V tomto videu vidíme tři možné konce vesmíru. Pokud by platila ta třetí, mohli bysme žít v neustálé smyčce a tím se můj film zabývá. pokračujme tedy prologem od Stewena W. Hawkinga ze Stručné historie času:

V klasické obecné teorii relativity nelze říci, jak vesmír začal, protože platnost všech známých vědeckých zákonů končí v singularitě velkého třesku. Vesmír mohl začít ve velmi hladkém a uspořádaném stavu, čímž by byla splněna podmínka pro existenci dobře definované termodynamické i kosmologické šipky času tak, jak to pozorujeme. Ale stejně dobře mohl vesmír začít i v nestejnorodém, hrudkovitém stavu. V tom případě by se nacházel ve stavu úplné neuspořádanosti hned na počátku rozpínání, takže by neuspořádanost nemohla dále narůstat. Buď by se neuspořádanost neměnila – v tom případě by dobře definovaná termodynamická šipka času neexistovala, nebo by dokonce klesala – a pak by termodynamická šipka času směřovala v opačném směru než kosmologická šipka. Ani jedna z těchto možností nesouhlasí s našimi zkušenostmi.

Ovšem klasická relativita, jak už jsme o tom hovořili, předpovídá svůj vlastní konec. Když nadměrně vzroste křivost prostoročasu, jevy kvantové gravitace se stanou nezanedbatelnými a klasická teorie přestane být dobrým popisem přírody. Abychom pochopili počátek vesmíru, potřebujeme nalézt kvantovou teorii gravitace.

V kvantové teorii gravitace, jak jsme o tom hovořili v předchozí kapitole, je k úplnému určení stavu vesmíru nutno říci, jak se chovají jeho možné historie na okraji prostoročasu v minulosti. Této povinnosti popsat, co neznáme a znát nemůžeme, se můžeme zbavit v případě, že historie splní podmínku o neexistenci hranice: pak budou mít historie konečný rozsah, bez okrajů a singularit. Jen v tom případě se stane počátek času nesingulárním bodem prostoročasu, který začal svůj vývoj ve velmi hladkém a stejnorodém stavu. Dokonale stejnorodý však vesmír být nemohl; to by totiž byl porušen princip neurčitosti z kvantové mechaniky. Musely být přítomny aspoň malé nerovnoměrnosti v hustotě i rychlosti částic. Podmínka o neexistenci hranice však říká, že tyto fluktuace mohly být tak malé, jak jen to povoluje princip neurčitosti.

Vesmír započal svou existenci zrychleným „inflačním“ rozpínáním, během něhož mnohonásobně zvětšil svůj rozměr. V průběhu této expanze zůstávaly hustotní fluktuace nepatrné, ale později začaly bytnět. Oblasti, v nichž gravitační přitažlivost nadbytečné hmoty převládla, se staly zárodky pozdějších galaxií, hvězd a tvorů, jako jsme my. V okamžiku zrození byl vesmír hladký a uspořádaný, ale časem se přeměnil na hrudkovitý, žmolkovitý a nestejnorodý. Tím si vysvětlujeme existenci termodynamické šipky času.

Co by se stalo, kdyby se vesmír přestal rozpínat a nastalo smršťování? Obrátila by se termodynamická šipka a začala by se neuspořádanost zmenšovat? Lidé, kteří přežili z období expanze, by se dostali do nejfantastičtějších situací. Obavy ze zpětného kolapsu vesmíru se mohou zdát poněkud akademické; v dalších deseti miliardách let k tomu jistě nedojde.

Existuje však rychlejší cesta, jak zjistit, co se přihodí: skok do černé díry. Vznik černé díry kolapsem hvězdy se totiž v mnohém podobá pozdním údobím kolapsu celého vesmíru. Chování astronautových přístrojů i funkce jeho těla jsou určeny situací v minulé singularitě (při velkém třesku), z níž se současný vesmír vyvinul, a v budoucí singularitě (při velkém krachu v případě smrštění vesmíru, nebo v singularitě pod horizontem událostí, pokud máme na mysli pád do černé díry). Má-li neuspořádanost v této fázi kosmického vývoje klesat, můžeme očekávat, že se bude snižovat i v černých dírách. Astronaut, padající do černé díry, by možná mohl být schopen vyhrát v ruletě tím, že si ještě před vsazením peněz zapamatuje, kam kulička spadne. Naneštěstí si však dlouho nezahraje a záhy jej gravitace natáhne a zahubí.

Nebude nám také schopen podat zprávu o otočení své termodynamické šipky ani spočítat svou výhru, protože už zůstane uvězněn pod horizontem událostí černé díry.

Zprvu jsem předpokládal, že neuspořádanost vesmíru během smršťování klesá. Vedla mne k tomu domněnka, že se vesmír musí vrátit do hladkého a uspořádaného stavu v době, kdy se stane zase malý. To by znamenalo, že fáze smršťování je vlastně velmi podobná časově převrácené expanzi. Lidé by v období kontrakce prožívali své životy pozpátku: zemřeli by dříve, než by se narodili; s postupujícím smršťováním by se omlazovali.

Ta myšlenka mě přitahovala, protože vyjadřuje hezkou souměrnost mezi obdobím rozpínání a obdobím smršťování. Ale to by samozřejmě k jejímu přijetí nestačilo. Především je třeba vyjasnit, jaký má vztah k ostatním poznatkům o vesmíru. Jedna z otázek zní: Je to důsledek podmínky neexistence hranice vesmíru, či jsou spolu naopak v protikladu? Jak už jsem řekl, zpočátku jsem si myslil, že z neexistence hranice přímo vyplývá, že neuspořádanost v průběhu smršťování klesá. Částečná podobnost se zemským povrchem mě v tomto případě zavedla nesprávným směrem: pokud počátku vesmíru odpovídal severní pól, potom by jeho konec měl být obdobou počátku, tak jako se jižní pól podobná severnímu. Jenomže severní a jižní pól můžeme srovnávat s počátkem a koncem vesmíru, sledujeme-li je v imaginárním čase. V reálném čase se mohou zásadně lišit. Také jsem se nechal poněkud unést svou prací o jednom jednoduchém modelu vesmíru, u něhož fáze kolapsu vypadala jako časově obrácené období expanze. Nicméně můj kolega Don Page z Pensylvánské státní univerzity ukázal, že podmínka neexistence hranice nevyžaduje nezbytně, aby období smršťování bylo časově obrácenou fází rozpínání. Potom jeden z mých studentů, Raymond Laflamme, zkoumal trochu složitější kosmologický model a zjistil, že v něm kolaps probíhá velmi odlišně od expanze. Uvědomil jsem si, že jsem se mýlil; i při neexistenci hranice se bude neuspořádanost zvětšovat jak v průběhu rozpínání, tak během smršťování. Termodynamická a psychologická šipka času se neobrátí ani při zpětném kolapsu vesmíru, ani uvnitř černé díry.