Veliki prasak

Sa Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigacija, traži

Veliki prasak (eng. Big Bang) jest naučna teorija u astronomiji koja opisuje početak i prvobitni razvoj svemira i trenutno preovlađujući kosmološki model za svemir od njegovih najranijih poznatih perioda do njegove evolucije velikih razmjera.[1][2][3] Suština teorije zasnovana je na tome da se teorija relativnosti primjenjuje s posmatranjem veličine galaksije te se izvode zaključci o stanju galaksije naprijed i nazad u jedinici vremena. Po ovoj teoriji svemir je nastao iz neograničeno guste i fizički paradoksalno neograničene jedinice vremena i prostora i širi se od svog začetka te se objekti u njemu konstantno udaljavaju jedni od drugih.

Prije Planckove epohe[uredi | uredi izvor]

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 s milijardama galaksija.

Sam trenutak stvaranja i kratak period od 10−44 sekundi nakon stvaranja još uvijek su izvan domašaja nauke. Naime, Einsteinova opća teorija relativnosti, jedina općeprihvaćena teorija prostora i vremena, ne funkcionira za sisteme 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 teorija kvantne gravitacije, koja još uvijek nije razvijena. Ovaj početni period svemira zove se "epoha kvantne gravitacije".

Kratka historija svemira[uredi | uredi izvor]

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 kad je svemir imao temperaturu od 1032 K. Oko 10−38 sekundi nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 1029 K, osnovna međudjelovanja – jako, slabo i elektromagnetno – mogla su biti ujedinjena. Fluktuacije u vakuumu uzrokuju ubrzanu ekspanziju, tzv. inflaciju. Svemir je u 10−34 sekundi narastao od 10−15 m do veličine 10 miliona promjera Sunčevog sistema. U ovoj epohi nastaje mala asimetrija između materije i antimaterije, koje će se kasnije uglavnom poništiti, a mali višak materije stvorit će današnji svemir. Ovaj proces zove se bariogeneza.

U epohi elektroslabe sile (kvarkovska epoha), pri temperaturi od 1027 K i starosti svemira od 10−34 s, jako međudjelovanje počinje se odvajati od preostala dva, koja zajedno čine elektroslabu silu. Kvarkovi i antikvarkovi međusobno se 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 epohi razdvajaju se elektromagnetna 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, ali to prestaje kad se svemir ohladi do temperature od 1011 K, nakon čega prevladava prelazak iz težih neutrona u lakše protone, pri čemu se oslobađa energija. Nakon uspostave ravnoteže između procesa prelaska protona u neutrone i obrnuto 38% nukleona (neutrona i protona) jesu neutroni, a 62% protoni.

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

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

Oko 300.000 godina nakon Velikog praska, pri temperaturi od 3000 K, svemir postaje proziran. Elektroni se vežu s protonima u atome vodika, koji su električno neutralni, pa svemir postaje proziran za fotone. Svjetlost koja nam dolazi s "rubova" svemira krenula je na svoj put prema nama u vrijeme posljednjih raspršenja fotona na 3000 K. Ovu svjetlost prikupio je satelit COBE (Cosmic Background Explorer), a kasnije i WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ovo zračenje, usljed širenja svemira, do danas je ohlađeno na 2,7 K i predstavlja kosmičko mikrovalno pozadinsko zračenje, koje su 1964. otkrili Arno Penzias i Robert Wilson.

Milijardu godina nakon Velikog praska počinje epoha formiranja galaksija, temperatura je pala na 18 K. Početne nehomogenosti, iako vrlo male, prouzročile su tokom milijarde godina grupiranje materije 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 jezgrima zvijezda koja su nastale od jezgara vodika i helija stvaraju se teža atomska jezgra. Ugljik, kisik, dušik i željezo, stvoreni nukleosintezom u zvijezdama, raspršuju se svemirom eksplozijama supernovâ, čineći osnovu za zvijezde nove generacije.

Dokazi[uredi | uredi izvor]

Prema teoriji Velikog praska, svemir se širi iz tačke beskonačnog pritiska i gustoće (singularnosti).

Kosmičko mikrovalno pozadinsko zračenje, Hubbleov zakon, količina i lokacija lahkih elemenata, radiogalaksije i kvazari razlozi su zašto većina kosmologa danas prihvata teoriju Velikog praska, a ne suparničku teoriju stalnog stanja.

1. Kosmičko mikrovalno pozadinsko zračenje[uredi | uredi izvor]

Sigurno najjači dokaz teorije Velikog praska jest kosmičko 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 nalazi se u mikrovalnom dijelu spektra, van optičkog prozora, pa ga je moguće otkriti samo radioteleskopima. Smatra se da ovo zračenje predstavlja ohlađeno zračenje zaostalo iz vremena ranog svemira.

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

Kad je zračenje otkriveno, pokazalo se da je izotropno, iz čega je zaključeno da potječe iz dubokog svemira. Naime, svako zračenje nastalo u blizini Sunca ili u našoj galaksiji ne bi bilo sferno simetrično, tj. njegov intenzitet varirao bi zavisno od smjera. Drugo važno svojstvo CMBR-a jest spektar zračenja koji odgovara spektru zračenja crnog tijela.

2. Hubbleov zakon[uredi | uredi izvor]

Edwin Hubble otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i brzine kojom se ona udaljava od nas. Ta proporcionalnost naziva se 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 tačku i otad se širi.

3. Omjeri lahkih elemenata[uredi | uredi izvor]

Nukleosinteza velikog praska (eng. Big Bang Nucleosyntesis – BBN) dio je teorije Velikog praska koji objašnjava omjere količine različitih lahkih 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. Ne samo da BBN-teorija uspješno predviđa da su vodik i helij dominantni elementi u svemiru nego i njihov međusobni omjer.

Deuterij je stabilni, neradioaktivni izotop vodika, a njegovo jezgro sastoji se od jednog protona i jednog neutrona. Atomska masa mu je 2.104. Ova čestica izuzetno je "krhka" – poznato je da ne nastaje u nuklearnim reakcijama u jezgrima 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 još je jedan dokaz da su lahki elementi nastali nakon Velikog praska.

4. Kvazari i radiogalaksije[uredi | uredi izvor]

Radiogalaksije i kvazari također su jedan od jakih dokaza teorije Velikog praska. Radiogalaksije su galaksije koje su izuzetno svijetle u radiodijelu spektra. Kod većine otkrivenih radiogalaksija utvrđena je jaka emisija radiotalasa iz područja u blizini središta galaksije, a često se javlja i radiosvijetli halo. Otkriveni radiotalasi vrlo su često jako polarizirani, što su astronomi protumačili kao radioemisiju elektrona vrlo velikih energija, koji se kreću brzinama bliskim brzini svjetlosti. Smatra se da je uzrok tome neka vrlo dramatična pojava, pri čemu se oslobođa energija ekvivalentna onoj koja se oslobađa uništavanjem desetak miliona 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 radiogalaksija od jačih prema slabijim izvorima. Upravo se teorija Velikog praska, za razliku od konkurentnih teorija, zasniva na ideji evolucije svemira.

Godine 1963. astronom Martin Schmidt otkrio je dva objekta (3C 273 i 3C 48) na kosmološkim 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 (eng. quasar, quazi-stellar object – QSO).

Kvazari su vangalaktički objekti koji su izuzetno svijetli s obzirom na njihovu veličinu i udaljenost – smatra se da je emisija elektromagnetnog zračenja kvazara od 100 do 1000 puta veća nego što je to slučaj kod prosječne galaksije. U teleskopima izgledaju kao tačke, pa odatle i naziv kvazari (kvazistelarni objekti). Do danas ih je otkriveno nekoliko hiljada, 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 oni najsvjetliji tip aktivnih galaktičkih jezgri iz ranih faza evolucije galaksija i da se zaista nalaze na njihovim kosmološkim udaljenostima. Kvazari su najdalji i intrinzično najsvjetliji objekti koje možemo vidjeti.

Problemi[uredi | uredi izvor]

Edit-delete-not encyclopedic.svg Trenutna verzija ovog članka napisana je neformalnim stilom i podsjeća na priču, a ne na enciklopedijski članak.
Da bi zadovoljio standarde Wikipedije i neutralno gledište, ovaj članak zahtijeva čišćenje.

Kao ni sve druge naučne 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 i uvjeti "prije" Velikog praska.

Fizičar Carl David Anderson s CalTecha otkrio je 1932. novu vrstu čestice – pozitron, koji je antičestica elektronu. To je bio prvi slučaj otkrića antimaterije u laboratoriji.

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

Problem s kojim se današnja kosmologija susreće jest nedostatak antičestica. Zemlja sadrži vrlo malo, gotovo nimalo antimaterije. Sateliti poslani u orbitu oko Zemlje skenirali su svemir i dobili iste rezultate.

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

Proces formiranja galaksija usko je vezan uz proces stvaranja atoma, koji se desio 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 uzrok 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. Osim toga, ako nakupina atoma u nekom vremenu ne uspije dosegnuti određenu kritičnu masu, širenje svemira odnijet će okolnu materiju izvan njenog dosega i tako zaustaviti proces. Jedino moguće objašnjenje ove zagonetke jest postojanje nekog nepoznatog procesa koji bi stvorio nakupine materije prije ere stvaranja atoma. Za sada nije poznat nijedan takav proces. Velikim praskom nastali su prostor i vrijeme kakve poznajemo: nemoguće je saznati šta se dešavalo "prije" toga.

Također pogledajte[uredi | uredi izvor]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Joseph Silk (2009). Horizons of Cosmology. Templeton Press. str. 208. 
  2. ^ Simon Singh (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. str. 560. 
  3. ^ Wollack, E. J. (10. 12. 2010). "Cosmology: The Study of the Universe". Universe 101: Big Bang Theory. NASA. Arhivirano od originala, 14. 5. 2011. Pristupljeno 27. 4. 2011. 

Vanjski linkovi[uredi | uredi izvor]

Commons logo
U Wikimedijinom spremniku se nalazi još materijala vezanih uz:
Q space.svg Astronomija portal
Odjeljak posvećen astronomiji
Commons logo
Fizika portal
Odjeljak isključivo posvećen fizici