Οι μακρινοί σούπερνόβα θα μας αποκαλύψουν την κρίσιμη περίοδο στην εξέλιξη του Σύμπαντος, όταν ο ρυθμός διαστολής του άλλαξε, και η διαστολή από επιβραδυνόμενη έγινε επιταχυνόμενη;

Από τον καιρό του Νεύτωνα μέχρι τα τέλη της δεκαετίας του 1990 το κύριο χαρακτηριστικό της βαρύτητας ήταν η ελκτική της φύση. Αν και η Γενική Σχετικότητα του Einstein επιτρέπει στην βαρύτητα να εμφανίζεται τόσο ελκτική όσο και απωστική, οι πιο πολλοί φυσικοί θεώρησαν την άπωση σαν μια θεωρητική μόνο ιδιότητα που δεν είχε σχέση με το πραγματικό σύμπαν. Έως πρόσφατα οι αστρονόμοι πίστευαν ότι το μόνο που θα μπορούσε να κάνει η βαρύτητα ήταν να επιβραδύνει την διαστολή του σύμπαντος.

Το 1998 όμως οι ερευνητές παρατηρώντας πολύ μακρινούς σούπερνόβα - ουράνια αντικείμενα τα οποία για μικρό χρονικό διάστημα φωτοβολούν όσο 10 δισεκατομμύρια ήλιοι - βρήκαν ότι ήταν λιγότερο φωτεινοί από όσο περίμεναν. η πιο προφανής εξήγηση γι αυτή την απόκλιση είναι ότι το φως από τους σούπερνόβα, που εκπέμφθηκε δισεκατομμύρια χρόνια πριν, ταξίδεψε μεγαλύτερη απόσταση από αυτήν που πρόβλεπαν οι θεωρητικοί. Και αυτό με τη σειρά του σήμαινε ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται αντί να επιβραδύνεται.

Το αποτέλεσμα αυτό ήταν τόσο ρηξικέλευθο, ώστε οι κοσμολόγοι υπαινίχθηκαν ότι η απόκλιση των σούπερνόβα οφειλόταν σε άλλες αιτίες, όπως για παράδειγμα στην απορρόφηση του φωτός από την κοσμική σκόνη.

Τα χρόνια που ακολούθησαν όμως, η κοσμική επιτάχυνση επικράτησε καθώς οι αστρονόμοι επεξέτειναν τις παρατηρήσεις τους και σε άλλους ακόμα πιο μακρινούς σούπερ-νόβα.

Αυτή όμως η επιτάχυνση στη διαστολή του σύμπαντος υπήρχε άραγε σε όλη τη ζωή του σύμπαντος; ή μήπως είναι σχετικά νεώτερο γεγονός στη ζωή του;

Η απάντηση στο ερώτημα αυτό έχει βαθιές προεκτάσεις. Αν η επιτάχυνση αυτή ήταν παντοτινή, τότε η κοσμολογία ολόκληρη πρέπει να αναθεωρηθεί. Αλλά αν είναι ένα σχετικά πρόσφατο φαινόμενο, οι ερευνητές έχουν να διασαφηνίσουν την αιτία της μαθαίνοντας πότε και πως το σύμπαν άρχισε να αυξάνει την ταχύτητα διαστολής του.

Μάχη Τιτάνων

Σχεδόν 75 χρόνια πριν, ο αστρονόμος Edwin Hubble ανακάλυψε τη διαστολή του σύμπαντος όταν παρατήρησε ότι οι άλλοι γαλαξίες απομακρύνονταν από τον δικό μας. Παρατήρησε ότι οι πιο απομακρυσμένοι από τους γαλαξίες αυτούς απομακρύνονταν με μεγαλύτερη ταχύτητα από τους κοντινότερους και αυτό τον οδήγησε στη διατύπωση του λεγόμενου νόμου του Hubble: "Η σχετική ταχύτητα απομάκρυνσης ισούται με την απόσταση του γαλαξία πολλαπλασιασμένη επί μια σταθερά, που λέγεται σταθερά του Hubble."

Υπό το πρίσμα της Γενικής θεωρίας της Σχετικότητας, ο νόμος του Hubble πηγάζει από την ομοιόμορφη διαστολή του χώρου δηλαδή από την αύξηση του μεγέθους του σύμπαντος.

Φανταστείτε ότι ένας σούπερ-νόβα εκρήγνυται σ' ένα μακρινό γαλαξία όταν το σύμπαν είχε το μισό από το σημερινό μέγεθος. Έως σήμερα που η ακτινοβολία της έκρηξης έφτασε στο γαλαξία μας, το μήκος κύματός της διπλασιάστηκε μαζί με το σύμπαν, κάνοντας το μήκος κύματός της να μετατοπιστεί προς το ερυθρό άκρο του φάσματος.

Στη θεωρία του Einstein, η έννοια της βαρύτητας ως ελκτικής δύναμης ισχύει για όλες τις γνωστές μορφές ύλης και ενέργειας ακόμη και σε κοσμική κλίμακα. Η ίδια όμως θεωρία επιτρέπει και τη δυνατότητα μορφών ενέργειας με παράξενες ιδιότητες, που οδηγούν σε απωστική βαρύτητα. Η ανακάλυψη της επιτάχυνσης στη διαστολή, αποκάλυψε την παρουσία μιας τέτοιας μορφής ενέργειας που πήρε τον τίτλο: "σκοτεινή ενέργεια."

Το αν η διαστολή επιταχύνεται ή επιβραδύνεται εξαρτάται από την έκβαση της μάχης ανάμεσα σε δύο Τιτάνες: Την ελκτική βαρύτητα της ύλης και της ενέργειας και την απωστική βαρύτητα της σκοτεινής ενέργειας.

Εκείνο που θα κρίνει την έκβαση αυτής της μάχης είναι η πυκνότητα της ύλης και της σκοτεινής ενέργειας. Η πυκνότητα της ύλης ελαττώνεται καθώς το σύμπαν διαστέλλεται γιατί ο όγκος του αυξάνει. Αν και λίγα είναι γνωστά για την σκοτεινή ενέργεια, η πυκνότητά της αναμένεται να μεταβάλλεται λίγο ή και καθόλου με τη διαστολή του σύμπαντος. Σήμερα η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας είναι μεγαλύτερη από αυτή της ύλης, αλλά στο μακρινό παρελθόν, η πυκνότητα της ύλης ήταν μεγαλύτερη και τότε επικρατούσε η επιβράδυνση της διαστολής.

Πώς μπορεί η βαρύτητα να είναι απωστική;

Στη θεωρία του Νεύτωνα η βαρύτητα είναι πάντα ελκτική, και η έντασή της εξαρτάται από τη μάζα του σώματος που ασκεί την ελκτική δύναμη. Στη Θεωρία του Einstein η ένταση της βαρύτητας εξαρτάται από την μάζα/ενέργεια αλλά και από την εσωτερική πίεση του σώματος που δημιουργεί το πεδίο.

Πιο συγκεκριμένα, η ένταση της βαρύτητας ενός αντικειμένου είναι ανάλογη προς την πυκνότητα της ενέργειάς του συν το τριπλάσιο της πίεσής του.

Ο Ήλιος μας για παράδειγμα, είναι μια θερμή αέρια σφαίρα με θετική πίεση (δηλαδή προς τα έξω). Επειδή η πίεση του αερίου αυξάνει με τη θερμοκρασία, η βαρυτική έλξη του ήλιου είναι ελαφρά μεγαλύτερη απ' ότι θα ήταν αν ο ήλιος ήταν μια ψυχρή σφαίρα ίσης μάζας.

Από την άλλη πλευρά, ένα αέριο φωτονίων έχει μια πίεση που είναι ίση με το 1/3 της ενεργειακής του πυκνότητας, έτσι, η βαρυτική του έλξη θα είναι διπλάσια από μια ισοδύναμη μάζα ψυχρής ύλης.

Η σκοτεινή ενέργεια τώρα, χαρακτηρίζεται από αρνητική πίεση. Να θυμίσουμε ότι η αρνητική πίεση από μόνη της δεν είναι κάτι το εξωτικό. Μια ελαστική μεμβράνη που έχει την τάση να συρρικνωθεί προς τα μέσα, έχει επίσης αρνητική (προς τα μέσα) πίεση. Αν η αρνητική πίεση πέσει κάτω από την τιμή -1/3 φορές την πυκνότητα ενέργειας, τότε το άθροισμα της ενέργειας συν 3 φορές την πίεση είναι αρνητικό και η βαρυτική δύναμη γίνεται απωστική.

Το κβαντικό κενό έχει μια πίεση ίση με -1 φορά την πυκνότητα ενέργειας κι έτσι η βαρυτική δύναμη του κενού είναι έντονα απωστική. Όταν οι θεωρητικοί προσπαθούν να υπολογίσουν την πυκνότητα ενέργειας του κβαντικού κενού, στηριζόμενοι στην εμφάνιση και εξαφάνιση όλων των "εν δυνάμει σωματιδίων",  που γεννιούνται και εξαφανίζονται στο κενό σύμφωνα με την αρχή της απροσδιοριστίας, καταλήγουν σε μεγέθη που είναι 55 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερα απ΄ όσο δείχνει η παρατήρηση. Αν η πυκνότητα ενέργειας του κενού ήταν τόσο μεγάλη, το σύμπαν θα είχε ήδη φτάσει σε πολύ μικρό χρόνο σε μια διάλυση, ενώ δεν θα είχαν προλάβει να σχηματιστούν καθόλου γαλαξίες.

 Άλλες υποθετικές μορφές της σκοτεινής ενέργειας έχουν πιέσεις που κυμαίνονται από -1/3 έως -1 φορά την πυκνότητα ενέργειας. Οι θεωρητικοί έχουν επικαλεστεί μερικές από αυτές τις μορφές σκοτεινής ενέργειας για να εξηγήσουν την εποχή του πληθωρισμού, μια αρχική εποχή του σύμπαντος με τρομερή επιτάχυνση στη διαστολή του. Άλλες επίσης από αυτές τις μορφές θεωρούνται υπεύθυνες για την επιτάχυνση που παρατηρούμε σήμερα.

Πως γνωρίζουμε ότι η επιτάχυνση δεν ήταν παντοτινή;

Οι κοσμολόγοι έχουν κάποιους σοβαρούς λόγους  να πιστεύουν ότι η διαστολή του σύμπαντος δεν ήταν συνεχώς επιταχυνόμενη. Αν ήταν δεν θα μπορούσαν να εξηγήσουν την ύπαρξη των κοσμικών δομών που παρατηρούμε στο σύμπαν σήμερα. οι γαλαξίες, τα γαλαξιακά σμήνη και οι ακόμα μεγαλύτερες δομές εξελίχθηκαν από μικρές ανομοιογένειες στην πυκνότητα της ύλης του αρχικού σύμπαντος. Η ισχυρότερη ελκτική βαρυτική δύναμη των πιο πυκνών περιοχών της ύλης, σταμάτησε τη διαστολή τους, επιτρέποντας το σχηματισμό βαρυτικά δέσμιων αντικειμένων, από τα μεγέθη των γαλαξιών μέχρι τα σμήνη των γαλαξιών. Αν όμως η διαστολή ήταν πάντα επιταχυνόμενη, θα είχε διαλύσει αυτές τις δομές πριν καν σχηματιστούν.

Ακόμα παραπέρα, αν η διαστολή ήταν πάντα επιταχυνόμενη, η μορφή των μεταβολών στην ακτινοβολία υποβάθρου (CMB) και η σχετική αφθονία των ελαφρών στοιχείων που παράχθηκαν τα πρώτα δευτερόλεπτα μετά το Big Bang, δεν θα συμφωνούσαν με τις σημερινές μας παρατηρήσεις.

Εντούτοις είναι σημαντικό να προσπαθήσουμε να βρούμε απευθείας ενδείξεις και όχι έμμεσες ενδείξεις για μια παλαιότερη φάση επιβραδυνόμενης διαστολής. Όσο πιο μακρινά αντικείμενα μελετάμε με τα τηλεσκόπιά μας, τόσο πιο πίσω πηγαίνουμε στο χρόνο.

Τα διαγράμματα απόστασης-ταχύτητας απομάκρυνσης

Στην μελέτη αυτή οι αστρονόμοι ενδιαφέρονται για την συμπεριφορά του διαγράμματος ταχυτήτων απομάκρυνσης των γαλαξιών σε συνάρτηση με την απόστασή τους. Βλέπε εικόνα 2.

Η ταχύτητα απομάκρυνσης προσδιορίζεται πειραματικά από την παράμετρο
                                                                      z = Δλ/λ ,
όπου Δλ είναι η μεταβολή που υπέστη το μήκος κύματος κατά τη διαδρομή του μέχρι εμάς λόγω της διαστολής του σύμπαντος, και λ το αρχικό μήκος κύματος όπως εκπέμφθηκε. Αν η διαστολή επιβραδύνεται, η ταχύτητα ενός μακρινού γαλαξία σε συγκεκριμένη απόσταση, θα είναι μεγαλύτερη από αυτήν που προβλέπει ο νόμος του Hubble με σταθερή ταχύτητα διαστολής, ίση με τη σημερινή. Αν η διαστολή επιταχύνεται, η ταχύτητα απομάκρυνσης του γαλαξία θα βρίσκεται κάτω από την προβλεπόμενη τιμή για σταθερή ταχύτητα διαστολής, ίση με τη σημερινή.

Για να το θέσουμε και διαφορετικά, ένας γαλαξίας με μια δεδομένη ταχύτητα απομάκρυνσης, θα είναι πιο μακριά απ' ότι αναμένουμε - και ως εκ τούτου αμυδρότερος - αν το σύμπαν είναι επιταχυνόμενο.

Εικόνα 2. Αν η διαστολή του σύμπαντος ήταν επιβραδυνόμενη, ο σούπερ-νόβα της εικόνας 1. θα ήταν πλησιέστερα και συνεπώς λαμπρότερος από το αναμενόμενο. Αντίθετα αν η διαστολή ήταν επιταχυνόμενη, ο σούπερ-νόβα θα ήταν μακρύτερα και θα φαινόταν αμυδρότερος

Το κυνήγι των σούπερ-νόβα

Το πιο πάνω διάγραμμα δείχνει με ποιο τρόπο η διαστολή του σύμπαντος επιβραδυνόταν και άρχισε έκτοτε να επιταχύνεται μετά από το Big Bang. Οι ομόκεντροι κόκκινοι κύκλοι δείχνουν πως οι γαλαξίες απομακρύνονται μεταξύ τους με ένα βραδύτερο ρυθμό κατά τη διάρκεια του πρώτου μισού από την ηλικία του σύμπαντος. Τότε μια μυστηριώδης, σκοτεινή ενέργεια υπερίσχυσε της βαρύτητας και άρχισε να ωθεί τους γαλαξίες να απομακρύνονται με ένα ολοένα και πιο γρήγορο ρυθμό, που σημειώνεται με τον πράσινο κύκλο. Οι αστρονόμοι βρήκαν ενδείξεις για την επιβράδυνση του σύμπαντος όταν παρατήρησαν τον πιο  μακρυνό supernova που είχαν δει ποτέ, το οποίο είχε εκραγεί τότε, που το σύμπαν ακόμη επιβραδυνόταν.

Για να επωφεληθούμε από τέτοιου είδους παρατηρήσεις απαιτείται να βρούμε αστρονομικά αντικείμενα που να έχουν γνωστή εσωτερική φωτεινότητα - δηλαδή γνωστή ποσότητα ακτινοβολίας που παράγεται ανά δευτερόλεπτο από το αντικείμενο. Μια ιδιαίτερη κλάση από σούπερ-νόβα που είναι γνωστοί ως τύπου Ια ταιριάζουν απόλυτα σ' αυτές τις προδιαγραφές. Αυτές οι ουράνιες εκρήξεις είναι τόσο λαμπρές που τα επίγεια τηλεσκόπια μπορούν να τις δουν ακόμη και από το μέσον της ακτίνας του ορατού σύμπαντος.

Κατά την προηγούμενη δεκαετία οι ερευνητές έχουν βαθμονομήσει την εσωτερική φωτεινότητα των σούπερνόβα τύπου Ια, έτσι ώστε η απόσταση ενός από αυτά τα αντικείμενα μπορεί να προσδιοριστεί από τη φαινόμενη λαμπρότητά τους.

Οι αστρονόμοι μπορούν να προσδιορίσουν επίσης την ταχύτητα απομάκρυνσης ενός τέτοιου σούπερ-νόβα από την παράμετρο z της ερυθρής μετατόπισης του γαλαξία στον οποίο βρίσκεται ο σούπερ-νόβα.

Δυστυχώς, οι σούπερ-νόβα τύπου Ια είναι σπάνιοι. Στον γαλαξία μας για παράδειγμα συναντάμε κατά μέσον όρο 1 ανά μερικούς αιώνες.

Η τακτική που χρησιμοποιείται από τους κυνηγούς των σούπερ-νόβα είναι να παρατηρούν συνεχώς ένα συγκεκριμένο τμήμα του ουρανού που περιέχει χιλιάδες γαλαξίες, και να συγκρίνουν αυτές τις εικόνες.

Ένα φωτεινό σημείο που εμφανίζεται σε μια εικόνα αλλά όχι σε προηγούμενες θα μπορούσε να είναι ένας σούπερ-νόβα.

Τα αποτελέσματα του 1998 που αναφέρθηκαν παραπάνω και έδειξαν την κοσμική επιτάχυνση, στηρίχτηκαν σε παρατηρήσεις από σούπερ-νόβα οι οποίοι εξερράγησαν όταν το σύμπαν είχε περίπου τα 2/3 του σημερινού μεγέθους, περίπου πριν από 5 δισεκατομμύρια χρόνια.