© Michal Křenek, 2001
 

Obsah

 

 

Klíčová slova

 

Kosmologie – Vznik vesmíru – Teorie velkého třesku – Fázové seskoky vakua – Inflace vesmíru – Ranný vesmír – Prapůvodní supersíla (supergravitace) – Vývoj čtyř interakcí „vládnoucích“ vesmíru – Vývoj hmoty ve vesmíru – Adiabatický a izotermní scénář vývoje galaxií – Modely vesmíru – Skrytá hmota – Budoucnost vesmíru.

 

Anotace

 

Úvod

V úvodu mimo jiné uvedu vysvětlení, co je to kosmologie, čím se zabývá a stručnou historii jejího vzniku.

Vznik vesmíru

a) Kosmologické teorie vzniku vesmíru – zde uvedu všechny nejznámější teorie o vzniku vesmíru.

b) Reliktní záření a teorie velkého třesku – zde vysvětlím jev, který téměř určitě dokazuje správnost jediné teorie vzniku vesmíru – teorie velkého třesku.

c) První okamžiky po velkém třesku – zde popíšu prvních pár okamžiků vzniku vesmíru a co jim předcházelo.

Vývoj a budoucnost vesmíru

a) Vývoj vesmíru – tato podkapitola bude úzce navazovat na podkapitolu 2c a bude zde uveden vývoj vesmíru až do dnešní doby.

b) Budoucnost vesmíruv této podkapitole vysvětlím dva možné směry, kterými by se vesmír, ve kterém žijeme, mohl v budoucnu vyvíjet a na čem tento vývoj záleží (tzn. i tvar našeho vesmíru).

Závěr

V závěru mimo jiné uvedu jakým z výše zmíněných směrů vývoje se náš vesmír v budoucnu bude, podle posledních poznatků vědy, zřejmě vyvíjet a proč tomu tak bude (tzn. i problém skryté hmoty).

 

Úvod

 

            Lidstvo se již odpradávna zamýšlí nad tím, kdy a jak vznikl svět, ve kterém žije. Za dávných časů ale lidé neměli žádné prostředky ke zkoumání vesmíru, a tak jeho nekonečnost a všemocnost přírody přisuzovali vyšším bytostem, bohům, a tvořili si mýty, které jakž takž dovedli uspokojit přirozenou lidskou touhu po poznání. Ale lidská touha po poznání je nezlomná a lidé se snažili dál a dál lépe porozumět zákonům přírody a přijít na to, jak vlastně náš svět vznikl a kam se ubírá a to i přes nepřízeň církve, protože té věda rozvracela zaběhlé řády.

Nejdříve se ale věda zabývala jen nejbližším vesmírem - vznikem země a naší sluneční soustavy, a to proto, že lidé spíše nevěřili, že budou někdy schopni porozumět vesmíru jako celku, jelikož to bylo něco nepředstavitelného. Vědci byli navíc pořád silně ovlivňováni církví a hlavně neměli prostředky k získání přímých důkazů ke svým teoriím.

            Až v polovině 20. století se prosadila kosmologie – vědní obor zabývající se studiem vesmíru jako celku. Ale uznávaným vědním oborem se stala zřejmě až s objevem reliktního záření v roce 1965, který vědce donutil brát vážně myšlenku raného vesmíru a velkého třesku. Dnes je kosmologie jedním z nejprestižnějších vědních oborů a zabývají se jí největší osobnosti současné „vědecké scény“.

            Ve své ročníkové práci uvedu, jak si vědci dnes představují vznik, vývoj a budoucnost vesmíru podle nejmodernějších kosmologických teorií, které jsou s největší pravděpodobností již správné a jsou všeobecně uznávané. Také se pokusím ukázat, kam asi směřuje poslední vývoj tohoto dozajista velmi zajímavého vědního oboru.

 

1. Vznik vesmíru

 

a)   Kosmologické teorie vzniku vesmíru

Původně si lidé mysleli, že se vesmír nerozpíná, že neměl žádný počátek, ani konec, že tu byl, je a bude navždy v prakticky nezměněném stavu (zde uvažuji o vesmíru globálně, jako o celku). Lidem to připadalo naprosto logické, jelikož při pohledu na nebe se hvězdná obloha jeví jako neměnná a úplně stálá (kromě lokálních jevů, jako například pohybu komet, planet a měsíce, ale samotné hvězdné pozadí se zdá absolutně stabilní).

Po dlouhé době se ovšem přišlo na to, že se pohybují i jednotlivé hvězdy (což se dá ale pozorovat jen u nejbližších, a to ještě velmi obtížně) a galaxie. U galaxií navíc bylo zjištěno, že jejich pohyb je velmi rychlý (blízký rychlosti světla), a že se každá vzdaluje od všech ostatních. To ovšem znamená, že se vesmír rozpíná, a to opravdu „explozivně“. Pokud by jsme si tento jev představili pozpátku, dojdeme logicky k závěru, že někdy v minulosti se musela veškerá hmota vesmíru nacházet ve velmi malém prostoru těsně u sebe, z čehož vyplývá, že neexistovala žádná seskupení jako galaxie, či samostatné objekty jako hvězdy a vesmír měl svůj časový počátek.

S tím se ale velké množství vědců nehodlalo smířit, a tak se snažili nalézt teorii, která by zachovala časovou věčnost vesmíru. To se povedlo Hermannu Bondimu, Fredu Hoyleovi a Thomasi Goldovi, kteří v r. 1948 přišli s tzv. teorií ustáleného stavu (jinak též model stacionárního vesmíru). Podle jejich teorie by byl vesmír stále stejný jako dnes, sice by se rozpínal, ale vznikala by v něm hmota z ničeho a zaplňovala vzniklé „mezery“, čímž by se zachovala stálá hustota vesmíru.

Této teorie se držela většina vědců celých 15 let a to i přesto, že v té samé době přišel americký vědec ruského původu, George Gamow, s téměř dokonalou teorií, která byla později Fredem Hoylem posměšně nazvána „big beng“, tedy „velký třesk“.

 

b)   Reliktní záření a teorie velkého třesku

Gamow si správně uvědomil, že pokud byla hmota ve vesmíru (vzhledem k jeho rozpínání) v dávné minulosti vtěsnána ve velmi malém prostoru, tak v té době byl vesmír tak hustý a žhavý, že se zde vyskytli podmínky k syntéze chemických prvků (ale jen deuteria, helia a lithia), což vysvětluje jejich přítomnost v dnešním vesmíru.

To ovšem vědcům zastávajícím v té době teorii ustáleného stavu k přijetí Gamowovi teorie nestačilo a nebrali ji příliš vážně, ale Gamow a jeho příznivci se nevzdávali. Ještě ten samý rok, co Gamow publikoval svou teorii, později označenou za teorii velkého třesku, jeho žáci Ralph Alpher a Robert Herman zveřejnili předpoklad, že vzhledem k podmínkám, které se podle Gamowovi teorie vyskytovaly v období raného vesmíru (jak bylo označeno počáteční horké období vesmíru s obrovskou hustotou a teplotou látky), by dnešní vesmír měl být vyplněn zbytkovým (reliktním) zářením, které by ve všech směrech mělo mít stejnou intenzitu a charakter.

Bohužel tuto předpověď nikdo nebral vážně a nikdo nezačal toto záření hledat. Existence reliktního záření byla dokázána až shodou náhod Arno Penziasem a Robertem Wilsonem, v letech 1964 až 1965, kteří na radiovém teleskopu v Bellových laboratořích objevili šum, který se tam vůbec neměl vyskytovat. Nakonec po „prošetření“ se přišlo na to, že tento šum je právě ono reliktní záření a oba vědci za jeho náhodný objev dostali později Nobelovu cenu.

Tento objev se stal definitivním potvrzením Gamowovi teorie velkého třesku a znamenal smrt teorie ustáleného stavu. Dnes je již správnost teorie velkého třesku tak dokonale prověřena, že je pro dnešní vědce stejně tak samozřejmá, jako že Země obíhá kolem Slunce.

 

c)    Vznik vesmíru

Jak a kdy tedy vesmír, ve kterém žijeme, vznikl? Podle vědeckých odhadů se velký třesk odehrál někdy přibližně před 13 až 15 miliardami let. Původně byl celý vesmír vměstnán do „nekonečně malého“ bodu, do tzv. počáteční singularity. Nemá cenu se ptát, co bylo předtím, neboť v té době neexistoval prostor ani čas (a mj. ani fyzikální zákony) a tedy neexistovalo ani žádné předtím.

Další otázkou je, co velký třesk způsobilo. Podle posledních představ vědců to byl fázový seskok vakua. Jde o to, že vakuum (myslím absolutní, tzv. fyzikální vakuum) není, jak by každý logicky předpokládal, „mrtvé“ (tzn. bez částic a energie), ale neustále v něm vznikají a zanikají virtuální páry částic a antičástic a vakuum má tedy určitou hustotu energie (tedy vlastně jakési energetické skupenství). Dříve (v době singularity velkého třesku) tato hustota energie vakua byla mnohonásobně vyšší (nepředstavitelně vysoká) a ve vesmíru (pokud se tak dá  bezrozměrná singularita před velkým třeskem nazvat) „panovala“ jediná supersíla (tzv. supergravitace), díky jejíž dokonalosti se nic nedělo. Ovšem vakuum bylo tak energeticky „husté“, že došlo k jeho seskoku na nižší energetickou hladinu (došlo ke změně jeho skupenství) a uvolněná energie dala vzniknout vesmíru.

To byl první fázový seskok vakua, který se odehrál v čase 10-43 s po velkém třesku (to je nejmenší možný interval času, tzv. Planckův čas). Tehdy průměrná teplota vesmíru dosahovala 1032 K a vesmír se začal „pomalu“ rozpínat.

V čase 10-35 s, kdy teplota vesmíru klesla k 1027 K se od původní supersíly oddělila gravitace (ve vesmíru tedy „vládly“ již dvě síly – gravitace a tzv. síla velkého sjednocení (GUT)) a došlo k dalšímu fázovému seskoku vakua, který měl za následek to, že se vesmír začal rozpínat nesmírnou rychlostí (vhledem k dnešní rychlosti světla by se toto rozpínání jevilo jako nadsvětelné, ale tehdy byla rychlost světla vyšší) – došlo k tzv. inflaci vesmíru (tato inflace trvala jen nesmírně krátký okamžik – do 10-33 s po velkém třesku – ale vesmír se během této inflace zvětšil nejméně 1030krát), během které klesla hustota energie vakua na dnešní hodnotu a vesmír se už rozpínal (a rozpíná) pokojně.

 

2. Vývoj a budoucnost vesmíru

 

a)   Vývoj vesmíru

V době, kdy proběhla inflace vesmíru, tedy od 10-35 s se zároveň z vakua začaly tvořit těžké částice látky – baryony (mezi které patří protony a neutrony, ale také méně známé hyperony) a jejich antičástice - antibaryony (částice se stejnou hmotou, spinem a životností, ale s opačným nábojem a dalšími vlastnostmi).

Mezi baryony a antibaryony tehdy docházelo k anihilaci (to je proces, ke kterému dojde vždy, když se setká částice s antičásticí a při kterém se uvolní veškerá energie z oněch částic ve formě fotonů à dojde k zániku původních částic)  a nebýt dosud ne zcela objasněných procesů narušujících symetrii tvorby párů částice-antičásice, díky nimž připadala na miliardu antibaryonů miliarda a jeden baryon, byl by dnešní vesmír vyplněn jen zářením a nebyla by v něm tedy žádná hmota.

Poté, co teplota díky rozpínání vesmíru klesla ještě níže, se síla velkého sjednocení (GUT) rozpadla na elektroslabou interakci a silnou jadernou sílu. V té době se ocitly kvarky (což jsou základní stavební částice látky, z kterých se skládají baryony) tak blízko u sebe, že se silná jaderná interakce, která je za normálních okolností drží pevně ve skupinkách tvořících baryony, pro ně stala silou odpudivou, díky čemuž byl vesmír vyplněn samostatnými kvarky, leptony (mezi ně patří elektrony, miony, tauony a neutrina) a fotony.

Tato směs částic rychle chladla, a tak v čase 10-10 s po velkém třesku, kdy teplota klesla již na 1015 K, se rozpadla elektroslabá interakce na elektromagnetickou interakci a slabou jadernou sílu, čímž se vesmír dostal, ve smyslu fyzikálních zákonů v něm platících,  do dnešního stavu, ale složen byl pořád z nesmírně žhavé směsi fotonů (intermediální (neboli zprostředkující) částice elektromagnetické interakce), gluonů (intermediální částice silné jaderné síly), gravitonů (intermediální částice gravitace), neutrin, elektronů, pozitronů (název pro antielektrony) a kvarků.

Vlivem rozpínání vesmíru se ovšem kvarky od sebe vzdalovaly, a tak se silná jaderná síla pro ně stala silou přitažlivou a kvarky se začaly spojovat do skupinek po dvou nebo třech kusech, čímž vznikaly hadrony (společný název pro mezony a baryony). Toto období trvalo do 10-4 s po velkém třesku a na jeho konci klesla průměrná teplota hmoty ve vesmíru na 1012 K a hustota na úroveň hustoty nitra dnešních neutronových hvězd (přičemž hmota z neutronové hvězdy o velikosti krabičky od zápalek by vážila několik miliard tun). Ještě později se většina hadronů přeměnila na protony a neutrony (protonů bylo zhruba 2x tolik, co neutronů), ale nejvíce byli ve vesmíru pořád obsaženy leptony.

V čase 0,1 s po velkém třesku se vesmír stal (protože jeho hustota vlivem rozpínání klesla na dostatečně nízkou úroveň) průhledným pro neutrina, která od té doby nemají na vesmír žádný vliv (kromě toho, že je jejich počet opravdu úctyhodný – na jeden baryon má dnes připadat asi miliarda neutrin, čímž zřejmě citelně ovlivňují souhrnnou hmotnost látky ve vesmíru).

V čase 10 s po velkém třesku, kdy průměrná teplota klesla na 5 mld. K, spolu již mohli anihilovat pozitrony a elektrony, k čemuž také velmi rychle došlo a vesmír byl z největší části vyplněn vzniklými fotony gama záření. V té době se zároveň začaly slučovat protony s neutrony na jádra deuteria (izotop vodíku – tzv. těžký vodík). Z deuteria dalšími srážkami s nukleony (tzn. s protony, či neutrony) vznikalo tralphium (lehké helium) a tritium (velmi těžký vodík) a z nich dalšími srážkami helium.

V čase 3 min 20 s až 4 min 10 s po velkém třesku, kdy teplota klesla již na 1 mld. K a hustota by se dala přirovnat k hustotě vody, již všechny jaderné reakce ustaly a vesmír se ustálil v konečné koncentraci jednotlivých atomových jader. Nejvíce převažovaly samostatné protony, tzn. jádra vodíku, následovala jádra helia a v malém množství jádra deuteria a lithia (které bylo přítomno ve dvou izotopech – 6Li a 7Li). Dále ve vesmíru byly obsaženy volné elektrony a neutrony (ovšem neutrony se maximálně během několika hodin samovolně rozložily na elektrony, protony a antineutrina).

Až 300 000 let po velkém třesku, když průměrná teplota vesmíru klesla již na „pouhých“ 3000 K (což je přibližně teplota povrchu na chladných hvězdách) a elektrony se mohly pospojovat s atomovými jádry, čímž vznikly neutrální atomy, se vesmír stal průhledným pro fotony a elektromagnetické záření tím pádem přestalo ovlivňovat vývoj hmoty ve vesmíru – nastala éra látky.

1 mld. let po velkém třesku, kdy průměrná teplota vesmíru byla už jen 100 K, se začaly formovat galaxie. To se mohlo dít podle jednoho ze dvou uznávaných scénářů – adiabatického, či izotermního.

V adiabatickém scénáři jsou struktury ve vesmíru budovány jakoby odshora dolů – homogenní látka ve vesmíru se nejprve rozpadla na gigantické nadkupy o rozměrech zhruba 300 mil. světelných let a ty se poté rozpadly na kupy galaxií. Kupy galaxií se rozpadly na zárodečné galaxie a ty pak na zárodky hvězdokup. Nakonec z hvězdokup vznikly jednotlivé hvězdy.

V izotermním scénáři je tomu přesně naopak – z homogenní látky se nejdříve vydělily zárodky hvězdokup, které byly menší než 300 světelných let. Ty se poté shlukovaly do galaxií a galaxie do kup a nadkup galaxií.

Nelze s jistotou říci, který z těchto scénářů (modelů) je správný, ale přesto že se astrofyzikové dříve přikláněli k adiabatickému scénáři, poslední pozorování (prováděná Hubbleovým teleskopem) nasvědčují spíše scénaři izotermnímu.

 

b)   Budoucnost vesmíru

Budoucnost vesmíru, ve kterém žijeme, je závislá na tom, jakému modelu náš vesmír odpovídá – jaký má tvar. Základní typy modelů jsou 3:

  1. Uzavřené Fridmanovy-Lemaîtrovy modely, kde se vesmír nejdříve rozpíná (od počáteční singularity Velký třesk; rozpínání se s časem zpomaluje), poté se rozpínání na krátký okamžik zastaví, a pak se vesmír začne smršťovat (smršťování se s časem zrychluje) až do závěrečné singularity (tzv. Velký křach). V těchto modelech má vesmír sférický tvar a tudíž je prostorově konečný (platí zde Riemannova (sférická) geometrie à součet úhlů trojúhelníku je vždy větší než 180°).


  2. Kritický Einsteinův-de Sitterův model vesmíru, kde se vesmír od počáteční singularity rozpíná stále a rychlost rozpínání neustále klesá (a v nekonečné vzdálenosti by byla přesně rovna nule). Vesmír je v tomto modelu nezakřivený, prostorově nekonečný (už od Velkého třesku) a platí v něm Euklidovská (plochá) geometrie (součet úhlů trojúhelníku je vždy roven 180°).


  3. Otevřené Fridmannovy modely vesmíru, kde se vesmír od počáteční singularity rozpíná stále a rychlost rozpínání neustále klesá. Vesmír v tomto modelu má hyperbolický tvar, je prostorově nekonečný (už od Velkého třesku) a platí v něm Gaussova-Lobačevského-Bolyaiova geometrie (součet úhlů trojúhelníku je vždy menší než 180°).

To, který z modelů platí, nelze zjistit jinak než z pozorování, ale výsledky pozorování jsou a budou vždy velmi nepřesné (vzhledem k tomu, že rozdíl v deceleračním parametru (decelerační parametr by se dal přirovnat k jakési „únikové rychlosti“) mezi kritickým Einsteinovým-de Sitterovým modelem a modely ostatními je nekonečně malý a absolutně přesné měřicí přístroje nemohou existovat), nicméně lze říci, že náš vesmír je velmi blízký kritickému modelu, takže může být jak mírně uzavřený, tak mírně otevřený, vše záleží na souhrnné hmotnosti veškeré látky ve vesmíru.

Vývoj vesmíru v budoucnosti, jak v otevřeném, tak v uzavřeném modelu je přehledně znázorněn v příloze č. 6.

 

Závěr

 

Z celé mé práce vyplývá, že kosmologie je věda vskutku velmi progresivní, která bude mít ještě dlouho co zkoumat. Bylo v ní učiněno již velmi mnoho převratných objevů, ale ten z lidského pohledu nejdůležitější – skutečná budoucnost vesmíru, stále čeká na své odhalení.

Dalo by se říci, že k němu přispěl objev tzv. skryté hmoty, jejíž první typ (zřejmě v podobě tzv. hnědých trpaslíků a černých děr) se nalézá v galaxiích a druhý typ, zcela neinteragující s hmotou, či zářením (což by mohli být hlavně reliktní neutrina, ale možná i jiné, dosud jen hypotetické částice), se nachází rovnoměrně všude ve vesmíru, nezávisle na jakýchkoliv strukturách a vyplňuje tedy prostor mezi galaxiemi.

Podle posledních teorií a výzkumů činí poměr viditelné ku skryté hmotě 1:50, což by znatelně ovlivnilo souhrnnou hmotnost látky ve vesmíru a mohlo znamenat, že náš vesmír je uzavřený, ale k jednoznačnému závěru nás to stejně nedovede. Jediné co lze s určitostí říci je, že ať už pro náš vesmír platí kterýkoliv z modelů, větší část existence máme ještě před sebou (minimálně asi 20 mld. let).

Na závěr bych chtěl ještě dodat, že jsem k popisu vzniku vesmíru použil standardní teorii velkého třesku obohacenou o teorii inflace, která je ze všech dnešních teoriií zřejmě nejdokonalejší, ale přesto neřeší naprosto všechny problémy spjaté se vznikem vesmíru.

 

Seznam použité literatury

 

Weinberg, S.: První tři minuty. Praha, Mladá fronta 1982.

Hlad, O. – Pavlousek, J.: Přehled astronomie. Praha, SNTL 1984.

Cave, J.: Tajemství času a vesmíru. Praha, GEMINI 1994.

Hawking, S.: Černé díry a budoucnost vesmíru. Praha, Mladá fronta 1995.

Grygar, J.: Vesmír, jaký je. Praha, Mladá fronta 1997.

 

Seznam příloh

 

Příloha č. 1 – Stavba hmoty a interakce mezi zákl. částicemi
Příloha č. 2 – Koloběh hmoty ve vesmíru
Příloha č. 3 – Rozdělení původní supersíly na méně symetrické interakce
Příloha č. 4 – Časový diagram vývoje vesmíru
Příloha č. 5 – Vznik a vývoj galaxií podle dvou zákl. scénářů
Příloha č. 6 – Budoucnost vesmíru podle dvou zákl. modelů

 

Přílohy jsou oscanované z knihy "Vesmír, jaký je" od Jiřího Grygara. Všem vřele doporučuji, aby si tuto skvělou knihu koupili.

 

Zpět...