|
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. |
