Všechny předpovědi byly chybné?

Pavel,2006-09-04 07:30:01

Pokud já vím, tak minimálně jedna předpověď - existence reliktního záření - se potvrdila s nečekanou přesností. Dále, pokud se nemýlím, teorie velkého třesku předpovídá poměr vodíku a helia ve vesmíru, který se také velmi dobře potvrdil. A vzdálené galaxie (ty hodně vzdálené) nejsou stejné jako blízké. Průměrně jsou menší a je jich víc, blízké (tedy cca současné) galaxie vznikly spojováním těch původních.

Odpovědět

...

Jirka,2006-09-05 23:14:57

http://www.churchsigngenerator.com/images/churchsigns/free_thinker.jpg

Odpovědět

znovu, znovu, znovu, ...

Ucholák,2006-09-07 13:47:02

http://www.sciencedaily.com/releases/2006/09/060905104549.htm

Odpovědět

Máte tam chybu v řádu

Pavel Brož,2006-08-30 02:54:15

Podle Hubbleovy konstanty se galaxie vzdalují rychlostí světla ve vzdálenosti nikoliv 1,3 miliardy světelných let, ale 13,6 miliardy světelných let. Navíc je třeba si uvědomit, ke kterému času jsou takto vypočtené hodnoty vztaženy. Ve vzdálenosti 13,6 miliardy světelných let jsou pouze "obrazy" galaxií, které se od nás vzdalují rychlostí světla, tj. jde o galaxie pozorované v čase zpět o 13,6 miliardy světelných let (v té době navíc podle současných teorií žádné galaxie ještě neexistovaly, takže proto tam ani nic neuvidíme). V současné době jsou samozřejmě ty galaxie podstatně dále.

Přesná "současná" poloha těchto galaxií závisí mj. na použitém modelu vesmíru - nejde zde ani tak o inflaci, jako o etapy jednak zpomalujícího se a jednak zrychlujícího se rozpínání (podle nedávných pozorování se v současné době rozpínání vesmíru zrychluje, ale ve stáří prvních několika miliard let se rozpínání vesmíru naopak zpomalovalo - samozřejmě až po inflační etapě, kdy se vesmír rozpínal exponenciálně). Toto, a nikoliv inflace, je zodpovědno za ten zdánlivý nesoulad mezi stářím vesmíru a jeho uvedenou "velikostí" - a navíc tady opravdu záleží na prostorové geometrii vesmíru, mohl být klidně nekonečný už v počátku velkého třesku.

Odpovědět

nesymsl

pave,2006-08-28 23:02:20

Jestli to nebude tim, že je to všechno nesmysl...

Odpovědět

Velikost Vesmiru

Jirka,2006-08-29 00:15:07

To je dano tim, ze Vesmir, jak ho vidime, je ve velkych vzdalenostech velmi stary Vesmir. Dneska ten Vesmir v tech dalkach vypada uplne jinak, nez jak ho vidime v dalekohledech.

Jestli premyslite, k cemu je nam takova velikost platna, tak nejspis celkem k nicemu. Je ale hezke si uvedomit, ze Vesmir, tak jak ho zname ze sveho okoli, vypada nejspis stejne i ve vzdalenosti 150 mld svetelnych let.

Odpovědět

Divne

d,2006-08-29 10:29:11

Taky se mi to zda divne, znamenalo by to ze se vesmir rozpina rychlosti 11x vetsi nez rychlost svetla? To si myslim neni mozne.

Odpovědět

Ad rychlost rozpínání vesmíru

Pavel Brož,2006-08-29 11:47:50

Velmi vzdálené objekty se od nás mohou vzdalovat rychlostí větší, než je rychlost světla, na tom není nic zvláštního. Pouze lokální rychlost je limitovaná rychlostí světla, tj. rychlost míjejících se objektů, kdežto vzájemná rychlost objektů od sebe vzdálených desítky miliard světelných let není rychlostí světla nijak limitována. Platí to v případě jak otevřeného či parabolického vesmíru, který byl už v okamžiku velkého třesku nekonečně velký, tak v případě vesmíru uzavřeného, který byl v okamžiku velkého třesku nekonečně malý.

V případě toho uzavřeného vesmíru je možné si pomoct analogií s nafukování balónku - když se poloměr balónku zvětšuje např. lineárně s časem, tak při jeho určité velikosti nutně dojde u vzdálených bodů na jeho povrchu k překročení rychlosti světla.

V případě otevřeného i parabolického vesmíru pak analogie s nafukovacím balónkem není trefná, spíše je lepší analogií nekonečná blána, která se ve všech svých místech roztahuje. I zde platí, že dostatečně vzdálené body se vzdalují rychlostí větší, než je rychlost světla a opět to není v rozporu s teorií relativity.

Odpovědět

Ad Pavel Broz

Roman Rodak,2006-08-29 14:18:11

kto urci co je blizko a co je daleko? a ako to ze vidime svetlo z tych galaxii ked sa od nich vzdalujeme rychlejsie? kde zostala relativita???? nemaju potom tie galaxie vacsiu ako nekonecnu energiu?

Odpovědět

odpověď

Pavel Brož,2006-08-29 17:34:37

Energie není žádná absolutní veličina, energie závisí na zvolené pozorovací soustavě. Galaxie nacházející se za horizontem událostí mají nekonečnou energii vůči soustavě, která se vůči nim pohybuje rychlostí světla - ne ale vůči soustavám jiným. Je to naprosto analogické, jako když částice padající do černé díry má v blízkosti horizontu zdánlivě nekonečnou hmotnost a tím i energii - to ale jenom v soustavě vztažené k okolí černé díry, v soustavě spojené s padající částicí je hmotnost částice stále stejná, a to i v okamžiku průletu částice horizontem černé díry. Žádný protimluv s teorií relativity nevzniká. Důležité je jenom vědět, že se zde nevystačí se speciální teorií relativity (tj. s teorií relativity ve statickém nezakřiveném prostoru, tj. bez přítomnosti gravitace), ale že je nutno použít obecnou teorii relativity.

Odpovědět

Rychlost světla, velikost vesmíru.

Lukáš Kunc,2006-08-31 12:42:43

Pane Brož, nějak se mi Vaše argumenty nezdají. Nezlobte se, když se zeptám: vy jste fyzik ? Já ne, proto to asi nechápu. Jak daleko od sebe musí být dvě tělesa, aby se od sebe mohla vzdalovat rychlostí větší, než rychlost světla ? Jak vypadá uzavřený vesmír ? Je to jako povrch 4 rozměrné koule ? Jak se změří velikost uzavřeného vesmíru. V jakých jednotkách se udává ? Děkuji za případné odpovědi (od kohokoli, kdo bude tak laskav).

Odpovědět

odpověď

Pavel Brož,2006-08-31 15:09:23

Pane Kunc, tak když už jste se mě takhle explicitně zeptal, tak teda přiznám, že státnici mj. i z teorie relativity mám, jako fyzik se ale neživím. Aby bylo možné porozumět tomu, proč je možné v obecné relativitě (na rozdíl od speciální relativity) docilovat rychlostí větších než je rychlost světla bez sporu s teorií, tak je nutné udělat takovou rychloexkurzi do základů jak speciální, tak obecné teorie relativity. Z důvodů rozsahu to bude dosti kusé povídání, nicméně pokusím se vystihnout aspoň to nejpodstatnější.

Takže speciální teorie relativity staví na třídě tzv. inerciálních pozorovacích soustav. Inerciální soustava se pozná podle toho, že v ní platí - a to globálně, v kterémkoliv místě té soustavy - první Newtonův zákon, který praví, že těleso setrvává v klidu či rovnoměrném přímočarém pohybu, pakliže-li na něj nepůsobí vnější síla. Tzn. že např. rozlišíte rotující a nerotující soustavy, protože v rotujících první Newtonův zákon neplatí. Jakmile najdete jedinou inerciální soustavu, tak všechny ostatní najdete tak, že se vůči té první pohybují rovnoměrně přímočaře. Všechny tyto inerciální soustavy tvoří třídu inerciálních soustav. V inerciálních soustavách vypadají fyzikální zákony jednodušeji, než v neinerciálních, protože v těch neinerciálních vzniká ještě zdánlivá síla - např. odstředivá síla v rotující soustavě.

Speciální relativita stojí na dvou základních postulátech - jednak že tvar všech fyzikálních zákonů je ve všech inerciálních soustavách stejný, a jednak že rychlost šíření světla je stejná ve všech těchto inerciálních soustavách. Z těchto dvou postulátů už lze odvodit všechny potřebné vztahy speciální relativity, jako je kontrakce délek, dilatace času, či nárůst hmotnosti v soustavě, která se vůči pozorovateli pohybuje.

Obecná teorie relativity je zobecněním speciální teorie relativity, kde se navíc bere v potaz ještě gravitace, přičemž - a to je podstatné - se gravitační působení geometrizuje, tj. vysvětluje se za pomoci zakřivení prostoročasu. Tzn. že zatímco ve speciální relativitě byl základní fyzikální arénou plochý (tzv. pseudo-Euklidovský) Minkowského prostoročas, v obecné relativitě je základním dějištěm obecnější zakřivená (tzv. pseudo-Riemannova) čtyřrozměrná varieta. Co to přineslo za výhodu? Především to, že speciální relativita neuměla adekvátně popsat gravitaci, to se povedlo právě až za použití toho zakřiveného prostoročasu v obecné teorii relativity.

Volba zakřiveného prostoročasu, který gravitační jevy popisuje jako geometrické důsledky právě těch zakřivení, nese ale také logické důsledky. Tím hlavním důsledkem je, že už neexistuje žádná globální inerciální soustava, pokud se teda nevrátíme zpět do nezakřiveného rovinného prostoročasu. Skutečně, v přítomnosti hmoty nenajdeme jedinou soustavu, ve které by všude platil první Newtonův zákon. V přítomnosti hmoty totiž bude jiné těleso k té hmotě přitahováno, tedy se nebude moct pohybovat rovnoměrně přímočaře (zdůrazňuji přitom, že gravitace je v obecné relativitě popsána ne jako vnější síla, ale jako projev zakřivené geometrie, jiné síly jako např. elektromagnetická už ale jako vnější síly popisovány jsou - mimochodem pozdní Einsteinovy práce byly věnovány dlouhodobým a nakonec marným snahám geometrizovat i zbylé interakce, což se možná nakonec povedlo superstrunovým teoriím).

Takže v obecné relativitě inerciální soustavy neexistují. Přesto ale existují soustavy, které jsou jim v nějakém okolí velice podobné. Tak např. mezinárodní kosmická stanice se při svém oběhu kolem Země zcela určitě nepohybuje rovnoměrně přímočaře, nicméně kosmonauti v ní ji za inerciální soustavu mohou s velikou přesností považovat. Když např. hodí pingpongový míček od stěny ke stěně, tak ten se pohybuje s velkou přesností jako v úplně běžné inerciální soustavě, jaká byla známa už ve speciální relativitě. Při detailnějším zkoumání ale vyniknou drobné rozdíly - ty jsou způsobeny slapovými silami, neboli nehomogenitou gravitačního pole Země (tzn. že u stěny bližší k povrchu Země budou dráhy míčků nepatrně zakřivenější, než u stěny odlehlé od povrchu Země). Proto se v obecné teorii relativity hovoří pouze o tzv. lokálních inerciálních soustavách, což jsou soustavy, které se chovají dostatečně "inerciálně" v nějakém dostatečně blízkém okolí pozorovacího bodu. Jak veliké je to okolí záleží právě na těch nehomogenitách gravitačního pole, tedy např. na těch slapových silách.

Takže obecná relativita sice zobecnila speciální relativitu, ale zároveň zrušila globální inerciální soustavy, a místo nich povolila pouze lokální inerciální soustavy. V lokální inerciální soustavě přitom platí zákony speciální relativity v téže formě, jakou měly v inerciálních soustavách speciální relativity, ale samozřejmě nyní jenom s odpovídajícím lokálním omezením. Důležitost toho lokálního omezení si můžeme ilustrovat na příkladu - dejme tomu, že se těsně míjejí dvě orbitální stanice obíhající Zemi po polárních drahách (to jsou dráhy probíhající nad póly), ovšem každá dráha nechť probíhá nad jiným poledníkem. Když se stanice budou nad jedním pólem míjet, tak v blízkém okolí jich obou v okamžiku jejich míjení bude možné obě popsat za pomoci inerciálních soustav, z nichž každá bude spojená s odpovídající stanicí. Po nějakou dobu bude toto pozorování opravdu ekvivalentní pozorování, jaké by bylo ve speciálně relativistických inerciálních soustavách. Nicméně po dlouhé době bude už rozdíl markantní, což plyne už jen z toho, že ve speciální relativitě by se volně letící a míjející se tělesa už podruhé nikdy nesešla, kdežto tyto dvě stanice se opět sejdou, a to na protilehlém pólu.

Takže se musíme smířit s tím, že zákony, které známe ze speciální relativity, sice v obecné relativitě nadále platí, ale pouze s lokálním omezením, přičemž toto omezení je diktováno tím, nakolik daleko lze v daném zakřivení prostoročasu tento prostoročas věrně aproximovat plochým Minkowského prostoročasem.

Nyní jak to souvisí s tím rozpínáním vesmíru. Dosud jsem se zmiňoval pouze o tom, že v obecné relativitě je plochý prostoročas nahrazen zakřivenou varietou (míru jejího zakřivení určuje přítomnost hmoty ve varietě umístěné). Zatím jsem ale explicitně nezmínil to, že zakřivený prostoročas může své zakřivení projevovat různým způsobem - jedním z nich může být statický zakřivený třírozměrný prostor v okolí velké hmoty, jiný způsob může být vlnící se zakřivení třírozměrného prostoru, které chápeme jako gravitační vlny, a ještě jiný z mnoha dalších možných způsobů může být rozpínání či smršťování třírozměrného prostoru. Právě rozpínání třírozměrného prostoru odvodil jako první z Einsteinových rovnic obecné teorie relativity ruský fyzik Friedman, po němž dnes odpovídající kosmologické modely nesou jméno.

V rozpínajícím se vesmíru lze opět zavádět lokální inerciální soustavy. V každé z nich lze v omezeném okolí používat zákony speciální relativity, mj. zákon o nepřekročitelnosti rychlosti světla. Velikost tohoto okolí je ale dána velikostí oblasti, v níž můžeme zanedbat právě ono rozpínání vesmíru, protože speciální relativita s žádným rozpínajícím se prostorem nepočítá. Protože rychlost rozpínání činí dle Hubbleovy konstanty oněch cca 72 km/s na každý megaparsek (asi 3,27 miliónů světelných let) vzdálenosti, tak je toto okolí pro běžná pozorování zcela určitě větší, než např. ten megaparsek, protože rychlost 72 km/s je zanedbatelná s rychlostí světla (cca 300 000 km/s). Kdybychom ale mohli provádět dostatečně precizní měření, tak bychom i na tom megaparsekovém okolí jemné rozdíly postřehli, podobně jako bychom je při detailním měření postřehli v té orbitální stanici. Dám hypotetický příklad - kdyby akreční disk kolem centrální černé díry galaxie megaparsek vzdálené emitoval výtrysky plynu rychlostí třeba o 50 km/s menší, než je rychlost světla, tak bychom výtrysk směřovaný směrem od nás nikdy nemohli vidět, protože by se od nás vzdaloval rychlostí o 22 km/s vyšší, než je rychlost světla - jedná se ale opravdu jenom o hypotetický příklad. Nicméně tento příklad ilustruje, že neexistuje žádná ostrá vzdálenostní mez, za níž už zákony sepciální relativity neplatí, a pod níž ano. Ta mez závisí jen na přesnosti měření.

Jinak co se týče tvaru uzavřeného vesmíru - v modelech se používá vesměs představa trojrozměrné sféry, tj. hranice čtyřrozměrné koule. Její velikost coby velikost např. jejího obvodu, anebo třeba jinak jako velikost průměru původní čtyřrozměrné koule, je možno měřit v jakýchkoliv délkových jednotkách, např. ve světelných letech. V uzavřeném vesmíru tento rozměr nejprve naroste na maximální hodnotu a potom nastane fáze smršťování. Ve starších modelech se pro uzavřený vesmír počítalo s maximálním rozepnutím po cca 150 miliardách let od velkého třesku, a za stejnou dobu pak s velkým krachem. Jak v uzavřených, tak v otevřených starších modelech se ale neuvažovala přítomnost nějaké substance způsobující dodatečné rozpínání (tzv. temná energie), a proto jak v uzavřených, tak v otevřených modelech se počítalo se zpomalováním expanze vesmíru. Nedávné objevy týkající se temné hmoty, temné energie a zrychleného rozpínání vesmíru ovšem řádně zamíchaly kartami, takže spektrum studovaných kosmologických modelů je dnes mnohem širší, než před pár lety.

Odpovědět

reakce na odpověď P. Brože

Lukáš Kunc,2006-08-31 18:04:56

Omlouvám se, tahle odpověď je tu potřetí, ale teprve teď je na správném místě :(

Mockrát Vám děkuji za odpověď. Asi mi to konečně došlo a to jen díky Vám. Působí tu nějaká síla, která nebyla dosud experimentálně zjištěna, která nutí hmotu se od sebe vzdalovat. V principu by jí ale mělo být možné změřit, podobně jako slapové síly na družici Zěmě. Je to tak ?

Samozřejmě, všechny moje nejasnosti nezmizely:

Nechápu, jak můžou kosmologové hovořit o "průměru vesmíru", když neznají jeho topologii. To by se určitě dalo omluvit snahou o zjednodušování pro laickou veřejnost. Má ale tohle odhadování velikosti vesmíru vůbec nějaký smysl ? Tady se vytrácí veškerá snaha o exaktnost vědeckého pohledu na svět.

Zásadnější rozpor bych viděl v tomto: astronomové tvrdí, že současné dalekohledy dohlédnou 10 mld. světelných let daleko, což interpretují, že brzo uvidíme vesmír velmi mladý (někde jsem slyšel dokonce, že ho uvidíme, když "mu bylo" 200 milionů let). Na druhou stranu teď čtu, že vesmír má průměr 160 mld. světelných let. Z toho, co jste napsal výše navíc vyplývá, že za hranicí 14 mld světelných let už uvidíme jenom tmu, protože k nám odtamtud světlo nikdy nedoletí. Mladý vesmír tedy nikdy (podle současné fyziky) vidět nemůžeme. Jak to tedy je ? A jak je to s vlnovou délkou světla, které vidíme ve vzdálenosti 10 mld. světelných let a dál. To za chvíli kvůli rudému posuvu uvidíme jako světlo to, co bylo dřív např. gamma zářením ?

Odpovědět

To je hodně otázek najednou :-)

Pavel Brož,2006-08-31 19:59:29

Pokusím se ale na ně postupně odpovědět, i když moje odpověď nebude vyčerpávající. Navíc zítra odjíždím na dovolenou, takže další případné odpovědi se ode mě dočkáte nejdříve za jedenáct dní.

Takhle, s rozpínáním vesmíru tam může a nemusí spoluúčinkovat nějaká síla, která to rozpínání působí. Protože v obecné relativitě je gravitace chápána jakožto projev geometrie, a to geometrie obecně zakřivené a obecně dynamické, tak vznikla zcela nová možnost, jak nahlížet na dynamiku těles. Jeden klasický pohled je ten, že gravitaci spojujeme s nějakýma silama, které hýbou tělesy, a které třeba na velkých vzdálenostech odstrkují od sebe galaxie. Tyto síly vždycky můžeme zpětně vypočíst právě z toho pohybu těles. Druhý ekvivalentní pohled je ten, že gravitační síla jakožto fyzikální pojem je zbytečná, a že se vystačí čistě jen s tou dynamickou geometrií. V obecné relativitě se dá ukázat matematická ekvivalence obou přístupů, takže jde v podstatě jenom o filosofické hledisko či sympatie toho kterého, který pohled bude preferovat či užívat. Třeba Kip S. Thorn, jeden z velkých přispěvatelů k obecné teorii relativity, to ve své knížce „Černé díry a zborcený čas“ popisuje metaforou, že v pondělí používá jeden pohled a v úterý druhý, že oba jsou pro některé úvahy inspirativní.

Každopádně to co měříme, je dynamika vzdálených galaxií. Máme dvě nezávislé experimentální metody, jedna nám určuje rychlost galaxií pomocí Dopplerova posuvu spektrálních čar, druhá nám určuje jejich vzdálenost podle svítivosti extrémně jasných hvězd v těchto galaxiích, přičemž se záměrně vybírá třída hvězd, která má plus minus konstantní svítivost (tato metoda funguje takto přímočaře ale pouze pro ne příliš vzdálené galaxie, pro vzdálenější je to složitější). Porovnáním vzdálenosti a radiální rychlosti zjistíme, že se galaxie od nás vzdalují tím rychleji, čím jsou dále (na což jako první přišel právě Edwin Hubble). Existuje samozřejmě hodně možností, jak naměřenou korelaci mezi Dopplerovým posuvem a vzdáleností galaxií vysvětlit (svého času byla v kurzu i hypotéza o „stárnutí světla“ a mnohé jiné). Jedna z možností je přijmout jako vysvětlení tezi, že se vesmír skutečně rozpíná. Na tuto možnost dávno před Hubblem upozornil Friedman, jeho model vyplynul přímo jako jedno z řešení Einsteinových rovnic. Einstein také hledal kosmologické řešení svých rovnic, akorát že on lpěl na statickém řešení, a to mu nevycházelo do té doby, dokud do svých rovnic nedoplnil tzv. kosmologickou konstantu, která garantovala existenci takového řešení. Další fyzici ale brzy ukázali, že kosmologická konstanta problém stejně neřeší, protože Einsteinovo řešení nebylo stabilní a sebenepatrnější odchylka od rovnováhy stejně vedla k hroucení nebo rozpínání vesmíru. Po Hubbleově objevu rozpínání vesmíru označil Einstein zavedení kosmologické konstanty za největší omyl svého života, nicméně ono je to s ní složitější, v moderních teoriích slaví tato konstanta comeback a je jedním z kandidátů na vysvětlení nedávno objevené zrychlující se expanze vesmíru.

Každopádně po mnoha debatách a odborných půtkách se postupem času model rozpínajícího se vesmíru ujal. Bylo tomu tak proto, že z něj plynula kaskáda dalších předpovědí, které se postupně daly ověřovat – tak např. existence horkého počátku vesmíru, v němž probíhala prvotní nukleosyntéza a tvorba helia z jader vodíku, a také existence reliktního záření. Díky těmto dodatečným ověřeným předpovědím si model rozpínajícího se vesmíru začal získávat vážnost (asi nejméně měl na růžích ustláno v Sovětském svazu, kde tento model byl coby nesouhlasící s marxisticko-leninským učením dlouhá desetiletí potírán). Každopádně to tedy není tak, že by existoval jediný experimentální fakt, po němž by si všichni sedli na zadek a začali vzývat teorii rozpínajícího se vesmíru, jako u každé velké změny v myšlení si i tato vzala dost času.

Jakmile tedy akceptujeme rozpínající se model vesmíru coby v přírodě realizované řešení Einsteinových rovnic (řešení těch rovnic je nicméně samozřejmě tolik, kolik je různých omezujících předpokladů, které na hledaná řešení klademe), tak už nemusíme hledat nějakou sílu, která toto rozpínání způsobuje. Jeden z pohledů, geometrický, nám prostě říká, že geometrie vesmíru jako celku MÁ prostě takovouto dynamiku. Jak jsem ale uvedl výše, vždycky je možné použít i druhý pohled, kdy řekneme, že vesmír se rozpíná pod působením nějaké síly, kterou si z toho rozpínání dopočteme. Pakliže-li se rozpínání vesmíru zpomaluje, tak vždycky můžeme říct, že je to tím, že jeho rozpínání přitažlivá gravitační síla ve vesmíru obsažené hmoty brzdí. Ale nemusíme to takto interpretovat, druhý, geometrický pohled nám umožňuje vidět to jako dynamickou geometrii celého toho řešení. Tento pohled nám bude možná i bližší právě dnes, když víme, že se rozpínání vesmíru zrychluje. Zrychlená expanze vesmíru se dá garantovat např. zavedením malé záporné kosmologické konstanty do Einsteinových rovnic (není to ale jediný možný způsob). Pak je opět otázka, jaký pohled si vybereme – buďto budeme chtít tomu zrychlujícímu se rozpínání přiřadit nějakou sílu (ta bude mít původ např. v té znovuzavedené kosmologické konstantě), anebo prostě řekneme, že ta zrychlující se expanze je přirozeným rysem dynamiky toho řešení s tou konstantou a bez nějaké síly se obejdeme. Každopádně je příslušná síla tak malá, že na vzdálenostech menších než milióny světelných let ji není možné měřit. Z toho důvodu je otázka, jestli nám pojem síly v tomto případě bude vůbec k nějakému užitku, když se přímo nedá změřit, dá se jen zpětně dopočítávat.

Co se týče průměru vesmíru a jeho topologie – tak samozřejmě se primárně počítá s tou nejjednodušší topologií, tzn. s topologií třírozměrné roviny v případě otevřených a s topologií třírozměrné sféry v případě uzavřeného vesmíru. O poloměru či průměru vesmíru se pak dá hovořit pouze u uzavřených modelů. Nicméně i u otevřených prostorově nekonečných modelů lze zavést několik tzv. horizontů, přičemž každý horizont je nějak jinak definován. Existuje horizont událostí, horizont částicový, Hubbleův horizont, a tyto horizonty jsou různě daleko. Vždycky přitom hraje roli co je přesně obsahem té definice a hlavně také v jakých časech se v těch definicích pracuje – zda v čase „současném“, či v čase „zpětném“, tj. např. v čase odpovídajícím stáří obrazu objektu, který nutně nemůžeme vidět aktuální, atd.. Myslím si, že v článku uvedená hodnota velikosti vesmíru je ve skutečnosti velikostí jenom jednoho z různě možně definovatelných horizontů.

Mimochodem, operovat těmi či oněmi velikostmi vesmíru či takovými a makovými extrémními vzdálenostmi nemá moc valného smyslu. Dejme tomu, že vidíme obraz nějakého objektu vzdáleného třeba deset miliard světelných let. Jediné, co můžeme říct, je vlastně to, že to světlo z toho objektu k nám těch deset miliard let putovalo. Kde je ten objekt nyní totiž závisí na tom, jakou historií zpomalujícího či naopak zrychlujícího se rozpínání celý vesmír prošel. Navíc ani současná vzdálenost je nám k ničemu, protože kdybychom chtěli třeba k tomu objektu letět nebo poslat k němu paprsek světla, tak budeme potřebovat znát, kde bude, až k němu doletíme nebo až k němu to světlo od nás dorazí. A to opět závisí na další budoucnosti rozpínání vesmíru. Taky je možné, že ten objekt už je pro nás v současnosti nedostupný, tzn. že je za tou hranicí, k níž můžeme rychlostí světla vůbec někdy doletět. Pokud by se expanze vesmíru stále zpomalovala až k nulové rychlosti rozpínání (tzn. vesmír by zamrzal do statického vesmíru), tak můžeme doletět dříve či později všude, ovšem např. ve vesmíru se zrychlující se expanzí je tomu jinak. Z toho důvodu není moc užitečné přehazovat sem a tam různě definované desítky či dokonce stovky miliard světelných let.

Proto opravdu nemá smysl si lámat hlavu s tím, jak to, že vesmír má tolik a tolik miliard světelných let v průměru a je přitom jenom tak a tak stár. Je to pouze věcí různě sestavených definic. Reálně měřit tak velké vzdálenosti asi nikdy nebudeme moct a navíc tyto vzdálenosti závisí na tom, v jakých časech je měříme. Každopádně vždycky uvidíme maximálně k velkému třesku. Přitom opravdu dochází k posunu spektrálních čar, čáry gama můžeme v principu v dostatečné vzdálenosti vidět klidně v optickém spektru. Koneckonců dnes měřené reliktní záření o teplotě necelé tři kelviny je pozůstatkem záření z doby, kdy mělo teplotu několik tisíc stupňů (tj. z doby rekombinace elektronů a protonů do neutrálních atomů vodíku).

Takže to je zatím vše, nashle!

Odpovědět