náhled|Podle teorie vznikl vesmír z nekonečně husté singularity. Vesmír se s postupem času rozpíná, čímž se objekty od sebe vzdalují.
Velký třesk je fyzikální teorie, která popisuje, jak se vesmír rozpínal z počátečního stavu charakterizovaného vysokou hustotou a teplotou. Podle tohoto modelu se vesmír rozpíná a ochlazuje, přičemž během svého vývoje prošel řadou fyzikálních etap vedoucích ke vzniku dnešních galaxií, hvězd a dalších kosmických struktur.
Model velkého třesku je základem současné kosmologie a tvoří součást standardního modelu ΛCDM. Je podporován řadou nezávislých pozorování, zejména rozpínáním vesmíru, kosmologickým rudým posuvem, reliktním zářením a pozorovaným zastoupením lehkých chemických prvků.
Myšlenku vesmíru vzniklého z původního „prvotního atomu“ formuloval v roce 1931 belgický kněz, fyzik a astronom Georges Lemaître. Termín „velký třesk“ (anglicky Big Bang) poprvé použil roku 1949 astronom Fred Hoyle během rozhlasového pořadu BBC s názvem Podstata věcí (anglicky The Nature of Things). Hoyle byl zastáncem teorie stacionárního vesmíru a dehonestující název použil pro odsouzení konkurenčního modelu. Název se později vžil pro označení celého modelu vývoje vesmíru.
Podle současných kosmologických modelů je vesmír starý přibližně 13,8 miliardy let. Standardní model velkého třesku úspěšně popisuje jeho vývoj od nejranějších známých epoch, zahrnujících inflaci, prvotní nukleosyntézu, rekombinaci a vznik prvních hvězd a galaxií.
Otázka samotného počátku vesmíru však zůstává otevřeným problémem současné fyziky. Při extrapolaci standardního kosmologického modelu do dostatečně raných epoch vzniká v rámci obecné teorie relativity počáteční singularita, jejíž fyzikální interpretace není dosud objasněna. Současná fyzika zatím neobsahuje obecně přijímanou teorii kvantové gravitace, která by spojovala obecnou teorii relativity s kvantovou fyzikou a umožnila popsat nejranější fáze vývoje vesmíru.
Historie teorie
Po formulaci obecné teorie relativity vznikly první moderní kosmologické modely založené na Einsteinových rovnicích gravitačního pole. V roce 1917 publikoval Albert Einstein model statického vesmíru, jehož stabilitu zajistil zavedením kosmologické konstanty. Ve stejném roce publikoval Willem de Sitter jiné řešení Einsteinových rovnic, které vykazovalo pozorovatelné efekty připomínající rozpínání vesmíru.
V letech 1922 a 1924 nalezl Alexandr Fridman dynamická řešení Einsteinových rovnic, která připouštěla rozpínající se nebo smršťující se vesmír. Nezávisle na něm dospěl v roce 1927 k obdobným výsledkům belgický kněz, fyzik a astronom Georges Lemaître, který navíc spojil teoretické modely s tehdejšími pozorováními rudého posuvu galaxií.
Již dříve astronomové pozorovali systematický rudý posuv vzdálených galaxií. Významná měření provedli Carl Wilhelm Wirtz a zejména Vesto Slipher, jejichž výsledky později poskytly důležité podklady pro vznik moderní kosmologie.
V roce 1929 publikoval Edwin Hubble vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich rudým posuvem, dnes známý jako Hubbleův-Lemaîtrův zákon. Toto pozorování poskytlo silný argument ve prospěch rozpínajícího se vesmíru.
Lemaître v roce 1931 navrhl hypotézu „prvotního atomu“, podle níž se vesmír vyvinul z velmi hustého a horkého počátečního stavu. Tato myšlenka se stala základem pozdějšího modelu velkého třesku.
Ve 40. letech 20. století rozvinuli George Gamow, Ralph Alpher a Robert Herman model horkého raného vesmíru a předpověděli existenci reliktního záření jako pozůstatku jeho raných fází.
Hlavním konkurentem modelu velkého třesku byla teorie stacionárního vesmíru, kterou obhajovali Fred Hoyle, Thomas Gold a Hermann Bondi. Podle této teorie se při rozpínání vesmíru průběžně vytváří nová hmota, takže vesmír ve velkých měřítcích vypadá v každé době stejně.
Rozhodující podporu modelu velkého třesku přinesl v roce 1965 objev reliktního záření, který uskutečnili Arno Penzias a Robert Wilson. Reliktní záření představuje jeden z nejvýznamnějších pozorovacích důkazů existence horkého a hustého raného vesmíru.
Od konce 20. století umožnila pozorování družic COBE, WMAP a Planck přesně určit základní kosmologické parametry. Současně vedla pozorování vzdálených supernov typu Ia k objevu zrychleného rozpínání vesmíru, které je v současnosti vysvětlováno působením temné energie.
Vývoj vesmíru po velkém třesku náhled|upright=1.5|Oddělování základních interakcí během vývoje raného vesmíru.
Podle současného modelu ΛCDM je vesmír starý přibližně 13,8 miliardy let. Během svého vývoje prošel řadou fyzikálních etap, které vedly od velmi horkého a hustého počátečního stavu ke vzniku dnešních galaxií, hvězd a dalších kosmických struktur.
Planckova éra
Planckova éra označuje nejranější fázi vývoje vesmíru, trvající přibližně do času s. V této oblasti se předpokládá, že gravitační interakce měla srovnatelnou intenzitu s ostatními základními interakcemi. Současná fyzika však nedisponuje obecně přijímanou teorií kvantové gravitace, a proto nelze tuto epochu spolehlivě popsat.
Inflační éra
Krátce po Planckově epoše mohl vesmír projít obdobím velmi rychlého exponenciálního rozpínání označovaného jako inflační éra. Tento proces vysvětluje vysokou homogenitu a izotropii pozorovaného vesmíru a poskytuje mechanismus vzniku počátečních hustotních fluktuací, ze kterých se později vytvořily galaxie a další kosmické struktury.
Éra velkého sjednocení
Během éry velkého sjednocení se předpokládá, že silná, slabá a elektromagnetická interakce byly sjednoceny do jediné interakce. Fyzikální procesy probíhající v této oblasti energií nejsou dosud experimentálně ověřeny a jsou popisovány teoriemi velkého sjednocení.
Elektroslabá éra
Po oddělení silné interakce následovala elektroslabá éra, během níž byly elektromagnetická a slabá interakce sjednoceny do elektroslabé interakce. V této době mohly probíhat procesy vedoucí ke vzniku malé převahy hmoty nad antihmotou, označované jako baryogeneze. Právě tato asymetrie umožnila vznik dnešního hmotného vesmíru.
Kvarková éra
V kvarkové éře byl vesmír vyplněn horkým kvark-gluonovým plazmatem, ve kterém existovaly kvarky a gluony jako volné částice v termodynamické rovnováze s ostatními složkami kosmického plazmatu.
Hadronová éra
Při dalším ochlazování vesmíru se kvarky začaly vázat do hadronů, především protonů a neutronů. Většina párů hmoty a antihmoty během této epochy anihilovala a zachoval se pouze malý přebytek hmoty vzniklý v dřívějších fázích vývoje vesmíru.
Leptonová éra
Po skončení hadronové éry dominovaly energetické hustotě vesmíru leptony a antileptony. Přibližně jednu sekundu po počátku rozpínání se od kosmického plazmatu oddělila reliktní neutrina, která dnes tvoří kosmické neutrinové pozadí.
Primordiální nukleosyntéza
V prvních minutách existence vesmíru vznikla při primordiální nukleosyntéze jádra nejlehčích prvků, zejména vodíku, helia a stopového množství lithia. Pozorované zastoupení těchto prvků patří k významným pozorovacím důkazům modelu velkého třesku.
Fotonová éra
Po skončení nukleosyntézy zůstával vesmír vyplněn horkým plazmatem tvořeným fotony, elektrony a baryonovou hmotou. Záření bylo s hmotou silně svázáno a vesmír byl pro elektromagnetické záření neprůhledný.
Rekombinace
Přibližně 380 000 let po velkém třesku teplota vesmíru poklesla natolik, že se elektrony začaly vázat s atomovými jádry za vzniku elektricky neutrálních atomů. Vesmír se stal průhledným pro elektromagnetické záření a fotony z této doby dnes pozorujeme jako reliktní záření.
Temný věk vesmíru
Po rekombinaci následovalo období označované jako temný věk vesmíru. Vesmír byl již průhledný, avšak dosud neobsahoval hvězdy ani jiné významné zdroje záření. Hmota se postupně shlukovala působením gravitace do stále hustších oblastí.
První hvězdy a galaxie
Po několika stovkách milionů let vznikly první hvězdy a galaxie. Jejich záření postupně ionizovalo okolní plyn a ukončilo temný věk vesmíru. Další vývoj vedl ke vzniku rozsáhlých kosmických struktur pozorovaných v současném vesmíru.
Základní charakteristika
Rozpínání vesmíru
Základním předpokladem modelu velkého třesku je, že se vesmír rozpíná. Tento závěr vyplývá z pozorování kosmologického rudého posuvu vzdálených galaxií a je matematicky popsán řešeními Einsteinových rovnic gravitačního pole pro homogenní a izotropní vesmír. Rozpínání vesmíru je charakterizováno škálovým faktorem, který udává změnu vzdáleností mezi vzdálenými objekty v čase.
Při zpětné extrapolaci rozpínání vyplývá, že byl vesmír v minulosti hustší a teplejší než dnes. Model velkého třesku proto popisuje vývoj vesmíru od raného horkého a hustého stavu k jeho současné podobě.
Horký a hustý raný vesmír
V nejranějších známých fázích vývoje byl vesmír vyplněn horkým plazmatem částic a záření v téměř termodynamické rovnováze. S pokračujícím rozpínáním klesala jeho teplota i hustota, což umožnilo vznik hadronů, atomových jader, neutrálních atomů a později také hvězd a galaxií.
Model velkého třesku úspěšně vysvětluje pozorované zastoupení lehkých prvků vzniklých při prvotní nukleosyntéze a existenci reliktního záření, které představuje pozůstatek období rekombinace.
Co teorie velkého třesku popisuje
Současný model velkého třesku popisuje vývoj vesmíru od velmi raných epoch, pro které jsou známé fyzikální zákony použitelné. Úspěšně vysvětluje rozpínání vesmíru, vznik lehkých chemických prvků, reliktní záření i vznik velkorozměrové struktury vesmíru.
Model však neposkytuje úplný popis samotného počátku vesmíru. Při extrapolaci do dostatečně raných dob vzniká v rámci obecné teorie relativity počáteční singularita, jejíž fyzikální význam není dosud objasněn. Popis nejranějších fází vývoje vesmíru proto pravděpodobně vyžaduje teorii kvantové gravitace, která dosud není k dispozici.
Pozorovací důkazy
Současný model velkého třesku je podporován několika nezávislými pozorovacími důkazy. Mezi nejvýznamnější patří pozorování rozpínání vesmíru, kosmologického rudého posuvu, reliktního záření a zastoupení lehkých chemických prvků vzniklých při prvotní nukleosyntéze.
Hubbleův zákon
Pozorování vzdálených galaxií ukazují, že jejich vzájemná rychlost vzdalování roste přibližně úměrně vzdálenosti. Tento vztah, známý jako Hubbleův-Lemaîtrův zákon, představuje jeden z prvních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru a tvoří základ moderní observační kosmologie.
Kosmologický rudý posuv
Spektra vzdálených galaxií a kvasarů vykazují systematický posun k delším vlnovým délkám. Tento jev, označovaný jako kosmologický rudý posuv, vzniká v důsledku rozpínání vesmíru a poskytuje přímý důkaz jeho časového vývoje. Velikost rudého posuvu současně umožňuje určovat vzdálenosti vzdálených objektů a studovat vývoj vesmíru v různých epochách.
Reliktní záření
Reliktní záření je elektromagnetické záření pocházející z období rekombinace, kdy se vesmír přibližně 380 000 let po velkém třesku stal průhledným pro fotony. Teorie velkého třesku předpověděla existenci tohoto záření ještě před jeho objevem.
Reliktní záření bylo náhodně objeveno v roce 1965 astronomy Arnem Penziasem a Robertem Wilsonem. Následná měření družic COBE, WMAP a Planck potvrdila, že jeho spektrum s vysokou přesností odpovídá záření absolutně černého tělesa a že obsahuje drobné anizotropie odpovídající zárodkům pozdějších kosmických struktur.
Zastoupení lehkých prvků
Model prvotní nukleosyntézy předpovídá množství lehkých chemických prvků vzniklých v prvních minutách vývoje vesmíru, zejména vodíku, helia, deuteria a lithia. Pozorovaná zastoupení těchto prvků se v širokém rozsahu shodují s teoretickými předpověďmi.
Shoda mezi pozorovaným a předpovězeným zastoupením lehkých prvků představuje jeden z nejvýznamnějších důkazů ve prospěch modelu velkého třesku a současně poskytuje důležité informace o fyzikálních podmínkách v raném vesmíru.
Otevřené otázky