Sta je bilo posle?
Nesto kasnije desava se jedan od najznacajnijih dogadjaja u evoluciji svemira – temperatura opada do vrednosti na kojoj jezgra deuterijuma mogu da opstanu. Odmah zatim pocinje formiranje tezih atomskih jezgara. Jezgra teza od helijuma se ne formiraju u vecem broju. Sada kada je temperatura dostigla granicu da je moguce opstajanje jezgra deuterijuma gotovo svi slobodni neutroni odmah su se ugradili u jezgra helijuma. Tacna temperatura na kojoj se ovaj proces odigrao skoro da ne zavisi od broja nuklearnih cestica po fotonu, jer bi u protivnom visoka gustina cestica trebala da omoguci lakse formiranje jezgara. Ako imamo milijardu fotona po nuklearnoj cestici , nukleosinteza ce poceti na temperaturi od 900 miliona Kelvina. Starost vasione tada je iznosila 3 minuta i 46 sekundi. Neposredno pre pocetka nukleosinteze neutronski raspad je pomerio neutron – protonsku ravnotezu na 13% neutrona i 87% protona. Kada je vasiona bila stara
34 minuta i 40 sekundi temperatura je vec opala na Samo nekoliko casova kasnije okoncalo se obrazovanje helijuma i ostalih elemenata. Narednih 700.000 godina vasiona je nastavila da se siri i hladi, bez ikakvih znacajnih dogadjaja u njoj. Konacno, ovo privlacenje obustavilo je sirenje u pojedinim oblastima i nateralo ih je da pocnu da kolabriraju. Prilikom kolabriranja, gravitaciono privlacenje materije izvan ovih podrucja moglo ih je navesti da pocnu lagano da se okrecu. Kako se kolabrirajuca oblast smanjivala, ona se brze okretala iz istog razloga iz koga se klizaci na ledu brze okrecu ako privuku ruke uz telo (zakon odrzanja momenta impulsa). Konacno, kada se podrucje dovoljno smanjilo, njegovo okretanje postalo je prikladno brzo da se javi kao protivteza gravitacionom privlacenju i na taj nacin su rodjene diskolike rotirajuce galaksije. Druga podrucja, koja se nisu zavrtela, postala su objekti koji su dobili naziv elipticne galaksije. U njima bi podrucje prestalo da kolabrira zato sto bi pojedinacni delovi galaksije postojano orbitirali oko svog sredista, ali sama galaksija ne bi imala vlastitu rotaciju. Sa prolaskom vremena, vodonikov i helijumov gas u galaksijama razbijao bi se na manje oblake koji bi kolabrirali pod dejstvom vlastite gravitacije. Kako bi se oni sazimali, a atomi u njima medjusobno sudarali, temperatura gasa bi rasla, sve dok on konacno ne bi postao dovoljno topao da otpocnu nuklearne reakcije fuzije. Pri ovim reakcijama vodonik bi bio pretvaran u helijum, a toplota koja bi se oslobadjala dovodila bi do povecanja pritiska, koji bi sprecio dalje sazimanje oblaka. Oni bi se postojano zadrzali u tom stanju veoma dugo kao zvezde slicne nasem Suncu, sagorevajuci vodonik u helijum i zraceci energiju oslobodjenu pri tom u vidu toplote i svetlosti. Masivnije zvezde morale su biti toplije kako bi mogle da pruze protivtezu snaznijem gravitacionom privlacenju, tako da su se njihove reakcije nuklearne fuzije odigravale znatno brze, pa su im i zalihe vodonika bile utrosene za samo stotinak miliona godina. One bi se onda malo sazele, a kako bi se zbog ovoga dodatno zagrejale, pocele bi da pretvaraju helijum u teze elemente kao sto su ugljenik i kiseonik. Tom prilikom, medjutim, ne bi bilo oslobodjeno mnogo energije. Ono sto se potom zbiva nije sasvim jasno, ali po svoj prilici sredisnja podrucja zvezde kolabriraju do nekog veoma gustog stanja kao sto je neutronska zvezda ili crna rupa. Spoljna podrucja zvezde mogu ponekad da se rasprsnu u zastrasujucoj eksploziji koja se naziva supernova i koja po sjaju nadmasuje sve zvezde zajedno u datoj galaksiji. Neki tezi elementi koji su nastali pred kraj veka zvezde odlaze tada u galakticki gas, gde postaju sirovina narednog pokolenja zvezda. Nase Sunce sadrzi oko dva odsto ovih tezih elemenata, zato sto je ono zvezda drugog ili treceg pokolenja, nastala pre otprilike 5 milijardi godina iz oblaka rotirajuceg gasa koji je sadrzao ostatke ranijih supernova. Najveci deo gasa u tom oblaku otisao je na obrazovanje Sunca ili bio razvejan, ali jedna manja kolicina tezih elemenata predstavljala je gradju iz koje su nastala tela sto sada kruze oko Sunca kao planete, medju kojima je i nasa Zemlja. Zemlja je u pocetku bila veoma topla i bez atmosfere. Tokom kasnijeg perioda ona se ohladila i stekla atmosferu od gasova sto su ih ispustale stene. Mi ne bismo mogli da opstanemo u toj ranoj atmosferi. Umesto kiseonika u njoj je bilo mnogo drugih gasova koji su za nas otrovni, kao sto su vodoniksulfid. Postoje, medjutim, drugi, primitivni oblici zivota koji mogu da opstanu i napreduju u tim uslovima. Smatra se da su oni nastali u okeanima verovatno kao ishod slucajnog povezivanja atoma u veca ustrojstva koja se nazivaju makromolekuli i koja su u stanju da povezuju druge atome u okeanima u slicne sklopove. Na taj nacin oni bi se reprodukovali i umnozavali. U pojedinim slucajevima javile bi se greske pri reprodukciji. Vecina gresaka bila je takva da novi makromolekuli nisu vise mogli da se reprodukuju i konacno su bili unisteni. Medjutim, mali broj gresaka doveo je do nastanka novih makromolekula koji su se jos bolje reprodukovali. Oni su stoga bili u preimucstvu i stali su da zamenjuju prvobitne makromolekule. Tako je zapoceo proces evolucije koji je doveo do razvoja sve slozenijih organizama sposobnih za samoreprodukciju. Prvi primitivni oblici zivota trosili su razni materijal, ukljucujuci tu i vodoniksulfid, a oslobadjali su kiseonik. Ovo je postepeno dovelo do promene sastava atmosfere ka njenom sadasnjem obliku i omogucilo nastanak visih oblika zivota kao sto su ribe, gmizavci, sisari i, na kraju, ljudska rasa...
|
. Tada se elektroni i pozitroni potpuno anhilirali, ostao je samo
neophodni visak elektrona (1 u milijardu) koji je potreban da bi se
uravnotezilo naelektrisanje protona. Gustina energije sada iznosi 9,9%
gustine vode; 31% energije se nalazi u obliku neutrina i antineutrina, a
69% u obliku fotona. Zbog ove gustine karakteristicno vreme sirenja
iznosi 1 sat i 15 minuta. Nuklearni procesi su okoncani, nuklearne
cestice ili su vezane u jezgra helijuma ili postoje kao slobodni
protoni, tj. jezgra vodonika. Tezinski udeo helijuma je oko 22 do 28%.
Za svaki vezan proton postoji jedna slobodan elektron, ali temperatura
vasione je i dalje ogromna da bi nastali stabilni atomi.
