O prapoku

Vprašanja okoli samega začetka vesolja so vedno izredno razburljiva, a kaj ko lahko moderna znanost ponudi nanje le izredno špekulativne odgovore. Tako je vsakršno sklepanje o razvoju vesolja pred Planckovim časom (približno 10^-44 s) le malo boljše od čistega ugibanja. Pred tem časom namreč brez dvoma velja, da kvantne narave gravitacije ne moremo zanemariti, ob tem pa z eksperimentom potrjene kvantne teorije gravitacije še nimamo (najboljši kandidat zanjo so teorije, ki jih da teorija strun ali superstrun). Po Planckovem času lahko gravitacijsko polje opišemo klasično, to je z Einsteinovo splošno teorijo relativnosti, medtem ko lahko na sestavo vesolja po tem času vsaj deloma sklepamo iz eksperimentov z osnovnimi delci v pospeševalnikih.

Seveda pa o špekuliranju ni ne duha ne sluha, ko se odmaknemo stran od Planckovega časa k nekoliko kasnejšim fazam razvoja vesolja. Pri tem velja, da bližje kot smo sedanji starosti vesolja, več je dokazov v prid standardnega modela vesolja. Sem lahko štejemo tako posredne dokaze iz laboratorijev za visokoenergijsko fiziko kot tudi neposredna astronomska opazovanja. Neposredna opazovanja potrjujejo standardni model po nastanku vodika (to je po starosti vesolja okoli 300 tisoč let), tako da po tem času ne more biti v standardno sliko razvoja vesolja nikakršnega dvoma več. V nasprotju s tem je model stacionarnega (nespremenljivega) vesolja eksperimentalno ovržen!

Sedaj pa nekoliko podrobneje. Standardni model razvoja vesolja po Planckovem času izgleda nekako takole. Do časa 10^-10s razvoj vesolja uravnava katera od velikih teorij poenotenja (tako imenovane GUT- Great Unified Theories). Te tudi poskrbijo za dovoljšnjo kršitev simetrije CP (simetrije pri zamenjavi delcev z antidelci in hkratne preslikave koordinatnega sistema preko izhodišča) tako da se v vesolju tvori več materije kot antimaterije (eksperimentalno dejstvo je namreč, da je vsaj vidni del vesolja sestavljen iz materije in ne antimaterije). Razvoj vesolja v okviru GUT teorij ni povsem podprt z ekperimentom, saj GUT teorije same niso ne ovržene ne potrjene, obstaja pa nekaj indicev za njihovo pravilnost, vsaj v supersimetrični verziji.

Po 10^-10s je razvoj vesolja povsem oprt na eksperimente. Od tu dalje namreč stopi v veljavo standardni model delcev, ki določa kateri delci (šest vrst kvarkov, tri vrste leptonov in tri vrste nevtrinov, ter posredniki osnovnih sil- umeritveni bozoni) sestavljajo juho delcev. Pri starosti vesolja okoli 10^-4s temperatura vesolja pade dovolj nizko, da kvarki tvorijo protone in nevtrone. Ko je vesolje staro okoli 180s pade temperatura vesolja tako nizko, da protoni in nevtroni tvorijo jedra. V procesu nukleosinteze nastanejo jedra lahkih elementov kot so npr. vodik, devterij, helij, litij. Napovedi standardnega modela razvoja vesolja o številčnosti teh elementov se povsem ujemajo z eksperimentalnimi ugotovitvami o njihovi pogostosti v sedanjem vesolju. To je prvi in zelo pomembni uspeh standardnega modela, saj je brez tovrstnega procesa nukleosinteze nemogoče pojasniti razmerja lahkih elementov v vesolju.

Po nukleosintezi vesolje sestavljajo fotoni, elektroni in nastala nabita jedra lahkih elementov. Pri starosti vesolja okoli 300 tisoč let so se jedra z elektroni rekombinirala v nevtralne atome vodika, helija… Preostalo elektromagnetno radiacijo opazimo danes kot mikrovalovno sevanje ozadja. Le to ima obliko spektra črnega telesa s temperaturo 2.73K. Sevanje je izredno homogeno, iz vseh strani vesolja prihaja do nas skoraj povsem enako sevanje, relativne razlike v intenziteti so sodeč po meritvah satelita COBE le okoli 10^-6. Mikrovalovno sevanje ozadja je tako druga eksperimentalna potrditev v prid standardnega modela. Po času rekombinacije (tvorbe atomov) se je vesolje še nadalje širilo, pri čemer so iz fluktuacij v začetni porazdelitvi atomov z rastjo nepravilnosti nastale dandanašnje formacije zvezd- superjate, jate, galaksije…. Sevanje mikrovalovnega ozadja je druga pomembna eksperimentalna potrditev standardnega modela vesolja.

Edwin Hubble (1889-1953) opazuje skozi teleskop na gori Mount Wilson.

Poleg tega potrjuje teorijo prapoka tudi Hubblovo zapažanje o širjenju vesolja. Hubblova eksperimentalna ugotovitev, da se, razen nekaj lokalnih galaksij, vse zvezdne formacije oddaljujejo od nas in sicer tem hitreje, bolj ko so oddaljene (pravzaprav opazimo rdeči premik zvezdnih formacij zaradi Dopplerjevega pojava), je v tridesetih letih našega stoletja pomenila smrt statičnega vesolja. Pred tem je bilo namreč med astronomi povsem običajno prepričanje, da je vesolje nespremenljivo, statično. To prepričanje je bilo celo tako globoko zakoreninjeno, da je napeljalo Einsteina k temu, da je dodal k svojim enačbam splošne teorije relativnosti še kozmološko konstanto. S tem so enačbe vesolja omogočale tudi želeno statično rešitev. Kozmološko konstanto so nato opustili, pa zopet sprejeli. Sedanje meritve na supernovah tipa Ia namreč kažejo, da kozmološka konstanta vseeno znatno vpliva na razvoj vesolja.

A vrnimo se zopet nazaj v preteklost. Kljub temu, da je Hubble opazil širjenje vesolja, pa to še ni avtomatično pomenilo, da je edina mogoča rešitev, ki se ponuja, teorija o prapoku. Ekspanzija vesolja strogo gledano pomeni pač le to, da se vesolje širi, a ne tudi tega, da ima začetek. Mogoče si je namreč zamisliti model vesolja, ki temelji na “popolnem kozmološkem načelu”, ki predpostavlja, da je vesolje homogeno (povsod v prostoru enako), izotropno (izgleda v vseh smereh enako) in tudi enako ob vseh časih. Standardni model vesolja na primer predpostavlja le homogenost in izotropnost, bolj posvečeno torej: standardni model bazira na kozmološkem načelu. A nazaj k modelu stacionarnega (nespreminjajočega se) vesolja. Da lahko uveljavimo nespremenljivost vesolja s časom in hkrati tudi uskladimo model z zapaženim šrijenjem vesolja, se moramo odreči ohranitvi energije. Energija v tem modelu ni ohranjena! Kot morda neohranitev energije zveni nenavadno, pa je vseeno nekaj ljudi, predvsem njegov avtor Fred Hoyle, kar dolgo vztrajalo pri stacionarnem modelu vesolja. Propad teorije nespremenljivega vesolja je pomenilo šele odkritje mikrovalovnega sevanja ozadja sredi šestedesetih.

V prid teorije prapoka govori še eno opažanje, ki ga velikokrat pri uspehih standardnega modela izpuščajo. S Hubblovim teleskopom (Hubble deep field) so namreč uspeli pogledati v vidnem delu svetlobnega spektra dlje kot kdajkoli prej. Najbolj oddaljene galaksije imajo rdeči premik z=5, kar ustreza nekako oddaljenosti 12 milijard svetlobnih let od Zemlje (povedano drugače, svetloba, ki jo prejemamo je bila oddana v času, ko je bilo vesolje staro le 5% svoje sedanje starosti). Na slikah je opaziti veliko manj galaksij, kot bi jih pričakovali, če bi bilo vesolje stacionarno. Tudi spekter svetlobe s teh galskij govori o tem, da so galaksije, ki jih vidimo mlade – vidimo torej sliko rojstva galaksij. Ali rečeno drugače, nikjer ni starih galaksij, kot jih na primer najdemo v naši okolici, saj vesolje še ni bilo dovolj staro, da bi se lahko galaksije razvile dlje kot do začetnega stadija. Vesolje torej ima svoj začetek, ni stacionarno.

Slika najbolj oddaljenih galaksij, ki jih je posnel Hubblov vesoljski teleskop (Hubble deep field), ko je bil leta 1996 deset dni neprekinjeno usmerjen v en sam kotiček vesolja v bližini ozvezdja velikega voza za katerega so pred tem mislili, da je popolnoma temen, saj tam pred tem niso opazili še nobene zvezde.

Poleg uspehov teorije prapoka omenimo še njegove pomanjkljivosti. Od le teh je le ena neposredno povezana z opazovanji, medtem ko so ostale bolj povezane s teoretičnimi razmisleki, da ne rečemo predsodki. Prvi izmed problemov je tako imenovani problem horizonta. Meritve mikrovalovnega sevanja ozadja namreč kažejo ne le, da so spremembe v sevanju zelo majhne, temveč tudi, da je sevanje izredno izotropno, veliko bolj kot bi pričakovali po standardnem modelu. Sevanje ozadja je, kot rečeno, slika vesolja, kot je bilo v času rekombinacije protonov in elektronov v vodikove atome, to je iz časa ko je bilo vesolja staro okoli 300 tisoč let. Svetloba je torej od začetka vesolja do časa rekombinacije prepotovala le končno razdaljo od izvora. Če bi na primer takoj po nastanku vesolja oddali signal, bi nas ob času rekombinacije videli le opazovalci, ki bi bili manj kot 300 tisoč svetlobnih let od nas. Nikakor pa to ni celotno vesolje. Površino do katere bi segla svetloba imenujemo horizont delca. Ker lahko signali potujejo najhitreje s hitrostjo svetlobe, deli vesolja, ki so ob določenem trenutku za našim delčnim horizontom, z nami niso mogli nikoli komunicirati. Med delci, ki so med seboj oddaljani več kot za radaljo delčnega horizonta, torej niso v kavzalnem stiku, to je: ne morejo vplivati drug na drugega. Da deli vesolja ob času rekombinacije niso bili v kavzalnem stiku bi morali videti tudi v sevanju ozadja. Slika neba v mikrovalovnem sevanju ozadja bi morala razpasti na okoli 14000 krpic neba velikih okoli 2 ločni stopinji, ki bi imele med seboj nekoliko različno temperaturo. Vendar pa sevanje ozadja kaže enako temperaturo do 10^-6 natančno, šele tu pa se potem pokažejo nehomogenosti, kar torej le težko pojasnimo v okviru standardnega modela.

Slika neba v mikrovalovnem sevanju, ki jo je posnel satelit COBE.

Poleg gornjega obstaja tudi težava s pojasnjevanjem, kako to, da je vesolje skoraj ravno (kar kažejo astronomska opazovanja). Ravno vesolje v sedanjem trenutku namreč pomeni, da je morala biti gostota snovi in radiacije v zgodnejših stadijih vesolja izredno natančno poravnana s kritično vrednostjo gostote, ki da ravno vesolje. Seveda gre tu le za načelno vprašanje, kako doseči tovrstno fino usklajenost, pri čemer pa ni nikakršne kontradikcije z eksperimentalnimi podatki.

Za razvoj galaksij tudi potrebujemo fluktuacije v porazdelitvi vodikovih atomov po rekombinaciji. Vprašanje je seveda, kaj povzroči fluktuacije porazdelitve? Standardni model na to vprašanje ne odgovori. Pač pa ponudi ogovor na to in ostali dve vprašanji ekstenzija standardnega modela z inflacijo. Če namreč dodamo poznanim delcem še skalarno polje- inflaton, ki ima nekaj pravih lastnosti, lahko dosežemo v začetnem stadiju razvoja vesolja hitro eksponetno ekspanzijo, ko se radij vesolja poveča za okoli e⁵⁰. Zaradi tega strahovitega povečanja se seveda morebitna ukrivljenost vesolja skoraj povsem izniči- dobimo praktično ravno vesolje. Prav tako se tudi delčni horizont skladno z rastjo vesolja hitro poveča- problema zaradi velike homogenosti mikrovalovnega sevanja ozadja ni več. Scenarij z inflacijo tudi ponudi odgovor na izvor fluktuacij v porazdelitvi snovi. Inflatonsko polje namreč kvantno fluktuira, le to pa se nato prenese na fluktuacije gostote snovi, od koder z gravitacijskim privlakom nastanejo galaksije.

Kljub precejšnjemu uspehu standardnega modela (z vključeno inflacijo), pa je pred astrofiziki še kar nekaj dela. Odgovoriti je namreč potrebno na vprašanje, ali je kozmološka konstanta resnično različna od nič, je vesolje ravno ali morda odprto (zaprto vesolje brez kozmološke konstante je že eksperimentalno izključeno). Pričakovati je, da bodo ravno prihodnja leta izredno razburljiva za področje kozmologije. V letu 2001 bo namreč NASA lansirala satelit MAP, ki bo nadaljeval delo satelita COBE s podrobnejšim merjenjem sevanja ozadja, v letu 2007 pa bo evropska vesoljska agencija ESA poslala še bolj izpopolnjen satelit s podobno nalogo (PLANCK). Obe misiji naj bi odgovorili na večino še vedno odprtih vprašanj v zvezi s parametri standardnega modela.

Nadaljnje branje:

Zapisi na Kvarkadabri:
Kratka zgodovina časa
Splošna teorija relativnosti
Ostali članki o vesolju

Poljudne knjige:
S. Hawking: Kratka zgodovina časa
S.Weinberg: Prve tri minute

Zahtevnejša literatura:
S.Weinberg, Gravitation and cosmology: Principles and applications of the general theory of relativity
G. Lazarides, Introduction to Cosmology
M.Roos, Introduction to Cosmology

Internet:
SETI Module Astronomy Tutorial The Big Bang Page
The Big Bang Theory of the Origin of the Universe
Rubrika Cosmology pri ODP

(Jure Zupan)

-