5. Daleki Svemir

5.1. Osnovna struktura i dinamika naše galaktike

Mliječna Staze je skup od više stotina milijardi zvijezda među kojima je i naša zvijezda Sunce. Uz zvijezde i mnogobrojna zvjezdana jata, u međuzvjezdanom prostoru prisutni su oblaci plina i prašine. Uvijek prisutna poteškoća kod istraživanja ustrojstva naše galaktike posljedica je činjenice da se nalazimo unutar sustava kojeg istražujemo. Tako je npr. istraživanje spiralne strukture Mliječne Staze znatno složenije od sličnih istraživanja kod nekih drugih galaktika, kod kojih se spiralna struktura lako razotkriva već samo jednim “pogledom” kroz veliki teleskop. Općenito se rezultati istraživanja naše galaktike i drugih sličnih galaktika obostrano nadopunjuju i obogaćuju.

Satelitska istraživanja u infracrvenom i ultraljubičastom zračenju znatno su doprinijela novim spoznajama o prirodi međuzvjezdane materije koja je sačinjena od plina i prašine. Naime, uslijed niske temperature, međuzvjezdana prašina najviše zrači u infracrvenom području spektra elektromagnetskih valova. Stoga standardne metode optičke astronomije nisu pogodne kod istraživanja svemirske prašine i tamnih maglica. Premda međuzvjezdana prašina čini tek 1% ukupne mase međuzvjezdane materije, ona značajno raspršuje, apsorbira i polarizira svjetlost zvijezda, stvarajući opažačke poteškoće kod astrofizičkih istraživanja zvjezdanih atmosfera. Iznos međuzvjezdane ekstinkcije općenito je vrlo promjenjiv. Za vidljivu svjetlost prosječno iznosi jednu prividnu veličinu po kiloparseku (kpc). Iznos međuzvjezdane ekstinkcije povećava se smanjivanjem valne duljine i dovodi do tzv. crvenjenja svjetlosti zvijezda. Opažanjem dalekih zvijezda, čija svjetlost na svom putu do opažača prolazi kroz međuzvjezdanu prašinu, nalazi se ovisnost međuzvjezdane ekstinkcije o valnoj duljini. Tako podaci dobiveni u vidljivom i ultraljubičastom zračenju ukazuju da međuzvjezdana prašina sadrži čestice (zrnca) različitih veličina. Općenito su zrnca u obliku leda, silikata, grafita i metala, dok neka sadrže i organske spojeve. Spomenimo da se slične metode istraživanja primjenjuju i kod međugalaktičke materije, dok se međuplanetna materija može istraživati i neposredno, pomoću letjelica.

Međuzvjezdana ekstinkcija ograničava pogled prema središnjim područjima naše galaktike. Optičkim opažanjima vidljivo je do gotovo jednakih udaljenosti u raznim smjerovima ravnine Mliječne Staze. Upravo ova činjenica zavarala je Herschela (18. stoljeće) kada je zaključio da se Sunce nalazi u središnjem dijelu Mliječne Staze.

Na temelju raspodjele kuglastih jata zvijezda, godine 1920. Shapley je došao do zaključka da se središte naše galaktike nalazi daleko od Sunca, prividno u smjeru zviježđa Strijelca.

Središnji dio Mliječne Staze je oblika elipsoida s velikim dijametrom od 3.7 kpc i malim dijametrom veličine 3 kpc (sl. 1). U njemu se nalazi veliki broj zvijezda i oblaka međuzvjezdanog plina i prašine. U samom središtu je galaktička jezgra. Radio-interferometrijska opažanja ukazuju da je galaktička jezgra vrlo male veličine, dijametra svega 13 a.j. Središnji dio Mliječne Staze je snažni izvor infracrvenog zračenja. U prostoru oko same galaktičke jezgre događaju se vrlo izdašni i dinamički energetski procesi. Zračenje jezgre čini desetinu ukupnog zračenja Mliječne Staze. Opaža se snažno i promjenjivo rendgensko zračenje, kao i γ-zračenje. Pretpostavlja se da je u galaktičkoj jezgri masivna crna jama, čije postojanje može objasniti velike brzine kruženja materije oko galaktičke jezgre i emitirano elektromagnetsko zračenje.

Središnji dio Mliječne Staze ne pokazuje spiralnu strukturu. Spiralnu strukturu pokazuje galaktički disk, koji se proteže izvan galaktičkog središta i dijametra je nekih 37 kpc. U njemu se nalazi Sunce, koje je od galaktičkog središta daleko oko 9 kpc. Prosječna debljina galaktičkog diska iznosi nekoliko stotina parseka. Galaktički disk sadrži mlade zvijezde.

Starije zvijezde i kuglasta jata čine galaktički halo. Za razliku od galaktičkog diska, halo se proteže daleko iznad i ispod ravnine Mliječne Staze (sl. 1).

Sl. 1. Osnovna struktura Mliječne Staze.

Sl. 1. Osnovna struktura Mliječne Staze.

Sl. 2. Mliječna Staza kako ju vidi COBE.

Sl. 2. Mliječna Staza kako ju vidi COBE.

5.2. Podjela galaktika i galaktička jata

Mliječna Staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u svemiru. Dvadesetih godina prošlog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi omogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika. Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralne i nepravilne galaktike (sl. 3).

Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptičnog, “jajastog” oblika. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2…, E7 i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda (galaktike tipa E0 pokazuju sferni oblik). Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 masa Sunca i dijametra oko 2 kpc). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 masa Sunca i dijametra su oko 106 pc. Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima), pa općenito imaju slab luminozitet.

S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spiralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB. Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvijenost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa koji se označavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Kod nekih galaktika opaža se disk, ali bez spiralnih krakova (tzv. S0 tip). Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10 kpc do 30 kpc. Mliječna Staza pripada prečkastim spiralnim galaktikama.

Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike. One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Poznati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak.

Sl. 3. Hubbleova klasifikacija galaktika

Sl. 3. Hubbleova klasifikacija galaktika

Hubbleovom klasifikacijom nisu obuhvaćeni svi tipovi galaktika. Spomenimo npr. pekulijarne galaktike, koje se ne mogu svrstati niti u jedan od tipova Hubbleove klasifikacije. Neke od pekulijarnih galaktika imaju prsten oko jezgre (tzv. prstenaste galaktike), dok je kod nekih oblik značajno izmijenjen uslijed plimnih sila susjedne bliske galaktike. Od ukupnog broja opažanih galaktika većinu čine spiralne (preko 70%), oko 20% su eliptične, dok je svega oko 3% nepravilnih galaktika. Međutim, to je samo posljedica činjenice da spiralne galaktike imaju veliki luminozitet. Stvarna zastupljenost je potpuno drukčija. Tako npr. u volumenu svemira do udaljenosti od 10Mpc ima oko 34% spiralnih galaktika, 13% eliptičnih, dok je najviše (preko 50%) nepravilnih. Slično kao i zvijezde, galaktike se dijele u pet klasa, prema luminozitetu. Relacija masa-luminozitet koristi se i u galaktičkoj astronomiji. Mase galaktika neposredno se mogu odrediti iz dinamike dvostrukih galaktičkih sustava.

Galaktike nisu nasumce raspoređene po svemirskom prostoru. Većina ih je udružena u skupove koje nazivamo galaktičkim jatima. Tako i Mliječna Staza pripada Lokalnom galaktičkom jatu koje sačinjava tridesetak (većinom eliptičnih) galaktika, raspoređenih u volumen od približno jednog kubnog megaparseka. Najmasivniji članovi Lokalnog jata su spiralne galaktike Mliječna Staza i Andromedina galaktika M31. Nalaze se na gotovo suprotnim krajevima Lokalnog jata i svojim gravitacijskim poljem dominiraju unutarnjom dinamikom Lokalnog jata. Možemo kazati da nama bliske nepravilne galaktike, Veliki i Mali Magellanov oblak, kruže oko Mliječne Staze. Između Mliječne Staze i Magellanovih oblaka opažaju se struje vodikova plina. Udaljenost Velikog Magellanovog oblaka je oko 50 kpc, a Malog Magellanovog oblaka oko 60 kpc. Tu je i nekoliko patuljastih eliptičnih galaktika, koje su “zarobljene” gravitacijskim poljem Mliječne Staze. Spiralne galaktike M31 i M33 članice Lokalnog jata, zbog blizine Mliječnoj Stazi, pogodne su za istraživanje spiralnog ustrojstva galaktika.

Sl. 4. Spiralne galaktike – tipični predstavnici Hubbleove klasifikacije: NGC 1201 – S0, NGC 2811 – Sa, NGC 2841 – Sb, NGC 3031 (M81) – Sb, NGC 628 (M74) – Sc, NGC 2859 – SBO, NGC 488 – Sba, NGC 2523 – SBb(r), NGC 175 – SBab(s), NGC 2525 – SBc(s), NGC 1300 – SBb(s), NGC 1073 – SBc(sr)

Sl. 5. Veliki i Mali Magellanovi oblaci

Sl. 5. Veliki i Mali Magellanovi oblaci

U okolini Lokalnog jata postoji više manjih galaktičkih jata. Nama najbliže veliko galaktičko jato opaža se u smjeru zviježđa Djevice (jato Virgo). Sadrži više tisuća galaktika koje prividno na nebu obuhvaćaju prostor dijametra oko 7°. Jato Virgo nalazi se u udaljenosti od oko 15 Mpc. Ono je toliko masivno da svojim gravitacijskim poljem utječe na gibanje Lokalnog jata. Poznato galaktičko jato, koje sadrži tisuće galaktika opaža se i u zviježđu Berenikina Kosa.

Galaktička jata udružena su u skupove koje nazivamo galaktičkim superjatima. Superjata su strukture ćelija. Jata su povezana nizovima (tzv. mostovima) galaktika, a pronađene su i strukture zidova. Radi se o relativno tankim plohama koje su nastanjene velikim brojem galaktika. Ustrojstva superjata značajna su sa stanovišta kozmologije. Suvremene kozmološke teorije nastoje objasniti razloge grupiranja materije u strukture kakve danas opažamo. Naglasimo da je “trodimenzionalno kartografiranje svemira” dugotrajan i složen opažački problem. Naše Lokalno jato, zajedno s jatom Virgo i jatom u Berenikinoj Kosi, čine tzv. Lokalno superjato. Ono je dijametra oko 30 Mpc i ima masu oko 1015 Sunčevih masa. Centar masa Lokalnog superjata je u (ili u blizini) jata Virgo. Nama najbliže superjato je tzv. Južno superjato. Veliki most galaktika, koji se opaža u smjeru zviježđa Perzeja i Pegaza, najvjerojatnije povezuje Južno superjato sa superjatom u Perzeju. Pretpostavlja se da je dinamika Lokalnog superjata posljedica gravitacijskog utjecaja Velikog privlačitelja – ogromne skupine galaktika koja prekriva gotovo trećinu južne nebeske polukugle (superjato Hydra-Centaur).

Uzajamni razmak galaktika u jatima je relativno malen. Galaktike su u prosjeku razmaknute za samo 100 puta veću udaljenost od njihovih dijametara. Radi usporedbe spomenimo da su planeti Sunčeva sustava u 100000 puta većim uzajamnim udaljenostima od njihovih dijametara, dok je prosječna udaljenost zvijezda Mliječne Staze gotovo 1000000 puta veća od veličine zvjezdanih dijametara. Bliskost galaktika (posebno u središnjim područjima jata), može dovesti i do “sudara” galaktika. Izraz “sudar” ne opisuje dobro proces koji se tada događa. Naime, galaktike, koje sadrže zvijezde i međuzvjezdani plin i prašinu, mogu proći jedna kroz drugu, a da se pri tome niti jedna od zvijezda ne sudari. Sraz se događa između plina i prašine. To potvrđuju i kompjutorske simulacije koje ukazuju da u ovim procesima nastaju nove galaktike. Naime, početne brzine galaktika nisu dovoljne da otrgnu jednu galaktiku od druge. Galaktike jedno vrijeme prolaze jedna kroz drugu, a zatim se stope u jednu galaktiku. Stoga ovaj proces bolje opisuje pojam stapanje galaktika. Postojeći kompjutorski algoritmi pokazuju da je stapanjem moguća transformacija spiralnih galaktika u eliptične. Jedan od najpoznatijih primjera stapanja dviju galaktika su galaktike NGC4038 i NGC4039, koje se nalaze u zviježđu Gavran. Zbog dva dugačka vanjska kraka nazvane su Antena galaktike. Kompjutorski modeli potvrđuju da je opažana struktura nastala stapanjem dviju spiralnih galaktika.

Sl. 6. Kompjutorski model galaktika NGC4038 i NGC 4039 što su ga sačinili A. Toomre i J. Toomre 1972. godine. Stapanjem dviju spiralnih galaktika (gornji crtež) nastaje tzv. Antena galaktika (donji crtež) kakvu danas opažamo. Opažane galaktike NGC4038 i 4039 trenutačno se udaljavaju jedna od druge. Pretpostavlja se da je proces stapanja započeo prije više stotina milijuna godina.

Sl. 6. Kompjutorski model galaktika NGC4038 i NGC 4039 što su ga sačinili A. Toomre i J. Toomre 1972. godine. Stapanjem dviju spiralnih galaktika (gornji crtež) nastaje tzv. Antena galaktika (donji crtež) kakvu danas opažamo. Opažane galaktike NGC4038 i 4039 trenutačno se udaljavaju jedna od druge. Pretpostavlja se da je proces stapanja započeo prije više stotina milijuna godina.

6_antena

5.3. Kozmološko načelo, Hubbleov zakon

Kozmologija je grana astronomije koja proučava opće ustrojstvo svemira i njegov razvoj. Teoretska kozmologija zasniva se na matematičko-fizikalnim modelima svemira. Provjera teoretskih modela temelji se na svojstvima svemira izvedenim iz opažanja (opažačka kozmologija).

Nekoliko je temeljnih teoretskih pretpostavki u postavljanju kozmoloških modela svemira:

  1. U čitavom svemiru (tj. u svakom njegovom dijelu), vrijede jednaki fizikalni zakoni.
  2. U cjelini je svemir homogen (materija i zračenje jednoliko su raspoređeni). Pri tome smatramo da su dimenzije grupiranja materije (veličine galaktika ili galaktičkih jata), znatno manje od dimenzija svemira.
  3. svemir je izotropan – prostor ima jednaka svojstva u svim smjerovima.

Posljednje dvije pretpostavke sadržane su u tzv. kozmološkom načelu, hipotezi koja predstavlja polaznu točku gotovo svih kozmološkim teorijama. Prema kozmološkom načelu svemir je izotropan za opažača smještenog u bilo kojoj galaktici. To znači da bi opažač, koji bi se nalazio u bilo kojoj drugoj galaktici, ustanovio da se sve druge galaktike udaljavaju brzinama opisanim Hubbleovim zakonom. Pri tome se uzima u obzir gibanje galaktika koje je posljedica širenja svemira, dok se zanemaruju vlastita gibanja galaktika u jatima.

Hubbleov zakon obično se piše u obliku:

jed1

gdje je v brzina udaljavanja promatranog (izvangalaktičkog) objekta, r njegova udaljenost i H0, Hubbleova konstanta. Da bismo odredili vrijednost Hubbleove konstante potrebno je za što veći broj galaktika odrediti njihove brzine udaljavanja i udaljenosti. Brzina udaljavanja se relativno jednostavno određuje iz Dopplerova efekta u spektru izvora, dok je nalaženje udaljenosti znatno složeniji problem. Stoga pouzdanost u određivanju Hubbleove konstante neposredno ovisi o točnosti metoda koje se primjenjuju u mjerenju udaljenosti galaktika. Primjera radi, Hubble je za vrijednost konstante H0 dobio oko 10 puta veći iznos od današnjih procjena (podcijenio je udaljenosti promatranih galaktika). Suvremena određivanja vrijednosti Hubbleove konstante koriste različite metode mjerenja udaljenosti galaktika.

Prema teoriji Velikog praska širenje svemira započelo je prije konačnog vremena, kada je čitav svemir bio sažet u vrlo veliku gustoću. Vrijeme prije kojeg je započelo širenje (starost svemira), može se procijeniti iz vrijednosti Hubbleove konstante. Pretpostavimo li jednoliko širenje, tada je ono započelo prije vremena t0, koje, prema Hubbleovom zakonu, odgovara recipročnoj vrijednosti konstante H0:

jed2

Vrijeme t0 (tzv. Hubbleovo vrijeme), veće je od stvarne starosti svemira. Naime, uslijed usporavanja širenja svemira,(što je posljedica gravitacijskog međudjelovanja galaktika), današnja vrijednost Hubbleove konstante (H0), manja je od vrijednosti u ranijim trenucima razvoja svemira. U svakom slučaju, Hubbleovo vrijeme trebalo bi biti u skladu sa starošću svemira koja se izvodi drugim metodama (npr. iz teorije zvjezdane evolucije, ili omjera zastupljenosti radioaktivnih elemenata), što ujedno omogućuje procjenu pouzdanosti u određivanju Hubbleove konstante.

5.4. Dinamički modeli Svemira u okvirima Newtonove mehanike

Dinamiku širenja svemira razmotrit ćemo analitički u okvirima klasične Newtonove mehanike. No, bez obzira što ćemo zanemariti predviđanja opće teorije relativnosti, većina dobivenih rezultata bit će u skladu s onima koji slijede iz Einsteinove teorije gravitacije. Pod pojmom širenja svemira podrazumijeva se stalno povećavanje uzajamnih udaljenosti galaktika (odnosno galaktičkih jata). Kozmološko načelo o izotropnosti i homogenosti svemira, kazuje nam da je opažana kinematika širenja svemira (udaljavanje galaktika), jednaka za opažača u bilo kojoj galaktici u svemiru. Stoga dinamiku svemira možemo opisati razmatranjem gibanja galaktika u odnosu na Mliječnu Stazu. Dinamičku analizu značajno pojednostavljuje svojstvo gravitacijske sile, prema kojem je gravitacijska sila u unutrašnjosti šuplje kugle jednaka nuli. Naime, kuglina površina (za koju pretpostavljamo da je homogena), djeluje izvjesnom silom na svaku točku u njenoj unutrašnjosti, ali je ukupna (rezultantna) sila na svaku od unutarnjih točaka jednaka nuli. Na ovo svojstvo gravitacijske sile prvi je ukazao Newton. Ono slijedi i iz Einsteinove teorije gravitacije, što je dokazao matematičar G. D. Birkhoff 1923. godine. Kod razmatranja dinamike širenja svemira možemo odabrati zamišljenu kuglu, čiji je polumjer (r), dovoljno velik da gustoću unutar kugle možemo smatrati jednolikom. Preostali dio svemira predstavlja površinu odabrane kugle. Uvažavajući kozmološko načelo i upravo opisano svojstvo gravitacijske sile, očito je da materija (galaktike) iz preostalog dijela svemira neće imati gravitacijskog utjecaja na galaktike unutar odabrane kugle. štoviše, iz kozmološkog načela slijedi da možemo odabrati bilo koju kuglu u svemiru i na temelju njene dinamike zaključiti od dinamici svemira u cjelini. Dakle, zaključci koje ćemo izvesti iz razmatranja kinematike galaktika u odnosu na motritelja (Mliječnu Stazu), vrijedit će i za svemir u cjelini. Na galaktiku A (sl.7) na površini odabrane kugle djelovat će konačna gravitacijska sila samo od materije iz kugline unutrašnjosti. Kako je materija raspoređena približno jednoliko (homogenost svemira), na promatranu galaktiku djelovat će rezultantna sila kao da je cjelokupna kuglina masa sažeta u materijalnu točku u kuglinom središtu. Situacija je slična onoj kod izračunavanja druge kozmičke brzine (brzine oslobađanja).

7_gal_A

Iznos gravitacijske potencijalne energije galaktike na kuglinoj površini dan je izrazom:

jed3

pri čemu je m, masa galaktike, r, njena udaljenost od opažača (kuglin polumjer), M, kuglina masa i G, gravitacijska konstanta. Kinetička energija galaktike dana je izrazom:

jed4

gdje je v, brzina gibanja galaktike u odnosu na motritelja.

U slučaju da je kinetička energija galaktike veća od njene potencijalne energije, gravitacijska sila ne može spriječiti udaljavanje galaktike, koje će se nastaviti u budućnosti. U suprotnom, ako je kinetička energija manja od potencijalne, udaljavanje galaktike će jednom prestati, da bi nakon toga došlo do približavanja galaktike. Granični uvjet (kada je kinetička energija jednaka potencijalnoj) iskazat ćemo preko tzv. kritične gustoće svemira (ρc). Masu unutar kugle možemo napisati kao umnožak kugline gustoće i volumena. Za granični slučaj je:

jed5

Brzina galaktike dana je Hubbleovim zakonom:

jed6

Izjednačavanjem kinetičke i potencijalne energije, za granični slučaj dobivamo:

jed7

pa iz posljednja tri izraza nalazimo:

jed8

Ako je stvarna srednja gustoća svemira (ρ) manja od kritične (ρc), gravitacijska sila neće zaustaviti širenje svemira (promatrana galaktika ima brzinu veću od brzine oslobađanja). U tom je slučaju svemir otvoren. Suprotno, ako je srednja gustoća svemira veća od kritične, svemir se neće zauvijek širiti (zatvoreni svemir).

Kritična gustoća svemira ovisi o vrijednosti Hubbleove konstante. Npr. za vrijednost:

jed9

slijedi, da je kritična gustoća svemira:

jed10

Saznanja o stvarnoj srednjoj gustoći svemira zasada su još nepotpuna. Srednja gustoća svjetleće materije, koja se izvodi iz relacije masa-luminozitet za galaktike, manja je od 10-27 kg/m3, što bi značilo da je svemir otvoren. Međutim, dinamika unutar galaktičkih jata ukazuje na veće galaktičke mase. Pitanje je u kojoj mjeri skrivena (nevidljiva) materija povećava srednju gustoću svemira. Prije nekoliko godina ukazano je na mogućnost da neutrini (i antineutrini) imaju masu mirovanja. Teoretski modeli svemira(teorija Velikog praska), predviđaju velike količine neutrina u svemirskom prostoru (radi se o tzv. fosilnim neutrinima, nastalim u ranom svemiru), ali njihovo postojanje još nije zabilježeno (vjerojatan razlog je što ovi neutrini imaju vrlo malu energiju). Kada bi neutrini imali masu od svega 1/20000 mase elektrona, njihov doprinos ukupnoj srednjoj gustoći svemira bio bi dovoljan da srednja gustoća svemira bude veća od kritične.

Podatak o srednjoj gustoći svemira može se posredno izvesti i iz teorije Velikog praska. Naime, matematičko-fizikalni modeli teorije Velikog praska za “ulazne” veličine koriste sadašnju vrijednost Hubbleove konstante, temperature zračenja i srednje gustoće svemira. Na temelju ovih podataka, teoretski se proračunava zastupljenost lakih elemenata u svemiru. Proračuni pokazuju da je zastupljenost deuterija vrlo osjetljiva o srednjoj gustoći svemira. Dakle, mjereći stvarnu gustoću deuterija, moguće je dobiti informaciju o srednjoj gustoći svemira. Eksperimentalna određivanja zastupljenosti deuterija u međuzvjezdanim molekularnim oblacima i teoretska procjena količina deuterija “zarobljenog” zvijezdama, ukazuju da je srednja gustoća svemira najvjerojatnije manja od kritične.

Bez obzira kakav je svemir (otvoren ili zatvoren), gravitacijsko djelovanje ima za posljedicu usporavanje širenja. Stoga su brzine galaktika u ranijim trenucima razvoja svemira bile veće nego danas. Zbog konačnosti i konstantnosti brzine svjetlosti, što je galaktika udaljenija opažamo je u sve ranijim trenucima razvoja svemira (svjetlost galaktike koju opažamo napustila je galaktiku prije onoliko vremena koliko je potrebno svjetlosti da dođe do nas). Zbog usporavanja širenja svemira i činjenice da udaljenije objekte vidimo u ranijim trenucima razvoja svemira, omjer brzine udaljavanja i udaljenosti za udaljenije će objekti biti veći nego za one koji su nam bliži.

5.5. Teorija Velikog praska i fizikalni uvjeti tijekom razvoja Svemira

Prema teoriji Velikog praska svemir nastao iz gustog i toplog stanja prije konačnog vremena. Širenjem svemira njegova temperatura i gustoća se smanjuju. Na temelju opažačkih podataka, prema teoriji Velikog praska, moguće je izračunati kako se gustoća i temperatura svemira mijenjala tijekom njegove povijesti. Premda teorija Velikog praska nije jedini kozmološki model (spomenimo npr. teoriju Stalnog stanja), ipak možemo kazati da je ona danas općenito prihvaćena. Značajno je istaknuti da teorija Velikog praska ne predstavlja konačno rješenje pitanja nastanka i razvoja svemira. Primjera radi o samom “trenutku nula” zasad ništa ne možemo kazati. Istodobno, teorija pokazuje neke nedostatke. Njihovo tumačenje dovelo je do nadopunjavanja i izmjena same teorije. Tako je posljednjih godina aktualan inflacijski model svemira, koji je nadopunio standardnu teoriju Velikog praska.

Za razumijevanje fizikalnih uvjeta tijekom razvoja svemira, pogotovo onih koji su vladali u ranim trenucima svemira, presudno značenje imaju naše spoznaje o svijetu elementarnih čestica. Kao što smo kazali, sam “trenutak nula” još uvijek je potpuna zagonetka. Međutim, suvremenim fizikalnim teorijama nastoje se rastumačiti zbivanja u svemiru, već od trenutka kada je on bio star svega 10-43 sekundi. Pretpostavlja se da je tada temperatura svemira bila 1032 K i da se jedinstvena sila među česticama (supergravitacija) razdvojila na dvije sile – gravitacijsku i veliku ujedinjenu silu. Širenje i hlađenje svemira do temperature od 1028 K (starost svemira tada je bila 10-35 sekundi), dovelo je do razdvajanja velike ujedinjene sile na jaku nuklearnu i elektroslabu silu. Obično se kaže da je tada došlo do “zamrzavanja” jake nuklearne sile. Kada je temperatura svemira opala na 1015 K,(što odgovara starosti svemira od 10-10 sekundi), elektroslaba sila razdvojila se na elektromagnetsku i slabu nuklearnu silu.

Dakle, jedinstvena sila (supergravitacija) vrlo brzo se razdvojila na četiri danas nam poznate sile. Usporedno su nastajale elementarne čestice. Od jednostavnijih, postupno su stvorene one koje danas poznajemo.

U grubom, povijest svemira može se, s obzirom na omjer gustoće zračenja i materije, razdijeliti na dva razdoblja: razdoblje zračenja, koje je trajalo od trenutka separacije prirodnih sila u ranom svemiru, pa do vremena od 3×105 godina, kada je započelo razdoblje materije. Porijeklo elementarnih čestica povezano je procesom suprotnim od procesa anihilacije materije i antimaterije. Poznato je da pri srazu čestice i antičestice nastaje energija (E), koja se može izračunati prema znamenitoj Einsteinovoj relaciji:

jed11

pri čemu je m, ukupna masa (anihiliranih) čestica, dok je c, brzina svjetlosti. Primjera radi, anihilacijom elektrona i njegove antičestice pozitrona nastaju dva visokoenergetska γ-fotona. U suprotnom postupku dva γ-fotona mogu stvoriti elektron i pozitron. Međutim, za to su potrebni određeni uvjeti. Nužno je da fotoni imaju dovoljno veliku energiju, odnosno temperaturu zračenja. Tako je za nastanak elektrona i pozitrona potrebna temperatura od najmanje 1010 K, a za nastanak parova proton-antiproton potrebna je temperatura od najmanje 1013 K. Visoke temperature vladale su u ranom svemiru kada su se i događali ovakvi procesi. S obzirom na to koje su čestice dominirale, rani svemir (koji pripada razdoblju zračenja), razdijeljen je u nekoliko podrazdoblja:

  • Hadronsko podrazdoblje – dominacija masivnih čestica i antičestica, kao što su protoni i antiprotoni, kvarkovi i antikvarkovi:jed12
  • Leptonsko podrazdoblje – nastanak lakših čestica i antičestica, kao što su elektroni i pozitroni:jed13
  • Podrazdoblje nukleosinteze – protoni i elektroni formiraju neutrone. U svemiru su uglavnom zastupljeni elektroni i neutrini (i njihove antičestice) te protoni i neutroni:jed14

Kada je temperatura svemira opala na 109 K, protoni i neutroni stvarali su jezgre deuterija i helija i male količine jezgara berilija i litija. Postupnim hlađenjem svemira nastajali su atomi vodika i helija. Nakon što je temperatura poprimila vrijednost od oko 3000 K,(što odgovara starosti svemira od približno 3×105 godina), gustoća zračenja izjednačila se s gustoćom materije. Svemir od tog trenutka postaje propustan za zračenje. Pozadinsko zračenje, koje opažamo, potječe upravo iz tog doba. Uslijed širenja svemira ono je danas “ohlađeno” na svega 2.7 K. Pozadinsko zračenje predstavlja doseg našeg motrenja u svemir. To su najstariji fotoni koje opažamo. Nakon što je svemir postao propustan za zračenje, započinje razdoblje materije, u kojem nastaju protogalaktike, kvazari, galaktička jata, zvijezde…

Prema inflacijskoj teoriji naglo širenje svemira započelo je u trenutku odvajanja elektroslabe i jake nuklearne sile, dakle kada je starost svemira iznosila svega 10-35 sekundi. Možemo kazati da je u tom trenutku došlo do “zamrzavanja” jake nuklearne sile. Slično kao što voda pri zamrzavanju oslobađa energiju u obliku topline, tako je “zamrzavanjem” jake nuklearne sile oslobođena velika količina energije, što je imalo za posljedicu naglo širenje svemira, koje je trajalo do trenutka kada je starost svemira iznosila 10-32 sekundi. Pretpostavlja se da je u tom kratkom periodu svemir povećao svoju veličinu 1050 puta! (Prisjetimo se da pod pojmom povećanja veličine svemira ili širenja svemira, podrazumijevamo porast uzajamnih udaljenosti točaka u svemirskom pr ostoru, što ne treba dovoditi u svezu s povećanjem nepostojećih “vanjskih dimenzija svemira”).

Inflacijskom teorijom Velikog praska objašnjavaju se neki problemi standardnog modela Velikog praska. Tako inflacija svemira može protumačiti naglu promjenu zakrivljenosti svemira, kao i očuvanje izotropnosti pozadinskog zračenja. Pretpostavlja se da je izdvajanjem jake nuklearne sile stvorena nešto veća količina materije nego antimaterije, što može protumačiti asimetriju između materije i antimaterije u današnjem svemiru. Teorije velike ujedinjene sile nastoje rastumačiti gravitacijske nestabilnosti već u ranom svemiru, a koje bi mogle objasniti grupiranje materije u ustrojstva koja su nastala mnogo kasnije. Tako neke od teorija ujedinjene sile pretpostavljaju konačnu masu neutrina. Kompjutorske simulacije pokazuju da masivni neutrini mogu biti razlogom grupiranja materije u obliku filamenata, što se opaža u ustrojstvima galaktičkih superjata.

Zanimljivo je da su suvremena kozmološka istraživanja usko povezana s istraživanjem mikrosvijeta. Nove spoznaje o fizici elementarnih čestica i prirodi njihovog uzajamnog djelovanja, neposredan su doprinos našim spoznajama o nastanku i razvoju svemira u kojem živimo.

Na kraju se postavlja pitanje kakva je konačna sudbina svemira. Procjene srednje gustoće svemira, (koje ne moraju biti točne), većinom ukazuju da je svemir otvoren, tj. da će se njegovo širenje vječno nastaviti. što će se u tom slučaju događati s materijom i energijom? Nakon što istroše nuklearno gorivo, zvijezde će izumirati. U svemiru će biti sve više bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih jama. Jedan dio zvijezda napustit će svoje galaktike, a drugi dio će se sabiti u masivnu crnu jamu u galaktičkom središtu. Teorija pokazuje da bijeli patuljci kolapsiraju u neutronske zvijezde, a da neutronske zvijezde kolapsiraju u crne jame. Vjerojatnost tog procesa je vrlo mala, ali u vrlo dugom periodu vremena on će se ipak dogoditi. Za naše pojmove u gotovo neizmjernoj budućnosti, svemir će se sastojati od crnih jama. Međutim, ni to nije konačno stanje. Vrlo dugotrajnim procesom (tzv. Hawkingov proces), crne jame gube masu i “isparavaju”. Tako će na kraju svemirski prostor ostati ispunjen fotonima, neutrinima i antineutrinima te česticama i antičesticama isparenih iz crnih jama…

Literatura

  1. Internet stranica, http://hpd.botanic.hr/ast/eastro.htm
  2. Nigel Henbest, Eksplozija Svemira, Globus, Zagreb 1983.
  3. Stephen Hawking, Kratka povijest vremena
  4. Stephen Hawking, Budućnost svemira i drugi eseji

sastavio: Dario Galinec

za web uredio: Tomislav Žic

Početna < Učionica