Cosmology Breakthrough:Είναι το Σύμπαν πιο ομαλό από όσο νομίζαμε;

Χάρτης θερμότητας ανισοτροπίας μικροκυμάτων Wilkinson εννιά ετών με τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας στο κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων. Πίστωση:Wikimedia Commons.

Λαμβάνοντας υπόψη πόσο απίστευτα μεγάλο είναι το σύμπαν, είναι ίσως κατανοητό ότι δεν έχουμε ακόμη συλλάβει όλα τα μυστικά του. Αλλά στην πραγματικότητα υπάρχουν μερικά αρκετά βασικά χαρακτηριστικά, αυτά που πιστεύαμε ότι μπορούσαμε να εξηγήσουμε, τα οποία οι κοσμολόγοι δυσκολεύονται ολοένα και περισσότερο να κατανοήσουν.

Πρόσφατες μετρήσεις της κατανομής της ύλης στο σύμπαν (η λεγόμενη δομή μεγάλης κλίμακας) φαίνεται να έρχονται σε σύγκρουση με τις προβλέψεις του τυπικού μοντέλου της κοσμολογίας, που είναι η καλύτερη κατανόηση του τρόπου λειτουργίας του σύμπαντος.

Το τυπικό μοντέλο δημιουργήθηκε πριν από περίπου 25 χρόνια και έχει αναπαράγει με επιτυχία μια ολόκληρη πληθώρα παρατηρήσεων. Ωστόσο, ορισμένες από τις πιο πρόσφατες μετρήσεις δομής μεγάλης κλίμακας, ένα θέμα στο οποίο εργάζομαι, δείχνουν ότι το θέμα είναι λιγότερο συγκεντρωμένο (ομαλό) από ό,τι θα έπρεπε σύμφωνα με το τυπικό μοντέλο.

Αυτό το αποτέλεσμα κάνει τους κοσμολόγους να ξύνουν τα κεφάλια τους αναζητώντας εξηγήσεις. Ορισμένες λύσεις είναι σχετικά κοσμικές, όπως άγνωστα συστηματικά σφάλματα στις μετρήσεις. Υπάρχουν όμως πιο ριζικές λύσεις. Αυτά περιλαμβάνουν την επανεξέταση της φύσης της σκοτεινής ενέργειας (της δύναμης που προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος), την επίκληση μιας νέας δύναμης της φύσης ή ακόμη και την τροποποίηση της θεωρίας της βαρύτητας του Αϊνστάιν στη μεγαλύτερη κλίμακα.

Προς το παρόν, τα δεδομένα δεν μπορούν εύκολα να διακρίνουν μεταξύ διαφορετικών ανταγωνιστικών ιδεών. Αλλά οι μετρήσεις από τις προσεχείς έρευνες είναι έτοιμες να κάνουν ένα τεράστιο άλμα προς τα εμπρός σε ακρίβεια. Ίσως βρισκόμαστε στο κατώφλι να σπάσουμε επιτέλους το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας.

Το πρώιμο σύμπαν

Για να κατανοήσουμε τη φύση της τρέχουσας έντασης και τις πιθανές λύσεις της, είναι σημαντικό να κατανοήσουμε πώς σχηματίστηκε η δομή στο σύμπαν και στη συνέχεια εξελίχθηκε. Μεγάλο μέρος της κατανόησής μας προέρχεται από μετρήσεις του κοσμικού υποβάθρου μικροκυμάτων (CMB). Η CMB είναι ακτινοβολία που γεμίζει το σύμπαν και είναι ένα απομεινάρι από τα πρώτα εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια της κοσμικής εξέλιξης μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (για σύγκριση, το σύμπαν υπολογίζεται ότι είναι 13,7 δισεκατομμυρίων ετών).

Οι επιστήμονες ανακάλυψαν το CMB τυχαία το 1964 (με το βραβείο Νόμπελ), αλλά η ύπαρξη και οι ιδιότητές του είχαν προβλεφθεί χρόνια νωρίτερα.

Σε εξαιρετική συμφωνία με μερικές από τις παλαιότερες θεωρητικές εργασίες, η παρατηρούμενη θερμοκρασία του CMB σήμερα είναι απίστευτα ψυχρός 3 Kelvin (-270°C). Ωστόσο, σε πολύ πρώιμους χρόνους, ήταν αρκετά ζεστό (εκατομμύρια μοίρες) για να καταστεί δυνατή η σύντηξη όλων των ελαφρών στοιχείων στο σύμπαν, συμπεριλαμβανομένου του ηλίου και του λιθίου, σε βαρύτερα.

Το φάσμα του CMB (φως που αναλύεται κατά μήκος κύματος) υποδηλώνει ότι πρέπει να βρισκόταν σε θερμική ισορροπία με την ύλη στο παρελθόν - που σημαίνει ότι είχαν την ίδια κατανομή ενεργειών. Η ύλη και η ακτινοβολία μπορούν να φτάσουν σε θερμική ισορροπία μόνο σε πολύ πυκνά περιβάλλοντα. Έτσι, οι μετρήσεις του CMB καταδεικνύουν πειστικά ότι το σύμπαν ήταν κάποτε ένα εξαιρετικά ζεστό και πυκνό μέρος, με όλη την ύλη και την ακτινοβολία συσκευασμένη σε έναν πολύ μικρό χώρο.

Καθώς το σύμπαν επεκτεινόταν, ψύχθηκε γρήγορα. Και καθώς το έκανε, μερικά από τα ελεύθερα ηλεκτρόνια που υπήρχαν εκείνη την εποχή συνελήφθησαν από πρωτόνια, σχηματίζοντας άτομα υδρογόνου. Αυτή η «εποχή του ανασυνδυασμού» συνέβη περίπου 300.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Μετά από αυτό το σημείο, το σύμπαν ήταν ξαφνικά λιγότερο πυκνό, έτσι η ακτινοβολία CMB «απελευθερώθηκε» για να ταξιδέψει χωρίς εμπόδια και έκτοτε δεν έχει αλληλεπιδράσει σημαντικά με την ύλη.

Το χρονοδιάγραμμα του σύμπαντος. Πίστωση:NASA/Wikipedia, CC BY-SA

Καθώς η ακτινοβολία είναι πολύ παλιά, όταν κάνουμε μετρήσεις του CMB σήμερα, μαθαίνουμε για τις συνθήκες του πρώιμου σύμπαντος. Αλλά η λεπτομερής χαρτογράφηση του CMB μας λέει πολλά περισσότερα από αυτό.

Μια βασική εικόνα από χάρτες CMB που ελήφθησαν με το τηλεσκόπιο Planck είναι ότι το σύμπαν ήταν επίσης εξαιρετικά ομαλό στις πρώτες εποχές. Υπήρχε μόνο μια διακύμανση 0,001% από μέρος σε μέρος στην πυκνότητα και τη θερμοκρασία της ύλης και της ακτινοβολίας στο σύμπαν. Αν υπήρχε πιο ακραία διακύμανση, αυτή η ύλη και η ακτινοβολία θα ήταν πολύ πιο συγκεντρωμένες.

Αυτές οι παραλλαγές, ή «διακυμάνσεις», έχουν θεμελιώδη σημασία για τον τρόπο με τον οποίο η δομή εξελίχθηκε στη συνέχεια στο σύμπαν. Χωρίς αυτές τις διακυμάνσεις, δεν θα υπήρχαν γαλαξίες, αστέρια ή πλανήτες – ούτε ζωή. Μια πολύ ενδιαφέρουσα ερώτηση είναι, από πού προήλθαν αυτές οι διακυμάνσεις;

Η τρέχουσα κατανόησή μας είναι ότι είναι αποτέλεσμα της κβαντικής μηχανικής, της θεωρίας του μικρόκοσμου των ατόμων και των σωματιδίων. Η κβαντομηχανική δείχνει ότι ο κενός χώρος έχει κάποια ενέργεια υποβάθρου που επιτρέπει ξαφνικές, τοπικές αλλαγές, όπως τα σωματίδια που αναδύονται και βγαίνουν από την ύπαρξη. Η κβαντική φύση της ύλης και της ενέργειας έχει επαληθευτεί με αξιοσημείωτη ακρίβεια στο εργαστήριο.

Αυτές οι διακυμάνσεις πιστεύεται ότι έχουν εκτοξευθεί σε μεγάλες κλίμακες σε μια πολύ ταχεία περίοδο επέκτασης στο πρώιμο σύμπαν που ονομάζεται "πληθωρισμός", αν και ο λεπτομερής μηχανισμός πίσω από τον πληθωρισμό δεν είναι ακόμη πλήρως κατανοητός.

Με την πάροδο του χρόνου, αυτές οι διακυμάνσεις αυξήθηκαν και η διάταξη της ύλης και της ακτινοβολίας στο σύμπαν έγινε πιο ομαδοποιημένη. Οι περιοχές που ήταν ελαφρώς πυκνότερες είχαν ισχυρότερη βαρυτική έλξη και έτσι προσέλκυσαν ακόμη περισσότερη ύλη, η οποία αύξησε την πυκνότητα, η οποία ενίσχυε τη βαρυτική έλξη κ.λπ. Περιοχές ελαφρώς χαμηλότερης πυκνότητας χάθηκαν, γίνονται πιο άδειες με την πάροδο του χρόνου – μια κοσμική περίπτωση οι πλούσιοι να γίνονται πλουσιότεροι και οι φτωχοί να γίνονται φτωχότεροι.

Οι διακυμάνσεις αυξήθηκαν σε τέτοιο βαθμό με την πάροδο του χρόνου που άρχισαν να σχηματίζονται γαλαξίες και αστέρια, με τους γαλαξίες να κατανέμονται μέσα και κατά μήκος των γνωστών νημάτων και κόμβων που συνθέτουν έναν «κοσμικό ιστό».

Η τυπική εξήγηση

Ο ρυθμός με τον οποίο αυξάνονται οι διακυμάνσεις με την πάροδο του χρόνου και ο τρόπος με τον οποίο συγκεντρώνονται στο διάστημα εξαρτάται από διάφορους παράγοντες:τη φύση της βαρύτητας, τα συστατικά στοιχεία της ύλης και της ενέργειας στο σύμπαν και τον τρόπο αλληλεπίδρασης αυτών των στοιχείων (τόσο με τον εαυτό τους όσο και μεταξύ τους).

Αυτοί οι παράγοντες ενσωματώνονται στο τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας. Το μοντέλο βασίζεται σε μια λύση στη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν (η καλύτερη κατανόησή μας για τη βαρύτητα) που υποθέτει ότι το σύμπαν είναι ομοιογενές και ισότροπο σε μεγάλες κλίμακες – που σημαίνει ότι φαίνεται το ίδιο προς κάθε κατεύθυνση σε κάθε παρατηρητή.

Υποθέτει επίσης ότι η ύλη και η ενέργεια στο σύμπαν αποτελούνται από κανονική ύλη («βαρυόνια»), σκοτεινή ύλη που αποτελείται από σχετικά βαριά και αργά κινούμενα σωματίδια («ψυχρή» σκοτεινή ύλη) και μια σταθερή ποσότητα σκοτεινής ενέργειας (κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν, που δηλώνεται Λάμδα).

Από την αρχή του πριν από περίπου 25 χρόνια, το μοντέλο έχει εξηγήσει με επιτυχία πολλές παρατηρήσεις του σύμπαντος σε μεγάλες κλίμακες, συμπεριλαμβανομένων των [λεπτομερών ιδιοτήτων του CMB].

Και μέχρι πολύ πρόσφατα, παρείχε επίσης εξαιρετική προσαρμογή σε μια ποικιλία μετρήσεων της ομαδοποίησης δομών μεγάλης κλίμακας τελευταία. Στην πραγματικότητα, ορισμένες μετρήσεις δομής μεγάλης κλίμακας εξακολουθούν να περιγράφονται πολύ καλά από το τυπικό μοντέλο και αυτό μπορεί να παρέχει μια σημαντική ένδειξη ως προς την προέλευση της τρέχουσας τάσης.

Θυμηθείτε ότι το CMB μας δείχνει τη ομαδοποίηση της ύλης (τις διακυμάνσεις) σε πρώιμους χρόνους. Μπορούμε λοιπόν να χρησιμοποιήσουμε το τυπικό μοντέλο για να το εξελίξουμε στο χρόνο και να προβλέψουμε πώς θα έπρεπε, θεωρητικά, να μοιάζει σήμερα. Εάν υπάρχει συμφωνία μεταξύ αυτής της πρόβλεψης και των παρατηρήσεων, αυτό είναι μια πολύ ισχυρή ένδειξη ότι τα συστατικά του τυπικού μοντέλου είναι σωστά.

Η ένταση "S8"

Αυτό που άλλαξε πρόσφατα είναι ότι οι μετρήσεις μας για τη δομή μεγάλης κλίμακας, ιδιαίτερα σε πολύ αργούς χρόνους, έχουν βελτιωθεί σημαντικά στην ακρίβειά τους. Διάφορες έρευνες, όπως το Dark Energy Survey και το Kilo Degree Survey, έχουν βρει στοιχεία για ασυνέπειες μεταξύ των παρατηρήσεων και του τυπικού μοντέλου.

Με άλλα λόγια, υπάρχει μια αναντιστοιχία μεταξύ των πρώιμων και όψιμων διακυμάνσεων του χρόνου:οι διακυμάνσεις του τελευταίου χρόνου δεν είναι τόσο μεγάλες όσο αναμενόταν. Οι κοσμολόγοι αναφέρονται σε αυτή τη σύγκρουση ως «ένταση S8», καθώς το S8 είναι μια παράμετρος που χρησιμοποιούμε για να χαρακτηρίσουμε τη συσσώρευση της ύλης στο σύμπαν του τελευταίου χρόνου.

Ανάλογα με το συγκεκριμένο σύνολο δεδομένων, η πιθανότητα η τάση να είναι μια στατιστική πτώση μπορεί να είναι τόσο χαμηλή όσο 0,3%. Αλλά από στατιστικής άποψης, αυτό δεν αρκεί για να αποκλείσει κατηγορηματικά το τυπικό μοντέλο.

Ωστόσο, υπάρχουν έντονες ενδείξεις για την ένταση σε μια ποικιλία ανεξάρτητων παρατηρήσεων. Και οι προσπάθειες να το εξηγήσουμε μακριά λόγω συστηματικών αβεβαιοτήτων στις μετρήσεις ή τη μοντελοποίηση απλά δεν ήταν επιτυχείς μέχρι σήμερα.

Για παράδειγμα, είχε προταθεί προηγουμένως ότι ίσως ενεργητικές μη βαρυτικές διεργασίες, όπως οι άνεμοι και οι πίδακες από υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες, θα μπορούσαν να εγχύσουν αρκετή ενέργεια για να αλλάξουν τη συσσώρευση της ύλης σε μεγάλες κλίμακες.
Ωστόσο, δείξαμε χρησιμοποιώντας υπερσύγχρονες κοσμολογικές υδροδυναμικές προσομοιώσεις (που ονομάζονται Flamingo) ότι τέτοια φαινόμενα φαίνονται πολύ μικρά για να εξηγήσουν την ένταση με το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας.

Εάν η ένταση πράγματι μας υποδεικνύει ένα ελάττωμα στο τυπικό μοντέλο, αυτό θα σήμαινε ότι κάτι στα βασικά συστατικά του μοντέλου δεν είναι σωστό.

Αυτό θα είχε τεράστιες συνέπειες για τη θεμελιώδη φυσική. Για παράδειγμα, η ένταση μπορεί να υποδεικνύει ότι κάτι δεν πάει καλά με την κατανόησή μας για τη βαρύτητα ή τη φύση της άγνωστης ουσίας που ονομάζεται σκοτεινή ύλη ή σκοτεινή ενέργεια. Στην περίπτωση της σκοτεινής ύλης, μια πιθανότητα είναι να αλληλεπιδρά με τον εαυτό της μέσω μιας άγνωστης δύναμης (κάτι πέρα από τη βαρύτητα).

Εναλλακτικά, ίσως η σκοτεινή ενέργεια δεν είναι σταθερή αλλά εξελίσσεται με το χρόνο, όπως μπορεί να υποδεικνύουν τα πρώτα αποτελέσματα από το όργανο έρευνας σκοτεινής ενέργειας (Desi). Ορισμένοι επιστήμονες εξετάζουν ακόμη και την πιθανότητα μιας νέας (πέμπτης) δύναμης της φύσης. Αυτή θα ήταν μια δύναμη παρόμοιας ισχύος με τη βαρύτητα που λειτουργεί σε πολύ μεγάλες κλίμακες και θα δρούσε για να επιβραδύνει την ανάπτυξη της δομής.

Σημειώστε όμως ότι τυχόν τροποποιήσεις του τυπικού μοντέλου θα πρέπει επίσης να λάβουν υπόψη τις πολλές παρατηρήσεις του σύμπαντος που το μοντέλο εξηγεί με επιτυχία. Αυτό δεν είναι απλό έργο. Και προτού προχωρήσουμε σε μεγάλα συμπεράσματα, πρέπει να είμαστε σίγουροι ότι η ένταση είναι πραγματική και όχι απλώς μια στατιστική διακύμανση.

Τα καλά νέα είναι ότι οι προσεχείς μετρήσεις δομής μεγάλης κλίμακας με το Desi, το Παρατηρητήριο Rubin, τον Ευκλείδη, το Παρατηρητήριο Simons και άλλα πειράματα θα μπορούν να επιβεβαιώσουν εάν η τάση είναι πραγματική με πολύ πιο ακριβείς μετρήσεις.

Θα είναι επίσης σε θέση να δοκιμάσουν διεξοδικά πολλές από τις εναλλακτικές λύσεις αντί του τυπικού μοντέλου που έχουν προταθεί. Ίσως μέσα στα επόμενα δύο χρόνια να έχουμε αποκλείσει το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας και να αλλάξουμε βαθιά την κατανόησή μας για το πώς λειτουργεί το σύμπαν. Ή το μοντέλο μπορεί να είναι δικαιωμένο και πιο αξιόπιστο από ποτέ. Είναι μια συναρπαστική στιγμή να είσαι κοσμολόγος.

Ian G. McCarthy, Αναγνώστης Αστροφυσικής, Πανεπιστήμιο John Moores του Λίβερπουλ

Αυτό το άρθρο αναδημοσιεύεται από το The Conversation με άδεια Creative Commons. Διαβάστε το αρχικό άρθρο.