Priča koja je do sada ispričana je jedna od onih koja bi se astronomima u prošlosti učinila veoma bliskom. Poznato je i mesto zbivanja – veliki teleskopi okrenuti ka noćnom nebu, na planinskim vrhovima, ili posmatrači koji golim okom "love Velikog Medveda". Ali, kao što sam već rekao ova priča je ispričana mnogo puta ranije; sada dolazimo do priče o jednoj drugoj astronomiji, priče koja ne bi mogla da bude ispričana pre deset godina. U njoj neće biti reči o posmatranju svetlosti koju su emitovale galaksije, već o posmatranjima difuznog radio šuma, zaostalog iz vremena skoro samog početka vasione. Ovde se i mesto odigravanja znatno menja – sad su to krovovi fakulteta i instituta za fiziku, baloni i rakete izbačeni iznad zemljine atmosfere…

Godine 1964, u posedu Telefonske Bel laboratorije nalazila se jedna neobična radio antena u Nju Džersiju. Bila je ovo antena od koje su radio astronomi mnogo očekivali, antena koja je, možda, promenila shvatanje nastanka svemira. Dvojica radio astronoma Arno A. Penzias i V. Vilson koristili su ovu antenu za merenje radio-talasa koji potiču iz oblasti van ravni Mlečnog puta. Ova vrsta merenja je veoma teška. Radio talasi koji dolaze iz naše galaksije, a takođe i iz većine drugih astronomskih izvora mogu se opisati kao jedna vrsta radio šuma, sličnog onom koji se čuje iz radio aparata usled lošeg prijema stanica. Teško je razlikovati ovaj radio šum od šumova koji nastaju usled neuređenog kretanja atoma u strukturi antene i elektronskim kolima pojačivač, ili radio šumova koje antena prima iz Zemljine atmosfere. Ako se proučava neki "mali" radio izvor, kao što su zvezde ili galaksije, ona se ovaj problem lako prevazilazi – jednostavno se uporede dobijeni rezultati merenja izvora i "pored" njega. Ali u ovom slučaju problem je bio u tome što "pored" nije postojalo, šum koji je trebalo meriti dolazio je iz skoro svih oblasti neba, tj. naše galaksije. Zbog toga od presudnog značaja je bilo da ova dva naučnika identifikuju svaki električni šum koji je bio proizvod samog prijemnog sistema. Da bi odredili šum antene Penzis i Vilson su upotrebili uređaj poznat pod imenom "hladno opterećenje" pri čemu je signal koji dolazi do antene upoređivan sa signalom iz jednog veštačkog izvora zračenja, hlađenog tečnim helijumom na temperaturi od oko 4 K. Ovakvim postupkom moguće je eliminisati šum u pojačavačkim kolima, a ostalo što antena detektuje trebalo bi da se sastoji od šumova iz strukture antene, Zemljine atmosfere i bilo kakvih astronomskih izvora radio talasa.

Penzis i Vilson su očekivali da antena proizvodi samo neznatan šum ali svoju pretpostavku su ipak želeli da provere. Počeli su merenja pri talasnoj dužini od 7,35 cm, pri kojoj je radio šum naše galaksije trebao da bude zanemarljiv. Naravno, trebalo je očekivati šum iz Zemljine atmosfere ali on bi zavisio od pravca u kom je antena usmerena. Očekivalo se, posle oduzimanja ovog člana sa karakterističnom zavisnošću od pravca, da antena ne bi trebalo da daje bilo kakav signal, što bi potvrdilo da je električni šum proizveden unutar antene stvarno zanemarljiv. Ali, na svoje veliko iznenađenje Penzis i Vilson su u proleće 1964. god. otkrili da na 7,35 cm primaju dosta jak mikrotalasni šum i to nezavisno od pravca antene, doba dana ili godišnjeg doba! Verovatnoća da je ovaj šum dolazio iz naše galaksije bila je veoma mala, da je to slučaj onda bi i Andromedina galaksija (M31) emitovala isti ovakav signal koji bi sigurno bio detektovan. Iznad svega nezavisnost ovog mikrotalasnog šuma od pravca ukazivala je da ovi talasi ne stižu iz Mlečnog puta nego nekog mnogo većeg dela vasione.

Jedan od numeričkih podataka kojim Penzias i Vilson raspolagali bio je intenzitet opaženog radio šuma. Oni su dobili da intenzitet ovog mikrotalasnog šuma iznosi oko 3,5 K (ili tačnije 2,5 K do 4,5 K). Ova vrednost bila je mnogo veća od očekivane, ali, sa druge strane, mnogo mala u apsolutnom iznosu, pa zbog toga nije ni čudno što su se Penzias i Vilson pre nego što su objavili ovo otkriće premišljali izvesno vreme. Sigurno je da nije odmah bilo jasno da je ovo najznačajnije otkriće u kosmologiji od otkrića crvenog pomaka.

Razjašnjenje ovog otkrića uskoro je došlo zahvaljujući jednom "nevidljivom" članu ovog tima. To je bio astrofizičar, teoretičar iz Pristona, P. J. E. Pebls. Ne jednom od svojih predavanja Pebls je izložio da bi trebalo da postoji fon u vidu radio šuma zaostalog iz doba rane vasione, sa sadašnjom ekvivalentnom temperaturom od oko 10 K.
Pebls se bavio zračenjem koje je moglo da postoji u ranom periodu vasione. "Zračenje" ovde, naravno, označava elektromagnetne talase svih talasnih dužina - ne samo radio talase, već i infracrvenu svetlost, vidljivu svetlost, ultraljubičastu svetlost, X zrake, gama zrake. Po njegovom mišljenju da nije bilo intenzivnog radijacionog fona u toku prvih nekoliko minuta razvoja vasione, nuklearne reakcije bi se odvijale isuviše brzo pa bi se veliki deo vodonika, tako reći, odmah "skuvao" u teže elemente, što je suprotno činjenici da ¾ sadašnje vasione čini upravo vodonik. Ovakav proces mogao je biti sprečen jedino ako bi vasiona bila ispunjena zračenjem koje bi imalo veliku ekvivalentnu temperaturu pri kratkim talasnim dužinama i koje je moglo da rastura novonastala jezgra istom brzinom kojom su se ona formirala. Ovo zračenje bi trebalo i dalje da bude prisutno u vasioni. Njegova temperatura je opadala kako se vasiona širila, i Pebls je zaključi da bi ovaj radiacioni fon mogao da održi proizvodnju helijuma i težih elemenata u prvih nekoliko minuta u poznatim granicama, on mora da je bio takvog intenziteta da bi njegova sadašnja temperatura trebalo da iznosi bar 10 K.

Ovaj zaključak u suštini bio je tačan. Iz opažene količine vodonika možemo da zaključimo da je vasiona u prvih nekoliko minuta bila ispunjena ogromnom količinom zračenja, koje je sprečavalo prelazak vodonika u teže elemente; širenje vasione koje je zatim sledilo snizilo je ekvivalentnu temperaturu ovog zračenja na nekoliko stepeni, tako da se sada javlja u obliku mikrotalasnog šuma koji do nas dopire iz svih pravaca. Naravno, mora se napomenuti da temperatura koju detetektujemo ne predstavlja sadašnju temperaturu vasione, već onu temperaturu koja je vladala u periodu prvih nekoliko minuta nakon nastanka vasione, smanjena srazmerno ogromnom širenju koje je od tada pretrpela.
Sada dolazimo do jednog interesantnog pitanja: koje su opšte osobine zračenja koje bi trebalo da ispunjava vasionu? Odgovor na ovo pitanje navodi nas na razmišljanje o tome šta se dešavalo sa zračenjem pri širenju vasione, ne samo u period nukleosinteze već i u eonima koji su od tada protekli. Da bi precizno odgovorili na ovo pitanje moramo napustiti klasičnu fiziku, fiziku koja zračenje predstavlja kao elektromagnetne talase, i da pređemo na jedu savremeniju, kvantnu fiziku, u kojoj se zračenje sastoji od čestica – fotona. Svetlosni talas sadrži ogroman broj fotona, njegova energija jednaka je umnošku konačne veličine koju definišemo kao energija jednog fotona.

Do nas svetlost čak sa veoma udaljenih objekata (npr. 10 milijardi svetlosnih godina) stiže bez ikakvih problema, i iz toga proizilazi zaključak da materija koja ispunjava prostor između galaksija, ma kakva ona bila, mora da bude dovoljno prozirna tako da fotoni mogu da neometani putuju kroz prošlost vasione a da pri tom ne budu rasejani ili apsorbovani. Ali na osnovu crvenog pomaka mi saznajemo da se vasiona širi, tj. da je nekada u davnoj prošlosti sadržaj vasione bio mnogo zgusnutiji nego danas, a samim tim i njena temperatura bila je srazmerno veća (kad sabijamo gas on se zagreva). Danas, ustvari verujemo da je vasiona u prvi 700.000 godina bila toliko vrela i gusta da materija nije mogla da se zgrudva u zvezde i galaksije, čak ni atomi nisu mogli da postoje, oni su bili razbijeni na svoje sastavne delove – jezgra i elektrone. U ovakvim uslovima foton je imao velikih poteškoća u svom kretanju kroz prostor. Na svom putu on je tada nailazio na veliki broj elektrona koji su mogli da ga raseju ili apsorbuju. U ovim procesima foton predaje ili prima energiju elektronu, zavisno od toga da li je pre imao manju ili veću količinu energije od njega. "Srednje slobodno vreme" u toku koga foton putuje kroz prostor pre nego što donje do promene njegove energije bilo je sasvim kratko, mnogo kraće od karakterističnog vremena širenja vasione. Zbog toga, iako se vasiona širila veoma brzo ovo širenje je pojedinačnom fotonu (ili drugim česticama) izgledalo veoma dugo; dovoljno dugo da je nebrojeno puta svaka od njih mogla promeniti svoju energiju.

Pretpostavlja se da bilo koji sistem ove vrste, u kome pojedinačne čestice imaju dovoljno vremena za mnogobrojne interakcije u jednom trenutku mora dostići stanje termodinamičke ravnoteže (sistem u kome broj čestica čije su osobine u datom trenutku u izvesnom opsegu vrednosti, dostiže vrednost pri kojoj se izjednačava sa brojem čestica čije se osobine ne nalaze u ovom opsegu). Zbog toga osobine ovakvog sistema nisu određene početnim uslovima, već zahtevom za održavanje toplotne ravnoteže. Naravno "ravnoteža" ovde ne znači da čestice miruju, odnosno ova ravnoteža je statističke prirode. Ovakva statistička ravnoteža još se naziva i toplotna ravnoteža, jer se njeno stanje uvek odlikuje jednom određenom temperaturom, koja je jednaka u celom sistemu.

To da je vasiona jednom ipak prošla kroz stanje idealne toplotne ravnoteže je od presudnog značaja za dokaze hipoteza savremene kosmologije. Prema statističkoj mehanici osobine sistema u stanju toplotne ravnoteže potpuno su određene temperaturom gustinom tog sistema. vasiona tako čuva samo ograničenu memoriju o svojim početnim uslovima i to nas sprečava u pokušajima da rekonstruišemo sam trenutak velikog praska, ali nam sa druge starne pruža mogućnost da zaključimo od toku događaja od početka do danas bez suviše proizvoljnih pretpostavki.

Mikrotalasno zračenje koje su otkrili Penzias i Vilson je ustvari, kako se veruje, zaostalo iz vremena kada se vasiona nalazila u stanju toplotne ravnoteže, i ovo zračenje nam ustvari pruža snažan dokaz da je stanje toplotne ravnoteže zaista postojalo.

Do sada smo se bavili samo prirodom ovog mikrotalasnog šuma, ali mi raspolažemo sa još jednim podatkom koji je dobijen na osnovu ovog radio šuma – ekvivalentne temperature od 3 K. Kao i u zadatcima u matematici tako i ovde svaki podatak treba iskoristiti, pa da vidimo šta možemo da zaključimo na osnovu ove temperature. U suštini sama po sebi ova temperatura i nije od nekog ogromnog značaja ali ona nam omogućava da odredimo jedan drugi, mnogo važniji broj, koji je od presudnog značaja ako želimo da pratimo događaje u prva tri minuta nastanka vasione.

Mnogima je poznato da je broj fotona po jedinici zapremine obrnuto proporcionalan trećem stepenu talasne dužine, a samim tim i direktno proporcionalan trećem stepenu temperature; prema tome na temperaturi od 1 K nalazi se 20.282,9 fotona po litru, a na 3 K radiacioni fon bi trebalo da sadrži 500.000 fotona po litru. Nasuprot tome gustina nuklearnih čestica (protona i neutrona) u današnjoj vasioni je daleko manja i iznosi negde između 6 i 0,3 čestice na hiljadu litara (gornja granica predstavlja kritičnu gustinu Fridmanovih modela, a donja granica je procenjena vrednost na osnovu poznatih galaksija). Na osnovu ovoga dolazimo do zaključka da danas na svaku nuklearnu česticu dolazi između 100 i 20.000 miliona fotona. Ovaj ogroman odnos broja fotona i nuklearnih čestica je konstantan već veoma dugo vremena. U periodu kada je zračenje po prvi put bilo u mogućnosti da se slobodno širi (kad je temperatura pala ispod 3.000 K) fotoni kosmičkog fona i nuklearne čestice nisu ni nastajali ni bivali uništeni, pa je zbog toga njihov odnos bio konstantan. Kasnije ćemo videti da je ovaj odnos bio konstantan čak i ranije, u toku procesa nastajanja i nestajanja pojedinih fotona.

Ovo je najznačajniji kvantitativni zaključak koji možemo da izvedemo iz merenja kosmičkog mikrotalasnog fona – koliko god daleko "putovali" u prošlost rane vasione videćemo da imamo između 100 i 20.000 miliona fotona po nuklearnoj čestici (u nastavku teksta ova vrednost će biti zaokružena na milijardu fotona po nuklearnoj čestici).
Veoma važna posledica ovog zaključka je da formiranje galaksija i zvezda nije moglo da počne dok temperatura nije postala dovoljno niska da bi elektroni i atomska jezgra mogli da formiraju atome. Da bi gravitaciona sila mogla da izazove grupisanje materije, Njutnova hipoteza, ona mora da savlada pritisak materije i njoj pridruženog zračenja. Gravitaciona sila u bilo kojoj tek nastaloj grudvi materije raste srazmerno njenoj veličini, međutim, pritisak ne zavisi od veličine, pa zbog toga pri bilo kojoj vrednosti gustine i pritiska postoj neka minimalna masa koja je osetljiva na delovanje gravitacije u cilju grupisanja materije. Ova masa naziva se Džinsova masa . Da bi jedna grudva materije formirala gravitaciono vezan sistem njena gravitaciona potencijalna energija treba da postane veća od njene unutrašnje toplotne energije. Gravitaciona potencijalna energija jedne grudve materije poluprečnika r i mase M iznosi:

Unutrašnja energija po jedinici zapremine je proporcionalna pritisku p, pa ukupna unutrašnja energija iznosi:

 

Za datu vrednost gustine i poluprečnika r možemo izraziti masu:

Ako pođemo od uslova da do gravitacionog "zgrudvavanja" dolazi kad je gravitaciona potencijalna energija veća od unutrašnje toplotne energije, onda na osnovu ovih formula možemo da dođemo do formule za Džinsovu masu:

 

Ovde MJ predstavlja veličinu koja je poznata kao Džinsova masa:

 

Iz ove formule za Džinsovu masu možemo videti da je ona proporcionalna 3/2 stepenu pritiska. Neposredno pre nego što su elektroni i atomska jezgra počeli da formiraju atome, na temperaturi od oko 3.000 K, pritisak zračenja je bio ogroman a samim tim i Džinsova masa. Ona je iznosila 5·10¹⁸ masa Sunca (poređenja radi masa naše galaksije je oko 1,6 ·10¹¹ masa Sunca). U ovo doba ni galaksije, pa čak ni jata galaksija, nisu bila dovoljno masivna da bi se formirala. "Malo" kasnije elektroni su se pridružili atomskim jezgrima i formirali atome. Sa nestajanjem slobodnih elektrona vasiona je postala slobodna za zračenje, a dejstvo pritiska zračenja više nije imalo nikakvog efekta. Zbog nestajanja pritiska zračenja ukupan pritisak opao je za faktor oko milijardu, a samim tim, je Džinsova masa opala na masa Sunca, odnosno na milioniti deo mase neke galaksije. Od ovog trenutka pritisak same materije je postao slab da bi se odupro gravitacionoj sili i počelo je grupisanje materije u galaksije koje i danas vidimo na nebu.

Ovo, normalno, ne znači da mi u potpunosti znamo kako su galaksije nastale. Teorija nastanka galaksija jedno je od najvećih pitanja savremene astrofizike, i to jedno od onih koje i danas izgledaju da su daleko od odgovora. Ali to je druga priča. Za nas je sada značajno da se vasiona na temperaturi iznad 3.000 K sastojala ne od galaksija i od zvezda već od jonizovane i nediferencirane kaše materije i zračenja.

Iz odnosa broja fotona i nuklearni čestica može se izvesti još jedan značajan zaključak – moralo je da postoji vreme, relativno ne tako daleko u prošlosti, kad je energija zračenja bila veća od energije sadržane u materiji vasione. Energija sadržana u masi jedne nuklearne čestice data je Ajnštajnovom čuvenom formulom E=mc² i iznosi 939 miliona elektron volti. Srednja energija fotona na temperaturi od 3 K je neuporedivo manja i iznosi oko 0,0007 eV, tako da čak i pri odnosu od milijardu fotona po nuklearnoj čestici najveći deo energije u današnjoj vasioni predstavlja energija materije. Međutim, kad je temperatura bila viša i energija pojedinačnog fotona je bila veća a odnos broja fotona i nuklearnih čestica je bio stalan. Da bi energija zračenja bila veća od energije materije energija jednog fotona trebala bi da iznosi negde oko 1 eV. Ovakvi uslovi vladali su na temperaturi većoj negde oko 1.300 puta nego danas, tj. na oko 4.000 K. Ova temperatura označava granicu, tj. prelaz, između doba dominacije zračenja u doba dominacije materije. Zanimljivo je to što se prelazi iz "doba" zračenja u "doba" materije odigrao otprilike u isto vreme kada je sadržaj vasione postao prozračan za zračenje (na temperaturi od oko 3.000 K). Pravi razlog ovoj podudarnosti još nije sa sigurnošću poznat, i ako postoje interesantne pretpostavke. Takođe još nije poznato koji od ova dva prelaza se prvi odigrao.

Srećom, ove neizvesnosti ne remete dalju priču o ranoj vasioni. Značajno je to da se u periodu pre nego što je vasiona postala prozirna za zračenje može smatrati da je ona bila sastavljena uglavnom od zračenja, sa vrlo malom količinom materije. Kako se vasiona širila ogromna gustina energije zračenja vasione gubila se pri pomaku talasnih dužina fotona ka crvenom delu spektra, dozvoljavajući da "grudvice" materije u obliku nuklearnih čestica izrastu u galaksije, zvezde, planete i živa bića današnje vasione u kojoj i mi živimo.