Veliki prasak

Iz Vikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
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. 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 paradigma|paradigmu koja treba da objasni poreklo i evoluciju kosmosa.

Jedna od posledica Velikog praska je ta da njutnovi zakoni|fizički zakoni koji danas vladaju u univerzumu se razlikuju od onih iz prošlosti ili onih iz budućnosti. Iz ovog modela, Džordž Gamov je godine 1948. uspeo da predvidi postojanje kosmičko zračenje|kosmičkog pozadinskog mikrotalasnog zračenja (KPM). KPM je otkriveno 1960-ih i služilo kao potvrda teorije Velikog praska nad glavnim rivalom, teorija mirnog stanja|teorijom mirnog stanja.

Motivacija i razvoj[uredi]

Fizička kosmologija
WMAP.jpg
Srodni članci

uredi

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.[1][2] 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.[3] Godine 1924. Hablova merenje velike udaljenosti do najbliže spiralne magline je pokazalo da su ovi sistemi bili zaista druge galaksije. Nezavisno od Fridmana, belkijski fizičar i rimokatolički sveštenik Žorž Lemetr je takođe izveo Firdmanove jednačine i predložio zaključak da je razlog za udaljavanje maglina širenje svemira.[4]

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.[5]

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.[6][7] Lemetr je već ranije pokazao da je to očekivano, s obzirom na kosmološki princip.[8]

Tokom 1930-ih predlagane su i druge ideje kao nestandardne kosmologije da objasne Hablova zapažanja, među kojima je bio Milnov model,[9] oscilatorni svemir (prvobitno predložio Fridman, ali su ga zagovarali Albert Ajnštajn i Ričard Tolman)[10] hipoteza o umornoj svetlosti Frica Cvikija.[11]

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.[12] Drugi ideja je bila Lemetrova teorija velikog praska, koji je zastupao i dalje razvijao Džordž Gamov, koji je uveo prvobitnu nukleosintezu (BBN)[13] i čiji su saradnici, Ralf Alfer i Robert Herman, predvideli kosmičko pozadinsko mikrotalasno zračenje.[14] 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.[15] 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,[16] svemirski teleskop Habl i WMAP[17] 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]

Istorija Svemira - pretpostavlja se da gravitacioni talasi proizilaze iz kosmičke inflacije, ekspanzije neposredno nakon Velikog praska.[18][19][20][21]

Hronologija[uredi]

Ekstrapolacija širenja svemira unazad korišćenjem opšte realtivnosti daje beskonačnu gustinu i temperaturu u konačnom vremenskom trenutku u prošlosti.[22] Ovaj singularitet označava prekid opšte relativnosti. Koliko blizu možemo ektrapolirati ka singularitetu je tema rasprava - sigurno se ne može bliže nego od kraja Plankove epohe. Ovaj singularitet se ponekad naziva „veliki prasak“,[23] ali se ovaj izraz može upotrebiti i na ranu, vruću fazu,[24][a] što se može smatrati „rođenjem“ svemira. Prema merenjima širenja supernove tipa Ia, merenjima temperaturnih fluktiacija u kosmičkom mikrotalasnom zračenju, i merenjem korelacione funkcije galaksija, izračunata je starost svemira na 13,75 ± 0,11 milijardi godina.[25] 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 prilbižno 10−37 sekundi po ekploziji, fazna tranzicija je izazvala kosmičku inflaciju, tokom koje je svemir rastao eksponencijalno.[26] Nakon što je inflacija prestala, svemir se sastojao od kvarkovsko-gluonske plazme, kao i od drugih elementarnih čestica.[27] 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, dovodeću 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.[28]

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.[29] Nakon nekih 10−11 sekundi, događaj je postao manje sepkulativan, 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.[30] 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 Planckovog vremena[uredi]

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]

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 vakumu 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 jezgre atoma deuterija - deutroni, nakon čega nastaju jezgre 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 vodikove 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, temeratura 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 jezgrama 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]

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

Kosmičko mikrotalasno pozadinsko zračenje[uredi]

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 detektirati 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.

Hublov zakon[uredi]

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]

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 jezgrama 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]

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 oslobođa 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 nekiliko 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 jezgri 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[uredi]

Kao ni sve druge naučne teorije, ni teorija velikog praska nije nepogrešiva ni sveobuhvatna. Iako 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.

Manjak antimaterije u svemiru[uredi]

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 kozmologija susreće je nedostatak antičestica. 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.

Formiranje galaksija u kratkom vremenu[uredi]

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]

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]

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.

Napomene[uredi]

  1. ^ Ne postoji konsensuz 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

Reference[uredi]

  1. ^ Slipher, V.M (1913). „The Radial Velocity of the Andromeda Nebula”. Lowell Observatory Bulletin. 1: 56—57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. 
  2. ^ Slipher, V.M (1915). „Spectrographic Observations of Nebulae”. Popular Astronomy. 23: 21—24. Bibcode:1915PA.....23Q..21S. 
  3. ^ Friedman, A.A. (1922). „Über die Krümmung des Raumes”. Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377—386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580.  (na jeziku: 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. )
  4. ^ 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.  (na jeziku: 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. )
  5. ^ Lemaître, G. (1931). „The Evolution of the Universe: Discussion”. Nature. 128 (3234): 699—701. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0. 
  6. ^ 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 522427Slobodan pristup. PMID 16577160. doi:10.1073/pnas.15.3.168. 
  7. ^ Christianson, E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux. ISBN 978-0-374-14660-3. 
  8. ^ 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/0207347Slobodan pristup. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  9. ^ Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press. LCCN 35-0 – 0. 
  10. ^ Tolman, R.C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Clarendon Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34-0 – 0. 
  11. ^ 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 522555Slobodan pristup. PMID 16577237. doi:10.1073/pnas.15.10.773. 
  12. ^ Hoyle, F. (1948). „A New Model for the Expanding Universe”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 108: 372. Bibcode:1948MNRAS.108..372H. 
  13. ^ 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. 
  14. ^ Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). „Evolution of the Universe”. Nature. 162: 774. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0. 
  15. ^ 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. 
  16. ^ 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. 
  17. ^ 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/0603449Слободан приступ. doi:10.1086/513700. 
  18. ^ Staff (17. 3. 2014). „BICEP2 2014 Results Release”. National Science Foundation. Приступљено 18. 3. 2014. 
  19. ^ Clavin, Whitney (17. 3. 2014). „NASA Technology Views Birth of the Universe”. NASA. Приступљено 17. 3. 2014. 
  20. ^ Overbye, Dennis (17. 3. 2014). „Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang”. The New York Times. Приступљено 17. 3. 2014. 
  21. ^ Overbye, Dennis (24. 3. 2014). „Ripples From the Big Bang”. New York Times. Приступљено 24. 3. 2014. 
  22. ^ Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-20016-5. 
  23. ^ Roos, M. (2008). „Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model”. Ур.: Engvold, O.; Stabell, R.; Czerny, B.; Lattanzio, J. Astronomy and Astrophysics. Encyclopedia of Life Support Systems. EOLSS publishers. arXiv:0802.2005Слободан приступ. »This singularity is termed the Big Bang 
  24. ^ Drees, W.B. (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing. стр. 223—224. ISBN 978-0-8126-9118-4. 
  25. ^ 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. Приступљено 4. 12. 2010. 
  26. ^ Guth, A.H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2. 
  27. ^ Schewe, P. (2005). „An Ocean of Quarks”. Physics News Update. American Institute of Physics. 728 (1). Архивирано из оригинала на датум 23. 4. 2005. Приступљено 22. 11. 2011. 
  28. ^ Kolb & Turner (1988), chapter 6
  29. ^ Kolb & Turner (1988), chapter 7
  30. ^ Kolb and Turner (1988), chapter 4

Литература[uredi]

Спољашње везе[uredi]