Vznik a vývoj vesmíru stručně
Vznikem a vývojem vesmíru se zabývá věda zvaná kosmologie. Během staletí lidského poznání se pohled na vesmír a jeho vývoj neustále měnil a je tomu tak stále. Dnes nejuznávanější teorie, která je pozorováním nejpodloženější je takzvaný standardní model, také zvaný model ΛCDM. Přesto najdeme mnoho astrofyziků, kteří ho zavrhují a odmítají i velký třesk.
Standardní model kombinuje teorii kvantové fyziky a obecné relativity a popisuje dění hmoty a gravitace za velmi extrémních podmínek. Dopodrobna zpracovaná teorie velkého třesku a vývoje vesmíru v jeho prvních třech minutách staví především na standardním modelu.
Velký třesk
Podle teorie velkého třesku (anglicky Big Bang) vznikl vesmír z nekonečně malého bodu o velké hustotě. Tato singularita byla jak počátkem hmoty a prostoru tak i počátkem času. Vznikl první okamžik a od něho se začal odvíjet vývoj vesmíru.
Ten probíhal zpočátku velmi rychle a měl (nebo mohl mít) podobu nesmírné exploze (v podstatě se rozepnul ve velmi malém čase na ohromný objem a to ještě daleko rychleji než probíhá rozpínání vesmíru v dnešní době - to je nazýváno inflace). I když slovo třesk navozuje představu zvuku, jakési rány, je v tomto případě ekvivalentem slova výbuch.
Vznik hmoty
Původně malý vesmír se společně s prostorem rychle rozpínal. ‚Uvnitř‘ se nacházela velmi hustá a žhavá látka. Standardní model popisuje dost přesně, co se dělo v prvních třech minutách po vzniku vesmíru (vzhledem k tomu, že vesmír je starý asi 13,7 miliard let, je to doba skutečně nepatrná).
Vystřídalo se několik fází. V těch prvních převládalo především světlo (fotony) a jiné elementární částice. A v posledních fázích už byl vesmír dost chladný (jen několik miliard stupňů Celsia) na to, aby se mohla tvořit stabilní jádra atomů.
Důkazy
Rozpínání vesmíru
Teoreticky rozpracoval rozpínání vesmíru Alexandr Fridman a využil k tomu Einsteinových rovnic obecné teorie relativity. Podle těchto rovnic není možné, aby byl vesmír stacionární (aby se nerozpínal, nebo nesmršťoval).
Toto rozpínání lze pozorovat nepřímo na velmi vzdálených objektech (kvasary) a jejich světelných spektrech (spektrální čáry). Známý je takzvaný rudý posuv. Čím jsou například galaxie vzdálenější, tím větší je jejich rudý posuv a tím rychleji se od nás také vzdalují. Tato závislost je téměř lineární a je vyjádřena Hubblovou konstantou (Edwin Hubble byl astronom, který tuto závislost pozoroval a prosazoval).
Reliktní záření
Reliktní neboli zbytkové záření má dnes teplotu 2,7 K a přichází izotropně ze všech směrů z vesmíru. Bylo nejprve předpovězeno teoreticky jako důsledek kosmologické rekombinace v počátcích vývoje vesmíru a teprve pak pozorováno. Prvními byli Penzias a Wilson a dostali za to Nobelovu cenu.