STA NAS DALJE OCEKUJE ?
Do sada je bilo reci o onome sta se vec desilo, kako je vasiona nastala i kako se razvijala do danasnjih dana. Sada nam ostaje da vidimo sta mozemo da ocekujemo u buducnosti. U nastavku ce biti reci o tome kako ce vasiona nastaviti svoj zivot i kakav ce biti njen kraj, ako ga uopste bude bilo. Setimo se Fridmanovih modela univerzuma sa pocetka price. Znamo da postoje dva [1] osnovna Fridmanova modela – prvi, prema kome ce univerzum nastaviti da se siri u beskonacnost, i drugi, tzv. model pulsirajuce vasione, po kome ce se univerzum siriti do neke granice a zatim okoncati svoj zivotni put u singularitetu Velikog Sazimanja. Kako ce izgledati buducnost vasione? Galaksije se udaljavaju jedna od druge, ali istovremeno one i stare. Zvezde u galaksijama se razvijaju, postajuci crveni dzinov, a zatim okoncavaju svoj zivot. Deo mase zastupljen u zvezdama reciklira se posto se gas iz zvezda izbacuje u obliku planetarnih maglina ili ostataka supernova. Deo ovog izbacenog gasa ce formirati nove zvezde. Ali, recikliranje nije savrseno. Zvezda se formira iz medjuzvezdanog gasa. Kad se ugasi ona deo svoje mase vraca medjuzvezdanom gasu u spektakularnim eksplozijama nova i supernova, ali drugi deo mase ostaje na “zvezdanom groblju” u vidu belog patuljka, neutronske zvezde ili crne rupe. Zvezde u galaksiji se razvijaju dok galaksija stari; sjajne plave zvezde iscezavaju, vracajuci medjuzvezdanom prostoru deo svoje mase, ali ne svu koju su od njega uzele. Kako “godine” prolaze sve vise i vise zvezdanog gasa preradjuje se procesom zvezdane evolucije i na kraju od toga ostaju samo zvezdani ugarci. Malo-pomalo, preostaje sve manje gasa za stvaranje novih zvezda. Jedino sto preostaje to su zvezde male mase i male svetline, koje svoje nuklearno gorivo sagorevaju veoma sporo. Konacno i ove zvezde takodje umiru. Na kraju galaksija se sastoji jedino od belih patuljaka i neutronskih zvezda, koji se polako hlade da bi na kraju postali crni patuljci. Dugorocno gledano svaku galaksiju ce sacinjavati samo bezivotni zvezdani ugarci. Ovakva otvorena vasiona ne nudi nikakvu nadu za podmladjivanje. Galaksije ce se sve vise i vise medjusobno udaljavati, pa ce zbog toga posmatrac sa bilo koje od tipicnih galaksija videti da se ostale galaksije od njega sve vise i vise udaljavaju postaju sve tamnije i tamnije. Naravno, ako se posmatraceva galaksija nalazi u jatu on nece moci da uoci da se drugi clanovi jata udaljavaju zbog toga sto se siri vasiona a ne jato gravitacijom povezanih galaksija. Ali, on ce biti svedok starenja njegove i drugih galaksija, posto zvezde u njima postaju sve starije i tamnije. U otvorenoj vasioni kosmos odumire kao casovnik koji je navijen i ostavljen da otkucava. Kao i sve njoj vasiona prolazi kroz ciklus zivota: rodjena je u blesku slave zvanoj Veliki Prasak, ona zivi dok se galaksije formiraju i sire, od kojih se svaka razvija darujuci rodjenje zvezdama i civilizacijama, i umire dok se galaksije sve vise i vise udaljavaju jedne od drugih, od kojih svaka prati kako se njene zvezde razvijaju u bezivotne bele patuljke, neutronske zvezde i crne rupe. Drugi Fridmanov model, zatvorena
ili pulsirajuca vasiona, moze da ponudi sliku koja u estetskom pogledu
mnogo vise obecava. Pojedinacne galaksije ce se razvijati na isti nacin
kao i u otvorenoj vasioni, ali sama vasiona ce dati nesto nade za
podmladjivanje. Sirenje ce se usporavati, zaustaviti a zatim preokrenuti
u sazimanje. Ako je, na primer, gustina vasione dva puta veca od
kriticne gustine a sadasnja vrednost Hablove konstante (
Bar toku ranog perioda sabijanja, astronomi (kad bi ih bilo) moci ce da se zabavljaju posmatrajuci istovremeno pojavu i crvenog i plavog pomaka. Svetlost iz obliznjih galaksija bice emitovana u trenutku kad je vasiona veca nego u trenutku kad ova dospe do posmatraca, pa ce zbog toga biti pomerena ka kracim talasnim duzinama – ka plavom delu spektra. Sa druge strane, svetlost koja ce poticati sa veoma udaljenih objekata bice emitovana u trenutku kad je vasiona manja nego onda kad je posmatrac vidi, pa ce delovati da je pomerena ka crvenom delu spektra. Temperatura kosmickog suma fotona i neutrina ce opadati sa sirenjem Univerzuma, ali kad on pocne da se sabija ova temperatura ce opet poceti da raste, i uvek ce biti obrnuto srazmerna velicini Univerzuma. U pocetku nece biti potrebe za uzbunu – hiljadama miliona godina temperatura mikrotalasnog suma ce biti toliko niska da ce i sama detekcija ovog suma predstavljati izuzetan napor. Medjutim, kad se vasiona bude sabila na jedan stoti deo sadasnje velicine mikrotalasni fon ce poceti da dominira nebom – nebo ce nocu biti isto toliko toplo (300 K) kao sto je sad danju. Sedamdeset miliona godina kasnije velicina Univerzuma ce se smanjiti jos deset puta i nasim naslednicima (naravno, ako ih bude bilo) nebo ce postati nepodnosljivo svetlo. Molekuli u atmosferi planeta, zvezda i u medjuzvezdanom prostoru pocece da se raspadaju na svoje sastavne delove – atome, a atomi ce se raspadati na slobodne elektrone i atomska jezgra. Posle sledecih 700.000 godina temperatura Univerzuma dostici ce 10 miliona stepeni, i tada ce i same zvezde i planete biti rastvorene u kosmickoj kasi zracenja, elektrona i atomskih jezgra. U sledecih 22 dana temperatura ce porasti na 10 milijardi stepeni. Jezgra ce poceti da se raspadaju na protone i neutrone, unistivsi tako sav trud zvezdane i kosmoloske nukleosinteze. Ubrzo zatim u medjusobnim sudarima fotona nastace veliki broj elektrona i pozitrona, a kosmicki sum neutrina i antineutrina ponovo ce stupiti u toplotnu ravnotezu sa ostalim delom vasione. Da li zaista mozemo da dovedemo ovu tuznu pricu do njenog kraja, do stanja beskonacne temperature i gustine? Da li vreme zaista prestaje da tece nekih tri minuta posto je temperatura dostigla milijardu stepeni? Ocigledno, ne mozemo da budemo sigurni. Sve nejasnoce na koje smo nailazili ranije, dok smo govorili o nastanku Univerzuma, ponovo se vracaju i zbunjuju nas, kad pokusamo da zavirimo u poslednju stotinku sekunde. Pre svega, na temperaturi iznad 1032 K citava vasiona mora da se opise zakonima kvantne mehanike, a niko nema bilo kakvi ideju sta se tada zapravo desava. Iz svega ovoga neki kosmolozi izvlace neku nadu. Mozda ce Univerzum doziveti u tom trenutku neku vrstu kosmickog “odskoka” i ponovo poceti da se siri. Ali, ako Univerzum pocne opet da se siri ovo sirenje ce se opet usporavati i konacno prestati, ustupajuci mesto sazimanju... a zatim ce uslediti jos jedan kosmicki odskok, i dokle tako? Ako je ovo stvarno nasa buducnost, onda je to verovatno i nasa proslost. Sadasnja vasiona koja se siri bila bi samo jedna faza posle nekoliko prethodnih sabijanja i odskoka. Ako gledamo jos dalje unazad, mozemo da zamislimo jedan beskonacni ciklus sirenja i sabijanja, kako se pruza u beskonacnu proslost bez pocetka i kraja. Mozemo li do sagledavanja buducnosti doci preko istrazivanja proslosti? Ne, ne mozemo. Nas pogled u daleku proslost nailazi na prepreku kad pokusamo da zavirimo iza faze neposredno pre formiranja helijuma. Posmatranja mogu da nam saopste kako je jednom, nekada davno, vasiona bila topla i gusta. To je sve sto mogu da nam kazu opazanja kojima danas raspolazemo. Ono sto se desilo pre toga stvar je pukog nagadjanja. Najverovatnije se sada mnogi pitaju koji Fridmanov model je tacan? Da li je vasiona otvorena ili zatvorena? Ovde opisani scenario daje zatvorenoj vasioni malo lepsi izgled nego otvorenoj, ali estetski sud je bez znacaja u ovakvom procenjivanju. Da bi odgovorili na ovo, na izgled jednostavno, ali ipak vrlo komplikovano pitanje moramo znati sadasnju brzinu sirenja vasione kao i njenu trenutnu prosecnu gustinu. Ako je kriticna gustina iznad neke kriticne vrednosti gravitacija ce u jednom trenutku nadvladati, zaustaviti sirenje, a zatim ce poceti sazimanje; ako je pak kriticna gustina ispod kriticne vrednosti univerzum ce nastaviti sirenje u beskonacnosti. Sada cemo uz pomoc matematike izracunati koliko iznosi ta kriticna gustina u zavisnosti od stope sirenja, tj. u zavisnosti od Hablove konstante. Da bi ovo izracunali posmatrajmo sferu galaksija poluprecnika R (R mora da bude vece od rastojanja izmedju jata galaksija ali i manje od bilo kog rastojanja koje karakterise vasionu u celini). Masa ove sfere iznosi:
Prema Njutnovoj teoriji gravitacije odavde mozemo da izracunamo potencijalnu energiju bilo koje tipicne galaksije na povrsini ove sfere, i ona iznosi:
u ovoj
jednacini m je masa galaksije,
a G Njutnova gravitaciona
konstanta i iznosi
Sada mozemo da izracunamo i kineticku energiju ove tipicne galaksije po formuli:
Kao sto je poznato, ukupna energija nekog tela [2] jednaka je zbiru kineticke i potencijalne energije tog tela. Isto ovo mozemo primeniti i na “nasu” tipicnu galaksiju, njena ukupna energija bice:
Ukupna energija mora da bude konstantna u toku sirenja vasione (energija se ne moze unistiti niti iz cega stvoriti). Sada su moguca dva slucaja: ako je E negativno, galaksija ne moze nikad da se udalji u beskonacnost, jer potencijalna energija opada sa rastojanjem i pri veoma velikim rastojanjima postaje zanemarljiva, pa je ukupna energija onda jednaka kinetickoj energiji, koja je kao sto znamo uvek pozitivna; druga mogucnost je da E bude pozitivno, tada galaksija moze da dospe u beskonacnost sa izvesnim iznosom preostale kineticke energije. Na osnovu ovoga zakljucujemo da galaksija imala kriticnu brzinu ukupna energija E mora da bude jednaka nulu. Na osnovu ovog uslova gornju jednacinu mozemo napisati kao:
Odatle se dobija da kriticna gustina r iznosi:
Ova vrednost za kriticnu gustinu
dobijena je na osnovu klasicne, Njutnove fizike, ali ona vazi i u
slucaju relativisticke vasione, samo se tada r
predstavlja kao ukupna energija podeljena sa c2. Ako sada u
ovu jednacinu unesemo standardnu vrednost za Hablovu konstantu Za sada imamo samo vrednost kriticne gustine, a sta je sa brzinom sirenja Univerzuma. Sadasnju brzinu sirenja Univerzuma mozemo da odredimo merenjem brzina galaksija koje se od nas udaljavaju, pomocu Doplerovog efekta. Ovo merenje je moguce izvesti dosta precizno. Udaljenosti do galaksija nisu sasvim dobro poznate zato sto nismo u mogucnosti da ih direktno merimo. Sve sto znamo u ovom trenutku je da se Univerzum siri za vrednost izmedju 5 i 10 % svakih milijardu godina. Vratimo se sad opet prosecnoj gustini materije u vasioni. Ovde su stvari jos neizvesnije nego kad je u pitanju brzina sirenja. Ako saberemo mase svih zvezda koje mozemo da vidimo u nasoj galaksiji i u ostalim galaksijama, vrednost koju dobijamo ne dostize ni jedan stoti deo one koja je neophodna da bi se zaustavilo sirenje Univerzuma, cak i u slucaju najnize stope sirenja. Nasa galaksija i ostale galaksije zasigurno, medjutim, sadrze velike kolicine “tamne materije” koju ne mozemo neposredno videti, ali za koju znamo da mora postojati zbog uticaja njenog gravitacionog privlacenja na orbite zvezda u galaksijama. Stavise, vecina galaksija javlja se u jatima, tako da se, na slican nacin, moze pretpostaviti prisustvo novih kolicina tamne materije izmedju galaksija u tim jatima po dejstvu koje ona vrsi na njihovo kretanje. Kada se uzme u obzir sva ova tamna materija, dobijamo tek jednu desetinu kolicine neophodne da bi se zaustavilo sirenje. Ne mozemo, medjutim, iskljuciti mogucnost da postoje i neki drugi oblici materije (smatra se da bi ta “dodatna” materija mogu da budu neutrini, ali pod uslovom da se dokaze da je njihova masa mirovanja razlicita od nule), razmesteni gotovo jednoobrazno po Univerzumu, koje jos nismo otkrili i koji bi ipak mogli podici prosecnu gustinu Univerzuma do kriticne vrednosti neophodne da bi se sirenje zaustavilo. Sadasnji nalazi ukazuju na to da ce Univerzum verovatno nastaviti zauvek da se siri, ali sve u sta stvarno mozemo biti sigurni jeste da cak i ako dodje do kolabriranja Univerzuma, ono se nece dogoditi bar jos narednih deset milijardi godina, buduci da se ona vec siri najmanje toliko vremena. Ovo, medjutim, ne bi trebalo mnogo da nas brine: u to vreme, osim ako ne budemo preduzeli kolonizaciju izvan Suncevog sistema, covecanstvo ce vec odavno izumreti, isceznuvsi zajedno sa nasim Suncem!
|
