Rozpínání vesmíru
Z Wikina
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. ly).
Velká mlhovina v Andromedě, vzdálená přes 2,4 mil. ly, se od nás nevzdaluje, ale naopak se k nám přibližuje rychlostí 200 km s–1. Takové nevelké lokální odchylky (v měřítku menším než 30 mil. ly) se vyskytují v kupách galaxií (viz kupa galaxií v Panně).
Obsah |
Teorie vesmíru
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). To 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.
- vzdálenost mezi dvěma velmi vzdálenými galaxiemi nebo
- vlnovou délku záření: l (t0) dnes zachyceného záření a jeho vlnová délka l(t1) v době t1, kdy záření opustilo svůj zdroj. 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).
Rudý posuv
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, který dnes, v čase t0, v jejím spektru měříme a které galaxie vyslala v minulém čase t1, udává, kolikrát se vesmír rozepnul za dobu, než k nám světlo za dobu (t0–t1) z galaxie doběhlo. Neboli kolikrát se prodloužila jeho vlnová délka za tuto dobu:
- 1 + z = R(t0)/R(t1)
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 vesmíru
Rychlost rozpínání je dána Hubbleovou konstantou. Ta je podle kosmologického principu stejná všude ve vesmíru. V současném vesmíru se rozpínáním kterékoliv dva body vzdálené 1 mil. ly za 1 s vzdálí (přibližně) o 20 km. 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.
Směr rozpínání vesmíru
Pokud jde o směr rozpínání, měření reliktního záření na družici COBE ukazují, že s přesností jedné desetitisíciny bylo rozpínání izotropní (ve všech směrech stejně rychlé).
Velký třesk
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 (viz kosmologie antihmoty). V případě otevřeného vesmíru R(t) stále poroste a vesmír nikdy neskončí. Zatím (počátkem roku 2000) zůstává budoucnost vesmíru otevřenou otázkou.
