Tragom zvezda

Širenje svemira

Da bismo upoznali suštinu nebeskih tela, u astronomiji raspolažemo dvema osnovnim strategijama. Jedna je fotografisanje uz pomoć teleskopa da bismo im izmerili veličinu i sjajnost. Druga je merenje njihovog spektra. Spektri zračenja nam omogućavaju da izvedemo površinsku temperaturu zvezde i zaključimo koji elementi ulaze u njen sastav. Služeći se tim rezultatima i Rasel-Hercšprung-ovim dijagramom, u stanju smo da odredimo i veličinu, masu i evolucijsku fazu zvezda.

H-R dijagram

Čemu nas spektri galaksija uče o njihovoj fizičkoj prirodi? Spektre galaksija astronomi su počeli da mere pre stotinak godina, oko 1915. Galaksije su za naš pogled slabog sjaja, a u ono vreme teleskopi su bili manji a ostali instrumenti su bili znatno manje osetljivosti nego danas. Zato je merenje spektra galaksija iziskivalo ekspozicije duge satima. Ti prvi izmereni spektri pokazali su emisione linije iste kao kod zvezda, naročito zvezda klase G i K, što je odmah direktno ukazivalo na to da se galaksije sastoje od zvezda. Edvin Habl je došao do istog zaključka kada je deceniju kasnije snimio pojedinačne zvezde na visokodetaljizovanim fotografijama magline Andromeda. Međutim, ubrzo su astronomi uočili jednu bitnu razliku u spektrima galaksija i zvezda. Apsorpcione linije elemenata kao što su kalcijum, magnezijum i natrijum su se nalazile na nešto drugačijim talasnim dužinama nego kod zvezda. Po pravilu sve spektralne linije jedne konkretne galaksije pomerene su sistematski ka crvenom delu spektra. Ovo pomeranje nazivamo crveni pomak.

Kako funkcioniše crveni pomak, možemo da shvatimo ako stanemo na ugao neke prometne ulice i slušamo motocikle koji prolaze. Dok nam se približava čućemo visoko zavijanje, a kako prođe pored nas i nastavi da se udaljava, ton će postepeno pasti i produbiti se. Zvuk koji čujemo zapravo je talas vazdušnog pritiska, koji isto kao i svetlost ima određenu talasnu dužinu i frekvenciju; što je frekvencija viša, a talasna dužina kraća, to je viši zvuk. Kako motocilk približavajući se šalje uzastopne talase, on ih u dolasku zbija i frekvencija postaje viša. I obrnuto, talasi koji do nas dospevaju dok se motocikl udaljava rastegnuti su, pa je otuda frekvencija zvuka niža. Ovaj efekat, prvi je opisao austrijski fizičar Kristijan Dopler 1842. godine i on podjednako važi i za svetlosne i za zvučne talase. Kretanje dalekih zvezda ili galaksija ostaviće sistematski pomak u talasnim dužinama njihovih spektara. Tako crveni pomak galaksija tumačimo kao posledicu Doplerovog efekta: galaksije se udaljavaju od nas. Frakciona promena talasne dužine kod talasa koje odašilje jedno telo pri kretanju određenom brzinom jednaka je brzini tog tela podeljenoj brzinom zvuka ako govorimo o zvučnim talasima, odnosno brzinom svetlosti ako merimo svetlostno zračenje tela. Brzina zvuka pri prolasku kroz vazduh na Zemlji je približno 1200 km/h, a brz motocikl može s lakoćom da se kreće desetinom te brzine. Odgovarajuća promena u frekvenciji zvuka dok motor prolazi pored nas otprilike je dvadeset posto – sasvim primetno, ekvivalentno muzičkom intervalu male terce.

Crveni pomak – apsorpcione linije supernove i laboratorijski standard

Talasna dužina svetlosti povezana je s njenom bojom, pa će telo koje se udaljava od nas, pri čemu mu se svetlost pomera ka većim talasnim dužinama, postajati crvenije. Golom oku, ovaj efekat postaće uočljiv tek pri brzinama koje dostižu neki značajniji deo brzine svetlosti. Motocilk se kreće samo jednim majušnim delom brzine svetlosti, pa se zato za naše oko njegova boja ne menja iz plave u crvenu kada prolazi pored nas. Mada ne možemo da posmatramo zvezde ili galaksije kako velikom brzinom proleću pored nas, njihovi spektri poseduju specifična obeležja, apsorpcione linije koje odgovaraju elementima u njihovom sastavu i čije su nam talasne dužine precizno poznate na osnovu laboratorijskih merenja izvedenih ovde na Zemlji. Talasne dužine tih elemenata možemo da utvrdimo i za određenu zvezdu ili galaksiju, a razlika u talasnoj dužini elemenata ovde na Zemlji i u sastavu neke zvezde ili galaksije, protumačena kao Doplerov efekat, govori nam koliko se brzo ta zvezda ili galaksija kreće u odnosu na nas.

Veslo Slajfer, koji je radio u Louelovoj opservatoriji, izmerio je 1915. godine Doplerov pomak petnaest galaksija. Andromeda i još dve galaksije su imale plavi pomak, što znači da se kreću ka nama, dok su ostale imale crveni pomak, što znači da se kreću od nas. Crveni pomak z definišemo kao (λopaženolab)/λlab , gde je λlab talasna dužina emisione ili apsorpcione linije nekog elementa izmerena u laboratoriji na Zemlji, a λopaženo talasna dužina opažena kod linije tog elementa u spektru date galaksije. Crveni pomak z neke obližnje galaksije povezan je s brzinom njenog udaljavanja v preko formule z=v/c. Otuda sledi da će neka galaksija koja se od nas udaljava brzinom od jedan posto brzine svetlosti imati crveni pomak z=0.01 i talasne dužine svih spektralnih linija pomerene ka većoj dužini za 1%. Astronomi su u svetu do danas izmerili spektre više od dva miliona galaksija. Uz svega šačicu izuzetaka kao što je Andromeda, sve one pokazuju crveni pomak. Iz toga zaključujemo da se u suštini sve galaksije u svemiru udaljavaju od Mlečnog puta. Jednom sam video smešnu karikaturu na kojoj ludi naučnik pored teleskopa mlatara rukama žaleći se: „Galaksije beže od nas mrze“. Netačno objašnjenje, ali zanimljivo je što izgleda da se mi nalazimo u posebnom položaju, u središtu kretanja svih galaksija. Šta se tu zaista dešava? I opet je Habl izveo ključna merenja krajem treće i početkom četvrte decenije XX veka, koja su utrla put našem savremenom shvatanju crvenog pomaka.

Pošto je izmerio udaljenost magline Andromeda služeći se promenjivim cefeidama, Habl je produžio da radi na drugim galaksijama primenjujući razne procene da bi utvrdio njihovo rastojanje u odnosu na nas. Ovaj zadatak postaje utoliko teži što su galaksije udaljenije; što je galaksija dalje od nas, to je teže u njoj raspoznati pojedinačne zvezde. Prema današnjim merenjima Hablovi rezultati bili su grubi, ali krajem treće decenije prošlog veka on je uspeo ugrubo da izračuna udaljenost određenog broja galaksija, čiji su spektri takođe izmereni, a iz njih su izvedeni zaključci i o njihovom crvenom pomaku i o brzini udaljavanja. Habl je zatim napravio jednostavan grafikon na kom su upoređene udaljenosti galaksija s njihovom brzinom. Uočio je da što su galaksije udaljenije, to se brže kreću od nas. Uprkos nezanemarljivim greškama u njegovim merenjima, Habl je pravilno izveo zaključak da su brzina v i udaljenost d galaksija međusobno proporcionalne: v=H0d .

Koraci za određivanje Hablove konstante

Ova proporcionalnost između brzine i udaljenosti sada je poznata kao Hablov zakon, a konstantu proporcionalnosti H0 zovemo Hablova konstanta. Hablova konstanta zaista je konstantna u čitavom svemiru u svakom trenutku ali se ipak menja s promenom kosmičkih epoha. Vrednost H0 odnosi se na vrednost Hablove konstante u sadašnjosti. S današnje tačke gledišta posmatrano, izuzetno je što je Habl, s obzirom na slab kvalitet podataka kojima je raspolagao uopšte uspeo da izvede odnos između crvenog pomaka i udaljenosti. Od 1929. godine naovamo i naši teleskopi i naše tehnike posmatranja i merenja uveliko su poboljšani. Jedan od ključnih projekata za koji je konstruisan Svemirski teleskop Habl zapravo i jeste bilo tačno merenje udaljenosti galaksija uz primenu, između ostalih tehnika, i one pomoću promenjivih cefeida, kojom se služio i sam Habl. Ova merenja su pokazala da je Habl imao pravo, između crvenog pomaka i udaljenosti galaksija zaista postoji pravilna proporcionalnost. Često je istinito da revolucionarna otkrića proisteknu iz nedovoljno tačnih podataka, na samoj ivici mogućnosti kojima raspolaže tehnologija datog trenutka. Hablov prvi grafikon obuhvatao je samo galaksije čija se brzina kreće do približno 1000 km/s, što odgovara sadašnjoj udaljenosti od oko pedeset miliona svetlosnih godina. Habl i njegov kolega Milton Hjumason proširili su do 1931. grafikon tako da obuhvati sve galaksije do onih koje se udaljavaju brzinom od 20 000 km/s. To je konačno zaokružilo celu priču.

Da li je zaista istina da Mlečni put zauzima naročit položaj u svemiru, tačku od koje se sve ostale tačke kreću? Ovakvo shvatanje protivilo bi se temi koja se stalno iznova nameće i koju ponekad nazivamo kopernikansko načelo: Zemlja nema nikakvo posebno mesto u svemiru. Ptolomej i antički astronomi postavili su Zemlju u središte svemira, ali Kopernik je pokazao da Zemlja kruži oko Sunca. Saznali smo zatim da je Sunce samo obična zvezda u glavnom nizu i, mada je Kaptejn najpre mislio da Sunce zauzima posebno mesto u blizini središta Mlečnog puta, Šapli je preciznijim radom pokazao da se Sunce nalazi negde na sredini između središta i ivice galaksije. Merenja crvenog pomaka smeštaju, na prvi pogled, Mlečni put na posebno mesto među galaksijama – u središte njihovog razilaženja. Zapravo to nije tačno. Razmotrimo četiri galaksije raspoređene na jednakim rastojanjima na istoj pravoj. Neka levo bude Galaksija jedan, do nje Mlečni put, udaljen od nje sto miliona svetlosnih godina, zatim Galaksija tri, udaljena sledećih sto miliona svetlosnih godina, pa Galaksija četiri, još sto miliona svetlosnih godina, to jest trista miliona svetlosnih godina od Galaksije jedan. Prema Hablovom zakonu, Mlečni put, se posmatrano sa Galaksije jedan, udaljava brzinom od oko 2000 km/s. Galaksija tri, dvaput udaljenija od Galaksije jedan nego Mlečni put, odmiče se od Galaksije jedan brzinom od 4000 km/s – dvaput brže, a Galaksija četiri, triput udaljenija, odmiče se od Galaksije jedan brzinom od 6000 km/s. Kako sve to izgleda nama u Mlečnom putu? Mi se udaljavamo od Galaksije jedan brzinom od 2000 km/s, ali kako kretanje merimo prema svom referentnom okviru, vivimo Galaksiju jedan kako se ona udaljava od nas ulevo, brzinom od 2000 km/s, dok Galaksiju tri vidimo da se udaljava brzinom 2000 km/s ali u suprotnom pavcu, udesno. Obe ove galaksije podjednako su udaljene od nas i odmiču se podjednakom brzinom. Galaksija četiri odmiče od nas relativnom brzinom od 4000 km/s. Udaljena je od nas dvaput više nego Galaksija jedan i Galaksija tri i kreće se u odnosu na nas dvaput brže nego one. S naše tačke gledišta, sve galaksije se odmiču od nas, i to utoliko brže što su dalje – naša posmatranja takođe se uklapaju s Hablovim zakonom.

Ako ovo razmatranje primenimo na bilo koju drugu galaksiju, iz perspektive nekog vanzemaljca iz tih galaksija lako ćemo utvrditi da i on vidi isto što i mi, to jest da se sve druge galaksije udaljavaju od njegove. Stoga, potpuno je jasno, ni Mlečni put ni bilo koja druga galaksija nisu ni u kakvom povlašćenom ili posebnom položaju. Hablov zakon nam zapravo saopštava dve činjenice. Prvo, udaljenost između bilo koje dve galaksije se povećava; sve galaksije se udaljavaju jedna od druge. Habl je otkrio da se svemir širi. Drugo, nijedna galaksija se ne nalazi u središti tog širenja. U bilo kojoj pojedinačnoj galaksiji da se nalazimo, mi ćemo zaključiti da se sve druge galaksije odmiču od nas. Da bismo upotpunili zaključak da ne postoji središte širenja, potreban nam je još jedan sastojak: ubeđenje da ne postoji granica iza koje više nema galaksija.

Mlečni put ima prečnik od oko 100 hiljada svetlosnih godina, ali je samo jedna od sto milijardi galaksija u vidljivom svemiru, od kojih svaka sadrži stotinak milijardi zvezda. Andromeda, nama najbliža velika galaksija, udaljena je od Mlečnog puta dva i po miliona svetlosnih godina; ostale su mnogo dalje, na rastojanjima koja se mere i milijardama svetlosnih godina.

Edvin Habl je otkrio da se galaksije međusobno udaljavaju brzinom proporcionalnom rastojanjima između njih; za neku udaljenu galaksiju ova brzina može da bude znatan deo brzine svetlosti. Iz ovoga možemo zaključiti da se svemir u celini širi. Ovo je zaista bilo jedno od velikih naučnih otkrića XX-og veka, ravno otkriću strukture DNK i njene uloge u prenošenju genetske šifre ili Ajnštajnovoj teoriji relativnosti.

Hablov zakon pruža nam lak metod za merenje udaljenosti galaksija. S obzirom na proporcionalnost između crvenog pomaka i udaljenosti galaksije, merenje crvenog pomaka vodi neposredno određivanju udaljenosti. Ovo funkcioniše sasvim dobro pod uslovom da znamo konstantu proporcionalnosti H0. Da bismo odredili njenu vrednost moramo na neki nezavisan način tačno da odredimo udaljenost jednog uzorka galaksija. Kao što smo već napomenuli, utvrđivanje udaljenosti nekog astronomskog tela suštinski je korak u razumevanju njegovih osobina. Ako znamo koliko je neko telo udaljeno od nas, možemo da odredimo vrednosti mnogih njegovih ključnih obeležja, kao što su veličina i luminoznost. Otuda se veliki deo priče o astronomiji kreće oko raznih pametnih sredstava koja su naučnici osmislili da bi utvrdili udaljenost raznih astronomskih tela. U XVIII i XIX veku jedan od najistaknutijih naučnih problema bio je kako izmeriti astronomsku jedinicu, to jest udaljenost između Zemlje i Sunca. Problem je konačno rešen posmatranjem prolaska Venere ispred Sunca i prolazaka Marsa u blizini dalekih zvezda, onako kako se to vidi s raznih tačaka na Zemlji. Ovaj paralaksni efekat omogućio je da se triangulacijom utvrdi udaljenost Venere i Marsa od nas, a time i vrednost astronomske jedinice. Astronomska jedinica je osnov merne skale za čitav Sunčev sistem, a osim toga nam omogućava da se poslužimo paralaksnim efektom koji nastaje usled Zemljinog kretanja oko Sunca da bismo utvrdili rastojanje do obližnjih zvezda. Što se tiče zvezda suviše udaljenih da bismo mogli da uočimo merljivu paralaksu, kod njih se služimo zakonom obrnutog kvadrata da bismo uspostavili odnos između luminoznosti i sjajnosti. Što manje sjajno izgleda neko telo čija nam je luminoznost poznata, to je ono udaljenije od nas.

Nezgodno je u ovom slučaju jedino utvrditi luminoznost tela koje vas interesuje. Dobra standardna sveća mora da bude dovoljno luminozna da bi bila vidljiva s velikih udaljenosti, da može lako da se identifikuje i da bude lako raspoznatljiva od drugih tela i da ima u blizini primere uporedive s njom tako da se može kalibrisati njena apsolutna luminoznost.

Promenjive cefeide zadovoljavaju prva dva kriterijuma; one poseduju snažnu luminoznost, a njihova promenjivost omogućuje nam da ih identifikujemo u gustom polju zvezda. Malo se promenjivih zvezda nalazi dovoljno blizu nama da bismo mogli da tačno izmerimo paralaksu, te je zbog toga njihova stvarna luminoznost bivala sporna. Upravo je pogrešna kalibracija promenjivih cefeida koja se potkrala Henrijeti Livit usled toga što su drugi pogrešno identifikovali obližnje ekvivalente navela Habla da podbaci pri izračunavanju udaljenosti galaksije Andromeda. Nama najbliža promenjiva cefeida na nebu je Severnjača, udaljena oko četiristo svetlosnih godina.

Kod zvezda u glavnom nizu uočen je neposredan odnos između njihove temperature i luminoznosti. Otuda, ako smo u stanju na osnovu spektra da izmerimo temperaturu zvezde, možemo da postavimo i dobru procenu njene luminoznosti, a zatim na osnovu sjajnosti da odredimo udaljenost. Ova standardna sveća kalibrisana je prilično dobro na osnovu merenja njoj susednih zvezda preko paralakse, te se njome možemo poslužiti kada se bavimo udaljenijim zvezdama, dalekim toliko da je njihova paralaksa premalena da je izmerimo. Na velikim udaljenostima možemo da vidimo samo najluminoznije zvezde, a tako luminozne zvezde takođe su retke, i malo njih je dovoljno blizu da im izmerimo paralaksu.

Ovaj osnovni pristup definisanju standardnih sveća preko glavnog niza može da se primeni na čitav skup zvezda umesto na jednu po jednu. Primera radi, sve zvezde u jednom zbijenom jatu približno su isto udaljene od nas. Zato, ako danas uporedimo glavni niz zvezda u tom jatu s kalibrisanim glavnim nizom obližnjih zvezda, možemo neposredno da odredimo udaljenost dotičnog jata. Pritom možemo da utvrdimo udaljenost relativno retkih zvezda u jatu za koje nemamo slične primere dovoljno blizu da bismo im izmerili paralaksu.

Galaksije, kao i zvezde imaju veliki raspon luminoznosti. Kod spiralnih galaksija, po svemu sudeći, postoji grubi ekvivalent glavnog niza. Pošto postoji korelacija između brzine kojom se galaksija obrće oko svoje ose i njene luminoznosti možemo da kalibrišemo tu korelaciju između brzine obrtanja i luminoznosti da bismo izveli mere i za susedne galaksije. Zatim na osnovu brzine obrtanja udaljenih galaksija možemo da odredimo njihovu luminoznost, a iz luminoznosti, uz dodatno utvrđivanje sjajnosti, da izračunamo i njihovu udaljenost.

Ovaj niz koraka, unutar kog odredimo udaljenost jedne vrste tela, pa iz nje izvedemo udaljenost neke druge vrste tela, luminoznijih ali ređih, koja se zatim može korititi da bismo utvrdili rastojanja do još udaljenijih tele, naziva se skala udaljenosti u astronomiji. Ako vam se čini da prečke na ovoj skali postaju pomalo klimave za penjanje, u pravu ste, što udaljenosti postaju veće, to je i veći faktor nepouzdanosti. Otud je i oko utvrđivanja Hablove konstante H0, koja uspostavlja odnos između crvenog pomaka i udaljenosti, bilo poprilično nedoumica.

Hablov zakon, v=H0d, podrazumeva da je Hablova konstanta H0 jednaka brzini udaljavanja galaksije od nas, obično izraženoj u kilometrima u sekundi, podeljenoj udaljenošću, obično izraženoj u megapersecima Mpc. Vrednost ove konstante Habl je procenio na približno 500 (km/s)/Mpc. Ova procena je bila preterana, pošto je Habl potcenio udaljenost galaksije Andromeda zbog toga što su prethodno drugi pogrešnokalibrisali promenjive cefeide. Habl je umro 1953. godine, nedugo pošto je dovršena izgradnja petometarskog teleskopa na planini Palomar, nedaleko od San Dijega. Hablov bivši pomoćnik Alan Sandidž preuzeo je dalji rad na utvrđivanju udaljenosti galaksija.

Narednih decenija Sandidž i njegovi saradnici služili su se petometarskim teleskopom na Palomaru i drugim teleskopima u svetu i postigli su strahovito unapređenje našeg razumevanja galaksija. Oko 1970. godine Sandidž je imao zapravo samo još jednog važnog suparnika u utvrđivanju udaljenosti galaksija, a otuda i Hablove konstante: astronoma s Univerziteta u Teksasu Žerara de Vokulera. U osmoj deceniji XX veka i tim naučnika predvođen Sandidžom i tim naučnika predvođen De Vokulerom napisali su, svaki zasebno, po ceo jedan niz izuzetnih radova u kojima prikazuju svoj put ka Hablovoj konstanti. Sandidž je došao do vrednosti od približno 50 (km/s)/Mpc, a De Vokuler do 100 (km/s)/Mpc. Put im se razlikova u svim pojedinostima i na svakoj prečki astronomske skale. Čitavoj međunarodnoj astronomskoj zajednici bilo je svesrdno stalo do ovog rezultata zato što Hablova konstanta uspostavlja skalu veličine svemira. Crveni pomak jedne galaksije jednostavno je odrediti na osnovu njenog spektra; ako uz to znamo i Hablovu konstantu, možemo taj crveni pomak da prevedemo u udaljenost.

Veliki prasak. Ilustracija.

Konačno su se oko 1980. godine, pošto su utvrđene nove standardne sveće i poboljšane tehnike posmatranja, razni mladi astronomi usudili da i sami stupe u ovaj okršaj. Svemirski teleskop Habl konstruisan je delimično i da bi pomogao u rešavanju ovog pitanja: pošto Habl nije izložen nikakvim atmosferskim smetnjama, njegove moćne rezolucijske sposobnosti omogućuju nam da identifikujemo i tačno odredimo svojstva promenjivih cefeida u galaksijama udaljenim od trideset do četrdeset miliona svetlosnih godina od nas. Tim na čijem je čelu bila Vendi Fridman, dugogodišnja direktorka Karnegijeve opservatorije u Pasadeni, gde je radio i Sandidž, sproveo je opsežna posmatranja Svemirskim teleskopom Habl. Rezultate tih posmatranja objavili su 2001. godine. Prema njima vrednost Hablove konstante iznosi H0=72±8 (km/s)/Mpc, što je gotovo tačno na sredini između Sandidžovog i De Vokulerovog rezultata. Zanimljivo je da su iste 2001. godine Ričard Got i njegove kolege izračunali Hablovu konstantu tako što su kombinovali sve njene vrednosti iz naučnih radova objavljenih do tog trenutka i izveli srednju vrednost: 67 (km/s)/Mpc. Srednja vrednost često se ispostavi kao iznenađujuće dobar pokazatelj pošto ekstremne vrednosti na nju imaju manje uticaja nego na neposredni prosek. Najbolja procena Hablove konstante kojom raspolažemo danas, više od decenije i po posle ovih pokušaja da se ona utvrdi, izvedena je na osnovu merenja kosmičkog pozadinskog zračenja koja je obavio satelit Plank i glasi 67±1 (km/s)/Mpc. Ovu vrednost potvrdio je i tim koji je radio na Slounovoj digitalnoj pretrazi neba i koji je kombinacijom merenja supernova, galaktičkih jata i kosmičkog pozadinskog zračenja došao do rezultata od 67.3±1.1 (km/s)/Mpc.

Alan Sandidž, jedan od giganata na ovom naučnom polju, umro je 2010. godine, u svojoj osamdeset petoj godini. U svom poslednjem radu na ovu temu, 2007. godine, Sandidž je napisao da se vrednost Hablove konstante verovatno nalazi negde između 53 i 70 (km/s)/Mpc; dakle bio je spreman da uzme u obzir i vrednosti koju smo uspostavili danas.

Pošto smo konačno utvrdili Hablovu konstantu, možemo da se vratimo istraživanju implikacija Hablovog zakona i širenja svemira.

Svemir možemo da zamislimo kao ogromnu veknu hleba s grožđicama koja narasta u pećnici. Galaksije su grožđice, a prostor između njih je testo. Dok hleb raste i testo se širi, grožđice se razmiču i s tačke gledišta svake pojedinačne grožđice sve ostale grožđice se udaljavaju od nje. Otuda svaka grožđica galaksija može pogrešno da zaključi da se nalazi u samom središtu vekne svemira. Jedna grožđica dvostruko udaljena od druge udaljavaće se od nje dvostrukom brzinom zato što će između njih biti dvostruko više testa koje se širi. Svemir hleba s grožđicama pridržava se Hablovog zakona.

Ova analogija nije savršena. Dok naš hleb s grožđicama ima jasno definisan centar, koji možemo da odredimo jer vekna ima koricu, pravi svemir, koliko smo u stanju da utvrdimo, beskonačan je, i nema ivice na osnovu kojih bismo mogli da utvrdimo gde je središte

Hablov zakon nam govori da se galaksije uopšte udaljavaju međusobno, iz čega sledi da se svemir širi. Znači li ovo i da se pojedinačne galaksije šire i da se zvezde unutar njih odmiču jedna od druge? Širi li se Sunčev sistem? Sunce? Naša tela? Oni među nama koji se bore da skinu višak kilograma možda će odgovoriti potvrdno na ovo poslednje pitanje, ali Hablovo širenje svemira važi zapravo samo na skali međugalaktičkih rastojanja. Same galaksije, kao ni grožđice ne šire se, nego se širi prostor između njih. Tela čiju celovitost održava sila teže ili nke druge sile ne šire se. Čak su i Mlečni put i Andromeda gravitacijom vezani jedno uz drugo, pa se zbog toga međusobno približavaju, a ne udaljavaju se. Zbog toga je Andromeda jedna od svega šačice galaksija kod kojih uočavamo plavi, a ne crveni pomak.

Ako se svemir trenutno širi, i prostor među galaksijama postaje sve veći, to znači da su se galaksije u prošlosti nalazile bliže jedna drugoj. Razmotrimo jednu galaksiju koja se od nas nalazi na udaljenosti d i koja se, prema Hablovom zakonu, udaljava brzinom v=H0d. Pod grubom pretpostavkom da ova brzina ostaje konstantna, možemo da postavimo pitanje koliko je vremena potrebno ovoj galaksiji da pređe udaljenost d, što će reći, pre koliko vremena je bila tačno ovde gde smo mi sada. To vreme u prošlosti t jednako je udaljenosti d koju je galaksija prešla podeljenoj brzinom v : t=d/v=d/H0d=1/H0.

Ovo deluje kao jednostavan rezultat, a zaista i jeste, ali ipak ima poprilično toga da nam saopšti. Obratite pažnju da vreme t ne zavisi od udaljenosti d te galaksije. Otuda ćemo zaključiti da je za sve galaksije vreme t isto, kada su se nalazile na zajedničkom mestu s nama isto. U nekom trenutku u prošlosti, kako izgleda, sve galaksije su bile na okupu. Pre nego što iscrpnije razmotrimo ovu ideju, obratimo pažnju na to da ovo i dalje ne znači da smo mi u središtu širenja; mogli smo da pređemo potpuno istu argumentaciju, ali da se usredsredimo na bilo koju drugu galaksiju i dobili bismo isti rezultat. Dolazimo do zaključka da je u nekom momentu u prošlosti sva materija u svemiru bila sabijena na jednom mestu. Čak i znamo kada je to bilo. Pre 1/H0 vremena. Ovo je još jedan razlog zašto je ljudima toliko stalo do Hablove konstante. Ona nam govori koliko je svemir star.

Da izvedemo ovo izračunavanje. Najbolja procena Hablove konstante kojom trenutno raspolažemo jeste ona koju je postavila ekipa zadužena za obradu podataka satelita Plank i ona glasi 67 (km/s)/Mpc. Jedan megaperske je jednak 3086 x 1019 km pa uvrštavanjem ovih vrednosti u jednačinu dobijamo da je svemir star 4.6 x 1017 sekundi. Ako ovo pretvorimo u godine dobijamo starost univerzuma: 14.6 milijardi godina. Ovo vreme nazivamo Veliki prasak. Ime je skovao Fred Hojl sredinom prošlog veka. Iako je Hojl celog života bio protivnik Velikog praska kao modela nastanka svemira, i otišao je u grob čvrsto ubeđen da je čitava ideja pogrešna, imenom koji je skovao služimo se i dan danas. Karl Sagan, novinar Timoti Feris, koji je pratio naučne teme i televizijski voditelj Hju Daunssmatrali su 1994. godine, da jedan tako važan koncept, u kom je sadržana sama srž našeg današnjeg shvatanja kosmologije, zaslužuje neko sugestivnije ime, pa su proglasili međunarodni konkurs za bolje rešenje. Dobili su više od trinaest hiljada predloga, sve su ih pretresli, a zatim priznali poraz zaključivši, pošto su razmotrili ostale mogućnosti, da je na kraju krajeva Veliki prasak ipak sasvim dobar.

Hablov zakon nas je doveo do zaključka da je u jednom konkretnom trenutku u prošlosti, pre približno četrnaest milijardi i šesto miliona godina, sav svemir bio zbijen u jednu tačku i da se od tada širi. Ta prvobitna izračunata dužina vremena od Velikog praska bila je izvedena prilično grubo pošto smo pretpostavili da se sve galaksije kreću konstantnom brzinom, ali finija savremena izračunavanja nisu daleko od prvog rezultata i glase : 13 milijardi i 800 miliona godina. Da li ova pretpostavljena starost svemira ima smisla? Starost Sunčevog sistema nam je poznata uglavnom na osnovu merenja radioaktivnosti uzoraka stenja sa Meseca i meteorita – ona iznosi oko 4 milijarde i 600 miliona godina. Krećemo se otprilike u okviru iste skale na kojoj je postavljena i starost svemira izvedena na osnovu njegovog širenja, a broj godina deluje razumno manji. Sunce i Sunčev sistem obogaćeni su težim hemijskim elementima koji su nastajali pri eksplozijama ranijih supernova, tako da ne pretpostavljamo da je Sunce među najstarijim zvezdama rođenim u svemiru.

Zamislimo sada kakav je svemir bio u prošlosti. Pošto se svemir širi, gustina mu se s vremenom smanjuje, određena količina mase zauzima sve veću zapreminu. U ranijim epohama gustina mu je daleko bila veća. Isto tako važi i za zvezde, što je neko telo gušće to je i toplije, tako da je svemir u prošlosti, kada je bio mnogo gušći, bio i mnogo topliji nego sada. Ako primenimo jednostavnu ekstrapolaciju, zaključićemo da je postojao jedan trenutak, pre 13.8 milijardi godina, kada je ceo svemir bio beskrajno vreo i gust, i od tog trenutka do danas on se širi i hladi. Nemamo nikakav način da se vratimo dalje u prošlost od tog trenutka – taj trenutak je naša definicija rođenja svemira. Širenje je počelo Velikim praskom i možemo da ga opazimo i dan-danas u vidu Hablovog zakona.

U vreme Velikog praska svemir je dakle, kako izgleda, bio beskonačno gust i vreo. Da li je bio i beskonačno mali? Na tom mestu priča postaje pomalo nezgodna. Odgovor bi mogao da glasi : ne zaista, ne u smislu u kom obično upotrebljavamo reč mali. Pretpostavimo da je danas svemir beskonačno veliki. Zaista i jeste. Napravićemo ovde razliku između svemira u celini i vidljivog svemira – onog dela svemira koji možemo da vidimo danas; ovaj deo je konačan. Svemir se širi, pri čemu mu gustina opada, ali ako je beskonačan danas, pri sažimanju unazad u prošlost on i dalje ostaje beskonačan i to važi sve do Velikog praska. U početku je svemir bio beskonačnih razmera, beskonačno vreo i beskonačno gust. Nije imao centar i sasvim izvesno nije imao granice izvan kojih bi ga bilo moguće posmatrati spolja kao celinu.

Možda sve ovo zvuči kao puka semantika, ali nema jednostavnijeg načina da razumemo današnje pojmove o postanku svemira. Ovo što radimo je pretakanje u reči rezultata do kojih ćemo doći rešavajući odgovarajuće jednačine Ajnštajnove opšte teorije relativiteta. Veliki prasak nije bio eksplozija, kao što se ponekad pogrešno opisuje, pri kojoj se nešto vrlo sićušno i gusto raširilo kroz prazan prostor, nije posredi bilo ništa nalik bombi. Svemir nema granice, pa otuda nema ni praznog prostora izvan njega kroz koji bi se on širio. Sam prostor je to što se širi.

Ako ne postoji nikakva spoljašnja ivica svemira, možemo li onda da postavimo pitanje šta je postojalo pre Velikog praska. Nažalost, naše jednačine nam to ne dozvoljavaju. Prema jednačinama opšte relativnosti, svemir je u trenutku Velikog praska imao beskonačnu gustinu. U nauci, kada vam jednačina kao rezultat daje beskonačno, znate da vam je teorija nepotpuna: jednačine ne uspevaju da obuhvate svu fiziku koja se odvija. Naravno, na ovoj tački nas čekaju teolozi da nam oni bez ikakvih jednačina sve objasne, jednim potezom. Moramo, istine radi, naglasiti da su oni svoju poziciju iz vremena od pre 6 hiljada godina dobrano pomerili ali to njima ne smeta, samo su celih 2000 godina pogrešno tumačili Bibiliju. Ne treba se začuditi da opet u nekim vremenima utvrde isto, i da pod novim okolnostima, možda ako se utvrdi da kosmos poštuje zakone evolucije svoje vreme gde će čekati s objašnjenjima pomere beskonačno u prošlost.

Svemir je, ipak, po našim najboljim saznanjima beskonačan po veličini ali konačan po starosti. Konačna starost svemira, zbog konačne brzine svetlosti, znači da je nama vidljiv samo konačni deo svemira. Ako pogledamo danas svemir, sve ono što vidimo na silnim udaljenostima je tamo bilo pre nekoliko milijardi godina. Gde je sada? Širenje svemira je odnelo tu materiju još dalje i ona se danas nalazi na udaljenosti od 45 milijardi svetlosnih godina što su granice vidljivog svemira; prečnik vidljivog svemira je sada oko 90 milijardi svetlosnih godina.

RSS
Follow by Email
Facebook
Twitter