KORENI SAVREMENOG KOSMOLOSKOG MODELA Biolog J. B. S. Haldan jednom je
zapisao: “Univerzum nije cudan koliko mi to mislimo, nego je cudniji
nego sto mozemo da zamislimo”. Nocno
nebo ostavlja snazan utisak o nepromenjivosti Univerzuma. Ukoliko se baci
pogled prema nebu za neke vedre noci bez mesecine, sva je prilika da ce
najsjajnija tela na njemu biti planete Venera, Mars, Jupiter i Saturn.
Videce se takodje veoma veliki broj zvezda, koje su prilicno slicne nasem
Suncu, ali su na znatno vecoj udaljenosti od nas. Neke od ovih nepomicnih
zvezda, medjutim, kao da ipak sasvim malo menjaju medjusobni polozaj kako
Zemlja kruzi oko Sunca: one, zapravo, uopste nisu nepomicne! Zvezde se
krecu brzinom od nekoliko stotina kilometara u sekundi, pa tako jedna brza
zvezda moze u toku godine da predje i rastojanje od oko 10 milijardi
kilometara, ali ovo je hiljadu puta manje od rastojanja do nama najblizih
zvezda. Zato se polozaj zvezda na nebu menja veoma sporo. Jedna relativno
brza zvezda poznata je pod imenom Bernardova
zvezda. Udaljena je od nas oko Nase znanje o sirenju vasione pociva na cinjenici da astronomi mogu da odrede kretanje nekog svetleceg tela duz linije vida mnogo preciznije nego sto 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 zvucni ili svetlosni talas koji dolazi iz nepokretnog izvora vreme koje instrumenti registruju izmedju dolaska dva susedna talasna brega jednako je vremenu koje registruju instrumenti izmedju ista ta dva brega u trenutku emitovanja. Ali, ako se izvor talasa krece u odnosu na posmatraca uocavaju se bitne razlike. Ovde se mogu razlikovati dve situacije: ako se izvor priblizava posmatracu ili ako se od njega udaljava. U prvom slucaju, kad se izvor udaljava od posmatraca, vreme koje protekne izmedju dolaska dva susedna brega vece je nego vreme koje protekne izmedju ova dva brega pri njihovom emitovanju iz izvora, jer svaki sledeci breg talasa prelazi nesto veci put od brega pre njega. Pretpostavimo da bregovi talasa napustaju izvor u jednakim vremenskim intervalima, razdvojeni periodom T. Ako se izvor udaljava od posmatraca brzinom v, onda ce se u toku perioda izmedju dva uzastopna brega udaljiti na rastojanje vT. Ovo povecava vreme potrebno da talasni breg stigne od izvora do posmatraca za iznos vT/c, gde je c brzina svetlosti. Odatle se izvodi zakljucak da je vreme izmedju dolaska susednih talasnih bregova:
Slicno, ako se izvor talasa krece ka nama, vreme izmedju dolaska susednih bregova se smanjuje, jer svaki sledeci breg prelazi krace rastojanje pa se cini da se talasna duzina smanjuje. To je kao kad bi, na primer, trgovacki putnik sa putovanja slao pismo kuci redovno jedanput nedeljno: dok bi putovao od kuce ka cilju putovanja svako sledece pismo trebalo bi da putuje nesto duze od prethodnog, pa bi pisma stizala nesto redje nego jedanput nedeljno; pri povratku kuci, medjutim, svako sledece njegovo pismo prelazilo bi kraci put od prethodnog, pa ce pisma stizati nesto cesce nego jedanput nedeljno. Danas moze lako da se opazi Doplerov efekat kod zvucnih talasa – dovoljno je samo stati pored puta da bi se zapazilo da zvuk motora nekog brzog automobila ima visi ton (tj. kracu talasnu duzinu) dok se on priblizava nego dok se udaljava. Ovu pojavu prvi je uocio Johan Kristian Dopler, profesor matematike u Pragu, 1842. god (i kod svetlosnih i kod zvucnih talasa). Dopler je smatrao da bi ovaj efekat mogao da objasni razlike u boji zvezda. Po njemu talasna duzina svetlosti koju emituju zvezde koje se udaljavaju od Zemlje trebala bi da bude pomerena ka vecim talasnim duzinama, tj. ka crvenom delu spektra, pa bi nam ovakve zvezde izgledale crvenije. Isto tako i talasna duzina svetlosti zvezda koje se nama priblizavaju trebala bi da se pomera ka kracim talasnim duzinama, tj. plavom delu spektra, pa bi ovakve zvezde trebalo da vidimo kao plave. Ali, ubrzo su Bojs-Balot i drugi fizicari pokazali da Doplerov efekat nema uticaja na boju zvezda; tacno je da se talasna duzina svetlosti zvezde koja se udaljava od nas pomera ka crvenom delu spektra, ali istovremenu se deo nevidljivog ultraljubicastog zracenja pomera ka plavom kraju vidljivog spektra, tako da se u celini boja zvezde ustvari ne menja.
Godine 1868. Doplerov efekat dobio je veliki znacaj za astronomiju, kad je poceo da se primenjuje za proucavanje linijskih spektara. Minhenski opticar Jozef Franhofer je 1814 i 1815. godine otkrio da ako se sunceva svetlost propusti prvo kroz uzan prorez a zatim kroz opticku prizmu, na dobijenom delu spektra se uocavaju stotine tamnih linija. Ove tamne linije su se uvek nalazile na istim mestima u spektru i svaka je odgovarala jednoj odredjenoj talasnoj duzini svetlosti. Te iste linije Franhofer je otkrio i u spektrima meseca i nekih sjajnih zvezda. Uskoro je shvaceno da su one rezultat selektivne apsorpcije svetlosti odredjenih talasnih duzina do koje dolazi pri prolasku svetlosti emitovane sa povrsine zvezde kroz njenu atmosferu. Svaka linija je posledica apsorpcije svetlosti od starne odredjenog hemijskog elementa. Mi danas znamo da talasne duzine ovih tamnih linija odgovaraju talasnim duzinama fotona, pri kojima on ima dovoljno energije da prevede atom nekog elementa iz stanja nize energije u pobudjeno 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 polozaj u Suncevom spektru. Ovu pojavu je on tacno objasnio na osnovu Doplerovog pomaka, odnosno kao posledicu kretanja posmatrane zvezde od Zemlje, ili ka njoj. Odredjivanje brzine pomocu Doplerovog pomaka je vrlo precizna metoda, jer se talasne duzine mogu meriti sa veoma velikom tacnoscu - nije nista cudno da se tabelarne vrednosti talasnih duzina daju i sa 8 znacajnih cifara. Ova tehnika zadrzava isto tako svoju tacnost bez obzira na udaljenost svetlosnog izvora, samo ako je posmatrana zvezda dovoljno sjajna u odnosu na nocno nebo da bi spektralne linije mogle jasno da se uoce. Doplerov efekat je postao znacajan u kosmologiji tek onda kada su astronomi poceli da proucavaju spektre objekata koji su mnogo udaljeniji od vidljivih zvezda. Pored Meseca, planeta i zvezda na nocnom nebu postoje jos dva objekta koja se vide na nebu, a od velikog znacaja su za kosmologiju.
Jedan od njih je toliko upadljiv i sjajan da se u toku vedrih letnjih noci jasno vidi i golim okom. To je svetla traka koja se pruza u velikom luku preko nebeskog svoda, poznata jos iz drevnih vremena kao Mlecni put. Godine 1750. Englez Tomas Rajt izdao je knjigu Orijentalana teorija ili nova hipoteza o vasioni, u kojoj je izneo svoje misljenje da zvezde leze u ravni jedne pljosnate ploce, oblika tocila, konacne debljine, ali ogromne povrsine. Trebalo je da prodje mnogo vremena da bi Rajtova teorija bila prihvacena. Danas znamo da je Mlecni put sacinjen od jednog pljosnatog zvezdanog diska, precnika od oko 80 hiljada svetlosnih godina i debljine od oko 6 hiljada svetlosnih godina. On takodje sadrzi i jedan sferni zvezdani halo, precnika skoro 100 hiljada svetlosnih godina. Njegova ukupna masa se procenjuje na oko 100 milijardi Suncevih masa. Suncev sistem se nalazi na negde oko 30 hiljada svetlosnih godina od centra diska. Citav ovaj sistem se danas obicno naziva Galaksija ili, posmatrano sire “nasa galaksija”. Drugi objekat na nocnom nebu mnogo je manje upadljiv od Mlecnog puta. U sazvezdju Andromeda postoji jedan maglicast pramen koji nije lako uociti, ali koji se jasno vidi tokom vedrih noci, ako znate gde da trazite. Verovatno prvi zapis o ovom objektu je onaj u Knjizi o zvezdama stajacicama, 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 otkricem teleskopa, pronadjeno je jos mnogo ovakvih objekata, a astronomi su shvatili da ih ovi objekti ometaju u istrazivanju kometa. Sa ciljem da sastavi spisak objekata koje ne treba posmatrati dok se “love” komete, Sarl Mesije je 1781. godine izdao svoj cuveni katalog Magline i zvezdana jata. Astronomi jos uvek 110 objekta oznacavaju brojevima kojima ih je Mesije oznacio u svom katalogu. Tako je maglina Andromeda oznacena sa M31, maglina Raka sa M1, itd. Jos u Mesijevo vreme znalo se da svi objekti ovog kataloga nisu medjusobno isti. Neki su ocigledno jata zvezda (npr. Plejade – M45), drugi su nepravilni oblaci blestavog gasa (npr. velika maglina u Orionu – M42). Danas znamo da se obe ove vrste objekata nalaze u nasoj galaksiji i da oni nemaju veliki znacaj za kosmologiju. Medjutim, jednu trecinu objekata u ovom katalogu cinile su bele magline, prilicno pravilnog elipticnog oblika, slicne vec pomenutoj Andromedinoj maglini. Usavrsavanjem teleskopa otkrivano je sve vise i vise 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 razluce spiralne magline u zvezde i njihova prava priroda ostala je nerazjasnjena.
Pretpostavku da su neke od maglina ustvari galaksije kao sto je nasa prvi je izneo Emanuel Kant. Prihvativsi Rajtovu teoriju o Mlecnom putu Kant je 1755. godine u svojoj Opstoj istoriji prirode i teoriji o nebu izneo hipotezu da su magline oblika kruznog diska i velicine kao sto je nasa galaksija. Ideja o vasioni ispunjenoj galaksijama bilo je siroko prihvaceno u XIX veku. Ipak, i dalje je postojala mogucnost da su to takodje objekti u nasoj galaksiji, kao ostali objekti Mesijeovom katalogu. Veliki izvor zablude bila su otkrica zvezdanih eksplozija u nekim od spiralnih maglina. Ako su ove magline zaista nezavisne galaksije, suvise udaljene da bismo u nima razlikovali pojedine zvezde, onda bi ove eksplozije morale da budu neverovatno snazne. Mi danas znamo da su ove zvezdane eksplozije bile takvog reda velicine “da i sama masta mora da ustukne pred tom mogucnoscu”. To su bile supernove – eksplozije u kojima svetlost jedne zvezde postaje po intenzitetu jednaka svetlosti citave galaksije, ali 1893. god. to nije bilo poznato. Tek je Edvin Habl 1923. godine pomocu novopostavljenog 100” teleskopa na Maunt Vilsonu, u blizni Los Andjelesa, po prvi put bio u mogucnosti da vidi pojedinacne zvezde u maglini Andromeda. Video je da se u spiralnim kracima ove magline nalaze promenljive zvezde tada vec dobro proucenog tipa – cefeide. Kod ovog tipa promenljivih zvezda moguce 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 pomocu ta dva podatka bio je u mogucnosti da izracuna daljinu zvezde, odnosno citave magline. Da bi ovo izracunao koristio je prosto pravilo da je vidljivi sjaj direktno proporcionalan apsolutnom sjaju i obrnuto proporcionalan kvadratu rastojanja. Habl je zakljucio da se maglina Andromede nalazi na udaljenosti od 900.000 svetlosnih godina, odnosno na 10 puta vecoj daljini od najudaljenijih poznatih objekata u nasoj galaksiji. Volter Bad i drugi astronomi kasnije su ponovo odredjivali rastojanje do magline Andromeda i danas se ono procenjuje na oko 2,2 miliona svetlosnih godina, ali sustina postupka bila je jasna jos 1923. godine. Prema tome, maglina Andromeda i hiljade slicnih maglina su galaksije kao sto je i nasa, nalaze se na velikim rastojanjima i ispunjavaju vasionu u svim pravcima.
Pre nego sto je utvrdjena prava priroda maglina astronomi su mogli da identifikuju linije u njihovim spektrima kao linije u poznatim atomskim spektrima. U periodu izmedju 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 protumaceni kao posledica Doplerovog efekta i ukazivali su na to da se magline priblizavale, odnosno udaljavale od Zemlje (npr. utvrdjeno je da se maglina Andromeda priblizava Zemlji brzinom od 300 kilometara u sekundi, dok je utvrdjeno da se udaljena jata galaksija u sazvezdju 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 naseg Suncevog sistema ka pojedinim galaksijama ili od njih. Ali, ubrzo je ovo objasnjenje postalo neodrzivo zbog toga sto je otkrivano sve vise i vise galaksija sa sve vecim crvenim pomakom, odnosno galaksija koje su se od nas udaljavale. U sustini, samo su se neki nasi bliski susedi jos vise priblizavali dok su se sve ostale galaksije udaljavale. Ovo naravno ne ukazuje na to da je nas polozaj 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 otkrice da se crveni pomaci galaksija povecavaju srazmerno njihovoj udaljenosti. Ovo tumacenje je postalo opste prihvaceno. Engleski astrofizicar Edvard Artur Miln postavio je hipotezu koju je nazvao Kosmoloski princip, i on glasi: u bilo kom datom vremenskom trenutku, vasiona bi trebala da izgleda isto za posmatrace u svim tipicnim galaksijama[1], bez obzira na pravac posmatranja. Ako ovaj princip primenimo na galaksije dolazi se do zakljucka da posmatrac, bez obzira na to u kojoj se tipicnoj galaksiji nalazi, vidi ostale galaksije kako se krecu prema istom zakonu brzina. Matematicka posledica ovog principa jeste da je relativna brzina bilo koje dve galaksije proporcionalna njihovom medjusobnom rastojanju, isto onako kako je utvrdio i Habl.
Pored Doplerovog pomaka, Kosmoloski princip ima eksperimentalnu potvrdu i druge vrste. Ako uzmemo u obzir izoblicenja koja su posledica prisustva nase galaksije i obliznjeg bogatog jata u sazvezdju Device, vasiona izgleda potpuno izotropna, tj. ista, u svim pravcima (pojava mikrotalasnog suma, o kome ce kasnije biti govora, to dokazuje na jos bolji nacin). Kao i svaka druga hipoteza, i Kosmoloski model ima neka ogranicenja. Prvo, on ocigledno ne vazi na malim rastojanjima – mi se nalazimo u galaksiji koja pripada jednoj maloj grupi galaksija (zajedno sa M31 i M33) koja lezi u blizini ogromnog jata galaksija u sazvezdju Device. Kosmoloski princip, ako uopste vazi, vazi samo ako vasionu posmatramo u razmerama bar kao sto su rastojanja izmedju jata galaksija ili u razmerama od negde oko 100 miliona svetlosnih godina. Drugo bitno ogranicenje kosmoloskog modela je Ajnstajnova Specijalna teorija relativnosti, odnosno relativisticki zakon sabiranja brzina kada se brzine priblizavaju brzini svetlosti. Habl, 1929. godine, nije imao problema sa velikim brzinama, jer nijedna od galaksija koju je on proucavao nije se kretala toliko velikim brzinama. Ipak, kad kosmolozi razmisljaju o zakonima koji vaze za vasionu u celini oni moraju, bar teorijski da rade sa brzinama koje su priblizne brzini svetlosti, odnosno da se krecu u granicama Specijalne i Opste teorije relativnosti. Habl je 1929. godine procenio rastojanje do 18 galaksija pomocu vidljivog sjaja njihovih najsjajnijih zvezda i uporedio dobijene vrednosti sa brzinama galaksija odredjenih na osnovu Doplerovog pomaka. Zakljucio je da postoji linearna zavisnost izmedju brzina i udaljenosti galaksija. Dve godine kasnije situacija u kosmologiji se dosta poboljsala i Habl je mogao oda proveri odnos proporcionalnosti izmedju brzina i udaljenosti na galaksijama cije su brzine bile u opsegu do 20.000 km/s. Tada je on proracunima dosao do zakljucka da povecanje brzine iznosi 170 kilometara u sekundi na svaki milion svetlosnih godina. Ova vrednost koja oznacava porast brzine sa rastojanjem danas je poznata kao Hablova konstanta[2]. Habl je zajedno sa strucnjakom za spektroskopiju Miltonom Hamasonom od 1936. godine mogao da meri udaljenost i brzinu jata galaksija Veliki Medved II. Tom prilikom oni su pronasli 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 tadasnjih tehnickih mogucnosti, pa je Habl morao da prekine sa svojim radom na ovom planu. Posle rata postavljeni su veci teleskopi a Hablov rad nastavili su drugi astronomi i on traje do danasnjih dana.
Na osnovu svih posmatranja izvrsenih u prethodnih 50 godina moze se izvuci jedan opsti zakljucak – galaksije se udaljavaju od nas brzinama proporcionalnim njihovoj udaljenosti (bar kad su u pitanju brzine koje ne podlezu Ajnstajnovoj teoriji relativnosti, tj. brzine mnogo manje od brzine svetlosti). Iz ovoga, naravno, ne treba izvuci pogresan zakljucak o nasem specijalnom polozaju u vasioni. Na osnovu savremenih merenja i rekalibracije odnosa period-sjaj promenljivih zvezda uneta je najznacajnija modifikacija u prvobitni Hablov zakljucak – sad se udaljenost do dalekih galaksija procenjuje na oko 10 puta vecu vrednost nego u Hablovo vreme. Danas se smatra da Hablova konstanta iznosi oko 15 kilometara u sekundi u milion svetlosnih godina (odnosno kako se cesce koristi 50 kilometara u sekundi po megaparseku). Neko bi mogao da pomisli, sad, kakve veze ima sve ovo do sada receno sa nastankom vasione. Pa krenimo redom. Ako se galaksije udaljavaju jedna od
druge nekada u proslosti one su morale da budu vrlo blizu jedna drugoj.
Brzina kojom se galaksije udaljavaju je konstantna pa na osnovu toga
mozemo da izracunamo vreme koje je bilo potrebno da galaksije dodju na
rastojanje na kome se nalaze, ali zbog toga sto je brzina proporcionalna
rastojanju zakljucujemo da je vreme udaljavanja bilo koje dve galaksije
uvek isto – odnosno, sve galaksije su u istom trenutku u proslosti
morale da se nalaze jedna uz drugu. Ako uzmemo da je vrednost Hablove
konstante
Naravno, treba napomenuti da interpretacija crvenog pomaka nije opste prihvacena. Mi ne opazamo 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 razlicitu vrednost crvenog pomaka, tj. razlicite brzine – ako su ova jata galaksija stvarno fizicka a ne vizuelna onda galaksije u nima ne bi smele da imaju razlicite brzine jer bi se jata raspala. Takodje je 1963. godine otkrivena jedna nova klasa astronomski objekata koji imaju izgleda zvezda, ali njihovi crveni pomaci su ogromni, u nekim slucajevima 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 kolicine energije da bi bili toliko sjajni. Tako se o kvazarima mislilo 1963. godine a danas se zna da je to zapravo tacno, a broj onih koji ovu interpretaciju crvenog pomaka i sirenje svemira ne prihvataju iz dana u dan je sve manji.
Da bi potvrdili tacnost iznesenih pretpostavki u vezi crvenog pomaka potrazimo neki drugi dokaz o starosti vasione a samim tim mozemo i da potvrdimo hipotezu o njenom sirenju. Mi raspolazemo prilicnim brojem dokaza da je nasa galaksija stara izmedju 10 i 15 milijardi godina (procena se bazira na proceni kolicine razlicitih radioaktivnih izvora u zemlji, posebno izotopa U235 i U238, kao i na rezultatima proracuna razvoja zvezda). Ne postoji direktna veza izmedju stepena radioaktivnosti ili evolucije zvezda i crvenog pomaka udaljenih galaksija, tako da je opravdana pretpostavka da starost vasione izvedena iz Hablove konstante predstavlja pravi pocetak. Razumljivo je sto je u Hablovo vreme
malo ljudi verovalo u tacnost ovog tumacenja crvenog pomaka. Tada je
Hablova konstanta bila mnogo veca – oko
Svemir koji nastaje na osnovu ove hipoteze je ustvari jedan roj galaksija koji se siri. Do sada smo se bavili onim sto se u fizici naziva “kinematika” – opisom kretanja, odvojeno od delovanja bilo kakvih sila koje upravljaju tim kretanjem. Astrofizicari vec vekovima pokusavaju da razumeju i dinamiku vasione. Ovo je neizbezno dovelo do proucavanja kosmoloske uloge jedne od 4 osnovnih[3] sila prirode – sile gravitacije. Prvi ko se suocio sa ovim problemom bio je Isak Njutn (ko bi drugi nego covek koji je prvi “otkrio” gravitaciju). Prema Njutnovim hipotezama ako bi materija bila rasporedjena u jednom konacnom prostoru gravitaciono privlacenje bi tezilo da privuce svu materiju ka centru tog prostora; ako bi pak materija bila rasturena po beskonacno velikom prostoru ne bi bilo centra u koji bi ona mogla da padne, u tom slucaju ona bi mogla da se skupi u beskonacan broj grudvi rasejanih po vasioni. Njutn je smatrao da na ovaj nacin moze da objasni nastanak zvezda. Teskoce koje se javljaju pri proucavanju dinamike jednog beskonacnog sistema u prilicnoj meri su zaustavile dalja saznanja na ovom planu sve do pojave Opste teorije relativnosti. U ovoj teoriji Ajnstajn je iskoristio matematiku neeuklidske geometrije (prvenstveno geometriju Lobacevskog) za opis gravitacije kao uzroka zakrivljenosti prostor vreme. Ajnstajn je pokusao da nadje neko resenje svojih jednacina koje bi opisivalo geometriju prostor-vreme za celu vasionu. Ali pod uticajem ideja koje su vladale u kosmologiji tog vremena on je resavao problem stacionarne vasione. Medjutim, takvo resenje nije bilo moguce naci. Da bi postavio model koji odgovara navedenim kosmoloskim pretposvakama bio je prinudjen da uvede jedan novi clan u svoje jednacine, tzv. kosmolosku konstantu, koja je u mnogome umanjila eleganciju njegove prvobitne teorije. Funkcija kosmoloske konstante bila je da uravnotezi privlacnu silu gravitacije na velikim rastojanjima. Na zalost Ajnstajnov model je bio statican i nije mogao da predvidi pojavu crvenog pomaka. Uporedo sa Ajnstajnom, jedan drugi astrofizicar V. de Site pronasao je drugo resenje Ajnstajnove modifikovane teorije. Iako je to resenje tada delovalo kao staticko i zbog toga bilo prihvatljivo za kosmoloske principe tog vremena, ono je imalo jednu znacajnu osobinu – predvidjalo je pojavu crvenog pomaka! Evropski astronomi tada nisu bili upoznati sa postojanjem velikih crvenih pomaka nekih maglina. Po zavrsetku I svetskog rata vesti o opazanju velikih crvenih pomaka stigle su iz Amerike u Evropu i de Sitov model je “preko noc” postao slavan. Sam Habl je reka da je de Sitov model bio taj koji je privukao paznju astronoma na znacaj zavisnosti crvenog pomaka od rastojanja i da je on, najverovatnije, imao u podsvesti ovaj model kad je 1929. god. otkrio proporcionalnost izmedju crvenog pomaka i rastojanja. Otkrice da se galaksije udaljavaju pobudilo je interesovanje za kosmoloske modele koji su homogeni i izotropni, ali ne i staticki. “Kosmoloska konstanta” vise nije bila potrebna i Ajnstajn je zazalio sto je ikad i uveo ovu konstantu u svoje formule. Ruski matematicar Aleksandar Fridman je 1922. god. pronasao je opste homogeno i izotropno resenje Ajnstajnovih jednacina. Upravo ovaj, Fridmanov model, zasnovan na prvobitnim Ajnstajnovim jednacinama bio je matematicka osnova za najveci broj savremenih kosmoloskih teorija. Fridman je postavio samo dve jednostavne pretpostavke o univerzumu: da od izgleda isto u ma kom pravcu gledali, kao i da ovo vazi bez obzira na to odakle vrsili posmatranje (o ovome je bilo reci i ranije). Samo na osnovu ove dve ideje Fridman je pokazao da ne treba ocekivati da vasiona bude staticna, tj. on je nekoliko godina pre Hablovog otkrica predvideo upravo ono sto ce Habl otkriti.
Danas znamo da postoje tri razlicita Fridmanova modela, ali on je pronasao samo jedan. Prema prvom tipu (koji je Fridman pronasao) sirenje svemira je relativno sporo, tako da ce gravitaciono privlacenje izmedju pojedinih galaksija dovesti do njegovog usporavanja i konacnog zaustavljanja. Galaksije bi tada pocele da se krecu jedna ka drugoj a vasiona bi se sazimala. Ako posmatramo rastojanje dve tipicne 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 pocelo sazimanje i rastojanje izmedju ove dve tipicne galaksije opet bi opalo na nulu. Prema drugom tipu Fridmanovih modela sirenje vasione je tako brzo da ga gravitaciono privlacenje ne moze zaustaviti, mada ga ipak usporava. Mozemo i ovde da posmatramo rastojanje izmedju dve tipicne galaksije. Kao i u prvom slucaju i ovde je njihovo pocetno rastojanje jednako nuli i tu pocinje udaljavanje galaksija nekom postojanom brzinom. Njihovo rastojanje ce se stalno povecavati i nikada nece dostici maksimum. Prema trecem modelu (koji je vrlo slican drugom) brzina sirenja vasione je taman tolika da izbegne kolabriranje. I u ovom slucaju rastojanje izmedju tipicnih galaksija pocinje na nuli da bi se zatim zauvek povecavalo. Istovremeno sa povecanjem rastojanja brzina razmicanja se neprekidno smanjuje, ali nikad ne pada na nulu. Ovde se sada postavlja jedno jednostavno pitanje: Koji Fridmanov model odgovara nasoj vasioni? Da li ce sirenje jednom prestati i poceti sazimanje? Na prvi pogled ovo pitanje deluje prilicno jednostavno, ali da li je tako? Mi jos sa sigurnoscu ne mozemo da tvrdimo koji od ova tri modela predstavlja nas univerzum. Ovde cemo napraviti kracu pauzu sa objasnjavanjem Fridmanovih modela, ali vraticemo 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 siri izotropno i ravnomerno, posmatracu u svim tipicnim galaksijama njeno sirenje izgleda ravnomerno u svim pravcima. Kako se vasiona siri talasne duzine svetlosti se produzuju proporcionalno rastojanju izmedju galaksija. Zbog toga se veruje da ovo sirenje nije posledica neke vrste kosmickog odbijanja, vec samo efekat brzina koje su galaksije stekle u nekom trenutku u proslosti, prilikom neke eksplozije. Nasi proracuni nam dozvoljavaju da ekstrapolisemo sirenje vasione unazad kroz vreme i tvrdimo da je ova ekspanzija morala da pocne negde izmedju 10 i 20 milijardi godina unazad. Videli smo kako se za manje od pola stoleca preobrazilo covekovo vidjenje Univerzuma, koje se prethodno gradilo hiljadama godina. Hablovo otkrice da se Univerzum siri, i uvidjanje beznacajnosti ove nase, plave, planete u ogromnosti Univerzuma bili su samo pocetak. Kako su se eksperimentalni i teorijski radovi sve vise umnozavali postalo je sve jasnije da je Univerzum morao imati pocetak u vremenu, sve dok to nisu u potpunosti dokazali 1970. Penreouz i Stiven Hoking, na osnovu Ajnstajnove teorije relativnosti. Ovaj dokaz pokazao je da je opsta teorija u sustini nepotpuna teorija: ona nam ne moze reci kako je vasiona pocela, zato sto predvidja da svi zakoni fizike, kao i ona sama, vise ne vaze na pocetku vasione. Medjutim, opsta teorija relativnosti i tvrdi da je samo delimicna teorija, tako da ono sto teorije o singularnosti uistinu pokazuju jeste da je postojalo jedno vreme u veoma ranoj vasioni kada je ona bila tako mala da se tu vise nisu mogla zanemariti dejstva u malim razmerama druge velike delimicne teorije dvadesetog veka, kvantne mehanike. Pocetkom sedamdesetih godina, dakle, bili smo prinudjeni da nase traganje za razumevanjem Vaseljene preusmerimo sa teorije o izuzetno velikom na teoriju o izuzetno malom.
|
