Veľký Tresk od začiatku po dnes

Čo to vlastne je?

Veľký Tresk je vedecká teória kozmológie, ktorá opisuje raný vývoj a tvar vesmíru. Nosnou myšlienkou je, že všeobecná teória relativity môže byť skombinovaná s pozorovaniami galaxií vzďaľujúcich sa od seba, čím sa dá odvodiť stav vesmíru v minulosti alebo aj v budúcnosti. Prirodzeným následkom Veľkého Tresku je, že vesmír mal v minulosti vyššiu teplotu a hustotu. Termín „Veľký Tresk“ sa v užšom zmysle používa na označenie časového bodu, kedy sa začalo pozorované rozpínanie vesmíru, v širšom zmysle na označenie prevládajúcej kozmologickej paradigmyvzor, príklad, vysvetľujúcej vznik a vývin vesmíru. Termín „Veľký Tresk“ prvýkrát použil Fred Hoyle v roku 1949 počas programu rozhlasovej stanice BBC s názvom „Podstata vecí“ (angl. "The Nature of Things"). Text bol vydaný v roku 1950. Hoyle túto teóriu nepodporoval a plánoval sa jej vysmiať. Jedným z dôsledkov Veľkého Tresku je, že podmienky dnešného vesmíru sú odlišné od podmienok v minulosti alebo v budúcnosti. Na základe tohto modelu bol George Gamow v roku 1948 schopný predpovedať kozmické mikrovlnné reliktové žiarenie (alebo kozmické mikrovlnné reliktné žiarenie/základné žiarenie/žiarenie pozadia; angl. cosmic microwave background radiation, CMB), ktoré bolo v roku 1960 objavené a poslúžilo ako dôkaz potvrdzujúci správnosť teórie Veľkého Tresku, vyvracajúc tak teóriu nemenného stavu. Podľa súčasných fyzikálnych modelov bol vesmír pred 13,7 miliardami (1,37 × 1010) rokov vo forme gravitačnej singularitynekonečná zakrivenosť časopriestoru, v ktorej boli merania času a dĺžky bezpredmetné a teplota spolu s tlakom boli nekonečné.

V roku 1927 bol belgický kňaz Georges Lemaître prvým, kto predložil návrh, že vesmír sa začal „výbuchom prehistorického atómu“. Skôr, v roku 1918, zmeral štrasburský astronóm Carl Wilhelm Wirtz systematický červený posun niektorých „hmlovín“, ktorý nazval „K-korekcia“. Nebol si však vedomý kozmologických dôsledkov, ani toho, že údajné hmloviny boli v skutočnosti galaxie mimo našej Mliečnej cesty. Einsteinova všeobecná teória relativity, ktorá sa v tej dobe rozvíjala, nedovoľovala statické riešenia (to znamená, že vesmír sa musel buď rozpínať alebo zmršťovať). Tento výsledok považoval sám Einstein za chybný a snažil sa ho opraviť pridaním kozmologickej konštanty. Aplikovanie všeobecnej teórie relativity sa podarilo Alexanderovi Friedmanovi v r. 1922, ktorého rovnice opisujú tzv. Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-ov vesmír. V roku 1929 našiel Edwin Hubble experimentálne dôkazy, ktorými odôvodnil Lemaîtreovu teóriu. Hubble tiež v roku 1913 zistil, že galaxie sa od seba vzďaľujú. Použitím meraní červeného posunu Hubble zistil, že ďaleké galaxie sa vzďaľujú vo všetkých smeroch rýchlosťami (vzhľadom na Zem) priamo úmernými od ich vzdialenosti, čo je známe ako Hubbleov zákon. Keďže galaxie sa vzďaľovali, naznačilo to dve rôzne možnosti. Prvá z nich, vytvorená a obhajovaná Georgeom Gamowom bola, že vesmír začal v konečnom čase v minulosti a odvtedy sa neustále rozpína. Druhou bol model nemenného stavu, vypracovaný Fredom Hoyleom. Podľa tohto modelu by sa pri vzďaľovaní galaxií tvorila nová hmota a vesmír by v ľubovoľnom bode času vyzeral tak isto. Po niekoľko rokov boli obe tieto protichodné teórie podporované rovnakou mierou. Ale v prechodnom období priniesli údaje z pozorovaní dôkazy, ktoré dodali zdrvujúcu podporu práve teórii Veľkého Tresku, ktorá sa od polovice 60. rokov 20. storočia považuje za najlepšiu dostupnú teóriu vzniku a vývinu vesmíru. Prakticky všetka teoretická práca v kozmológii zahŕňa rozširovanie a vylepšovanie základnej teórie Veľkého Tresku. Veľká časť tejto práce sa zameriava na porozumenie ako sa v kontexte Veľkého Tresku formujú galaxie, porozumenie toho, čo sa pri Veľkom Tresku stalo a zlučovanie pozorovaní s teóriou. Ku koncu 90. rokov 20. storočia a na začiatku 21. storočia sa dosiahol veľký pokrok v teórii vďaka dôležitému pokroku v technológii ďalekohľadov v spojení s obrovským množstvom satelitných údajov napr. zo satelitov COBE a WMAP. Tieto údaje umožnili astronómom spočítať mnoho parametrov Veľkého Tresku s lepšou presnosťou a poskytli dôležité neočakávané zistenie, podľa ktorého sa rozpínanie vesmíru zrýchľuje.

Veľký Tresk chronologicky

  1. Ak je všeobecná teória relativity presným popisom fungovania vesmíru, a všetky dôkazy získané pozorovaním sa neustále potvrdzujú, tak sa vesmír zrodil kolosálnou explóziou singularity vo Veľkom Tresku, ktorá sa stala pred 15 miliardami rokov. Práve Veľký Tresk sa považuje za začiatok odpočtu, v ktorom čas t = 0. A obraz rozpínajúceho sa vesmíru s Veľkým Treskom na začiatku sa vyznačuje veľmi rýchlo klesajúcou teplotou, hustotou a vytvárajúcou sa hmotou.
  2. Sme schopní priblížiť vývoj vesmíru späť v čase do 10-43 sekúnd po Veľkom Tresku (z už známeho dôvodu, že ďalej čas nadobúda kvantová podobu). Nie je to celkom 0, ale 0 so 42 “nulami” a 1 na konci - tzv. Planckov čas, ktorým počnúc platia bežné fyzikálne zákony. Vývoj vesmíru určovali 4 základné sily prírody, ktoré v extrémnych podmienkach singularity boli pravdepodobne spojené do 1 prainterakcie:
    1. oddelenie gravitácie (v momente Veľkého Tresku)
    2. 10-36 s: oddelenie silnej jadrovej interakcie, ktorá drží jadrá atómov pohromade
    3. 10-12 s: oddelenie elektromagnetickej sily
    4. oddelenie slabej jadrovej interakcie, ktorá podmieňuje radioaktívny rozpad jadier
  3. 10-36 až 10-42 s: inflačné rozpínanie vesmíru (spontánne rozfúknutie sa). Kolosálna energia, ktorú vyprodukoval Veľký Tresk a uvoľnenie spomenutých interakciísíl prírody spustilo také obrovské rozpínanie vesmíru, aké nemalo obdobu počas jeho ďalšej existencie.
  4. 10-32 až 10-5 s: (T > 1011 K) Po fantastickej explózii sa v prvom počiatku nevytvára nič, okrem nepredstaviteľnej hustej a horúcej energie. Ako sa vesmír začína ochladzovať a rozpínať vo “vriacom energetickom kotli”, z čistej energie sa začínajú tvoriť kvarky a antikvarky. Pri anihilácii kvarkov a antikvarkov prežije jeden kvark z miliardy zrážok. Nakoľko sú kvarky základnými prvkami hmoty, práve kvarkom, ktoré prežili anihiláciu vďačíme za to, že sa skladá náš vesmír z hmoty a nie z antihmoty.
  5. 10-5 s: Teplota klesla na 1010 K. Vznik hmoty. Trojice kvarkov sa spájajú, aby vytvorili protóny (p) a neutróny (n). Nakoľko hmotnosť p je menšia, než n, bol ich vznik energeticky výhodnejší. Generácia p a n sa zastavila pri dalšom poklese teploty, keď bolo vo vesmíre približne 87% p a približne 13% n. Všetky uvedené udalosti sa udiali v zlomku sekundy.
  6. Do tretej minúty po Veľkom Tresku bola teplota menšia ako 109 K. Prebieha nukleogenéza - spájanie protónov a neutrónov aby vytvorili jadrá (najľahších atómov).
  7. 300 000 rokov po Veľkom Tresku: počas celého tohto obdobia bol vesmír vyplnený hustou a nesmierne horúcou ionizovanou vodíkovo-héliovou plazmou (látka + žiarenie). Zmena nastala až vtedy, keď teplota poklesla na 3000 K, čo umožnilo elektrónom obiehať okolo atómových jadier. Vznikajú elektricky neutrálne atómy vodíka, hélia a lítia. Proces ich generácie sa ukončil keď bol vesmír starý asi 700 000 rokov. Potom sa plazma premenila na plyn a tým umožnila priechod fotónov. Tieto fotóny pozorujeme ako reliktové mikrovlnné žiarenie pozadie vesmíru ktoré ostalo po Veľkom Tresku.
  8. Fluktuáciepohyb, vlnenie teploty v štruktúre reliktového žiarenia (modré sú chladnejšie a ružové teplejšie, t.j. hustejšie oblasti) svedčia o nerovnomernom rozložení hmoty vo vesmíre už v čase vzniku neutrálnych atómov. Na obrázku vidíme povestnú počítačovú mapu raného vesmíru vytvorenú na základe meraní teploty reliktového žiarenia družicou COBE v roku 1992. Teplota žiarenia je 2.7 K.
  9. Éra žiarenia (od 10-32 s do 300 000 rokov po Veľkom Tresku): Pre vysokú teplotu väčšinu gravitácie vesmíru tvorila hustá, homogénna, žiariaca plazma. Počas éry žiarenia poklesla teplota z 1015 K na 4000 K.
  10. Éra hmoty (od 300 000 rokov po Veľkom Tresku do dnešnej doby) Ďalšie ochladzovanie a rozpínanie vesmíru. Hmota sa hromadí a zahusťuje sa gravitáciou v miestach jej koncentrácie.
  11. 1 miliarda rokov po Veľkom Tresku V dôsledku gravitačného tlaku vznikajú 1. hviezdy, kvazary a husté zhluky hmoty, z ktorých sa vyvinuli galaxie.
  12. Kvazary - najvzdialenejšie a zároveň najsvietivejšie objekty vesmíru. Ich priemer je porovnateľný z priemerom našej slnečnej sústavy, ale svietivosť stonásobne prevyšuje svietivosť tej najjasnejšej galaxie. Tieto kozmické objekty vidíme také, aké boli v minulosti, pred 10 miliardami rokov, keď ich opustilo svetlo, ktoré pozorujeme. Zohrali dôležitú úlohu v raných štádiach vývoja vesmíru, neskôr sa úplne vytratili.
  13. Ďalšie rozpínanie vesmíru. Kopa galaxií v celkovej štruktúre polí je rozdelená obrovskými dutinami, ktoré obsahujú len veľmi malý počet galaxií. Je pozoruhodné, že väčšinu hmotnosti vesmíru (podľa odhadov 70% až 80%) tvorí tzv. tmavá, alebo skrytá hmota (netreba si ju mýliť s čiernymi dierami). Je to hmota, ktorá nevyžaruje žiadne svetlo ani teplo, a preto ju nemôžeme pozorovať.

Pozorovania potvrdzujúce Veľký Tresk

Niekoľko dôkazov

Červený posun

Červený posun je posun spektrálnych čiar smerom k červenému (dlhovlnnému) koncu spektra. Je to zníženie frekvencie elektromagnetického žiarenia (svetla, rádiových vĺn), šíriaceho sa od galaxií, kvazarov a iných vzdialených objektov. Ide o to, že čiary viditeľnej časti spektra sú posunuté k jeho červenému koncu, z čoho pochádza aj názov. Červený posun je tým väčší, čím rýchlejšie sa pozorovaný objekt vzdaľuje, pričom v prvom priblížení je priamo úmerný vzdialenosti (Hubbleov zákon).
Pri určovaní vzdialenosti veľmi vzdialených galaxií je účinná najmä metóda červeného posunu. Rozborom spektra svetla svietiaceho telesa možno zistiť, či sa od nás objekt pozorovania vzďaľuje alebo či sa k nám približuje. Keď sa teleso približuje, javia sa vlnové dĺžky jeho žiarenia skrátené, takže objekt vyzerá o čosi modrejší. Naopak pri vzďaľovaní sa zdroja vlnové dĺžky sa predlžujú a objekt sa javí červenší. Tento jav - posun vo vlnových dĺžkach, resp. frekvenciách, v závislosti od pohybu zdroja je známy i pri šírení zvuku. Všimnite si niekedy, že zvuk sirény je vyšší keď sa k vám sanitka približuje a hlbší keď okolo vás prejde a vzďaľuje sa preč.
Najprirodzenejšie sa interpretuje ako Dopplerov jav, t. j. výsledok vzájomného vzďaľovania sa galaxií.

Reliktové žiarenie

Reliktové žiarenie je elektromagnetické žiarenie, ktoré prichádza z vesmíru zo všetkých smerov. Je pozostatkom po ére rekombinácie, ktorá nastala vo vývoji Vesmíru 379 000 rokov po Veľkom Tresku. V tom čase bol vesmír vyplnený hustou a horúcou plazmou. Fotóny sa neustále zrážali s voľnými elektrónmi, hmota a žiarenie mali rovnakú teplotu. V tejto ére vývoja vesmíru došlo k jeho ďalšiemu ochladeniu asi na teplotu 3000 K. Pri týchto podmienkach dokázali existujúce jadrá vodíka a hélia zachytávať a udržať si pôvodne voľné elektróny. Došlo k rekombinácii, čiže k vzniku neutrálnych atómov vodíka a hélia. Hmota sa stala pre žiarenie priehľadná a vtedy sa žiarenie oddelilo od hmoty a ďalej sa vyvíjalo nezávisle, pričom homogénne a izotropnerovnako (vo fyzike) vyplnilo celý priestor, ďalej sa zúčastňovalo na expanzii vesmíru a postupne jeho teplota klesala až na súčasnú hodnotu 2,7 K. Dnes je najvýznamnejším zdrojom poznatkov o mladom vesmíre a predmetom intenzívneho výskumu.
Na základe štandardného modelu vesmíru predpovedali jeho existenciu už v roku 1948 George Gamow, Ralph Alpher a Robert Herman, pričom jeho teplotu odhadli na 5 až 10 Kelvinov. Reliktové žiarenie potom na základe pozorovaní objavili až v roku 1965 Arno Penzias a Robert Wilson. Za tento objav boli ocenení Nobelovou cenou za fyziku v roku 1978.
Reliktové žiarenie v súčasnosti svojimi charakteristikami zodpovedá žiareniu absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 2,725 K a najväčšiu intenzitu má pri vlnovej dĺžke 2-3 milimetrov.

Rádioteleskop

Rádioteleskop (rádiový ďalekohľad) je prístroj na pozorovanie kozmických objektov na rádiových vlnách. Od optických teleskopov sa líši tým, že pracuje v rádiovej časti elektromagnetického spektra, v ktorom deteguje a zbiera dáta zo zdrojov emitujúcich rádiové žiarenie. To znamená, že neposkytuje žiadny priamo viditeľný obraz. Rádioteleskopy sú väčšinou veľké parabolické antény používané buď samostatne alebo sú vzájomne prepojené. Radioobservatória bývajú situované čo najďalej od veľkých mestských centier, aby sa čo najviac eliminoval vplyv rušivých radioemisí, ktoré tieto centrá produkujú (napr. rádia, televízne vysielanie).

Hubblov teleskop

Hubblov teleskop je ďalekohľad na obežnej dráhe okolo Zeme. Pretože je umiestnený mimo zemskej atmosféry, získava ostrejšie obrázky veľmi slabých a matných objektov než ďalekohľady na zemskom povrchu. Je súčasťou série Veľké kozmické observatóriá, ktorú vypracovala NASA. Na obežnú dráhu bol vynesený raketoplánom Discovery pri misii STS-31 v roku 1990. Od svojho vypustenia sa stal jedným z najdôležitejších ďalekohľadov v dejinách astronómie. Ihneď po vypustení sa zistilo, že hlavné zrkadlo má sférickú aberáciuoptická chyba. Po servisnej misii STS-61 v roku 1993 sa našťastie podarilo ďalekohľad dostať do plánovaného stavu a stal sa tak znovu nástrojom schopným prevádzky.
Vedci vďaka tomuto teleskopu uskutočnili množstvo významných objavov a lepšie pochopili základné problémy astrofyziky. Dokázali potvrdiť existenciu masívnych čiernych dier nachádzajúcich sa v strede takmer každej galaxie, určiť vek vesmíru na 13,7 miliardy rokov, pozorovať planéty v iných slnečných sústavách či vyvrátiť teóriu o tom, že rozpínanie vesmíru sa spomaľuje. Pomocou ďalekohľadu sa podarilo aj získať niekoľko snímok, tzv. Hubblových hlbokých polí, tých najvzdialenejších objektov vo vesmíre. Hubblov teleskop, pomenovaný na počesť najvýznamnejšieho amerického astronóma 20. storočia Edwina Hubbla, absolvoval od svojho vypustenia už takmer 137-tisíc obletov Zeme, počas ktorých preletel približne 5,47 miliardy kilometrov. Vykonal už viac ako 1,2 milióna pozorovaní vyše 38-tisíc vesmírnych objektov, pričom tými najvzdialenejšími boli galaxie nachádzajúce sa 13 miliárd svetelných rokov od Zeme. Počas 25 rokov jeho fungovania uskutočnila NASA päť servisných misií.

Hubble a jeho konštanta

Teória o vzniku vesmíru pochádza z úst Edwina Hubbla. Tento vedec zistil, že galaxie sa čím ďalej, tým viac vzďaľujú od Zeme, teda aj Zem sa čím ďalej tým viac vzďaľuje od nich. Túto zákonitosť nazývame aj Hubbleov zákon, z ktorého vyplýva, že vesmír sa rozpína. Už z uvedenej vlastnosti, že vesmír sa rozpína, bolo evidentné, že vesmír musel niekedy s týmto rozpínaním aj začať. Tak vznikla teória o Veľkom Tresku, ktorým vznikol celý vesmír. Túto teóriu potvrdili aj snímky družice COBE, ktorá zaznamenala reliktové mikrovlnné žiarenie po tomto Veľkom Tresku.
Hubblova konštanta je číselný odhad rýchlosti rozpínania sa vesmíru. 25. mája 1999 oznámil tím vedcov okolo Hubblovho teleskopu, že z pozorovania 18 galaxií do vzdialenosti 65 miliónov svetelných rokov, v ktorých objavili okolo 800 cefeídpulzujúca premenná hviezda (slúžiace astronómom ako oporné body pre meranie vzdialeností vo vesmíre), stanovili novú, presnejšiu hodnotu Hubblovej konštanty: 70 km/s/Mpc s presnosťou 10%. Dovtedy bol odhad konštanty v rozmedzí 49 – 90 km/s/Mpc. Pôvodný Hubblov odhad z roku 1929 bol 500 km/s/Mpc. Metóda merania posunu spektrálnych čiar vychádza z pozorovaní Edwina Hubbla, ktorý odvodil závislosť medzi vzdialenosťou blízkych galaxií (určenou inými nezávislými metódami) a Dopplerovým posuvom spektrálnych čiar k červenému koncu spektra.

Vznik galaxií

Ako vlastne vznikajú?

Nejaký čas po Veľkom Tresku bol vesmír pozoruhodne homogénny, čo môžeme pozorovať na reliktovom žiarení. V tom čase neexistovala žiadna štruktúra vo vesmíre, čiže ani žiadne galaxie. Preto musíme skúmať ako z vesmíru z rovnomerne rozptýlenou hmotou (fluktuácie menšie ako 1/100000), ako vidíme na obrázku vyššie, vznikol vesmír, ktorý vidíme dnes.

Najviac prijímanou teóriou vzniku týchto štruktúr je, že veľké štruktúry vesmíru, ktoré dnes pozorujeme, vznikli ako následok rastu prvotných fluktuácií, čo sú malé zmeny v hustote vesmíru v uzavretom regióne. Počas ochladzovania vesmíru začali kondenzovať zhluky tmavej hmoty, v ktorých začal kondenzovať plyn. Prvotné fluktuácie gravitačne priťahovali plyn a tmavú hmotu do oblastí s vyššou hustotou a tak vznikli zárodky, z ktorých neskôr vznikli galaxie. V tomto čase vesmír takmer výlučne obsahoval len vodík, hélium a tmavú hmotu. Onedlho potom vznikli prvé proto-galaxie a plyn v nich začal kondenzovať a vznikli prvé hviezdy. Potom vznikli prvé galaxie. Tým z Kalifornského technologického inštitútu v roku 2007 pomocou Keckovho teleskopu objavil šesť galaxií, v ktorých vznikali hviezdy, vzdialených zhruba 13,2 miliardy svetelných rokov a ktorá vznikla len 500 miliónov rokov po vzniku vesmíru. Objav galaxie staršej ako 13 miliárd rokov, ktorá existovala len 480 miliónov rokov po Veľkom Tresku, bol oznámený v januári 2011.
V raných dobách bol vesmír veľmi intenzívnym miestom a galaxie rástli rýchlo. Výsledky tohoto procesu zostali zachované v rozmiestnení galaxií v blízkom vesmíre. Galaxie nie sú objekty izolované v priestore, skôr sú rozmiestnené v obrovskej kozmickej pavučine vlákien naprieč vesmírom. Miesta, kde sa tieto vlákna križujú, sú kopy galaxií s vysokou hustotou, ktoré na začiatku boli len malými fluktuáciami v ranom vesmíre. Preto rozmiestnenie galaxií úzko súvisí s fyzikou raného vesmíru.
Napriek mnohým úspechom táto teória nie je dostačujúca na vysvetlenie rozdielnosť štruktúr, ktoré v galaxiách vidíme. Galaxie majú mnoho tvarov od eliptických galaxií po tenké špirálové galaxie.

Život hviezd

Od vzniku až po koniec

Hviezdy vznikajú z chladných a riedkych prachových a plynových mračien. Mračnom nemyslíme čosi ako pozemské oblaky, v skutočnosti sú tieto mračná nesmierne riedke a predstavujú lepšie vákuum, aké sme schopní na Zemi vytvoriť, ich hustota býva iba niekoľko atómov na centimeter kubický. Tieto mračná sa nazývajú tiež hviezdotvorné hmloviny. Ide prevažne o emisné hmloviny.

Jednotlivé molekuly tohto mračna na seba pôsobia gravitačnou silou, čo má za následok, že sa priťahujú a pomaly hýbu. Kvôli veľmi malej hmotnosti jednotlivých častíc a obrovským vzdialenostiam medzi nimi je to veľmi dlhodobý dej, ktorý však môže byť vonkajšími vplyvmi urýchlený. Napríklad sa môže stať, že popri takomto oblaku medzihviezdnej hmoty prejde nejaká hviezda a svojou gravitáciou spôsobí pohyb molekúl v mračne. Alebo v jeho blízkosti vybuchne supernova a tlaková vlna opäť mračno premieša. V oboch prípadoch sa dajú častice do pohybu a v miestach, kde sú zhluky najväčšie, utvoria sa jednotlivé gravitačné centrá, ktoré priťahujú ďalší materiál. Tieto gravitačné centrá sa nazývajú globuly. Ide o chladné a v porovnaní s okolitým priestorom husté tmavé prachoplynové hmloviny približne guľatého tvaru.
Hmota okolo každého z týchto zhlukov do nich postupne padá, pričom jednotlivými zrážkami a premiešavaním molekúl vzrastá aj teplota látky. Tá rastie spolu s veľkosťou zhlukov, až sa za (z astronomického hľadiska) krátky čas z každého takéhoto chuchvalca hmoty vytvorí guľa zhruba o veľkosti slnečnej sústavy, ktorú nazývame protohviezda.
Po dosiahnutí takejto veľkosti sa začne jadro protohviezdy ohrievať, postupne ohrieva aj okolitú látku a premiešava ju. Ohriata látka zo stredu stúpa k okrajom, tu sa ochladí a klesá k jadru, kde sa znova ohreje, pričom tento dej sa veľakrát opakuje. Hviezda sa nachádza v tzv. Hyashiho štádiu, pri ktorom sa teplota na povrchu mení len málo.Takáto guľa ešte nežiari vo viditeľnom svetle. Je na to príliš chladná, niečo cez dvetisíc stupňov na povrchu. Je to ale dosť na to, aby mohla žiariť v infračervenom spektrum. Toto štádium predstavuje zárodok budúcej hviezdy.
Teplota protohviezdy sa postupne zvyšuje. Každé pôvodné kondenzačné centrum nabaľuje na seba ďalší okolitý materiál, ktorého je však v hmlovine stále menej, pretože jednak sa míňa ako ho na seba priťahujú budúce hviezdy a jednak je odfukovaný hviezdnym vetrom, ktorý z novovznikajúcich hviezd začína prúdiť. Medzihviezdny materiál sa teda časom nabalí alebo odfúkne a budúca hviezda stratí možnosť zväčšovať svoju hmotnosť, v gravitačnej kontrakcii a s tým spojeným zahrievaním jadra však ďalej pokračuje. Pozorovania naznačujú, že aj najväčšie protohviezdy nemajú viac ako zhruba 60-násobok hmotnosti Slnka.
Doteraz bola zdrojom energie iba gravitačná kontrakcia. V určitom štádiu, keď zvyšujúca sa teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov stupňov, vystúpi na scénu ďalší zdroj: termojadrová reakcia. To znamená, že teplota a tlak v jadre sú dostatočne silné na to, aby došlo k jadrovej premene prvkov. Tento okamih sa považuje za okamih vzniku hviezdy. Gravitačná kontrakcia protohviezdy sa zastaví, pretože energia vznikajúca termonukleárnymi reakciami vyrovná gravitačný tlak a zabezpečí na dlhé obdobie rovnovážny stav hviezdy. To sa však podarí len protohviezdam s hmotnosťou väčšou ako 0,085 hmotnosti Slnka. Menej hmotné protohviezdy nie sú schopné kontrakciou zahriať svoje centrálne časti na takú teplotu, aby v nich mohlo dôjsť k jadrovej fúzii a stanú sa z nich tzv. hnedí trpaslíci žiariaci prevažne v infračervenom spektre, kým nevyčerpajú svoje obmedzené zdroje.
Najprv dochádza k premene ľahších prvkov, ako deutérium, lítium, berýlium či bór. Pri dosiahnutí teploty okolo 10 miliónov stupňov celzia dôjde k jadrovej reakcii. Dochádza k vytváraniu jadier hélia z jadier vodíka. Vytvorením nového prvku sa uvoľňuje energia potrebná pre život hviezdy. Proti tlaku energie vyžarovanej hviezdou pôsobí v opačnom smere jej gravitačná sila (hovoríme, že hviezda je v hydrostatickej rovnováhe).
Takýmto spôsobom sa spaľuje vodík a popolom tejto reakcie je hélium. Celý proces začína v jadre. Časom sa však všetok vodík v jadre minie. Vtedy sa centrálna časť hviezdy trochu stlačí a načnú aj vyššie vrstvy. Začína sa spotrebúvať vodík z okolitého plášťa a celý proces sa postupne posúva smerom k povrchu. Po celý ten čas klesá ťažšie hélium smerom k jadru, kde sa hromadí. Pretože héliové hviezdne jadro je ťažšie ako vodíkové, vlastnou váhou sa stláča, čím sa zvyšuje jeho teplota. Po dostatočnom zvýšení teploty sa začne ďalšia jadrová reakcia, pričom sa začnú vytvárať ďalšie prvky. Takýmto spôsobom postupne dochádza k fúziám stále ťažších prvkov, napr. uhlíka, dusíka, kyslíka, aj inertných plynov ako napríklad neónu.
Po spálení všetkých zásob vodíka v jadre sa hviezda začína dramaticky meniť. Ak nastane stav, že nemá dostatočnú hmotnosť na vytváranie ťažších prvkov, končí jej produktívna časť života a nastáva pomalé uhasínanie. Nie všetky hviezdy však skončia rovnako. Všeobecne sa dá povedať, že hviezda môže skončiť v jednom zo štyroch štádií. Ukončenie života hviezdy opäť závisí od jej hmotnosti.

Záverečné štádiá hviezd

Neutrónové hviezdy a čierne diery

Neutrónové hviezdy

Neutrónové hviezdy sú jedny z najextrémnejších vecí v našom vesmíre. Sú ako obrovské atómové jadrá s priemerom niekoľkých kilometrov, neuveriteľne husté a vražedné. Ako môže niečo takéto existovať?
Život hviezdy je sprevádzaný dvoma silami, ktoré sú v rovnováhe – jej gravitácia a radiačný tlak jej fúznej reakcie. V jadre hviezd sa vodík mení na hélium až kým sa vodíkové jadro nevyčerpe. Ak je hviezda dostatočne masívna, hélium sa premení na uhlík. Jadrá týchto masívnych hviezd začnú byť vrstvené ako cibuľa, ťažšie prvky sa hromadia v jadre. Uhlík sa mení na neón, neón ďalej na kyslík a ten na kremík. Nakoniec sa fúzia zastaví na železe, ktoré už hviezda nedokáže premeniť na iný prvok (fúzia železa neprodukuje dostatočnú energiu). Keď sa fúzia zastaví, radiačný tlak rýchlo klesne. Hviezda už nie je stabilná a keď je jej jadro presiahne 1,4-násobok hmotnosti Slnka, nasleduje katastrofický kolaps. Vonkajšia časť jadra dosiahne rýchlosť až 70 000 km/s, keď sa zmršťuje smerom k centru hviezdy. Odteraz s gravitačným kolapsom bojujú iba základné sily vo vnútri atómu. Kvantové mechanické odpudzovanie elektrónov je prekonané, a elektróny s protónmi sa premenia na neutróny zabalené tak tesne pri sebe, ako jadro atómu. Vonkajšie vrstvy hviezdy sú vymrštené do vesmíru ako supernova. Získali sme neutrónovú hviezdu.
Jej hmotnosť je medzi 1 až 3-násobok hmotnosti Slnka, ale je stlačená do objektu s priemerom asi 25 km. Je tak hustá, že 1 kubický centimeter neutrónovej hviezdy má hmotnosť ako železná kocka s hranou o dĺžke 700 metrov. To je zhruba 1 miliarda ton – Mount Everest v kocke cukru. Gravitácia tejto hviezdy je tiež pozoruhodná! Keby ste pustili nejaký objekt zo vzdialenosti 1m nad povrchom, zasiahol by hviezdu za 1 mikrosekundu a nabral by rýchlosť až 7,2 miliónov km/h. Povrch hviezdy je veľmi rovný, s odchýlkami max. 5mm, s veľmi tenkou atmosférou horúcej plazmy. Povrch má teplotu okolo 1 milión K, v porovnaní s 5800 K na povrchu nášho Slnka. Kôra je extrémne tvrdá a je pravdepodobne vytvorená z atómov železa a elektrónov plávajúcich medzi nimi. Čím bližšie sa dostávame k jadru, tým viac vidíme neutrónov. Nevieme, aké sú ich vlastnosti v jadre, ale náš najbližší odhad je supertekutá neutrónová degenerovaná hmotahmota, ktorej kvantové vlastnosti sú značne iné ako vlastnosi normálnej hmoty, alebo nejaký druh superhustej quarkovej hmoty nazývanej „Kvarkovo-gluónová plazma“.
Bežne to nedáva zmysel a môže to preto existovať iba v takomto extrémnom prostredí.
V mnoho veciach sú si neutrónové hviezdy podobné s obrovským atómovým jadrom. Najväčší rozdiel je však v tom, že jadrá atómov sú spolu držané silnou interakciou a neutrónové hviezdy gravitáciou.
Neutrónové hviezdy sa otáčajú veľmi rýchlo, tie najmladšie niekoľkokrát za sekundu, a ak je niekde blízko nejaká iná hviezda ktorá by ju „nakŕmila“, môže sa roztočiť až na niekoľko stoviek otáčok za sekundu, ako napríklad objekt PSRJ1748-2446ad – otáča sa rýchlosťou zhruba 252 miliónov km/h. To je tak rýchlo, že má hviezda skôr sploštený tvar. Takéto objekty nazývame „pulzary“, pretože vydávajú silný rádiový signál. Magnetické pole je asi 8-biliónkrát silnejšie ako magnetické pole Zeme – tak silné, že atómy sa ohnú, keď vstúpia do jeho vplyvu.

Čierne diery

Čierne diery sú jedny z najpodivuhodnejších vecí v našom svete. Zdá sa, že nedávajú žiadny zmysel. Odkiaľ sa tu vzali? A čo sa stane, ak by sme do nejakej spadli?
Hviezdy sú neskutočne hmotné telesá zložené predovšetkým z atómov vodíka, ktoré sa tvoria z hmlovín pomocou gravitácie. Jadrová fúzia v ich jadre mení atómy vodíka na hélium. Behom tejto reakcie sa uvoľňuje obrovské množstvo energie. Táto energia vo forme radiácie pôsobí proti gravitácii a udržuje tak rovnováhu medzi týmito dvoma silami. Hviezda zostáva stabilná tak dlho, kým prebieha jadrová fúzia v jadre. Ale pri hviezdach mnohokrát ťažších ako je naše Slnko vznikajú prvky pevnejšie ako hélium vďaka vyššiemu tlaku a teplu, až do doby, kým nevznikne železo. Na rozdiel od všetkých prvkov, ktoré vznikli predtým, fúzia železa neuvoľňuje dostatočnú energiu. Železo sa hromadí v strede hviezdy, kým nepresiahne kritickú hodnotu a rovnováha medzi radiáciou a gravitáciou je náhle porušená. Jadro sa zrúti. V sekunde hviezda imploduje takmer štvrtinovou rýchlosťou svetla a nahromadí tak ešte viac hmoty do jadra. V tejto chvíli sú vytvorené ťažšie prvky a dochádza k explózii supernovy. Z hviezdy sa teraz stáva buď neutrónová hviezda alebo (pokiaľ bola hviezda dostatočne hmotná) sa celá zrúti do čiernej diery.
Ak by ste sa pozreli do čiernej diery, videli by ste iba horizont udalostí. Čokoľvek, čo by sa chcelo vrátiť spoza horizontu udalostí by muselo prekročiť rýchlosť svetla. A to je nemožné. Takže vidíme len čiernu guľu nevyžarujúcu nič. Ale ak je horizont udalostí tou „čiernou“ časťou, čo je potom tou „dierou“? Singularita. Nevieme presne, čo to je. Singularita môže byť nekonečne hustá. Všetka jej hmota je koncentrovaná do jediného bodu, ktorý nemá žiadny povrch alebo veľkosť. Môže to však byť aj niečo úplne iné. V tejto chvíli na to nevieme odpovedať. Podobne ako nevieme deliť nulou. Mimochodom, čierne diery nenasávajú veci okolo seba ako vysávač. Ak by sme nahradili naše Slnko za čiernu dieru takej istej hmotnosti, nič by sa nezmenilo, teda až na to, že by sme zamrzli.
Čo by sa stalo, keby sme spadli do čiernej diery? Vnímanie času je rozdielne v blízkosti čiernych dier. Čím viac sa blížite k horizontu udalostí, tým sa zdáte byť pre okolitých pozorovateľov pomalší. Takže pre vás bude čas plynúť pomalšie. V určitom bode budete pre okolitého pozorovateľa vyzerať ako zamrznutý v čase, sčervenáte a zmiznete. Zatiaľ čo z vašej perspektívy budete sledovať zvyšok vesmíru zrýchlene, ako keby ste hľadeli do budúcnosti. Momentálne presne nevieme, čo by nastalo potom, myslíme ale, že to bude jedna z týchto možností:
  1. možnosť: vaša smrť bude rýchla. Čierna diera ohýba časopriestor tak veľmi, že vo chvíli keď prekročíte horizont udalostí, existuje iba jeden smer – dovnútra. Doslova - vo vnútri horizontu udalostí sa dá cestovať iba jedným smerom. Akoby to bola úzka cesta, ktorá sa uzatvára s každým vaším krokom. Gravitácia čiernej diery je tak veľká, že s každým centimetrom sa gravitačná sila miliónkrát zväčšuje. Táto sila pôsobí na rôzne časti vášho tela. Vaše bunky by boli roztrhnuté naťahovaním vášho tela až do tej doby, kým by sa z vás nestala plazma (tento jav sa nazýva špagetifikácia).
  2. možnosť: vaša smrť bude ešte rýchlejšia. Veľmi skoro po prekročení horizontu udalostí narazíte na ohnivú bariéru, ktorá s vami spraví krátky proces.
Ani jeden z týchto scenárov nie je príjemný.
Ako rýchlo by ste zomreli záleží na hmotnosti čiernej diery. Menšia čierna diera by vás zabila ešte pred horizontom udalostí, zatiaľ čo prekročenie horizontu udalostí supermasívnej čiernej diery by ste si ani nevšimli. Platí tu jednoduché pravidlo: čím ďalej ste od singularity, tým dlhšie žijete.
Čierne diery majú rôzne veľkosti. Existujú čierne diery len niekoľkokrát hmotnejšie, ako je Slnko s priemerom asteroidu. Potom sú tu supermasívne čierne diery ktoré sa nachádzajú v srdci každej galaxie a sú kŕmené po miliardy rokov. Najväčšia známa supermasívna čierna diera sa volá S5S5 0014+21 s hmotnosťou miliardy Sĺnk. Má priemer 236,7 miliárd kilometrov, čo je asi 47-násobok vzdialenosti od Slnka k Plutu.
Aj napriek ich obrovskej sile sa raz vyparia, a to vďaka procesu nazývanému Hawkingovo žiarenie. Aby sme pochopili ako funguje, pozrime sa do prázdneho vesmíru. Prázdny vesmír nie je úplne prázdny, je tvorený virtuálnymi časticami. Tieto častice vznikajú z ničoho a hneď aj zanikajú po zrážke s druhou. Ak tento jav nastane na hranici čiernej diery, jedna virtuálna častica bude pohltená čiernou dierou a druhá unikne a stane sa z nej skutočná častica. Takýmto spôsobom stráca čierna diera svoju energiu. Zo začiatku tento proces prebieha veľmi pomaly a zrýchľuje sa so zmenšovaním čiernej diery. Keď sa priblíži k veľkosti asteroidu, má jej žiarenie izbovú teplotu. Ak má veľkosť hory, jej žiarenie má teplotu žiarenia Slnka. V poslednej sekunde života sa čierna diera vyžiari preč obrovskou explóziou porovnateľnou s miliardami atómových bômb. Ale tento proces je veľmi pomalý. Najväčšie známe čierne diery zaniknú najskôr za bilióny rokov. Potrvá to tak dlho, že kým zanikne posledná čierna diera, nebude existovať nikto, kto by to mohol sledovať. Vesmír sa stane neobývateľným dlho predtým.

Teórie o konci vesmíru

Ako môže vesmír zaniknúť?

Veľký mráz alebo tepelná smrť

Veľký mráz je scenár, v ktorom pokračujúce rozpínanie spôsobí, že teplota vesmíru sa priamočiaro približuje absolútnej nule. Ak vesmír neobsahuje tmavú energiu, tak toto môže nastať len pri plochom alebo hyperbolickom vesmíre. Pri uzatvorenom vesmíre môže táto situácia nastať len v prípade, ak je hodnota kozmologickej konštanty pozitívna. Tento model je medzi vedcami momentálne najviac akceptovaný. Podobný model je Tepelná smrť, ktorý tvrdí, že vesmír dosiahne stav maximálnej entropie, v ktorom bude všetko rozložené rovnomerne a nebudú existovať žiadne gradienty – tie sú potrebné na udržanie spracovania informácií, ktorého jednou formou je aj život. Model tepelnej smrti je kompatibilný s každým z troch priestorových modelov, ale vyžaduje, aby teplota vesmíru dosiahla minimum.

Big Rip

V špeciálnom prípade tmavej energie, ktorej hodnota negatívneho tlaku je väčšia ako kozmologická konštanta, sa hustota tmavej energie zvyšuje. To spôsobuje zrýchľovanie rozpínania a rovnomerný nárast Hubblovej konštanty, následkom toho sa postupne všetka hmota, hocijako malá, rozpadne na neviazané základné častice a žiarenie a sila fantómovej energie ich roztrhá na kúsky.

Veľký kolaps

Teória veľkého kolapsu predstavuje symetrický pohľad na osud vesmíru. Tak ako Veľký Tresk odštartoval kozmologickú expanziu, tak táto teória predpokladá, že priemerná hustota vesmíru je dostatočná na to, aby zastavila rozpínanie a vesmír sa začal zmenšovať. Konečný výsledok nie je známy. Jednoduchý odhad hovorí, že všetka hmota a časopriestor vesmíru skolabuje do bezrozmernej singularity, ale v tejto mierke treba vzať do úvahy aj zatiaľ neznáme kvantové efekty. Tento scenár umožňuje aby Veľký Tresk nastal hneď po Veľkom kolapse predchádzajúceho vesmíru. Ak by sa toto dialo opakovane, dostali by sme cyklický model známy tiež ako oscilujúci vesmír. V tom prípade by mohol vesmír pozostávať z nekonečného radu konečných vesmírov a každý veľký kolaps by bol zároveň veľkým treskom ďalšieho vesmíru. Cyklický vesmír sa teoreticky nedá zjednotiť s druhým termodynamickým zákonom, pretože entropia by rástla od cyklu k cyklu a spôsobila tepelnú smrť. Iné merania naznačujú, že vesmír nie je uzatvorený. Tieto argumenty pôsobili, že vedci upustili od modelu cyklického vesmíru.

Big Bounce

Big Bounce je teoretický model odvodený z oscilujúceho vesmíru alebo z cyklickej interpretácie Veľkého Tresku, kde prvá kozmologická udalosť je výsledkom kolapsu predchádzajúceho vesmíru. Podľa jednej verzie Veľkého Tresku mal vesmír na začiatku nekonečnú hustotu. Takýto opis je v rozpore so všetkým ostatným vo fyzike a zvlášť s kvantovou mechanikou a princípom neurčitosti. A preto na základe kvantovej mechaniky vznikla alternatívna verzia Veľkého Tresku. Táto teória taktiež predpokladá, že hneď ako vesmír skolabuje tak vytvorí ďalší vesmír prostredníctvom udalosti, ktorá sa podobá na Veľký Tresk a to tak, že po dosiahnutí singularity odpudivá kvantová sila spôsobí opätovnú expanziu. Jednoducho povedané, vesmír opakovane vzniká vo Veľkom Tresku a nasleduje Veľký kolaps a stále dokola.

Multiverzum: Bez úplného konca

Jedna hypotéza multiverza hovorí, že pozorovateľný vesmír je len jedným z nekonečného množstva rozpínajúcich sa oblastí normálneho priestoru v rámci väčšieho objemu inflačného priestoru. V ranom vesmíre nastalo obdobie kozmickej inflácie, kedy sa priestor veľmi rýchlo rozpínal. Konvenčný model kozmickej inflácie predpokladá, že stav celého vesmíru sa zmenil z inflačného na neinflačný naraz v jednom okamihu. Narozdiel od toho model večnej inflácie predpokladá, že stav rôznych častí vesmíru sa zmenil v rôznych časoch. Výsledkom toho je, že vznikajú mnohé oblasti normálneho priestoru, ktoré sú obklopené oblasťami, kde inflácia stále prebieha.

Falošné vákuum

Ak vákuum nie je v najnižšom energetickom stave, tak by sa jeho stav mohol zmeniť na tento nižší energetický stav. To sa nazýva udalosť metastability vákua. To má potenciál zmeniť základy nášho vesmíru: v odvážnejších modeloch môžu fyzikálne konštanty nadobúdať iné hodnoty, z ktorých niektoré ovplyvňujú základy hmoty, energie a časopriestoru. Je tiež možné, že všetky štruktúry by boli okamžite zničené. Podľa mnohosvetovej interpretácie kvantovej mechaniky vesmír neskončí týmto spôsobom. Namiesto toho pri každej kvantovej udalosti, ktorá nastane a spôsobí rozpad vesmíru zo stavu falošného vákua do stavu pravého vákua, sa vesmír rozdelí na niekoľko nových svetov. V niektorých z nových svetov sa vesmír rozpadne, v iných pokračuje tak, ako predtým.

Kozmická neurčitosť

Každá vyššie popísaná možnosť je založená na veľmi jednoduchom tvare stavovej rovnice tmavej energie. Ale tak, ako názov naznačuje, o skutočnej fyzike tmavej energie vieme veľmi málo. Ak je inflačná teória pravdivá, tak vesmír v prvých momentoch po Veľkom Tresku prešiel obdobím, v ktorom dominovala iná forma tmavej energie. Ale inflácia skončila, čo naznačuje, že stavová rovnica môže byť omnoho komplikovanejšia ako sa predpokladá. Je možné, že stavová rovnica tmavej energie sa zmení znovu. Následky tejto zmeny sú len extrémne ťažko predvídateľné a nedajú sa parametrizovať. Keďže tmavá energia a tmavá hmota sú úplne teoretické a neboli dokázané, tak možnosti spojené s nimi nie sú známe.