OBSAH Standardní model Kosmologie Inflační Vesmír a PBB

PROBLÉMY STANDARDNÍHO MODELU

Separator

Na této stránce naleznete:
     Problém počáteční singularity
Problém Planckových škál
Problém plochosti Vesmíru
Problém horizontu
Další problémy
Logo

Separator


Problém počáteční singularity (co bylo, když nic nebylo?)

Jestliže se dnes vesmír rozpíná, znamená to, že v minulosti byla hustota a teplota vesmíru vyšší než dnes. Kdybychom chtěli popsat vlastnosti vesmíru v čase t = 0 (v okamžiku Velkého třesku), dojdeme k závěru, že poloměr vesmíru byl nulový a hustota a teplota nekonečná. Nikdo si samozřejmě vesmír těchto parametrů nedokáže představit ani ho popsat. V roce 1970 dokázal Stephen Hawking, že v rámci Obecné teorie relativity je tato počáteční singularita nevyhnutelná a v teorii se vždy zákonitě objeví. Je tedy jednou z nepříjemných vlastností standardního kosmologického modelu. Týž Hawking mnohem později ukázal, že při popisu počátečních fází vzniku vesmíru mohou hrát podstatnou roli kvantové jevy a že v takovém případě se lze teoreticky počáteční singularitě vyhnout. Po roce 1985 se objevily první inflační modely vzniku vesmíru. Jejich podstatou je krátkodobé exponenciální rozpínání vesmíru s časem v raných fázích vývoje vesmíru (tzv. inflační fáze), které řeší řadu problémů standardního modelu. V inflační fázi může dojít k uvolnění energie a následnému ohřevu vesmíru. To znamená, že dnešní teplotu vesmíru nemůžeme extrapolovat až do času t = 0, ale jen do konce inflační fáze. Teplota vesmíru by potom na počátku již nemusela být nekonečná. Navíc v počátečních časech nemusela existovat gravitační interakce, jak ji známe, a obecná relativita nemusela platit, takže extrapolovat k nulovému času je nesmyslné.

Separator


Problém Planckových škál

V minulosti lidé zvolili základní mechanické jednotky (metr, sekunda, kilogram) pro měření vzdáleností, času a hmotnosti podle okolí, ve kterém žijí. Například kilometr byl původně stanoven jako 1/10 000 délky zemského kvadrantu (čtvrtina obvodu poledníku), sekunda jako 1/60 minuty, ta jako 1/60 hodiny a ten jako 1/24 dne, který je dobou jedné otočky Země kolem osy. Dnes jsou tyto jednotky definovány mnohem přesněji než za pomoci vlastností naší Země.

Při popisu přírodních jevů vystupují ve fyzikálních zákonech tři základní konstanty s rozměrem daným kombinací základních mechanických veličin:

rychlost světla   c = 2,997924580 × 108 m s-1
gravitační konstanta   G = 6,6720 × 10−11 kg−1 m3 s−2
Planckova konstanta   ħ = 1,054 588 7 ×10−34 kg m2 s−1

Velikost těchto konstant je právě dána volbou mechanických jednotek. Kdyby v minulosti lidé zvolili metr, kilogram a sekundu jiným způsobem, měly by rychlost světla, gravitační a Planckova konstanta jiné hodnoty. Max Planck ukázal, že lze najít jednoznačné mocninné kombinace těchto konstant takové, že mají rozměr délky, času, hmotnosti či energie. Výsledek je:

lP = (ħG/c3)1/2 ≈ 10–35 m,

tP = (ħG/c5)1/2 ≈ 10–43 s,

mP = (ħc/G)1/2 ≈ 10–8 kg,

EP = (ħc5/G)1/2 ≈ 1019 GeV.

Tento výsledek je více než zarážející. Planckova délka, Planckův čas, Planckova hmotnost a energie by měly být jakýmisi přirozenými jednotkami v našem vesmíru. Pak se ale musíme ptát: „Proč je náš vesmír tak veliký, tak starý a tak hmotný? Jaký je význam Planckových jednotek?“

Separator


Problém plochosti vesmíru

Budoucnost vesmíru je ve standardním modelu dána především hustotou. Vesmír s hustotou nižší než kritická hustota se bude rozpínat stále a má zápornou křivost, vesmír s hustotou vyšší než kritickou se v budoucnosti začne smršťovat a má kladnou křivost. Zdá se tedy, že pro poznání budoucnosti vesmíru postačí změřit průměrnou hustotu vesmíru. To může být značně komplikované. V dalekohledech a našich přístrojích registrujeme jen tzv. svítící hmotu, které je pouhé 1 %. Další 4 % je nesvítící hmota atomární povahy. Z gravitačních projevů galaxií a z dalších experimentů však víme, že ve vesmíru je 27 % temné hmoty a 68 % temné energie, kterou nevidíme. Veškeré dosavadní experimenty (přehlídky supernov typu Ia, spektrum fluktuací reliktního záření a další) ukazují na to, že vesmír jako celek má přibližně kritickou hustotu a je pravděpodobně plochý.

Plochost Vesmíru

Jestliže dnes, mnoho miliard let po Velkém třesku, má vesmír hustotu přibližně rovnou kritické, musel být v minulosti „nastaven“ mimořádně přesně na kritickou hustotu. Jaké procesy jsou zodpovědné za toto nastavení? Například v Planckově čase by musela být odchylka hustoty vesmíru od kritické hustoty

δρ/ρ = (ρ − ρc)/ρc ~ 10−59 !!

Můžeme samozřejmě tvrdit, že na počátku byl vesmír právě takto „připraven“ a chápat rovnost hustoty vesmíru hustotě kritické jako počáteční podmínku. To je však značně umělé a nepravděpodobné. V dalším uvidíme, že právě inflační fáze v raném vývoji vesmíru mohla způsobit nastavení vesmíru na kritickou hustotu.

Separator


Problém horizontu

Podle standardního modelu se rozměry vesmíru R v počáteční éře záření zvětšovaly podle vztahu R ~ a ~ t1/2. Horizont některé částice RH (oblast, kterou částice může ovlivnit z ní vyslanou informací, pro částici viditelná část vesmíru, viz Astrofyzika v příkladech) je ale úměrný rychlosti šíření informace a času, tedy: RH ~ t. HorizontProblém horizontu Na obrázku vlevo je ve dvojdimenzionální analogii oblast, do které se z objektu A došířilo světlo od doby vzniku vesmíru (pro A viditelná část vesmíru, horizont) označena světle červeně. V Planckově čase by měly být rozměry vesmíru mnohonásobně větší než horizont částic. Rozměry vesmíru se odhadují na 10−4 cm a horizont částic odpovídá Planckově délce 10−35 m. Vesmír je tak složen z řádově 1087 kauzálně oddělených oblastí, které spolu nemohou komunikovat. To má závažné důsledky pro charakter reliktního záření. Jestliže zvolíme dnes (čas t0) dva body A a B v opačných směrech od pozorovatele, nebyly v době oddělení záření od hmoty (čas tR) podle standardního modelu tyto body kauzálně svázány (jejich kužely minulosti se neprotnou). Potom ale není žádný rozumný důvod pro vysokou homogenitu reliktního záření, které dnes pozorujeme, ani pro pozorovanou homogenitu vesmíru v měřítkách nad 500 Mpc. Opět bychom počáteční homogenitu vesmíru mohli chápat jako zcela umělou počáteční podmínku. Je ale přirozenější pátrat po procesech, které mohly způsobit „domluvení se“ kauzálně nespojených oblastí. Pomoci může například opět inflační fáze s jinou závislostí expanzní funkce než a ~ t1/2.

Problém horizontu

Separator


Další problémy standardního modelu

  • problém baryonové asymetrie (proč ve vesmíru nepozorujeme antihmotu?)
  • problém magnetických monopólů (kde jsou?)
  • kde se vzaly počáteční fluktuace nutné k tvorbě galaxií?
  • proč je dimenze vesmíru právě 4 (tři prostorové dimenze a jedna časová)?


 
Separator
 
OBSAH Standardní model Kosmologie Inflační Vesmír a PBB