Hrvatski

Razvoj suvremenih spoznaja o općem ustroju i širenju svemira

Astronomska istraživanja oduvijek su bila oduvijek usmjerena prema spoznaji općeg ustrojstva svemira i njegove evolucije (kozmološka istraživanja). Presudnu ulogu za našu spoznaju ustrojstva svemirskog prostora, a time i za shvaćanje mjesta Sunčeva sustava u svemirskom oceanu prostora i vremena, odigralo je otkriće širenja (ekspanzije) svemira. Put prema ovoj spoznaji krčio je veliki broj znanstvenika, a najvećim su ga dijelom “rasvjetljavali” mnogobrojni magličasti objekti (nekad zvani “maglice”), te uvijek prisutni trag Mliječne Staze koji lijepo možemo uočiti u noći bez mjesečine i blještavila gradskog svjetla. Još u 5. stoljeću prije Krista znameniti grčki mislilac Demokrit, mnogima poznat po svojoj atomističkoj hipotezi, naslutio je da Mliječna Staza predstavlja mnoštvo “zbijenih” zvijezda čija se svjetlost stapa i stvara sliku difuznog objekta. Demokritovo predviđanje potvrdio je, tek početkom 17. stoljeća, Galileo, koji je prvi Mliječnu Stazu promatrao teleskopom. Međutim, prava tajna koju je skrivala Mliječna Staza, razotkrivena je mnogo kasnije, a tome je najzaslužniji veliki engleski astronom William Herschel. Zajedno sa svojom sestrom Carolinom, Herschel je 1784. godine započeo sustavno ispitivanje raspodjele zvijezda u raznim smjerovima neba. Prebrojavao je ukupan broj zvijezda kojeg je mogao vidjeti u vidnom polju svog 1,2 metarskog teleskopa, pretraživši oko 700 raznih područja nebeske sfere. Ustanovio je da se opaženi broj zvijezda povećava kako se približavamo ravnini Mliječne Staze, u čijem smjeru se moglo izbrojiti najviše zvijezda. Kako je broj opažanih zvijezda bio podjednak u svim smjerovima ravnine Mliječne Staze, Herschel zaključuje da se Sunce nalazi u središnjem dijelu ogromne diskaste skupine zvijezda naše galaktike, kojoj je promjer 8000 svjetlosnih godina, a debljina 1500 svjetlosnih godina (svjetlosna godina je put koji svjetlost pređe za godinu dana). Herschelove procjene veličine našeg zvjezdanog grada i položaja Sunca u njemu, bile su netočne. Udaljenost zvijezda počela se precizno mjeriti tek 16 godina nakon Herschelove smrti i danas znamo da je Mliječna Staza deset puta većih dimenzija. Središte naše galaktike nalazi se daleko u smjeru zviježđa Strijelca, a veliki broj zvijezda koje se nalaze u tom području, prekriven je gustim oblacima međuzvjezdanog plina i prašine. Stoga ne moramo zamjeriti Herschelu što je dao “povlašteni” galaktički položaj Suncu, a time i našem planetu.

Godine 1784. William Herschel dolazi do zaključka da se Sunce nalazi u središnjem dijelu naše galaktike na temelju proučavanja raspodjele zvijezda u raznim smjerovima neba. Kada je pretraživao područja okomito na ravninu traga Mliječne Staze (smjer 1), izbrojio je u vidnom polju mnogo manje zvijezda nego u samoj ravnini Mliječne Staze (smjer 2). Kako je broj opaženih zvijezda u raznim smjerovima ravnine Mliječne Staze bio približno jednak, Herschel je smatrao da se Sunce nalazi u središtu našeg zvjezdanog grada.

Spoznaji stvarnog ustrojstva Mliječne staze najviše su doprinijele dvije nove metode mjerenja udaljenosti astronomskih objekata. Prva od njih temelji se na svojstvu jednog tipa promjenljivih zvijezda zvanih Cefeide, koje se očituje u tome da im stvarni sjaj ovisi o duljini perioda u kojem se on mijenja. Ovu zakonitost ustanovila je Henrietta Swan Leavitt 1912.godine, promatrajući veliki broj promjenljivih zvijezda Cefeida, smještenih u Malom Magellanovom oblaku. Ona je pretpostavila da se sve zvijezde nalaze na približno jednakoj udaljenosti od Zemlje (pripadaju istom skupu zvijezda) pa im je prema odnos prividnog sjaja ujedno pokazatelj omjera stvarnog sjaja. Uspoređujući period promjene sjaja opažanih Cefeida s njihovim prividnim sjajem, došla je do zaključka da između ovih veličina postoji očita uzajamna zavisnost: što je zvijezda većeg sjaja to je i period njegove promjene dulji. Time se ova zakonitost mogla upotrebljavati za mjerenje udaljenosti dalekih svemirskih objekata. Postupak je jednostavan. Za određenu Cefeidu opažanjem se odredi period promjene sjaja, na temelju čega se proračuna stvarni sjaj. Usporedbom stvarnog i opaženog prividnog sjaja iste zvijezde, lako se proračuna njena udaljenost.

Jedini problem, koji se pojavio u početku primjene ove metode, bio je skriven u činjenici da postoji nekoliko tipova promjenljivih zvijezda, koji se uzajamno razlikuju u korelacijama njihova stvarnog sjaja i perioda. Do ovog zaključka došli su nešto kasnije H. S. Leavitt i Harlow Shapley. Ovaj potonji utemeljio je još jednu novu metodu mjerenja udaljenosti u astronomiji. Ona se zasnivala na procjeni stvarnog sjaja kuglastih jata i ovisnosti njihova prividnog sjaja o udaljenosti. Koristeći se tom metodom, Shapley je 1920. godine iznio potpuno novu sliku naše galaktike. Premjeravajući udaljenosti kuglastih jata i uspoređujući ih s njihovim položajima na nebeskom svodu, Shapley je ustanovio da su ovi objekti sferno simetrično raspodijeljeni s obzirom na područje koje se nalazi u smjeru zviježđa Strijelca. Tako je zaključio da su kuglasta jata smještena u okolnom sfernom sustavu galaktike (tzv. halou) i da je Sunce u relativno velikoj udaljenosti od središta našeg zvjezdanog grada.

Ovako bi izgledala naša galaktika promatrana sa “strane”. Sunce je udaljeno 30000 svjetlosnih godina od središta Mliječne Staze. Do tog zaključka prvi je došao Shapley, proučavajući raspodjelu kuglastih jata zvijezda smještenih u galaktičkom halou.

Spoznaje do kojih je došao Shapley, pokazale su se ispravnim i u grubim crtama njegova slika naše galaktike održala se i do današnjih dana. U međuvremenu, proučavanjem gibanja zvijezda u ovisnosti o njihovom “galaktičkom” položaju detaljnije je proučena rotacija naše galaktike. Naime, još 1718. godine Edmund Halley utvrđuje da se sve zvijezde vjerojatno gibaju. Do tog zaključka došao je Halley, uspoređujući izmjerene kutne udaljenosti između Siriusa i Arktura, s položajima istih zvijezda koje je mnogo ranije zabilježio Ptolemej. Razvitkom spektralne analize i poboljšanjem preciznosti astronomskih instrumenata, mogle su se određivati tzv. radijalne i transverzalne komponente gibanja zvijezda. Radijalna komponenta je projekcija stvarne brzine zvijezde u smjeru doglednice (linija promatranja) i određuje se Dopplerovim efektom. Transverzalna komponenta određena je pomakom zvijezde na nebeskom svodu u određenom vremenu. Poznavajući obje komponente, moguće je odrediti stvarni smjer i brzinu gibanja zvijezde u odnosu na Sunce.

Gibanje zvijezda i našeg Sunca uglavnom je posljedica vrtnje naše galaktike. Vrtnja Mliječne Staze nalikuje gibanju planeta Sunčeva sustava. Naime, ona u potpunosti ne rotira kao kruto tijelo (kao npr. gramofonska ploča), već zvijezde bliže galaktičkom središtu rotiraju većom brzinom nego one koje su u većim udaljenostima. Brzina gibanja Sunca oko galaktičkog središta dostiže vrijednost od gotovo milijun kilometara na sat! No, to i nije neka velika brzina u usporedbi s putom koji Sunce treba prijeći da jednom obiđe oko središta naše Galaktike (pripadno vrijeme poznato je pod nazivom kozmička godina). Naime, u čitavom svom postojanju, a koje se procjenjuje na oko 5 milijardi godina, naša zvijezda je svega dvadesetak puta uspjela obići oko središta Mliječne Staze. Suvremenim tehnikama opažanja ustanovljena je i spiralna struktura naše Galaktike.

Na ovom crtežu prikazane su brzine gibanja zvijezda u odnosu na Sunce, koje su posljedica vrtnje galaktike. Zvijezde bliže galaktičkom središtu (A i B), gibaju se oko središta galaktike brzinama većim od Sunca, pa je zbog toga radijalna komponenta brzine zvijezde A usmjerena prema Suncu, dok je u slučaju zvijezde B situacija suprotna (ona se udaljuje od Sunca). Zvijezde koje se nalaze na većim udaljenostima od središta galaktike, gibaju se manjim brzinama. Zato je radijalna komponenta brzine zvijezde A’ usmjerena od Sunca, dok je radijalna komponenta brzine zvijezde B’ usmjerena prema Suncu. Na crtežu su naznačene i transverzalne komponente gibanja zvijezda.

Gibanje Sunca u odnosu na zvijezde određuje se analizom radijalnih i tangencijalnih brzina u raznim smjerovima neba. Zvijezde iz područja A kojem se Sunce približava, imaju radijalne brzine prema Suncu, dok je u području B suprotno. U područjima S i S’ radijalne brzine su približno jednake nuli. Točka nebeske sfere kojoj se Sunce prividno približava zove se APEKS, a od koje se udaljuje, ANTAPEKS. Desni crtež prikazuje transverzalne komponente zbog relativnog gibanja Sunca, prikazanog u dva položaja (1 i 2). Analiza gibanja velikog broja nama bližih zvijezda, pokazala je da relativna brzina Sunca prema apeksu iznosi približno 20 km/s.

Stvarna brzina gibanja zvijezda u odnosu na Sunce može se odrediti poznavajući radijalnu i transverzalnu komponentu gibanja. Radijalna komponenta određuje se Dopplerovim efektom, a tangencijalna iz godišnjeg pomaka zvijezde na nebu. Najveću tangencijalnu komponentu gibanja ima Barnardova zvijezda koja za nepuno stoljeće pređe na nebu kutnu udaljenost jednaku prividnom Mjesečevu polumjeru. Smjer gibanja Barnardove zvijezde je takav da će ona za približno deset tisućljeća postati najbliža zvijezda Sunčevom sustavu. Sada je to Proxima Centauri, koja se nalazi u višestrukom sustavu, udaljenom oko 4,4 svjetlosnih godina.

Neposredno nakon što je Shapley izložio novi model o stvarnom izgledu Mliječne Staze uslijedilo je značajno astronomsko otkriće da je svemirski prostor ispunjen mnogobrojnim drugim galaktikama. Još u 18. stoljeću Thomas Wright i Immanuel Kant tvrdili su da je Mliječna Staza ogromna skupina zvijezda, u kojoj se nalazi Sunce, a da su mnogobrojni slabo sjajni objekti (“maglice”) nezavisni skupovi zvijezda poput naše galaktike. Njihov filozofski stav dokazan je tek kad su shvaćene stvarne dimenzije naše galaktike i nakon što su izgrađeni dovoljno veliki i kvalitetni teleskopi pomoću kojih su se i u “maglicama” mogle razlučivati zvijezde. Dvadesetih godina ovog stoljeća Edwin Powell Hubble sa zvjezdarnice Mount Wilson mjerio je udaljenosti velikog broja “maglica”, uključujući i poznatu Andromedinu, M 31, koja se može uočiti i prostim okom. Mjerenja, u kojima se pretežito koristio opisanom metodom promjenljivih zvijezda, pokazala su da se Andromedina maglica nalazi u udaljenosti reda veličine milijun svjetlosnih godina, a da su mnoge druge “maglice” i na većim udaljenostima. Tako je, po prvi puta, pouzdano utvrđeno da su mnoge “maglice” nezavisni sustavi zvijezda poput naše Mliječne Staze. Do istog zaključka, ali drukčijim putem došao je 1914. godine američki astronom Vesto Melvin Slipher s Lowelova opservatorija. On je utvrdio da spektri mnogih “maglica” pokazuju velike pomake prema crvenome. Tumačenje porijekla pomaka Dopplerovim efektom vodilo je do zaključka da se ovi objekti udaljavaju od nas brzinama od više tisuća kilometara u sekundi, pa je bilo logično pretpostaviti da se oni nalaze izvan naše galaktike.

Uspoređujući udaljenosti galaktika s pomakom prema crvenome njihovih spektara, Hubble dolazi do značajnog otkrića: brzina udaljavanja galaktika proporcionalna je njihovoj udaljenosti. Ovu zakonitost,(Hubbleov zakon),provjerili su Hubble i astronom Milton L. Humason fotografirajući spektre i mjereći udaljenosti velikog broja galaktika. Za dobivanje dovoljno kvalitetnog spektra ovih objekata slabog sjaja, bile su, u to vrijeme, potrebne izuzetno duge ekspozicije, koje su ponekad trajale i desetak noći uzastopce!

Opažanja su također pokazala da, bez obzira u kojem se smjeru na nebeskom svodu nalazi galaktika, njena je brzina udaljavanja uvijek na jednaki način povezana s njenom udaljenošću, te da su galaktike, s obzirom na njihovu udaljenost i položaj na nebeskom svodu, približno ravnomjerno raspoređene. Ispravnije bi bilo reći da se ova svojstva gibanja nazvanog širenje svemira, zapravo odnose na jata galaktika. Naime, mnoge su galaktike svojim gravitacijskim poljima udružene u jata, a u jednom takvom jatu nalazi se i naša Mliječna Staza. Jata galaktika imaju svoju “unutarnju” dinamiku galaktike unutar jata nisu statične, ali gledajući uopćeno, sva jata kao cjeline sudjeluju u širenju svemira.

Premda se zvijezde, u odnosu na Sunce, gibaju brzinama od više desetaka kilometara u sekundi, njihovi položaji na nebu i time konfiguracije zviježđa, ostaju, uspoređujući ih s našim svakodnevnim mjerilima vremena, praktički nepromijenjeni. Razlog tomu su velike udaljenosti zvijezda. Uočljive promjene prividnih položaja mogu se zamijetiti tek u vrlo dugim vremenskim periodima. Na crtežu je prikazano u kojoj mjeri vlastito gibanje zvijezda mijenja dobro nam znani lik Velikih Kola.

HUBBLEOV ZAKON

Brzina (v) udaljavanja jata galaktika proporcionalna je njihovim udaljenostima (r):

v = Hr

gdje je H Hubbleova konstanta. Iznosi 2,6*10-18s-1.

Crtež prikazuje lokalno galaktičko jato kojem pripada Mliječna Staza. Prostorni raspored članova ovog skupa ucrtan je u kocku koja obuhvaća 4x4x4=64 kubna milijuna svjetlosnih godina. Najpoznatiji članovi našeg lokalnog galaktičkog jata su spiralna galaktika u Andromedi i dvije nama najbliže galaktike, Magellanovi oblaci. Andromedina galaktika nalazi se u udaljenosti od preko dva milijuna svjetlosnih godina i to je najudaljeniji objekt što se može vidjeti prostim okom. Najbliže galaktike, Mali i Veliki Magellanov oblak, prvi je opisao Ferdinand Magellan za vrijeme prvog putovanja oko svijeta. Vide se s južnih geografskih širina. Naše galaktičko jato tek je jedan od milijarde sličnih skupova galaktika, a vjerojatno je tek dio većeg galaktičkog superjata.

O jednom, uobičajeno pogrešnom, zaključku

Gibanja našeg planeta i svemirskih nam susjeda kao da se poigravaju s nama i stalno nas navode na zaključak da zajedno s našim planetom ili planetnim sustavom, ili galaktikom, zauzimamo središnji položaj u svemirskim razmjerima. Prisjetimo se samo početaka kozmologije, teorija o nepomičnosti našeg planeta oko kojeg se okreće čitav svemir. Koliko je vremena trebalo proći da spoznamo da su mnoga nebeska gibanja samo privid, da Sunce ipak nije u središtu galaktike kako se to može učiniti gledajući svijetli trag Mliječne Staze, a da je naša galaktika samo jedna od milijardi galaktika razasutih po svemirskom prostoru. I sad, kao da se povijest ponavlja. Naime, širenje svemira u prvi mah može nas zavesti na jedan uobičajeno pogrešni zaključak: da je naša galaktika, ili naše galaktičko jato, središnje i nepomično svemirsko tijelo, a da se sve druge galaktike udaljavaju brzinama proporcionalnim njihovim udaljenostima. Međutim, to nije točno. U razmatranju ovih problema moramo zaboraviti naše svakodnevno iskustvo s prostorom i gibanjem, onakvo kakvim ga opisuje klasična mehanika i prema kojem bi se širenje svemira moglo tumačiti poput eksplozije nekog predmeta na Zemlji. Za opisivanje općeg kretanja svemira primjenjiva je Einsteinova teorija relativnosti, utemeljena 1915. godine, neposredno prije spoznaje o širenju svemira. Sam Einstein, rješavajući svoje kozmološke jednadžbe, izveo je dokaz za tzv. statički model svemira. Međutim, godine 1922., sovjetski matematičar Alexandr Alexandrovič Friedmann otkrio je pogrešku u Einsteinovom dokazu statičkih rješenja i došao do dva moguća modela svemira koja ovise o vremenu: širećeg i sažimajućeg svemira. Tako je i teoretski predviđena mogućnost širenja svemira.

U slučaju da je svemir beskonačan i statičan tada bi, gledajući u bilo kojem smjeru, morali vidjeti površinu neke zvijezde. Čitavo nebo sjajilo bi kao površina Sunčeve ploče (Olbersov paradoks). Prema tome, tama noćnog neba ukazuje da nešto u suštini nije u redu s ovakvim modelom svemira. Jedno od objašnjenja je u ekspanziji svemira tj. doprinosu Dopplerova efekta. Kada izvor svjetlosti (zvijezda) miruje u odnosu na opažača, u spektru izvora neće biti nikakve promjene valnih duljina (crtež a). Spektralne linije imat će one valne duljine koje su poznate iz laboratorijskih mjerenja. Ako se izvor svjetlosti udaljava od opažača (crtež b) zbog Dopplerova efekta, spektar će biti pomaknut prema području većih valnih duljina. Pri značajnijem udaljavanju izvora doći će do slabljenja energije fotona vidljive svjetlosti. Pored toga, fotoni emitirani iz izvora koji se stalno udaljava od opažača, dolazit će u većim vremenskim razmacima, nego što je to u slučaju kada izvor miruje (na slici je to prikazano razmakom između valnih segmenata), pa i to doprinosi ukupnom slabljenju sjaja izvora. Pitanje zašto je noćno nebo tamno, vjerojatno je prvi postavio još Edmund Halley i to početkom 18. stoljeća, a kasnije je u literaturi poznato pod nazivom Olbersov paradoks, prema njemačkom astronomu Heinrichu Wilhelmu Matth usu Olbersu, koji je formulirao paradoks tame noćnog neba godine 1826. Zanimljivo je da se, na temelju očigledne činjenice da je noćno nebo tamno, mogla davno ranije pretpostaviti mogućnost širenja svemira pa je suvremeni kozmolog Dennis Sciama duhovito nazvao tu mogućnost “najvećom propuštenom prilikom povijesti kozmologije”.

Prema Einsteinovoj teoriji, širenje svemira je zapravo širenje prostor vremena, a ono se očituje u stalnom povećanju udaljenosti među galaktikama. U trodimenzionalnoj analogiji ono se zgodno može usporediti s pečenjem kolača ispunjenog grožđicama. Zamislimo li da je tijesto prostor, a grožđice galaktike, te da se on,(kolač ili svemir), “napuhava” jednoliko, lako možemo ustanoviti da “smjestivši se” u bilo koju grožđicu (galaktiku) učinit će nam se da se sve druge udaljuju od nas brzinama proporcionalnim njihovim udaljenostima. Izmjerena brzina udaljavanja bližih grožđica bit će manja od brzine udaljavanja udaljenijih grožđica. Prema tome, možemo zaključiti da niti jedna od galaktika u svemiru nema privilegirani položaj, a sve opažene brzine su relativnog karaktera.

Zanimljivo je spomenuti da je mnogo prije samog otkrića širenja svemira postojala sumnja u mišljenje da je svemirski prostor ispunjen mnogobrojnim zvijezdama i skupovima zvijezda koji jedan u odnosu na drugog miruju. Te sumnje bile su utemeljene dvama paradoksima: gravitacijskim (Eulerovim) i optičkim (Olbersovim). Dok je gravitacijski paradoks, temeljen na klasičnoj Newtonovoj mehanici, tumačio nemogućnost postojanja statičnog modela svemira, prema Olbersovom paradoksu u takvom modelu svemira svaka točka neba trebala bi zračiti kao i površina Sunčeve ploče, dakle i noćno nebo bi trebalo biti izuzetno sjajno. Činjenice da je svemir u “stabilnom” stanju i da je noćno nebo tamno, nagovještavale su da s modelom statičnog svemira vjerojatno nešto nije u redu. Objašnjenje ovih paradoksa nađeno je u okvirima modela širenja svemira i nove teorije gravitacije (Einsteinova opća teorija relativnosti).

Vremeplov svemirskih zbivanja

Spoznaja širenja svemira odigrala je presudnu ulogu za postavljanje suvremenih teorija o postanku i razvitku svemira. Neposredno nakon otkrića ekspanzije svemira, 4 belgijski astronom Georges Edouard Lemaitre iznosi ideju prema kojoj je svemir nastao iz izuzetno “zbijenog” i toplog stanja. Postupnim širenjem svemira materija se hladila i diferencirala, stvarajući kompleksnu strukturu koju danas opažamo. Nasuprot ovoj ideji, koja se vremenom razvila u popularnu teoriju Velikog praska, godine 1951., grupa znanstvenika sa sveučilišta u Cambridgeu utemeljila je tzv. teoriju Stalnog stanja. Prema ovoj teoriji svemir nema početka ni kraja, te je nepromijenjen i u prostoru i u vremenu. Zbog širenja svemira pretpostavljeno je stalno stvaranje materije u slobodnom prostoru od koje se vremenom formiraju nove galaktike. Izgleda da je ljudskom umu daleko jednostavnije prihvatiti beskonačni svemir, kako u prostoru tako i u vremenu, jer tada ne pati od pitanja što je bilo prije ili što se nalazi iza kraja. To se vidi po tome koliko je teorija Stalnog stanja bila omiljena i prihvaćena, bez obzira na pomalo čudni postulat o stvaranju materije iz “praznog” prostora. No, odabir jedne od ovih “suparničkih” teorija nije prepušten mašti ili intuiciji, već mnogobrojnim znanstvenim provjerama, provedenim proteklih desetljeća. Presudnu riječ za primat teorije Velikog praska dali su radio astronomi, a jedan od najčvršćih dokaza tome bila je potvrda predviđanja znanstvenika Georga Anthony Gamowa da čitavo nebo treba zračiti elektromagnetske valove poput tzv. crnog tijela površinske temperature od svega nekoliko stupnjeva iznad apsolutne nule. Porijeklo tog tzv. pozadinskog zračenja povezano je sa zbivanjima u ranim trenucima razvitka svemira, kada je on bio ispunjen zračenjem vrlo visoke temperature. Kako se svemir širio, pripadna temperatura zračenja je opadala, a teorija je predvidjela da bi ono danas trebalo odgovarati zračenju tijela temperature od svega oko 3K. Iz iskustva nam je poznato da zagrijana (tzv. crna) tijela mijenjaju svoju boju u ovisnosti o temperaturi njihove površine. Tako npr. zagrijana ploča kuhinjske peći poprima crvenkastu boju, nit električne sijalice, koja je na znatno višoj temperaturi, emitira intenzivnu bijelu svjetlost, dok tijela npr. od željeza, zagrijana na još višu temperaturu, poprimaju plavkastu nijansu. Općenito tijela više temperature najviše energije zrače u područjima kraćih valnih duljina elektromagnetskog zračenja. Posljedica toga je i različita boja zvijezda. Predmeti iz naše okoline, npr. topli radijatori najviše energije zrače u infracrvenom dijelu spektra koje naše oko ne registrira. Tijela površinske temperature od nekoliko Kelvina najviše zrače u području radio valova. Godine 1948., kada je Gamow predvidio mogućnost postojanja pozadinskog zračenja, nije postojala mogućnost bilježenja takvog zračenja pa i na predviđanje nije obraćena dovoljna pažnja. No, kada su, 1965. godine slične proračune proveli još neki znanstvenici, radio astronomi Arno A.Penzias i Robert W.Wilson uspjeli su iste godine, koristeći se osjetljivim instrumentima laboratorija Bell Telephone, zabilježiti pozadinsko zračenje koje je pristizalo iz svih smjerova nebeske sfere i odgovaralo je zračenju crnog tijela površinske temperature od 2,7 K. Za detekciju pozadinskog zračenja Penzias i Wilson nagrađeni su Nobelovom nagradom, a teorija Velikog praska zauzela je vodeće mjesto među kozmološkim teorijama.

DVODIMENZINALNI MODEL ŠIRENJA SVEMIRA

Dvadesetih godina ovog stoljeća Hubble ustanovljuje da se sve galaktike udaljavaju od naše brzinama proporcionalnim njihovim udaljenostima. Spoznato je širenje svemira koje se očituje u stalnom povećavanju udaljenosti između galaktika, svojevrsnom “rastezanju” prostor vremena. Kako iz jednolike ekspanzije svemira proizlazi Hubbleov zakon, pokazat ćemo jednim dvodimenzionalnim modelom svemira. Zamislimo dio svemirskog prostora kao kvadratni komad gume, na kojem su ucrtane točkice koje simboliziraju galaktike. “Razvlačimo” gumu jednoliko na sve strane. Na gornjem crtežu prikazana je guma u tri trenutka: u proizvoljnom početnom trenutku t = 0s (A), u vremenu nakon jedne sekunde (B) i nakon dvije sekunde (C). Kako vidimo, širenje je jednoliko, jer se u istim vremenima udaljenosti među galaktikama povećavaju za isti iznos. Odaberimo jednu točkicu i zamislimo da je to Mliječna Staza, te mjerimo brzine udaljavanja ostalih galaktika. Za to je dovoljno ravnalom izmjeriti za koliko su se povećale udaljenosti ostalih galaktika od odabrane i te iznose podijeliti s proteklim vremenom (od 1s za položaj B, odnosno 2s za položaj C). Usporedimo tako izračunate brzine s udaljenostima galaktika od Mliječne Staze i prikažimo rezultat grafički! Dobit ćemo dijagram, kakav je prikazan uz priložene crteže, koji pokazuje da je brzina udaljavanja galaktika proporcionalna njihovim udaljenostima, a to je upravo Hubbleov zakon, na temelju kojeg je implicitno zaključeno da se svemir širi. Ponovimo postupak za neku drugu odabranu galaktiku. Dobivamo li jednaki rezultat? Svojstva širenja svemira navode na zaključak da je jednom sva materija bila izuzetno zbijena i da je svemir nastao “eksplozijom” iz tog početnog stanja (Veliki prasak). Vrijeme nastanka odgovaralo bi približno recipročnoj vrijednosti Hubbleove konstante.

U teoriji Velikog praska svemir ima određeni početak, nastao je “eksplozijom” “prajajeta” prije 15 20 milijardi godina, kada je i otpočela njegova ekspanzija. Premda je sam ishodišni trenutak u razvitku svemira prekriven velom tajni, pred kojim zasad i najveći znanstvenici ostaju nijemi, suvremene su fizikalne teorije uspjele donekle objasniti ulogu poznatih nam prirodnih sila u trenucima nakon Velikog praska pa sve do današnjih dana. Čak je i budućnost svemira predvidiva, jer potrebno je procijeniti hoće li gravitacija uspjeti zaustaviti širenje svemira, nakon čega bi možda sva materija opet došla u tajanstveno početno stanje. Ako bi se tada ponovio prasak, bio bi to “zgodni” pulsirajući model svemira.

Prema podacima kojima danas raspolažemo, izgleda da je svemir otvoren (beskonačan) tj. da će se širenje zauvijek nastaviti. Novim teoretskim spoznajama o samom “nultom trenutku” vjerojatno će najviše doprinijeti razvitak suvremenih fizikalnih teorija tj. fizike elementarnih čestica i visokih energija i posebno teorija gravitacije. Astronomiji je, međutim, pogled usmjeren u samu povijest razvitka svemira. Naime, prema teoriji Velikog praska, sve galaktike rađale su se gotovo istovremeno, ali kako nam pogled doseže u sve udaljenija svemirska prostranstva, to se pred nama odvija film koji bismo slobodno mogli nazvati vremeplovom svemirskih zbivanja. Jer, npr., blisku Andromedinu galaktiku, udaljenu svega nešto više od dva milijuna svjetlosnih godina, vidimo unatrag dva milijuna godina koliko je potrebno njenoj svjetlosti da stigne do nas. Galaktike, u udaljenostima od nekoliko milijardi svjetlosnih godina, vidimo u vremenu kada je naš planetni sustav bio još u formiranju, dok zasad najudaljenije poznate objekte, kvazare, vidimo u trenucima kada je i čitav svemir bio star nekoliko milijardi godina. Stoga i nije čudno što mnogi znanstvenici ove objekte smatraju proto galaktikama. Na kraju, pozadinsko zračenje odjek je samog Velikog praska. Tako nam se svemir predstavlja kao otvorena knjiga, ali koja se može čitati samo velikim i skupim instrumentima i, naravno, znanjem. Izuzmemo li tajanstveni početak svemira i prihvatimo li teoriju Velikog praska kao konačnu istinu, onda je astronomija današnjice u sličnom položaju kao i zemljopis nakon otkrića da je Zemlja okrugla. Poznato nam je opće ustrojstvo svemira, samo ima mnogo područja i detalja za istraživanja. Međutim, mnogi se znanstvenici ne slažu s takvim zaključkom, koji je opet pomalo “geocentričan”, ovaj put ne u prostoru, već u vremenu, nego smatraju da će se događati mnoga otkrića koja će značajno promijeniti naše poimanje općeg ustrojstva i razvitka svemira.

Astronomija ima još mnogo otvorenih pitanja, o čijim rješenjima zasad može samo nagađati. Međutim, sav put spoznaje koji je djelomično prikazan u ovom uvodnom dijelu teksta, dovoljno nam je jamstvo da će mnogi odgovori na otvorena pitanja biti pronađeni i da će zasigurno u budućnosti biti mnogo jasnije naše mjesto u svekolikom Kozmosu.

Spiralna galaktika M-101 u zviježđu Velikog Medvjeda, udaljena 15 milijuna svjetlosnih godina. Slično bi izgledala i Mliječna Staza, promatrana daleko iz svemira, u smjeru okomitom na galaktički disk. Spiralna struktura koju imaju mnoge galaktike uvjetovana je njihovom vrtnjom i uzajamnim gravitacijskim djelovanjem zvijezda, što je u posljednje vrijeme provjeravano složenim proračunima i oponašanjima pomoću kompjutorskih modela. Spiralni krakovi ne čine krutu cjelinu. Sve zvijezde u njima gibaju se oko galaktičkog središta, ali gravitacijsko polje krakova, koje je veće od ostalih dijelova galaktičkog diska, uvjetuje da zvijezda više vremena proborave u područjima krakova. Prema tome, zvijezde se unutar krakova izmjenjuju – krakovi su samo oblici u kojima je najveća koncentracija zvijezda. Dok se zvijezde relativno brzo vrte oko galaktičkog središta, krakovi se mnogo sporije okreću u istom smjeru. Gravitacijsko polje krakova mnogo izrazitije utječe na gibanje međuzvjezdanog plina i prašine, kojima su oni jako bogati. I dok se spiralni ustroj drugih galaktika može uočiti samo jednim pogledom kroz veći teleskop, tek suvremene tehnike opažanja razotkrile su spirani ustroj naše galaktike.