Vesmír

V prvej polovici 20. storočia sa slovo vesmír (po anglicky universe) používalo na pomenovanie celého kontinua časopriestoru, v ktorom existujeme, spolu so všetkou energiou a hmotou v ňom. O porozumenie vesmíru v najväčších možných mierkach sa snaží kozmológia, veda, ktorá vznikla z fyziky a astronómie. Počas druhej polovice 20. storočia viedol vznik pozorovacej kozmológie, tiež známej ako fyzikálna kozmológia, k rozdeleniu významu slova vesmír medzi pozorovacích kozmológov a teoretických kozmológov; tí prví opustili snahy pozorovať celé časopriestorové kontinuum, tí druhí sa o to stále pokúšajú v snahe nájsť najlogickejšie domnienky na vymodelovanie celého časopriestoru, navzdory extrémnym ťažkostiam v určení si empirických (založených na skúsenosti) obmedzení týchto špekulácií a vyhnúť sa tak skĺznutiu do metafyziky.

Pojmy známy vesmír, pozorovateľný vesmír alebo viditeľný vesmír sú často používané na opísanie časti vesmíru, ktorú môžeme vidieť alebo inak pozorovať. Tí, ktorí neveria v možnosť pozorovať celé kontinuum môžu používať pojem náš vesmír, odvolávajúc sa tak len na tú časť, ktorá je známa ľuďom.

Vesmír podľa mimogalaktickej astronómie je nestacionárny, prebieha v ňom ten istý evolučný proces. Vyvíjajú sa jednotlivé kozmické objekty a ich sústavy i celý vesmír v jeho najširších známych meradlách.

Rozpínanie, vek a teória Veľkého tresku

Najdôležitejší výsledok kozmológie, že vesmír sa rozpína, pochádza z pozorovaní červených posunov a bol vyčíslený Hubbleovým zákonom. (Albert Einstein vo svojej teórii relativity predpovedal podľa svojich výsledkov rozpínanie sa vesmíru.) Extrapolovaním (vyvodením) tohto rozpínania späť v čase sa dostaneme až ku gravitačnej singularite, čo je skôr abstraktná matematická idea, ktorá sa môže, ale tiež nemusí zhodovať s realitou. To dalo vzniknúť teórii Veľkého tresku, ktorá je dnes dominantným modelom kozmológie. Vek vesmíru bol odhadnutý na približne 13,7 miliárd ( ) rokov s presnosťou na 200 miliónov rokov (podľa projektu NASA s názvom WMAP, čiže Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, čo znamená Wilkinsonova mikrovlnná anizotropná sonda). Avšak celé je to založené na predpoklade, že základný model použitý pre analýzu dát je správny. Iné metódy odhadnutia veku vesmíru dávajú rozdielne hodnoty.

Fundamentálny aspekt Veľkého tresku môžeme aj dnes vidieť v pozorovaniach, ktoré ukazujú, že čím ďalej od nás galaxie sú, tým rýchlejšie sa od nás vzďaľujú. Môžeme ho tiež vidieť v žiarení kozmického mikrovlnného pozadia, ktoré je najviac zoslabnuté žiarenie, ktoré vzniklo krátko po Veľkom tresku. Toto reliktové žiarenie je pozoruhodne rovnomerné vo všetkých smeroch, čo sa kozmológovia pokúšali vysvetliť počiatočným obdobím prudkej inflácie, ktorá nasledovala po Veľkom tresku.

Veľkosť Vesmíru a pozorovateľného vesmíru

Nejestvuje zhoda, či je Vesmír konečný alebo nekonečný v priestorovej rozlohe a objeme.

Avšak pozorovateľný vesmír, ktorý pozostáva zo všetkých oblastí, ktoré nás mohli od Veľkého tresku ovplyvniť, čo je dané konečnou rýchlosťou svetla, je určite konečný. Okraj vesmírneho horizontu je 13,7 miliárd svetelných rokov vzdialený. Súčasná vzdialenosť (nazývaná tiež spolupohybujúca sa vzdialenosť, po anglicky comoving distance) k okraju pozorovateľného vesmíru je väčšia, nakoľko sa vesmír rozpína; je odhadovaná na približne 78 miliárd svetelných rokov ( km). To by znamenalo, že spolupohybujúci sa objem známeho vesmíru je rovný svetelných rokov kubických (za predpokladu, že je táto oblasť dokonale guľovitá). Pozorovateľný vesmír obsahuje približne hviezd, zoskupených v približne 10 miliardách galaxií, ktoré vytvárajú klastre a superklastre galaxií. Počet galaxií môže byť oveľa väčší, čo je založené na pozorovaniach Hubbleovho temného poľa (po anglicky Hubble Deep Field), vykonaných Hubbleovým vesmírnym ďalekohľadom.

Čitateľ by si mal uvedomiť, že populárne, ako aj profesionálne vedecké články v kozmológii často používajú pojem "vesmír", aj keď v skutočnosti myslia "pozorovateľný vesmír". Deje sa tak preto, lebo nepozorovateľné fyzikálne javy sú vedecky bezvýznamné (to znamená, že nemôžu ovplyvniť udalosti, ktoré môžeme chápať a preto účinne neexistujú).

Žijeme v strede vesmíru, ktorý pozorujeme, v zjavnom rozpore s Kopernikovým princípom, ktorý hovorí, že vesmír je viac alebo menej uniformný (rovnaký) a nemá rozoznateľný stred. To je z toho dôvodu, že svetlo sa nešíri nekonečnou rýchlosťou a my robíme pozorovania minulosti. Čím sa pozeráme ďalej a ďalej, vidíme veci z dôb bližších a bližších času nula modelu Veľkého tresku. A keďže sa svetlo šíri rovnakou rýchlosťou vo všetkých smeroch k nám, žijeme v strede nami pozorovateľného vesmíru.

Avšak niektoré objekty mimo pozorovateľného vesmíru môžu byť v princípe pozorované nepriamo. Napríklad, je teoreticky možné stretnúť pozorovateľa na okraji nami pozorovateľného vesmíru, ktorý v minulosti pozoroval niektoré galaxie, ktoré opustili nami pozorovateľný vesmír kvôli rozpínaniu.

Tvar Vesmíru

Dôležitou otvorenou otázkou kozmológie je tvar vesmíru.

V prvom rade, nie je známe, či je vesmír plochý alebo nie. To znamená, že sa nevie, či platia alebo neplatia pravidlá Euklidovskej geometrie. V súčasnosti väčšina kozmológov verí, že pozorovateľný vesmír je takmer plochý s lokálnymi ohybmi, kde masívne objekty narúšajú časopriestor, tak ako jazero je skoro ploché. Tento názor bol upevnený najnovšími údajmi zo sondy WMAP, ktorá skúmala "akustické oscilácie" v kolísaní teploty žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia.

Po druhé, nevie sa, či je vesmír hromadne spojený. Podľa štandardného modelu Veľkého tresku nemá vesmír žiadne priestorové hranice, no jednako môže byť priestorovo konečný. Dá sa to pochopiť použitím dvojdimenzionálnej analógie: povrch gule nemá žiaden okraj, a predsa má konečnú plochu (4πR²). Je to dvojdimenzionálny povrch s konštantným zakrivením v tretej dimenzii. Trojdimenzionálnym ekvivalentom je neohraničený „guľovitý priestor“, objavený Bernhardom Riemannom, ktorý má konečný objem (2π²R³). V ňom sú všetky tri dimenzie konštante zakrivené v štvrtej. (Iné možnosti zahŕňajú podobný „eliptický priestor“ a „valcovitý priestor“, kde sú v rozpore s klasickou geometriou dva konce valca spojené dohromady, avšak bez ohnutia valca. Tieto sú tiež dvojdimenzionálne priestory s konečnými plochami; takých existuje nespočetne veľa. Avšak guľa má jedinečnú a možno aj viac estetickú vlastnosť, že všetky body na nej sú geometricky podobné.) Ak je vesmír skutočne neohraničený, avšak priestorovo konečný, ako bolo opísané, potom by cestovanie po „priamej“ dráhe v ľubovoľnom smere teoreticky spôsobilo, že cestovateľ by sa po prejdení dráhy rovnajúcej sa obvodu vesmíru nakoniec dostal späť na miesto, odkiaľ vyštartoval (čo je v našom súčasnom chápaní vesmíru nemožné, pretože jeho veľkosť je oveľa väčšia ako veľkosť pozorovateľného vesmíru).

Presnejšie povedané, mali by sme hviezdy a galaxie nazývať „obrazmi“ hviezd a galaxií, pretože je možné, že vesmír je hromadne spojený (po anglicky multiply-connected) a dostatočne malý (a má primeraný, možno zložený tvar), takže môžeme vidieť okolo neho raz alebo aj viackrát v rôznych, možno aj vo všetkých smeroch. (Predstavte si dom plný zrkadiel.) Ak je tomu tak, skutočný počet fyzicky odlišných hviezd a galaxií by bol menší ako sa myslí. Hoci táto možnosť nebola zatiaľ vylúčená, výsledky posledných výskumov kozmického mirovlnného pozadia ju robia veľmi nepravdepodobnou.

Osud Vesmíru

V závislosti od priemernej hustoty hmoty a energie vo vesmíre sa tento bude ďalej navždy rozpínať alebo sa rozpínanie pôsobením gravitácie spomalí a nakoniec vesmír skolabuje naspäť do seba, čo sa nazýva „Veľké zmrštenie“ (po anglicky Big Crunch). V súčasnosti dôkazy naznačujú, že nielen že neexistuje dostatočné množstvo hmoty/energie, ktoré by spôsobilo opätovný kolaps, ale sa aj zdá, že rozpínanie vesmíru sa zrýchľuje a bude sa zrýchľovať po celú večnosť.

Multiverzum

Existujú špekulácie, že viacnásobné vesmíry by mohli existovať vo vyššom multiverze (tiež známom ako megaverzum), pričom náš vesmír by bol jedným z nich. Napríklad, hmota, ktorá spadne do čiernej diery v našom vesmíre sa môže objaviť ako „Veľký tresk“ a odštartovať tak iný vesmír. Všetky také teórie sú však v súčasnosti netestovateľné a nemôžu byť považované za viac ako len domnienky.

Iné pojmy

Počas histórie sa používali rozličné pojmy na vyjadrenie „celého priestoru“, zahŕňajúc ekvivalenty vo viacerých jazykoch, ktoré znamenajú „nebesá“, „kozmos“ a „svet“.

Hoci slová ako svet a jeho ekvivalenty dnes v ostatných jazykoch skoro vždy odkazujú na planétu Zem, predtým odkazovali na všetko, čo existuje.

Slnečná sústava

Vzdialený vesmír

Čierna diera

Umelcova predstava čiernej diery s blízko obiehajúcou spoločnicou, ktorá presahuje jej Rocheovu medzu. Dovnútra padajúca hmota formuje akréčny disk, pričom časť hmoty je vytryskovaná vysokoenergetickými polárnymi prúdmi

Ďalší príklad čiernej diery s blízko obiehajúcou spoločnicou. Obrázok bol vytvorený v programe Adobe Photoshop

'Čierna diera alebo gravitačný kolapsar je koncentráciou hmoty s takou veľkosťou, že jej gravitačná sila zabraňuje úniku akýchkoľvek častíc s výnimkou efektu nazývaného kvantové tunelovanie. Gravitačné pole je také silné, že úniková rýchlosť z blízkych bodov presahuje rýchlosť svetla. Z toho vyplýva, že nič, dokonca ani svetlo, nemôže uniknúť jej gravitácii,a preto slovo „čierna“. Pojem „čierna diera“ sa stal zaužívaným, aj keď teória nespomína žiadnu dieru v normálnom slova zmysle, ale oblasť vesmíru, z ktorej nič neunikne.

Existenciu čiernych dier predpokladá všeobecná teória relativity. Podľa klasickej všeobecnej relativity, žiadna hmota ani informácia nemôže prúdiť z vnútra čiernej diery k vonkajšiemu pozorovateľovi. Napríklad nie je možné dostať von žiadnu z jej častí, ani odrazené svetlo od zdroja podobného fotografickému blesku, alebo získať akúkoľvek informáciu o látke, ktorá vstúpila do čiernej diery. Kvantovomechanické efekty však dovoľujú látke energiu vyžarovať z čiernych dier, aj keď sa predpokladá, že žiarenie nezávisí na tom, čo do čiernej diery padlo v minulosti.

Existencia čiernych dier vo vesmíre je dobre podložená astronomickými pozorovaniami, hlavne zo štúdia supernov a röntgenového žiarenia z aktívneho galaktického jadra.

Planéta (z gréckeho πλανήτης, planétés - „pútnici“) alebo obežnica je približne guľaté teleso značného objemu, ktorého hmotnosť je menšia ako 80 M_J (hmotností Jupitera). Obieha na obežnej dráhe okolo hviezdy, ale zároveň neobieha okolo iného telesa. Vyčistilo okolie svojej dráhy od ďalších telies. Produkuje veľmi málo alebo žiadnu energiu prostredníctvom jadrovej reakcie. Nevyžaruje nijaké vlastné viditeľné svetlo a svieti iba odrazeným svetlom hviezdy.

V slnečnej sústave poznáme osem planét. Sú to Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Všetky obiehajú okolo Slnka rovnakým (prográdnym) smerom a približne v jednej rovine (najväčší odklon od tejto roviny dosahuje Merkúr). Ich fyzikálne vlastnosti, ako napr. hustota a chemické zloženie je veľmi rôznorodé. Možno ich rozdeliť na dve veľké skupiny: terestriálne a joviálne. V deväťdesiatych rokoch dvadsiateho storočia boli objavené prvé planéty, ktoré neobiehajú Slnko, ale iné hviezdy. Takéto planéty sa nazývajú extrasolárne. Extrasolárnych planét je v súčasnosti známych už vyše 300.

Fyzikálne vlastnosti

Hraničná hmotnosť

Po objave prvých väčších ľadových telies za obežnou dráhou Neptúna, ale aj prvých obrovských exoplanét sa viedli spory, aký hmotnostný limit by mali planéty spĺňať. Vedci sa zhodujú v tom, že spodná hranica by mala byť taká hmotnosť, pri ktorej vlastná gravitácia sformuje teleso do približne guľového tvaru. Toto kritérium však spĺňajú aj najväčšie planétky a mesiace, preto nemôže byť jediným kritériom rozhodujúcim o tom, čo je planétou. Okrem guľatého tvaru musí teleso ešte obiehať hviezdu samostatne (nemôže pritom obiehať iné nehviezdne teleso) a musí dostatočne vyčistiť okolie svojej dráhy od iných telies. Pôvodne posledná planéta slnečnej sústavy Pluto toto kritérium nespĺňa, preto bolo spomedzi planét vylúčené.

Hnedý trpaslík, teleso ležiace hmotnostne medzi planétou a hviezdou

Horná hmotnostná hranica je tiež problematická, pretože pri určitých hmotnostiach sa už teplota a tlak v jadre telesa zvýšia natoľko, že môžu začať prebiehať niektoré termojadrové reakcie napríklad zlučovanie ťažkého vodíka deutéria na hélium. Teleso, v ktorom takáto reakcia prebieha sa ešte neklasifikuje ako hviezda, pretože pri tejto reakcii vznikajú len malé množstvá energie, ale nemôže byť už ani planétou. Takéto telesá sa nazývajú hnedí trpaslíci. V slnečnej sústave hnedí trpaslíci nie sú známi, ale boli objavení v iných planetárnych sústavách. Hmotnosť pri ktorej sa v jadre telesa začína fúzia hélia nie je celkom známa. Podľa jedného dohadu to môže byť 80 hmotností Jupitera.

Tvar

Veľká hmotnosť planéty formuje teleso približne od tvaru gule, avšak nijaká planéta nie je ideálnou guľou. Svoju úlohu zohráva materiál, z ktorého sa planéta skladá a v neposlednom rade aj odstredivá sila rotácie, kvôli ktorej sú všekty planéty na póloch mierne sploštené a ich polárny priemer je teda menší v porovnaní s rovníkovým. Najväčšie sploštenie medzi planétami dosahuje Saturn, ktorého rovníkový priemer je asi o 10 % väčší ako polárny priemer.

Energia

Vo vnútri planéty neprebiehajú žiadne termonukleárne reakcie, ktoré by produkovali energiu. Všetku vyžarovanú energiu získavajú planéty z mechanických a termodynamických javov, rozpadov rádioaktívnych prvkov, zhromažďovania a odrážania energie z centrálnej hviezdy. Plynné planéty veľkosťou porovnateľné s Jupiterom vyžarujú do priestoru vlastnú energiu získanú z gravitačnej kontrakcie. To znamená, že planéta sa pomaly vlastnou hmotnosťou zmršťuje a pritom sa zahrieva. Prebieha v nich teda podobný proces, aký predchádza vzniku hviezd, ale na rozdiel od hviezd v v jadre planét nikdy nesvystúpi teplota na hodnotu potrebnú pre zapálenie termojadrových reakcií.

Keďže v planéte neprebiehajú temrojadrové reakcie, nijaká planéta nemôže do prietoru vyžarovať vlastné svetlo. Všetky planéty vidíme len preto, lebo odrážajú svetlo zo Slnka. Planéty však môžu produkovať vlastné žiarenie s nižšou energiou, akú má svetlo, teda infračervené a rádiové žiarenie.

Dráha a rotácia

Planéty slnečnej sústavy obiehajú okolo Slnka po elipsách málo odlišných od kružníc. Rýchlosť ich pohybu klesá so vzdialenosťou od Slnka, preto sú ich obežné doby veľmi rôzne - od 88 dní pre Merkúr, až po 165 rokov pre Neptún.

Rotačné periódy planét sú tiež veľmi rozmanité, ale dôvod, prečo tomu tak je, zostáva nejasný. Zvláštnosťou je spätná rotácia Venuše a Uránu, ktoré rotujú proti smeru svojho obehu okolo Slnka a teda opačným smerom, ako väčšina planét. Jedna teória hovorí, že obe telesá podstúpili v dávnej minulosti slnečnej sústavy obrovské kolízie, ktoré im zmenili dobu aj smer rotácie. Rotačné períódy Zeme a tiež Pluta (ktoré bolo dlho považované za planétu) boli počas mnohých miliónov rokov pomaly brzdené ich veľkými mesiacmi. Pomalá rotácia Merkúra, ktorý nemá nijaký mesiac, sa zase pripisuje pôsobeniu slapových síl Slnka. Veľmi rýchlo rotujú veľké plynné planéty, medzi ktorými drží rekord Jupiter.

Vznik

Predpokladá sa, že planéty vznikli zo zvyškov hmloviny, z ktorej sa sformovala materská hviezda planéty, nazhromaždených z plynu a prachu obiehajúceho prahviezdu v hustom prahviezdnom disku pred tým, než sa v jadre hviezdy zapálili jadrové reakcie a hviezdny vietor odfúkol ostávajúci materiál preč. Za počiatočné štádium planéty sa považuje protoplanetárny disk, z ktorého sa sformujú planétezimály. Spájaním a zrážkami planetezimál vznikajú protoplanéty, ďalším spájaním a zrážkami protoplanét sa tvoria samotné planéty. Veľké plynné planéty, tzv. joviálne planéty pravdepodobne vznikli nabaľovaním plynu na kamenné jadrá. Iná teória predpokladá, že vznikli zmrštením hmoty protoplanetárneho diisku podobným spôsobom, akým z hmloviny vznikajú hviezdy.