Пређи на садржај

Хронологија свемира

С Википедије, слободне енциклопедије
(преусмерено са Космолошка доба)
Део серије о
Физичка космологија
Слика целог неба изведена из деветогодишњих података WMAP-а
Рани универзум
Позадинска зрачења
Ширење · Будућност
Састав · Структура
Састав
Структура
Експерименти
Научници
Историја предмета

Хронологија свемира описује историју и будућност свемира према космологији Великог праска. Процењује се да историја почиње пре 13,787 милијарди година, када је свемир био изузетно густ и врућ, пре него што је створена било каква материја. У овом стању, свемир заузима бесконачно малу област простора и времена.

Најранија фаза у физичким моделима је огромно ширење простора у сићушном делићу микросекунде, праћено споријим ширењем и стварањем честица материје и антиматерије. Ове честице готово потпуно анихилирају једна другу остављајући енергију и мали остатак материје у облику кварк-глуонске плазме. Како се ширење наставља, ова плазма се кондензује у море протона и неутрона који реагују са неутринима.

До ознаке од 1 секунде, температура је довољно опала да неутрини више не могу да реагују; овај огроман број примордијалних неутрина наставља да струји широм свемира све до данас.

Након 6 секунди, хлађење услед ширења омогућава електронима и позитронима да анихилирају, стварајући још један импулс енергије. Језгра првих елемената сада се формирају, првенствено водоник и хелијум, са малом количином литијума.

Након брзих промена током 3 минута ширења, свемир се хлади хиљадама година да би достигао температуру на којој су атоми стабилни. Интензиван скуп фотона постаје слободан; они су били апсорбовани и емитовани од стране плазме, али сада у мањој мери реагују са атомима. Ови фотони су данас видљиви као позадинска температура свемира.

Следећа фаза свемира укључује постепени гравитациони колапс гаса водоника. Како гравитационе силе привлаче материју ближе, гасови се компримују и загревају у сићушном простору, палећи нуклеарну фузију да би се створиле прве звезде. Гравитационо привлачење током милиона година формира скупове звезда; стварајући галаксије и веће структуре које су данас видљиве.

Позадина

[уреди | уреди извор]

Ширење

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Ширење свемира

Тренутни прихваћени модел историје свемира заснива се на концепту Великог праска: свемир је почео као врућ и густ, а затим се ширио и хладио. Различите честице ступају у интеракцију током сваке главне фазе ширења; како се свемир шири, густина опада и неке интеракције честица престају да буду важне. Карактер свемира се мења. Штавише, сама брзина ширења зависи од природе постојећих честица, стварајући међуигру између космологије и физике честица.[1]‍:71

Време

[уреди | уреди извор]
Време погледа у прошлост екстрагалактичких посматрања према њиховом космолошком црвеном помаку до z=20.[2]
Главни чланак: Космичко време

У космологији, време и простор су повезани: простор се шири како се време повећава. Време у свакој тачки простора (на пример у галаксији) може бити јединствено дефинисано у смислу замишљеног сата у тој тачки. Ови сатови се крећу са тачком у простору како се свемир шири; синхронизовани су на једну тачку у далекој прошлости. Светлост удаљених галаксија је емитована у прошлости, а затим путује брзином светлости: знање о удаљеној галаксији је ограничено на једну тачку у времену названу време погледа у прошлост. Током путовања из удаљене тачке, свемир наставља да се шири, растежући таласну дужину светлости успут, што је ефекат назван космолошки црвени помак.[3]‍:72 Црвени помак се може измерити упоређивањем долазне светлости са познатим спектроскопским линијама и резултујућа вредност може бити повезана са кокрећућим растојањем до емитера.[4] Последично, експериментално знање о хронологији свемира изводи се посматрањем удаљене светлости.[3]‍:89

Преглед

[уреди | уреди извор]
НАСА дијаграм приказује историју свемира од инфлације до садашњости.[5]

Хронологија свемира може се поделити у пет делова:[6]‍:4.1

  • Инфлација, прва ера подржана експерименталним доказима, период експоненцијалног ширења који се завршава конверзијом енергије у честице,
  • Кварковска супа, почетне честице се хладе и спајају, формира се тамна материја,
  • Нуклеосинтеза Великог праска, комбиновањем нуклеона стварају се језгра првих атома,
  • Гравитација гради космичку структуру, смањена густина омогућава материји да доминира над зрачењем за контролу ширења, фотони се одвајају да би формирали космичко позадинско зрачење, а гравитационо привлачење гради звезде, галаксије и јата галаксија.
  • Космичко убрзање, континуирано ширење омогућава тамној енергији да превазиђе гравитациону силу, инхибирајући веће структуре.

Унутар ових великих подсекција постоји много догађаја и транзиција. Старији модели другачије су делили хронологију, користећи другачију терминологију или нагласак.

Табеларни преглед

[уреди | уреди извор]

Модерне космолошке хронологије[7]‍:71 почињу са инфлацијом, најранијим временским периодом подржаним чврстим посматрачким доказима. Све раније се сматра нестандардном космологијом, предметом великог броја још увек непотврђених истраживања.[8]

Пододељак чланка Космичко време[1]‍:72 Црвени помак Температура[1]‍:72
 Опис
Инфлација непознато није применљиво Космичка инфлација шири простор за фактор реда 1026 током времена реда 10−36 до 10−32 секунди.[9]
Поновно загревање непознато непознато Претвара енергију у инфлационом пољу у термално купатило честица Стандардног модела, иницирајући Врући Велики прасак. Многи механизми су предложени.[10]
Бариогенеза непознато непознато Стварају се материја и антиматерија са једном додатном честицом материје на сваких 1010 парова. Парови се анихилирају производећи фотоне и остављајући честице материје. Предложено је више механизама, али ниједно запажање не издваја један.[7]‍:7
Електрослаб фазни прелаз 20×10−12 s 20×1015 > 1015 K
(150 GeV/kB) 		Јака интеракција постаје различита од електрослабе интеракције. Честице материје добијају масу.[7]‍:6 Сфера простора која ће постати видљиви свемир је у ово време приближно 300 светлосних секунди (~0,6 ај) у полупречнику.
Фазни прелаз квантне хромодинамике 20×10−6 s 1012 1015 K – 1012 K
(150 GeV/kB – 150 MeV/kB) 		Кварк–глуонска плазма честица материје спаја се у хадроне: углавном протоне, неутроне и пионе.[7]‍:6
Одвајање неутрина 1 s 6×109 1010 K
(1 MeV/kB) 		Неутрини престају да ступају у интеракцију са барионском материјом и формирају космичку неутринску позадину.[7]‍:6 Сфера простора која ће постати видљиви свемир је у ово време приближно 10 светлосних година у полупречнику.
Анихилација електрона и позитрона 6 s 2×109 1010 K – 109 K
(1 MeV/kB – 100 keV/kB) 		Како температура опада, фотони више немају довољно енергије да производе парове електрон/позитрон. Електрони и позитрони анихилирају, остављајући фотоне.[7]‍:87
Нуклеосинтеза Великог праска 10 s – 1000 s[11] 4×108 109 K – 107 K
(0.1 MeV/kB – 1 keV/kB) 		Протони и неутрони се везују у примордијална атомска језгра: водоник и хелијум-4. Формирају се и трагови деутеријума, хелијума-3 и литијума-7. На крају ове епохе, сферна запремина простора која ће постати видљиви свемир износи око 300 светлосних година у полупречнику, густина барионске материје је реда 4 грама по m3 (око 0,3% густине ваздуха на нивоу мора) — међутим, већина енергије у ово време је у електромагнетном зрачењу.
Рекомбинација 290 хиљ. год. – 370 хиљ. год. 1090 – 1270 4000 K
(0.4 eV/kB) 		Електрони и атомска језгра по први пут постају везани формирајући неутралне атоме. Фотони више нису у термодинамичкој равнотежи са материјом и свемир по први пут постаје транспарентан. Рекомбинација траје око 100 хиљада година, током којих свемир постаје све транспарентнији за фотоне. Фотони космичког микроталасног позадинског зрачења потичу из овог времена. Сферна запремина простора која ће постати видљиви свемир је 42 милиона светлосних година у полупречнику у ово време. Густина барионске материје у ово време је око 500 милиона атома водоника и хелијума по кубном метру, што је приближно милијарду пута више него данас. Ова густина одговара притиску реда 10−17 атм.
Мрачно доба 370 хиљ. год. – 150 мил. год.?
(Потпуно се завршава тек око 1 млрд. год.) 		1100 – 20 4000 K – 60 K Време између рекомбинације и формирања првих звезда. Током овог времена, једини извор фотона био је водоник који је емитовао радио таласе на водоничној линији. Слободно путујући ЦМБ фотони брзо (у року од око 3 милиона година) су црвено померени у инфрацрвену светлост, а свемир је био лишен видљиве светлости.
Формирање и еволуција звезда и галаксија Најраније галаксије: од око 300–400 мил. год.?
(прве звезде: слично или раније)

Модерне галаксије: 1 млрд. год. – 10 млрд. год.

(тачно време се још истражује) 		Од око 20 Од око 60 K Најраније познате галаксије постојале су већ око 280 мил. год.[12] Галаксије се спајају у „прото-јата” почевши од око 1 млрд. год. (црвени помак z = 6) и у јата галаксија почевши око 3 млрд. год. (z = 2.1), као и у суперјата почевши од око 5 млрд. год. (z = 1.2).
Рејонизација 200 мил. год. – 1 млрд. год.

(тачно време се још истражује) 		20 – 6 60 K – 19 K Најдаљи астрономски објекти видљиви помоћу телескопа датирају из овог периода; до 2025, најудаљенија посматрана галаксија је Џејмс Вебова галаксија на црвеном помаку од преко 14. Најраније „модерне” звезде Популације I формирају се у овом периоду.
Садашње време 13,8 млрд. год. 0 2.7 K Најдаљи посматрани фотони у овом тренутку су ЦМБ фотони. Они стижу из сфере са полупречником од 46 милијарди светлосних година. Сферна запремина унутар ње обично се назива видљиви свемир.
Алтернативне поделе хронологије (које се преклапају са неколико горенаведених периода)
Ера доминације зрачења Од инфлације (~ 10−32 с) – 47 хиљ. год. > 3600 > 104 K Током овог времена, густина енергије безмасних и готово безмасних релативистичких компоненти попут фотона и неутрина, који се крећу брзином или близу брзине светлости, доминира над густином материје и тамном енергијом.
Ера доминације материје 47 хиљ. год. – 9,8 млрд. год.[13]‍:96 3600 – 0.4 104 K – 4 K Током овог времена, густина енергије материје доминира над густином зрачења и тамном енергијом, што доводи до успореног ширења свемира.
Ера доминације тамне енергије > 9,8 млрд. год.[13]‍:96 < 0.4 < 4 K Густина материје пада испод густине тамне енергије (енергије вакуума), а ширење простора почиње да убрзава. Ово време грубо одговара времену формирања Сунчевог система и еволуционој историји живота.
Стелиферна ера 150 мил. год. – 100 бил. год.[14] 20 – −0.99 60 K – 0.03 K Време између првог формирања звезда Популације III до престанка формирања звезда, остављајући све звезде у облику дегенерисаних остатака.
Далека будућност > 100 бил. год.[14] < −0.99 < 0.1 K Стелиферна ера ће се завршити пошто звезде временом умиру а све се мање нових рађа да их замене, што доводи до свемира који се затамњује. Разне теорије сугеришу бројне наредне могућности. Претпостављајући распад протона, материја може евентуално испарити у Мрачно доба (топлотна смрт). Алтернативно, свемир се може урушити у Велико смрскавање. Други предложени крајеви укључују катастрофу лажног вакуума или Велико цепање као могуће крајеве свемира.

Инфлација

[уреди | уреди извор]
Пре око 10−32 секунди након Великог праска
Главни чланци: Инфлација (космологија) и Ширење свемира

У овој тачки врло раног свемира, сматра се да се свемир проширио за фактор од најмање 1026 у времену реда 10−36 seconds. Сва маса-енергија у свим тренутно видљивим галаксијама почела је у сфери полупречника око 4×10−29 m, а затим је нарасла до сфере полупречника око 0,9 m до краја инфлације.[13]‍:202 Ова фаза историје космичког ширења позната је као инфлација[15]‍:3 или понекад као инфлаторна епоха.[16]

Инфлација објашњава како данашњи свемир има концентрације материје, попут галаксија и јата галаксија, уместо да има просторно униформну материју кроз читав свемир.[3]‍:324 Сићушне квантне флуктуације у свемиру, појачане инфлацијом, верује се да су основа за структуре великих размера које су се формирале много касније.[17]‍:{{{1}}}

Механизам који је покретао инфлацију остаје непознат, иако су предложени многи модели. У неколико истакнутијих модела, сматра се да ју је покренуло одвајање јаке и електрослабе интеракције (фазни прелаз) које је окончало епоху великог уједињења. Један од теоријских производа овог фазног прелаза било је скаларно поље названо поље инфлатона.[18] Како се ово поље слегло у своје стање најниже енергије широм свемира, генерисало је огромну одбојну силу која је довела до брзог ширења свемира.

Брзо ширење је значило да су било које потенцијалне честице (или други „нежељени” артефакти, попут тополошких дефеката) преостале из времена пре инфлације сада биле дистрибуиране веома ретко широм свемира.

Поновно загревање

[уреди | уреди извор]

Није тачно познато када се инфлаторна епоха завршила, али се сматра да је то било између 10−33 и 10−32 секунди након Великог праска. Брзо ширење простора значило је да су било које елементарне честице преостале из епохе великог уједињења сада биле дистрибуиране веома ретко широм свемира, до тачке у којој не постоји физичка температура која би се могла повезати с њима.[15] Међутим, велика потенцијална енергија поља инфлатона је ослобођена на крају инфлаторне епохе, како се поље инфлатона распадало у друге честице, што је процес познат као поновно загревање. Овај ефекат загревања довео је до поновног насељавања свемира густом, врућом мешавином честица Стандардног модела.

Након што се инфлација завршила, свемир је наставио да се шири. Регион величине диње у то време од тада је нарастао да би постао читав видљиви свемир.[15]

Врући Велики прасак

[уреди | уреди извор]

Физички модел за хронологију свемира са снажном посматрачком и теоријском подршком назива се модел врућег Великог праска.[7]‍:71 Концепт укључује рано стање екстремне температуре и густине након којег следи ширење свемира које траје до данас. Високо прецизна верзија модела Великог праска која користи конвенционалну физику, позната као Ламбда-ЦДМ, слаже се са широким спектром астрофизичких посматрања.[19] Концепт се не екстраполира уназад до нултог времена.[20] У оквиру стандардног модела космологије, почетно стање је одређено процесом названим инфлација. Релативна временска линија за најраније феномене је нејасна. Спекулација о процесима који се јављају пре инфлације укључује физику која се сматра изван стандардне космологије.

Бариогенеза

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Бариогенеза

Бариони су субатомске честице попут протона и неутрона које су сачињене од три кварка. Очекивало би се да би и бариони и честице познате као антибариони били формирани у једнаким бројевима. Међутим, готово никакви антибариони нису примећени у природи. Није јасно како је до овога дошло. Свако објашњење за овај феномен мора омогућити да Сахаровљеви услови повезани са бариогенезом буду задовољени у неком тренутку након краја космичке инфлације. Тренутна физика честица сугерише асиметрије под којима би ови услови били испуњени, али се чини да су те асиметрије премале да би објасниле посматрану барионско-антибарионску асиметрију свемира.[21]

Електрослаб фазни прелаз

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Хигсов механизам
10−12 секунди након Великог праска

Како је температура свемира наставила да пада испод 159,5±1,5 GeV/kB, дошло је до нарушавања електрослабе симетрије.[22] Колико је познато, то је био претпоследњи догађај нарушавања симетрије у формирању свемира, док је последњи био нарушавање хиралне симетрије у кварк сектору. Ово има два повезана ефекта:

  1. Преко Хигсовог механизма, све елементарне честице које ступају у интеракцију са Хигсовим пољем постале су масивне, док су биле без масе на вишим енергетским нивоима.
  2. Као нуспојава, слаба нуклеарна сила и електромагнетна сила, као и њихови одговарајући бозони (W и Z бозони и фотон), почели су да се манифестују другачије у садашњем свемиру. Пре нарушавања електрослабе симетрије, ови бозони су сви били честице без масе и деловали су на великим растојањима, али у овој тачки W и Z бозони су нагло постали масивне честице које делују само на растојањима мањим од величине атома, док је фотон остао без масе и задржао деловање на великим удаљеностима.

Након нарушавања електрослабе симетрије, основне интеракције које су познате — гравитација, електромагнетизам, слаба и јака интеракција — све су попримиле своје садашње облике, а основне честице су имале своје очекиване масе, али температура свемира је још увек била превисока да би дозволила стабилно формирање многих честица примећених у свемиру, тако да није било протона или неутрона, а самим тим ни атома, атомских језгара или молекула. (Прецизније, било које сложене честице које су се случајно формирале готово би се одмах поново распале због екстремних енергија.)

Фазни прелаз квантне хромодинамике

[уреди | уреди извор]
Између 10−12 секунди и 10−5 секунди након Великог праска
Главни чланак: Епоха кваркова

Након што се космичка инфлација завршила, свемир је био испуњен врућом кварк–глуонском плазмом, остацима поновног загревања. Од ове тачке надаље физика раног свемира је много боље схваћена, а енергије укључене у епоху кваркова су директно доступне у експериментима физике честица и другим детекторима.[15]‍:5

Епоха кваркова је почела приближно 10−12 секунди након Великог праска. То је био период у еволуцији раног свемира непосредно након нарушавања електрослабе симетрије, када су основне интеракције гравитације, електромагнетизма, јаке и слабе силе попримиле своје садашње облике, али температура свемира је још увек била превисока да би омогућила кварковима да се вежу заједно и формирају хадроне. Епоха кваркова се завршила када је свемир био стар око 10−5 секунди; следећа два догађаја ван равнотеже морала су се затим догодити: формирање бариона и тамне материје.[6]‍:23

Одвајање неутрина и космичка неутринска позадина (CνB)

[уреди | уреди извор]
Око 1 секунду након Великог праска
Главни чланак: Космичка неутринска позадина

Приближно 1 секунду након Великог праска, неутрини се одвајају и почињу слободно да путују кроз простор. Пошто неутрини ретко ступају у интеракцију са материјом, ови неутрини и данас постоје, аналогно много каснијем космичком микроталасном позадинском зрачењу емитованом током рекомбинације, око 370.000 година након Великог праска. Неутрини из овог догађаја имају веома ниску енергију, око 10−10 пута мању од оне која се може уочити помоћу данашње директне детекције.[23] Чак је и високоенергетске неутрине познато тешко детектовати, тако да ова космичка неутринска позадина (CνB) можда неће бити директно посматрана у детаље много година, ако икада.[23]

Међутим, космологија Великог праска даје многа предвиђања о CνB-у, и постоје веома јаки индиректни докази да CνB постоји, како из предвиђања нуклеосинтезе Великог праска о обиљу хелијума, тако и из анизотропија у космичком микроталасном позадинском зрачењу (ЦМБ). Једно од ових предвиђања је да ће неутрини оставити суптилан отисак на ЦМБ-у. Добро је познато да ЦМБ има неправилности. Неке од ЦМБ флуктуација биле су грубо правилно распоређене, због ефекта барионских акустичних осцилација. Теоретски, одвојени неутрини су требали имати веома благи ефекат на фазу различитих ЦМБ флуктуација.[23]

Године 2015, објављено је да су такви помаци детектовани у ЦМБ-у. Штавише, флуктуације су одговарале неутринима готово тачно оне температуре која је предвиђена теоријом Великог праска (1,96±0,02 K у поређењу са предвиђањем од 1,95 K), и са тачно три типа неутрина, исти број укуса неутрина предвиђен Стандардним моделом.[23]

Космолошки модели овог раног времена остају нерешени. Стандардни модел физике честица тестиран је само до температура реда 1017 K (10 TeV) у сударачима честица, попут Великог хадронског сударача. Штавише, нови физички феномени који још нису обухваћени Стандардним моделом могли су бити важни пре времена одвајања неутрина, када је температура свемира била око 1010 K (1 MeV).[24]

Анихилација електрона и позитрона

[уреди | уреди извор]
Између 1 секунде и 10 секунди након Великог праска
Главни чланак: Епоха лептона

Већина хадрона и анти-хадрона анихилирају једни друге остављајући лептоне (као што су електрон, муони и одређени неутрини) и антилептоне, који доминирају масом свемира. Почетно се лептони и антилептони производе у паровима. Око 10 секунди након Великог праска, температура свемира пада до тачке у којој се нови парови лептон–антилептон више не стварају, а већина преосталих лептона и антилептона брзо анихилира једни друге, дајући парове високоенергетских фотона, остављајући мали остатак не-анихилираних лептона.[25][26][27] Након што се већина лептона и антилептона анихилира, већина масе–енергије у свемиру остаје у облику фотона.[27]

Нуклеосинтеза лаких елемената

[уреди | уреди извор]
Између 3 минута и 20 минута након Великог праска[28][29]
Главни чланак: Нуклеосинтеза Великог праска

Између око 3 и 20 минута након Великог праска, реакције нуклеарне фузије претварају мешавину неутрона и протона у односу 1:7 у мешавину протона, деутеријума (протон спојен са неутроном), 3He, 4He, са траговима 7Li и 7Be. Ове реакције се завршавају када температура падне испод 0,07 MeV потребних за нуклеарну фузију. Коначна мешавина зависи од брзина реакција, температуре и густине компоненти. Брзине реакција могу се измерити у лабораторијама за нуклеарну физику, док се температура и густине могу израчунати из модела ширења свемира.[30]‍:313

Око 25% протона и сви[29] неутрони се спајају да би формирали деутеријум, изотоп водоника, а готово сав деутеријум се брзо спаја и формира хелијум-4.[30] Хелијум-4 има много већу енергију везивања од језгара са 5 до 8 нуклеона, па се стварају само трагови тих језгара. Тежа језгра произведена у звездама се не појављују јер захтевају комбинацију три језгра хелијума-4, а густина хелијума-4 је сувише ниска да би се догодило много тросмерних судара пре него што ширење охлади свемир испод температуре фузије.[31]‍:65 Мале количине трицијума (још један изотоп водоника) и изотопа берилијума-7 и -8 се формирају, али они су нестабилни и брзо се распадају.[29] Мала количина деутеријума остаје неспојена.[29][31]‍:70

Количине сваког лаког елемента у раном свемиру могу се проценити из старих галаксија и представљају снажан доказ за Велики прасак.[30]‍:313 На пример, Велики прасак би требао да произведе око 1 неутрон на сваких 7 протона, омогућавајући да се 25% свих нуклеона споји у хелијум-4 (2 протона и 2 неутрона од сваких 16 нуклеона), и ово је количина која је присутна данас, и далеко више него што се може објаснити производњом у звездама.[29][30]‍:305 Слично томе, деутеријум се изузетно лако спаја; било које алтернативно објашњење мора такође објаснити како су постојали услови за формирање деутеријума, али је истовремено оставио нешто деутеријума неспојеним, а не одмах поново спојеним у хелијум.[29] Било која алтернатива такође мора објаснити пропорције различитих лаких елемената и њихових изотопа. За неколико изотопа, попут литијума-7, утврђено је да су присутни у количинама које се разликују од теорије.[32]

Једнакост материје и зрачења

[уреди | уреди извор]
47.000 година након Великог праска
Главни чланак: Фактор размере

До сада, велике динамике и понашање свемира одређивало је углавном зрачење — што значи они конституенти који се крећу релативистички (брзином светлости или близу ње), попут фотона и неутрина. Како се свемир хлади, од око 47.000 година (црвени помак z = 3600), великим понашањем свемира уместо тога почиње да доминира материја.[13]‍:96 Ово се дешава јер густина енергије материје почиње да премашује и густину енергије зрачења и густину енергије вакуума[33]‍:{{{1}}} Око или убрзо након 47.000 година, густине не-релативистичке материје (атомских језгара) и релативистичког зрачења (фотона) постају једнаке, Џинсова дужина, која одређује најмање структуре које се могу формирати (због конкуренције између гравитационог привлачења и ефеката притиска), почиње да опада, а пертурбације, уместо да буду избрисане слободним струјањем зрачења, могу почети да расту у амплитуди.

Према Ламбда-ЦДМ моделу, до ове фазе, материја у свемиру је око 84,5% хладна тамна материја и 15,5% „обична” материја. Постоје огромни докази да тамна материја постоји и доминира свемиром, али пошто тачна природа тамне материје још увек није схваћена, теорија Великог праска тренутно не обухвата ниједну фазу њеног формирања.

Од ове тачке надаље, и током неколико милијарди година које долазе, присуство тамне материје убрзава формирање структуре у свемиру. У раном свемиру, тамна материја се постепено окупља у огромна влакна под дејством гравитације, урушавајући се брже од обичне (барионске) материје јер њен колапс није успорен притиском зрачења. Ово појачава сићушне нехомогености (неправилности) у густини свемира које су остале од космичке инфлације. Током времена, благо гушћи региони постају гушћи, а благо разређени (празнији) региони постају још разређенији. Обична материја се на крају окупља брже него што би иначе, због присуства ових концентрација тамне материје.

Својства тамне материје која јој омогућавају да се брзо уруши без притиска зрачења такође значе да не може да изгуби енергију зрачењем. Губитак енергије је неопходан да би се честице урушиле у густе структуре преко одређене тачке. Стога се тамна материја урушава у огромна али дифузна влакна и ореоле, а не у звезде или планете. Обична материја, која може да изгуби енергију зрачењем, формира густе објекте, као и облаке гаса када се урушава.

Рекомбинација, одвајање фотона и космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ)

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Рекомбинација (космологија)

Слика космичког микроталасног позадинског зрачења након 9 година посматрања ВМАП-а (2012).[34][35] Зрачење је изотропно на око један део у 100.000.[36]‍:{{{1}}}

Око 370.000 година након Великог праска, догодила су се два повезана догађаја: завршетак рекомбинације и одвајање фотона. Рекомбинација описује спајање јонизованих честица како би формирале прве неутралне атоме, а одвајање се односи на ослобођене („одвојене”) фотоне док се новоформирани атоми смештају у стабилнија енергетска стања.

Непосредно пре рекомбинације, барионска материја у свемиру била је на температури где је формирала врућу јонизовану плазму. Већина фотона у свемиру била је у интеракцији са електронима и протонима и нису могли путовати значајним удаљеностима без интеракције са јонизованим честицама. Као резултат тога, свемир је био непрозиран или „магловит”. Иако је било светлости, није било могуће видети, нити се та светлост може посматрати кроз телескопе.

Почевши од око 18.000 година, свемир се охладио до тачке где слободни електрони могу да се комбинују са језгрима хелијума формирајући He+
 атоме. Након око 50.000 година, како се свемир хлади, његовим понашањем почиње да доминира материја пре него зрачење.[13]‍:95 Око 100.000 година, након што се формирају неутрални атоми хелијума, јон хелијум хидрида је први молекул.[37] Много касније, водоник и хелијум хидрид реагују формирајући молекуларни водоник (H2), гориво потребно за прве звезде.[38] На око 370.000 година, неутрални атоми водоника завршавају формирање („рекомбинација” јона водоника и електрона),[39]‍:{{{1}}} што значајно смањује Томсоново расејање фотона.[19]‍:22.4.1[40][13]‍:155 Више не расејани од стране слободних електрона, фотони су се „одвојили” од раније плазме и слободно пропагирали. Већина ових фотона и данас постоји као космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ). Ово је најстарија ера свемира која је данас директно видљива.

Директно комбиновање у стање ниске енергије (основно стање) је мање ефикасно, па се ови атоми водоника углавном формирају са електронима који су још увек у високом енергетском стању, а када се комбинују, електрони брзо ослобађају енергију у облику једног или више фотона док прелазе у стање ниске енергије. Ово ослобађање фотона познато је као одвајање фотона. Неке од ових одвојених фотона хватају други атоми водоника, док остали остају слободни. До краја рекомбинације, већина протона у свемиру формирала је неутралне атоме. Ова промена од наелектрисаних ка неутралним честицама значи да средња слободна путања коју фотони могу да пређу пре хватања у суштини постаје бесконачна, тако да било који одвојени фотони који нису ухваћени могу слободно да путују на велике удаљености. Свемир је постао транспарентан за видљиву светлост, радио-таласе и друга електромагнетна зрачења по први пут у својој историји.

Позадина ове кутије апроксимира оригиналну боју од 4000 K фотона ослобођених током одвајања, пре него што су доживели црвени помак да би формирали космичко микроталасно позадинско зрачење. Читав свемир би у то време изгледао као сјајна магла боје сличне овој и температуре од 4000 K.

Фотони ослобођени овим новоформираним атомима водоника првобитно су имали температуру/енергију од око ~ 4000 K. То би било видљиво оку као бледа жуто/наранџасто тонирана, или „мека”, бела боја.[41] Током милијарди година од одвајања, како се свемир ширио, фотони су црвено померени из видљиве светлости у радио-таласе (микроталасно зрачење које одговара температури од око 2,7 K). Црвени помак описује како фотони добијају дуже таласне дужине и ниже фреквенције како се свемир ширио током милијарди година, тако да су се постепено променили из видљиве светлости у радио-таласе. Исти ти фотони и данас се могу детектовати као радио-таласи. Они формирају космичко микроталасно позадинско зрачење и пружају кључне доказе о раном свемиру и начину на који се развијао.

Око истог времена као и рекомбинација, постојећи таласи притиска унутар електрон-барионске плазме — познати као барионске акустичне осцилације — постали су уграђени у дистрибуцију материје док се она кондензовала, доводећи до врло благе преференције у дистрибуцији објеката великих размера. Због тога је космичко микроталасно позадинско зрачење слика свемира на крају ове епохе, укључујући сићушне флуктуације генерисане током инфлације, а распоред објеката попут галаксија у свемиру је показатељ размера и величине свемира како се развијао током времена.[42]

Гравитација гради космичку структуру

[уреди | уреди извор]
370 хиљада до око 1 милијарде година након Великог праска[43]
Види још: Водонична линија

Чак и пре рекомбинације и одвајања, материја је почела да се акумулира око грудви тамне материје.[6]‍:4.1 Облаци водоника су се веома споро урушавали да би формирали звезде и галаксије.

Свемирски телескоп Хабл — видео одзумирања са Ултра дубоког поља на Поље наслеђа (2. мај 2019)

Мрачно доба

[уреди | уреди извор]
Види још: Водонична линија

Након рекомбинације и одвајања, свемир је био транспарентан и охладио се довољно да дозволи светлости да путује великим удаљеностима, али није било структура које производе светлост, попут звезда и галаксија. Звезде и галаксије настају када се формирају густи региони гаса под утицајем гравитације, а за то је потребно много времена унутар скоро униформне густине гаса и на потребној скали, тако да се процењује да звезде нису постојале можда стотинама милиона година након рекомбинације.

Овај период, познат као Мрачно доба, почео је приликом одвајања фотона око 370.000 година након Великог праска и завршава се током дугог временског периода који се зове рејонизација.[44] Током Мрачног доба, температура свемира се охладила са око 4000 K на око 60 K (3727 °C до око −213 °C), а постојала су само два извора фотона: фотони ослобођени током рекомбинације/одвајања (како су се формирали неутрални атоми водоника), што је и данас детектибилно као космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ), и фотони повремено ослобођени неутралним атомима водоника, познати као списнска линија од 21 cm неутралног водоника. Водонична спинска линија је у микроталасном опсегу фреквенција, а у року од 3 милиона година ЦМБ фотони су били црвено померени ван видљиве светлости у инфрацрвену; од тог времена до првих звезда, није било фотона видљиве светлости. Осим можда неких ретких статистичких аномалија, свемир је заиста био мрачан.

Прва генерација звезда, позната као звезде Популације III, формирала се у року од неколико стотина милиона година након Великог праска.[45] Ове звезде су биле први извор видљиве светлости у свемиру након рекомбинације. Структуре су можда почеле да се појављују од око 150 милиона година, а ране галаксије појавиле су се од око 180 до 700 милиона година. Како су се оне појављивале, Мрачно доба се постепено завршавало. Пошто је овај процес био постепен, Мрачно доба се потпуно завршило тек на око 1 милијарду година, када је свемир попримио свој данашњи изглед.

Уметнички приказ првих звезда, 400 милиона година након Великог праска

Најстарија посматрања звезда и галаксија

[уреди | уреди извор]
Главни чланци: Свемирски телескоп Хабл и Свемирски телескоп Џејмс Веб

Тренутно, најстарија посматрања звезда и галаксија су убрзо након почетка рејонизације, са галаксијама попут GN-z11 (Свемирски телескоп Хабл, 2016) на око z≈11.1 (око 400 милиона година космичког времена).[46][47][48][49] Хаблов наследник, Свемирски телескоп Џејмс Веб, лансиран у децембру 2021, дизајниран је да детектује објекте до 100 пута слабије од Хабла, и много раније у историји свемира, уназад до црвеног помака z≈20 (око 180 милиона година космичког времена).[50][51] Верује се да је ово раније од првих галаксија, и око ере првих звезда.[50]

У току су и посматрачки напори да се детектује слаба радијација спинске линије од 21 cm, јер је она у принципу још моћније оруђе од космичког микроталасног позадинског зрачења за проучавање раног свемира.

Појављују се најраније структуре и звезде

[уреди | уреди извор]
Око 150 милиона до 1 милијарде година након Великог праска
Види још: Формирање звезда, Патрљаста галаксија, Барионске акустичне осцилације, Видљиви свемир, Формирање структуре и Будућност свемира који се шири
Слике са Хабловог ултра дубоког поља често приказују галаксије које су примери како је изгледала рана Стелиферна ера.
Друга Хаблова слика приказује младу галаксију у формирању у близини, што значи да се то догодило веома недавно на космолошкој временској скали. Ово показује да се ново формирање галаксија у свемиру још увек дешава.

Материја у свемиру је око 84,5% хладна тамна материја и 15,5% „обична” материја. Од почетка ере доминиране материјом, тамна материја се постепено окупљала у огромна раширена (дифузна) влакна под утицајем гравитације. Обична материја се на крају окупља брже него што би иначе, због присуства ових концентрација тамне материје. Такође је благо гушћа на правилним размацима због раних барионских акустичних осцилација (БАО) које су уграђене у дистрибуцију материје када су се фотони одвојили. За разлику од тамне материје, обична материја може да изгуби енергију на много начина, што значи да док се урушава, може да изгуби енергију која би је иначе држала одвојеном, и да се уруши брже и у гушће облике. Обична материја се окупља тамо где је тамна материја најгушћа, и на тим местима се урушава у облаке углавном водоничног гаса. Прве звезде и галаксије настају из ових облака. Тамо где су се формирале бројне галаксије, на крају ће настати јата галаксија и суперјата. Велике празнине са мало звезда развиће се између њих, означавајући места где је тамна материја постала ређа.

Тачно време настанка првих звезда, галаксија, супермасивних црних рупа и квазара, као и време почетка, краја и тока периода познатог као рејонизација, још увек се активно истражују, при чему се нова открића периодично објављују. До 2019: најраније потврђене галаксије (на пример GN-z11) датирају од око 380–400 милиона година, што сугерише изненађујуће брзу кондензацију облака гаса и стопе рађања звезда; а посматрања Лајман-алфа шуме, као и друге промене на светлости из древних објеката, омогућавају да се време рејонизације и њен крај прецизније утврде.

Формирање структуре у моделу Великог праска одвија се хијерархијски, због гравитационог колапса, при чему се мање структуре формирају пре већих. Најраније структуре које се формирају су прве звезде (познате као звезде Популације III), патуљасте галаксије и квазари (за које се сматра да су светле, ране активне галаксије које садрже супермасивну црну рупу окружену спирално урањајућим акреционим диском гаса). Пре ове епохе, еволуција свемира се могла разумети кроз линеарну космолошку теорију пертурбација: то јест, све структуре су се могле разумети као мала одступања од савршеног хомогеног свемира. Ово је рачунски релативно лако за проучавање. У овој тачки нелинеарне структуре почињу да се формирају, а рачунски проблем постаје много тежи, укључујући, на пример, N-телесне симулације са милијардама честица. Бољшој космолошка симулација је симулација високе прецизности ове ере.

Ове звезде Популације III су такође одговорне за претварање неколико лаких елемената који су формирани у Великом праску (водоник, хелијум и мале количине литијума) у многе теже елементе. Оне могу бити огромне као и можда мале — и неметалне (без елемената осим водоника и хелијума). Веће звезде имају веома кратак животни век у поређењу са већином звезда Главног низа које се данас виде, тако да обично брзо потроше своје водонично гориво и експлодирају као супернове након само неколико милиона година, сејући свемир тежим елементима током поновљених генерација. Оне означавају почетак Стелиферне ере.

До сада нису пронађене звезде Популације III, тако да се разумевање о њима заснива на рачунарским моделима њиховог формирања и еволуције. Срећом, посматрања космичког микроталасног позадинског зрачења могу се користити за утврђивање када је формирање звезда озбиљно почело. Анализа таквих посматрања које је 2016. извршио свемирски телескоп Планк закључила је да се прва генерација звезда можда формирала од око 300 милиона година након Великог праска.[52]

Квазари пружају неке додатне доказе о раном формирању структуре. Њихова светлост показује доказе о елементима попут угљеника, магнезијума, гвожђа и кисеоника. Ово је доказ да се до тренутка када су квазари формирани већ догодила масовна фаза формирања звезда, укључујући довољно генерација звезда Популације III да доведу до настанка ових елемената.

Рејонизација

[уреди | уреди извор]
Види још: Рејонизација, Патрљаста галаксија и Квазар
Фазе рејонизације

Како се прве звезде, патуљасте галаксије и квазари постепено формирају, интензивно зрачење које емитују рејонизује већи део околног свемира; цепајући неутралне атоме водоника назад у плазму слободних електрона и протона по први пут од рекомбинације и одвајања фотона.

Докази о рејонизацији потичу из посматрања квазара. Квазари су облик активне галаксије и најсјајнији објекти посматрани у свемиру. Електрони у неутралном водонику имају специфичне обрасце апсорпције ултраљубичастих фотона, повезане са енергетским нивоима електрона и назване Лајманова серија. Јонизовани водоник нема електронске енергетске нивое овог типа. Због тога, светлост која путује кроз јонизовани водоник и неутрални водоник показује различите апсорпционе линије. Јонизовани водоник у међугалактичком медијуму (посебно електрони) може расејати светлост путем Томсоновог расејања као што је то чинио пре рекомбинације, али ширење свемира и груписање гаса у галаксије резултирали су превише малом концентрацијом да би свемир постао потпуно непрозиран до тренутка рејонизације. Због огромне удаљености коју светлост прелази (милијарде светлосних година) да би стигла до Земље из структура које су постојале током рејонизације, свака апсорпција од стране неутралног водоника је црвено померена за различите износе, уместо за један специфичан износ, указујући када се догодила апсорпција тадашње ултраљубичасте светлости. Ове карактеристике омогућавају проучавање стања јонизације у многим различитим временима у прошлости.

Рејонизација је почела као „мехури” јонизованог водоника који су временом постајали све већи док читав међугалактички медијум није јонизован, када апсорпционе линије од стране неутралног водоника постају ретке.[53] Апсорпција је била последица општег стања свемира (међугалактичког медијума), а не због проласка кроз галаксије или друга густа подручја.[53] Рејонизација је можда почела да се дешава већ на z = 16 (250 милиона година космичког времена), а већином је завршена око z = 9 или 10 (500 милиона година), при чему је преостали неутрални водоник постао потпуно јонизован око z = 5 или 6 (1 милијарда година), када нестају Ган-Питерсонови јендеци који показују присуство великих количина неутралног водоника. Међугалактички медијум остаје претежно јонизован до данас, са изузетком неких преосталих облака неутралног водоника, који узрокују појаву Лајман-алфа шума у спектрима.

Ова посматрања су сузила временски период током којег се рејонизација одиграла, али извор фотона који су изазвали рејонизацију још увек није потпуно сигуран. За јонизацију неутралног водоника потребна је енергија већа од 13,6 eV, што одговара ултраљубичастим фотонима са таласном дужином од 91,2 nm или краћом, што имплицира да су извори морали произвести значајне количине ултраљубичасте и више енергије. Протони и електрони ће се рекомбиновати ако се енергија континуирано не обезбеђује како би их држала раздвојеним, што такође поставља ограничења на то колико су извори били бројни и њихову дуговечност.[54] Уз ова ограничења, очекује се да су квазари и прва генерација звезда и галаксија били главни извори енергије.[55] Водећи кандидати од најзначајнијих до најмање значајних тренутно се сматрају звезде Популације III (најраније звезде; могуће 70%),[56][57] патуљасте галаксије (врло ране мале високоенергетске галаксије; могуће 30%),[58] и допринос од квазара (класа активних галактичких језгара).[54][59][60]

Међутим, до овог тренутка, материја се знатно више раширила због континуираног ширења свемира. Иако су неутрални атоми водоника поново јонизовани, плазма је била много ређа и дифузнија, а фотони су имали много мање шансе да буду расејани. Упркос томе што је рејонизован, свемир је остао углавном транспарентан током рејонизације због тога колико је редак био међугалактички медијум. Рејонизација се постепено завршавала како је међугалактички медијум постајао готово потпуно јонизован, иако неки региони неутралног водоника и даље постоје, стварајући Лајман-алфа шуме.

У августу 2023, пријављене су и дискутоване слике црних рупа и сродне материје у веома раном свемиру направљене помоћу свемирског телескопа Џејмс Веб.[61]

Галаксије, јата и суперјата

[уреди | уреди извор]
Компјутерски симулирани приказ структуре великих размера дела свемира пречника око 50 милиона светлосних година[62]
Види још: Формирање и еволуција галаксија

Материја наставља да се привлачи под утицајем гравитације, како би формирала галаксије. Звезде из овог временског периода, познате као звезде Популације II, формиране су рано у овом процесу, док су новије звезде Популације I формиране касније. Гравитационо привлачење такође постепено привлачи галаксије једне према другима како би формирале групе, јата и суперјата. Посматрања Хабловог ултра дубоког поља идентификовала су низ малих галаксија које се спајају да би формирале веће, на 800 милиона година космичког времена (пре 13 милијарди година).[63] (За ову процену старости сада се верује да је благо прецењена).[64]

Садашњост и будућност

[уреди | уреди извор]

Свемир како данас изгледа

[уреди | уреди извор]

Од пре 1 милијарде година, и током око 12,8 милијарди година, свемир изгледа отприлике исто као и данас и наставиће да изгледа веома слично током много милијарди година у будућности. Танки диск Млечног пута почео је да се формира када је свемир био стар око 5 милијарди година или пре 9 милијарди година.[65] Сунчев систем се формирао на око 9,2 милијарде година (пре око 4,6 милијарди година);[19]‍:22.2.3 најстарија органска материја у складу са животним процесима датира од пре 4 милијарде година.[66]

Проређивање материје током времена смањује способност материје да гравитационо успори ширење свемира; насупрот томе, тамна енергија је константан фактор који тежи да убрза ширење свемира. Ширење свемира прешло је превојну тачку пре око пет или шест милијарди година када је свемир ушао у модерну „еру доминирану тамном енергијом” где ширење свемира сада убрзава уместо да успорава. Данашњи свемир је прилично добро схваћен, али преко око 100 милијарди година космичког времена (око 86 милијарди година у будућности), научници су мање сигурни којим ће путем свемир кренути.[67]

Ера доминације тамне енергије

[уреди | уреди извор]
Од око 9,8 милијарди година након Великог праска
Главни чланци: Тамна енергија и Фактор размере

Од око 9,8 милијарди година космичког времена,[13]‍:96 сматра се да се велико понашање свемира постепено променило по трећи пут у својој историји. Његово понашање првобитно је било доминирано зрачењем (релативистичким конституентима попут фотона и неутрина) првих 47.000 година, а од око 370.000 година космичког времена, његовим понашањем доминирала је материја. Током његове ере доминиране материјом, ширење свемира почело је да успорава, јер је гравитација обуздавала почетно ширење ка споља. Али од око 9,8 милијарди година космичког времена, посматрања показују да ширење свемира полако престаје да успорава, и уместо тога постепено поново почиње да убрзава.

Док тачан узрок није познат, ово посматрање је прихваћено као тачно од стране космолошке заједнице. Далеко најприхваћеније схватање је да је ово последица непознатог облика енергије којој је дато име „тамна енергија”.[68][69] „Тамна” у овом контексту значи да није директно посматрана, већ се њено постојање може извести испитивањем гравитационог ефекта који има на свемир. Истраживања су у току како би се разумела ова тамна енергија. Сада се верује да је тамна енергија највећа појединачна компонента свемира, јер чини око 68,3% целокупне масе–енергије физичког свемира.

Верује се да тамна енергија делује као космолошка константа — скаларно поље које постоји широм простора. За разлику од гравитације, ефекти таквог поља се не смањују (или се само полако смањују) како свемир расте. Иако материја и гравитација у почетку имају већи ефекат, њихов ефекат се брзо смањује како свемир наставља да се шири. Објекти у свемиру, за које се у почетку види да се удаљавају једни од других док се свемир шири, настављају да се удаљавају, али се њихово кретање ка споља постепено успорава. Овај ефекат успоравања постаје мањи како свемир постаје све више раширен. На крају, спољашњи и одбојни ефекат тамне енергије почиње да доминира над унутрашњим привлачењем гравитације. Уместо успоравања и можда почетка кретања ка унутра под утицајем гравитације, од око 9,8 милијарди година космичког времена, ширење простора почиње полако да убрзава према споља по постепено растућој стопи.

Изван стандардне космологије

[уреди | уреди извор]

Космогенеза

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Настанак универзума

Космолошки модели екстраполирани уназад на 10−43 секунди у комбинацији са моделима физике честица како унутар тако и изван Стандардног модела омогућавају добро утемељене спекулације о карактеру и својствима раног свемира.[1]‍:1

Сингуларитет

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Иницијални сингуларитет

Приближавање бесконачној температури, фактору размере једнаком нули, или времену нула познато је да лежи изван тренутних физичких модела. Спекулисање о иницијалном гравитационом сингуларитету није смислено: услови су изван опсега теорије.[3]‍:305

Планкова епоха

[уреди | уреди извор]
Времена унутар 10−43 секунди од Великог праска
Види још: Планкова јединица

Пошто стандардни модел космологије предвиђа ширење свемира из веома топлог времена у далекој прошлости, оно се може пратити уназад на све мањим и мањим размерама. Међутим, не може се пратити уназад до нултог простора. Испод удаљености познате као Планкова дужина, основа за једначине се руши. Енергија честица у ово време је толико велика да квантни ефекти преузимају класичне једначине за гравитацију. Планково време, 10−43 секунде, стога је почетно време за модел Великог праска у космологији.[3]‍:274

Епоха великог уједињења

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Епоха великог уједињења
Између 10−43 секунди и 10−36 секунди након Великог праска[70]

Након Планкове ере, свемир би се, у принципу, могао моделовати екстензијама Стандардног модела физике честица, на пример, онима које се називају теоријама великог уједињења. Многе такве теорије су предложене, али ниједна није била успешна у пружању квантитативног слагања са модерним астрофизичким посматрањима. Ипак, време између 10−43 и 10−36 секунди названо је епохом великог уједињења.[70][71]

Пре епохе великог уједињења (GUT), температура свемира премашивала је 1015 GeV. Како се свемир ширио и хладио, можда је прешао космолошки фазни прелаз, што је могло резултирати великим односом материје и антиматерије посматраним у садашњој ери. Овај фазни прелаз је термодинамички ефекат сличан кондензацији гаса или замрзавању течности. Док је прелаз у GUT епохи спекулативан, електрослаби и кварк-хадрон прелази који се дешавају касније подржани су теоријским моделима са неким успешним предвиђањима.[3]‍:305

Електрослаба епоха

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Електрослаба епоха
Почевши било где између 10−22 и 10−15 секунди након Великог праска, до 10−12 секунди након Великог праска

У неком тренутку након инфлације, створене честице прошле су кроз термализацију, где међусобне интеракције доводе до термалне равнотеже. Пре нарушавања електрослабе симетрије, на температури од око 1015 K, приближно 10−15 секунди након Великог праска, електромагнетна и слаба интеракција још нису биле раздвојене, а баждарни бозони и фермиони још нису били добили масу преко Хигсовог механизма. Ова епоха завршила се нарушавањем електрослабе симетрије, потенцијално кроз фазни прелаз. У неким екстензијама Стандардног модела физике честица, бариогенеза се такође догодила у овој фази, стварајући неравнотежу између материје и антиматерије (иако се у екстензијама овог модела то можда догодило раније). Мало се зна о детаљима ових процеса.

Далека будућност и коначна судбина

[уреди | уреди извор]
Главни чланци: Коначна судбина универзума и Временска линија далеке будућности
Види још: Будућност свемира који се шири и Топлотна смрт универзума

Постоји неколико конкурентских сценарија за дугорочну еволуцију свемира. Који ће се од њих остварити, ако иједан, зависи од прецизних вредности физичких константи попут космолошке константе, могућности распада протона, енергије вакуума (што значи, енергије самог „празног” простора), и природних закона изван Стандардног модела.

Ако се ширење свемира настави и он остане у свом садашњем облику, на крају ће све осим најближих галаксија бити однесене од Земље ширењем простора таквом брзином да ће видљиви свемир бити ограничен на локално гравитационо везано јато галаксија Сунчевог система, суперјато Ланијакеа. У веома дугом року (након много билиона — хиљада милијарди — година космичког времена), Стелиферна ера ће се завршити, јер звезде престају да се рађају, па чак и звезде са најдужим животним веком постепено умиру. Након тога, сви објекти у свемиру ће се охладити и (са могућим изузетком протона) постепено распасти назад на своје конститутивне честице, а затим на субатомске честице и веома нискоенергетске фотоне и друге основне честице, путем разних могућих процеса.

Следећи сценарији предложени су за коначну судбину свемира:

Сценарио Опис
Топлотна смрт Како се ширење наставља, свемир постаје већи, хладнији и разређенији; временом се све структуре коначно распадају на субатомске честице и фотоне. У случају бесконачног наставка космичког ширења, густина енергије у свемиру ће се смањивати све док, након процењеног времена од 101000 година, не достигне термодинамичку равнотежу и ниједна структура више неће бити могућа. Ово ће се десити тек након изузетно дугог времена јер ће се прво један део (мање од 0,1%)[72] материје урушити у црне рупе, које ће затим изузетно споро испарити путем Хокинговог зрачења. Свемир у овом сценарију ће престати да буде способан да подржава живот много раније од овога, након неких 1014 година или тако нешто, када престане формирање звезда.[14], §IID У неким теоријама великог уједињења, распад протона након најмање 1034 година претвориће преостали међузвездани гас и звездане остатке у лептоне (као што су позитрони и електрони) и фотоне. Неки позитрони и електрони ће се затим рекомбиновати у фотоне.[14], §IV, §VF У овом случају, свемир је достигао стање високе ентропије које се састоји од купатила честица и зрачења ниске енергије. Није познато, међутим, да ли он на крају постиже термодинамичку равнотежу.[14], §VIB, VID Хипотеза о универзалној топлотној смрти потиче од идеја Вилијама Томсона (Лорда Келвина) из 1850-их, који је екстраполирао класичну теорију топлоте и иреверзибилности (како је оличено у прва два закона термодинамике) на свемир као целину.[73]
Велико цепање Ширење простора убрзава и у неком тренутку постаје толико екстремно да се чак и субатомске честице и ткиво простор-времена раздиру и не могу више постојати. За било коју вредност садржаја тамне енергије у свемиру где је однос негативног притиска мањи од −1, стопа ширења свемира наставиће да расте без ограничења. Гравитационо везани системи, попут јата галаксија, галаксија, па на крају и Сунчевог система, биће растргани. На крају ће ширење бити толико брзо да ће превазићи електромагнетне силе које држе молекуле и атоме заједно. Чак ће и атомска језгра бити растргана. На крају, силе и интеракције чак и на Планковој скали — најмањој величини за коју појам „простор” тренутно има значење — више неће моћи да се одвијају јер се само ткиво простор-времена раздире, а свемир какав је данас познат завршиће у необичној врсти сингуларитета.
Велико смрскавање Ширење се на крају успорава и зауставља, а затим преокреће како сва материја убрзава према свом заједничком центру. Тренутно се сматра вероватно нетачним. Супротно сценарију „Великог цепања”, ширење свемира би се у неком тренутку преокренуло и свемир би се контраховао према врућем, густом стању. Ово је неопходан елемент осцилаторних сценарија свемира, попут цикличног модела, иако Велико смрскавање не имплицира нужно осцилаторни свемир. Тренутна запажања сугеришу да је овај модел свемира мало вероватно тачан, те да ће се ширење наставити или чак убрзати.
Нестабилност вакуума Колапс квантних поља која подупиру све силе, честице и структуре, у другачији облик. Космологија традиционално претпоставља стабилан или барем метастабилан свемир, али могућност лажног вакуума у квантној теорији поља имплицира да би свемир у било којој тачки у простор-времену могао спонтано да се уруши у стање ниже енергије (види нуклеацију мехурића), стабилнији или „прави вакуум”, који би се затим ширио према споља од те тачке брзином светлости.[74]

На оваквој продуженој временској скали, такође се могу појавити екстремно ретки квантни феномени за које је мало вероватно да ће бити виђени на временској скали мањој од билиона година. Они такође могу довести до непредвидивих промена стања свемира које вероватно не би биле значајне на било којој мањој временској скали. На пример, на временској скали од милиона билиона година, црне рупе би се могле чинити као да испаравају готово тренутно, неуобичајени феномени квантног тунеловања чинили би се уобичајеним, а квантни (или други) феномени толико мало вероватни да би се могли догодити само једном у билион година, могли би се догодити много пута.

Види још

[уреди | уреди извор]

Напомене

[уреди | уреди извор]

Референце

[уреди | уреди извор]
  1. ^ а б в г Kolb, Edward; Turner, Michael S. (2018). The Early Universe [Рани свемир]. Boulder: Chapman and Hall/CRC. ISBN 978-0-201-62674-2. 
  2. ^ Pilipenko, Sergey V. (2013). „Paper-and-pencil cosmological calculator”. arXiv:1303.5961 Слободан приступ [astro-ph.CO]. , укључујући Fortran-90 код на коме су засновани дијаграми и формуле.
  3. ^ а б в г д ђ Peacock, J. A. (28. 12. 1998). Cosmological Physics [Космолошка физика] (1 изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-41072-4. doi:10.1017/cbo9780511804533. 
  4. ^ Hogg, David W. (16. 12. 2000). „Distance measures in cosmology”. arXiv:astro-ph/9905116 Слободан приступ. 
  5. ^ „Cosmic History” [Космичка историја]. NASA. 22. 10. 2024. Приступљено 24. 9. 2025. 
  6. ^ а б в Turner, Michael S. (26. 9. 2022). „The Road to Precision Cosmology” [Пут ка прецизној космологији]. Annual Review of Nuclear and Particle Science (на језику: енглески). 72 (1): 1—35. Bibcode:2022ARNPS..72....1T. ISSN 0163-8998. arXiv:2201.04741 Слободан приступ. doi:10.1146/annurev-nucl-111119-041046. 
  7. ^ а б в г д ђ е Baumann, Daniel (30. 6. 2022). Cosmology [Космологија] (1 изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-93709-2. doi:10.1017/9781108937092.005. 
  8. ^ Allahverdi, Rouzbeh; Amin, Mustafa A.; Berlin, Asher; Bernal, Nicolas; Byrnes, Christian T.; Delos, M. Sten; Erickcek, Adrienne L.; Escudero, Miguel; Figueroa, Daniel G.; Freese, Katherine; Harada, Tomohiro; Hooper, Dan; Kaiser, David I.; Karwal, Tanvi; Kohri, Kazunori (29. 1. 2021). „The first three seconds: A Review of Possible Expansion Histories of the early Universe” [Прве три секунде: Преглед могућих историја ширења раног свемира]. The Open Journal of Astrophysics (на језику: енглески). 4 (1): 1. Bibcode:2021OJAp....4E...1A. arXiv:2006.16182 Слободан приступ. doi:10.21105/astro.2006.16182 Слободан приступ. 
  9. ^ Gibbons, Gary W.; Hawking, Stephen W.; Siklos, Stephen T.C., ур. (1983). The Very Early Universe: Proceedings of the Nuffield Workshop, Cambridge, 21 June to 9 July, 1982 [Веома рани свемир]. Cambridge, UK; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-25349-9. LCCN 83007330. OCLC 9488764. ‍:{{{1}}}
  10. ^ Allahverdi, Rouzbeh; Brandenberger, Robert; Cyr-Racine, Francis-Yan; Mazumdar, Anupam (2010). „Reheating in Inflationary Cosmology: Theory and Applications” [Поновно загревање у инфлаторној космологији]. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 60: 27—51. Bibcode:2010ARNPS..60...27A. arXiv:1001.2600 Слободан приступ. doi:10.1146/annurev.nucl.012809.104511. 
  11. ^ „24. Big Bang Nucleosynthesis” [Нуклеосинтеза Великог праска] (PDF). pdg.lbl.gov. Приступљено 12. 12. 2025. 
  12. ^ Gough, Evan (22. 5. 2025). Lock, Lisa; Zinin, Andrew, ур. „The new, farthest galaxy has been found by JWST, only 280 million years after the Big Bang” [Нова, најдаља галаксија пронађена је помоћу Џејмс Веба, само 280 милиона година након Великог праска]. phys.org. Приступљено 22. 8. 2025. 
  13. ^ а б в г д ђ е Ryden, Barbara (17. 11. 2016). Introduction to Cosmology [Увод у космологију] (2 изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-15483-4. doi:10.1017/9781316651087. 
  14. ^ а б в г д Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1. 4. 1997). „A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects” [Универзум на умору: Дугорочна судбина и еволуција астрофизичких објеката]. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337—372. Bibcode:1997RvMP...69..337A. S2CID 12173790. arXiv:astro-ph/9701131 Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. 
  15. ^ а б в г Cox, Brian; Forshaw, J. R. (2017). Universal: a guide to the cosmos [Универзално: водич кроз космос] (1 изд.). Boston, MA: Da Capo Press. ISBN 978-0-306-82270-4. OCLC 973019447. 
  16. ^ Masiero, A.; Senjanovic, G.; Smirnov, A. (1999). The ICTP Series in Theoretical Physics [Физика високих енергија и космологија]. www.worldscientific.com (на језику: енглески). ISBN 978-981-02-3834-6. doi:10.1142/4068. Приступљено 16. 11. 2025. 
  17. ^ Durrer, Ruth (2008). The Cosmic Microwave Background [Космичко микроталасно позадинско зрачење]. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9. 
  18. ^ Lidsey, James E. (1997). „Reconstructing the inflaton potential—an overview” [Реконструкција инфлатонског потенцијала — преглед]. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 373—410. Bibcode:1997RvMP...69..373L. arXiv:astro-ph/9508078 Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.69.373. 
  19. ^ а б в Navas, S.; et al. (Particle Data Group) (2024). „Review of Particle Physics” [Преглед физике честица]. Physical Review D. 110 (3): 1—708. doi:10.1103/PhysRevD.110.030001. hdl:11384/149923 Слободан приступ. 
  20. ^ „Did The Universe Really Begin With a Singularity?” [Да ли је Универзум заиста почео са сингуларитетом?]. Of Particular Significance (на језику: енглески). 21. 3. 2014. Приступљено 5. 9. 2025. 
  21. ^ Karczewska, Danuta M.; Amoroso, Richard L.; Rowlands, Peter; Jeffers, Stanley (2010). „Baryogenesis in the Early Universe” [Бариогенеза у раном Свемиру]. AIP Conference Proceedings (на језику: енглески). AIP. 1316: 371—388. doi:10.1063/1.3536447. Архивирано из оригинала 19. 07. 2025. г. Приступљено 04. 05. 2026. 
  22. ^ D'Onofrio, Michela; Rummukainen, Kari (15. 1. 2016). „Standard Model cross-over on the lattice” [Укрштање Стандардног модела на решетки]. Physical Review D. 93 (2). Bibcode:2016PhRvD..93b5003D. S2CID 119261776. arXiv:1508.07161 Слободан приступ. doi:10.1103/PhysRevD.93.025003. 
  23. ^ а б в г Siegel, Ethan (9. 9. 2016). „Cosmic Neutrinos Detected, Confirming The Big Bang's Last Great Prediction” [Детектовани космички неутрини, потврђујући последње велико предвиђање Великог праска] (Blog). Science. Forbes. Jersey City, NJ. ISSN 0015-6914. Архивирано из оригинала 10. 9. 2016. г. Приступљено 7. 1. 2020. 
  24. ^ Allahverdi, Rouzbeh; et al. (29. 1. 2021). „The first three seconds: A Review of Possible Expansion Histories of the early Universe” [Прве три секунде: Преглед могућих историја ширења раног Свемира]. The Open Journal of Astrophysics. 4 (1): 1. Bibcode:2021OJAp....4E...1A. arXiv:2006.16182 Слободан приступ. doi:10.21105/astro.2006.16182 Слободан приступ. 
  25. ^ Kauffmann, Guinevere. „Thermal history of the universe and early growth of density fluctuations” [Термална историја свемира и рани раст флуктуација густине] (PDF) (Lecture). Garching: Max Planck Institute for Astrophysics. Архивирано (PDF) из оригинала 11. 8. 2019. г. Приступљено 7. 1. 2020. 
  26. ^ Chaisson, Eric J. (2013). „First Few Minutes” [Првих неколико минута]. Cosmic Evolution. Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. Архивирано из оригинала 2. 7. 2019. г. Приступљено 7. 1. 2020. 
  27. ^ а б „Timeline of the Big Bang” [Временска линија Великог праска]. The Physics of the Universe. Архивирано из оригинала 22. 7. 2019. г. Приступљено 7. 1. 2020. 
  28. ^ Wright, Edward L. (26. 9. 2012). „Big Bang Nucleosynthesis” [Нуклеосинтеза Великог праска]. Ned Wright's Cosmology Tutorial. Los Angeles: Division of Astronomy & Astrophysics, University of California, Los Angeles. Архивирано из оригинала 5. 9. 2019. г. Приступљено 21. 9. 2018. 
  29. ^ а б в г д ђ Karki, Ravi (мај 2010). „The Foreground of Big Bang Nucleosynthesis” [У првом плану нуклеосинтезе Великог праска] (PDF). The Himalayan Physics. 1 (1): 79—82. doi:10.3126/hj.v1i0.5186 Слободан приступ. Архивирано из оригинала 21. 9. 2018. г. Приступљено 21. 9. 2018. 
  30. ^ а б в г Schramm, David N.; Turner, Michael S. (1. 1. 1998). „Big-bang nucleosynthesis enters the precision era” [Нуклеосинтеза Великог праска улази у еру прецизности]. Reviews of Modern Physics. 70 (1): 303—318. Bibcode:1998RvMP...70..303S. arXiv:astro-ph/9706069 Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.70.303. 
  31. ^ а б Dodelson, Scott (2003). Modern cosmology [Модерна космологија]. San Diego, Calif: Academic Press. ISBN 978-0-12-219141-1. 
  32. ^ Elcio Abdalla; Guillermo Franco Abellán; et al. (11. 3. 2022). „Cosmology Intertwined: A Review of the Particle Physics, Astrophysics, and Cosmology Associated with the Cosmological Tensions and Anomalies” [Космологија испреплетена: Преглед физике честица, астрофизике и космологије повезаних са космолошким тензијама и аномалијама]. Journal of High Energy Astrophysics. 34: 49. Bibcode:2022JHEAp..34...49A. S2CID 247411131. arXiv:2203.06142v1 Слободан приступ. doi:10.1016/j.jheap.2022.04.002. 
  33. ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics [Уводна астрономија и астрофизика]. Saunders Golden Sunburst Series (4th изд.). Fresno, CA: Thomson Learning. ISBN 978-0-03-006228-5. LCCN 97069268. OCLC 813279385. 
  34. ^ Gannon, Megan (21. 12. 2012). „New 'Baby Picture' of Universe Unveiled” [Откривена нова слика „бебе” свемира]. Space.com. New York: Future plc. Архивирано из оригинала 29. 10. 2019. г. Приступљено 10. 1. 2020. 
  35. ^ Bennett, Charles L.; Larson, Davin; Weiland, Janet L.; et al. (октобар 2013). „Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results” [Деветогодишња посматрања Вилкинсонове микроталасне сонде за анизотропију (WMAP): коначне мапе и резултати]. The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (2): Article 20. Bibcode:2013ApJS..208...20B. S2CID 119271232. arXiv:1212.5225 Слободан приступ. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. 
  36. ^ Wright, Edward L. (2004). „Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy”. Ур.: Freedman, Wendy L.. Measuring and Modeling the Universe [Теоријски преглед анизотропије космичког микроталасног позадинског зрачења]. Carnegie Observatories Astrophysics Series. 2. Cambridge, UK: Cambridge University Press. стр. 291. Bibcode:2004mmu..symp..291W. ISBN 978-0-521-75576-4. LCCN 2005277053. OCLC 937330165. arXiv:astro-ph/0305591 Слободан приступ. 
  37. ^ Mathewson, Samantha (18. 4. 2019). „Astronomers Finally Spot Universe's First Molecule in Distant Nebula” [Астрономи коначно уочили први молекул универзума у удаљеној маглини]. Space.com. New York: Future plc. Архивирано из оригинала 17. 11. 2019. г. Приступљено 10. 1. 2020. 
  38. ^ Sunyaev, R. A.; Chluba, J. (август 2009). „Signals From the Epoch of Cosmological Recombination” [Сигнали из епохе космолошке рекомбинације]. Astronomical Notes. 330 (7): 657—674. arXiv:0908.0435 Слободан приступ. doi:10.1002/asna.200911237 Слободан приступ. 
  39. ^ Mukhanov, Viatcheslav (2005). Physical Foundations of Cosmology [Физичке основе космологије]. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 978-0-511-79055-3. LCCN 2006295735. OCLC 859642394. 
  40. ^ Напомене: Јаваскрипт космолошки калкулатор Едварда Л. Рајта (последњи пут измењен 23. јула 2018). Са подразумеваним параметрима = 69,6 израчуната старост свемира са црвеним помаком од z = 1100 је у сагласности са Оливом и Пикоком (око 370.000 година).
  41. ^ „Color Temperature Chart” [Табела температуре боја]. MediaCollege.com. Te Awamutu: Wavelength Media. Приступљено 21. 9. 2018. 
  42. ^ Amos, Jonathan (13. 11. 2012). „Quasars illustrate dark energy's roller coaster ride” [Квазари илуструју тобоганску вожњу тамне енергије]. Science & Environment. BBC News. London: BBC. Архивирано из оригинала 21. 12. 2019. г. Приступљено 11. 1. 2020. 
  43. ^ Loeb, Abraham (новембар 2006). „The Dark Ages of the Universe” [Мрачно доба Универзума] (PDF). Scientific American. св. 295 бр. 5. стр. 46—53. doi:10.1038/scientificamerican1106-46. Архивирано (PDF) из оригинала 26. 3. 2019. г. Приступљено 11. 1. 2020. 
  44. ^ Galli, Daniele; Palla, Francesco (18. 8. 2013). „The Dawn of Chemistry” [Зора хемије]. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (на језику: енглески). 51 (1): 163—206. Bibcode:2013ARA&A..51..163G. ISSN 0066-4146. arXiv:1211.3319 Слободан приступ. doi:10.1146/annurev-astro-082812-141029. 
  45. ^ Ellis, Richard. „Searching for First Light in the Early Universe” [Потрага за првом светлошћу у раном Универзуму]. Richard Ellis's Homepage. Pasadena, CA: Astronomy Department, California Institute of Technology. Архивирано из оригинала 12. 12. 2001. г. Приступљено 21. 1. 2007. 
  46. ^ Shelton, Jim (3. 3. 2016). „Shattering the cosmic distance record, once again” [Поновно рушење рекорда космичке удаљености]. Yale University. Приступљено 4. 3. 2016. 
  47. ^ „Hubble breaks cosmic distance record” [Хабл обара рекорд космичке удаљености]. SpaceTelescope.org. 3. 3. 2016. heic1604. Приступљено 3. 3. 2016. 
  48. ^ Oesch, P. A.; Brammer, G.; van Dokkum, P.; et al. (март 2016). „A Remarkably Luminous Galaxy at z=11.1 Measured with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy” [Изузетно луминозна галаксија на z=11.1 мерена спектроскопијом свемирског телескопа Хабл]. The Astrophysical Journal. 819 (2). 129. Bibcode:2016ApJ...819..129O. S2CID 119262750. arXiv:1603.00461 Слободан приступ. doi:10.3847/0004-637X/819/2/129 Слободан приступ. 
  49. ^ Atkinson, Nancy. „Hubble Has Looked Back in Time as Far as It Can And Still Can't Find The First Stars” [Хабл је погледао уназад кроз време колико је могао и још увек не може да пронађе прве звезде]. Universe Today — преко ScienceAlert. 
  50. ^ а б „A Deeper Sky | by Brian Koberlein” [Дубље небо]. briankoberlein.com. 
  51. ^ „FAQ for Scientists Webb Telescope/NASA” [Често постављана питања за научнике Веб телескоп/НАСА]. jwst.nasa.gov. 12. 8. 2024. 
  52. ^ „First stars formed even later than we thought” [Прве звезде су се формирале још касније него што смо мислили]. ESA Science & Technology. Paris: European Space Agency. 31. 8. 2016. Архивирано из оригинала 29. 1. 2020. г. Приступљено 12. 1. 2020. 
  53. ^ а б Dijkstra, Mark (22. 10. 2014). „Lyα Emitting Galaxies as a Probe of Reionization” [Галаксије које емитују Lyα као сонда рејонизације]. Publications of the Astronomical Society of Australia. 31. Bibcode:2014PASA...31...40D. S2CID 119237814. arXiv:1406.7292 Слободан приступ. doi:10.1017/pasa.2014.33. 
  54. ^ а б Madau, Piero; Haardt, Francesco; Rees, Martin J. (1. 4. 1999). „Radiative Transfer in a Clumpy Universe. III. The Nature of Cosmological Ionizing Source” [Пренос зрачења у грудвастом универзуму. III. Природа космолошког јонизујућег извора]. The Astrophysical Journal. 514 (2): 648—659. Bibcode:1999ApJ...514..648M. S2CID 17932350. arXiv:astro-ph/9809058 Слободан приступ. doi:10.1086/306975. 
  55. ^ Barkana, Rennan; Loeb, Abraham (јул 2001). „In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe” [У почетку: Први извори светлости и рејонизација универзума]. Physics Reports. 349 (2): 125—238. Bibcode:2001PhR...349..125B. S2CID 119094218. arXiv:astro-ph/0010468 Слободан приступ. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. 
  56. ^ Gnedin, Nickolay Y.; Ostriker, Jeremiah P. (10. 9. 1997). „Reionization of the Universe and the Early Production of Metals” [Рејонизација универзума и рана производња метала]. The Astrophysical Journal. 486 (2): 581—598. Bibcode:1997ApJ...486..581G. S2CID 5758398. arXiv:astro-ph/9612127 Слободан приступ. doi:10.1086/304548. 
  57. ^ Lu, Limin; Sargent, Wallace L. W.; Barlow, Thomas A.; et al. (13. 2. 1998). „The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium”. arXiv:astro-ph/9802189 Слободан приступ. 
  58. ^ Bouwens, Rychard J.; Illingworth, Garth D.; Oesch, Pascal A.; et al. (10. 6. 2012). „Lower-luminosity Galaxies Could Reionize the Universe: Very Steep Faint-end Slopes to the UV Luminosity Functions at z ≥ 5–8 from the HUDF09 WFC3/IR Observations” [Галаксије ниже луминозности могле би рејонизовати Универзум]. The Astrophysical Journal Letters. 752 (1): Article L5. Bibcode:2012ApJ...752L...5B. S2CID 118856513. arXiv:1105.2038 Слободан приступ. doi:10.1088/2041-8205/752/1/L5. 
  59. ^ Shapiro, Paul R.; Giroux, Mark L. (15. 10. 1987). „Cosmological H II Regions and the Photoionization of the Intergalactic Medium” [Космолошки H II региони и фотојонизација међугалактичког медијума]. The Astrophysical Journal. 321: L107—L112. Bibcode:1987ApJ...321L.107S. doi:10.1086/185015 Слободан приступ. 
  60. ^ Xiaohu, Fan; Narayanan, Vijay K.; Lupton, Robert H.; et al. (децембар 2001). „A Survey of z > 5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z ~ 6” [Преглед квазара са z > 5.8 у дигиталном прегледу неба Слоан]. The Astrophysical Journal. 122 (6): 2833—2849. Bibcode:2001AJ....122.2833F. S2CID 119339804. arXiv:astro-ph/0108063 Слободан приступ. doi:10.1086/324111. 
  61. ^ Wood, Charlie (14. 8. 2023). „JWST Spots Giant Black Holes All Over the Early Universe – Giant black holes were supposed to be bit players in the early cosmic story. But recent James Webb Space Telescope observations are finding an unexpected abundance of the beasts.” [ЏВСТ уочава џиновске црне рупе широм раног Универзума]. Quanta Magazine. Приступљено 5. 11. 2023. 
  62. ^ „Illuminating illumination: what lights up the universe?” [Осветљавање осветљења: шта осветљава универзум?] (Саопштење). London: University College London. UCL Media Relations. 27. 8. 2014. Архивирано из оригинала 5. 10. 2016. г. Приступљено 14. 1. 2020. 
  63. ^ Nemiroff, Robert J.; Bonnell, Jerry, ур. (9. 3. 2004). „The Hubble Ultra Deep Field” [Хаблово ултра дубоко поље]. Astronomy Picture of the Day. Washington, D.C.; Houghton, MI: NASA; Michigan Technological University. Архивирано из оригинала 7. 10. 2019. г. Приступљено 22. 9. 2018. 
  64. ^ Landau, Elizabeth (25. 10. 2013). „Scientists confirm most distant galaxy ever” [Научници потврдили најудаљенију галаксију икада]. CNN. New York: Warner Media, LLC. Архивирано из оригинала 24. 10. 2013. г. Приступљено 21. 9. 2018. 
  65. ^ Soderblom, David R. (1. 8. 2010). „The Ages of Stars” [Старости звезда]. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (на језику: енглески). 48 (1): 581—629. Bibcode:2010ARA&A..48..581S. ISSN 0066-4146. arXiv:1003.6074 Слободан приступ. doi:10.1146/annurev-astro-081309-130806. 
  66. ^ Javaux, Emmanuelle J. (22. 8. 2019). „Challenges in evidencing the earliest traces of life”Неопходна новчана претплата [Изазови у доказивању најранијих трагова живота]. Nature (на језику: енглески). 572 (7770): 451—460. Bibcode:2019Natur.572..451J. ISSN 0028-0836. PMID 31435057. doi:10.1038/s41586-019-1436-4. 
  67. ^ Bruce, Dorminey (1. 2. 2021). „The Beginning to the End of the Universe: The mystery of dark energy” [Почетак краја Универзума: Мистерија тамне енергије]. Astronomy.com (на језику: енглески). Приступљено 27. 3. 2021. 
  68. ^ Overbye, Dennis (20. 2. 2017). „Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?”Неопходна слободна регистрација [Контроверза у космосу: Универзум се шири, али колико брзо?]. Out There. The New York Times. ISSN 0362-4331. Архивирано из оригинала 12. 11. 2019. г. Приступљено 21. 2. 2017. 
  69. ^ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (22. 4. 2003). „The cosmological constant and dark energy” [Космолошка константа и тамна енергија]. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559—606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. S2CID 118961123. arXiv:astro-ph/0207347 Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  70. ^ а б Silk, Joseph (3. 1. 2005). On the Shores of the Unknown: A Short History of the Universe [На обалама непознатог: Кратка историја универзума] (на језику: енглески). Cambridge University Press. стр. 87. ISBN 978-0-521-83627-2. 
  71. ^ Baggott, Jim (7. 6. 2018). Origins: The Scientific Story of Creation [Порекло: Научна прича о стварању] (на језику: енглески). Oxford University Press. стр. 30. ISBN 978-0-19-256196-1. 
  72. ^ Siegel, Ethan. „No, Black Holes Will Never Consume The Universe” [Не, црне рупе никада неће прогутати универзум]. Forbes. 
  73. ^ Thomson, William (јул 1852). „On the Dynamical Theory of Heat, with numerical results deduced from Mr. Joule's equivalent of a Thermal Unit, and M. Regnault's Observations on Steam” [О динамичкој теорији топлоте]. The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science. IV (Fourth Series). §§ 1–14. Приступљено 16. 1. 2020. 
  74. ^ Turner, Michael S.; Wilczek, Frank (12. 8. 1982). „Is our vacuum metastable?” [Да ли је наш вакуум метастабилан?] (PDF). Nature. 298 (5875): 633—634. Bibcode:1982Natur.298..633T. S2CID 4274444. doi:10.1038/298633a0. Архивирано (PDF) из оригинала 13. 12. 2019. г. Приступљено 31. 10. 2015. 

Спољашње везе

[уреди | уреди извор]
Преузето са „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Хронологија_свемира&oldid=31593170”