Človeštvo si že tisočletja zastavlja velika vprašanja o vesolju: kako je nastalo, iz česa je sestavljeno, kakšna je njegova zgradba, kakšni zakoni mu vladajo, kako se razvija in kakšna bo končna usoda vesolja? Nekoč so ta vprašanja sodila v področje mitologije, religije in filozofije, razvoj tehnologije in znanosti pa jih je pred nekaj desetletji prinesel v znanstveno areno– odgovore na njih lahko sedaj iščemo z znanstvenimi metodami: gradnjo konsistentnih fizikalnih teoretičnih modelov in preverjanjem njihovih napovedi s poskusi oz. astronomskimi opazovanji.
S proučevanjem nastanka in razvoja vesolja kot celote se ukvarja kozmologija. Pri tem združuje fiziko največjega (vesolja kot največjega fizikalnega sistema) s fiziko najmanjšega (subatomskih osnovnih delcev narave).
Kozmološko načelo
Odkar je Nikolaj Kopernik premaknil človeštvo iz središča Osončja, je sledilo še nekaj podobnih sestopov. Astronomska opazovanja so pokazala, da Sonce ni v središču naše Galaksije, ampak je le ena od več sto milijard zvezd v njej. V minulem stoletju so ugotovili, da tudi naša Galaksija ni nič posebnega v vesolju, ampak je le ena med več sto milijardami galaksij v vidnem delu vesolja.[1] Kozmologija zato izhaja iz t.i. kopernikanskega principa, ki pravi, da naš položaj (položaj Zemlje) v vesolju ni nič posebnega.
Bolj splošen, v smislu da je razširjen na druge opazovalce v vesolju (tudi noben od njih nima posebnega položaja), je kozmološki princip ali načelo, ki pravi, da je vesolje videti enako za vse opazovalce. Pri tem je mišljeno, da opazovalec opazuje oz. meri lastnosti vesolja na dovolj velikem redu velikosti. Na primer, opazovalec na Jupitru bi seveda videl svoj bližnji del vesolja (sosednje planete in lune) drugače kot opazovalec na Zemlji, prav tako bi opazovalec na planetu okoli neke druge zvezde videl drugačno okolico (sosednje zvezde) kot mi na Zemlji. Če pa pogledamo povprečne lastnosti vesolja na skalah večjih od okrog 500 milijonov svetlobnih let (to je na skalah, ki so veliko večje od razdalj med zvezdami in od velikosti posameznih galaksij), je homogeno – ima enake lastnosti, npr. povprečno gostoto, temperaturo, sestavo.
Kozmološko načelo pravi, da kdorkoli in kjerkoli v vesolju je opazovalec, izmeri enake lastnosti vesolja (enake fizikalne lastnosti in enake fizikalne zakone) in torej vključuje predpostavko, da je vesolje homogeno. Homogenost pomeni, da je en del vesolja enakovreden drugemu, oziroma da opazovalci v različnih delih vesolja izmerijo enake lastnosti vesolja. Poleg tega kozmološko načelo vključuje še predpostavko, da je vesolje izotropno: da je za opazovalce videti enako v vseh smereh. Ti lastnosti sta povezani; vesolje, ki je izotropno za več opazovalcev, mora biti tudi homogeno. Obe lastnosti je mogoče preveriti z opazovanji.
Začetek vesolja
Najpreprostejše kozmološko opazovanje je, da je nebo ponoči temno. Če bi predpostavili, da je vesolje neskončno veliko, nespremenljivo in da so zvezde enakomerno razporejene po njem, bi v katerikoli smeri naš pogled slej ko prej trčil ob neko zvezdo, zato bi vsaka točka neba morala biti tako svetla kot površje zvezd (npr. Sonca).To privede do Olbersovega paradoksa, saj je nočno nebo temno, kar je v nasprotju z zgornjo predpostavko. Ker je nebo temno, sledi sklep, da vesolje ne more biti neskončno veliko in/ali pa zvezde v njem ne svetijo neskončno dolgo.
Do pomembnega kozmološkega odkritja je v letih 1928-29 prišel ameriški astronom Edwin Hubble. Ugotovil je, da se galaksije oddaljujejo od nas in sicer tako, da je hitrost oddaljevanja sorazmerna z njihovo oddaljenostjo. Sorazmernostnemu faktorju pravimo Hubblov parameter, tej zvezi pa Hubble-Lemaîtrejev zakon [2]. Hubblovo odkritje ima velik pomen: če se galaksije medsebojno oddaljujejo, sledi, da so bile v preteklosti bližje ena drugi. Če gremo dovolj daleč nazaj v času, pridemo do trenutka, ko so bile vse zbrane v eni točki (v točki singularnosti) [3], torej je vesolje imelo začetek. Danes temu začetku rečemo veliki pok ali prapok.
Pri razumevanju medsebojnega oddaljevanja galaksij je treba poudariti, da ne gre za gibanje galaksij skozi absolutni Newtonov prostor – galaksije se ne oddaljujejo zato, ker bi imele neko hitrost v prostoru, pač pa zato, ker se prostor med njimi širi. Vesolje se ne širi v nekem prostoru, vesolje je prostor, ki se širi. Predstavljajmo si, da je vesolje površina balona, na katero smo narisali nekaj pik, ki predstavljajo galaksije. Ko balon napihujemo, se pike medsebojno oddaljujejo, ker se balon-vesolje širi (in ne ker bi se pike premikale po površju balona – po prostoru). Bolj kot sta piki medsebojno oddaljeni, bolj se poveča razdalja med njima. Analogija z balonom nam pomaga razrešiti tudi vprašanje, ali to, da se galaksije (ki niso članice naše lokalne skupine) oddaljujejo od nas, pomeni, da je naša galaksija v središču vesolja? Če si izberemo neko piko na površju balona za središče, vidimo, da se vse ostale oddaljujejo od nje. A enako ugotovimo tudi, če si izberemo katerokoli drugo piko. Vsi opazovalci bodo ugotovili, da se druge galaksije oddaljujejo od njih; in da bolj ko so daleč, hitreje se oddaljujejo. Širjenje vesolja torej ne pomeni, da smo mi v središču vesolja ali da središče sploh obstaja. Vse točke so, v skladu s kozmološkim načelom, opazovalno enakovredne.
Ob omembi začetka vesolja se pogosto zastavlja tudi vprašanje, kaj je bilo prej? Običajni odgovor je, da je nesmiselno spraševati o »prej«, saj podobno kot začetek vesolja označuje nastanek prostora, označuje tudi nastanek oz. začetek časa. Vprašanje »prej« torej nima pomena. Drugi odgovor je, da je obstoj časa pred prapokom nejasen, npr. če bi bilo vesolje ciklično in bi šlo skozi izmenjujoča se širjenja in krčenja, bi čas lahko obstajal že pred prapokom – zadnjim ciklom širjenja.
Teorija prapoka
Začetki teorije velikega poka ali prapoka, ki je fizikalni opis nastanka vesolja, segajo v trideseta leta 20. stoletja. Danes je med strokovnjaki splošno sprejeta, podpira pa jo več vrst astronomskih opazovanj. Poleg že omenjenih opazovanj oddaljevanja galaksij oziroma širjenja vesolja sta pomembna podporna stebra še mikrovalovno sevanje ozadja ali prasevanje in razvoj oziroma spreminjanje lastnosti galaksij z oddaljenostjo od nas (in s tem s časom, saj vidimo bolj oddaljene objekte takšne, kot so bili bolj daleč v preteklosti). Teorija prapoka tudi napove razmerja kemijskih elementov, ki so nastali v začetku vesolja v t.i. procesu prvinske nukleosinteze, in ki se dobro skladajo z opazovanji.
Vesolje je nastalo iz drobcene točke pred 13,8 milijardami let. Na začetku je bilo izjemno gosto in vroče. Če štejemo čas od samega prapoka, je od časa 0 do okrog 10-43 sekund trajala t.i. Planckova doba. Takrat je bilo vesolje manjše od Planckove razdalje, ki znaša okrog 10-35 metra (in jo sestavimo iz osnovnih fizikalnih konstant – gravitacijske in Planckove konstante ter svetlobne hitrosti). Tega, kaj se je dogajalo v tem obdobju, ne znamo opisati z danes znanimi fizikalnimi zakoni, saj bi za opis tako majhnega in gostega vesolja potrebovali teorijo, ki bi združevala kvantno mehaniko in splošno teorijo relativnosti. Te teorije – kvantne gravitacije – še nimamo.
Od trenutka, ko je vesolje postalo večje od Planckove razdalje, dogajanje opisujejo znani fizikalni zakoni.V zelo gostem in vročem vesolju so nastajali pari osnovnih delcev (kvarkov in leptonov) in njihovih antidelcev (antikvarkov in antileptonov). S širjenjem in ohlajanjem vesolja se je nastajanje novih parov ustavilo, že obstoječi delci in antidelci pa so se lahko le še med sabo »uničili« oziroma anihilirali. Zaradi podrobnosti fizikalnih zakonov, ki veljajo v svetu osnovnih delcev (točneje kršitve CP-simetrije), pa se v tem zgodnjem vesolju niso anihilirali vsi delci: na vsakih 10 milijard parov, ki so se anihilirali, je ostal en delec brez svojega para (antidelca). Ti preostali delci so izvor vsega, kar danes vidimo v vesolju: zvezd, oblakov plina, planetov, nas …
Povezovanje kvarkov v protone in nevtrone in t.i. prvinska nukleosinteza (ki je potekala od treh do dvajset minut po prapoku in v kateri so se razpoložljivi nevtroni povezali s protoni v atomska jedra helija) sta pripeljala do sestave vesolja, ki jo potrjujejo tudi opazovanja – da je v njem tri četrtine mase vse običajne (vidne ali »ne-temne«) snovi v obliki vodika in četrtina v obliki helija. Višjih kemijskih elementov je v vesolju skupno le za okoli dva odstotka in so nastali kasneje, večinoma v procesih povezanih z zvezdami.
Okrog štiristo tisoč let po nastanku se je vesolje dovolj ohladilo, da so se lahko atomska jedra vodika in helija povezala z elektroni v atome. Ker se je s tem močno znižalo število prostih elektronov, ki zelo učinkovito sipajo svetlobo, je vesolje postalo prozorno. Danes lahko s posebnimi detektorji za mikrovalovno sevanje, ki so nameščeni na satelitih, zaznavamo svetlobo iz tega časa – nekakšen ostanek sevanja takrat vročega vesolja – ki ji rečemo mikrovalovno sevanje ozadja ali krajše prasevanje in ki prihaja enakomerno iz vseh smeri neba.Po tem, ko je vesolje postalo prozorno, je sledil temni vek, ko v vesolju še ni bilo zvezd, ki bi svetile. Prve zvezde so se pojavile okrog 400 milijonov let po prapoku, ko so rasle že tudi prve galaksije.
Struktura današnjega vesolja izvira iz majčkenih fluktuacij oz. razlik, ki jih opazimo v prasevanju iz posameznih delov neba (te razlike so relativne velikosti 10-5). Fluktuacije v prasevanju nam povedo, kakšne so bile razlike v gostoti in temperaturi v zgodnjem vesolju: to ni bilo povsem enakomerno. Malenkost gostejši deli vesolja so postajali še bolj gosti in gosti in sčasoma so nastale zvezde in galaksije. Prvotne, majhne galaksije so z medsebojnimi trki in zlivanjem rasle v vedno večje galaksije in se med seboj gravitacijsko povezovale v skupine – jate galaksij, ki jih vidimo danes.
V kakšnem vesolju živimo?
Fluktuacije v prasevanju so posledica zvočnih valov (zgoščin in razredčin plina) v takratnem vesolju. Podobno kot valovi na površini vode razkrivajo njene lastnosti, se lahko s proučevanjem fluktuacij prasevanja določijo ključni kozmološki parametri – gostota in starost vesolja ter Hubblov parameter (povezan s hitrostjo širjenja) in tako ugotovi, kateri od različnih kozmoloških modelov je pravi.
Znanstveniki lahko kozmološke parametre določijo tudi tako, da opazujejo galaksije na različnih oddaljenostih od nas in jih tako vidijo ob različnih časih oz. starosti vesolja. Neodvisno izmerijo njihovo oddaljenost in kozmološki rdeči premik, ki je povezan s tem, za kolikšen faktor se je vesolje povečalo v času, ko je svetloba potovala od neke galaksije do nas. Meritve nato primerjajo z napovedmi kozmoloških modelov (kako naj bi se vesolje širilo v preteklosti) in ugotovijo, kateri se najbolje ujema z opazovanji. Take meritve so naredili s posebno vrsto zvezdnih eksplozij supernov tipa Ia, ki so t.i. standardni svetilniki in jih uporabljajo za merjenje razdalj. Vrednosti tako dobljenih kozmoloških parametrov se lepo ujemajo z vrednostmi iz opazovanj prasevanja, vendar se je v zadnjih nekaj letih, ko so meritve postale natančnejše, pokazalo, da obstaja t.i. Hubblova napetost – razlika med vrednostjo Hubblovega parametra, izmerjeno na en in drug način, ki znaša okoli 10% in je večja od nezanesljivosti meritev. Razlika še ni pojasnjena in je tema vročih znanstvenih razprav.
Kljub tej razliki in nekaterim drugim še odprtim vprašanjem lahko rečemo, da sodobna kozmologija daje konsistentno sliko nastanka in razvoja vesolja, ki jo lahko na kratko strnemo takole: Vesolje je nastalo pred 13,8 milijardami let, od takrat se nenehno širi in to širjenje se pospešuje. Vesolje ima kritično gostoto in ga sestavlja okrog 5 % običajne (vidne, »ne-temne« snovi, ki je pretežno vodik in helij), okoli 25% temne snovi (ki deluje na običajno snov le z gravitacijsko silo in naj bi jo sestavljali neki doslej neznani osnovni delci) in okrog 70% temne energije (ki povzroča pospešeno širjenje vesolja, a njena narava zaenkrat ostaja velika uganka). Če se bo pospešeno širjenje še nadaljevalo, bo naše vesolje končalo v t.i. velikem raztrgu, ki lahko pomeni tudi raztrg prostora. Prihodnjih nekaj let bo, upajmo, s pomočjo novih instrumentov in meritev ter teoretičnih raziskav in numeričnih simulacij prineslo odgovore na odprta vprašanja kozmologije. Največji uganki sta temna snov in temna energija. Presenečenja, ki lahko zamajejo sedanjo kozmološko sliko, seveda niso izključena.
Za konec še vprašanje, ki si ga zastavljajo mnogi: zakaj je vesolje takšno, kot je? Zakaj je takšno, da se je v njem lahko razvila inteligentna oblika življenja, ki se sprašuje, zakaj je vesolje takšno, kot je?
Če bi bilo vesolje drugačno – če bi bile v njem vrednosti nekaterih količin, ki so bile »zapečene« ob prapoku, drugačne (znanih šest števil Martina Reesa, ki določajo: razmerje med jakostjo električne in gravitacijske sile, kako močno so vezana atomska jedra, kolikšna je gostota običajne in temne snovi, kolikšna je gostota temne energije, moč fluktuacij in število prostorskih dimenzij) – bi morda obstajalo prekratek čas, da bi se lahko razvilo življenje, ali v njem sploh ne bi nastale zvezde in planeti ali pa bi prevladovale črne luknje …Lahko da obstaja veliko različnih vesolij. V nekaterih so morda razmere primerne za razvoj življenja, v drugih ne. Nekateri menijo oz. verjamejo v šibko antropično načelo, ki pravi, da je možno tudi drugačno vesolje, vendar v njem ne bi bilo nas, ki bi postavljali to vprašanje. Torej, če v vesolju obstajamo, potem je takšno, da nam je pisano na kožo, sicer nas ne bi bilo. Drugi pa menijo, da vesolje nekako ‘mora’ biti takšno, da je primerno za nas (močno antropično načelo). Da ni takšno, kot je, le po naključju, ampak je »fino nastavljeno«, da se lahko v njem razvije življenje.
Opombe:
[1] Z izrazom vidni del vesolja označujemo tisti del vesolja, iz katerega je lahko v času od nastanka vesolja pred 13,8 milijardami let do danes elektromagnetno valovanje (ali kakršnakoli druga informacija), ki se giblje s svetlobno hitrostjo, prišla do nas. Predstavljamo si ga lahko kot kroglo z Zemljo v središču in s polmerom okoli 46,5 milijard svetlobnih let (polmer je večji od 13,8 milijard svetlobnih let, ker se je vesolje v vmesnem času razširilo). Celotno vesolje je lahko tudi bistveno večje, vendar nas iz njegovih delov izven tega območja – vidnega vesolja – nobena informacija ni imogla doseči, ker za to ni imela dovolj časa.
[2] Danes vemo, da linearna zveza med oddaljenostjo in hitrostjo oddaljevanja oz. kozmološkim rdečim premikom velja le za bližnje galaksije. Za bolj oddaljene je bolj zapletena in odvisna od parametrov kozmološkega modela.
[3] Da je bilo vesolje zbrano v točki singularnosti (točki z neskončno gostoto), je preprost sklep na podlagi ekstrapolacije nazaj v času. O tem kaj se je dogajalo, ko je bilo vesolje tako majhno, da opis s splošno teorijo relativnosti odpove, zaenkrat nimamo trdnih odgovorov. Ni izključeno, da je vesolje imelo neko zelo majhno, a končno velikost.