Rozpínání vesmíru

Rozpínání vesmíru je zvětšování vzdáleností mezi gravitačně nevázanými oblastmi vesmíru v čase.

V moderní kosmologii se rozpínání vesmíru neinterpretuje jako pohyb galaxií již existujícím prostorem ani jako rozpínání vesmíru do okolního prostoru. Jedná se o změnu metrických vlastností samotného časoprostoru, při níž se s časem zvětšují vzdálenosti mezi vzdálenými objekty.

Jakémukoli pozorovateli se zdá, že se vzdálené galaxie v průměru vzdalují rychlostí úměrnou jejich vzdálenosti. Tento vztah je popsán Hubbleovým zákonem a představuje jeden ze základních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru.

Přestože se velmi vzdálené galaxie mohou v důsledku rozpínání vzdalovat rychlostí převyšující rychlost světla, není tím porušena speciální teorie relativity, protože nejde o lokální pohyb objektů prostorem, ale o změnu geometrie prostoru samotného.

Rozpínání vesmíru je základní součástí Fridmanových modelů vesmíru a jeho dynamika je popsána pomocí Fridmanových rovnic.

Historie

První náznaky rozpínání vesmíru přinesla spektroskopická měření Vesta Sliphera z let 1912–1914. Slipher zjistil, že spektra většiny tehdy známých spirálních mlhovin vykazují výrazný rudý posuv, což naznačovalo jejich vzdalování od Země.

V roce 1922 publikoval ruský matematik a fyzik Alexandr Fridman první nerovnovážná řešení Einsteinových rovnic, která připouštěla rozpínající se nebo smršťující se vesmír.

V roce 1924 švédský astronom Knut Lundmark nalezl pozorovací náznaky vztahu mezi vzdáleností galaxií a jejich rudým posuvem. Jeho výsledky však tehdy nebyly všeobecně přijaty.

V roce 1927 belgický kněz a fyzik Georges Lemaître nezávisle odvodil rozpínající se model vesmíru z Einsteinových rovnic a spojil jej s dostupnými astronomickými pozorováními.

Rozhodující potvrzení přišlo v roce 1929, kdy Edwin Hubble publikoval vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich rychlostí vzdalování, dnes známý jako Hubbleův zákon.

Na konci 20. století vedla pozorování vzdálených supernov typu Ia k objevu, že rozpínání vesmíru není pouze pokračující, ale pravděpodobně se zrychluje. Tento výsledek bývá interpretován jako důsledek působení temné energie.

Hubbleův zákon

Základní pozorovací charakteristikou rozpínání vesmíru je Hubbleův zákon, který vyjadřuje vztah mezi vzdáleností galaxie a rychlostí jejího vzdalování.

Pro galaxie nacházející se v dostatečně velkých vzdálenostech platí

kde je rychlost vzdalování, vzdálenost galaxie a Hubbleova konstanta.

Hubbleův zákon ukazuje, že čím je galaxie vzdálenější, tím rychleji se v průměru vzdaluje. Tento vztah je přirozeným důsledkem homogenního a izotropního rozpínání prostoru a nevyžaduje existenci žádného privilegovaného středu vesmíru.

Pozorovaný vztah mezi vzdáleností a rudým posuvem galaxií představuje jeden z nejvýznamnějších experimentálních důkazů rozpínání vesmíru.

Dynamika rozpínání

thumb|upright=1.8|Vývoj rozpínání vesmíru závisí na hustotě hmoty a energie. Parametr vyjadřuje poměr hustoty vesmíru ke kritické hustotě. Křivka zrychleného rozpínání odpovídá modelu obsahujícímu temnou energii.

Dynamika rozpínání vesmíru je v moderní kosmologii popisována pomocí Fridmanovy–Lemaîtrovy–Robertsonovy–Walkerovy metriky a Fridmanových rovnic, které vycházejí z Einsteinových rovnic obecné teorie relativity.

Časový vývoj rozpínání je charakterizován škálovým faktorem , který udává relativní velikost vesmíru v různých kosmologických epochách.

Průběh rozpínání závisí na zastoupení jednotlivých složek vesmíru, zejména záření, hmoty a temné energie. V různých obdobích vývoje vesmíru proto mohlo docházet ke zpomalování i zrychlování rozpínání.

Vzdálenosti v rozpínajícím se vesmíru

V rozpínajícím se vesmíru nelze vzdálenosti mezi vzdálenými objekty popisovat jediným způsobem. V závislosti na fyzikálním problému se používají různé definice vzdálenosti, které zohledňují rozpínání prostoru, rudý posuv a konečnou rychlost šíření světla.

Rudý posuv

Rozpínání prostoru způsobuje prodlužování vlnových délek elektromagnetického záření přicházejícího ze vzdálených objektů. Tento jev se označuje jako kosmologický rudý posuv a představuje jeden z hlavních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru.

Souběžné vzdálenosti

V kosmologii se často používají souběžné a vlastní vzdálenosti. Souběžná vzdálenost odstraňuje vliv rozpínání vesmíru, zatímco vlastní vzdálenost vyjadřuje okamžitou fyzikální vzdálenost mezi objekty v dané kosmologické epoše.

Tvar vesmíru

Geometrie prostoru ovlivňuje vztah mezi vzdáleností, objemem a šířením světla. Současná pozorování ukazují, že vesmír je na velkých škálách velmi blízký prostorově plochému modelu.

Kosmologický horizont

Vzhledem ke konečnému stáří vesmíru a konečné rychlosti světla existuje oblast, ze které k nám mohlo světlo dorazit od počátku kosmologického vývoje. Tato skutečnost vede k existenci různých typů kosmologických horizontů, které určují hranice pozorovatelné části vesmíru.

Důsledky rozpínání

Rozpínání vesmíru ovlivňuje šíření elektromagnetického záření, teplotu kosmického prostředí i rozsah pozorovatelné části vesmíru. Mezi jeho nejvýznamnější důsledky patří kosmologický rudý posuv, postupné ochlazování vesmíru a vznik kosmologických horizontů.

Kosmologický rudý posuv

Při šíření světla rozpínajícím se prostorem dochází k prodlužování jeho vlnové délky. Spektrální čáry vzdálených galaxií jsou proto posunuty k delším vlnovým délkám, tedy k červené části spektra. Tento jev se označuje jako kosmologický rudý posuv a představuje jeden z hlavních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru.

Ochlazování vesmíru

S rozpínáním vesmíru klesá hustota energie záření i hmoty. Teplota vesmíru se proto v průběhu kosmologického vývoje snižuje. Důsledkem tohoto procesu bylo například oddělení záření od hmoty a vznik reliktního záření, které dnes pozorujeme při teplotě přibližně 2,7 K.

Vznik horizontů

Vzhledem ke konečné rychlosti světla a konečnému stáří vesmíru existují oblasti, ze kterých k nám informace dosud nemohla dorazit. Rozpínání vesmíru tak vede ke vzniku různých typů kosmologických horizontů, které určují hranice pozorovatelného vesmíru a oblasti, s nimiž můžeme být příčinně spojeni.

Vývoj rozpínání vesmíru v čase

Rychlost rozpínání vesmíru nebyla během jeho vývoje konstantní. V různých kosmologických epochách byla dynamika rozpínání určována různými složkami vesmíru, zejména zářením, hmotou a temnou energií.

Kosmická inflace

Podle inflačních modelů prošel vesmír krátce po svém vzniku obdobím velmi rychlého exponenciálního rozpínání. Kosmická inflace vysvětluje pozorovanou homogenitu a izotropii vesmíru i skutečnost, že prostor je na velkých škálách velmi blízký plochému.

Éra záření

Po skončení inflačního období byla dominantní složkou vesmíru energie záření. Hustota záření tehdy převyšovala hustotu hmoty a určovala rychlost rozpínání vesmíru.

Éra hmoty

S pokračujícím rozpínáním klesala hustota záření rychleji než hustota hmoty. Po určité době začala ve vesmíru převládat hmota a gravitace zpomalovala rozpínání. V této epoše vznikala většina dnes pozorovaných galaxií, kup galaxií a dalších kosmických struktur.

Éra temné energie

Přibližně před několika miliardami let začala ve vesmíru převládat temná energie, která způsobuje zrychlené rozpínání vesmíru. Současná kosmologická pozorování naznačují, že právě temná energie dnes představuje dominantní složku energetické hustoty vesmíru.

Pozorování a měření rozpínání vesmíru

Rozpínání vesmíru je podporováno řadou nezávislých pozorovacích metod. Kombinací astronomických měření lze určovat rychlost rozpínání, geometrii vesmíru i zastoupení jeho jednotlivých složek.

Hubbleův diagram

Hubbleův diagram vyjadřuje závislost mezi vzdáleností astronomických objektů a jejich rudým posuvem. Pozorovaný vztah představuje jeden z nejdůležitějších důkazů rozpínání vesmíru a umožňuje určovat hodnotu Hubbleovy konstanty.

Supernovy typu Ia

Supernovy typu Ia slouží jako standardní svíčky pro určování kosmologických vzdáleností. Pozorování vzdálených supernov na konci 20. století ukázala, že rozpínání vesmíru v současnosti zrychluje, což vedlo k zavedení pojmu temná energie.

Reliktní záření

Reliktní záření poskytuje obraz vesmíru přibližně 380 000 let po Velkém třesku. Jeho spektrum a drobné teplotní fluktuace umožňují určovat stáří, geometrii a složení vesmíru a představují jeden z hlavních pilířů moderní kosmologie.

Baryonové akustické oscilace

Baryonové akustické oscilace jsou pozůstatkem tlakových vln šířících se v horkém raném vesmíru. Jejich charakteristická délková škála slouží jako standardní pravítko pro měření kosmologických vzdáleností a studium historie rozpínání vesmíru.

Odkazy Reference

Související články

Velký třesk Kosmologie Hubbleův zákon Hubbleova konstanta Kosmologický rudý posuv Škálový faktor Souběžné a vlastní vzdálenosti Fridmanova–Lemaîtreova–Robertsonova–Walkerova metrika Fridmanovy rovnice Tvar vesmíru Kosmologický horizont Kosmická inflace Temná energie Reliktní záření

Externí odkazy

Kategorie:Obecná teorie relativity Kategorie:Kosmologie