Велики прасак

Уреди везе
Овај чланак је добар. Кликните овде за више информација.
С Википедије, слободне енциклопедије

A model of the expanding universe opening up from the viewer's left, facing the viewer in a 3/4 pose.
Временска линија ширења универзума, где је простор, укључујући хипотетичке неуочљиве делове универзума, представљен у сваком тренутку кружним секцијама. На левој страни, драматична експанзија се дешава у инфлаторној епохи; а у центру се експанзија убрзава (уметнички концепт; ни време ни величина нису у размери).
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.[1] 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 физички закони који данас владају у универзуму се разликују од оних из прошлости или оних из будућности. Из овог модела, Џорџ Гамов је 1948. године 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.

Велики прасак је првобитно предложио римокатолички свештеник и физичар Жорж Леметр 1927. године. Различити космолошки модели Великог праска објашњавају еволуцију видљивог универзума од најранијих познатих периода кроз његов каснији облик великих размера.[2][3][4] Ови модели нуде свеобухватно објашњење за широк спектар посматраних феномена, укључујући обиље светлосних елемената, космичко микроталасно позадинско (CMB) зрачење и структуру великих размера. Свеукупна униформност Универзума, позната као проблем равности, објашњава се космичком инфлацијом: наглим и веома брзим ширењем простора током најранијих тренутака. Међутим, физици тренутно недостаје широко прихваћена теорија квантне гравитације која може успешно да моделује најраније услове Великог праска.

Пресудно је да су ови модели компатибилни са Хабл-Леметровим законом – запажањем да што је галаксија удаљенија, то се брже удаљава од Земље. Екстраполирајући ову космичку експанзију уназад у времену користећи познате законе физике, модели описују све концентрованији космос којем претходи сингуларитет у коме простор и време губе значење (обично назван „сингуларитет Великог праска“).[5] Године 1964, откривено је космичко микроталасно позадинско зрачење, што је уверило многе космологе да је конкурентски модел космичке еволуције у стабилном стању неодржив,[6] пошто модели Великог праска предвиђају једнообразно позадинско зрачење узроковано високим температурама и густинама у далекој прошлости. Широк спектар емпиријских доказа снажно подржава догађај Великог праска, који је сада у суштини универзално прихваћен.[7] Детаљна мерења брзине ширења свемира постављају сингуларитет Великог праска на пре 13,787±0,020 милијарди година, што се сматра старошћу универзума.[8]

Остају аспекти посматраног универзума који још нису адекватно објашњени моделима Великог праска. Након свог почетног ширења, универзум се довољно охладио да омогући формирање субатомских честица, а касније и атома. Неједнака количина материје и антиматерије која је омогућила да се то догоди је необјашњиви ефекат познат као барионска асиметрија. Ови примордијални елементи — углавном водоник, са нешто хелијума и литијума — касније су се спојили кроз гравитацију, формирајући ране звезде и галаксије. Астрономи уочавају гравитационе ефекте непознате тамне материје која окружује галаксије. Сматра се да је већина гравитационог потенцијала у универзуму у овом облику, а модели Великог праска и различита запажања показују да овај вишак гравитационог потенцијала не ствара барионска материја, као што су нормални атоми. Мерења црвених помака супернова показују да се ширење универзума убрзава, што је запажање које се приписује необјашњивом феномену познатом као тамна енергија.[9]

Карактеристике модела[уреди | уреди извор]

Модели Великог праска нуде свеобухватно објашњење за широк спектар посматраних феномена, укључујући обиље светлосних елемената, CMB, структуру великих размера и Хаблов закон.[10] Модели зависе од две главне претпоставке: универзалности физичких закона и космолошког принципа. Универзалност физичких закона је један од основних принципа теорије релативности. Космолошки принцип налаже да је у великим размерама универзум хомоген и изотропан — појављује се исто у свим правцима без обзира на локацију.[11]

Ове идеје су у почетку узете као постулати, али су касније уложени напори да се тестира свака од њих. На пример, прва претпоставка је тестирана опсервацијама које показују да је највеће могуће одступање константе фине структуре током већег дела старости универзума реда 10−5.[12] Такође, општа теорија релативности је прошла строге тестове на скали Сунчевог система и бинарних звезда.[13][14][notes 1]

Свемир великих размера изгледа изотропно гледано са Земље. Ако је заиста изотропан, космолошки принцип се може извести из једноставнијег Коперниканског принципа, који каже да не постоји преферирани (или посебан) посматрач или тачка посматрања. У том циљу, космолошки принцип је потврђен на нивоу од 10−5 посматрањем температуре CMB. На скали CMB хоризонта, универзум је измерен као хомоген са горњом границом реда од 10% нехомогености, према подацима из 1995. године.[15]

Хоризонти[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Космолошки хоризонт

Важна карактеристика простор-времена Великог праска је присуство хоризоната честица. Пошто универзум има ограничену старост, а светлост путује коначном брзином, у прошлости могу постојати догађаји чија светлост још није стигла до Земље. Ово поставља границу или хоризонт прошлости најудаљенијим објектима који се могу посматрати. Насупрот томе, пошто се простор шири, и удаљенији објекти се све брже повлаче, светлост коју данас емитујемо можда никада неће „сустићи” веома удаљене објекте. Ово дефинише хоризонт будућности, који ограничава догађаје у будућности на које ћемо моћи да утичемо. Присуство било које врсте хоризонта зависи од детаља FLRW модела који описује наш универзум.[16]

Наше разумевање универзума уназад до веома раних времена сугерише да постоји хоризонт прошлости, иако је у пракси наш поглед такође ограничен непрозирношћу универзума у раним временима. Дакле, наш поглед се не може продужити даље уназад у времену, иако се хоризонт повлачи у простору. Ако ширење универзума настави да се убрзава, постоји и хоризонт будућности.[16]

Термализација[уреди | уреди извор]

Неки процеси у раном универзуму одвијали су се сувише споро, у поређењу са брзином ширења универзума, да би достигли приближну термодинамичку равнотежу. Други су били довољно брзи да достигну термализацију. Параметар који се обично користи за откривање да ли је процес у врло раном универзуму достигао топлотну равнотежу је однос између брзине процеса (обично стопа судара између честица) и Хабловог параметра. Што је тај однос већи, то су честице више времена морале да се термализују пре него што постале превише удаљене једна од друге.[17]

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.[18][19] 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.[20] 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.[21]

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.[22]

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.[23][24] Леметр је већ раније показао да је то очекивано, с обзиром на космолошки принцип.[9]

Током 1930-их предлагане су и друге идеје као нестандардне космологије да објасне Хаблова запажања, међу којима је био Милнов модел,[25] осцилаторни свемир (првобитно предложио Фридман, али су га заговарали Алберт Ајнштајн и Ричард Толман)[26] хипотеза о уморној светлости Фрица Цвикија.[27]

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.[28] Други идеја је била Леметрова теорија великог праска, који је заступао и даље развијао Џорџ Гамов, који је увео првобитну нуклеосинтезу (BBN)[29] и чији су сарадници, Ралф Алфер и Роберт Херман, предвидели космичко позадинско микроталасно зрачење.[30] 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.[31] 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,[32] свемирски телескоп Хабл и WMAP[33] 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.[34][35][36][37]

Хронологија[уреди | уреди извор]

Екстраполација ширења свемира уназад коришћењем опште релативности даје бесконачну густину и температуру у коначном временском тренутку у прошлости.[38] 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“,[39] али се овај израз може употребити и на рану, врућу фазу,[40][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.[41] 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.[42] Након што је инфлација престала, свемир се састојао од кварковско-глуонске плазме, као и од других елементарних честица.[43] 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.[44]

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.[45] 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.[46] 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 и сродна питања у физици[уреди | уреди извор]

Види још: Списак нерешених проблема у физици

Као ни све друге научне теорије, ни теорија великог праска није непогрешива ни свеобухватна. Низ мистерија и проблема настао је као резултат развоја модела Великог праска. Неке од ових мистерија и проблема су решене. Иако горе 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. Проблем хоризонта, проблем магнетног монопола и проблем равности најчешће се решавају теоријом инфлације, али детаљи инфлаторног универзума су и даље нерешени и многи, укључујући и неке осниваче теорије, кажу да је оповргнута.[47][48][49][50]

Мањак антиматерије у свемиру[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Барионска асиметрија

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.[44] 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.

Генерално се претпоставља да је када је универзум био млад и веома врућ да је био у статистичкој равнотежи и да је садржао једнак број бариона и антибариона. Међутим, запажања сугеришу да је универзум, укључујући његове најудаљеније делове, скоро у потпуности направљен од нормалне материје, а не од антиматерије. Претпоставља се да процес који се назива бариогенеза објашњава асиметрију. Да би дошло до бариогенезе, Сахаровљеви услови морају бити задовољени. Они захтевају да барионски број није очуван, да су Ц-симетрија и ЦП-симетрија нарушене и да универзум излази из термодинамичке равнотеже.[51] Сви ови услови се јављају у Стандардном моделу, али ефекти нису довољно јаки да објасне садашњу барионску асиметрију.

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.

Тамна енергија[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Тамна енергија

Мерења односа црвеног помака и магнитуде за супернове типа Ia показују да се ширење универзума убрзава откако је универзум био око половине његове садашње старости. Да би се објаснило ово убрзање, општа теорија релативности захтева да се већи део енергије у универзуму састоји од компоненте са великим негативним притиском, назване „тамна енергија“.[9]

Тамна енергија, иако спекулативна, решава бројне проблеме. Мерења космичке микроталасне позадине показују да је универзум у великој мери скоро просторно раван, и стога према општој релативности универзум мора имати скоро тачно критичну густину масе/енергије. Међутим густина масе универзума се може мерити из његовог гравитационог груписања, и утврђено је да има само око 30% критичне густине.[9] Пошто теорија сугерише да се тамна енергија не групише на уобичајен начин, то је најбоље објашњење за „недостајућу“ густину енергије. Тамна енергија такође помаже да се објасне две геометријске мере свеукупне закривљености универзума, једна која користи фреквенцију гравитационих сочива,[52] а друга користи карактеристични образац структуре великих размера као космички лењир.

Верује се да је негативан притисак својство енергије вакуума, али тачна природа и постојање тамне енергије остаје једна од великих мистерија Великог праска. Резултати WMAP тима из 2008. су у складу са свемиром који се састоји од 73% тамне енергије, 23% тамне материје, 4,6% регуларне материје и мање од 1% неутрина.[41] Према теорији, густина енергије у материји опада са ширењем универзума, али густина тамне енергије остаје константна (или скоро таква) како се универзум шири. Према томе, материја је чинила већи део укупне енергије свемира у прошлости него данас, али ће њен делимични допринос пасти у далекој будућности како тамна енергија постане још доминантнија.

Компоненту тамне енергије универзума су теоретичари објаснили користећи различите конкурентске теорије, укључујући Ајнштајнову космолошку константу, али и преоширујући се на егзотичније облике квинтесенције или друге модификоване гравитационе схеме.[53] Проблем космолошке константе, који се понекад назива и „најсрамнијим проблемом у физици“, произилази из очигледног неслагања између измерене густине енергије тамне енергије и оне која се наивно предвиђа из Планкових јединица.[54]

Тамна материја[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Тамна материја
Графикон показује удео различитих компоненти универзума  – око 95% је тамна материја и тамна енергија.

Током 1970-их и 1980-их, разна запажања су показала да у универзуму нема довољно видљиве материје која би објаснила привидну снагу гравитационих сила унутар и између галаксија. Ово је довело до идеје да је до 90% материје у универзуму тамна материја која не емитује светлост нити је у интеракцији са нормалном барионском материјом. Поред тога, претпоставка да је универзум углавном нормална материја довела је до предвиђања која су била у великој мери у супротности са запажањима. Конкретно, данашњи универзум је много квргавији и садржи много мање деутеријума него што се може објаснити без тамне материје. Док је тамна материја одувек била контроверзна, о томе се закључује на основу различитих запажања: анизотропије у CMB, дисперзије брзина галактичких јата, дистрибуције структуре великих размера, студија гравитационог сочива и рендгенских мерења јата галаксија.[55]

Индиректни докази за тамну материју потичу од њеног гравитационог утицаја на другу материју, пошто у лабораторијама нису примећене честице тамне материје. Предложени су многи кандидати за физику честица тамне материје, а неколико пројеката за њихово директно откривање је у току.[56][57]

Поред тога, постоје нерешени проблеми повезани са тренутно фаворизованим моделом хладне тамне материје, који укључују проблем патуљасте галаксије[58] и проблем сингуларног ореола.[59] Предложене су алтернативне теорије које не захтевају велику количину недетектоване материје, већ уместо тога модификују законе гравитације које су установили Њутн и Ајнштајн; ипак ниједна алтернативна теорија није била тако успешна као предлог хладне тамне материје у објашњавању свих постојећих запажања.[60]

Магнетски монополи[уреди | уреди извор]

Приговор на магнетни монопол изнет је током касних 1970-их. Велике уједињене теорије (GUT) су предвиделе тополошке дефекте у простору који би се манифестовали као магнетни монополи. Ови објекти би се ефикасно производили у врелом раном универзуму, што би резултирало много већом густином него што је у складу са запажањима, с обзиром да нису пронађени монополи. Овај проблем је решен космичком инфлацијом, која уклања све тачкасте дефекте из видљивог универзума, на исти начин на који доводи геометрију до равности.[61]

Проблем равности[уреди | уреди извор]

Свекупна геометрија универзума је одређена тиме да ли је Омега космолошки параметар мањи од, једнак или већи од 1. Од врха до дна су приказани затворени свемир са позитивном закривљеношћу, хиперболички свемир са негативном закривљеношћу и раван свемир са нултом закривљености.

Проблем равности (такође познат као проблем старости) је опсервациони проблем повезан са FLRW.[61] Свемир може имати позитивну, негативну или нулту просторну закривљеност у зависности од укупне густине енергије. Закривљеност је негативна ако је њена густина мања од критичне густине; позитивна ако је већа; и нула на критичној густини, у ком случају се каже да је простор раван. Запажања показују да је свемир у складу са равни.[62][63]

Проблем је у томе што свако мало одступање од критичне густине расте са временом, а ипак свемир данас остаје веома близу равног.[notes 2] С обзиром да би природни временски оквир за одлазак од равности могао бити Планково време, 10−43 секунде,[1] Чињеница да универзум није достигао ни топлотну смрт, ни Велико сажимање после милијарди година захтева објашњење. На пример, чак и у релативно касној старости од неколико минута (времена нуклеосинтезе), густина универзума је морала бити унутар једног дела у 1014 од своје критичне вредности, иначе не би постојала као што је данас.[64]

Проблем хоризонта[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Проблем хоризонта

Проблем хоризонта произлази из премисе да информације не могу путовати брже од светлости. У свемиру коначне старости ово поставља границу – хоризонт честица – за раздвајање било које две области простора које су у каузалном контакту.[61] Уочена изотропија CMB-а је проблематична у овом погледу: да је свемиром доминирала радијација или материја све време до епохе последњег расејања, хоризонт честица у то време би кореспондирао са око 2 степена на небу. Тада не би постојао механизам који би проузроковао да шири региони имају исту температуру.[65]‍:191–202

Решење за ову очигледну недоследност нуди теорија инфлације у којој хомогено и изотропно скаларно енергетско поље доминира свемиром у неком веома раном периоду (пре бариогенезе). Током инфлације, универзум пролази кроз експоненцијално ширење, а хоризонт честица се шири много брже него што се раније претпостављало, тако да су региони који се тренутно налазе на супротним странама видљивог свемира потпуно унутар међусобног хоризонта честица. Уочена изотропија CMB-а онда следи из чињенице да је овај већи регион био у каузалном контакту пре почетка инфлације.[42]‍:180–186

Хајзенбергов принцип неодређености предвиђа да ће током инфлаторне фазе доћи до квантних топлотних флуктуација, које би биле увећане до космичких размера. Ове флуктуације су послужиле као семе за све тренутне структуре у универзуму.[65]‍:207 Инфлација предвиђа да су примордијалне флуктуације скоро инваријантне и гаусовске, што је потврђено мерењима CMB.[33]‍:sec 6

Проблем повезан са класичним проблемом хоризонта се јавља зато што у већини стандардних космолошких модела инфлације, инфлација престаје много пре него што дође до нарушавања електрослабе симетрије, тако да инфлација не би требало да буде у стању да спречи велике дисконтинуитете у електрослабом вакууму пошто су удаљени делови видљивог универзума били узрочно-последично одвојени када се окончала електрослаба епоха.[66]

Заблуде[уреди | уреди извор]

Једна од уобичајених заблуда о моделу Великог праска је да он у потпуности објашњава порекло универзума. Међутим, модел Великог праска не описује како су узроковани енергија, време и простор, већ описује настанак садашњег универзума из ултра густог и високотемпературног почетног стања.[67] Погрешно је визуализовати Велики прасак упоређујући његову величину са свакодневним објектима. Када се описује величина универзума у Великом праску, то се односи на величину свемира који се може посматрати, а не на цео универзум.[68]

Још једна уобичајена заблуда је да се Велики прасак мора схватити као ширење простора, а не у смислу експлодирања садржаја простора. У ствари, било који опис може бити тачан. Проширење простора (подразумевано FLRW метриком) је само математичка конвенција, која одговара избору координата у простор-времену. Не постоји генерално коваријантни смисао у коме се простор шири.[69]

Брзине рецесије повезане са Хабловим законом нису брзине у релативистичком смислу (на пример, нису повезане са просторним компонентама 4-брзине). Стога није значајно што се према Хабловом закону галаксије које су даље од Хаблове удаљености повлаче брже од брзине светлости. Такве брзине рецесије не одговарају путовању бржим од светлости.

Многи популарни извештаји приписују космолошки црвени помак ширењу свемира. Ово може бити погрешно, јер је проширење простора само координатни избор. Најприродније тумачење космолошког црвеног помака је да је то Доплеров помак.[70]

Импликације[уреди | уреди извор]

С обзиром на тренутно разумевање, научне екстраполације о будућности универзума су могуће само за ограничено трајање, иако за много дуже периоде од садашње старости универзума. Све изван тога постаје све спекулативније. Исто тако, у овом тренутку, правилно разумевање порекла универзума може бити само предмет нагађања.[71]

Космологија периода пре Великог праска[уреди | уреди извор]

Велики прасак објашњава еволуцију универзума од почетне густине и температуре које су далеко изнад људске способности да их реплицира, тако да су екстраполације на најекстремније услове и најранија времена нужно спекулативније. Леметр је ово почетно стање назвао „првобитним атомом“, док је Гамов тај материјал назвао „илем“. Како је настало почетно стање универзума је још увек отворено питање, али модел Великог праска ограничава неке од његових карактеристика. На пример, специфични закони природе су највероватније настали на случајан начин, али као што показују модели инфлације, неке њихове комбинације су много вероватније.[72] Равни универзум подразумева равнотежу између гравитационе потенцијалне енергије и других облика енергије, не захтевајући стварање додатне енергије.[62][63]

Теорија Великог праска, изграђена на једначинама класичне опште релативности, указује на сингуларност у пореклу космичког времена, а таква бесконачна густина енергије може бити физички немогућа. Међутим, физичке теорије опште релативности и квантне механике како су тренутно реализоване нису примењиве пре Планкове епохе, и исправљање овога захтеваће развој исправног третмана квантне гравитације.[38] Одређени третмани квантне гравитације, као што је Вилер-ДеВитова једначина, имплицирају да би време само по себи могло бити својство појављивања.[73] Као таква, физика може закључити да време није постојало пре Великог праска.[74][75]

Иако се не зна шта је могло да претходи врућем густом стању раног универзума или како и зашто је настало, па чак ни да ли су таква питања разумна, постоји обиље спекулација на тему „космогоније“.

Неки спекулативни предлози у овом погледу, од којих сваки подразумева непроверене хипотезе, су:

  • Најједноставнији модели, у којима је Велики прасак изазван квантним флуктуацијама. Тај сценарио је имао врло мале шансе да се деси, али ће се, по тоталитарном принципу, на крају догодити и најневероватнији догађај. То се догодило тренутно, у нашој перспективи, због одсуства перципираног времена пре Великог праска.[76][77][78][79]
  • Модели емергентног свемира, који карактеришу ниску активност прошло-вечне ере пре Великог праска, који подсећају на древне идеје космичког јајета и рођења света из примордијалног хаоса.
  • Модели у којима је читав простор-време коначан, укључујући Хартл-Хокингов безгранични услов. За ове случајеве, Велики прасак заиста представља ограничење времена, али без сингуларности.[80] У таквом случају, универзум је самодовољан.[81]
  • Бране космолошки модели, у којима је инфлација последица кретања брана у теорији струна; модел пре Великог праска; екпиротски модел, у коме је Велики прасак резултат судара између брана; и циклични модел, варијанта екпиротског модела у коме се судари јављају периодично. У последњем моделу, Великом праску је претходило Велико саживање и универзум кружи од једног процеса до другог.[82][83][84][85]
  • Вечна инфлација, у којој се универзална инфлација завршава локално ту и тамо на насумичан начин, а свака крајња тачка води до универзума мехурића, који се шири од сопственог великог праска.[86][87]

Предлози у последње две категорије виде Велики прасак као догађај у много већем и старијем универзуму или у мултиверзуму.

Ултиматна судбина свемира[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Ултиматна судбина свемира

Пре концепта тамне енергије, космолози су разматрали два сценарија за будућност универзума. Када би густина масе универзума била већа од критичне густине, тада би универзум достигао максималну величину и онда почео да се урушава. Поново би постајао све гушћи и топлији, завршавајући се стањем сличним оном у којем је и почео — Великом сажимању.[16]

Алтернативно, ако је густина у универзуму једнака или испод критичне густине, ширење би се успорило, али никада не би престало. Формирање звезда би престало са потрошњом међузвезданог гаса у свакој галаксији; звезде би изгореле, остављајући беле патуљке, неутронске звезде и црне рупе. Судари између њих би резултирали гомилањем масе у све веће и веће црне рупе. Просечна температура универзума би се врло постепено асимптотски приближавала апсолутној нули — Великом замрзавању.[88] Штавише, ако су протони нестабилни, онда би барионска материја нестала, остављајући само зрачење и црне рупе. На крају, црне рупе би испариле емитујући Хокингово зрачење. Ентропија универзума би се повећала до тачке у којој се из њега не би могао извући никакав организовани облик енергије, сценарио познат као топлотна смрт.[89]

Савремена запажања убрзаног ширења имплицирају да ће све више и више тренутно видљивог универзума проћи изван нашег хоризонта догађаја и ван контакта са нама. Коначан резултат није познат. ΛCDM модел универзума садржи тамну енергију у облику космолошке константе. Ова теорија сугерише да ће само гравитационо повезани системи, као што су галаксије, остати заједно, и да ће и они бити подложни топлотној смрти како се универзум шири и хлади. Друга објашњења тамне енергије, која се називају теорије фантомске енергије, сугеришу да ће на крају галактичка јата, звезде, планете, атоми, језгра и сама материја бити растргани све већом експанзијом у такозваном Великом расцепу.[90]

Религијска и филозофска тумачења[уреди | уреди извор]

Главни чланак: Религијске интерпретације теорије Великог праска

Као опис порекла универзума, Велики прасак има значајан утицај на религију и филозофију.[91][92] Као резултат тога, то је постало једно од најживљих области у дискурсу између науке и религије.[93] Неки верују да Велики прасак имплицира креатора,[94][95] док други тврде да космологија Великог праска чини појам креатора сувишним.[92][96]

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
  1. ^ Додатне информације и референце за тестове опште релативности дате су у чланку тестови опште релативности.
  2. ^ Строго гледајући, тамна енергија у облику космолошке константе покреће универзум ка равном стању; међутим, наш универзум је остао близу равног неколико милијарди година пре него што је густина тамне енергије постала значајна.

Референце[уреди | уреди извор]

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

Литература[уреди | уреди извор]

Додатна литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

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