Věděli jste, že vesmír, který sledujeme, má docela jisté hranice? Jsme zvyklí spojovat vesmír s něčím nekonečným a nepochopitelným. Moderní věda na otázku „nekonečna“vesmíru však nabízí zcela odlišnou odpověď na takovou „zřejmou“otázku.
Podle moderních konceptů je velikost pozorovatelného vesmíru přibližně 45,7 miliard světelných let (neboli 14,6 gigaparsec). Co ale tato čísla znamenají?
Hranice bezmezných
První otázka, která přichází na mysl obyčejného člověka, je, jak vesmír nemůže být vůbec nekonečný? Zdá se nesporné, že kontejner všeho, co kolem nás existuje, by neměl mít hranice. Pokud tyto hranice existují, jaké jsou?
Řekněme, že nějaký astronaut letěl na hranice vesmíru. Co uvidí před sebou? Masivní zeď? Protipožární bariéra? A co je za tím - prázdnota? Další vesmír? Může však prázdnota nebo jiný vesmír znamenat, že jsme na hranici vesmíru? Koneckonců to neznamená, že neexistuje „nic“. Prázdnota a další vesmír jsou také „něčím“. Ale vesmír je něco, co obsahuje absolutně všechno „něco“.
Dostáváme se k absolutnímu rozporu. Ukazuje se, že hranice vesmíru by před námi měla skrývat něco, co by nemělo být. Nebo by hranice vesmíru měla odrazit „všechno“od „něčeho“, ale toto „něco“by také mělo být součástí „všeho“. Obecně je to úplná absurdita. Jak si tedy mohou vědci nárokovat omezující velikost, hmotnost a dokonce i věk našeho vesmíru? Tyto hodnoty, i když nepředstavitelně velké, jsou stále konečné. Argumentuje věda se zřejmým? Abychom to vyřešili, pojďme nejprve sledovat, jak lidé dospěli k modernímu pochopení vesmíru.
Propagační video:
Rozšiřování hranic
Od nepaměti se člověk zajímá o to, co svět kolem nich je. Člověk nemusí uvádět příklady tří velryb a dalších pokusů starců vysvětlit vesmír. Nakonec se to nakonec stalo, že základem všeho, co existuje, je pozemská nebeská klenba. I ve starověku a středověku, kdy astronomové měli rozsáhlé znalosti zákonů upravujících pohyb planet podél „pevné“nebeské sféry, Země zůstala středem vesmíru.
Samozřejmě i ve starověkém Řecku byli lidé, kteří věřili, že Země se točí kolem Slunce. Byli lidé, kteří hovořili o mnoha světech a nekonečnu vesmíru. Konstruktivní zdůvodnění těchto teorií však vyvstávalo až na přelomu vědecké revoluce.
V 16. století udělal polský astronom Nicolaus Copernicus první významný průlom v porozumění vesmíru. Pevně dokázal, že Země je pouze jednou z planet obíhajících kolem Slunce. Takový systém velmi zjednodušil vysvětlení tak složitého a složitého pohybu planet v nebeské sféře. V případě stacionární Země museli astronomové vymyslet nejrůznější geniální teorie, aby vysvětlili toto chování planet. Na druhou stranu, pokud je Země považována za mobilní, vysvětlení takových složitých pohybů přichází přirozeně. Takto vznikl v astronomii nový paradigm nazvaný „heliocentrismus“.
Mnoho sluncí
Avšak i poté astronomové nadále omezovali vesmír na „sféru pevných hvězd“. Až do 19. století nemohli odhadnout vzdálenost ke hvězdám. Po několik staletí se astronomové marně snažili odhalit odchylky v poloze hvězd ve vztahu k orbitálnímu pohybu Země (roční paralaxy). Nástroje té doby neumožňovaly taková přesná měření.
Vega, střílel ESO
Nakonec v roce 1837 rusko-německý astronom Vasily Struve změřil paralaxu α Lyry. To znamenalo nový krok v porozumění měřítka prostoru. Nyní by vědci mohli bezpečně říci, že hvězdy jsou vzdálené Slunci. A od nynějška není naše svítidlo středem všeho, ale rovným „obyvatelem“nekonečného hvězdokupa.
Astronomové se ještě více přiblížili k pochopení měřítka vesmíru, protože vzdálenosti ke hvězdám se ukázaly být opravdu monstrózní. Dokonce i velikost oběžných drah planet se zdála ve srovnání s tím zanedbatelná. Pak bylo nutné pochopit, jak se hvězdy koncentrují ve vesmíru.
Mnoho Mléčné dráhy
Slavný filozof Immanuel Kant předjímal základy moderního chápání rozsáhlé struktury vesmíru již v roce 1755. Předpokládal, že Mléčná dráha je obrovský rotující shluk hvězd. Mnohé z pozorovaných mlhovin jsou zase vzdálenějšími „mléčnými cestami“- galaxiemi. Přesto až do 20. století astronomové dodržovali skutečnost, že všechny mlhoviny jsou zdrojem formování hvězd a jsou součástí Mléčné dráhy.
Situace se změnila, když se astronomové naučili měřit vzdálenosti mezi galaxiemi pomocí Cefeidů. Absolutní svítivost hvězd tohoto typu je přísně závislá na době jejich proměnlivosti. Porovnáním jejich absolutní svítivosti s viditelností je možné s velkou přesností určit vzdálenost k nim. Tuto metodu vyvinuli na počátku 20. století Einar Herzsrung a Harlow Shelpy. Díky němu sovětský astronom Ernst Epik v roce 1922 určil vzdálenost k Andromedě, která se ukázala být řádem větším než je velikost Mléčné dráhy.
Edwin Hubble pokračoval v úsilí Epic. Měřením jasu Cefeidů v jiných galaxiích změřil vzdálenost k nim a porovnal ji s červeným posunem v jejich spektrech. V roce 1929 vyvinul svůj slavný zákon. Jeho práce definitivně vyvrátila zavedené přesvědčení, že Mléčná dráha je hranou vesmíru. Nyní to byla jedna z mnoha galaxií, která byla kdysi považována za její nedílnou součást. Kantova hypotéza byla potvrzena téměř dvě století po jejím vývoji.
Později, spojení mezi vzdáleností galaxie od pozorovatele a rychlostí jeho odstranění z pozorovatele, objevené Hubbleem, umožnilo vytvořit úplný obrázek rozsáhlé struktury vesmíru. Ukázalo se, že galaxie byly jen nepatrnou součástí. Spojili se v shluky, shluky v superklastory. Superklastory se zase skládají do největších známých struktur ve vesmíru - vláken a stěn. Tyto struktury, sousedící s obrovskými supervoidy (dutinami), tvoří rozsáhlou strukturu v současnosti známého vesmíru.
Zdánlivé nekonečno
Z výše uvedeného vyplývá, že za pouhých několik století věda postupně skákala od geocentrismu k modernímu pochopení vesmíru. To však neposkytuje odpověď, proč v dnešní době omezujeme vesmír. Koneckonců to bylo jen o měřítku vesmíru a ne o jeho samotné povaze.
Evoluce vesmíru
První, kdo se rozhodl ospravedlnit nekonečno vesmíru, byl Izák Newton. Poté, co objevil zákon univerzální gravitace, věřil, že kdyby byl prostor konečný, dříve nebo později by se všechna její těla sloučila do jediného celku. Pokud někdo před sebou vyjádřil myšlenku nekonečna Vesmíru, byl to výhradně filozofický klíč. Bez vědeckého zdůvodnění. Příkladem toho je Giordano Bruno. Mimochodem, stejně jako Kant, byl před věkem po mnoho staletí. Jako první prohlásil, že hvězdy jsou vzdálené slunce a kolem nich se točí i planety.
Zdálo by se, že samotná skutečnost nekonečna je docela oprávněná a zřejmá, ale zlomové body vědy 20. století tuto „pravdu“otřásly.
Stacionární vesmír
Albert Einstein učinil první významný krok směrem k vývoji moderního modelu vesmíru. Slavný fyzik představil svůj model stacionárního vesmíru v roce 1917. Tento model byl založen na obecné teorii relativity, kterou vyvinul ve stejném roce dříve. Podle jeho modelu je vesmír nekonečný v čase a konečný v prostoru. Jak však bylo uvedeno dříve, podle Newtona by se vesmír konečné velikosti měl zhroutit. Za tímto účelem zavedl Einstein kosmologickou konstantu, která kompenzovala gravitační přitažlivost vzdálených objektů.
Jak paradoxně to může znít, Einstein neomezil samotnou konečnost Vesmíru. Podle jeho názoru je vesmír uzavřenou skořápkou hypersféry. Analogie je povrch obyčejné trojrozměrné koule, například zeměkoule nebo Země. Bez ohledu na to, kolik cestujících cestuje po Zemi, nikdy nedosáhne svého okraje. To však vůbec neznamená, že Země je nekonečná. Cestovatel se jednoduše vrátí na místo, kde vyrazil.
Na povrchu hypersféry
Podobně se může vesmírný poutník, který překoná Einsteinův vesmír na hvězdné lodi, vrátit zpět na Zemi. Teprve tentokrát se tulák nebude pohybovat po dvourozměrném povrchu koule, ale po trojrozměrném povrchu hypersféry. To znamená, že vesmír má konečný objem, a tudíž i konečný počet hvězd a hmot. Vesmír však nemá hranice ani centrum.
Budoucnost vesmíru
Einstein dospěl k takovým závěrům spojením prostoru, času a gravitace ve své slavné teorii. Před ním byly tyto pojmy považovány za oddělené, a proto byl vesmír vesmíru čistě euklidovský. Einstein dokázal, že gravitace sama o sobě je zakřivením časoprostoru. Toto radikálně změnilo časné porozumění povahy vesmíru, založené na klasické newtonovské mechanice a euklidovské geometrii.
Rozšiřující se vesmír
Dokonce ani objevitel „nového vesmíru“sám nebyl klamem cizí. Přestože Einstein omezoval vesmír ve vesmíru, nadále jej považoval za statický. Podle jeho modelu byl vesmír věčný a zůstává věčný a jeho velikost vždy zůstává stejná. V roce 1922 sovětský fyzik Alexander Fridman tento model výrazně rozšířil. Podle jeho výpočtů není vesmír vůbec statický. Časem se může rozšiřovat nebo stahovat. Je pozoruhodné, že Friedman k takovému modelu přišel na základě stejné teorie relativity. Dokázal správně aplikovat tuto teorii a obejít kosmologickou konstantu.
Albert Einstein tuto „změnu“nepřijal okamžitě. Hubbleův objev uvedený výše přišel k záchraně tohoto nového modelu. Rozptyl galaxií nesporně dokázal fakt expanze vesmíru. Takže Einstein musel připustit svou chybu. Nyní měl vesmír určitý věk, který přísně závisí na Hubbleově konstantě, která charakterizuje rychlost jeho expanze.
Další rozvoj kosmologie
Když se vědci pokusili tuto otázku vyřešit, objevilo se mnoho dalších důležitých složek vesmíru a vyvinuly se různé modely. V roce 1948 Georgy Gamov představil hypotézu „o horkém vesmíru“, která se později promění v teorii velkého třesku. Objev relikvního záření v roce 1965 potvrdil jeho odhady. Astronomové nyní mohli pozorovat světlo, které vyšlo od okamžiku, kdy se vesmír stal průhledným.
Temná hmota, předpovězená v roce 1932 Fritzem Zwickým, byla potvrzena v roce 1975. Temná hmota vlastně vysvětluje samotnou existenci galaxií, galaktických shluků a samotný vesmír jako celek. Vědci se tak dozvěděli, že většina hmoty vesmíru je zcela neviditelná.
Z čeho je vesmír vyroben
Nakonec, v roce 1998, během studia vzdálenosti k typu Ia supernovye, bylo objeveno, že vesmír se zrychluje. Tento další zlom ve vědě vedl k modernímu pochopení podstaty vesmíru. Kosmologický koeficient zavedený Einsteinem a vyvrácený Friedmanem opět našel své místo v modelu vesmíru. Přítomnost kosmologického koeficientu (kosmologická konstanta) vysvětluje jeho zrychlené rozšíření. Pro vysvětlení přítomnosti kosmologické konstanty byl představen koncept temné energie - hypotetické pole obsahující většinu hmoty vesmíru.
Současný model vesmíru se také nazývá ΛCDM model. Písmeno „Λ“označuje přítomnost kosmologické konstanty, která vysvětluje zrychlené rozšiřování vesmíru. CDM znamená, že vesmír je naplněn studenou temnou hmotou. Poslední studie ukazují, že Hubbleova konstanta je asi 71 (km / s) / Mpc, což odpovídá věku vesmíru 13,75 miliard let. Znát věk vesmíru, jeden může odhadnout velikost jeho pozorovatelné oblasti.
Evoluce vesmíru
Podle teorie relativity nemohou informace o jakémkoli objektu dosáhnout pozorovatele rychlostí větší než je rychlost světla (299792458 km / s). Ukazuje se, že pozorovatel vidí nejen objekt, ale jeho minulost. Čím dále je objekt od něj, tím vzdálenější to vypadá. Například při pohledu na Měsíc vidíme, co to bylo před více než sekundou, Slunce - před více než osmi minutami, nejbližší hvězdy - roky, galaxie - milióny let atd. V Einsteinově stacionárním modelu nemá vesmír věkovou hranici, což znamená, že jeho pozorovatelná oblast není nijak omezena. Pozorovatel, vyzbrojený stále více a více pokročilými astronomickými nástroji, bude pozorovat stále vzdálenější a starodávnější předměty.
Máme jiný obrázek s moderním modelem Vesmíru. Podle ní má vesmír věk, a proto i meze pozorování. To znamená, že od narození vesmíru by žádný foton neměl čas na vzdálenost větší než 13,75 miliardy světelných let. Ukazuje se, že můžeme konstatovat, že pozorovatelný vesmír je od pozorovatele omezen kulovou oblastí s poloměrem 13,75 miliard světelných let. To však není úplně pravda. Nezapomeňte na rozšíření vesmíru. Dokud foton nedosáhne pozorovatele, bude od nás objekt, který ho emitoval, 45,7 miliardy sv. let. Tato velikost je horizontem částic a je to hranice pozorovatelného vesmíru.
Velikost pozorovatelného vesmíru je tedy rozdělena do dvou typů. Viditelná velikost, také nazývaná Hubbleův poloměr (13,75 miliardy světelných let). A skutečná velikost, zvaná částečný horizont (45,7 miliard světelných let). V podstatě oba tyto horizonty vůbec nevyznačují skutečnou velikost vesmíru. Nejprve závisí na poloze pozorovatele ve vesmíru. Za druhé se časem mění. V případě modelu ΛCDM se horizont částic rozšiřuje rychlostí větší než Hubbleův horizont. Otázka, zda se tento trend v budoucnosti změní, moderní věda nedává odpověď. Pokud ale předpokládáme, že vesmír se zrychluje s expanzí, pak všechny ty objekty, které nyní vidíme, dříve či později, zmizí z našeho „zorného pole“.
V současnosti je nejvzdálenějším světlem pozorovaným astronomy mikrovlnné záření pozadí. Vědci se na něj dívali a viděli vesmír, jak to bylo 380 tisíc let po Velkém třesku. V tuto chvíli se vesmír ochladil natolik, že byl schopen emitovat volné fotony, které jsou dnes zachyceny pomocí rádiových dalekohledů. V té době nebyly ve vesmíru žádné hvězdy ani galaxie, ale pouze pevný oblak vodíku, helia a nevýznamného množství dalších prvků. Z nehomogenit pozorovaných v tomto cloudu se následně vytvoří galaktické shluky. Ukazuje se, že přesně ty objekty, které jsou tvořeny nehomogenity reliktního záření, jsou umístěny nejblíže k částečnému horizontu.
Skutečné hranice
Ať už má vesmír pravdu, nepoznatelné hranice jsou stále předmětem pseudovědeckých dohadů. Tak či onak, všichni konvergují k nekonečnu Vesmíru, ale interpretují tuto nekonečnost úplně jiným způsobem. Někteří považují vesmír za vícerozměrný, kde náš „místní“trojrozměrný vesmír je jen jednou z jeho vrstev. Jiní říkají, že vesmír je fraktální - což znamená, že náš místní vesmír může být částicí jiného. Nezapomeňte na různé modely Multiverse se zavřenými, otevřenými, paralelními vesmíry, červími dírami. A existuje mnoho, mnoho různých verzí, jejichž počet je omezen pouze lidskou fantazií.
Pokud ale zapneme chladný realismus nebo se jednoduše vzdálíme od všech těchto hypotéz, můžeme předpokládat, že náš vesmír je nekonečným homogenním úložištěm všech hvězd a galaxií. Navíc, v každém velmi vzdáleném bodě, ať už se jedná o miliardy gigaparsek od nás, budou všechny podmínky přesně stejné. V tomto bodě bude na jejich okraji přesně stejný horizont částic a Hubbleova koule. Kolem budou stejné hvězdy a galaxie. Zajímavé je, že to není v rozporu s expanzí vesmíru. Koneckonců, nejenom vesmír se rozšiřuje, ale i jeho samotný prostor. Skutečnost, že v okamžiku velkého třesku vznikl vesmír z jednoho bodu, pouze říká, že nekonečně malé (prakticky nulové) dimenze, které se tehdy změnily v nepředstavitelně velké. V následujícím textu použijeme tuto hypotézu, abychom to zajistilito jasně rozumí měřítku pozorovatelného vesmíru.
Vizuální reprezentace
Různé zdroje poskytují všechny druhy vizuálních modelů, které umožňují lidem pochopit měřítko vesmíru. Nestačí si však uvědomit, jak velký je vesmír. Je důležité pochopit, jak se koncepty, jako je Hubbleův horizont a částicový horizont, skutečně projevují. Představme si náš model krok za krokem.
Zapomeňme, že moderní věda neví o „cizím“regionu vesmíru. Vyřazení verzí o multiverse, fraktálním vesmíru a jeho dalších „odrůdách“si představuje, že je prostě nekonečné. Jak již bylo uvedeno výše, není to v rozporu s rozšířením jejího prostoru. Samozřejmě vezměme v úvahu skutečnost, že jeho Hubbleova koule a sféra částic jsou rovny 13,75 a 45,7 miliardy světelných let.
Měřítko vesmíru
Začněme zkusme si uvědomit, jak velký je univerzální rozsah. Pokud jste cestovali po naší planetě, můžete si dobře představit, jak velká je pro nás Země. Nyní si představme naši planetu jako zrno pohanky, které obíhá kolem melounu-Slunce poloviční velikosti fotbalového hřiště. V tomto případě bude dráha Neptunu odpovídat velikosti malého města, oblasti Oortova oblaku k Měsíci, oblasti hranice vlivu Slunce na Mars. Ukazuje se, že naše sluneční soustava je mnohem větší než Země, zatímco Mars je větší než pohanka! Ale to je jen začátek.
Nyní si představme, že tato pohanka bude náš systém, jehož velikost se přibližně rovná jedné parsec. Mléčná dráha bude pak velikostí dvou fotbalových stadionů. Ani to nám však nebude stačit. Budeme muset Mléčnou dráhu snížit na centimetr. Trochu se bude podobat kávové pěně zabalené ve vířivé vaně uprostřed mezi černou mezigalaktickým prostorem kávy. Dvacet centimetrů od ní je stejná spirála „drobenka“- mlhovina Andromeda. Kolem nich bude roj malých galaxií z našeho místního klastru. Zjevná velikost našeho vesmíru bude 9,2 km. Rozuměli jsme univerzálním rozměrům, uvnitř vesmírné bubliny
Nestačí však, abychom pochopili samotné měřítko. Je důležité porozumět dynamice vesmíru. Představme si sami sebe jako obři, pro které má Mléčná dráha centimetrový průměr. Jak je uvedeno právě teď, ocitáme se uvnitř koule s poloměrem 4,57 a průměrem 9,24 km. Představme si, že jsme schopni vznášet se uvnitř této koule, cestovat, překonávat celé megaparsec za sekundu. Co uvidíme, pokud bude náš vesmír nekonečný?
Samozřejmě, před námi bude nekonečné množství všech druhů galaxií. Eliptické, spirálové, nepravidelné. Některé oblasti se s nimi budou hemžit, jiné budou prázdné. Hlavním rysem bude, že vizuálně budou všichni nehybní, zatímco my budeme nehybní. Jakmile však uděláme krok, samotné galaxie se začnou pohybovat. Například, pokud jsme schopni vidět mikroskopickou sluneční soustavu v centimetrové Mléčné dráze, můžeme pozorovat její vývoj. Když se vzdálíme 600 metrů od naší galaxie, uvidíme protostar Slunce a protoplanetární disk v době formace. Když se k němu přiblížíme, uvidíme, jak se Země objevuje, jak vzniká život a jak se objevuje člověk. Podobně uvidíme, jak se galaxie mění a pohybují, jak se pohybujeme pryč nebo se k nim přibližujeme.
V důsledku toho, čím vzdálenější galaxie vypadáme, tím starodávnější budou pro nás. Nejvzdálenější galaxie budou tedy umístěny dále než 1300 metrů od nás a na přelomu 1380 metrů uvidíme reliktivní záření. Je pravda, že tato vzdálenost bude pro nás imaginární. Když se však přiblížíme relikvnímu záření, uvidíme zajímavý obrázek. Přirozeně budeme sledovat, jak se budou galaxie tvořit a vyvíjet z původního oblaku vodíku. Když se dostaneme k jedné z těchto formovaných galaxií, pochopíme, že jsme nepřekonali vůbec 1375 kilometrů, ale všech 4,57.
Zmenšování
Výsledkem bude, že se zvětšíme ještě více. Nyní můžeme do pěsti umístit celé mezery a stěny. Nacházíme se tedy v poměrně malé bublině, ze které je nemožné se dostat ven. Nejen, že se vzdálenost k objektům na okraji bubliny zvětšuje, jak se přibližují, ale samotná hrana se bude nekonečně driftovat. To je celý bod velikosti pozorovatelného vesmíru.
Bez ohledu na to, jak velký je vesmír, pro pozorovatele zůstane vždy omezená bublina. Pozorovatel bude vždy ve středu této bubliny, ve skutečnosti je jeho středem. Při pokusu dostat se k jakémukoli objektu na okraji bubliny pozorovatel posune jeho střed. Jak se přibližuje k objektu, bude se tento objekt pohybovat dále a dále od okraje bubliny a současně se bude měnit. Například z beztvarého vodíkového mraku se promění v plnohodnotnou galaxii nebo dále v galaxii. Cesta k tomuto objektu se navíc s přibývajícím objektem zvýší, protože se změní okolní prostor. Jakmile se dostaneme k tomuto objektu, přesuneme jej pouze z okraje bubliny do jejího středu. Na okraji vesmíru bude také reliktivní záření blikat.
Budeme-li předpokládat, že vesmír se bude i nadále zvyšovat zrychleným tempem, pak bude ve středu bubliny a vinutí času o miliardy, biliony a ještě vyšší řády let dopředu, všimneme si ještě zajímavějšího obrazu. I když se naše bublina také zvětší, její mutující složky se od nás ještě rychleji vzdálí a zanechají okraj této bubliny, dokud se každá částice vesmíru neroztáhne ve své osamělé bublině, aniž by byla schopna interagovat s jinými částicemi.
Moderní věda tedy nemá informace o tom, jaké jsou skutečné dimenze vesmíru a zda má hranice. Určitě však víme, že pozorovatelný vesmír má viditelnou a skutečnou hranici, nazývanou poloměr Hubble (13,75 miliard světelných let) a poloměr částic (45,7 miliard světelných let). Tyto hranice jsou zcela závislé na poloze pozorovatele ve vesmíru a postupem času se rozšiřují. Pokud se Hubbleův poloměr přísně rozšiřuje rychlostí světla, je expanze horizontu částic zrychlena. Otázka, zda její zrychlení horizontu částic bude pokračovat dále a zda se nezmění na kompresi, zůstává otevřená.