Veliki prasak

U fizičkoj kosmologiji, tzv. Veliki prasak predstavlja naučnu teoriju o poreklu univerzuma kao o širenju prostora i materije, koji je u početku bio beskonačno mali prostor beskonačno velikog pritiska i toplote u nekom konačnom vremenu u prošlosti. Sama ideja je nastala iz posmatranja koja ukazuju na to da crveni pomak galaksija (Hablov zakon) pokazuje da se galaksije udaljavaju jedne od drugih, što navodi na tvrdnju da su galaksije bile nekad međusobno mnogo bliže nego danas.

Sam termin „Veliki prasak“ se koristi i u užem smislu da ukaže na tačku u vremenu kada je posmatrano širenje univerzuma počelo (Hablov zakon) - otprilike pre oko 13,7 milijardi godina (13.7 × 109) - i u širem smislu da ukaže na preovladavajuću kosmološku paradigmu koja treba da objasni poreklo i evoluciju kosmosa. 

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

Motivacija i razvoj 

Normalno 187strassebande bebo

velikog praska se razvila iz posmatranja strukture svemira i iz teorijskog razmatranja. Godine 1912. Vesto Sliper je izmerio prvi Doplerov pomeraj "spiralne magline" (spiralna maglina je zastareo naziv za spiralne galaksije), a ubrzo su je otkrio da se gotovo sve takve magline udaljavaju od Zemlje. On nije shvatio kosmološke implikacije ove činjenice, i zaista u to vreme bilo je vrlo kontroverzno da li su ove magline „ostrvski svemiri“ izvan Mlečnog puta. Deset godina kasnije, ruski kosmolog i matematičar Aleksandar Fridman je izvedeo Fridmanovu jednačinu iz jednačina opšte relativnosti Alberta Ajnštajna, koja je pokazivala da se svemir širi za razliku od statičkog modela svemira koji je zagovarao Ajnštajn u to vreme. Godine 1924. Hablova merenje velike udaljenosti do najbliže spiralne magline je pokazalo da su ovi sistemi bili zaista druge galaksije. Nezavisno od Fridmana, belkijski fizičar i rimokatolički sveštenik Žorž Lemetr je takođe izveo Firdmanove jednačine i predložio zaključak da je razlog za udaljavanje maglina širenje svemira.

Godine 1931. Lemetr je otišao korak dalje i predložio da evidentno širenje svemira, ako se projektuje nazad u prošlost, znači da bi se svemir bio sve manje kako se ide nazad u prošlost, sve do nekog konačnog trenutka u prošlosti, kada je masa celog svemira bila skoncentrisana u jednu tačku, „iskonski atom“, gde su i kada nastali prostor i vreme.

Počevši od 1924, Habl je mukotrpno razvio niz indikatora udaljenosti, preteče skale udaljenosti u astronomiji, koristeći 2500milimetarski teleskop Huker u opservatoriji Maunt Vilson. Ovo mu je omogućilo da proceni udaljenosti do galaksija čiju su crveni pomaci već bili izmereni. Godine 1929, Habl je otkrio vezu između udaljenosti i brzine udaljavanja, danas poznatu pod imenom Hablov zakon. Lemetr je već ranije pokazao da je to očekivano, s obzirom na kosmološki princip.

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

Posle Drugog svetskog rata, pojavile su se dve različite mogućnosti. Jedna je bila model stabilnog stanja Freda Hojla, u kom bi se nova materija stvarala ako bi se činilo da se svemir širi. Po ovom modelu, svemir je približno isti u svakom trenutku. Drugi ideja je bila Lemetrova teorija velikog praska, koji je zastupao i dalje razvijao Džordž Gamov, koji je uveo prvobitnu nukleosintezu (BBN) i čiji su saradnici, Ralf Alfer i Robert Herman, predvideli kosmičko pozadinsko mikrotalasno zračenje. Na kraju, dokazi prikupljeni psomatranjem svemira, kao što su brojanje vangalaktičkih radio izvora i otkriće kvazara, su počeli da favorizuju teoriju velikog praska u odnosu na model mirnog stanja. Otkriće i potvrda kosmičkog pozadinskog mikrotalasnog zračenja 1964. učvrstili su model velikog praska kao najbolju teoriju o poreklu i evoluciji svemira. Veći deo tekućeg rada u kosmologiji uključuje razumevanje kako nastaju galaksije u kontekstu velikog praska, razumevanje fizike svemira daleko u njegovu prošlost, kao i usklađivanjem zapažanja sa osnovnom teorijom.

Ogromne korake u modelu velikog praska su učinjeni od kasnih 1990-ih godina kao rezultat velikih dostignuća u razvoju teleskopa, kao i analizu obilnih podataka dobijenih od satelita, kao što su misije COBE, svemirski teleskop Habl i WMAP Kosmolozi sada imaju prilično precizna i tačna merenja mnogih parametara modela Velikog praska, pa su načinili neočekivano otkriće po kom se čini da se širenje svemira ubrzava.

Pregled

Hronologija 
Ekstrapilacija širenja svemira unazad korišćenjem opšte realtivnosti daje beskonačnu gustinu i temperaturu u konačnom vremenskom trenutnku u prošlosti. Ovaj singularitet označava prekid opšte relativnosti. Koliko blizu možemo ektrapolirati ka singularitetu je tema rasprava - sigurno se ne može bliže nego od kraja Plankove epohe. Ovaj singularitet se ponekad naziva „veliki prasak“, ali se ovaj izraz može upotrebiti i na ranu, vruću fazu, što se može smatrati „rođenjem“ svemira. Prema merenjima širenja supernove tipa Ia, merenjima temperaturnih fluktiacija u kosmičkom mikrotalasnom zračenju, i merenjem korelacione funkcije galaksija, izračunata je starost svemira na 13,75 ± 0,11 milijardi godina. Podudaranje ova tri nezavisna merenja snažno podržava ΛCDM model koji u detalje opisuje sadržaj svemira.

Najranije faze velikog praska su predmet mnogih nagađanja. U najčešćim modelima, svemir je bio napunjen homogeno i izotropno sa neverovatno velikom gustinom energije i ogromnim temperaturama i pritiscima i vrlo brzo se širio i hladio. Nakon prilbižno 10−37 sekundi po ekploziji, fazna tranzicija je izazvala kosmičku inflaciju, tokom koje je svemir rastao eksponencijalno. Nakon što je inflacija prestala, svemir se sastojao od kvarkovsko-gluonske plazme, kao i od drugih elementarnih čestica. Temperature su bile toliko visoke da se neuređeno kretanje čestica odvijalo relativističkim brzinama, a parovi čestica-antičestica svih vrsta su bili stalno stvarani i uništavani u sudarima. U nekom trenutku neka nepoznata reakcija nazvana bariogeneza je narušila zakon očuvanja barionskog broja, dovodeću do vrlo malog viška kvarkova i leptona nad antikvarkovima i antileptonima, reda 1:30.000.000. Ovo je dovelo do dominacije materije nad antimaterijom u današnjem svemiru.

Svemir je nastavio da se širi, a njegova temperatura da raste, pa se tipična energija svake čestice smanjivala. Tranzicione faze lomljenja simetrije su postavile osnovne interakcije fizike i parametre elementarnih čestica u njihov sadašnji oblik. Nakon nekih 10−11 sekundi, događaj je postao manje sepkulativan, pošto su energije čestica pale na vrednost koje se mogu dostići u eksperimentima fizike čestica. Nakon 10−6 sekundi, kvarkovi i gluoni su se kombinovali da obrazuju barione kao što su protoni i neutroni. Mali višak kvarkova nad antikvarkova je doveo do malog viška bariona nad antibarionima. Temperatura sada više nije bila dovoljno visoka da se obrazuju novi parovi protona-antiprotona (isto tako za neutrone-antineutrone), pa je odmah usledila anihilacija mase, ostavljajući samo jedan na svakih 1010 prvobitnih protona i neutrona i nijednu njihovu antičesticu. Sličan proces se desio nakon jedne sekunde elektronima i pozitronima. Posle ovih anihilacija, preostali protoni, neutroni i elektroni se više nisu kretali relativističkim brzinama, a energetskom gustinom svemira su dominirali fotoni (uz malu primesu neutrina).

Par minuta posle širenja, kada je temperatura bila oko milijardu kelvina, a gustina jednaka gustini vazduha, neutroni su se kombinovali sa protonima i obrazovali jezgra deuterijuma i helijuma u procesu koji se naziva prvobitna nukleosinteza. Većina protona je ostala nekombinovana u vidu jezgra vodonika. Kako se univerzum hladio, preostala gustina masene energije materije je počela da gravitaciono dominira nad zračenjem fotona.

Prije Planckovog vremena 

Velikim praskom naziva se događaj stvaranja svemira. Važno je razumjeti da Veliki prasak nije nikakva eksplozija u "središtu svemira" (svemir nema središte!) već sam događaj stvaranja prostora, vremena, materije i energije. Svemir se nakon Velikog praska počeo širiti i širi se i danas. Sa širenjem prostora, materija se razrjeđivala, svemir se hladio i mijenjao: od homogene "juhe" vrućih, nama danas uglavnom nepoznatih čestica, do današnjeg hladnog svemira sa milijardama galaksija.

Sam trenutak stvaranja i kratak period od 10-44 sekundi nakon stvaranja još uvijek su izvan domašaja znanosti. Naime, Einsteinova opća teorija relativnosti, jedina opće prihvaćena teorija prostora i vremena, ne funkcionira za sustave manje od tzv. Planckove udaljenosti (10-35 metara) i za događaje koji traju kraće od tzv. Planckovog vremena (10-44 sekundi). Unutar Planckovog vremena ni prostor ni vrijeme više nemaju isto značenje kao u svakodnevnom životu. Tu bi granicu trebala srušiti kvantna teorija gravitacije, koja još uvijek nije razvijena. Ovaj početni period svemira zovemo "epoha kvantne gravitacije".

Kratka povijest svemira 

Svemir možemo podijeliti u nekoliko epoha. Iza epohe kvantne gravitacije, slijede redom epoha velikog ujedinjenja, epoha elektroslabe sile (kvarkovska epoha), leptonska epoha, fotonska epoha, epoha u kojoj svemir postaje proziran i epoha formiranja galaksija nakon koje nastupa sadašnja faza razvoja svemira.

Epoha velikog ujedinjenja nastavlja se na epohu kvantne gravitacije, u trenutku kada je svemir imao temperaturu od 1032 K. Oko 10-38 sekundi nakon nastavka svemira, pri temperaturi od 1029 K, temeljna međudjelovanja - jako, slabo i elektromagnetsko - mogla su biti ujedinjena. Fluktuacije u vakumu uzrokuju ubrzanu ekspanziju, tzv. inflaciju. Svemir je u 10-34 sekundi narastao od 10-15 m do veličine deset milijuna promjera sunčevog sustava. U ovoj epohi nastaje mala asimetrija između materije i antimaterije, koje će se kasnije uglavnom poništiti, no mali višak materije stvoriti će današnji svemir. Ovaj se proces zove bariogeneza.

U epohi elektroslabe sile (kvarkovska epoha), pri temperaturi od 1027 K i starosti svemira od 10-34 s, jako međudjelovanje se počinje odvajati od preostala dva koja zajedno tvore elektroslabu silu. Kvarkovi i antikvarkovi se međusobni poništavaju, a spomenuta asimetrija odgovorna je za postojanje materije u svemiru.

Leptonska epoha počinje pri starosti svemira od 10-10 sekundi i pri temperaturi od 1015 K. U ovoj se epohi razdvajaju elektromagnetska i slaba sila. Pri starosti svemira od oko 10-5 s stvaraju se protoni i neutroni. Na temperaturi ispod 1011 K protoni se ubrajaju u "tvar" dok se skoro 2000 puta lakši elektroni ponašaju kao zračenje, pa, uz neutrine, doprinose termičkoj ravnoteži. Protoni i neutroni slobodno prelaze jedni u druge, no to prestaje kad se svemir ohladi do temperature od 1011 K, nakon čega prevladava prelazak iz težih neutrona u lakše protone, pri čemu se energija oslobađa. Nakon uspostave ravnoteže između procesa prelaska protona u neutrone i obrnuto, 38% nukleona (neutrona i protona) su neutroni, a 62% protoni.

Oko 1 sekundu nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 1010 K, nastaje fotonska epoha. Termička ravnoteža se više ne održava neutrinima, a istovremeno se veliki broj protona i elektrona anihilira i prelazi u fotone.

Tri minute nako Velikog praska, pri temperaturi od 109 K stvaraju se jezgre atoma deuterija - deutroni, nakon čega nastaju jezgre elemenata težih od vodika, uglavnom helija. Ovaj proces se naziva prvotna nukleosinteza.

Oko 300 000 godina nakon Velikog praska, pri temperaturi od 3000 K, svemir postaje proziran. Elektroni se s protonima vežu u vodikove atome, koji su električni neutralni, pa svemir postaje proziran za fotone. Svjetlost koja nam dolazi sa "rubova" svemira krenula je na svoj put prema nama u vrijeme zadnjih raspršenja fotona na 3000 K. Ovu je svjetlost prikupio satelit COBE (Cosmic Background Explorer), a kasnije i WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ovo je zračenje, uslijed širenja svemira, do danas ohlađeno na 2.7 K i predstavlja kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje koje su 1964. godine otkrili Arno Penzias i Robert Wilson. 

Milijardu godina nakon Velikog praska, počinje epoha formiranja galaksija, temeratura je pala na 18 K. Početne nehomogenosti, iako vrlo male, prouzročile su tijekom milijarde godina grupiranje tvari u nakupine - preteče protogalaksija. Od najgušćih područja nastaju prve zvijezde, od kojih one najmasivnije vrlo brzo eksplodiraju kao supernove. Svemir se nastavlja hladiti sve do današnje temperature od 2.7 K. 

U jezgrama zvijezda koje su nastale od jezgara vodika i helija, stvaraju se teže atomske jezgre. Ugljik, kisik, dušik i željezo stvoreni nukleosintezom u zvijezdama, raspršuju se svemirom eksplozijama supernovih, čineći osnovu za zvijezde nove generacije.

Dokazi 

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

Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje 

Zasigurno najjači dokaz teorije Velikog praska je kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje (eng. Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). To je difuzno izotropno zračenje čiji spektar odgovara spektru zračenja crnog tijela pri temperaturi od 2.73 K. Spektar zračenja se nalazi u mikrovalnom dijelu spektra, van optičkog prozora, pa ga je moguće detektirati samo radio-teleskopima. Smatra se da ovo zračenje predstavlja ohlađeno zračenje zaostalo iz vremena ranog svemir.

Otkriće CMBR je vrlo važno jer jer se uklapa u teoriju Georgea Gamowa po kojoj su kemijski elementi stvoreni u prvih 5 minuta nakon Velikog praska. On je tvrdio da bi prvobitno zračenje iz tog vremena još uvijek trebalo ispunjavati svemir, te da bi, usljed širenja svemira, trebalo biti ohlađeno na oko 5 K.

Kada je zračenje otkriveno, pokazalo se da je izotropno, iz čega je zaključeno da potječe iz dubokog svemira. Naime, svako zračenja nastalo u blizini Sunca ili u našoj galaksiji ne bi bilo sferno simetrično, t.j. njegov bi intenzitet varirao ovisno o smjeru. Drugo važno svojstvo CMBR je spektar zračenja koji odgovara spektru zračenja crnog tijela.

Hubbleov zakon 

Edwin Hubble otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i brzine kojom se ona udaljava od nas. Ta se proporcionalnost naziva Hubbleov zakon. Ova proporcionalnost navodi na zaključak da je svim galaksijama trebalo podjednako vremena za pomak od početne pozicije do današnjeg položaja. Svemir je, dakle, jednom bio sažet u točku i od tada se širi.

Omjeri lakih elemenata 

Nukleosinteza velikog praska (engl. Big Bang Nucleosyntesis, BBN) je dio teorije Velikog praska koji objašnjava omjere količine različitih lakih elemenata u svemiru. U trenucima nakon Velikog praska, svemir je bio vruća mješavina raznih vrsta čestica. Kako se svemir hladio, barionske čestice, kao što su elektroni, protoni i neutroni, počele su se vezivati u atome, većinom vodika i helija. Teorija BBN ne samo uspješno predviđa da su vodik i helij dominantni elementi u svemiru, nego predviđa i njihov međusobni omjer.

Deuterij je stabilni, neradioaktivni izotop vodika, a njegova jezgra se sastoji od jednog protona i jednog neutrona. Atomska masa mu je 2.104. Ova je čestica iznimno "krhka" - poznato je da ne nastaje u nuklearnim reakcijama u jezgrama zvijezda, već se tamo samo razara. Deuterij je moguće pronaći samo u međuzvjezdanoj materiji koja još nije prošla kroz ciklus života neke zvijezde. Prisustvo deuterija je još jedan dokaz da su laki elementi nastali nakon Velikog praska.

Kvazari i radio-galaksije 

Radio-galaksije i kvazari također su jedan od jakih dokaza teorije Velikog praska. Radio-galaksije su galaksije koje su iznimno svijetle u radio dijelu spektra. Kod većine otkrivenih radio-galaksija utvrđena je jaka emisija radio-valova iz područja u blizini središta galaksije, a često se javlja i radio-svijetli halo. Otkriveni Radio-valovi su vrlo često jako polarizirani, što su astronomi protumačili kao radio-emisiju elektrona vrlo velikih energija, koji se gibaju brzinama bliskim brzini svjetlosti. Smatra se da je uzrok tome neka vrlo dramatična pojava pri čemu se oslobođa energija ekvivalentna onoj koja se oslobađa anihilacijom desetak milijuna zvijezda.

Otkriveno je da se jači izvori nalaze na većim udaljenostima od slabijih. Gledajući sve dublje u svemir ujedno gledamo sve dalje u prošlost, pa gornje otkriće ukazuje na evoluciju radio-galaksija od jačih prema slabijim izvorima. Upravo se teorija Velikog praska, za razliku od konkurentnih toerija, zasniva na ideji evolucije svemira.

Godine 1963. astronom Martin Schmidt otkrio je dva objekta (3C 273 i 3C 48) na kozmološkim udaljenostima od z=0.16 i z=0.37, što znači da se udaljavaju od nas brzinama jednakim 15% i 31% brzine svjetlosti. Ovi su objekti nazvani kvazarima (engl. quasar, quazi-stellar object, QSO).

Kvazari su izvangalaktički objekti koji su iznimno svijetli s obzirom na njihovu veličinu i udaljenost - smatra se da je emisija elektro-magnetskog zračenja kvazara od stotinu do tisuću puta veća nego što je to slučaj kod prosječne galaksije. U teleskopima izgledaju kao točke, pa odatle i naziv kvazari (kvazi-stelarni objekti). Do danas ih je otkriveno nekiliko tisuća, neki od njih i u skupovima galaksija. Iako priroda kvazara i njihova uloga u evoluciji svemira nije do kraja jasna, danas se smatra da su kvazari najsvijetliji tip aktivnih galaktičkih jezgri iz ranih faza evolucije galaksija, te da se zaista nalaze na njihovim kozmološkim udaljenostima. Kvazari su najdalji i intrinsično najsvijetliji objekti koje možemo vidjeti.

Problemi 
Kao ni sve druge znanstvene teorije, ni Teorija velikog praska nije nepogrešiva ni sveobuhvatna. Iako spomenuti dokazi podržavaju teoriju, neke nepoznanice još uvijek postoje. Četiri su osnovna problema vezana uz ovu teoriju: nedostatak antimaterije, formiranje galaksija, budućnost svemira te uvjeti "prije" Velikog praska.

Manjak antimaterije u svemiru 

Fizičar Carl Anderson (California Institute of Technology) otkrio je 1932. godine novu vrstu čestice - pozitron. Pozitron je antičestica elektronu. To je bio prvi slučaj otkrića antimaterije u laboratoriju.

Ako postoji obilje čestica i antičestica na vrlo visokoj temperaturi procesi anihilacije i nastajanja novih parova čestica i antičestica biti će u ravnoteži. S padom temperature opada i energija zračenja, a time i brzina stvaranja novih čestica. Anihilacija se nastavlja sve dok se ne istroše sve čestice ili antičestice.

Problem s kojim se današnja kozmologija susreće je nedostatak antičestica. Zemlja, znamo, sadrži vrlo malo, gotovo ništa, antimaterije. Sateliti poslani u orbitu oko Zemlje skenirali su svemir s istim rezultatima. Kako objasniti ovu neravnotežu između materije i antimaterije?

Neravnoteža je morala postojati prije razdoblja materije. Nekoliko je mogućih razloga za to: ili je svemira započeo sa viškom materije, ili je antimaterija odvojena u neki drugi dio svemira, ili (najvjerojatnije) je neki nepoznati proces stvorio višak materije.

Formiranje galaksija u kratkom vremenu 

Proces formiranja galaksija je usko vezan uz proces stvaranja atoma koji se dogodio oko 500 000 godina nakon Velikog praska. Prije stvaranja atoma, kontinuirano sudaranje fotona i čestica u ranoj plazmi stvaralo je pritisak koji je sprečavao okupljanje materije u veće nakupine. Nakon stvaranja atoma svemir postaje proziran za zračenje te ono više ne raspršuje materiju. Gravitacija napokon dolazi od izražaja te se atomi počinju skupljati u sve veće i veće konglomeracije. Proces počinje sa dva atoma koji se slučajno nađu u blizini te se, zbog gravitacije, još više približe. Takva mala nakupina svojom naraslom gravitacijskom silom postaje uzrokom lančanog procesa koji na kraju vodi do formiranja galaksija i skupova galaksija.

Problem je u tome što za dovršenje tog procesa nije dovoljno ovih 10-15 milijardi godina na koliko se procjenjuje starost svemira. Pored toga, ako nakupina atoma u nekom vremenu ne uspije dosegnuti određenu kritičnu masu, širenje svemira će odnijeti okolnu materiju izvan njenog dosega i tako zaustaviti proces. Jedino moguće objašnjenje ove zagonetke je postojanje nekog nepoznatog procesa koji bi stvorio nakupine materije prije ere stvaranja atoma. Za sada nam nije poznat nijedan takav proces.

Širenje svemira 

Hoće li se svemir zauvijek širiti ili će se nakon nekog vremena početi sažimati? Odgovor na ovo pitanje ovisi o masi svemira, što je teško procijeniti s obzirom da sva masa nije vidljiva.

Vreme neposredno prije Velikog praska 

U znanstvenim okvirima nemoguće je točno odgovoriti na ovo pitanje. Velikim praskom nastali su prostor i vrijeme kakve poznajemo: ne možemo saznati što se događalo "prije" toga.

Vidite još 
 Kosmologija

Napomene

Reference

Literatura

Vanjske veze 

 
 The Story of the Big Bang  - STFC funded project explaining the history of the universe in easy-to-understand language
 Big Bang Cosmology WMAP
 The Big Bang - NASA Science
 Big bang model with animated graphics
 
 Evidence for the Big Bang
 Universe 
 A Cosmic History of the Universe
 Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Kozmologija 
 Fizika svemira: povijest svemira 

Astronomija