Big Bang i veliki hadronski sudarač

 

 

Godine 1915., prije točno stotinu godina, Albert Einstein je formulirao svoju opću teoriju relativnosti. Fizičari su tada prvi put dobili matematički okvir koji dopušta da se postave pitanja koja se tiču svemira u cjelini, njegove geometrije, njegove prošlosti i moguće buduće evolucije; s time je počela znanstvena kozmologija, za razliku od prethodnih, baziranih na filozofskim, teološko-religijskim ili mitološkim razmišljanjima. Ta teorija, u biti geometrijske prirode, determinira način na koji raspodjela materije oblikuje prostor i vrijeme i kako na taj način oblikovani prostor determinira kretanje čestica, tijela, materije u prostoru i vremenu. Materija, prostor i vrijeme tretirani su kao jedan zajednički dinamički sistem.

Dvadesetih godina prošlog stoljeća ruski fizičar Aleksandar Fridman i belgijski fizičar-svećenik Georges Lemaître pronašli su i prostudirali matematička rješenja Einsteinovih jednadžbi koja indiciraju da bi svemir mogao evoluirati od jednoga početnog stanja vrlo velike gustoće, ili pak obratno – urušiti se natrag u takvo stanje. Nešto je prije sam Einstein bio uvidio mogućnost takvih rješenja i uveo takozvanu kozmološku konstantu u svoju teoriju upravo zato da bi izbjegao takva rješenja s mogućim evolutivnim svemirom: tako je snažno bilo opće uvjerenje među fizičarima potkraj XIX. i početkom XX. stoljeća u vječit i nepromjenljiv svemir. Međutim, već će nekoliko godina poslije (~1928–1930), na osnovi opservacija (Hubble, Humasson) uz pomoć novih teleskopa, biti nesumnjivo ustanovljeno širenje svemira. Sam Einstein tada će reći da je uvođenje kozmološke konstante njegova najveća znanstvena zabluda. Kozmološka konstanta je tada nestala iz teorije, ali se interesantnim obratom situacije opet vratila na scenu zadnjih godina dvadesetog stoljeća, no sada da bi se protumačilo ubrzano širenje.

To opažanje svemira u širenju bilo je baza onog što će postati kozmološki model Big Banga, danas općeprihvaćene slike evolutivnog svemira. Model Big Banga je u razvoju više od osamdeset godina, i trebale su duge godine i mnogi dodatni opservacijski rezultati da bi bio definitivno prihvaćen. U ovom ćemo se članku samo kratko osvrnuti na ključne korake na tom putu. To ne znači da je današnja slika definitivna i potpuna, ona se i dalje nadopunjuje i rafinira, tu nema dogmatskog pristupa, traže se uvijek nove potvrde u sve finijim opažanjima ili eksperimentiranju, ali i potvrde za unutarnju koherentnost ideja i teorije. Još nedavno, oko godine 2000., model Big Banga doživio je jednu važnu modifikaciju. Do tada se naime mislilo da se svemir od časa »početne eksplozije« širi, ali da se to širenje postupno usporava, jer cjelokupni materijalni sastav svemira međusobnim gravitacijskim privlačenjem koči to širenje. Međutim dugotrajna i detaljna istraživanja, bazirana na jednoj posebnoj klasi »standardnih« eksplozivnih zvijezda (supernove klase Ia) koje se mogu opservirati jako daleko – do udaljenosti od devet milijardi svjetlosnih godina – što istovremeno znači i jako duboko u prošlost,^[1] upućuju na to da se svemir, nakon početne faze s očekivanim usporavanjem, zadnjih ~pet milijardi godina širi ubrzano! Kozmološka konstanta, sada kao mogući izraz energije vakuuma kao pokretačke energije te ubrzane ekspanzije, opet se vratila. Ipak je, u glavnim crtama, model Big Banga [slika 1] – ispravan pa će se slika evolutivnog svemira održati u budućnosti. Naravno, još uvijek ima nepotpunosti i evolucijskih faza koje su eksperimentalno i opservacijski još nepotvrđene, npr. inflacijska faza oko 10^-35 sekunda nakon Big Banga. Neke su faze čak izvan domašaja današnje teorije – to je slučaj sa sasvim prvim trenutcima, tj. ono što prethodi ~10^-43 sekunda nakon Big Banga. Današnja fizika naime počiva na dvije »nezavisne noge«, s jedne strane na općoj teoriji relativnosti (koja nije kvantne prirode), a s druge – na kvantnoj teoriji polja, i zapravo nije potpuno adekvatna. Još uvijek nemamo kvantnu teoriju gravitacije koja bi bila potrebna da bi se znanstveno prišlo analizi toga najranijeg perioda. Teorija struna, koja se razvija više od dvadeset godina, jest pokušaj da se nađe rješenje toga problema kvantne gravitacije.

 

 

 

Slika 1. Shematski prikaz evolucije svemira u vremenu i prostoru po modelu Big Banga. Indicirane su glavne faze razvoja i simbolično prikazan materijalni sadržaj u pojedinoj fazi, te pojava i rast sve kompleksnijih struktura. Naglašena je skala energija čestica, elementarnih konstituenata i što se danas postiže u akceleratorima.

 

 

Treba reći da je kozmologija zadnjih dvadeset-trideset godina postala egzaktna znanost, sa širokom opservacijskom i eksperimentalnom bazom, potpuno je izišla iz domene ispraznih filozofskih i teoloških spekulacija. Niz eksperimenata na Zemlji ili na satelitima u orbitama oko Zemlje ili Sunca sada je u toku, ili je predložen da bi se rasvijetlili specifični problemi, na primjer problemi inflacijskog perioda, ali i mnoga druga astrofizička i kozmološka pitanja. Eksperimenti koji se sada obavljaju na LHC-u ispituju i detaljno studiraju stanje materije kakvo je vrijedilo za cjelokupnu materiju svemira u fazi elektroslaboga faznog prijelaza oko 10^-15 do 10^-12 sekunda nakon Big Banga kada se pojavljuju masivni W, Z i Higgsovi bozoni, ili u periodu QCD (kvantno-kromo-dinamičko)-faznog prijelaza oko 10^-6 sekunda nakon Big Banga; o tome malo poslije.

Ali pođimo redom, da bi se mogla bolje razumjeti ova nevjerojatna freska evolucije materije i našeg svijeta, shematski prikazana na slici 1, rezultat intenzivnih opservacijskih, eksperimentalnih i teorijskih znanstvenih istraživanja zadnjih deset-dvadeset godina. Ta koherentna (iako još nepotpuno potvrđena) slika nastala je stapanjem u jednu cjelinu dvaju područja znanosti. S jedne strane fizike elementarnih čestica za tumačenje najranijeg perioda, kad su temperature, energije i gustoća materije bile tako ekstremne da nikakva struktura nije mogla tada opstojati. Cjelokupan svemir tada je nužno sastavljen samo od najelementarnijih objekata bez unutarnje strukture, dakle reguliran zakonima fizike elementarnih čestica. S druge strane imamo opservacijsku kozmologiju i astrofiziku za opis i tumačenje kasnije faze svemira u hlađenju. U međuvremenu je, sa širenjem i postupnim hlađenjem, materija prošla kroz niz faza, kroz kvark-gluonsku fazu kada prevladava jaka sila, pa period hadrona, zatim fazu primarne nukleosinteze, sve do stvaranja prvih atoma, tj. perioda odvajanja zračenja od materije, dokad je prevladavala elektromagnetska sila. Tada emitirano zračenje – koje do danas stiže do nas, kako ćemo prodiskutirati dalje – nosi u sebi tragove fluktuacija gustoće i temperature koje izranjaju iz ranijih faza, a začetci su budućih velikih struktura svemira, skupova galaksija, galaksija, tj. organizacije materije na najvećoj skali, koja će se međutim razviti tek idućih milijardu godina otprilike – pod utjecajem sada prevladavajuće gravitacijske sile, koja je uzrok definitivne dehomogenizacije svemira. Možda je ipak pogled na historijski razvoj tih spoznaja i ideja najbolji način da se to predoči.

Eksperimentalno-opservacijske baze
Big Bang modela

Prvo su krenule opservacije potkraj dvadesetih i početkom tridesetih godina XX. stoljeća od strane Hubblea i Humassona na novootvorenim opservatorijima na Mount Wilsonu, a potom Mount Palomaru. Ta su opažanja nedvojbeno pokazala širenje svemira »bijegom galaksija« – koji se manifestira pomakom optičkih spektara prema crvenom, to jest sve većom brzinom v udaljavanja galaksija od nas što je udaljenost d galaksije veća, izraženo Hubbleovim zakonom v ~ Hd (v je brzina recesije u km/s, H je Hubbleova konstanta, H≈ 70 km/s/megaparsek, d je udaljenost u megaparsecima, a 1 megaparsek≈ 2.3x10⁶svjetlosnih godina, jedinica udaljenosti adekvatna za kozmologiju). Naravno, nije ni privilegij ni prokletstvo naše Zemlje ili naše galaksije da svi bježe od nas, ista bi opservacija bila sa svake galaksije! Na osnovi opažene brzine širenja svemira, tj. brzine recesije galaksija, i ekstrapolacijom vremena unatrag (vrteći film unatrag!) može se zaključiti da je prije oko 13.7 milijardi godina (t_BB ~ 1/H, vrijeme Big Banga) svemir morao biti u stanju ekstremne gustoće. Odonda (t_BB) širi se i evoluira postupno se hladeći, kao rezultat nečeg što bismo mogli rječnikom svakodnevnog života nazvati nekakvom »velikom eksplozijom« ili »velikim praskom«. To je naravno samo jedna slika, jedan abus de langage, jer su u toj eksploziji istovremeno stvoreni i prostor i vrijeme i materija, to dakle nije eksplozija nečega u jednom preegzistirajućem prostoru!

Međutim, u prvoj polovici XX. stoljeća, unatoč tim opažanjima, ideja o evoluciji svemira u vremenu još uvijek nije bila prihvatljiva većini fizičara. Dotadašnji statični svemir ustupio je mjesto Hoyleovu i Narlikarovu stacionarnom svemiru (steady state Universe), u kojem galaksije uistinu bježe od nas, ali u galaktičkim bi se međuprostorima iz vakuuma stvarala uvijek nova materija (uz malu žrtvu principa očuvanja energije...), nicale nove galaksije odgovarajućim ritmom, tako da bi svemir u prosjeku u vremenu bio stacionaran, uvijek bi izgledao isti i bio vječan. Zagovornici tog modela, a bili su u većini, zapravo su s podsmijehom, iz sprdnje, prozvali model evolutivnog svemira Big Bangom.

 

 

 

Slika 2. Karta preko čitavoga nebeskog svoda mikrovalnoga pozadinskog zračenja. Slika je dobivena pomoću europskog satelita Planck 2013. godine. Male nehomogenosti (vidjeti tekst) namjerno su pojačane.

 

 

Potkraj četrdesetih godina rusko-američki fizičar George Gamow formulirao je hipotezu da je u prošlosti svemir morao biti ne samo ekstremne gustoće nego i ekstremne temperature te je predvidio da bi morao još uvijek i danas postojati ohlađeni trag te epohe u obliku mikrovalnog zračenja ohlađenog na oko 3–4 stupnja Kelvina. To bi zračenje bilo proizvedeno u vremenu odvajanja materije od zračenja, tj. stvaranja prvih atoma vodika i helija, oko 400.000 godina nakon Big Banga. Temperatura svemira, tada načinjenog od plazme jezgara, elektrona i fotona, pala je na nekoliko eV (elektronvolta), tj. oko 3000 Celzijevih stupnjeva (često puta se temperatura izražava u ekvivalentnim jedinicama za energiju, veza energije E i temperature T : E = kT, k je Boltzmanova konstanta, k = 8.62 x 10^-5 eV/Kelvin). U međuvremenu se, tj. do danas, 13.7 milijardi godina poslije, svemir ohladio i prostor rastegao, proširio za faktor od oko 1000, te bi tada emitirana svjetlost mikronskih valnih dužina (crveno-infracrveno) danas morala biti u milimetarskom odnosno mikrovalnom području. Godine 1963. slučajnim otkrićem kozmičkoga mikrovalnoga pozadinskog zračenja (Cosmic Microwave Backround Radiation) na 2.7 Kelvina (Penzias, Wilson) potvrđeno je to predviđanje. Tada je napušten Hoyle-Narlikarov model stacionarnog stanja, jer se takva opservacija uopće nije mogla protumačiti u okviru tog modela – te je konačno bio općeprihvaćen model Big Banga. Slika 2 prikazuje najnoviju sliku pozadinskoga mikrovalnog zračenja preko cijele nebeske sfere. Dobivena je pomoću europskog satelita Planck 2013. godine (pozadina i lokalne smetnje uzrokovane zračenjem naše galaksije, kao i deformacija zbog kretanja Sunca oko centra naše galaksije, odstranjene su i korigirane), to nam zračenje stiže uniformno, podjednako sa svih strana. Zračenje je poput onog idealnog crnog tijela na temperaturi 2.7 Kelvina (dakle vrlo blizu Gamowljeva predviđanja), a male nehomogenosti u temperaturi i gustoći – koje su namjerno umjetno pojačane na slici –na nivou su 10^-4 do 10^-5 (otprilike jedan u stotinu tisuća, dakle male nepravilnosti, ne veće od valića burina na »ravnom«, homogenom Jadranu, promatranih iz aviona s visine od 10 km). Međutim, te male nehomogenosti od najvećeg su značenja kao otisci, tragovi, i predstavljaju začetke velikih kozmičkih struktura, skupova galaksija, galaksija, koje će se iz njih razviti tijekom prve milijarde godina nakon Big Banga. Interesantno je da je upravo taj nivo nehomogenosti u pozadinskom zračenju bio teorijski predviđen već osamdesetih godina prošlog stoljeća – kao rezultat primarnih kvantnih fluktuacija koje se pojavljuju mnogo prije, u inflacijskom periodu. Bile su potrebne tri generacije satelita, COBE ~1990, WMAP ~2000. i Planck ~2010. da bi se došlo do finoće slike i moći razlučivanja instrumenata koju prikazuje slika 2. Izučavanje pozadinskog zračenja i studiranje tih nehomogenosti (vjerojatnost i raspodjela energije po veličini prostornoga kuta), koju takva kvaliteta podataka omogućuje, danas je od centralnog značenja u matematičko-informatičkom modeliranju evolucije svemira, jer se zapravo ne može direktno eksperimentirati s jednim drugim svemirom! Zadnji rezultati tih ispitivanja i modeliranja daju za materijalno-energetski sastav svemira danas ≈4.5% barionske materije – to je vidljiva materija, ona koja čini zvijezde, planete, galaktičku prašinu, ≈25% crne materije (Dark Matter) i ≈70.5% tamne energije (Dark Energy). Za sliku 2 može se reći da predstavlja najdalju i najstariju optičku, svjetlosnu sliku svemira koju možemo uopće imati, gledajući sada unatrag, nakon ~13 milijardi godina, a rezultat je zračenja materije kad je svemir bio star samo ~400.000 godina, u vrijeme stvaranja prvih atoma vodika, helija, litija...

Promatrajući još dalje unatrag film razvoja našeg svemira, dolazimo do treće fundamentalne eksperimentalne opservacije na kojoj počiva model Big Banga, pored već spomenute recesije galaksija i mikrovalnoga pozadinskog zračenja. Radi se o predviđanju prvobitne nukleosinteze, i slaganju između proračuna i eksperimentalnih opservacija kad je riječ o postotku cjelokupne barionske materije svemira sintetizirane u obliku jezgara, vodika (≈75%), ⁴He (≈25%), te malih tragova jezgara ²H, ³He, ⁷Li, teorijski očekivanih na nivou 10^-4 do 10^-7 i na tom nivou i opserviranih. Te su jezgre sintetizirane kad je temperatura tople hadronske plazme, tada sastavljene od protona, neutrona, elektrona i fotona, oko jedne minute nakon Big Banga pala na temperaturu reda veličine jednog MeV-a (10⁶eV). Ta ideja primarne nukleosinteze opet potječe od Gamowa, koji ju je formulirao pri kraju četrdesetih godina XX. stoljeća, a uspješne konfrontacije izračuna i opažanja rezultat su višedesetljetnih mjerenja i rada. Ne može se govoriti o primarnoj nukleosintezi a da se ne spomene Steven Weinberg i njegovi radovi na tome osamdesetih godina; njegova popularizacijska knjiga The First Three Minutes je bila pravi znanstveni bestseler osamdesetih godina.

Radi potpunosti i jasnoće, ovdje je potrebno napraviti jednu malu digresiju. Big Bang je odgovoran samo za kreiranje nekoliko gore spomenutih jezgara (H, He, Li...) jer je brzina hlađenja svemira prevelika da bi se mogli direktno sintetizirati svi ostali kemijski elementi tablice elemenata Mendeljejeva. Svi ti elementi bit će tek naknadno sintetizirani unutar zvijezda u nuklearnim procesima fuzije polazeći od H i He. Zvijezde će se formirati mnogo kasnije, počevši oko milijardu godina nakon Big Banga – proces se nastavlja i danas gravitacijskim urušavanjem (malih) galaktički lokalnih nehomogenosti u oblacima primarnog vodika i helija. Ta se drugostupanjska sinteza ne vrši odjednom i kroz cjelokupni svemir kao primarna nukleosinteza, nego lokalno, unutar zvijezda, u svemiru globalno ohlađenim širenjem i u kojem na velikoj skali sada konačno prevladava gravitacijska sila. Ona dehomogenizira svemir i uzrokuje lokalna urušavanja, zgrušavanja materije, tj. zvijezde, unutar kojih će se pojaviti dovoljno visoke temperature i kroz dovoljno dugo vremena da bi se ostvarila ta stelarna nukleosinteza pod utjecajem jakih (nuklearnih) sila – specifične realizacije kvantne-kromo-dinamike. Naše je Sunce, na primjer, nastalo takvim gravitacijskim urušavanjem prije oko 4.5 do 5 milijardi godina, i u njemu se sad odvijaju procesi nukleosinteze, što će trajati još oko pet milijardi godina.

U zvijezdama su dakle procesom stelarne nukleosinteze stvoreni svi elementi potrebni da se jednog dana pojavi život na Zemlji – ugljik, kisik, dušik, klor, sumpor, kalcij, željezo itd. Među začetnicima tih ideja i istraživanja u godinama nakon Drugoga svjetskog rata posebno veliku ulogu odigrao je Fred Hoyle, kojeg smo već prije spomenuli. Jedna zvijezda živi trošeći svoju rezervu nuklearne energije, sintetizirajući u svojoj nutrini sve teže atomske jezgre, počevši od 4 protona koji će fuzionirati i dati jezgru helija plus dva pozitrona i dva neutrina i pri tome osloboditi oko 28 MeV energije, što je primarni izvor Sunčeve energije. To je samo prvi stupanj sinteze; ovisno o masi zvijezda, fuzije mogu ići do jezgara željeza. Jedna zvijezda mase ne preveć različite od mase našeg Sunca živi od 1 do 10 milijardi godina – a što je masivnija, kraći joj je vijek. Vrlo masivne zvijezde, više od deset-dvadeset puta Sunčeve mase, žive samo nekoliko milijuna godina. Pri kraju života, zvijezde, kao u samrtnim trzajima, prolaze kroz razne eksplozivne faze, često izbacujući svoje vanjske slojeve i ako joj je preostala masa malo veća, već samo za faktor ~ 3 od Sunčeve, zvijezda doživljava katastrofalan i eksplozivan kraj života – u obliku eksplozije supernove, raspršujući u svojoj stelarnoj i galaktičkoj okolini sve te elemente sintetizirane u njezinoj unutrašnjosti, oplođujući tako svemir svim težim elementima (elementi teži od željeza pa do urana sintetizirani su za vrijeme same eksplozije). Poslije, zbog na skali galaksije lokalne gravitacijske nestabilnosti, ta se zvjezdana prašina, sada oplođena elementima potrebnima za život, može koagulirati, gravitacijski se urušiti u jednu novu zvijezdu popraćenu njezinom svitom planeta, te se na njima, u povoljnim prilikama, može pojaviti život. Kako je gore već spomenuto, naše Sunce i Zemlja nastali su prije oko 4.5 milijardi godina, a prvi znaci života sežu unatrag i više od 3.5 milijarde godina. Sunce sigurno nije zvijezda prve generacije u našoj galaksiji, nego je ono profitiralo prilikom gravitacijskog rođenja ne samo od primarnog vodika i helija, koji potječu od Big Banga i koji čine daleko najveći dio njegove mase, nego i od svih kemijskih elemenata(često u obliku prašine ili mikrokristala) koje su u prostor bile izbacile prijašnje generacije zvijezda, a naša je Zemlja najvećim dijelom sastavljena baš od tih elemenata. Mi ljudi, ovdje na Zemlji, uistinu možemo za sebe reći da smo nastali iz kozmičke prašine, a pri kraju života našeg Sunca, za oko 5 milijardi godina, kroz njegove samrtne hropce koji će dovesti do potpunoga hlapljenja, isparavanja naše Zemlje, mi ćemo se opet u prah vratiti... (Podsjeća li vas to na što? »Čovječe, sjeti se da si prah i da ćeš se u prah povratiti« (Knjiga postanka– intuicija starih mudraca...).

Veza između Big Bang modela
i istraživanja na LHC-u

Vratimo se na sliku Big Banga i vrtimo film razvoja svemira dalje unatrag. Elektromagnetsko zračenje koje hvatamo danas teleskopima ili radioteleskopima ne može prodrijeti dublje u prošlost od slike pozadinskoga kozmičkoga mikrovalnog zračenja (slika 2), jer je prije toga svemir bio totalno neproziran na svjetlost, to je dakle najstarija – jer je nastala prije ~13 milijardi godina – ili najranija, ovisi o gledištu, slika koju možemo imati od prvobitnoga, tek nastalog svemira, tada starog samo ~400.000 godina. Tada nema još ni galaksija ni zvijezda, prve će se pojaviti oko milijardu godina poslije. Za studiranje stanja materije u ranijim fazama Big Banga (slika 1) moramo se služiti akceleratorima čestica.

1) Prva mikrosekunda, kvark-gluonska plazma

Fazu primarne nukleosinteze (slika 1) koja nastupa oko jedne minute nakon Big Banga već smo opisali. Još ranija faza, koja završava oko jedne mikrosekunde(10^-6 s) nakon Big Banga (slika 1), jest faza prijelaza cjelokupne materije svemira, koja je do tada bila u obliku plazme kvarkova i gluona, u hadronsku fazu, tj. u kapljice hadronske materije koje nazivamo protoni, neutroni, pi-mezoni, K-mezoni itd., čiju smo evoluciju, primarnu nukleosintezu upravo opisali. Taj još raniji fazni prijelaz odvija se kad je temperatura tada još mnogo toplijeg svemira pala ispod oko ~150 MeV-a. Dominantna sila do tada je »jaka sila«, njezini su nosioci kvarkovi i gluoni. Teorijski okvir dan je kvantnom kromodinamikom (QCD – Quantum Chromo Dynamics); ovaj »kromo« dolazi od toga što se »naboj« jake sile, koji može poprimiti 3 vrijednosti, naziva »bojom«. Naravno, to nema nikakve veze s optičkim bojama, nego je više analogno trima bojama – crvenom, plavom i zelenom – s kojima se može na televizijskom ekranu postići svaka boja, osobito bijela, a kapljice hadronske materije, hadroni, uvijek su »bijele«, tj. po boji neutralne. Slika 3 daje shematski dijagram mogućih stanja (faza) QCD-materije, to jest materije podvrgnute jakim interakcijama, dakle materije koja se sastoji od kvarkova i gluona, u funkciji temperature i gustoće. Označena je zona (hladnih) nuklearnih jezgara, neutronskih zvijezda, zona kvark-gluonske plazme na višim temperaturama, kao i trajektorije u dijagramu faza kojima prolazi, koje slijedi materija u akceleratorima-sudaračima, ili prilikom prvobitnoga hlađenja nakon Big Banga.

 

 

 

 

Slika 3. Fazni dijagram za jako-interagirajuću materiju u funkciji temperature i barionske gustoće.

 

 

 

Slika 4. Skica sudara dviju jezgara olova (Pb-Pb) u LHC-u. U centru su, obojeni, novonastali kvarkovi, antikvarkovi i gluoni, nastali transformacijom relativističke kinetičke energije sudara u čestičnu tvar, kvark-gluonsku plazmu. Rubni nukleoni jezgara koji ne sudjeluju u sudaru (spectators) – koji najčešće nije striktno centralan, frontalan sudar – obojeni su bijelo.

 

 

Slika 5. Skica detektora ALICE pri LHC-u. Detektor je specijalno namijenjen proučavanju kvark-gluonske plazme. Označene su namjene pojedinih dijelova detektora; cilj je identificirati i precizno mjeriti sve čestice koje nastaju iz sudara dvaju snopova jezgara olova u centru detektora.

 

Slika 6. Fotografija CMS-detektora pri LHC-u. Detektor je ovdje djelomično rastvoren, prikazan u fazi opremanja. Jasno se vide koncentrične strukture za pojedine sastavne dijelove, smješteni su jedan unutar drugoga kao ruske lutke. Sredinom detektora prolazi vakuumska cijev kroz koju se kreću snopovi protona ili teških iona (Pb) kad je LHC u pogonu. Dva razdvojena dijela CMS detektora, vidljiva na ovoj slici, prilikom rada LHC-a sklopljena su, uglavljena jedan u drugi. Snopovi se sudaraju u centru detektora.

 

 

Stanje materije koju nazivamo kvark-gluonska faza – što je bilo stanje cjelokupne materije svemira do prve mikrosekunde nakon Big Banga– donedavna se intenzivno ispitivalo na akceleratoru-sudaraču teških iona RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) u Brookhavenu, u SAD-u, a sada je centar tih istraživanja LHC sudarač u CERN-u. Tu se u sudaru dvaju snopova iona olova, zapravo čistih jezgara olova, Pb-Pb, postiže u jednom jedinom frontalnom sudaru dviju jezgara energija od 1300 TeV-a (1 TeV = Tera-eV = 10¹²eV) i gustoća energije trideset puta veća (~30 GeV/fm³, 1 fm = 1 fermi = 10^-13cm) negoli je bilo moguće postići u RHIC-u. Slika 4 prikazuje skicu takvog sudara, vidi se centralna zona sudara s mnoštvom novostvorenih gluona i kvark-antikvark parova koji »izranjaju« iz pobuđenog QCD vakuuma, a nukleoni jezgara koji ne participiraju u sudaru prikazani su kao bijele kuglice na slici.

 

 

Slika 7a. Tipičan Pb-Pb sudar u eksperimentu ALICE. Vide se tisuće tragova hadrona rekonstruiranih u detektoru tragova; proizvedeni su u završnoj fazi hlađenja kvark-gluonske plazme.

 

 

 

Slika 7b. Tipičan Pb-Pb sudar u eksperimentu CMS. Vidi se mnoštvo hadrona koji izviru iz zone sudara – narančasti tragovi (informatički rekonstruirani) i, u plavome, mnoštvo pobuđenih individualnih elemenata detektora za mjerenje energija (kalorimetri). Više stotina takvih sudara registrira se svake sekunde kontinuirano kroz više sedmica na prikladnim medijima, a onda ih mjesecima poslije fizičari detaljno proučavaju da bi ispitali i razumjeli svojstva kvark-gluonske plazme koja je bila proizvedena i trajala samo oko 10^-22 sekunde.

 

 

Detektor ALICE pri LHC-u (slika 5) optimiziran je za tu vrstu istraživanja, ali su podjednako interesantni rezultati dobiveni i na LHC detektorima CMS (slika 6) i ATLAS u ispitivanju svojstava kvark-gluonske plazme. Za čitatelje u Hrvatskoj može biti od interesa znati da u eksperimentima ALICE i CMS djeluju grupe fizičara-istraživača iz Zagreba (IRB, PMF) i iz Splita (FESB, PMF).

 

 

Slika 8a. Spektar fotona mjeren u frontalnim sudarima Pb-Pb u ALICE detektoru. Dvije su komponente: na višim je vrijednostima energije direktna produkcija fotona u sudarima kvarkova, u skladu s QCD (plava linija), a na nižim su vrijednostima reda veličine ~1–3GeV-a, gdje spektar pada eksponencijalno, fotoni kolektivno isijavani od kvark-
-gluonske plazme (crvena linija), kao najvjerojatnija interpretacija.

 

 

 

 

Slika 8b. CMS eksperiment: usporedba spektra tripleta Y-čestica (par b-kvark-antikvark) kad su proizvedeni u proton-proton sudarima (crvena crtkana linija) i u frontalnim Pb-Pb sudarima u ekvivalentnim kinematičkim prilikama na nivou nukleon-nukleon sudara. Slabije vezani i prostorno veći Y’ i Y’’ preferencijalno se otapaju u kvark-
-gluonskoj plazmi, što daje mjeru njezine temperature.

 

 

Vrlo interesantni rezultati dobiveni su prilikom uzimanja podataka godine 2011. i 2012., a upravo je potkraj 2015. započela nova faza takvih ispitivanja, s dvaput većom energijom sudara i znatno većim intenzitetom snopova negoli je bilo moguće ostvariti u prethodnim godinama. Ispituju se svojstva kvark-gluonske plazme, termodinamička svojstva, viskoznost toga kvazi-idealnog fluida, propagacija jako-interagirajućih čestica, kvarkova, gluona, hadrona – kroz taj medij itd. Treba imati na umu da je u prvim trenutcima nakon Big Banga cjelokupna materija svemira bila u tom obliku, a ono što se postiže danas u Pb-Pb sudarima u akceleratorima-sudaračima jest samo kratkotrajna (traje ~ 10^-22 sekunda) realizacija tog stanja za vrlo malu količinu materije, reda veličine 10^-21 grama koja se vrlo brzo ohladi i vrati u hadronsko stanje. Slika 7a prikazuje jedan jedini sudar Pb-Pb (jedan »događaj« u terminologiji fizičara) u detektoru ALICE u kojem je, iz totalne raspoložive energije sudara prilikom hlađenja i »hlapljenja« nastale kvark-gluonske plazme, stvoreno više tisuća, katkada i više desetaka tisuća hadrona (pi-mezona, K-mezona itd.) u završnoj fazi sudara prilikom povratka u hadronsko stanje, jer samo se to može opservirati u detektorima. Slika 7b prikazuje tipičan Pb-Pb sudar, kakvi se detektiraju u eksperimentu CMS, na tisuće svake sekunde. Slika 8a pokazuje, na primjer, spektar (vjerojatno) termičkih fotona koje isijava kvark-gluonska plazma, dobiveno u ALICE eksperimentu. Nikad nikakva količina materije nije na Zemlji bila dovedena na tako visoku temperaturu, reda veličine tisuću milijardi stupnjeva. Na slici 8b jedan je drugi primjer, drugi ilustrativan rezultat istraživanja – sada iz eksperimenta CMS. Na toj se slici kontrastira spektar tročlane familije Y-mezona (tri »spektralne linije« – Y, Y^’, Y^’’, tri vezana stanja sastavljena od para kvarkova b i anti-b) proizvedenih u proton-proton sudarima (crvena linija), dakle izvan kvark-gluonske plazme, i kad su proizvedeni unutar kvark-
-gluonske plazme u centralnom Pb-Pb sudaru. Drugi i treći članovi tripleta – slabije vezani kvark-antikvark sistemi – relativno su mnogo slabiji, gotovo da su i nestali. To je manifestacija »otapanja« hadrona u plazmi i mjera njezine temperature od oko ~250 MeV-a. To su samo dva primjera, a LHC će omogućiti da se u toku deset do petnaest idućih godina obave detaljna ispitivanja tog stanja materije.

2) Prva piko-sekunda i elektroslabi fazni prijelaz

Centralni program istraživanja na LHC-u jest onaj koji se vrši na eksperimentima ATLAS i CMS. Radi se na provjeravanju standardnog modela, današnje teorije fizike elementarnih čestica, na maksimalnim energijama koje današnja tehnologija omogućuje. U toku 2015. godine, nakon dvogodišnje stanke posvećene tehničkim usavršavanjima, LHC je opet proradio sudarajući snopove protona, s energijom u centru mase proton-proton od 13 TeV-a (13.000 Giga-eV, 1GeV = 10⁹eV), što je gotovo dvaput veća energija negoli prethodnih godina. Na programu je i postupno povećanje intenziteta (luminoziteta) sudarača i do deset puta tijekom idućih desetak godina. Postoji dobro definiran program istraživanja za jedno desetljeće i više od toga, s ciljem da se na maksimalno raspoloživoj energiji testira valjanost današnje teorije elementarnih čestica – standardnog modela, da se eventualno pronađu granice valjanosti teorije, i dobiju smjernice za još potpuniju i sveobuhvatniju teoriju – jer standardni model ipak ne daje odgovore na sva pitanja današnje fizike. Neka od tih pitanja, koja su izvan okvira standardnog modela, jesu npr. 1) od čega se sastoji crna materija, je li uistinu čestične prirode; 2) kakva je priroda nove kozmološke konstante ili tamne energije, koja uzrokuje prije spomenuto ubrzano širenje svemira, je li to energija vakuuma, jer kvantno-mehanički vakuum nije uopće prazan prostor, nego sav vrvi »životom« elementarnih čestica koje neprestano izranjaju i odmah se vraćaju u vakuum, ali je izračun te energije u katastrofalnom neskladu s mjerenom energijom vakuuma – što znači da nešto fundamentalno još izmiče našem razumijevanju, ili je to možda neka nova sila, zvana quintessence, etimološki »peti element« – ali ni Pitagorin dodekaedar ni Milla Jovovich!^[2]; 3) gdje je i kako nestala antimaterija iz svemira, a bila je u početku u istoj količini kao materija?; 4) koji je razlog tako sićušnih masa neutrina i kakva je hijerarhija tih masa, jesu li sterilni ili teški neutrini možda u vezi sa simetrizacijom slabih sila; 5) gdje je raspad protona i moguća velika unifikacija?, itd. Treba reći da LHC nije jedini način da se traže i eventualno pronađu odgovori na ta pitanja, postoje i drugi tipovi eksperimenata. U ovom se članku ograničavamo samo na kontaktne točke između istraživanja na LHC-u i modela Big Banga.

U tom se kontekstu može reći da se u eksperimentima CMS i ATLAS, sa sudarima proton-proton na energijama od ~10 TeV-a, istražuju sile i čestični sastav materije kakva je ona bila u još ranijem periodu, u vremenu između ~10^-15 i ~10^-12 sekunda (10^-12 s = pikosekunda) nakon Big Banga (slika 1). Temperature su, naravno, još više nego u prethodno opisanim fazama, energija čestica, kvarkova, gluona, fotona, W, Z bozona tada je reda veličine između ~1000 GeV-a i ~100 GeVa. To je period elektroslaboga faznog prijelaza, period odvajanja elektromagnetskih sila od slabih sila koje su do tada, u prethodnoj, ranijoj fazi još više temperature, bile ujedinjene. Kvarkovi i leptoni koji čine današnji svijet tada, u tom faznom prijelazu, dobivaju svoju masu (u ranijim fazama su te čestice bez mase, tj. bez mase mirovanja) interagirajući s Higgsovim poljem, koje tada daje masu i W i Z bozonima, a i samom Higgsovu bozonu, dok fotoni – posrednici elektromagnetske sile – ne interagiraju s Higgsovim poljem i ostaju bez mase mirovanja. Rezultat je toga da će slabe sile, kojih su nosioci W i Z bozoni, imati ekstremno malen domet djelovanja, one mogu djelovati samo unutar nukleona ili nuklearnih jezgara (imaju centralnu ulogu u prije spomenutoj fuziji jezgara), dok će elektromagnetizam biti »beskonačnog« dometa djelovanja (potencijal V ~ 1/r, r – udaljenost od izvora). To u krajnjoj liniji omogućuje konstrukciju atoma, molekula, biomolekula i nas samih, jer su strukture našega makroskopskog svijeta determinirane elektromagnetskim silama i gravitacijskom silom na kozmološkom nivou. Pronalazak W i Z bozona prije trideset godina u CERN-u (slika 9a i slika 9b pokazuju prve među produciranim i opserviranim primjercima W i Z bozona u povijesti čovječanstva) postavio je kamen temeljac standardnom modelu i dao njegovu ključnu potvrdu. To otkriće pokazalo je, uz postupno potvrđivanje valjanosti kvantne kromo-dinamike tijekom sedamdesetih i osamdesetih godina, da je klasa kvantnih teorija polja zvanih baždarne teorije (gauge theories) pravi pristup teorijskom prikazu sila koje djeluju među elementarnim česticama. Sve sile na elementarnom nivou (jake, elektromagnetske, slabe) rezultat su određenih svojstava simetrije, invarijantnosti, ne spram lakše predočljivih i razumljivih geometrijskih ili prostornih transformacija, nego apstraktnijih matematičkih transformacija (gauge invariance). Pronalazak Higgsova bozona 2012. godine na LHC-u je kao završni, lučni ili svodni kamen na toj konstrukciji koju čini standardni model, sigurno najtemeljitije testirana fizička teorija do danas, iako nepotpuna, kako je prije rečeno. Slika 10 jest primjer jednog od prvih događaja s Higgsovim bozonom detektiranih 2012. godine u CERN-u. U tom se događaju Higgs raspada na dva Z bozona, a svaki od tih Z bozona na par muona. Na slici je također prikazana jedna informatička simulacija iz 1993. godine, iz vremena kad smo radili na koncepciji CMS detektora i njegovoj optimizaciji u cilju opservacije Higgsova bozona, za što je trebalo čekati dodatnih dvadeset godina!

U eksperimentima kao što je CMS traži se, među ostalim, postoje li dodatne vrste kvarkova ili leptona, dakle dodatne vrste čestica materije – pored već poznatih šest kvarkova i šest leptona, postoje li dodatni masivniji W’ ili Z’ bozoni – što bi značilo i postojanje dodatnih sila u prirodi, postoji li supersimetrična materija i dodatni Higgsovi bozoni koje predviđaju supersimetrične teorije, itd. itd. Crna materija, koja je trenutačno sigurno najveća zagonetka i izazov u današnjoj fizici, mogla bi biti jedna od čestica u spektru supersimetrične materije (neutralino-1), dakle traganja na LHC-u mogla bi u idućim godinama dati odgovor i na to pitanje. Na LHC-u bi se dakle mogla proizvoditi čestična crna materija, ako je energija sudara dovoljna i intenzitet snopova dovoljan, i, dakako, ako je hipoteza supersimetrije korektna! Ali crna se materija može, naravno, tražiti i sasvim drugim tehnikama, zapravo je čitav niz bolometrijskih-kriogenih eksperimenata, i astrofizickih eksperimenata, sada u toku – usmjeren prema tom cilju. Tu se pokušavaju pronaći znakovi prvobitne, »fosilne«, crne materije, dakle ne novoproizvedene, kao na LHC-u, nego one koja je tu oko nas u prostoru u našoj zemaljskoj i galaktičkoj okolici (red veličine gustoće jest jedna čestica po kubnom metru), još od vremena Big Banga iz faze čak prije elektroslabog prijelaza kada se formirala (moguća) supersimetrična materija i pojačala prethodno spomenute prvotne nehomogenosti u raspodjeli materije, iz kojih će poslije izrasti galaktički skupovi i galaksije. Dakle traženje supersimetrije od najvećeg je značenja i za fiziku čestica (jer može indicirati kako da se proširi standardni model) i za kozmološku problematiku.

 

 

 

Slika 9a. Jedan od prvih pet W bozona detektiranih u siječnju 1983. godine u eksperimentu UA1. W bozon se raspada u par elektron plus neutrino W → e + ν (grčko slovo ν je uobičajeni simbol za neutrino),elektron je ravan trag, a veliki paralelopiped je mjera njegove energije; neutrino je prikazan debelom linijom. Popratna skica pokazuje kako je W produciran fuzijom kvarka i antikvarka, i njegov raspad u e + n koji uslijedi nakon ~10^-23 sekunde.

 

 

Slika 9b. Slika raspada Z bozona u par elektron-pozitron Z → e⁺e^–, jedan od prva četiri primjerka detektiranih u travnju 1983. godine. Slike 9a i 9b informatičke su rekonstrukcije na osnovi detektiranih elektronskih signala u detektorima. Te su opservacije W i Z bozona dovele do atribucije Nobelove nagrade za fiziku profesoru Carlu Rubbiji 1984. godine.

 

 

Na LHC-u se traže i mogući znakovi eventualnih dodatnih dimenzija prostora i kvantnih mikro crnih rupa. To su zasad teorijske spekulacije, sugerirane teorijom struna, komplementarne s idejom supersimetrije, i moguća alternativa u proširenju standardnog modela. S istraživanjima i eksperimentima CMS i ATLAS, pri LHC-u, teorije koje postuliraju postojanje dodatnih dimenzija prostora, kao i mnoge druge teorijske hipoteze, postupno ulaze u domenu eksperimentiranja – s ciljem da se te ideje ili potvrde ili eventualno odbace. Već sada se radi u CERN-u, a i drugdje u svijetu, na projektima koji će nastupiti za dvadeset do trideset godina, kada LHC iscrpi svoj istraživački potencijal. U CERN-u se, na primjer, već aktivno razmatra izgradnja u oko 100 km dugom cirkularnom tunelu jednog sistema elektron-pozitron i proton-proton akceleratora-sudarača (FCC – Future Circular Colliders project); potonji bi imao energiju deset puta veću od LHC-a! Ti će projekti omogućiti da se još više približimo samom početku, da bolje razumijemo još ranija stanja materije. Aspekti koji su danas u domeni spekulacija ući će u domenu sistematskog istraživanja i omogućit će potpunije i detaljnije razumijevanje.

 

 

 

Slika 10. Primjer raspada Higgsova bozona u par Z bozona, svaki Z bozon u par muona H → ZZ → μ⁺μ^–μ⁺μ^– (grčko μ je simbol za česticu zvanu muon). To je jedan od prvih dvadesetak primjeraka Higgsova bozona detektiranih 2012. godine u eksperimentu CMS. Skica pokazuje informatičku simulaciju kako se 1993. godine zamišljalo da bi takav raspad mogao izgledati za hipotetički Higgsov bozon mase 150 GeV, u vrijeme koncipiranja i optimizacije CMS detektora u cilju traženja Higgsova bozona. Sličnost je između predviđanja i konačnog opažanja frapantna.

 

 

Osamdeset generacija dijeli nas od Dioklecijana, vremena kad se počela gasiti starogrčka i aleksandrijska škola racionalnog razmišljanja (Tales, ~-550 BC pa do ~350 AD, Ptolemej, Hipatija), prvoga pokušaja racionalnih tumačenja prirodnih fenomena u povijesti čovječanstva. Čovjek je zatim potražio u misticizmu odgovore na ključna pitanja – i to je trajalo dobrih tisuću godina. Prije pet stotina godina, prije Kolumbovih putovanja, najveći dio čovječanstva je još bio uvjeren da je Zemlja ravna ploča, bilo je zaboravljeno i ono što su stari Grci znali... Novi početak u racionalnom eksperimentalnom i teorijskom pristupu razumijevanju prirode započeo je s Tycho Braheom, Galileijem, Keplerom i Newtonom, od kojih nas dijeli samo 12 do 15 generacija, a od Einsteina niti 5 generacija! To pokazuje mjeru koliko je brz znanstveni napredak. Sva je znanost, prakticirana metodično i sistematski, jedna nevjerojatno mlada aktivnost u povijesti čovječanstva! n

Bibliografija

1) Popularna

– Stephen Hawking, A Brief History of Time, Bantam Books, New York, 1998;

– Stephen Hawking and Roger Penrose, The Nature of Space and Time, Princeton University Press, 1996;

– Steven Weinberg i Andre Deutsch, The First Three Minutes, London, 1977;

– Don Lincoln, The Large Hadron Collider, The Johns Hopkins University Press, Baltimore, 2009;

– P. Ginter, R. D. Heuer, Franzobel, LHC, Edition Lammerhuber, 2012;

– Gian Giudice, A Zeptospace Odyssey: a Jurney into the Physics of the LHC, Oxford University Press, Oxford, 2010;

– Jim Baggott, Higgs – the Invention and Discovery of the »God Particle«, Oxford University Press 2012.

2) Stručna

– James Rich, Fundamentals of Cosmology, Springer–Verlag, Berlin, Heidelberg, 2001;

– Edward W. Kolb and Michael S. Turner, The Early Universe. Frontiers in Physics series, Addison-Wesley, 1990;

– F. Halzen and A. D. Martin, Quarks and Leptons, JohnWiley and Sons Inc., New York, 1984;

– 50 years of CERN – the second 25 years, Physics ReportsVolumes 403–404,

December 2004; www.science.direct.com;

– Large Hadron Collider Workshop, Aachen 4–9 October 1990., Volumes I, II and III, CERN 90–10, ECFA 90–133, December 1990;

– Particle Dark Matter: evidence, candidates and constraints, Physics Reports, Vol. 405, No. 5–6, January 2005;

– G. Kane i A. Pierce (ur.), Perspectives on LHC Physics, World Scientific, 2009;

– D. Denegri, C. Guyot, A. Hoecker i L. Roos, L’aventure du grand collisionneur LHC – Du Big Bang au boson de Higgs, EDP Sciences, Paris – Les Ulis, 2014.

Zahvaljujemo CERN-ovu Public Relations Service, Particle Data Group – Lawrence Berkeley National Laboratory i CERN eksperimentima na mogućnosti da u članku iskoristimo njihove slike i fotografije.

^[1]   Dobro je podsjetiti se da kada promatramo jedan vrlo daleki objekt, jednu galaksiju na primjer, ne vidimo je kakva je u času promatranja, nego kakva je bila u času emisije svjetlosti koja kreće prema nama brzinom od 300.000 km/s. Na primjer, nama najbliža galaksija, galaksija M31 – Andromeda, na udaljenosti je od 2 milijuna svjetlosnih godina, tj. oko 2.4x1019 km. Svjetlost koja nam danas stiže krenula je na put prije dva milijuna godina, kad su naši predci bili tek u razvojnom stanju australopiteka! To daje i mjeru kolika su kozmička prostranstva i koliko smo mi ljudi recentna stvorenja na ovom svijetu. Najdalje vidljive galaksije udaljene su od nas oko 10 milijardi svjetlosnih godina, tj. oko 1024 km.

 

^[2]   Ovdje se aludira na pitagorejsku viziju svijeta po kojoj su četiri »savršena« geometrijska tijela tetraedar, kocka, oktaedar i ikosaedar simbolični prikaz bazična četiri elementa antičke filozofije – zraka, vode, vatre, zemlje (tako je kod Empedokla, a kod Platona ili Aristotela izbor je nešto drugačiji), a peto »savršeno« tijelo – dodekaedar –fundamentalnije je i iznad svih, povezano s nebesima. U poznatom filmu The Fifth Element režisera Luca Bessona iz 1997. godine lijepa američko-ukrajinska glumica Milla Jovovich ima ulogu petog elementa (quintessence) koji na kraju sjedinjuje sve svemirske sile i spašava čovječanstvo...