Vesmír

Vesmírčikosmos(zřeckéhoκόσμος,ozdoba,šperkale později takévše uspořádané, řádné a jisté,vesmír) je souhrnné označení veškeréhmoty,energieačasoprostoru, který je obsahuje.Zahrnuje tedy hvězdy, planety, galaxie, mezigalaktický prostor, temnou hmotu a další.V užším smyslu sevesmírtaké někdy užívá jako označení prokosmický prostor, tedy část/díl vesmíru mimoZemi.
Různými názory nasvěta jeho vznik se již od pradávna zabývalymýty, některánáboženstvíafilozofie. V dnešnívěděse zkoumáním vesmíru jako celku zabývá hlavněastronomie,kosmologieaastrofyzika, od které se dozvídáme stále více informací o vesmíru.
Díky měření evropského kosmického dalekohleduPlanckmezi lety 2009 a 2013 se výrazně zpřesnil odhad stáří vesmíru, to se nyní odhaduje na přibližně 13,799 ± 0,021 miliardy let.Rozpíná se rychlostí asi 75 km/s naMpc.
Během historie lidstva vzniklo několikkosmologiíakosmogoniípro pozorovatelný vesmír. Nejstarší kvantitativnígeocentrickémodely vznikly vestarověkém Řecku. Předpokládaly, že vesmír je v prostoru konečný a existuje věčně, a obsahuje soubor soustřednýchsférkonečných velikostí – které odpovídají stálicím, Slunci a různým planetám – rotujících kolem kulaté, ale nehybnéZemě. V průběhu staletí, díky přesnějším měřením a lepším teoriím gravitace vedl vývoj k heliocentrickému modelu Sluneční soustavyMikuláše Koperníkaa k modelu vesmíruIsaaca Newtona. Další vývoj astronomie přinesl poznání, žeSluneční soustavaje součástí galaxie složené z miliard hvězd,Mléčné dráhy, a že mimo Mléčnou dráhu existují v dosahu astronomických přístrojů jinégalaxie. Pečlivé studium rozložení těchto galaxií a jejichspektrálních čarvedlo ke vzniku moderní kosmologie. Objevyrudého posuvuv roce 1924Edwinem Hubblemareliktního zářenív roce 1964Arnem PenziasemaRobertem Wilsonemukázaly, že vesmír se rozpíná, a že měl patrně svůj počátek.
Podle dnes převládajícího vědeckého modelu vesmíru, známého jakoVelký třesk, se vesmír začal rozpínat v tzv.Planckově časez extrémně horkého a hustého bodu, v němž byla soustředěna veškerá hmota a energiepozorovatelného vesmíru. Od Planckova času se vesmír rozšířil do dnešní podoby, po velice krátkou dobu (méně než10sekundy) trvala kosmickáinflace.Několik nezávislých experimentálních měření tuto teoretickou inflaci i teorii velkého třesku podpořilo. Nedávná pozorování ukazují, že rychlost rozpínání vesmíru se zvětšuje, a to díkytemné energii(energii vakua), o níž první data získal v 1933 švýcarsko-americký astronomFritz Zwicky: většina hmoty ve vesmíru se vyskytuje ve formě, kterou nelze zjistit současnými přístroji, a proto není zahrnuta v současných modelech vesmíru, což je případtemné hmoty.Nepřesnosti současných pozorování vesmíru nedovolují předpovědět konečný osud vesmíru.
Současný výklad astronomických pozorování ukazuje, že stáří vesmíru je 13,799 ±0,021 miliardy leta že průměr pozorovatelného vesmíru je minimálně 93 miliard světelných let čili 8,80×10metrů.Podle obecnéteorie relativityse prostor může rozšiřovat rychlostí větší, než je rychlost světla, a proto můžeme pozorovat jen malou část vesmíru v důsledku omezenérychlosti světla. Protože nemůžeme pozorovat prostor ve vzdálenosti větší než dokázalo uletět světlo (či jakékoli jiné elektromagnetické záření) od velkého třesku, není jisté, zda velikost vesmíru je konečná nebo nekonečná.
Podle některých vědeckých teorií je tento „náš“ vesmír součástí systému většího počtu vesmírů zvanéhomultivesmírnebo mnohovesmír (z anglickéhomultiverse). Tyto jiné vesmíry přitom mohou mít zcela odlišné fyzikální zákony než ten náš, který známe. Termín mnohovesmír se používá také v populární kultuře, především vesci-filiteratuře.
České slovo vesmír pochází z ruského slovaвесь мир(ves mir – „celý svět“), které se začalo používat v doběnárodního obrozenímísto staročeského vesvět. Anglické slovo pro vesmír (universe) pochází zestarofrancouzskéhoslovaunivers, a to z latinského slovauniversum. Toto slovo používalCiceroi pozdější autoři latinských textů ve stejném smyslu, jako se dnes používá slovo vesmír. Latinské slovo pochází z poetického zkrácení slovaunvorsum, poprvé použitého v Lukreciově knizeDe rerum natura(O přírodě) IV.262.
Alternativní výklad slovaunvorsumje „vše se otáčí jako jedno“, nebo „vše je otáčeno jedním“. V tomto smyslu může být slovo překladem staršího řeckého slova pro vesmír, περιφορά, „něco přepravovat v kruhu“, které původně znamenalo roznášení jídla v kruhu hostů. Toto řecké slovo odkazuje na časné řecké modely vesmíru. Ohledně Platónovy metafory o SlunciAristotelésuvažoval o tom, že rotace nejvzdálenější sféry stálic prostřednictvím Slunce působí pohyb a změny na Zemi.Řekové celkem přirozeně předpokládali, že Země je pevná a že se nebe otáčí kolem ní, a teprve důmyslná astronomická a fyzikální měření (jako Foucaultovo kyvadlo) musela prokázat opak.
Nejvíce používaný termín pro „vesmír“ mezi starověkýmiřeckými filozofyod dob Pythagora byl τὸ πᾶν (všechno), definované jako celek (τὸ ὅλον) a prostor (τὸ κενόν). Další synonyma vesmíru u starověkých řeckých filozofů byla κόσμος (což znamenalosvět,kosmos) a φύσις (jež původně znamenalo živoupřírodua z něhož pochází slovofyzika). Podobná synonyma se vyskytují v latině (totum, mundus, natura) a přežila i v moderních jazycích, např. německá slovaDas All, das Weltalladie Naturpro vesmír. Podobná synonyma jsou také v angličtině, jakoeverything(vteorii všeho),cosmos(vkosmologii),world(hypotéza mnoha světů) nebonature(přírodní zákonya přírodní filozofie).
Nejširší definici vesmíru lze nalézt ve spiseDe Divisione naturae(O rozdělení přírody)středověkého filozofa a teologaJana Scota Eriugeny, který definoval vesmír jako prostě vše: všechno stvořené i všechno nestvořené. VeFeynmanověpřístupu ke kvantové mechanice na bázidráhového integrálujsouamplitudy pravděpodobnostirůzných výsledků určitého pokusu – za přesně definovaného počátečního stavu systému – určeny sumací po všech možných historiích (cestách), kudy mohl systém dospět z počátečního do konečného stavu systému.Samozřejmě pokus může mít pouze jeden výsledek, jinými slovy, je možný pouze jeden skutečný výsledek v našem vesmíru, viz proces kvantového měření, také známý jako kolaps vlnové funkce. V tomto dobře definovaném matematickém významu i to, co neexistuje (všemi možnými cestami), může ovlivnit to, co skutečně existuje (experimentální měření). Konkrétní příklad: každýelektronje v podstatě totožný s každým jiným elektronem, a proto musí amplituda pravděpodobnosti počítat s možností, že si vymění místa, což je jev známý jako symetrie výměny. Toto pojetí vesmíru, a to jak existujícího, tak neexistujícího, má volnou paralelu vbuddhistickédoktríněšúnjataovzájemném vývoji reality,a v představěGottfrieda Leibnizeo existenci nekompatibilního, nekonzistentního.
Obvykle se vesmír definuje jako vše, co existovalo, existuje a bude existovat. Podle našeho současného chápání se vesmír skládá ze tří principů: prostoru a času, souhrnně známého pod pojmem časoprostor nebovakuum; foremenergie, včetněhybnostia hmoty, a přírodních zákonů, které je dávají do vztahů. S definicí pojmu vesmíru souvisí vše, co existuje v jediném okamžikukosmologického času, jako je věta „Vesmír je nyní vyplněn jednotnýmmikrovlnným zářenímna kosmickém pozadí“.
Tyto tři principy vesmíru (časoprostor, hmota, energie a fyzikální zákony) zhruba odpovídají představám Aristotelovým. Ve své knizeFyzika(Φυσικῆς, od které odvozujeme slovofyzika), Aristoteles dělí τὸ πᾶν (vše) do tří zhruba analogických složek: hmoty (látka, ze které se skládá vesmír), tvaru (uspořádání hmoty ve vesmíru) a změny (stvoření, zničení nebo změna jeho vlastností, změna jeho tvaru). Fyzikální zákony jsou koncipovány jako pravidla pro vlastnosti hmoty, jejího tvaru a jejích změn. Později filozofové jako napříkladLucretius,Averroes,AvicennaneboBaruch Spinozazměnili či upřesnili jejich rozdělení, například Averroes a Spinoza rozeznávajínatura naturans(tvořící, aktivní přírodu) odnatura naturata, stvořené přírody.
Je možné si představit oddělenéčasoprostory, každý existující sám o sobě, které ale nemohou navzájem spolu komunikovat. Snadno si lze představit jako metaforu skupinu samostatných mýdlových bublin, v nichž žijí pozorovatelé, a z jedné mýdlové bubliny nemohou spolupracovat s pozorovateli v jiných mýdlových bublinách, dokonce z principu. Podle jedné terminologie je každá „mýdlová bublina“ časoprostoru označována jako vesmír, zatímco náš konkrétní prostor a čas se označuje jako náš Vesmír, stejně jako my máme pojmenování pro nášměsícMěsíc. Celá kolekce těchto oddělených prostorů se označujemnohovesmír.Tyto spolu nespojené vesmíry by mohly mít odlišné dimenze a topologie prostoročasu, různé formyhmotyaenergie, různéfyzikální zákonyafyzikální konstanty, ačkoli takové možnosti jsou v současné době jen spekulativní.
Podle ještě více omezující definice je vesmír vše, co se nachází v našemčasoprostorua s čím bychom mohli interagovat nebo naopak. Podleobecné teorie relativityněkteré regiony prostoru nemohou být nikdy v interakci s naší částí prostoru za celou dobu existence vesmíru, a to kvůli konečnérychlosti světlaa pokračující expanzi vesmíru.Například rádiové signály vyslané ze Země nikdy nedosáhnou určité oblasti prostoru, a to i kdyby vesmír existoval navěky, neboť prostor se může šířit rychleji než světlo. Je třeba zdůraznit, že vzdálené oblasti vesmíru existují a jsou součástí reality stejně jako my, ale nikdy jich nemůžeme dosáhnout. Oblasti prostoru, které můžeme ovlivnit a které nás mohou kauzálně ovlivnit, jsou označovány jakopozorovatelný vesmír.Přísně vzato, pozorovatelný vesmír závisí na poloze pozorovatele. Cestováním může pozorovatel přijít do styku s větší oblasti prostoru a času než pozorovatel, který je stále na jednom místě: pozorovatelný vesmír je pro prvního z nich větší než pro druhého. Přesto ani nejrychlejší cestovatel není schopen komunikovat se všemi částmi prostoru. Obvykle se pozorovatelným vesmírem rozumí vesmír pozorovatelný z naší Sluneční soustavy v Mléčné dráze.
Oblast vesmíru viditelná ze Země (pozorovatelný vesmír) je koule o poloměru přibližně 46 miliardsvětelných let,; (celý vesmír podle nejnovějších odhadů má zhruba 96 miliardsvětelných let). Poloměr byl určen z nejvzdálenějších viditelných objektů se zahrnutím rozpínání vesmíru. Pro srovnání: typická galaxie má průměr přibližně 30 000 světelných let a obvyklá vzdálenost mezi dvěma sousedními galaxiemi je 3 milióny světelných let.Například naše Galaxie má průměr zhruba 100 000 světelných let,agalaxie v Andromeděse nachází zhruba ve vzdálenosti 2,5 milionů světelných let od Mléčné dráhy.V pozorovaném vesmíru existuje pravděpodobně více než 100 miliard (10) galaxií.V roce 2016 britští astronomové odhadli počet galaxií na více než jeden bilion.Velikosti galaxií se pohybují odtrpasličích galaxiís méně než deseti miliony (10) hvězd,až po obříeliptické galaxies biliónem (10) hvězd,všechny se otáčejí kolem těžiště ve středu galaxie. Z velice hrubého odhadu vyplývá, že v pozorovatelném vesmíru je kolem jednétriliardyhvězd (10), nicméně v roce 2010 astronomové zveřejnili studii, která došla k číslu 300 triliard hvězd (3×10).
Pozorovatelná hmota ve vesmíru je rozšířena rovnoměrně (homogenně), pokud se berou průměrné hodnoty ve vzdálenostech větších než 300 miliónů světelných let.Nicméně v menším měřítku pozorujeme, jak se hmota hierarchicky „shlukuje“:atomydohvězd, většina hvězd do galaxií, většina galaxií dokup galaxií, kupy se sdružují vnadkupách galaxií, tvoří vlákna (filamenty) o velikosti desítek až stovek milionů světelných leta nakonec tu jsou největší struktury ve vesmíru, jako je např.Sloanova velká zeď galaxií. Také pozorovatelná hmota je ve vesmíru rozložena izotropně, což znamená, že vesmír se jeví ve všech směrech pozorování stejný, v každém směru pozorování tedy obsahuje přibližně stejné množství objektů.Ve vesmíru se vyskytuje rovněž izotropnímikrovlnnézáření, které odpovídá tepelné rovnovázespektra záření černého tělesao teplotě asi 2,725Kelvinů.Hypotéza, že celý vesmír je homogenní a izotropní, je známa jakokosmologický principa astronomická pozorování ji podporují.
Současný vesmír má velmi nízkou celkovou hustotu, zhruba 9,9×10gramů na centimetr krychlový. Tato hmota a energie je rozdělena na 74 %temné energie, 22 % chladnétemné hmotya 4 %baryonové(běžné) hmoty. Na čtyři metry krychlové připadá jeden atom vodíku.Vlastnosti temné energie a temné hmoty jsou z velké části neznámé. Temná hmota podléhá gravitaci stejně jako obyčejná hmota a tudíž zpomaluje expanzi vesmíru, naopak temná energie toto rozpínání urychluje.
Nejpřesnější odhad věku vesmíru, 13,799±0,021 miliardy let, vznikl na základě pozorováníreliktního kosmického mikrovlnného záření.Nezávislé odhady (založené například naradioaktivním datování) věku vesmíru mají sice menší přesnost, přesto potvrdily věk 11–20 miliard let, či 13–15 miliard let.Vesmír nebyl stejný po celou dobu své existence; například poměr mezi populacemikvasarůa galaxií se změnil a sám prostor se patrně rozšířil. Tato expanze umožnila, že pozemští vědci mohou pozorovat světlo z galaxie vzdálené třicet miliard světelných let od Země, a to i v případě, že světlo k nám cestovalo pouhých třináct miliard roků. Tato expanze je v souladu s pozorováním, žefotonyemitované ze vzdálených galaxií mají posunutouvlnovou délkudo červeného oboru spektra a nižšífrekvenci. Rychlost prostorové expanze vesmíru se zrychluje, jak ukazuje studiumsupernov typu Iaa expanze byla potvrzena i dalším pozorováním. Novější výzkum s mnohem větším počtem supernov typu Ia však zrychlenou expanzi zpochybnil.
Relativní podílychemických prvků, především nejlehčích atomů, jako jevodík,deuteriumahelium, se zdají být stejné v celém vesmíru a jsou pozorovatelné po celou jeho historii.Zdá se, že ve vesmíru je mnohem vícehmotynežantihmoty, asymetrie pravděpodobně souvisí s narušenímCP invariancepři rozpadech elementárních částic.Zdá se, že vesmír nemá žádný souhrnnýelektrický náboj, proto mágravitacedominantní postavení v kosmologických měřítkách délky. Zdá se také, že vesmír nemá žádnou souhrnnou hybnost či moment hybnosti. Absence náboje a hybnosti by vyplývaly ze známých fyzikálních zákonů (Gaussova zákona elektrostatikya z Landauova-Lifšicova pseudotenzoru), pokud by vesmír byl konečný.
Z pozorování se zdá, že vesmír tvoří spojitéčasoprostorové kontinuum, které se skládá ze tří prostorových dimenzí a jednohočasovéhorozměru.Prostorse zdá být téměř plochý (téměř nulovézakřivení), což znamená, žeEukleidovská geometrieexperimentálně platí s vysokou přesností pro většinu vesmíru.Zdá se, že časoprostor má souvisloutopologii, alespoň v měřítku pozorovatelného vesmíru. Jsou však také náznaky, že by vesmír mohl být vícedimenzionální, a že časoprostor může mít provázanou globální topologii, obdobně s válcovou nebotoroidnítopologií dvourozměrných prostorů.
Vesmír se podle pozorování řídí souboremfyzikálních zákonůafyzikálních konstant.Podle převažujícího standardního modelu fyziky se veškerá hmota skládá ze třígeneracíleptonůakvarků, což jsoufermiony. Tytoelementární částicespolu interagují prostřednictvím nejvýše třízákladních interakcí:elektroslabé interakce, která zahrnujeelektromagnetismusaslabou jadernou sílu,silnou jadernou sílou, jak ji popisujekvantová chromodynamika, agravitaci, která se v současné době dá nejlépe popsatobecnou teorií relativity. První dvě interakce mohou být popsány renormalizovanoukvantovou teorií pole, interakce zprostředkovávají kalibračníbosony, které odpovídají určité kalibrační symetrii. Renormalizované kvantové teorie obecné relativity dosud nebylo dosaženo, i když různé formyteorie strunjsou nadějné.Speciální teorie relativitymá platnost v celém vesmíru, za předpokladu, že prostorové a časové délky jsou dostatečně malé, jinak musí být použita obecná teorie relativity. Neexistuje žádné vysvětlení pro konkrétní hodnoty fyzikálních konstant, jako jePlanckova konstantahnebogravitační konstantaGa jeví se, že jsou platné v celém vesmíru. Platízákony zachování, jako např.zákon zachování náboje,hybnosti,momentu hybnostiaenergie; v mnoha případech mohou tyto zákony zachování souviset sesymetriíamatematickou identitou.
Z pozorování vyplývá, že základní fyzikální konstanty, které určují vlastnosti našeho vesmíru mají zvláštní hodnoty v tom smyslu, že ve vesmíru, kde by tyto konstanty měly jen mírně odlišné hodnoty, by nemohl vzniknout inteligentní život.Existují vědecké práce, které ukazují, jak by alternativní vesmír mohl vypadat.Není však jisté, za jakých podmínek může vzniknout inteligentní život, jakých nabývá forem a tvarů a jak dlouhou má dobu trvání. Důležité konstatování v této diskusi je, že pro pozorovatele existuje vesmír, který je doladěn tak, že je schopen podporovat inteligentní život. Podmíněná pravděpodobnost pozorování vesmíru, který je vyladěný k podpoře inteligentního života, je 1. Tento poznatek je znám jako malýantropický principa je zvláště důležitý v případě vzniku vesmíru a pravděpodobnosti vzniku jiných vesmírů s odlišnými vlastnostmi od našeho vesmíru. Naproti tomu velký antropický princip, který v této skutečnosti vidí stopu záměru, nemá vědeckou povahua je zdrojem polemik.
Modely vesmíru (kosmologie) a jeho původu (kosmogonie) vznikaly na základě ve své době dostupných údajů a představ o vesmíru. V minulosti byla kosmologie a kosmogonie příběhem bohů vyprávěných různými způsoby. Teorie odosobněného vesmíru řídícího se fyzikálními zákony byly nejprve navrhoványŘekyaIndy. V průběhu staletí se zlepšovala astronomická pozorování, vznikly teorie pohybu a gravitace, které vedly ke stále přesnějšímu popisu vesmíru. Moderní éra kosmologie začala v roce 1916 obecnou teorií relativityAlberta Einsteina,která umožnila kvantitativně předpovědět vznik, vývoj a konec vesmíru jako celku. Většina dnes přijímaných kosmologických teorií vychází zobecné teorie relativitya z předpokládané teorieVelkého třesku, jsou však třeba ještě přesnější měření, která by určila, která z teorií je správná.
Mnohé kultury znají příběhy popisující stvoření světa, které můžeme rozdělit do několika různých typů. V jednom se svět rodí z vejce, jako například vefinskéepické básniKalevala,čínskémpříběhuPanguneboindickémpříběhuBrahmánda Purana.V jiných příbězích vystupuje bytost, která stvoří svět, jenž z ní vychází, jako v příběhutibetského buddhismuoÁdi-buddhovi,ve starověkém řeckém příběhuGaii(Matky Země),mýtu aztéckébohyněCoatlicue,v příběhustaroegyptskéhobohaAtuma,nebo stvoření světa podle biblické knihyGenesis. V dalším typu příběhu je svět stvořen ze spojení mužského a ženského božstva jako například vmaorskémRangi a Papa.V jiných příbězích je vesmír stvořen ruční prací z již existujících materiálů, jako je tělo mrtvé bohyněTiamatvbabylónskémeposuEnúma elišnebo obraYmiravseverské mytologii– nebo z chaosu, jakoIzanagiaIzanamiv japonském bájesloví.V jiných příbězích vychází vesmír ze základních principů, jako jeBrahmanaPrakrti,nebojin a jangvčínské filozofii.
V6. století před naším letopočtemraní řečtí filozofové,předsókratici, vytvořili první známé filozofické modely vesmíru. Nejdříve poznali, že zdání může klamat, a usilovali o lepší pochopení základních skutečností. Zvláště si všimli schopností věci změnit formu (např. led se změní na vodu a dál na páru) a několik filozofů si začalo uvědomovat, že všechny očividně různé látky na světě (dřevo, kov, atd.) jsou různými formami jednoho praelementu,arché. Prvním bylThalés, který za tuto pralátku považoval vodu.Po němAnaximenésza prvopočátek považoval vzduch a navrhl, že musí existovat přitažlivé a odpudivé síly, které způsobují že arché kondenzuje a vyskytuje se v různých formách.Empedoklésdefinoval jako základní látky čtyři živly ve vesmíru, které jsou nutné k vysvětlení jeho rozmanitosti (zemi, vzduch, oheň a vodu) a které se vyskytují v různých kombinacích a formách.Tato teorie čtyř elementů byla přijata řadou dalších filozofů. Někteří filozofové před Empedoklem prosazovali méně hmotné věci pro arché,Hérakleitosprosazovallogos„rozum, který řídí veškerenstvo“,Pythagorasvěřil, že všechny věci jsou složené zčísel,kdežto Thaletův studentAnaximandrosvěřil, že vše je složeno z chaotické látky známé jakoapeiron(bezmezno),zhruba odpovídající modernímu pojmukvantové pěny. Teorii apeiron pozoruhodně modifikovalAnaxágoras, který navrhoval, že různé věci na světě jsou utkané z rychle rotujícího apeironu, který uvádí do pohybuNús(mysl).Jiní filozofové – předevšímLeukipposaDémokritos– navrhli, že vesmír je složen z nedělitelných atomů, pohybujících se v prázdném prostoru,vakuu.Aristoteléstomuto názoru oponoval (Příroda se hrozí prázdnoty) na základě toho, žeodporvůči pohybu se zvyšuje shustotou; z tohoto důvodu by prázdný prostor neměl bránit pohybu, což by mělo vést k možnosti nekonečnérychlosti.
Ačkoli Hérakleitos byl zastáncem věčné změny, jeho současníkParmenidéspřišel s myšlenkou, že všechny změny jsou pouhou iluzí, že opravdová základní skutečnost je věčně neměnná a jednoho charakteru.Parmenidés označil tuto skutečnost za τὸ ἐν (jedno). Parmenidova teorie nebyla pro mnoho Řeků přijatelná a jeho žákZénón z Elejepředložil k řešení několik slavných paradoxů.Aristotelésvyřešil paradoxy zavedením pojmu nekonečně dělitelného kontinua a aplikoval je naprostoračas.
Indický filozofKanáda, zakladatel filozofické školyVaišéšika, která přišla s teoriíatomismu, si myslel, žesvětloateplojsou různými druhy téže látky.V 5. století našeho letopočtu si buddhistický filozof atomista Dignāga myslel, že existujíatomybodové velikosti, které jsou krátkodobými záblesky světla a energie. Popíral existenci podstatných věcí, a myslel si, že pohyb je tvořen okamžitými proudy zábleskůenergie.
Teorie omezeného času (temporal finitism) je inspirována doktrínou stvoření světa sdíleného třemiabrahámovskými náboženstvími:judaismem,křesťanstvímaislámem. Křesťanský filozofJan Filoponospředložil filozofické argumenty proti starověké řecké představě nekonečné minulosti. Filoponovy argumenty proti nekonečné minulosti používal od počátkumuslimský filozofAlkindus, židovský filozofJosefem Gaonema muslimský teologAl-Ghazzálím. Nazývají se také kosmologický argument Kalam.Použili dva logické argumenty protinekonečnéminulosti, z nichž první je argument „proti možnosti existence časového nekonečnéhoregresu“, má následují strukturu:
Druhém argumentu, „nemožnosti utvořit aktuální nekonečno přidáváním“, se uvádí:
Oba argumenty byly přijaty později křesťanskými filozofy a teology, a druhý argument se stal slavným zejména poté, co byl přijatImmanuelem Kantemv jeho diplomové práci oprotimluvechtýkajících se času.
První astronomické modely vesmíru byly vytvořeny krátce po vznikuastronomiebabylonskými astronomy, kteří viděli Zemi jako plochý disk plovoucí v oceánu, a tak vytvořili předpoklady pro vznik raných řeckých map světa odAnaximandraaHekataia z Milétu.
Pozdější řečtí filozofové sledovali pohyby nebeských těles a snažili se vytvořit modely vesmíru, založené na hlubších empirických důkazech. Podle modeluEudoxa z Kniduje prostor a čas nekonečný a věčný, Země je kulatá a pevná, a všechno ostatní je omezeno pouze na otáčení dutých soustředných sfér, v jejichž středu je nehybná Země, jejíž střed je středem všech koulí.Tento model byl zdokonalen řeckými astronomyKalippemaAristotelem,a k téměř do dokonalé shody s astronomickým pozorováním jej přivedlPtolemaios. Model s nehybnou Zemí uprostřed se shoduje s bezprostřední lidskou zkušeností a Řekové byli přesvědčeni, že jen kruhový pohyb může trvat věčně. Nicméně všichni řečtí vědci nepřijali geocentrický model vesmíru.PythagorejskýfilozofFilolaospředpokládal, že ve středu vesmíru je „ohnivé centrum“, kolem kterého kroužíZemě,Slunce,Měsícaplanetyrovnoměrným kruhovým pohybem.Řecký astronomAristarchos ze Samubyl první známým astronomem, který navrhlheliocentrickýmodel vesmíru.Ačkoli jeho původní spis se ztratil, odkaz vArchimédověknizeO počítání pískupopisuje Aristarchovu heliocentrickou teorii. Archimedes napsal:
„Aristarchos Samský však vydal knihy jakési s názvem Hypothesy, v nichž vychází z
předpokladu, že vesmír jest mnohokrát větší, než jak výše bylo řečeno. Předpokládá totiž, že stálice a Slunce zůstávají nehybné, země pak obíhá po obvodě kruhu kolem Slunce, jež stojí uprostřed dráhy, že dále koule stálic rozložená kolem téhož středu jako Slunce jest takové velikosti, že kruh, v němž, jak předpokládá, země obíhá, jest ku vzdálenosti stálic v tomtéž poměru, v jakém jest střed koule k povrchu. Totoť, jak patrno, jest nemožno. Neboť, ježto střed koule nemá žádné velikosti, jest se domnívati o něm, že není v žádném poměru k povrchu koule. Jest však přijmout, že Aristarchos myslil takto: jakmile předpokládáme, že Země jest jakoby středem vesmíru, tu v tom poměru, v jakém jest Země k tomu, co nazýváme vesmírem, jest koule, v níž jest kruh, v němž, jak předpokládá, Země obíhá, ke kouli stálic. Neboť důkazy fenoménů přizpůsobuje k tomuto předpokladu, a obzvláště zdá se, že velikost koule, v níž dává Zemi se pohybovati, pokládá za stejnou s tím, co nazýváme vesmírem.“
Aristarchos také věřil, že hvězdy musí být velice daleko, protože nemají viditelnouparalaxu, a nelze tím pádem pozorovat pohyb hvězd vůči sobě, jako např. pohyb Země kolem Slunce.Hvězdy se nacházejí v mnohem větší vzdálenosti od Země, než se ve starověku všeobecně předpokládalo, proto mohla být hvězdná paralaxa zjištěna dalekohledy až počátkem 19. století, což starověcí astronomové nemohli tušit.Geocentrický model s planetární paralaxou podle nich vysvětloval, proč nelze pozorovat paralaxy hvězd. Odmítnutí heliocentrického názoru bylo zřejmě velmi silné, jak ukazuje následující pasáž zPlutarchovadíla:
...Kleanthés z Assu, současník Aristarcha a představitelstoicismubyl přesvědčen, že bylo povinností Řeků obvinit Aristarcha ze Samu z bezbožnosti za to, že uvedl do pohybu srdce vesmíru (tj. Zemi) ... a že předpokládal, že nebe je v klidu, Země obíhá po šikmé kružnici a zároveň se otáčí kolem vlastní osy.Je to také první doložená žaloba na vědce, který zastával odlišný názor.
Jediný další známý astronom starověku, který podporoval Aristarchův heliocentrický model vesmíru, byl Seleukos z Babylónu,helénskýastronom, který žil sto let po Aristarchovi. Podle Plutarcha byl Seleukos první astronom, který se snažil dokázat heliocentrický systém racionální úvahou, ale jeho argumenty nejsou známé.Pravděpodobně souvisely s fenoménempřílivuaodlivu. PodleStrabónatotiž Seleukos přišel jako první s myšlenkou, že přílivy a odlivy jsou způsobeny přitažlivostí Měsíce, a že výška přílivu závisí na poloze Měsíce vzhledem ke Slunci. Vestředověkupřišli s heliocentrickým modelem vesmíru ještě indický astronomÁrjabhataa perští astronomovéAlbumasaraAl-Sijzi.
Aristotelův a Ptolemaiův model byl v západním světě přijímán zhruba po dvě tisíciletí, než Koperník oživil Aristarchovu teorii, že by se astronomická data dala lépe vyložit, kdyby seZeměotáčela kolem své osy aSluncebylo ve středu vesmíru.
Koperník sám říká, že názor o rotaci Země je velice starého původu a lze jej sledovat přinejmenším kFilolaovi(asi 450 př. n. l.),k Herakleidovi z Pontu (přibližně 350 př. n. l.) a k Ekfantovi ze Syrakus. Sto let před Koperníkem křesťanský učenecMikuláš Kusánskýnapsal ve své knizeDe docta ignorantia(„Vědění o nevědění“, 1440), že Země se otáčí kolem své osy, totéž tvrdilÁrjabhata(476–550),Brahmagupta(598–668) a Albumasar Al-Sijzi. První empirický doklad rotace Země kolem vlastní osy na základě pozorováníkometpodalázerbájdžánskýastronomTusi(1201–1274) aperskýastronomAli Qushji(1403–1474). Tusi dále hájil Aristotelův geometrický model vesmíru, kdežto Qushji ho odmítal, podobně jako Koperník později obhájil rotaci Země. Al-Birjandi v roce 1528 dál rozvinul teorii „kruhovésetrvačnosti“ pro vysvětlení rotace Země, kterou dále rozšířilGalileo Galilei.
Koperníkův heliocentrický modelu vesmíru hvězdy umístil rovnoměrně do nekonečného prostotu kolem planety, tak jakoThomas Diggesve své knizePerfit Description of the Caelestiall Orbes according to the most aunciente doctrine of the Pythagoreanse(„Úplný popis nebeských oběžných drah podle prastaré nauky Pythagorejců“) v roce 1576.Dominikánský mnichGiordano Brunorovněž přijal myšlenku onekonečnostiprostoru a věřil, že ve vesmíru je mnoho Slunečních soustav podobných naší; za obhajování tohoto názoru byl upálen dne 17. února 1600 na náměstíCampo dei FiorivŘímějako kacíř.
Toto pojetí vesmíru přijalIsaac Newton,Christiaan Huygensa další vědci, ačkoli obsahovalo několik paradoxů, které byly vyřešeny teprve s rozvojem obecné teorie relativity. První z nich byl, že se předpokládalo, že prostor a čas jsou nekonečné, a že hvězdy ve vesmíru stále vyzařují energii, nicméně hvězda má konečnou hmotnost, a tudíž nemůže věčně vyzařovat energii. Za druhé,Edmund Halley(1720) aJean-Philippe de Cheseaux(1744) upozornili, že kdyby byl nekonečný prostor rovnoměrně vyplněný hvězdami, musela by noční obloha zářit tak jasně, jako Slunce ve dne (v 19. století dostal tento paradox názevOlbersův paradox).Za třetí, Newton poukázal na to, že nekonečný prostor stejnoměrně vyplněný hmotou by způsobil nekonečné síly a nestabilitu, takže hmota by se musela rozdrtit vlastní gravitací. Tuto nesnáz vysvětlilo v roce 1902 kritérium Jeansovy nestability. Jedním z možných řešení posledních dvou paradoxů bylCharlierův vesmír, ve kterém je hmota uspořádána hierarchicky (systémy obíhajících těles, které obíhají větší systém, a tak dále do nekonečna), takže vesmír jefraktálněuspořádán a má zanedbatelně malou celkovou hustotu. Takový model vesmíru navrhl už v roce 1761Johann Heinrich Lambert. Významným pokrokem v astronomii 18. století bylo to, že např.Thomas Wright,Immanuel Kanta jiní pochopili, že hvězdy nejsou rozloženy rovnoměrně v celém prostoru, ale seskupují se dogalaxií.
Moderní éra kosmologie začala v roce 1917, kdyAlbert Einsteinpoprvé aplikoval svojiobecnou teorii relativitypro modelování struktury a dynamiky vesmíru. Tato teorie a její důsledky je podrobněji popsána v následující části.
Ze čtyřzákladních interakcípřevládá v kosmologickém měřítkugravitace, ostatní tři základní síly hrají zanedbatelnou roli při vytváření struktur na úrovni planet, hvězd, galaxií a dalších větších struktur. Důvodem je, že veškerá hmota a energie se navzájem přitahují a gravitační účinky se tedy kumulují, kdežto kladné a záporné náboje se navzájem ruší, takžeelektromagnetismusje v kosmologických měřítkách relativně nevýznamný. Zbývající dvě interakce,slabáasilná jaderná síla, klesají velmi rychle se vzdáleností a jejich účinky se omezují především na subatomární vzdálenosti. Při popisu vývoje vesmíru je však potřeba brát v potaz i globální vlastnosti časoprostoru, jako jeho křivost, protože na takovýchto měřítkách již hrají významnou roli. Z tohoto důvodu vznikly první seriózní modely vesmíru až s objevemobecné teorie relativity, která je schopna zahrnout oba tyto jevy.
Obecná teorie relativity popisuje vztahy mezi zakřivením časoprostoru a rozložením hmoty v něm. Zakřivení časoprostoru určuje pohyb hmoty, který probíhá podél nejkratších, resp. nejdelších spojnic, tzv.geodetik. Rozložení hmoty naopak určuje zakřivení časoprostoru pomocíEinsteinových rovnic, což jsou nelineární parciální diferenciální rovnice druhého řádu v čase i prostoru. Kosmologické modely vycházející z obecné teorie relativity se opírají o tzv.kosmologický princip, tedy předpoklad, že vesmír je od měřítka stovek megaparseků homogenní a izotropní. Jinými slovy, že gravitační účinky galaxií, které tvoří vesmír, jsou od tohoto měřítka ekvivalentní působení jemného prachu rovnoměrně rozloženého po celém vesmíru, který má všude stejnou průměrnou hustotu. Tento předpoklad umožňuje snadno řešit Einsteinovy rovnice pole a předpovědět minulost a budoucnost vesmíru v kosmologických časových měřítkách.
Einsteinovy rovnice pole obsahují kosmologickou konstantu (Λ),která je nejčastěji interpretována jako hustota energie prázdného prostoru.V závislosti na znaménku, může kosmologická konstanta buď zpomalovat (záporné Λ) či zrychlovat (kladné Λ) expanzi vesmíru. Mnoho vědců včetně Einsteina se domnívalo, že (Λ) má nulovou hodnotu.Nedávná astronomická pozorování supernov typu Ia však objevila velké množství „temné energie“, která zrychluje expanzi vesmíru.Předběžné studie naznačují, že tato temná energie odpovídá kladné hodnotě kosmologické konstanty Λ, ačkoli nelze ještě vyloučit jiné alternativní teorie. Ruský fyzikZeldovičnavrhl, že Λ je míra energie základního stavu vakua spojená s existencívirtuálních částickvantové teorie pole.Tato energie existuje i v prázdném prostoru a je závislá jen na jeho objemu, což je i vlastností kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích. Dokladem pro energii základního stavu je např.Casimirův jev.
Fridmanovy rovnice pro vývoj vesmíru jsou řešením Einsteinových rovnic pro případ homogenního a izotropního vesmíru. Toto řešení používá speciální tvarmetrického tenzoru
tzv.Fridman-Lemaîter-Robertson-Walkerovu metriku, která plyne zkosmologického principua byla nezávisle objevena čtyřmi vědci:Fridmanem,Lemaîtrem,RobertsonemaWalkerem. Zjednodušeně můžeme říci, že metrika má pro časoprostor stejný význam, jakoPythagorova větavEukleidově prostoru– určuje, jaký časoprostorový interval (analogie délky) je mezi dvěma blízkými body popsanými rozdíly souřadnict, r, θ, φ.
Tatometrikamá jen dva neurčené parametry: celkové měřítko délkyR(t), které se může měnit s časem, a index zakřiveník, který může nabývat hodnot 0, 1 nebo −1, což odpovídá plochéeukleidovské geometrii, nebo prostoru s kladným či zápornýmzakřivením. Když seRzmění, veškeré prostorové vzdálenosti ve vesmíru se změní zároveň, a dojde k celkovému rozšíření nebo smrštění vesmíru. To odpovídá pozorování, že galaxie se od sebe vzdalují, prostor mezi nimi se rozšiřuje. Rozšiřování prostoru také odpovídá za zdánlivý paradox, že dvě galaxie mohou být 40 miliard světelných let od sebe, i když vycházely ze stejného místa prostoru před 13,8 miliardami let a nikdy se nepohybovaly rychleji, než jerychlost světla.Diferenciální rovnicepopisující, jak seRse mění s časem, jsou známy jako Fridmanovy rovnice
Jejich řešení závisí na několika parametrech:kosmologické konstantěΛ, průměrné hustotě látky ρ, tlaku (především) zářeníp, gravitační konstantěGa již zmíněném parametru křivostik. Podle hodnot těchto parametrů vychází z rovnic několik scénářů a obecných pozorování pro vývoj vesmíru.
Statický vesmír, tedy případ, kdy délkové měřítkoRzůstane konstantní, nastane pouze v případě, že má vesmír kladnou křivost(k=1)a přesně vyladěné hodnoty hustoty a kosmologické konstanty, na což jako první upozornilAlbert Einstein. Tato rovnováha je však nestabilní a dříve či později by ji musely zvrátit drobné odchylky od počáteční izotropie a homogenity. Dnes však víme, že se vesmír rozpíná, což dobře koresponduje s předpovědí modelu.
Pro dynamický vesmír obsahující baryonovou hmotu a záření jsou ve Fridmanových rovnicích v různých fázích dominantní různé členy. V raném vesmíru hraje nejvýznamnější roli hustota a tlak záření, neboť jejich relativní podíl roste při zmenšováníRrychleji než hustota běžné hmoty. V pozdější fázi hraje největší podíl hustota hmoty a později přebírá diktát parametr křivostika kosmologická konstanta. V některých teoriích, jakoinflační teorie, dominují v raném vesmíru jiné formy látky s exotickou stavovou rovnicí.
Řešení Fridmanových rovnic naznačují, že vesmír začal gravitační singularitou, kdy byl parametrRnulový a hustota hmoty a energie nabývaly nekonečné hodnoty. Mohlo by se zdát, že tento závěr je slabě podložený, protože je založen na nejistých předpokladech dokonalé homogenity a izotropie. Je však doložen takéHawkingovouaPenroseovouteorií singularity, která ukazuje, že počátečnísingularitaby měla existovat za velmi všeobecných podmínek. Nesmíme však zapomínat, že stále pracujeme v rámci obecné teorie relativity a závěr tak platí jen v mezích její platnosti. Každopádně to znamená, že vesmír začal nepředstavitelně horkým a hustým stavem, který existoval bezprostředně po této singularitě, což je podstatou modelu Velkého třesku vesmíru. Nekonečné hustoty počáteční singularity však naznačují, že pro popis je pravděpodobně potřeba použít přesnější teorii.
Konečný osud vesmíru je stále neznámý, protože kriticky závisí na indexu zakřiveníka kosmologické konstantě Λ. Vesmír se zápornou kosmologickou konstantou vždy skončívelkým křachem, tato možnost se však zdá být vyloučena pozorováním. Stejný osud čeká i dostatečně hustý vesmír, kdekse rovná +1 a jeho průměrné zakřivení v celém prostoru je kladné. Takový vesmír se nazýváuzavřený. Naopak není-li vesmír dostatečně hustý,kse rovná 0 (plochý vesmír) nebo −1 (otevřený vesmír), bude se rozšiřovat donekonečna, zchladne a nakonec se stane nehostinným pro život. Stejně skončí i uzavřený vesmír, je-li kosmologická konstanta dost velká. Poslední měření naznačují, že rozpínání vesmíru se oproti očekávání zrychluje, což pravděpodobně ukazuje na vesmír s kladnou kosmologickou konstantou, který se bude rozpínat do nekonečna.
Převažující model Velkého třesku vychází v současnosti z mnoha experimentálních měření, jako je například vztah vzdálenosti vesmírného objektu arudého posuvugalaxií, poměru atomů vodíku a hélia ve vesmíru a všudypřítomného, izotropního mikrovlnného záření kosmického pozadí. Jak již bylo uvedeno, rudý posuv má původ v rozpínání vesmíru, kterým se zvětšuje vlastní prostor vesmíru a zvětšuje se vlnová délka fotonu se zvyšující vzdáleností objektu, stejně jak klesá jeho energie. Čím delší cestu muselfotonabsolvovat, tím větší expanzi vesmíru zažil, a proto je záření nejstarších fotonů ze vzdálených galaxií nejvíce posunuto do červené oblasti spektra.Stanovení korelace mezi vzdáleností a rudým posuvem je důležitým problémem experimentální fyzikální kosmologie.
Další experimentální pozorování expanze vesmíru může vysvětlit kombinacejadernéaatomové fyziky. Jak probíhala expanze vesmíru, hustota energieelektromagnetického zářeníklesala rychleji než hustotahmoty, protože energie fotonu se snižuje s jeho vlnovou délkou.A tak, i když hustota energie vakua nyní ve vesmíru dominuje, kdysi dominovalo záření, poeticky řečeno, vše bylosvětlem.Jak se vesmír rozpínal, jeho hustota energie klesala, stával se chladnějším aelementární částicehmoty se mohly spojovat do stále složitějších objektů. Tak se v rané fázi vesmíru s převládající hmotou mohly vytvořit stabilníprotonyaneutrony, které se pak sdružovaly doatomových jader. V této fázi vývoje byl vesmír velmi horkým a hustýmplazmatemze zápornýchelektronů, neutrálníchneutrina kladných jader prvků. Jaderné reakce mezi jádry vedly k současné hojnosti lehčích jader prvků, a to zejménavodíku,deuteriaahelia. Nakonec se elektrony a jádra spojily do stabilních atomů a vesmír se stal průhledným pro většinu vlnových délek záření.V tomto okamžiku se záření oddělilo od hmoty a vytvořilo všudypřítomné, izotropní mikrovlnné záření kosmického pozadí, které dodnes pozorujeme.
Některá jiná pozorování nemůže současná fyzika vysvětlit. Podle převládající teorie hmoty nadantihmotoumírně převládala už při vzniku nebo velice krátce po velkém třesku, možná díky narušení CP invariance, jež bylo pozorováno včásticové fyzice. I kdyžanihilacehmoty a antihmoty většinu hmoty zničila a vyprodukovala fotony, malý zbytek hmoty existuje do dnešní doby a tvoří dnešní vesmír. Některé důkazy rovněž naznačují, že rychlákosmická inflacevesmíru proběhla velice brzy po jeho vzniku (přibližně 10sekundy).Nedávná pozorování také ukazují, že kosmologická konstanta (Λ) není nulová, a v souhrnné hmotnosti a energii ve vesmíru dominují temná energie a temná hmota, které dosud nebyly vědecky popsány. Liší se svými gravitační účinky.Temná hmotase projevuje gravitací a zpomaluje expanzi vesmíru, naopak,temná energieurychluje expanzi vesmíru.
Některé spekulativní kosmologické teorie tvrdí, že náš vesmír je pouze jedním z množiny vesmírů, které se označují jakomnohovesmír(z anglickéhomultiverse).Tento termín byl poprvé použit psychologem a filozofemWilliamem Jamesem. Vesmíry tvořící mnohovesmír se někdy nazývají paralelní vesmíry a jejich povaha a způsob jejich vzájemné interakce závisí na konkrétním fyzikální modelu. Koncept mnohovesmíru a oddělených vesmírů nicméně není nový, například biskupÉtienne TempiervPařížiroku 1277 řekl, že Bůh mohl vytvořit tolik vesmírů, kolik uznal za vhodné, o čemž se tehdy hodně diskutovalo.
KosmologMax Tegmarkklasifikoval nejčastěji diskutované modely mnohovesmíru do čtyř kategorií tak, že mnohovesmír vyššího řádu zahrnuje mnoho světů řádu nižšího:
Teorie mnohovesmíru jsou často považovány za spekulativní ažnevědecké, protože žádnýexperimentálnítest dostupný v jednom vesmíru nemůže odhalit existenci nebo vlastnosti vesmíru jiného.Zatímco někteří tvrdí, že podleOccamovy břitvybychom neměli zavádět do popisu entity, které nemůžeme empiricky pozorovat, jiní tvrdí, že bychom podle stejného principu měli upřednostnit jednodušší matematický popis, který předpovídá více světů, než zavést dodatečný axiom, kterým jejich existenci popřeme.
Tvarem vesmíru rozumíme jehogeometriiatopologii. Geometrie vesmíru přitom zahrnuje především jeho křivost, zatímco topologie definuje, zjednodušeně řečeno, tvar vesmíru jako celku. Křivost můžeme měřit přímo z vlastností pozorovatelného vesmíru, ale topologii vesmíru bychom mohli empiricky zjistit jen v případě, kdy by byla velikost pozorovatelného vesmíru v nějakém směru srovnatelná s celkovou velikostí vesmíru.
Formálněji řečeno při hledání topologie vesmíru zkoumáme, která trojrozměrnávarietaodpovídá prostorovému řezu čtyřrozměrného časoprostoru vesmíru v souřadnicích, které se pohybují s ním (comoving coordinates).Pozorovatelný vesmír představuje světelný či kauzální kužel od počátku vesmíru, tedy množinu bodů, z nichž mohlo světlo za tento čas dospět k pozorovateli. Pokud je pozorovatelný vesmír menší než celý vesmír (v některých modelech je o mnoho řádů menší), nelze určit globální strukturu vesmíru pozorováním.
Výpočty z obecné teorie relativity, např. modely založené na FLRW metrice, nemohou samy o sobě rozhodnout o topologii vesmíru, protože Einsteinovy rovnice jsou lokální a nepředepisují celkový tvar časoprostoru. Nejjednodušším a (především v populárních textech) asi nejčastěji používaným dodatečným předpokladem je, že vesmír jejednoduše souvislý. Potom platí, že vesmír s kladnou křivostí má konečný objem a topologii povrchu čtyřrozměrné koule (tzv. tři-sféry), zatímco plochý vesmír a vesmír se zápornou křivostí jsou prostorově nekonečné. Obecnější modely však uvažují například Poincarého prostor, který tvoří pravidelný sférický dvanáctistěn,či model Picardova rohu.
Údaje, z nichž se sestavují modely vesmíru, poskytla zejména družiceWilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP). NASA zveřejnila první údaje z WMAP v únoru 2003. V roce 2009 zahájila činnost kosmická observatořPlanck, která pozoruje záření mikrovlnného kosmického pozadí s vyšším rozlišením, než měla WMAP, což by mohlo přinést nová data o tvaru vesmíru. Údaje by měly být k dispozici na konci roku 2012.
Vesmír je plný vzácného surového materiálu (zlato,stříbro,platinaatd.) a jeho úložiště v tělesech v blízkosti země. Nabízí se zde tedy možnost převážet tento materiál zpět na zemi a zde jej prodávat.V případěželeza, kterého je ve vesmíru taktéž velké množství, můžeme využití nalézt ve stavbě a údržbě základní vesmírné infrastruktury.
Je zde však enormní množství překážek, které bude nutné překonat.
Kvůli těmto problémům je zatím jediným způsobem zisk materiálu pouze ze Země.V případě rozšíření financování a s neustálým čerpáním vzácných a nedostatkových kovů na zemi se však situace může změnit a první společnosti začnou tyto překážky překonávat. Ze znalosti současných rezerv a růstu spotřeby ve více i méně vyvinutých zemích světa je možné předpokládat, že klíčové prvky pro moderníprůmyslbudou vyčerpány v následujících 50 až 60 letech.Mezi tyto prvky patří:fosfor,antimon(využití ve výrobě elektronických prvků), zinek, cín, olovo, stříbro, zlato, platina, měď a další cenné prvky. Všechny tyto prvky jsou na zemi jen díkyasteroidům, které na zemi dopadly.Geologiezemě nahrává budoucnosti kosmickétěžbysurovin a zachování esenciálního prvku ekonomiky atechnologickémupostupu (Benedikter et al., 2016). Neméně důležitým faktorem je i finanční proveditelnost. Vesmírné podnikání, a hlavně těžba surovin je vysoce riziková, s dlouhými dodacími lhůtami a potřebou obřích investic.
Náklady spojené s těžbou asteroidů byly v roce 1996 odhadnuty na zhruba 100 miliard dolarů.Při těžbě asteroidů je důležité vybrat správný cíl. Kritickým faktorem pro prvotní výběr je relativnírychlostcíle avzdálenost. Rychlost určuje obtížnost interakce s cílem anákladyna palivo kvůli obtížnější manipulaci. Vzdálenost je jednoznačnější – určuje časovou náročnostmisea taktéž náklady spojené s palivem.
Asteroidyjsou rozdělené na 3 typy:
Taktéž jsou tu i různé možnosti, jak s asteroidy pracovat:
Každá z těchto možností má své výhody a nevýhody. Zpracováním materiálu na místě se sníží energetické nároky transportace materiálu, ovšem zpracovatelské nástroje budou muset být stále přítomné a převážené. Kvůli vzdálenosti od Země může být komunikace opožděná i o několik minut, a tak by těžící nástroje musely býtautomatizovanénebo by musel být přítomný lidský faktor. To by řešilo přemístění asteroidu. Na druhé straně, prodleva v komunikaci nezabránila osídlení Marsu roboty, a navíc autonomnísystémyjsou dlouhodobě levnější.
Jeden z možných konceptů představila v roce 2012 společnost Planetary Resources společně s jejich investory. Plánem s uskutečněním v roce 2020 (plán nebyl realizovaný) je vytvoření vesmírné „čerpací pumpy“. Za využití vody a materiálu z asteroidů by vyráběliraketové palivo, kterým by se následně daly zásobovat lodě, které jsou naorbitěa získané vzácné suroviny, hlavně pak zlato a platina, zasílat zpět na zemi. Projekt se setkal s vlnouskepticismua byl označen za cenově neefektivní.
Probíhající miseNASAOSIRIS-REx má navrátit na zemi množství 60 g povrchového materiálu zasteroidua mělo by být možné získat i 2 kilogramy materiálu, avšak tato mise stojí jednu miliardu dolarů a zisk z této mise, pokud by se navrátila 2 kila zlata, se pohybuje 24 okolo 100 tisíc dolarů.S dalším podobným konceptem přišla společnost Deep Space Industries, které počítá se začátkem těžby v roce 2023.