Tragom zvezda

Kosmološki princip

Sve do početka XX veka smatralo se da je vasiona homogena, beskonačna, stacionarna i euklidska. Pretpostavka da naš položaj u vasioni ni po čemu nije specijalan i da je ona u veliim razmerama homogena i izotropna predstavlja svojevrsno filozofsko stanovište koje je poznato kao tzv. Kosmološki princip.

Najubedljiviji dokaz Kosmološkog principa – mikrotalasno pozadinsko zračenje

Prema tom principu ne postoji prioritetni položaj u vasioni i svakom posmatraču bilo gde da se nalazi ona izgleda isto.U klasičnoj kosmologiji vasiona mora biti beskonačna da bi ovaj princip bio zadovoljen. Međutim, pretpostavke da je vasiona, osim što je homogena i izotropna, još i beskonačna i nepromenjiva dovodi do dva paradoksa. Prvi je fotometrijski Olbersov paradoks, koji se sastoji u sledećem. U beskonačnoj vasioni, ravnomerno ispunjenoj zvezdama, svaki pravac vizure bi se završio na povšini neke zvezde, pa bi sjaj noćnog neba morao biti jednak površinskom sjaju jedne tipične zvezde kao Sunce. To je naravno u suprotnosti s onim što vidimo na nebu tako da je model beskonačne vasione neodrživ. Drugi paradoks je vezan za gravitaciju. U beskonačnoj vasioni, koja je uniformno ispunjena materijom, gravitaciono polje bi trebalo da je u svakoj tački jednako nuli. Problem opet nije vezan za kosmološki princip već za Njutnovo shvatanje gravitacije. Međutim prema Ajnšajnovoj opštoj teoriji relativiteta (OTR) pojam euklidskog prostora zamenjen je kontinuumom prostor-vreme, čija geometrija nije unapred određena već uslovljena materijom i fizičkim poljima. Čak ni vreme u ovom kontinuumu ne mora da teče ujednačeno. Zakrivljenost prostor-vremena određuje kretanje materije.

Razlika Ajnštajnove i Njutnove teorije se manifestuje samo kod vrlo jakih gravitacionih polja kakva su u okolini relativističkih objekata, kao što su neutronske zvezde (pulsari) i crne rupe. Zato je otkriće pulsara tako mnogo značilo za OTR. Svi savremeni kosmološki modeli se računaju iz gravitacionih jednačina OTR. Ajnštajn je te jednačine primenio na celu vasionu, i iako nisu imale rešenje prema kojem bi vasiona bila ne samo homogena i izotropna već i stacionarna, ta ideja je bila toliko lepa da joj čak ni Ajnštajn nije odoleo . Da bi obezbedio stacionarnost vasione Ajnštajn je modifikovao svoje jednačine i dodao im novi član – takozvanu kosmološku konstantu koji bi odgovarao nekom univerzalnom odbijanju. Tako bi postojala i sila nepoznatog porekla koja uravnotežava gravitaciju. Ona postaje značajna na vrlo velikim udaljenostima. Nezavisno od Ajnštajna ruski matematičar Fridman i belgijski sveštenik Lemetr su, ne uvodeći kosmološku konstantu, iz originalnih Ajnštajnovih jednačina izveli dve klase kosmoloških modela. Usvajajući kosmološki princip o homogenosti i izotropnosti vasione i uzimajući gravitaciju kao jedinu silu dobili su dva nestacionarna modela. Oba počinju fazom širenja iz stanja beskonačne gustine, dok im dalja sudbina zavisi od toga kolika je srednja gustina materije u vasioni u odnosu na kritičnu vrednost. Ako je gustina veća od kritične, gravitacija usporava i, najzad, zaustavlja širenje vasione i materija se ponovo vraća u singularitet (zatvoreni model) .

Umetnička vizija konačne sudbine kosmosa

Ukoliko je gustina materije manja od kritične, vasiona se širi zauvek (otvoreni model).Tada još nije bilo najava o mogućem širenju vasione. Hablovo otkriće udaljavanja galaksija potvrdilo je ove modele. Kasnije je Ajnštajn sa De Siterom otkrio treću klasu nestacionarnih modela , koju mnogi zbog njene jedinstvenosti , smatraju najboljim kandidatom za današnju vaisonu. Naime dok u svakoj od Fridman – Lemetrovih klasa ima beskonačno mnogo modela, Ajnštajn – De Siterov model je u svojoj klasi jedinstven. On je kao granica dve klase modela nazvan ravan model. Danas još uvek nismo u stanju da se opredelimo za jedan od modela jer nemamo pouzdane informacije o mnogim pitanjima. Ne znaju se pouzdano vrednosti tri osnovna parametra koji određuju model a time i starost i sudbinu vasione. To su gustina ukupne mase, veličina Hablove konstante i veličina kosmološke konstante. Značajna stvar vezane za kosmološke modele se desila 1998. godine kada su dva nezavisna tima istraživača došli do otkrića da se širenje vasione ubrzava. Meren je sjaj eksplozija supernovih SN Ia koje se koriste kao standardne i koje se registruju do jako velikih daljina. U toku 1998. godine vršena su merenja i sa Zemlje i sa Habla. Izmereno je preko 40 SN Ia. Rezultati su bili takvi da je sjaj ovih supernovih od 10 do 15 % manji od očekivanog (na osnovu njihovog crvenog pomaka). Kao da neka repulzivna sila (tamna energija, kosmološka konstanta) na velikim rastojanjima znatno nadmašuje gravitaciju. Mnogi posmatrački podaci se slažu sa sada opšteprihvaćenim modelom euklidski ravne vasione koja će se zauvek širiti. Prema ovom modelu, ona ima gustinu jednaku kritičnoj, sa 27% materije (4% poznate-barionske i 23% hladne tamne materije) i 73 % tamne energije. Relativistička kosmologija napušta neke pojmove klasične fizike. Verovatno ćemo morati da se odreknemo i pretpostavki o homogenosti i izotropnosti , što će dovesti do nerešivih matematičkih problema. I najzad, nema nikakvog razloga da smatramo da je naša vasiona jedina u univerzumu.

RSS
Follow by Email