Velký třesk - Big Bang

Časová osa metrická expanze prostoru, kde prostor, včetně hypotetických nepozorovatelných částí vesmíru, je vždy reprezentován kruhovými úseky. Vlevo nastává dramatická expanze v inflační epocha; a ve středu expanze zrychluje (koncept umělce; ne v měřítku).

Část série na
Fyzická kosmologie
Velký třesk  · Vesmír Věk vesmíru Chronologie vesmíru
Časný vesmír Planckova epocha Velká epocha sjednocení Elektroslabá epocha Epocha kvarku Hadronová epocha Leptonova epocha Fotonová epocha Nukleosyntéza velkého třesku Inflace Temné věky Stelliferous Era Pozadí Kosmické záření pozadí (CBR) Gravitační vlna pozadí (GWB) Kosmické mikrovlnné pozadí (CMB)  · Kosmické neutrinové pozadí (CNB) Kosmické infračervené pozadí (INB)
Expanze· Budoucnost Hubbleův zákon  · Rudý posuv Expanze vesmíru Urychlování rozpínání vesmíru Náročné a správné vzdálenosti FLRW metrický  · Friedmannovy rovnice Nehomogenní kosmologie Budoucnost rozpínajícího se vesmíru Konečný osud vesmíru Tepelná smrt vesmíru Big Rip Velká krize Big Bounce
Součásti· Struktura Součásti Model Lambda-CDM Baryonická hmota Exotická hmota Energie Negativní energie Energie nulového bodu Vakuová energie Záření Radiace na pozadí Temná energie Kvintesence Fantomová energie Temná hmota Studená temná hmota Teplá temná hmota Smíšená temná hmota Horká temná hmota Světlá temná hmota Samočinně působící temná hmota Skalární pole temné hmoty Tmavé záření Tmavá tekutina Zrcadlová hmota Struktura Tvar vesmíru Reionizace  · Tvorba struktury Tvorba galaxií Velkoplošná struktura Velká skupina kvasarů Galaxy vlákno Nadkupa Kupa galaxií Skupina galaxií Místní skupina Galaxie Temná hmota halo Hvězdokupa Sluneční Soustava Planetární systém Neplatné
Experimenty Bumerang Průzkumník kosmického pozadí (COBE) Průzkum temné energie Euklid Projekt Illustris Hvězdárna Vera C. Rubina Planckova vesmírná observatoř Průzkum digitálního nebe Sloan (SDSS) Průzkum 2dF Galaxy Redshift („2dF“) Vesmír stroj Wilkinsonova mikrovlnná anizotropie Sonda (WMAP)
Vědci Aaronsone Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Vtírat Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historie předmětu Objev kosmické mikrovlnné trouby záření na pozadí Historie teorie velkého třesku Náboženské interpretace teorie velkého třesku Časová osa kosmologických teorií
Kategorie  Astronomický portál

The Velký třesk teorie je kosmologický model z pozorovatelný vesmír z nejdříve známá období prostřednictvím jeho následného rozsáhlého vývoje.^[1][2][3] Model popisuje, jak vesmír se rozšířil z počátečního stavu extrémně vysokého hustota a vysoká teplota,^[4] a nabízí komplexní vysvětlení pro širokou škálu pozorovaných jevů, včetně množství světelné prvky, kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) záření, a rozsáhlá struktura.

Rozhodující je, že teorie je kompatibilní s Zákon Hubble-Lemaître - pozorování, že čím dál galaxie čím rychleji se vznášejí od Země. Extrapolovat to kosmická expanze zpětně v čase pomocí známého zákony fyziky, teorie popisuje stav s vysokou hustotou, kterému předchází a jedinečnost ve kterém prostor a čas ztratit význam.^[5] Před singularitou neexistují žádné důkazy o žádných jevech. Podrobná měření rychlosti rozpínání vesmíru řadí Velký třesk kolem 13.8miliarda před lety, což je tedy považováno za věk vesmíru.^[6]

Po počáteční expanzi se vesmír dostatečně ochladil, aby umožnil vznik subatomární částice, a později atomy. Obrovské mraky těchto prvotních prvků - většinou vodík, s nějakým hélium a lithium - později splynulo gravitace, tvořící se brzy hvězdy a galaxie, jejichž potomci jsou dnes viditelní. Kromě těchto prvotních stavebních materiálů astronomové pozorují gravitační účinky neznámého temná hmota okolní galaxie. Většina gravitační potenciál ve vesmíru se zdá být v této formě a teorie velkého třesku a různá pozorování naznačují, že tento gravitační potenciál není tvořen baryonická hmota, jako jsou normální atomy. Měření rudých posunů supernovy uveďte, že expanze vesmíru se zrychluje, pozorování připisované temná energie existence.^[7]

Georges Lemaître poprvé uvedeno v roce 1927, že se rozšiřuje vesmír lze vysledovat zpět v čase do původního jediného bodu, který nazval „prvotní atom“. Po několik desetiletí byla vědecká komunita rozdělena mezi příznivce Velkého třesku a soupeře model v ustáleném stavu, ale široká škála empirických důkazů silně upřednostňuje Velký třesk, který je nyní všeobecně přijímán.^[8]

Edwin Hubble potvrzeno analýzou galaktické červené posuny v roce 1929 se tyto galaxie skutečně rozpadají; to je důležitý pozorovací důkaz pro rozpínající se vesmír. V roce 1964 byl objeven CMB, což byl zásadní důkaz ve prospěch modelu horkého velkého třesku,^[9] protože tato teorie předpovídala jednotné záření pozadí v celém vesmíru.

Vlastnosti modelu

Teorie velkého třesku nabízí komplexní vysvětlení široké škály pozorovaných jevů, včetně četností světelné prvky, CMB, rozsáhlá struktura, a Hubbleův zákon.^[10] Teorie závisí na dvou hlavních předpokladech: univerzálnosti fyzikálních zákonů a kosmologický princip. Univerzálnost fyzikálních zákonů je jedním ze základních principů teorie relativity. Kosmologický princip říká, že ve velkém měřítku vesmír je homogenní a izotropní.^[11]

Tyto myšlenky byly původně brány jako postuláty, ale později bylo vynaloženo úsilí k otestování každé z nich. Například první předpoklad byl testován pozorováním ukazujícím největší možnou odchylku konstanta jemné struktury po většinu věku vesmíru je řád 10⁻⁵.^[12] Taky, obecná relativita prošel přísně testy na stupnici Sluneční Soustava a dvojhvězdy.^{[poznámky 1]}

Rozsáhlý vesmír vypadá izotropně při pohledu ze Země. Pokud je skutečně izotropní, lze kosmologický princip odvodit z jednoduššího Koperníkovský princip, ve kterém se uvádí, že neexistuje žádný preferovaný (nebo speciální) pozorovatel nebo vyhlídka. Za tímto účelem byl kosmologický princip potvrzen na úrovni 10⁻⁵ pomocí pozorování teploty CMB. Na stupnici horizontu CMB byl vesmír měřen jako homogenní s horní mezí na objednávku 10% nehomogenita, od roku 1995.^[13]

Rozšíření prostoru

Expanze vesmíru byla odvozena z astronomických pozorování z počátku dvacátého století a je podstatnou složkou teorie velkého třesku. Matematicky popisuje obecná relativita vesmírný čas podle a metrický, který určuje vzdálenosti, které oddělují blízké body. Body, kterými mohou být galaxie, hvězdy nebo jiné objekty, jsou určeny pomocí a souřadnicový graf nebo „mřížka“, která je položena po celý časoprostor. Kosmologický princip znamená, že metrika by měla být homogenní a izotropní ve velkých měřítcích, což jednoznačně vyčleňuje Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW) metrika. Tato metrika obsahuje a měřítko, který popisuje, jak se velikost vesmíru mění s časem. To umožňuje pohodlnou volbu a souřadnicový systém být vyroben, zavolal souřadnic souřadnic. V tomto souřadnicovém systému se mřížka rozšiřuje spolu s vesmírem a objekty, které se pohybují jen kvůli rozpínání vesmíru, zůstávají v pevných bodech mřížky. Zatímco jejich koordinovat vzdálenost (vzdálená vzdálenost ) zůstává konstantní, fyzický vzdálenost mezi dvěma takovými společně se pohybujícími body se úměrně rozšiřuje s faktorem měřítka vesmíru.^[14]

Velký třesk není explozí hmota pohybující se ven, aby zaplnil prázdný vesmír. Místo toho se prostor sám rozšiřuje s časem všude a zvyšuje fyzické vzdálenosti mezi bodovými body. Jinými slovy, velký třesk není explozí ve vesmíru, ale spíše expanze prostoru.^[4] Protože metrika FLRW předpokládá rovnoměrné rozložení hmoty a energie, vztahuje se na náš vesmír pouze ve velkém měřítku - lokální koncentrace hmoty, jako je naše galaxie, se nemusí nutně rozšiřovat stejnou rychlostí jako celý vesmír.^[15]

Obzory

Důležitým rysem prostoročasu velkého třesku je přítomnost horizont částic. Protože vesmír má konečný věk, a světlo cestuje konečnou rychlostí, v minulosti se mohly vyskytnout události, jejichž světlo k nám ještě nemělo čas. Tím se stanoví limit nebo minulý horizont na nejvzdálenějších objektech, které lze pozorovat. Naopak, protože se prostor rozšiřuje a vzdálenější objekty ustupují čím dál rychleji, světlo, které dnes vyzařujeme, nemusí nikdy „dohnat“ velmi vzdálené objekty. To definuje a budoucí horizont, což omezuje budoucí události, které budeme moci ovlivnit. Přítomnost obou typů horizontů závisí na detailech modelu FLRW, který popisuje náš vesmír.^[16]

Naše chápání vesmíru zpět do velmi raných dob naznačuje, že existuje minulý horizont, i když v praxi je náš pohled také omezen neprůhledností vesmíru v raných dobách. Náš pohled se tedy nemůže v čase dále rozšiřovat, ačkoli horizont ustupuje v prostoru. Pokud se rozpínání vesmíru bude nadále zrychlovat, bude zde také budoucí horizont.^[16]

Časová osa

Grafická časová osa je k dispozici na adrese Grafická časová osa velkého třesku

Podle teorie velkého třesku byl vesmír na začátku velmi horký a velmi malý a od té doby se rozpínal a ochlazoval.

Jedinečnost

Extrapolace rozpínání vesmíru zpětně v čase pomocí obecné teorie relativity poskytuje nekonečný hustota a teplota v konečnou dobu v minulosti.^[17] Toto nepravidelné chování, známé jako gravitační singularita, naznačuje, že obecná relativita není adekvátním popisem zákonů fyziky v tomto režimu. Samotné modely založené na obecné relativitě nemohou extrapolovat směrem k singularitě - za konec tzv Planckova epocha.^[5]

Tato prvotní singularita se někdy nazývá „velký třesk“,^[18] ale termín může také odkazovat na obecnější ranou horkou, hustou fázi^{[19][poznámky 2]} vesmíru. V obou případech se „velký třesk“ jako událost hovorově označuje také jako „zrození“ našeho vesmíru, protože představuje bod v historii, kdy lze ověřit, že vesmír vstoupil do režim kde zákony fyziky, jak je chápeme (konkrétně obecná relativita a Standardní model z částicová fyzika ) práce. Na základě měření expanze pomocí Supernovy typu Ia a měření teplotních výkyvů v kosmickém mikrovlnném pozadí, čas, který uplynul od této události - známý jako „věk vesmíru „- je 13 799 ± 0,021 miliardy let.^[20] Dohoda nezávislých měření tohoto věku podporuje Lambda-CDM (ΛCDM) model, který podrobně popisuje vlastnosti vesmíru.^{[Citace je zapotřebí ]}

Přesto, že je v tuto chvíli extrémně hustá - mnohem hustší, než se obvykle vyžaduje k vytvoření a Černá díra - vesmír se znovu nezhroutil do jedinečnosti. To lze vysvětlit zvážením běžně používaných výpočtů a limitů pro gravitační kolaps jsou obvykle založeny na objektech relativně konstantní velikosti, jako jsou hvězdy, a nevztahují se na rychle se rozšiřující prostor, jako je Velký třesk. Stejně tak se raný vesmír nespadl okamžitě do mnoha černých děr, a proto musela být hmota v té době velmi rovnoměrně rozložena se zanedbatelným gradient hustoty.^[21]

Inflace a baryogeneze

Nejranější fáze Velkého třesku jsou předmětem mnoha spekulací, protože astronomické údaje o nich nejsou k dispozici. V nejběžnějších modelech byl vesmír vyplněn homogenně a izotropně velmi vysokým hustota energie a obrovské teploty a tlaky a velmi rychle se rozšiřoval a ochlazoval. Období od 0 do 10⁻⁴³ sekund do expanze, Planckova epocha, byla fáze, ve které čtyři základní síly - elektromagnetická síla, silná jaderná síla, slabá jaderná síla a gravitační síla, byly sjednoceny jako jeden celek.^[22] V této fázi byl vesmír jen asi 10⁻³⁵ metrů široký a následně měl teplotu přibližně 10³² stupňů Celsia.^[23] Planckova epocha byla následována epocha velkého sjednocení začátek v 10⁻⁴³ sekundy, kdy se gravitace oddělovala od ostatních sil, jak teplota vesmíru klesala.^[22] Vesmír byl v této fázi čistou energií, příliš horkou na to, aby vznikly nějaké částice.

Přibližně v 10⁻³⁷ sekund do expanze, a fázový přechod způsobil a kosmická inflace, během kterého vesmír rostl exponenciálně, neomezený invariance rychlosti světla a teploty klesly o faktor 100 000. Mikroskopický kvantové fluktuace k tomu došlo kvůli Heisenbergův princip nejistoty byly zesíleny do semen, která by později vytvořila rozsáhlou strukturu vesmíru.^[24] V době kolem 10⁻³⁶ sekund Elektroslabá epocha začíná, když se silná jaderná síla odděluje od ostatních sil, přičemž jednotná zůstává pouze elektromagnetická síla a slabá jaderná síla.^[25]

Inflace se zastavila kolem 10⁻³³ do 10⁻³² značka sekund, přičemž objem vesmíru se zvýšil alespoň o faktor 10⁷⁸. Došlo k opětovnému ohřevu, dokud vesmír nezískal teploty potřebné pro Výroba a kvark – gluonová plazma stejně jako všechny ostatní elementární částice.^[26][27] Teploty byly tak vysoké, že náhodné pohyby částic byly na relativistické rychlosti, a páry částice-antičástice při srážkách byly neustále vytvářeny a ničeny všechny druhy.^[4] V určitém okamžiku zavolala neznámá reakce baryogeneze porušil zachování baryonové číslo, což vede k velmi malému přebytku kvarky a leptony nad antikvarkami a antileptony - řádově jedna část za 30 milionů. To mělo za následek převahu hmoty nad antihmotou v současném vesmíru.^[28]

Chlazení

Panoramatický pohled na celý blízko infračerveného obloha odhaluje distribuci galaxií za hranice mléčná dráha. Galaxie jsou barevně označeny rudý posuv.

Vesmír pokračoval ve snižování hustoty a poklesu teploty, proto typická energie každé částice klesala. Lámání symetrie fázové přechody základní síly fyziky a parametrů elementárních částic do jejich současné podoby, přičemž elektromagnetická síla a slabá jaderná síla se oddělí asi 10⁻¹² sekundy.^[25][29] Asi po 10⁻¹¹ sekundy se obraz stává méně spekulativním, protože energie částic klesá na hodnoty, kterých lze dosáhnout urychlovače částic. Asi v 10⁻⁶ sekundy, kvarky a gluony kombinovat do formy baryony jako protony a neutrony. Malý přebytek kvarků nad antikvary vedl k malému přebytku baryonů nad antibaryony. Teplota nyní již nebyla dostatečně vysoká, aby vytvořila nové páry proton-antiproton (podobně pro neutrony - antineutrony), takže okamžitě následovalo hromadné vyhlazení a zůstal jen jeden z 10¹⁰ původních protonů a neutronů a žádný z jejich antičástice. Podobný proces nastal přibližně za 1 sekundu u elektronů a pozitronů. Po těchto zničeních se zbývající protony, neutrony a elektrony již relativisticky nepohybovaly a v hustotě energie vesmíru dominovaly fotony (s menším příspěvkem od neutrina ).

Několik minut po expanzi, kdy byla teplota asi miliarda Kelvin a hustota hmoty ve vesmíru byla srovnatelná se současnou hustotou zemské atmosféry, neutrony v kombinaci s protony za vzniku vesmíru deuterium a hélium jádra v procesu zvaném Nukleosyntéza velkého třesku (BBN).^[30] Většina protonů zůstala nekombinovaná jako vodíková jádra.^[31]

Když se vesmír ochladil, klidová energie hustota hmoty gravitačně dominovala nad hustotou fotonu záření. Asi po 379 000 letech se elektrony a jádra spojily atomy (většinou vodík ), kteří byli schopni emitovat záření. Toto reliktní záření, které pokračovalo vesmírem do značné míry nerušeně, je známé jako kosmické mikrovlnné pozadí.^[31]

Tvorba struktury

Umělecké vyobrazení WMAP satelitní sběr dat, který vědcům pomůže pochopit velký třesk

Abell 2744 kupa galaxií – Pohled na Hubble Frontier Fields.^[32]

Po dlouhou dobu mírně hustší oblasti rovnoměrně rozložené hmoty gravitačně přitahovaly blízkou hmotu, a tak rostly ještě hustěji a vytvářely plynové mraky, hvězdy, galaxie a další astronomické struktury, které lze dnes pozorovat.^[4] Podrobnosti o tomto procesu závisí na množství a typu hmoty ve vesmíru. Čtyři možné typy hmoty jsou známé jako studená temná hmota, teplá temná hmota, horká temná hmota, a baryonická hmota. Nejlepší dostupná měření z Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda (WMAP), ukazují, že data jsou dobře přizpůsobena modelu Lambda-CDM, ve kterém se předpokládá, že temná hmota je studená (teplá tmavá hmota je vyloučena brzy reionizace ),^[33] a odhaduje se, že tvoří asi 23% hmoty / energie vesmíru, zatímco baryonická hmota tvoří asi 4,6%.^[34] V „rozšířeném modelu“, který zahrnuje horkou temnou hmotu ve formě neutrin,^[35] pak pokud „fyzická hustota baryonu“ ${displaystyle Omega _ {ext {b}} h ^ {2}}$ se odhaduje na asi 0,023 (liší se od „baryonové hustoty“ ${displaystyle Omega _ {ext {b}}}$ vyjádřeno jako zlomek celkové hustoty hmoty / energie, což je asi 0,046) a odpovídající hustoty studené tmavé hmoty ${displaystyle Omega _ {ext {c}} h ^ {2}}$ je asi 0,11, odpovídající hustota neutrin ${displaystyle Omega _ {ext {v}} h ^ {2}}$ se odhaduje na méně než 0,0062.^[34]

Kosmické zrychlení

Nezávislé linie důkazů od supernov typu Ia a CMB naznačují, že v dnešním vesmíru dominuje tajemná forma energie známá jako temná energie, který zjevně prostupuje celým prostorem. Pozorování naznačují, že 73% celkové hustoty energie dnešního vesmíru je v této formě. Když byl vesmír velmi mladý, byl pravděpodobně naplněn temnou energií, ale s menším prostorem a vším blíže k sobě, gravitace převládala a pomalu brzdila expanzi. Ale nakonec, po mnoha miliardách let expanze, rostoucí hojnost temné energie způsobila, že se expanze vesmíru začala pomalu zrychlovat.^[7]

Temná energie ve své nejjednodušší formulaci má podobu kosmologická konstanta termín v Einsteinovy ​​polní rovnice obecné relativity, ale její složení a mechanismus jsou neznámé a obecněji jsou podrobnosti o její stavové rovnici a vztahu se standardním modelem částicové fyziky nadále zkoumány jak pozorováním, tak teoreticky.^[7]

Celá tato vesmírná evoluce po inflační epocha lze důsledně popsat a modelovat pomocí ΛCDM modelu kosmologie, který využívá nezávislé rámce kvantová mechanika a obecná relativita. Neexistují žádné snadno testovatelné modely, které by popsaly situaci před přibližně 10⁻¹⁵ sekundy.^[36] Zřejmě nová jednotná teorie kvantová gravitace je nutné tuto bariéru prolomit. Pochopení této nejstarší epochy v historii vesmíru je v současnosti jednou z největších nevyřešené problémy ve fyzice.

Dějiny

Etymologie

Angličtina astronom Fred Hoyle je připočítán s razením termínu "velký třesk" během rozhovoru pro březen 1949 Rádio BBC přenos,^[37] říká: „Tyto teorie byly založeny na hypotéze, že veškerá hmota ve vesmíru byla vytvořena v jednom velkém třesku v určitou dobu v dávné minulosti.“^[38][39]

Populárně se uvádí, že Hoyle, který upřednostňoval alternativu “ustálený stav „kosmologický model, zamýšlený jako pejorativní,^[40] ale Hoyle to výslovně popřel a řekl, že to byl jen nápadný obraz, který měl zvýraznit rozdíl mezi těmito dvěma modely.^[41][42]

Rozvoj

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)

XDF velikost ve srovnání s velikostí Měsíc (XDF je malá krabička nalevo od Měsíce a téměř pod ním) - v tomto malém pohledu je několik tisíc galaxií, z nichž každá se skládá z miliard hvězd.

XDF (2012) pohled - každá světelná skvrna je galaxie - některé z nich jsou staré až 13,2 miliardy let^[43] - odhaduje se, že vesmír obsahuje 200 miliard galaxií.

XDF obrázek ukazuje plně zralé galaxie v rovině popředí - téměř zralé galaxie před 5 až 9 miliardami let - protogalaxie, planoucí s mladé hvězdy za více než 9 miliard let.

Teorie velkého třesku se vyvinula z pozorování struktury vesmíru az teoretických úvah. V roce 1912 Vesto Slipher změřil první Dopplerův posun z „spirální mlhovina „(spirální mlhovina je zastaralý termín pro spirální galaxie) a brzy zjistil, že téměř všechny takové mlhoviny ustupují ze Země. Nepochopil kosmologické důsledky této skutečnosti, a skutečně v té době to bylo velmi kontroverzní ať už tyto mlhoviny byly či nebyly „ostrovními vesmíry“ mimo naše mléčná dráha.^[44][45] O deset let později, Alexander Friedmann, a ruština kosmolog a matematik, odvozeno Friedmannovy rovnice z Einsteinových polních rovnic, které ukazují, že vesmír by se mohl rozpínat na rozdíl od statický vesmír model prosazovaný Albert Einstein toho času.^[46]

V roce 1924 americký astronom Edwin Hubble Měření velké vzdálenosti k nejbližším spirálním mlhovinám ukázalo, že tyto systémy byly skutečně jiné galaxie. Od téhož roku Hubble pečlivě vyvinul řadu indikátorů vzdálenosti, předchůdce žebřík kosmické vzdálenosti pomocí 100 palců (2,5 m) Hookerův dalekohled na Mount Wilson Observatory. To mu umožnilo odhadnout vzdálenosti do galaxií, jejichž červené posuny už byly změřeny, většinou Slipherem. V roce 1929 objevil Hubble korelaci mezi vzdáleností a recesní rychlost —Teraz známý jako Hubbleův zákon.^[47][48] Do té doby už Lemaître ukázal, že se to vzhledem ke kosmologickému principu očekávalo.^[7]

Nezávisle odvodit Friedmannovy rovnice v roce 1927, Georges Lemaître, a belgický fyzik a římskokatolický kněz navrhli, že odvozená recese mlhovin byla způsobena expanzí vesmíru.^[49] V roce 1931 šel Lemaître dále a navrhl, že evidentní rozpínání vesmíru, pokud se promítne zpět v čase, znamená, že čím dále v minulosti byl vesmír menší, až v určitém konečném čase v minulosti byla celá hmota vesmíru soustředěný do jediného bodu, „pravěkého atomu“, kde a kdy vznikla struktura času a prostoru.^[50]

Ve 20. a 30. letech 20. století téměř každý hlavní kosmolog upřednostňoval věčný vesmír ustáleného stavu a několik si stěžovalo, že začátek času implikovaný velkým třeskem importoval náboženské koncepty do fyziky; tato námitka byla později opakována příznivci teorie ustáleného stavu.^[51] Toto vnímání bylo umocněno skutečností, že původcem teorie velkého třesku, Lemaître, byl římskokatolický kněz.^[52] Arthur Eddington souhlasit s Aristoteles že vesmír neměl počátek v čase, viz., že hmota je věčná. Začátek v čase pro něj byl „odporný“.^[53][54] Lemaître však nesouhlasil:

Pokud svět začal jediným kvantová, pojmy prostoru a času by na začátku neměly vůbec žádný význam; rozumný význam by začali mít až poté, co bylo původní kvantum rozděleno na dostatečný počet kvant. Pokud je tento návrh správný, počátek světa se stal něco před začátkem prostoru a času.^[55]

Během třicátých let byly navrhovány další myšlenky jako nestandardní kosmologie vysvětlit Hubblova pozorování, včetně Milne model,^[56] the oscilační vesmír (původně navrhl Friedmann, ale obhajoval Albert Einstein a Richard C. Tolman )^[57] a Fritz Zwicky je unavené světlo hypotéza.^[58]

Po druhá světová válka, objevily se dvě odlišné možnosti. Jedním z nich byl model Freda Hoyla v ustáleném stavu, kdy by se nová hmota vytvořila, jak se zdálo, že se vesmír rozpíná. V tomto modelu je vesmír zhruba kdykoli stejný.^[59] Druhou byla Lemaîtreova teorie velkého třesku, kterou prosazoval a rozvíjel George Gamow, který představil BBN^[60] a jejichž spolupracovníci, Ralph Alpher a Robert Herman, předpověděl CMB.^[61] Je ironií, že to byl Hoyle, kdo vytvořil frázi, která začala být aplikována na Lemaîtrovu teorii, a označil ji jako velký třesk „během vysílání rozhlasu BBC v březnu 1949.^{[42][39][poznámky 3]} Na chvíli byla podpora rozdělena mezi tyto dvě teorie. Nakonec pozorovací důkazy, zejména z rádia počty zdrojů, začal upřednostňovat Velký třesk před ustáleným stavem. Objev a potvrzení CMB v roce 1964 zajistilo Velký třesk jako nejlepší teorii o vzniku a vývoji vesmíru.^[62] Velká část současné práce v kosmologii zahrnuje pochopení toho, jak se galaxie formují v kontextu velkého třesku, porozumění fyzice vesmíru v dřívějších a dřívějších dobách a sladění pozorování se základní teorií.^{[Citace je zapotřebí ]}

V letech 1968 a 1970 Roger Penrose, Stephen Hawking, a George F. R. Ellis publikovali příspěvky, kde to ukázali matematické singularity byly nevyhnutelnou počáteční podmínkou relativistických modelů Velkého třesku.^[63][64] Poté, od 70. do 90. let, kosmologové pracovali na charakterizaci rysů vesmíru Velkého třesku a řešení nevyřešených problémů. V roce 1981 Alan Guth udělal průlom v teoretické práci na řešení některých vynikajících teoretických problémů v teorii velkého třesku zavedením epochy rychlé expanze v raném vesmíru, kterou nazval „inflace“.^[65] Mezitím, během těchto desetiletí, byly položeny dvě otázky pozorovací kosmologie které vyvolaly mnoho diskusí a neshod byly nad přesnými hodnotami Hubbleovy konstanty^[66] a hustota hmoty vesmíru (před objevem temné energie se považovala za klíčový prediktor pro případ osud vesmíru ).^[67]

V polovině 90. let pozorování jistá kulové hvězdokupy Zdálo se, že naznačují, že jim bylo asi 15 miliard let, což konfliktní s většinou tehdy aktuálních odhadů stáří vesmíru (a skutečně s věkem měřeným dnes). Tento problém byl později vyřešen, když nové počítačové simulace, které zahrnovaly účinky hromadné ztráty způsobené hvězdné větry, označil pro kulové hvězdokupy mnohem mladší věk.^[68] I když stále zbývá několik otázek, jak přesně se měří stáří hvězdokup, kulové hvězdokupy zajímají kosmologii jako jedny z nejstarších objektů ve vesmíru.^{[Citace je zapotřebí ]}

Od konce 90. let došlo v kosmologii velkého třesku k významnému pokroku v důsledku pokroku v roce dalekohled technologie, stejně jako analýza dat ze satelitů, jako je Průzkumník kosmického pozadí (COBE),^[69] the Hubbleův vesmírný dalekohled a WMAP.^[70] Kosmologové nyní mají poměrně přesná a přesná měření mnoha parametrů modelu velkého třesku a učinili nečekaný objev, že se zdá, že se rozpínání vesmíru zrychluje.^{[Citace je zapotřebí ]}

Pozorovací důkazy

Nejstarší a nejpřímější pozorovací důkazy o platnosti teorie jsou rozpínání vesmíru podle Hubbleova zákona (jak naznačuje červený posun galaxií), objev a měření kosmického mikrovlnného pozadí a relativní množství světelných prvků produkovaných Nukleosyntéza velkého třesku (BBN). Novější důkazy zahrnují pozorování formování a vývoj galaxií a distribuce rozsáhlé kosmické struktury,^[72] Někdy se jim říká „čtyři pilíře“ teorie velkého třesku.^[73]

Přesné moderní modely Velkého třesku přitahují různé exotické fyzikální jevy, které nebyly pozorovány při pozemských laboratorních experimentech nebo začleněny do standardního modelu částicové fyziky. Z těchto funkcí temná hmota je v současné době předmětem nejaktivnějších laboratorních vyšetřování.^[74] Mezi zbývající problémy patří hrbolatý halo problém^[75] a problém trpasličí galaxie^[76] studené temné hmoty. Temná energie je také oblastí intenzivního zájmu vědců, ale není jasné, zda bude možná přímá detekce temné energie.^[77] Inflace a baryogeneze zůstávají spekulativnějšími rysy současných modelů velkého třesku. Životaschopná kvantitativní vysvětlení těchto jevů se stále hledají. V současné době jde o nevyřešené problémy fyziky.

Hubbleův zákon a rozpínání vesmíru

Pozorování vzdálených galaxií a kvasary ukazují, že tyto objekty jsou posunuty červeně: světlo vyzařované z nich bylo posunuto na delší vlnové délky. To lze vidět tím, že a frekvenční spektrum objektu a odpovídající spektroskopické vzor emisní nebo absorpční vedení odpovídající atomům chemických prvků interagujících se světlem. Tyto červené posuny jsou jednotně izotropní, distribuovaný rovnoměrně mezi pozorovanými objekty ve všech směrech. Pokud je červený posun interpretován jako Dopplerův posun, lze vypočítat recesní rychlost objektu. U některých galaxií je možné odhadnout vzdálenosti pomocí kosmického žebříčku vzdáleností. Když jsou recesní rychlosti vyneseny proti těmto vzdálenostem, je pozorován lineární vztah známý jako Hubbleův zákon:^[47]${displaystyle v = H_ {0} D}$kde

• ${displaystyle v}$ je recesní rychlost galaxie nebo jiného vzdáleného objektu,
• ${displaystyle D}$ je komodační vzdálenost k objektu a
• ${displaystyle H_ {0}}$ je Hubbleova konstanta, měřeno jako 70.4+1.3
  −1.4 km /s /MPC WMAP.^[34]

Hubbleův zákon má dvě možná vysvětlení. Buď jsme ve středu exploze galaxií - což je za předpokladu Koperníkova principu neudržitelné - nebo se vesmír všude rovnoměrně rozpíná. Tuto univerzální expanzi předpověděl z obecné relativity Friedmann v roce 1922^[46] a Lemaître v roce 1927,^[49] dlouho předtím, než Hubble provedl analýzu a pozorování z roku 1929, a zůstává základním kamenem teorie velkého třesku, kterou vyvinuli Friedmann, Lemaître, Robertson a Walker.

Teorie vyžaduje vztah ${displaystyle v = HD}$ držet za všech okolností, kde ${displaystyle D}$ je vzdálenost proti je recesní rychlost a ${displaystyle v}$, ${displaystyle H}$, a ${displaystyle D}$ se mění, jak se vesmír rozpíná (proto píšeme ${displaystyle H_ {0}}$ k označení dnešní „konstanty“ HST). Na vzdálenosti mnohem menší, než je velikost pozorovatelný vesmír, Hubbleův červený posun lze považovat za Dopplerův posun odpovídající rychlosti recese ${displaystyle v}$. Červený posuv však není skutečným Dopplerovým posunem, ale spíše výsledkem rozpínání vesmíru mezi časem, kdy bylo světlo emitováno, a časem, kdy bylo detekováno.^[78]

Že prostor prochází metrickou expanzí, ukazují přímé pozorovací důkazy kosmologického principu a Koperníkova principu, které společně s Hubbleovým zákonem nemají žádné další vysvětlení. Astronomické rudé posuny jsou extrémně izotropní a homogenní,^[47] podpora kosmologického principu, že vesmír vypadá stejně ve všech směrech, spolu s mnoha dalšími důkazy. Pokud by rudé posuny byly důsledkem výbuchu ze středu vzdáleného od nás, nebyly by si v různých směrech tak podobné.

Měření účinků záření kosmického mikrovlnného pozadí na dynamiku vzdálených astrofyzikálních systémů v roce 2000 prokázala Koperníkovu zásadu, že Země v kosmologickém měřítku není v centrální poloze.^[79] Radiace z Velkého třesku byla v celém vesmíru prokazatelně teplejší. Jednotné chlazení CMB po miliardy let je vysvětlitelné pouze v případě, že vesmír zažívá metrickou expanzi, a vylučuje možnost, že jsme blízko jedinečného centra exploze.

Kosmické mikrovlnné záření na pozadí

The kosmické mikrovlnné pozadí spektrum měřené přístrojem FIRAS na internetu COBE satelit je nejpřesněji měřen černé tělo spektrum v přírodě.^[80] The datové body a chybové pruhy na tomto grafu jsou zakryty teoretickou křivkou.

V roce 1964 Arno Penzias a Robert Wilson náhodně objevil záření kosmického pozadí, všesměrový signál v mikrovlnná trouba kapela.^[62] Jejich objev poskytl podstatné potvrzení předpovědí velkého třesku Alphera, Hermana a Gamowa kolem roku 1950. V 70. letech bylo zjištěno, že záření je přibližně v souladu s černé tělo spektrum ve všech směrech; toto spektrum bylo redshifted expanzí vesmíru a dnes odpovídá přibližně 2,725 K. Tím se vyvrátila rovnováha důkazů ve prospěch modelu velkého třesku a Penzias a Wilson byli oceněni v roce 1978 Nobelova cena za fyziku.

The povrch posledního rozptylu odpovídající emisi CMB nastane krátce poté rekombinace, epocha, kdy se neutrální vodík stává stabilním. Před tím vesmír zahrnoval horké husté foton-baryonové plazmové moře, kde byly fotony rychle rozptýlené z volně nabitých částic. Špička kolem 372±14 kyr,^[33] střední volná cesta fotonu je dostatečně dlouhá, aby dosáhla současnosti, a vesmír se stává průhledným.

9letý WMAP snímek kosmického mikrovlnného záření na pozadí (2012).^[81][82] Radiace je izotropní zhruba na jednu část ze 100 000.^[83]

V roce 1989 NASA zahájila COBE, která přinesla dva hlavní pokroky: v roce 1990 vysoce přesná měření spektra ukázala, že frekvenční spektrum CMB je téměř dokonalé černé tělo bez odchylek na úrovni 1 části z 10⁴a změřila zbytkovou teplotu 2,726 K (novější měření tento údaj mírně upravila na 2,7255 K); pak v roce 1992 další měření COBE objevila malé výkyvy (anizotropie ) při teplotě CMB na obloze, na úrovni asi jedné části z 10⁵.^[69] John C. Mather a George Smoot byli za své vedoucí postavení v těchto výsledcích oceněni Nobelovou cenou za fyziku za rok 2006.

Během následujícího desetiletí byly anizotropie CMB dále zkoumány velkým počtem pozemních a balónových experimentů. V letech 2000–2001 proběhlo několik experimentů Bumerang, našel tvar vesmíru být prostorově téměř plochý měřením typické úhlové velikosti (velikosti na obloze) anizotropií.^[84][85][86]

Na začátku roku 2003 byly zveřejněny první výsledky Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropické sondy, které poskytly v té době nejpřesnější hodnoty některých kosmologických parametrů. Výsledky vyvrátily několik konkrétních modelů kosmické inflace, ale jsou v souladu s teorií inflace obecně.^[70] The Planck kosmická sonda byla vypuštěna v květnu 2009. Další pozemní a balónová základna experimenty s kosmickým mikrovlnným pozadím probíhají.

Hojnost prvotních prvků

Pomocí modelu velkého třesku je možné vypočítat koncentraci helium-4, helium-3, deuterium a lithium-7 ve vesmíru jako poměry k množství obyčejného vodíku.^[30] Relativní množství závisí na jediném parametru, poměru fotonů k baryonům. Tuto hodnotu lze vypočítat nezávisle na podrobné struktuře fluktuací CMB. Předpokládané poměry (podle hmotnosti, ne podle počtu) jsou pro 0,25 ${displaystyle {ce {^ 4He / H}}}$, asi 10⁻³ pro ${displaystyle {ce {^ 2H / H}}}$, asi 10⁻⁴ pro ${displaystyle {ce {^ 3He / H}}}$ a asi 10⁻⁹ pro ${displaystyle {ce {^ 7Li / H}}}$.^[30]

Všechny naměřené početnosti souhlasí alespoň zhruba s těmi, které jsou předpovězeny z jediné hodnoty poměru baryon-k-fotonu. Dohoda je vynikající pro deuterium, blízká, ale formálně diskrétní ${displaystyle {ce {^ 4He}}}$a pro faktor dvě ${displaystyle {ce {^ 7Li}}}$ (tato anomálie je známá jako kosmologický problém s lithiem ); v posledních dvou případech existují podstatné systematické nejistoty. Nonetheless, the general consistency with abundances predicted by BBN is strong evidence for the Big Bang, as the theory is the only known explanation for the relative abundances of light elements, and it is virtually impossible to "tune" the Big Bang to produce much more or less than 20–30% helium.^[87] Indeed, there is no obvious reason outside of the Big Bang that, for example, the young universe (i.e., before star formation, as determined by studying matter supposedly free of hvězdná nukleosyntéza products) should have more helium than deuterium or more deuterium than ${displaystyle {ce {^3He}}}$, and in constant ratios, too.^{[88]:182–185}

Galactic evolution and distribution

Detailed observations of the morfologie and distribution of galaxies and quasars are in agreement with the current state of the Big Bang theory. A combination of observations and theory suggest that the first quasars and galaxies formed about a billion years after the Big Bang, and since then, larger structures have been forming, such as galaxy clusters a nadkupy.^[89]

Populations of stars have been aging and evolving, so that distant galaxies (which are observed as they were in the early universe) appear very different from nearby galaxies (observed in a more recent state). Moreover, galaxies that formed relatively recently, appear markedly different from galaxies formed at similar distances but shortly after the Big Bang. These observations are strong arguments against the steady-state model. Observations of star formation, galaxy and quasar distributions and larger structures, agree well with Big Bang simulations of the formation of structure in the universe, and are helping to complete details of the theory.^[89][90]

Primordial gas clouds

Focal plane z BICEP2 telescope under a microscope - used to search for polarization in the CMB.^{[91][92][93][94]}

In 2011, astronomers found what they believe to be pristine clouds of primordial gas by analyzing absorption lines in the spectra of distant quasars. Before this discovery, all other astronomical objects have been observed to contain heavy elements that are formed in stars. These two clouds of gas contain no elements heavier than hydrogen and deuterium.^[95][96] Since the clouds of gas have no heavy elements, they likely formed in the first few minutes after the Big Bang, during BBN.

Other lines of evidence

The age of the universe as estimated from the Hubble expansion and the CMB is now in good agreement with other estimates using the ages of the oldest stars, both as measured by applying the theory of hvězdná evoluce to globular clusters and through radiometrické datování of individual Population II hvězdy.^[97]

The prediction that the CMB temperature was higher in the past has been experimentally supported by observations of very low temperature absorption lines in gas clouds at high redshift.^[98] This prediction also implies that the amplitude of the Sunyaev–Zel'dovich effect in clusters of galaxies does not depend directly on redshift. Observations have found this to be roughly true, but this effect depends on cluster properties that do change with cosmic time, making precise measurements difficult.^[99][100]

Future observations

Budoucnost gravitational-wave observatories might be able to detect primordial gravitační vlny, relics of the early universe, up to less than a second after the Big Bang.^[101][102]

Problems and related issues in physics

As with any theory, a number of mysteries and problems have arisen as a result of the development of the Big Bang theory. Some of these mysteries and problems have been resolved while others are still outstanding. Proposed solutions to some of the problems in the Big Bang model have revealed new mysteries of their own. Například horizon problem, magnetic monopole problem a flatness problem are most commonly resolved with inflationary theory, but the details of the inflationary universe are still left unresolved and many, including some founders of the theory, say it has been disproven.^{[103][104][105][106]} What follows are a list of the mysterious aspects of the Big Bang theory still under intense investigation by cosmologists and astrofyzici.

Baryonova asymetrie

It is not yet understood why the universe has more matter than antimatter.^[28] It is generally assumed that when the universe was young and very hot it was in statistical equilibrium and contained equal numbers of baryons and antibaryons. However, observations suggest that the universe, including its most distant parts, is made almost entirely of matter. A process called baryogenesis was hypothesized to account for the asymmetry. For baryogenesis to occur, the Sacharovovy podmínky must be satisfied. These require that baryon number is not conserved, that C-symetrie a CP-symmetry are violated and that the universe depart from thermodynamic equilibrium.^[107] All these conditions occur in the Standard Model, but the effects are not strong enough to explain the present baryon asymmetry.

Temná energie

Measurements of the redshift–velikost relation for type Ia supernovae indicate that the expansion of the universe has been accelerating since the universe was about half its present age. To explain this acceleration, general relativity requires that much of the energy in the universe consists of a component with large negative pressure, dubbed "dark energy".^[7]

Dark energy, though speculative, solves numerous problems. Measurements of the cosmic microwave background indicate that the universe is very nearly spatially flat, and therefore according to general relativity the universe must have almost exactly the kritická hustota of mass/energy. But the mass density of the universe can be measured from its gravitational clustering, and is found to have only about 30% of the critical density.^[7] Since theory suggests that dark energy does not cluster in the usual way it is the best explanation for the "missing" energy density. Dark energy also helps to explain two geometrical measures of the overall curvature of the universe, one using the frequency of gravitational lenses, and the other using the characteristic pattern of the large-scale structure as a cosmic ruler.

Negative pressure is believed to be a property of vakuová energie, but the exact nature and existence of dark energy remains one of the great mysteries of the Big Bang. Results from the WMAP team in 2008 are in accordance with a universe that consists of 73% dark energy, 23% dark matter, 4.6% regular matter and less than 1% neutrinos.^[34] According to theory, the energy density in matter decreases with the expansion of the universe, but the dark energy density remains constant (or nearly so) as the universe expands. Therefore, matter made up a larger fraction of the total energy of the universe in the past than it does today, but its fractional contribution will fall in the far future as dark energy becomes even more dominant.

The dark energy component of the universe has been explained by theorists using a variety of competing theories including Einstein's cosmological constant but also extending to more exotic forms of kvintesence or other modified gravity schemes.^[108] A problém kosmologické konstanty, sometimes called the "most embarrassing problem in physics", results from the apparent discrepancy between the measured energy density of dark energy, and the one naively predicted from Planckovy jednotky.^[109]

Temná hmota

Schéma shows the proportion of different components of the universe – about 95% is temná hmota a temná energie.

During the 1970s and the 1980s, various observations showed that there is not sufficient visible matter in the universe to account for the apparent strength of gravitational forces within and between galaxies. This led to the idea that up to 90% of the matter in the universe is dark matter that does not emit light or interact with normal baryonic matter. In addition, the assumption that the universe is mostly normal matter led to predictions that were strongly inconsistent with observations. In particular, the universe today is far more lumpy and contains far less deuterium than can be accounted for without dark matter. While dark matter has always been controversial, it is inferred by various observations: the anisotropies in the CMB, galaxy cluster velocity dispersions, large-scale structure distributions, gravitational lensing studies, and X-ray measurements of galaxy clusters.^[110]

Indirect evidence for dark matter comes from its gravitational influence on other matter, as no dark matter particles have been observed in laboratories. Many particle physics candidates for dark matter have been proposed, and several projects to detect them directly are underway.^[111]

Additionally, there are outstanding problems associated with the currently favored cold dark matter model which include the dwarf galaxy problem^[76] and the cuspy halo problem.^[75] Alternative theories have been proposed that do not require a large amount of undetected matter, but instead modify the laws of gravity established by Newton and Einstein; yet no alternative theory has been as successful as the cold dark matter proposal in explaining all extant observations.^[112]

Horizon problem

The horizon problem results from the premise that information cannot travel faster than light. In a universe of finite age this sets a limit—the particle horizon—on the separation of any two regions of space that are in causal contact.^[113] The observed isotropy of the CMB is problematic in this regard: if the universe had been dominated by radiation or matter at all times up to the epoch of last scattering, the particle horizon at that time would correspond to about 2 degrees on the sky. There would then be no mechanism to cause wider regions to have the same temperature.^{[88]:191–202}

A resolution to this apparent inconsistency is offered by inflationary theory in which a homogeneous and isotropic scalar energy field dominates the universe at some very early period (before baryogenesis). During inflation, the universe undergoes exponential expansion, and the particle horizon expands much more rapidly than previously assumed, so that regions presently on opposite sides of the observable universe are well inside each other's particle horizon. The observed isotropy of the CMB then follows from the fact that this larger region was in causal contact before the beginning of inflation.^{[24]:180–186}

Heisenberg's uncertainty principle predicts that during the inflationary phase there would be quantum thermal fluctuations, which would be magnified to a cosmic scale. These fluctuations served as the seeds for all the current structures in the universe.^[88]:207 Inflation predicts that the primordial fluctuations are nearly měřítko neměnné a Gaussian, which has been accurately confirmed by measurements of the CMB.^{[70]:sec 6}

If inflation occurred, exponential expansion would push large regions of space well beyond our observable horizon.^{[24]:180–186}

A related issue to the classic horizon problem arises because in most standard cosmological inflation models, inflation ceases well before electroweak symmetry breaking occurs, so inflation should not be able to prevent large-scale discontinuities in the electroweak vacuum since distant parts of the observable universe were causally separate when the electroweak epoch skončila.^[114]

Magnetic monopoles

The magnetic monopole objection was raised in the late 1970s. Grand Unified theories (GUTs) predicted topologické vady in space that would manifest as magnetic monopoles. These objects would be produced efficiently in the hot early universe, resulting in a density much higher than is consistent with observations, given that no monopoles have been found. This problem is resolved by cosmic inflation, which removes all point defects from the observable universe, in the same way that it drives the geometry to flatness.^[113]

Flatness problem

Celkově geometry of the universe is determined by whether the Omega cosmological parameter is less than, equal to or greater than 1. Shown from top to bottom are a closed universe with positive curvature, a hyperbolic universe with negative curvature and a flat universe with zero curvature.

The flatness problem (also known as the oldness problem) is an observational problem associated with a FLRW.^[113] The universe may have positive, negative, or zero spatial zakřivení depending on its total energy density. Curvature is negative if its density is less than the critical density; positive if greater; and zero at the critical density, in which case space is said to be byt. Observations indicate the universe is consistent with being flat.^[115][116]

The problem is that any small departure from the critical density grows with time, and yet the universe today remains very close to flat.^{[poznámky 4]} Given that a natural timescale for departure from flatness might be the Planckův čas, 10⁻⁴³ seconds,^[4] the fact that the universe has reached neither a heat death nor a Velká krize after billions of years requires an explanation. For instance, even at the relatively late age of a few minutes (the time of nucleosynthesis), the density of the universe must have been within one part in 10¹⁴ of its critical value, or it would not exist as it does today.^[117]

Konečný osud vesmíru

Before observations of dark energy, cosmologists considered two scenarios for the future of the universe. If the mass density of the universe were greater than the critical density, then the universe would reach a maximum size and then begin to collapse. It would become denser and hotter again, ending with a state similar to that in which it started—a Big Crunch.^[16]

Alternatively, if the density in the universe were equal to or below the critical density, the expansion would slow down but never stop. Star formation would cease with the consumption of interstellar gas in each galaxy; stars would burn out, leaving bílí trpaslíci, neutron stars, and black holes. Collisions between these would result in mass accumulating into larger and larger black holes. The average temperature of the universe would very gradually asymptotically approach absolutní nula -A Big Freeze.^[118] Moreover, if protons are nestabilní, then baryonic matter would disappear, leaving only radiation and black holes. Eventually, black holes would evaporate by emitting Hawking radiation. The entropie of the universe would increase to the point where no organized form of energy could be extracted from it, a scenario known as heat death.^[119]

Modern observations of accelerating expansion imply that more and more of the currently visible universe will pass beyond our horizont událostí and out of contact with us. The eventual result is not known. The ΛCDM model of the universe contains dark energy in the form of a cosmological constant. This theory suggests that only gravitationally bound systems, such as galaxies, will remain together, and they too will be subject to heat death as the universe expands and cools. Other explanations of dark energy, called fantomová energie theories, suggest that ultimately galaxy clusters, stars, planets, atoms, nuclei, and matter itself will be torn apart by the ever-increasing expansion in a so-called Big Rip.^[120]

Mylné představy

One of the common misconceptions about the Big Bang model is that it fully explains the origin of the universe. However, the Big Bang model does not describe how energy, time, and space was caused, but rather it describes the emergence of the present universe from an ultra-dense and high-temperature initial state.^[121] It is misleading to visualize the Big Bang by comparing its size to everyday objects. When the size of the universe at Big Bang is described, it refers to the size of the observable universe, and not the entire universe.^[15]

Hubble's law predicts that galaxies that are beyond Hubble distance recede faster than the speed of light. However, special relativity does not apply beyond motion through space. Hubble's law describes velocity that results from expansion z space, rather than přes prostor.^[15]

Astronomers often refer to the cosmological redshift as a Doppler shift which can lead to a misconception.^[15] Although similar, the cosmological redshift is not identical to the classically derived Doppler redshift because most elementary derivations of the Doppler redshift do not accommodate the expansion of space. Accurate derivation of the cosmological redshift requires the use of general relativity, and while a treatment using simpler Doppler effect arguments gives nearly identical results for nearby galaxies, interpreting the redshift of more distant galaxies as due to the simplest Doppler redshift treatments can cause confusion.^[15]

Pre–Big Bang cosmology

The Big Bang explains the evolution of the universe from a density and temperature that is well beyond humanity's capability to replicate, so extrapolations to most extreme conditions and earliest times are necessarily more speculative. Lemaître called this initial state the "pravěký atom" while Gamow called the material "ylem ". How the initial state of the universe originated is still an open question, but the Big Bang model does constrain some of its characteristics. For example, specific přírodní zákony most likely came to existence in a random way, but as inflation models show, some combinations of these are far more probable.^[122] A topologically flat universe implies a balance between gravitational potential energy and other forms, requiring no additional energy to be created.^[115][116]

The Big Bang theory, built upon the equations of classical general relativity, indicates a singularity at the origin of cosmic time, and such an infinite energy density may be a physical impossibility. However, the physical theories of general relativity and quantum mechanics as currently realized are not applicable before the Planck epoch, and correcting this will require the development of a correct treatment of quantum gravity.^[17] Certain quantum gravity treatments, such as the Wheeler–DeWitt equation, imply that time itself could be an emergent property.^[123] As such, physics may conclude that čas did not exist before the Big Bang.^[124][125]

While it is not known what could have preceded the hot dense state of the early universe or how and why it originated, or even whether such questions are sensible, speculation abounds as the subject of "cosmogony".

Some speculative proposals in this regard, each of which entails untested hypotheses, are:

• The simplest models, in which the Big Bang was caused by quantum fluctuations. That scenario had very little chance of happening, but it took place instantly, in our perspective, due to the absence of time before the Universe.^{[126][127][128][129]}
• Models including the Hartle–Hawking no-boundary condition, in which the whole of spacetime is finite; the Big Bang does represent the limit of time but without any singularity.^[130] In such case, the universe is self-sufficient.^[131]
• Brane cosmology models, in which inflation is due to the movement of branes in teorie strun; the pre-Big Bang model; the ekpyrotic model, in which the Big Bang is the result of a collision between branes; a cyclic model, a variant of the ekpyrotic model in which collisions occur periodically. In the latter model the Big Bang was preceded by a Big Crunch and the universe cycles from one process to the other.^{[132][133][134][135]}
• Eternal inflation, in which universal inflation ends locally here and there in a random fashion, each end-point leading to a bubble universe, expanding from its own big bang.^[136][137]

Proposals in the last two categories see the Big Bang as an event in either a much larger and older universe nebo v multiverse.

Religious and philosophical interpretations

As a description of the origin of the universe, the Big Bang has significant bearing on religion and philosophy.^[138][139] As a result, it has become one of the liveliest areas in the discourse between science and religion.^[140] Some believe the Big Bang implies a creator,^[141][142] and some see its mention in their holy books,^[143] while others argue that Big Bang cosmology makes the notion of a creator superfluous.^[139][144]

Viz také

• Antropický princip – Philosophical premise that all scientific observations presuppose a universe compatible with the emergence of sentient organisms that make those observations
• Big Bounce - Hypotetický kosmologický model vzniku známého vesmíru
• Velká krize – Theoretical scenario for the ultimate fate of the universe
• Cold Big Bang – A designation of an absolute zero temperature at the beginning of the Universe
• Kosmický kalendář
• Kosmogonie – Branch of science or a theory concerning the origin of the universe
• Heuréka: Báseň prózy – A lengthy non-fiction work by American author Edgar Allan Poe, a Big Bang speculation
• Budoucnost rozpínajícího se vesmíru – Future scenario assuming that the expansion of the universe will continue forever
• Tepelná smrt vesmíru – Possible fate of the universe. Also known as the Big Chill and the Big Freeze
• Tvar vesmíru – The local and global geometry of the universe
• Steady-state model – Model of the evolution of the universe, a discredited theory that denied the Big Bang and posited that the universe always existed.

Poznámky

Reference

Bibliografie

Další čtení

• Alpher, Ralph A.; Herman, Robert (Srpen 1988). „Úvahy o rané práci na kosmologii„ velkého třesku “. Fyzika dnes. 41 (8): 24–34. Bibcode:1988PhT .... 41h..24A. doi:10.1063/1.881126.
• Barrow, John D. (1994). Původ vesmíru. Mistři vědy. Londýn: Weidenfeld a Nicolson. ISBN  978-0-297-81497-9. LCCN  94006343. OCLC  490957073.
• Davies, Paul (1992). The Mind of God: The Scientific Basis for a Racional World. New York: Simon & Schuster. ISBN  978-0-671-71069-9. LCCN  91028606. OCLC  59940452.
• Lineweaver, Charles H .; Davis, Tamara M. (Březen 2005). „Mylné představy o velkém třesku“ (PDF). Scientific American. Sv. 292 č. 3. s. 36–45. Archivováno (PDF) z původního dne 9. října 2019. Citováno 23. prosince 2019.
• Mather, John C.; Boslough, John (1996). The Very First Light: The True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe (1. vyd.). New York: Základní knihy. ISBN  978-0-465-01575-7. LCCN  96010781. OCLC  34357391.
• Riordan, Michael; Zajc, William A. (Květen 2006). „Prvních pár mikrosekund“ (PDF). Scientific American. Sv. 294 č. 5. str. 34–41. Bibcode:2006SciAm.294e..34R. doi:10.1038 / scientificamerican0506-34a. Archivováno (PDF) z původního dne 30. listopadu 2014.
• Weinberg, Steven (1993) [původně publikováno 1977]. První tři minuty: moderní pohled na vznik vesmíru (Aktualizováno vyd.). New York: Základní knihy. ISBN  978-0-465-02437-7. LCCN  93232406. OCLC  488469247. 1. vydání je k dispozici na webu Internetový archiv. Citováno 23. prosince 2019.

externí odkazy

Poslechněte si tento článek

Tento zvukový soubor byl vytvořen z revize tohoto článku ze dne 11. 11. 2011 a neodráží následné úpravy.

(

• Zvuková pomoc
• Více mluvených článků

)

• Model velkého třesku na Encyklopedie Britannica
• Byl jednou jeden vesmír – STFC financovaný projekt vysvětlující historii vesmíru ve snadno srozumitelném jazyce
• „Kosmologie velkého třesku“ – NASA / WMAP Vědecký tým
• "Velký třesk" – Věda NASA
• „Velký třesk, velké zmatení“ - Model velkého třesku s animovanou grafikou od Johannesa Koelmana
• Kosmologie na Curlie