Veľký tresk: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 437 bajtov ,  pred 1 mesiacom
chýba zhrnutie úprav
d (Revízia 7175184 používateľa 109.236.112.121 (diskusia) bola vrátená)
Značka: vrátenie
 
{{Fyzikálna kozmológia}}
 
[[Súbor:Universe expansion sk.png|thumb|Podľa teórie veľkého tresku vznikol vesmír z nekonečne hustej [[Singularita (fyzika)|singularity]]. Vesmír sa s časom rozpína, čím sa objekty od seba vzďaľujú.]]
 
'''Veľký tresk'''<ref name=Bel/><ref name=SA/> (-s malým v; iné názvy: '''big bang'''<ref name=Bel>big bang. In: [[Encyclopaedia Beliana]] 2 S. 106</ref><ref name=VSCS/>, '''big-bang'''<ref name=SA>big-bang. In: [[Slovník cudzích slov (akademický)]]</ref>, '''veľký rachot'''<ref name=VSCS/><ref>[https://www.quark.sk/velky-rachot/]</ref>,{{Citácia '''hrozný rachot'''<ref name=VSCS>big bang. In: ŠALING et al. [[Veľký slovník cudzích slov]]. 2000, S. 166</ref>; angl. ''Big Bang'' alebo ''big bang'') je hypotetický, ale široko prijímaný [[výbuch]] (výbušná udalosť), ktorým (zo superhustého a superhorúceho stavu) vznikol [[vesmír]] tak, ako ho dnes poznáme.<ref>Big Bang. In: Oxford - A dictionary of space exploration. 3rd edition 2018. ISBN: 9780191842764</ref><ref name=Bel/>elektronického dokumentu
| priezvisko =
| meno =
| autor = Mgr. Juraj Tekel, PhD.
| odkaz na autora =
| titul = Veľký rachot
| url = https://www.quark.sk/velky-rachot/
| vydavateľ = quark.sk
| dátum vydania = 2019-06-26
| dátum aktualizácie =
| dátum prístupu = 2021-04-13
| miesto =
| jazyk =
}}</ref>, '''hrozný rachot'''<ref name=VSCS>big bang. In: ŠALING et al. [[Veľký slovník cudzích slov]]. 2000, S. 166</ref>; angl. ''Big Bang'' alebo ''big bang'') je hypotetický, ale široko prijímaný [[výbuch]] (výbušná udalosť), ktorým (zo superhustého a superhorúceho stavu) vznikol [[vesmír]] tak, ako ho dnes poznáme.<ref>Big Bang. In: Oxford - A dictionary of space exploration. 3rd edition 2018. ISBN: 9780191842764</ref><ref name=Bel/>
 
Ide o teóriu súčasnej [[kozmológia|kozmológie]], ktorá opisuje raný vývoj a tvar [[vesmír]]u; preto sa v tomto zmysle nazýva aj '''teória veľkého tresku/big(-)bangu'''<ref>{{Citácia elektronického dokumentu
V roku [[1929]] našiel [[Edwin Powell Hubble|Edwin Hubble]] experimentálne dôkazy, ktorými odôvodnil [[Georges Lemaître|Lemaîtreovu]] teóriu. Hubble tiež v roku 1913 zistil, že galaxie sa od seba vzďaľujú. Použitím meraní červeného posunu
 
Keďže galaxie sa vzďaľovali, naznačilo to dve rôzne možnosti. Prvá z nich, vytvorená a obhajovaná [[George Gamow|Georgeom Gamowom]] bola, že vesmír začal v konečnom čase v minulosti a odvtedy sa neustále rozpína. Druhou bol model steady state („nemenného„ustálený stavu“stav“), vypracovaný [[Fred Hoyle|Fredom Hoyleom]]. Podľa tohto modelu by sa pri vzďaľovaní galaxií tvorila nová hmota a vesmír by v ľubovoľnom bode času vyzeral tak isto. Po niekoľko rokov boli obe tieto protichodné teórie podporované rovnakou mierou.
 
Prakticky všetka teoretická práca v kozmológii zahŕňa rozširovanie a vylepšovanie základnej teórie veľkého tresku. Veľká časť tejto práce sa zameriava na porozumenie ako sa v kontexte veľkého tresku formujú galaxie, porozumenie toho, čo sa pri veľkom tresku stalo a zlučovanie pozorovaní s teóriou.
Časom začali mierne hustejšie oblasti takmer rovnomerne rozloženej hmoty gravitačne rásť do ešte hustejších oblastí, vytvárajúc tak oblaky plynu, [[hviezda|hviezdy]], galaxie a ostatné astronomické štruktúry, ktoré dnes môžeme pozorovať. Detaily tohto procesu závisia od množstva a typu hmoty vo vesmíre. Tri možné typy sú známe ako [[studená temná hmota]], [[horúca temná hmota]] a [[baryonická hmota]]. Najlepšie dostupné merania (zo satelitu WMAP) ukazujú, že dominantným typom hmoty vo vesmíre je studená temná hmota. Zvyšné dva typy hmoty predstavujú menej ako 20 % všetkej hmoty vo vesmíre.
 
Zdá sa, že dnešnému vesmíru dominuje záhadná forma energie známa ako [[temná energia]] alebo [[temná hmota|čierna hmota]]. Približne 70 % celkovej [[energia|energie]] dnešného vesmíru je v tejto forme. Táto súčasť zloženia vesmíru má schopnosť spôsobovať odklon rozpínania vesmíru z [[lineárna závislosť|lineárnej závislosti]] rýchlosť – vzdialenosť, čím spôsobuje, že sa [[časopriestor]] na veľkých vzdialenostiach rozpína rýchlejšie ako sa očakávalo. Temná energia naberá podobu termínu kozmologickej konštanty v Einsteinových rovniciach poľa v teórii všeobecnej relativity, ale podrobnosti jej [[stavová rovnica|stavovej rovnice]] a tiež vzťahu so štandardným modelom časticovej fyziky sa stále skúmajú z teoretickej roviny, ako aj pozorovaniami.
 
== Teoretická podpora ==
V roku [[1964]] [[Arno Penzias]] a [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilson]] počas vykonávania série diagnostických pozorovaní s použitím mikrovlnného prijímača vlastneného [[Bellove laboratóriá|Bellovými laboratóriami]] objavili reliktové žiarenie. Tento objav poskytol podstatné potvrdenie základných predpovedí kozmického pozadia a prevážil tak rovnováhu v názoroch na stranu teórie veľkého tresku. Za tento ich objav dostali obaja vedci [[Nobelova cena|Nobelovu cenu]].
 
V roku [[1989]] vypustila [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] satelit [[COBE]] (Cosmic Background Explorer satellite, čo znamená prieskumný satelit kozmického pozadia) a jeho prvotné zistenia uvoľnené v roku [[1990]] zodpovedali predpovediam teórie veľkého tresku o kozmickom pozadí, pričom bola zmeraná jeho miestna zvyšková teplota na 2,726 K (-270,274&nbsp;°C) a zistilo sa, že kozmické pozadie je izotropné s presnosťou 10<sup>−5</sup>. V 90. rokoch 20. storočia boli údaje o kozmickom pozadí ďalej študované, aby sa zistilo, či je možné pozorovať drobné [[anizotropia|anizotropie]] predpovedané teóriou veľkého tresku. Nájdené boli v roku [[2000]] prostredníctvom experimentu Bumerang.
 
Na začiatku roku [[2003]] boli analyzované výsledky satelitu WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy probe, čo znamená Wilkinsonova mikrovlnná anizotropná sonda), ktoré poskytli najpresnejšie kozmologické hodnoty, aké dnes máme. Tento satelit vyvrátil aj niekoľko špecifických inflačných modelov, no výsledky sa vo všeobecnosti s inflačnou teóriou zhodovali.
'''Problém horizontu''' vychádza z predpokladu, že informácie nemôžu cestovať rýchlejšie ako svetlo, a tak dve oblasti vesmíru, vzdialené od seba viac ako je rýchlosť svetla vynásobená vekom vesmíru, nemôžu byť v kauzálnom (príčinnom) kontakte. Pozorovaná izotropia kozmického mikrovlnného pozadia je z tohto ohľadu problematická, pretože veľkosť horizontu v tom čase zodpovedá veľkosti približne 2 stupňov na oblohe. Ak mal vesmír tú istú históriu rozpínania od Planckovej epochy, neexistuje žiaden mechanizmus, ktorý by umožnil, aby mali tieto regióny rovnakú teplotu.
 
Táto zdanlivá rozporuplnosť je vyriešená inflačnou teóriou, v ktorej homogénne a izotropné skalárne energetické pole dominuje vesmíru v čase 10<sup>−35</sup> sekundy po Planckovej epoche. Počas inflácie prekoná vesmír exponenciálnu expanziu a oblasti v kauzálnom kontakte sa rozpínajú cez vzájomné horizonty. [[Heisenbergov princíp neurčitosti]] predpovedá, že počas inflačnej fázy budú existovať kvantové termálne fluktuácie, ktoré budú zväčšené až do kozmickej veľkosti. Tieto fluktuácie slúžia ako zárodky všetkých súčasných štruktúr vo vesmíre. Po inflácii sa vesmír rozpína podľa [[Hubblov zákon|Hubblovho zákona]] a oblasti, ktoré neboli v kauzálnom kontakte, sa vrátia späť na horizont. To vysvetľuje pozorovanú izotropiu kozmického mikrovlnného žiarenia. Inflácia predpovedala, že prvotné fluktuácie sú takmer veľkostné invarianty (t. j. nezávisia od veľkosti), čo bolo presne potvrdené meraniami mikrovlnného kozmického žiarenia.
 
=== Plochosť ===
[[Súbor:End of universe.jpg|right|thumb|Geometriu vesmíru určuje kozmologický parameter omega]]
'''Problém plochosti''' je problém vychádzajúci z pozorovaní, ktorý vznikol z uváženia geometrie vesmíru spojenej s Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerovho metrického systému. Vo všeobecnosti, vesmír môže mať tri odlišné typy geometrií: [[hyperbolická geometria|hyperbolickú geometriu]], [[Euklidovská geometria|Euklidovskú geometriu]] alebo [[eliptická geometria|eliptickú geometriu]]. Každá z týchto geometrií je spojená priamo s [[kritická hustota|kritickou hustotou]] vesmíru, hyperbolická korešponduje s menšou ako kritickou hustotou, eliptická s väčšou ako kritickou hustotou a Euklidovská presne s hustotou rovnou kritickej hustote. Z meraní vyplýva, že vesmír musel byť vo svojich raných štádiách v rozmedzí 10<sup>15</sup> od kritickej hustoty. Akákoľvek väčšia odchýlka by spôsobila buď [[Horúcatepelná smrť vesmíru|horúcutepelnú smrť]] ({{V jazyku|eng|Heat Death}}) alebo [[veľkébig zmršteniecrunch]] ({{V„veľký jazyku|eng|Big Crunch}}kolaps“) a vesmír by ďalej neexistoval v podobe v akej existuje dnes.
 
Vyriešenie tohto problému znovu ponúka inflačná teória. Počas inflačnej fázy sa časopriestor zväčšil natoľko, že akékoľvek zvyškové zakrivenie by bolo úplne vyhladené. Takže vesmír je nútený byť plochý pôsobením inflácie.
 
=== Magnetické monopóly ===
Problém '''[[magnetický monopól|magnetických monopólov''']] bola námietka ku koncu [[70. roky 20. storočia|70. rokov 20. storočia]]. [[VeľkéTeória teórieveľkého všetkéhozjednotenia]] ({{V jazyku|eng|Grand unificationUnification theoriesTheory}}) predpovedalipredpovedala bodové defekty v priestore, ktoré by sa prejavili ako magnetické monopóly, a ich hustota bola oveľa väčšia ako bolo možné vysvetliť. Tento problém je tiež možné vyriešiť pridaním kozmickej inflácie, ktorá odoberá všetky bodové defekty z pozorovateľného vesmíru tým istým spôsobom, akým je geometria sploštená.
 
=== Chýbajúca hmota ===
V [[70. roky 20. storočia|70.]] a [[80. roky 20. storočia|80. rokoch 20. storočia]] mnohé pozorovania (najmä galaktických rotačných kriviek) ukázali, že vo vesmíre nie je dostatok viditeľnej hmoty, ktorá by bola zodpovedná za veľké gravitačné sily, pôsobiace v rámci galaxií aj medzi nimi. To viedlo k myšlienke, že až 90 % hmoty, tvoriacej vesmír, je nebaryonická '''[[temná hmota]]'''. Navyše predpoklad, že vesmír bol zložený prevažne z normálnej hmoty, viedol k predpovediam, ktoré boli v ostrom rozpore s pozorovaniami. Vesmír je predovšetkým oveľa menej hrudkovitý a obsahuje oveľa menej deutéria ako môže byť objasnené bez temnej hmoty. Zatiaľ, čo temná hmota bola spočiatku kontroverzná, dnes je široko akceptovanou súčasťou štandardnej kozmológie vďaka pozorovaniam anizotropií v kozmickom mikrovlnnom pozadí, rozptylu rýchlostí galaktických klastrov, rozloženia najväčších objektov, štúdia [[gravitačné šošovkovanie|gravitačného šošovkovania]] a meraniam [[röntgenové žiarenie|röntgenového žiarenia]] z klastrov galaxií. Častice temnej hmoty boli odhalené len vďaka ich gravitačným účinkom a zatiaľ neboli pozorované v laboratóriách. Ale existuje veľa kandidátov časticovej fyziky, ktorí by mohli tvoriť temnú hmotu a niekoľko projektov na ich detekciu je už v plnom prúde.
 
=== Temná energia ===
V 90. rokoch 20. storočia odhalili podrobné merania hustoty hmoty vo vesmíre hodnotu, ktorá zodpovedala 30 % kritickej hustoty. Aby bol vesmír plochý, čo naznačovali merania kozmického mikrovlnného pozadia, znamenalo by to, že celých 70% hustoty energie vesmíru ostalo nevysvetlených. Merania supernov typu Ia odhalili, že vesmír podstupuje nelineárne zrýchlenie rozpínania podľa Hubblovho zákona. Všeobecná teória relativity vyžaduje, aby týchto zvyšných 70% bolo tvorených zložkou energie s negatívnym tlakom. Pôvod takzvanej '''temnej energie''' ostáva jednou z veľkých záhad veľkého tresku. Možnými kandidátmi sú skalárna kozmologická konštanta a kvintesencia ({{V jazyku|eng|quintessence}}). Pozorovania, ktoré by to objasnili, stále prebiehajú.
 
=== Vek guľovitých klastrov ===
=== Fine-tuned universe ===
{{Hlavný článok|Fine-tuned universe}}
Big-bangVeľký tresk priniesol existenciu hmoty do [[časopriestor]]u, ale jej ďalšie sformovanie do zložitých štruktúr nie je samozrejmé. Veľmi závisí od presného nastavenia kozmologickej konštanty. Zistenie jej reálnej hodnoty vzbudilo veľké prekvapenie, pretože na základe predpovedí teoretickej fyziky, mala byť pomerne vysoká. Jej skutočná hodnota je približne o 123 rádov(!) menšia. Táto udalosť je preto známa ako „najhoršia predpoveď vo fyzike” . (Pre porovnanie - počet atómov vo vesmíre sa odhaduje na 10 na 80.<ref>Matthew Champion, "Re: How many atoms make up the universe?" Archived 2012-05-11 at the Wayback Machine, 1998</ref>) Na jej dôležitosť pre existenciu komplexného života upozornil nositeľ Nobelovej ceny [[Steven Weinberg]]. Uvedomil si, že jej príliš vysoká hodnota by znamenala, že vesmír sa bude rozpínať príliš rýchlo a nebude môcť dôjsť k sformovaniu sa hmotných objektov napríklad galaxií. Naopak jej príliš nízka hodnota by znamenala, že vesmír príliš rýchlo zase skolapsujeskolabuje v singularite a vôbec nedôjde k objaveniu sa života. Weinberg preto tvrdí, že náš vesmír, umožňujúci existenciu komplexného života, je veľmi zriedkavý.<ref>Weinberg, S (1987). "Anthropic Bound on the Cosmological Constant". Phys. Rev. Lett. 59 (22): 2607–2610. http://dx.doi.org/10.1103%2FPhysRevLett.59.2607</ref> V súčasnosti je považovaná za jeden najlepších dokladov, že vesmír je jemne-vyladený a vedci sa zhodujú, že zatiaľ neexistuje fyzikálna teória, ktorá by vysvetľovala, prečo je nastavenánastavený práve takto.<ref>Vilenkin A., 2010, Journal of Physics: Conference Series, 203, 012001</ref> Tento problém je zaraďovaný medzi desať najväčších nevyriešených problémov fyziky.<ref>Dmitry Podolsky. Top ten open problems in physics. 2009 http://www.nonequilibrium.net/225-top-ten-open-problems-physics/</ref>
 
== Budúcnosť podľa teórie veľkého tresku ==
[[Súbor:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|right|thumb|Grafická reprezentácia expanzie vesmíru s počiatočnou fázou inflácie.]]
V minulosti, skôr než boli pozorované účinky temnej energie, zvažovali kozmológovia dva možné scenáre budúcnosti vesmíru. Ak bude hustota hmoty vesmíru nad kritickou hustotou, dosiahne vesmír maximálnu veľkosť a začne sa rúcať, čo vyústi do veľkého zmrštenia. Podľa tohto scenára by sa vesmír opäť stal hustým a horúcim a skončil by tak v štádiu podobnom tomu, v ktorom začínal. Ak by bola hustota vesmíru prípadne rovná kritickej hustote alebo menšia, rozpínanie by sa spomalilo, no nikdy by sa nezastavilo. Vytváranie nových hviezd by s postupným zmenšovaním hustoty vesmíru ustalo. Priemerná teplota vesmíru by sa asymptoticky blížila [[absolútna nula|absolútnej nule]] (to znamená, že by jej bola veľmi blízka, nikdy by ju však nedosiahla). [[čierna diera|Čierne diery]] by sa vyparili. [[Entropia]] vesmíru by sa zvýšila do takej miery, že by organizovaná forma energie nemohla ďalej existovať, čo je známe aj pod pojmom ''[[tepelná smrť vesmíru|tepelná smrť]]''. Navyše, keby existoval rozpad protónov, potom by vodík, prevládajúca forma baryonickej hmoty v dnešnom vesmíre, úplne zmizol a zanechal iba radiáciu.
 
Z hľadiska filozofie existuje niekoľko interpretácií teórie veľkého tresku, ktoré sú úplne špekulatívne alebo nevedecké. Niektoré z týchto myšlienok zamýšľajú vysvetliť príčinu veľkého tresku podľa seba a boli označené niektorými prírodnými [[filozofia|filozofmi]] ako moderné [[mýtus|mýty]]. Niektorí ľudia veria, že teória veľkého tresku podporuje tradičné názory na [[stvorenie]], napríklad názoru, ktorý podáva kniha [[Genesis]]. Iní zasa veria, že všetky teórie spojené s veľkým treskom sa s takými názormi nezhodujú.
 
veľkýVeľký tresk ako vedecká teória nie je spojený so žiadnym [[Náboženstvo|náboženstvom]]. Kým niektoré fundamentalistické interpretácie náboženstiev sú v konflikte s tou históriou vesmíru, akú ponúka veľký tresk, existuje aj viacero liberálnych interpretácií, ktoré v konflikte s históriou nie sú.
 
== Referencie ==
;Budúcnosť podľa teórie veľkého tresku
* [[veľké zmrštenie]]
* [[Tepelnátepelná smrť vesmíru]]
 
;Kozmológia, astrofyzika a astronómia
* Stephen Hawking: ''[[StručnáStručné históriadejiny času]]''
* [[Prvotnáprvotná čierna diera]]
* [[Hviezdnahviezdna populácia]]
* [[Teoretickáteoretická astrofyzika]]
* [[Históriahistória astronómie]]
* [[Čiernačierna diera]]
** [[Supermasívnasupermasívna čierna diera]]
 
;Fyzika
* [[Šípkašípka času]]
* [[De Sitterov vesmír]]
* [[Teóriateória veľkého zjednotenia]]
* [[Fázovýfázová prechodpremena]]
* [[Teóriateória všetkého]]
 
== Iné projekty ==
56 540

úprav