak propojovaly do dlouhých vláken. Podél těchto pavučin z temné hmoty se pak shromažďovala zářící hmota. V průběhu dalších několika set miliónů let tu vznikaly galaxie.

Z hmoty, kterou nakupily, vznikají první hvězdy. Jsou jiné než ty, které vidíme na nebi dnes. Mají k dispozici velké množství hmoty, takže hvězdy se 100 nebo 500 slunečními hmotnostmi nejsou žádnou výjimkou. Jejich vývoj probíhá patřičně rychle. Čím víc hmoty hvězda vlastní, tím rychleji a efektivněji v ní totiž probíhá termonukleární reakce – zároveň má k dispozici poměrně menší část svého paliva, nepovede se jí totiž zužitkovat celá zásoba paliva – při velkých rozměrech se nestihne celý objem hvězdy dostatečně promísit. Už po několika milionech let explodují tyto první hvězdy jako supernovy a hypernovy. Zásobí tak své široké okolí těžšími prvky, které vznikly v jejich nitru. Ve vesmíru se poprvé objeví nová komponenta, vesmírný prach. Malé částečky, původně vzniklé ve hvězdách, se účastní vzniku hvězd nové generace a zásobí materiálem planetární soustavy, které kolem nich začínají vznikat. Tyto nové hvězdy už nejsou tak hmotné jako jejich předchůdkyně, mají proto před sebou daleko delší život. Jedna za druhou se začínají objevovat podmínky, které jsou nezbytné pro vznik života.  

Nikoho jistě neudiví, že část původních extrémně masivních hvězd skončila svou pouť vesmírem absolutním kolapsem – jako černá díra. Tehdejší relativně malé rozměry vesmíru a relativně vysoká hustota hmoty zajišťovala dostatek „potravy“ černým děrám, které narostly do obřích rozměrů.

Jednu z prvních galaxií, vzniklou v raném vesmíru, nedávno pozorovali vědci pomocí teleskopu VLT (Very Large Teleskop, evropské jižní observatoře, menší varianta teleskopu ALMA)

Nejstarší pozorovaná galaxie, Abell 1835 IR1916 (Zdroj: ESO, http://www.eso.org/public/germany/news/eso0405/)

Obrázek jedné z nejstarších objevených galaxií vznikl za pomoci gravitační čočky, hmotného útvaru, který se nacházel mezi Zemí a danou galaxií, který pomohl její světlo ohnout a koncentrovat tak, aby bylo i v této enormní vzdálenosti viditelné pro teleskop. Galaxie, která dostala jméno Abell 1835 IR1916, vznikla v době, kdy byl vesmír starý jen 470 miliónů let. Je relativně malá,  vědci ale vycházejí z toho, že původní malé galaxie se rychle sdružovaly do větších objektů. V jejich centrech nacházíme super masivní černé díry s hmotnostmi několik miliard Sluncí. Enormní síla, kterou působily na své okolí, se odrazila na jejich výkonu -  jejich okolí vyzařuje obrovské množství energie.

Na rozdíl od prvních galaxií jsou ty dnešní velice umírněné. Vzniká v nich jen malé množství hvězd s relativně malou hmotností. Vesmír je dospělý a jevy, které v něm probíhají jsou ve srovnání s dřívějšími – umírněné.

Jak dopadla nahoře zmiňovaná počítačová simulace v roce 2005?

Zorganizovat simulaci systému, který je srovnatelný s celým komplexním vesmírem, nebylo vůbec jednoduché. Spolu s nutným omezením počtu částic, které byly propočítávány, museli vědci zajistit dostatečnou počítačovou kapacitu. Do výpočtu nakonec zahrnuli deset miliard součástek, které reprezentovaly po miliardě slunečních hmotností. Vypočítali tak vývoj dvaceti miliónů galaxií. Tato úloha nemohla být samozřejmě zpracována na „normálním“ počítači. Ten by k výpočtům potřeboval několik desítek let. Vědci použili superpočítač IBM p690 německé Max-Planckovy-společnosti, v počítačovém středisku v Bavorském Garchingu.  512 procesorů tehdy potřebovalo pro výpočty měsíc času.

V průběhu simulace se ukázalo, že se hmota sdružuje zprvu poměrně pomalu, proces se ale urychluje úměrně s tím, jak zabírá více a více hmoty. Zahušťováním oblaku plynu se zvyšuje i jeho teplota, která odpovídá kinetické energii částic. Ty se pak pohybují rychleji a působí opačným směrem než gravitace. V oblaku hmoty se tak objevuje rovnovážný stav. Oblak musí nejprve vychladnout, aby mohlo jeho smršťování nadále pokračovat.

Struktury se postupně krystalizují a zaostřují. Po čtyřech miliardách let se dají už rozeznat dobře vyvinuté vláknité objekty. Po 13,6 miliardách virtuálních let dosáhla simulace stavu, který reálně pozorujeme v našem vesmíru. Hmota je koncentrována do houbovité nebo vláknité struktury, rozdělené relativně prázdným prostorem. V něm pak chybí jak koncentrovaná zářivá, tak temná hmota.

Experiment prokázal, že struktury, které nacházíme ve vesmíru jsou původními kvantovými fluktuacemi singularity, která byla extrémně rychlým rozpínáním vesmíru „zakonzervována“ a odráží se  nyní ve vzhledu hmoty. Silou, která způsobila další vývoj do dnes známých struktur, je gravitace.

***

Zastánce různých, vesmírnou podstatu obnažujících, ezotetických směrů následující věty nejspíš nepotěší. 

Vývoj hmoty a jejích struktur odpovídá ve vesmíru efektům, vyvolaným přírodními zákony.

Nenacházíme v něm nic, co by odpovídalo zásahu "vnější", nadřazené bytosti. 

Jak se vyvíjel vesmír a jaké síly ho formovaly? (2)

Spousta střípků z veliké vesmírné mozaiky dnes již byla objevena a pojmenována. Existence a podíl lehkých prvků, reliktní záření, kosmická expanze a jiné jevy jsou dobře prozkoumaná fakta, s jejichž pomocí můžeme nahlédnout i do vzdálené minulosti, do pomyslné kuchyně, ve které vznikla dnešní struktura vesmíru. 

Na počátku byla jen jedna síla, zdá se být logické. Z původní „pra-síly“ se později staly čtyři hlavní síly, které ovlivňují hmotu ve vesmíru – slabá a silná jaderná interakce, elektromagnetismus a gravitace. 

Výpočty a experimenty potvrzují, že tyto dnes aktivní síly při extremně vysokých teplotách konvergují do jedné jediné síly - stávají se nerozlišitelnými jedna od druhé. Jejich rozdělení do jednotlivých samostatných sil bylo tedy následkem postupného snižování teploty v raném, právě vzniklém vesmíru. 

Schematicky by se dal tento proces vyjádřit následujícím grafem:

 Postupné dělení původní pra-síly do čtyř druhů, které pozorujeme v dnešním vesmíru

Jako první se při velmi vysoké teplotě oddělila gravitace. Po ní následovala silná a slabá jaderná interakce. Jako poslední se osamostatnila elektromagnetická síla. 

V našem myšlenkovém experimentu se teď nacházíme v bodě, kdy existuje hmota, záření a čtyři síly, které budou v budoucnosti na hmotu působit. V příštím blogu bych ráda popsala cestu, kterou se hmota dále ubírala. Nebylo na ní nic záhadného ani nadpřirozeného, byla řízena v té době už platnými fyzikálními zákony. Těmi, které platí i dnes, těmi, které se dají předpovědět teoriemi a ověřit v experimentech. 

Jak se vyvíjel vesmír a jaké síly ho formovaly? (1)

Spousta střípků z veliké vesmírné mozaiky dnes již byla objevena a pojmenována. Existence a podíl lehkých prvků, reliktní záření, kosmická expanze a jiné jevy jsou dobře prozkoumaná fakta, s jejichž pomocí můžeme nahlédnout i do vzdálené minulosti, do pomyslné kuchyně, ve které vznikla dnešní struktura vesmíru. 

Všechno, čemu dnes říkáme vesmír, vzniklo velkým třeskem před 13,7 miliardami let. Z počátečního extremního stavu hmoty postupem času vykondenzovaly částice hmoty. Její strukturu formuje především gravitace, nejslabší a přesto nejvýkonnější ze všech ve vesmíru působících sil. Gravitaci narozdíl od elektromagnetické síly, nelze odstínit. Narozdíl od slabé a silné jaderné síly působí do velkých vzdáleností. Gravitaci nelze uniknout nebo ji vykompenzovat. Dříve nebo později vtiskne gravitace svou pečeť každé hmotě. Akce i reakce, hry hmoty, záření a gravitace - se řídí fyzikálními zákony. Nic v nich nedává předpoklad k domněnkám o zásahu "vyšší moci", nebo nějakého vyššího nadřazeného vědomí. Pojďme se nejprve podívat na procesy, které doprovázely vznik hmoty.

Planckova éra

Vývoj vesmíru začal tzv. „planckovou“ érou, pojmenovanou podle německého fyzika Plancka, který se zasloužil o objev kvantování (balíčkování) energie. Na jeho počest dodnes tímto jménem nazýváme nejmenší možné smysluplné části hmoty, "balíčky" prostoru, času a energie. Název planckova éra prozradí, že se jednalo o stav, který byl menší, hustší a teplejší než všechno, co umí věda smysluplně popsat a poznat. Planckova éra je definována planckovým časem (10-43 s) a planckovou teplotou (10+32stupňů K), což odpovídá 10+19 GeV. Naše fyzika se na tento stav nedá aplikovat, proto neexistuje ani žádná teorie, která by popisoval stav vesmíru v tomto bodě vývoje.
Všechny čtyři síly, které dnes pozorujeme ve vesmíru byly v planckově éře ještě nerozlučně spojené a nedaly se odlišit jedna od druhé. Sílu, která ve vesmíru v té době působila, nazývají vědci jednoduše „prasíla“.

Schematické znázornění dějů v planckově éře

Éra kvarků

Planckovu éru následovala při teplotě zhruba 10+22 Kelvinu a čase 10-23 s kvarková éra. Tehdejší hmotu vesmíru vědci nazývají kvarkově-gluonové plasma.

Vesmír tehdy sestával z částic, které zkondenzovaly z původní planckovy „pěny“ – kvarků (stavebních kamenů hmoty) a jejich antičástic. Kromě nich existovaly ještě i leptony (elektrony a neutrina), tyto částice ale nebyly díky vysoké teplotě stabilní. Vznikaly ze záření a následně se zase rozpadaly. Dalším komponentem vesmíru byly gluony – částice, které zprostředkovávají silnou jadernou interakci. Tato nejsilnější ze všech sil působí jen na extrémně krátké vzdálenosti (do 10-15m) - prakticky jen uvnitř jádra atomu. Gluony hrají při tvorbě hmoty roli „lepidla“, které pojí dohromady kvarky do podoby elementární částice.

V roce 2000 se podařilo vytvořit kvark-gluonové plasma v jednom z experimentů CERNu - a tím i potvrdit teorii, která ho předpokládala a předpověděla.

Po dosažení teploty 10+16 K (přibližně v čase 10-12 s) se odštěpila další základní síla, panující ve vesmíru – slabá jaderná interakce a elektromagnetismus.

Schema - kvarková éra

Hadronová éra

Kvarkovou éru vystřídala hadronová éra, když se díky postupného ochlazování vesmíru (10-6 s a 10+13 K) začaly volné kvarky spojovat a kondenzovat - a začaly vytvářet částice, kterým říkáme hadrony. ("Hadrony" se říká všeobecně částicím, které se skládají z kvarků. Dále se dají dělit podle množství kvarků, které obsahují. Mesony se skládají z kvarku a antikvarku, baryony – například proton a neutron – jsou složeny ze tří kvarků.)

Původně vzniklá těžká hadronová jádra budou s postupujícím rozpínáním a ochlazováním vesmíru ubývat, a budou nahrazena protony a neutrony a jejich antičásticemi.
Fotony, které existovaly v tehdejší době, byly tak silně energetické, že z nich vznikaly páry částic a antičástic. V dnešní době umíme sestavit experimenty, používající podobné energie – procesy, probíhající v hadronové éře jsou tedy poměrně dobře prozkoumané. Díky nepatrné převaze hmoty nad antihmotou, se ve vesmíru začala postupně kondenzovat hmota, která dnes tvoří jeho strukturu.

Schema - hadronová éra

Leptonová éra

Vesmír se mezitím ochladil na 10+12 K. Je starý desetitisícinu vteřiny. Protony se mění v neutrony a naopak. Vzniká při tom úctyhodné množství neutrin. Patří k částicím, kterým říkáme leptony a dávají jméno další éře - leptonové. Dalším zástupcem skupiny leptonů je například elektron. Neutrina při této teplotě už nereagují s ostatními komponentami vesmíru a oddělí se od nich. Teď už nižší energie záření postačí pořád ještě k tomu, aby z ní vznikaly páry částic a antičástic. Ve velkém teď vznikají elektrony a pozitrony, aby se později anihilovaly. I u nich převládá nepatrně hmota nad antihmotou. Přebytky zůstanou nedotčeny, aby jednoho dne pomohly vytvořit neutrální atomy. Tato éra trvala zhruba do jedné sekundy po velkém třesku a do teplot kolem 10+10 Kelvinu.

Schema - leptonová éra

V následujících érách bude vesmír ovládat záření a poté hmota.

Jednu vteřinu po velkém třesku se ve vesmíru nacházejí jak částice hmoty, tak i záření. Při teplotě kolem jedné miliardy stupňů Kelvina začíná probíhat jaderná fuze a začínají vznikat nová jádra prvků, deuterium a helium. Vážou se v nich skoro všechny dosud volné neutrony. Po uplynutí pouhých 30 minut je proces ukončen a ve vesmíru se teď nachází 75 % protonů, ze kterých se později vyvine atomární vodík, a 25% jader helia. Na prvky jako lithium a deuterium připadá jen několik nedůležitých promile celku. Těžší prvky nez lithium se v prvních fázích vesmíru ještě tvořit nemohly. Teplota by k tomu sice stačila – ne tak už koncentrace hmoty. Ke vzniku všech těžších prvků dojde až daleko později – v nitrech hvězd.

Schema - počátek éry hmoty

Situace ve vesmíru se teď na nějakou dobu trochu uklidní. Bude se rozpínat a tím i ochlazovat. Podíl energie záření se bude relativně k hmotě zmenšovat a po uplynutí dalších 10 000 let se hmota stane jeho hlavní dominující složkou. 

Příště: síly a vznik vesmíru