Kratak pregled razvoja rane vasione
- Period između prve i jedanaeste stotinke
- Posle 0,11 sekunde
- Posle 1,09 sekundi
- Nakon 13,82 sekunde
- Posle 3 minuta 2 sekunde
- Nešto kasnije
- Posle tridesetčetvrtog minuta
- Doba supstance
Najraniji vremenski trenutak o kome možemo da govorimo sa bilo kakvom sigurnošću, predstavlja prva stotinka sekunde.
Homogena grudva materije koja je sadržala celokupnu supstancu Vasione imala je gustinu od 1011 kg/m3 i temperaturu od 1012 do 1013 K, a to je mnogo više nego što iznosi temperatura u centru najtoplije zvezde. Na ovoj temperaturi nijedna komponenta obične materije – molekuli, atomi, pa čak ni jezgra atoma nisu mogla da se održe na okupu.
Materija koja je činila ovu grudvu sastojala se od piona, hiperona, miona, neutrina, elektrona, fotona i manje količine težih čestica protona i neutrona.
Ove elementarne čestice čijim se proučavanjem bavi danas savremena fizika visokih energija, neprekidno su nastajale iz čiste energije i posle kratkog življenja ponovo postale anihilirane.
Između ova dva procesa nastajanja i anihilacije, postojala je određena ravnoteža, koja je određivala njihov broj.
Kako se eksplozija nastavljala, temperatura je strahovito brzo opadala dostigavši:
-
3 x 1010 stepeni posle 0,1 sekunde
-
104 miliona stepeni posle 1 sekunde
-
3 x 103 miliona stepeni posle 14 sekundi
Kada je dostigla ovu temperaturu u Vasioni je postalo dovoljno hladno da su se elektroni i pozitroni mogli anihilirati brže nego što su mogli ponovo da nastanu iz fotona i neutrina.
Pri kraju prva tri minuta temperatura Vasione je spala na hiljadu miliona stepeni, tada su protoni i neutroni mogli da formiraju jezgra teškog vodonika, koje se sastoji od jednog protona i jednog neutrona.
Ova laka jezgra, mogla su da se udružuju u najstabilnije lako jezgro helijuma, koje se sastoji od dva protona i dva neutrona.
Pri kraju prva tri minuta sadržaj Vasione činili su najvećim delom svetlost, neutrini i antineutrini, mala količina jezgara vodonika i helijuma (73% H i 27% He) i isto toliko mala količina elektrona (zaostalih iz perioda elektron - pozitron anihilacije).
Ova materija je nastavila da se širi postajući sve hladnija i ređa.
Kada se ohladila do određene temperature elektroni su se počeli približavati jezgrima i konačno počeli formirati prve atome helijuma i vodonika.
Tako stvoreni gasovi su se pod uticajem gravitacije kondezovali i polako počeli obrazovati galaksije i zvezde sadašnje Vasione.
Standardni model, ovako opisan u grubim crtama, nije teorija koja daje potpuno zadovoljavajuću sliku o nastanku Vasione, jer on ipak ostavlja izvestan broj značajnih pitanja:
Šta se tačno dešavalo u prvoj stotinki sekunde? Sa kojom pouzdanošću možemo odrediti početne uslove? Zašto Vasiona na velikim rastojanjima izgleda tako jednobrazno? I odakle potiču lokalne nepravilnosti kao što su zvezde i galaksije?
Zbog našeg nedovoljnog poznavanja fizike mikrosveta ova pitanja još uvek stoje kao veo koji nam zaklanja pogled na sam početak. Ali ipak, današnje znanje elementarne fizike može staviti mnoge teoretičare u iskušenje da zavire iza ovog vela i pokušaju da izvedu neke proračune koji bi uspeli da razjasne stanje početne kaše beskonačne temperature i gustine.
Prvi problem sa kojim se susrećemo u toku prve stotinke sekunde na temperaturi iznad 100.000 miliona Kelvina, predstavljaju jake interakcije između elementarnih čestica, odnosno njihove jačine koje ih čine teškim za matematičku interpretaciju u odnosu na elektromagnetne interakcije.
Jake interakcije deluju samo u jednoj klasi čestica, poznatih kao hadroni.
Hadroni su u opštem slučaju teži od leptona, ali glavna razlika između njih je ta što hadroni osećaju uticaj jakih interakcija, a leptoni ne.
Donji prag temperature na kojoj se hadroni i antihadroni nalaze u velikom broju iznosi približno 1,6 miliona Kelvina, a na pitanje šta se dešavalo na ovako visokim temperaturama postoje dva odgovora, koji su rezultati postojanja dva različita stava o prirodi hadrona.
Prvi stav je teorija takozvane "nuklearne demokratije" koja je razvijena krajem pedesetih i početkom šezdesetih godina ovog veka trudom i radom Džefrija Čjua iz Berklija.
Prema ovoj teoriji postoji neograničen broj vrsta hadrona, koji se povećava kada u datu zapreminu dovodimo sve veću i veću količinu energije, jer se dodata energija ne troši na povećanje brzina čestica već na povećanje broja tipova čestica u zapremini. Pri čemu se temperatura ne povećava tako brzo, povećanjem gustine energije, kao što bi se povećavala kada bi broj hadrona bio nepromenljiv.
U stvari prema ovom shvatanju postoji jedna maksimalna temperatura za koju se procenjuje da iznosi oko 2 x 1012 stepeni, na kojoj gustina energije postaje beskonačna.
Što gledamo sve dalje i dalje ka samom početku, temperatura postaje sve bliža i bliža ovoj maksimalnoj vrednosti, a raznovrsnost tipova hadrona sve bogatija i bogatija. Odatle nam se daje da zaključimo da je sam početak vezan za vreme beskonačne gustine i zapremine.
Prema drugom shvatanju priroda hadrona nije vezana za elementarne čestice. Smatra se da su elementarne čestice fotoni i svi poznati leptoni, ali nijedan od poznatih hadrona.
Ova teorija smatra da su hadroni kombinacija osnovnih čestica, kvarkova. Tako se naprimer proton sastoji od dva u-kvarka i jednog d-kvarka, neutron dva d-kvarka i jednog u-kvarka, pion (p+) jednoga u-kvarka i jednog d-antikvarka itd.
Ako je model kvarkova istinit onda je moguće na osnovu prostorne raspodele kvarkova unutar nuklearne čestice izvesti zaključke o silama koje deluju između njih. Na ovaj način je tokom sedamdesetih godina pronađeno da kada su kvarkovi blizu jedan drugog, sila između njih prestaje da deluje. To nam govori da bi se u stanju beskonačne temperature i gustine hadroni raspali na svoje sastavne delove - kvarkove, kao što se na nekoliko hiljada stepeni atomi raspadaju na elektrone i jezgra, ili pak jezgro na nekoliko hiljada miliona stepeni na protone i neutrone.
Shodno ovim činjenicama, naučnici su prihvatili da se veoma rana Vasiona sastojala od fotona, leptona, anti-leptona, kvarkova i antikvarkova, koji su se svi ponašali i kretali kao slobodne čestice.
Ove ideje su postavljene na mnogo čvršću matematičku osnovu, 1973. godine kada su tri mlada teoretičara dokazala da jačina sila među kvarkovima opada sa njihovim međusobnim približavanjem.
Ovaj podatak nam pruža matematičko opravdanje slike Vasione prema kojoj se ona u prvoj stotinki sekunde nalazila u stanju beskonačne temperature i sastojala od slobodnih elementarnih čestica.
Ako se hadroni, pri uslovima visoke temperature, zaista raspadaju na slobodne kvarkove onda bi smo mogli da očekujemo, da su neki od ovih slobodnih kvarkova zaostali u Vasioni sve do danas.
Međutim, jedan sovjetski astrofizičar, J. B. Zeljedovič je procenio da bi preostali kvarkovi trebalo da budu otprilike isto toliko česti (u današnjoj Vasioni) kao i atomi zlata na Zemlji.
Uprkos trudu velikog broja naučnika do sada nije bilo moguće da se uz pomoć i najsavremenijih akceleratora eksperimentalno dokaže kako se ma koji hadron može razbiti na svoje sastavne delove te pitanje postojanja slobodnih izolovanih kvarkova predstavlja jedan od većih problema sa kojima se danas suočava teorijska fizika, ali to nije i jedini problem koji se javlja kada se krećemo sve bliže i bliže, ka samom početku.
Jedan od problema koji se javlja je mogućnost da je Vasiona prošla kroz jedan fazni prelaz koji nije povezan delovanjem jakih već slabih, kratkodometnih interakcija.
Ovo je pokušala da objasni teorija polja 1967. godine koja bi ujedinjavala slabe i elektromagnetne sile.
Ključna ideja ove teorije je da priroda poseduje visok stepen simetrije koja povezuje različite čestice i sile, ali da se ova simetrija ne ispoljava u svakodnevnim fizičkim pojavama.
Za proučavanje rane Vasione, značajna je 1972. godina kada je dokazano da kalibracione teorije pokazuju prelaz kao neku vrstu mržnjenja, na kritičnoj temperaturi negde oko 3 x 1015 K.
Na temperaturi ispod kritične, Vasionom je vladalo stanje kao i danas slabe interakcije su bile slabe i kratkog dometa, ali na temperaturi iznad kritične odigravalo se suštinsko jedinstvo između slabih i elektromagnetnih interakcija (slabe interakcije su se pokoravale istom zakonu opadanja, kao i elektromagnetne i njihove jačine su bile otprilike iste).
Da li su se pri naglom smanjenju temperature Vasione formirala područja različitih tipova nepravilnosti? Da li se mi nalazimo u jednoj ovakvoj oblasti, u kojoj je na jedan poseban način razbijena simetrija slabih i elektromagnetnih interakcija i da li ćemo bilo kada otkriti i druga područja u Vasioni?
Odgovore na ova pitanja još uvek danas ne znamo, ali se veliki broj naučnika nada da će ih objedinjena teorija polja dati.
Još jedna od prirodnih sila koja je itekako uticala na regulisanje gustine Vasione i na njeno širenje je gravitaciona sila. Međutim, još nije pouzdano utvrđeno da li je gravitacija imala bilo kakvog uticaja na unutrašnje osobine bilo kog dela rane Vasione.
Predpostavlja se da se u nekih 10-43 sekundi posle početka, na temperaturi od 1032 K javilo dejstvo gravitacionih sila čija je jačina tada bila jednaka jačini jakih interakcija. Zato bi današnja Vasiona trebala da bude ispunjena gravitacionim talasima temperature oko 1 K. Detektovanje ovog zračenja bi predstavljalo detektovanje najranijeg trenutka istorije Vasione, ali na žalost nema velikih izgleda da postoji iole mala šansa da se u bliskoj budućnosti detektuje gravitacioni talas pomenute temperature.
Današnji zadatak naučnika je da matematikom upotpune i usavrše objedinjenu teoriju polja, koja bi im otkrila zakone, po kojima je Vasiona iz svog prvobitnog perioda velike toplote prešla u današnje stanje, u kome je simetrija između različitih vrsta čestica i interakcija spontano narušena nekakvim procesom “mržnjenja”.
Ovoliko o prvoj stotinki sekunde.
Period između prve i jedanaeste stotinke
Temperatura Vasione je iznosila 100.000 miliona Kelvina. U ovom vremenskom intervalu Vasiona je bila ispunjena gustom kašom materije i zračenja u kojoj se svaka čestica sudarala sa ostalim česticama. Materija koja je dominirala u ovom uslovima nalazila se u vidu elektrona, pozitrona, fotona, neutrina, antineutrina, piona, hiperona, miona i mezona.
Na ovoj temperaturi postojao je i mali broj nuklearnih čestica čiji je odnos iznosio otprilike oko jedan proton ili neutron na svakih 1000 miliona fotona, elektrona ili neutrina.
Vasiona se u ovom vremenskom periodu svoga razvoja strašno brzo hladila i širila. Prirodno je zapitati se kolika je bila u tom trenutku. Ali danas ne možemo dobiti pouzdan odgovor na to pitanje, jer prema Fridmanovim rešenjima Ajnštajnovih jednačina imamo mogućnost beskonačnog širenja Vasione, po kome je ona i u ovom trenutku bila beskonačna i mogucnost njenog konačnog oblika po kome je njen obim tada iznosio oko 4 svetlosne godine.
Posle 0,11 sekunde
Temperatura Vasione iznosi 3 x 1010 K. U sadržaju Vasione se ništa nije promenilo, u njoj još uvek dominiraju elektroni, pozitroni, neutrini, antineutrini, fotoni i sve ove čestice se i dalje nalaze u toplotnoj ravnoteži. Gustina energije, i dalje opada srazmerno temperaturi, a njen stepen širenja kvadratu temperature. Kako temperatura opada postaje lakše da teži neutroni pređu u lakše protone, nego obratno. Zato se sada i remeti ravnoteža protona i neutrona i njihov odnos sada iznosi 38% neutrona prema 62% protona.
Posle 1,09 sekundi
Temperatura Vasione iznosi 1010 K. Zbog smanjenja temperature i gustine neutrini i antineutrini počinju da se ponašaju kao slobodni. Od sada oni više nisu u toplotnoj ravnoteži sa elektronima, pozitronima i fotonima (oni prestaju da igraju aktivnu ulogu u daljoj priči o Vasioni, samo još daju svoj doprinos energije izvoru gravitacionog polja.)
Njihovim izlaskom iz toplotne ravnoteže ništa se značajno u suštini ne menja. Neutrini, sada počinju da se šire slobodno po Vasioni, a njihove talasne dužine se povećavaju srazmerno veličini Vasione. Na ovoj temperaturi (dva puta većoj od temperaturnog praga za elektrone i pozitrone) pozitroni i elektroni počinju da nestaju dva puta brže nego što mogu ponovo da nastanu iz zračenja. Još uvek je isuviše toplo da bi se neutroni i protoni vezali i formirali atomska jezgra, na neki duži vremenski period. Smanjenje temperature je pomerilo temperaturnu ravntežu između protona i neutrona koja je sada data odnosom 24% neutrona prema 76% protona.
Nakon 13,82 sekunde
Temperatura Vasione iznosi 3 x 109 K. Ova temperatura je mnogo ispod praga postojanja elektrona i pozitrona, tako da oni počinju brzo da nestaju procesom anihilacije. Gustina energije još uvek opada, a takođe i njena temperatura.
Postaje već dovoljno hladno da bi se mogla otpočeti formiranja stabilnih jezgara (helijuma npr.), ali se ovo još uvek ne događa. Jezgra helijuma, se mogu formirati u nizu brzih dvočestičnih reakcija, i mogu se održati na datoj temperaturi, ali se na ovoj temperaturi ne mogu održati jezgra deuterijuma koja su neophodna za stvaranje helijuma, jer se ona raspadaju odmah po svom formiranju, tako da teža jezgra u stvari i nemaju šansu da nastanu. Na ovoj temperaturi neutroni još uvek prelaze u protone, iako mnogo sporije nego pre, a ravnoteža sada iznosi 17% neutrona prema 83% protona.v
Posle 3 minuta 2 sekunde
Temperatura iznosi 109 K, (sedamdesetak puta više od temperature u centru Sunca). Elektroni i pozitroni su gotovo potpuno nestali i Vasionu sada čine fotoni, neutrini i antineutrini. Jezgra deuterijuma još uvek ne žive dovoljno dugo da bi se mogao formirati značajan broj težih jezgara. Sudari elektrona, neutrina, pozitrona i antineutrina sa neutronima i protonima, postaju veoma retki, a proces raspada slobodnog neutrona dovodi do nove neutronprotonske ravnoteže (na svakih 100 sekundi se 10% neutrona raspada u protone) koja sada iznosi 14% neutrona prema 86% protona.
Nešto kasnije
Nakon 3 minuta i 36 sekundi, temperatura opada na 9 x 108 K. Na ovoj temperaturi jezgra deuterijuma uspevaju da se održe, a ubrzo počinju i da se stvaraju teža jezgra, (ali se jezgra teža od helijuma ne formiraju u većem broju).
Posle tridesetčetvrtog minuta
Temperatura Vasione sada iznosi 3 x 108 K. Elektroni i pozitroni su sada potpuno anihilirani (sem neznatnog viška elektrona, jednog u 1000 miliona, koji služi za uravnoteženje naelektrisanja protona).
Nuklearni procesi prestaju da se odigravaju. Nuklearne čestice su sada najvećim delom vezane u jezgro helijuma ili se nalaze u obliku protona tj. jezgra vodonika, pri čemu težinski udeo helijuma iznosi oko 25%, a vodonika 75%.
Doba supstance
Kada je temperatura pala na 3 000 K elektroni i jezgra nisu imali više dovoljno energije da se suprotstave elektromagnetnom privlačenju koje je dejstvovalo među njima, oni su počeli da se kombinuju stvarajući prve atome.
Vasiona je i dalje nastavila da se širi i hladi, ali na mestima koja su bila za nijansu gušća od ostalih širenje je bivalo usporeno gravitacionim privlačenjem. Ovo privlačenje je u pojedinim oblastima zaustavilo širenje i polako ih navelo na kolapsiranje. Prilikom sažimanja, ove oblasti su mogle biti primorane da se lagano okreću, pod uticajem gravitacionog dejstva materije van ovih područja.
Kako su se ove oblasti sve više sažimale one su se brže okretale. Kada su se područja dovoljno smanjila dobila su odgovarajuću brzinu koja je zaustavila dejstvo gravitacije. Na ovaj način su rođene diskolike rotirajuće galaksije poput naše.
Sa prolaskom vremena helijumov i vodonikov gas u galaksijama bi se razbijao na manje oblasti, koje bi pod dejstvom sopstvene gravitacije počele da kolapsiraju.Tokom ovog procesa temperatura ovog gasa bi sve više i više rasla, sve dok on ne bi postao dovoljno topao da bi mogao otpočeti proces pretvaranja vodonika u helijum.
Toplota koja bi se oslobađala ovom prilikom dovodila bi do povećanja pritiska, koji bi sprečio dalje sažimanje oblaka. Ovi oblaci, tj. sada već zvezde, bi se dugo mogli zadržati u takvom stanju, postepeno sagorevajući vodonik i helijum i oslobađajući pri tom energiju u vidu toplote i svetlosti.
Spoljna područja masivnijih zvezda mogla bi se ponekad rasprsnuti u zastrašujućoj eksploziji, pri čemu bi tada neki teži elementi (nastali pred kraj života ovih zvezda) dospeli u galaktički gas, gde bi postali sirovine narednih zvezdanih pokoljenja.
Naše Sunce je zvezda drugog ili trećeg pokolenja, nastala pre otprilike 5 hiljada miliona godina iz oblaka rotirajućeg gasa koji je sadržao ostatke ranijih supernova.
Najveći deo gasa ovog oblaka iskorišćen je za obrazovanje Sunca, ali je jedna manja količina težih elemenata bila upotrebljena za formiranje planeta koje kruže oko Sunca među kojima je i naša Zemlja.
Zemlja je u početku bila veoma topla i bez atmosfere, a tokom potonjeg vremena ona se hladila stekavši atmosferu pripremajući uslove za nastanak i evoluciju živoga sveta.
Ovakva slika Vaseljene koja je u početku bila veoma topla, da bi se prilikom potonjeg širenja hladila, u saglasnosti je sa svim posmatračkim materijalima kojim danas naučnici raspolažu, ali šta nam ona predviđa o njenom budućem razvoju?
<< Uvod u kratak pregled razvoja rane vasione • vrh • Naše tri mogućnosti >>