Obsah Obsah

Obsah  Principy

Kosmologie | Úvod

Samotné slovo kosmos je řeckého původu a znamená ozdobu, šperk nebo řád. S největší pravděpodobností použil toto slovo pro vesmír jako celek poprvé Filoláos z Krotónu (asi 470 až 385 př. n. l.), který byl Sókratovým vrstevníkem a žil na Sicílii. Dnes pod kosmologií chápeme souhrn vědeckých poznatků, které vedou k pochopení vesmíru jako celku, zejména s ohledem na jeho původ a budoucnost. Kosmologie se z dřívějších filosofických úvah přeměnila v průběhu 20. století v exaktní vědeckou disciplínu, která má široké experimentální zázemí. S vysokou přesností dnes víme, že vesmír vznikal před 13,8 miliardami let z extrémně horké a husté plazmatické polévky.

Kosmologie – Flammarianova rytina

Po staletí si lidé mysleli, že vesmír je neměnný, že obraz vesmíru, který poznáváme z pozorování, byl stejný v minulosti a bude stejný i v budoucnosti. Již v minulém století však vědci poznali, že hvězdy samotné mají svůj život, vznikají, vyvíjejí se a zanikají. V průběhu hvězdného vývoje se v nitru slučuje vodíkVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo v chemické syntéze nebo metalurgie nebo náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. na heliumHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi., v pozdějších etapách slučují obři a veleobři helium na těžší prvky. Nevratně se tak mění složení hmoty ve vesmíru. Ve 20. století lidstvo poznalo, že vesmír se s časem mění zcela zásadně. Dnes již snad nikdo obdařený rozumem nepochybuje o tom, že se náš vesmír rozpíná. V dobách dávno minulých měl podstatně menší rozměry, byl hustší, než dnes, a jeho teplota byla velmi vysoká. Také vlastnosti vesmíru byly v minulosti zcela jiné. Pro rozpínání vesmíru hovoří celá řada skutečností. Poprvé bylo rozpínání  vesmíru zjištěno pomocí červeného posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. vzdálených galaxií Edwinem Hubblem v roce 1929 při sledování několika desítek galaxií. Všechny vzdálené galaxie se pohybují směrem od nás, čím jsou vzdálenější, tím rychleji. Jak uvidíme později, rozhodně to neznamená, že bychom byli ve středu vesmíru. Každý bod je středem expanze, expanze probíhá ze všech míst stejně.

Na začátku byl vesmír horký a hustý. Záření bylo provázáno s látkou a látka se zářením vzájemně interagovala. Teprve asi 380 000 let po vzniku vesmíru záření s látkou ochladly natolik, že přestaly interagovat. Záření se oddělilo od látky a postupně chladlo až na dnešní teplotu 2,73 K. Toto záření nazýváme reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Backgroud, mikrovlnné záření pozadí).. Bylo objeveno Arno PenziasemRobertem Wilsonem v roce 1965 a jeho existence je dalším z klíčových důkazů horkého počátku vesmíru. V reliktním záření je uložen otisk dávných časů podobně jako paleolitické otisky trilobitů ve starých horninách.

Základní teorie rozpínání vesmíru vychází z obecné teorie relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. formulované Albertem Einsteinem na počátku století. Fridmanovo řešení z roku 1922 ukazuje, že vesmír nemůže být stacionární, musí se rozpínat nebo smršťovat. Obdobné řešení nalezl nezávisle belgický kněz Georges Lemaître, ale publikoval ho v časopise, který tehdejší astronomická komunita nečetla. Na průměrné hustotě vesmíru závisí jak způsob zakřivení vesmíru, tak jeho budoucnost. První teorii horkého vzniku vesmíru vytvořil George Gamow se spolupracovníky. Při vzniku vesmíru vznikaly jen lehké prvky (těžké prvky jsou produktem termonukleární syntézy v jádrech hvězd a pocházejí z doby mnohem pozdější). Teoretická předpověď procentuálního zastoupení lehkých prvků ve vesmíru souhlasí se skutečností. To lze považovat za další nezávislý experimentální důkaz správnosti našeho obrazu prvních minut existence vesmíru.

Ivan Havlíček – Světočáry

Standardním modelem vesmíru nazýváme Fridmanovo řešení rovnic obecné relativity, podporované experimentálně Hubblovým vzdalováním galaxií a objevem reliktního záření. Vesmír se dnes rozpíná a jeho počáteční horké období, kdy byla látka v plazmatickém skupenství, nazýváme Velkým třeskem. Standardní kosmologický model má za sebou mnoho úspěchů, ale také celou řadu problémů, které není schopen vyřešit, zejména v krátkých časech po vzniku vesmíru. Jde například o problém plochosti vesmíru (proč je hustota dnešního vesmíru blízko kritické?), problém Planckových škál (proč přirozené jednotkyPlanckovy škály – charakteristické rozměry získané kombinací fundamentálních konstant (gravitační, Planckovy a rychlosti světla). Planckova délka vychází 10−35 m, Planckův čas 10−43 s a Planckova energie 1019 GeV. složené z konstant G, ħ, c jsou tak malé?), problém horizontu (vesmír byl na počátku složen z mnoha kauzálně nespojených oblastí, přesto je dnes homogenní), problém baryonové asymetrie (proč ve vesmíru nepozorujeme antihmotu?), problém magnetických monopólů (kde jsou?) a další. Některé z těchto problémů vymizí, pokud v raném vesmíru proběhlo krátké, ale prudké exponenciální rozepnutí rozměrů vesmíru (tzv. inflační fázeInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru.). Důvody inflace vesmíru se zabývají inflační modely. Mnoho problémů také vyřeší využití kvantové teorie. Sám standardní kosmologický model vychází z obecné relativity. V počátcích vesmíru jsou však hustota hmoty a energie částic takové, že je třeba uvažovat společně kvantové i obecně relativistické jevy.

V roce 1998 se ukázalo (Adam Riess, Saul Perlmutter), že vesmír zhruba od poloviny své existence expanduje zrychlenou expanzí a že většinu hmoty a energie ve vesmíru tvoří mysteriózní temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi Vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakua., která by měla být za tuto expanzi zodpovědná. V posledních letech jsou poprvé v historii známy základní kosmologické parametry s vysokou přesností, a to z intenzivního výzkumu reliktního záření (sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010.PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.), ze sledování supernov typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku. a z velkorozměrových přehlídek oblohy. Od základu různé experimenty přinášejí shodné výsledky. Kosmologie přestává být teorií, ale stává se významnou experimentální disciplínou. Shrňme základní parametry: ve vesmíru je 32 % látky (5 % atomární a 27 % temné hmotyTemná hmota – hmota ve Vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky.) a 68 % temné energie. Vesmír je přibližně plochý a je starý 13,8 miliardy let. Velký třesk trval 380 000 roků a první hvězdy se objevily kolem 550 milionů let po vzniku vesmíru. Pouhé 1 % hmoty a energie ve vesmíru tvoří zářící látka, kterou vidíme v dalekohledech.

Složení vesmíru

Následující stránky snad pomohou nalézt odpovědi alespoň na některé otázky, které napadnou každého z nás, pokud přemýšlí nad základní otázkou „Co bylo, když nic nebylo?“, a nechce si odpovědět známým výrokem Stevena Hawkinga: „Bůh připravoval peklo pro lidi, kteří takové otázky budou klást“.

Obsah  Principy

Aldebaran Homepage