O zivotu, univerzumu i svemu ostalom

Biolog J. B. S. Haldan jednom je zapisao: "Univerzum nije čudan koliko mi to mislimo, nego je čudniji nego što možemo da zamislimo". Noćno nebo ostavlja snažan utisak o nepromenjivosti Univerzuma. Ukoliko se baci pogled prema nebu za neke vedre noći bez mesečine, sva je prilika da će najsjajnija tela na njemu biti planete Venera, Mars, Jupiter i Saturn. Videće se takođe veoma veliki broj zvezda, koje su prilično slične našem Suncu, ali su na znatno većoj udaljenosti od nas. Neke od ovih nepomičnih zvezda, međutim, kao da ipak sasvim malo menjaju međusobni položaj kako Zemlja kruži oko Sunca: one, zapravo, uopšte nisu nepomične! Zvezde se kreću brzinom od nekoliko stotina kilometara u sekundi, pa tako jedna brza zvezda može u toku godine da pređe i rastojanje od oko 10 milijardi kilometara, ali ovo je hiljadu puta manje od rastojanja do nama najbližih zvezda. Zato se položaj zvezda na nebu menja veoma sporo. Jedna relativno brza zvezda poznata je pod imenom Bernardova zvezda. Udaljena je od nas oko kilometara i ona se duž linije vida kreće brzinom od oko 89 km/s ili 2,8 milijardi kilometara godišnje. Kao posledica ovog kretanja njen položaj promeni se za ugao negde oko 0,0029 stepeni. Ovo pomeranje u prividnom položaju nama bliskih zvezda astronomi nazivaju "pravim kretanjem". Ali, položaj udaljenih zvezda na nebu se menja toliko sporo da im se pravo kretanje ne može zapaziti ni najstrpljivijim posmatranjem.

Naše znanje o širenju vasione počiva na činjenici da astronomi mogu da odrede kretanje nekog svetlećeg tela duž linije vida mnogo preciznije nego što mogu da odrede kretanje istog tela pod nekim uglom u odnosu na liniju vida. Ovde se koristi jedna poznata osobina talasnog kretanja, poznata kao Doplerov efekat. Kad posmatramo zvučni ili svetlosni talas koji dolazi iz nepokretnog izvora vreme koje instrumenti registruju između dolaska dva susedna talasna brega jednako je vremenu koje registruju instrumenti između ista ta dva brega u trenutku emitovanja. Ali, ako se izvor talasa kreće u odnosu na posmatrača uočavaju se bitne razlike. Ovde se mogu razlikovati dve situacije: ako se izvor približava posmatraču ili ako se od njega udaljava. U prvom slučaju, kad se izvor udaljava od posmatrača, vreme koje protekne između dolaska dva susedna brega veće je nego vreme koje protekne između ova dva brega pri njihovom emitovanju iz izvora, jer svaki sledeći breg talasa prelazi nešto veći put od brega pre njega. Pretpostavimo da bregovi talasa napuštaju izvor u jednakim vremenskim intervalima, razdvojeni periodom T. Ako se izvor udaljava od posmatrača brzinom v, onda će se u toku perioda između dva uzastopna brega udaljiti na rastojanje vT. Ovo povećava vreme potrebno da talasni breg stigne od izvora do posmatrača za iznos vT/c, gde je c brzina svetlosti. Odatle se izvodi zaključak da je vreme između dolaska susednih talasnih bregova:

T’ = T + vT/c

Slično, ako se izvor talasa kreće ka nama, vreme između dolaska susednih bregova se smanjuje, jer svaki sledeći breg prelazi kraće rastojanje pa se čini da se talasna dužina smanjuje. To je kao kad bi, na primer, trgovački putnik sa putovanja slao pismo kući redovno jedanput nedeljno: dok bi putovao od kuće ka cilju putovanja svako sledeće pismo trebalo bi da putuje nešto duže od prethodnog, pa bi pisma stizala nešto ređe nego jedanput nedeljno; pri povratku kući, međutim, svako sledeće njegovo pismo prelazilo bi kraći put od prethodnog, pa će pisma stizati nešto češće nego jedanput nedeljno.

Danas može lako da se opazi Doplerov efekat kod zvučnih talasa – dovoljno je samo stati pored puta da bi se zapazilo da zvuk motora nekog brzog automobila ima viši ton (tj. kraću talasnu dužinu) dok se on približava nego dok se udaljava. Ovu pojavu prvi je uočio Johan Kristian Dopler, profesor matematike u Pragu, 1842. god (i kod svetlosnih i kod zvučnih talasa).

Dopler je smatrao da bi ovaj efekat mogao da objasni razlike u boji zvezda. Po njemu talasna dužina svetlosti koju emituju zvezde koje se udaljavaju od Zemlje trebala bi da bude pomerena ka većim talasnim dužinama, tj. ka crvenom delu spektra, pa bi nam ovakve zvezde izgledale crvenije. Isto tako i talasna dužina svetlosti zvezda koje se nama približavaju trebala bi da se pomera ka kraćim talasnim dužinama, tj. plavom delu spektra, pa bi ovakve zvezde trebalo da vidimo kao plave. Ali, ubrzo su Bojs-Balot i drugi fizičari pokazali da Doplerov efekat nema uticaja na boju zvezda; tačno je da se talasna dužina svetlosti zvezde koja se udaljava od nas pomera ka crvenom delu spektra, ali istovremenu se deo nevidljivog ultraljubičastog zračenja pomera ka plavom kraju vidljivog spektra, tako da se u celini boja zvezde ustvari ne menja.

Godine 1868. Doplerov efekat dobio je veliki značaj za astronomiju, kad je počeo da se primenjuje za proučavanje linijskih spektara. Minhenski optičar Jozef Franhofer je 1814 i 1815. godine otkrio da ako se sunčeva svetlost propusti prvo kroz uzan prorez a zatim kroz optičku prizmu, na dobijenom delu spektra se uočavaju stotine tamnih linija. Ove tamne linije su se uvek nalazile na istim mestima u spektru i svaka je odgovarala jednoj određenoj talasnoj dužini svetlosti. Te iste linije Franhofer je otkrio i u spektrima meseca i nekih sjajnih zvezda. Uskoro je shvaćeno da su one rezultat selektivne apsorpcije svetlosti određenih talasnih dužina do koje dolazi pri prolasku svetlosti emitovane sa površine zvezde kroz njenu atmosferu. Svaka linija je posledica apsorpcije svetlosti od starne određenog hemijskog elementa. Mi danas znamo da talasne dužine ovih tamnih linija odgovaraju talasnim dužinama fotona, pri kojima on ima dovoljno energije da prevede atom nekog elementa iz stanja niže energije u pobuđeno stanje.

Godine 1868. Viljem Hajgens je utvrdio da su ove tamne linije u spektrima nekih sjajnih zvezda pomerene ili ka crvenom ili ka plavom delu spektra u odnosu na svoj položaj u Sunčevom spektru. Ovu pojavu je on tačno objasnio na osnovu Doplerovog pomaka, odnosno kao posledicu kretanja posmatrane zvezde od Zemlje, ili ka njoj. Određivanje brzine pomoću Doplerovog pomaka je vrlo precizna metoda, jer se talasne dužine mogu meriti sa veoma velikom tačnošću - nije ništa čudno da se tabelarne vrednosti talasnih dužina daju i sa 8 značajnih cifara. Ova tehnika zadržava isto tako svoju tačnost bez obzira na udaljenost svetlosnog izvora, samo ako je posmatrana zvezda dovoljno sjajna u odnosu na noćno nebo da bi spektralne linije mogle jasno da se uoče.

Doplerov efekat je postao značajan u kosmologiji tek onda kada su astronomi počeli da proučavaju spektre objekata koji su mnogo udaljeniji od vidljivih zvezda. Pored Meseca, planeta i zvezda na noćnom nebu postoje još dva objekta koja se vide na nebu, a od velikog značaja su za kosmologiju.

Jedan od njih je toliko upadljiv i sjajan da se u toku vedrih letnjih noći jasno vidi i golim okom. To je svetla traka koja se pruža u velikom luku preko nebeskog svoda, poznata još iz drevnih vremena kao Mlečni put. Godine 1750. Englez Tomas Rajt izdao je knjigu Orijentalana teorija ili nova hipoteza o vasioni, u kojoj je izneo svoje mišljenje da zvezde leže u ravni jedne pljosnate ploče, oblika tocila, konačne debljine, ali ogromne površine. Trebalo je da prođe mnogo vremena da bi Rajtova teorija bila prihvaćena. Danas znamo da je Mlečni put sačinjen od jednog pljosnatog zvezdanog diska, prečnika od oko 80 hiljada svetlosnih godina i debljine od oko 6 hiljada svetlosnih godina. On takođe sadrži i jedan sferni zvezdani halo, prečnika skoro 100 hiljada svetlosnih godina. Njegova ukupna masa se procenjuje na oko 100 milijardi Sunčevih masa. Sunčev sistem se nalazi na negde oko 30 hiljada svetlosnih godina od centra diska. Čitav ovaj sistem se danas obično naziva Galaksija ili, posmatrano šire "naša galaksija".

Drugi objekat na noćnom nebu mnogo je manje upadljiv od Mlečnog puta. U sazvežđu Andromeda postoji jedan magličast pramen koji nije lako uočiti, ali koji se jasno vidi tokom vedrih noći, ako znate gde da tražite. Verovatno prvi zapis o ovom objektu je onaj u Knjizi o zvezdama stajačicama, spisku zvezda koji je 964. godine sastavio persijski astronom Abdurhman Alsufi. On je pomenuti objekat opisao kao "mali oblak". Kasnije u XVII i XVIII veku, sa otkrićem teleskopa, pronađeno je još mnogo ovakvih objekata, a astronomi su shvatili da ih ovi objekti ometaju u istraživanju kometa. Sa ciljem da sastavi spisak objekata koje ne treba posmatrati dok se "love" komete, Šarl Mesije je 1781. godine izdao svoj čuveni katalog Magline i zvezdana jata. Astronomi još uvek 110 objekta označavaju brojevima kojima ih je Mesije označio u svom katalogu. Tako je maglina Andromeda označena sa M31, maglina Raka sa M1, itd.
Još u Mesijevo vreme znalo se da svi objekti ovog kataloga nisu međusobno isti. Neki su očigledno jata zvezda (npr. Plejade – M45), drugi su nepravilni oblaci bleštavog gasa (npr. velika maglina u Orionu – M42). Danas znamo da se obe ove vrste objekata nalaze u našoj galaksiji i da oni nemaju veliki značaj za kosmologiju. Međutim, jednu trećinu objekata u ovom katalogu činile su bele magline, prilično pravilnog eliptičnog oblika, slične već pomenutoj Andromedinoj maglini. Usavršavanjem teleskopa otkrivano je sve više i više ovakvih objekata, i krajem XIX veka na nekima od njih identifikovani su spiralni kraci (npr. M31 i M33). Ali, ni najbolji teleskopi XIX veka nisu mogli da razluče spiralne magline u zvezde i njihova prava priroda ostala je nerazjašnjena.

Pretpostavku da su neke od maglina ustvari galaksije kao što je naša prvi je izneo Emanuel Kant. Prihvativši Rajtovu teoriju o Mlečnom putu Kant je 1755. godine u svojoj Opštoj istoriji prirode i teoriji o nebu izneo hipotezu da su magline oblika kružnog diska i veličine kao što je naša galaksija. Ideja o vasioni ispunjenoj galaksijama bilo je široko prihvaćeno u XIX veku. Ipak, i dalje je postojala mogućnost da su to takođe objekti u našoj galaksiji, kao ostali objekti Mesijeovom katalogu. Veliki izvor zablude bila su otkrića zvezdanih eksplozija u nekim od spiralnih maglina. Ako su ove magline zaista nezavisne galaksije, suviše udaljene da bismo u nima razlikovali pojedine zvezde, onda bi ove eksplozije morale da budu neverovatno snažne. Mi danas znamo da su ove zvezdane eksplozije bile takvog reda veličine "da i sama mašta mora da ustukne pred tom mogućnošću". To su bile supernove – eksplozije u kojima svetlost jedne zvezde postaje po intenzitetu jednaka svetlosti čitave galaksije, ali 1893. god. to nije bilo poznato.

Tek je Edvin Habl 1923. godine pomoću novopostavljenog 100" teleskopa na Maunt Vilsonu, u blizni Los Anđelesa, po prvi put bio u mogućnosti da vidi pojedinačne zvezde u maglini Andromeda. Video je da se u spiralnim kracima ove magline nalaze promenljive zvezde tada već dobro proučenog tipa – cefeide. Kod ovog tipa promenljivih zvezda moguće je na osnovu posmatranja odrediti apsolutni sjaj zvezda, a samim tim i njenu daljinu. Habl je posmatrao prividan sjaj cefeida iz Andromede a njihov apsolutni sjaj procenjivao na osnovu perioda, i pomoću ta dva podatka bio je u mogućnosti da izračuna daljinu zvezde, odnosno čitave magline. Da bi ovo izračunao koristio je prosto pravilo da je vidljivi sjaj direktno proporcionalan apsolutnom sjaju i obrnuto proporcionalan kvadratu rastojanja. Habl je zaključio da se maglina Andromede nalazi na udaljenosti od 900.000 svetlosnih godina, odnosno na 10 puta većoj daljini od najudaljenijih poznatih objekata u našoj galaksiji. Volter Bad i drugi astronomi kasnije su ponovo određivali rastojanje do magline Andromeda i danas se ono procenjuje na oko 2,2 miliona svetlosnih godina, ali suština postupka bila je jasna još 1923. godine. Prema tome, maglina Andromeda i hiljade sličnih maglina su galaksije kao što je i naša, nalaze se na velikim rastojanjima i ispunjavaju vasionu u svim pravcima.

Pre nego što je utvrđena prava priroda maglina astronomi su mogli da identifikuju linije u njihovim spektrima kao linije u poznatim atomskim spektrima. U periodu između 1910 i 1920. godine Vesto Malvin Slifer je otkrio da su spektralne linije ovih objekata pomerene ka plavom ili crvenom delu spektra. Ovi pomaci su odmah bili protumačeni kao posledica Doplerovog efekta i ukazivali su na to da se magline približavale, odnosno udaljavale od Zemlje (npr. utvrđeno je da se maglina Andromeda približava Zemlji brzinom od 300 kilometara u sekundi, dok je utvrđeno da se udaljena jata galaksija u sazvežđu Device udaljavaju od nas brzinom od 1000 kilometara u sekundi). Prva pomisao bila je da se radi samo o relativnom kretanju ovih galaksija, tj. mislilo se da se radi o kretanju našeg Sunčevog sistema ka pojedinim galaksijama ili od njih. Ali, ubrzo je ovo objašnjenje postalo neodrživo zbog toga što je otkrivano sve više i više galaksija sa sve većim crvenim pomakom, odnosno galaksija koje su se od nas udaljavale. U suštini, samo su se neki naši bliski susedi još više približavali dok su se sve ostale galaksije udaljavale. Ovo naravno ne ukazuje na to da je naš položaj u svemiru izuzetan. U stvari, to je ukazivalo na to da se cela vasiona nalazi u stanju neke ogromne eksplozije. Godine 1929. Habl je objavio svoje otkriće da se crveni pomaci galaksija povećavaju srazmerno njihovoj udaljenosti. Ovo tumačenje je postalo opšte prihvaćeno.

Engleski astrofizičar Edvard Artur Miln postavio je hipotezu koju je nazvao Kosmološki princip, i on glasi: u bilo kom datom vremenskom trenutku, vasiona bi trebala da izgleda isto za posmatrače u svim tipičnim galaksijama , bez obzira na pravac posmatranja. Ako ovaj princip primenimo na galaksije dolazi se do zaključka da posmatrač, bez obzira na to u kojoj se tipičnoj galaksiji nalazi, vidi ostale galaksije kako se kreću prema istom zakonu brzina. Matematička posledica ovog principa jeste da je relativna brzina bilo koje dve galaksije proporcionalna njihovom međusobnom rastojanju, isto onako kako je utvrdio i Habl.

Pored Doplerovog pomaka, Kosmološki princip ima eksperimentalnu potvrdu i druge vrste. Ako uzmemo u obzir izobličenja koja su posledica prisustva naše galaksije i obližnjeg bogatog jata u sazvežđu Device, vasiona izgleda potpuno izotropna, tj. ista, u svim pravcima (pojava mikrotalasnog šuma, o kome će kasnije biti govora, to dokazuje na još bolji način).

Kao i svaka druga hipoteza, i Kosmološki model ima neka ograničenja. Prvo, on očigledno ne važi na malim rastojanjima – mi se nalazimo u galaksiji koja pripada jednoj maloj grupi galaksija (zajedno sa M31 i M33) koja leži u blizini ogromnog jata galaksija u sazvežđu Device. Kosmološki princip, ako uopšte važi, važi samo ako vasionu posmatramo u razmerama bar kao što su rastojanja između jata galaksija ili u razmerama od negde oko 100 miliona svetlosnih godina. Drugo bitno ograničenje kosmološkog modela je Ajnštajnova Specijalna teorija relativnosti, odnosno relativistički zakon sabiranja brzina kada se brzine približavaju brzini svetlosti. Habl, 1929. godine, nije imao problema sa velikim brzinama, jer nijedna od galaksija koju je on proučavao nije se kretala toliko velikim brzinama. Ipak, kad kosmolozi razmišljaju o zakonima koji važe za vasionu u celini oni moraju, bar teorijski da rade sa brzinama koje su približne brzini svetlosti, odnosno da se kreću u granicama Specijalne i Opšte teorije relativnosti.

Habl je 1929. godine procenio rastojanje do 18 galaksija pomoću vidljivog sjaja njihovih najsjajnijih zvezda i uporedio dobijene vrednosti sa brzinama galaksija određenih na osnovu Doplerovog pomaka. Zaključio je da postoji linearna zavisnost između brzina i udaljenosti galaksija. Dve godine kasnije situacija u kosmologiji se dosta poboljšala i Habl je mogao oda proveri odnos proporcionalnosti između brzina i udaljenosti na galaksijama čije su brzine bile u opsegu do 20.000 km/s. Tada je on proračunima došao do zaključka da povećanje brzine iznosi 170 kilometara u sekundi na svaki milion svetlosnih godina. Ova vrednost koja označava porast brzine sa rastojanjem danas je poznata kao Hablova konstanta.

Habl je zajedno sa stručnjakom za spektroskopiju Miltonom Hamasonom od 1936. godine mogao da meri udaljenost i brzinu jata galaksija Veliki Medved II. Tom prilikom oni su pronašli da se ovo jato udaljava od nas brzinom od 42.000 km/s, odnosno brzinom od 14% brzine svetlosti. Njegovu udaljenost oni su procenili na 260 miliona svetlosnih godina i to je bila granica tadašnjih tehničkih mogućnosti, pa je Habl morao da prekine sa svojim radom na ovom planu. Posle rata postavljeni su veći teleskopi a Hablov rad nastavili su drugi astronomi i on traje do današnjih dana.

Na osnovu svih posmatranja izvršenih u prethodnih 50 godina može se izvući jedan opšti zaključak – galaksije se udaljavaju od nas brzinama proporcionalnim njihovoj udaljenosti (bar kad su u pitanju brzine koje ne podležu Ajnštajnovoj teoriji relativnosti, tj. brzine mnogo manje od brzine svetlosti). Iz ovoga, naravno, ne treba izvući pogrešan zaključak o našem specijalnom položaju u vasioni. Na osnovu savremenih merenja i rekalibracije odnosa period-sjaj promenljivih zvezda uneta je najznačajnija modifikacija u prvobitni Hablov zaključak – sad se udaljenost do dalekih galaksija procenjuje na oko 10 puta veću vrednost nego u Hablovo vreme. Danas se smatra da Hablova konstanta iznosi oko 15 kilometara u sekundi u milion svetlosnih godina (odnosno kako se češće koristi 50 kilometara u sekundi po megaparseku).

Neko bi mogao da pomisli, sad, kakve veze ima sve ovo do sada rečeno sa nastankom vasione. Pa krenimo redom.
Ako se galaksije udaljavaju jedna od druge nekada u prošlosti one su morale da budu vrlo blizu jedna drugoj. Brzina kojom se galaksije udaljavaju je konstantna pa na osnovu toga možemo da izračunamo vreme koje je bilo potrebno da galaksije dođu na rastojanje na kome se nalaze, ali zbog toga što je brzina proporcionalna rastojanju zaključujemo da je vreme udaljavanja bilo koje dve galaksije uvek isto – odnosno, sve galaksije su u istom trenutku u prošlosti morale da se nalaze jedna uz drugu. Ako uzmemo da je vrednost Hablove konstante dobijamo vreme od 20 milijardi godina. Ovo vreme je vreme kad su galaksije počele da se udaljavaju jedna od druge, i ono se još i naziva "karakteristično vreme ekspanzije". Prava starost vasione je ustvari manja od ovog karakterističnog vremena jer se galaksije ne kreću konstantnom brzinom već usporavaju pod dejstvom uzajamnog gravitacionog privlačenja.

Naravno, treba napomenuti da interpretacija crvenog pomaka nije opšte prihvaćena. Mi ne opažamo da se galaksije stvarno udaljavaju od nas, sigurni smo samo da su linije u njihovim spektrima pomerene. Ima uglednih astronoma koji sumnjaju da crveni pomak ima bilo kakve veze sa Doplerovim efektom, udaljavanjem galaksija i ekspanzijom svemira. Postoje i neki od dokaza koji ne idu u prilog ovoj hipotezi, na primer postoji grupa galaksija u kojima neke galaksije imaju veoma različitu vrednost crvenog pomaka, tj. različite brzine – ako su ova jata galaksija stvarno fizička a ne vizuelna onda galaksije u nima ne bi smele da imaju različite brzine jer bi se jata raspala. Takođe je 1963. godine otkrivena jedna nova klasa astronomski objekata koji imaju izgleda zvezda, ali njihovi crveni pomaci su ogromni, u nekim slučajevima i iznad 300%. Ako su ovi "kvazistelarni" objekti, ili kako su nazvani kvazari, zaista toliko daleko kako na to ukazuju njihovi crveni pomaci onda bi oni morali da emituju ogromne količine energije da bi bili toliko sjajni. Tako se o kvazarima mislilo 1963. godine a danas se zna da je to zapravo tačno, a broj onih koji ovu interpretaciju crvenog pomaka i širenje svemira ne prihvataju iz dana u dan je sve manji.

Da bi potvrdili tačnost iznesenih pretpostavki u vezi crvenog pomaka potražimo neki drugi dokaz o starosti vasione a samim tim možemo i da potvrdimo hipotezu o njenom širenju. Mi raspolažemo priličnim brojem dokaza da je naša galaksija stara između 10 i 15 milijardi godina (procena se bazira na proceni količine različitih radioaktivnih izvora u zemlji, posebno izotopa U235 i U238, kao i na rezultatima proračuna razvoja zvezda). Ne postoji direktna veza između stepena radioaktivnosti ili evolucije zvezda i crvenog pomaka udaljenih galaksija, tako da je opravdana pretpostavka da starost vasione izvedena iz Hablove konstante predstavlja pravi početak.

Razumljivo je što je u Hablovo vreme malo ljudi verovalo u tačnost ovog tumačenja crvenog pomaka. Tada je Hablova konstanta bila mnogo veća – oko pa na osnovu te vrednosti dobija se da starost svemira iznosi 2 milijarde godina ili čak manje ako se u obzir uzme gravitaciono kočenje galaksija. Nasuprot tome i tada je bilo poznato da je Zemlja mnogo starija od 2 milijarde godina (danas se smatra da je Zemlja stara 4,6 milijardi godina) Upoređivanjem ove dve vrednosti dolazimo do zaključka da je Zemlja starija od svemira !?! što naravno ne može da bude tačno. Potpuno je razumljivo što su u Hablovo vreme astronomi sumnjali u tačnost ovakvog tumačenja crvenog pomaka. Ko ne bi? Posledica ovog paradoksa bio je nastanak nekih kosmoloških ideja iz tridesetih i četrdesetih godina, među kojima je bila i ideja o stacionarnoj vasioni. Proširenje skale ekstragalaktičkih razmera, pedesetih godina ovog veka, bilo je osnovni preduslov za pojavu teorije "velikog praska", i njeno prihvatanje kao standardnog kosmološkog modela.
Svemir koji nastaje na osnovu ove hipoteze je ustvari jedan roj galaksija koji se širi. Do sada smo se bavili onim što se u fizici naziva "kinematika" – opisom kretanja, odvojeno od delovanja bilo kakvih sila koje upravljaju tim kretanjem. Astrofizičari već vekovima pokušavaju da razumeju i dinamiku vasione. Ovo je neizbežno dovelo do proučavanja kosmološke uloge jedne od 4 osnovnih sila prirode – sile gravitacije.

Prvi ko se suočio sa ovim problemom bio je Isak Njutn (ko bi drugi nego čovek koji je prvi "otkrio" gravitaciju). Prema Njutnovim hipotezama ako bi materija bila raspoređena u jednom konačnom prostoru gravitaciono privlačenje bi težilo da privuče svu materiju ka centru tog prostora; ako bi pak materija bila rasturena po beskonačno velikom prostoru ne bi bilo centra u koji bi ona mogla da padne, u tom slučaju ona bi mogla da se skupi u beskonačan broj grudvi rasejanih po vasioni. Njutn je smatrao da na ovaj način može da objasni nastanak zvezda. Teškoće koje se javljaju pri proučavanju dinamike jednog beskonačnog sistema u priličnoj meri su zaustavile dalja saznanja na ovom planu sve do pojave Opšte teorije relativnosti. U ovoj teoriji Ajnštajn je iskoristio matematiku neeuklidske geometrije (prvenstveno geometriju Lobačevskog) za opis gravitacije kao uzroka zakrivljenosti prostor vreme. Ajnštajn je pokušao da nađe neko rešenje svojih jednačina koje bi opisivalo geometriju prostor-vreme za celu vasionu. Ali pod uticajem ideja koje su vladale u kosmologiji tog vremena on je rešavao problem stacionarne vasione. Međutim, takvo rešenje nije bilo moguće naći. Da bi postavio model koji odgovara navedenim kosmološkim pretposvakama bio je prinuđen da uvede jedan novi član u svoje jednačine, tzv. kosmološku konstantu, koja je u mnogome umanjila eleganciju njegove prvobitne teorije. Funkcija kosmološke konstante bila je da uravnoteži privlačnu silu gravitacije na velikim rastojanjima. Na žalost Ajnštajnov model je bio statičan i nije mogao da predvidi pojavu crvenog pomaka.

Uporedo sa Ajnštajnom, jedan drugi astrofizičar V. de Site pronašao je drugo rešenje Ajnštajnove modifikovane teorije. Iako je to rešenje tada delovalo kao statičko i zbog toga bilo prihvatljivo za kosmološke principe tog vremena, ono je imalo jednu značajnu osobinu – predviđalo je pojavu crvenog pomaka! Evropski astronomi tada nisu bili upoznati sa postojanjem velikih crvenih pomaka nekih maglina. Po završetku I svetskog rata vesti o opažanju velikih crvenih pomaka stigle su iz Amerike u Evropu i de Sitov model je "preko noć" postao slavan. Sam Habl je reka da je de Sitov model bio taj koji je privukao pažnju astronoma na značaj zavisnosti crvenog pomaka od rastojanja i da je on, najverovatnije, imao u podsvesti ovaj model kad je 1929. god. otkrio proporcionalnost između crvenog pomaka i rastojanja.

Otkriće da se galaksije udaljavaju pobudilo je interesovanje za kosmološke modele koji su homogeni i izotropni, ali ne i statički. "Kosmološka konstanta" više nije bila potrebna i Ajnštajn je zažalio što je ikad i uveo ovu konstantu u svoje formule. Ruski matematičar Aleksandar Fridman je 1922. god. pronašao je opšte homogeno i izotropno rešenje Ajnštajnovih jednačina. Upravo ovaj, Fridmanov model, zasnovan na prvobitnim Ajnštajnovim jednačinama bio je matematička osnova za najveći broj savremenih kosmoloških teorija. Fridman je postavio samo dve jednostavne pretpostavke o univerzumu: da od izgleda isto u ma kom pravcu gledali, kao i da ovo važi bez obzira na to odakle vršili posmatranje (o ovome je bilo reči i ranije). Samo na osnovu ove dve ideje Fridman je pokazao da ne treba očekivati da vasiona bude statična, tj. on je nekoliko godina pre Hablovog otkrića predvideo upravo ono što će Habl otkriti.
Danas znamo da postoje tri različita Fridmanova modela, ali on je pronašao samo jedan. Prema prvom tipu (koji je Fridman pronašao) širenje svemira je relativno sporo, tako da će gravitaciono privlačenje između pojedinih galaksija dovesti do njegovog usporavanja i konačnog zaustavljanja. Galaksije bi tada počele da se kreću jedna ka drugoj a vasiona bi se sažimala. Ako posmatramo rastojanje dve tipične galaksije prema ovom modelu mogli bi da zapazimo da je u trenutku nastanka vasione njihovo rastojanje nula, zatim bi rastojanje raslo do maksimuma kada bi počelo sažimanje i rastojanje između ove dve tipične galaksije opet bi opalo na nulu. Prema drugom tipu Fridmanovih modela širenje vasione je tako brzo da ga gravitaciono privlačenje ne može zaustaviti, mada ga ipak usporava. Možemo i ovde da posmatramo rastojanje između dve tipične galaksije. Kao i u prvom slučaju i ovde je njihovo početno rastojanje jednako nuli i tu počinje udaljavanje galaksija nekom postojanom brzinom. Njihovo rastojanje će se stalno povećavati i nikada neće dostići maksimum. Prema trećem modelu (koji je vrlo sličan drugom) brzina širenja vasione je taman tolika da izbegne kolabriranje. I u ovom slučaju rastojanje između tipičnih galaksija počinje na nuli da bi se zatim zauvek povećavalo. Istovremeno sa povećanjem rastojanja brzina razmicanja se neprekidno smanjuje, ali nikad ne pada na nulu.

Ovde se sada postavlja jedno jednostavno pitanje: Koji Fridmanov model odgovara našoj vasioni? Da li će širenje jednom prestati i početi sažimanje? Na prvi pogled ovo pitanje deluje prilično jednostavno, ali da li je tako? Mi još sa sigurnošću ne možemo da tvrdimo koji od ova tri modela predstavlja naš univerzum. Ovde ćemo napraviti kraću pauzu sa objašnjavanjem Fridmanovih modela, ali vratićemo im se kasnije kada budemo govorili o "sudbini" univerzuma.
Astronomska posmatranja o kojima smo do sada govorili otvorila su nam pogled na vasionu koja je koliko velika, toliko i jednostavna.Vasiona se širi izotropno i ravnomerno, posmatraču u svim tipičnim galaksijama njeno širenje izgleda ravnomerno u svim pravcima. Kako se vasiona širi talasne dužine svetlosti se produžuju proporcionalno rastojanju između galaksija. Zbog toga se veruje da ovo širenje nije posledica neke vrste kosmičkog odbijanja, već samo efekat brzina koje su galaksije stekle u nekom trenutku u prošlosti, prilikom neke eksplozije. Naši proračuni nam dozvoljavaju da ekstrapolišemo širenje vasione unazad kroz vreme i tvrdimo da je ova ekspanzija morala da počne negde između 10 i 20 milijardi godina unazad.

Videli smo kako se za manje od pola stoleća preobrazilo čovekovo viđenje Univerzuma, koje se prethodno gradilo hiljadama godina. Hablovo otkriće da se Univerzum širi, i uviđanje beznačajnosti ove naše, plave, planete u ogromnosti Univerzuma bili su samo početak. Kako su se eksperimentalni i teorijski radovi sve više umnožavali postalo je sve jasnije da je Univerzum morao imati početak u vremenu, sve dok to nisu u potpunosti dokazali 1970. Penreouz i Stiven Hoking, na osnovu Ajnštajnove teorije relativnosti. Ovaj dokaz pokazao je da je opšta teorija u suštini nepotpuna teorija: ona nam ne može reći kako je vasiona počela, zato što predviđa da svi zakoni fizike, kao i ona sama, više ne važe na početku vasione. Međutim, opšta teorija relativnosti i tvrdi da je samo delimična teorija, tako da ono što teorije o singularnosti uistinu pokazuju jeste da je postojalo jedno vreme u veoma ranoj vasioni kada je ona bila tako mala da se tu više nisu mogla zanemariti dejstva u malim razmerama druge velike delimične teorije dvadesetog veka, kvantne mehanike. Početkom sedamdesetih godina, dakle, bili smo prinuđeni da naše traganje za razumevanjem Vaseljene preusmerimo sa teorije o izuzetno velikom na teoriju o izuzetno malom.