Wikipedie

Vesmír: Porovnání verzí

Interaktivně procházet historii
← Přejít na předchozí porovnáníPřejít na další porovnání →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálníWikitext
Irigi (diskuse | příspěvky)
1 386 editací
první nástřel přepracování této části; odstavec o topologii vesmíru jsem odstranil, protože nepatří pod Fridmanův model - půjde jinam. Diskusi jsem zkusil podložit nějakou průvodní myšlenkou, snad ne úplně špatně.
Irigi (diskuse | příspěvky)
1 386 editací
m sjednocení Friedmann vs Fridman
Řádek 797:
}}</ref> Tato energie existuje i v prázdném prostoru a je závislá jen na jeho objemu, což je i vlastností kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích. Dokladem pro energii základního stavu je např. [[Casimirův jev]].
 
=== FriedmanůvFridmanův model ===
{{viz též|Velký třesk}}
[[Soubor:Closed Friedmann universe zero Lambda.ogg|náhled|vpravo|Vzdálenosti mezi galaxiemi se s časem zvyšují, ale vzdálenosti mezi hvězdami v každé galaxii zůstávají zhruba stejné, vzhledem jejich vzájemnému gravitačnímu působení. Animace ukazuje uzavřený FriedmannůvFridmanův vesmír s nulovou [[kosmologická konstanta|kosmologickou konstantou]]; takový vesmír osciluje mezi [[velký třesk]]em a [[velký křach|velkých křachem]].]]
 
FriedmannovyFridmanovy rovnice pro vývoj vesmíru jsou řešením Einsteinových rovnic pro případ homogenního a izotropního vesmíru. Toto řešení používá speciální tvar [[metrický tenzor|metrického tenzoru]]
 
:<math>
Řádek 819:
| arxiv=gr-qc/9605010
}}</ref>
tzv. [[Fridman-Lemaîter-Robertson-Walkerova metrika|FriedmannFridman-Lemaîter-Robertson-Walkerovu metriku]], která plyne z [[kosmologický princip|kosmologického principu]] a byla nezávisle objevena čtyřmi vědci: [[Alexandr Fridman|FriedmannemFridmanem]], [[Georges Lemaître|Lemaîtrem]], [[Howard Percy Robertson|Robertsonem]] a [[Arthur Geoffrey Walker|Walkerem]]. Zjednodušeně můžeme říci, že metrika má pro časoprostor stejný význam, jako [[Pythagorova věta]] v [[Euklidův prostor|Eukleidově prostoru]] - určuje, jaký časoprostorový interval (analogie délky) je mezi dvěma blízkými body popsanými rozdíly souřadnic ''t, r, θ, φ''.
 
Tato [[metrika]] má jen dva neurčené parametry: celkové měřítko délky ''R(t)'', které se může měnit s časem, a index zakřivení ''k'', který může nabývat hodnot 0, 1 nebo -1, což odpovídá ploché [[eukleidovská geometrie|eukleidovské geometrii]], nebo prostoru s kladným či záporným [[zakřivení]]m. Když se ''R'' změní, veškeré prostorové vzdálenosti ve vesmíru se změní zároveň, a dojde k celkovému rozšíření nebo smrštění vesmíru. To odpovídá pozorování, že galaxie se od sebe vzdalují, prostor mezi nimi se rozšiřuje. Rozšiřování prostoru také odpovídá za zdánlivý paradox, že dvě galaxie mohou být 40 miliard světelných let od sebe, i když vycházely ze stejného místa prostoru před 13,7 miliardy lety a nikdy se nepohybovaly rychleji, než je [[rychlost světla]]. [[Diferenciální rovnice]] popisující, jak se ''R'' se mění s časem, jsou známy jako FriedmanovyFridmanovy rovnice
 
:<math> \frac{\dot{R}^2 + kc^2}{R^2} = \frac{8 \pi G \rho + \Lambda c^2}{3} ,</math>
Řádek 835:
}}</ref>. V raném vesmíru hraje nejvýznamnější roli hustota a tlak záření, neboť jejich relativní podíl roste při zmenšování ''R'' rychleji než hustota běžné hmoty. V pozdější fázi hraje největší podíl hustota hmoty a později přebírá diktát parametr křivosti ''k'' a kosmologická konstanta. V některých teoriích, jako [[Inflace (kosmologie)|inflační teorie]], dominují v raném vesmíru jiné formy látky s exotickou stavovou rovnicí.
 
Řešení FriedmanovýchFridmanových rovnic naznačují, že vesmír začal gravitační singularitou, kdy byl parametr ''R'' nulový a hustota hmoty a energie nabývaly nekonečné hodnoty. Mohlo by se zdát, že tento závěr je slabě podložený, protože je založen na nejistých předpokladech dokonalé homogenity a izotropie. Je však doložen také [[Stephen Hawking|Hawkingovou]] a [[Roger Penrose|Penroseovou]] teorií singularity, která ukazuje, že počáteční singularita by měla existovat za velmi všeobecných podmínek. Nesmíme však zapomínat, že stále pracujeme v rámci obecné teorii relativity a závěr tak platí jen v mezích její platnosti. Každopádně to znamená, že vesmír začal nepředstavitelně horkým a hustým stavem, který existoval bezprostředně po této singularitě, což je podstatou modelu Velkého třesku vesmíru. Nekonečné hustoty počáteční singularity však pravděpodobně naznačují, že je pro popis potřeba použít přesnější teorii.
 
Konečný osud vesmíru je stále neznámý, protože kriticky závisí na indexu zakřivení ''k'' a kosmologické konstantě Λ. Vesmír se zápornou kosmologickou konstantou vždy skončí [[velký křach|velkým křachem]], tato možnost se však zdá být vyloučena pozorováním. Stejný osud čeká i dostatečně hustý vesmír, kde ''k'' se rovná +1 a jeho průměrné zakřivení v celém prostoru je kladné. Takový vesmír se nazývá ''uzavřený''. Naopak není-li vesmír dostatečně hustý, ''k'' se rovná 0 (''plochý vesmír'') nebo -1 (''otevřený vesmír''), bude se rozšiřovat donekonečna, zchladne a nakonec se stane nehostinným pro život. Stejně skončí i uzavřený vesmír, je-li kosmologická konstanta dost velká. Poslední měření naznačují, že rozpínání vesmíru oproti očekávání zrychluje, což pravděpodobně ukazuje na vesmír s kladnou kosmologickou konstantou, který se bude rozpínat do nekonečna.
Citováno z „https://cs.wikipedia.org/wiki/Vesmír“