![]() ![]() |
KOSMOLOGIE

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 vodík na helium, 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 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. Skutečné rozpínání bylo zjištěno pomocí červeného posuvu 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.

Na začátku byl vesmír velmi malý, 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 záření. Bylo objeveno Arno Penziasem a Robertem 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 relativity (OTR) formulované Albertem Einsteinem na počátku století. Fridmanovo řešení OTR z roku 1922 ukazuje, že vesmír nemůže být stacionární, musí se rozpínat nebo smršťovat. 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.

Standardním modelem vesmíru nazýváme Fridmanovo řešení rovnic OTR, podporované experimentálně Hubbleovým 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 model má však 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 jednotky 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 fáze). Důvody inflace vesmíru se zabývají inflační modely. Mnoho problémů také vyřeší využití kvantové teorie. Sám standardní model vychází z OTR. 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 dnes expanduje zrychlenou expanzí a že většinu hmoty a energie ve vesmíru tvoří mysteriózní temná energie, která by měla za tuto expanzi být zodpovědná. Zrychlená expanze probíhá přibližně od poloviny existence vesmíru. V posledních letech jsou poprvé v historii známy základní kosmologické parametry s vysokou přesností, a to z intenzivního výzkumu reliktního záření (sondy WMAP a Planck), ze sledování supernov typu Ia 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 hmoty) 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 400 milionů let stáří vesmíru. Pouhé 1 % hmoty a energie ve vesmíru tvoří zářící látka, kterou vidíme v dalekohledech.

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 S. Hawkinga: „Bůh připravoval peklo pro lidi, kteří takové otázky klást“.

![]() ![]() |