ISTORIJA UNIVERZUMA
U ovom delu ću da se pozabavim sažetkom u vremenskom redosledu razvoja univerzuma. U prethodnim
odeljcima i nije bilo lako razabrati kojim redosledom se šta dešavalo, akcenat je bio na tome šta se
dešavalo.
-
Plankova era
Zakoni fizike mogu da opišu univerzum sve do jedna tačke u vremenu kojoj je prethodio izuzetan
događaj nazvan Veliki Prasak. Taj trenutak vremena može biti procenjen heuristički na osnovu
Hajzenbergovog principa neodređenosti :
, gde je
energija fluktuacije kroz taj period
vremena
. Energija fluktuacije ima rastegljivost
gravitacionoj sopstvenoj energiji fluktuacije
što daje
. Ako je
veće ili jednako
, tada su fluktuacije značajne i prostorvreme se ne može
opisati bez kvantne teorije gravitacije. Nema napravljene teorije ovog tipa koja je generalno prihvaćena.
Plankova masa se definiše u graničnom slučaju ,
što daje :
Odgovarajuće Plankovo vreme je :
Toliko blizu singulariteta Velikog Praska možemo opisati univerzum ali ne bliže od toga. Odgovarajuća
Plankova dužina je
gde je
, Plankova temperatura je
-Boltzmanova konstanta, i Plankova gustina energije je
,
. Vreme pre
ze naziva Plankova era. Za ovo vreme univerzum je ispunjen plazmom relativističkih elementarnih
čestica, uključujući kvarkove, leptone i verovatno Higsov bozon. Ali kako god nameće se zaključak da je
univerzum u ovom vremenu bio u stanju fluktuirajućeg haosa. Vreme se u u ovoj eri ne može
kvantitativno predstaviti a prostor takođe je bio u stanju divljeg nereda. Fluktuacije su mogle da dovedu
da region u prostoru postane dominantno sa energijom vakuuma.
-
Era inflacije
Usled odbojne gravitacije ovaj region kosmosa je dobio eksponencijalno ubrzano širenje koje je trajalo
s. Međutim, mada poslednja merenja i opservacije temperaturnih varijacija pozadinskog
mikrotalasnog zračenja, ukazuju da je univerzum zaista prošao kroz infatornu eru, odgovor na pitanje
kada i kako je sve ovo počelo i koliko je trajalo je u domenu akademskih nagađanja. Nemamo dovoljno
znanja o tome. Možda je sve počelo usled faze tranzicije na temperaturi od
K, u GUT (velika
objedinjena teorija) trenutku vremena
s kada se jaka sila odvojila od elektroslabe sile.
Razmišljajući o ovoj mogućnosti period
je nazvan GUT era. Kroz GUT eru kvarkovi i
leptoni su neprimetni od kvarkova i leptona zamenjenih X bozonima koji menjaju njihov identitet,
kvarkovi postaju leptoni i obrnuto. Eksponencijalna ekspanzija startuje sporo. Dakle, kroz prvu fazu
inflatorne ere zračenje u nama vidljivom delu univerzuma dolazi u stanje termalne ravnoteže. Ovo
objašnjava izotropnost pozadinskog mikrotalasnog zračenja. Ali postojale su ipak kvantne fluktuacije
koje predstavljaju seme galaksija koje su formirane mnogo kasnije. Kroz inflatornu eru ukupna gustina
energije eksponencijalno teži prema kritičnoj gustini koja odgovara ravnom univerzumu. Dakle,
predviđanja inflatorne teorije su takva da bi univerzum mogao biti ekstremno ravan u okvirima greške
posmatranja. Sada se čini da će ovo biti potvrđeno između ostalog WMAP-ovim opservacijama
pozadinskog mikrotalasnog zračenja. Gustina energije vakuuma se održava konstantnom kroz inflatornu
eru. Odavde sledi da je širenjem univerzuma proizvedena enormna količina energije vakuuma. Ipak
energija inflacione faze univerzuma može biti smatrana konstantnom. Ovo se može razumeti obzirom da
se granična površ širi u konačnom obimu prostora. Usled negativnog pritiska energije vakuuma
termodinamički rad na površini transportuje energiju kroz površinu u suprotom smeru. Dakle postoji
energetski fluks usmeren spolja ka unutra datog regiona. U
s energija vakuuma polja počinje da
oscilira i energija vakuma se transformiše u zračenje i elementarne čestice.
-
Bariogeneza
Ako bi količina materije i antimaterije u ranom univerzumu bila ista, antimaterija bi prosto poništila
materiju i univerzum bi ostao ispunjen zračenjem. Ne bi postojala materija. Dakle da bi došli do
univerzuma onakvog kakav jeste bez antimaterije ili sa malo nje, sa otprilike
puta više fotona od
bariona, moralo se kreirati neznatno više materije od antimaterije. Pošto su se svi antibarioni anhilirali
sa odgovarajućom količinom bariona, preostali broj bariona može da nam posluži da izračunamo veličinu
inicijalne asimetrije, kao odnos broja fotona i bariona u univerzumu. Uvedimo oznake
za broj bariona,
kao broj antibariona i
kao broj fotona. Sadašnju vrednost označavamo sa indeksom 0. Pre anilacije
postojao je aproksimativno jednak broj bariona, antibariona i fotona :
. Iz očuvanja
barionskog broja, imamo očuvanu tekuću gustinu :
, slično za fotone možemo pisati :
Dakle,
Ova jednačina pokazuje da je originalna asimetrija bila jako mala. Na svaku milijardu antibariona u
ranom univerzumu postojao je jedna milijarda i jedan barion. Veruje se da je ova asimetrija generisana
dinamički u nekoj ranoj fazi razvoja univerzuma. Ipak, ne zna se kako i zašto je ova asimetrija generisana.
Dve mogućnosti su bile razmatrane, ili se ovo desilo na početku ili na kraju ere kada se već jaka sila
odvojila od elektroslabe. Andrej Saharov je 1967. godine izneo tvrdnju da postoji tri uslova koja moraju
redom biti ispunjena da bi došlo do asimetrije materije i antimaterije.
1. Mora postojati C i CP narušavanje jedne od fundamentalnih reakcija
2. Mora postojati mogućnost da se barionski broj ne mora očuvati
3. Moralo je postojati stanje termodinamičke neravnoteže
Osnovno tvrđenje u ovom pravilu je da očuvanje barionskog broja je nefizički proces koji može da
promeni broj kvarkova. Ako svi fizički procesi poštuju očuvanje barionskog broja ona nam je jasno zašto
nam je potrebno u rvim momentima mogućnost neočuvanja tog broja. Kada je neto barionski broj
jednak nuli inicijalno stanje ne može biti promenjeno. Dakle, univerzum bi uvek trebao biti barionski
simetričan. Zamislimo da priroda dozvoljava proces koji narušava barionski broj, gde se velike količine
čestica sa barionskim brojem nula raspadaju na proton i elektron. Dakle neto barionski broj je bio nula sa
sada je jedan pošto imamo jedan proton. Zamislimo drugi proces u kome se istom stopom čestice
zamenjuju svojim antičesticama. Tada bi promena barionskog broja proizvela dva procesa koji bi se
međusobno potrli i opet bi se trebala sačuvati barionska simetrija. Postoje tri fundamentalne
transformacije simetrije u fizici : promena naelektrisanja C, parna transformacija P i inverzija vremena T.
Promena naelektrisanja menja znakove svim internim kvantnim brojevima ostavljajući masu, energiju,
momenat i spin nepromenjenim. Neutrino, na primer, nosi nenulti kvantni broj nazvan leptonski broj.
Promena naelektrisanja menja znak leptonskog broja što znači da je to promena neutrina u antineutrino
bez promene spina. Parna transformacija je u suštini odraz u ogledalu. U vremenskoj inverziji kretanje
menja smer dok interne karakteristike ostaju nepromenjene. U zajedničkoj CP transformaciji desni
neutrino postaje levi antineutrino. Da se vratimo na našu hipotetičku reakciju koja proizvodi barionsku
nesimetriju, ispada da je anti-reakcija samo CP-transformacija reakcije originalnog procesa koji smo
razmatrali. Dakle, suzbijanje anti-reakcije zahteva CP narušavanje u ovoj situaciji. Dakle CP narušavanje
je dozvoljeno prevenstveno za materiju preko antimaterije u istom procesu. CP narušavanje je dakle
morlo biti osnovni proces koji je generisao barionsku asimetriju. Velika objedinjena teorija ujedinjuje
elktroslabu silu sa jakom silom između kvarkova. Očekuje se da gejdž bozoni u GUT teoriji posreduju
interakcijama mešanja leptona i kvarkova, ime se omogućava narušavanje barionskog broja. CP
narušavanje je odlika najjednostavnije GUT teorije. Problem je međutim što ovo CP narušavanje
obezbeđuje jako mali doprinos za uspešnu bariogenezu. Dodaci na GUT teoriju obezbeđuju dovoljno CP
narušavanje. Raniji pokušaji izgradnje modela bariogeneze su uključivali GUT teorije. U ovim modelima
bariogeneza se dešavala pre GUT faze tranzicije u trenutku
s . U toj ranoj fazi ekspanzija
univerzuma je dovoljno brza da dozvoli devijaciju u termodinamičkoj ravnoteži. Međutim, postoje
ozbiljni problemi za GUT bariogenezu. Problemi nastaju u kasnijoj fazi inflacije, u
s. Inflacija će
razvodniti generisanu neto barionsku gustinu, da barionska gustina postane tako mala da bi bila
odgovorna za sadašnje rezultate posmatranja. Dakle, bariogeneza se morala desiti na kraju inflatorne
ere ako je ponovno zagrevanje u ovoj tački vremena bilo dovoljno jako. Međutim, može se pokazati da
očekivana temperatura kroz ponovno zagrevanje nije dovoljno visoka da rasplamsa GUT proces. Usled
ovih poteškoća sa GUT bariogenezom, fokus je usmeren na bariogenezu na mnogo manjim energijama.
Posebno se proučavala mogućnost bariogeneze pri narušavanju elektroslabe simetrije, što se desilo
nakon
s nakon Veliog Praska. Elektroslabi vakuum dozvoljava narušavanje konzervacije
barionskog broja. U ovo vreme devijacije u termodinamičkoj ravnoteži se dešavaju usled rapidnih
promena u osobinama vakuuma. Međutim, da li CP narušavanje kroz ove procese daje dovoljan
doprinos bariogenezi je još uvek otvoreno pitanje. Da bi se kreirao par čestica-antičestica sa masom m iz
energije fotona u veloj mešavini plazme i zračenja temperatura mora zadovoljavati uslov :
, gde se masa meri u MeV. U ravnom, zračenjem dominirajućem
univerzumu kosmičko vreme koje odgovara anhilaciji na temperaturi T je :
, gde je
efektivni stepen slobode. Količina čestica oko prve sekunde nakon Velikog Praska daje
, što dovodi do
. Ovo možemo iskoristiti da odredimo kosmičko
vreme nastanka elementarnih čestica.
Čestica
Proton
Neutron
Mion
Elektron
-
Energija
1GeV
1GeV
50 MeV
0.5 MeV
Temperatura
Vreme
4s
Era elektroslabe sile
Kroz ovaj period koji je otpočeo krajem inflatorne ere, elektromagnetna i slaba nuklearna sila su bile
ujedinjene u jednu silu –elektroslabu. U ovoj eri temperatura je bila iznad
. Ovo odgovara
energijama koje su mnogo veće od energija zastupljenih u masama
i
bozona koji su nosioci slabe
sile. Dakle u ovoj eri mase ovih bozona mogu biti zanemarene pa za slabu sila se može smatrati da je
prenose čestice bez mase spina 1, slično kao što fotoni prenose elektromagnetnu silu. Kada temperatura
padne ispod
, bozoni dobijaju masu kroz interakciju sa vakuumom preko Higsovog mehanizma.
Tada se slaba nuklearna sila odvaja od elektromagnetne i postaje kratkodometna sila. Univerzum je tada
ispunjen sa hedronima, bozonima, leptonima i fotonima. Ako nešto karakteriše univerzum ove ere kada
je materija dominantna, a da to nije fundamentalna interakcija onda je to prva faza elektroslabe ere ,
koja se zbog toga i zove era kvarkova. Dominantna forma materije u ovom periodu je kvark-antikvarkgluon-ska plazma. Za ovu eru se veruje da traje do momenta kada termalna energija ne bude više
sposobna da generiše parove kvark-antikvark, do
ec . Međutim postojale su neke spekulacije da
je era kvarkova zamenjena erom hedrona u
sec . Ako se to desilo onda je era kvarkova trajala do
tog trenutka a era hedrona do
sec.
-
Era herona
Ako se bariogeneza desila u vreme narušavanja elektroslabe simetrije onda ovo vreme označava
prestanak ere kvarkova i početak ere hedrona. Dominantna forma materije su tada postali protoni i
neutroni sa jednakim brojem piona. Poslednji protoni su napravljeni u
sec posle Velikog Praska.
Tada proton-antiproton i neutron-antineutron parovi anhiliraju uz oslobađanje energije u vidu fotona i
drugih svetlijih čestica koje nastaju u ovom procesu. Barionska asimetrija osigurava da kasniji univerzum
ima dovoljno materije za formiranje zvezda.
-
Era leptona
Tokom ove ere temperatura se spušta od nekih
do
. Termalna energija kosmičke plazme
nije dovoljno dugo visoka da može da stvara parove kvark-antikvark. Kvarkovi su tada već razgraničeni
na barione i mezone. Međutim, dominantna forma materije su elektron-pozitron parovi. U početku
leptonske ere prosečna gustina kosmičke plazme je
. Hedroni su zakopani u gustom leptonskom
gasu. Na svaki hedron postoji ugrubo oko milijardu fotona, elektron-pozitron i neutrino-antineutrino
parova. Sve je u termodinamičkoj ravnoteži ima aproksimativno jednak broj fotona, elektrona i neutrina
kao prvobitno miona. Međutim u
sec, nema više dovoljno energije za kreiranje mion-antimion
parova. Iako su se mioni raspali, mnogo svetliji μ-neutrini su još prisutni i nastavljaju da interaguju sa
elektronima kroz slabu interakciju :
U cilju procene značaja ove reakcije u određenom kosmičkom trenutku vremena, moramo uzeti u obzid
da sve reakcije u univerzumu imaju određenu brzinu reakcije i suprotno od toga da svaka reakcija traje
određeno vreme. Ako je trajanje reakcije duže od starosti univerzuma ili epohe o kojoj je reč tada se ta
reakcija ne može ni desiti. To se svakako odnosi i na gornju reakciju. Brzina reakcije može biti izražena
kao proizvod brzine , kocentracije čestica i efektivnog poprečnog preseka reakcije. Za slabu fizičku
reakciju dobijamo
što sa
,
, nas dovodi do
. Ove reakcije neutralnog toka se tipično dešavaju na temperaturama oko
, što odgovara vremenu dešavanja
sec. nakon ovog vremena mion-neutrini ne
interaguju dalje sa ostatkom univerzuma izuzev gravitaciono. Elektronski neutrino , može nastaviti
reakcije sa pozitronima i elektronima kroz slabu interakciju toka naelektrisanja (charge-current) koja je
inače odgovorna za beta raspad.
Ova reakcija ima neznatno kraće vreme reakcije od reakcije neutralnog toka, oko
sec. Dakle
ove reakcije se produžavaju dok temperatura ne padne ispod
, oko 1 sekunde nakon Velikog
Praska. Univerzum postaje providan (transparentan) za neutrine nakon prve sekunde od Velikog
Praska.Ovi neutrini sada formiraju pozadinski neutrinski gas. Da bi izračunali sadašnju temperaturu
ovoga gasa moramo ispitati šta se desilo sa parovima elektron-pozitron, u malo kasnijoj fazi. Nakon 3
sekunde od Velikog Praska temperatura je pala ispod
. Posle toga fotonska energija nije
dovoljna za proizvodnju parova elektron-pozitron. Elektroni i pozitroni počinju anhilaciju stvarajući
fotone. Većina kosmičkog pozadinskog elektromagnetnog zračenja je proizvedena tada. Trenutna
temperatura ovog zračenja, izmerena sa velikom preciznošću je 2.728 K. Energija oslobođena procesom
anhilacije elektrona i pozitrona sporo opada , stopom kojom se elektromagnetno zračenje hladi, a
razdvojeni neutrini ne mogu da daju nikakvu dodatnu toplotu. Dakle neutrinski gas postaje hladniji od
elektromagnetnog zračenja. Sada ćemo da pronađemo relaciju između temperature fotonskog gasa pre i
posle anhilacije elektrona i pozitrona. Fotoni i parovi elektron-pozitron su u termodinamičkoj ravnoteži u
toku procesa anhilacije. Gas se širi adijabatski. Ukupna entropija je zbog toga očuvana. Entropija gasa sa
gustinom ρ, pritiskom p i temperaturom T u zapremini
je :
Za zračenje i ultrarelativistički gas elektrona i neutrina važi :
, pa iz toga sledi :
Fotoni i bozoni se podvrgavaju Bose-Ajnštajnovoj statistici što nas dovodi do Plankovog spektra. Gustina
energije o jedinici frekvencijskog intervala je :
Gustina fotonskog gasa je :
, gde je
Stefanova konstanta.Ovo je Stefan-Boltzmanov zakon zračenja. Prema tome entropija
gasa fotona je :
Elektroni i neutrini su fermioni podrvgnuti Fermi-Dirakovoj statistici sa +1 u imeniocu jednačine (4.55)
umesto -1. Gustinu energije pronalazimo iz relativstičkog limita, gde ostatak mase može biti zanemaren.
Dakle, entropija relativističkih elektrona i neutrinskog gasa je :
Ukupna entropija gasa sastavljenog od fotona, ultrarelativističkih elektrona i pozitrona je :
, gde su i faktor širenja i temperatura na početku procesa anhilacije. Na kraju anhilacionog procesa
gde je faktor širenja
i temperatura , energija dominira fotonskim gasom entropije . Obzirom da
ukupna entropija se neće promeniti, sledi da je :
, što predstavlja jednačinu koju smo hteli da izvedemo. U isto vreme neutrinski gas se slobodno širi.
Pošto znamo da je
, temperatura neutrinskog gasa u trenutku kada se završava anhilacija
elektrona i pozitrona je :
Ovde iskorištavamo činjenicu da je neutrinski gas imao istu temperaturu u ostatku univerzuma pre
anhilacije. Odavde imamo da je odnos temperatura gasa fotona i gasa neutrina posle anhilacije:
Ovaj odnos neće biti promenjen kroz kasniju istoriju univerzuma. Pošto je temperatura pozadinskog
mikrotalasnog zračenja trenutno 2.728 K , lako se nalazi da je temperatura gasa neutrina 1.95K. ovi
neutrini se mogu kretati slobodno već posle 1 s od Velikog Praska. Ovo znači da ako sada možemo da
vidimo stanje kosmičkih neutrina, onda možemo da vidimo i stanje univerzuma od prve sekunde
njegovog nastanka. Međutim, ovako niska temperatura neutrinskog gasa čini to posmatranje veoma,
veoma teškim. Neutrini su veoma brojni u univerzumu. Svake sekunde kroz ljudsko telo prođe milion
triliona neutrina. Svaki kubni centimetar univerzuma sadrži 600 neutrina. Oni su toliko brojni da ako
samo jedan tip neutrina ima masu, veoma skroman mase od oko 90eV bi bilo dovoljno da univerzum
napravi ravnim. Poslednja merenja obavljena u Japanu zaista pokazuju da izgleda neutrini imaju taj
nedostajući deo mase potreban da se dobije kritična masa ravnog univerzuma. Međutim, merenja
pokazuju da je masa neutrina mnogo manja od 90eV. Moguće da neutrini pridonose manje od 0.5%,
kritičnoj gustini kosmičkog gasa. Koncentracija čestica fotona po jedinici frekvencije je data sa :
, gde je
dato sa (4.55). Dakle kocentracija forona na svim frekvencijama je data sa :
Slično pronalazimo koristeći Fermi-Dirakovu raspodelu da u ultrarelativističkim granicama, kocentracija
elektrona i pozitrona je :
Anhilacija počinje na temperaturi
, oko treće sekunde posle Velikog Praska. Tada, prema
gornjoj formuli, kocentracija elektrona je bila
. Sada ćemo da izračunamo broj elektrona
nakon anhilacije. Anhilacija se završila na temperaturi
, 3 minute nakon Velikog Praska. Prema
jednačini (4.64) kocentracija fotona u ovoj tački vremena je bila
. Nakon anhilacije
elektrona i pozitrona nije više moglo da bude proizvodnje fotona. Dakle kocentracija fotona i bariona u
zapremini , se nije menjala od tada pa sve do sadašnjeg vremena. Iz opservacija gustine mase bariona
i gustine energije kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja možemo izračunati da je odnos
kocentracije bariona i kocentracije forona oko
. Štaviše, pošto je univerzum električno neutralan,
gustina koncentracije elektrona je jednaka gustini koncentracije protona, koja je bila milijarditi do
koncentracije fotona. Iz ovoga sledi da je gustina elektrona neposredno posle anhilacije bila
. Upoređujući ovu brojku sa brojkom pre anhilacije možemo zaključiti da je samo mali broj
elektrona ostao netaknut posle anhilacije. Kako god, ipak je ostalo sasvim dovoljno elektrona da
univerzum ostane neprozračan za elektromagnetno zračenje. Jošjedan proces od velikog značaja se
desio u eri leptona. Odnos protona i neutrona je ostao zamrznut. Ovaj odnos se može izračunati na
sledeći način. Razmotrimo uslove samo malo pre 1 sekunde od Velikog Praska kada je temperatura bila
malo veća od
Tada su barioni nerelativistički. Njihova kocentracija u termodinamičkoj ravnoteži
je data Boltzmanovom raspodelom. Odnos neutrona i protona je dakle :
, ge je
. Pošto temperatura opada kada se univerzum širi reakciono vreme
reakcije kao što je :
raste. Sve dok je vreme reakcije manje od starosti univerzuma ove
reakcije održavaju termodinamičku ravnotežu. Na kraju su reakcije postale toliko spore da se
termodinamička ravnoteža izgubila a odnos neutrona i protona je ostao zamrznut. Ovo se dešava na
tempaeraturi od
što odgovara kosmičkom vremenu od 1 sekunde. Posle tog vremena odnos
neutrona i protona ostaje konstantan i iznosi 0.21.
-
Primordijalna kosmička nukleosinteza
Kao što smo pomenuli ranije tokom ere leptona, protoni i neutroni su se mogli pretvarati jedni u druge
kroz sledeću slabu interakciju :
Vremenska skala slabe interakcije za ove interakcije prevazilazi ekspanzionu vremensku skalu kada
temperatura padne ispod
, posle 1 sekunde nakon Velikog Praska. Onda su reakcije efikasno
prestale i neutronske frakcije su zamrznute na nivou koji je isti i sada. Slobodni neutroni koji su
nestabilni u β-raspadu sa vremenom poluživota aproksimativno 10.6 minuta, ako nisu vezani sa
protonima u stabilnom atomskom jezgru mogu se eventualno raspasti u protone. Međutim, dešava se
nuklearna reakcija koja vezuje jezgra u stabilna jezgra pre ovoga β-raspada slobodnih neutrona. Prvi
proces od interesa je :
, tj proton i neutron formiraju jezgro deuterijuma uz emitovanje elektromagnetnog zračenja. Sada
ima vezanu energiju od samo 2.2 MeV i postoji dovoljno fotona visoke energije dok temperatura padne
do oko
K , oko 3 minuta posle Velikog Praska. Tokom ovog perioda udeo neutrona opada zbog β
raspada slobodnih neutrona. Posle 3 min i 46 sec, temperatura opada do 0.9
K. Sada su fotoni
dovoljno bezopasni tako da
jezgro može preživeti. Tada se počinju dešavati neke nuklearne reakcije
koje od protona i neutrona grade teže elemente. Odlaganje procesa fuzije u prva tri minuta usled fotodisocijacije
se zove “deuterijumsko usko grlo”. Posle deuterijumskog uskog grla počinju lančane
reakcije. Deuterijumsko jezgro se sudara sa protonima i neutronima formirajući Helijum-3 (
) i
tritijum ( ). Na kraju se Helijum-3 sudara sa neutronom, a tritijum se može sudariti sa protonom. U
obadva slučaja formira se jezgro običnog Helijuma (
) koji se sastoji od dva protona i dva elektrona.
Udeo mase Helijuma je :
Pošto svako helijumsko jezgro sadrži 2 neutrona moguće je da se stvori koncentracija jednaka
ima masu približno
. Svaki
. Dakle :
, što nas dovodi do :
, gde je
. Posle vremena t odnos r ostaje konstantan i jednak 0.21. Ubacujći ovo u gornju
jednačinu dobijamo za odnos masa helijuma i hidrogena f=0.35. Ovo je ipak samo aproksimacija.
Uzimajući u obzir β raspad slobodnih neutrona dobija se odnos od f=0.25. Ovo je mnogo bliže odnosu
koji se dobija eksperimentalno f=0.24. Možemo primetiti da je ovo predviđanje suštinski nezavisno od
sadašnjih gustina svih formi materije i energije, zato što za bilo koju vrednost prosečne gustine
,
vrednost
u ranijem kosmičkom vremenu brzo teži ka 1. Postoji dakle slaba zavisnost od
.
Najveća vrednost
koja može biti posledica visoke gustine bariona i bržeg širenja znači da je
deuterijumsko usko grlo preovladalo ranije što znači da će biti manje raspada slobodnih neutrona. Tada
će neutronski udeo biti veći što rezultuje nešto većim brojem
. Nukleosinteza Velikog praska se
zaustavlja sa
zato što ne postoji stabilno atomsko jezgro sa masenim brojem 5 i 8. Teži elementi se
stvaraju u zvezdama. Kada se završi nukleosinteza, posle 12 minuta postojanja univerzuma, ništa
suštinski značajno se ne dešava narednih 300 000 godina. Tada temperatura opadne do 3000 K i tada
otpočinju novi procesi. U ovo vreme se formiraju prvi neutralni atomi. Posmatrajući unazad duž
kosmičke svetlosne putanje, možemo izračunati optičku dubinu Tompsonovog rasejanja. Da bi se to
sprovelo mora se prvo utvrditi kako udeo jonizovanog dela materije zavisi od kosmičkog crvenog
pomaka zbog rejonizacije koja se dešava između 300 000 i 400 000 godina posle Velikog praska. Rezultat
ovih proračuna je :
Za τ=1 postoji velika verovatnoća svetlosnog rasejanja. U stvarnosti verovatnoća rasejanja se kreće od
blizu nula do blizu 1.
Eru formiranja zvezda i doba zvezda ćemo posebno obrađivati u jednom drugačijem kontekstu i na
drugačiji način. Pre svega što je doba zvezda, upravo doba u kome mi živimo. Budućnost svemira je i
dalje neizvesna. Ne postoji jasna predikcija koja bi ukazivala bez ikakve sumnje šta će se desiti sa
univerzumom. Ono što sada znamo je da se univerzum trenutno širi, na iznenađenje svih – ubrzano. Još
uvek pouzdano ne znamo šta je uzrok tom ubrzanju širenja. Priroda tamne materije koja bi mogla da to
izazove je nepoznata. Znamo da postoji ali ne znamo ni od čega se sastoji ni kako stvarno deluje.
Istraživanja na ovom planu su u punom jeku i nema nikakve sumnje da će čovečanstvo jednog dana imati
neke odgovore koji će nas svakako približiti odgovoru na ovo pitanje kao i mnoga druga. Ali i da se to
nikada ne desi lepota istraživanja univerzuma je nesporna. Ne postoji ništa tako veličanstveno, toliko bez
konkurencije u svojoj nadmoćnoj veličini što bi moglo da odvrati pažnju ljudskog uma od pokušaja
odgonetanja njegove suštine. Iako, duboko verujem da se ne treba zanosti idejom da ćemo te
odogovore pronaći ikada, a još dublje sam uveren da nalaženje konačnih odgovora nikako ne bi bilo
dobro. Mada, to me pitanje ne brine toliko, poprilično sam siguran da je univerzum izuzetno dobro
sakrio i svoje tragove a možda njegova budućnost i nije ničim određena, a možda i nema smisla kao
pojam u nekom drugom sistemu mera i pojmova.
Download

ISTORIJA UNIVERZUMA U ovom delu ću da se