Kozmológia

Úvod

Tento článok je zhrnutím niektorých dôležitých informácii z oblasti astrofyziky a kozmológie

Kozmológia vychádza z astrofyziky, ktorá sa zaoberá fyzikou vo vesmíre. Preberieme tie najdôležitejšie veci, pretože toto je veľmi rozsiahla oblasť. Do dnešnej doby máme úž slušné informácie o vesmíre a jeho objektoch, pozorovaniach, meraniach, atď.

Rozvoj, drvivá väčšina informácii pochádza z 20 a začiatku 21 storočia. To je jednoducho dané tým, že máme vyspelejšiu techniku na skúmanie vesmíru, zároveň máme tie najlepšie teórie, ktoré sme ako ľudstvo boli schopní vymyslieť. Takže kozmológia je pomerne mladá a dynamicky sa meniaca oblasť.

Vesmír je najrozmanitejší a nepredstaviteľne veľký objekt. Vesmír je množinou všetkých, iných komplexných systémov v ňom obsiahnutých. V tejto kapitole uvidíte prepojenie na evolúciu vesmíru, tak ako to EDQ teória v zmysle teórie chaosu a komplexných systémov predikuje/predpokladá.

Naša slnečná sústava

slnena sstavapng
Obr.1  Slnečná sústava, zdroj: internet

Naša slnečná sústava sa skladá z centrálnej hviezdy Slnka a ôsmych planét so 160 mesiacmi, niekoľko desiatok miliárd komét, veľké množstvo meteoritov. Pluto sa preklasifikovalo do kategórie trpasličích planét. Slnko patrí medzi hviezdy hlavnej postupnosti. Hmotnosť Slnka je zhruba 99,87% hmotnosti celej slnečnej sústavy. Slnečná sústava vznikla zhruba pred 4,6 miliardami rokmi z plynno- prachového oblaku. Koniec slnečnej sústavy sa definuje ako hranica heliopauzy (okraj heliosféry), kde končí veľké magnetické pole Slnka.

Teplota na povrchu Slnka je zhruba 5-7 tisíc stupňov, teplota koróny zhruba 5 miliónov stupňov. V Slnku prebieha termonukleárna fúzia (vznikajú nové prvky, ako hélium, uhlík, kyslík, až po železo). Slnko je tvorené plazmou.  Pre zaujímavosť plazma je také skupenstvo, cez ktoré neprechádza ELM žiarenie, pretože plazma nemá atómy s viazanými elektrónmi v obale. Cez plazmu teda nie je možné vidieť.

Blízko Slnka sa nachádzajú tzv. terestrické -kamenné planéty (Merkúr, Venuša, Mars, Zem). Ďalej sa nachádzajú väčšie plynné planéty (Jupiter, Saturn, Urán, Neptún).

Podrobne preskúmali tieto planéty rôzne sondy. Priekopníkmi medzi sondami, ktoré prvý krát mapovali vzdialené planéty patrí Voyager I, II.

Slnečné sústavu skúmame prostredníctvom rôznych ďalekohľadov a rôznymi prístrojmi (aj na obežnej dráhe Zeme), ktoré sledujú rôzne charakteristiky.

Hviezdy a hmloviny

Hviezdy patria medzi dominantné objekty vo vesmíre. Ich guľová symetria je dôsledkom gravitácie ich vlastnej hmoty. Vieme o nich z pozorovania vesmíru, pretože vysielajú rôzne ELM vlny aj v svetelnej oblasti, ich existenciu detegujeme cez rôzne ďalekohľady. Vďaka hviezdam je možná ďalšia evolúcia na okolitých planétach, pretože hviezdy sú zdrojom svetla a tepla, teda energie.

Od pradávna mali hviezdy, vrátane Slnka magické postavenie. Hviezdy sú bytostne zviazané s hmlovinami, pretože v hmlovinách sa hviezdy rodia (vznikajú). Hmloviny sú tvorené rozsiahlym oblakom, pásmom prachu a plynu. V záverečných fázach hviezdy odhadzujú svoju vonkajšiu obálku, vo výnimočných prípadoch vybuchujú ako supernovy. Supernovy sú nesmierne extrémne výbuchy, ktoré obsahujú veľmi silné žiarenie. Supernovy vznikajú u hviezd s niekoľko násobne väčšou hmotnosťou ako má Slnko (10 a viac násobne). Vo hviezdach prebieha termonukleárna syntéze (zlučovanie ľahších jadier do ťažších). V poslednej dobe sa ľudstvo snaží vytvoriť takýto proces aj na Zemi v zariadenia tzv. tokamak, resp. laserovú fúziu, nasmerovaný laserový lúč na malú plochu.

krabia hmlovinajpg

Obr.2 Krabia hmlovina, zdroj: internet

Hviezdy sa delia podľa rôznych charakteristík:

Hviezdy sa delia podľa spektrálnej triedy, teploty do 10 skupín (W, O, B, A, F, G, K , M, L, T, Y), pričom W má najvyššiu, viac ako 60 000 K (kelvinov), Y má menej ako 550 K.

Jednoducho povedané hviezdy s odtieňom do modra sú veľmi silné, žiariace hviezdy, medzi ktoré patrí napr. aj známa hviezda Rigel. Naopak slabšie majú červený odtieň. Medzi červené hviezdy patrí napr. červený trpaslík.

velke hviezdypng
Obr. 3 Príklad veľkých hviezd, zdroj: internet

Pre zaujímavosť video aké veľké máme niektoré hviezdy od najmenších neutrónových hviezd po hyperobrov :

https://www.youtube.com/watch?v=NjdtTZTJaeo

Hustota a magnetické pole hviezd

V hustotách je pomerne veľký rozdiel u hviezd. Od 10 exp-7, po 10 exp 15 hustoty Slnka. Medzi tie najhustejšie patria neutrónové hviezdy, medzi tie s najmenšou hustotou patria hyperobri. Pre predstavu u neutrónovej hviezdy je taká hustota hmoty, že jedna čajová lyžička by vážila toľko, čo celý veľký kopec na Zemi.

Niektoré neutrónové hviezdy majú neuveriteľne silné magnetické pole, viac ako 10 exp 9 T (Tesla). Takúto hviezdu nazývame Magnetar. Pulzujúce neutrónové hviezdy (rotujúce extrémnou rýchlosťou) nazývame Pulzary.

Posledné štádia hviezd

Po spotrebovaniu vodíka pre jadrovú syntézu dochádza k zmršťovaniu jadra hviezdy, kde sa naštartujú ďalšia syntéza ťažších atómov. Nastolí sa v hviezde nová rovnováha, hviezda zväčší celkový svoj objem a stane sa z nej červený obor, veľobor. Takéto štádium hviezdy je dosť nestabilné. Jadrová fúzia/ syntéza sa zastaví, keď sa začnú vytvárať v jadre atómy železa. Posledné štádium je doprevádzané strácaním vonkajšieho obalu, resp. pulzáciou (novy, supernovy). Konečné štádium hviezd záleží od viacerých okolnosti no v zásade to môže byť: biely trpaslík, neutrónová hviezda, čierna diera.

Pre zaujímavosť pri výbuchu supernovy vznikajú najťažšie prvky ako je zlato, platina, atď. Tieto prvky všetky pochádzajú z hviezd. Všetci pochádzame z týchto procesov vo hviezdach, každý náš ťažší atóm od vodíka (z predchádzajúcich generácii hviezd).

Hnedý trpaslík

To je objekt medzi planétou a hviezdou. V centre hnedého trpaslíka nedôjde k započatiu stabilnej termonukleárnej fúzie. Hnedý trpaslík nemá proste dostatočnú hmotnosť, aby gravitácia takéhoto trpaslíka naštartovala stabilnú fúziu.

Exoplanéty 

exoplanetyjpg

Obr. 4 Exoplanéty, zdroj: internet

Tak ako ma naša slnečná sústava svoje vlastné planéty ma ich skoro každá hviezda. Teda planét je obrovské množstvo. Planéty, ktoré sa nachádzajú pri iných hviezdnych systémoch sa nazývajú exoplanéty. Nechám na fantáziu čitateľa aké všelijaké planéty môžu existovať v ich rozmanitom zložení, topológii, farbách atď. Pre zaujímavosť by mohla existovať napr. diamantová planéta, ktorá je zložená z veľkého podielu uhlíka, pričom tlak a teplota by vytvoril obrovské pole diamantov.

Objav prvých exoplanét je nedávny, doposiaľ ich registrujeme niekoľko tisíc. O tieto objavy sa postaral hlavne ďalekohľad Kepler. Tieto merania vykonával nepriamo z poklesu intenzity hviezdy, keď pred ňou prechádzala planéta.

Hľadanie exoplanet súvisí aj s hľadaním vyspelej civilizácie, ktorou sa zaoberá organizácia SETI.

Samozrejme je to zaujímavé aj pre možno budúcu kolonizáciu vesmíru. Najmodernejší a najčerstvejší prírastok pre pátranie po exoplanétach je ďalekohľad Jamesa Webba.

Pre zaujímavosť odkaz:

https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/a-new-view-of-exoplanets-with-nasa-s-webb-telescope

Čierne diery

V krátkosti prebehnem tieto objekty, ich vznik, charakteristiky. V populárnej aj vedeckej dokumentácii je venované množstvo informácii.
ierna dierajpg

Obr. 5 Čierna diera, zdroj: internet

Čierne diery vznikajú z masívnych hviezd, teda hviezd, ktoré majú oveľa väčšiu hmotnosť, aj veľkosť v porovnaní so slnkom. V priebehu vývoja hviezd sa jadrovou syntézou vytvárajú ťažšie atómy, z vodíka na hélium, takto postupne až k atómom železa. Táto jadrová syntéza kompenzuje gravitáciu hviezdy. Ako sa postupne míňa vodík na syntézu a ďalších atómov jadrová syntéza sa zastavuje pri železe. Vtedy dochádza k zmršťovaniu hviezdy gravitáciou hviezdy. Toto zmršťovanie objemu, pokiaľ má hviezda veľkú hmotnosť pokračuje a v určitej kritickej hladine dôjde k výbuchu supernovy, kde sa uvoľní obrovské množstvo energie. Výbuch supernovy je vidieť veľmi ďaleko a v určitý krátky časový okamih je to najsilnejšia žiariaca hviezda v galaxii, ktorú je vidieť aj na obrovské kozmické vzdialenosti, v iných galaxiách naprieč vesmíru. Ak po výbuchu supernovy ostane hviezde aj tak veľká hmotnosť, hviezda gravitačne kolabuje do tzv. čiernej diery. Gravitácii hviezdy nemá, čo odolávať vo forme protitlaku. Takto vzniká čierna diera hviezdneho pôvodu.

Do dnešného dňa takýchto objektov evidujeme veľmi veľa. Zistili sme, že existujú aj super masívne čierne diery, ktoré sa nachádzajú v centrách galaxii. Sú oveľa hmotnejšie a väčšie, ako čierne diery hviezdeho pôvodu (aj miliónkrát hmotnejšie). Vznikli po čase spájaním, zrážkou čiernych dier a „kŕmením sa“ v stredoch galaxii, kde sa koncentruje viac hmoty. Super masívne diery majú v svojom blízkom okolí akrečný disk prachu a plynu, ktorý vyžaruje obrovské množstvo energie, vo forme svetla, v rôznych škálach (rádiové, gama žiarenie atď.). V minulosti sme nemali dobre rozlíšenie a pokladali sme akrečný disk v blízkosti super masívnych dier za objekty tzv. kvazary.

Čierne diery delíme podľa veľkosti a vzniku na:

  •      ČD hviezdneho pôvodu.
  •      Galaktické ČD.
  •      Primordinálne ČD (hypotetické mikro diery).
  •      ČD stredných hmotnosti (vznikajú spájaním ČD hviezdneho pôvodu).

Metriky čiernych dier

Z hľadiska matematického popisu môžeme metriky rozdeliť na:

  •      Schwarzschildová metrika (už vysvetlená v kapitole teórie relativity, statická, nerotujúca ČD).
  •      Kerrová metrika (rotujúca ČD, bez elektrického náboja).
  •      Reissnerova -Nordströmova metrika (nerotujúca ČD s elektrickým nábojom).
  •      Kerrová – Newmanova metrika (rotujúca a nabitá ČD).

Snímok prvej čiernej diery

Nedávno v médiách prebehli informácie s fotkou prvej čiernej diery s lepším rozlíšením. Tu je pekne vidieť na okraji ten intenzívny, svetelný, akrečný disk a čiernu sféru v strede (fotónová sféra), pričom horizont udalosti je síce menší no nie nejak výrazne menší (zhruba 1/3 z fotónovej sféry). Fotónová sféra čiernej diery je sféra, kde dráha svetla je uzavretá na kruhovej orbite. Ľudovo povedané ČD zakrivila priestor a čas tak, že svetlo obieha po kruhovej dráhe.

ierna diera fotojpg

Obr. 6 Galaktická ČD, zdroj: internet

Hawkingovo žiarenie

Jedná sa o termodynamický jav čiernej diery. Hawking odvodil vzťah pre vyparovanie čiernej diery. To znamená, že čierne diery by mali postupne strácať energiu. Tento efekt je však veľmi malý. Na vyparenie, zánik čiernej diery by sme potrebovali počkať niekoľko miliárd rokov. Tu je potrebné zdôrazniť, že toto sú neoverené teoretické úvahy. Vyparovanie ČD nedokážeme merať. Pre hypotetické mikro ČD je však čas veľmi krátky.

 Meranie pohybu okolo Sagittárius A

Sagittárius A je obria čierna diera v strede Mliečnej dráhy (našej galaxie). Vedci pozorujú pohyb v blízkosti ČD nejakého významného objektu , ktorý trením sublimuje na plyn a zanecháva za sebou chvost. Tieto merania vykonáva Keckov ďalekohľad. Jedná sa o najlepší a najpresnejší ďalekohľad na planéte. Z pohybu tohto objektu môžu zistiť a lepšie preveriť pohyb v blízkosti Sagittaria A, resp. platnosť metriky pri rotujúcej ČD (pokiaľ im to citlivosť prístrojov dovolí).

Kozmológia

Kozmológia je oblasť astrofyziky, kde sa skúma vznik, vývoj vesmíru ako celku. Táto oblasť sa dynamicky vyvíja v poslednom čase, pretože máme prístrojové vybavenie takej presnosti, čo nám umožnilo selektovať rôzne teórie o vzniku a vývoji vesmíru.

Dnes máme poznatky, ktoré zhrňujeme do základnej schémy štandardného, kozmologického modelu na obr. 7. Štandardný, kozmologický model vychádza z Fridmanovho riešenia Einsteinových rovníc všeobecnej teórie relativity. Teória relativity je teda neoddeliteľnou súčasťou kozmologického modelu.

22829057_10209020370540867_8176081803295900993_ojpg

Obr.7  Štandardný, kozmologický model vesmíru, zdroj: internet

Evolúcia vesmíru

Na obr. 7 je znázornená evolúcia vesmíru, ktorú možno zhrnúť do týchto nasledujúcich udalosti:

1.      Vznik vesmíru v čase nula, oblasť dohadov, hypotéz.

2.       10 exp-43 sec. (éra SUZY) Planckov čas (termín z kvantovej mechaniky, najmenší nedeliteľný čas). Predpoklad, že sa oddelila gravitačná interakcia z prvotnej prainterakcie. To je oblasť dohadov, hypotéz.

3.       10 exp -39 (éra GUT) Existuje oddelená, kvantová prainterakcia GUT (silná, slabá elektromagnetická). V tejto krátkej ére sa odštiepi na samotnú interakciu silná interakcia (to, čo drží jadra atómov, sila medzi kvarkami a gluónmi, sila medzi protónmi a neutrónmi). GUT je na úrovni hypotézy (zatiaľ nepotvrdenej). Predpoklad, že vznikali častice X, Y

4.     10 na exp -35 sec (koniec GUT). Koniec éry GUT. Dochádza k narušeniu GUT symetrie. Prevláda éra žiarenia. Tu je predpoklad, že dochádza k fázovému prechodu a vesmír sa začne extréme rozpínať : tzv. inflačná éra. Tu by sa mali zároveň generovať silné gravitačné vlny. Na úrovni hypotéz.

5.       10 na exp -30 sec (koniec generovania častíc X, Y). V tomto období by mohlo vzniknúť narušenie tzv. CP symetrie.

6.     10 na exp -10 sec (narušenie elektro-slabej interakcie). Toto je obdobie, kde sa oddeľuje posledná interakcia elektorslabá na dve samostatné: na slabú interakciu a elektromagnetickú interakciu. Za narušenie sú zodpovedné tzv. Higgsove bozóny.

7.       10 na exp -5 sec (Vznik protónov a neutrónov). Poklesla energia kvarkov a gluóny zlepia do prvých protónov a neutrónov, teda zložených častíc. Končí aj éra tzv. kvark – gluónovej plazmy.

8.     1 ses (oddelenie neutrín). V tomto období sa oddeľujú neutrína od samotnej látky a prestávajú s ňou interagovať. Táto oblasť je pre budúcnosť zaujímavá, pretože môžeme hľadať reliktné neutrína z tejto doby. Vesmír je stále v ére žiarenia, kde dominuje nad látkou.

9.      5 sec (anihilácia elektrónu). Vesmír sa znova ohrieva vďaka interakcii elektrónov a pozitrónov, kde vzniká žiarenie. Vďaka narušeniu CP symetrie po anihilácii dochádza k redukcii týchto častíc a ostáva oveľa menej voľných elektrónov. Klesá aj počet neutrónov, ich stabilita v čase, bez naviazania sa na protón je krátka.

10.   4 min (nukleosyntéza). Vytváranie atómových jadier, prvých ľahkých prvkov. Elektróny nie sú naviazané na jadrá.

11.     400 000 rokov. (Naviazanie voľných elektrónov). Obdobie kde vznikajú prvé atómy s elektrónovými obalmi vďaka dostatočnému poklesu teploty. Jedná sa o fázový prechod, kde sa svetlo oddelilo od látky a vďaka naviazaniu elektrónov na atómové obaly, môže svetlo putovať bez toho, aby interagovala s elektrónmi v atómoch. Skončila éra temna. Toto počiatočné elektromagnetické žiarenie sa nazýva reliktné žiarenie a dnes má teplotu 2,73 K.

12.     550 000 000 rokov (prvé hviezdy). V tomto období vznikajú prvé hviezdy. Prvé hviezdy sú veľmi veľké a nestabilné. Ich životnosť, vďaka ich obrovskej hmotnosti je významne menšia, v porovnaní s dnešnými hviezdami.

13.     5 miliárd rokov. (zrýchlená expanzia). Neznámy faktor nazvaný temná energia zrýchľuje expanziu vesmíru. Ešte donedávna sme si mysleli, že nameriame spomalenú expanziu vďaka gravitačnému efektu látky, ktorá by mala rozpínanie zastavovať. No namerali sme zrýchlenú expanziu.

13,7 mld. (dnešok). Rôzne štruktúry (galaxie, kopy galaxii, miestne skupiny...) v stredoch galaxii sú obrie čierne diery, hviezdy nových generácii, exoplanéty.

Poznámka: uvedené body obsahujú informácie z tzv. štandardného modelu častíc, čo je oblasť z kvantovej teórie. Kvantová teória bude prebraná v neskorších kapitolách. Oddeľovanie interakcii a odhadov, čo sa dialo vychádza zo záverov a merania v hadrónovom urýchľovači častíc CERN a iných.V nich sa simulujú extrémne podmienky zrážaním častíc obrovských energii.

Princípy v kozmológii

  •          Machov princíp: Tento princíp bol popísaný v kapitole všeobecnej teórie relativity. V skratke ide o tvrdenie, že za zotrvačnosť telies môže všetka látka v okolí aj vzdialenom. Einstein to preformuloval do tvrdenia o gravitácii, kde gravitačné pole je určené všetkou hmotou a látkou vo vesmíre. Hmota a látka tvorí aj deformuje časopriestor vo svojom okolí.
  •           Kozmologický princíp: to je predpoklad, že vesmír sa rozpína vo všetkých smeroch rovnako. Tento princíp sa pripodobňuje k fúkaniu balóna. Pokiaľ si naň zakreslíme body, tak všetky vzdialenosti sa počas fúkania zväčšujú. Tento princíp je potvrdený meraním tzv. Hubblov zákon. Vzďaľujúce sa galaxie majú červený spektrálny posun (Dopplerov jav pre svetlo)

  •           Antropický princíp: to je princíp, ktorý hovorí, že všetky konštanty a parametre vesmíru sú tak presne vyladené, aby umožnil vznik a vývoj života. Poznámka: toto je podľa môjho názoru ezoterický princíp, nič nevysvetľuje.

  •           Princíp maxima informácii: V zmysle našich súčasných vedomosti nie je možné, aby konečný objem obsahoval nekonečné množstvo informácii. Princíp teda hovorí o limite množstva informácii v konečných veličinách. Tento princíp podporujú závery kvantovej fyziky.

  •           Holografický princíp: Tento princíp sa objavil pri skúmaní čiernych dier v súvislosti s ich entropiou (Hawkingovo žiarenie). Tento princíp súvisí s projekciou informácii z vnútra objektu na svetoplochu, na dvojrozmerný povrch.

  •           Princíp kozmickej cenzúry: Pri popise vesmíru sa v našich teóriách objavujú aj nekonečné veličiny (tzv. singularity). Fyzikálne veličiny však nemôžu mať nekonečné hodnoty, vtedy dochádza k zlyhaniu danej teórie (napr. všeobecnej relativity). K tomuto javu dochádza napr. v centre čiernej diery, či počiatku vesmíru, kde vychádzajú extrapoláciou nekonečné veličiny. Princíp kozmickej cenzúry hovorí o tom, že pokiaľ existujú nejaké singularity, tak pre nás sú nepozorovateľné, zahalené horizontom.

Pozorovateľný vesmír

Bohužiaľ nemôžeme vidieť celý vesmír, nemôžeme vidieť vesmír ani v súčasnosti. Pre pozorovanie vesmíru na tak veľkých škálach sme limitovaní. Na jednej strane to nie je dobré, no na druhej strane pozorujeme minulosť vesmíru. Svetlo zo vzdialených oblastí vesmíru k nám prichádza oneskorene, vzhľadom na konečnú rýchlosť svetla. To nám umožnilo vysledovať evolúciu vesmíru k počiatku( k veľkému tresku).

Na obr. 8 je vysvetlené, že vesmír nepozorujeme celý, ale sme limitovaný horizontom udalosti viditeľného vesmíru.

horizontpng

Obr. 8 Horizont udalosti viditeľného vesmíru, zdroj: aldebaran.cz

Horúci počiatok (Big Bang)

Z Hubblovho pozorovania červeného posunu galaxii, teda kozmologického princípu je reverzibilne možné tvrdiť, že vesmír bol v úvodných fázach oveľa menší. Ak sa teda rozpína musel byť v minulosti vesmír menší, čo extrapolujeme do času nula. V zmysle Einsteinových rovníc, Fridmanovho štandardného kozmologického modelu nám vychádzajú singularity. Einstein sa domnieval, že vesmír je stacionárny (nemenný a večný), tak zaviedol do svojich rovníc kozmologický člen. Po Hubblovom triumfe o rozpínaní vesmíru sa Einstein vyjadril, že zaviesť tam konštantu bol jeho najväčší omyl v živote. Zaujímavé je na tom aj to, že jeho riešenie stacionárneho vesmíru je nestabilné.

Dnes rozpínanie môžeme považovať za overený fakt. Medzi prvých, čo prišli s hypotézou o horúcom počiatku vesmíru bol Gamow a kolektív. Vytvorili model vzniku ľahkých jadier a predpovedali, že sa oddelilo svetlo od látky (reliktné žiarenie), ktoré dnes potvrdili sondy (najpresnejšie sonda PLANCK). Ich výpočet bol nevídane presný. Vtedy ich pokladali za bláznov, že chcú hľadať reliktné žiarenie z počiatku Big Bang.

Big Bang sa rozumie obdobie ranných fáz vesmíru zhruba po obdobie 400 000 rokov. Nie je to teda nutné singularita v čase nula, čo je len neoverená a zrejme aj nesprávna hypotéza.

Reliktné žiarenie

Najdôležitejším zdrojom informácii (v súčasnosti) o vývoji vesmíru je reliktné žiarenie z rannej fázy vesmíru. Reliktné žiarenie vzniká zhruba 400 000 rokov po teoretickom začiatku v čase nula. Vtedy sa oddelilo svetlo od látky a začalo putovať vesmírom.

Reliktné žiarenie bolo zachytené náhodne Penzias a Wilson (1965). na anténe zachytili všesmerový šum. Domnievali sa, že za to môže trus z holubov v anténe. Na prekvapenie po odstránení trusu šum neustal. Vlnová dĺžka reliktného žiarenia je cca 1 mm, čo zodpovedá reliktnému žiareniu (po veľkom tresku) o teplote 2,7 K.

Družica COBE (1989): Prvá družica, čo mala za úlohu zmapovať reliktné žiarenia na oblohe s presnosťou 10 exp -3 v teplote reliktného žiarenia. Zistilo sa, že reliktné žiarenie nie je úplne homogénne. V reliktnom žiarení dochádza k tzv. fluktuácii. Fluktuácia sú drobné výchylky v teplote reliktného žiarenia.

Nasledovala presnejšia družica WMAP (2001). Pracovala s presnosťou teploty 20 mikro kelvinov. Z údajov sa mohla prvý krát urobiť frekvenčná analýza (zistiť dôležité parametre vesmíru).

Najvýznamnejší pokrok urobila fenomenálna sonda PLANCK (2009). Táto sonda s teplotnou presnosťou 2 mikro kelvinov, uhlovou presnosťou 5 minút zmapovala reliktné žiarenie viď. obr. 9.


097877jpg

Obr. 9 Odfiltrované reliktné žiarenie sondy PLANCK, zdroj: internet

Po frekvenčnej analýze údajov zo sondy PLANCK sme dostali presnejšie základné parametre pre vesmír:

  • Vek vesmíru: 13,8 mld. Rokov.
  • Doba veľkého tresku : 380 000 rokov.
  • Krivosť vesmíru: blízko „1“, čo je plochá metrika. Vesmír je teda skoro úplne plochý na veľkej škále. To je dané aj tým, že vesmír je obrovský a sonda nemala dostatočnú presnosť na stanovenie krivosti vesmíru.
  • Hubblova konštanta: zhruba 68 km s exp-1 MPc exp-1 (74 km v sekunde na megaparsek).
  • Vznik prvých hviezd: 550 000 000 rokov po Big Bang.
  • Podiel látky 4,8 %, Podiel temnej hmoty 25,8%, podiel temnej energie 69,4% v zmysle Fridmanovho modelu.
  • Iné, špeciálne charakteristiky.

Z fluktuácii reliktného žiarenia (vďaka nehomogenite) vznikajú po čase zárodky látkových štruktúr (hviezdy, galaxie, väčšie objekty).

Temná hmota

Americký Astronóm Fritz Zwicky si všimol, že v kope galaxii (vlasy Bereniky) majú jednotlivé galaxie voči ťažisku rádovo vyššie rýchlosti ako by zodpovedalo gravitačnému zákonu (Newtona). To by znamenalo, že v kope galaxii sa koncentruje viac hmoty ako vidíme (vďaka svetlu) z baryonovej hmoty (známa látka).

Neskôr Vera Rubinává merala obeh objektov v galaxii a zistila, že objekty v galaxii tiež rádovo rýchlejšie obiehajú stred galaxie ako by mohli v zmysle gravitačného zákona. Zmerali sme dosť veľkú vzorku na to, aby sme usúdili, že nám chýba nejaká tmavá hmota (nelátkového pôvodu), ktorá dodatočne pôsobí na galaxie, kopy galaxii, tak aby sa pri obežných rýchlostiach voči centru nerozleteli. Táto temná hmota by teda nemala interagovať elektromagnetickou interakciou s bežnou látkou.  

Veľmi presvedčivým dôkazom v prospech temnej/ tmavej hmoty je gravitačné šošovkovanie, viď. obr. 10.

gravitacne oovkyjpg
Obr. 10 Gravitačné šošovky vzdialených objektov, zdroj: internet

Pretože napr. galaxie majú sústredenú baryonovú hmotu do galaktického disku (skoro v rovine). No gravitačné šošovky ukazujú zakrivenie času a priestoru do guľoplochy, okolo týchto objektov, resp. polomer zakrivenia je väčší. Dnes sa snažíme hľadať rozloženie tmavej hmoty prostredníctvom merania týchto gravitačných šošoviek.

Nejakú časť z tmavej hmoty sa dá vysvetliť pomocou objektov MACHO. To sú objekty, ktoré svietia veľmi málo, alebo vôbec (vyhasínajúce biele trpaslíky, čierne diery, hnedí trpaslíci a pod.)

No intenzívne hľadáme, pomocou niekoľko desiatok experimentov (DAMA/LIBRA, CRESST, CoGeNT a ďalšie) pôvod v nebaryonovej hmote (chladná hmota). Máme aj nejakých kandidátov napr. častice WIMP.

Temná hmota vytvára na veľkej škále pavučinu- sieť jej rozloženia (vrátane nám známej látky) obr. 11.    
images spacejpg

Obr. 11 Vesmír na obrovskej škále, zdroj: internet

Temná energia

Tento fenomén je najzáhadnejším v celej kozmológii (okrem počiatku vesmíru). Vieme o tomto fenoméne pomerne málo. No vieme, že existuje z pozorovaní Perlmuttera a Riessa. Ti zistili v roku 1989, že vesmír expanduje zrýchlenou expanziou. Všetci si mysleli, že rozpínanie sa bude zastavovať v dôsledku gravitačného pôsobenia. No nedeje sa tak.

Tento fenomén zodpovedný za rozpínanie vesmíru sa nazval temná energia. Dnes sa uvažuje, že by to mohlo byť :

1.       A, dôsledok pôsobenia vákuových polí

2.       B, Nová interakcia nazvaná kvintesencia: (nová silová interakcia, resp. pole)

3.       C, Všeobecná relativita nepopisuje správne gravitačnú interakciu na tak obrovských škálach vesmíru.

V zmysle EDQ teórie je v knihe uvedená nová hypotéza o príčine temnej energie, ako aj o možnom „počiatku vesmíru“.

Problémy štandardného, kozmologického modelu

Problémy modelu možno zhrnúť do týchto bodov:

1.     Problém počiatočnej singularity : V zmysle Fridmanovho modelu v počiatku t=0 vychádzajú nekonečné veličiny, čo je porušenie kozmologického princípu. Zároveň tento model neuvažuje kvantové vlastnosti, ktoré sú pri tak extrémne malých rozmeroch a hustých poliach veľmi výrazné.

2.     Problém plochosti vesmíru : Pokiaľ ma vesmír menšiu ako kritickú hustotu, bude sa vesmír rozpínať donekonečna (záporná krivosť vesmíru). Pokiaľ ma vesmír hustotu väčšiu ako kritickú dôjde nakoniec k zmršťovaniu vesmíru (kladná krivosť vesmíru). Sonda Planck nám však ukázala, že krivosť vesmíru je blízko 1. No toto meranie nie je dostatočne presné na rozhodnutie o možnej krivosti vesmíru. Taktiež aj o osude vesmíru.

3.     Problém horizontu : tento problém poukazuje na vysokú homogenitu vesmíru z merania sondy Planck, no zároveň ak sa vesmír v počiatočných fázach rozpínal oveľa viac ako je rýchlosť svetla, kúsky vesmíru nemohli medzi sebou komunikovať. Tento problém rieši tzv. inflačná fáza vesmíru od Alana Gutha. Vesmír sa krátko po čase nula (teoretický počiatok) niekoľko násobne zväčšil v extrémne krátkom čase. Predtým ako sa takto extrémne rozopol kúsky vesmíru, časti vesmíru medzi sebou interagovali. Existujú dnes už aj nové inflačné scenáre, ktoré niektoré otázky riešia, no nastoľujú nové problémy. Do podrobnosti nejdem zabiehať z dôvodu náročnosti problematiky.

4.     Prečo nepozorujeme vo vesmíre antihmotu.

5.     Prečo sú práve tri priestorové dimenzia a jedna časová.

6.     Problém vyladenia fyzikálnych konštánt : To je veľmi zaujímavé, že konštanty sú tak presne vyladené, aby mohol existovať vesmír v takej podobe ako ho pozorujeme. Tú sú hypotézy o tom, že za to môže Multiverzum (teda existuje obrovské množstvo vesmírov), kde sú iné podmienky, hodnoty, potom je aj nepredstaviteľne, veľká rozmanitosť vesmírov.  

7.     Ďalšie nezodpovedané otázky.