Velký třesk

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

[[Soubor:Universe_expansion_sk.png|thumb|Podle teorie velkého třesku vznikl vesmír z nekonečně husté singularity. Vesmír se s postupem času rozpíná, čímž se objekty od sebe vzdalují.]] '''Velký třesk''' (anglicky '''Big Bang''') je vědecká [[kosmologie|kosmologická]] [[teorie]], která popisuje raný vývoj a tvar [[vesmír]]u. Hlavní myšlenkou je, že [[obecná teorie relativity]] může být zkombinovaná s pozorováními [[galaxie|galaxií]] vzdalujících se od sebe, z čehož se dá odvodit stav [[vesmír]]u v minulosti, ale i v budoucnosti. Přirozeným důsledkem velkého třesku je, že vesmír měl v minulosti vyšší [[teplota|teplotu]] a [[hustota|hustotu]]. Termín „velký třesk“ se v užším smyslu používá pro označení časového bodu, kdy začalo pozorované rozpínaní vesmíru, v širším smyslu na označení převládajícího kosmologického [[paradigma]]tu, vysvětlujícího vznik a vývoj vesmíru. Termín „velký třesk“ poprvé použil [[Fred Hoyle]] v roce [[1949]] během programu rozhlasové stanice [[BBC]] s názvem „Podstata věcí“ (anglicky ''The Nature of Things''); text byl vydaný roku [[1950]]. Hoyle tuto teorii nepodporoval a plánoval se jí vysmát. Jedním z důsledků velkého třesku je, že podmínky dnešního vesmíru jsou odlišné od podmínek v minulosti nebo v budoucnosti. Na základě tohoto modelu mohl [[George Gamow]] v roce [[1948]] předpovědět [[reliktní záření]], které bylo roku [[1960]] nakonec i objeveno a posloužilo jako důkaz potvrzující správnost teorie velkého třesku, vyvracející tak [[teorie stacionárního vesmíru|teorii stacionárního vesmíru]]. Podle současných fyzikálních modelů byl vesmír před 13,7 miliardami lety ve formě tzv. [[počáteční singularita|počáteční singularity]] (která měla některé společné rysy i se [[gravitační singularita|singularitou gravitační]]), v které byla měření [[čas]]u a [[délka|délky]] bezpředmětná a teplota spolu s tlakem byly [[nekonečno|nekonečné]]. Protože zatím neexistují žádné modely systémů s takovýmito charakteristikami, speciálně žádná [[teorie kvantové gravitace]], zůstává toto období historie vesmíru nevyřešeným fyzikálním problémem. == Historie teorie == V roce [[1927]] byl [[Belgie|belgický]] kněz [[Georges Lemaître]] prvním, kdo předložil návrh, že vesmír začal „výbuchem prehistorického atomu“. Ještě dříve, v roce [[1918]], změřil [[Štrasburg|štrasburský]] astronom [[Carl Wilhelm Wirtz]] systematický [[rudý posuv]] některých „[[mlhovina|mlhovin]]“, který nazval „K-korekce“; nebyl si však vědom kosmologických důsledků, ani toho, že údajné mlhoviny byly ve skutečnosti [[galaxie]] mimo naši [[Mléčná dráha|Mléčnou dráhu]]. [[Albert Einstein|Einsteinova]] [[obecná teorie relativity]], která se v té době rozvíjela, nedovolovala statické řešení (to znamená, že vesmír se musel buď rozpínat, nebo zmenšovat). Tento výsledek považoval sám Einstein za chybný a snažil se ho opravit přidáním [[kosmologická konstanta|kosmologické konstanty]]. Aplikování obecné teorie relativity na celý vesmír se podařilo [[Alexander Alexandrovič Friedman|Alexanderovi Friedmanovi]], jehož rovnice popisují Friedmannův-Lemaîtreův-Robertsonův-Walkerův vesmír. Roku [[1929]] našel [[Edwin Powell Hubble|Edwin Hubble]] experimentální důkazy, kterými zdůvodnil [[Georges Lemaître|Lemaîtreovu]] teorii. Hubble též zjistil, že se galaxie od sebe vzdalují. Použitím měření rudého posuvu Hubble zjistil, že daleké galaxie se vzdalují ve všech směrech rychlostmi (vzhledem k [[Země|Zemi]]) přímo úměrnými jejich vzdálenosti, což nyní známe jako [[Hubbleův zákon]]. Vzdalování galaxií naznačovalo dvě různé možnosti. První z nich, vytvořená a obhajovaná [[George Gamow|Georgem Gamowem]] byla, že vesmír začal v konečném čase v minulosti a od té doby se neustále rozpíná. Druhou byl model stacionárního vesmíru, vypracovaný Fredem Hoylem. Podle tohoto modelu by se při vzdalování galaxií tvořila nová hmota a vesmír by v libovolném okamžiku vypadal stejně. Několik let byly obě tyto protichůdné teorie podporované stejnou měrou. Pozorování však brzo přinesla důkazy, které dodaly zdrcující podporu právě teorii velkého třesku, která se od poloviny [[1960|60. let]] [[20. století]] považuje za nejlepší dostupnou teorii vzniku a vývoje vesmíru. Prakticky všechna teoretická práce v kosmologii zahrnuje rozšiřování a vylepšování základní teorie velkého třesku. Velká část této práce se zaměřuje na pochopení, jak se v kontextu velkého třesku formují galaxie, pochopení toho, co se při velkém třesku stalo a slučování pozorování s teorií. Ke konci [[1990-1999|90. let]] 20. století a na začátku [[21. století]] se v teorii velmi pokročilo díky důležitému pokroku v technologii [[dalekohled]]ů a ve spojení s obrovským množstvím [[umělá družice|družicových]] údajů např. ze sond [[COBE]] a [[WMAP]]. Tyto údaje umožnily astronomům spočítat mnoho parametrů velkého třesku s lepší přesností a neočekávaně vedly k důležitému zjištění, že se rozpínaní vesmíru zrychluje. == Stručný přehled == Na základě měření rozpínání vesmíru pomocí [[supernova|supernov]] typu Ia, měření vlastností kosmického mikrovlnného pozadí a měření korelačních funkcí galaxií, je stáří vesmíru 13,7 ± 0,2 miliardy roků. Skutečnost, že se tato tři nezávislá měření shodují, je považována za silný důkaz pro takzvaný [[Lambda-CDM model]], který detailně popisuje podstatu součástí vesmíru. Raný vesmír byl homogenní a izotropně vyplněný vysokou energetickou hustotou. Přibližně 10^-35 sekund po [[Planckův čas|Planckově času]] se vesmír exponenciálně zvětšil během období nazývaného [[inflace (kosmologie)|kosmická inflace]]. Když se pak inflace zastavila, hmotné součásti vesmíru byly ve formě [[kvark-gluonové plazma|kvark-gluonového plazmatu]], v kterém se všechny částice [[relativita|relativisticky]] pohybovaly. S růstem vesmíru klesala jeho [[teplota]]. Při určité teplotě se začaly vázat kvarky a gluony, a tak [[baryogeneze|tvořit]] [[baryon]]ová hmota. Díky fyzikálním nesymetriím se vytvořilo o něco více [[hmota|hmoty]], než [[antihmota|antihmoty]]. Hmota a antihmota povětšinou [[rekombinace|rekombinovala]], a dnes tak pozorujeme jen ten malý zbytek hmoty, který už zrekombinovat nemohl. Jak se vesmír dál zvětšoval, jeho teplota dále klesala, což vedlo k dalším procesům narušujícím [[symetrie]], které se začaly projevovat jako známé [[interakce]] a [[elementární částice]]. Ty brzo umožnily vznik [[atom]]ů [[vodík]]u a [[helium|helia]]. Tento proces se nazývá [[nukleosyntéza velkého třesku]]. Vesmír se dále ochlazoval, hmota se přestala pohybovat relativisticky a její [[vlastní hmotnost]] začala [[gravitace|gravitačně]] dominovat nad energií [[záření]]. Asi po 100&nbsp;000 letech se záření oddělilo od hmoty. Vesmír se tak stal pro záření průhledný. Záření z této doby se tak zachovalo až do dneška a můžeme ho dnes pozorovat jako [[reliktní záření]]. Časem se začaly o trošku hustější oblasti v téměř homogenním vesmíru díky gravitaci ještě více zahušťovat. Vytvořily se tak oblaka [[plyn]]u, [[galaxie]], hvězdy a ostatní kosmické smetí, které dnes můžeme pozorovat. Detaily tohoto procesu závisí na množství a typu hmoty ve vesmíru. Tři možné typy jsou známé jako [[studená temná hmota]], [[horká temná hmota]] a [[baryonická hmota]]. Nejlepší dostupné měření (ze sondy WMAP) ukazují, že dominantním typem hmoty ve vesmíru je studená temná hmota. Ostatní dva typy hmoty představují méně než 20 % veškeré hmoty ve vesmíru. Zdá se, že dnešnímu vesmíru dominuje záhadná forma energie známá jako [[temná energie]]. Přibližně 70 % celkové [[energie]] dnešního vesmíru je v této formě. Tato temná energie má schopnost způsobovat změnu rozpínaní vesmíru z [[lineární závislost]]i rychlost – vzdálenost, čímž způsobuje, že se [[časoprostor]] na velkých vzdálenostech rozpíná rychleji než se očekávalo. Temná energia nabírá podobu termínu kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích pole v obecné teorii relativity, avšak podrobnosti její [[stavová rovnice|stavové rovnice]] a také vztahu se standardním modelem částicové fyziky se stále zkoumají jak z teoretické roviny, tak i pozorováními. Všechna tato pozorování jsou obsažena v kosmologickém [[Lambda-CDM model]]u, který je [[matematický model|matematickým modelem]] velkého třesku se šesti volnými parametry. Záhady se objevují, když se přibližujeme k počátku času a vesmíru vůbec. Pro prvních 10^-33&nbsp;s, tedy pro dobu před [[teorie velkého sjednocení|velkým sjednocením sil]], nemáme žádnou smysluplnou teorii. Einsteinova teorie předpovídá singularitu s nekonečnými hustotami. Pro jejich odstranění bychom potřebovali [[kvantová gravitace|kvantovou gravitaci]]. Pochopení dějů v této době je jedním z největších nevyřešených problémů moderní fyziky. == Teoretická podpora == Dnešní podoba teorie velkého třesku závisí na třech předpokladech: # Univerzálnost fyzikálních zákonů # [[Kosmologický princip]] # [[Koperníkův princip]] Když se vymyslely, byly tyto myšlenky jednoduše přijaté jako [[postulát]]y, avšak dnes jsou v plném proudu snahy o jejich ověření. Univerzálnost fyzikálních zákonů byla ověřená na úroveň, že největší změna fyzikálních konstant během doby existence vesmíru je řádu 10^-5. [[Izotropie]] vesmíru, která definuje [[Kosmologický princip]], byla ověřená na úroveň řádu 10^-5. Změřilo se také, že vesmír je [[homogenita|homogenní]] v největších škálách až do 10% úrovně. Nyní je snaha ověřit [[Koperníkův princip]] pozorováním interakcí galaktických klastrů s reliktním zářením pomocí [[Sjunjajevův-Zeldovičův jev|Sjunjajevova-Zeldovičova jevu]] až na úroveň 1% přesnosti. Teorie velkého třesku používá [[Weylův postulát]] pro jednoznačné měření času v libovolném bodě jako „času od Planckova času.“ Měření v tomto systému je založeno na konformních souřadnicích, ve kterých takzvané spolupohybující se vzdálenosti a konformní časy oprošťují rozpínání vesmíru (parametrizovaném kosmologickým škálovým faktorem) od započítávání časoprostorových měření. Spolupohybující se vzdálenosti a konformní časy jsou definovány tak, že pohybující se s kosmologickým tokem jsou od sebe ve stále stejné spolupohybující se vzdálenosti a částicový horizont neboli hranice pozorování místního vesmíru je daná konformním časem. Jelikož vesmír může být popsán takovýmito souřadnicemi, velký třesk není explozí hmoty pohybující se ven a plnící prázdný vesmír. Místo toho se zvětšuje sám časoprostor. Toto zvětšování způsobuje, že fyzické vzdálenosti mezi jakýmikoli dvěma body v našem vesmíru se zvětšují. Objekty, které jsou svázány dohromady, například gravitací, se ale nezvětšují, protože fyzikální zákony, které jim vládnou, jsou uniformní a nezávislé na zvětšování. Navíc je zvětšování vesmíru na dnešních malých škálách tak malá, že jakákoliv závislost fyzikálních zákonů na zvětšování je současnou technikou neměřitelná. == Pozorované důkazy == Všeobecně se uznávají tři pilíře pozorování podporující teorii velkého třesku, a to Hubbleův zákon rozpínání, který vzešel z pozorování rudého posuvu galaxií, přesné měření reliktního záření a četnost lehkých prvků. Navíc pozorované vzájemné vztahy struktur velkého měřítka ve vesmíru velmi dobře zapadají do standardní teorie velkého třesku. === Hubbleův zákon === {{viz též|Hubbleův zákon}} Podle pozorování vzdálených galaxií a [[kvasar]]ů jsou spektra těchto objektů [[posuv spektra|posunuta]] k [[červená|červenému]] konci [[spektrum|spektra]], to znamená k delším [[vlnová délka|vlnovým délkám]]. Naměřený posuv se dává do souvislosti s [[Dopplerův jev|Dopplerovým posuvem]] záření tělesa, které se od nás vzdaluje určitou [[rychlost]]í. Z těchto měření rychlostí a měření [[vzdálenost]]í těchto těles vyplývá, že rychlost vzdalování závisí na vzdálenosti lineárně. Této závislosti se říká Hubbleův zákon: <big>\(v = H_0D\)</big> kde <big>\(v\)</big> je rychlost, <big>\(D\)</big> je vzdálenost od objektu a <big>\(H_0\)</big> je [[Hubbleova konstanta]], která má podle měření sondy WMAP hodnotu 71 ± 4 [[kilometr|km]]/[[sekunda|s]]/[[megaparsek|Mpc]]. === Reliktní záření === {{viz též|Reliktní záření}} [[Soubor:WMAP 2008.png|thumb|Měření reliktního záření provedené sondou [[WMAP]].]] Teorie velkého třesku předpověděla existenci mikrovlnného záření, které mělo přicházet ze všech směrů a mít charakter záření [[absolutně černé těleso|absolutně černého tělesa]], takzvané [[reliktní záření]]. Toto záření mělo být pozůstatkem [[baryogeneze]] z doby, kdy se vesmír stal průhledným pro [[elektromagnetické záření]]. Před tím díky neustálým interakcím s [[Fyzika plazmatu|plazmatem]] se elektromagnetické záření neustále [[Comptonův jev|Comptnovým jevem]] rozptylovalo. Jakmile se ale utvořily atomy, mohlo se záření začít volně šířit na delší vzdálenosti. Protože raný vesmír byl v [[tepelná rovnováha|tepelné rovnováze]], záření z této doby má spektrum záření absolutně černého tělesa a přicházet ze všech směrů téměř stejné. Díky Hubbleově rozpínání se ale jeho [[vlnová délka]] značně prodloužila, a tak dnes už nemá původní teplotu asi 3&nbsp;000&nbsp;[[Kelvin|K]], ale jen několik málo K nad [[absolutní nula|absolutní nulou]]. Roku [[1964]] [[Arno Allan Penzias|Arno Penzias]] a [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] při měření s mikrovlnnou anténou [[Bellovy laboratoře|Bellových laboratoří]] náhodně objevili předpovězené reliktní záření. Za tento objev dostali oba vědci [[Nobelova cena|Nobelovu cenu]]. Bylo to významné potvrzení teorie velkého třesku. V roce [[1989]] [[NASA]] vypustila sondu [[COBE]] (''Cosmic Background Explorer'' — „Průzkumník kosmického pozadí“), která reliktní záření velmi rychle proměřila. Naměřená teplota 2,726&nbsp;K (-270,274&nbsp;°C) plně souhlasila s předpovědí. Dále se zjistilo, že s přesností 1 ku 10^-5 je reliktní záření [[izotropie|izotropní]]. V [[1990-1999|90. letech]] se pak zjistilo, že záření je přeci jenom slabě [[anizotropie|anizotropní]]. Měření typických úhlových rozměrů těchto odchylek vedlo ke zjištění, že vesmír je geometricky plochý (viz [[tvar vesmíru]]). Roku [[2003]] byly uveřejněny výsledky měření sondy [[WMAP]] (''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''— „Wilkinsonova mikrovlnná sonda anizotropnosti“), která velmi přesně změřila některé kosmologické parametry. Měření i zneplatnilo několik speciálních modelů [[Inflace (kosmologie)|kosmické inflace]], ale výsledky s inflační teorií obecně souhlasily. === Četnost původních prvků === Použitím modelu velkého třesku je možné vypočítat koncentraci helia-4, helia-3, [[deuterium|deuteria]] a [[lithium|lithia]]-7 ve vesmíru. Všechny koncentrace jsou závislé na jediném parametru, a to poměru fotonů k [[baryon]]ům. Předpovězená poměrná množství jsou přibližně 25 % pro ⁴He ku H, 10^-3 pro ²H ku H, 10^-4 pro ³He ku H a 10^-9 ⁷Li ku H. Měření původní četnosti všech čtyř [[izotop]]ů se shodují s těmito předpovězenými hodnotami. Tato shoda je silným důkazem pro teorii velkého třesku, protože je to jediné nám známé vysvětlení pro tyto koncentrace. === Vývoj a rozložení galaxií === Podrobná pozorování stavby a rozložení [[galaxie|galaxií]] a [[kvasar]]ů také poskytují silný důkaz pro teorii velkého třesku. Kombinace pozorování a teorie napovídají, že první kvasary a galaxie se vytvořily asi miliardu let po velkém třesku a od té doby se vyvinuly i větší struktury jako [[kupa galaxií|kupy]] a [[nadkupa galaxií|nadkupy]] galaxií. Hvězdné populace stárly a vyvíjely se, takže vzdálené galaxie, které pozorujeme takové, jaké byly v raném vesmíru, vypadají značně odlišně než galaxie blízké. Navíc galaxie, které se vytvořily relativně nedávno, se znatelně liší od galaxií v podobných vzdálenostech, které se ale vytvořily krátce po velkém třesku. Tato pozorování jsou silným argumentem proti stacionárnímu modelu. Velké struktury dobře souhlasí se simulacemi velkého třesku a tvoření struktur ve vesmíru a pomáhají doplnit detaily teorie. == Problémy teorie velkého třesku == Během historie teorie velkého třesku vyvstalo několik problémů. Některé jsou dnes už překonané buď změnami teorie nebo přesnějšími měřeními. Jiné, jako například problém hrotového hala nebo problém četnosti trpasličích galaxií, se nepovažují za fatální, protože mohou být vyřešeny úpravou teorie. Malý počet zastánců nestandardní kosmologie věří, že žádný velký třesk nikdy nebyl, a tvrdí, že řešení těchto problémů vyžaduje účelové úpravy a dodatky k teorii. Nejčastěji jsou napadány části standardní kosmologie, které zahrnují [[temná hmota|temnou hmotu]], [[temná energie|temnou energii]] a [[inflace (kosmologie)|kosmickou inflaci]]. Přestože vysvětlení těchto částí [[nevyřešené fyzikální problémy|nebyla dosud podána]], nezávislá pozorování [[nukleosyntéza velkého třesku|nukleosyntézy velkého třesku]], [[reliktní záření|reliktního záření]], [[velkorozměrové struktury|velkorozměrových struktur]] a [[supernova|supernov]] typu Ia napovídají, že se je podaří s touto teorií skloubit. [[gravitace|Gravitační]] projevy napadávaných objektů jsou již dobře zpracované jak po pozorovatelské, tak teoretické stránce, ale ještě nebyly zahrnuty do [[Standardní model|Standardního modelu]] [[fyzika částic|fyziky částic]]. Ačkoli některé aspekty teorie zůstávají nevysvětlené fundamentální fyzikou, naprostá většina astronomů a fyziků souhlasí, že velmi dobrá shoda mezi teorií velkého třesku a pozorováními pevně zakotvila všechny základní části teorie. Následuje několik „problémů“ a hádanek velkého třesku === Problém horizontu === '''[[Problém horizontu]]''' vychází z předpokladu, že informace nemohou cestovat [[rychlost světla|rychleji než světlo]], a tak dvě oblasti vesmíru vzdálené od sebe více než je rychlost světla vynásobená věkem vesmíru nemohou být [[kauzalita|kauzálně]] (příčinně) spojeny. Pozorovaná izotropie kosmického mikrovlnného pozadí je z tohoto ohledu problematická, protože velikost horizontu v tom čase odpovídá přibližně dvěma úhlovým stupňům na obloze. Pokud měl vesmír od [[Planckův čas|Planckova času]] stejnou historii rozpínání, neexistuje žádný mechanismus, který by umožnil, aby tyto oblasti měly stejnou teplotu. Tato zdánlivá rozporuplnost je vyřešená [[inflační teorie|inflační teorií]], podle které homogenní a izotropní skalární energetické pole dominuje vesmíru v čase 10^-35 sekundy po Planckově času. Během inflace projde vesmír exponenciálním rozpínáním a kauzálně spojené oblasti se rozpínají za vzájemné horizonty. [[Heisenbergův princip neurčitosti]] předpovídá, že během inflační fáze existovaly [[primordiální fluktuace|primordiální kvantové tepelné fluktuace]], které se zvětšily až do velikosti vesmíru. Tyto fluktuace posloužily jako zárodky všech současných struktur ve vesmíru. Po inflaci se vesmír rozpínal podle Hubbleova zákona a oblasti, které nebyly kauzálně spojeny, se vrátily pod horizont. To vysvětluje pozorovanou izotropii reliktního záření. Teorie inflace předpovídala, že primordiální fluktuace téměř vůbec nezávisely na svých velikostech, což bylo přesně potvrzené měřeními reliktního záření. === Plochost === '''[[Problém plochosti]]''' je problém vycházející z pozorování, které vzešlo z úvah o geometrii vesmíru spojené s [[Friedmannova-Lemaîtreova-Robertsonova-Walkerova metrika|Friedmannovou-Lemaîtreovou-Robertsonovou-Walkerovou metrikou]]. Obecně, vesmír může mít tři odlišné typy geometrií: [[hyperbolická geometrie|hyperbolickou geometrii]], [[Euklidovská geometrie|Euklidovskou geometrii]], nebo [[eliptická geometrie|eliptickou geometrii]]. Geometrie vesmíru je daná celkovou energetickou hustotou vesmíru. Hyperbolickou geometrii by vesmír měl, pokud by hustota byla menší než [[kritická hustota|kritická]], eliptickou, pokud by hustota byla větší než kritická, a Euklidovskou, pokud by hustota byla přesně kritická. V raných fázích musel vesmír mít hustotu kritickou s přesností na 1:10¹⁵. Větší odchylka by způsobila buď [[tepelná smrt vesmíru|tepelnou smrt]], nebo [[velký křach]] a vesmír by nemohl existovat takový, jaký ho dnes známe. Vyřešení tohoto problému nabízí opět [[inflační teorie]]. Během inflační fáze se časoprostor zvětšil natolik, že jakékoliv zbytkové zakřivení bylo zcela vyhlazené. Vesmír musí tedy být plochý právě díky inflaci. === Magnetické monopóly === {{viz též|Magnetické monopóly}} Problém '''[[magnetický monopól|magnetických monopolů]]''' vyvstal koncem [[1970-1979|70. let]] [[20. století]]. [[Teorie velkého sjednocení]] předpovídaly, že [[topologická porucha|bodové poruchy v topologii]] prostoru, které by se projevily jako magnetické monopóly, by musely ve vesmíru být mnohem častější než se pozoruje (žádný se ještě nikdy nepozoroval). Tento problém také řeší [[inflační teorie]], která odstraňuje bodové poruchy z pozorovatelného vesmíru stejným způsobem, jakým narovnala geometrii vesmíru na plochou. === Baryonová asymetrie === {{viz též|Baryonová asymetrie}} Stále není zcela jasné, proč se ve vesmíru vytvořilo více hmoty než antihmoty. Obecně se předpokládá, že když byl vesmír mladý a velmi horký, byl ve statistické rovnováze a obsahoval stejné množstvá [[baryon]]ů a antibaryonů. Nicméně naše pozorování ukazují, že i v těch nejvzdálenějších částech vesmíru je jen minimum antihmoty. Tuto nesymetrii vytvořil neznámý proces [[baryogeneze]]. Aby baryogeneze nastala, musely být splněny [[Andrej Sacharov|Sacharovovy]] podmínky. Muselo být narušeno [[baryonové číslo]], narušeny [[C-symetrie]] a [[CP-symetrie]] a vesmír se musel odchýlit od [[tepelná rovnováha|tepelné rovnováhy]]. Všechny tyto podmínky byly při velkém třesku splněny, ale to by pro dnes pozorovanou asymetrii nestačilo. Pro její vysvětlení bude třeba provést další vysokoenergetické částicové experimenty. === Stáří kulových hvězdokup === V [[1990-1999|90. letech]] [[20. století]] se zjistilo, že pozorování [[kulová hvězdokupa|kulových hvězdokup]] jsou neslučitelná s teorií velkého třesku. Počítačové simulace kulových hvězdokup, které souhlasily s pozorováními jejich [[hvězda|hvězdných]] populací, ukazovaly, že kulové hvězdokupy jsou staré asi 15 miliard let, což je v rozporu s teorií velkého třesku, podle které vesmír vznikl před 13,7 miliardami let. Problém byl vyřešen o několik let později, kdy byly vyvinuty nové simulace, které zahrnovaly také ztrátu hmoty díky [[hvězdný vítr|hvězdnému větru]]. Ačkoli je určování stáří kulových hvězdokup stále problémem, objekty jsou podle všeho ve vesmíru jedny z nejstarších. === Temná hmota === {{viz též|Temná hmota}} V [[1970-1979|70.]] a [[1980-1989|80. letech]] [[20. století]] některá pozorování (zejména měření [[galaktická rotační křivka|galaktických rotačních křivek]]) ukázala, že ve vesmíru není dostatek viditelné hmoty, která by byla zodpovědná za velikosti gravitačních sil uvnitř a mezi [[galaxie]]mi. Toto vedlo k myšlence, že až 90 % hmoty ve vesmíru není normální nebo baryonická hmota, ale takzvaná '''[[temná hmota]]'''. Navíc předpoklad, že vesmír je složen zejména z normální hmoty, vedl k předpovědím, které se rozcházely s pozorováními. <!-- Hlavně vesmír je mnohem hrudkovitější a obsahuje mnohem více [[deuterium|deuteria]], než by bylo možné bez temné hmoty. (poznámka: Tuto větu se mi nepodařilo objasnit. Mám za to, že je správně. Anglická wiki ale uvádí přesný opak - což se mi zdá hodně divné.) --> Zatímco původně byla temná hmota kontroverzní, dnes je přijímána jako standardní součást kosmologie díky pozorováním anizotropie [[reliktní záření|reliktního záření]], rozptylu rychlostí [[galaktická kupa|galaktických kup]] a rozložení [[velkorozměrová struktura|velkorozměrových struktur]], studiu [[gravitační čočka|gravitačních čoček]] a měření galaktických kup v [[rentgenové záření|rentgenovém]] oboru. Temná hmota byla objevena jen díky jejímu gravitačnímu působení, žádné částice, které by ji mohly tvořit, zatím nebyly v laboratořích pozorovány. Nicméně na tuto roli je mezi částicemi mnoho kandidátů a rozjíždějí se již projekty na jejich detekci. === Temná energie === {{viz též|Temná energie}} Podrobná měření hustoty hmoty ve vesmíru v [[1990-1999|90. letech]] [[20. století]] našla hodnotu, která odpovídala jen 30 % kritické hustoty. Aby byl vesmír plochý, což naznačovala měření reliktního záření, znamenalo by to, že celých 70 % hustoty energie vesmíru zůstalo nevysvětlených. Měření [[supernova|supernov]] typu Ia odhalila, že vesmír se nerozpíná lineárně podle [[Hubbleův zákon|Hubbleova zákona]], ale zrychleně. [[Obecná teorie relativity]] vyžaduje, aby většina vesmíru sestávala z energetické složky s velkým negativním tlakem. '''[[Temná energie]]''' se nyní považuje právě za těchto chybějících 70 %. Její povaha zůstává jednou z největších záhad velkého třesku. Možní kandidáti na ni jsou [[kosmologická konstanta]] a [[kvintesence]]. Zatím probíhají pozorování, která by nám ji mohla pomoci lépe pochopit. == Budoucnost podle teorie velkého třesku == Před tím, než byly pozorované účinky temné energie, kosmologové zvažovali dva možné scénáře budoucnosti vesmíru. Pokud bude [[hustota]] hmoty vesmíru nad [[kritická hustota|kritickou hustotou]], dosáhne vesmír maximální velikost a začne se zase hroutit. Stane se zase hustějším a teplejším a skončí v podobném stavu, jako ve kterém byl na začátku — [[Velký křach|velkým křachem]]. Na druhou stranu, pokud je hustota vesmíru pod kritickou hodnotou nebo se jí rovná, rozpínání se časem zpomalí, ale nikdy nezastaví. Jak by klesala hustota vesmíru, vytváření [[hvězda|hvězd]] by ustávalo. Průměrná [[teplota]] vesmíru by se asymptoticky blížila k [[absolutní nula|absolutní nule]]. [[Černá díra|Černé díry]] by se vypařily. [[Entropie]] vesmíru by nabyla takové hodnoty, že by z ní nebylo možno získat žádnou organizovanou formu energie. Tomuto konci se říká [[tepelná smrt vesmíru|tepelná smrt]]. Navíc, pokud se [[rozpad protonu|rozpadá proton]], pak zmizí i všechen vodík, dominantní forma baryonické hmoty v dnešním vesmíru a zbude jen záření. Nejnovější pozorování [[zrychlené rozpínání|zrychleného rozpínání]] vedou k závěru, že více a více z nám teď viditelného vesmíru se dostane za náš [[horizont událostí]] a tedy mimo náš dosah. Výsledek zrychleného rozpínání není znám. Takzvaný [[Lambda-CDM model]] vesmíru, který obsahuje [[temná energie|temnou energii]] ve formě [[kosmologická konstanta|kosmologické konstanty]], předpovídá, že pospolu zůstanou jen [[gravitace|gravitačně]] vázané systémy, jako jsou třeba [[galaxie]], které nakonec skončí tepelnou smrtí, jak se vesmír bude ochlazovat a rozpínat. Jiná vysvětlení temné energie, takzvané teorie [[fantómová energie|fantómové energie]] předpokládají, že se pohromadě neudrží ani kupy galaxií a případně galaxie a roztrhají se na části ve stále zrychlujícím se rozpínání končícím takzvaným [[Velké rozervání|velkým rozerváním]]. Poslední měření sondy [[WMAP]] ale tuto variantu konce prakticky vylučují. == Spekulativní fyzika za hranicí velkého třesku == Zatímco velký třesk se v kosmologii již dobře zabydlel, bude pravděpodobně v budoucnosti vypilován. Jen málo je známo o nejranějším vesmíru, kdy se měla udát hypotetická [[inflace (kosmologie)|inflace]]. Mohou totiž existovat části vesmíru, které v principu nemůžeme pozorovat. V inflační fázi mohly být velké části vesmíru vystrčeny za náš horizont pozorovatelného vesmíru. Až budeme lépe rozumět fyzice částic vysokých energií, budeme moci lépe vyvozovat, co se vlastně při velkém třesku stalo. Spekulace také často zahrnují teorie [[kvantová gravitace|kvantové gravitace]]. Některé návrhy jsou: * [[chaotická inflace]] * [[bránovová kosmologie]] zahrnující [[ekpyrotický vesmír|ekpyrotický]] model, ve kterém je velký třesk důsledkem kolize bran * [[Oscilující vesmír]], ve kterém hustý náš raný vesmír je konečné stadium [[velký křach|velkého křachu]] vesmíru podobného tomu našemu. Vesmír pak může opakovaně procházet nekonečně mnoha velkých třesků a křachů. [[Cyklický model vesmíru|Cyklické]] rozšíření ekpyrotického modelu je moderní verzí tohoto scénáře. * modely obsahující [[Hartleův-Hawkingův stav|Hartleovu-Hawkingovu okrajovou podmínku]], ve kterých je celý časoprostor konečný. Některé z těchto scénářů jsou kvalitativně slučitelné s jinými. Všechny ale obsahují netestované hypotézy. == Filozofické a náboženské interpretace == Z hlediska filozofie existuje několik interpretací teorie velkého třesku, které jsou úplně spekulativní nebo nevědecké. Některé z těchto myšlenek si kladou za cíl vysvětlit příčinu samotného velkého třesku a byly označené některými [[naturalistická filozofie|naturalistickými filozofy]] jako moderní [[mýtus stvoření|mýty stvoření]]. Někteří lidé věří, že teorie velkého třesku dává podporu tradičním názorům na [[stvoření]] tak, jak jsou předkládány v [[Genesis]]. Jiní zase věří, že všechny teorie spojené s velkým třeskem se s takovými názory neshodují. Velký třesk jakožto vědecká teorie není spojený se žádným [[náboženství]]m. Ačkoli některé náboženské interpretace jsou ve sporu s velkým třeskem, mnoho jiných není. == Související články == ;Budoucnost podle teorie velkého třesku * [[Vznik a vývoj vesmíru]] * [[Velký křach]] * [[Tepelná smrt vesmíru]] ;Kosmologie, astrofyzika a astronomie * ''[[Stručná historie času]]'' * [[Teoretická astrofyzika]] * [[Černá díra]] ;Fyzika * [[Šipka času]] * [[Teorie velkého sjednocení]] * [[Fázový přechod]] * [[Teorie všeho]] == Externí odkazy == * Aldebaran: [http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/index.html Astrofyzika/Kosmologie] *LaRocco, Chris a Blair Rothstein, „''[http://www.umich.edu/~gs265/bigbang.htm THE BIG BANG: It sure was BIG!!]''“ (anglicky). * PBS.org, „''[http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline (anglicky)]''“ *"''[http://www.historyoftheuniverse.com/ Welcome to the History of the Universe]''„. Penny Press Ltd. (anglicky) *Shestople, Paul, “''[http://cosmology.berkeley.edu/Education/IUP/Big_Bang_Primer.html Big Bang Primer (anglicky)] *Wright, Edward L., „''[http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html Brief History of the Universe (anglicky)]''“ *Ron, Cowen: [http://www.sciencenews.org/pages/sn_arc98/12_19_98/bob1.htm The Greatest Story Ever Told (anglicky)] * NASA: [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/mysteries_l2/lumpy.html The Lumpy Universe (anglicky)] {{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Astrofyzika]] [[Kategorie:Kosmologie]]

Návrat na stránku „Velký třesk“.