Chronológia vesmíru

Zhrnutie

Veľmi raný vesmír bol tak horúci a energetický, že v ňom nemohli existovať žiadne častice, a sily, ktoré dnes existujú, boli zjednotené v jednej sile. Obrovské energie spôsobili, že samotný priestor expandoval počas inflačnej epochy. Postupne sa obrovské energie ochladzovali na teplotu neporovnateľne vyššiu ako hocičo, čo pozorujeme dnes, ale dostatočne nízku na postupný rozpad symetrie síl, čo nakoniec viedlo k oddeleniu silnej interakcie od elektroslabej sily a k vzniku prvých častíc.
V druhej fáze sa vesmír tvorený kvark-gluónovou plazmou ďalej ochladzoval. Ďalším rozpadom symetrie, najmä rozpadom elektroslabej symetrie, vznikli súčasné základné sily a celá škála komplexných a zložených častíc, ktoré dnes existujú. To viedlo k dominancii hmoty vo vesmíre, prvým neutrálnym atómom a žiareniu kozmického mikrovlnného pozadia. Moderné teórie vysokoenergetickej časticovej fyziky pokrývajú tieto úrovne energie a tak fyzici veria, že tomuto obdobiu dostatočne rozumejú.
V tretej fáze už existoval vesmír s fundamentálnymi časticami a silami, tak ako ich poznáme dnes. Začala tvorba všetkých stabilných štruktúr, tzn. hviezd, kvazarov, galaxií, kôp a superkôp galaxií. Ich vznik vytvoril vesmír, ktorý vidíme dnes.
V budúcnosti vedci predpokladajú, že život na Zemi zanikne asi za miliardu rokov. Za 5 miliárd rokov bude Zem pohltená Slnkom. O mnoho rokov neskôr zaniknú hviezdy a vesmír sa ponorí do tmy. Ďalším vývojom vesmíru sa zaoberajú rôzne teórie popísané nižšie.

Veľmi raný vesmír

Všetky teórie o veľmi ranom vesmíre (kozmogónii) sú špekulatívne. Žiadne experimenty v urýchľovačoch zatiaľ nedosahujú potrebné energie na to, aby poskytli experimentálny pohľad na správanie hmoty a energie na úrovniach prevažujúcich v tomto období. Navrhnuté scenáre sa radikálne líšia. Príkladmi sú Hartle-Hawkingov počiatočný stav, strunový tvar, membránová inflácia a ekpyrotický vesmír. Niektoré z nich sú vzájomne kompatibilné, niektoré sa vylučujú.

Baryogenéza

V súčasnosti neexistuje dostatok dôkazov na to, aby sme vysvetlili prečo vesmír obsahuje omnoho viac baryónov ako antibaryónov. Teória, ktorá sa pokúsi vysvetliť tento jav, musí umožniť vznik Sakharovových podmienok niekedy po konci kozmologickej inflácie. Aj keď časticová fyzika predpodkladá asymetrie, pri ktorých sú splnené tieto podmienky, tak tieto asymetrie sú príliš malé na to, aby ovplyvnili baryónovo-antibaryónovú asymetriu vo vesmíre.

Raný vesmír

Po skončení kozmickej inflácie vypĺňala vesmír kvark-gluónová plazma. Od tohto bodu rozumieme fyzike raného vesmíru o niečo viac.

Rozpad supersymetrie (špekulatívny)

Ak je supersymetria vlastnosťou nášho vesmíru, tak sa musela rozpadnúť pri energii nižšej ako 1 TeV, čo je rozsah elektroslabej symetrie. Hmotnosti častíc a ich superpartnerov už viac nie sú rovnaké, čo by mohlo vysvetliť, prečo sme nikdy nepozorovali žiadneho superpartnera známych častíc.

Obývateľná epocha

Chémia života možno začala krátko po Veľkom tresku, počas obývateľnej epochy, keď mal vesmír zhruba 10 – 17 miliónov rokov.

Temný vek

Pred rozdelením väčšina fotónov interagovala s elektrónmi a protónmi v fotónovo-baryónovej tekutine a následkom toho bol vesmír nepriehľadný. Žiarenie existovalo, ale nedá sa pozorovať teleskopmi. Baryónová hmota pozostávala z ionizovanej plazmy, s ktorou konštantne interagovali fotóny, počas rekombinácie tieto ióny naviazali voľné elektróny, a vytvorili neutrálne atómy, čo uvoľnilo fotóny, ktoré vytvorili kozmické mikrovlnné pozadie a odvtedy je vesmír priehľadný. Jediné žiarenie, ktoré vzniklo v tomto okamihu bola 21 cm čiara neutrálneho vodíka. V súčasnosti prebiehajú pokusy o pozorovanie tohoto slabého žiarenia. V súčasnosti sa za temný vek považuje obdobie medzi 150 až 800 miliómi rokov po Veľkom tresku.

Vznik štruktúry

V modeli Veľkého tresku prebiehal vznik štruktúr postupne, hierarchicky. Najskôr vznikli menšie štruktúry a až následne väčšie. Ako prvé vznikli kvazary, rané aktívne galaxie a hviezdy III populácie. Vývoj vesmíru pred touto epochou opisuje lineárna kozmologická pertuberačná teória, to znamená, že všetky štruktúry môžeme považovať za malé odchýlky od dokonalého homogénneho vesmíru. V tomto bode začali vznikať nelineárne štruktúry a rastie obťažnosť výpočtov, napr. simulácie N-telies s miliardami častíc.

Vznik hviezd

Prvé hviezdy, pravdepodobne III populácie, začali proces premeny ľahkých prvkov, ktoré vznikli vo Veľkom tresku (vodík. hélium, lítium), na ťažšie prvky. Zatiaľ nebola pozorovaná žiadna hviezda III populácie. Predpoklad ich existencie je v súčasnosti založený na počítačových modeloch ich vzniku a vývoja.

Vznik galaxií

Kolapsom obrovských objemov hmoty začali vznikať galaxie. Hviezdy Populácie II vznikali na začiatku tohto procesu, nasledované vznikom hviezd Populácie I.
Projekt Johannesa Schedlera identifikoval kvazar CFHQS 1641+3755 vzdialený 12,7 miliardy svetelných rokov. Vek vesmíru bol vtedy len 7% súčasného veku.
11. júla 2007 pomocou 10 metrového teleskopu Keck II objavil Richard Ellis so svojím tímom 6 galaxií, v ktorých vznikali hviezdy, vzdialených 13,2 miliardy svetelných rokov. To znamená, že v čase ich vzniku bol vesmír starý iba 500 miliónov rokov. Poznáme asi iba 10 týchto extrémne raných objektov.

Vznik skupín, kôp a superkôp

Gravitácia vzájomne priťahovala galaxie a tie vytvárali skupiny, kopy a superkopy.

Konečný osud vesmíru

Podobne ako pri interpretáciách raného vesmíru, tak na to, aby bolo možné predpodkladať osud vesmíru s nejakou určitosťou, je potrebný pokrok v základnej fyzike. Nižšie sú popísané niektoré z hlavných možností.

Osud slnečnej sústavy: 1 až 5 miliárd rokov

V rádoch miliárd rokov je Zem a slnečná sústava nestabilná. Slnko postupne vytvára viac a viac tepla a dosiahne bod, v ktorom sa tekutá voda vyparí a život bude nepravdepodobný a tak biosféra existujúca na Zemi zanikne asi o miliardu rokov. Magnetické pole Zeme, sklon osi a atmosféra podliehajú dlhodobým zmenám. Samotná slnečná sústava je v rádoch miliárd rokov chaotická. Približne za 5,4 miliardy rokov dosiahne jadro Slnka teplotu dostatočnú na to, aby vo vyšších vrstvách začala fúzia vodíka. To spôsobí obrovskú expanziu jeho vonkajších vrstiev a Slnko vstúpi do fázy, ktorá sa označuje ako červený obor. Za 7,5 miliardy rokov narastie polomer Slnka na 1,2 AU, čiže sa zväčší 256x. Štúdie z roku 2008 hovoria, že vzájomné gravitačné pôsobenie Slnka a Zeme spôsobí presun Zeme na bližšiu obežnú dráhu a nakoniec ju Slnko pohltí krátko pred dosiahnutím svojej maximálnej veľkosti napriek tomu, že stratí asi 38% hmotnosti. Slnko bude existovať ďalších mnoho miliárd rokov, prejde mnohými fázami a nakoniec svoj život ukončí ako biely trpaslík. Po mnohých miliardách rokov v tejto fáze zhasne úplne a stane sa čiernym trpaslíkom.

Veľké roztrhnutie: 20+ miliárd rokov odteraz

Tento scenár je možný len ak energetická hustota tmavej energie bude neobmedzene rásť. Taká tmavá energia sa nazýva fantómová energia a nepodobá sa na žiadny iný druh energie. V takom prípade bude rýchlosť rozpínania neobmedzene rásť. Systémy, ktoré drží pokope gravitácia, ako kopy galaxií, galaxie a aj slnečná sústava, budú roztrhané. ďalej expanzia dosiahne takú rýchlosť, že prekoná elektromagnetickú silu, ktorá drží pokope molekuly a atómy. Nakoniec roztrhá aj jadrá atómov a vesmír skončí v nezvyčajnom druhu gravitačnej singularity. V tom čase dosiahne rýchlosť rozpínania nekonečnú hodnotu, a prekoná tak všetky sily (bez ohľadu na ich silu), ktoré držia pokope zložené systémy (bez ohľadu na ich veľkosť) a doslova všetko roztrhá.

Veľký kolaps: ≥102 miliárd rokov odteraz

Ak by hustota tmavej energie bola negatívna alebo by bol vesmír uzatvorený, tak by bolo možné, že rozpínanie vesmíru zmení svoj smer a vesmír sa začne sťahovať späť do hustého, horúceho stavu. Tento prvok je potrebný v teóriách oscilujúceho vesmíru, ako napr. cyklický model, aj keď Veľký kolaps nemusí znamenať oscilujúci vesmír. Súčasné pozorovania hovoria, že tento model pravdepodobne nesprávny a rozpínanie bude pokračovať alebo dokonca zrýchli.

Veľký mráz:  ≥105 miliárd rokov odteraz

Tento scenár je všeobecne považovaný za najpravdepodobnejší, pretože ak bude vesmír pokračovať v rozpínaní, tak je jeho prirodzeným následkom. V čase rádovo 10¹⁴ rokov dohoria posledné hviezdy, ďalšie vznikať nebudú a vesmír sa ponorí do tmy. Omnoho neskôr, v érach po tejto zaniknú galaxie a čierne diery sa vyparia v procese Hawkingovej radiácie. Podľa niektorých teórií veľkého zjednotenia sa protóny rozpadajú najmenej po 10³⁴ rokoch a zostávajúci medzihviezdny plyn a hviezdne pozostatky budú tvoriť leptóny (elektróny a pozitróny) a fotóny. Následne niektoré elektróny a pozitróny vytvoria protóny. V tom prípade vesmír dosiahne stav vysokej entropie a bude tvorený časticami a nízkoenergetickým žiarením. Nie je známe, či dosiahne stav termodynamického ekvilibria.

Tepelná smrť: 101000 rokov odteraz

Tepelná smrť je možný konečný stav vesmíru zhruba po 10¹⁵⁰ rokoch, v ktorom dosiahol stav neobsahujúci žiadnu voľnú termodynamickú energiu, čiže žiaden pohyb. Fyzikálne povedané, dosiahne stav maximálnej entropie. Hypotéza tepelnej smrti sa zakladá na myšlienkach Williama Thomsona (Lord Kelvin) z 50.tych rokov 19. storočia.

Udalosť metastability vákua

Ak sa náš vesmír nachádza v odvekom falošnom vákuu, tak je možné, že malé oblasti vesmíru sa dostanú do menej energetického stavu. Ak sa toto stane, všetky štruktúry v tej oblasti budú okamžite zničené a oblasť sa začne rozpínať takmer rýchlosťou svetla a bez varovania všetko zničí.