Vývoj vesmíru
Vývoj vesmíru
V době, kdy proběhla inflace vesmíru, tedy od 10-35 s se zároveň z vakua začaly tvořit těžké částice látky – baryony (mezi které patří protony a neutrony, ale také méně známé hyperony) a jejich antičástice - antibaryony (částice se stejnou hmotou, spinem a životností, ale s opačným nábojem a dalšími vlastnostmi)...
Hadronová éra: trvala asi od 10-44s do 10-4s, hustota byla kolem 1097-1017kg*m-3 a teplota byla kolem 1033K-1012K ,velikost nepatrného bodu o rozměru 10-32 centimetru až do velikosti dnešní sluneční soustavy.
V době, kdy proběhla inflace vesmíru, tedy od 10-35 s se zároveň z vakua začaly tvořit těžké částice látky – baryony (mezi které patří protony a neutrony, ale také méně známé hyperony) a jejich antičástice - antibaryony (částice se stejnou hmotou, spinem a životností, ale s opačným nábojem a dalšími vlastnostmi).
Mezi baryony a antibaryony tehdy docházelo k anihilaci (to je proces, ke kterému dojde vždy, když se setká částice s antičásticí a při kterém se uvolní veškerá energie z oněch částic ve formě fotonů a dojde k zániku původních částic) a nebýt dosud ne zcela objasněných procesů narušujících symetrii tvorby párů částice-antičástice, díky nimž připadala na miliardu antibaryonů miliarda a jeden baryon, byl by dnešní vesmír vyplněn jen zářením a nebyla by v něm tedy žádná hmota.
Poté, co teplota díky rozpínání vesmíru klesla ještě níže, se síla velkého sjednocení (GUT) rozpadla na elektroslabou interakci a silnou jadernou sílu. V té době se ocitly kvarky (což jsou základní stavební částice látky, z kterých se skládají baryony) tak blízko u sebe, že se silná jaderná interakce, která je za normálních okolností drží pevně ve skupinkách tvořících baryony, pro ně stala silou odpudivou, díky čemuž byl vesmír vyplněn samostatnými kvarky, leptony (mezi ně patří elektrony, miony, tauony a neutrina) a fotony.
Tato směs částic rychle chladla, a tak v čase 10-10 s po velkém třesku, kdy teplota klesla již na 1015 K, se rozpadla elektroslabá interakce na elektromagnetickou interakci a slabou jadernou sílu, čímž se vesmír dostal, ve smyslu fyzikálních zákonů v něm platících, do dnešního stavu, ale složen byl pořád z nesmírně žhavé směsi fotonů (intermediální (neboli zprostředkující) částice elektromagnetické interakce), gluonů (intermediální částice silné jaderné síly), gravitonů (intermediální částice gravitace), neutrin, elektronů, pozitronů (název pro antielektrony) a kvarků.
Leptonová éra: trvala asi od 10-4s do 10s, hustota byla kolem 1017-107kg*m-3 a teplota byla kolem 1012K-1010K
Vlivem rozpínání vesmíru se ovšem kvarky od sebe vzdalovaly, a tak se silná jaderná síla pro ně stala silou přitažlivou a kvarky se začaly spojovat do skupinek po dvou nebo třech kusech, čímž vznikaly hadrony (společný název pro mezony a baryony). Toto období trvalo do 10-4 s po velkém třesku a na jeho konci klesla průměrná teplota hmoty ve vesmíru na 1012 K a hustota na úroveň hustoty nitra dnešních neutronových hvězd (přičemž hmota z neutronové hvězdy o velikosti krabičky od zápalek by vážila několik miliard tun). Ještě později se většina hadronů přeměnila na protony a neutrony (protonů bylo zhruba 2x tolik, co neutronů), ale nejvíce byli ve vesmíru pořád obsaženy leptony.
V čase 0,1 s po velkém třesku se vesmír stal (protože jeho hustota vlivem rozpínání klesla na dostatečně nízkou úroveň) průhledným pro neutrina, která od té doby nemají na vesmír žádný vliv (kromě toho, že je jejich počet opravdu úctyhodný – na jeden baryon má dnes připadat asi miliarda neutrin, čímž zřejmě citelně ovlivňují souhrnnou hmotnost látky ve vesmíru).
Éra záření: trvala asi od 10s do 106let, hustota byla kolem 107-10-18kg*m-3 a teplota byla kolem 1010K-3000K
V čase 10 s po velkém třesku, kdy průměrná teplota klesla na 5 mld. K, spolu již mohli anihilovat pozitrony a elektrony, k čemuž také velmi rychle došlo a vesmír byl z největší části vyplněn vzniklými fotony gama záření. V té době se zároveň začaly slučovat protony s neutrony na jádra deuteria (izotop vodíku – tzv. těžký vodík). Z deuteria dalšími srážkami s nukleony (tzn. s protony, či neutrony) vznikalo tralphium (lehké helium) a tritium (velmi těžký vodík) a z nich dalšími srážkami helium.
V čase 3 min 20 s až 4 min 10 s po velkém třesku, kdy teplota klesla již na 1 mld. K a hustota by se dala přirovnat k hustotě vody, již všechny jaderné reakce ustaly a vesmír se ustálil v konečné koncentraci jednotlivých atomových jader. Nejvíce převažovaly samostatné protony, tzn. jádra vodíku, následovala jádra helia a v malém množství jádra deuteria a lithia (které bylo přítomno ve dvou izotopech – 6Li a 7Li). Dále ve vesmíru byly obsaženy volné elektrony a neutrony (ovšem neutrony se maximálně během několika hodin samovolně rozložily na elektrony, protony a antineutrina).
Éra látky: začátek asi 106let a trvá až dodnes, hustota byla kolem 10-18-10-27kg*m-3 a teplota byla kolem 3000K-3K
Až 300 000 let po velkém třesku, když průměrná teplota vesmíru klesla již na „pouhých“ 3000 K (což je přibližně teplota povrchu na chladných hvězdách) a elektrony se mohly pospojovat s atomovými jádry, čímž vznikly neutrální atomy, se vesmír stal průhledným pro fotony a elektromagnetické záření tím pádem přestalo ovlivňovat vývoj hmoty ve vesmíru – nastala éra látky.
1 mld. let po velkém třesku, kdy průměrná teplota vesmíru byla už jen 100 K, se začaly formovat galaxie. To se mohlo dít podle jednoho ze dvou uznávaných scénářů – adiabatického, či izotermního.
V adiabatickém scénáři jsou struktury ve vesmíru budovány jakoby odshora dolů – homogenní látka ve vesmíru se nejprve rozpadla na gigantické nadkupy o rozměrech zhruba 300 mil. světelných let a ty se poté rozpadly na kupy galaxií. Kupy galaxií se rozpadly na zárodečné galaxie a ty pak na zárodky hvězdokup. Nakonec z hvězdokup vznikly jednotlivé hvězdy.
V izotermním scénáři je tomu přesně naopak – z homogenní látky se nejdříve vydělily zárodky hvězdokup, které byly menší než 300 světelných let. Ty se poté shlukovaly do galaxií a galaxie do kup a nadkup galaxií.
Nelze s jistotou říci, který z těchto scénářů (modelů) je správný, ale přesto že se astrofyzikové dříve přikláněli k adiabatickému scénáři, poslední pozorování (prováděná Hubbleovým teleskopem) nasvědčují spíše scénaři izotermnímu.
