Astronomická společnost Chomutov

                                                                               ^{další články               +}      

kosmologie

přidáno  10.05.2020

Vesmír

Otázkami, jak  vesmír vznikl a jak je velký, jakou má stavbu či tvar, zda existuje i jiný  vesmír nebo zda přijde doba, kdy vesmír zanikne se zabývá kosmologie. Těmito a ještě mnoha dalšími  otázkami z oboru astronomie, fyziky a filozofie. Na základě poznatků z fyziky,  astronomie, astrofyziky, částicové a atomové fyziky se v kosmologii vytváří modely, pomocí kterých se snažíme vysvětlit vznik vesmírných těles nejen v naší galaxii, ale i za hranicí našeho pozorování. Pomocí  mnoha kosmologických modelů můžeme popsat velmi složitý a  komplikovaný systém jakým je vesmír. Při podstatném zjednodušení  můžeme říci, že tyto modely vychází z Einsteinovy obecné teorie relativity  a Koperníkových (kosmologických) principů. Předpokládá se, že ve všech bodech vesmíru platí stejné fyzikální zákony. Tedy děje probíhající na Zemi se řídí v podstatě stejnými jednoduchými fyzikálními zákony jako platí ve vesmíru. Díky těmto a mnoha dalším objevům byl vytvořen tzv.  standardní kosmologický model vzniku a vývoje vesmíru. Pozornost věnujeme obecně přijatým teoriím (kupř. velký třesk) a základním objektům, které se nalézají ve známém vesmírů. Za známý vesmír považujeme část vesmíru, která je dostupná našemu vnímání a pozorování.

Standardní kosmologický model vzniku a vývoje vesmíru

Standardní kosmologický model vychází z předpokladu, že zhruba před 13,7 miliardami let byl celý  vesmír koncentrován v nekonečně malém bodě, kde působil nekonečně velký tlak a teplota. Protože  čas je vázán na hmotu a ta v tomto stádiu vesmíru označované za singularitu ještě neexistoval, neexistoval ani čas. Čas stejně jako náš vesmír začal existovat až po události označované velký třesk. Tedy, všechny objekty ve vesmíru vznikly po počáteční explozi hmotné singularity, kdy došlo k prudkému rozpínání a chladnutí vesmíru.

Teorie velkého třesku (Big bang) je založena na obecné teorii relativity, která je zkombinovaná s  pozorováním galaxií vzdalujících se od sebe. Pokud se galaxie neustále vzdalují, pak se vesmír rozpíná. V minulosti tedy byly všechny objekty vesmíru blíže u sebe. Tudíž, musel existovat okamžik, kdy veškerá hmota byla obsažena v nekonečně malém bodě s nekonečně velkou hustotou a teplotou - počáteční singularita. Počáteční stav vzniku vesmíru - singularia, kdy neplatily známé fyzikální zákony, označujeme za Planckovu éru. Velkým třeskem (obrovskou explozí) začíná existovat vesmír. Jeho zrod můžeme rozdělit na další čtyři éry, hadronovou éru, leptonovou éru, éru záření a éru látky. Počáteční éry probíhaly velmi rychle. Během první desetitisíciny sekundy (hadronova éra) dochází  k bouřlivému exponenciálnímu rozpínání vesmíru. Toto období kdy teplota přesahoval 1012 K a střední hustota vesmíru byla na úrovni cca 1017 kg m-3 označujeme za inflaci. Ze záření vzniká hmota tvořená kvark-gluonovým plazmatem. Rozpínáním klesá teplota a začínají vznikat kvarky (základní stavební  částice protonů a neutronů) a gluony (částice mezi kvarky). Silná jaderná interakce se odděluje a stává se silnou přitažlivou silou a z kvarků a antikvarků se začaly vytvářet hadrony. Z hadronů se stávají nukleony (protony a neutrony).  Následným poklesem teploty vesmíru až na 5 GK vznikají leptony (leptonova éra). Leptony (elektron, neutrino a pozitron) jsou v této fázi nejrychleji se pohybujícími částicemi. Leptonové páry anihilují na fotony záření gama a to se stává dominující složkou vesmíru.

Energeticky dominantní úlohu převzaly pozitrony (antičástice elektronu), fotony (elementární částice kvanta elektromagnetické  energie) a neutrina (částice ze skupiny leptonů). V tomto období vesmír obsahuje 87% protonů a 13% neutronů. Převážná většina protonů vesmíru jsou jádra vodíku. Protony a neutrony se začaly slučovat na jádra deuteria, které dále interaguje s protony až  postupně vznikají jádra helia, jehož zastoupení v této vesmírné směsi činí asi 25%. Po 250 s je teplota vesmíru tak nízká, že se volné neutrony začaly samovolně rozpadat na protony, elektrony a antineutrina.

Po 10 s nastává éra záření. Asi 100 tisíc let po velkém třesku se záření oddělilo od hmoty a vesmír se stává pro záření průhledný.  Záření z této doby se tak zachovalo až do dneška a můžeme ho dnes pozorovat jako reliktní záření. Teplota klesla na asi 10 000 ˚C. Období přibližně 300 tisíc let po velkém třesku označujeme za éru látky. Teplota vesmíru díky jeho rozpínání klesá na takovou  úroveň, že se volné elektrony slučují s kladně nabitými atomovými jádry a vznikají neutrální atomy. Snižuje se množství srážek částic s fotony a elektromagnetické záření se odděluje od látky. 

Asi 1 miliardu let po velkém třesku se v hustějších částech takřka homogenního vesmíru začínají díky gravitaci zhušťovat vodíkové  a heliové plyny. Vytváří se první galaxie. Teplota postupně klesla na 3 K. 3 miliardy let po velkém třesku vzniká naše galaxie - Mléčná  dráha. V galaxiích vznikají hvězdy a ostatní vesmírné objekty. 9 miliard let po velkém třesku vzniká naše Sluneční soustava a cca před  5 miliardami let vzniká naše planeta Země.