Svet nauke

Do sada je bilo reči o onome šta se već desilo, kako je vasiona nastala i kako se razvijala do današnjih dana. Sada nam ostaje da vidimo šta možemo da očekujemo u budućnosti. U nastavku će biti reči o tome kako će vasiona nastaviti svoj život i kakav će biti njen kraj, ako ga uopšte bude bilo.

Setimo se Fridmanovih modela univerzuma sa početka priče. Znamo da postoje dva osnovna Fridmanova modela – prvi, prema kome će univerzum nastaviti da se širi u beskonačnost, i drugi, tzv. model pulsirajuće vasione, po kome će se univerzum širiti do neke granice a zatim okončati svoj životni put u singularitetu Velikog Sažimanja. Kako će izgledati budućnost vasione?

Galaksije se udaljavaju jedna od druge, ali istovremeno one i stare. Zvezde u galaksijama se razvijaju, postajući crveni džinov, a zatim okončavaju svoj život. Deo mase zastupljen u zvezdama reciklira se pošto se gas iz zvezda izbacuje u obliku planetarnih maglina ili ostataka supernova. Deo ovog izbačenog gasa će formirati nove zvezde. Ali, recikliranje nije savršeno. Zvezda se formira iz međuzvezdanog gasa. Kad se ugasi ona deo svoje mase vraća međuzvezdanom gasu u spektakularnim eksplozijama nova i supernova, ali drugi deo mase ostaje na "zvezdanom groblju" u vidu belog patuljka, neutronske zvezde ili crne rupe. Zvezde u galaksiji se razvijaju dok galaksija stari; sjajne plave zvezde iščezavaju, vraćajući međuzvezdanom prostoru deo svoje mase, ali ne svu koju su od njega uzele. Kako "godine" prolaze sve više i više zvezdanog gasa prerađuje se procesom zvezdane evolucije i na kraju od toga ostaju samo zvezdani ugarci. Malo-pomalo, preostaje sve manje gasa za stvaranje novih zvezda. Jedino što preostaje to su zvezde male mase i male svetline, koje svoje nuklearno gorivo sagorevaju veoma sporo. Konačno i ove zvezde takođe umiru. Na kraju galaksija se sastoji jedino od belih patuljaka i neutronskih zvezda, koji se polako hlade da bi na kraju postali crni patuljci. Dugoročno gledano svaku galaksiju će sačinjavati samo beživotni zvezdani ugarci.
Ovakva otvorena vasiona ne nudi nikakvu nadu za podmlađivanje. Galaksije će se sve više i više međusobno udaljavati, pa će zbog toga posmatrač sa bilo koje od tipičnih galaksija videti da se ostale galaksije od njega sve više i više udaljavaju postaju sve tamnije i tamnije. Naravno, ako se posmatračeva galaksija nalazi u jatu on neće moći da uoči da se drugi članovi jata udaljavaju zbog toga što se širi vasiona a ne jato gravitacijom povezanih galaksija. Ali, on će biti svedok starenja njegove i drugih galaksija, pošto zvezde u njima postaju sve starije i tamnije. U otvorenoj vasioni kosmos odumire kao časovnik koji je navijen i ostavljen da otkucava. Kao i sve njoj vasiona prolazi kroz ciklus života: rođena je u blesku slave zvanoj Veliki Prasak, ona živi dok se galaksije formiraju i šire, od kojih se svaka razvija darujući rođenje zvezdama i civilizacijama, i umire dok se galaksije sve više i više udaljavaju jedne od drugih, od kojih svaka prati kako se njene zvezde razvijaju u beživotne bele patuljke, neutronske zvezde i crne rupe.

Drugi Fridmanov model, zatvorena ili pulsirajuća vasiona, može da ponudi sliku koja u estetskom pogledu mnogo više obećava. Pojedinačne galaksije će se razvijati na isti način kao i u otvorenoj vasioni, ali sama vasiona će dati nešto nade za podmlađivanje. Širenje će se usporavati, zaustaviti a zatim preokrenuti u sažimanje. Ako je, na primer, gustina vasione dva puta veća od kritične gustine a sadašnja vrednost Hablove konstante () tačna, onda je Univerzum star oko 10 milijardi godina; on će nastaviti da se širi još sledećih 50 milijardi godina, a zatim će početi da se sabija. To sabijanje je, ustvari, širenje unazad: posle 50 milijardi godina ona će opet biti sadašnjih dimenzija, a posle još 10 milijardi godina približila bi se stanju beskonačne gustine.

Bar toku ranog perioda sabijanja, astronomi (kad bi ih bilo) moći će da se zabavljaju posmatrajući istovremeno pojavu i crvenog i plavog pomaka. Svetlost iz obližnjih galaksija biće emitovana u trenutku kad je vasiona veća nego u trenutku kad ova dospe do posmatrača, pa će zbog toga biti pomerena ka kraćim talasnim dužinama – ka plavom delu spektra. Sa druge strane, svetlost koja će poticati sa veoma udaljenih objekata biće emitovana u trenutku kad je vasiona manja nego onda kad je posmatrač vidi, pa će delovati da je pomerena ka crvenom delu spektra.

Temperatura kosmičkog šuma fotona i neutrina će opadati sa širenjem Univerzuma, ali kad on počne da se sabija ova temperatura će opet početi da raste, i uvek će biti obrnuto srazmerna veličini Univerzuma.

U početku neće biti potrebe za uzbunu – hiljadama miliona godina temperatura mikrotalasnog šuma će biti toliko niska da će i sama detekcija ovog šuma predstavljati izuzetan napor. Međutim, kad se vasiona bude sabila na jedan stoti deo sadašnje veličine mikrotalasni fon će početi da dominira nebom – nebo će noću biti isto toliko toplo (300 K) kao što je sad danju. Sedamdeset miliona godina kasnije veličina Univerzuma će se smanjiti još deset puta i našim naslednicima (naravno, ako ih bude bilo) nebo će postati nepodnošljivo svetlo. Molekuli u atmosferi planeta, zvezda i u međuzvezdanom prostoru počeće da se raspadaju na svoje sastavne delove – atome, a atomi će se raspadati na slobodne elektrone i atomska jezgra. Posle sledećih 700.000 godina temperatura Univerzuma dostići će 10 miliona stepeni, i tada će i same zvezde i planete biti rastvorene u kosmičkoj kaši zračenja, elektrona i atomskih jezgra. U sledećih 22 dana temperatura će porasti na 10 milijardi stepeni. Jezgra će početi da se raspadaju na protone i neutrone, uništivši tako sav trud zvezdane i kosmološke nukleosinteze. Ubrzo zatim u međusobnim sudarima fotona nastaće veliki broj elektrona i pozitrona, a kosmički šum neutrina i antineutrina ponovo će stupiti u toplotnu ravnotežu sa ostalim delom vasione.

Da li zaista možemo da dovedemo ovu tužnu priču do njenog kraja, do stanja beskonačne temperature i gustine? Da li vreme zaista prestaje da teče nekih tri minuta pošto je temperatura dostigla milijardu stepeni? Očigledno, ne možemo da budemo sigurni. Sve nejasnoće na koje smo nailazili ranije, dok smo govorili o nastanku Univerzuma, ponovo se vraćaju i zbunjuju nas, kad pokušamo da zavirimo u poslednju stotinku sekunde. Pre svega, na temperaturi iznad 10³² K čitava vasiona mora da se opiše zakonima kvantne mehanike, a niko nema bilo kakvi ideju šta se tada zapravo dešava.

Iz svega ovoga neki kosmolozi izvlače neku nadu. Možda će Univerzum doživeti u tom trenutku neku vrstu kosmičkog "odskoka" i ponovo početi da se širi. Ali, ako Univerzum počne opet da se širi ovo širenje će se opet usporavati i konačno prestati, ustupajući mesto sažimanju… a zatim će uslediti još jedan kosmički odskok, i dokle tako?
Ako je ovo stvarno naša budućnost, onda je to verovatno i naša prošlost. Sadašnja vasiona koja se širi bila bi samo jedna faza posle nekoliko prethodnih sabijanja i odskoka. Ako gledamo još dalje unazad, možemo da zamislimo jedan beskonačni ciklus širenja i sabijanja, kako se pruža u beskonačnu prošlost bez početka i kraja.

Možemo li do sagledavanja budućnosti doći preko istraživanja prošlosti? Ne, ne možemo. Naš pogled u daleku prošlost nailazi na prepreku kad pokušamo da zavirimo iza faze neposredno pre formiranja helijuma. Posmatranja mogu da nam saopšte kako je jednom, nekada davno, vasiona bila topla i gusta. To je sve što mogu da nam kažu opažanja kojima danas raspolažemo. Ono što se desilo pre toga stvar je pukog nagađanja. Najverovatnije se sada mnogi pitaju koji Fridmanov model je tačan? Da li je vasiona otvorena ili zatvorena? Ovde opisani scenario daje zatvorenoj vasioni malo lepši izgled nego otvorenoj, ali estetski sud je bez značaja u ovakvom procenjivanju.

Da bi odgovorili na ovo, na izgled jednostavno, ali ipak vrlo komplikovano pitanje moramo znati sadašnju brzinu širenja vasione kao i njenu trenutnu prosečnu gustinu. Ako je kritična gustina iznad neke kritične vrednosti gravitacija će u jednom trenutku nadvladati, zaustaviti širenje, a zatim će početi sažimanje; ako je pak kritična gustina ispod kritične vrednosti univerzum će nastaviti širenje u beskonačnosti. Sada ćemo uz pomoć matematike izračunati koliko iznosi ta kritična gustina u zavisnosti od stope širenja, tj. u zavisnosti od Hablove konstante. Da bi ovo izračunali posmatrajmo sferu galaksija poluprečnika R (R mora da bude veće od rastojanja između jata galaksija ali i manje od bilo kog rastojanja koje karakteriše vasionu u celini). Masa ove sfere iznosi:

Prema Njutnovoj teoriji gravitacije odavde možemo da izračunamo potencijalnu energiju bilo koje tipične galaksije na površini ove sfere, i ona iznosi:

u ovoj jednačini m je masa galaksije, a G Njutnova gravitaciona konstanta i iznosi 6,67·10^-11 m³/kg·s². Na osnovu Hablovog zakona možemo izračunati i brzinu ove galaksije (H je Hablova konstanta):

Sada možemo da izračunamo i kinetičku energiju ove tipične galaksije po formuli:

Kao što je poznato, ukupna energija nekog tela jednaka je zbiru kinetičke i potencijalne energije tog tela. Isto ovo možemo primeniti i na "našu" tipičnu galaksiju, njena ukupna energija biće:

Ukupna energija mora da bude konstantna u toku širenja vasione (energija se ne može uništiti niti iz čega stvoriti).
Sada su moguća dva slučaja: ako je E negativno, galaksija ne može nikad da se udalji u beskonačnost, jer potencijalna energija opada sa rastojanjem i pri veoma velikim rastojanjima postaje zanemarljiva, pa je ukupna energija onda jednaka kinetičkoj energiji, koja je kao što znamo uvek pozitivna; druga mogućnost je da E bude pozitivno, tada galaksija može da dospe u beskonačnost sa izvesnim iznosom preostale kinetičke energije. Na osnovu ovoga zaključujemo da galaksija imala kritičnu brzinu ukupna energija E mora da bude jednaka nulu. Na osnovu ovog uslova gornju jednačinu možemo napisati kao:

Odatle se dobija da kritična gustina  iznosi:

Ova vrednost za kritičnu gustinu dobijena je na osnovu klasične, Njutnove fizike, ali ona važi i u slučaju relativističke vasione, samo se tada  predstavlja kao ukupna energija podeljena sa c². Ako sada u ovu jednačinu unesemo standardnu vrednost za Hablovu konstantu dobićemo da vrednost kritične gustine iznosi 4,5·10^-27 kg/m³, odnosno to je oko 3 atoma vodonika na hiljadu litara prostora.

Za sada imamo samo vrednost kritične gustine, a šta je sa brzinom širenja Univerzuma. Sadašnju brzinu širenja Univerzuma možemo da odredimo merenjem brzina galaksija koje se od nas udaljavaju, pomoću Doplerovog efekta. Ovo merenje je moguće izvesti dosta precizno. Udaljenosti do galaksija nisu sasvim dobro poznate zato što nismo u mogućnosti da ih direktno merimo. Sve što znamo u ovom trenutku je da se Univerzum širi za vrednost između 5 i 10 % svakih milijardu godina. Vratimo se sad opet prosečnoj gustini materije u vasioni. Ovde su stvari još neizvesnije nego kad je u pitanju brzina širenja. Ako saberemo mase svih zvezda koje možemo da vidimo u našoj galaksiji i u ostalim galaksijama, vrednost koju dobijamo ne dostiže ni jedan stoti deo one koja je neophodna da bi se zaustavilo širenje Univerzuma, čak i u slučaju najniže stope širenja. Naša galaksija i ostale galaksije zasigurno, međutim, sadrže velike količine "tamne materije" koju ne možemo neposredno videti, ali za koju znamo da mora postojati zbog uticaja njenog gravitacionog privlačenja na orbite zvezda u galaksijama. Štaviše, većina galaksija javlja se u jatima, tako da se, na sličan način, može pretpostaviti prisustvo novih količina tamne materije između galaksija u tim jatima po dejstvu koje ona vrši na njihovo kretanje. Kada se uzme u obzir sva ova tamna materija, dobijamo tek jednu desetinu količine neophodne da bi se zaustavilo širenje. Ne možemo, međutim, isključiti mogućnost da postoje i neki drugi oblici materije (smatra se da bi ta "dodatna" materija mogu da budu neutrini, ali pod uslovom da se dokaže da je njihova masa mirovanja različita od nule), razmešteni gotovo jednoobrazno po Univerzumu, koje još nismo otkrili i koji bi ipak mogli podići prosečnu gustinu Univerzuma do kritične vrednosti neophodne da bi se širenje zaustavilo. Sadašnji nalazi ukazuju na to da će Univerzum verovatno nastaviti zauvek da se širi, ali sve u šta stvarno možemo biti sigurni jeste da čak i ako dođe do kolabriranja Univerzuma, ono se neće dogoditi bar još narednih deset milijardi godina, budući da se ona već širi najmanje toliko vremena. Ovo, međutim, ne bi trebalo mnogo da nas brine: u to vreme, osim ako ne budemo preduzeli kolonizaciju izvan Sunčevog sistema, čovečanstvo će već odavno izumreti, iščeznuvši zajedno sa našim Suncem!