Αστροφυσική και κοσμολογία
Ο 20ος αιώνας των μεγάλων θεωριών

Άρθρο Μέρος 2ο , Οκτώβριος 2002

ΕΙΣΑΓΩΓΗ- ΜΕΡΟΣ1ο

Ο 20ος αιώνας των μεγάλων θεωριών

Α! Αστρικές δομή και εξέλιξη

Με τον ερχομό του 20ού αιώνα το θέμα της φύσης των «νεφελοειδών» ήταν για δεκαετίες ακόμη το αντικείμενο διαφωνιών και αντεγκλήσεων, αφού κανένας δεν γνώριζε τι ακριβώς ήσαν,  ήταν ένα από τα κύρια αντικείμενα διαφωνιών και αντεγκλήσεων μεταξύ των αστρονόμων. Στα μέσα, όμως της δεκαετίας του 1910 ο Αμερικανός αστρονόμος Χάρλοου Σάπλεϊ (1885-1972), εξετάζοντας τη χωροταξική κατανομή των σφαιρωτών σμηνών στο Γαλαξία μας έδωσε μια ξεκάθαρη εικόνα του Γαλαξία μας και των άστρων που φαίνονταν στο νυχτερινό ουρανό, ενώ συγχρόνως το Ηλιακό μας Σύστημα βρέθηκε να είναι τοποθετημένο όχι στο κέντρο, όπως θεωρούσαν μέχρι τότε, αλλά στις παρυφές του Γαλαξία. Μ' αυτόν τον τρόπο, δηλαδή, ο Σάπλεϊ εκθρόνισε τον Ήλιο από το κέντρο του Γαλαξία, όπως ακριβώς ο Κοπέρνικος είχε εκθρονίσει τη Γη από το κέντρο του Ηλιακού μας Συστήματος.

Στις αρχές του 20ου αιώνα ο Δανός αστρονόμος  Ejnar Hertzsprung (1911) και αργότερα ο Αμερικανός Henry Russell (1913), ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο, πρότειναν ότι η λαμπρότητα (ή το απόλυτο μέγεθος) και η επιφανειακή θερμοκρασία (ή ο φασματικός τύπος)  των κοντινών φωτεινών άστρων μπορεί να δείχνουν κατά ποιό τρόπο είχαν εξελιχθεί τα αστέρια στο χρόνο. Το διάγραμμα τους, που ονομάζεται διάγραμμα Hertzsprung­Russell (H-R), παριστάνει τη σχέση μεταξύ του φασματικού τύπου - που συνδέεται άμεσα με τη θερμοκρασία επιφάνειας - και της λαμπρότητας - που εξαρτάται από το απόλυτο μέγεθος - των αστέρων ενός γαλαξία. Με αυτό τον τρόπο χωρίς να γνωρίζουμε τα στάδια εξέλιξης ενός άστρου, μελετούμε τα χαρακτηριστικά στοιχεία πολλών άστρων, που βρίσκονται σε διάφορα στάδια εξέλιξης. Αφού γνωρίζουμε τον φασματικό τύπο, το χρώμα και την λαμπρότητα του άστρου που μας ενδιαφέρει, από το διάγραμμα των H-R βλέπουμε τι εξέλιξη θα έχει.  

Στη δεκαετία του '20 ο Arthur Eddington καθόρισε τις βασικές εξισώσεις της αστρικής δομής και της μεταφοράς ενέργειας, και παρήγαγε τις σχέσεις μεταξύ της μάζας, της ακτίνας και της κεντρικής θερμοκρασίας των αστεριών. Αυτές οι σχέσεις κατέδειξαν ότι το εσωτερικό των αστεριών ήταν σε θερμοκρασίες πάνω από ένα εκατομμύριο βαθμούς Kelvin. Εν τω μεταξύ η νέα κβαντική θεωρία του Niels Bohr εφαρμόστηκε στα ιόντα, που φαίνονταν στα επιφανειακά στρώματα των αστέρων, και ήταν κρίσιμη για την ανάπτυξη των μοντέλων των αστρικών ατμοσφαιρών. Αυτή η εργασία κατέληξε στην αναγνώριση ότι οι ατμόσφαιρες των αστεριών κυρίως αποτελούνται από υδρογόνο και ήλιο.

Στις 6 Οκτωβρίου 1923, με τη ραγδαία εξέλιξη της φωτογραφικής τέχνης και με τη βοήθεια του τεράστιου για την εποχή εκείνη τηλεσκοπίου με κάτοπτρο διαμέτρου 2,5 μέτρων στο όρος Ουίλσον στην Καλιφόρνια, ο αστρονόμος Εντουιν Χαμπλ (1889-1953) κατόρθωσε να φωτογραφήσει μεμονωμένα άστρα στο νεφελοειδή της Ανδρομέδας επιβεβαιώνοντας έτσι την άποψη ότι επρόκειτο για έναν απόμακρο αστρικό κόσμο, μια τεράστια πολιτεία δισεκατομμυρίων άστρων έξω και πέρα από το δικό μας Γαλαξία. Πολύ πιο μακριά υπάρχουν 100 δισεκατομμύρια άλλοι γαλαξίες σαν το δικό μας.

Περίπου το 80% των αστέρων που έχουν ανακαλυφθεί βρίσκονται σε μια ζώνη που διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα H-R και ονομάζεται Κύρια Ακολουθία. Στην Κύρια Ακολουθία, που προτάθηκε το 1932, βρίσκονται τα αστέρια που η βαρυτική κατάρρευση ισορροπείται από την πυρηνική καύση του υδρογόνου. Άρα αυτά τα άστρα αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο. Η βασική ακολουθία επομένως ερμηνεύθηκε ως γεωμετρικός τόπος των διαφορετικών αστρικών μαζών, όχι μια εξελικτική διαδρομή.

Προς το τέλος της δεκαετίας του '30 ο Hans Bethe και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν τον κύκλο "πρωτονίου-πρωτονίου" καθώς και τον "κύκλο άνθρακα-αζώτου", πυρηνικές διαδικασίες σύντηξης, που τροφοδοτούν με πυρηνικά καύσιμα τον ήλιο και τα άλλα αστέρια της Κύριας Ακολουθίας.

Και το 1955 οι Fred Hoyle και Martin Schwarzschild υπολόγισαν το πρώτο λεπτομερές μοντέλο για την εξέλιξη ενός αστέρος, που έχει εξαντλήσει το υδρογόνο στον πυρήνα του. Σε αυτό το σημείο το αστέρι αρχίζει να καίει το ήλιο του, δημιουργώντας κατά συνέπεια τον άνθρακα, το άζωτο και το οξυγόνο, και γρήγορα μεταβάλλεται σε ένα φωτεινό, διαστελλόμενο, ψυχρό "κόκκινο γίγαντα" άστρο. Μέχρι το 1962 οι Chishuro Hayashi και οι συνάδελφοι του ήταν σε θέση να εξηγήσουνι πλήρως το διάγραμμα Hertzsprung­Russell με λεπτομερή εξελικτικά μοντέλα για όλο το εύρος των αστρικών μαζών από 0.01 έως 100 φορές τη μάζα του ήλιου. Η πλήρης εξέλιξη των αστέρων από τη γέννησή τους έως το θάνατό τους έγινε τελικά κατανοητή.

Β! Μετρική κλίμακα και η διαστολή του Σύμπαντος

Οι μελέτες των μεταβλητών αστεριών, που ονομάστηκαν Κηφείδες από την Henrietta Leavitt το 1912, ήταν θεμελιώδεις στην ανακάλυψη του εξελισσόμενου σύμπαντος. Οι παλλόμενοι μεταβλητοί Κηφείδες είναι ένας τύπος αστεριού, που κατά κανονικά χρονικά διαστήματα μεταβάλλεται η λαμπρότητά τους. Το φαινόμενο οφείλεται σε περιοδικές αναπάλσεις (συστολή και διαστολή) της ατμόσφαιρας τους. Η Leavitt κατάφερε να δείξει ότι υπάρχει μια σχέση μεταξύ της απόλυτης φωτεινότητας (και απόλυτου μεγέθους) και της περιόδου του φωτεινού παλμού, που συνήθως είναι μερικές ώρες η και ημέρες ακόμη.

Ο Edwin Hubble χρησιμοποίησε αυτήν την σχέση το 1924 για να μετρήσει την απόσταση έως τα σπειροειδή νεφελώματα και κατέδειξε για πρώτη φορά ότι ήταν εξωγαλαξιακά αντικείμενα ενώ ο Γαλαξίας μας, που έχει διάμετρο 100.000 έτη φωτός, είναι ένας ανάμεσα σε αμέτρητους γαλαξίες. Εν τω μεταξύ ο Vesto Slipher χρησιμοποιώντας τη μετατόπιση Doppler των φασματικών γραμμών σε περισσότερους από 40 γαλαξίες, μέτρησε τις ακτινικές ταχύτητες  τους και βρήκε ότι οι περισσότεροι από αυτούς, οι μακρινοί γαλαξίες, απομακρύνονταν από μας. Το φαινόμενο αυτό ονομάστηκε φυγή των γαλαξιών.

Το 1929 ο Hubble συνδύασε τις μετρήσεις που έκανε για τις αποστάσεις των γαλαξιών και εκείνες άλλων ερευνητών (που βασίστηκαν στα φωτεινότερα αστέρια μέσα στους γαλαξίες) με τις ταχύτητες απομάκρυνσης για να ανακαλύψει ότι τα δύο αυτά μεγέθη είναι ανάλογα. Όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση του γαλαξία τόσο μεγαλύτερη είναι η ταχύτητα του. Έβγαλε λοιπόν μια σχέση που είναι γνωστή σαν νόμος του Hubble v=H₀d . Η διαστολή του Σύμπαντος είχε ανακαλυφθεί. Ανάλογα επίσης με τη τιμή της σταθεράς H₀ του Hubble, μπορούμε να υπολογίσουμε και την ηλικία του Σύμπαντος.

Ο θεωρητικός Αλέξανδρος Friedmann είχε ήδη δείξει ότι τα μοντέλα της διαστολής του σύμπαντος βασίζονταν στη Γενική Σχετικότητα, ενώ το στατικό, ομοιογενές και ισοτροπικό μοντέλο του Σύμπαντος που αναπτύχθηκε από τον Einstein το 1917 ήταν λανθασμένο.

Για σχεδόν 30 χρόνια, εντούτοις, η χρονική κλίμακα της διαστολής του Σύμπαντος φάνηκε πάρα πολύ μικρή όταν συγκρίθηκε με την ηλικία της Γης και των παλαιότερων αστεριών. Έτσι η Γη κατά παράξενο τρόπο φαινόταν να είναι παλαιότερη και από το πιο παλιό άστρο.  Ο Allan Sandage διευκόλυνε πολύ αυτό το πρόβλημα το 1956 χάρις στις βελτιωμένες του εκτιμήσεις για τις αποστάσεις των γαλαξιών.

Η διαμάχη για το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος ­ που υπολογίζετε με τη λεγόμενη σταθερά του Hubble, την H₀ ­ συνέχισε να προκαλεί αντιθέσεις τα προηγούμενα 30 χρόνια. Το πρόβλημα της σταθεράς του Hubble H₀ είναι το εξής: Το σύμπαν δεν διαστέλλεται με σταθερό ρυθμό, στις απαρχές του σύμπαντος η διαστολή επιταχυνόταν με μεγάλο ρυθμό, μετά η επιτάχυνση μετριάστηκε, ενώ σήμερα η διαστολή του Σύμπαντος επιταχύνεται αρκετά. Έτσι η σταθερά του Hubble αλλάζει τιμή ανάλογα με τον ρυθμό διαστολής ενώ στο μέλλον θα είναι μεγαλύτερη λόγω επιτάχυνσης της επέκτασης του Σύμπαντος.

Εντούτοις, σήμερα οι αστροφυσικοί έχουν καταλήξει σε μια τιμή της σταθεράς του Hubble H₀ , που κυμαίνεται από 60 έως 70 km s^­1 ανά μεγαπαρσέκ (1 μεγαπαρσέκ ισούται με 3.26 εκατομμύρια έτη φωτός). Αυτό μεταφράζεται σε μια χρονική κλίμακα διαστολής 15 ± 1,2 δισεκατομμύρια έτη, η οποία θα ήταν και η ηλικία του Σύμπαντος εάν δεν υπήρξε καμία επιτάχυνση ή επιβράδυνση της διαστολής του Σύμπαντος.

Εν τω μεταξύ η ηλικία των παλαιότερων αστεριών, που υπολογίζεται από τα μοντέλα της αστρικής εξέλιξης, έχουν μειωθεί σταθερά. Το 1982 η ηλικία αυτή υπολογίστηκε 17 δισεκατομμύρια έτη. Εντούτοις, οι πιό πρόσφατες μελέτες των αρχαίων αστεριών, χρησιμοποιώντας τις αποστάσεις που παράγονται από την αστρομετρική διαστημική αποστολή Hipparcos, εμφανίζουν ότι τα αρχαία αυτά αστέρια είναι ηλικίας 11.5 ± 1.5 δισεκατομμύρια έτη. Αυτό σημαίνει ότι δεν υπάρχει πλέον κανένα "πρόβλημα ηλικίας" για το Σύμπαν.

Γ! Η νέα αστρονομία χρησιμοποιεί τις μη ορατές ακτινοβολίες

Η εν καιρώ του πολέμου ανάπτυξη του ραντάρ έβγαλε μια ολόκληρη γενιά ράδιο-εμπειρογνωμόνων στην αστρονομία, για να ακολουθήσουν πρωτοποριακές ανακαλύψεις, που έγιναν στη δεκαετία του '30 και τη δεκαετία του '40. Το 1934 ο Karl Jansky είχε ανακαλύψει τη ράδιο-εκπομπή από τον Γαλαξία μας και στη δεκαετία του '40 ο Grote Reber ολοκλήρωσε τους πρώτους ράδιο-χάρτες όλου του Ουρανού. Στην ίδια περίοδο ο John Hey ανακάλυψε τη ράδιο-εκπομπή από τον ήλιο και ανίχνευσε τις πρώτες σημειακές ράδιο-πηγές. Μέχρι την πρόσφατη δεκαετία του '50 η ραδιοαστρονομία είχε αρχίσει να είναι ένα πολύ σημαντικό πεδίο της σύγχρονης αστρονομίας.

Αμέσως ακολούθησαν έρευνες σε άλλες ζώνες μηκών κύματος: Γρήγορα η υπέρυθρη αστρονομία έκανε μεγάλη πρόοδο κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του '60, που κατέληξε στην πτήση του Υπέρυθρου Αστρονομικού Δορυφόρου (IRAS) το 1983 και του Υπέρυθρου Διαστημικό Παρατηρητηρίου της Ευρωπαϊκής Διαστημικής Εταιρείας (ISO) το 1995. Η έναρξη του δορυφόρου Uhuru το 1970 χαρακτηρίστηκε σαν ένα μεγάλο βήμα προς τα εμπρός για την αστρονομία των ακτίνων X.

Οι νέοι αστρονόμοι κατάφεραν να ανακαλύψουν μια πλούσια γκάμα νέων φαινομένων, όπως οι ραδιογαλαξίες, τα κβάζαρ, τα pulsars και από εκεί τους αστέρες νετρονίων. Άλλα ευρήματα έχουν συμπεριλάβει τα διπλά συστήματα ακτίνων X με αστέρια νετρονίων και μαύρες οπές, τις ογκώδεις μαύρες οπές στους γαλαξιακούς πυρήνες, τα άστρα με τις εκπομπές ακτινοβολίας και τους υπερφωτισμένους στο υπέρυθρο γαλαξίες, τους πρωτοπλανητικούς δίσκους, και τέλος τους βαρυτικούς φακούς από τα αστέρια, τους γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών.

Οι μαύρες οπές απέδειξαν ότι να είναι μια από τις πιό δραματικές συνέπειες της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας του Einstein. Για πρώτη φορά συζητήθηκαν από μια ομάδα θεωρητικών αστροφυσικών, αλλά τώρα φαίνονται ότι είναι η κοινή τελική κατάληξη για τα αστέρια, που έχουν τουλάχιστον 20 φορές τη μάζα του δικού μας ήλιου. Οι μαύρες οπές είναι κυρίαρχες στους γαλαξιακούς πυρήνες, όπου βρίσκονται με μάζες που κυμαίνονται μεταξύ 10 ⁶ και 10 ⁹ ηλιακών μαζών. Αν και οι αποδείξεις για την ύπαρξή τους είναι, αναπόφευκτα, έμμεσα, είναι ήδη συντριπτικές.

Η αστροφυσική τώρα της υψηλής ενέργειας ­ δηλαδή η μελέτη των ενεργητικών φωτονίων και των σχετικιστικών σωματιδίων ­ είναι καταπληκτικό πλούσιο πεδίο. Τα επιτεύγματα αυτού του πεδίου, έχουν περιλάβει την αναλυτική φυσική της αεριώδους προσαύξησης στους δίσκους γύρω από τις μαύρες οπές και τα συμπαγή αστέρια, και τα μοντέλα για την παραγωγή των σχετικιστικών πιδάκων στους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες. 

Δ! Το διαστρικό μέσο

Η ανακάλυψη της διαστρικής σκόνης από τον Robert Trumpler το 1930, μετασχημάτισε την αντίληψή μας για το χώρο μεταξύ των αστεριών. Μελέτες που ακολούθησαν για τη σκόνη και το ατομικό, μοριακό και ιονισμένο αέριο, μας έχουν αποκαλύψει τη σύνθετη φυσική των νεφών του αερίου και της σκόνης που εισχωρούν μέσα στους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου και του δικού μας. Οι φασματοσκοπικές μελέτες, που κυμαίνονται από τα οπτικά μήκη κύματος έως τα ραδιοκύματα, είναι ιδιαίτερα σημαντικά στην κατανόηση των τρόπων με τους οποίους σχηματίζονται τα νέα αστέρια συνεχώς από τη διαστρική σκόνη και το αέριο.

Τα περισσότερα από τα βαριά στοιχεία στο διαστρικό μέσο, που περιλαμβάνουν περίπου 2% της συνολικής του μάζας, βρίσκονται είτε υπό μορφή μικρών κόκκων πυριτικού άλατος είτε ανθρακούχου σκόνης, είτε σε μόρια μονοξειδίου του άνθρακα. Ο Arno Penzias και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν αρχικά το μονοξείδιο άνθρακα στο διαστρικό διάστημα το 1970. Τώρα είναι γνωστά πάνω από 50 είδη διαστρικών μορίων.

Η διαστρική σκόνη έχει μια δραστική επίδραση στη ροή της ακτινοβολίας μέσα σε ένα γαλαξία. Ένα σημαντικό μέρος του ορατού και υπεριώδους φωτός που εκπέμπεται από τα αστέρια απορροφάται δραστικά από τη σκόνη και επανεκπέμπεται στα υπέρυθρα μήκη κύματος (ανωτέρω σχήμα). Οι χάρτες του ουρανού, που έγιναν από το IRAS, αποκάλυψαν την πλήρη εικόνα αυτής της επανεκπεμπόμενης ακτινοβολίας για πρώτη φορά. 

Ε! Η θερμή Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang)

Όμως η σημαντικότερη δραματική ανακάλυψη της νέας αστρονομίας ήταν η ανακάλυψη της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τους Penzias και Robert Wilson το 1965. Αυτή η ακτινοβολία ερμηνεύθηκε αμέσως ως το απομεινάρι της ακτινοβολίας - στην φάση που κυριαρχούσε στο σύμπαν αμέσως μετά τη Θερμή Μεγάλη Έκρηξη. Ο υψηλός βαθμός ισοτροπίας του, έδειξε μια εξαιρετικά απλή δομή για το Σύμπαν στις μεγαλύτερες κλίμακες.

Στη δεκαετία του '40 και τη δεκαετία του '50 ο George Gamow και οι συνάδελφοι του είχαν προωθήσει την έννοια ενός θερμού Bing Bang Σύμπαντος, που κυριαρχήθηκε από την ακτινοβολία στα αρχικά του στάδια. Ήλπιζαν έτσι να εξηγήσουν ότι τα στοιχεία δημιουργήθηκαν από τις πυρηνικές αντιδράσεις στον αρχικό Κόσμο. Στο τέλος κατάφεραν να δείξουν ότι μόνο το ήλιο, το δευτέριο και το λίθιο κοσμολογικά λείψανα, σύμφωνα με τους λεπτομερείς υπολογισμούς από το Bob Wagoner, τον Willy Fowler και τον Fred Hoyle το 1967.

Οι Geoffrey και Margaret Burbidge, Fowler και Hoyle είχαν δείξει προηγουμένως ότι τα βαρέα στοιχεία ­ δηλαδή από τον άνθρακα και μετά ­ έγιναν στα αστέρια. Και το 1972  αποδείχθηκε πλήρως ότι τα υπόλοιπα ελαφρά στοιχεία (βηρύλλιο και βόριο) έγιναν από τις κοσμικές ακτίνες, που διαπέρασαν μέσα από τους διαστρικούς πυρήνες ηλίου.

Στη δεκαετία του '70 επιστημονικές ομάδες στο Princeton, το Μπέρκλευ και τη Φλωρεντία ανίχνευσαν την πρώτη μικροσκοπική απόκλιση από την ισοτροπία στην Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου. Αυτή η λεγόμενη "ανισοτροπία διπόλων" φαίνεται ότι οφείλεται στην κίνηση του Γαλαξία μας μέσω του κοσμικού πλαισίου. Η επίδραση του φαινομένου αυτού είναι ότι ο μικροκυματικός ουρανός εμφανίζεται ελαφρώς θερμότερος προς την κατεύθυνση της κίνησής μας, κατά ένα τοις χιλίοις, και ελαφρώς πιό ψυχρός στην αντίθετη κατεύθυνση.

Σχήμα 2ο
Χάρτης Του Ουρανού, που βασίστηκε σε δεδομένα (1991) του δορυφόρου COBE (Cosmic Background Explorer). Η μεσαία κόκκινη λωρίδα οφείλεται στις μικροκυματικές εκπομπές του Γαλαξία μας.

Οι χάρτες των γαλαξιών όλου του ουρανού, που δημιουργήθηκαν από τις έρευνες του IRAS επέτρεψαν στους αστρονόμους να αποδείξουν ότι αυτή η κίνηση οφειλόταν στη βαρυτική έλξη των γαλαξιών μέσα σε 300 μεγαπαρσέκ. Μάλιστα συνέχισε να βελτιώνεται η ακρίβεια με την οποία  θα μπορούσε να μετρηθεί η ισοτροπία του Κοσμικού Υποβάθρου Μικροκυμάτων. Αργότερα το 1991 η ομάδα του Cosmic Background Explorer (COBE) ανήγγειλε ότι είχε ανιχνεύσει ανισοτροπίες με ακρίβεια 1 μέρος προς 100.000 σε μια γωνιακή κλίμακα 10° ( Σχήμα 2ο). Αυτές οι ανισοτροπίες ήταν οι πρώτες αποδείξεις των μικρών διακυμάνσεων της πυκνότητας από τις οποίες πρέπει να εξελίχθηκαν οι σημερινοί γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών.

Από τη δεκαετία του '60 το φάσμα της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου είχε φανεί ότι αντιστοιχούσε σε ένα μέλαν σώμα περίπου 2.7 Κelvin. Αυτές οι μετρήσεις έφθασαν στο αποκορύφωμά τους το 1990 όταν έδειξε η ομάδα του COBE ότι είχε μετρήσει το τέλειο φάσμα κατά Planck, με ακρίβεια ένα μέρος προς χίλια. Αυτή η μορφή μέλανος σώματος κατά Planck είναι οι ισχυρότερες πιθανές αποδείξεις για ένα Σύμπαν το οποίο δημιουργήθηκε με μία Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) και με μια ακτινοβολία που την εξουσίαζε στην αρχική του φάση.

ΣΤ! Σχηματισμός των γαλαξιών και των σμηνών

Οι γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών θεωρούνται πως προέρχονται από τα αποτελέσματα της βαρύτητας πάνω στις μικρές διακυμάνσεις της πυκνότητας, που παρουσιάζονταν στις αρχικές φάσεις του Σύμπαντος. Αυτή η ιδέα αναπτύχθηκε αρχικά από τους Jim Peebles και Yakov Zel'dovich προς το τέλος της δεκαετίας του '60. Αλλά μέχρι το 1980 ήταν σαφές ότι ο υψηλός βαθμός ισοτροπίας του Κοσμικού Υποβάθρου Μικροκυμάτων, έθεσε τα προβλήματα για ένα Σύμπαν που περιέχει μόνο την συνηθισμένη "βαρυονική" ύλη, δηλ. νετρόνια και πρωτόνια.

Όμως για να είναι σε θέση να σχηματισθούν οι γαλαξίες μέχρι σήμερα, ήταν απαραίτητο οι διακυμάνσεις να εμφανίστηκαν και με την ύπαρξη κάποιων μη-βαρυονικών συστατικών. Προκειμένου να ξεκινήσει ο σχηματισμός δομών αυτά τα μη-βαρυονικά στοιχεία πρέπει να έχουν αποσυνδεθεί από την ακτινοβολία, που δημιουργήθηκε στο Big Bang, πολύ πριν δημιουργηθούν τα βαρυόνια. Με άλλα λόγια, δεν μπορούν να γίνουν οι γαλαξίες εκτός αν ο Κόσμος εξουσιάζεται από τη "σκοτεινή ύλη" που, εξ ορισμού, δεν ακτινοβολεί. Κατά συνέπεια η εμφάνιση της σκοτεινής ύλης ήταν η αιτία που βρισκόμαστε όλοι σήμερα εδώ, με τη μορφή της βαρυονικής ύλης.

Ο Zel'dovich πρότεινε ότι ότι ένα νετρίνο με μια μάζα μερικών δεκάδων ηλεκτρονιοβόλτ (eV) θα μπορούσε να σχηματίσει την "θερμή σκοτεινή ύλη", που ονομάζεται έτσι επειδή τα νετρίνα θα μπορούσαν να κινούνται με ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Υποστήριξε ότι μια τέτοια θερμή σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να εξηγήσει την προέλευση της δομής σε ένα σχηματισμό της μορφής "από το μεγάλο προς το μικρό", με τα σμήνη δηλαδή να σχηματίζονται πρώτα και τα οποία τεμαχίστηκαν αργότερα σε γαλαξίες. Οι προσομοιώσεις με υπολογιστές έδειξαν, εντούτοις, ότι αυτό το μοντέλο δεν λειτούργησε και ότι το εναλλακτικό σενάριο της "ψυχρής σκοτεινής ύλης" λειτούργησε στις προσομοιώσεις πολύ καλύτερα.

Αυτό θα οδηγούσε σε ένα σχηματισμό δομών "από τα μικρότερα στοιχεία προς τα μεγαλύτερα". Έτσι στο μοντέλο αυτό οι γαλαξίες σχηματίσθηκαν πρώτα και έπειτα συγχωνεύτηκαν για να σχηματισθούν τα σμήνη των γαλαξιών. Αυτή η προσέγγιση απαιτεί την παρουσία σωματιδίων σκοτεινής ύλης, τα οποία κινούνταν αργά στις απαρχές του Σύμπαντος. Αυτήν την χρονική περίοδο τα πιο επιτυχή σενάρια είναι βασισμένα στη ψυχρή σκοτεινή ύλη, με το δημοφιλέστερο υποψήφιο για τη σκοτεινή ύλη να είναι το ελαφρύτερο υπερσυμμετρικό σωματίδιο, το νετραλίνο (neutralino). Πράγματι, διάφορα υπόγεια πειράματα βρίσκονται εν εξελίξει για να προσπαθήσουν να ανιχνεύσουν αυτό το μυστηριώδες νετραλίνο..

Πάντως, είναι απαραίτητο να υπάρξει κι ένα πρόσθετο συστατικό για να ταιριάξει το παρατηρηθέν φάσμα των διακυμάνσεων της πυκνότητας σήμερα στο Σύμπαν. Οι προτάσεις για αυτό το πρόσθετο συστατικό περιλαμβάνουν μια πρόσθετη απωθητική δύναμη, η οποία ενεργεί σε μεγάλες κλίμακες, μια έννοια που εισήχθη αρχικά από τον Einstein το 1917 για να επιτύχει έναν στατικό Σύμπαν στο μοντέλο που υπολογίστηκε με βάση την Γενική Σχετικότητα. Θα μπορούσε επίσης να υπάρξει κι ένα δεύτερο συστατικό σκοτεινής ύλης υπό μορφή νετρίνο με μάζα μερικών ηλεκτρόνιο-βολτ.

Εν τω μεταξύ, πειράματα ατμοσφαιρικών νετρίνων εμφανίζουν να αποδεικνύουν ότι τουλάχιστον ένα είδος νετρίνο έχει μάζα διάφορη του μηδενός. Εντούτοις, κι αυτή η υπονοούμενη μάζα δεν είναι αρκετά μεγάλη για να έχει μια αρκετή κοσμολογική επίδραση, εκτός αν οι αστροφυσικοί στραφούν στα σενάρια της μη Καθιερωμένης Φυσικής (φυσική υπερχορδών).

Ένα σημαντικό συστατικό στη θεωρία της προέλευσης της δομής ήταν η εφεύρεση του πληθωρισμού από τον Alan Guth το 1980. Αυτή η θεωρία εισήχθη για να λύσει το ονομαζόμενο πρόβλημα των μαγνητικών μονόπολων καθώς και το πρόβλημα των οριζόντων στην κοσμολογία. Στο πρώτο πρόβλημα η αλλαγή φάσης, που συνδέεται με το σπάσιμο της συμμετρίας της μεγάλης ενοποιημένης δύναμης στο αρχικό στάδιο του Σύμπαντος, είναι πιθανόν να έχει παραγάγει μια υψηλή πυκνότητα από αυτά τα μαγνητικά μονόπολα. Εντούτοις κανένας αστροφυσικός δεν τα έχει παρατηρήσει. Το πρόβλημα των οριζόντων προκύπτει όταν κοιτάξουμε στο μικροκυματικό υπόβαθρο σε αντίθετες κατευθύνσεις. Πώς είναι δυνατόν δύο περιοχές του Σύμπαντος, που ποτέ δεν είχαν αιτιακή επαφή σύμφωνα με το Καθιερωμένο Μοντέλο της επέκτασης του Σύμπαντος, να κατορθώσουν να είναι όμοια;

Η αρχική ιδέα του πληθωρισμού ήταν ότι στην εποχή του σπασίματος της συμμετρίας, το Σύμπαν θα ήταν σε μια κατάσταση "ψευδοκενού". Αυτό θα ενεργούσε σαν μια τεράστια κοσμολογική άπωση και θα οδηγούσε σε μια εκθετική διαστολή για αρκετό χρόνο (περίπου 10 ^­32 sec) για να λύσει το πρόβλημα των οριζόντων. Η ενέργεια του κενού θα μετατρεπόταν έπειτα σε ύλη και ακτινοβολία. Με αυτή τη διαδικασία θα είχαν παραχθεί και οι απαιτούμενες μικρές, αρχέγονες διακυμάνσεις πυκνότητας, και η κανονική διαστολή, που παρατήρησε ο Hubble, θα είχε επαναληφθεί. Μάλιστα από τότε έχουν δημιουργηθεί πολλές παραλλαγές αυτής της γενικής ιδέας.

Ζ! Η σημερινή κατάσταση και οι μελλοντικές προοπτικές

Σχήμα 3. Οι πιο απομακρυσμένοι γαλαξίες, που έχουν φωτογραφηθεί απέχουν αποστάσεις της τάξης των 12 δισεκατομμυρίων ετών.

Στο τέλος του 20ου αιώνα, βρήκε την αστροφυσική και την κοσμολογία να βρίσκονται σε ένα πολύ υψηλό επίπεδο. Αλλά φαίνεται να μην υπάρχει κανένα τέλος στον πλούτο των νέων ανακαλύψεων. Το Hubble Deep Field ­ ένας χάρτης μιας μικρής περιοχής του Ουρανού σε πολύ μεγάλο βάθος, που έγινε με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble  ­ έχει επεκτείνει χρονολογικά προς τα πίσω την εικόνα που έχουμε, όταν σχηματίζονταν τα αστέρια μέσα στους γαλαξίες,  την εποχή που το Σύμπαν ήταν μόνο στο 10% της σημερινής ηλικίας του (η εικόνα 3, δείχνει ακριβώς πως ήταν το σύμπαν εκείνη την εποχή).

Εν τω μεταξύ, οι έρευνες στο Hubble Deep Field με υπέρυθρες ακτίνες και σε μήκη κύματος κάτω από το 1 χιλιοστό, χρησιμοποιώντας τον ISO και το τηλεσκόπιο James Clerk Maxwell στη Χαβάη, έχουν δείξει ότι οι περισσότεροι σχηματισμοί αστεριών στους γαλαξίες κρύβονται από μπροστά μας από τη μεσογαλαξιακή και διαστρική σκόνη.

Η νέα γενιά των τηλεσκοπίων των 8 και 10 m  καθιστά τη φασματοσκοπία των πολύ απόμακρων γαλαξιών σχεδόν ρουτίνα. Επιτρέπουν επίσης τον προσδιορισμό των απόμακρων σουπερνοβών, που εμφανίζονται να δείχνουν ότι η διαστολή του Σύμπαντος είναι επιταχυνόμενη, που πιθανώς να οφείλεται στη μυστήρια κοσμολογική άπωση, όπως αναφέρθηκε πιο πάνω. Τον τελευταίο καιρό προσεκτικές φασματοσκοπικές αναζητήσεις έχουν ανακαλύψει εκατό περίπου πλανήτες στο μέγεθος του Δία, να περιστρέφονται γύρω από τα γονικά τους αστέρια.

Τον τελευταίο καιρό έχουν αρχίσει να ανιχνεύονται μυστήριες εκρήξεις των ακτίνων-γ.  Αυτά τα έντονα ξεσπάσματα της ακτινοβολίας γάμμα έχουν παρατηρηθεί σε κοσμολογικές αποστάσεις και φαίνονται να αφορούν την καταστροφή ενός αστεριού νετρονίων και το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας.

Ο εκρηκτικός ρυθμός της προόδου είναι πιθανό να συνεχιστεί τουλάχιστον και στις επόμενες δεκαετίες. Και η NASA και η Ευρωπαϊκή Διαστημική Εταιρεία (ESA) προγραμματίζουν μελλοντικές αποστολές για να χαρτογραφήσουν το μικροκυματικό υπόβαθρο. Ο έλεγχος της ανισοτροπίας των μικροκυμάτων και οι αποστολές του διαστημικού παρατηρητηρίου Planck μπορούν να καθορίσουν με πρωτοφανή ακρίβεια τις περισσότερες από τις βασικές κοσμολογικές παραμέτρους,  και να εξετάσουν την προέλευση αυτών των διακυμάνσεων της πυκνότητας.