Veľký tresk

História teórie

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 steady state („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.

Stručný prehľad

Na základe meraní rozpínania vesmíru použitím supernov typu Ia, meraní vlastností kozmického mikrovlnného pozadia a meraní korelačných funkcií galaxií, je vek vesmíru 13,65 ± 0,2 miliardy rokov. Skutočnosť, že tieto tri nezávislé merania sa zhodujú, je považovaný za silný dôkaz pre takzvaný Lambda-CDM model, ktorý popisuje detailnú podstatu súčastí vesmíru. 
Raný vesmír bol homogénne a izotropne vyplnený vysoko energetickou hustotou. Približne 10⁻³⁵ sekúnd po Planckovej epoche sa vesmír exponenciálne zväčšil počas obdobia nazývaného kozmická inflácia. Potom ako sa inflácia zastavila, materiálne súčasti vesmíru boli vo forme kvarkovo-gluónovej plazmy, v ktorej sa všetky častice hýbali relativisticky. Dosiaľ neznámym procesom vznikla baryogenéza (angl. baryogenesis), ktorá vytvorila dnes pozorovanú asymetriu medzi hmotou a antihmotou. Ako sa vesmír postupne zväčšoval, teplota sa zmenšovala, čo viedlo k ďalším procesom porušujúcim symetriu, ktoré sa prejavili ako známe fyzikálne sily a elementárne častice. Tieto neskôr umožnili vznik atómov vodíku a hélia. Tomuto procesu sa hovorí  nukleosyntéza Veľkého tresku. Vesmír sa ďalej ochladzoval, hmota sa prestala hýbať relativisticky a energia jej zvyšného objemu začala gravitačne dominovať nad žiarením. Asi po 100 000 rokoch sa žiarenie oddelilo od atómov a pokračovalo vesmírom z veľkej časti nerušene. Toto reliktové (zostatkové) žiarenie je kozmické mikrovlnné pozadie.
Časom začali mierne hustejšie oblasti takmer rovnomerne rozloženej hmoty gravitačne rásť do ešte hustejších oblastí, vytvárajúc tak oblaky plynu, hviezdy, galaxie a ostatné astronomické štruktúry, ktoré dnes môžeme pozorovať. Detaily tohto procesu závisia od množstva a typu hmoty vo vesmíre. Tri možné typy sú známe ako studená temná hmota, horúca temná hmota a baryonická hmota. Najlepšie dostupné merania (zo satelitu WMAP) ukazujú, že dominantným typom hmoty vo vesmíre je studená temná hmota. Zvyšné dva typy hmoty predstavujú menej ako 20 % všetkej hmoty vo vesmíre.
Zdá sa, že dnešnému vesmíru dominuje záhadná forma energie známa ako temná energia alebo čierna hmota. Približne 70% celkovej energie dnešného vesmíru je v tejto forme. Táto súčasť zloženia vesmíru má schopnosť spôsobovať odklon rozpínania vesmíru z lineárnej závislosti rýchlosť – vzdialenosť, čím spôsobuje, že sa časopriestor na veľkých vzdialenostiach rozpína rýchlejšie ako sa očakávalo. Temná energia naberá podobu termínu kozmologickej konštanty v Einsteinových rovniciach poľa v teórii všeobecnej relativity, ale podrobnosti jej stavovej rovnice a tiež vzťahu so štandardným modelom časticovej fyziky sa stále skúmajú z teoretickej roviny, ako aj pozorovaniami.

Dôkazy

Všeobecne sa uznávajú tri piliere pozorovaní podporujúce teóriu Veľkého tresku. Sú nimi Hubbleov zákon expanzie, pozorovaný v červenom posune galaxií, detailné merania kozmického mikrovlnného pozadia a početnosť zložiek svetla. Pozorované vzájomné vzťahy obrovských štruktúr vo vesmíre navyše veľmi dobre zapadajú do štandardnej teórie Veľkého tresku.

Hubbleov zákon expanzie

Pozorovania vzdialených galaxií a kvazarov ukazujú, že tieto objekty sú posunuté v červenom spektre, čo znamená, že svetlo z nich vyslané sa úmerne posunulo do väčších vlnových dĺžok. Toto možno vidieť zaznamenaním spektra objektov a následným zlúčením spektroskopického vzoru emisie alebo absorpčnej čiary korešpondujúcej s atómami prvkov, ktoré interagujú s radiáciou. Z tejto analýzy sa dá zistiť meraný červený posun, vysvetlený rýchlosťou zodpovedajúcou Dopplerovmu posunu pre radiáciu. Keď sa tieto rýchlosti zakreslia do grafu spolu so vzdialenosťami od objektov, je vidno lineárnu závislosť, známu tiež ako Hubbleov zákon:
v = H₀ D
kde v je rýchlosť, D je vzdialenosť od objektu a H₀ je Hubbleova konštanta, ktorá má podľa meraní sondy WMAP hodnotu 71 ± 4 km/s/Mpc.

Žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia

Jedným z rysov teórie Veľkého tresku bolo predpovedanie žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia, tzv. reliktového žiarenia. Ako sa raný vesmír vďaka rozpínaniu ochladzoval, jeho teplota klesla až na 3000 K (= 2727 °C). Nad touto teplotou sú elektróny a protóny oddelené, čím robia vesmír nepriehľadný pre svetlo. Pod teplotou 3 000 K sa vytvárajú atómy a umožňujú svetlu voľný pohyb cez plyn vesmíru. Tomuto javu sa hovorí izolovanie fotónov.
Radiácia z tejto oblasti bude cestovať nerušene po zvyšok existencie vesmíru, posúvajúc sa do červeného spektra z dôvodu Hubbleovej expanzie. Toto vyústi do červeného posunu rovnomerne rozloženého spektra absolútne čierneho telesa (teleso, dokonale pohlcujúce žiarenie) od 3 000 K do 3 K (od 2 727 °C do −270 °C). Je pozorované z každého bodu vesmíru a prichádza zo všetkých smerov.
V roku 1964 Arno Penzias a Robert Wilson počas vykonávania série diagnostických pozorovaní s použitím mikrovlnného prijímača vlastneného Bellovými laboratóriami objavili reliktové žiarenie. Tento objav poskytol podstatné potvrdenie základných predpovedí kozmického pozadia a prevážil tak rovnováhu v názoroch na stranu teórie Veľkého tresku. Za tento ich objav dostali obaja vedci Nobelovu cenu.
V roku 1989 vypustila NASA satelit COBE (Cosmic Background Explorer satellite, čo znamená prieskumný satelit kozmického pozadia) a jeho prvotné zistenia uvoľnené v roku 1990 zodpovedali predpovediam teórie Veľkého tresku o kozmickom pozadí, pričom bola zmeraná jeho miestna zvyšková teplota na 2,726 K (-270,274 °C) a zistilo sa, že kozmické pozadie je izotropné s presnosťou 10⁻⁵. V 90. rokoch 20. storočia boli údaje o kozmickom pozadí ďalej študované, aby sa zistilo, či je možné pozorovať drobné anizotropie predpovedané teóriou Veľkého tresku. Nájdené boli v roku 2000 prostredníctvom experimentu Bumerang.
Na začiatku roku 2003 boli analyzované výsledky satelitu WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy probe, čo znamená Wilkinsonova mikrovlnná anizotropná sonda), ktoré poskytli najpresnejšie kozmologické hodnoty, aké dnes máme. Tento satelit vyvrátil aj niekoľko špecifických inflačných modelov, no výsledky sa vo všeobecnosti s inflačnou teóriou zhodovali.

Veľké množstvo pôvodných prvkov

Použitím modelu Veľkého tresku je možné vypočítať koncentráciu hélia-4, hélia-3, deutéria a lítia-7 vo vesmíre. Všetky množstvá sú závislé od jediného parametra, a to pomeru fotónov k baryónom. Predpovedané množstvá sú 25% pre ⁴He, pomer ²H ku H približne 10⁻³, ³He ku H približne 10⁻⁴ a ⁷Li ku H 10⁻⁹.
Merania pôvodných množstiev všetkých štyroch izotopov sú zhodné s jedinečnou hodnotou tohto parametra a fakt, že namerané množstvá sú v takom rozsahu ako bolo predpovedané, je považovaný za silný dôkaz v prospech Veľkého tresku. Neexistuje zrejmý dôvod, prečo by mal mať vesmír napr. viac hélia ako deutéria alebo viac deutéria ako ³He.

Vývin galaxií a rozloženie kvazarov

Podrobnosti rozloženia galaxií a kvazarov tvoria „za“ aj „proti“ súčasnej teórie. Konečný vek vesmíru v skorších časoch znamená, že vývin galaxií je tesne spojený s kozmológiou vesmíru. Zdá sa, že typy a rozloženie galaxií sa zreteľne menilo, vyvíjajúc sa podľa Boltzmannovej rovnice. Pozorovania odhalili časovo závislý vzťah rozloženia galaxií a kvazarov, histórií formovania hviezd a typu a veľkosti najväčších štruktúr vesmíru (superklastrov). Tieto pozorovania sa štatisticky zhodujú so simuláciami. Veľmi dobre ich vysvetľuje teória Veľkého tresku a pomáhajú obmedziť parametre modelu.

Štandardné problémy

V teórii Veľkého tresku sa objavilo niekoľko problémov. O niektoré z nich sa dnes zaujímajú už len historici, pretože sa im podarilo vyhnúť úpravami teórie alebo lepšími pozorovaniami. Ostatné, ako napríklad problém hraničného halo (angl. cuspy halo problem) alebo problém trpasličích galaxií zo studenej temnej hmoty, nie sú považované za vážne, pretože sa s nimi možno vysporiadať zlepšením teórie. Niektorí kritici teórie Veľkého tresku uvádzajú tieto problémy ako účelové a ako doplnok k teórii. Najčastejšie atakované sú časti štandardnej kozmológie, ktoré obsahujú temnú hmotu, temnú energiu a kozmickú infláciu. Silno o nich svedčia pozorovania kozmického mikrovlnného pozadia, najväčších štruktúr vesmíru a supernov typu Ia, ostávajú však na pokraji bádania vo fyzike. Vedci sa zatiaľ nezhodli na časticovom pôvode temnej hmoty, temnej energie a kozmickej inflácie. Hoci ich gravitačné účinky môžeme pochopiť teoreticky aj pomocou pozorovaní, zatiaľ neboli včlenené do štandardného modelu časticovej fyziky v akceptovanej forme.
Existuje malý počet zástancov neštandardných kozmológií, ktorí veria, že v skutočnosti nebol žiaden Veľký tresk. Zatiaľ čo niektoré aspekty štandardnej kozmológie sú v štandardnom modeli nedostatočne vysvetlené, väčšina fyzikov uznáva, že úzka zhoda medzi teóriou Veľkého tresku a pozorovaniami pevne vybudovala všetky základné časti teórie.
Nasleduje niekoľko štandardných „problémov“ a hádaniek Veľkého tresku.

Problém horizontu

Problém horizontu vychádza z predpokladu, že informácie nemôžu cestovať rýchlejšie ako svetlo, a tak dve oblasti vesmíru, vzdialené od seba viac ako je rýchlosť svetla vynásobená vekom vesmíru, nemôžu byť v kauzálnom (príčinnom) kontakte. Pozorovaná izotropia kozmického mikrovlnného pozadia je z tohto ohľadu problematická, pretože veľkosť horizontu v tom čase zodpovedá veľkosti približne 2 stupňov na oblohe. Ak mal vesmír tú istú históriu rozpínania od Planckovej epochy, neexistuje žiaden mechanizmus, ktorý by umožnil, aby mali tieto regióny rovnakú teplotu.
Táto zdanlivá rozporuplnosť je vyriešená inflačnou teóriou, v ktorej homogénne a izotropné skalárne energetické pole dominuje vesmíru v čase 10⁻³⁵ sekundy po Planckovej epoche. Počas inflácie prekoná vesmír exponenciálnu expanziu a oblasti v kauzálnom kontakte sa rozpínajú cez vzájomné horizonty. Heisenbergov princíp neurčitosti predpovedá, že počas inflačnej fázy budú existovať kvantové termálne fluktuácie, ktoré budú zväčšené až do kozmickej veľkosti. Tieto fluktuácie slúžia ako zárodky všetkých súčasných štruktúr vo vesmíre. Po inflácii sa vesmír rozpína podľa Hubbleovho zákona a oblasti, ktoré neboli v kauzálnom kontakte, sa vrátia späť na horizont. To vysvetľuje pozorovanú izotropiu kozmického mikrovlnného žiarenia. Inflácia predpovedala, že prvotné fluktuácie sú takmer veľkostné invarianty (t. j. nezávisia od veľkosti), čo bolo presne potvrdené meraniami mikrovlnného kozmického žiarenia.

Plochosť

Problém plochosti je problém vychádzajúci z pozorovaní, ktorý vznikol z uváženia geometrie vesmíru spojenej s Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerovho metrického systému. Vo všeobecnosti, vesmír môže mať tri odlišné typy geometrií: hyperbolickú geometriu, Euklidovskú geometriu alebo eliptickú geometriu. Každá z týchto geometrií je spojená priamo s kritickou hustotou vesmíru, hyperbolická korešponduje s menšou ako kritickou hustotou, eliptická s väčšou ako kritickou hustotou a Euklidovská  presne s hustotou rovnou kritickej hustote. Z meraní vyplýva, že vesmír musel byť vo svojich raných štádiách v rozmedzí 10¹⁵ od kritickej hustoty. Akákoľvek väčšia odchýlka by spôsobila buď horúcu smrť (angl. Heat Death) alebo Veľké zmrštenie (angl. Big Crunch) a vesmír by ďalej neexistoval v podobe v akej existuje dnes.
Vyriešenie tohto problému znovu ponúka inflačná teória. Počas inflačnej fázy sa časopriestor zväčšil natoľko, že akékoľvek zvyškové zakrivenie by bolo úplne vyhladené. Takže vesmír je nútený byť plochý pôsobením inflácie.

Magnetické monopóly

Problém magnetických monopólov bola námietka ku koncu 70. rokov 20. storočia. Veľké teórie všetkého (angl. Grand unification theories) predpovedali bodové defekty v priestore, ktoré by sa prejavili ako magnetické monopóly, a ich hustota bola oveľa väčšia ako bolo možné vysvetliť. Tento problém je tiež možné vyriešiť pridaním kozmickej inflácie, ktorá odoberá všetky bodové defekty z pozorovateľného vesmíru tým istým spôsobom, akým je geometria sploštená.

Chýbajúca hmota

V 70. a 80. rokoch 20. storočia mnohé pozorovania (najmä galaktických rotačných kriviek) ukázali, že vo vesmíre nie je dostatok viditeľnej hmoty, ktorá by bola zodpovedná za veľké gravitačné sily, pôsobiace v rámci galaxií aj medzi nimi. To viedlo k myšlienke, že až 90% hmoty, tvoriacej vesmír, je nebaryonická temná hmota. Navyše predpoklad, že vesmír bol zložený prevažne z normálnej hmoty, viedol k predpovediam, ktoré boli v ostrom rozpore s pozorovaniami. Vesmír je predovšetkým oveľa menej hrudkovitý a obsahuje oveľa menej deutéria ako môže byť objasnené bez temnej hmoty. Zatiaľ, čo temná hmota bola spočiatku kontroverzná, dnes je široko akceptovanou súčasťou štandardnej kozmológie vďaka pozorovaniam anizotropií v kozmickom mikrovlnnom pozadí, rozptylu rýchlostí galaktických klastrov, rozloženia najväčších objektov, štúdia gravitačného šošovkovania a meraniam röntgenového žiarenia z klastrov galaxií. Častice temnej hmoty boli odhalené len vďaka ich gravitačným účinkom a zatiaľ neboli pozorované v laboratóriách. Ale existuje veľa kandidátov časticovej fyziky, ktorí by mohli tvoriť temnú hmotu a niekoľko projektov na ich detekciu je už v plnom prúde.

Temná energia

V 90. rokoch 20. storočia odhalili podrobné merania hustoty hmoty vo vesmíre hodnotu, ktorá zodpovedala 30% kritickej hustoty. Aby bol vesmír plochý, čo naznačovali merania kozmického mikrovlnného pozadia, znamenalo by to, že celých 70% hustoty energie vesmíru ostalo nevysvetlených. Merania supernov typu Ia odhalili, že vesmír podstupuje nelineárne zrýchlenie rozpínania podľa Hubbleovho zákona. Všeobecná teória relativity vyžaduje, aby týchto zvyšných 70% bolo tvorených zložkou energie s negatívnym tlakom. Pôvod takzvanej temnej energie ostáva jednou z veľkých záhad Veľkého tresku. Možnými kandidátmi sú skalárna kozmologická konštanta a kvintesencia (angl. quintessence). Pozorovania, ktoré by to objasnili, stále prebiehajú.

Vek guľovitých klastrov

Určitá skupina pozorovaní vykonaných v 90. rokoch 20. storočia zahŕňala veky guľovitých klastrov, o ktorých sa zistilo, že boli v rozpore s teóriou Veľkého tresku. Počítačové simulácie zhodné s pozorovaniami hviezdnych populácií v guľovitých klastroch predpovedali, že tieto boli okolo 15 miliárd rokov staré, čo bolo v konflikte s vekom vesmíru (13,7 miliárd rokov). Tento problém bol vyriešený ku koncu 90. rokov novými počítačovými simuláciami, ktoré zahŕňali efekty straty hmoty vďaka hviezdnym vetrom. Simulácie naznačili oveľa menší vek guľovitých klastrov. Stále ostávajú otázky, ako presne je tento vek odmeraný, ale je jasné, že tieto objekty sú najstaršími vo vesmíre.

Budúcnosť podľa teórie Veľkého tresku

V minulosti, skôr než boli pozorované účinky temnej energie, zvažovali kozmológovia dva možné scenáre budúcnosti vesmíru. Ak bude hustota hmoty vesmíru nad kritickou hustotou, dosiahne vesmír maximálnu veľkosť a začne sa rúcať, čo vyústi do Veľkého zmrštenia. Podľa tohto scenára by sa vesmír opäť stal hustým a horúcim a skončil by tak v štádiu podobnom tomu, v ktorom začínal. Ak by bola hustota vesmíru prípadne rovná kritickej hustote alebo menšia, rozpínanie by sa spomalilo, no nikdy by sa nezastavilo. Vytváranie nových hviezd by s postupným zmenšovaním hustoty vesmíru ustalo. Priemerná teplota vesmíru by sa asymptoticky blížila absolútnej nule (to znamená, že by jej bola veľmi blízka, nikdy by ju však nedosiahla). Čierne diery by sa vyparili. Entropia vesmíru by sa zvýšila do takej miery, že by organizovaná forma energie nemohla ďalej existovať, čo je známe aj pod pojmom tepelná smrť. Navyše, keby existoval rozpad protónov, potom by vodík, prevládajúca forma baryonickej hmoty v dnešnom vesmíre, úplne zmizol a zanechal iba radiáciu.
Moderné pozorovania zrýchľujúceho sa rozpínania viedli kozmológov k modelu Lambda-CDM. Tento model obsahuje tiež temnú energiu vo forme kozmologickej konštanty. Táto energia spôsobuje, že čoraz väčšia časť súčasne viditeľného vesmíru sa posúva za náš horizont udalostí, teda mimo nášho kontaktu. Nevie sa, čo sa po tomto stane. Teória kozmologickej konštanty predpokladá, že len gravitačne spojené systémy, akými sú napríklad galaxie, ostanú pohromade a tiež ich bude čakať osud smrti z tepla kvôli ochladzujúcemu a rozpínajúcemu sa vesmíru. Iné teórie obsahujúce takzvanú skrytú energiu (angl. phantom energy) predpovedajú, že galaktické klastre a možno aj galaxie samotné budú nakoniec roztrhané pôsobením stále sa zväčšujúcej expanzie, čo sa nazýva Veľké roztrhanie (angl. Big Rip).

Filozofické a náboženské interpretácie

Z hľadiska filozofie existuje niekoľko interpretácií teórie Veľkého tresku, ktoré sú úplne špekulatívne alebo nevedecké. Niektoré z týchto myšlienok zamýšľajú vysvetliť príčinu Veľkého tresku podľa seba a boli označené niektorými prírodnými filozofmi ako moderné mýty. Niektorí ľudia veria, že teória Veľkého tresku podporuje tradičné názory na stvorenie, napríklad názoru, ktorý podáva kniha Genesis. Iní zasa veria, že všetky teórie spojené s Veľkým treskom sa s takými názormi nezhodujú.
Veľký tresk ako vedecká teória nie je spojený so žiadnym náboženstvom. Kým niektoré fundamentalistické interpretácie náboženstiev sú v konflikte s tou históriou vesmíru, akú ponúka Veľký tresk, existuje aj viacero liberálnych interpretácií, ktoré v konflikte s históriou nie sú.