OSONČJE

GALAKSIJE
IN ZVEZDE

VESOLJE

ŽIVLJENJE

POTOVANJE

NA MARS

POJMOVNIK

NESKONČNA KONČNOST VESOLJA

Neskončna končnost, počasi razkrajajoča se temina ali utripajoče valovanje, kdo ve. Toliko je še neodkritih zvezd in silnih galaksij, toliko je še iskrivih atomskih delcev izza tančice, ki se le mukotrpno odpira. Tam zunaj nas čakajo novi izzivi, tam zunaj je vse drugače in vse je domače.
Vesolje čaka na nas.

VELIKI POK ALI BIG BANG
KRATEK PREGLED ZGODOVINE KOZMOLOGIJE
ZGODOVINA VESOLJA
KRONOLOŠKI PREGLED RAZVOJA VESOLJA
ŠTIRJE TEMELJNI KAMNI STANDARDNE KOZMOLOGIJE
ŠIRJENJE VESOLJA
IZVOR KOZMIČNEGA OZADNEGA ŽARČENJA
OBLIKOVANJE GALAKSIJ IN VELESTRUKTUR
NEDOSLEDNOSTI V TEORIJI VELIKEGA POKA
KAKO BO VESOLJE "UMRLO"?
 

 
VELIKI POK ALI BIG BANG

O postanku vesolja pravzaprav ne vemo veliko. Vse, kar trenutno vemo, je plod dolgotrajnih raziskav in kopice različni teorij o tem, kar smo opazili. Problem je, da ne moremo "izstopiti" iz vesolja in ga neobremenjeno "opazovati od strani". V tem trenutku najbolj obeta teorija o "Velikem Poku" ali "Big Bangu". Dosedanja opazovanja ji dajejo največjo verjetnost. Vendar je možno, da bomo kdaj naleteli na pojav, ki tej sliki oporeka.

Pred 14 milijardami let se je Vesolje pričelo v gigantski eksploziji, ki ji popularno rečemo Veliki Pok ali Big Bang. Razvoj vesolja od začetne stotinke sekunde do danes lahko pojasnimo dokaj zanesljivo s teorijo Velikega poka. Ta nam dovolj dobro pojasni širjenje Vesolja, izvor poznanih elementov, ostanek ozadnega žarčenja od začetne eksplozije. Prav tako lahko vidimo okvir za nastanek in oblikovanje galaksij in drugih večjih struktur. Teorija Velikega poka je danes splošno znana in priznana in jo astronomi ter fiziki uporabljajo kot standardno kozmologijo. A vsem greni življenje eno samo vprašanje:

Zakaj je bilo Vesolje prav takšno, kot je bilo ob prvi stotinki sekunde?

Znani so nam pogoji ob prvi stotinki sekunde nastanka Vesolja. Ni nam pa jasno zakaj so bili ti pogoji prav takšni, saj so bistveno vplivali na nastanek Vesolja kot ga poznamo danes.

Kaj se je dogajalo od časa nič do konca prve stotinke sekunde?
Kaj je čas nič? Zakaj so začetni pogoji nastanka točno takšni kot so?


KRATEK PREGLED ZGODOVINE KOZMOLOGIJE
Na vrh strani

V začetku dvajsetega stoletja je bilo splošno sprejeto, da je naša galaksija spiralne oblike in edina v vesolju. Astronome so motile le majhne meglice kot na primer M31 Andromeda. Ali je ta objekt znotraj galaksije ali izven nje. Že filozof Immanuel Kant je razmišljal, da so to druga »otoška« vesolja.

Leta 1912 je Slipher meril spektralno svetlobo neke meglenice in opazil, da je njena svetloba pomaknjena v rdeči del svetlobnega spektra. Opazil je Dopplerjev efekt, ki je kazal na to, da se objekt oddaljuje od nas. Do leta 1924 je izmeril 41 meglenic in pri 36 opazil ta rdeči pomik.


"Realna" slika naše galaksije Mlečne ceste - to je umetnikova predpostavka izgleda na podlagi znanstvenih opazovanj.
Leta 1918 je Shapley pričel meriti razdalje do zvezd s pomočjo spremenljivih zvezd. Kot osnovo za merjenje je vzel zvezde iz skupine Cefeide. Te zvezde utripajo v pravilnih intervalih v razponu od nekaj dni do meseca dni. Njihova perioda utripanja je premo sorazmerna z njihovo svetilnostjo. To pa so primerjali z bližnjim Velikim Magellanovim oblakom, ki ima stalno svetilnost.

Astronom Hubble je v obdobju od leta 1923 do 1929 ugotovil proporcionalno zakonitost med hitrostjo in razdaljo. S svojim teleskopom na gori Mt.Wilson je mogel dobro razločevati Cefeide in M31 Andromedo. Za določevanje razdalj je uporabil najsvetlejšo zvezdo za bolj oddaljene galaksije. Uporabil je Slipherjevo odkritje rdečega pomika in določil Hubblejevo konstanto, ki je omogočala izračun razdalj do nebesnih objektov. Hubble je bistveno precenil vrednost svoje konstante in po prvih izračunih so bile izmerjene razdalje prekratke.

Penzias in Wilson sta leta 1964 odkrila, da se na določeni valovni dolžini 7,35 cm pojavlja šum iz vseh strani neba enakomerno. Najprej sta pomislila, da je kje napaka v sistemu. Potem pa sta spoznala, da je ta šum ostanek velikanske eksplozije, ki se je dogodil v daljni preteklosti vesolja. Prav to odkritje je postalo osnova za izdelavo nove teorije o nastanku vesolja. Temperatura ozadnega žarčenja je 2,73 K (-270 C), kar je komaj nekaj nad popolnim lediščem, ko se ustavijo vsi procesi v atomih.

Astronomi de Lapparent, Geler in Hucra leta 1986 preiskujejo galaksije na samem robu vesolja. Zanima jih predvsem njihov izredno velik rdeč pomik. Odkrijejo velike galaktične strukture v obliki balonov brez galaksij. Galaksije se zato združujejo v dolge nitaste strukture in liste z dimenzijami od 80 milijonov do 330 milijonov svetlobnih let (od 25 Mpc do 100 Mpc). Kasnejše raziskave ponudijo bolj natančne informacije o teh velikanskih galaktičnih strukturah. Merjenje galaksij in kvazarjev (izredno močnih oddajnikov radijskih valov)v radijskem spektru žarčenja pokažejo veliko uniformiranost strukture vesolja v vseh smereh (slika na naslednji strani).

Leta 1992 pošljejo v krožnico okoli Zemlje satelit COBE, ki meri kozmična mikrovalovna žarčenja in radiacijo. Satelit izmeri prvotna nihanja teh žarčenj, ki so vplivala na oblikovanje prvih galaksij. Tako so dobili astronomi in fiziki dokaze o sferični simetriji vesolja.

Leta 1995 pošljejo v vesolje Hubblov vesoljski teleskop (HST = Hubble Space Telescope). Teleskop zmore razločevati posamezne zvezde v zvezdni kopici Cefeide in opazi lahko posamezne galaksije v velegruči Virgo. Na ta način omogoča še bolj zanesljive meritve razdalj. Na tej osnovi so astronomi popravili Hubblovo konstanto H, ki danes omogoča zelo natančne meritve razdalj do vseh nebesnih teles, ki jih vidimo. Prav tako s HST vidimo prve galaksije ob nastanku vesolja, bolje lahko razločimo kvazarje. To so galaksije, ki oddajajo ogromne količine radijskih valov in jih uporabljamo kot nekakšne svetilnike. Tako se lažje znajdemo v velikem prostoru in času, ki ga imenujemo Vesolje.


Simulacijo strukture vesolja na podlagi dosedanjih opazovanj. Stranica kocke je 1 milijarda svetlobnih let. Zdi se, kakor da ima vesolje strukturo kot kakšna velikanska goba. Galaksije so nanizane ob »vlaknih«, ponekod se združujejo v »vozle«. Med njimi je »prazen prostor« v obliki mehurjev in votlin.

ZGODOVINA VESOLJA
Na vrh strani

V zgodovini vesolja so obstajala tri obdobja. Ta obdobja pravzaprav odražajo razvoj znanosti in razumevanja vesolja. Ne glede na svojo velikost, je izgled vesolja odvisen od najmanjših delcev snovi v atomih. Tako si astronomija in fizika snovi podajata roki in iščeta odgovore na vprašanje o nastanku, razvoju in smrti vesolja. Vsako obdobje obravnava druga kozmološka teorija:

  • standardna kozmologija

  • kozmologija delcev

  • kvantna kozmologija

Standardna kozmologija dobro pojasnjuje dogajanja v vesolju od začetka druge stotinke sekunde nastanka vesolja do danes. Teoretične predpostavke, ki jih podaja ta kozmološki model, se potrjujejo z vsakodnevnimi opazovanji vesolja na različnih ravneh.

Kozmologija delcev poskuša podati model vesolja v prvi stotinki sekunde nastanka vesolja. Temperatura, ki je takrat vladala v vesolju je bila strahotna in si je praktično ne moremo predstavljati. Ne vemo niti, kako se je materija obnašala pod tako strahotnimi pritiski in temperaturami. V največjih pospeševalnikih atomskih delcev CERN pri Ženevi in v Fermilabu v ZDA so dosegli takšne pogoje, ki bi naj odgovarjali času 0,00000000001 ali desetmilijardinke sekunde od začetka časa in vesolja. A ta del kozmologije je še vedno zelo nezanesljiv in znanstveniki bolj ugibajo, kaj se je v vesolju takrat dogajalo. Izračuni so še vedno zelo nezanesljivi in ob vsaki raziskavi se pojavi množica teorij, ki pojasnjujejo rezultate raziskav.

Kvantna kozmologija se bolj ukvarja s poreklom ali izvorom vesolja. Poskuša določiti kvantne procese, ki se dogajajo znotraj 0,0000000000000000000000000000000000000000001 sekunde. Ta prostor in čas imenujemo po fiziku Plancku, ki je postavil osnove kvantne teorije, Planckova epoha ali doba. Še vedno nimamo dovolj dobre in samozadostne ter celovite teorije kvantne gravitacije, zato je tudi to področje še vedno predmet ugibanj. Kvantna kozmologija tudi ni vključena v celovit model skupaj z Einsteinovo teorijo relativnosti. V nekaterih primerih ji celo nasprotuje.


KRONOLOŠKI PREGLED RAZVOJA VESOLJA
Na vrh strani

Diagram prikazuje glavne dogodke, ki so se pripetili v dosedanjem razvoju vesolja. Navpična os diagrama, ki prikazuje čas, ni linearna. Na ta način lahko lažje prikažemo zaporedje dogodkov na primeren način. Temperatura pada skozi čas in je prikazana tudi grafično z barvami. Na začetku so bili procesi burni in dogajali so se hitro eden za drugim. Posamezni procesi bodo pojasnjeni kasneje v besedilu. Že na začetku opazimo, da se vesolje širi in vedno bolj ohlaja. Pojava galaksij in s tem zvezd je v zgodovini vesolja novejši dogodek. Kako bo vesolje umrlo, pa bomo spoznali na koncu te strani.

Čas in temperature so na diagramu prikazani v ogromnih razponih. Številke so zato prikazane na eksponenten način. Če je neka vrednost 106, potem vemo, da je to enica, ki ji sledi šest ničel ali en milijon (1.000.000). Če je vrednost 10-6, potem je enica na šestem mestu izza ničle in pomeni eno milijoninko (0,000001). Zelo visoke temperature zapišemo z gigaelektron volti ali GeV namesto s stopinjami Kelvina. En GeV je enak 10.000.000.000.000 ali 10 bilijard stopinj K.


Grafični in poenostavljeni prikaz inflacije vesolja in njegove sedanje širjenje.


ŠTIRJE TEMELJNI KAMNI STANDARDNE KOZMOLOGIJE
Na vrh strani

Osnova standardne kozmologije so:

  • širjenje ali ekspanzija vesolja

  • izbor kozmičnega ozadnega žarčenja ali radiacije

  • nukleosinteza lahkih elementov

  • oblikovanje galaksij in gobaste strukture (velestrukture) vesolja

Sedanja opazovanja vedno bolj potrjujejo model Velikega poka in vedno bolj krepijo zaupanje astronomov in fizikov, da je model v osnovi pravilen.


ŠIRJENJE VESOLJA
Na vrh strani

Ob koncu prve stotinke nastanka časa in vesolja so bili delci izredno gosto skupaj na izredno majhnem prostoru. Lahko bi rekli, da se je vse vesolje nahajalo v bucikini glavici. V naslednjem delcu časa je prišlo do velikanske in divje eksplozije. Vsak delec je želel biti čim dalje stran od drugega delca. Dejstvo, da danes opažamo, da galaksije bežijo od nas v vseh smereh, je posledica te prvotne eksplozije. Prvi je to opazil astronom Hubble okrog leta 1925. Oblikoval je Hubblov zakon, ki pravi, da je recesijska hitrost galaksije v proporcionalna z njeno razdaljo d od nas. Torej je v=Hd, kjer je H Hubblova konstanta. Če projeciramo gibanje galaksij nazaj v času, ugotovimo, da se vse srečajo v isti točki, v začetni ognjeni krogli Velikega poka.

Kopernikanski ali kosmološki princip pravi, da je vesolje popolnoma enako v vsaki smeri iz vsake točke kjerkoli v vesolju. Napor, da bi določili naš položaj v celotnem vesolju, je nesmiseln. Saj je po tem principu vsaka točka središče vesolja. Naša opazovanja ta princip potrjujejo. Če primerjamo distribucijo galaksij v kateremkoli delu vesolja, ugotovimo, da je na velikih razdaljah popolnoma enaka. Enako velja za radio izvore. Reliktno vesoljsko mikrovalovno ozadno žarčenje je prav tako enakomerno v vseh smereh v katerih ga merimo. Opazovalec bi na vsaki točki vesolja videl popolnoma isto sliko z galaksijami, ki se oddaljujejo od njega. Dejstvo, da se vesolje širi v vsaki opazovani točki, je težko razumljivo. Mogoče bi pomagala analogija z balonom, ki ga napihujemo. Ko balon napihujemo, se razdalja med dvema sosednjima točkama na balonu tudi povečuje. Kjerkoli bi se na balonovi opni postavili, bi opazili isti pojav. Balon je dvodimenzionalni model, vesolje pa je štiridimenzionalno. Še opomba, po zadnjih teoretičnih raziskavah je vesolje celo enajstdimenzionalno. Toliko dimenzij si ne moremo predstavljati, lahko jih le matematično opišemo.


IZVOR KOZMIČNEGA OZADNEGA ŽARČENJA
Na vrh strani

Nekako po 100.000 letih od Velikega poka se je temperatura v Vesolju močneje znižala. Elektroni in protoni so se pričeli združevati v vodikove atome, e + p —> H. Od takrat naprej se radiacija ni več mogla vezati na osnovno plazmo. Zato se je lahko prosto širila po vesolju. Prav zaradi širitve, se je pričela njena valovna dolžina daljšati in s tem je izgubljala notranjo energijo. Prvotna temperatura radiacije je bila 3000 K, do danes je padla na samo 3 K. Danes opazovalci zmorejo zaznati ostanke te radiacije in na ta način vidijo stanje vesolja v zgodnjem stadiju razvoja. Imenujejo ga tudi površje zadnjega raztrosa, ker se je prav takrat radiacija zadnjič raztrosila po vsem vesolju. Fotoni, svetlobni delci iz kozmičnega mikrovalovnega ozadnega zračenja so potovali do nas deset milijard svetlobnih let in prepotovali razdaljo mnogo bilijard kilometrov.


Prikaz ozadnega žarčenja, ki je ostanek inflacije in prikazuje vesolje, ko je bilo staro
okrog 400.000 let. To je najbolj zgodna doba, ki jo v "vidimo" v zgodovini vesolja.
Bele črte označujejo strukture s skupnimi lastnostmi.

Pred koncem prve sekunde po Velikem poku je bila vsa snov vesolja v obliki prostih nevtronov in protonov. Bila je zelo gosta in zelo vroča. Ko se je vesolje širilo, se je temperatura nižala. Ko se je povečeval prostor med delci, so se ti pričeli združevati v lahke elemente, devterij (D), helij-3 in helij-4. Teoretične predpostavke, ki so preračunavale delež helija-4, so predvidevale, da ta element predstavlja četrtino vsega vesolja.Sedanja opazovanja zvezd potrjujejo predvideno količino helija-4 v vidni materiji. Težji elementi so se pričeli ustvarjati šele kasneje v prvih velikanskih zvezdah. Ko so te zvezde eksplodirale kot supernove, so se ti elementi razširili po vesolju. Tam so jih posrkale nove zvezde in tvorile še nove težje elemente. Ko so tudi te postale supernove, so se novi elementi širili vedno bolj in bolj.



Shematski prikaz razvoja vesolja.
 
OBLIKOVANJE GALAKSIJ IN VELESTRUKTUR
Na vrh strani

Standardna teorija Velikega poka vsebuje tudi orodja, ki nam pomagajo razumeti načine, kako se materija zlepi in kako se oblikujejo galaksije ter še večje velestrukture (gruče, supergruče, galaktične niti, listi, prazni mehurji, gobasta struktura), ki jih danes opažamo v vesolju.

10.000 let po Velikem poku je temperatura padla na tako raven, da so se pričeli oblikovati masivni delci. Z njihovo rastjo premera, se je povečevala tudi njihova gravitacijska privlačnost. Majhne nepravilnosti v sami strukture osnovne juhe delcev so povzročile njihovo rast. Lastnosti delcev, ki jim omogočajo lepljenje materije nase, so deset milijard let kasneje povzročile oblikovanje sedaj znane gobaste strukture vesolja. Problem predstavljajo majhne nepravilnosti, ki pa so morale imeti svoj začetek že v prvi stotinki sekunde rojstva vesolja.


NEDOSLEDNOSTI V TEORIJI VELIKEGA POKA
Na vrh strani

Kljub notranji doslednosti teorije Velikega poka in dobremu modelu, ki ga potrjujejo vsakodnevna astronomska opazovanja (predvsem z HST), pa obstajajo določeni problemi, Model dobro opisuje razvoj vesolja vse do prve stotinke sekunde od začetka. Tukaj se pojavi veliko vprašanj, ki so bistvena za razumevanje začetnega stadija vesolja. Nekateri elementi iz te prve stotinke sekunde pomembno vplivajo na oblikovanje samega vesolja in postavljajo vprašanje, zakaj se vesolje razvija točno tako, kot to vidimo. Če bi spremenili le en začetni element, bi vesolje izgledalo popolnoma drugače.

Majhne gravitacijske nepravilnosti, ki so pripomogle k oblikovanju prvih večjih teles, so morale biti v sami strukturi vesolja že od vsega začetka. Kaj se je dogajalo v prvi stotinki sekunde, da se je to odrazilo 10.000 let kasneje? Iz česa je vesolje v glavnem sestavljeno? Zvezde in galaksije predstavljajo vidno materijo. Ob njej obstaja tudi nevidna materija, ki pa jo je mogoče izmeriti na podlagi rotacij galaksij in nekaterih drugih fenomenov. Nukleosintetične kalkulacije kažejo, da temna snov v vesolju ni sestavljena iz običajne materije, ki temelji na nevtronih in protonih.

Zakaj je temu tako? Zakaj je videti vesolje enako v vseh smereh, če izvira iz tu in tam nespojenih področij? Ta problem je najbolj opazen pri zelo gladki in enakomerni kozmični mikrovalovni ozadni radiaciji. Radiacija bi morala biti na nek način »pikčasta« ali »grahasta«, ne pa popolnoma enakomerna. 

Ob faznih prehodih v zgodnjem vesolju se pojavijo posebni topologični defekti kot so monopoli in drugi ekzotični delci. Zakaj jih danes ne vidimo? Zakaj naj bi se vesolje začelo v termičnem ravnotežju, če ni nobenega mehanizma, ki bi to moglo uravnavati na tako visokih temperaturah? Zakaj je kozmološka konstanta za 120 stopenj manjša, kot je bilo to pričakovano na podlagi kvantne gravitacije?

Kozmološka singularnost pri t=0 zahteva neskončno količino energije stisnjeno v neskočno majhen prostor. Generalna relativnostna teorija predpostavlja lasten zlom. Ampak potem bi sploh ne bilo nobenega vesolja. Na koncu pa je še vprašanje: ali so neodvisne meritve starosti vesolja v skladu z uporabo Hubblove konstante in življenjske dobe zvezd?


KAKO BO VESOLJE "UMRLO"?
Na vrh strani

V Velikem poku se je vesolje razširilo narazen. Ali obstaja sila sila, ki bi lahko ustavila to širjenje? Ta sila je gravitacija, njena velikost pa je odvisna od mase, ki jo vesolje ima.

Mase ni dovolj - vesolje se širi v neskončnost. V kolikor je mase premalo, je sila eksplozije močnejša od gravitacije in širitev je neizbežna. V tem primeru se vesolje vse bolj in bolj ohlaja. Prostor se širi in razdalja med delci postane tako velika, da popustijo vse sile, ki jih držijo skupaj. Vesolje se raztoči v velik, hladen prostor, brez energije, zamrzne pri absolutni ničli na -273,15 °C. Absolutna ničla ustreza stanju, ko so vsi atomi in molekule v osnovnem stanju, torej najnižjem mogočem energijskem stanju, in imajo najnižjo mogočo kinetično energijo. Pravzaprav je še slabše, tudi atomi razpadejo na osnovne delce iz katerih je vesolje sestavljeno.

Mase je dovolj - utripajoče vesolje. Če pa je masa dovolj velika, bo gravitacija premagala širjenje vesolja in vesolje se bo spet zlilo nazaj v drobno izredno gosto bucikino glavico in znova začelo življenje kot novo vesolje. Če to velja, je vesolje to že naredilo neskončno mnogokrat. Ali je vsakokrat enako ali ne?

Dosedanja opazovanja ne morejo zanesljivo povedati, ali je mase vesolja dovolj ali premalo.
Vesolje še ni "reklo" svoje zadnje besede.

 
Na vrh strani

[kazalo strani]   [pretvorba enot]   [servisna stran]   [povezave]

 

Komentarje, pripombe in vse drugo pošljite na andrej@andros.si
Vse pravice pridržane. © 2005-2008, Andrej Ivanuša, Maribor. Zadnja sprememba na tej strani: 26.07.2010