Znanstvena teorija nastanka in razvoja vesolja

"Če bi me Vsemogočni vprašal za nasvet, preden se je lotil stvarjenja sveta, bi mu predlagal kaj bolj preprostega." (kralj Alfonz X., ko je komentiral Ptolemejev sistem sveta)

Sodobna znanstvena teorija o prvih trenutkih vesolja, ki ji pravimo tudi teorija velikega poka, domneva, da se je vse, kar vidimo danes od Zemlje do kozmičnega horizonta, začelo kot zelo majhna, vroča in gosta zmes materije in energije. Teorija pojasnjuje, kako je raztezanje in ohlajanje vroče mešanice delcev in fotonov privedlo do vesolja zvezd in galaksij, kot ga vidimo danes. Naše ideje o prav najzgodnejših trenutkih vesolja so zaenkrat le okvirne hipoteze, ki jih še nismo zmožni empirično preveriti, saj se opirajo na področja fizike, ki jih še ne razumemo popolnoma. Vendar je teorija velikega poka empirično zelo dobro podkrepljena z opazovanji vesolja v njegovih srednjih letih. Poskusimo torej opisati, kako se je po tej teoriji razvijalo vesolje skozi svojo zgodovino.

Slika 1 povzema življenjsko zgodbo vesolja. Zgodovino razdeli v več dob oz. časovnih intervalov. Vsaka doba se od druge loči po kaki pomembni spremembi razmer v vesolju. (Za povečavo klikni na sliko!)

Na žalost s teleskopi prav do začetkov časa nazaj v preteklost ne moremo videti. Svetloba iz najbolj oddaljenih galaksij nam sicer pove, kakšno je bilo vesolje, ko je bilo staro le nekaj milijard let, a onkraj teh galaksij še nismo uspeli najti objektov, ki bi dovolj močno svetili, da bi jih lahko opazovali. Vendar pri gledanju v oddaljeno preteklost ni ovira le svetlost oddaljenih galaksij. Naletimo namreč na še eno težko premostljivo nevšečnost. Vesolje je danes napolnjeno z šibkim sevanjem, za katerega vse kaže, da je ostanek vročine velikega poka. To šibko sevanje, ki prihaja do nas še iz časov, ko je bilo vesolje staro le okoli 300 000 let, nam onemogoča, da bi lahko neposredno gledali še bolj nazaj v času. Pred trenutkom sprostitve tega sevanja, svetloba namreč ni prosto potovala po prostoru. Vesolje je bilo takrat pogreznjeno v gosto meglo, ki je zelo zmanjšala vidljivost. Zaradi tega smo prisiljeni, da podobno, kot moramo uporabiti teoretične modele, da lahko ugotovimo, kakšna sta Sonce in Zemlja od znotraj, uporabimo modele tudi za raziskovanje, kaj se je v vesolju dogajalo v prvih 300 000 letih.

Še sreča, da izračunavanje pogojev, v kakršnih je odraščalo mlado vesolje, načeloma ni pretirano težak fizikalni problem, če stvari malo poenostavimo. Vemo namreč, da se vesolje razteza in zaradi tega postaja vse bolj redko in bolj hladno. Torej je moralo biti vesolje v preteklosti bolj vroče in bolj gosto. Temperaturo in gostoto vesolja v preteklosti lahko izračunamo po enačbah, ki so enake tistim, s katerimi računajo, kaj se dogaja v toplotnih strojih, kot so npr. avtomobilski motor ali pa hladilnik, le da so pri vesolju pogoji malo bolj nevsakdanji. Na sliki 2 si lahko ogledamo, kako se je po napovedih enačb spreminjala temperatura vesolja skozi zgodovino. Da bi razumeli, kaj se je dogajalo v prvih trenutkih vesolja, si moramo tako le še razjasniti, kako se obnašata materija in energija pri tako visokih temperaturah.

Slika 2 prikazuje padanje temperature od velikega poka do sedanjosti (1010 let znese približno 3*1017 s).

Napredek fizike v drugi polovici 20. stoletja nam je omogočil, da lahko predvidimo obnašanje materije in energije tudi v razmerah, ki so celo bolj peklenske kot npr. v jedrih najbolj vročih zvezd. Ko apliciramo znanje moderne fizike na mlado vesolje, ugotovimo nekaj tako osupljivega, da se nam zdijo naši zaključki na prvi pogled skorajda nemogoči. Današnje razumevanje obnašanja materije in energije je namreč dovolj dobro, da lahko opišemo, kaj se je v vesolju dogajalo eno samo desetino milijardinke (10^-10) sekunde po velikem poku. Vendar to še ni vse! Čeprav je naše razumevanje fizike v še ekstremnejših razmerah, ki so vladale pred tem, manj gotovo, imamo vseeno nekaj idej, kaj se je z vesoljem dogajalo, ko je bilo staro vsega 10^-35 sekunde, in bežno celo, kakšno je bilo v starosti vsega 10^-43 sekunde.

Preden se poglobimo v zgodbo o nastanku vesolja, si moramo razjasniti še eno pomembno razliko med mladim in današnjim vesoljem. V mladem vesolju je bila temperatura tako visoka, da so se lahko fotoni spreminjali v materijo in materija nazaj v fotone v skladu z Einsteinovo enačbo E= mc². Fiziki lahko danes v pospeševalnikih ustvarijo pogoje, ki omogočajo pretapljanje med fotoni in materijo, a na splošno, so takšne reakcije v današnjem vesolju dogajajo redkeje. Ena izmed takšnih reakcij je nastanek in izničenje para elektrona in pozitrona. Ko trčita dva fotona, katerih energija ustreza dvakratni masi elektrona, se lahko po trku namesto dveh fotonov pojavita negativno nabit elektron in njegov pozitivno nabit par, ki mu pravimo pozitron (slika 3). Elektron je delec materije, medtem ko je pozitron delec antimaterije. Reakcija, ki ustvari par elektron - pozitron, pa lahko teče tudi v drugi smeri. Ko se srečata elektron in pozitron se anihilirata in pretvorita svojo masno energijo nazaj v energijo fotonov. Podobne reakcije lahko ustvarijo ali uničijo katerikoli par delca in antidelca, kot sta na primer proton in antiproton ali pa nevtron in antinevtron. Mlado vesolje je bilo tako napolnjeno z zelo dinamično mešanico fotonov, materije in antimaterije, ki se je besno spreminjala iz enega stanja v drugo.

Slika 3 Natanek in anihilacija para elektron-antielektron.

Življenjska zgodba vesolja

"Najbolj nerazumljiva stvar na svetu je, da je svet sploh razumljiv." (Albert Einstein)

Prvi trenutek

Današnja znanstvena razlaga vesolja se začenja s trenutkom, ko je bilo vesolje staro le nepredstavljivo kratkih 10^-43 sekunde. Po fiziku Maxu Plancku, enemu od očetov kvantne mehanike, se ta časovna meja, do katere danes načeloma razumemo dogajanje v vesolju, imenuje Plankov čas. Dogajanja v vesolju pred Plankovim časom v t.i. Plankovi dobi današnja fizika (še) ne zna opisati. Težava je, da trenutno še nimamo splošno sprejete teorije, ki bi povezala obe ključni veji fizike, ki sta usmerjali dogajanje v zelo mladem vesolju. Kvantna mehanika je kot teorija zelo uspešna v mikro svetu, v katerem kraljujejo osnovni delci, medtem ko je splošna teorija relativnosti (glej članek Prostor-čas in gravitacija: uvod v splošno teorijo relativnosti) dobra predvsem pri napovedovanju dogajanja v svetu velikih dimenzij kot je npr. struktura prostora-časa okoli masivne zvezde. Zakoni kvantne mehanike za mlado vesolje predvidevajo, da so bile v prvih trenutkih vesolja energijske fluktuacije v prostoru tako izrazite, da je energija, ki se je v teh fluktuacijah naključno pojavljala in izginjala, ustvarjala hitro spremenljivo gravitacijsko polje, kar pomeni, da sta se naključno ukrivljala tudi prostor in čas. Za opis takšnega dogajanja, pa nujno potrebujemo teorijo, ki zna združiti tako kvantne, kot gravitacijske pojave. Morda bo fizikom že kmalu uspelo obe teoriji združiti v enotno teorije vseh sil, do takrat pa velja, da znanost ne zna predvideti dogajanja v vesolju pred Plankovim časom.

Doba velike teorije poenotenja (GUT)

Da bi razumeli prehod, ki razmejuje začetek naslednje dobe vesolja, moramo najprej spoznati sile, ki so delovale v takratnem vesolju. Danes se v vesolju vse dogaja zaradi vpliva štirih osnovnih sil: gravitacije, elektromagnetne, šibke in pa močne sile. Gravitacija kraljuje v svetu velikih razdalj, elektromagnetna sila je ključna sila kemijskih in bioloških reakcij, močna in šibka sila usmerjata dogajanje v atomskem jedru: močna drži skupaj atomska jedra šibka pa posreduje pri nekaterih jedrskih reakcijah.
Vendar se v mladem vesolju osnovne sile niso tako razlikovale. Kar se danes kaže kot štiri povsem različne sile, je bilo v mladem vesolju ena sama sila (ali pa mogoče dve, tega še ne vedo povsem točno - slika 4). Kot analogijo poenotenja sil si lahko predstavljajmo primer ledu, tekoče vode in vodne pare. Vse tri omenjene snovi so na videz in po obnašanju zelo različne, a so le tri različne faze ene in iste substance, ki jo kemijsko opišemo kot H₂O. Na podoben način so fiziki pokazali, da elektromagnetna in šibka sila pri zelo visokih temperaturah izgubita svoje značilne lastnosti, po katerih ju lahko medsebojno ločimo in se zlijeta v eno samo elektrošibko silo. Če gremo še k višjim energijam oz. temperaturi, postane nemogoče razlikovati tudi med elektrošibko in močno silo. Teorije, ki predvidevajo zlitje elektrošibke in močne sile v eno samo silo, se imenujejo velike teorije poenotenja (GUT - grand unified theories), skupni sili pa običajno rečejo kar GUT sila. Večina teoretikov verjame, da se pri še večjih energijah v eno samo silo zlijeta tudi GUT sila in gravitacija.

Slika 4 Štiri osnovne sile imajo pri nizkih temperaturah različne lastnosti, pri visokih pa se niso več razločljive.

Po napovedih splošne teorije relativnosti in kvantne mehanike naj bi poenotena "super sila" kraljevala vesolju v Plankovi dobi. Če to drži, potem Plankov čas (10^-43 s) označuje trenutek, ko se gravitacija loči od enotne "super sile", tako da skupaj ostanejo le še tri danes osnovne sile združene v GUT silo. Po analogiji z nastankom ledu iz ohlajene vode lahko rečemo, da gravitacija ob Plankovem času zamrzne znotraj skupne sile oz. se loči od enotne sile, vesolje pa vstopi v dobo velike teorije poenotenja ali krajše v dobo GUT. Dogajanje v tej dobi tako sedaj usmerjata dve različni sili: gravitacija in sila GUT.
Tudi doba GUT traja le drobcen delček sekunde. Konča se, ko se vesolje ohladi na 10²⁷ K oz., ko je staro 10^-35 s. Velike teorije poenotenja namreč napovejo, da se pri tej temperaturi od združene sile GUT loči močna sila, tako da od takrat naprej vesolju vladajo že tri sile: gravitacija, elektrošibka in pa močna sila. Kot bomo videli kasneje, je zelo verjetno, da je odmrznitev močne sile v mladem vesolju sprostila ogromno količino energije. Ta energija naj bi povzročila, da se je vesolje nenadoma dramatično napihnilo v procesu, ki mu pravimo kozmična inflacija. V bežnem trenutku, ki ni bil daljši od 10^-33 sekunde, naj bi se deli vesolja iz velikosti atoma napihnili do velikosti sončnega sistema.

Elektrošibka doba

S koncem dobe GUT nastopi elektrošibka doba, ki je dobila ime po elektrošibki sili, v katero sta v tej dobi še zmeraj združeni šibka in elektromagnetna sila. Vesolje se je v elektrošibki dobi še naprej širilo, tako da mu je temperatura padla na 10¹⁵ K, ko je doseglo starost 10^-10 sekunde. Takratna temperatura je bila sicer še zmeraj 100 milijonkrat višja kot je današnja temperatura v Sončevem jedru, a je bila po drugi strani že dovolj nizka, da je do tedaj enotna elektrošibka sila razpadla na ločeni elektromagnetno in šibko silo. Od tega trenutka naprej so v vesolju štiri sile delovale vseskozi ločeno.
Konec elektrošibke dobe označuje pomembno prelomnico ne samo za razvoj vesolja, ampak tudi v našem sedanjem razumevanju dogajanja v mladem vesolju. Teorijo, ki je poenotila šibko in elektromagnetno silo, so fiziki razvili v 1970-ih letih in pri tem napovedali obstoj nekaterih novih delcev, ki so jih poimenovali šibki bozoni W in Z. Ti delci naj bi se po predvidevanjih teorije pojavili, ko bi temperatura presegla 10¹⁵, in ravno takšne razmere so vladale v vesolju, ko je bilo le-to staro borih 10^-10 s. Leta 1983 so v eksperimentu, ki so ga izvedli s pospeševalnikom delcev v Cernu, prvič dosegli energije, ki so ustrezale tako visokim temperaturam. Nove delce so našli prav pri energijah, kot so jih napovedali teoretiki. Od takrat naprej imamo tako neposredno eksperimentalno izkustvo o razmerah, v kakršnih je bilo vesolje ob koncu elektrošibke dobe. Za dogajanje pred tem trenutkom neposrednih eksperimentalnih podatkov nimamo, zato so opisi dogajanj v zgodnji elektrošibki dobi in dobi GUT oprti predvsem na napovedi teorije, dogajanje od konca elektrošibke dobe do danes pa je ob teoriji oprto tudi na trdne eksperimentalne temelje.

Doba delcev

Celotno vesolje je že od Plankove dobe naprej zapolnjevalo intenzivno sevanje, ki se je spontano spreminjalo v materijo in nazaj v sevanje. Spontano nastajanje in anihilacija delcev se je nadaljevalo tudi skozi naslednjo dobo, ki ji pravimo doba delcev, ker je bilo takrat delcev materije v vesolju približno toliko kot fotonov. Med materialnimi delci so bili najštevilčnejši elektroni, nevtrini in kvarki (glej članek O sestavi snovi). Proti koncu dobe delcev, ko je bilo vesolje staro že 0,0001 sekunde, je postalo naenkrat prehladno, da bi kvarki še lahko obstajali ločeno eden od drugega, zato so se spojili v skupine po tri in nastali so protoni in nevtroni. Doba delcev se je končala, ko je vesolje doseglo starost ene milisekunde (0,001 s), temperatura pa je padla na 10¹² K. Takrat v vesolju ni bilo več dovolj vroče, da bi se protoni in antiprotoni spontano rojevali iz čiste energije fotonov.
Če bi vesolje vsebovalo enako število protonov in antiprotonov (ali nevtronov in antinevtronov), bi se ti ob koncu dobe delcev medsebojno anihilirali v fotone, v vesolju pa ne bi ostalo nič materije. V današnjem vesolju pa je fotonov za približno milijardokrat več kot protonov, da o antiprotonih, ki jih ni skorajda nič, sploh ne govorimo. Sklepamo lahko, da je bilo v vesolju ob koncu dobe delcev za malenkost večje število protonov kot antiprotonov. Na vsakih milijardo antiprotonov je moral priti približno milijardo in en proton. Na vsako milijardo antiprotonov in protonov, ki so se anihilirali v fotone, je v obliki materije tako ostal en proton. Ta malenkostni presežek materije nad antimaterijo, predstavlja vso materijo v današnjem vesolju. Protoni in nevtroni, ki so ostali iz časov, ko je bilo vesolje staro 0.001 sekunde, danes med drugim sestavljajo tudi naše telo.

Doba nastajanja jeder

Vse kar smo povedali do sedaj, se je zgodilo v prvi tisočinki sekunde obstoja vesolja. Takoj nato so se protoni in nevtroni, ki so ostali po anihilaciji materije in antimaterije, začeli spajati v jedra. Temperatura je bila še tako visoka, da so jedra sproti razpadala, takoj ko so nastala. Ples spajanja in razpadanja jeder imenujemo doba nastajanja jeder. Ta doba se je končala, ko je bilo vesolje staro približno 3 minute. Takrat se je gostota raztezajočega vesolja že tako zmanjšala, da nova jedra niso več nastajala, čeprav je bila temperatura še vedno 10⁹ K, kar je še vedno več, kot je današnja temperatura v jedru Sonca. Ko se je nastajanje jeder končalo, je ostalo približno 75% običajne (barionske) materije vesolja v obliki protonov ali vodikovih jeder, ostalih 25% mase, pa se je spojilo v helijeva jedra (nekaj malega tudi v devterij in litij). Če ne štejemo male količine materije, ki so jo zvezde pretvorile v težje elemente, se bistveno razmerje med vodikom in helijem v vesolju od takrat ni spremenilo.

Doba atomskih jeder

Ob koncu dobe nastajanja jeder, je materijo vesolja sestavljala predvsem zelo vroča plazma vodikovih in helijevih jeder ter prostih elektronov. Približno enake razmere so se ohranile v vesolju tudi naslednjih 300 000 let, ko se je vesolje še naprej razširjalo in ohlajalo. Povsem ionizirana jedra so se v tem obdobju gibala neodvisno od elektronov, zato to obdobje imenujemo doba jeder. V njej so fotoni neprestano trkali z okoliškimi elektroni, kot se to danes dogaja globoko znotraj Sonca, in med dvema trkoma niso uspeli prepotovati daljše poti. Takoj, ko je uspelo kateremu od jeder ujeti elektron, da je začel krožiti okoli njega, je že priletel kak foton in ga spet izbil stran.
Doba jeder se je končala, ko je bilo vesolje staro približno 300 000 let. Tedaj je temperatura padla na 3000 K, kar je približno toliko, kolikor je danes temperatura Sončevega površja. Takrat fotoni niso imeli več dovolj energije, da bi izbijali elektrone, ki so se vezali z jedri. Nastali so stabilni atomi in vesolje je postalo prozorno za svetlobo. Fotoni, ki so pred tem neprestano trkali z vezanimi elektroni, so postali naenkrat prosti. Danes še zmeraj lahko opazujemo te iste fotone kot sevanje kozmičnega ozadja.

Doba atomov in galaksij

S koncem dobe jeder se začenja doba atomov, ko je vesolje sestavljala predvsem mešanica atomov in plazme. Zaradi manjših variacij v gostoti vesolja, so se nekatera področja pod vplivom gravitacije začela zgoščevati v protogalaktične oblake. Zvezde, ki so se rojevale v teh oblakih, so jih spreminjale v galaksije. Prve prave galaksije so nastale, ko je bilo vesolje staro približno milijardo let. Takrat se začne doba galaksij, ki traja še danes. Generacije za generacijo novih zvezd so počasi ustvarjale tudi težje elemente, kot sta vodik in helij in omogočile nastanek prvih sončnih sistemov. Nekaj teh sistemov je razvilo tudi planete in vsaj na enem se je pred nekaj milijardami let pojavilo tudi življenje.

Empirični dokazi za teorijo velikega poka

"Če ste verujoči, je to tako, kot da bi gledali v Boga." (George Smoot, vodja projekta COBE, ko je odkril drobne fluktuacije v kozmičnem sevanju ozadja)

Kot vsaka znanstvena teorija je tudi teorija velikega poka le model, ki pojasnjuje množico dejstev. Če je blizu resnici, mora biti sposobna napovedati dogajanje v resničnem vesolju, ki ga lahko preverimo z opazovanji in eksperimenti. Model velikega poka je pridobil široko znanstveno podporo predvsem zaradi dveh ključnih potrditev:

• Teorija velikega poka predvideva, da mora biti sevanje, ki se je po vesolju začelo širiti ob koncu dobe jeder, prisotno tudi danes. In res so odkrili, da je vesolje še zmeraj napolnjeno s t.i. sevanjem kozmičnega ozadja. Njegove lastnosti se povsem ujemajo s sevanjem, ki ga napoveduje model velikega poka.
• Model velikega poka tudi napoveduje, da se je nekaj prvotnega vodika v vesolju pretvorilo v helij v dobi nastajanja jeder. Meritve količine helija v vesolju se skladajo z napovedmi modela velikega poka. Fuzija vodika v helij v zvezdah, bi lahko proizvedla le 10% helija opaženega v vesolju.

Sevanje kozmičnega ozadja

Do prvega velikega odkritja, ki je neposredno podprlo veliki pok, je prišlo leta 1965. Fizika Arno Penzias in Robert Wilson iz Bellovih laboratorijev v New Jersyju sta naravnavala občutljivo mikrovalovno anteno, ki so jo naredili za komuniciranje s sateliti (slika 5). Zelo ju je jezilo, ker se nikakor nista uspela znebiti nenavadnega "šuma", ki je bil prisoten v vsaki meritvi, ki sta jo izvedla z novo anteno. V strahu, da mora biti nekje v delovanju antene napaka, sta se sistematično lotila odstranjevanja vseh mogočih virov , ki bi lahko povzročali opažen šum ozadja. Splezala sta celo v samo anteno in iz nje postrgala golobje iztrebke za primer, če je mogoče v njih vir šuma. A kakorkoli sta že poskušala, se mikrovalovnega šuma nikakor nista mogla znebiti. Šum je bil enak ne glede na to, kam v nebo sta anteno usmerila, kar je pomenilo, da ne prihaja iz katerega od konkretnih astronomskih objektov in da njegovega izvira tudi ni nekje na Zemljini površini. V zadregi, ker nista uspela najti vira nenavadnega šuma, sta Penzias in Wilson nameravala odkritje le omeniti na koncu dolgega znanstvenega članka o svoji anteni.

Slika 5 Arno Penzias in Robert Wilson pred svojo mikrovalovno anteno. (Glej tudi članek A. Penziasa: Moj pogled na vesolje.)

Medtem pa so fiziki bližnje univerze Princeton poskušali teoretično izračunati, kakšne bi bile lastnosti sevanja, ki naj bi ostalo od velikega poka. Prišli so do ugotovitve, da če se je veliki pok resnično zgodil, bi moralo biti vesolje preplavljeno s sevanjem, ki bi ga lahko zaznali z mikrovalovno anteno. Naključje je hotelo, da je Penzias, med vračanjem iz nekega astronomskega kongresa, v letalu sedel ravno zraven astronoma, ki mu je v pogovoru omenil izračune princetonskih teoretikov. Penzias in Wilson sta se nato kmalu srečala s skupino iz Princetona, da so lahko primerjali rezultate. "Šum" antene v Bellovih laboratorijih, tako za Penziasa in Wilsona nikakor ni bil več zadrega. Po naključju sta namreč odkrila sevanje kozmičnega ozadja - prvo pomembno izkustvo, da se veliki pok resnično dogodil.Oba sta za svoje odkritje leta 1978 dobila Nobelovo nagrado za fiziko.
Sevanje kozmičnega ozadja so fotoni, ki prihajajo do Zemlje neposredno iz konca dobe jeder, ko je bilo vesolje staro okoli 300.000 let. Takrat so lahko v vesolju prvič obstajali stabilni nevtralni atomi, ki so pri svojem nastanku vezali nase večino do takrat prostih elektronov v vesolju. Ker sedaj prosti elektroni fotonov niso več zastirali, so lahko fotoni od takrat naprej prosto potovali po vesolju (slika 6). Ko opazujemo sevanje ozadja, gledamo pravzaprav nazaj v čas, ko je bilo vesolje staro le 300.000 let. Na ta način vidimo svetlobo iz najbolj oddaljenih delov opazljivega vesolja - le 300.000 svetlobnih let od našega kozmološkega horizonta. Presenetljivo je, da sploh ne potrebujemo zelo močnega teleskopa, da to sevanje "vidimo". Zaznati se ga da celo z običajno televizijsko anteno. Če naravnamo televizijski sprejemnik, ki je preklopljen na običajno anteno (ne na kabelski ali satelitski vir) na kanal, kjer ni nobenega lokalnega TV programa, bomo na ekranu opazili znano statično "sneženje". Približno 1% tega sneženje je posledica fotonov sevanja kozničnega ozadja. Če kdaj na televiziji ne najdete nobenega dobrega programa, preklopite na prazen kanal, kjer lahko neposredno spremljate prenos dogajanja v vesolju samo 300.000 let po velikem poku.

Slika 6 V dobi jeder so fotoni pogosto trkali s prostimi elektroni. Prosto so se lahko začeli gibati šele, ko se je večina elektronov vezala v atome. Fotoni, ki so se sprostili ob koncu dobe jeder tvorijo sevanje kozmičnega ozadja.

Sevanje kozmičnega ozadja je posledica vročine samega vesolja, zato mora imeti popolen spekter za sevanje črnega telesa. Ko se je 300.000 let po velikem poku sevanje osvobodilo, je bila temperatura vesolja okoli 3.000 K, kar je primerljivo s temperaturo na površini rdeče orjakinje. Spekter kozmičnega sevanja je imel tako ob svojem nastanku vrh v rdeči vidni svetlobi z valovno dolžino nekaj sto nanometrov. Od takrat se je vesolje napihnilo približno za faktor 1.000, kar je za isti faktor raztegnilo tudi valovno dolžino fotonov sevanja. Teoretično bi morala biti valovna dolžina sevanja danes okrog enega milimetra, kar ustreza mikrovalovnemu delu spektra, s kakršnim bi sevalo telo s temperaturo le nekaj stopinj nad absolutno ničlo. V začetku 1990-ih je NASA izstrelila satelit z imenom Cosmic Background Explorer (COBE), da bi lahko natančno izmerili spekter sevanja kozmičnega ozadja. Rezultati so bili sijajna podkrepitev teorije velikega poka. Kot lahko vidimo na sliki 7, ima izmerjeno sevanje ozadja povsem pravilno obliko, kot jo napoveduje teorija za toplotno sevanje črnega telesa, z vrhom ki ustreza temperaturi 2,73 K.To pomeni, da je temperatura črnega nočnega neba le ledene 3 stopinje nad absolutno ničlo.

Slika 7 Spekter sevanja kozmičnega ozadja, ki ga je posnel satelit COBE. Teoretični izračun za spekter sevanja črnega telesa temperature 2,73 K (gladka krivulja) se natanko ujema z meritvami (točke).

COBE-jev še večji uspeh je bilo kartiranje temperature kozmičnega sevanja glede na smer, iz katere je sevanje prihajalo. Že prej so astronomi vedeli, da prihaja iz vseh strani dokaj enakomerno. Pogoji v mladem vesolju so morali biti zelo enotni, da so proizvedli tako pravilno sevanje. Nekaj časa so imeli to enakomernost za protidokaz, ki naj bi izpodbijal teorijo velikega poka, saj si sicer niso znali razložiti, kako bi v popolnoma enakomerno gostem vesolju lahko nastale zgoščenine, ki so se kasneje razvile v galaksije. Vendar so podrobne analize COBE-jevih meritev pokazale, da sevanje kozmičnega ozadja le ni tako zelo enakomerno. Temperatura sevanja se v različnih smereh spreminja za nekaj desettisočin izmerjene vrednosti (slika 8). (Zaradi gibanja Zemlje glede na ostale zvezde in galaksije, se mi kot opazovalci glede na sevanje ozadja premikamo, zato vidimo to sevanje z malo spremenjeno valovno dolžino, kar je posledica Dopplerjevega pojava. Da bi raziskovali temperaturo samega sevanja, moramo najprej odšteti te efekte.) Te variacije v temperaturi pomenijo, da se je temperatura mladega vesolja malenkostno razlikovala na različnih mestih, kar pomeni, da so bila zrna za nastanek struktur v vesolju prisotna že v dobi jeder. Vendar so natančni računi pokazali, da so morale biti variacije gostote vesolja ob koncu dobe jeder občutno večje, kot so jih izmerili v sevanju ozadja, da so lahko v nekaj milijardah letih nastale galaksije. Domnevajo, da je tu igrala pomembno vlogo temna masa v vesolju.

Slika 8 Slika predstavlja razlike v temperaturi sevanja kozmičnega ozadja, ki jih je izmeril satelit COBE. Temperatura sevanja ozadja je okoli 2,73 K. Temne lise so za malo manj kot 0,0001 K hladnejše od svetlih. Črni pas na sredini slike je del vesolja, ki ga zastira naša galaksija.

Sinteza helija

Odkritje mikrovalovnega sevanja leta 1865 je rešilo tudi problem nastanka helija v vesolju, ki je dolgo časa mučil astronome. Povsod po vesolju predstavlja helij približno eno četrtino mase običajne materije. V naši galaksiji je helija okoli 28%, nobena galaksija pa helija nima manj kot 25%. Nekaj helija nastane s fuzijo v zvezdah, večji del pa ima izvor drugje. Večina helija je bila v vesolju prisotna že pred nastankom prvih protogalaksij. Torej je moralo biti vesolje samo v mladosti dovolj vroče, da je lahko pretvarjalo vodik v helij. Temperatura 2,73 K, ki so jo izmerili za sevanje ozadja, nam posredno pove, kakšna je bila temperatura v mladem vesolju in koliko helija je takrat lahko nastalo. Napoved 25% je tako še en od uspehov teorije velikega poka.
Helijevo jedro sestavljata dva protona in dva nevtrona. Da bi si razjasnili, zakaj je prvotno v vesolju nastalo ravno 25% helija, si moramo ogledati, kaj se je s protoni in nevtroni dogajalo v dobi nastajanja jeder. Ob začetku te dobe, ko je bila temperatura v vesolju 10¹¹ K, so se lahko nevtroni preko jedrskih reakcij pretvarjali v protone in nasprotno protoni v nevtrone. Proton in elektron sta se tako lahko spremenila v nevtron in nevtrino, kar je le ena izmed večih možnosti, kako se proton lahko spremeni v nevtron. Pri vseh pretvorbah med protoni in nevtroni nastopajo tudi nevtrini in antinevtrini, katerih značilnost je, da čutijo le šibko silo. Dokler je bila v vesolju temperatura nad 10¹¹ K, so te reakcije ohranjale ravnotežje med številom nevtronov in protonov - obojih je bilo približno enako.
Ko se je vesolje ohladilo na 10¹¹ K, so začele reakcije konverzije med protoni in nevtroni favorizirati nastajanje protonov. Ker so nevtroni za malenkost težji od nevtronov, potrebuje reakcija, ki pretvori proton v nevtron, nekaj več začetne energije, kot jo je potrebno za reakcijo v nasprotni smeri. Pod 10¹¹ K, energije za nastajanje nevtronov iz protonov, ni bilo več v izobilju, zato je intenzivnost teh reakcij začela slabeti. Naprotno pa reakcije, pri katerih se nevtroni pretvarjajo v protone, energijo sproščajo, zato nanje padanje temperature ne vpliva usodno. Ko je temperatura padla na 10¹¹ K, so začeli protoni številčno prekašati nevtrone, ker so reakcije pretvorbe tekle predvsem v eno smer: nevtroni so se spreminjali v protone, protoni pa se niso spreminjali nazaj v nevtrone.
Pri 10¹⁰ K je bilo vesolje še dovolj vroče, da se je lahko dogajala tudi jedrska fuzija. Protoni in nevtroni so se neprestano spajali v devterij, ki je manj pogosta oblika vodikovega jedra (poleg protona vsebuje še nevtron), devterij pa se je naprej spajal in tvoril helij. V zgodnji dobi nastajanja jeder je helijeva jedra večinoma takoj po nastanku razbil kateri izmed žarkov gama, ki so napolnjevali takratno vesolje.

Slika 9 Shema ene od možnih različic reakcij po katerih je nastajal helij v dobi nastanka jeder.

Šele, ko je bilo vesolje staro že okoli 1 minute, so postali žarki gama dovolj maloštevilni, da novonastala helijeva jedra niso takoj razpadla (slika 9). teoretični izačuni so pokazali, da bi moralo biti takratno razmerje med protoni in nevtroni 7:1. Takrat so se tudi skorajda vsi razpoložljivi nevtroni vezali v helijeva jedra. Na sliki 10 si lahko ogledamo razlago, zakaj je razmerje 7:1 med protoni in nevtroni vodilo do masnega razmerja 75% vodika in 25% helija ob koncu dobe nastajanja jeder.

Slika 10 Med sintezo helija je bilo v vesolju sedemkrat več protonov kot nevtronov. To pomeni, da je bilo le na vsakih 12 vodikovih jeder mogoče proizvesti tudi eno helijevo jedro. Razmerje mas vodikovih in helijevih jeder je bilo tako 12 proti 4 kar ustreza razmerju 75% vodika proti 25% helija.

Teorija velikega poka nam poda zelo konkretne napovedi za zgradbo vesolja: v vesolju mora biti glede na maso 75% vodika in 25% helija. Opazovanja današnjega vesolja so to napoved potrdila, kar je še en veliki uspeh teorije velikega poka.

Sinteza drugih lahkih jeder

In zakaj v mladem vesolju niso nastala tudi težja atomska jedra? V času, ko je v vesolju nastal stabilni helij, je bila temperatura že prenizka, da bi se lahko sprožil proces nastajanja ogljika (tri helijeva jedra se združijo v ogljikovo jedro). Reakcije med protoni, devterijevimi jedri in helijem so bile sicer mogoče, vendar jih večina ni vodila nikamor. Fuzija dveh jeder helija je tako npr. ustvarila jedro, ki je bilo nestabilno in je razpadlo že v delcu sekunde.
Nekaj reakcij z ³H oz. tritijem (en proton in dva nevtrona) ali s ³He (dva vodika in en sam nevtron), je vseeno uspelo ustvariti stabilna jedra. Fuzija ⁴He in ³H je tako ustvarila ⁷Li. Vendar so bili prispevki teh reakcij k globalni zgradbi snovi v vesolju zanemarljivi, saj je bilo ³H in ³He zelo malo. Modeli za nastajanje materije v vesolju do trenutka, ko postane za fuzijo že prehladno, povedo, da je nastala le zanemarljiva količina lahkih jeder, ki so težja od helija (litij, berilij in bor). Vsi drugi elementi poleg vodika, helija in malega števila drugih lahkih jeder, ki jih danes najdemo v vesolju, so nastali šele mnogo kasneje globoko talilnih pečeh notranjosti zvezd.

Težave teorije velikega poka

"Sumim, da vesolje ni le bolj čudno, kot si predstavljamo, ampak bolj čudno, kot si sploh lahko predstavljamo." (John B. S. Haldane, britanski genetik)

Sevanje kozmičnega ozadja nam pove, kakšno je bilo vesolje, ko je bilo staro približno 300.000 let. Preko količine helija v vesolju lahko sklepamo na dogajanje v dobi nastanka jeder, ko je bilo vesolje staro le nekaj minut. Poskusi, ki so potrdili poenotenje šibke in elektromagnetne sile v elektrošibko silo, nam dajejo vsaj nekaj izkustva o tem, kakšne so bile razmere ob koncu elektrošibke dobe (10^-10 s). Ali imamo kakšne dokaze, ki bi podprli model velikega poka tudi za še bolj zgodne trenutke vesolja?
Pred začetkom 1980-ih, so znanstveniki izluščili štiri pomembne lastnosti našega vesolja, ki jih z modelom velikega poka niso mogli razložiti. Poglejmo si najprej te štiri težave, potem pa še hipotezo, ki jih uspe razrešiti in nam hkrati pove, kaj se je dogajalo v vesolju celo pred elektrošibko dobo.

1. Zakaj materije in ne antimaterija?

V opazljivem vesolju je materije občutno več kot antimaterije. V našem sončnem sistemu, kjer lahko količino antimaterije neposredno merimo, jo je zanemarljivo malo. Sklepamo lahko, da je podobno tudi na drugih koncih vesolja. Kadarkoli se delec materije sreča s simetričnim delcem iz antimaterije, se medsebojno anihilirata in spremenita v čisto energijo fotonov. Če bi bila recimo v delu galaksije prisotna antimaterija, bi bil ta del zelo eksploziven. Takšna galaksija bi zelo močno svetila in spreminjala svojo materijo v žarke gama. Do podobnih pojavov bi prišlo tudi, če bi trčili galaksija iz materije in galaksija iz antimaterije. Ker takšnih pojavov v vesolju ne opazimo, pomeni, da je antimaterije v vesolju zelo malo.
Prevlado materije nad antimaterijo je v modelu velikega poka težko razložiti. Pospeševalniki delcev na Zemlji lahko za trenutek poustvarijo ekstermne razmere, kakršne so bile v vesolju v starosti 10^-10 s, a ti pospeševalniki vedno proizvedejo enako količino materije in antimaterije. Še nikoli niso opazili reakcije, ki bi proizvedla več materije kot antimaterije, ker je moralo nekako uspeti mlademu vesolju. To težavo bomo poimenovali problem antimaterije v vesolju.

2. Od kje pride struktura?

Po teoriji velikega poka so galaksije nastale, ker je bilo mlado vesolje za malenkost gostejše v nekaterih svojih delih. Če ne bi bilo teh razlik, bi bila sila gravitacije v vseh delih vesolja enaka, kar bi vzdrževalo ravnovesje in protogalaktični oblaki se ne bi nikoli formirali. Minimalne razlike v temperaturi sevanja kozmičnega ozadja nam povedo, da so razlike res obstajale ob koncu dobe jeder, ko je bilo vesolje staro okoli 300.000 let. A teorija velikega poka ne zna pojasniti, kako je do teh razlik prišlo. Mogoče so obstajale v vesolju že od samega začetka časa, mogoče ne. Težavo s pojasnitvijo nastanka razlik v gostoti vesolja, bomo imenovali problem strukture v vesolju.

3. Zakaj je vesolje tako gladko?

Vendar ne povzroča težav le preveč uniformno vesolje, tudi enakomernost je težko razložiti. Iz opazovanj kozmičnega sevanja ozadja smo ugotovili, da je gostota vesolja ob koncu dobe jeder varirala za manj kot 0,01%. Ideja, da so bile razmere v različnih delih vesolja podobne kmalu po velikem poku, se na prvi pogled zdijo povsem naravne, a se kmalu izkaže, da je enakomernost vesolje težko pojasniti. Predstavljajmo si, da opazujemo sevanje kozmičnega ozadja, ki prihaja iz določene točke na nebu. Gledamo pojav, ki se je dogodil, ko je bilo vesolje staro le 300.000 let. Mikrovalovi, ki jih opazujemo, so po vesolju do nas potovali 10 ali celo več milijard let. Sedaj se pa obrnimo v drugo smer in poglejmo sevanje ozadja, ki prihaja točno iz nasprotne smeri. Tudi tu vidimo povsem enak pojav (slika 11).

Slika 11 Svetlobo mikrovalovnega sevanja dveh področij na nasprotnih straneh neba lahko opazujemo veliko prej, preden bodo fotoni prve regije dosegli drugo regijo, in vendar je temperatura obeh regij neverjetno identična.

Obe regiji vesolja, od koder izvirajo mikrovalovi, sta danes milijarde svetlobnih let narazen, a mi jih opazujemo v stanju, v kakršnem sta bili, ko sta bili stari le 300.000 let. Takrat nikakor še nista mogli vedeti ena za drugo. Signal, ki bi lahko prinesel informacijo iz enega področja v drugo, nikakor ni bil zmožen doseči drugega področja. Kako torej pojasniti, da imata obe področji enako temperaturo? To je podobno naključju, kot če bi prejeli dve dobesedno enaki pismi od dveh ljudi, ki se še nikoli nista srečala, živita v različnih državah in različnih kulturah.
Bolj fizikalni primer takšnega ujemanja bi bil, če bi izmerili povsem enako temperaturo za dva medsebojno izolirana objekta, ki nikoli nista bila v stiku. Če merimo npr. temperaturo dveh teles v isti sobi, bosta imeli telesi vsaj približno enako temperaturo, ker sta v stiku preko molekul zraka. Presenečeni bi bili, če bi imela enako temperaturo objekta, ki nista v neposrednem stiku, ki bi toploto enakomerno porazdelil med obema. Obe regiji na nasprotnih koncih vesolja, pa nista imeli dovolj časa niti za izmenjavo enega samega fotona, kaj šele, da bi si izmenjali dovolj energije, da bi se temperaturno izenačili. To težavo bomo imenovali problem gladkosti vesolja.

4. Zakaj je gostota skoraj kritična?

Gostota materije v vesolju je nekje med 20-100 % kritične gostote, ki ustreza mejni vrednosti med zaprtim in odprtim vesoljem. Povsem umestno je vprašanje, zakaj ni gostota recimo 1.000-krat večja od kritične ali pa le 0.00000001-kratni del kritične. Z drugimi besedami lahko isti problem izrazimo z vprašanjem, zakaj je vesolje tako ravno? Spomnimo se, da je gostota ravnega vesolja enaka kritični gostoti. Kinetična energija ekspanzije takšnega vesolja se natančno uravna z energijo gravitacijskega privlaka. Vsako odstopanje od te usklajenosti, se z napihovanjem vesolja le še povečuje. Če bi bilo vesolje ob koncu dobe jeder je za 10 % gostejše, bi se že davno nehalo raztezati in se začelo spet krčiti. Po drugi strani pa bi 10 % manjša gostota v tistem času pomenila, da galaksije nikoli ne bi nastale, ker bi napihovanje prehitro raznašalo materijo. Vesolje je moralo biti nekoč zelo uravnoteženo, da je lahko danes tako ravno, kot ga lahko opazujemo. Tej težavi bomo rekli problem ravnosti vesolja.

Je inflacija rešitev težav?

Veliki pok se zelo zanaša na naše znanje fizike delcev. Trenutne teorije o osnovnih delcih so bile preizkušene do temperature 10¹⁵ K, kar ustreza temperaturi vesolja ob koncu elektrošibke dobe. Naše vedenje o dogajanju pred tem, je osnovano na šibkejših temeljih, ker o fizikalnih zakonih, ki so takrat veljali, še ni konsenza, kaj šele eksperimentalne potrditve. Pravzaprav je najboljši laboratorij za preizkušanje teorij, ki bi veljale pri tako visokih temperatura, kar sam veliki pok. Različne hipoteze o tem, kako naj bi se takrat obnašala materija, dajo različne napovedi o tem, kako bi moralo vesolje izgledati danes. Če neka teorija predvidi, da bi moralo vesolje danes izgledati drugače, kot se lahko prepričamo, da izgleda, če pogledamo skozi okno, preprosto ne more biti prava. Po drugi strani pa, če model uspe pojasniti štiri probleme, ki smo jih navedli zgoraj, potem smo verjetno na dobri poti.
Danes se zdi, da so teorije, ki napovejo nenadno napihovanje vesolja ob koncu GUT dobe, na dobri poti. Če so teorije pravilne, se je vesolje v pojavu, ki mu pravimo inflacija, neverjetno napihnilo, kar je pustilo v njem trajne posledice. Poglejmo si, kako teorije GUT in inflacija pojasnijo štiri probleme, ki smo jih navedli zgoraj: problem antimaterije, strukture, gladkosti in ravnosti vesolja.

Ad 1. Zlomljena simetrija

Enostavčni opis zgodovine vesolja bi se glasil: vse se je začelo zelo simetrično in vroče, potem pa je vesolje postajalo vse manj simetrično, se razširjalo in ohlajalo. Ko pravimo, da je bilo mlado vesolje simetrično, pri tem mislimo, da je izgledalo enako v vse smeri in v vseh svojih točkah. Po tej definiciji je krog bolj simetičen od kvadrata. Kvadrat izgleda enako, če ga zavrtimo za 90°, medtem ko izgleda krog enako, ne glede na to, za kakšen kot ga zavrtimo. Mlado vesolje je bilo simetrično, ker je bila juha delcev in energije, ki ga je napolnjevala, enaka na vseh mestih. Če bi bilo vesolje še danes tako simetrično, bi bilo neverjetno dolgočasno. Zlom simetrije, ko so se posamezna področja vesolja ohladila, je omogočil med drugim tudi pogoje za nastanek življenja.
Po napovedih velikih teorij poenotenja se je eden najbolj zgodnih procesov lomljenja simetrije dogodil, ko se je močna sila ločila od GUT sile ob koncu dobe GUT. Ta proces lahko primerjamo z zmrzovanjem vode v led. Vsakdo lahko opazi, da je voda bolj simetrična od ledu: voda v kozarcu izgleda enako, ne glede na to, kako jo zavrtimo, medtem ko je pogled na kocke ledu različen iz različnih kotov. Voda je bolj simetrična od ledu, ker lahko v njej vodne molekule kažejo v vse mogoče smeri. Nasprotno pa so molekule vode v ledu organizirane in ne morejo kazati v poljubne smeri. Ko se voda ohladi v led, se sprosti nekaj energije, ko se molekule namestijo na svoja mesta in ne blodijo več naključno okoli.
Velike teorije poenotenja napovejo, da je zamrznitev močne sile iz skupne GUT sile, sprostila ogromno energije, kar je povzročilo, da se je vesolje dramatično napihnilo. To dramatično napihovanje vesolja imenujemo inflacija. Napihovanje se je celo pospeševalo, dokler se ni močna sila povsem ločila, kar je trajalo 10^-33 s. Takrat se je pospešena inflacija umirila in vesolje se je naprej napihovalo bolj enakomerno.
Po napovedih velikih teorij poenotenja, naj bi reakcije med delci, ki so bile na delu med tem, ko je močna sila zmrzovala, povzročile tudi, da je nastalo več delcev kot antidelcev. Običajna pravila, ki pravijo, da mora nastati enako število delcev in antidelcev, naj bi bila takrat začasno preklicana. Če so te teorije pravilne, potem pojasnijo, kako je prišlo do tega, da so delci materije v številu prekosili delce antimaterije, za relativno zelo majhno stopnjo ob začetku dobe delcev.
To neravnovesje je ostalo majhno, dokler ni temperatura vesolja padla na 10¹² K ob koncu dobe delcev, ko reakcije med delci niso več proizvajale parov proton-antiproton. Takrat je bilo na vsako milijardo in en protonov prisotnih tudi milijardo antiprotonov. Milijardo antiprotonov je takrat hitro anihiliralo vse protone, ki jih je lahko, a zmeraj je ostal še en proton viška. To pojasni, zakaj ni galaksij iz antimaterije. Po obdobju anihilacije je ostala le še materije, kar razreši problem antimaterije. Brez prvotnega nesorazmerja, v vesolju ne bi ostalo dovolj protonov, da bi lahko tvorili zvezde, galaksije ali človeška telesa.

Ad 2. Velikanske kvantne fluktuacije

Da bi razumeli, kako ideja inflacije razreši problem strukture, se moramo spoznati s posebnimi lastnostmi energijskega polja. Načela kvantne mehanike določajo, da morajo energijska polja v vsaki točki prostora fluktuirati, kot posledica načela nedoločenosti. Zato je razporeditev energije po prostoru na zelo majhnih razdaljah bolj ali manj naključna celo v popolnem vakuumu. Te male kvantne "kodrčke" lahko opišemo z valovno dolžino, ki približno ustreza njihovi velikosti, in pa amplitudo, ki ustreza njihovi moči (slika 12).

Slika 12 Med procesom inflacije bi se kodrčki v prostoru-času lahko raztegnili tudi za faktor 1030.

Ad 3. Izenačevanje temperatur in gostot

Pri opisu problema gladkosti smo se čudili, kako imajo lahko oddaljeni deli vesolja tako podobno temperaturo, čeprav niso bili nikoli v stiku. Hipoteza inflacije težavo razreši tako, da predpostavi, da je bilo celotno opazljivo vesolje veliko le 10^-35 svetlobne sekunde (približno 10^-27 m), preden se je gromozansko napihnilo. Sevanje, ki potuje s svetlobno hitrostjo, je imelo pred inflacijo tako dovolj časa, da je izravnalo razlike v temperaturi in gostoti materije v določeni regiji vesolja. Inflacije je nato te zglajene regije razpihnila daleč stran eno od druge (slika 13). Izenačenje temperature in inflacija takoj za izenačenjem sta tako skupaj povzročili, da je danes temperatura opazljivega vesolja v vseh smereh približno enaka oz., da je sevanje kozmičnega ozadja tako gladko.

Slika 13 Pred inflacijo sta bili regiji A in B dovolj blizu, da sta lahko komunicirali in uskladili temperaturi. Inflacija ju je nato porinila daleč narazen. Danes lahko opazujemo obe regiji, čeprav oni dve med seboj nimata več nobenih stikov.

Rešitev problema gladkosti se na prvi pogled mogoče zdi paradoksna. Izgleda, kot da so se deli vesolja med procesom inflacije gibali hitreje od svetlobne hitrosti, kar po teoriji relativnosti ni dovoljeno. Vendar napihovanje vesolja ni premikanje materije, ampak napihovanje prostora samega. Zelo oddaljeni objekti z velikim kozmološkim rdečim premikom, za katere se nam zdi, da se od nas oddaljujejo z zelo veliko hitrostjo, pravzaprav le jezdijo na razširjajočem se vesolju. Razdalja med dvema objektoma se povečuje, ker se prostor med njima razširja. Fotoni so razdalje med materijo v vesolju pred fazo inflacije zlahka prepotovali, med inflacijo pa se je prostor širil veliko hitreje, kot so fotoni lahko potovali, zato komunikacija med oddaljenimi deli vesolja ni bila več mogoča. Predmet A nikoli ne more zaznati drugega predmeta B, ki se glede na prvega giblje s hitrostjo, ki je večja od svetlobne. Komunikacija med obema objektoma se je lahko ponovno vzpostavila šele dolgo po inflaciji, ko so imeli fotoni dovolj časa, da so prepotovali velike razdalje, ki jih je ustvarilo takratno napihovanje.

Ad 4. Od ukrivljenega do ravnega prostora

Inflacija povzroči tudi izravnavanje prostora, ki je bil ukrivljen v skladu s Einsteinovo splošno teorijo relativnosti, podobno kot postaja površina balona vedno bolj ravno, bolj ko jo napihujemo. Predstavljajmo si majhno gosenico na površini balona (slika 14). Gosenica na majhnem balonu čuti ukrivljenost, a ko balon bolj napihnemo, gosenica skorajda ne more več razločiti, ali je na ravni površini ali na ukrivljeni površini balona. Če bi balon napihnili na velikost Zemlje, bi celo mi sami lahko mislili, da je raven. Izravnavanje prostora med obdobjem inflacije je bilo tako učinkovito, da je skorajda izničilo vso ukrivljenost, ki jo je vesolje imelo prej.

Slika 14 Ko se balon napihuje, postaja površina za gosenico vedno bolj ravna.

Uspeh inflacije

Če se sedaj ozremo nazaj na prehojeno pot ugotovimo, da inflacija zelo dobro pojasni težave modela velikega poka. Zato veliko astronomov in fizikov danes verjame, da je moral neki inflaciji soroden proces resnično vplivati na mlado vesolje, pri čemer pa ostaja nekaj podrobnosti medsebojnega vpliva visokoenergijske fizike delcev in razvijajočega se vesolja še zmeraj ne povsem razjasnjenih. Če bo uspelo astronomom in fizikom te težave z najbolj zgodnjimi trenutki vesolja kmalu premostiti, potem bomo soočeni s sijajnim uspehom - prelom v našem razumevanju zelo majhnega bo prineslo raziskovanje vesolja na največjih možnih razdaljah.

• Weinberg, Steven (1983): Prve tri minute: sodobni pogled na nastanek vesolja, DMFA. Ena prvih, a še zmeraj aktualnih knjig s področja poljudne kozmologije.
• Hawking, Stephan (199x): Kratka zgodovina časa, DMFA. Bestseller brez konkurence! Hawking ima izredno sposobnost, da zapletene fizikalne teorije o zelo bizarnih temah pove na način, ki sicer ni nujno zmeraj nazoren, vendar bralca fascinira in mu sproži pravi plaz asociacij.
• Barrow, John (1994): The Origin of the Universe, Phoenix. Kratka, pregledna in nazorna predstavitev sodobne kozmologije.
• Davies, Paul (1994): The Last Three Minutes, Phoenix. Kakšno usodo napovedujejo vesolju nove fizikalne teorije?
• Gribbin, John (1997): Companion to the Cosmos, Phoenix. Neke vrste leksikon kozmologije in vseh področij astronomije in fizike, ki so povezana s kozmološkimi problemi. Gesla so urejena po abecedi, na koncu pa je dodan še podroben kronološki pregled skozi zgodovino.
• Silk, Joseph (1994): A Short History of the Universe, Scientific American Library. Monografija z veliko barvnimi slikami in nazornimi shemami ter grafi.
• Bennett, Donahue, Schneider, Voit (1999): The Cosmic Perspective, Addison-Wesley. Zelo dober uvodni učbenik astronomije, po katerem smo prevzeli tudi shemo zgornjega teksta in slike.

(Sašo Dolenc, kvarkadabra.net - št. 3, februar 2000)