SEMINAR - 4. LETNIK. Veliki pok. Avtor: Daša Rozmus. Mentor: dr. Anže Slosar in prof. dr. Tomaž Zwitter. Ljubljana, Marec 2011

Transcript

1 SEMINAR - 4. LETNIK Veliki pok Avtor: Daša Rozmus Mentor: dr. Anže Slosar in prof. dr. Tomaž Zwitter Ljubljana, Marec 2011 Povzetek Že stoletja pred našim štetjem so se ljudje spraševali kaj nas obdaja, iz česa je sestavljen naš svet. V seminarju bomo predstavili teorijo velikega poka, ki odgovori na mnogo vprašanj o nastanku, razvoju ter sestavi vesolja. Najprej si bomo ogledali časovni razvoj: kako se je razvijala sama teorija velikega poka, nato pa bomo preko Friedmannovih enačb predstavili možne oblike vesolja, ki so odvisni od deleža posamezne snovi. Sledi razvoj vesolja v prvih nekaj minutah ter na koncu še iz česa je sestavljeno naše vesolje.

2 Kazalo 1 Uvod 2 2 Zgodovina 2 3 Friedmannove enačbe Ukrivljenost prostora Friedmannovi modeli Razvoj vesolja v prvih minutah Inflacija Sestava vesolja 12 6 Zaključek 13 Literatura 13 1 Uvod Kozmologija je veda, ki proučuje zgradbo, nastanek in razvoj vesolja kot celote. Na prelomu 20. stoletja se je zdelo, da v fiziki težko odkrijemo še kaj novega. A tehnologija se je vedno bolj razvijala, dobivali smo vedno boljše in natančnejše naprave, s katerimi opazujemo svet okoli sebe. Na področju astronomije oz. natančneje kozmologije so se odprla nova vprašanja, ki so zahtevala odgovore: Ali je vesolje res statično, nespremenljivo? Kako je nastalo? Iz česa je sestavljeno? Na vsa ta in še mnogo druga vprašanja o razvoju vesolja odgovori teorija velikega poka. To je kozmološki model vesolja, ki opisuje začetek, razvoj v prvih nekaj minutah pa vse do danes ter tudi napove kako se lahko konča vesolje. 2 Zgodovina Do 20. stoletja je veljajo, da je vesolje nespremenljivo, statično in da obstaja od nekdaj. Čeprav se že Newtonova teorija gravitacije v 17. stoletju ni skladala s to razlago, pa se očitno nihče ni oziral na to. Leta 1905 je Albert Einstein objavil posebno teorijo relativnosti. Teorija predpostavi dve osnovni načeli in sicer, načelo relativnosti zakoni narave imajo v vseh inercialnih opazovalnih sistemih enako obliko (vsi inercialni opazovalni sistemi so med seboj enakovredni), ter načelo o hitrosti svetlobe hitrost svetlobe oziroma hitrost elektromagnetnega valovanja v praznem prostoru je v vseh inercialnih opazovalnih sistemih 2

3 konstantna. 10 let kasneje pa je objavil še splošno teorijo relativnosti, ki razlaga gravitacijsko silo kot posledico ukrivljenosti prostora-časa. V Newtonovem času so namreč gledali na prostor, kot na posodo v kateri se nahajajo snovna telesa in na čas kot na neko gonilo, s pomočjo katerega lahko razločimo dva dogodka. Splošna teorija relativnosti prostor in čas poenoti v prostor-čas, saj prostor brez časa ne more obstajati in obratno. Einstein pa je šel še dlje: zanimalo ga je, kako njegova teorija vpliva na razumevanje celotnega vesolja, ne samo našega Osončja. Preden je to preveril je predpostavil, da je vesolje izotropno (da je videti v vseh smereh enako) in homogeno (vesolje je videti enako, ne glede na to od kod opazujemo) [1]. Ti predpostavki imenujemo tudi kozmološko načelo. Ko je uporabil splošno teorijo relativnosti, je dobil presenetljiv rezultat in sicer, da je vesolje nestabilno in da se počasi seseda samo vase [1]. Einstein ni bil pripravljen sprejeti te razlage, zato je uvedel kozmološko konstanto, kot neko odbojno silo, da bi ohranil statično in večno vesolje. Okoli leta 1922 je ruski matematik Alexander Friedmann vzel splošno teorijo relativnosti, brez kozmološke konstante, in enako kot Einstein poskušal ugotoviti, kaj to pomeni za vesolje. Prišel je do rešitve, da se je vesolje lahko začelo s širjenjem, ki je nasprotovalo privlačnosti gravitacije. Po njegovi teoriji se je vesolje rodilo iz točke, v začetku pa naj bi bilo stisnjeno v nič [1]. Pravi, da se model vesolja na gravitacijo lahko odzove na tri načine, odvisno od tega koliko snovi vsebuje vesolje in kako hitro se je začelo širiti [1]. Po prvem modelu je povprečna gostota snovi velika, gravitacija ustavi širjenje in povzroči, da se vesolje na koncu sesede samo vase. Druga možnost je, da je povprečna gostota majhna, kar bi pomenilo, da se vesolje večno širi. Po tretjem modelu pa je povprečna gostota nekje vmes, kar pomeni, da bi gravitacija upočasnila širjenje, a ga ne bi zaustavila. Einstein ni odobraval te teorije, zato se tudi drugi znanstveniki niso ozirali nanjo. Georges Lemaître je bil belgijski duhovnik in fizik. Tako kot Freidman je prišel do enakih zaključkov modela vesolja. Ni vedel, da je Friedman vse to že naredil, zato je neodvisno od njega interpretiral rezultate. Poskušal je razumeti, kaj to pomeni. Če se vesolje res širi, potem je bilo prej vedno manjše in zaključil je, da se je vesolje začelo v majhnem, stisnjenem območju, iz katerega je eksplodiralo navzven in se začelo širiti. Predstavljal si je vse zvezde, snov stisnjeno v majhnem vesolju, ki ga je poimenoval prvobitni atom [1]. Za trenutek nastanka pa je označil trenutek, ko je prvobitni atom nenadoma razpadel in ustvaril vso snov v vesolju. Iz tega se je razvil model, ki mu danes pravimo veliki pok [1]. Teorijo je objavil leta 1927, vendar je ostala prezrta, zato jo tudi ni razvijal naprej. Einsteinova teorija statičnega vesolja ter Friedmanov in Lemaîtrejev model dinamičnega vesolja sta bili enakovredni teoriji, obe sta imeli prednosti in slabosti. Katera teorija je pravilna je bilo težko dokazati, saj ni bilo opazovalnih oz. eksperimentalnih podatkov, ki bi podprli teorijo. Zaradi Einsteinove slave pa je veljala teorija statičnega vesolja vse do leta Sedaj se vrnimo za par let nazaj: Vesto Melvin Slipher je leta 1912 s pomočjo 610 mm refraktorja začel z meritvami Dopplerjevega premika spektralnih črt pri spiralnih galaksijah [1]. Ugotovil je, da se vse galaksije, razen nekaj izjem, od nas oddaljujejo. Ker podobnega pojava pri zvezdah naše galaksije ni opazil, je sklepal, da galaksije ležijo daleč od roba Rimske ceste. To uganko sta kasneje poskušala razrešiti Edwin Hubble in Milton Lasell Humason. Humason je meril Dopplerjev premik galaksij, Hubble pa njihovo oddaljenost. 3

4 Za vsako galaksijo je narisal graf hitrosti v odvisnosti od oddaljenosti, kot kaže Slika 1. Prišel je do odkritja, da se galaksije ne oddaljujejo poljubno od nas, ampak da so hitrosti neposredno povezane z oddaljenostjo, kar je objavil leta Zvezo opisuje Hubblov zakon: v = Hd, kjer je v hitrost galaksije, d oddaljenost in H Hubblova konstanta, ki danes znaša 73.5±3.2 (km/s)/mpc [2]. Hubblova meritev je pomembna prelomnica v kozmologiji, saj dokazuje, da se vesolje širi in da je moralo biti v preteklosti vedno manjše, torej ima mora imeti nek začetek. Ta meritev torej podpira teorijo dinamičnega vesolja, kar so pa ljudje težko sprejeli, saj je od nekdaj veljalo in so verjeli, da se vesolje ne spreminja. Slika 1: Graf prikazuje odvisnost hitrosti oddaljevanja galaksij od njihove oddaljenosti. Bolj kot so galaksije oddaljene od nas, večja je njihova hitrost oddaljevanja. To opisuje Hubblov zakon [3]. Arthur Eddington je leta 1933 objavil učbenik Širjenje vesolja, v katerem je opisal najnovejše ideje v kozmologiji, od Einsteina pa vse do Hubbla. Razvil je tudi svojo različico Lemaîtrejevega modela, kjer prvobitni atom ne eksplodira, ampak se vesolje začne s postopnim raztezanjem in počasi pospeši do današnje stopnje [1]. 3 Friedmannove enačbe S pomočjo Einsteinove teorije relativnosti je Friedmann v enačbah povezal med seboj širjenje vesolja v odvisnosti od časa, ukrivljenost prostora ter polmer ukrivljenosti. V vesolju imamo prah, delce z gostoto ρ, hitrostjo v in gravitacijskim potencialom Φ. Enačbe, ki opisujejo prah oz. snov z lastnostjo p = 0 so [4]: 4

5 ρ + (ρv) = 0, (1) ki je kontinuitetna enačba za gostoto. Naslednja pomembna enačba je: v + (v )v = Φ, (2) ki je drugače zapisan Newtonov zakon, ki upošteva da je odvod hitrosti odvisen od časa in kraja (t.i. substencialni odvod). Zadnja enačba pa je Gaussov gravitacijski zakon in če ga zapišemo s pomočjo gravitacijskega potenciala dobimo Poissonovo enačbo: 2 Φ = 4πGρ, (3) kjer je G gravitacijska konstanta. Iz predpostavke homogenosti sledi, da gostota ni funkcija kraja, ampak je odvisna samo od časa. Iz izotropnosti pa sledi, da ima hitrost samo radialno komponento: v = v r (r,t)ˆr [4]. Če to upoštevamo pri enačbi (1) in upoštevamo še pravilo: (ρv) = v ρ + ρ v dobimo enačbo: Enačbo (2) prepišemo v: In zadnja enačba (3) se spremeni v: t (lnρ) + 1 r 2 r(r 2 v r ) = 0. (4) v r + v r r (v r ) = r Φ. (5) 1 r 2 r(r 2 r Φ) = 4πGρ. (6) Če zgornjo enačbo (6) pomnožimo z r 2, integriramo, delimo z r 2 in ponovno integriramo dobimo enačbo: Φ = 2πGρr2 + Ar 1 + B. (7) 3 Poglejmo kaj sta konstanti: A opisuje maso v središču, ker pa mora biti rešitev neodvisna od koordinatnega izhodišča postavimo konstanto na nič, B pa opisuje nek konstantni potencial, četudi nimamo mase, kar pa ni v redu, zato postavimo tudi to konstanto na nič [4]. Upoštevajmo še Hubblov zakon: v r (t) = rh(t). Najprej za enačbo (7), ki jo nato še nesemo v enačbo (5) in dobimo: d dt rh(t) + rh(t) d dt rh(t) = rḣ + rh2 = 4πGρr, (8) 3 uporabimo Hubblov zakon še na enačbi (4): t (lnρ) + 1 r 2 d dr r3 H(t) = 0. 5

6 Na tem mestu upoštevamo, da je H = Ṙ/R. Preoblikujemo in integriramo enačbo in dobimo [4]: ( ) 3 R0 ρ = ρ 0, (9) R kjer nam indeks 0 pove, da imajo te količine tako vrednost ob času t 0. Ponavadi čas t 0 postavimo na danes. Enačba opisuje, kako se energijska gostota spreminja z velikostjo vesolja oz. s časom. Sedaj združimo enačbi (8) in (9), jo še malo preoblikujemo in na koncu dobimo [4]: ) 2 (Ṙ = H 2 = 8πGρ k R 3 R2, (10) kjer je k neka konstanta. Do te enačbe pridemo s klasično (Newtonovsko) fiziko in tej enačbi pravimo Friedmannova enačba v klasični obliki. Vendar, ko enačbo apliciramo na realno vesolje naletimo na določene probleme: enačba opisuje le ravno vesolje, če želimo opisati ukrivljeno vesolje pa kršimo načelo homogenosti in izotropnosti [5]. Poleg tega pa enačba opisuje le nerelativistično snov, ne opisuje pa naprimer fotonov. Zato moramo upoštevati splošno relativnost, ki prispeva še posebne relativistične efekte. Glavna sprememba je, da gostoto mase nadomestimo z energijsko gostoto in da za masni delec upoštevamo tudi njegovo energijo E = (m 2 c 4 +p 2 c 2 ) 1/2 [5]. Z vpeljavo energije, sedaj opisujemo tudi fotone in druge brezmasne delce, ki prav tako prispevajo k razvoju vesolja. Na tem mestu vpeljemo še znano Einsteinovo kozmološko konstanto Λ. Ne bomo izpeljali kako pridemo do relativistične Friedmannove enačbe, le zapisali bomo kako se spremeni enačba (10) [4, 5]: ) 2 (Ṙ = H 2 = 8πGρ κc2 R 3c 2 R + Λ 2 3, (11) V tej enačbi κ ni le neka konstanta, ampak κ/r 2 določa ukrivljenost prostora [5]. Da ne bomo pisali vseh teh konstant, bomo vpeljali oznake, ki jih srečamo v vsaki astrofizikalni knjigi [4]: Ω m = 8πGρ 0, (12) 3c 2 H0 2 Ω κ = κc2, H0 2 Ω Λ = Λ, 3H0 2 kjer H 0 pove trenutno stopnjo širjenja vesolja, ε 0 pove trenutno energijsko gostoto, Ω m je energijska gostota v obliki materije zapisana kot delež kritične gostote, Ω Λ je delež energijske gostote v obliki energije vakuuma oz. temne energije in Ω κ preostanek, ki predstavlja ukrivljenost prostora [4]. Energijske gostote lahko tudi zapišemo kot [4]: Ω tot = Ω m + Ω Λ = 1 Ω κ, 6

7 saj je celotna energijska gostota vesolja seštevek energijskih gostot materije in temne energije, po drugi strani pa je celotna energijska gostota odvisna tudi od ukrivljenosti prostora. Če uporabimo zgornje oznake lahko enačbo (11) prepišemo v: ( H 2 = H0 2 Ωm R + Ω κ 3 R + Ω ) Λ, (13) 2 1 Omenili bi še člen, ki ni zapisan v zgornji enačbi, saj je danes zanemarljivo majhen in opisuje energijsko gostoto sevanja ter je sorazmeren z 1/R 4 [5]. Vemo, da je bilo vesolje v začetku zelo vroče, gosto in je prevladovalo sevanje, potem pa se je ohladilo in začela je prevladovati snov, kar bomo opisali v nadaljevanju. Vendar na tem mestu samo omenimo, da iz zgornje enačbe lahko določimo ta trenutek, ko je začela prevladovati snov in sicer tako, da izenačimo člen sevanja s členom gostote snovi. To naj bi se zgodilo pri starosti vesolja okoli let [6]. Matematično izpeljavo smo dali skozi, sedaj pa si poglejmo kaj zgornje enačbe fizikalno pomenijo za naše vesolje. 3.1 Ukrivljenost prostora Da bomo lažje razumeli pomen Friedmannovih enačb, si oglejmo 3 možne oblike ukrivljenosti prostora. Po splošni teoriji relativnosti, energija-masa ukrivljata prostor. Ukrivljenost prostora je odvisna od gostote mase oz. energije. Najlažje si predstavljamo ukrivljenost dvorazsežne ploskve, zato si bomo pri opisu pomagali s to analogijo. Prva oblika je raven prostor, kot vidimo na Sliki 2 zgoraj levo. Če na ravni površini potegnemo črto med dvema točkama bo ravna. Prav tako vemo, da če narišemo trikotnik, bo vsota kotov 180. Če pa narišemo krog in izmerimo njegov obseg, bo le-ta enak 2πr. Druga možna oblika je površje krogle, kot vidimo na Sliki 2 desno. Če ponovno narišemo črto med dvema točka, ta tokrat ne bo ravna, ampak ukrivljena. Ko narišemo trikotnik, vsota kotov ne bo 180, ampak bo večja [5]. Zato pravimo, da ima ta oblika pozitivno ukrivljenost in rečemo, da je vesolje zaprto. Obseg kroga pa bo manjši od 2πr [7]. Tretja možna oblika pa je hiperbolična oblika, kot vidimo na Sliki 2 spodaj levo. To obliko si najlažje predstavljamo v obliki sedla. Vsota kotov trikotnika na taki ploskvi, je manjša od 180, obseg kroga pa je večji od 2πr [7]. Za tako obliko prostora pravimo, da ima negativno ukrivljenost in tako vesolje je odprto [5]. 3.2 Friedmannovi modeli Vrnimo se nazaj na Friedmannove enačbe, kjer smo vpeljali oznake Ω m, Ω Λ in Ω κ. Zanima nas kakšno vesolje dobimo, glede na različne vrednosti vseh Ω. Opisali bomo tri najbolj osnovne modele, seveda pa obstajajo tudi kombinacije le-teh. 1. Ω κ = 0 in Ω tot = 1 Potem sledi, da ima vesolje kritično gostoto in je ravno [4]. Glede na vrednosti ostalih dveh parametrov pa povemo razvoj prostora. Če je Ω Λ = 0 se bo vesolje širilo in 7

8 Slika 2: Slika prikazuje tri možne oblike ukrivljenosti prostora. Vesolje ima lahko ravno, sferično ali hiperbolično obliko [7]. ustavilo v neskončnosti, če Ω Λ > 0 bo prevladala energija vakuuma in se bo vesolje začelo širiti eksponentno [4]. Če pa je Ω Λ < 0 potem se bo prevladala gravitacija, vesolje se bo nehalo širiti in se bo sesedlo samo vase. 2. Ω κ > 0 in Ω tot < 1 Vesolje ima gostoto manjšo od kritične, oblika prostora pa je hiperbolična [4]. Ponovno pogledamo vrednosti preostalih dveh parametrov: Če je Ω Λ = 0 potem se bo vesolje neskončno širilo, če Ω Λ > 0 bo enako kot v zgornjem primeru, vesolje se bo začelo širiti eksponetno, če pa Ω Λ < 0 se bo ravno tako sesedlo samo vase [4]. 3. Ω κ < 0 in Ω tot > 1 Tukaj je gostota večja od kritične gostote in oblika prostora je sferična [4]. Če je Ω Λ = 0 in Ω Λ < 0, bo enako kot v zgornjih dveh primerih. Pri Ω Λ > 0 pa dobimo drugačne rešitve: imamo tri možnosti. Energija vakuuma lahko preseže gravitacijski vpliv (Ω Λ > Ω Λ,c ) in vesolje se začne širiti eksponentno [4]. Če prevlada gravitacija (Ω Λ < Ω Λ,c ) se bo vesolje sesedlo samo vase in če sta gravitacija in energija vakuuma v enakem razmerju (Ω Λ = Ω Λ,c ), potem dobimo statično Einsteinovo vesolje [4]. To vesolje pa je nestabilno. Današnje vrednosti za energijo vakuuma in materije naj bi bile Ω Λ 0.72 in Ω m 0.27 [2]. Po zadnjih podatkih je gostota snovi približno enaka kritični gostoti in znaša g/cm 3, ki je enako 5.9 protonov na kubični meter [2]. Za naše vesolje to pomeni, da naj bi bilo ravno in da bo prevladala energija vakuuma, kar pomeni, da se bo vesolje začelo širiti eksponentno. 8

9 Slika 3: Slika prikazuje Friedmannove modele vesolja. Kako se bo vesolje razvijalo je odvisno od energijske gostote v obliki materije Ω m, energijske gostote v obliki energije vakuuma Ω Λ in preostanka Ω κ. Vesolje se lahko sesede samo vase, kar predstavlja oranžna krivulja, lahko se bo širilo neskončno, kar predstavlja modra krivulja ali se bo začelo širiti eksponento, kar predstavlja rdeča krivulja [8]. 4 Razvoj vesolja v prvih minutah V okviru modela velikega poka bomo predstavili kako se je vesolje razvijalo. Najprej pojasnimo ime veliki pok, ki ga pogosto narobe razumemo: vesolje se ne širi v nekem mediju, ampak gre za širjenje prostora samega in posledično za večanje razdalj med galaksijami. Poudarili bi še, da se širi samo prostor, objekti v prostoru pa ohranjajo svojo velikost. Po zadnjih podatkih naj bi bilo vesolje staro 13.7 ± 0.13 milijarde let [2]. Ob samem začetku velikem poku naj bi imelo vesolje nično velikost, posledično neskončno gostoto in temperaturo, kar imenujemo singularnost. V singularnosti odpovejo vse fizikale enačbe, zato ne moremo nič povedati o tem trenutku. Vendar pa lahko opišemo trenutke kasneje in to vedno boljše ko se oddaljujemo od začetka. Ko je bilo vesolje staro s je bilo zelo vroče: okoli K [9]. Do tega trenutka je obstajala simetrija med vsemi štirimi osnovnimi silami: gravitacijsko, elektromagnetno, močno jedrsko ter šibko jedrsko silo, a sedaj je prišlo do zloma simetrije in gravitacijska sila se je ločila od ostalih [9]. Do s se je vesolje malo razširilo in se ohladilo na K [9]. Močna jedrska in elektromagnetna sila sta se ločili. Od tega trenutka dalje je bil čas hitrega širjenja vesolja, kar imenujemo inflacija. Povečalo naj bi se za kar krat [10]. Hitro razširjenje vesolja 9

10 se je končalo pri s in se ohladilo na K [9]. Sedaj se ločita elektromagnetna in šibka jedrska sila. Vesolje še ni bilo dovolj hladno, da bi v tem obdobju obstajali elektroni, kaj šele atomi, so se pa pojavili najosnovnejši delci kvarki, zaradi trkov med fotoni [11]. Vendar so le ti hitro izginjali v procesu anihilacije in materija je v ravnovesju z antimaterijo. Vesolje se je še naprej širilo in temperatura je padala. Ko je bilo staro le 10 6 s je imelo temperaturo K [9]. Sedaj se je dovolj ohladilo za nastanek leptonov (elektronov in nevtrinov), barionov (protoni in nevtroni) ter mezonov [9]. Vesolje je še vedno zelo gosto, zato delci med seboj doživljajo trke ter vedno znova nastajajo in izginevajo. Temperatura vesolja je približno K in od začetka je pretekla 1 sekunda. Nastane malo več kvarkov kot antikvarkov, kar povzroči nekoliko večjo število barionov kot antibarionov ostal je približno 1 proton oz. nevtron na vsakih delcev [11]. Podoben proces se je dogajal pri elektronih. Protoni in nevtroni niso bili več v enakem razmerju, ampak je bilo 24% nevtronov in 76% protonov [11]. Zaradi padajoče temperature so se delci začeli obnašati kot prosti. Po nekaj minutah se je vesolje ohladilo na 10 9 K. Sedaj je bilo dovolj hladno, da so lahko v procesu nukleosinteze nastala lahka stabilna jedra iz dveh, treh ali štirih delcev, kot so devterij, helij in najpogosteje vodik [9]. Po koncu štirih minut vesolje ni bilo več dovolj vroče, da bi se nadaljevali jedrski procesi in delci so sedaj vezani v atomska jedra [9]. Še vedno pa je bilo prevroče za nastanek stabilnih atomov. V nadaljnih tisočletjih se ni zgodilo nič zanimivega, vesolje se je še vedno širilo in ohlajalo. Približno pri starosti let pa so postale sestavine vesolja prozorne za sevanje in začne se obdobje, ko prevladuje snov [9]. Jedra atomov so se združila z elektroni. Fotoni oz. elektromagnetno valovanje in materija sta se ločila preostanek elektromagnetnega valovanja pa danes lahko zaznamo in ga imenujemo sevanje kozmičnega ozadja. Temperatura v tem času je približno 3000 K. Ko se je vesolje še naprej širilo in ohlajalo, so se majhna nihanja v gostoti zaradi gravitacijskega vpliva začela večati. Začeli so se oblikovati veliki oblaki atomov, iz katerih so se kasneje začele tvoriti zvezde in galaksije [9]. In vsi elementi, ki jih danes poznamo so se začeli tvoriti z fuzijo v sredicah zvezd. Ko so te zvezde umrle oz. je prišlo do ekspolozije (supernove, nove), je le-ta razpihnila težje atome v vesolje. 4.1 Inflacija Poglejmo si bolj podrobno zakaj vpeljemo inflacijo. Inflacijska teorija predstavlja obdobje izjemno hitrega razširjenja vesolja v prvih nekaj sekundah. Teorijo potrebujemo, če želimo med drugim razložiti ravno vesolje in skoraj enako temperaturo v vseh delih vesolja, ki ga s klasičnim modelom velikega poka ne moremo. Problem ravnega vesolja: Po današnjih raziskavah WMAP je vesolje skoraj ravno, vendar po modelu velikega poka je bilo na začetku ukrivljeno in vemo, da ukrivljenost raste s časom. Da bi po standardnem modelu razložili tako ravno vesolje, kot ga vidimo danes, moramo zahtevati izredno fino uravnavanje razmer v preteklosti (parametri modela morajo imeti natančno določeno vrednost, da se strinjajo z ugotovitvami), kar bi bilo 10

11 Slika 4: Slika prikazuje razvoj vesolja od začetka do današnjega dne. Na levi strani slike vidimo, kako se je vesolje hitro razširilo to obdobje imenujemo inflacija. Nato se je hitro širjenje ustavilo in počasi so se začele oblikovati zvezde in galaksije. Po zadnjih podatkih pa naj bi se vesolje zopet začelo pospešeno širiti [12]. neverjetno naključje [2]. Inflacijska teorija problem reši drugače: Torej kako pridemo od ukrivljenega do ravnega vesolja? Najlažje, če si predstavljamo, da smo na površini zelo majhne krogle. Bilo bi nam očitno, da je površina ukrivljena in vesolje zaprto. Ko bi kroglo razširili na velikost Zemlje, ukrivljenost ne bi bila očitna in bi sklepali, da je skoraj ravno. Če pa sedaj kroglo razširimo na astronomske velikosti, bi izgledalo vesolje ravno kolikor daleč bi pogledali. In inflacija raztegne kakršnokoli začetno ukrivljenost prostora v skoraj ravno vesolje [2]. Problem obzorja: Območja vesolja v nasprotnih smereh so tako daleč narazen, da po standardnem modelu velikega poka, nikoli niso bila v stiku druga z drugim. To je zato, ker je hitrost potovanja svetlobe končna in čas da bi svetloba dosegla nasprotni si območji, preseže starost vesolja [2]. Ampak po raziskavah WMAP iz prasevanja vidimo, da ima vesolje na vseh delih enako temperaturo in je posledično moralo biti v stiku. Ker inflacija predpostavlja eksponentno rast sledi, da so bila oddaljena območja dejansko veliko bližje skupaj pred inflacijo, kot bi bilo to mogoče le s širitvijo po klasičnem modelu in s tem lahko dosežemo enotno temperaturo [2]. 11

12 5 Sestava vesolja Snov igra pomembno vlogo v kozmologiji. Kot smo videli v prejšnjem poglavju povprečna gostota snovi določa geometrijo prostora. Razvoj vesolja pa še dodatno določa pritisk/ sila snovi in kako je porazdeljena snov. Snov v kozmologiji delimo na sevanje, barionsko in temno snov ter temno energijo. Sevanje: Sevanje je sestavljeno iz brezmasnih ali zelo lahkih delcev, ki imajo hitrost svetlobe. Tak primer so fotoni in nevtrini. Sevanje je prevladovalo v začetnih stopnjah razvoja. Takrat je bila energija sevanja dovolj velika za nastajanje parov elektronpozitron in vesolje je bilo v popolnem termičnem ravnovesju. Potem pa se je vesolje ohladilo, fotoni so izgubili del energije, elektroni, protoni in nevtroni so se združili v atome in vesolje je postalo prosojno za sevanje. Fotoni iz tega obdobje predstavljajo sevanje kozmičnega ozadja, ki ga lahko zaznamo danes. Ta snov naj bi imela zelo velik pozitivni pritisk, ki je povzročila širjenje vesolja [2]. Barionska snov: To je tako imenovana navadna snov, ki je sestavljena iz protonov, nevtronov in elektronov. Sestavlja zvezde, planete, meglice... Dolgo časa je prevladovalo prepričanje, da je vesolje sestavljeno predvsem iz te snovi, danes pa vemo, da predstavlja le majhen odstotek le-te. Temna snov: Kozmološka opazovanja so pokazala, da naj bi bilo bistveno več snovi, kot jo lahko vidimo. Poimenovali so jo temna snov, prevladuje pa v zunanjih predelih galaksij, medtem ko v notranjih predelih prevladujejo običajne zvezde [13]. Glavna lastnost temne snovi je, da ne interagira z navadno barionsko maso in s svetlobo. Edina interakcija z ostalim vesoljem je gravitacijska interakcija. Torej temna masa niti ne ustavlja niti ne sipa svetlobe, jo ne proizvaja (ne seva), ne vpliva na barionsko maso razen z gravitacijskim privlakom [2]. Dokazov o temni snovi ni malo: kroženje zvezd na velikih oddaljenostih od središč spiralnih galaksij, gravitacijsko lečenje, jate galaksij, prasevanje... Narava temne snovi je še zmeraj neznana, možni kandidati pa segajo vse od črnih lukenj do eksotičnih podatomskih delcev. Temna energija: Zamisel o temni energiji se je razvila konec 20. stoletja, ko sta dve neodvisni ekipi astronomov iskali oddaljene supernove z nameni, da bi določili stopnjo upočasnitve širjenje vesolja. Bili so zelo presenečeni, ko so izmerili, da se vesolje v bistvu širi in to pospešeno. Torej v vesolju obstaja še neka sila, ki jo ne poznamo, ki je močnejša od gravitacije in povzroča širjenje. In podobno kot temno snov so vpeljali izraz temna energija. Kaj točno je ta energija še ni znano, saj je to relativno novo odkritje. Vemo le to, da naj bi bila zelo homogena, ne zelo gosta ter naj ne bi intereagirala s katerokoli osnovno silo, razen z gravitacijo [14]. WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) meri mikrovalovno sevanje ozadja to je svetloba, ki je ostanek prapoka. Nastala je, ko je bilo vesolje staro okoli 380 tisoč let [2]. Tedaj je namreč temperatura vesolja padla dovolj nizko, da so se do tedaj prosti elektroni in protoni vezali v atome vodika. S tem je vesolje postalo prozorno za svetlobo. Ker 12

13 se je vesolje širilo, se je tudi valovna dolžina tej svetlobi povečevala; pravimo, da je doživela rdeči premik in jo zato danes opazimo v mikrovalovnem področju elektromagnetnega spektra (Slika 5). Mikrovalovno sevanje ozadja ima spekter črnega telesa pri temperaturi okoli 2,7 K in je zelo homogeno [2]. V porazdelitvi opazimo nepravilnosti, ki ustrezajo spremembam temperature črnega telesa na skali nekaj deset mikrokelvinov in te nepravilnosti so posledica majhnih fluktuacij v gostoti snovi, zaradi česar so kasneje nastale zvezde, kopice, galaksije [4]. Po zadnjih rezultatih WMAP iz leta 2003 naj bi bilo navadne barionske snovi samo 4.6%, temne snovi 23.3% in temne energije 72.1% vsega vesolja [2]. Slika 5: Prasevanje - sevanje, ko je bilo vesolje staro 300 tisoč let. V porazdelitvi opazimo nepravilnosti, ki ustrezajo spremembam temperature črnega telesa na skali nekaj deset mikrokelvinov. 6 Zaključek V samo nekaj desetletjih je na področju kozmologije prišlo do velikih sprememb. Še na začetku 20. stoletja je veljalo, da je vesolje statično in nespremenljivo, danes pa je preko različnih opazovanj potrjeno, da je zelo dinamično in da se širi. Friedmannova enačba stanja vesolja nam ponuja tri modele vesolja, ki so odvisni od gostote snovi v vesolju. Model velikega poka nam opiše razvoj vesolja od prvih stotink sekunde pa vse do danes. Ponudi nam tudi 3 možnosti glede konca: veliki stisk vesolja (nehalo se bo širiti in se bo začelo pospešeno krčiti), veliki hlad (termonuklearne reakcije v zvezdah bodo počasi ugašale in na koncu bodo ostala končna stanja zvezde: nevtronske zvezde, črne pritlikavke, črne luknje... ) ali veliki razpad (temna energija bo prevlada nad drugimi osnovnimi silami, kar bo povzročilo razpad atomov na osnove delce) [2]. Kaj se bo zgodilo je odvisno od tega ali je gostota vesolja večja ali manjša od kritične gostote. Poleg teorije velikega poka so obstajale tudi druge teorije, vendar je opisana teorija edina konsistentna z opazovanji. 13

14 Literatura [1] S. Singh, Veliki pok, (Učila International, 2007) [2] ( ) [3] ( ) [4] A. Slosar, Kozmologija, 8 predavanj, [5] B. Ryden, Introduction to cosmology, (Department of Astronomy, The Ohio States University, 2006) [6] ( ) [7] S. Dolenc, relativnost_splosna.htm ( ) [8] ( ) [9] ( ) [10] S. Hawking, Kratka zgodovina časa (DMFA, 2003) [11] S. Weinberg, Prve tri minute, (DMFA, 1991) [12] ( ) [13] S. Hawking, Vesolje v orehovi lupini (Učila international, 2004) [14] R. R. Caldwell - Dark energy,