Encyklopedie vesmíru: rozpínání vesmíru

Hlavní administrátor mi asi nějakou dobu čte myšlenky, protože znovu a ne poprvé dal před encyklopedií článek, který s ní souvisí a to jsou pojmy z encyklopedie vybírány čistě náhodou. V každém případě si v dnešním dnu kosmologie na našem webu můžete přečíst ještě něco o tom, jak je to s rozpínáním vesmíru.

Shrnutí

Aristoteles i Einstein se domnívali, že Vesmír nemá začátek, že je tu nekonečně dlouho. Hubbleův objev rozpínání Vesmíru z roku 1929 zcela změnil pohled na Vesmír. Vesmír se rozpíná současně ze všech svých míst. Každé místo Vesmíru lze považovat za střed expanze. Vzdálenější objekty se od místa pozorovatele vzdalují tím rychleji, čím jsou dále. Úměrnosti mezi vzdáleností a rychlostí expanze říkáme Hubbleův zákon a konstantu úměrnosti nazýváme Hubbleovou konstantou. Expandující Vesmír má minulost i budoucnost. V daleké minulosti musel být hustý a horký a mít nějaký počátek. V roce 1998 byla objevena zrychlená expanze Vesmíru. Za zrychlenou expanzi nemůže být odpovědná přitažlivá gravitační síla. Hovoříme o temné energii nebo o antigravitaci dosud neznámé podstaty.

Dnes je rychlost expanze Vesmíru přesně změřena a hodnota Hubbleovy konstanta se udává 67 km/s na megaparsek. To znamená, že dvě galaxie vzdálené 1 megaparsek se od sebe vzdalují rychlostí 67 km/s. Hubbleova konstanta byla určena nezávisle několika způsoby, například z měření vzdáleností za pomoci supernov typu Ia nebo z rozboru fluktuací reliktního záření. Dříve se udávala až desetkrát vyšší hodnota Hubbleovy konstanty. Bylo to způsobeno neznalostí vzdálenosti vzdálených galaxií. Stáří Vesmíru se dnes odhaduje na 13,8 miliardy roků. Staří myslitelé chápali pojem stáří vesmíru jinak, a proto nutně dospěli k jiným výsledkům:

James Ussher vycházel z Bible: svět byl stvořen 23. října 4004 př. n. l.
Hinduizmus: svět je starší než 300 000 miliard roků
Aristoteles: svět je nekonečně starý

rozpinani_vesmiru

Podrobnější rozbor

Teorie i pozorování svědčí o tom, že se vesmír rozpíná. Tzn., že se všechny vzdálenosti s časem zvětšují. To platí pro vzdálenosti kosmologických objektů, tedy pro vesmír v největším měřítku (zhruba větším než 30 mil. světelných let). Velká mlhovina v Andromedě, vzdálená přes 2,4 mil. světelných let, se od nás nevzdaluje, ale naopak se k nám přibližuje rychlostí 200 km/s. Takové nevelké lokální odchylky (v měřítku menším než 30 mil. světelných let) se vyskytují v kupách galaxií.

Základem teorie vesmíru v největším (čili kosmologickém) měřítku je obecná teorie relativity. Teoreticky vypočtené modely vesmíru vycházejí z Friedmannova řešení Einsteinových rovnic gravitace (tzv. Friedmannův vesmír). Toto řešení udává rychlost rozpínání v čase neboli funkci R(t) – míru velikosti vesmíru R — jako funkci času. Funkce R(t) se nazývá funkce rozpínání vesmíru.

Za R lze považovat vzdálenost mezi dvěma libovolnými body, které sdílejí rozpínání vesmíru. Takto určená R se liší pouze konstantním násobitelem. Např.:

a) vzdálenost mezi dvěma velmi vzdálenými galaxiemi nebo
b) vlnovou délku záření: λ (t0) dnes zachyceného záření a jeho vlnová délka λ (t1) v době t1, kdy záření opustilo svůj zdroj.

Možné modely konce vesmíru
Možné modely konce vesmíru

Přesný průběh rozpínání není ještě znám. Závisí na geometrii vesmíru (na jeho průměrné hustotě), zda se rozpínání zastaví a přejde ve smršťování (uzavřený vesmír), nebo zda se vesmír bude v budoucnu navždy rozpínat (otevřený vesmír). Poznámka redaktora: nejnovější měření ze sondy Planck ukazují spíše na otevřený vesmír.

Rudý posuv ve spektru vzdálených galaxií svědčí o tom, že se od nás vzdalují tím rychleji, čím jsou vzdálenější (Hubbleův zákon). Parametr rudého posuvu z ve spektru vzdálené galaxie udává, kolikrát se vesmír rozepnul za dobu (t0t1), než k nám světlo z galaxie doběhlo. Jinými slovy — kolikrát se za tuto dobu prodloužila jeho vlnová délka: 1 + z = R(t0)/R(t1). V uvedených výrazech značí t0 současnost a t1 okamžik, kdy galaxie světlo vyslala. Parametr rudého posuvu je veličina změřená ve spektru galaxie. Udává velikost vesmíru R v době t1 (kdy byly měřené spektrální čáry galaxií vyslány) vzhledem k dnešní velikosti vesmíru R(t0). Rychlost rozpínání je dána Hubbleovou konstantou. Ta je podle kosmologického principu stejná všude ve vesmíru. Hubbleova konstanta však není konstantní v čase. Závisí na velikosti vesmíru R: H = (dR/dt)/R. Je to sklon (směrnice) tečny k funkci rozpínání vesmíru.

Pokud jde o směr rozpínání, měření reliktního záření na družici COBE ukazovala, že s přesností jedné desetitisíciny bylo rozpínání izotropní (tj. ve všech směrech stejně rychlé). Poznámka redaktora: družici COBE později nahradila družice Planck, která provedla přesnější měření.

Nejranější fáze vývoje vesmíru se nazývá velký třesk. V případě uzavřeného vesmíru dojde k velkému kolapsu. Je-li dost antihmoty ve vesmíru, mělo by dojít k obrácení kolapsu: po velkém kolapsu by pak následoval další velký třesk. V případě otevřeného vesmíru R(t) stále poroste a vesmír nikdy neskončí.


Kniha: Toulky Vesmírem (2013), Velká encyklopedie Vesmíru (2002)
Autor: doc. RNDr. Josip Kleczek, DrSc.

O Scimani 59 Článků
Zajímám se o astronomii a miluji seriál Hvězdná brána