Vznik a vývoj vesmíru

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání

Vznikem a vývojem vesmíru se zabývá věda zvaná kosmologie. Během staletí lidského poznání se pohled na vesmír a jeho vývoj neustále měnil a je tomu tak stále. Dnes nejuznávanější teorie, která je pozorováním nejpodloženější je takzvaný standardní model, také zvaný model ΛCDM. Přesto najdeme mnoho astrofyziků, kteří ho zavrhují a odmítají i velký třesk.

Současný odhad hovoří, že rozpínání začalo před 13,798±0,037 miliardami let. Vývoj vesmíru se zatím dělí na 3 fáze.

Velmi raný vesmír byl tak horký a energetický, že v něm nemohly existovat žádné částice, a síly, které dnes existují, byly sjednoceny v jedné síle. Obrovské energie způsobily, že samotný prostor expandoval během inflační epochy. Postupně se obrovské energie ochlazovaly na teplotu nesrovnatelně vyšší než cokoli, co pozorujeme dnes, ale dostatečně nízkou na postupný rozpad symetrie sil, což nakonec vedlo k oddělení silné interakce od elektroslabé síly pokud vzniku prvních částic.

Ve druhé fázi se vesmír tvořený kvark-gluonovým plazmou dále ochlazoval. Dalším rozpadem symetrie, zejména rozpadem elektroslabé symetrie, vznikly současné základní síly a celá škála komplexních a složených částic, které dnes existují. To vedlo k dominanci hmoty ve vesmíru, prvním neutrálním atomem a záření kosmického mikrovlnného pozadí. Moderní teorie vysokoenergetické částicové fyziky pokrývají tyto úrovně energie a tak fyzikové věří, že tomuto období dostatečně rozumí.

Ve třetí fázi již existoval vesmír s fundamentálními částicemi a silami, tak jak je známe dnes. Začala tvorba všech stabilních struktur, tzn. hvězd, kvasarů, galaxií, kup a nadkup galaxií. Jejich vznik vytvořil vesmír, který vidíme dnes.

V budoucnu vědci předpokládají, že život na Zemi zanikne asi za miliardu let. Za 5 miliard let bude Země pohlcena Sluncem. O mnoho let později zaniknou hvězdy a vesmír se ponoří do tmy. Dalším vývojem vesmíru se zabývají různé teorie popsány níže.


Standardní model[editovat | editovat zdroj]

Standardní model kombinuje teorii kvantové fyziky a obecné relativity a popisuje dění hmoty a gravitace za velmi extrémních podmínek. Dopodrobna zpracovaná teorie velkého třesku a vývoje vesmíru v jeho prvních třech minutách staví především na standardním modelu.

Velký třesk[editovat | editovat zdroj]

Podle teorie velkého třesku (anglicky Big Bang) vznikl vesmír z nekonečně malého bodu o velké hustotě. Tato singularita byla jak počátkem hmoty a prostoru tak i počátkem času. Vznikl první okamžik a od něho se začal odvíjet vývoj vesmíru.

Ten probíhal zpočátku velmi rychle a měl (nebo mohl mít) podobu nesmírné exploze (v podstatě se rozepnul ve velmi malém čase na ohromný objem a to ještě daleko rychleji než probíhá rozpínání vesmíru v dnešní době - to je nazýváno inflace). I když slovo třesk navozuje představu zvuku, jakési rány, je v tomto případě ekvivalentem slova výbuch.

Vznik hmoty[editovat | editovat zdroj]

Původně malý vesmír se společně s prostorem rychle rozpínal. ‚Uvnitř‘ se nacházela velmi hustá a žhavá látka. Standardní model popisuje dost přesně, co se dělo v prvních třech minutách po vzniku vesmíru (vzhledem k tomu, že vesmír je starý asi 13,7 miliard let, je to doba skutečně nepatrná).

Vystřídalo se několik fází. V těch prvních převládalo především světlo (fotony) a jiné elementární částice. A v posledních fázích už byl vesmír dost chladný (jen několik miliard stupňů Celsia) na to, aby se mohla tvořit stabilní jádra atomů.

Důkazy[editovat | editovat zdroj]

Rozpínání vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Teoreticky rozpracoval rozpínání vesmíru Alexandr Fridman a využil k tomu Einsteinových rovnic obecné teorie relativity. Podle těchto rovnic není možné, aby byl vesmír stacionární (aby se nerozpínal, nebo nesmršťoval).

Toto rozpínání lze pozorovat nepřímo na velmi vzdálených objektech (kvasary) a jejich světelných spektrech (spektrální čáry). Známý je takzvaný rudý posuv. Čím jsou například galaxie vzdálenější, tím větší je jejich rudý posuv a tím rychleji se od nás také vzdalují. Tato závislost je téměř lineární a je vyjádřena Hubblovou konstantou (Edwin Hubble byl astronom, který tuto závislost pozoroval a prosazoval).

Příčina růstu rychlosti vzdalování s rostoucí vzdáleností není známá, za jednu z možných příčin je považováno působení temné energie, podle jedné z teorií ke zrychlování rozpínání nedochází a jev je způsoben postupným zpomalováním času.[1]

Reliktní záření[editovat | editovat zdroj]

Reliktní neboli zbytkové záření má dnes teplotu 2,7 K a přichází izotropně ze všech směrů z vesmíru. Bylo nejprve předpovězeno teoreticky jako důsledek kosmologické rekombinace v počátcích vývoje vesmíru a teprve pak pozorováno. Prvními byli Penzias a Wilson a dostali za to Nobelovu cenu.

Teorie stacionárního vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Vesmír je podle této teorie homogenní a izotropní (kosmologický princip) a to nejen v prostoru, ale i v čase. Bez ustání se rozpíná a stálou homogenitu zaručuje nově vznikající hmota. Proti této teorii mluví pozorovatelné rozdíly mezi blízkým a vzdáleným (tedy i starým) vesmírem.

K tomuto stacionárnímu popisu se zpočátku klonil i sám Albert Einstein, přestože jeho obecná teorie relativity takový stav vylučovala. Vypořádal se s tím tak, že do rovnic přidal pomocnou konstantu (kosmologická konstanta), kterou následně nazval svým největším omylem. Dnes se ale kosmologická konstanta opět „vrací do módy“.

Konečný osud vesmíru[editovat | editovat zdroj]

Osud sluneční soustavy: 1 až 5 miliard let[editovat | editovat zdroj]

V řádech miliardy let je Země a sluneční soustava nestabilní. Slunce postupně vytváří více a více tepla až dosáhne bodu, ve kterém se tekutá voda vypaří a život bude nepravděpodobný a tak biosféra existující na Zemi zanikne. Magnetické pole Země, sklon osy a atmosféra podléhají dlouhodobým změnám. Samotná sluneční soustava je v řádech miliard let chaotická. Přibližně za 5,4 miliardy let dosáhne jádro Slunce teploty dostatečně k tomu, aby ve vyšších vrstvách začala fúze vodíku. To způsobí obrovskou expanzi jeho vnějších vrstev a Slunce vstoupí do fáze, která se označuje jako červený obr. Za 7,5 miliardy let naroste poloměr Slunce na 1,2 AU, čili se zvětší 256x. Studie z roku 2008 říkají, že vzájemné gravitační působení Slunce a Země způsobí přesun Země na bližší oběžnou dráhu a nakonec ji Slunce pohltí krátce před dosažením své maximální velikosti přesto, že ztratí asi 38% hmotnosti. Slunce bude existovat dalších mnoho miliard let, projde mnoha fázemi a nakonec svůj život ukončí jako bílý trpaslík. Po mnoha miliardách let v této fázi zhasne úplně a stane se černým trpaslíkem.

Velký mráz: více jako 1014 let[editovat | editovat zdroj]

Tento scénář je obecně považován za nejpravděpodobnější, protože pokud bude vesmír pokračovat v roztahování, tak je jeho přirozeným následkem. V době řádově 1014 let dohoří poslední hvězdy, další vznikat nebudou a vesmír se ponoří do tmy. Mnohem později, v érách po této zaniknou galaxie a černé díry se vypaří v procesu Hawkingovy radiace. Podle některých teorií velkého sjednocení se protony rozpadají nejméně po 1034 letech a zbývající mezihvězdný plyn a hvězdné pozůstatky budou tvořit leptony (elektrony a pozitrony) a fotony. Následně některé elektrony a pozitrony vytvoří protony. V tom případě vesmír dosáhne stavu vysoké entropie a bude tvořen částicemi a nízkoenergetickým zářením. Není známo, zda dosáhne stavu termodynamické rovnováze.

Velký kolaps: 100+ miliard let odteď[editovat | editovat zdroj]

Pokud by hustota temné energie byla negativní nebo by byl vesmír uzavřený, tak by bylo možné, že rozpínání vesmíru změní svůj směr a vesmír se začne stahovat zpět do hustého, horkého stavu. Tento prvek je potřebný v teoriích oscilujícího vesmíru, jako např. cyklický model, i když Velký kolaps nemusí znamenat oscilující vesmír. Současné pozorování říkají, že tento model pravděpodobně nesprávný a rozpínání bude pokračovat nebo dokonce zrychlí.

Velké roztrhnutí: 20+ miliard let odteď[editovat | editovat zdroj]

Tento scénář je možný pouze pokud energetická hustota temné energie bude neomezeně růst. Taková tmavá energie se nazývá fantomová energie a nepodobá se na žádný jiný druh energie. V takovém případě bude rychlost rozpínání neomezeně růst. Systémy, které drží pohromadě gravitace, jako kupy galaxií, galaxie a také sluneční soustava, budou roztrhané. dále expanze dosáhne takovou rychlost, že překoná elektromagnetickou sílu, která drží pohromadě molekuly a atomy. Nakonec roztrhá i jádra atomů a vesmír skončí v neobvyklém druhu gravitační singularity. V té době dosáhne rychlosti rozpínání nekonečnou hodnotu, a překoná tak všechny síly (bez ohledu na jejich sílu), které drží pohromadě složené systémy (bez ohledu na jejich velikost) a doslova všechno roztrhá.

Událost metastability vakua[editovat | editovat zdroj]

Pokud se náš vesmír nachází v odvěkém falešném vakuu, tak je možné, že malé oblasti vesmíru se dostanou do méně energetického stavu. Jestliže se toto stane, všechny struktury v té oblasti budou okamžitě zničeny a oblast se začne rozpínat téměř rychlostí světla a bez varování všechno zničí.

Tepelná smrt: 10150+ let odteď[editovat | editovat zdroj]

Tepelná smrt je možný konečný stav vesmíru zhruba po 10150 letech, ve kterém dosáhl stav neobsahující žádnou volnou termodynamickou energii, čili žádný pohyb. Fyzikální řečeno, dosáhne stavu maximální entropie. Hypotéza tepelné smrti se zakládá na myšlenkách Williama Thomsona (Lord Kelvin) z 50-let 19. století.


Literatura[editovat | editovat zdroj]

  • BARROW, John. Původ vesmíru. Bratislava : Archa s. r. o., 1996(?). ISBN 8071150924. S. 166. (česky) 

Související články[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]

  1. http://www.national-geographic.cz/detail/podle-spanelskych-fyziku-se-z-vesmiru-ztraci-cas-mozna-zmizi-uplne-22825/
  • (anglicky)Sean Carroll on the arrow of time (Part 1), The origin of the universe and the arrow of time, Sean Carroll, video z přednášky, CHAST 2009, Templeton, Faculty of science, University of Sydney, listopad 2009, TED.com
  • (anglicky)A Universe From Nothing, video z přednášky, Lawrence Krauss, AAI 2009, YouTube.com