Jak vznikl náš vesmír? Jak se z toho stal zdánlivě nekonečný prostor? A co se stane po mnoha milionech a miliardách let? Tyto otázky trápily (a stále trápí) mysl filozofů a vědců, jak se zdá, od začátku času, zatímco dávají vznik mnoha zajímavým a někdy dokonce šíleným teoriím. Dnes většina astronomů a kosmologů dospěla k obecné shodě, že vesmír, jak ho známe, se objevil v důsledku obrovské exploze, která vyvolala nejen objem hmoty, ale byla zdrojem základních fyzikálních zákonů, podle nichž vesmír, který nás obklopuje, existuje. To vše se nazývá teorie velkého třesku.
Základy teorie velkého třesku jsou relativně jednoduché. Stručně řečeno, podle ní se veškerá hmota, která existovala a existuje nyní ve vesmíru, objevila současně - asi před 13,8 miliardami let. V tu chvíli existovala veškerá hmota ve formě velmi kompaktního abstraktní koule (nebo bodu) s nekonečnou hustotou a teplotou. Tento stav se nazýval jedinečnost. Náhle se singularita začala rozšiřovat a plodila vesmír, jak jej známe.
Stojí za zmínku, že teorie velkého třesku je pouze jednou z mnoha navrhovaných hypotéz o původu vesmíru (například existuje také teorie stacionárního vesmíru), ale získala nejširší uznání a popularitu. Vysvětluje nejen zdroj všech známých látek, fyzikální zákony a velkou strukturu vesmíru, ale také popisuje důvody expanze vesmíru a mnoho dalších aspektů a jevů.
Chronologie událostí v teorii Velkého třesku
Na základě znalostí současného stavu vesmíru vědci naznačují, že vše by mělo začít od jediného bodu s nekonečnou hustotou a časem, který se začal rozšiřovat. Teorie říká, že po počáteční expanzi vesmír prošel chladicí fází, která umožnila vznik subatomických částic a později jednoduchých atomů. Obří mraky těchto starověkých prvků později díky gravitaci začaly tvořit hvězdy a galaxie.
To vše podle vědců začalo asi před 13,8 miliardami let, a proto je tento výchozí bod považován za věk vesmíru. Studiem různých teoretických principů, experimentů zahrnujících urychlovače částic a vysokoenergetické stavy, jakož i prostřednictvím astronomických studií vzdálených rohů vesmíru, vědci odvodili a navrhli chronologii událostí, které začaly Velkým třeskem a vedly vesmír nakonec ke stavu kosmického vývoje, který nakonec vedl ke stavu kosmického vývoje. probíhá nyní.
Propagační video:
Vědci se domnívají, že nejčasnější období zrození vesmíru - trvající 10-43 až 10-11 sekund po Velkém třesku - jsou stále předmětem diskuse a diskuse. Vzhledem k tomu, že fyzikální zákony, které nyní známe, nemohly v tuto chvíli existovat, je velmi obtížné pochopit, jak byly procesy v tomto raném vesmíru regulovány. Kromě toho dosud nebyly provedeny experimenty s využitím těchto možných typů energií, které by mohly být v té době přítomny. Ať už je to jakkoli, mnoho teorií o původu vesmíru nakonec souhlasí s tím, že v určitém okamžiku byl počátek, od kterého to všechno začalo.
Éra jedinečnosti
Také známý jako Planck éra (nebo Planck éra), to je vzato být nejčasnější známé období ve vývoji vesmíru. V tuto chvíli byla veškerá hmota obsažena v jediném bodě nekonečné hustoty a teploty. Během tohoto období vědci věří, že kvantové účinky gravitační interakce dominovaly fyzickým a žádná z fyzických sil nebyla silou gravitační.
Planckova éra údajně trvala od 0 do 10-43 sekund a je pojmenována tak, protože její trvání lze měřit pouze podle Planckovy doby. Kvůli extrémním teplotám a nekonečné hustotě hmoty byl stav vesmíru v tomto časovém období extrémně nestabilní. Následovaly období expanze a ochlazování, které vedly ke vzniku základních fyzických sil.
Přibližně v období 10-43 až 10-36 sekund probíhal ve vesmíru proces kolize přechodných teplotních stavů. Předpokládá se, že právě v tuto chvíli se základní síly, které ovládají současný vesmír, začaly od sebe oddělovat. Prvním krokem v tomto oddělení byl vznik gravitačních sil, silných a slabých jaderných interakcí a elektromagnetismu.
V období asi 10-36 až 10-32 sekund po Velkém třesku se teplota Vesmíru dostatečně nízká (1028 K), což vedlo k oddělení elektromagnetických sil (silná interakce) a slabé jaderné interakce (slabá interakce).
Éra inflace
Se objevením prvních základních sil ve vesmíru začala éra inflace, která trvala od 10-32 sekund podle Planckova času do neznámého časového bodu. Většina kosmologických modelů předpokládá, že vesmír byl během tohoto období rovnoměrně naplněn energií s vysokou hustotou a že neuvěřitelně vysoké teploty a tlaky vedly k jeho rychlé expanzi a ochlazení.
Začalo to v 10-37 sekundách, kdy po fázi přechodu, která způsobila oddělení sil, následovala exponenciální expanze vesmíru. Ve stejném časovém období byl vesmír ve stavu baryogeneze, kdy byla teplota tak vysoká, že k neuspořádanému pohybu částic v prostoru došlo rychlostí blízkou světlu.
V této době se vytvářejí páry částic - antičástice a okamžitě se srážejí srážky, o nichž se věří, že vedly k dominanci hmoty nad antihmotou v moderním vesmíru. Po skončení inflace se vesmír skládal z plazmy kvark-gluon a dalších elementárních částic. Od té chvíle se vesmír začal ochladit, hmota se začala formovat a kombinovat.
Éra chlazení
S poklesem hustoty a teploty uvnitř vesmíru začalo docházet k poklesu energie v každé částici. Tento přechodný stav trval, dokud se základní síly a elementární částice nedostaly do své současné podoby. Protože energie částic klesla na hodnoty, kterých lze dnes dosáhnout v rámci experimentů, skutečná možná přítomnost tohoto časového období způsobuje mezi vědci mnohem menší kontroverzi.
Vědci například věří, že 10-11 sekund po Velkém třesku se energie částic výrazně snížila. Asi za 10-6 sekund začaly kvarky a gluony tvořit baryony - protony a neutrony. Kvarky začaly převládat nad starožitnostmi, což následně vedlo k převahě baryonů nad antibaryony.
Protože teplota již nebyla dostatečně vysoká na vytvoření nových párů proton-antiproton (nebo párů neutron-antineutron), následovalo hromadné ničení těchto částic, což vedlo ke zbytku pouze 1/1010 z počtu původních protonů a neutronů a úplnému vymizení jejich antičástic. K podobnému procesu došlo asi 1 sekundu po Velkém třesku. Pouze „oběťmi“byly tentokrát elektrony a pozitrony. Po hromadném ničení zastavily zbylé protony, neutrony a elektrony náhodné pohyby a hustota energie vesmíru byla naplněna fotony a v menší míře neutriny.
Během prvních minut expanze vesmíru začalo období nukleosyntézy (syntéza chemických prvků). Kvůli poklesu teploty na 1 miliardu kelvinů a poklesu energetické hustoty na přibližně hodnoty ekvivalentní hustotě vzduchu, neutrony a protony začaly mísit a tvořit první stabilní izotop vodíku (deuterium), stejně jako atomy helia. Nicméně většina protonů ve vesmíru zůstala jako nekoherentní jádra atomů vodíku.
Asi o 379 000 let později se elektrony kombinovaly s těmito atomy vodíku za vzniku atomů (opět, většinou vodíku), zatímco záření se oddělilo od hmoty a pokračovalo v expanzi téměř bez omezení vesmírem. Toto záření se obvykle nazývá reliktivní záření a je to nejstarší zdroj světla ve vesmíru.
S expanzí, reliktivní záření postupně ztratilo jeho hustotu a energii, a v tuto chvíli jeho teplota je 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), a jeho hustota energie je 0.25 eV (nebo 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotonů / cm3). Relikulární záření se rozprostírá ve všech směrech a na vzdálenost asi 13,8 miliard světelných let, ale odhad jeho skutečné šíření říká asi 46 miliard světelných let od středu vesmíru.
Věk struktury (hierarchický věk)
Během příštích několika miliard let se začaly přitahovat hustší oblasti hmoty, téměř rovnoměrně rozmístěné ve vesmíru. V důsledku toho se stali ještě hustšími, začali vytvářet oblaky plynu, hvězd, galaxií a dalších astronomických struktur, které můžeme pozorovat v současnosti. Toto období se nazývá hierarchická éra. V tu dobu začal vesmír, který vidíme, začít získávat svůj tvar. Hmota se začala sjednocovat do struktur různých velikostí - hvězdy, planety, galaxie, galaktické shluky i galaktické superklastry, oddělené mezigalaktickými bariérami obsahujícími pouze několik galaxií.
Podrobnosti tohoto procesu lze popsat podle představy o množství a typu hmoty distribuované ve vesmíru, která je zastoupena ve formě studené, teplé, horké temné hmoty a baryonické hmoty. Současný standardní kosmologický model Velkého třesku je však model Lambda-CDM, podle kterého se částice temné hmoty pohybují pomaleji než rychlost světla. Byl vybrán, protože řeší všechny rozpory, které se objevily v jiných kosmologických modelech.
Podle tohoto modelu tvoří studená temná hmota asi 23 procent veškeré hmoty / energie ve vesmíru. Podíl baryonické hmoty je asi 4,6 procenta. Lambda CDM označuje tzv. Kosmologickou konstantu: teorii navrhovanou Albertem Einsteinem, která charakterizuje vlastnosti vakua a ukazuje rovnováhu mezi hmotou a energií jako konstantní statickou veličinu. V tomto případě je spojována s temnou energií, která slouží jako urychlovač pro expanzi vesmíru a udržuje obrovské kosmologické struktury do značné míry homogenní.
Dlouhodobé předpovědi o budoucnosti vesmíru
Hypotézy, že vývoj vesmíru má počáteční bod, přirozeně vedou vědce k otázkám ohledně možného koncového bodu tohoto procesu. Pokud vesmír začal svou historii od malého bodu s nekonečnou hustotou, která se náhle začala rozšiřovat, znamená to, že se bude také nekonečně rozšiřovat? Nebo jednoho dne dojde vyčerpávající síla a začne proces zpětného stlačování, jehož konečný výsledek bude stejný nekonečně hustý bod?
Odpovědi na tyto otázky byly hlavním cílem kosmologů od samého začátku debaty o tom, který kosmologický model vesmíru je správný. S přijetím teorie velkého třesku, ale hlavně díky pozorování temné energie v 90. letech, dospěli vědci k dohodě o dvou nejpravděpodobnějších scénářích vývoje vesmíru.
Podle prvního, nazvaného „velká komprese“, vesmír dosáhne své maximální velikosti a začne se zhroutit. Tento scénář bude možný, pouze pokud hustota hmoty vesmíru bude větší než kritická hustota sama o sobě. Jinými slovy, pokud hustota hmoty dosáhne určité hodnoty nebo se stane vyšší než tato hodnota (1-3 × 10-26 kg hmoty na m3), vesmír se začne stahovat.
Alternativou je další scénář, který říká, že pokud se hustota ve vesmíru rovná kritické hustotě nebo pod ní, její expanze se zpomalí, ale nikdy se úplně nezastaví. Podle této hypotézy nazvané „tepelná smrt vesmíru“bude expanze pokračovat, dokud formace hvězd již nebude spotřebovávat mezihvězdný plyn v každé z okolních galaxií. To znamená, že přenos energie a hmoty z jednoho předmětu na druhý se zcela zastaví. Všechny stávající hvězdy v tomto případě vyhoří a promění v bílé trpaslíky, neutronové hvězdy a černé díry.
Černé díry se budou postupně srážet s jinými černými otvory, což povede ke vzniku větších a větších. Průměrná teplota vesmíru se přiblíží absolutní nule. Černé díry se nakonec „vypaří“a uvolní své poslední Hawkingovo záření. Termodynamická entropie ve vesmíru se nakonec stane maximální. Tepelná smrt přijde.
Moderní pozorování, která berou v úvahu přítomnost temné energie a její vliv na expanzi vesmíru, vedly vědce k závěru, že v průběhu času stále více a více vesmíru ve vesmíru překročí náš horizont událostí a stane se pro nás neviditelným. Konečný a logický výsledek toho není vědcům dosud znám, ale „tepelná smrt“může být konečným bodem takových událostí.
Existují i další hypotézy týkající se distribuce temné energie, nebo spíše jejích možných typů (například fantomová energie). Podle nich budou galaktické shluky, hvězdy, planety, atomy, jádra atomů a samotná hmota zničeny v důsledku své nekonečné expanze. Tento vývojový scénář se nazývá „velká mezera“. Podle tohoto scénáře je expanze sama o sobě příčinou smrti vesmíru.
Dějiny teorie velkého třesku
První zmínka o Velkém třesku sahá do počátku 20. století a je spojena s pozorováním vesmíru. V roce 1912 provedl americký astronom Vesto Slipher řadu pozorování spirálních galaxií (původně vypadajících jako mlhoviny) a změřil jejich Dopplerův červený posun. Téměř ve všech případech pozorování ukázala, že spirální galaxie se pohybují od naší Mléčné dráhy.
V roce 1922 odvozil vynikající ruský matematik a kosmolog Alexander Fridman tzv. Friedmanovy rovnice z Einsteinových rovnic pro obecnou teorii relativity. Přes Einsteinův pokrok v teorii ve prospěch kosmologické konstanty, Friedmannova práce ukázala, že vesmír se spíše rozšiřoval.
V roce 1924 měření Edwina Hubblea na vzdálenost k nejbližší spirálové mlhovině ukázalo, že tyto systémy jsou ve skutečnosti jiné galaxie. Ve stejné době začal Hubble vyvíjet řadu metrik odečtení vzdáleností pomocí 2,5 metru Hookerova dalekohledu na observatoři Mount Wilson. Do roku 1929 objevil Hubble vztah mezi vzdáleností a ustupující rychlostí galaxií, který se později stal Hubbleovým zákonem.
V roce 1927 belgický matematik, fyzik a katolický kněz Georges Lemaitre nezávisle dospěli ke stejným výsledkům, jak ukazují Friedmannovy rovnice, a jako první zformuloval vztah mezi vzdáleností a rychlostí galaxií a nabídl první odhad koeficientu tohoto vztahu. Lemaitre věřil, že někdy v minulosti byla celá hmota vesmíru soustředěna do jednoho bodu (atomu).
Tyto objevy a předpoklady vyvolaly hodně diskuse mezi fyziky ve 20. a 30. letech, z nichž většina věřila, že vesmír byl ve stacionárním stavu. Podle tehdejšího modelu se vytváří nová hmota spolu s nekonečnou expanzí vesmíru, která je rovnoměrně a rovnoměrně distribuována v hustotě po celé své délce. Mezi vědci, kteří ji podporovali, se myšlenka Velkého třesku zdála více teologická než vědecká. Lemaitre byl kritizován za zaujatost na základě náboženské předpojatosti.
Je třeba poznamenat, že jiné teorie existovaly současně. Například Milneův model vesmíru a cyklický model. Oba byli založeni na postulátech Einsteinovy obecné teorie relativity a následně obdrželi podporu od samotného vědce. Podle těchto modelů existuje vesmír v nekonečném proudu opakovaných cyklů expanze a kolapsu.
Po druhé světové válce vypukla prudká debata mezi zastánci stacionárního modelu vesmíru (který ve skutečnosti popsal astronom a fyzik Fred Hoyle) a zastánci teorie velkého třesku, která si rychle získala popularitu mezi vědeckou komunitou. Je ironií, že to byl Hoyle, kdo vytvořil frázi „velký třesk“, která se později stala názvem nové teorie. Stalo se to v březnu 1949 v britském rádiu BBC.
Nakonec další vědecký výzkum a pozorování mluvila stále více ve prospěch teorie velkého třesku a stále více zpochybňovala model stacionárního vesmíru. Objev a potvrzení CMB v roce 1965 konečně upevnil Velký třesk jako nejlepší teorii původu a vývoje vesmíru. Od konce šedesátých let do devadesátých let provedli astronomové a kosmologové ještě větší výzkum Velkého třesku a našli řešení mnoha teoretických problémů, které stojí v cestě této teorii.
Mezi tato řešení patří například práce Stephena Hawkinga a dalších fyziků, kteří prokázali, že jedinečnost je nepopiratelným počátečním stavem obecné relativity a kosmologickým modelem Velkého třesku. V roce 1981 fyzik Alan Guth vyvinul teorii popisující období rychlé vesmírné expanze (inflační epocha), která vyřešila mnoho dříve nevyřešených teoretických otázek a problémů.
V 90. letech byl zvýšený zájem o temnou energii, která byla považována za klíč k vyřešení mnoha nevyřešených otázek kosmologie. Kromě touhy najít odpověď na otázku, proč vesmír ztrácí svou hmotu spolu s temnou matkou (hypotéza byla navržena již v roce 1932 Janem Oortem), bylo také nutné najít vysvětlení, proč se vesmír stále zrychluje.
Další výzkumný pokrok je výsledkem vytvoření pokročilejších dalekohledů, satelitů a počítačových modelů, které umožnily astronomům a kosmologům nahlédnout do vesmíru a lépe porozumět jeho skutečnému věku. Vývoj kosmických dalekohledů a vznik takových, jako je například Kosmický průzkumník pozadí (nebo COBE), Hubbleův kosmický dalekohled, Wilkinsonova mikrovlnná anizotropní sonda (WMAP) a Planck Space Observatory, také neocenitelně přispěly ke studiu tohoto problému.
Dnes mohou kosmologové měřit různé parametry a vlastnosti modelu Teorie velkého třesku s poměrně vysokou přesností, nemluvě o přesnějších výpočtech stáří prostoru kolem nás. Všechno to však začalo obvyklým pozorováním obrovských vesmírných objektů, které se od nás nacházejí mnoho světelných let a pomalu se od nás vzdálily. A i když nemáme ponětí, jak to všechno skončí, kosmologickým standardům to nebude trvat příliš dlouho, než to přijde.