Ένας υπερμεγέθης φακός στις σταθερές της φύσης
Το Νόμπελ Φυσικής 2020 δόθηκε σε τρεις ερευνητές που επιβεβαίωσαν ότι η γενική σχετικότητα του Αϊνστάιν προβλέπει μαύρες τρύπες και διαπίστωσαν ότι το κέντρο του δικού μας γαλαξία στεγάζει μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα με ισοδύναμο 4 εκατομμυρίων ήλιους συσκευασμένους σε ένα σχετικά μικρό χώρο. Εκτός από την επέκταση της κατανόησής μας για τις μαύρες τρύπες, το ισχυρό βαρυτικό πεδίο γύρω από την υπερμεγέθη μαύρη τρύπα είναι ένα εργαστήριο για τη μελέτη της φύσης κάτω από ακραίες συνθήκες. Ερευνητές, συμπεριλαμβανομένου ενός από τους νέους νομπελίστες, του Andrea Ghez στο UCLA, μέτρησαν πώς η έντονη βαρύτητα αλλάζει τη σταθερά της λεπτής δομής, μια από τις σταθερές της φύσης που ορίζει το φυσικό σύμπαν και σε αυτή την περίπτωση τη ζωή μέσα σε αυτό. Αυτή η έρευνα επεκτείνει άλλες συνεχείς προσπάθειες για την κατανόηση των σταθερών και κατά πόσο ποικίλλουν στο χώρο και στο χρόνο. Η ελπίδα είναι να βρεθούν ενδείξεις για την επίλυση προβλημάτων στο Καθιερωμένο Μοντέλο των στοιχειωδών σωματιδίων και στην τρέχουσα κοσμολογία.
Εκτός από τον Ghez, οι άλλοι νομπελίστες που τιμήθηκαν το 2020 είναι ο Roger Penrose στο Πανεπιστήμιο του Κέμπριτζ, ο οποίος εμβάθυνε τη θεωρητική μας κατανόηση για τις μαύρες τρύπες. και Reinhard Genzel, του Ινστιτούτου Max Planck για την Εξωγήινη Φυσική στο Garching της Γερμανίας. Ο Ghez και ο Genzel πραγματοποίησαν παράλληλες αλλά ξεχωριστές παρατηρήσεις και αναλύσεις που οδήγησαν τον καθένα να συμπεράνει την παρουσία της γαλαξιακής μας υπερμεγέθους μαύρης τρύπας. Σε απόσταση 27.000 ετών φωτός μακριά, η απόκτηση καλών δεδομένων απαιτούσε τεράστια τηλεσκόπια. Ο Ghez συνεργάστηκε με το Παρατηρητήριο Keck στο Mauna Kea στη Χαβάη και ο Genzel χρησιμοποίησε το Very Large Telescope στη Χιλή. Κάθε ερευνητής ανακάλυψε ότι η κίνηση των αστεριών που παρατήρησε προήλθε από μια τεράστια μάζα στο κέντρο του γαλαξία. Έλαβαν την ίδια τιμή, 4 εκατομμύρια φορές τη μάζα του ήλιου μας, σε μια περιοχή τόσο μεγάλη όσο το ηλιακό μας σύστημα — οριστική απόδειξη μιας υπερμεγέθους μαύρης τρύπας.
Η έρευνα της Ghez στο Keck την έκανε συν-συγγραφέα σε μια εργασία που δημοσιεύτηκε φέτος, στην οποία η Aurélien Hees του Παρατηρητηρίου του Παρισιού και 13 διεθνείς συνάδελφοί της παρουσίασαν αποτελέσματα για τη σταθερά της λεπτής δομής κοντά στη γαλαξιακή υπερμεγέθη μαύρη τρύπα μας. Είναι αξιοσημείωτο ότι τα βραβευμένα με Νόμπελ αποτελέσματα του Ghez που υποστηρίζουν αυτήν την έρευνα συνδύασαν τις σημερινές θεωρίες και τις αστρονομικές τεχνικές με ιδέες που χρονολογούνται από τον Johannes Kepler και τον Isaac Newton για να εξετάσουν την κίνηση των άστρων κοντά στην υπερμεγέθη μαύρη τρύπα. Αυτό είναι ένα άλλο παράδειγμα της διορατικότητας του Νεύτωνα σχετικά με το πώς προχωρά η επιστήμη όταν έγραψε το 1675, «Αν έχω δει περαιτέρω, είναι στέκομαι στους ώμους γιγάντων».
Ο Γερμανός αστρονόμος Κέπλερ είναι ένας τέτοιος γίγαντας που άλλαξε την επιστήμη όταν παρουσίασε τους νόμους του για την κίνηση των πλανητών το 1609. Ήταν ο πρώτος που έδειξε ότι οι πλανήτες δεν περιφέρονται γύρω από τον ήλιο σε θεόπνευστους τέλειους κύκλους, όπως είχε υποτεθεί. Οι τροχιές είναι ελλείψεις με τον ήλιο σε εστία της έλλειψης, ένα από τα δύο σημεία συμμετρικά μετατοπισμένα από το κέντρο που καθορίζουν τον τρόπο κατασκευής μιας έλλειψης. Ο Κέπλερ βρήκε επίσης μια μαθηματική σχέση μεταξύ του μεγέθους μιας πλανητικής τροχιάς και του χρόνου που χρειάζεται ο πλανήτης για να ολοκληρώσει ένα κύκλωμα.
Το 1687 ο Νεύτων έδωσε στους νόμους του Κέπλερ μια βαθύτερη, πιο συνεκτική φυσική βάση. Ο νόμος της βαρύτητας του Νεύτωνα, που βασίζεται στην αμοιβαία έλξη μεταξύ των σωμάτων, έδειξε ότι ένα ουράνιο αντικείμενο σε μια κλειστή τροχιά γύρω από μια μάζα ακολουθεί μια ελλειπτική διαδρομή που εξαρτάται από αυτή τη μάζα. Αυτό το αποτέλεσμα, που σήμερα διδάσκεται στην εισαγωγική αστρονομία, είναι η καρδιά του τρόπου με τον οποίο ο Ghez βρήκε τη μάζα της υπερμεγέθους μαύρης τρύπας. Οι πολυετείς προσεκτικές παρατηρήσεις της καθόρισαν επακριβώς τις ελλειπτικές διαδρομές των αστεριών που περιφέρονται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Στη συνέχεια χρησιμοποίησε τη θεωρία του Νεύτωνα για να υπολογίσει τη μάζα στο κέντρο (η γενική σχετικότητα, η οποία αντικαθιστά τον νόμο του Νεύτωνα, προβλέπει τις μαύρες τρύπες, αλλά η προσέγγιση του Νεύτωνα είναι αρκετά ακριβής για τις αστρικές τροχιές γύρω από την υπερμεγέθη μαύρη τρύπα). Η γνώση αυτών των τροχιών θα ήταν κρίσιμη για τη μέτρηση της σταθεράς λεπτής δομής στην ισχυρή βαρύτητα κοντά στην υπερμεγέθη μαύρη τρύπα. Το πώς αυτή η σταθερά εξαρτάται από τη βαρύτητα θα μπορούσε να είναι μια ένδειξη για την τροποποίηση του Καθιερωμένου Μοντέλου ή της Γενικής Σχετικότητας για την αντιμετώπιση της σκοτεινής ύλης και της σκοτεινής ενέργειας, τα δύο μεγάλα παζλ της σύγχρονης φυσικής.
Αυτή η συγκεκριμένη εξέταση εντάσσεται σε μια μεγαλύτερη, μακροπρόθεσμη εξέταση των θεμελιωδών σταθερών της φύσης, καθεμία από τις οποίες μας λέει κάτι για το εύρος ή την κλίμακα των βαθύτερων θεωριών μας. Μαζί με άλλες σταθερές, η σταθερά της λεπτής δομής (που συμβολίζεται με το ελληνικό γράμμα α), εμφανίζεται στο Καθιερωμένο Μοντέλο, την κβαντική θεωρία πεδίου των στοιχειωδών σωματιδίων. Η αριθμητική τιμή του α ορίζει πόσο ισχυρά φωτόνια και ηλεκτρικά φορτισμένα σωματίδια αλληλεπιδρούν μέσω της ηλεκτρομαγνητικής δύναμης, η οποία ελέγχει το σύμπαν μαζί με τη βαρύτητα και τις ισχυρές και αδύναμες πυρηνικές δυνάμεις. Μεταξύ των επιπτώσεών του, ο ηλεκτρομαγνητισμός καθορίζει τον βαθμό απώθησης μεταξύ των πρωτονίων και τον τρόπο συμπεριφοράς των ηλεκτρονίων σε ένα άτομο. Εάν η τιμή του α ήταν πολύ διαφορετική από αυτή που γνωρίζουμε, αυτό θα επηρέαζε αν η πυρηνική σύντηξη μέσα στα αστέρια παράγει το στοιχείο άνθρακα ή αν τα άτομα μπορούν να σχηματίσουν σταθερά σύνθετα μόρια. Και τα δύο είναι απαραίτητα για τη ζωή, ένας άλλος λόγος που το α είναι σημαντικό.
Άλλες σταθερές αντιπροσωπεύουν άλλες σημαντικές φυσικές θεωρίες:c , η ταχύτητα του φωτός στο κενό, είναι κρίσιμη στη σχετικότητα. η , η σταθερά που προέρχεται από τον Max Planck (τώρα λαμβάνεται ως "h-bar" ή ħ =ω /2π ), ορίζει το μικροσκοπικό μέγεθος των κβαντικών εφέ. και G , η σταθερά βαρύτητας στη θεωρία του Νεύτωνα και τη γενική σχετικότητα, καθορίζει τον τρόπο αλληλεπίδρασης των αστρονομικών σωμάτων. Το 1899 ο Planck χρησιμοποίησε μόνο αυτά τα τρία για να ορίσει ένα καθολικό σύστημα μέτρησης βασισμένο σε φυσικές ιδιότητες και όχι σε ανθρώπινα τεχνουργήματα. Αυτό το σύστημα, έγραψε, θα ήταν το ίδιο «για όλες τις εποχές και όλους τους πολιτισμούς, εξωγήινους και μη ανθρώπινους».
Ο Planck εξήγαγε φυσικές μονάδες μήκους, χρόνου και μάζας από το c , ħ , και G :LP =1,6 x 10 μέτρα, TP =5,4 x 10 δευτερόλεπτα και MP =2,2 x 10 κιλά. Πολύ μικρά για να είναι πρακτικά, έχουν εννοιολογική βαρύτητα. Στο σημερινό σύμπαν η βαρυτική αλληλεπίδραση μεταξύ των στοιχειωδών σωματιδίων είναι πολύ αδύναμη για να επηρεάσει την κβαντική τους συμπεριφορά. Τοποθετήστε όμως τα σώματα σε ένα μικροσκοπικό μήκος Planck LP χωριστά, μικρότερη από τη διάμετρο ενός στοιχειώδους σωματιδίου, και η βαρυτική τους αλληλεπίδραση γίνεται αρκετά ισχυρή ώστε να ανταγωνιστεί τα κβαντικά φαινόμενα. Αυτό ορίζει την «εποχή Πλανκ» 10 δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν τα βαρυτικά και κβαντικά φαινόμενα ήταν παρόμοιας ισχύος και θα απαιτούσαν μια συνδυασμένη θεωρία κβαντικής βαρύτητας αντί για τις δύο ξεχωριστές θεωρίες που έχουμε σήμερα.
Ωστόσο, σε ορισμένους φυσικούς, γ , ħ , και G δεν είναι πραγματικά θεμελιώδεις επειδή εξαρτώνται από μονάδες μέτρησης. Σκεφτείτε για παράδειγμα ότι c είναι 299.792 km/sec σε μετρικές μονάδες αλλά 186.282 μίλια/δευτερόλεπτο σε αγγλικές μονάδες. Αυτό δείχνει ότι οι φυσικές μονάδες είναι πολιτιστικές κατασκευές και όχι εγγενείς στη φύση (το 1999, το Mars Climate Orbiter της NASA συνετρίβη θανάσιμα επειδή δύο επιστημονικές ομάδες ξέχασαν να ελέγξουν ποιο σύστημα μέτρησης ο άλλος είχε χρησιμοποιήσει). Σταθερές που είναι καθαροί αριθμοί, ωστόσο, θα μεταφράζονται τέλεια μεταξύ πολιτισμών και ακόμη και μεταξύ μας και εξωγήινων με αφάνταστα διαφορετικές μονάδες μέτρησης.
Η σταθερά α της λεπτής δομής ξεχωρίζει ως φέρουσα αυτή την ευνοϊκή καθαρότητα. Το 1916 εμφανίστηκε σε υπολογισμούς για τα μήκη κύματος του φωτός που εκπέμπεται ή απορροφάται καθώς το μεμονωμένο ηλεκτρόνιο στα άτομα υδρογόνου μεταπηδά μεταξύ κβαντικών επιπέδων. Η πρώιμη κβαντική θεωρία του Niels Bohr προέβλεψε τα κύρια μήκη κύματος, αλλά τα φάσματα έδειξαν πρόσθετα χαρακτηριστικά. Για να τα εξηγήσει αυτά, ο Γερμανός θεωρητικός Arnold Sommerfeld πρόσθεσε τη σχετικότητα στην κβαντική θεωρία του ατόμου του υδρογόνου. Οι υπολογισμοί του εξαρτήθηκαν από μια ποσότητα που ονόμασε σταθερή λεπτή δομή. Περιλαμβάνει ħ , γ , και το φορτίο στο ηλεκτρόνιο e , μια άλλη σταθερά της φύσης? και η επιτρεπτότητα ε 0 που αντιπροσωπεύει τις ηλεκτρικές ιδιότητες του κενού. Είναι αξιοσημείωτο ότι οι φυσικές μονάδες σε αυτήν την περίεργη συλλογή ακυρώνονται, αφήνοντας μόνο τον καθαρό αριθμό 0,0072973525693.
Ο Sommerfeld χρησιμοποίησε το α απλώς ως παράμετρο, αλλά κέρδισε φήμη στα τέλη της δεκαετίας του 1920 όταν επανεμφανίστηκε σε προηγμένες εργασίες σχετικά με τη σχετικιστική κβαντομηχανική από τον Γάλλο φυσικό Paul Dirac και στη συνέχεια σε αυτό που ο Άγγλος αστρονόμος Arthur Eddington ήλπιζε ότι θα ήταν μια Θεωρία των Πάντων. Σχεδίαζε να συγχωνεύσει την κβαντική θεωρία και τη σχετικότητα για να εξαγάγει τις ιδιότητες του σύμπαντος, όπως τον αριθμό των στοιχειωδών σωματιδίων σε αυτό, και τις σταθερές του, μεταξύ αυτών α.
Μια ανατροπή στην προσέγγιση του Έντινγκτον ήταν ότι θεώρησε την ποσότητα 1/α και όχι α, επειδή η ανάλυσή του έδειξε ότι πρέπει να είναι ένας ακέραιος καθώς και ένας καθαρός αριθμός. Αυτό ήταν σύμφωνο με μια σύγχρονη μέτρηση που απέδωσε 1/α =137,1, δελεαστικά κοντά στο 137 ακριβώς. Οι υπολογισμοί του Eddington έδωσαν αντ' αυτού 136, αρκετά κοντά για να αυξήσουν το ενδιαφέρον. Περαιτέρω μετρήσεις ωστόσο επιβεβαίωσαν ότι 1/α =137.036. Οι προσπάθειες του Έντινγκτον να δικαιολογήσει το διαφορετικό του αποτέλεσμα δεν ήταν πειστικές και για αυτόν και για άλλους λόγους η θεωρία του δεν έχει επιβιώσει.
Αλλά το α και το «137» παραμένουν συνδεδεμένα, γι' αυτό ο Ρίτσαρντ Φάινμαν αποκάλεσε το 137 «μαγικό αριθμό». Αυτό που εννοούσε δεν έχει να κάνει με την αριθμολογία. Μάλλον είναι ότι ξέρουμε πώς να μετράμε την τιμή του α αλλά όχι πώς να την αντλήσουμε από οποιεσδήποτε θεωρίες γνωρίζουμε. Αυτό ισχύει επίσης και για τις άλλες θεμελιώδεις σταθερές, συμπεριλαμβανομένων των καθαρών αριθμών, όπως ο λόγος των μαζών πρωτονίων και ηλεκτρονίων, και είναι έλλειψη στο Καθιερωμένο Μοντέλο. Ωστόσο, η τιμή του α είναι κρίσιμη στην κβαντική ηλεκτροδυναμική, την κβαντική θεωρία του ηλεκτρομαγνητισμού. Ο Φάινμαν το κατάλαβε πλήρως, αφού κέρδισε το βραβείο Νόμπελ το 1965 μαζί με δύο άλλους θεωρητικούς για την ανάπτυξη της κβαντικής ηλεκτροδυναμικής.
Άρα το α γίνεται αποδεκτό ως μια από τις σημαντικές σταθερές της φύσης. Τώρα, με τις τιμές αυτών των μεγεθών επακριβώς γνωστές, οι φυσικοί ρωτούν, είναι πραγματικά σταθερές; Το 1937, σκέψεις σχετικά με τις δυνάμεις στο σύμπαν οδήγησαν τον Dirac να υποθέσει ότι α και G αλλάζουν με το χρόνο καθώς το σύμπαν γερνάει. Μια άλλη υποδηλωτική και ακόμη παλαιότερη εικασία είναι να αναρωτηθούμε εάν οι σταθερές ποικίλλουν σε όλο το σύμπαν. Το 1543, όταν ο Πολωνός αστρονόμος Νικόλαος Κοπέρνικος έβαλε τον ήλιο και όχι τη Γη στο κέντρο του σύμπαντος, μετακίνησε την ανθρωπότητα από την ιδιαίτερη κοσμική της θέση. Αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν είναι το ίδιο παντού, αλλά αυτό είναι μόνο μια υπόθεση.
Οι ποικίλες «σταθερές» θα άλλαζαν τόσο το Καθιερωμένο Μοντέλο όσο και την κοσμολογία που βασίζεται σε αυτό και τη γενική σχετικότητα, η οποία μεταξύ άλλων θεμάτων δεν εξηγεί τη σκοτεινή ύλη και τη σκοτεινή ενέργεια. Προσθέστε τον ρόλο του α στην ιδέα ότι το σύμπαν είναι «λεπτοσυντονισμένο» για να υποστηρίξει τη ζωή και τη σχετική ιδέα ότι από πολλά πολυσύμπανα, αυτό στο οποίο υπάρχουμε είναι αυτό με αυτή τη κερδοφόρα τιμή του α. Όλα αυτά δίνουν ώθηση στην έρευνα για τις σταθερές της φύσης, μεγάλο μέρος της επικεντρώθηκε στην α.
Οι γήινες μετρήσεις επιβεβαιώνουν ότι το α είναι σταθερό σε μέρη ανά δεκάδες δισεκατομμύρια. Ένα πιο δύσκολο έργο είναι η μέτρησή του σε αστρονομικές αποστάσεις. Αυτό καθορίζει επίσης το α στους πρώιμους κοσμικούς χρόνους, αφού το φως από δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά χρειάστηκε τόσα χρόνια για να φτάσει σε εμάς από ένα νεότερο σύμπαν. Από το 1999, ο John Webb στο Πανεπιστήμιο της Νέας Νότιας Ουαλίας, Αυστραλία, με συναδέλφους του κάνει τέτοιες μετρήσεις συλλέγοντας φως από τους μακρινούς γαλαξιακούς πυρήνες που ονομάζονται κβάζαρ, όπου οι μαύρες τρύπες τραβούν τη σκόνη που λάμπει. Αυτό το φως διασχίζει διαστρικά νέφη αερίου και απορροφάται σε μήκη κύματος χαρακτηριστικά των ατόμων στα σύννεφα. Η ανάλυση των μηκών κύματος δίνει το α σε μια μακρινή τοποθεσία, ακριβώς όπως τα μήκη κύματος του υδρογόνου ορίστηκαν για πρώτη φορά το α στη Γη.
Τα πρώτα αποτελέσματα του Webb έδειξαν ότι το α έχει αυξηθεί κατά 0,0006 τοις εκατό τα τελευταία 6 δισεκατομμύρια χρόνια ή περισσότερο, και ότι εξαρτιόταν από την απόσταση από τη Γη. Τα αποτελέσματα που δημοσιεύθηκαν το 2020 δείχνουν μια μικρότερη αλλαγή στο α μεταξύ τώρα και πριν από 13 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν το σύμπαν ήταν μόλις 0,8 δισεκατομμυρίων ετών, κάτι που οι συγγραφείς ερμηνεύουν ως «συνεπές με καμία χρονική αλλαγή». Τα αθροιστικά αποτελέσματα υποδηλώνουν επίσης ότι το α ποικίλλει κατά μήκος διαφορετικών κατευθύνσεων στο χώρο. Συνολικά, τα πειραματικά σφάλματα είναι πολύ μεγάλα για να εμπνεύσουν εμπιστοσύνη ότι οποιαδήποτε μεμονωμένη μετρούμενη αλλαγή στο α είναι ακριβώς σωστή, αλλά οι αλλαγές είναι σίγουρα εξαιρετικά μικρές.
Τώρα το α έχει επίσης μετρηθεί σε ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο, όπου μπορεί θεωρητικά να αλλάξει. Η ισχυρότερη βαρύτητα που γνωρίζουμε προέρχεται από μια μαύρη τρύπα, όπου ένα διαστημικό σκάφος θα έπρεπε να φτάσει την ανέφικτη ταχύτητα του φωτός για να διαφύγει. Αλλά η ισχυρή βαρύτητα συνοδεύει επίσης έναν λευκό νάνο, ένα αστέρι που έχει αποβάλει τα εξωτερικά του στρώματα για να αφήσει έναν τεράστιο αλλά μόνο πυρήνα μεγέθους πλανήτη. Το 2013, ο J.C. Berengut του Πανεπιστημίου της Νέας Νότιας Ουαλίας, μαζί με τον Webb και άλλους ανέλυσαν φασματικά δεδομένα από έναν λευκό νάνο και πέτυχαν μια αλλαγή στο α 0,004 τοις εκατό σε σχέση με τη Γη.
Κανείς, ωστόσο, δεν είχε μετρήσει το α κοντά σε μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα μέχρι το φετινό έργο του Hees και των συνεργατών του, συμπεριλαμβανομένου του Ghez. Τα αποτελέσματά της από το Keck βοήθησαν στην επιλογή πέντε αστέρων των οποίων οι τροχιές τα φέρνουν κοντά στην υπερμεγέθη μαύρη τρύπα για να μεγιστοποιήσουν τα βαρυτικά της αποτελέσματα και ενός τύπου του οποίου τα φάσματα εμφανίζουν ισχυρά χαρακτηριστικά απορρόφησης λόγω της αστρικής ατμόσφαιρας που περιβάλλει. Αυτό διευκόλυνε την εξαγωγή του α από τα μήκη κύματος απορρόφησης για κάθε αστέρι. Το τελικό σύνθετο αποτέλεσμα δείχνει και πάλι μόνο μια μικρή αλλαγή στο α, 0,001 τοις εκατό ή λιγότερο σε σύγκριση με τη Γη.
Αν και η μετρούμενη μεταβολή στο α είναι μικρή, τα αποτελέσματα για πέντε αστέρια σε διαφορετικά σημεία στο υπερμεγέθη βαρυτικό πεδίο της μαύρης τρύπας οδήγησαν σε ένα νέο αποτέλεσμα. επέτρεψαν μια πρώιμη δοκιμή θεωρητικών προβλέψεων ότι οι αλλαγές στο α είναι ανάλογες με τις αλλαγές στο βαρυτικό δυναμικό, την ενέργεια που αποθηκεύεται στο βαρυτικό πεδίο. Τα αποτελέσματα επιβεβαίωσαν ότι οι δύο ποσότητες είναι αναλογικές, αλλά οι αβεβαιότητες στα δεδομένα υποστήριξαν μόνο μια χονδρική εκτίμηση της σταθεράς αναλογικότητας. Μια πιο αξιόπιστη τιμή θα μπορούσε να επιλέξει ανάμεσα σε πολλές νέες θεωρίες που αντιμετωπίζουν τη σκοτεινή ύλη και τη σκοτεινή ενέργεια.
Προς το παρόν, οι μετρούμενες αλλαγές στο α στο χρόνο και στο χώρο, και υπό τη βαρύτητα, είναι πολύ μικρές ή αβέβαιες για να οδηγήσουν τους φυσικούς προς νέες θεωρίες ή ακόμα και να τροφοδοτήσουν εικασίες όπως οι προοπτικές για ζωή μακριά στο σύμπαν ή κοντά σε μια μαύρη τρύπα. Η μικρότητα των αλλαγών υποδηλώνει την άποψη του Κοπέρνικου ότι σε πολύ μεγάλες κλίμακες, το σύμπαν μοιάζει σχεδόν παντού το ίδιο, αν και περισσότερες μετρήσεις θα μπορούσαν να επιβεβαιώσουν ότι υπάρχουν πραγματικές αν και μικροσκοπικές διαφορές σε όλο το σύμπαν που μπορεί να έχουν νόημα.
Μπορεί να είναι ένα είδος άνεσης να γνωρίζουμε ότι σε ένα δυναμικό σύμπαν, αυτός ο συγκεκριμένος κοσμικός αριθμός παραμένει σταθερός. Αλλά το να δούμε μεγαλύτερες αλλαγές στο α κοντά στη γαλαξιακή μας υπερμεγέθη μαύρη τρύπα θα μπορούσε να είναι το σημείο εκκίνησης για τη νέα φυσική. Όπως περιέγραψε ο Hees σε μια συνέντευξη μέσω email, ο στόχος του τώρα είναι να μπει βαθύτερα στο βαρυτικό πεδίο της μαύρης τρύπας. Σχεδιάζει να πραγματοποιήσει νέες βελτιστοποιημένες μετρήσεις το 2021 για να «παρατηρήσει αστέρια που είναι πιο κοντά στη μαύρη τρύπα και επομένως που είχαν ισχυρότερο βαρυτικό δυναμικό… Αλλά με την τρέχουσα τεχνολογία, δεν είναι εύκολο να έχουμε καλές φασματικές παρατηρήσεις αστεριών που είναι πολύ κοντά στη μαύρη τρύπα». Ωστόσο, πιστεύει ότι μπορεί να μειώσει τα σφάλματα μέτρησης κατά 10.
Η παγκόσμιας κλάσης έργο του βραβείου Νόμπελ που πραγματοποιήθηκε από τον Ghez εξαρτιόταν από τεράστιες βελτιώσεις στις παρατηρητικές και φασματοσκοπικές τεχνικές. Είναι ένα καλό στοίχημα ότι περαιτέρω βελτιώσεις που βασίζονται σε αυτό το επιτυχημένο έργο θα ενισχύσουν την έρευνα στην υπερμεγέθη μαύρη τρύπα, μια μοναδική αρένα για τη μελέτη αυτών των αόριστων αλλαγών στο α και τι σημαίνουν για το πώς κατανοούμε το σύμπαν.
Ο Sidney Perkowitz είναι ο ομότιμος καθηγητής Φυσικής Charles Howard Candler στο Πανεπιστήμιο Emory. Τα τελευταία του βιβλία είναι Φυσική:Μια πολύ σύντομη εισαγωγή και Οι πραγματικοί επιστήμονες δεν φορούν γραβάτες. Είναι στη δουλειά Επιστημονικά Σκίτσα.
Κύρια εικόνα: Αυτή η εικόνα απεικονίζει την ξέφρενη δραστηριότητα στην υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στον πυρήνα του Γαλαξία, γνωστή ως Τοξότης A* ή Sgr A*. Πίστωση:ESA–C. Carreau / NASA
