Veliki prasak

Uredi veze
Ovaj članak je dobar. Kliknite ovde za više informacija.
S Vikipedije, slobodne enciklopedije

A model of the expanding universe opening up from the viewer's left, facing the viewer in a 3/4 pose.
Vremenska linija širenja univerzuma, gde je prostor, uključujući hipotetičke neuočljive delove univerzuma, predstavljen u svakom trenutku kružnim sekcijama. Na levoj strani, dramatična ekspanzija se dešava u inflatornoj epohi; a u centru se ekspanzija ubrzava (umetnički koncept; ni vreme ni veličina nisu u razmeri).
Prema teoriji Velikog praska, svemir (univerzum) potiče iz stanja beskonačno velikog pritiska i toplote (singularitet). Od tada, prostor se širio tokom vremena, udaljavajući tako galaksije jedne od drugih.

U fizičkoj kosmologiji, Veliki prasak predstavlja naučnu teoriju o poreklu univerzuma kao o širenju prostora i materije, koji je u početku bio beskonačno mali prostor beskonačno velikog pritiska i toplote u nekom konačnom vremenu u prošlosti.[1] Sama ideja je nastala iz posmatranja koja ukazuju na to da crveni pomak galaksija (Hablov zakon) pokazuje da se galaksije udaljavaju jedne od drugih, što navodi na tvrdnju da su galaksije bile nekad međusobno mnogo bliže nego danas. Sam termin „Veliki prasak“ se koristi i u užem smislu da ukaže na tačku u vremenu kada je posmatrano širenje univerzuma počelo (Hablov zakon) - otprilike pre oko 13,7 milijardi godina (1 E17 s|13.7 × 109) - i u širem smislu da ukaže na preovladavajuću kosmološku paradigmu koja treba da objasni poreklo i evoluciju kosmosa. Jedna od posledica Velikog praska je ta da fizički zakoni koji danas vladaju u univerzumu se razlikuju od onih iz prošlosti ili onih iz budućnosti. Iz ovog modela, Džordž Gamov je 1948. godine uspeo da predvidi postojanje kosmičkog pozadinskog mikrotalasnog zračenja (KPM). KPM je otkriveno 1960-ih i služilo kao potvrda teorije Velikog praska nad glavnim rivalom, teorijom mirnog stanja.

Veliki prasak je prvobitno predložio rimokatolički sveštenik i fizičar Žorž Lemetr 1927. godine. Različiti kosmološki modeli Velikog praska objašnjavaju evoluciju vidljivog univerzuma od najranijih poznatih perioda kroz njegov kasniji oblik velikih razmera.[2][3][4] Ovi modeli nude sveobuhvatno objašnjenje za širok spektar posmatranih fenomena, uključujući obilje svetlosnih elemenata, kosmičko mikrotalasno pozadinsko (CMB) zračenje i strukturu velikih razmera. Sveukupna uniformnost Univerzuma, poznata kao problem ravnosti, objašnjava se kosmičkom inflacijom: naglim i veoma brzim širenjem prostora tokom najranijih trenutaka. Međutim, fizici trenutno nedostaje široko prihvaćena teorija kvantne gravitacije koja može uspešno da modeluje najranije uslove Velikog praska.

Presudno je da su ovi modeli kompatibilni sa Habl-Lemetrovim zakonom – zapažanjem da što je galaksija udaljenija, to se brže udaljava od Zemlje. Ekstrapolirajući ovu kosmičku ekspanziju unazad u vremenu koristeći poznate zakone fizike, modeli opisuju sve koncentrovaniji kosmos kojem prethodi singularitet u kome prostor i vreme gube značenje (obično nazvan „singularitet Velikog praska“).[5] Godine 1964, otkriveno je kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje, što je uverilo mnoge kosmologe da je konkurentski model kosmičke evolucije u stabilnom stanju neodrživ,[6] pošto modeli Velikog praska predviđaju jednoobrazno pozadinsko zračenje uzrokovano visokim temperaturama i gustinama u dalekoj prošlosti. Širok spektar empirijskih dokaza snažno podržava događaj Velikog praska, koji je sada u suštini univerzalno prihvaćen.[7] Detaljna merenja brzine širenja svemira postavljaju singularitet Velikog praska na pre 13,787±0,020 milijardi godina, što se smatra starošću univerzuma.[8]

Ostaju aspekti posmatranog univerzuma koji još nisu adekvatno objašnjeni modelima Velikog praska. Nakon svog početnog širenja, univerzum se dovoljno ohladio da omogući formiranje subatomskih čestica, a kasnije i atoma. Nejednaka količina materije i antimaterije koja je omogućila da se to dogodi je neobjašnjivi efekat poznat kao barionska asimetrija. Ovi primordijalni elementi — uglavnom vodonik, sa nešto helijuma i litijuma — kasnije su se spojili kroz gravitaciju, formirajući rane zvezde i galaksije. Astronomi uočavaju gravitacione efekte nepoznate tamne materije koja okružuje galaksije. Smatra se da je većina gravitacionog potencijala u univerzumu u ovom obliku, a modeli Velikog praska i različita zapažanja pokazuju da ovaj višak gravitacionog potencijala ne stvara barionska materija, kao što su normalni atomi. Merenja crvenih pomaka supernova pokazuju da se širenje univerzuma ubrzava, što je zapažanje koje se pripisuje neobjašnjivom fenomenu poznatom kao tamna energija.[9]

Karakteristike modela[uredi | uredi izvor]

Modeli Velikog praska nude sveobuhvatno objašnjenje za širok spektar posmatranih fenomena, uključujući obilje svetlosnih elemenata, CMB, strukturu velikih razmera i Hablov zakon.[10] Modeli zavise od dve glavne pretpostavke: univerzalnosti fizičkih zakona i kosmološkog principa. Univerzalnost fizičkih zakona je jedan od osnovnih principa teorije relativnosti. Kosmološki princip nalaže da je u velikim razmerama univerzum homogen i izotropan — pojavljuje se isto u svim pravcima bez obzira na lokaciju.[11]

Ove ideje su u početku uzete kao postulati, ali su kasnije uloženi napori da se testira svaka od njih. Na primer, prva pretpostavka je testirana opservacijama koje pokazuju da je najveće moguće odstupanje konstante fine strukture tokom većeg dela starosti univerzuma reda 10−5.[12] Takođe, opšta teorija relativnosti je prošla stroge testove na skali Sunčevog sistema i binarnih zvezda.[13][14][notes 1]

Svemir velikih razmera izgleda izotropno gledano sa Zemlje. Ako je zaista izotropan, kosmološki princip se može izvesti iz jednostavnijeg Kopernikanskog principa, koji kaže da ne postoji preferirani (ili poseban) posmatrač ili tačka posmatranja. U tom cilju, kosmološki princip je potvrđen na nivou od 10−5 posmatranjem temperature CMB. Na skali CMB horizonta, univerzum je izmeren kao homogen sa gornjom granicom reda od 10% nehomogenosti, prema podacima iz 1995. godine.[15]

Horizonti[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Kosmološki horizont

Važna karakteristika prostor-vremena Velikog praska je prisustvo horizonata čestica. Pošto univerzum ima ograničenu starost, a svetlost putuje konačnom brzinom, u prošlosti mogu postojati događaji čija svetlost još nije stigla do Zemlje. Ovo postavlja granicu ili horizont prošlosti najudaljenijim objektima koji se mogu posmatrati. Nasuprot tome, pošto se prostor širi, i udaljeniji objekti se sve brže povlače, svetlost koju danas emitujemo možda nikada neće „sustići” veoma udaljene objekte. Ovo definiše horizont budućnosti, koji ograničava događaje u budućnosti na koje ćemo moći da utičemo. Prisustvo bilo koje vrste horizonta zavisi od detalja FLRW modela koji opisuje naš univerzum.[16]

Naše razumevanje univerzuma unazad do veoma ranih vremena sugeriše da postoji horizont prošlosti, iako je u praksi naš pogled takođe ograničen neprozirnošću univerzuma u ranim vremenima. Dakle, naš pogled se ne može produžiti dalje unazad u vremenu, iako se horizont povlači u prostoru. Ako širenje univerzuma nastavi da se ubrzava, postoji i horizont budućnosti.[16]

Termalizacija[uredi | uredi izvor]

Neki procesi u ranom univerzumu odvijali su se suviše sporo, u poređenju sa brzinom širenja univerzuma, da bi dostigli približnu termodinamičku ravnotežu. Drugi su bili dovoljno brzi da dostignu termalizaciju. Parametar koji se obično koristi za otkrivanje da li je proces u vrlo ranom univerzumu dostigao toplotnu ravnotežu je odnos između brzine procesa (obično stopa sudara između čestica) i Hablovog parametra. Što je taj odnos veći, to su čestice više vremena morale da se termalizuju pre nego što postale previše udaljene jedna od druge.[17]

Motivacija i razvoj[uredi | uredi izvor]

Deo serije o
Kosmologiji
Osnovni tipovi
Srodni članci
Umetnička vizija galaksije Mlečni put

Teorija velikog praska se razvila iz posmatranja strukture svemira i iz teorijskog razmatranja. Godine 1912. Vesto Sliper je izmerio prvi Doplerov pomeraj "spiralne magline" (spiralna maglina je zastareo naziv za spiralne galaksije), a ubrzo su je otkrio da se gotovo sve takve magline udaljavaju od Zemlje. On nije shvatio kosmološke implikacije ove činjenice, i zaista u to vreme bilo je vrlo kontroverzno da li su ove magline „ostrvski svemiri“ izvan Mlečnog puta.[18][19] Deset godina kasnije, ruski kosmolog i matematičar Aleksandar Fridman je izveo Fridmanovu jednačinu iz jednačina opšte relativnosti Alberta Ajnštajna, koja je pokazivala da se svemir širi za razliku od statičkog modela svemira koji je zagovarao Ajnštajn u to vreme.[20] Godine 1924. Hablova merenje velike udaljenosti do najbliže spiralne magline je pokazalo da su ovi sistemi bili zaista druge galaksije. Nezavisno od Fridmana, belgijski fizičar i rimokatolički sveštenik Žorž Lemetr je takođe izveo Firdmanove jednačine i predložio zaključak da je razlog za udaljavanje maglina širenje svemira.[21]

Godine 1931. Lemetr je otišao korak dalje i predložio da evidentno širenje svemira, ako se projektuje nazad u prošlost, znači da bi se svemir bio sve manje kako se ide nazad u prošlost, sve do nekog konačnog trenutka u prošlosti, kada je masa celog svemira bila skoncentrisana u jednu tačku, „iskonski atom“, gde su i kada nastali prostor i vreme.[22]

Počevši od 1924, Habl je mukotrpno razvio niz indikatora udaljenosti, preteče skale udaljenosti u astronomiji, koristeći 2500 milimetarski teleskop Huker u opservatoriji Maunt Vilson. Ovo mu je omogućilo da proceni udaljenosti do galaksija čiju su crveni pomaci već bili izmereni. Godine 1929, Habl je otkrio vezu između udaljenosti i brzine udaljavanja, danas poznatu pod imenom Hablov zakon.[23][24] Lemetr je već ranije pokazao da je to očekivano, s obzirom na kosmološki princip.[9]

Tokom 1930-ih predlagane su i druge ideje kao nestandardne kosmologije da objasne Hablova zapažanja, među kojima je bio Milnov model,[25] oscilatorni svemir (prvobitno predložio Fridman, ali su ga zagovarali Albert Ajnštajn i Ričard Tolman)[26] hipoteza o umornoj svetlosti Frica Cvikija.[27]

Umetnička vizija satelita WMPA.

Posle Drugog svetskog rata, pojavile su se dve različite mogućnosti. Jedna je bila model stabilnog stanja Freda Hojla, u kom bi se nova materija stvarala ako bi se činilo da se svemir širi. Po ovom modelu, svemir je približno isti u svakom trenutku.[28] Drugi ideja je bila Lemetrova teorija velikog praska, koji je zastupao i dalje razvijao Džordž Gamov, koji je uveo prvobitnu nukleosintezu (BBN)[29] i čiji su saradnici, Ralf Alfer i Robert Herman, predvideli kosmičko pozadinsko mikrotalasno zračenje.[30] Na kraju, dokazi prikupljeni psomatranjem svemira, kao što su brojanje vangalaktičkih radio izvora i otkriće kvazara, su počeli da favorizuju teoriju velikog praska u odnosu na model mirnog stanja. Otkriće i potvrda kosmičkog pozadinskog mikrotalasnog zračenja 1964.[31] učvrstili su model velikog praska kao najbolju teoriju o poreklu i evoluciji svemira. Veći deo tekućeg rada u kosmologiji uključuje razumevanje kako nastaju galaksije u kontekstu velikog praska, razumevanje fizike svemira daleko u njegovu prošlost, kao i usklađivanjem zapažanja sa osnovnom teorijom.

Ogromne korake u modelu velikog praska su učinjeni od kasnih 1990-ih godina kao rezultat velikih dostignuća u razvoju teleskopa, kao i analizu obilnih podataka dobijenih od satelita, kao što su misije COBE,[32] svemirski teleskop Habl i WMAP[33] Kosmolozi sada imaju prilično precizna i tačna merenja mnogih parametara modela Velikog praska, pa su načinili neočekivano otkriće po kom se čini da se širenje svemira ubrzava.

Pregled[uredi | uredi izvor]

Istorija Svemira - pretpostavlja se da gravitacioni talasi proizilaze iz kosmičke inflacije, ekspanzije neposredno nakon Velikog praska.[34][35][36][37]

Hronologija[uredi | uredi izvor]

Ekstrapolacija širenja svemira unazad korišćenjem opšte relativnosti daje beskonačnu gustinu i temperaturu u konačnom vremenskom trenutku u prošlosti.[38] Ovaj singularitet označava prekid opšte relativnosti. Koliko blizu možemo ekstrapolirati ka singularitetu je tema rasprava - sigurno se ne može bliže nego od kraja Plankove epohe. Ovaj singularitet se ponekad naziva „veliki prasak“,[39] ali se ovaj izraz može upotrebiti i na ranu, vruću fazu,[40][a] što se može smatrati „rođenjem“ svemira. Prema merenjima širenja supernove tipa Ia, merenjima temperaturnih fluktuacija u kosmičkom mikrotalasnom zračenju, i merenjem korelacione funkcije galaksija, izračunata je starost svemira na 13,75 ± 0,11 milijardi godina.[41] Podudaranje ova tri nezavisna merenja snažno podržava ΛCDM model koji u detalje opisuje sadržaj svemira.

Najranije faze velikog praska su predmet mnogih nagađanja. U najčešćim modelima, svemir je bio napunjen homogeno i izotropno sa neverovatno velikom gustinom energije i ogromnim temperaturama i pritiscima i vrlo brzo se širio i hladio. Nakon približno 10−37 sekundi po eksploziji, fazna tranzicija je izazvala kosmičku inflaciju, tokom koje je svemir rastao eksponencijalno.[42] Nakon što je inflacija prestala, svemir se sastojao od kvarkovsko-gluonske plazme, kao i od drugih elementarnih čestica.[43] Temperature su bile toliko visoke da se neuređeno kretanje čestica odvijalo relativističkim brzinama, a parovi čestica-antičestica svih vrsta su bili stalno stvarani i uništavani u sudarima. U nekom trenutku neka nepoznata reakcija nazvana bariogeneza je narušila zakon očuvanja barionskog broja, dovodeći do vrlo malog viška kvarkova i leptona nad antikvarkovima i antileptonima, reda 1:30.000.000. Ovo je dovelo do dominacije materije nad antimaterijom u današnjem svemiru.[44]

Svemir je nastavio da se širi, a njegova temperatura da raste, pa se tipična energija svake čestice smanjivala. Tranzicione faze lomljenja simetrije su postavile osnovne interakcije fizike i parametre elementarnih čestica u njihov sadašnji oblik.[45] Nakon nekih 10−11 sekundi, događaj je postao manje spekulativan, pošto su energije čestica pale na vrednost koje se mogu dostići u eksperimentima fizike čestica. Nakon 10−6 sekundi, kvarkovi i gluoni su se kombinovali da obrazuju barione kao što su protoni i neutroni. Mali višak kvarkova nad antikvarkova je doveo do malog viška bariona nad antibarionima. Temperatura sada više nije bila dovoljno visoka da se obrazuju novi parovi protona-antiprotona (isto tako za neutrone-antineutrone), pa je odmah usledila anihilacija mase, ostavljajući samo jedan na svakih 1010 prvobitnih protona i neutrona i nijednu njihovu antičesticu. Sličan proces se desio nakon jedne sekunde elektronima i pozitronima. Posle ovih anihilacija, preostali protoni, neutroni i elektroni se više nisu kretali relativističkim brzinama, a energetskom gustinom svemira su dominirali fotoni (uz malu primesu neutrina).

Par minuta posle širenja, kada je temperatura bila oko milijardu kelvina, a gustina jednaka gustini vazduha, neutroni su se kombinovali sa protonima i obrazovali jezgra deuterijuma i helijuma u procesu koji se naziva prvobitna nukleosinteza.[46] Većina protona je ostala nekombinovana u vidu jezgra vodonika. Kako se univerzum hladio, preostala gustina masene energije materije je počela da gravitaciono dominira nad zračenjem fotona.

Pre Plankovog vremena[uredi | uredi izvor]

Velikim praskom naziva se događaj stvaranja svemira. Važno je razumeti da Veliki prasak nije eksplozija u „središtu svemira“ (svemir nema središte!) već sam događaj stvaranja prostora, vremena, materije i energije. Svemir se nakon Velikog praska počeo širiti i širi se i danas. Sa širenjem prostora, materija se razređivala, svemir se hladio i menjao: od homogene „supe“ vrućih, nama danas uglavnom nepoznatih čestica, do današnjeg hladnog svemira sa milijardama galaksija.

Sam trenutak stvaranja i kratak period od 10-44 sekundi nakon stvaranja još uvek su izvan domašaja nauke. Naime, Ajnštajnova opšta teorija relativnosti, jedina opšte prihvaćena teorija prostora i vremena, ne funkcioniše za sisteme manje od Plankove udaljenosti (10-35 metara) i za događaje koji traju kraće od Plankovog vremena (10-44 sekundi). Unutar Plankovog vremena ni prostor ni vreme više nemaju isto značenje kao u svakodnevnom životu. Tu bi granicu trebalo da sruši kvantna teorija gravitacije, koja još uvek nije razvijena. Ovaj početni period svemira zove se „epoha kvantne gravitacije“.

Kratka istorija svemira[uredi | uredi izvor]

Svemir možemo podeliti u nekoliko epoha. Iza epohe kvantne gravitacije, slede redom epoha velikog ujedinjenja, epoha elektroslabe sile (kvarkovska epoha), leptonska epoha, fotonska epoha, epoha u kojoj svemir postaje proziran i epoha formiranja galaksija nakon koje nastupa sadašnja faza razvoja svemira.

Epoha velikog ujedinjenja nastavlja se na epohu kvantne gravitacije, u trenutku kada je svemir imao temperaturu od 1032 K. Oko 10-38 sekundi nakon nastavka svemira, pri temperaturi od 1029 K, temeljna međudelovanja - jako, slabo i elektromagnetsko - mogla su biti ujedinjena. Fluktuacije u vakuumu uzrokuju ubrzanu ekspanziju, inflaciju. Svemir je u 10-34 sekundi narastao od 10-15 m do veličine deset milijuna promera sunčevog sistema. U ovoj epohi nastaje mala asimetrija između materije i antimaterije, koje će se kasnije uglavnom poništiti, dok će mali višak materije stvoriti današnji svemir. Ovaj se proces zove bariogeneza.

U epohi elektroslabe sile (kvarkovska epoha), pri temperaturi od 1027 K i starosti svemira od 10-34 s, jako međudelovanje se počinje odvajati od preostala dva koja zajedno čine elektroslabu silu. Kvarkovi i antikvarkovi se međusobni poništavaju, a spomenuta asimetrija odgovorna je za postojanje materije u svemiru.

Leptonska epoha počinje pri starosti svemira od 10-10 sekundi i pri temperaturi od 1015 K. U ovoj se epohi razdvajaju elektromagnetska i slaba sila. Pri starosti svemira od oko 10-5 s stvaraju se protoni i neutroni. Na temperaturi ispod 1011 K protoni se ubrajaju u „materiju“ dok se skoro 2000 puta lakši elektroni ponašaju kao zračenje, pa, uz neutrina, doprinose termičkoj ravnoteži. Protoni i neutroni slobodno prelaze jedni u druge. To prestaje kad se svemir ohladi do temperature od 1011 K, nakon čega prevladava prelazak iz težih neutrona u lakše protone, pri čemu se energija oslobađa. Nakon uspostave ravnoteže između procesa prelaska protona u neutrone i obrnuto, 38% nukleona (neutrona i protona) su neutroni, a 62% protoni.

Oko 1 sekundu nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 1010 K, nastaje fotonska epoha. Termička ravnoteža se više ne održava neutrinima, a istovremeno se veliki broj protona i elektrona anihilira i prelazi u fotone.

Tri minuta nakon Velikog praska, pri temperaturi od 109 K stvaraju se jezgra atoma deuterija - deutroni, nakon čega nastaju jezgra elemenata težih od vodonika, uglavnom helijuma. Ovaj proces se naziva prvotna nukleosinteza.

Oko 300 000 godina nakon Velikog praska, pri temperaturi od 3000 K, svemir postaje proziran. Elektroni se s protonima vežu u vodonikove atome, koji su električni neutralni, pa svemir postaje proziran za fotone. Svetlost koja nam dolazi sa „rubova“ svemira krenula je na svoj put prema nama u vreme zadnjih raspršenja fotona na 3000 K. Ovu je svetlost prikupio satelit COBE (Cosmic Background Explorer), a kasnije i WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ovo je zračenje, usled širenja svemira, do danas ohlađeno na 2.7 K i predstavlja kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje koje su 1964. godine otkrili Arno Penzijas i Robert Vilson.

Milijardu godina nakon Velikog praska, počinje epoha formiranja galaksija, temperatura je pala na 18 K. Početne nehomogenosti, iako vrlo male, prouzrokovale su tokom milijarde godina grupiranje materije u nakupine - preteče protogalaksija. Od najgušćih područja nastaju prve zvezde, od kojih one najmasivnije vrlo brzo eksplodiraju kao supernove. Svemir se nastavlja hladiti sve do današnje temperature od 2.7 K.

U jezgrima zvezda koje su nastale od jezgara vodonika i helijuma, stvaraju se teža atomska jezgra. Ugljenik, kiseonik, azot i gvožđe stvoreni nukleosintezom u zvezdama, raspršuju se svemirom eksplozijama supernova, čineći osnovu za zvezde nove generacije.

Dokazi[uredi | uredi izvor]

Kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje, Hablov zakon, količina i lokacija lakih elemenata, radio-galaksije i kvazari razlozi su zašto većina kosmologa danas prihvaća teoriju Velikog praska, a ne suparničku teoriju stalnog stanja.

Kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje[uredi | uredi izvor]

Zasigurno najjači dokaz teorije Velikog praska je kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje (engl. Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). To je difuzno izotropno zračenje čiji spektar odgovara spektru zračenja crnog tela pri temperaturi od 2.73 K. Spektar zračenja se nalazi u mikrotalasnom delu spektra, van optičkog prozora, pa ga je moguće detektovati samo radio-teleskopima. Smatra se da ovo zračenje predstavlja ohlađeno zračenje zaostalo iz vremena ranog svemira.

Otkriće CMBR je vrlo važno jer jer se uklapa u teoriju Džordža Gamova po kojoj su hemijski elementi stvoreni u prvih 5 minuta nakon Velikog praska. On je tvrdio da bi prvobitno zračenje iz tog vremena još uvek trebalo ispunjavati svemir, te da bi, usled širenja svemira, trebalo biti ohlađeno na oko 5 K.

Kada je zračenje otkriveno, pokazalo se da je izotropno, iz čega je zaključeno da potiče iz dubokog svemira. Naime, svako zračenja nastalo u blizini Sunca ili u našoj galaksiji ne bi bilo sferno simetrično, tj. njegov bi intenzitet varirao zavisno o smeru. Drugo važno svojstvo CMBR je spektar zračenja koji odgovara spektru zračenja crnog tela.

Hablov zakon[uredi | uredi izvor]

Edvin Habl otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i brzine kojom se ona udaljava od nas. Ta se proporcionalnost naziva Hublov zakon. Ova proporcionalnost navodi na zaključak da je svim galaksijama trebalo podjednako vremena za pomak od početne pozicije do današnjeg položaja. Svemir je, dakle, jednom bio sažet u točku i od tada se širi.

Odnosi lakih elemenata[uredi | uredi izvor]

Nukleosinteza velikog praska (engl. Big Bang Nucleosyntesis, BBN) je deo teorije Velikog praska koji objašnjava odnose količine različitih lakih elemenata u svemiru. U trenucima nakon Velikog praska, svemir je bio vruća mešavina raznih vrsta čestica. Kako se svemir hladio, barionske čestice, kao što su elektroni, protoni i neutroni, počele su se vezivati u atome, većinom vodonika i helijuma. Teorija BBN ne samo uspešno predviđa da su vodonik i helijum dominantni elementi u svemiru, nego predviđa i njihov međusobni odnos.

Deuterijum je stabilni, neradioaktivni izotop vodonika, a njegovo jezgro se sastoji od jednog protona i jednog neutrona. Atomska masa mu je 2.104. Ova je čestica izuzetno „krhka“ - poznato je da ne nastaje u nuklearnim reakcijama u jezgrima zvezda, već se tamo samo razara. Deuterijum je moguće pronaći samo u međuzvezdanoj materiji koja još nije prošla kroz ciklus života neke zvezde. Prisustvo deuterijuma je još jedan dokaz da su laki elementi nastali nakon Velikog praska.

Kvazari i radio-galaksije[uredi | uredi izvor]

Radio-galaksije i kvazari takođe su jedan od jakih dokaza teorije Velikog praska. Radio-galaksije su galaksije koje su izuzetno svetle u radio delu spektra. Kod većine otkrivenih radio-galaksija utvrđena je jaka emisija radio-talasa iz područja u blizini središta galaksije, a često se javlja i radio-svetli halo. Otkriveni radio-talasi su vrlo često jako polarizovani, što su astronomi protumačili kao radio-emisiju elektrona vrlo velikih energija, koji se kreću brzinama bliskim brzini svetlosti. Smatra se da je uzrok tome neka vrlo dramatična pojava pri čemu se oslobađa energija ekvivalentna onoj koja se oslobađa anihilacijom desetak miliona zvezda.

Otkriveno je da se jači izvori nalaze na većim udaljenostima od slabijih. Gledajući sve dublje u svemir ujedno gledamo sve dalje u prošlost, pa gornje otkriće ukazuje na evoluciju radio-galaksija od jačih prema slabijim izvorima. Upravo se teorija Velikog praska, za razliku od konkurentnih teorija, zasniva na ideji evolucije svemira.

Godine 1963. astronom Martin Šmit otkrio je dva objekta (3C 273 i 3C 48) na kosmološkim udaljenostima od z=0.16 i z=0.37, što znači da se udaljavaju od nas brzinama jednakim 15% i 31% brzine svetlosti. Ovi su objekti nazvani kvazarima (engl. quasar, quazi-stellar object, QSO).

Kvazari su vangalaktički objekti koji su izuzetno svetli s obzirom na njihovu veličinu i udaljenost - smatra se da je emisija elektro-magnetskog zračenja kvazara od stotinu do hiljadu puta veća nego što je to slučaj kod prosečne galaksije. U teleskopima izgledaju kao tačke, pa odatle i naziv kvazari (kvazi-stelarni objekti). Do danas ih je otkriveno nekoliko hiljada, neki od njih i u skupovima galaksija. Iako priroda kvazara i njihova uloga u evoluciji svemira nije do kraja jasna, danas se smatra da su kvazari najsvetliji tip aktivnih galaktičkih jezgara iz ranih faza evolucije galaksija, te da se zaista nalaze na njihovim kosmološkim udaljenostima. Kvazari su najdalji i intrinsično najsvetliji objekti koje možemo videti.

Problemi i srodna pitanja u fizici[uredi | uredi izvor]

Vidi još: Spisak nerešenih problema u fizici

Kao ni sve druge naučne teorije, ni teorija velikog praska nije nepogrešiva ni sveobuhvatna. Niz misterija i problema nastao je kao rezultat razvoja modela Velikog praska. Neke od ovih misterija i problema su rešene. Iako gore spomenuti dokazi podržavaju teoriju, neke nepoznanice još uvek postoje. Četiri su osnovna problema vezana uz ovu teoriju: nedostatak antimaterije, formiranje galaksija, budućnost svemira te uslovi "pre" Velikog praska. Problem horizonta, problem magnetnog monopola i problem ravnosti najčešće se rešavaju teorijom inflacije, ali detalji inflatornog univerzuma su i dalje nerešeni i mnogi, uključujući i neke osnivače teorije, kažu da je opovrgnuta.[47][48][49][50]

Manjak antimaterije u svemiru[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Barionska asimetrija

Fizičar Karl Anderson (Kalifornijski tehnološki institut) otkrio je 1932. godine novu vrstu čestice - pozitron. Pozitron je antičestica elektronu. To je bio prvi slučaj otkrića antimaterije u laboratoriji. Ako postoji obilje čestica i antičestica na vrlo visokoj temperaturi procesi anihilacije i nastajanja novih parova čestica i antičestica će biti u ravnoteži. S padom temperature opada i energija zračenja, a time i brzina stvaranja novih čestica. Anihilacija se nastavlja sve dok se ne istroše sve čestice ili antičestice. Problem s kojim se današnja kosmologija susreće je nedostatak antičestica.[44] Zemlja sadrži vrlo malo, gotovo ništa, antimaterije. Sateliti poslati u orbitu oko Zemlje skenirali su svemir s istim rezultatima. Nije poznato objašnjenje za ovu neravnotežu između materije i antimaterije. Neravnoteža je morala postojati pre razdoblja materije. Nekoliko je mogućih razloga za to: ili je svemir započeo sa viškom materije, ili je antimaterija odvojena u neki drugi deo svemira, ili (najverovatnije) je neki nepoznati proces stvorio višak materije.

Generalno se pretpostavlja da je kada je univerzum bio mlad i veoma vruć da je bio u statističkoj ravnoteži i da je sadržao jednak broj bariona i antibariona. Međutim, zapažanja sugerišu da je univerzum, uključujući njegove najudaljenije delove, skoro u potpunosti napravljen od normalne materije, a ne od antimaterije. Pretpostavlja se da proces koji se naziva bariogeneza objašnjava asimetriju. Da bi došlo do bariogeneze, Saharovljevi uslovi moraju biti zadovoljeni. Oni zahtevaju da barionski broj nije očuvan, da su C-simetrija i CP-simetrija narušene i da univerzum izlazi iz termodinamičke ravnoteže.[51] Svi ovi uslovi se javljaju u Standardnom modelu, ali efekti nisu dovoljno jaki da objasne sadašnju barionsku asimetriju.

Formiranje galaksija u kratkom vremenu[uredi | uredi izvor]

Proces formiranja galaksija je usko vezan uz proces stvaranja atoma koji se dogodio oko 500 000 godina nakon Velikog praska. Pre stvaranja atoma, kontinuirano sudaranje fotona i čestica u ranoj plazmi stvaralo je pritisak koji je sprečavao okupljanje materije u veće nakupine. Nakon stvaranja atoma svemir postaje proziran za zračenje te ono više ne raspršuje materiju. Gravitacija napokon dolazi od izražaja te se atomi počinju skupljati u sve veće i veće konglomeracije. Proces počinje sa dva atoma koji se slučajno nađu u blizini te se, zbog gravitacije, još više približe. Takva mala nakupina svojom naraslom gravitacijskom silom postaje uzrokom lančanog procesa koji na kraju vodi do formiranja galaksija i skupova galaksija.

Problem je u tome što za dovršenje tog procesa nije dovoljno ovih 10-15 milijardi godina na koliko se procenjuje starost svemira. Pored toga, ako nakupina atoma u nekom vremenu ne uspe da dosegne određenu kritičnu masu, širenje svemira će odneti okolnu materiju izvan njenog dosega i tako zaustaviti proces. Jedino moguće objašnjenje ove zagonetke je postojanje nekog nepoznatog procesa koji bi stvorio nakupine materije pre ere stvaranja atoma. Za sada nam nije poznat nijedan takav proces.

Širenje svemira[uredi | uredi izvor]

Hoće li se svemir zauvek širiti ili će se nakon nekog vremena početi sažimati? Odgovor na ovo pitanje zavisi od mase svemira, što je teško proceniti s obzirom da sva masa nije vidljiva.

Vreme neposredno pre Velikog praska[uredi | uredi izvor]

U naučnim okvirima nemoguće je tačno odgovoriti na ovo pitanje. Velikim praskom nastali su prostor i vreme kakve poznajemo: ne možemo saznati što se događalo „pre“ toga.

Tamna energija[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Tamna energija

Merenja odnosa crvenog pomaka i magnitude za supernove tipa Ia pokazuju da se širenje univerzuma ubrzava otkako je univerzum bio oko polovine njegove sadašnje starosti. Da bi se objasnilo ovo ubrzanje, opšta teorija relativnosti zahteva da se veći deo energije u univerzumu sastoji od komponente sa velikim negativnim pritiskom, nazvane „tamna energija“.[9]

Tamna energija, iako spekulativna, rešava brojne probleme. Merenja kosmičke mikrotalasne pozadine pokazuju da je univerzum u velikoj meri skoro prostorno ravan, i stoga prema opštoj relativnosti univerzum mora imati skoro tačno kritičnu gustinu mase/energije. Međutim gustina mase univerzuma se može meriti iz njegovog gravitacionog grupisanja, i utvrđeno je da ima samo oko 30% kritične gustine.[9] Pošto teorija sugeriše da se tamna energija ne grupiše na uobičajen način, to je najbolje objašnjenje za „nedostajuću“ gustinu energije. Tamna energija takođe pomaže da se objasne dve geometrijske mere sveukupne zakrivljenosti univerzuma, jedna koja koristi frekvenciju gravitacionih sočiva,[52] a druga koristi karakteristični obrazac strukture velikih razmera kao kosmički lenjir.

Veruje se da je negativan pritisak svojstvo energije vakuuma, ali tačna priroda i postojanje tamne energije ostaje jedna od velikih misterija Velikog praska. Rezultati WMAP tima iz 2008. su u skladu sa svemirom koji se sastoji od 73% tamne energije, 23% tamne materije, 4,6% regularne materije i manje od 1% neutrina.[41] Prema teoriji, gustina energije u materiji opada sa širenjem univerzuma, ali gustina tamne energije ostaje konstantna (ili skoro takva) kako se univerzum širi. Prema tome, materija je činila veći deo ukupne energije svemira u prošlosti nego danas, ali će njen delimični doprinos pasti u dalekoj budućnosti kako tamna energija postane još dominantnija.

Komponentu tamne energije univerzuma su teoretičari objasnili koristeći različite konkurentske teorije, uključujući Ajnštajnovu kosmološku konstantu, ali i preoširujući se na egzotičnije oblike kvintesencije ili druge modifikovane gravitacione sheme.[53] Problem kosmološke konstante, koji se ponekad naziva i „najsramnijim problemom u fizici“, proizilazi iz očiglednog neslaganja između izmerene gustine energije tamne energije i one koja se naivno predviđa iz Plankovih jedinica.[54]

Tamna materija[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Tamna materija
Grafikon pokazuje udeo različitih komponenti univerzuma  – oko 95% je tamna materija i tamna energija.

Tokom 1970-ih i 1980-ih, razna zapažanja su pokazala da u univerzumu nema dovoljno vidljive materije koja bi objasnila prividnu snagu gravitacionih sila unutar i između galaksija. Ovo je dovelo do ideje da je do 90% materije u univerzumu tamna materija koja ne emituje svetlost niti je u interakciji sa normalnom barionskom materijom. Pored toga, pretpostavka da je univerzum uglavnom normalna materija dovela je do predviđanja koja su bila u velikoj meri u suprotnosti sa zapažanjima. Konkretno, današnji univerzum je mnogo kvrgaviji i sadrži mnogo manje deuterijuma nego što se može objasniti bez tamne materije. Dok je tamna materija oduvek bila kontroverzna, o tome se zaključuje na osnovu različitih zapažanja: anizotropije u CMB, disperzije brzina galaktičkih jata, distribucije strukture velikih razmera, studija gravitacionog sočiva i rendgenskih merenja jata galaksija.[55]

Indirektni dokazi za tamnu materiju potiču od njenog gravitacionog uticaja na drugu materiju, pošto u laboratorijama nisu primećene čestice tamne materije. Predloženi su mnogi kandidati za fiziku čestica tamne materije, a nekoliko projekata za njihovo direktno otkrivanje je u toku.[56][57]

Pored toga, postoje nerešeni problemi povezani sa trenutno favorizovanim modelom hladne tamne materije, koji uključuju problem patuljaste galaksije[58] i problem singularnog oreola.[59] Predložene su alternativne teorije koje ne zahtevaju veliku količinu nedetektovane materije, već umesto toga modifikuju zakone gravitacije koje su ustanovili Njutn i Ajnštajn; ipak nijedna alternativna teorija nije bila tako uspešna kao predlog hladne tamne materije u objašnjavanju svih postojećih zapažanja.[60]

Magnetski monopoli[uredi | uredi izvor]

Prigovor na magnetni monopol iznet je tokom kasnih 1970-ih. Velike ujedinjene teorije (GUT) su predvidele topološke defekte u prostoru koji bi se manifestovali kao magnetni monopoli. Ovi objekti bi se efikasno proizvodili u vrelom ranom univerzumu, što bi rezultiralo mnogo većom gustinom nego što je u skladu sa zapažanjima, s obzirom da nisu pronađeni monopoli. Ovaj problem je rešen kosmičkom inflacijom, koja uklanja sve tačkaste defekte iz vidljivog univerzuma, na isti način na koji dovodi geometriju do ravnosti.[61]

Problem ravnosti[uredi | uredi izvor]

Svekupna geometrija univerzuma je određena time da li je Omega kosmološki parametar manji od, jednak ili veći od 1. Od vrha do dna su prikazani zatvoreni svemir sa pozitivnom zakrivljenošću, hiperbolički svemir sa negativnom zakrivljenošću i ravan svemir sa nultom zakrivljenosti.

Problem ravnosti (takođe poznat kao problem starosti) je opservacioni problem povezan sa FLRW.[61] Svemir može imati pozitivnu, negativnu ili nultu prostornu zakrivljenost u zavisnosti od ukupne gustine energije. Zakrivljenost je negativna ako je njena gustina manja od kritične gustine; pozitivna ako je veća; i nula na kritičnoj gustini, u kom slučaju se kaže da je prostor ravan. Zapažanja pokazuju da je svemir u skladu sa ravni.[62][63]

Problem je u tome što svako malo odstupanje od kritične gustine raste sa vremenom, a ipak svemir danas ostaje veoma blizu ravnog.[notes 2] S obzirom da bi prirodni vremenski okvir za odlazak od ravnosti mogao biti Plankovo vreme, 10−43 sekunde,[1] Činjenica da univerzum nije dostigao ni toplotnu smrt, ni Veliko sažimanje posle milijardi godina zahteva objašnjenje. Na primer, čak i u relativno kasnoj starosti od nekoliko minuta (vremena nukleosinteze), gustina univerzuma je morala biti unutar jednog dela u 1014 od svoje kritične vrednosti, inače ne bi postojala kao što je danas.[64]

Problem horizonta[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Problem horizonta

Problem horizonta proizlazi iz premise da informacije ne mogu putovati brže od svetlosti. U svemiru konačne starosti ovo postavlja granicu – horizont čestica – za razdvajanje bilo koje dve oblasti prostora koje su u kauzalnom kontaktu.[61] Uočena izotropija CMB-a je problematična u ovom pogledu: da je svemirom dominirala radijacija ili materija sve vreme do epohe poslednjeg rasejanja, horizont čestica u to vreme bi korespondirao sa oko 2 stepena na nebu. Tada ne bi postojao mehanizam koji bi prouzrokovao da širi regioni imaju istu temperaturu.[65]‍:191–202

Rešenje za ovu očiglednu nedoslednost nudi teorija inflacije u kojoj homogeno i izotropno skalarno energetsko polje dominira svemirom u nekom veoma ranom periodu (pre bariogeneze). Tokom inflacije, univerzum prolazi kroz eksponencijalno širenje, a horizont čestica se širi mnogo brže nego što se ranije pretpostavljalo, tako da su regioni koji se trenutno nalaze na suprotnim stranama vidljivog svemira potpuno unutar međusobnog horizonta čestica. Uočena izotropija CMB-a onda sledi iz činjenice da je ovaj veći region bio u kauzalnom kontaktu pre početka inflacije.[42]‍:180–186

Hajzenbergov princip neodređenosti predviđa da će tokom inflatorne faze doći do kvantnih toplotnih fluktuacija, koje bi bile uvećane do kosmičkih razmera. Ove fluktuacije su poslužile kao seme za sve trenutne strukture u univerzumu.[65]‍:207 Inflacija predviđa da su primordijalne fluktuacije skoro invarijantne i gausovske, što je potvrđeno merenjima CMB.[33]‍:sec 6

Problem povezan sa klasičnim problemom horizonta se javlja zato što u većini standardnih kosmoloških modela inflacije, inflacija prestaje mnogo pre nego što dođe do narušavanja elektroslabe simetrije, tako da inflacija ne bi trebalo da bude u stanju da spreči velike diskontinuitete u elektroslabom vakuumu pošto su udaljeni delovi vidljivog univerzuma bili uzročno-posledično odvojeni kada se okončala elektroslaba epoha.[66]

Zablude[uredi | uredi izvor]

Jedna od uobičajenih zabluda o modelu Velikog praska je da on u potpunosti objašnjava poreklo univerzuma. Međutim, model Velikog praska ne opisuje kako su uzrokovani energija, vreme i prostor, već opisuje nastanak sadašnjeg univerzuma iz ultra gustog i visokotemperaturnog početnog stanja.[67] Pogrešno je vizualizovati Veliki prasak upoređujući njegovu veličinu sa svakodnevnim objektima. Kada se opisuje veličina univerzuma u Velikom prasku, to se odnosi na veličinu svemira koji se može posmatrati, a ne na ceo univerzum.[68]

Još jedna uobičajena zabluda je da se Veliki prasak mora shvatiti kao širenje prostora, a ne u smislu eksplodiranja sadržaja prostora. U stvari, bilo koji opis može biti tačan. Proširenje prostora (podrazumevano FLRW metrikom) je samo matematička konvencija, koja odgovara izboru koordinata u prostor-vremenu. Ne postoji generalno kovarijantni smisao u kome se prostor širi.[69]

Brzine recesije povezane sa Hablovim zakonom nisu brzine u relativističkom smislu (na primer, nisu povezane sa prostornim komponentama 4-brzine). Stoga nije značajno što se prema Hablovom zakonu galaksije koje su dalje od Hablove udaljenosti povlače brže od brzine svetlosti. Takve brzine recesije ne odgovaraju putovanju bržim od svetlosti.

Mnogi popularni izveštaji pripisuju kosmološki crveni pomak širenju svemira. Ovo može biti pogrešno, jer je proširenje prostora samo koordinatni izbor. Najprirodnije tumačenje kosmološkog crvenog pomaka je da je to Doplerov pomak.[70]

Implikacije[uredi | uredi izvor]

S obzirom na trenutno razumevanje, naučne ekstrapolacije o budućnosti univerzuma su moguće samo za ograničeno trajanje, iako za mnogo duže periode od sadašnje starosti univerzuma. Sve izvan toga postaje sve spekulativnije. Isto tako, u ovom trenutku, pravilno razumevanje porekla univerzuma može biti samo predmet nagađanja.[71]

Kosmologija perioda pre Velikog praska[uredi | uredi izvor]

Veliki prasak objašnjava evoluciju univerzuma od početne gustine i temperature koje su daleko iznad ljudske sposobnosti da ih replicira, tako da su ekstrapolacije na najekstremnije uslove i najranija vremena nužno spekulativnije. Lemetr je ovo početno stanje nazvao „prvobitnim atomom“, dok je Gamov taj materijal nazvao „ilem“. Kako je nastalo početno stanje univerzuma je još uvek otvoreno pitanje, ali model Velikog praska ograničava neke od njegovih karakteristika. Na primer, specifični zakoni prirode su najverovatnije nastali na slučajan način, ali kao što pokazuju modeli inflacije, neke njihove kombinacije su mnogo verovatnije.[72] Ravni univerzum podrazumeva ravnotežu između gravitacione potencijalne energije i drugih oblika energije, ne zahtevajući stvaranje dodatne energije.[62][63]

Teorija Velikog praska, izgrađena na jednačinama klasične opšte relativnosti, ukazuje na singularnost u poreklu kosmičkog vremena, a takva beskonačna gustina energije može biti fizički nemoguća. Međutim, fizičke teorije opšte relativnosti i kvantne mehanike kako su trenutno realizovane nisu primenjive pre Plankove epohe, i ispravljanje ovoga zahtevaće razvoj ispravnog tretmana kvantne gravitacije.[38] Određeni tretmani kvantne gravitacije, kao što je Viler-DeVitova jednačina, impliciraju da bi vreme samo po sebi moglo biti svojstvo pojavljivanja.[73] Kao takva, fizika može zaključiti da vreme nije postojalo pre Velikog praska.[74][75]

Iako se ne zna šta je moglo da prethodi vrućem gustom stanju ranog univerzuma ili kako i zašto je nastalo, pa čak ni da li su takva pitanja razumna, postoji obilje spekulacija na temu „kosmogonije“.

Neki spekulativni predlozi u ovom pogledu, od kojih svaki podrazumeva neproverene hipoteze, su:

  • Najjednostavniji modeli, u kojima je Veliki prasak izazvan kvantnim fluktuacijama. Taj scenario je imao vrlo male šanse da se desi, ali će se, po totalitarnom principu, na kraju dogoditi i najneverovatniji događaj. To se dogodilo trenutno, u našoj perspektivi, zbog odsustva percipiranog vremena pre Velikog praska.[76][77][78][79]
  • Modeli emergentnog svemira, koji karakterišu nisku aktivnost prošlo-večne ere pre Velikog praska, koji podsećaju na drevne ideje kosmičkog jajeta i rođenja sveta iz primordijalnog haosa.
  • Modeli u kojima je čitav prostor-vreme konačan, uključujući Hartl-Hokingov bezgranični uslov. Za ove slučajeve, Veliki prasak zaista predstavlja ograničenje vremena, ali bez singularnosti.[80] U takvom slučaju, univerzum je samodovoljan.[81]
  • Brane kosmološki modeli, u kojima je inflacija posledica kretanja brana u teoriji struna; model pre Velikog praska; ekpirotski model, u kome je Veliki prasak rezultat sudara između brana; i ciklični model, varijanta ekpirotskog modela u kome se sudari javljaju periodično. U poslednjem modelu, Velikom prasku je prethodilo Veliko saživanje i univerzum kruži od jednog procesa do drugog.[82][83][84][85]
  • Večna inflacija, u kojoj se univerzalna inflacija završava lokalno tu i tamo na nasumičan način, a svaka krajnja tačka vodi do univerzuma mehurića, koji se širi od sopstvenog velikog praska.[86][87]

Predlozi u poslednje dve kategorije vide Veliki prasak kao događaj u mnogo većem i starijem univerzumu ili u multiverzumu.

Ultimatna sudbina svemira[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Ultimatna sudbina svemira

Pre koncepta tamne energije, kosmolozi su razmatrali dva scenarija za budućnost univerzuma. Kada bi gustina mase univerzuma bila veća od kritične gustine, tada bi univerzum dostigao maksimalnu veličinu i onda počeo da se urušava. Ponovo bi postajao sve gušći i topliji, završavajući se stanjem sličnim onom u kojem je i počeo — Velikom sažimanju.[16]

Alternativno, ako je gustina u univerzumu jednaka ili ispod kritične gustine, širenje bi se usporilo, ali nikada ne bi prestalo. Formiranje zvezda bi prestalo sa potrošnjom međuzvezdanog gasa u svakoj galaksiji; zvezde bi izgorele, ostavljajući bele patuljke, neutronske zvezde i crne rupe. Sudari između njih bi rezultirali gomilanjem mase u sve veće i veće crne rupe. Prosečna temperatura univerzuma bi se vrlo postepeno asimptotski približavala apsolutnoj nuli — Velikom zamrzavanju.[88] Štaviše, ako su protoni nestabilni, onda bi barionska materija nestala, ostavljajući samo zračenje i crne rupe. Na kraju, crne rupe bi isparile emitujući Hokingovo zračenje. Entropija univerzuma bi se povećala do tačke u kojoj se iz njega ne bi mogao izvući nikakav organizovani oblik energije, scenario poznat kao toplotna smrt.[89]

Savremena zapažanja ubrzanog širenja impliciraju da će sve više i više trenutno vidljivog univerzuma proći izvan našeg horizonta događaja i van kontakta sa nama. Konačan rezultat nije poznat. ΛCDM model univerzuma sadrži tamnu energiju u obliku kosmološke konstante. Ova teorija sugeriše da će samo gravitaciono povezani sistemi, kao što su galaksije, ostati zajedno, i da će i oni biti podložni toplotnoj smrti kako se univerzum širi i hladi. Druga objašnjenja tamne energije, koja se nazivaju teorije fantomske energije, sugerišu da će na kraju galaktička jata, zvezde, planete, atomi, jezgra i sama materija biti rastrgani sve većom ekspanzijom u takozvanom Velikom rascepu.[90]

Religijska i filozofska tumačenja[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Religijske interpretacije teorije Velikog praska

Kao opis porekla univerzuma, Veliki prasak ima značajan uticaj na religiju i filozofiju.[91][92] Kao rezultat toga, to je postalo jedno od najživljih oblasti u diskursu između nauke i religije.[93] Neki veruju da Veliki prasak implicira kreatora,[94][95] dok drugi tvrde da kosmologija Velikog praska čini pojam kreatora suvišnim.[92][96]

Napomene[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Ne postoji konsenzus koliko je faza velikog praska trajala. Neki autori time označavaju samo početni singularitet, dok je za druge to cela istorija svemira. Obično se za prvih par minuta (tokom kojih je sintetizovan helijum) se kaže da su se dogodili tokom velikog praska
  1. ^ Dodatne informacije i reference za testove opšte relativnosti date su u članku testovi opšte relativnosti.
  2. ^ Strogo gledajući, tamna energija u obliku kosmološke konstante pokreće univerzum ka ravnom stanju; međutim, naš univerzum je ostao blizu ravnog nekoliko milijardi godina pre nego što je gustina tamne energije postala značajna.

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b Bridge, Mark (Director) (30. 7. 2014). First Second of the Big Bang. How The Universe Works. Silver Spring, Maryland. Science Channel. 
  2. ^ Silk 2009, str. 208.
  3. ^ Singh 2004, str. 560. Book limited to 532 pages. Correct source page requested.
  4. ^ „Cosmology: The Study of the Universe”. Universe 101: Big Bang Theory. NASA/WMAP Science Team. Washington, D.C.: NASA. 6. 6. 2011. Arhivirano iz originala 29. 6. 2011. g. Pristupljeno 18. 12. 2019. „The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the most likely valid and accurate description of our universe.” 
  5. ^ Chow 2008, str. 211
  6. ^ Partridge 1995, str. xvii
  7. ^ Kragh 1996, str. 319: "At the same time that observations tipped the balance definitely in favor of relativistic big-bang theory, ..."
  8. ^ „Planck reveals an almost perfect universe”. Max-Planck-Gesellschaft. 21. 3. 2013. Pristupljeno 2020-11-17. 
  9. ^ a b v g Peebles, P.J.E.; Ratra, B. (2003). „The Cosmological Constant and Dark Energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559—606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. arXiv:astro-ph/0207347 Slobodan pristup. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  10. ^ Wright, Edward L. (24. 5. 2013). „Frequently Asked Questions in Cosmology: What is the evidence for the Big Bang?”. Ned Wright's Cosmology Tutorial. Los Angeles: Division of Astronomy & Astrophysics, University of California, Los Angeles. Arhivirano iz originala 20. 6. 2013. g. Pristupljeno 25. 11. 2019. 
  11. ^ Francis, Charles (2018). Light after Dark I: Structures of the Sky. Troubador Publishing Ltd. str. 199. ISBN 9781785897122. 
  12. ^ Ivanchik, Alexandre V.; Potekhin, Alexander Y.; Varshalovich, Dmitry A. (mart 1999). „The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences”. Astronomy & Astrophysics. 343 (2): 439—445. Bibcode:1999A&A...343..439I. arXiv:astro-ph/9810166 Slobodan pristup. 
  13. ^ Turyshev, Slava G. (novembar 2008). „Experimental Tests of General Relativity”. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 58 (1): 207—248. Bibcode:2008ARNPS..58..207T. S2CID 119199160. arXiv:0806.1731 Slobodan pristup. doi:10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839. 
  14. ^ Ishak, Mustapha (decembar 2019). „Testing general relativity in cosmology”. Living Reviews in Relativity. 22 (1): 204. Bibcode:2019LRR....22....1I. PMC 6299071 Slobodan pristup. PMID 30613193. arXiv:1806.10122 Slobodan pristup. doi:10.1007/s41114-018-0017-4. 1. 
  15. ^ Goodman, Jeremy (15. 8. 1995). „Geocentrism reexamined” (PDF). Physical Review D. 52 (4): 1821—1827. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G. PMID 10019408. S2CID 37979862. arXiv:astro-ph/9506068 Slobodan pristup. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821. Arhivirano (PDF) iz originala 2. 5. 2019. g. Pristupljeno 2. 12. 2019. 
  16. ^ a b v Kolb & Turner 1988, chpt. 3
  17. ^ Enqvist, K.; Sirkka, J. (septembar 1993). „Chemical equilibrium in QCD gas in the early universe”. Physics Letters B. 314 (3–4): 298—302. Bibcode:1993PhLB..314..298E. S2CID 119406262. arXiv:hep-ph/9304273 Slobodan pristup. doi:10.1016/0370-2693(93)91239-J. 
  18. ^ Slipher, V.M (1913). „The Radial Velocity of the Andromeda Nebula”. Lowell Observatory Bulletin. 1: 56—57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. 
  19. ^ Slipher, V.M (1915). „Spectrographic Observations of Nebulae”. Popular Astronomy. 23: 21—24. Bibcode:1915PA.....23Q..21S. 
  20. ^ Friedman, A.A. (1922). „Über die Krümmung des Raumes”. Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377—386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580.  (jezik: nemački)
    (English translation in: Friedman, A. (1999). „On the Curvature of Space”. General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991—2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741. )
  21. ^ Lemaître, G. (1927). „Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques”. Annals of the Scientific Society of Brussels. 47A: 41.  (jezik: francuski)
    (Translated in: „A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 91: 483—490. 1931. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. )
  22. ^ Lemaître, G. (1931). „The Evolution of the Universe: Discussion”. Nature. 128 (3234): 699—701. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0. 
  23. ^ Hubble, E. (1929). „A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae”. Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (3): 168—73. Bibcode:1929PNAS...15..168H. PMC 522427 Slobodan pristup. PMID 16577160. doi:10.1073/pnas.15.3.168. 
  24. ^ Christianson, E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux. ISBN 978-0-374-14660-3. 
  25. ^ Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press. LCCN 35-0 – 0. 
  26. ^ Tolman, R.C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Clarendon Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34-0 – 0. 
  27. ^ Zwicky, F. (1929). „On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space”. Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (10): 773—779. Bibcode:1929PNAS...15..773Z. PMC 522555 Slobodan pristup. PMID 16577237. doi:10.1073/pnas.15.10.773. 
  28. ^ Hoyle, F. (1948). „A New Model for the Expanding Universe”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 108: 372. Bibcode:1948MNRAS.108..372H. 
  29. ^ Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). „The Origin of Chemical Elements”. Physical Review. 73 (7): 803. Bibcode:1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803. 
  30. ^ Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). „Evolution of the Universe”. Nature. 162: 774. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0. 
  31. ^ Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). „A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s”. Astrophysical Journal. 142: 419. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307. 
  32. ^ Boggess, N.W.; et al. (1992). „The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch”. Astrophysical Journal. 397: 420. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797. 
  33. ^ a b Spergel, D.N.; et al. (2006). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology”. Astrophysical Journal Supplement. 170 (2): 377. Bibcode:2007ApJS..170..377S. arXiv:astro-ph/0603449 Slobodan pristup. doi:10.1086/513700. 
  34. ^ Staff (17. 3. 2014). „BICEP2 2014 Results Release”. National Science Foundation. Pristupljeno 18. 3. 2014. 
  35. ^ Clavin, Whitney (17. 3. 2014). „NASA Technology Views Birth of the Universe”. NASA. Pristupljeno 17. 3. 2014. 
  36. ^ Overbye, Dennis (17. 3. 2014). „Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang”. The New York Times. Pristupljeno 17. 3. 2014. 
  37. ^ Overbye, Dennis (24. 3. 2014). „Ripples From the Big Bang”. New York Times. Pristupljeno 24. 3. 2014. 
  38. ^ a b Hawking & Ellis 1973.
  39. ^ Roos, M. (2008). „Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model”. Ur.: Engvold, O.; Stabell, R.; Czerny, B.; Lattanzio, J. Astronomy and Astrophysics. Encyclopedia of Life Support Systems. EOLSS publishers. arXiv:0802.2005 Slobodan pristup. „This singularity is termed the Big Bang.” 
  40. ^ Drees, W.B. (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing. str. 223—224. ISBN 978-0-8126-9118-4. 
  41. ^ a b Jarosik, N.; et al. „Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results” (PDF). (WMAP Collaboration). NASA/GSFC: 39,Table 8. Arhivirano iz originala (PDF) 16. 08. 2012. g. Pristupljeno 4. 12. 2010. 
  42. ^ a b Guth, A.H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2. 
  43. ^ Schewe, P. (2005). „An Ocean of Quarks”. Physics News Update. American Institute of Physics. 728 (1). Arhivirano iz originala 23. 4. 2005. g. Pristupljeno 22. 11. 2011. 
  44. ^ a b Kolb & Turner (1988), chapter 6
  45. ^ Kolb & Turner (1988), chapter 7
  46. ^ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  47. ^ Earman, John; Mosterín, Jesús (mart 1999). „A Critical Look at Inflationary Cosmology”. Philosophy of Science. 66 (1): 1—49. JSTOR 188736. S2CID 120393154. doi:10.1086/392675. 
  48. ^ Hawking & Israel 2010, str. 581–638, chpt. 12: "Singularities and time-asymmetry" by Roger Penrose.
  49. ^ Penrose 1989
  50. ^ Steinhardt, Paul J. (april 2011). „The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?” (PDF). Scientific American. sv. 304 br. 4. str. 36—43. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. Arhivirano (PDF) iz originala 1. 11. 2019. g. Pristupljeno 23. 12. 2019. 
  51. ^ Sakharov, Andrei D. (10. 1. 1967). „Narušenie SR-invariantnosti, S-asimmetriя i barionnaя asimmetriя Vselennoй” [Violation of CP-invariance, C-asymmetry and baryon asymmetry of the Universe] (PDF). Pis'ma v ZhETF (na jeziku: ruski). 5 (1): 32—35. Arhivirano (PDF) iz originala 28. 7. 2018. g. 
  52. ^ Weinberg, Nevin N.; Kamionkowski, Marc (maj 2003). „Constraining dark energy from the abundance of weak gravitational lenses”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 341 (1): 251—262. Bibcode:2003MNRAS.341..251W. S2CID 1193946. arXiv:astro-ph/0210134 Slobodan pristup. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06421.x. 
  53. ^ Tanabashi, M. 2018, str. 406–413, chpt. 27: "Dark Energy" (Revised September 2017) by David H. Weinberg and Martin White.
  54. ^ Rugh, Svend E.; Zinkernagel, Henrik (decembar 2002). „The quantum vacuum and the cosmological constant problem”. Studies in History and Philosophy of Science Part B. 33 (4): 663—705. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. S2CID 9007190. arXiv:hep-th/0012253 Slobodan pristup. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. 
  55. ^ Keel, William C. (2009). „Dark Matter”. Bill Keel's Lecture Notes – Galaxies and the Universe. Arhivirano iz originala 3. 5. 2019. g. Pristupljeno 15. 12. 2019. 
  56. ^ Tanabashi, M. 2018, str. 396–405, chpt. 26: "Dark Matter" (Revised September 2017) by Manuel Drees and Gilles Gerbier..
  57. ^ Yao, W. M. 2006, str. 233–237, chpt. 22: "Dark Matter" (September 2003) by Manuel Drees and Gilles Gerbier..
  58. ^ Bullock, James S. (2010). „Notes on the Missing Satellites Problem”. Ur.: Martinez-Delgado, David; Mediavilla, Evencio. Local Group Cosmology. str. 95—122. ISBN 9781139152303. S2CID 119270708. arXiv:1009.4505 Slobodan pristup. doi:10.1017/CBO9781139152303.004. 
  59. ^ Diemand, Jürg; Zemp, Marcel; Moore, Ben; Stadel, Joachim; Carollo, C. Marcella (decembar 2005). „Cusps in cold dark matter haloes”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 364 (2): 665—673. Bibcode:2005MNRAS.364..665D. S2CID 117769706. arXiv:astro-ph/0504215 Slobodan pristup. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x. 
  60. ^ Dodelson, Scott (31. 12. 2011). „The Real Problem with MOND”. International Journal of Modern Physics D. 20 (14): 2749—2753. Bibcode:2011IJMPD..20.2749D. S2CID 119194106. arXiv:1112.1320 Slobodan pristup. doi:10.1142/S0218271811020561. 
  61. ^ a b v Kolb & Turner 1988, chpt. 8
  62. ^ a b Filippenko, Alexei V.; Pasachoff, Jay M. (2002). „A Universe from Nothing”. Mercury. sv. 31 br. 2. str. 15. Bibcode:2002Mercu..31b..15F. Arhivirano iz originala 22. 10. 2013. g. Pristupljeno 10. 3. 2010. 
  63. ^ a b Lawrence M. Krauss (Speaker); R. Elisabeth Cornwell (Producer) (21. 10. 2009). 'A Universe From Nothing' by Lawrence Krauss, AAI 2009 (Video) (na jeziku: engleski). Washington, D.C.: Richard Dawkins Foundation for Reason and Science. Arhivirano iz originala 2021-11-23. g. Pristupljeno 17. 10. 2011. 
  64. ^ Hawking & Israel 2010, str. 504–517, chpt. 9: "The big bang cosmology — enigmas and nostrums" by Robert H. Dicke and Phillip J.E. Peebles.
  65. ^ a b Ryden 2003
  66. ^ Penrose 2007
  67. ^ „Brief Answers to Cosmic Questions”. Universe Forum. Cambridge, Massachusetts: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. Arhivirano iz originala 13. 4. 2016. g. Pristupljeno 18. 12. 2019.  Archival site: "The Universe Forum's role as part of NASA's Education Support Network concluded in September, 2009."
  68. ^ Davis, Tamara M.; Lineweaver, Charles H. (31. 3. 2004). „Expanding Confusion: Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe”. Publications of the Astronomical Society of Australia. 21 (1): 97—109. Bibcode:2004PASA...21...97D. S2CID 13068122. arXiv:astro-ph/0310808 Slobodan pristup. doi:10.1071/as03040. 
  69. ^ Peacock, J. A. (2008). „A diatribe on expanding space”. arXiv:0809.4573 Slobodan pristup [astro-ph]. 
  70. ^ Bunn, E. F.; Hogg, D. W. (2009). „The kinematic origin of the cosmological redshift”. American Journal of Physics. 77 (8): 688—694. Bibcode:2009AmJPh..77..688B. S2CID 1365918. arXiv:0808.1081 Slobodan pristup. doi:10.1119/1.3129103. 
  71. ^ Starobinsky, Alexei (2000). „Future and Origin of Our Universe: Modern View”. Ur.: Burdyuzha, V.; Khozin, G. The Future of the Universe and the Future of Our Civilization. The Future of the Universe and the Future of our Civilization. Proceedings of a symposium held in Budapest-Debrecen, Hungary, 2-6 July 1999. Singapore: World Scientific Publishing. str. 71. Bibcode:2000fufc.conf...71S. ISBN 9810242646. S2CID 37813302. doi:10.1142/9789812793324_0008. 
  72. ^ Hawking 1988, str. 69.
  73. ^ Carroll n.d.
  74. ^ Beckers, Mike (16. 2. 2015). „Quantentrick schafft Urknall-Singularität ab” [Quantum Trick Eliminates the Big Bang Singularity]. Cosmology. Spektrum der Wissenschaft (na jeziku: nemački). Arhivirano iz originala 21. 7. 2017. g. Pristupljeno 19. 12. 2019. 
  75. ^ Hawking, Stephen W. (1996). „The Beginning of Time”. Stephen Hawking (Lecture). London: The Stephen Hawking Foundation. Arhivirano iz originala 6. 11. 2019. g. Pristupljeno 26. 4. 2017. 
  76. ^ Wall, Mike (24. 6. 2012). „The Big Bang Didn't Need God to Start Universe, Researchers Say”. Space.com. 
  77. ^ Overbye, Dennis (22. 5. 2001). „Before the Big Bang, There Was . . . What?”Neophodna novčana pretplata. The New York Times. Arhivirano iz originala 2013-02-27. g. 
  78. ^ He, Dongshan; Gao, Dongfeng; Cai, Qing-yu (3. 4. 2014). „Spontaneous creation of the universe from nothing”. Physical Review D. 89 (8): 083510. Bibcode:2014PhRvD..89h3510H. S2CID 118371273. arXiv:1404.1207 Slobodan pristup. doi:10.1103/PhysRevD.89.083510. 
  79. ^ Lincoln, Maya; Wasser, Avi (1. 12. 2013). „Spontaneous creation of the Universe Ex Nihilo”. Physics of the Dark Universe. 2 (4): 195—199. Bibcode:2013PDU.....2..195L. ISSN 2212-6864. doi:10.1016/j.dark.2013.11.004 Slobodan pristup. 
  80. ^ Hartle, James H.; Hawking, Stephen W. (15. 12. 1983). „Wave function of the Universe”. Physical Review D. 28 (12): 2960—2975. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H. S2CID 121947045. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960. 
  81. ^ Hawking 1988, str. 71.
  82. ^ Langlois, David (2003). „Brane Cosmology”. Progress of Theoretical Physics Supplement. 148: 181—212. Bibcode:2002PThPS.148..181L. S2CID 9751130. arXiv:hep-th/0209261 Slobodan pristup. doi:10.1143/PTPS.148.181. 
  83. ^ Gibbons, Shellard & Rankin 2003, str. 801–838, chpt. 43: "Inflationary theory versus the ekpyrotic/cyclic scenario" by Andrei Linde. Bibcode:2003ftpc.book..801L
  84. ^ Than, Ker (8. 5. 2006). „Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery”. Space.com. New York: Future plc. Arhivirano iz originala 6. 9. 2019. g. Pristupljeno 19. 12. 2019. 
  85. ^ Kennedy, Barbara K. (1. 7. 2007). „What Happened Before the Big Bang?”. News and Events. University Park, PA: Eberly College of Science, Pennsylvania State University. Arhivirano iz originala 15. 12. 2019. g. Pristupljeno 19. 12. 2019. 
  86. ^ Linde, Andrei D. (maj 1986). „Eternal Chaotic Inflation”. Modern Physics Letters A. 1 (2): 81—85. Bibcode:1986MPLA....1...81L. S2CID 123472763. doi:10.1142/S0217732386000129. Arhivirano iz originala 17. 4. 2019. g. 
  87. ^ Linde, Andrei D. (14. 8. 1986). „Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe”. Physics Letters B. 175 (4): 395—400. Bibcode:1986PhLB..175..395L. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. 
  88. ^ NASA/WMAP Science Team (29. 6. 2015). „What is the Ultimate Fate of the Universe?”. Universe 101: Big Bang Theory. Washington, D.C: NASA. Arhivirano iz originala 15. 10. 2019. g. Pristupljeno 18. 12. 2019. 
  89. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (april 1997). „A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects”. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337—372. Bibcode:1997RvMP...69..337A. S2CID 12173790. arXiv:astro-ph/9701131 Slobodan pristup. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. .
  90. ^ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. (15. 8. 2003). „Phantom Energy: Dark Energy with w<−1 Causes a Cosmic Doomsday”. Physical Review Letters. 91 (7): 071301. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. PMID 12935004. S2CID 119498512. arXiv:astro-ph/0302506 Slobodan pristup. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. 
  91. ^ Harris 2002, str. 128
  92. ^ a b Frame 2009, str. 137–141
  93. ^ Harrison 2010, str. 9
  94. ^ Harris 2002, str. 129
  95. ^ Craig, William Lane (decembar 1999). „The Ultimate Question of Origins: God and the Beginning of the Universe”. Astrophysics and Space Science (Lecture). 269–270 (1–4): 721—738. Bibcode:1999Ap&SS.269..721C. S2CID 117794135. doi:10.1023/A:1017083700096. 
  96. ^ Hawking 1988, Introduction: "... a universe with no edge in space, no beginning or end in time, and nothing for a Creator to do." — Carl Sagan.

Literatura[uredi | uredi izvor]

Dodatna literatura[uredi | uredi izvor]

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Велики_прасак&oldid=27438222”