Co je to vesmír
Vesmír je to prostor obsahující hmotu. Jedná se o hvězdy, planety a další ještě menší nebeská tělesa, jejich shluky – galaxie, kupy galaxií, mezigalaktická hmota a další objekty. Vzájemně se s vesmírným prostorem ovlivňujeme a jeho hmotou nás ovlivňujeme. Pozorováním vesmíru se zabývá extragalaktická astronomie, zatímco teorií jeho vzniku a vývoje se zabývá kosmologie.
Otázka vzniku vesmíru zajímá lidi od pradávna. Nejdříve lidstvo z neznalosti věřilo, že vesmír stvořil bůh a středem všeho je naše Země jako životní prostředí člověka.
Zásadní zlom v těchto koncepcích učinil M. Koperník, který ukázal, že Země se nachází na periferii sluneční soustavy, jejímž centrálním tělesem je Slunce. Geologické objevy 19. století prokázaly, že Země existuje již několik miliard let, což posunulo vznik vesmíru. Víra v neměnnost vesmíru trvala nejdéle, až do 20. let 20. století. Již po objevu obecné teorie relativity vypracoval A. Einstein statický model vesmíru.
Nejdůležitějšími moderními pozorováními odhalujíci velkorozměrné vlastnosti vesmíru, jsou:
- červený posuv spektrálních čar vzdálených galaxií, objevený v roce 1929 Hubblem, interpretovaný jako důsledek Dopplerova jevu, který vzniká v důsledku vzájemného vzdalování galaxií v rozpínajícím se vesmíru; podle Hubbleova zákona je vzájemná rychlost dvou galaxií úměrná vzdálenosti mezi nimi (koeficient úměrnosti neboli Hubbleova konstanta, H0 = 75 km – s-1 – Mps-1);
2) existence Dopplerova jevu, objeveného v roce 1965 A. A. Hubblem. Penziase a R. W. Wilsona mikrovlnného záření pozadí (reliktní záření) se spektrálním rozložením charakteristickým pro záření černého tělesa při teplotě 2,73 K; 3) obsah helia v nejstarších známých objektech, interpretovaný jako pozůstatek z raných fází vývoje vesmíru.
Pozorování rozložení hmoty v současném vesmíru naznačují jeho buněčnou strukturu: obří prázdná místa jsou obklopena stěnami nebo okraji galaxií a kup. Přestože se dostupná oblast vesmíru rozšiřuje s tím, jak se zdokonalují přístroje a výzkumné metody, stále se jedná o malou část celého vesmíru a některé struktury v ní objevené jsou srovnatelné s vesmírem samotným.
Kosmologická teorie je vytvořena na základě několika předpokladů, z nichž dva nejdůležitější jsou předpoklad platnosti známých fyzikálních zákonů pro celý vesmír a přijetí tzv. kosmologického principu, který říká, že část vesmíru, kterou pozorujeme, je reprezentativní pro vesmír jako celek. Jinými slovy, předpokládá se, že pokud pomineme malé lokální fluktuace, vypadají všechny části vesmíru stejně. Vesmír je izotropní, homogenní a řídí se univerzálními přírodními zákony. Základními rovnicemi kosmologie jsou rovnice obecné teorie relativity, které Einstein vytvořil v roce 1916.
Podle současných poznatků je teorie tzv. velkého třesku nejvíce v souladu s pozorováním. Podle této teorie byl vesmír stvořen jako extrémně kompaktní, hustý a horký útvar; v prvních zlomcích sekundy po svém vzniku byl jeho fyzikální stav neurčitý v důsledku omezení Heisenbergova principu neurčitosti. teprve po dosažení tzv. Planckova věku, který se rovná cca 10-43 s, jej bylo možné popsat známými fyzikálními zákony – tehdy měl hustotu 1097 kg/m3 a teplotu 1032 K.
Jak se vesmír rozpínal, jeho teplota klesala, vznikaly elementární částice a krátce probíhaly termojaderné reakce helia a (ve stopovém množství) několika dalších lehkých prvků; dokud teplota vesmíru přesahovala 10 000 K, byl vodík, který je hlavní složkou baryonové hmoty (hmotných částic), ionizován a zůstával v termodynamické rovnováze se zářivým polem; po poklesu teploty na cca 10 000 K byl vodík ionizován. 3000 K se prakticky všechen vodík stal neutrálním, což vedlo k silnému oslabení interakce hmoty se zářením – v důsledku toho se baryonový „plyn“ a fotonový „plyn“ vyvíjely nezávisle; jak expanze pokračovala, fotonový „plyn“ se adiabaticky ochlazoval až na dnes pozorovanou teplotu přibližně 2,7 K; pozorované objekty, jako jsou hvězdy, galaxie, kupy galaxií a další struktury, vznikaly z baryonového plynu.
V jednoduchém modelu velkého třesku pokrývala kauzálně propojená oblast libovolného místa (tj. oblast, ze které má signál dostatek času, aby dosáhl daného místa za dobu existence vesmíru) v době rozpojení hmoty a záření mnohem menší část vesmíru než dnes. Mezitím pozorování mikrovlnného záření pozadí ukazují na vysoký stupeň homogenity vesmíru, přinejmenším v rámci našeho současného horizontu (tj. hranice oblasti kauzálně spojené s daným místem, v tomto případě se Zemí), což je nemožné, pokud by se skládal z mnoha dříve nesouvisejících a samostatně se vyvíjejících oblastí.
Nevíme o mechanismu, který by mohl kompenzovat heterogenity vzniklé na počátku. Východiskem se zdálo být zavedení tzv. inflační fáze do raných fází vesmíru. Předpokládá se, že krátká fáze rychlého rozpínání vesmíru nastala ve stáří asi 10-35 s; byla spojena s procesem narušení symetrie, podobným fázovému přechodu, během něhož se vesmír rozpínal asi 1030krát; v důsledku toho dosáhla kauzálně propojená oblast velikosti mnohonásobně větší, než je velikost dnešního horizontu, což vysvětluje pozorovanou homogenitu.
Pokud by průměrná hustota vesmíru byla vyšší než určitá hodnota, nazývaná kritická hustota, gravitační síly by po určité době zastavily jeho rozpínání a nastala by fáze smršťování – jednalo by se o tzv. uzavřený vesmír; při průměrné hustotě menší než kritická hustota by rozpínání pokračovalo donekonečna – otevřený vesmír; a v situaci, kdy by hustota byla přesně rovna kritické hustotě, by rozpínání pokračovalo donekonečna, ale s rychlostí klesající asymptoticky k nule – plochý vesmír. Existence inflační fáze vyžaduje, aby průměrná hustota vesmíru byla přesně rovna kritické hustotě.
Pozorování svítivé hmoty nám však dávají průměrnou hustotu rovnající se jen několika procentům kritické hustoty. Koneckonců existují náznaky, že pozorované struktury (galaxie, kupy nebo nadkupy galaxií) jsou mnohem hmotnější – musí tedy obsahovat „temnou“ hmotu; její přítomnost se projevuje „hierarchickým“ způsobem: pozorování chování gravitační síly v závislosti na vzdálenosti od středu některých galaxií naznačují, že galaxie by měly být obklopeny rozsáhlým oblakem hmoty (halo) s hmotností řádově větší, než je celková hmotnost svítící hmoty, kterou obsahují; dynamika galaxií v kupách naznačuje dodatečnou hmotnost kupy několikanásobně větší, než je součet hmotností galaxií (již po započtení jejich vlastní temné hmoty); podobně pozorování některých větších struktur, sdružujících mnoho osamělých galaxií a kup galaxií, naznačují, že jejich hmotnosti jsou ještě několikanásobně větší.
Nejznámější stavbou tohoto typu je takzvaný Velký atraktor. Stáří vesmíru se v současnosti odhaduje na 14 miliard let, jeho velikost je tedy řádově 15 miliard světelných let. Protože kritická hustota vesmíru je 10-26 kg – m-3, odhaduje se celková hmotnost vesmíru (za předpokladu, že má kritickou hustotu) na 1053 kg. V podobě hvězd a dalších světelných objektů je to přibližně. 5 – 1051 kg, z čehož vyplývá přibližně 1010 (10 miliard) galaxií podobných té naší (každá obsahuje miliardy hvězd).
Povaha temné hmoty ve vesmíru je dosud neznámá a zůstává předmětem spekulací. Jedním z návrhů je, že alespoň část z nich, především vnitrogalaktických, by mohla existovat v podobě malých kompaktních těles o hmotnostech velmi velkých planet; jejich přítomnost ve velkém počtu v naší Galaxii by měla čas od času způsobit jev zjasnění svítivosti vzdálené hvězdy, kdy přímka spojující hvězdu s pozorovatelem je protnuta takovým tělesem a dochází k efektu gravitační čočky hvězdného světla, vyplývajícímu z obecné teorie relativity (jeho existenci předpověděl v roce 1985 B. Paczyński. Paczyński); pokusy o pozorování tohoto jevu (tzv. gravitační mikročočkování na rozdíl od gravitačního čočkování světla kvazarů) v 90. letech 20. století, mimo jiné skupinou astronomů z Astronomické observatoře Varšavské univerzity, potvrdily existenci tohoto jevu, ale výsledky naznačují, že k němu dochází u slabých hvězd, nikoli u planet; to svědčí proti masovému výskytu planetárních těles v Galaxii.
Hlavní směry pozorování se v současnosti zaměřují na problém hledání temné hmoty a na studium vlastností fluktuací hmoty ve vesmíru; ty se zkoumají pomocí měření malých fluktuací teploty záření pozadí (v různých měřítkách), které obsahují informace o hustotních poruchách v raném vesmíru, a pomocí pozorování shlukování svítivé hmoty, které odráží současnou strukturu vesmíru. Teoretické studie se zabývají ústředním problémem vzniku a vývoje fluktuací hustoty ve vesmíru, které vedly k současné pozorované struktuře.
