Μεταβάλλονται οι νόμοι της φύσης με τον χρόνο; 
Τι δείχνει η πειραματική έρευνα. (Μέρος 1ο από 4)

Άρθρο ανασκόπησης, του John Webb στο περιοδικό Physics World, Ιούνιος 2003

Ακριβείς μετρήσεις του φωτός από μακρινά κβάζαρ δείχνουν ότι η τιμή της σταθεράς της λεπτής υφής μπορεί να έχει αλλάξει κατά την εξέλιξη του Σύμπαντος. Αν αυτό επιβεβαιωθεί οι συνέπειες θα είναι τεράστιες για το οικοδόμημα της φυσικής. 

Τι εννοούμε όταν λέμε νόμοι της φύσης; Η φράση αυτή αφήνει να εννοηθεί ένα σύνολο αμετάβλητων κανόνων οι οποίοι εφαρμόζονται σε όλα τα σημεία και σε όλες τις χρονικές στιγμές του Σύμπαντος. Δεν πρέπει όμως να ξεχνάμε ότι σε τελευταία ανάλυση είναι οι άνθρωποι εκείνοι που δηλώνουν ότι μια επιστημονική θεωρία είναι νόμος της φύσης, και οι άνθρωποι συχνά σφάλλουν. 

Η ανάπτυξη μιας επιστημονικής θεωρίας έχει ακολουθήσει πάντα την ανάγκη κατανόησης  μιας παρατήρησης για την οποία δεν υπήρχε προηγουμένως ικανοποιητική εξήγηση. Όταν αναπτύσσουν νέες θεωρίες οι φυσικοί, υποθέτουν ότι θεμελιώδεις ποσότητες όπως η σταθερά της βαρύτητας, η ταχύτητα του φωτός στο κενό, η το φορτίο του ηλεκτρονίου παραμένουν σταθερά. Και όταν οι θεωρίες αυτές προβλέπουν ορθά τα αποτελέσματα νέων παρατηρήσεων, η πίστη μας ότι αυτές οι θεμελιώδεις ποσότητες είναι πραγματικά σταθερές δυναμώνει. 

Επιπλέον, παρά τις γρήγορες αλλαγές στην τεχνολογία κατά τις προηγούμενες δεκαετίες, η χρονική κλίμακα κατά την οποία πραγματοποιούνται οι μεγάλες νέες ανακαλύψεις στην φυσική, είναι συγκρίσιμες με την διάρκεια της ανθρώπινης ζωής στην Γη. Αυτό σημαίνει ότι οι θεωρίες που αναπτύχθηκαν πριν από δεκαετίες μοιάζουν σε σχέση με τη ζωή του Σύμπαντος μάλλον πρόσφατες.  

Είναι ουσιαστικό να θυμόμαστε επίσης τα όρια μέσα στα οποία γίνεται η πειραματική επιβεβαίωση των φυσικών θεωριών μας. Τα περισσότερα από τα πειράματα που κάνουμε για να ελέγξουμε τις θεωρίες περιορίζονται σε μια μικρή περιοχή του Σύμπαντος, κοντά στη Γη ή στις περιοχές που μπορούμε να παρατηρήσουμε με τα τηλεσκόπιά μας. Ίσως αν μπορούσαμε να κάνουμε πειράματα σε διαφορετικά μέρη του Σύμπαντος ή σε διαφορετικές χρονικές στιγμές του, τα αποτελέσματά μας να ήταν διαφορετικά.  Κάτι τέτοιο φαίνεται να συμβαίνει και όταν μετράμε τη σταθερά λεπτής υφής που υπήρχε στο μακρινό παρελθόν. 

Τι είναι η σταθερά λεπτής υφής;

Ο πρώτος που έθεσε το ερώτημα αν οι νόμοι της φύσης παρέμεναν αναλλοίωτοι από την εποχή του Big Bang ήταν ο Paul Dirac το 1937. Ο Dirac προσπάθησε να συνδέσει τη σταθερά της βαρύτητας, η οποία περιγράφει τα φαινόμενα μακροσκοπικής κλίμακας του Σύμπαντος, με διάφορες σταθερές και αριθμούς που περιγράφουν φαινόμενα της μικροσκοπικής κλίμακας. Στην προσπάθειά του αυτή κατέληξε ότι μια από τις σταθερές της φύσης, αυτή της βαρύτητας μεταβαλλόταν με το χρόνο. 

Αν και οι παρατηρήσεις μας που ακολούθησαν δεν δικαίωσαν τον Dirac, οι πρόοδοι σε πολλούς τομείς της φυσικής και της αστρονομίας μας έχουν δώσει το έναυσμα για να ερευνήσουμε αν μπορούν να μεταβάλλονται οι σταθερές της φύσης. Ιδιαίτερα εξετάζεται το ερώτημα: Είναι η σταθερά λεπτής υφής πραγματικά σταθερά, η έχει αλλάξει η τιμή της κατά την ιστορία του Σύμπαντος. 

Η σταθερά λεπτής υφής , α, είναι ένα μέτρο της ισχύος της ηλεκτρομαγνητικής αλληλεπίδρασης, με την οποία τα ηλεκτρόνια δεσμεύονται μέσα στα άτομα και τα μόρια. Ορίζεται ως  α = e²/h bar c = 1/137, όπου e είναι το φορτίο του ηλεκτρονίου, h bar είναι η σταθερά του Planck διαιρεμένη δια 2π, και c είναι η ταχύτητα του φωτός στο κενό. Η σταθερά λεπτής υφής παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον διότι είναι αδιάστατος αριθμός. Αυτό την κάνει πιο θεμελιώδη από άλλες σταθερές η τιμή των οποίων εξαρτάται από τις μονάδες μέτρησης. 

Ο υπέρτατος στόχος των θεωρητικών φυσικών είναι να βρεθεί μια ενιαία θεωρία που να περιγράφει τις 4 θεμελιώδεις δυνάμεις. Την βαρύτητα, την ηλεκτρομαγνητική, και την ισχυρή και ασθενή πυρηνική δύναμη. Αν και οι ισχύς αυτών των δυνάμεων διαφέρουν, όπως και η εμβέλειά τους, οι περισσότεροι φυσικοί πιστεύουν ότι μια ενοποιημένη θεωρία θα ανακαλυφθεί. Αν δεν βρεθεί μια τέτοια θεωρία, θα χαθεί ένα μεγάλο μέρος της κομψότητας και της ομορφιάς της θεμελιώδους φυσικής.  

Η Γενική θεωρία της Σχετικότητας  για την βαρύτητα απαιτεί μόνο 3 χωρικές διαστάσεις. όμως ο κυριότερος υποψήφιος για μια ενοποιημένη θεωρία απαιτεί και άλλες διαστάσεις πέραν των τριών. Δεν γνωρίζουμε αν αυτές οι ενοποιημένες θεωρίες είναι σωστές, αλλά αν υπάρχουν και άλλες διαστάσεις, θα πρέπει να είναι μικροσκοπικές σε σχέση με τις συνηθισμένες χωρικές διαστάσεις. Η ιδέα να αποδώσουμε μέγεθος σε μια διάσταση, μπορεί να φαίνεται παράξενη αλλά είναι σημαντική.    

Το παρόν μέγεθος του Σύμπαντος καθορίζεται από την απόσταση που ταξίδεψε το φως από τη στιγμή του Big Bang, δηλαδή περίπου 13,5 δισεκατομμύρια έτη φωτός, και από το μέγεθος της διαστολής του από τότε. Αυτό σημαίνει ότι το πραγματικό μέγεθος του Σύμπαντος είναι περίπου 40 δισεκατομμύρια έτη φωτός και αυξάνει. 

Οι επιπρόσθετες διαστάσεις διαστέλλονται μαζί με το Σύμπαν σύμφωνα με τις ενοποιημένες θεωρίες; Η απάντηση στην ερώτηση αυτή είναι: όχι. Αν οι μικροσκοπικές διαστάσεις διαστέλλονταν με τον ίδιο ρυθμό, τότε η ισχύς της βαρύτητας θα άλλαζε αρκετά γρήγορα, και δεν υπάρχουν ενδείξεις για κάτι τέτοιο. Όμως μπορούμε ίσως να συμπεράνουμε την ύπαρξη αυτών των επιπλέον διαστάσεων, ανιχνεύοντας μικρές μεταβολές στην ισχύ της βαρύτητας η των άλλων τριών δυνάμεων. 

Έχει προβλεφθεί για παράδειγμα ότι μεγάλου μεγέθους επιπρόσθετες διαστάσεις θα προκαλούσαν μικρές αποκλίσεις στο νόμο του αντιστρόφου τετραγώνου της βαρύτητας για αποστάσεις μικρότερες του 1 mm. Πρόσφατες μετρήσεις όμως από τον John Price και τους συνεργάτες του στο πανεπιστήμιο του Colorado στο Boulder, απέτυχαν να βρουν τέτοιες ενδείξεις σε αποστάσεις της τάξης των100 µm (J C Long και άλλοι. 2003 Nature 421 922). Αυτό είναι ένα από τα πολλά πειράματα που έγιναν για να ελέγξουν με υψηλή ακρίβεια, σταθερές, δυνάμεις και θεμελιώδεις συμμετρίες κατά τα τελευταία χρόνια. 

Υπάρχουν αρκετοί τρόποι να μετρήσουμε πιθανές μεταβολές του α με τον χρόνο. Μπορούμε να μετρήσουμε τα φάσματα απορρόφησης διαφόρων κβάζαρ που να έχουν διαφορετικές μετατοπίσεις προς το ερυθρό. Μπορούμε να συγκρίνουμε τους ρυθμούς με τους οποίους "πάλλονται" ατομικά ρολόγια φτιαγμένα από διαφορετικά στοιχεία. Μπορούμε επίσης να μελετήσουμε το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυματικής ακτινοβολίας ή την δημιουργία των στοιχείων στο πρώιμο Σύμπαν. Μια μέθοδος όμως που χρησιμοποιήθηκε για να ανιχνευθεί πως θα μπορούσε να έχει αλλάξει το Σύμπαν κατά τα δύο τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια, στηρίζεται σε μια από τις πιο ασυνήθιστες διαδικασίες που μελετήθηκε ποτέ από τους φυσικούς. Σε αυτό που έχει αποκληθεί φυσικός πυρηνικός αντιδραστήρας στο Oklo της Κεντρικής Αφρικής. 

Η παράξενη ιστορία του αντιδραστήρα στο Oklo 

Το φυσικό ουράνιο περιέχει δύο ισότοπα. Το ένα είναι το ουράνιο-235, που χρησιμοποιείται για την πυρηνική σχάση και είναι σχετικά σπάνιο αφού συνιστά μόνο το 0,7% της συνολικής ποσότητας φυσικού ουρανίου. Το λιγότερο ραδιενεργό ουράνιο-238 αποτελεί το υπόλοιπο 99,3%. Το 1972, επιστήμονες από τη Γαλλία, παρατήρησαν κάτι μυστηριώδες σε δείγματα που προέρχονταν από ένα ορυχείο ουρανίου στη Γκαμπόν της Κεντρικής Αφρικής. Το σχετικό ποσοστό του ουρανίου-235 ήταν λιγότερο απ' ότι αναμενόταν, κατά ένα παράγοντα ίσο με 2. 

Μια πιθανή εξήγηση ήταν ότι κάποια ομάδα τρομοκρατών με υψηλή τεχνολογία είχε κλέψει το ουράνιο που έλειπε, για σκοπούς κάθε άλλο παρά αθώους. Όμως, και τα ισότοπα άλλων στοιχείων εμφανίζονταν να είναι ελαττωμένα κατά όπως συμβαίνει και μεταξύ των άχρηστων απόβλητων στους σύγχρονους πυρηνικούς αντιδραστήρες. Η πιο εύλογη εξήγηση λοιπόν ήταν ότι στο Oklo υπήρχε κάποτε ένας φυσικός αντιδραστήρας. Αν και οι φυσικοί πυρηνικοί αντιδραστήρες είχαν προβλεφθεί από τον Paul Kuroda του πανεπιστημίου του Arkansas το 1956, το Oklo είναι το μόναδικό γνωστό παράδειγμα.  

 
Εικόνα 1.Ένα φυσικό θαύμα. Οι μετρήσεις που έγιναν στον φυσικό πυρηνικό αντιδραστήρα του Oklo στην Κεντρική Αφρική, μπορούν να θέσουν όρια στις πιθανές μεταβολές της σταθεράς της λεπτής υφής, κατά τα 2 δισεκατομμύρια προηγούμενα χρόνια. 

Αυτό που πιθανολογείται ότι συνέβη, είναι ότι το οξυγονωμένο νερό διέλυσε αργά το ουράνιο-235 που βρισκόταν αποθηκευμένο στο επιφανειακό πέτρωμα πριν από 2 δις. χρόνια. Αρχικά θα ήταν της τάξης του 3% αλλά με την πάροδο του χρόνου, πέρα από τη ραδιενεργό διάσπασή του, το διαλυμένο ουράνιο-235 θα συγκεντρώθηκε σε μάζες από παρακείμενα φύκη που δρουν ως φίλτρα, και βαθμιαία θα έφτασε στην απαιτούμενη κρίσιμη ποσότητα για να ξεκινήσουν πυρηνικές αντιδράσεις σχάσης, όπως και σ' ένα αντιδραστήρα. Ο αντιδραστήρας αυτός θα "έκαψε" το ουράνιο-235, κι έτσι εξηγούνται τα πολύ χαμηλά σημερινά ποσοστά του. 

Αλλά πως συνδέεται αυτό με τη σταθερά α; Το 1976, τέσσερα χρόνια μετά την ανακάλυψη του αντιδραστήρα στο Oklo, ο Alexander Shlyakhter του Ινστιτούτου Πυρηνικής Φυσικής του Leningrad έκανε τον συσχετισμό. Τα δείγματα από το Oklo, αποκάλυψαν ότι το ποσοστό εμφάνισης του Σαμάριου-149 ήταν 45 φορές λιγότερο απ' ότι σε άλλα επίγεια δείγματα, και ο Shlyakhter έδειξε ότι θερμικά νετρόνια μπορούσαν να μετατρέψουν το Σαμάριο-149 σε Σαμάριο-150 αν διέθεταν ακριβώς την απαιτούμενη ενέργεια. 

Η ενέργεια αυτή συντονισμού, μεταξύ των δύο μορφών του σαμαρίου, εξαρτάται από τη σταθερά α. Έτσι αν η σταθερά α είχε διαφορετική τιμή 2 δισεκατομμύρια χρόνια πριν η ελάττωση του ποσοστού του Σαμαρίου-149 θα ήταν επίσης διαφορετική. Οι λεπτομέρειες του υπολογισμού είναι περίπλοκες αλλά δείχνουν ότι μια διαφορά στη σταθερά α από τον καιρό του πυρηνικού αντιδραστήρα του Oklo μέχρι σήμερα δεν μπορεί να είναι μεγαλύτερη από 10^-7.

Πολύ πρόσφατα, μια νέα τεχνική μέτρησης στη γεωλογία, γνωστή ως χρονολόγηση με Ρήνιο, μας έδωσε ακόμη πιο συγκεκριμένα αποτελέσματα. Οι ηλικίες που προσδιορίστηκαν με τη μέθοδο αυτή σε σιδηρούχους μετεωρίτες, είναι συνεπείς με αυτές που βρέθηκαν με άλλες μεθόδους. Από αυτό μπορούμε να δείξουμε ότι ο χρόνος ημιζωής του ρηνίου κατά τη β-διάσπαση, δεν μπορεί να έχει αλλάξει περισσότερο από 0,5% σε όλη την ηλικία του ηλιακού συστήματος. Αυτό μεταφράζεται σε ένα ανώτατο όριο της πιθανής κλασματικής μεταβολής της σταθεράς α της τάξης του 1 προς 10⁷ κατά τα 4.6 τελευταία δισεκατομμύρια χρόνια. 

Ενώ τα 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια είναι ένα μεγάλο χρονικό διάστημα, το Σύμπαν έχει μια ηλικία της τάξης των 13,5 δις χρόνια. Είναι δυνατόν να ανιχνεύσουμε μεταβολές του α ακόμα πιο παλιά, δηλαδή κατά τα αρχικά στάδια του Σύμπαντος; Η απάντηση είναι ναι, με τη βοήθεια των κβάζαρ.