Velký třesk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
Bez shrnutí editace značky: možný vandalismus editace z Vizuálního editoru |
m Editace uživatele 90.179.56.77 (diskuse) vráceny do předchozího stavu, jehož autorem je OJJ |
||
Řádek 1:
[[Soubor:Universe_expansion_sk.png|náhled|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
Termín „velký třesk“ poprvé použil [[Fred Hoyle]]
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]].
Ke konci [[1990–1999|90. let]] 223. 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 [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]]. Tyto údaje umožnily astronomům spočítat mnoho parametrů velkého třesku s lepší přesností a neočekávaně vedly k důležitému zjištění, že se rozpínaní vesmíru zrychluje.▼
Podle současných fyzikálních modelů byl vesmír před 13,8 miliardami lety ve formě tzv. 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 [[Kvantová gravitace|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 [[štrasburk|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 [[Galaxie 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 – 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.
Roku [[1929]] našel [[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 [[Hubbleova konstanta|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]]
== Stručný přehled průběhu ==
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.
Raný vesmír byl homogenní a izotropně vyplněný vysokou energetickou hustotou. Přibližně 10<sup>−35</sup> 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 [[teorie relativity|relativisticky]] pohybovaly. S růstem vesmíru klesala jeho [[teplota]]. V čase asi 1 sekunda, při teplotě 3×10<sup>10</sup> K, se od horkého plazmatu uvolnila [[reliktní neutrina]]. Poté 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 380 000 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 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.
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<sup>−33</sup> 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. Ty však pak i mohou vést k závěrům, ve kterých k žádnému velkému třesku nedošlo.<ref>http://phys.org/news/2015-02-big-quantum-equation-universe.html - No Big Bang? Quantum equation predicts universe has no beginning</ref>
== Teoretická podpora ==
Dnešní podoba teorie velkého třesku závisí na třech předpokladech:
| |||