Kako je nastao naš svemir? Kako se to pretvorilo u naizgled beskrajni prostor? A što će postati nakon mnogih milijuna i milijardi godina? Ova pitanja mučila su (i nastavljaju mučiti) umove filozofa i znanstvenika, čini se, od početka vremena, istovremeno stvarajući mnoge zanimljive, a ponekad čak i lude teorije. Danas je većina astronoma i kozmologa postigla opće mišljenje da se Svemir, kao što znamo, pojavio kao posljedica divovske eksplozije koja je stvorila ne samo najveći dio materije, već je bila izvor osnovnih fizičkih zakona prema kojima kozmos koji nas okružuje postoji. Sve se to naziva teorijom velikog praska.
Osnove teorije Velikog praska relativno su jednostavne. Ukratko, prema njenim riječima, sva materija koja je postojala i postoji sada u Svemiru pojavila se istovremeno - prije oko 13,8 milijardi godina. U tom trenutku, sva je materija postojala u obliku vrlo kompaktne apstraktne kugle (ili točke) s beskonačnom gustoćom i temperaturom. To se stanje zvalo singularnost. Odjednom se singularnost počela širiti i rađala svemir onakav kakav znamo.
Vrijedno je napomenuti da je teorija Velikog praska samo jedna od mnogih predloženih hipoteza o podrijetlu Svemira (na primjer, postoji i teorija stacionarnog Svemira), ali je dobila najšire priznanje i popularnost. Ne samo da objašnjava izvor sve poznate materije, zakone fizike i veliku strukturu svemira, već opisuje i razloge širenja svemira i mnoge druge aspekte i pojave.
Kronologija događaja u teoriji Velikog praska
Na temelju saznanja o trenutnom stanju svemira, znanstvenici sugeriraju da je sve trebalo početi od jedne točke s beskonačnom gustoćom i konačnim vremenom, koja se počela širiti. Nakon početnog širenja, kaže teorija, svemir je prošao fazu hlađenja koja je omogućila pojavljivanje subatomskih čestica i kasnije jednostavnih atoma. Ogromni oblaci tih drevnih elemenata kasnije su zahvaljujući gravitaciji počeli formirati zvijezde i galaksije.
Sve je to, prema znanstvenicima, započelo prije otprilike 13,8 milijardi godina, i stoga se ovo polazište smatra starošću svemira. Kroz proučavanje različitih teorijskih principa, eksperimente koji uključuju akceleratore čestica i visokoenergetska stanja, kao i astronomske studije udaljenih uglova Svemira, znanstvenici su izveli i predložili kronologiju događaja koji su započeli Velikim praskom i doveli Svemir u konačnici do stanja kozmičke evolucije, što je događa se sada.
Promotivni video:
Znanstvenici vjeruju da su najranija razdoblja rođenja svemira - koja traju od 10-43 do 10-11 sekundi nakon Velikog praska - još uvijek predmet polemike i rasprave. S obzirom na to da zakoni fizike za koje sada znamo da ne bi mogli postojati u to vrijeme, vrlo je teško razumjeti kako su regulirani procesi u ovom ranom Svemiru. Osim toga, eksperimenti na korištenju onih mogućih vrsta energije koje su tada mogle biti prisutne još nisu provedene. Bez obzira na to, mnoge teorije o podrijetlu svemira na kraju se slažu da je u nekom trenutku postojalo polazište s kojeg je sve počelo.
Doba singularnosti
Poznato i kao Planckovo doba (ili Planckovo doba), smatra se da je najranije poznato razdoblje u evoluciji svemira. U to se vrijeme sva materija nalazila u jednoj točki beskonačne gustoće i temperature. Tijekom ovog razdoblja, znanstvenici vjeruju da su kvantni učinci gravitacijske interakcije dominirali nad fizikalnom, a niti jedna fizička sila nije bila jednaka jačini s gravitacijom.
Planckova era navodno je trajala od 0 do 10-43 sekunde i nazvana je tako, jer se njezino trajanje može mjeriti samo Planckovim vremenom. Zbog ekstremnih temperatura i beskonačne gustoće materije, stanje svemira u ovom vremenskom razdoblju bilo je krajnje nestabilno. Nakon toga uslijedila su razdoblja širenja i hlađenja koja su dovela do pojave osnovnih sila fizike.
Otprilike u vremenu od 10-43 do 10-36 sekundi u Svemiru se odvijao proces sudaranja stanja prijelaznih temperatura. Vjeruje se da su se upravo u ovom trenutku temeljne sile koje upravljaju sadašnjim svemirom počele odvajati jedna od druge. Prvi korak u ovom odjelu bio je pojava gravitacijskih sila, jakih i slabih nuklearnih interakcija i elektromagnetizma.
U razdoblju od oko 10-36 do 10-32 sekunde nakon Velikog praska, temperatura Svemira postala je dovoljno niska (1028 K), što je dovelo do odvajanja elektromagnetskih sila (jaka interakcija) i slabe nuklearne interakcije (slaba interakcija).
Doba inflacije
Pojavom prvih temeljnih sila u Svemiru započela je era inflacije koja je trajala 10-32 sekunde prema Planckovom vremenu do nepoznate vremenske točke. Većina kozmoloških modela pretpostavlja da je svemir bio ravnomjerno ispunjen energijom visoke gustoće u ovom razdoblju, a nevjerojatno visoka temperatura i pritisak doveli su do njegovog brzog širenja i hlađenja.
Započelo je u 10-37 sekundi, kada je fazu tranzicije, koja je uzrokovala razdvajanje sila, uslijedilo eksponencijalno širenje Svemira. U istom vremenskom razdoblju, Svemir je bio u stanju bariogeneze, kada je temperatura bila toliko visoka da se neuredno kretanje čestica u prostoru dogodilo brzinom skoro svjetlosti.
U to se vrijeme formiraju parovi čestica - antičestice koje se odmah sudaraju, što se vjeruje da je dovelo do dominacije materije nad antimaterijom u modernom Svemiru. Nakon završetka inflacije, Svemir se sastojao od kvark-gluonske plazme i drugih elementarnih čestica. Od tog trenutka Svemir se počeo hladiti, materija se počela oblikovati i kombinirati.
Doba hlađenja
S padom gustoće i temperature unutar svemira, počeo se smanjivati energija u svakoj čestici. To je prijelazno stanje trajalo sve dok temeljne sile i elementarne čestice nisu došle u svoj trenutni oblik. Budući da je energija čestica pala na vrijednosti koje se danas mogu postići u okviru eksperimenata, stvarna moguća prisutnost ovog vremenskog razdoblja izaziva mnogo manje polemike među znanstvenicima.
Na primjer, znanstvenici vjeruju da se 10-11 sekundi nakon Velikog praska energija čestica značajno smanjila. Otprilike 10-6 sekundi kvarkovi i gluoni počeli su formirati barione - protone i neutrone. Kvarkovi su počeli prevladavati nad antikvarkovima što je zauzvrat dovelo do prevladavanja bariona nad antibarionima.
Budući da temperatura više nije bila dovoljna za stvaranje novih parova protona-antiprotona (ili parova neutron-antineutron), uslijedilo je masovno uništavanje tih čestica, što je dovelo do preostalih samo 1/1010 broja originalnih protona i neutrona i potpuni nestanak njihovih antičestica. Sličan se proces odvijao oko 1 sekundu nakon Velikog praska. Samo su "žrtve" ovoga puta bili elektroni i pozitroni. Nakon masovnog uništavanja, preostali protoni, neutroni i elektroni zaustavili su svoje nasumično gibanje, a energetska gustoća svemira bila je ispunjena fotonima i, u manjoj mjeri, neutrima.
Tijekom prvih minuta širenja Svemira započelo je razdoblje nukleosinteze (sinteza kemijskih elemenata). Zbog pada temperature na milijardu kelvina i smanjenja gustoće energije na približno vrijednosti ekvivalentne gustoći zraka, neutroni i protoni počeli su se miješati i tvore prvi stabilni izotop vodika (deuterij), kao i atomi helija. Ipak, većina protona u svemiru ostala je kao nekoherentna jezgra vodikovih atoma.
Oko 379.000 godina kasnije, elektroni su se kombinirali s tim vodikovim jezgrama da bi formirali atome (opet, uglavnom vodik), dok se zračenje odvojilo od materije i nastavilo se neprekidno širiti kroz svemir. To se zračenje obično naziva relikvijskim zračenjem, a ono je najstariji izvor svjetlosti u Svemiru.
S širenjem je CMB postupno gubio gustoću i energiju, a trenutno mu je temperatura 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C), a gustoća energije mu je 0.25 eV (ili 4.005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotona / cm³). Relikvijsko zračenje proteže se u svim smjerovima i na udaljenosti od oko 13,8 milijardi svjetlosnih godina, ali procjene njegovog stvarnog širenja govore o 46 milijardi svjetlosnih godina od središta svemira.
Doba strukture (hijerarhijsko doba)
Tijekom sljedećih nekoliko milijardi godina, gušće regije materije, gotovo ravnomjerno raspoređene u Svemiru, počele su privlačiti jedna drugu. Kao rezultat toga, postali su još gušći, počeli su formirati oblake plinova, zvijezda, galaksija i drugih astronomskih struktura koje danas možemo promatrati. To se razdoblje naziva hijerarhijsko doba. U to vrijeme, Svemir koji sada vidimo počeo je poprimati oblik. Materija se počela sjediniti u strukture različitih veličina - zvijezde, planete, galaksije, galaktičke nakupine, kao i galaktičke superklastere, razdvojene intergalaktičkim barijerama koje sadrže samo nekoliko galaksija.
Pojedinosti ovog postupka mogu se opisati u skladu s idejom količine i vrste tvari distribuirane u Svemiru, koja je predstavljena u obliku hladne, tople, vruće tamne materije i barionske materije. Međutim, trenutni standardni kozmološki model Velikog praska je Lambda-CDM model prema kojem se čestice tamne tvari kreću sporije od brzine svjetlosti. Izabran je jer rješava sve suprotnosti koje su se pojavile u drugim kozmološkim modelima.
Prema ovom modelu, hladna tamna tvar čini oko 23 posto sve materije / energije u svemiru. Udio barijenske tvari je oko 4,6 posto. Lambda CDM odnosi se na takozvanu kozmološku konstantu: teoriju koju je predložio Albert Einstein koja karakterizira svojstva vakuuma i prikazuje ravnotežu između mase i energije kao konstantne, statičke veličine. U ovom se slučaju povezuje s tamnom energijom, koja služi kao akcelerator za širenje svemira i održava ogromne kozmološke strukture u velikoj mjeri homogenima.
Dugoročna predviđanja o budućnosti svemira
Hipoteze da evolucija svemira ima polazište prirodno dovode znanstvenike u pitanja o mogućoj krajnjoj točki ovog procesa. Ako je Svemir započeo svoju povijest od male točke s beskonačnom gustoćom, koja se odjednom počela širiti, znači li to da će se i beskonačno proširiti? Ili će jednog dana nestati ekspanzivne sile i započet će postupak obrnute kompresije, čiji će konačni rezultat biti ista beskonačno gusta točka?
Odgovori na ta pitanja glavni su cilj kozmologa od samog početka rasprave o tome koji je kozmološki model Svemira ispravan. Usvajanjem teorije Velikog praska, ali u velikoj mjeri zahvaljujući promatranju tamne energije u 90-ima, znanstvenici su postigli dogovor o dva najvjerojatnija scenarija evolucije svemira.
Prema prvom, nazvanom "velika kompresija", Svemir će dostići svoju maksimalnu veličinu i početi se urušavati. Ovaj scenarij bit će moguć ako samo gustoća mase Svemira postane veća od same kritične gustoće. Drugim riječima, ako gustoća materije dosegne određenu vrijednost ili postane veća od ove vrijednosti (1-3 × 10-26 kg materije po m³), Svemir će se početi sakupljati.
Alternativa je drugi scenarij, koji kaže da ako je gustoća u Svemiru jednaka ili ispod kritične gustoće, tada će se njeno širenje usporiti, ali nikad potpuno zaustaviti. Ova hipoteza, nazvana "termička smrt svemira", nastavila bi se širiti sve dok formacija zvijezda ne prestane trošiti međuzvjezdani plin unutar svake od okolnih galaksija. Odnosno, prijenos energije i materije s jednog objekta na drugi u potpunosti će se zaustaviti. Sve postojeće zvijezde u ovom će slučaju izgorjeti i pretvoriti se u bijele patuljke, neutronske zvijezde i crne rupe.
Postupno će se crne rupe sudarati s drugim crnim rupama, što će dovesti do stvaranja većih i većih. Prosječna temperatura svemira približit će se apsolutnoj nuli. Crne rupe s vremenom će "ispariti", ispuštajući svoje posljednje Hawkingovo zračenje. Na kraju će termodinamička entropija u Svemiru postati maksimalna. Doći će toplotna smrt.
Moderna promatranja koja uzimaju u obzir prisutnost tamne energije i njezin utjecaj na širenje prostora potaknula su znanstvenike da zaključe kako će s vremenom sve više i više prostora u svemiru proći izvan našeg horizonta događaja i postati nevidljivo za nas. Konačni i logični rezultat toga znanstvenicima još nije poznat, ali "toplotna smrt" može biti krajnja točka takvih događaja.
Postoje i druge hipoteze o raspodjeli tamne energije, ili bolje rečeno, njezinih mogućih vrsta (na primjer, fantomska energija). Prema njima, galaktički klasteri, zvijezde, planete, atomi, jezgre atoma i sama materija bit će rastrgani kao rezultat njegove beskrajne ekspanzije. Taj se evolucijski scenarij naziva "veliki jaz". Prema ovom scenariju, samo širenje uzrokuje smrt svemira.
Povijest teorije velikog praska
Najranije spominjanje Velikog praska datira s početka 20. stoljeća i povezano je s promatranjem prostora. Godine 1912. američki astronom Vesto Slipher obavio je niz promatranja spiralnih galaksija (za koje se prvotno činilo da su maglice) i izmjerio njihovo doplersko crtanje. U skoro svim slučajevima promatranja su pokazala da se spiralne galaksije udaljavaju od našeg Mliječnog puta.
Godine 1922. izvanredni ruski matematičar i kozmolog Alexander Fridman izveo je takozvane Friedmanove jednadžbe iz Einsteinove jednadžbe za opću teoriju relativnosti. Unatoč Einsteinovom napretku teorije u korist kozmološke konstante, Friedmannov rad pokazao je da se svemir prilično širi.
Godine 1924. mjerenja Edwina Hubblea o udaljenosti do najbliže spiralne maglice pokazala su da su ti sustavi zapravo druge galaksije. U isto vrijeme, Hubble je počeo razvijati niz mjernih podataka o oduzimanju udaljenosti pomoću 2,5-metarskog Hooker teleskopa u opservatoriju Mount Wilson. Do 1929. Hubble je otkrio odnos udaljenosti i brzine povlačenja galaksija, što je kasnije postalo Hubbleov zakon.
1927. belgijski matematičar, fizičar i katolički svećenik Georges Lemaitre neovisno je postigao iste rezultate kao što su pokazali Friedmannove jednadžbe i bio je prvi koji je formulirao odnos udaljenosti i brzine galaksija, nudeći prvu procjenu koeficijenta ovog odnosa. Lemaitre je vjerovao da je u neko doba cijele mase svemira koncentrirana u jednoj točki (atomu).
Ova otkrića i pretpostavke pokrenule su dosta polemike među fizičarima u 20-ima i 30-ima, od kojih je većina vjerovala da je svemir u nepomičnom stanju. Prema tada uspostavljenom modelu, nova se materija stvara zajedno s beskonačnim širenjem svemira, koji je ravnomjerno i jednako raspoređen u gustoći po cijeloj svojoj dužini. Među znanstvenicima koji to podržavaju ideja o Velikom prasku izgledala je više teološki nego znanstvena. Lemaitre je kritiziran zbog pristranosti utemeljenih na religioznoj pristranosti.
Treba napomenuti da su u isto vrijeme postojale i druge teorije. Na primjer, Milneov model svemira i ciklički model. Oboje su se temeljili na postulatima Einsteinove opće teorije relativnosti, a potom su dobili podršku samog znanstvenika. Prema tim modelima, svemir postoji u beskonačnom nizu ponovljenih ciklusa širenja i urušavanja.
Nakon Drugog svjetskog rata izbila je burna rasprava između zagovornika stacionarnog modela svemira (koji je zapravo opisao astronom i fizičar Fred Hoyle) i zagovornika teorije Velikog praska, koja je brzo stekla popularnost u znanstvenoj zajednici. Ironično je da je upravo Hoyle skovao frazu "veliki prasak", koja je kasnije postala naziv nove teorije. Dogodilo se to u ožujku 1949. na britanskom radiju BBC.
Na kraju su daljnja znanstvena istraživanja i zapažanja sve više i više odgovarala teoriji Velikog praska i sve više dovodila u pitanje model nepomičnog svemira. Otkriće i potvrda CMB 1965. godine konačno je učvrstila Veliki prasak kao najbolju teoriju o nastanku i razvoju svemira. Od kasnih šezdesetih do devedesetih godina astronomi i kozmolozi provodili su još više istraživanja o Velikom prasku i pronašli rješenja za mnoge teorijske probleme koji stoje na putu ove teorije.
Ta rješenja uključuju, na primjer, rad Stephena Hawkinga i drugih fizičara, koji su dokazali da je singularnost bilo nesporno početno stanje opće relativnosti i kozmološki model Velikog praska. Fizičar Alan Guth je 1981. razvio teoriju koja opisuje razdoblje brzog kozmičkog širenja (inflatorna epoha), čime je riješena mnoga prethodno neriješena teorijska pitanja i problemi.
Devedesetih je došlo do povećanog interesa za tamnu energiju, što se smatralo ključnim za rješavanje mnogih neriješenih pitanja kozmologije. Osim želje za pronalaženjem odgovora na pitanje zašto svemir gubi svoju masu zajedno s mračnim majkama (hipotezu je 1932. godine predložio Jan Oort), bilo je potrebno pronaći i objašnjenje zašto se svemir i dalje ubrzava.
Daljnji napredak u istraživanju rezultat je stvaranja naprednijih teleskopa, satelita i računalnih modela koji su omogućili astronomima i kozmolozima da pogledaju dalje u svemir i bolje shvate njegovu pravu dob. Razvoj svemirskih teleskopa i pojava kao što su, na primjer, Kozmički pozadinski istraživač (ili COBE), svemirski teleskop Hubble, Wilkinson mikrovalna anizotropna sonda (WMAP) i svemirski opservatorij Planck, također su dali neprocjenjivi doprinos proučavanju ove problematike.
Danas kozmolozi mogu mjeriti različite parametre i karakteristike modela teorije Velikog praska s prilično velikom točnošću, a da ne spominjemo preciznije izračune starosti prostora oko nas. Ali sve je počelo uobičajenim promatranjem masivnih svemirskih objekata smještenih mnogo svjetlosnih godina udaljenih od nas i polako se nastavljajući udaljavati od nas. I iako nemamo pojma kako će se to sve završiti, kozmološkim standardima neće trebati previše vremena da to shvatimo.