Kosmološka doba

Iz Vikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigaciju, pretragu
Fizička kosmologija
WMAP.jpg
Srodni članci

uredi

Središnja izuzetno duboka polja često prikazuju galaksije u davnoj prošlosti koje nam govori kako je rano Steliferno doba izgledalo.
Još jedna središnja slika prikazuje kako se stvara mlada galaksija, što znači da se to dogodilo i vrlo davnoj prošlosti na kosmološkoj hronološkoj osi. To je dokaz da se u Svemiru još uvek nije dovršio proces stvaranja galaksija

Kosmološka doba su kratak pregled događaja koji su se dogodili i koji će se dogoditi u Svemiru po onome što znamo. Ova vremenska skala nema pretenziju da zameni druge, detaljnije članke, kao što je vremenska skala Velikog praska, već želi da predstavlja početnu tačku za one koji žele naći više podataka o tome kako se Svemir razvija i kako izgleda da će se razvijati.

Iako je vremenska skala ilustrovana i detaljna, moguće je da ima grešaka. Vreme za svako naredno kosmološko doba i kosmološku eru eksponencijalno raste kako Svemir postaje stariji. Primordijalno doba se dovršilo za 300.000 godina od rođenja Svemira. Prošlo je 13.700.000.000 godina od Velikog praska do danas, što je ekvivalentno trajanju 46.000 Primordijalnih doba. Do vremena kada većina jata zvezda dođu do svog kraja i Era raspada započne Svemir će imati 100.000.000.000.000 godina. To je oko 7.000 puta više nego što je Svemir danas star. Za 1040 godina sva materija koja nije u crnim rupama pratvoriće se u fotonske gama zrake kroz raspadanje protona, što označava kraj Ere raspada i početak Ere crne rupe. To označava doba 700.000.000.000.000.000.000.000 starije nego što je Svemir danas (a to je konzervativna procena, pošto bi vreme protonovog polu-raspada moglo biti duže od 1036 godina).

Sadržaj

Veliki prasak i stvaranje materije[uredi]

Osnovni članak: Vremenska skala Velikog praska

Uprošćeni model Velikog praska i supsekvencijalnog rasta Svemira

Primordijalno doba - godine: 0-300.000[uredi]

Plankova epoha: 10-43 sekunde[uredi]

Svemir, u koji spadaju vreme, prostor, i sve ostalo, započinje događajem zvanim Veliki Prasak pre 13.7 ± 0.2 milijardi godina. Podatak koji tačno određuje tačku u vremenu kada je svemir stvoren i njegovu približnu starost dobijen je od NASE, putem Vilkinsonove Neizotropne Sonde, eng. skr. (WMAP). Još više dodatnih pomoćnih podataka, između ostalog, dolazi sa orbitalnog teleskopa Habl, engl. Hubble. Najranija tačka vremena koju naučnici teoretski mogu da odrede je Plankova Epoha, ili 10-43 sekunde posle Velikog Praska, pa se stoga ovo doba u stvari naziva Era Velikog Praska. Ovaj trenutak, premda odrediv, nedovoljno je razumljiv, jer se vrlo teško može otkriti šta se dešava sa gravitacijom uz tako snažne energije u tako malim prostornim opsezima. Teorija Velikog Ujedinjavanja je projekat sa ciljem određivanja teoretske konstrukcije za kvantnu gravitaciju i teoriju vlakana.

Epoha Širenja/Razvlačenja: 10-37 sekundi[uredi]

Svemir je podvrgnut hiper-razvlačenju, pri čemu je širenje veoma ubrzano.

Epoha Velikog ujedinjavanja: 10-35 sekundi[uredi]

Četiri Kosmičke Sile međusobno se razilaze; gravitacija, jaka nuklearna sila, slaba nuklearna sila, i elektromagnetna sila. Svemir započinje sa Silom Velikog Ujedinjavanja, koja se onda razdvaja na gravitaciju i elektronuklearnu silu. Ova sila se preobraćuje u jaku nuklearnu silu i slabu elektro silu.

WMAP podaci prikazuju promene pozadinskog zračenja kroz celokupan Svemira iz našeg ugla posmatranja, iako stvarne promene teku mnogo tečnije od nagoveštenih koje dijagram prikazuje

Epoha slabe-elektro sile: 10-12 sekundi[uredi]

Naposletku, slaba elektro sila razdvaja se na slabu nuklearnu i elektromagnetnu silu.

Epoha hadrona: 10-6 sekundi[uredi]

Epoha leptona: 1 sekunda[uredi]

Vodonikova jezgra počinju da nastaju, a takođe i proces nuklearne fuzije, pošto sve više elemenata, kao što je helijum, počinju da se obrazuju.

Epoha sinteze jezgara: 3 minuta[uredi]

Svemir je previše hladan za bilo kakvu nuklearnu aktivnost, i u ovoj tački nastanka svemir se sastoji od otprilike 75% vodonika, 25% helijuma i u tragovima deuterijuma, litijuma, berilijuma, i bora. Teži elementi nemaju vremena da se obrazuju pre završetka nuklearnih reakcija.

Epoha ponovne jonizacije: 300,000 godina[uredi]

Svetlosna energija iz prvobitnog širenja Svemira razvlači se i slabi do tačke kada materija konačno dobija na uticaju (ovo je najšire prihvaćeno kao kraj ere Velikog Praska). Teleskopima se ne može dopreti tako daleko u prošlost Svemira, pošto dejonizacija vodonika čini da „prazan prostor“ bude neproziran za svetlost za većinu talasnih dužina. Umesto toga, naučnici su prinuđeni da koriste ubrzivač čestica i teorijsku fiziku za indirektno izvođenje dokaza. Najupečatljiviji dokaz koji naučnici mogu da izmere iz Velikog Praska je pozadinsko kosmičko mikrotalasno zračenje koje je ravnomerno rasprostranjeno kroz celokupan Svemir. Naučnici su mišljenja da je ovo pozadinsko zračenje u stvari snimak ranog Svemira i pruža najbolji dokaz stvaranju materije tokom ranih epoha.

Informacije o zvezdama i galaksijama[uredi]

This Hubble Space Telescope image shows the Cartwheel Galaxy undergoing active star formation around its edges

Zvezdana era - od 106 do 1014 godina[uredi]

Epoha Dominacije materije: 500,000 godina[uredi]

Jezgro hidrogena hvata elektrone, formirajući tako prve atome. Do sada je Univerzum stvorio svu materiju. Rezultujući vodonik i helijum se beć skuplja kreirajući praiskonske galaksije. Time se završava epoha velikog praska i počinje zvezdana epoha koja traje do današnjeg dana.

Galaksije se takođe uništavaju ili spajaju u klastere.

Epoha formiranja galaksija/zvezda: između 100.000.000 i 1,000.000.000 godina[uredi]

Počinje formiranje prvih sazrelih galaksija i kvazara. Dešava se rejonizacija jezgra vodonika, što omogućava kosmosu da bude proziran za svetlo usled radijacije koja preplavljuje međugalaktički prostor. Ovo je tačka do koje optički teleskopi mogu da gledaju unatrag u vreme.

Sadašnjost: 13,700.000.000 godina[uredi]

Zvrzdana era kosmosa nastavlja se do današnjeg dana, a galaksije i zvezde nastavljaju da nastaju i da umiru, iako se najaktivniji period kosmosa već desio u prošlosti.

Kraj Zvezdane ere: 100,000,000.000.000 godina[uredi]

Zvezde i galaksije vremenom prestaju sa formiranjem, ostavljajući samo najstarije zvezde koje vremenom sagorevaju. Prestaje sinteza teških elemenata usled prestanka fuzije, a materija prelazi u proces spore i neizbežne destrukcije usled razlaganja protona. Sva materija se u tom trenutku nalazi u oblacima gasa ili kompaktnim telima (onima koji ne emituju svetlost, planete, crne rupe itd.). Vidi još Formiranje i evolucija galaksija za više podataka o ovome.


Kratkoročna budućnost kosmosa - različiti scenariji[uredi]

Veliko cepanje[uredi]

Ovaj scenario je moguć jedina ako se tamna energija povećava tokom vremena kako se kosmos širi. Ovo je vrlo neizvesno zato što se malo toga zna o tamnoj energiji i pitanje je da li ona varira tokom vremena u toj meri da izazove cepanje iznutra svakog atoma u kosmosu. Ukratko, ova teorija govori da posle protoka dovoljno vremena ne odlaze samo galaksije jedne od drugih, već i zvezde, planete i konačno atomi i jezgra, pošto tamna energija neizbežno preuzima sile koje drže ove stvari zajedno.

Doba degeneracije je tamno. Nema vidljivog svetla koje bi osvetlelo površinu nekih preostalih objekata.

Toplotna smrt kosmosa[uredi]

Ovaj scenario je moguć samo ako kosmos postigne ili stalno stanje ili stalnu ekspanziju. Ovde je implicirano da tamna energija ne preuzima druge sile u mikro-razmeri usled narastanja kosmosa, ali to ne znači da se kosmos neće širiti. Moguće je da će se širiti sporije nego u prethodnom scenariju. Posle osmatranja eksplozije supernove od teleskopa Habl, smatra se da tamna energija preuzima snage koje upravljaju sudbnom kosmosa i prouzrokuje ubrzavanje ekspanzije. Nije poznato šta je zapravo ova sila i da li postoji kao realna pojava. Ovaj scenario smatra se najverovatnijim.

Veliko smrskavanje[uredi]

Ovaj scenario je moguć ako je tamna energija na kraju u nemogućnosti da prevlada gravitaciju između galaksija, što neminovno dovodi do kolapsa kosmosa. Podaci dobijeni posmatranjem ne potvrđuju ovu teoriju iako je tamna energija još uvek neistražena. Dalja sudbina posle eventualnog smrskavanja takođe nije jasna, pošto nije moguće reći šta će biti posle kraja vremena. Dalja razmatranja bi bila u domenu religije, metafizike ili filozofije.

Dugoročna budućnost[uredi]

Ovo je asteroid, jedan od poslednjih preživelih umirućeg kosmosa. U stvarnosti, nije verovatno da bi objekti bili osvetljeni preživelom zvezdom i verovatno bi bili obavijeni tamom.

Doba degeneracije - od 1014 do 1040 godina[uredi]

Prestanak formiranja galaksija i zvezda: 1014 godina[uredi]

Prestanak formiranja zvezda, što dovodi do dugotrajnog razlaganja materije. Vodonično gorivo korišćeno za fuziju zvezda vremenom nestaje, što ostavlja materiju u kosmosu u kompaktnom stanju, u sledećim objektima:

Nekada svetleća tela kao zvezde hlade se i gase, vremenom dostižući istu temperaturu kao pozadinska radijacija kosmosa.

Planete se lansiraju iz orbita: 1015 godina[uredi]

Tokom vremena, orbite planeta mešaju se sa drugim masama ili postaju haotične usled poremećaja u gravitaciji.

Zvezde izlaze iz orbita: 1016 godina[uredi]

Isto se dešava zvezdama i njihovim ostacima u galaksijama, što ostavlja uglavnom rasute ostatke zvezda i supermasivne crne rupe.

Moćne supermasivne crne rupe su se što ostaje posle galaksija kada se svi protoni tazlože, ali ni ovi giganti nisu besmrtni

Oko 1/2 protona se razlažu: 1036 godina[uredi]

Ako su ove procene tačne, jedna polovina sve slobodno-plutajuće materije u kosmosu je pretvoreno u gama zračenje usled razlaganja protona.

Razlaganje svih protona: 1040 godina[uredi]

Ako su procene polu-života protona tačne, onda su ove čestice do sada doživele 10.000 poluživota. To znači da je broj protona do tada prepolovljen do sada 10.000 puta. Kada se uzme u obzir broj protona, ovo bi značilo da bi broj preostalih protona u kosmosu bio daleko manji od jedan. Praktično, sva materija se nalazi u jedinom telu u kosmosu imunom na razlaganje protona: crnim rupama.

Doba crnih rupa - od 1040 godina do 10100 godina[uredi]

Dominacija crnih rupa: 1040 godina[uredi]

Crne rupe nastavljaju da nestaju usled Hoking radijacija, ali ovaj proces je vrlo spor. Prvo nestaju male, potom srednje pa supermasivne koje vremenom postaju fotoni.

Dezintegracija crnih rupa: 10100 godina[uredi]

Malo ako ijedna crna rupa preostaje; praktično sva materija pretvorena je u fotone.

Konačna sudbina kosmosa[uredi]

Foton je sada vladar kosmosa, posle nestanka i poslednje crne rupe

Tamno doba - od 10100 godina do 10150 godina[uredi]

Doba fotona - od 10150 godina do daleke budućnosti[uredi]

Kosmos dolazi u stanje niske energije: 101000 godina i dalje[uredi]

Kosmos dolazi u stanje ekstremno niske energije. Šta se dešava posle ovoga je u domenu spekulacija. Moguće je da dođe do velikog smrskavanja ili da kosmos ostane u ovom stanju zauvek, u stanju toplotne smrti. Ovakvo stanje implicira da lokalni kvantni događaji postaju veliki makro-događaji, tako da nije moguće reći šta se dešava sa prostorom i vremenom u ovoj eri.

Literatura[uredi]

Vidi još[uredi]

Spoljašnje veze[uredi]