Razlika između inačica stranice »Veliki prasak«

Prijeđi na navigaciju Prijeđi na pretraživanje
Dodano 6 bajtova ,  prije 8 mjeseci
m
zamjena čarobnih ISBN poveznica predlošcima (mw:Requests for comment/Future of magic links) i/ili općeniti ispravci
Oznake: uređivanje s mobilnog uređaja Wikipedija za mobilne uređaje VisualEditor
m (zamjena čarobnih ISBN poveznica predlošcima (mw:Requests for comment/Future of magic links) i/ili općeniti ispravci)
[[Datoteka:Universe expansion.png|mini|desno|Prema teoriji Velikog praska, [[svemir]] se širi iz točke beskonačnog pritiska i gustoće ([[Singularnost|singularnostisingularnost]]i).]]
 
{{Kozmologija}}
Velikim praskom naziva se događaj stvaranja svemira. Važno je razumjeti da Veliki prasak nije nikakva eksplozija u "središtu svemira" (svemir nema središte!) već sam događaj stvaranja prostora, vremena, materije i energije. Svemir se nakon Velikog praska počeo širiti i širi se i danas. Sa širenjem prostora, materija se razrjeđivala, svemir se hladio i mijenjao: od homogene "juhe" vrućih, nama danas uglavnom nepoznatih čestica, do današnjeg hladnog svemira s milijardama [[galaksija]].
 
Sam trenutak stvaranja i kratak period od 10<sup>-44−44</sup> sekundi nakon stvaranja još uvijek su izvan domašaja znanosti. Naime, [[Albert Einstein|Einsteinova]] opća [[teorija relativnosti]], jedina opće prihvaćena teorija prostora i vremena, ne funkcionira za sustave manje od tzv. Planckove udaljenosti (10<sup>-35−35</sup> metara) i za događaje koji traju kraće od tzv. Planckovog vremena (10<sup>-44−44</sup> sekundi). Unutar Planckovog vremena ni prostor ni vrijeme više nemaju isto značenje kao u svakodnevnom životu. Tu bi granicu trebala srušiti kvantna teorija gravitacije, koja još uvijek nije razvijena. Ovaj početni period svemira zovemo "epoha kvantne gravitacije".
 
== Kratka povijest svemira ==
Svemir možemo podijeliti u nekoliko epoha. Iza epohe kvantne gravitacije, slijede redom epoha velikog ujedinjenja, epoha elektroslabe sile ([[kvark]]ovska epoha), [[lepton]]ska epoha, [[foton]]ska epoha, epoha u kojoj svemir postaje proziran i epoha formiranja galaktika nakon koje nastupa sadašnja faza razvoja svemira.
 
Epoha velikog ujedinjenja nastavlja se na epohu kvantne gravitacije, u trenutku kada je svemir imao temperaturu od 10<sup>32</sup> K. Oko 10<sup>-38−38</sup> sekundi nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 10<sup>29</sup> K, temeljna međudjelovanja - jako, slabo i elektromagnetsko - mogla su biti ujedinjena. Fluktuacije u vakumu uzrokuju ubrzanu ekspanziju, tzv. [[Inflacijski svemir|inflaciju]]. Svemir je u 10<sup>-34−34</sup> sekundi narastao od 10<sup>-15−15</sup> m do veličine deset milijuna promjera sunčevog sustava. U ovoj epohi nastaje mala asimetrija između [[materija|materije]] i [[antimaterija|antimaterije]], koje će se kasnije uglavnom poništiti, no mali višak materije stvoriti će današnji svemir. Ovaj se proces zove bariogeneza.
 
U epohi elektroslabe sile (kvarkovska epoha), pri temperaturi od 10<sup>27</sup> K i starosti svemira od 10<sup>-34−34</sup> s, jako međudjelovanje se počinje odvajati od preostala dva koja zajedno tvore elektroslabu silu. Kvarkovi i antikvarkovi se međusobni poništavaju, a spomenuta asimetrija odgovorna je za postojanje materije u svemiru.
 
Leptonska epoha počinje pri starosti svemira od 10<sup>-10−10</sup> sekundi i pri temperaturi od 10<sup>15</sup> K. U ovoj se epohi razdvajaju elektromagnetska i slaba sila. Pri starosti svemira od oko 10<sup>-5−5</sup> s stvaraju se [[proton]]i i [[neutron]]i. Na temperaturi ispod 10<sup>11</sup> K protoni se ubrajaju u "tvar" dok se skoro 2000 puta lakši [[elektron]]i ponašaju kao zračenje, pa, uz [[neutrino|neutrine]], doprinose termičkoj ravnoteži. Protoni i neutroni slobodno prelaze jedni u druge, no to prestaje kad se svemir ohladi do temperature od 10<sup>11</sup> K, nakon čega prevladava prelazak iz težih neutrona u lakše protone, pri čemu se energija oslobađa. Nakon uspostave ravnoteže između procesa prelaska protona u neutrone i obrnuto, 38% nukleona (neutrona i protona) su neutroni, a 62% protoni.
 
Oko 1 sekundu nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 10<sup>10</sup> K, nastaje fotonska epoha. Termička ravnoteža se više ne održava neutrinima, a istovremeno se veliki broj protona i elektrona anihilira i prelazi u fotone.
Tri minute nakon Velikog praska, pri temperaturi od 10<sup>9</sup> K stvaraju se jezgre atoma deuterija - deutroni, nakon čega nastaju jezgre elemenata težih od [[vodik]]a, uglavnom [[helij]]a. Ovaj proces se naziva prvotna nukleosinteza.
 
Oko 300 000 godina nakon Velikog praska, pri temperaturi od 3000 K, svemir postaje proziran. Elektroni se s protonima vežu u vodikove atome, koji su električni neutralni, pa svemir postaje proziran za fotone. Svjetlost koja nam dolazi sa "rubova" svemira krenula je na svoj put prema nama u vrijeme zadnjih raspršenja fotona na 3000 K. Ovu je svjetlost prikupio satelit COBE (Cosmic Background Explorer), a kasnije i WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ovo je zračenje, uslijed širenja svemira, do danas ohlađeno na 2.7 K i predstavlja kozmičko mikrovalno [[pozadinsko zračenje]] koje su 1964. godine otkrili [[Arno Penzias]] i [[Robert Wilson]].
 
Milijardu godina nakon Velikog praska, počinje epoha formiranja galaksija, temeratura je pala na 18 K. Početne nehomogenosti, iako vrlo male, prouzročile su tijekom milijarde godina grupiranje tvari u nakupine - preteče protogalaksija. Od najgušćih područja nastaju prve [[zvijezda|zvijezde]], od kojih one najmasivnije vrlo brzo eksplodiraju kao supernove. Svemir se nastavlja hladiti sve do današnje temperature od 2.7 K.
 
U jezgrama zvijezda koje su nastale od jezgara vodika i helija, stvaraju se teže atomske jezgre. [[Ugljik]], [[kisik]], [[dušik]] i [[željezo]] stvoreni nukleosintezom u zvijezdama, raspršuju se svemirom eksplozijama supernovih, čineći osnovu za zvijezde nove generacije.
 
Hoće li se svemir zauvijek širiti ili će se nakon nekog vremena početi sažimati? Odgovor na ovo pitanje ovisi o masi svemira, što je teško procijeniti s obzirom da sva masa nije vidljiva.
U [[kozmološki modeli|modelu]] [[zatvoreni svemir|zatvorenog svemira]] završna faza razvitka svemira jest [[Veliki škripac]] (Veliki tijesak, eng. ''Big Crunch'').<ref name="Vujnović">Vujnović, Vladis: Rječnik astronomije i fizike svemirskog prostora, Zagreb: Školska knjiga, 2004., {{ISBN |953-0-40024-1}}, str. 158</ref>
 
=== Što se događalo neposredno prije Velikog praska? ===
* [http://eskola.hfd.hr/fizika_svemira/povijest.html Fizika svemira: povijest svemira]
 
[[Kategorija: Kozmologija]]
19.624

uređivanja

Navigacijski izbornik