Do sada je bilo reči o onome šta se već desilo, kako je vasiona nastala i kako se razvijala do današnjih dana. Sada nam ostaje da vidimo šta možemo da očekujemo u budućnosti. U nastavku će biti reči o tome kako će vasiona nastaviti svoj život i kakav će biti njen kraj, ako ga uopšte bude bilo.

Setimo se Fridmanovih modela univerzuma sa početka priče. Znamo da postoje dva osnovna Fridmanova modela – prvi, prema kome će univerzum nastaviti da se širi u beskonačnost, i drugi, tzv. model pulsirajuće vasione, po kome će se univerzum širiti do neke granice a zatim okončati svoj životni put u singularitetu Velikog Sažimanja. Kako će izgledati budućnost vasione? (more…)

Share/Save

Ovakva hipoteza o nastanku Univerzuma, gde je on u početku bio vreo a zatim se postepeno hladio, u saglasnosti je sa svim posmatračkim nalazima kojima danas raspolažemo. Ali, ipak, ostaju još neka pitanja bez odgovora:

1. Zašto je rani Univerzum bio tako topao?
2. Zašto je Univerzum u makrokosmičkim razmerama tako homogen? Zašto izgleda isti u svim tačkama prostora i u svim pravcima? A posebno zašto je temperatura mikrotalasnog pozadinskog zračenja bezmalo ista ma u kom pravcu pogledali? Situacija pomalo nalikuje onoj kada većem broju studenata na ispitu postavite isto pitanje. Ako svi oni daju potpuno isti odgovor, možete prilično biti sigurni da su bili u vezi. No, u prethodno opisanom modelu od Velikog Praska nije proteklo dovoljno vremena da svetlost prevali rastojanje od jednog udaljenog područja do drugog, čak i ako su ta područja bila međusobno blizu u ranom Univerzumu. Prema teoriji relativnosti, ako svetlost ne može da stigne od jednog područja do drugog, onda za to nije kadra ni bilo koja druga informacija. Prema tome, nije bilo načina na koji su različita područja ranog Univerzuma mogla steći istu temperaturu, osim ako iz nekog zasad neobjašnjenog razloga to nije bio slučaj od samog početka.
3. Zašto je Univerzum od početka imao gotovo kritičnu stopu širenja, što razdvaja modele u kojima dolazi do kolabriranja od onih kod kojih se širenje nastavlja u beskonačnost, tako da se i sada, deset milijardi godina kasnije, on još širi tom istom stopom? Da je stopa širenja jednu sekundu posle Velikog Praska bila manja makar i za jedan sto hiljada milioniti deo, Univerzum bi kolabrirao pre no što bi uopšte dostigao sadašnje razmere.
4. Uprkos činjenici da je Univerzum tako jednoobrazan i homogen u makrokosmičkim razmerama, ona sadrži lokalne nepravilnosti, kao što su zvezde i galaksije. Za njih se smatra da su nastale iz malih razlika u gustini pojedinih područja ranog Univerzuma. Odakle vuku koren ove nepravilnosti gustine?

(more…)

Share/Save

Nešto kasnije dešava se jedan od najznačajnijih događaja u evoluciji svemira – temperatura opada do vrednosti na kojoj jezgra deuterijuma mogu da opstanu. Odmah zatim počinje formiranje težih atomskih jezgara. Jezgra teža od helijuma se ne formiraju u većem broju. Sada kada je temperatura dostigla granicu da je moguće opstajanje jezgra deuterijuma gotovo svi slobodni neutroni odmah su se ugradili u jezgra helijuma. Tačna temperatura na kojoj se ovaj proces odigrao skoro da ne zavisi od broja nuklearnih čestica po fotonu, jer bi u protivnom visoka gustina čestica trebala da omogući lakše formiranje jezgara. Ako imamo milijardu fotona po nuklearnoj čestici , nukleosinteza će početi na temperaturi od 900 miliona Kelvina. Starost vasione tada je iznosila 3 minuta i 46 sekundi. Neposredno pre početka nukleosinteze neutronski raspad je pomerio neutron – protonsku ravnotežu na 13% neutrona i 87% protona. (more…)

Share/Save

Konačno smo spremni da pratimo događaje koji su sledili neposredno nakon rađanja vasione. Na našu žalost priču ne možemo da počnemo od samog početka, od samog rođenja vasione, odnosno od nultog vremena i beskonačne temperature. Iznad temperature od 1.5·10¹² K vasiona je sadržala veliki broj čestica poznatih kao pi-mezoni čija težina iznosi oko 1/7 težine neke nuklearne čestice. Za razliku od ostalih nuklearnih čestica pi-mezoni interaguju veoma snažno i sa nuklearnim česticama i međusobno (tačnije rečeno neprekidna razmena pi-mezona između nuklearnih čestica je uzrok za privlačnu silu između nuklearnih čestica u jezgru atoma). Prisustvo velikog broja ovakvih čestica pri ekstremno visokim temperaturama koje su vladale prilikom samog rođenja vasione dodatno otežavaju i onako komplikovan proračun o ponašanju materije pri ovako visokim temperaturama. Sada ćemo početi priču oko jednu stotinku sekunde nakon Velikog Praska, kad je temperatura opala na milijardu stepeni Kelvina, dovoljno ispod praga za pi-mezone, mione i sve teže čestice. Sada krenimo na put kroz prostor i vreme. (more…)

Share/Save

Prema Ajnštajnovoj opštoj teoriji relativnosti prostor i vreme su počeli singularnošću Velikog Praska i okončaće se singlurarnošću Velikog Sažimanja (ako ceo svemir bude kolabrirao), ili singularnošću u unutrašnjosti neke crne rupe (ako dođe do kolabriranja nekog lokalnog područja, kao što je neka masivna zvezda). Sva materija koja bi upala u crnu rupu bila bi uništena u singularnosti, a spolja bi ostao da deluje jedio gravitacioni uticaj njene mase. Ali, prema kvantnoj teoriji masa, tj. energija, bi se vratila u ostatak svemira, a crna rupa, zajedno sa eventualnom singularnošću u njoj isparila bi i konačno iščezla… Ovo je samo jedna od pretpostavki o evoluciji svemira, ali postoje i druga mišljenja. Šta se zapravo događa tokom najranijih i najpoznijih razdoblja vasione, kad su gravitaciona polja tako snažna da se kvantna dejstva više ne mogu zanemariti? Ima li Vasiona uopšte početak ili kraj? Ako ih ima, kakvi su oni? Ovo su samo neka od mnogobrojnih pitanja sa kojima se susreću kosmolozi pokušavajući da objasne "korene" i sudbinu prostora i vremena. Pitanja ima puno, odgovora je malo.

(more…)

Share/Save