Велики прасак

Уреди везе
С Википедије, слободне енциклопедије
Према теорији Великог праска, свемир (универзум) потиче из стања бесконачно великог притиска и топлоте (сингуларитет). Од тада, простор се ширио током времена, удаљавајући тако галаксије једне од других.

У физичкој космологији, Велики прасак представља научну теорију о пореклу универзума као о ширењу простора и материје, који је у почетку био бесконачно мали простор бесконачно великог притиска и топлоте у неком коначном времену у прошлости. Сама идеја је настала из посматрања која указују на то да црвени помак галаксија (Хаблов закон) показује да се галаксије удаљавају једне од других, што наводи на тврдњу да су галаксије биле некад међусобно много ближе него данас.

Сам термин „Велики прасак“ се користи и у ужем смислу да укаже на тачку у времену када је посматрано ширење универзума почело (Хаблов закон) - отприлике пре око 13,7 милијарди година (1 E17 s|13.7 × 109) - и у ширем смислу да укаже на преовладавајућу космолошку парадигму која треба да објасни порекло и еволуцију космоса.

Једна од последица Великог праска је та да Њутнови закони|физички закони који данас владају у универзуму се разликују од оних из прошлости или оних из будућности. Из овог модела, Џорџ Гамов је године 1948. успео да предвиди постојање космичког позадинског микроталасног зрачења (КПМ). КПМ је откривено 1960-их и служило као потврда теорије Великог праска над главним ривалом, теоријом мирног стања.

Мотивација и развој[уреди | уреди извор]

Део серије о
Космологији
Основни типови
Сродни чланци
Уметничка визија галаксије Млечни пут

Теорија великог праска се развила из посматрања структуре свемира и из теоријског разматрања. Године 1912. Весто Слипер је измерио први Доплеров померај "спиралне маглине" (спирална маглина је застарео назив за спиралне галаксије), а убрзо су је открио да се готово све такве маглине удаљавају од Земље. Он није схватио космолошке импликације ове чињенице, и заиста у то време било је врло контроверзно да ли су ове маглине „острвски свемири“ изван Млечног пута.[1][2] Десет година касније, руски космолог и математичар Александар Фридман је извео Фридманову једначину из једначина опште релативности Алберта Ајнштајна, која је показивала да се свемир шири за разлику од статичког модела свемира који је заговарао Ајнштајн у то време.[3] Године 1924. Хаблова мерење велике удаљености до најближе спиралне маглине је показало да су ови системи били заиста друге галаксије. Независно од Фридмана, белгијски физичар и римокатолички свештеник Жорж Леметр је такође извео Фирдманове једначине и предложио закључак да је разлог за удаљавање маглина ширење свемира.[4]

Године 1931. Леметр је отишао корак даље и предложио да евидентно ширење свемира, ако се пројектује назад у прошлост, значи да би се свемир био све мање како се иде назад у прошлост, све до неког коначног тренутка у прошлости, када је маса целог свемира била сконцентрисана у једну тачку, „исконски атом“, где су и када настали простор и време.[5]

Почевши од 1924, Хабл је мукотрпно развио низ индикатора удаљености, претече скале удаљености у астрономији, користећи 2500 mилиметарски телескоп Хукер у опсерваторији Маунт Вилсон. Ово му је омогућило да процени удаљености до галаксија чију су црвени помаци већ били измерени. Године 1929, Хабл је открио везу између удаљености и брзине удаљавања, данас познату под именом Хаблов закон.[6][7] Леметр је већ раније показао да је то очекивано, с обзиром на космолошки принцип.[8]

Током 1930-их предлагане су и друге идеје као нестандардне космологије да објасне Хаблова запажања, међу којима је био Милнов модел,[9] осцилаторни свемир (првобитно предложио Фридман, али су га заговарали Алберт Ајнштајн и Ричард Толман)[10] хипотеза о уморној светлости Фрица Цвикија.[11]

Уметничка визија сателита WMPA.

После Другог светског рата, појавиле су се две различите могућности. Једна је била модел стабилног стања Фреда Хојла, у ком би се нова материја стварала ако би се чинило да се свемир шири. По овом моделу, свемир је приближно исти у сваком тренутку.[12] Други идеја је била Леметрова теорија великог праска, који је заступао и даље развијао Џорџ Гамов, који је увео првобитну нуклеосинтезу (BBN)[13] и чији су сарадници, Ралф Алфер и Роберт Херман, предвидели космичко позадинско микроталасно зрачење.[14] На крају, докази прикупљени псоматрањем свемира, као што су бројање вангалактичких радио извора и откриће квазара, су почели да фаворизују теорију великог праска у односу на модел мирног стања. Откриће и потврда космичког позадинског микроталасног зрачења 1964.[15] учврстили су модел великог праска као најбољу теорију о пореклу и еволуцији свемира. Већи део текућег рада у космологији укључује разумевање како настају галаксије у контексту великог праска, разумевање физике свемира далеко у његову прошлост, као и усклађивањем запажања са основном теоријом.

Огромне кораке у моделу великог праска су учињени од касних 1990-их година као резултат великих достигнућа у развоју телескопа, као и анализу обилних података добијених од сателита, као што су мисије COBE,[16] свемирски телескоп Хабл и WMAP[17] Космолози сада имају прилично прецизна и тачна мерења многих параметара модела Великог праска, па су начинили неочекивано откриће по ком се чини да се ширење свемира убрзава.

Преглед[уреди | уреди извор]

Историја Свемира - претпоставља се да гравитациони таласи произилазе из космичке инфлације, експанзије непосредно након Великог праска.[18][19][20][21]

Хронологија[уреди | уреди извор]

Екстраполација ширења свемира уназад коришћењем опште релативности даје бесконачну густину и температуру у коначном временском тренутку у прошлости.[22] Овај сингуларитет означава прекид опште релативности. Колико близу можемо екстраполирати ка сингуларитету је тема расправа - сигурно се не може ближе него од краја Планкове епохе. Овај сингуларитет се понекад назива „велики прасак“,[23] али се овај израз може употребити и на рану, врућу фазу,[24][а] што се може сматрати „рођењем“ свемира. Према мерењима ширења супернове типа Ia, мерењима температурних флуктуација у космичком микроталасном зрачењу, и мерењем корелационе функције галаксија, израчуната је старост свемира на 13,75 ± 0,11 милијарди година.[25] Подударање ова три независна мерења снажно подржава ΛCDM модел који у детаље описује садржај свемира.

Најраније фазе великог праска су предмет многих нагађања. У најчешћим моделима, свемир је био напуњен хомогено и изотропно са невероватно великом густином енергије и огромним температурама и притисцима и врло брзо се ширио и хладио. Након приближно 10−37 секунди по експлозији, фазна транзиција је изазвала космичку инфлацију, током које је свемир растао експоненцијално.[26] Након што је инфлација престала, свемир се састојао од кварковско-глуонске плазме, као и од других елементарних честица.[27] Температуре су биле толико високе да се неуређено кретање честица одвијало релативистичким брзинама, а парови честица-античестица свих врста су били стално стварани и уништавани у сударима. У неком тренутку нека непозната реакција названа бариогенеза је нарушила закон очувања барионског броја, доводећи до врло малог вишка кваркова и лептона над антикварковима и антилептонима, реда 1:30.000.000. Ово је довело до доминације материје над антиматеријом у данашњем свемиру.[28]

Свемир је наставио да се шири, а његова температура да расте, па се типична енергија сваке честице смањивала. Транзиционе фазе ломљења симетрије су поставиле основне интеракције физике и параметре елементарних честица у њихов садашњи облик.[29] Након неких 10−11 секунди, догађај је постао мање спекулативан, пошто су енергије честица пале на вредност које се могу достићи у експериментима физике честица. Након 10−6 секунди, кваркови и глуони су се комбиновали да образују барионе као што су протони и неутрони. Мали вишак кваркова над антикваркова је довео до малог вишка бариона над антибарионима. Температура сада више није била довољно висока да се образују нови парови протона-антипротона (исто тако за неутроне-антинеутроне), па је одмах уследила анихилација масе, остављајући само један на сваких 1010 првобитних протона и неутрона и ниједну њихову античестицу. Сличан процес се десио након једне секунде електронима и позитронима. После ових анихилација, преостали протони, неутрони и електрони се више нису кретали релативистичким брзинама, а енергетском густином свемира су доминирали фотони (уз малу примесу неутрина).

Пар минута после ширења, када је температура била око милијарду келвина, а густина једнака густини ваздуха, неутрони су се комбиновали са протонима и образовали језгра деутеријума и хелијума у процесу који се назива првобитна нуклеосинтеза.[30] Већина протона је остала некомбинована у виду језгра водоника. Како се универзум хладио, преостала густина масене енергије материје је почела да гравитационо доминира над зрачењем фотона.

Пре Планковог времена[уреди | уреди извор]

Великим праском назива се догађај стварања свемира. Важно је разумети да Велики прасак није експлозија у „средишту свемира“ (свемир нема средиште!) већ сам догађај стварања простора, времена, материје и енергије. Свемир се након Великог праска почео ширити и шири се и данас. Са ширењем простора, материја се разређивала, свемир се хладио и мењао: од хомогене „супе“ врућих, нама данас углавном непознатих честица, до данашњег хладног свемира са милијардама галаксија.

Сам тренутак стварања и кратак период од 10-44 секунди након стварања још увек су изван домашаја науке. Наиме, Ајнштајнова општа теорија релативности, једина опште прихваћена теорија простора и времена, не функционише за системе мање од Планкове удаљености (10-35 метара) и за догађаје који трају краће од Планковог времена (10-44 секунди). Унутар Планковог времена ни простор ни време више немају исто значење као у свакодневном животу. Ту би границу требало да сруши квантна теорија гравитације, која још увек није развијена. Овај почетни период свемира зове се „епоха квантне гравитације“.

Кратка историја свемира[уреди | уреди извор]

Свемир можемо поделити у неколико епоха. Иза епохе квантне гравитације, следе редом епоха великог уједињења, епоха електрослабе силе (кварковска епоха), лептонска епоха, фотонска епоха, епоха у којој свемир постаје прозиран и епоха формирања галаксија након које наступа садашња фаза развоја свемира.

Епоха великог уједињења наставља се на епоху квантне гравитације, у тренутку када је свемир имао температуру од 1032 K. Око 10-38 секунди након наставка свемира, при температури од 1029 K, темељна међуделовања - јако, слабо и електромагнетско - могла су бити уједињена. Флуктуације у вакууму узрокују убрзану експанзију, инфлацију. Свемир је у 10-34 секунди нарастао од 10-15 m до величине десет милијуна промера сунчевог система. У овој епохи настаје мала асиметрија између материје и антиматерије, које ће се касније углавном поништити, док ће мали вишак материје створити данашњи свемир. Овај се процес зове бариогенеза.

У епохи електрослабе силе (кварковска епоха), при температури од 1027 K и старости свемира од 10-34 s, јако међуделовање се почиње одвајати од преостала два која заједно чине електрослабу силу. Кваркови и антикваркови се међусобни поништавају, а споменута асиметрија одговорна је за постојање материје у свемиру.

Лептонска епоха почиње при старости свемира од 10-10 секунди и при температури од 1015 K. У овој се епохи раздвајају електромагнетска и слаба сила. При старости свемира од око 10-5 с стварају се протони и неутрони. На температури испод 1011 К протони се убрајају у „материју“ док се скоро 2000 пута лакши електрони понашају као зрачење, па, уз неутрина, доприносе термичкој равнотежи. Протони и неутрони слободно прелазе једни у друге. То престаје кад се свемир охлади до температуре од 1011 K, nакон чега превладава прелазак из тежих неутрона у лакше протоне, при чему се енергија ослобађа. Након успоставе равнотеже између процеса преласка протона у неутроне и обрнуто, 38% нуклеона (неутрона и протона) су неутрони, а 62% протони.

Око 1 секунду након настанка свемира, при температури од 1010 K, настаје фотонска епоха. Термичка равнотежа се више не одржава неутринима, а истовремено се велики број протона и електрона анихилира и прелази у фотоне.

Три минута након Великог праска, при температури од 109 K стварају се језгра атома деутерија - деутрони, након чега настају језгра елемената тежих од водоника, углавном хелијума. Овај процес се назива првотна нуклеосинтеза.

Око 300 000 година након Великог праска, при температури од 3000 K, свемир постаје прозиран. Електрони се с протонима вежу у водоникове атоме, који су електрични неутрални, па свемир постаје прозиран за фотоне. Светлост која нам долази са „рубова“ свемира кренула је на свој пут према нама у време задњих распршења фотона на 3000 K. Ову је светлост прикупио сателит COBE (Cosmic Background Explorer), а касније и WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ово је зрачење, услед ширења свемира, до данас охлађено на 2.7 K и представља космичко микроталасно позадинско зрачење које су 1964. године открили Арно Пензијас и Роберт Вилсоn.

Милијарду година након Великог праска, почиње епоха формирања галаксија, температура је пала на 18 K. Почетне нехомогености, иако врло мале, проузроковале су током милијарде година групирање материје у накупине - претече протогалаксија. Од најгушћих подручја настају прве звезде, од којих оне најмасивније врло брзо експлодирају као супернове. Свемир се наставља хладити све до данашње температуре од 2.7 K.

У језгрима звезда које су настале од језгара водоника и хелијума, стварају се тежа атомска језгра. Угљеник, кисеоник, азот и гвожђе створени нуклеосинтезом у звездама, распршују се свемиром експлозијама супернова, чинећи основу за звезде нове генерације.

Докази[уреди | уреди извор]

Космичко микроталасно позадинско зрачење, Хаблов закон, количина и локација лаких елемената, радио-галаксије и квазари разлози су зашто већина космолога данас прихваћа теорију Великог праска, а не супарничку теорију сталног стања.

Космичко микроталасно позадинско зрачење[уреди | уреди извор]

Засигурно најјачи доказ теорије Великог праска је космичко микроталасно позадинско зрачење (енгл. Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). То је дифузно изотропно зрачење чији спектар одговара спектру зрачења црног тела при температури од 2.73 K. Спектар зрачења се налази у микроталасном делу спектра, ван оптичког прозора, па га је могуће детектовати само радио-телескопима. Сматра се да ово зрачење представља охлађено зрачење заостало из времена раног свемира.

Откриће CMBR је врло важно јер јер се уклапа у теорију Џорџа Гамова по којој су хемијски елементи створени у првих 5 минута након Великог праска. Он је тврдио да би првобитно зрачење из тог времена још увек требало испуњавати свемир, те да би, услед ширења свемира, требало бити охлађено на око 5 K.

Када је зрачење откривено, показало се да је изотропно, из чега је закључено да потиче из дубоког свемира. Наиме, свако зрачења настало у близини Сунца или у нашој галаксији не би било сферно симетрично, тј. његов би интензитет варирао зависно о смеру. Друго важно својство CMBR је спектар зрачења који одговара спектру зрачења црног тела.

Хaблов закон[уреди | уреди извор]

Едвин Хабл открио је 1929. пропорционалност између удаљености поједине галаксије и брзине којом се она удаљава од нас. Та се пропорционалност назива Хублов закон. Ова пропорционалност наводи на закључак да је свим галаксијама требало подједнако времена за помак од почетне позиције до данашњег положаја. Свемир је, дакле, једном био сажет у точку и од тада се шири.

Односи лаких елемената[уреди | уреди извор]

Нуклеосинтеза великог праска (енгл. Big Bang Nucleosyntesis, BBN) је део теорије Великог праска који објашњава односе количине различитих лаких елемената у свемиру. У тренуцима након Великог праска, свемир је био врућа мешавина разних врста честица. Како се свемир хладио, барионске честице, као што су електрони, протони и неутрони, почеле су се везивати у атоме, већином водоника и хелијума. Теорија BBN не само успешно предвиђа да су водоник и хелијум доминантни елементи у свемиру, него предвиђа и њихов међусобни однос.

Деутеријум је стабилни, нерадиоактивни изотоп водоника, а његово језгро се састоји од једног протона и једног неутрона. Атомска маса му је 2.104. Ова је честица изузетно „крхка“ - познато је да не настаје у нуклеарним реакцијама у језгрима звезда, већ се тамо само разара. Деутеријум је могуће пронаћи само у међузвезданој материји која још није прошла кроз циклус живота неке звезде. Присуство деутеријума је још један доказ да су лаки елементи настали након Великог праска.

Квазари и радио-галаксије[уреди | уреди извор]

Радио-галаксије и квазари такође су један од јаких доказа теорије Великог праска. Радио-галаксије су галаксије које су изузетно светле у радио делу спектра. Код већине откривених радио-галаксија утврђена је јака емисија радио-таласа из подручја у близини средишта галаксије, а често се јавља и радио-светли хало. Откривени радио-таласи су врло често јако поларизовани, што су астрономи протумачили као радио-емисију електрона врло великих енергија, који се крећу брзинама блиским брзини светлости. Сматра се да је узрок томе нека врло драматична појава при чему се ослобађа енергија еквивалентна оној која се ослобађа анихилацијом десетак милиона звезда.

Откривено је да се јачи извори налазе на већим удаљеностима од слабијих. Гледајући све дубље у свемир уједно гледамо све даље у прошлост, па горње откриће указује на еволуцију радио-галаксија од јачих према слабијим изворима. Управо се теорија Великог праска, за разлику од конкурентних теорија, заснива на идеји еволуције свемира.

Године 1963. астроном Мартин Шмит открио је два објекта (3C 273 и 3C 48) на космолошким удаљеностима од z=0.16 и z=0.37, што значи да се удаљавају од нас брзинама једнаким 15% и 31% брзине светлости. Ови су објекти названи квазарима (енгл. quasar, quazi-stellar object, QSO).

Квазари су вангалактички објекти који су изузетно светли с обзиром на њихову величину и удаљеност - сматра се да је емисија електро-магнетског зрачења квазара од стотину до хиљаду пута већа него што је то случај код просечне галаксије. У телескопима изгледају као тачке, па одатле и назив квазари (квази-стеларни објекти). До данас их је откривено неколико хиљада, неки од њих и у скуповима галаксија. Иако природа квазара и њихова улога у еволуцији свемира није до краја јасна, данас се сматра да су квазари најсветлији тип активних галактичких језгара из раних фаза еволуције галаксија, те да се заиста налазе на њиховим космолошким удаљеностима. Квазари су најдаљи и интринсично најсветлији објекти које можемо видети.

Проблеми[уреди | уреди извор]

Као ни све друге научне теорије, ни теорија великог праска није непогрешива ни свеобухватна. Иако споменути докази подржавају теорију, неке непознанице још увек постоје. Четири су основна проблема везана уз ову теорију: недостатак антиматерије, формирање галаксија, будућност свемира те услови "пре" Великог праска.

Мањак антиматерије у свемиру[уреди | уреди извор]

Физичар Карл Андерсон (Калифорнијски технолошки институт) открио је 1932. године нову врсту честице - позитрон. Позитрон је античестица електрону. То је био први случај открића антиматерије у лабораторији.

Ако постоји обиље честица и античестица на врло високој температури процеси анихилације и настајања нових парова честица и античестица ће бити у равнотежи. С падом температуре опада и енергија зрачења, а тиме и брзина стварања нових честица. Анихилација се наставља све док се не истроше све честице или античестице.

Проблем с којим се данашња космологија сусреће је недостатак античестица. Земља садржи врло мало, готово ништа, антиматерије. Сателити послати у орбиту око Земље скенирали су свемир с истим резултатима. Није познато објашњење за ову неравнотежу између материје и антиматерије.

Неравнотежа је морала постојати пре раздобља материје. Неколико је могућих разлога за то: или је свемир започео са вишком материје, или је антиматерија одвојена у неки други део свемира, или (највероватније) је неки непознати процес створио вишак материје.

Формирање галаксија у кратком времену[уреди | уреди извор]

Процес формирања галаксија је уско везан уз процес стварања атома који се догодио око 500 000 година након Великог праска. Пре стварања атома, континуирано сударање фотона и честица у раној плазми стварало је притисак који је спречавао окупљање материје у веће накупине. Након стварања атома свемир постаје прозиран за зрачење те оно више не распршује материју. Гравитација напокон долази од изражаја те се атоми почињу скупљати у све веће и веће конгломерације. Процес почиње са два атома који се случајно нађу у близини те се, због гравитације, још више приближе. Таква мала накупина својом нараслом гравитацијском силом постаје узроком ланчаног процеса који на крају води до формирања галаксија и скупова галаксија.

Проблем је у томе што за довршење тог процеса није довољно ових 10-15 милијарди година на колико се процењује старост свемира. Поред тога, ако накупина атома у неком времену не успе да досегне одређену критичну масу, ширење свемира ће однети околну материју изван њеног досега и тако зауставити процес. Једино могуће објашњење ове загонетке је постојање неког непознатог процеса који би створио накупине материје пре ере стварања атома. За сада нам није познат ниједан такав процес.

Ширење свемира[уреди | уреди извор]

Хоће ли се свемир заувек ширити или ће се након неког времена почети сажимати? Одговор на ово питање зависи од масе свемира, што је тешко проценити с обзиром да сва маса није видљива.

Време непосредно пре Великог праска[уреди | уреди извор]

У научним оквирима немогуће је тачно одговорити на ово питање. Великим праском настали су простор и време какве познајемо: не можемо сазнати што се догађало „пре“ тога.

Напомене[уреди | уреди извор]

  1. ^ Не постоји консензус колико је фаза великог праска трајала. Неки аутори тиме означавају само почетни сингуларитет, док је за друге то цела историја свемира. Обично се за првих пар минута (током којих је синтетизован хелијум) се каже да су се догодили током великог праска

Референце[уреди | уреди извор]

  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.  (језик: немачки)
    (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.  (језик: француски)
    (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 522427 Слободан приступ. 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/0207347 Слободан приступ. 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 522555 Слободан приступ. 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/0603449 Слободан 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:0802.2005 Слободан 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. Архивирано из оригинала (PDF) 16. 08. 2012. г. 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 23. 4. 2005. г. Приступљено 22. 11. 2011. 
  28. ^ Kolb & Turner (1988), chapter 6
  29. ^ Kolb & Turner (1988), chapter 7
  30. ^ Kolb and Turner (1988), chapter 4

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Велики прасак на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Велики_прасак&oldid=25471765”