Velký třesk: Porovnání verzí

 

'''Velký třesk''' (anglicky '''Big Bang''') je vědecká obecně přijímaná [[kosmologie|kosmologická]] [[teorie]], která popisuje raný vývoj a tvar [[vesmír]]u. Hlavní myšlenkou je, že [[obecná teorie relativity]] může být zkombinovaná s pozorováním [[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, které roku [[1927]] první navrhl belgický kněz a astronom [[Georges Lemaître]]. Jako počátek tehdy považoval ''primordial atom'' či [[kosmické vejce]].<ref>http://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html - Big bang theory is introduced, 1927</ref> V širším smyslu na označení převládajícího kosmologického [[paradigma]]tu, vysvětlujícího vznik a vývoj vesmíru.

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]], který označoval prvotní látku jako [[ylem]], 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]].

 

 

== Historie teorie ==

 

[[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 – jak ukazuje například už [[de Sitterův prostoročas]] z roku 1917). 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.

Na základě měření rozpínání vesmíru pomocí [[supernova|supernov]] typu Ia, měření vlastností kosmického mikrovlnného pozadí a měření korelačních funkcí galaxií, bylo odhadováno stáří vesmíru 13,7 ± 0,2 miliardy roků. Skutečnost, že se tato tři nezávislá měření shodovala, byla považována za silný důkaz pro takzvaný [[Lambda-CDM model]], který detailně popisuje podstatu součástí vesmíru. V roce 2013 sonda Planck přinesla pozorování, na základě nichž je vesmír starší, cca 13,8 miliardy roků.

 

 

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 380&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]].

 

 

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 energie 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.

 

 

== Teoretická podpora ==

# [[Koperníkův princip]]

 

 

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.

=== Reliktní záření ===

{{Podrobně|Reliktní záření}}

 

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]].

 

 

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.

 

 

=== Četnost původních prvků ===

 

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.

'''[[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.

 

 

Dalším, mezi většinou vědců neoblíbeným řešením problému horizontu by bylo připustit si, že rychlost světla nebyla vždy stejná během vývoje vesmíru. ''Ultra-rychlé světlo'' by cestovalo ve své době o mnoho větší rychlostí než dnes. Jak se vesmír rozpínal, světlo by se ustálilo na dnešní rychlosti. V současnosti, i přes inflační teorii, si vědci stále nejsou jisti řešením problému horizontu.

=== Baryonová asymetrie ===

{{Podrobně|Baryonová asymetrie}}

 

=== Stáří kulových hvězdokup ===