Veľký tresk

Veľký tresk alebo big bang (iné názvy pozri nižšie) sa tradične chápe ako absolútny začiatok nášho vesmíru, presnejšie ako hypotetická veľmi krátka udalosť (resp. príslušný okamih), ktorou vznikol priestor i čas a začal sa zväčšovať priestor i plynúť čas. Veľkým treskom teda vznikol vesmír ako ho dnes poznáme a zároveň sa začal rozpínať. Podľa dnešných odhadov veľký tresk nastal asi pred 13,8 miliardami rokov. V teóriách predpokladajúcich existenciu tzv. singularity, t. j. superhustého a superhorúceho útvaru bez času a priestoru, z ktorého vznikol náš vesmír, je veľký tresk zároveň okamih konca tejto singularity, resp. sa stotožňuje s touto singularitou. V niektorých tradičných teóriách sa predpokladá, že zlomok sekundy po veľkom tresku nasledovala fáza inflácie, t. j. krátka fáza veľmi rýchleho zväčšenia priestoru (resp. veľmi rýchleho rozpínania vesmíru). V textoch, podľa ktorých vôbec nie je známe, čo bolo pred infláciou, sa veľký tresk niekedy stotožňuje s okamihom začiatku inflácie. Charakter veľkého tresku (t. j. udalosti spomínanej v prvej vete tohto článku) nie je známy - v závislosti od autora sa najčastejšie chápe buď čisto symbolicky ako okamih začiatku vesmíru (t. j. okamih, v ktorom čas = 0), alebo sa chápe ako nejaká gravitačná fluktuácia (resp. jej spúšťač), alebo ako krátke prvé zväčšenie priestoru ("výbuch"), alebo sa chápe ako totožný so singularitou či začiatkom inflácie (pozri vyššie).Big Bang. In: Oxford - A dictionary of space exploration. 3rd edition 2018. ISBN: 9780191842764 Grinin, Leonid. (2019). Was there a Big Bang?. Journal of Big History. 3. 51-59. 10.22339/jbh.v3i1.3130. ; staršia ruská verzia: Grinin, Leonid. (2015). А был ли Большой взрыв?. Эволюция. 7. 6-13.  

Pojem veľký tresk sa niekedy používa inak než je uvedené v úvodnej definícii článku, konkrétne niektorým z nasledujúcich spôsobov:Čo bolo pred big bangom? Kozmos 4/2019, S. 9-11 (Citát: This was what is the origin of the Hot Big Bang. Some people (including me) simply say: “This moment is the start of the Big Bang”. Others say that the Big Bang includes the Hot Big Bang and inflation, though this is odd, since inflation is more of a Whoosh than a Bang.  Some say that inflation is what put the “Bang” into “Big Bang”, by first making the universe large and expanding, and then making it hot.  Still others say that it includes the Hot Big Bang, inflation, and everything that came before it… but this is risky, because before inflation there might have been something that does not in any sense deserve the term “Bang” (which implies a very energetic, intense and sudden event.
Since this terminology hasn’t settled yet, what you decide to call “The Big Bang” is kind of up to you.) (pozri najmä Figure 1)
 V minulosti sa veľký tresk občas stotožňoval s okamihom prvotnej nukleosyntézy, čiže vzniku prvých ľahkých chemických prvkov. Podľa dnešných názorov prvotná nukleosyntéza nastala niekoľko minút po absolútnom začiatku vesmíru (a teda až po inflácii).
 Veľký tresk je niekedy synonymum pre horúci veľký tresk (angl. hot big bang), čo je označenie pre počiatočný horúci a hustý stav vesmíru (ale menej horúci a hustý než v prípadnej vyššie spomínanej singularite). Podľa starších názorov horúci veľký tresk splýval s absolútnym začiatkom vesmíru (resp. s koncom singularity) a teda viac-menej splýval s definíciou veľkého tresku uvedenou v úvode tohto článku. V novšom ponímaní horúci veľký tresk nastal až po inflácii a treba rozlišovať dva významy: (1) V širšom zmysle sa (horúcim) veľkým treskom myslí éra v dejinách vesmíru nasledujúca po alebo krátko po inflácií. Táto éra nemá jasný koniec - postupne prechádza do dnešného vesmíru, ale najčastejšie sa ohraničuje okamihom, keď sa vesmír stal priehľadným, t. j. približne 380 000 rokov od vzniku vesmíru. Takto chápaný (horúci) veľký tresk obyčajne zároveň presne alebo približne zodpovedá začiatočnej fáze obdobia príťažlivej gravitácie (pozri nižšie). (2) V užšom zmysle sa (horúcim) veľkým treskom myslí len okamih začiatku (horúceho) veľkého tresku z bodu 1, čiže okamih prechodu od inflácie (čo bola studená fáza vývoja vesmíru) k horúcej fáze vývoja vesmíru po nej. 
 V novších prácach je veľký tresk niekedy synonymum pre obdobie príťažlivej (t. j. nie odpudivej) gravitácie (angl. attractive gravity), t. j. pre obdobie nasledujúce po inflácii, ktoré trvá takmer až dodnes.
 Okrem toho sa môže termín veľký tresk v novších prácach chápať ako súhrnné označenie pre obdobie inflácie a horúci veľký tresk (vo vyššie uvedenom význame 1) a niekedy navyše zahŕňa aj všetko, čo prípadne predchádzalo inflácii (to by bola v tradičnom ponímaní spravidla vyššie spomínaná singularita, ale podľa súčasného stavu poznania vedci nevedia, čo inflácii predchádzalo).
V nasledujúcom texte článku sa pojem veľký tresk (ak nie je uvedené inak) používa vo význame uvedenom v úvodnej definícii tohto článku.

Termín veľký tresk/big bang sa však používa aj ako synonymum pojmu teória (alebo model) veľkého tresku/big bangu, čo je teória (model), podľa ktorej vesmír vznikol veľkým treskom, resp. v širšom zmysle v súčasnosti prevládajúca kozmologická paradigma vysvetľujúca vznik a vývoj vesmíru, ktorý sa začal (akokoľvek chápaným) veľkým treskom, vrátane vzniku a vývoja najelementárnejších častíc i komplikovaných vesmírnych megaštruktúr.velký třesk. Technický slovník naučný T-Ž. Praha: Encyklopedický dům. 2005. S. 301

Nosnou myšlienkou teórie veľkého tresku je, že všeobecnú teóriu relativity možno spojiť s pozorovaniami hviezd vzďaľujúcich sa od seba, čím sa dá odvodiť stav vesmíru v minulosti alebo aj v budúcnosti. 

Jedným z dôsledkov teórie veľkého tresku je, že podmienky vesmíru dnes sú odlišné od jeho podmienok v minulosti alebo v budúcnosti. 

Na základe teórie veľkého tresku bol George Gamow v roku 1948 schopný predpovedať kozmické mikrovlnné reliktové žiarenie (iné názvy: mikrovlnné reliktné žiarenie/základné žiarenie/žiarenie pozadia; ), ktoré bolo v roku 1960 objavené a poslúžilo ako dôkaz potvrdzujúci správnosť teórie veľkého tresku, vyvracajúc tak teóriu steady state ().

 Názvy 
Slovenské názvy sú: veľký tresk, big bangbig bang. In: Encyclopaedia Beliana 2 S. 106, big-bangbig-bang. In: Slovník cudzích slov (akademický), veľký rachot, hrozný rachotbig bang. In: ŠALING et al. Veľký slovník cudzích slov. 2000, S. 166, veľký výbuchSubjadrová fyzika – anglicko-nemecko-francúzsko-rusko-slovenský slovník. Bratislava, Berlín: Alfa, VEB Verlag Technik. 1989. S. 168; neodborne: pravýbuchKam sa ženú galaxie. Express 36/1982, S. 6, pratreskPoriadok v kozme. Quark 11/2007, S. 5SIDORENKO, J. Naše oko v kozme. Život 7/1997. S. 8, 9; 

Anglické názvy sú Big Bang alebo big bang. Doslova znamenajú veľké bác, veľké bum, veľký treskSKALSKÝ, Vladimír. Dynamika Vesmíru v dôslednej a rozlíšenej relativistickej, klasickomechanickej a kvantovomechanickej analýze. V Bratislave: Slovenská technická univerzita, 1997, S. 48. Termín „big bang“ prvýkrát použil Fred Hoyle v roku 1949 počas programu rozhlasovej stanice BBC s názvom „Podstata vecí“ (); text bol vydaný v roku 1950. Hoyle existenciu veľkého tresku nepodporoval a názov použil ako výsmešné označenie.

 Dejiny teórie veľkého tresku 

Teória veľkého tresku sa začala Einsteinovou teóriou relativity z roku 1916. 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 

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 („ustálený stav“), 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.

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.

 Prehľad vývoja vesmíru 
Podľa tradičnej teórie veľkého tresku, t. j. teórie predpokladjúcej okrem iného existenciu počiatočnej singularity, vyzeral vývoj vesmíru nasledovne:

Na základe meraní rozpínania vesmíru použitím supernov typu Ia, meraní vlastností kozmického mikrovlnného pozadia a meraní korelačných funkcií galaxií, je vek vesmíru okolo 13,8 miliardy rokov. Skutočnosť, že tieto tri nezávislé merania sa zhodujú, sa považuje za silný dôkaz správnosti takzvaného lambda-CDM modelu vesmíru. 

V okamihu svojho vzniku (pred 13,8 miliardami rokov) bol vesmír vo forme gravitačnej singularity, v ktorej boli merania času a dĺžky bezpredmetné a teplota spolu s tlakom boli nekonečné. Pretože zatiaľ neexistujú žiadne modely systémov s týmito charakteristikami, špeciálne žiadna teória kvantovej gravitácie, ostáva toto obdobie histórie vesmíru nevyriešeným fyzikálnym problémom.

Singularitu ukončila nejaká udalosť ("výbuch"), často nazývaná veľký tresk (big bang). Nešlo o výbuch vo zvyčajnom význame tohto slova (priestor je prázdny a v jednom miesto niečo vybuchne a šíri sa ďalej), keďže výbuch nazývaný veľký tresk nastal takmer v celom vesmíre súčasne, inak by totiž vesmír nebol homogénny a izotropný a nepozorovali by sme kozmické mikrovlnné reliktové žiarenie. Neexpandovalo teda niečo v nejakom mieste priestoru, ale expandoval samotný priestor.

Na konci Planckovho času (10-43 sekúnd po veľkom tresku) došlo k oddeleniu gravitačnej interakcie od ostatných interakcií (t. j. dovtedy boli všetky interakcie zjednotené) a vesmír mal teplotu 1032 K. Fig. 7.2

Krátko potom, 10-35 sekúnd po veľkom tresku, nastalo obdobie inflácie, ktoré trvalo do okamihu 10-32 sekúnd po veľkom tresku. Počas inflácie sa vesmír exponenciálne zväčšil. Keď sa inflácia zastavila, hmotné súčasti vesmíru boli vo forme kvarkovo-gluónovej plazmy, v ktorej sa všetky častice hýbali relativisticky. Zatiaľ neznámym procesom vznikla baryogenéza (), 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 380 000 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.

 Teoretická podpora 
Dnešná podoba teórie veľkého tresk je založená na troch predpokladoch:
 univerzálnosť fyzikálnych zákonov
 kozmologický princíp
 Kopernikov princíp

Keď sa prvý z nich vyvinul, boli tieto myšlienky jednoducho prijaté ako postuláty, ale dnes sú v plnom prúde snahy o ich overenie. Univerzálnosť fyzikálnych zákonov bola overená na úroveň, že najväčší odklon fyzikálnych konštánt počas veku vesmíru je rádu 10−5. Izotropia vesmíru, ktorá definuje Kozmologický princíp, bola overená na úroveň rádu 10−5. Zmeralo sa tiež, že vesmír je homogénny v najväčších mierkach do úrovne 10%. Momentálne je snaha overiť Kopernikov princíp pozorovaním interakcie klastrov galaxií a CMB (cosmic microwave background = kozmické mikrovlnné pozadie) pomocou Sunyaev-Zeldovichovho efektu až na úroveň 1% presnosti.

Teória veľkého tresku používa Weylov postulát na jednoznačné zmeranie času v ľubovoľnom bode ako „času od Planckovej epochy“. Merania sa spoliehajú na rovnakouhlé (konformné) koordináty, v ktorých takzvané spolupohybujúce sa () vzdialenosti a konformné časy odstránia rozpínanie vesmíru z úvahy časopriestorových meraní. V takom systéme koordinátov sú objekty, pohybujúce sa s kozmologickým prúdením, vždy v rovnakých spolupohybujúcich sa vzdialenostiach od seba a časticový horizont alebo limit vesmíru je daný konformným časom. 

Z tohto dôvodu nie je veľký tresk výbuchom hmoty smerujúcej von, aby vyplnila prázdny vesmír; je to samotný časopriestor, ktorý sa rozpína. Táto expanzia spôsobuje zvýšenie fyzikálnej vzdialenosti medzi dvomi pevnými bodmi vo vesmíre. Objekty, ktoré sú spolu spojené (napríklad pôsobením gravitácie) sa s rozpínaním časopriestoru nevzďaľujú, pretože fyzikálne zákony, ktorými sa riadia, sú rovnomerné a nezávislé od metrického rozpínania. Navyše, rozpínanie vesmíru na dnešných miestnych mierkach je také malé, že ľubovoľná závislosť fyzikálnych zákonov od rozpínania je dnešnou technikou nemerateľná.

 Dôkazy 
Všeobecne sa uznávajú tri piliere pozorovaní podporujúce teóriu veľkého tresku. Sú nimi Hubblov 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.

 Hubblov 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 Hubblov zákon:

v = H0 D

kde v je rýchlosť, D je vzdialenosť od objektu a H0 je Hubblova konštanta, ktorá má podľa meraní sondy WMAP hodnotu 71 ± /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 Hubblovej 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 () 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 Hubblovho 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 tepelnú smrť () alebo big crunch („veľký kolaps“) 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. Teória veľkého zjednotenia () predpovedala 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 Hubblovho 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 (). 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.

 Fine-tuned universe  

Veľký tresk priniesol existenciu hmoty do časopriestoru, ale jej ďalšie sformovanie do zložitých štruktúr nie je samozrejmé. Veľmi závisí od presného nastavenia kozmologickej konštanty. Zistenie jej reálnej hodnoty vzbudilo veľké prekvapenie, pretože na základe predpovedí teoretickej fyziky, mala byť pomerne vysoká. Jej skutočná hodnota je približne o 123 rádov(!) menšia. Táto udalosť je preto známa ako „najhoršia predpoveď vo fyzike” . (Pre porovnanie - počet atómov vo vesmíre sa odhaduje na 10 na 80.Matthew Champion, "Re: How many atoms make up the universe?" Archived 2012-05-11 at the Wayback Machine, 1998) Na jej dôležitosť pre existenciu komplexného života upozornil nositeľ Nobelovej ceny Steven Weinberg. Uvedomil si, že jej príliš vysoká hodnota by znamenala, že vesmír sa bude rozpínať príliš rýchlo a nebude môcť dôjsť k sformovaniu sa hmotných objektov napríklad galaxií. Naopak jej príliš nízka hodnota by znamenala, že vesmír príliš rýchlo zase skolabuje v singularite a vôbec nedôjde k objaveniu sa života. Weinberg preto tvrdí, že náš vesmír, umožňujúci existenciu komplexného života, je veľmi zriedkavý.Weinberg, S (1987). "Anthropic Bound on the Cosmological Constant". Phys. Rev. Lett. 59 (22): 2607–2610. http://dx.doi.org/10.1103%2FPhysRevLett.59.2607 V súčasnosti je považovaná za jeden najlepších dokladov, že vesmír je jemne-vyladený a vedci sa zhodujú, že zatiaľ neexistuje fyzikálna teória, ktorá by vysvetľovala, prečo je nastavený práve takto.Vilenkin A., 2010, Journal of Physics: Conference Series, 203, 012001 Tento problém je zaraďovaný medzi desať najväčších nevyriešených problémov fyziky.Dmitry Podolsky. Top ten open problems in physics. 2009 http://www.nonequilibrium.net/225-top-ten-open-problems-physics/ 

 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 () predpovedajú, že galaktické klastre a možno aj galaxie samotné budú nakoniec roztrhané pôsobením stále sa zväčšujúcej expanzie, čo sa nazýva veľké roztrhanie ().

 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 históriou vesmíru, akú ponúka veľký tresk, existuje aj viacero liberálnych interpretácií, ktoré v konflikte s históriou nie sú.

 Referencie 

 Pozri aj 
Budúcnosť podľa teórie veľkého tresku
 veľké zmrštenie
 tepelná smrť vesmíru

Kozmológia, astrofyzika a astronómia
 Stephen Hawking: Stručné dejiny času
 prvotná čierna diera
 hviezdna populácia
 teoretická astrofyzika
 história astronómie
 čierna diera
 supermasívna čierna diera

Fyzika
 šípka času
 De Sitterov vesmír
 teória veľkého zjednotenia
 fázová premena
 teória všetkého

 Iné projekty 

 Externé odkazy 

 LaRocco, Chris a Blair Rothstein, „THE BIG BANG: It sure was BIG!!“ (v angličtine).
 PBS.org, "From the Big Bang to the End of the Universe. The Mysteries of Deep Space Timeline (v angličtine)"
 "Welcome to the History of the Universe„. Penny Press Ltd. (v angličtine)
 Shestople, Paul, “Big Bang Primer " (v angličtine).
 Wright, Edward L., „Brief History of the Universe“ (v angličtine).

Kategória:Astrofyzika
Kategória:Kozmológia
Kategória:Modely vesmíru
Kategória:Heslá Encyklopédie astronómie
Kategória:Astronomické teórie
Kategória:Otvorené problémy