A | B | C | D | E | F | G | H | CH | I | J | K | L | M | N | O | P | Q | R | S | T | U | V | W | X | Y | Z | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9
Kozmológia |
Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru
Skorý vesmír
Expanzia vesmíru
Vznik štruktúry
Budúcnosť vesmíru
Komponenty
História kozmologických teórií
Experimenty
Vedci
Sociálny dopad
|
Chronológia vesmíru opisuje históriu a budúcnosť vesmíru podľa kozmológie veľkého tresku, prevažujúceho vedeckého modelu vzniku a vývoja vesmíru v priebehu času. Moment, v ktorom sa podľa predpokladov začal vesmír rapídne rozpínať zo singularity je známy ako veľký tresk. Súčasný odhad hovorí, že rozpínanie začalo pred 13,799±0,021 miliardami rokov.[1] Vývoj vesmíru sa zatiaľ delí na 3 fázy.
Zhrnutie
Veľmi raný vesmír bol tak horúci a energetický, že v ňom nemohli existovať žiadne častice, a sily, ktoré dnes existujú, boli zjednotené v jednej sile. Obrovské energie spôsobili, že samotný priestor expandoval počas inflačnej epochy. Postupne sa obrovské energie ochladzovali na teplotu neporovnateľne vyššiu ako hocičo, čo pozorujeme dnes, ale dostatočne nízku na postupný rozpad symetrie síl, čo nakoniec viedlo k oddeleniu silnej interakcie od elektroslabej sily a k vzniku prvých častíc.
V druhej fáze sa vesmír tvorený kvark-gluónovou plazmou ďalej ochladzoval. Ďalším rozpadom symetrie, najmä rozpadom elektroslabej symetrie, vznikli súčasné základné sily a celá škála komplexných a zložených častíc, ktoré dnes existujú. To viedlo k dominancii hmoty vo vesmíre, prvým neutrálnym atómom a žiareniu kozmického mikrovlnného pozadia. Moderné teórie vysokoenergetickej časticovej fyziky pokrývajú tieto úrovne energie a tak fyzici veria, že tomuto obdobiu dostatočne rozumejú.
V tretej fáze už existoval vesmír s fundamentálnymi časticami a silami, tak ako ich poznáme dnes. Začala tvorba všetkých stabilných štruktúr, tzn. hviezd, kvazarov, galaxií, kôp a superkôp galaxií. Ich vznik vytvoril vesmír, ktorý vidíme dnes.
V budúcnosti vedci predpokladajú, že život na Zemi zanikne asi za miliardu rokov. Za 5 miliárd rokov bude Zem pohltená Slnkom. O mnoho rokov neskôr zaniknú hviezdy a vesmír sa ponorí do tmy. Ďalším vývojom vesmíru sa zaoberajú rôzne teórie popísané nižšie.
Veľmi raný vesmír
Všetky teórie o veľmi ranom vesmíre (kozmogónii) sú špekulatívne. Žiadne experimenty v urýchľovačoch zatiaľ nedosahujú potrebné energie na to, aby poskytli experimentálny pohľad na správanie hmoty a energie na úrovniach prevažujúcich v tomto období. Navrhnuté scenáre sa radikálne líšia. Príkladmi sú Hartle-Hawkingov počiatočný stav, strunový tvar, membránová inflácia a ekpyrotický vesmír. Niektoré z nich sú vzájomne kompatibilné, niektoré sa vylučujú.
Planckova éra
- do 10–43 sekúnd po veľkom tresku
Planckova éra[2] je obdobie tradičnej (neinflačnej) kozmológie veľkého tresku, počas ktorého boli teploty dostatočne vysoké nato, aby štyri základné sily – elektromagnetizmus, gravitácia, slabá a silná interakcia – boli zjednotené do jednej základnej sily. Fyzike týchto teplôt rozumieme len veľmi málo a rozdielne teórie predpokladajú rôzne scenáre. Tradičná kozmológia veľkého tresku predpovedá gravitačnú singularitu ako predchodcu tohoto obdobia, ale táto teória je založená na všeobecnej relativite a predpokladá sa jej rozpad pôsobením kvantových efektov. Fyzici dúfajú, že navrhnuté teórie kvantovej gravitácie ako napr. teória strún, loop quantum gravity a causal sets, nakoniec povedú k lepšiemu pochopeniu tohoto obdobia. V inflačnej kozmológii sa obdobie pred koncom inflácie (zhruba 10−32 sekúnd po veľkom tresku) nenasleduje tradičnú časovú os veľkého tresku. Vesmír pred koncom inflácie je takmer čisté vákuum s veľmi nízkou teplotou a trvá omnoho dlhšie ako 10−32 sekúnd. Obdobie od konca inflácie je založené na čase veľkého tresku podľa neinflačného modelu veľkého tresku a nie na skutočnom veku vesmíru v tom čase, ktorý sa nedá podľa inflačnej teórie zistiť. Preto v inflačnej kozmológii neexistuje Planckova éra v tradičnom zmysle a podobné podmienky mohli prevažovať v pred-inflačnej ére vesmíru.
Epocha veľkého zjednotenia
- medzi 10–43 a 10–36 sekundami po veľkom tresku[3]
Počas rozpínania a ochladzovania sa vesmír ochladí natoľko, že prekročí hranicu pri ktorej sa sily oddelia. Tieto zmeny skupenstiev sa podobajú na kondenzáciu a tuhnutie. Epocha veľkého zjednotenia začína v čase, keď sa gravitácia oddelí od ostatných prírodných síl, ktoré sa spoločne nazývajú kalibračné sily. Negravitačnú fyziku v tomto období by mala popísať tzv. Veľká zjednotená teória (GUT). Epocha veľkého zjednotenia končí keď sa GUT sily ďalej rozdelia na silnú interakciu a elektroslabú silu. Pri tomto prechode by mali vzniknúť veľké množstvá magnetických monopólov, ktoré sme zatiaľ nepozorovali. Nedostatok magnetických monopólov vyriešila inflačná teória.
V modernej inflačnej kozmológii tradičná epocha veľkého zjednotenia, podobne ako Planckova éra, neexistuje.
Elektroslabá epocha
- medzi 10–36 a 10–12 sekundami po veľkom tresku
V tradičnej kozmológii veľkého tresku začína elektroslabá epocha 10−36 sekúnd po veľkom tresku, keď bola teplota dostatočne nízka (1028) na oddelenie silnej interakcie od elektroslabej sily. Podľa inflačnej kozmológie začína elektroslabá epocha na konci inflačnej epochy, zhruba po 10−32 sekundách.
Inflačná epocha
- dĺžka neznáma, končí 10–32(?) sekúnd po veľkom tresku
Kozmická inflácia je obdobím zrýchľujúcej expanzie spôsobenej hypotetickým poľom nazývaným inflaton, ktoré malo vlastnosti podobné Higgsovmu poľu a tmavej energii. Počas spomaľovania expanzie sa zväčšovali odchýlky od homogenity, výsledkom bol chaotickejší vesmír; zrýchľujúca expanzia spôsobuje, že vesmír je homogénnejší. Dostatočne dlhé obdobie inflačnej expanzie v minulosti by vysvetľovalo vysoký stupeň homogenity, ktorý dnes pozorujeme vo vesmíre, dokonca aj vtedy ak by bol vesmír pred infláciou veľmi heterogénny.
Inflácia končí, keď sa inflatónové pole rozpadne na bežné častice procesom nazývaným reheating a v tom bode začína normálna expanzia veľkého tresku. Obdobie reheatingu sa zvyčajne označuje ako obdobie po veľkom tresku. To sa týka času, ktorý by uplynul v tradičnej kozmológii medzi singularitou a momentom, keď vesmír dosiahol rovnakú teplotu, aká vznikla pri reheatingu, napriek tomu, že v inflačnej kozmológii tradičný veľký tresk nenastal.
Podľa najjednoduchších modelov inflácia skončila pri teplote zodpovedajúcej zhruba 10−32 sekundám po veľkom tresku. To však neznamená, že inflačná éra trvala menej ako 10−32 sekúnd. Aby sa dala vysvetliť pozorovaná homogenita vesmíru, inflácia musela trvať dlhšie. V inflačnej kozmológii je najskorším významným časom po veľkom tresku čas konca inflácie.
Baryogenéza
V súčasnosti neexistuje dostatok dôkazov na to, aby sme vysvetlili prečo vesmír obsahuje omnoho viac baryónov ako antibaryónov. Teória, ktorá sa pokúsi vysvetliť tento jav, musí umožniť vznik Sakharovových podmienok niekedy po konci kozmologickej inflácie. Aj keď časticová fyzika predpodkladá asymetrie, pri ktorých sú splnené tieto podmienky, tak tieto asymetrie sú príliš malé na to, aby ovplyvnili baryónovo-antibaryónovú asymetriu vo vesmíre.
Raný vesmír
Po skončení kozmickej inflácie vypĺňala vesmír kvark-gluónová plazma. Od tohto bodu rozumieme fyzike raného vesmíru o niečo viac.
Rozpad supersymetrie (špekulatívny)
Ak je supersymetria vlastnosťou nášho vesmíru, tak sa musela rozpadnúť pri energii nižšej ako 1 TeV, čo je rozsah elektroslabej symetrie. Hmotnosti častíc a ich superpartnerov už viac nie sú rovnaké, čo by mohlo vysvetliť, prečo sme nikdy nepozorovali žiadneho superpartnera známych častíc.
Rozpad elektroslabej symetrie a kvarková epocha
- medzi 10–12 a 10-6 sekundami po veľkom tresku
Po tom, ako teplota vesmíru spadla pod určitú veľmi vysokoenergetickú úroveň, sa predpokladá, že Higgsovo pole spontánne nadobudlo vo vákuu očakávanú hodnotu, ktorá spôsobila rozpad elektroslabej kalibračnej symetrie. S tým súvisia dva efekty:
- Slabá interakcia a elektromagnetická sila a ich bozóny sa v tom čase prejavovali rozdielne a s rôznymi dosahmi
- Prostredníctvom Higgsovho mechanizmu nadobudli všetky elementárne častice, ktoré interagovali s Higgsovým poľom, hmotnosť.
Na konci tejto éry nadobudli svoju súčasnú formu základné interakcie gravitácie, elektromagnetizmu, silnej a slabej interakcie a elementárne častice mali hmotnosť, ale teplota bola stále príliš vysoká na to, aby kvarky vytvorili hadróny.
Hadrónová epocha
- medzi 10–6 a 1 sekundou po veľkom tresku
Kvark-gluónová plazma, ktorá tvorila vesmír, sa ochladila na teplotu, ktorá umožnila vznik hadrónov, vrátane baryónov ako protóny a neutróny. Približne 1 sekundu po veľkom tresku sa začali neutrína voľne šíriť priestorom. Toto neutrínové kozmické pozadie, aj keď ho pravdepodobne nikdy nebudeme pozorovať detailne, je podobné kozmickému mikrovlnnému pozadiu, ktoré bolo vyžiarené omnoho neskôr.
Leptónová epocha
- medzi 1 a 10 sekundami po veľkom tresku
Väčšina hadrónov a antihadrónov sa vzájomne anihilovala na konci hadrónovej epochy a dominantnú časť hmotnosti vesmíru tvorili leptóny a antileptóny. Približne 10 sekúnd po veľkom tresku teplota dosiahla bod, v ktorom sa už netvorili nové páry leptón/antileptón a väčšina zanikla prostredníctvom anihilácie a zanechala len malý zostatok leptónov.[4]
Fotónová epocha
- medzi 10 sekundami a 380 000 rokmi po veľkom tresku
Po anihilácii väčšiny leptónov a antileptónov na konci leptónovej epochy tvorili väčšinu energie vesmíru fotóny. Tie veľmi často interagovali s nabitými protónmi, elektrónmi a jadrami. Táto aktivita trvala ďalších 380 000 rokov.
Nukleosyntéza
- medzi 3 a 20 minútami po veľkom tresku[5]
Počas fotónovej epochy poklesla teplota vesmíru na bod, kedy začali vznikať atómové jadrá. Protóny (ióny vodíka) a neutróny sa začali kombinovať do atómových jadier v procese jadrovej fúzie. Voľné neutróny sa spájali s protónmi a vytvárali deutérium, ktoré prudko splývalo na hélium-4. Nukleosyntéza trvala len okolo 17 minút, pokiaľ teplota a hustota neklesli na bod, kedy už fúzia nemohla pokračovať. V tom čase existovali všetky neutróny len v jadrách hélia. To zanechalo zhruba 3x viac vodíka ako hélia-4 a iba stopové množstvá iných jadier.
Prevaha hmoty
- 70 000 rokov po veľkom tresku
V tomto čase je hustota nerelativistickej hmoty (jadrá atómov) a relativistického žiarenia (fotónov) rovnaká. Jeansova dĺžka, ktorá definuje najmenšie možné štruktúry, aké môžu vzniknúť, sa zmenšuje a pertuberácie, namiesto toho aby ich zničila voľná radiácia, môžu začať rásť.
Podľa ΛCDM v tomto období prevažuje chladná tmavá hmota. Vďaka čomu gravitačný kolaps zväčšuje malé nehomogenity, zanechané kozmickou infláciou. Rastie hustota hustejších regiónov a prázdne oblasti sa ešte viac vyprázdňujú. Pretože súčasné teórie o tmavej hmote nie sú presvedčivé, zatiaľ neexistuje taká zhoda v teóriách jej pôvodu v skoršom období, ako pre baryónovú hmotu.
Rekombinácia
- zhruba 377 000 rokov po veľkom tresku
S poklesom hustoty začínajú vznikať atómy vodíka a hélia. Predpokladá sa, že toto sa dialo zhruba 377 000 rokov po veľkom tresku.[8] Na začiatku sú tieto atómy ionizované, tzn. že v nich nie sú žiadne elektróny, ktoré sú preto elektricky nabité. Počas chladnutia ióny zachytávajú elektróny a vznikajú neutrálne atómy. Tento proces je relatívne rýchly (rýchlejší pre hélium) a je známy ako rekombinácia.[9] Na konci rekombinácie je väčšina protónov viazaných v neutrálnych atómoch. Preto sa hrubá voľná dráha fotónov stáva efektívne nekonečná a fotóny sa môžu voľne pohybovať, vesmír sa stáva priesvitným. Táto kozmická udalosť sa označuje ako rozdelenie.
Fotóny, ktoré existovali v čase rozdelenia, sú tie isté fotóny, ktoré vidíme ako kozmické mikrovlnné pozadie, po prudkom ochladení expanziou vesmíru. Približne v rovnakom čase sa tlakové vlny existujúce v elektrónovo-baryónovej plazme odrážajú v distribúcii hmoty. Kozmické mikrovlnné pozadie je preto obrazom vesmíru na konci tejto epochy, vrátane drobných fluktuácií, ktoré vznikli počas inflácie.[10]
Obývateľná epocha
Chémia života možno začala krátko po veľkom tresku, počas obývateľnej epochy, keď mal vesmír zhruba 10 – 17 miliónov rokov.
Temný vek
Pred rozdelením väčšina fotónov interagovala s elektrónmi a protónmi v fotónovo-baryónovej tekutine a následkom toho bol vesmír nepriehľadný. Žiarenie existovalo, ale nedá sa pozorovať teleskopmi. Baryónová hmota pozostávala z ionizovanej plazmy, s ktorou konštantne interagovali fotóny, počas rekombinácie tieto ióny naviazali voľné elektróny, a vytvorili neutrálne atómy, čo uvoľnilo fotóny, ktoré vytvorili kozmické mikrovlnné pozadie a odvtedy je vesmír priehľadný. Jediné žiarenie, ktoré vzniklo v tomto okamihu bola 21 cm čiara neutrálneho vodíka. V súčasnosti prebiehajú pokusy o pozorovanie tohoto slabého žiarenia. V súčasnosti sa za temný vek považuje obdobie medzi 150 až 800 miliómi rokov po veľkom tresku.
Vznik štruktúry
V modeli veľkého tresku prebiehal vznik štruktúr postupne, hierarchicky. Najskôr vznikli menšie štruktúry a až následne väčšie. Ako prvé vznikli kvazary, rané aktívne galaxie a hviezdy III populácie. Vývoj vesmíru pred touto epochou opisuje lineárna kozmologická pertuberačná teória, to znamená, že všetky štruktúry môžeme považovať za malé odchýlky od dokonalého homogénneho vesmíru. V tomto bode začali vznikať nelineárne štruktúry a rastie obťažnosť výpočtov, napr. simulácie N-telies s miliardami častíc.
Reionizácia
- 150 miliónov až 1 miliarda rokov po veľkom tresku
Prvé hviezdy a kvazary vznikli vďaka gravitačnému kolapsu. Ich intenzívne žiarenie opäť ionizovalo (reionizovalo) okolitý vesmír. Od tohto bodu väčšina vesmíru pozostáva z plazmy.
Vznik hviezd
Prvé hviezdy, pravdepodobne III populácie, začali proces premeny ľahkých prvkov, ktoré vznikli vo veľkom tresku (vodík, hélium, lítium), na ťažšie prvky.[11] Zatiaľ nebola pozorovaná žiadna hviezda III populácie. Predpoklad ich existencie je v súčasnosti založený na počítačových modeloch ich vzniku a vývoja.
Vznik galaxií
Kolapsom obrovských objemov hmoty začali vznikať galaxie. Hviezdy Populácie II vznikali na začiatku tohto procesu, nasledované vznikom hviezd Populácie I.
Projekt Johannesa Schedlera identifikoval kvazar CFHQS 1641+3755 vzdialený 12,7 miliardy svetelných rokov.[12] Vek vesmíru bol vtedy len 7% súčasného veku. 11. júla 2007 pomocou 10 metrového teleskopu Keck II objavil Richard Ellis so svojím tímom 6 galaxií, v ktorých vznikali hviezdy, vzdialených 13,2 miliardy svetelných rokov. To znamená, že v čase ich vzniku bol vesmír starý iba 500 miliónov rokov.[13] Poznáme asi iba 10 týchto extrémne raných objektov.[14]
Vznik skupín, kôp a superkôp
Gravitácia vzájomne priťahovala galaxie a tie vytvárali skupiny, kopy a superkopy.
Vznik slnečnej sústavy
- 9 miliárd rokov po veľkom tresku
Slnečná sústava sa začala formovať zhruba pred 4,6 miliardou rokov, alebo 9 miliárd po veľkom tresku. Molekulárny mrak, tvorený zväčša vodíkom a stopami iných prvkov, začal kolabovať. Vytvoril obrovskú guľu, v ktorej strede vzniklo Slnkom a tiež okolitý disk. Z okolitého akrečného disku vzniklo množstvo menších objektov, ktorých vznikli planéty, asteroidy a kométy. Slnko je hviezdou neskorej generácie a Slnečná sústava vznikla z hmoty vytvorenej predchádzajúcou generáciou hviezd.
Súčasnosťupraviť | upraviť zdroj
- 13 miliárd rokov po veľkom tresku
Zhruba pred 13,8 miliardami rokov nastal veľký tresk.[15] Kozmická pavučina je pravdepodobne najväčšou štruktúrou aká kedy vznikne vo vesmíre, pretože expanzia vesmíru zrýchľuje. Súčasné zrýchľujúce rozpínanie bráni inflačným štruktúram v preniknutí do nášho horizontu a súčasne bráni vzniku nových štruktúr zviazaných gravitáciou.
Konečný osud vesmíruupraviť | upraviť zdroj
Podobne ako pri interpretáciách raného vesmíru, tak na to, aby bolo možné predpodkladať osud vesmíru s nejakou určitosťou, je potrebný pokrok v základnej fyzike. Nižšie sú popísané niektoré z hlavných možností.
Osud slnečnej sústavy: 1 až 5 miliárd rokovupraviť | upraviť zdroj
V rádoch miliárd rokov je Zem a slnečná sústava nestabilná. Slnko postupne vytvára viac a viac tepla a dosiahne bod, v ktorom sa tekutá voda vyparí a život bude nepravdepodobný a tak biosféra existujúca na Zemi zanikne asi o miliardu rokov.[16] Magnetické pole Zeme, sklon osi a atmosféra podliehajú dlhodobým zmenám. Samotná slnečná sústava je v rádoch miliárd rokov chaotická.[17] Približne za 5,4 miliardy rokov dosiahne jadro Slnka teplotu dostatočnú na to, aby vo vyšších vrstvách začala fúzia vodíka.[16] To spôsobí obrovskú expanziu jeho vonkajších vrstiev a Slnko vstúpi do fázy, ktorá sa označuje ako červený obor.[18] Za 7,5 miliardy rokov narastie polomer Slnka na 1,2 AU, čiže sa zväčší 256x. Štúdie z roku 2008 hovoria, že vzájomné gravitačné pôsobenie Slnka a Zeme spôsobí presun Zeme na bližšiu obežnú dráhu a nakoniec ju Slnko pohltí krátko pred dosiahnutím svojej maximálnej veľkosti napriek tomu, že stratí asi 38% hmotnosti.[19] Slnko bude existovať ďalších mnoho miliárd rokov, prejde mnohými fázami a nakoniec svoj život ukončí ako biely trpaslík. Po mnohých miliardách rokov v tejto fáze zhasne úplne a stane sa čiernym trpaslíkom.[20]
Veľké roztrhnutie: 5 + rokov odterazupraviť | upraviť zdroj
Tento scenár je možný len ak energetická hustota tmavej energie bude neobmedzene rásť. Taká tmavá energia sa nazýva fantómová energia a nepodobá sa na žiadny iný druh energie. V takom prípade bude rýchlosť rozpínania neobmedzene rásť. Systémy, ktoré drží pokope gravitácia, ako kopy galaxií, galaxie a aj slnečná sústava, budú roztrhané. ďalej expanzia dosiahne takú rýchlosť, že prekoná elektromagnetickú silu, ktorá drží pokope molekuly a atómy. Nakoniec roztrhá aj jadrá atómov a vesmír skončí v nezvyčajnom druhu gravitačnej singularity. V tom čase dosiahne rýchlosť rozpínania nekonečnú hodnotu, a prekoná tak všetky sily (bez ohľadu na ich silu), ktoré držia pokope zložené systémy (bez ohľadu na ich veľkosť) a doslova všetko roztrhá.
Veľký kolaps: ≥102 miliárd rokov odterazupraviť | upraviť zdroj
Ak by hustota tmavej energie bola negatívna alebo by bol vesmír uzatvorený, tak by bolo možné, že rozpínanie vesmíru zmení svoj smer a vesmír sa začne sťahovať späť do hustého, horúceho stavu. Tento prvok je potrebný v teóriách oscilujúceho vesmíru, ako napr. cyklický model, aj keď Veľký kolaps nemusí znamenať oscilujúci vesmír. Súčasné pozorovania hovoria, že tento model pravdepodobne nesprávny a rozpínanie bude pokračovať alebo dokonca zrýchli.
Veľký mráz: ≥105 miliárd rokov odterazupraviť | upraviť zdroj
Tento scenár je všeobecne považovaný za najpravdepodobnejší, pretože ak bude vesmír pokračovať v rozpínaní, tak je jeho prirodzeným následkom. V čase rádovo 1014 rokov dohoria posledné hviezdy, ďalšie vznikať nebudú a vesmír sa ponorí do tmy.[21] Omnoho neskôr, v érach po tejto zaniknú galaxie a čierne diery sa vyparia v procese Hawkingovej radiácie.[21] Podľa niektorých teórií veľkého zjednotenia sa protóny rozpadajú najmenej po 1034 rokoch a zostávajúci medzihviezdny plyn a hviezdne pozostatky budú tvoriť leptóny (elektróny a pozitróny) a fotóny.[21] Následne niektoré elektróny a pozitróny vytvoria protóny. V tom prípade vesmír dosiahne stav vysokej entropie a bude tvorený časticami a nízkoenergetickým žiarením. Nie je známe, či dosiahne stav termodynamického ekvilibria.[21]
Tepelná smrť: 101000 rokov odterazupraviť | upraviť zdroj
Tepelná smrť je možný konečný stav vesmíru zhruba po 10150 rokoch, v ktorom dosiahol stav neobsahujúci žiadnu voľnú termodynamickú energiu, čiže žiaden pohyb. Fyzikálne povedané, dosiahne stav maximálnej entropie. Hypotéza tepelnej smrti sa zakladá na myšlienkach Williama Thomsona (Lord Kelvin)[22] z 50.tych rokov 19. storočia.
Udalosť metastability vákuaupraviť | upraviť zdroj
Ak sa náš vesmír nachádza v odvekom falošnom vákuu, tak je možné, že malé oblasti vesmíru sa dostanú do menej energetického stavu. Ak sa toto stane, všetky štruktúry v tej oblasti budú okamžite zničené a oblasť sa začne rozpínať takmer rýchlosťou svetla a bez varovania všetko zničí.
Referencieupraviť | upraviť zdroj
- ↑ Planck collaboration. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. Submitted to Astronomy and Astrophysics, 2013.
- ↑ Súpis termínov z astronómie. Kultúra slova (Bratislava: Jazykovedný ústav Ľ. Štúra SAV a Matica Slovenská), 2018, roč. 52, čís. 2, s. 85. Dostupné online cit. 2018-05-15. ISSN 0023-5202.
- ↑ Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
- ↑ The Timescale of Creation
- ↑ Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes
- ↑ GANNON, Megan. New 'Baby Picture' of Universe Unveiled online. Space.com, December 21, 2012, cit. 2012-12-21. Dostupné online.
- ↑ BENNETT, C.L.; LARSON, L.; WEILAND, J.L.. Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results online. December 20, 2012, cit. 2012-12-22. Dostupné online.
- ↑ HINSHAW, G., et al. Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results. Astrophysical Journal Supplement, 2009, s. 225 – 245. Dostupné online. DOI: 10.1088/0067-0049/180/2/225.
- ↑ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
- ↑ AMOS, Jonathan. Quasars illustrate dark energy's roller coaster ride. BBC. Dostupné online cit. 2012-11-13.
- ↑ Ferreting Out The First Stars; physorg.com
- ↑ APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel
- ↑ "New Scientist" 14th July 2007
- ↑ HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects
- ↑ Cosmic Detectives online. The European Space Agency (ESA), 2013-04-02, cit. 2013-04-15. Dostupné online.
- ↑ a b K. P. Schroder, Robert Connon Smith. Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008, s. 155 – 163. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
- ↑ J. Laskar. Large-scale chaos in the solar system. Astronomy and Astrophysics, 1994, s. L9–L12.
- ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs) online. 2006, cit. 2006-12-29. Dostupné online.
- ↑ PALMER, Jason. Hope dims that Earth will survive Sun's death. New Scientist, 22 February 2008. Dostupné online.
- ↑ G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron. The Potential of White Dwarf Cosmochronology. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2001, s. 409 – 435. Dostupné online cit. 2008-05-11. DOI: 10.1086/319535.
- ↑ a b c d A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), pp. 337 – 372. Bibcode: 1997RvMP...69..337A . DOI:10.1103/RevModPhys.69.337.
- ↑ Thomson, William. (1851). "On the Dynamical Theory of Heat, with numerical results deduced from Mr Joule’s equivalent of a Thermal Unit, and M. Regnault’s Observations on Steam." Excerpts. §§1-14 & §§99-100, Transactions of the Royal Society of Edinburgh, March, 1851; and Philosophical Magazine IV. 1852, from Mathematical and Physical Papers, vol. i, art. XLVIII, pp. 174
Externé odkazyupraviť | upraviť zdroj
- PBS Online (2000). From the Big Bang to the End of the Universe – The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.
- Schulman, Eric (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.
- Space Telescope Science Institute Office of Public Outreach (2005). Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.
- Fermilab graphics (see "Energy time line from the Big Bang to the present" and "History of the Universe Poster")
- Exploring Time from Planck time to the lifespan of the universe
- Cosmic Evolution is a multi-media web site that explores the cosmic-evolutionary scenario from big bang to humankind.
- Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began
- The Universe Adventure
- Cosmology FAQ, Professor Edward L. Wright, UCLA
- Sean Carroll on the arrow of time (Part 1), The origin of the universe and the arrow of time, Sean Carroll, video, CHAST 2009, Templeton, Faculty of science, University of Sydney, November 2009, TED.com
- A Universe From Nothing, video, Lawrence Krauss, AAI 2009, YouTube.com
- Once Upon A Universe – Story of the universe told in 13 chapters. Science communication site supported by STFC.
Text je dostupný za podmienok Creative Commons Attribution/Share-Alike License 3.0 Unported; prípadne za ďalších podmienok. Podrobnejšie informácie nájdete na stránke Podmienky použitia.
Astrodynamika
Astrofyzika
Astrometria
Astronómia podľa štátu
Astronómovia
Astronomické úkazy
Astronomické časopisy
Astronomické cykly
Astronomické jednotky dĺžky
Astronomické novinky
Astronomické objekty
Astronomické observatóriá
Astronomické organizácie
Červený posun
Ablácia (astronómia)
Absolútna hviezdna veľkosť
Absolútna jasnosť kométy
Absorpčné čiary
Albedo
Alhidáda
Amatérska astronómia
Archeoastronómia
Areocentrická dráha
Asterizmus
Astrobiológia
Astrochémia
Astrofotografia
Astrofyzika
Astrometria
Astronóm
Astronómia
Astronómia:1000 najdôležitejších článkov
Astronómia viditeľného svetla
Astronomické súradnicové systémy
Astronomický katalóg
Astronomický kongres v Prahe
Astronomický symbol
Baldetova metóda odhadu jasnosti kométy
Baryónové číslo
Beyerova metóda odhadu jasnosti kométy
Biela noc
BOOMERanG
Centrála pre kométy a planétky
Central Bureau of the International Polar Motion Service
Chronológia vesmíru
Chronologická tabuľka kozmologických teórií
Deklinácia (astronómia)
Dichotómia (astronómia)
Dissertatio cum Nuncio Sidereo
Dopplerov jav
Družica
Družicová geodézia
Ekvidenzitometrická metóda
Ekvinokcium (súradnice)
Elementy dráhy
Epocha (astronómia)
Extrafokálna metóda odhadu jasnosti kométy
Extragalaktická astronómia
Fázový uhol
Fabryho metóda odhadu jasnosti kométy
Farebný index
Flamsteedovo označenie
Galaktická astronómia
Gama astronómia
Gaussov rok
Gravitačný parameter
Hawkingovo žiarenie
Heliaktický
Heliocentrická dráha
Hertzsprungov-Russellov diagram
Historická astronómia
Holetschkova metóda odhadu jasnosti
Hubblova konštanta
Hubblovo hlboké pole
Hubblov vesmírny ďalekohľad
Hubblov zákon
Hvězdářská ročenka
Hviezdna veľkosť
Infračervená astronómia
Institute of Space and Astronautical Science
J2000.0
Koincidencia (fyzika)
Kondenzácia (astronómia)
Konečný osud vesmíru
Kopernikovský princíp
Kozmické žiarenie
Kozmické neutrínové pozadie
Kozmické pozadie gravitačných vĺn
KOZMOS (časopis)
Kráter
Lambda-CDM model
Letopočet
Mascon
Medzihviezdna hmota
Medzinárodný rok astronómie
Meteoritika
Mikrovlnové pozadie
Milankovičov cyklus
Mimozemský život
Modul vzdialenosti
Morrisova metóda odhadu jasnosti kométy
Multiverzum
Náboženské interpretácie Veľkého tresku
Narodenie Ježiša Krista
Nebeská mechanika
Nekonvenčná astrofotografia
Neutrínová astronómia
Noc
Nukleosyntéza (kozmológia)
Obežná dráha
Obežná rovina
Objav kozmického mikrovlnného pozadia
Objekt hlbokého vesmíru
Obloha
Optická astronómia
Označenie premenných hviezd
Pól (vesmírne teleso)
Park tmavej oblohy
Planetológia
Platónsky rok
Polárna noc
Polnoc
Poludnie
Portál:Astronómia
Pozičný uhol
Pozorovacia kozmológia
Pozorovateľská astronómia
Primárne kozmické žiarenie
Protoplanetárna hmlovina
Rádioastronómia
Röntgenová astronómia
Radiálna rýchlosť
Rektascenzia
Rocheova medza
Súmrak
Sústava astronomických konštánt
Saros
Selenológia
Sférická astronómia
Sidgwickova metóda odhadu jasnosti kométy
SIMBAD
Spacewatch
Stelárna astronómia
Svetový čas
UFO
Ultrafialová astronómia
Vývoj hviezdy
Večer
Veľká polos
Veľká skupina kvazarov
Vesmír
Vlákno (galaxie)
Vysokoenergetická astronómia
Vznik a vývoj galaxií
Vznik hviezdy
World Jump Day
Západ slnka
Zdanlivá hviezdna veľkosť
Zorné pole (optika)
Text je dostupný za podmienok Creative
Commons Attribution/Share-Alike License 3.0 Unported; prípadne za ďalších
podmienok.
Podrobnejšie informácie nájdete na stránke Podmienky
použitia.
www.astronomia.sk | www.biologia.sk | www.botanika.sk | www.dejiny.sk | www.economy.sk | www.elektrotechnika.sk | www.estetika.sk | www.farmakologia.sk | www.filozofia.sk | Fyzika | www.futurologia.sk | www.genetika.sk | www.chemia.sk | www.lingvistika.sk | www.politologia.sk | www.psychologia.sk | www.sexuologia.sk | www.sociologia.sk | www.veda.sk I www.zoologia.sk