Μια κοσμική σύμπτωση αναβιώνει το κυκλικό σύμπαν

Άρθρο στο PhysOrg.com, Ιούνιος 2006

Κατά τη διάρκεια των προηγούμενων πέντε χρόνων, οι επιστήμονες  συνέκλιναν τελικά σε ένα μοντέλο του σύμπαντος που εξηγεί (ή επιτρέπει τουλάχιστον) όλα χαρακτηριστικά του. Εντούτοις, το νέο κοσμολογικό μοντέλο έχει ένα πολύ εκπληκτικό χαρακτηριστικό, το οποίο υποστηρίζεται από διάφορες στέρεες και ανεξάρτητες παρατηρήσεις. Εκτός από την ύλη και την ακτινοβολία, φαίνεται ότι το κενό του χώρου είναι γεμάτη με μια μυστήρια σκοτεινή ενέργεια, που κάνει το σύμπαν να απομακρύνεται. Ενώ η σκοτεινή ενέργεια μας βοηθά να εξηγήσουμε πολλά πράγματα, ανασταίνει επίσης ένα παλαιό πρόβλημα που θεωρούσαμε κάποτε ότι είχε θαφτεί - την ιδέα ότι το σύμπαν μας είναι το προϊόν μιας ιδιαίτερα απίθανης κοσμικής σύμπτωσης.

Τις δεκαετίες που πέρασαν μετά από την κοινή αποδοχή του μοντέλου του Big Bang, οι φυσικοί και οι αστρονόμοι προσπάθησαν πολύ δύσκολα να μετρήσουν τη σύνθεση του σύμπαντος. Σύμφωνα με τη θεωρία, η μέση πυκνότητα του σύμπαντος θα καθόριζε και την τελευταία μοίρα του. Ένα σύμπαν με επίσης λίγη ύλη θα επεκτεινόταν για πάντα, και η μέση πυκνότητά του θα μειωνόταν τελικά στο μηδέν. Αφ' ετέρου, ένας σύμπαν με πάρα πολύ ύλη, θα κατέρρεε μια μέρα κάτω από τη βαρύτητά του (το σενάριο της Μεγάλης Σύνθλιψης). Μόνο ένα ειδικό μέγεθος, η κρίσιμη πυκνότητα, θα μπορούσε να αποτρέψει και τη Μεγάλη Σύνθλιψη και την ανεξέλεγκτη διαστολή του σύμπαντος.

Εκείνοι με τις φιλοσοφικές αντιρρήσεις τους για το σύμπαν του θανάτου είχαν μόνο τρεις εναλλακτικές λύσεις. Μια ιδέα ήταν ότι εμείς ζούμε στην πραγματικότητα σε έναν σύμπαν σταθερής κατάστασης. Σε αυτό το μοντέλο, ο σύμπαν επεκτείνεται με ένα σταθερό ρυθμό αλλά παράγει ένα περιστασιακό άτομο από το κενό για να διατηρήσει τη μέση πυκνότητά του. Ένας σύμπανς σταθερής κατάστασης είναι άπειρος, και δεν χρειάζεται να έχει μία Μεγάλη Έκρηξη για αρχή καθόλου. Μια άλλη έξοδος από το σύμπαν που θα πεθάνει κάποτε ήταν να υπάρχει ένα κυκλικό σύμπαν, του οποίου η κάθε Μεγάλη Σύνθλιψη ακολουθείται από μία άλλη Μεγάλη Έκρηξη. Το κυκλικό αυτό μοντέλο του σύμπαντος δεν βελτίωνε τις μακροπρόθεσμες προοπτικές μας, αλλά τουλάχιστον απομακρύνει την εξαφάνιση του το ίδιο το σύμπαν. Δυστυχώς, κανένα από αυτά τα μοντέλα δεν επέζησε κάτω από την πίεση των βελτιωμένων αστρονομικών παρατηρήσεων.

Μέχρι τη δεκαετία του '70, ένα μοντέλο του Big Bang με κρίσιμη πυκνότητα ήταν η μόνη βιώσιμη λύση για ένα σταθερό σύμπαν. Δυστυχώς, ακόμη και η πιο γενναιόδωρη 'λογιστική' της ύλης στον σύμπαν προσθέτει έως σχεδόν τη μισή ύλη μόνο για την απαραίτητη κρίσιμη πυκνότητα του σταθερού κόσμου. Οι κοσμολόγοι προσκολλήθηκαν σε ένα ασταθή σύμπαν, που καταδικάστηκε να τελειώσει στο κρύο και στο σκοτάδι. Ένα σύμπαν που θα επεκτείνεται για πάντα δεν είναι και τόσο κακό, εάν τα παρατηρητικά στοιχεία το απαιτούν. Η μελλοντική ιστορία του σύμπαντος μπορεί να είναι απογοητευτική στους αισθητιστές, αλλά ένας επιστήμονας  απλώς θα αδιαφορήσει και θα δεχτεί το αποτέλεσμα.

Το μοντέλο του Big Bang, εντούτοις, είχε ακόμα ένα μεγάλο πρόβλημα: Το δικό μας σύμπαν με τη χαμηλή πυκνότητα θα μπορούσε να προκύψει μόνο από μια ιδιαίτερα απίθανη σύμπτωση των αρχικών όρων. Ένα διαστελλόμενο σύμπαν είναι κομψό σε γενικές γραμμές, αλλά δεν πρέπει και να επεκταθεί πάρα πολύ γρήγορα! Για να σχηματιστούν οι γαλαξίες, τα αστέρια, και οι πλανήτες, η μέση πυκνότητα της ύλης πρέπει να μείνει σχετικά υψηλή για τουλάχιστον μερικά δισεκατομμύριο χρόνια. Για να ικανοποιηθεί ακόμη και αυτός ο ασαφής περιορισμός, θα έπρεπε η αρχική πυκνότητα του σύμπαντος να είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή.

Γιατί καθώς το σύμπαν επεκτείνεται, μειώνεται η πυκνότητα του. Η κρίσιμη πυκνότητα είναι επομένως πραγματικά μια συνάρτηση του χρόνου, και είχε μια πολύ υψηλότερη τιμή στο αρχικό σύμπαν από όσο είναι σήμερα.

Αλλά πόσο κοντά στην κρίσιμη τιμή; Η απάντηση είναι λίγο δύσκολο να την δεχθεί χωρίς ερωτήσεις ακόμη και ο πιο ανιδιοτελής φυσικός! Μια διαφορά μόνο ενός μέρους προς 10¹⁵ θα επέτρεπε στους γαλαξίες να σχηματιστούν, προτού η διαστολή του σύμπαντος απομακρύνει τα πάντα πάρα πολύ μακριά ώστε να μην σχηματιστούν νέες δομές. Αυτό είναι γνωστό ως πρόβλημα του ακριβούς καθορισμού: για να εξηγήσουν τις παρατηρηθείσες ιδιότητες του σύμπαντος κάτω από το μοντέλο του Big Bang, οι φυσικοί έπρεπε να υποθέσουν μια πολύ συγκεκριμένη τιμή για την αρχική πυκνότητά του.

Εάν το σύμπαν ήταν πραγματικά στην κρίσιμη πυκνότητα, η οποία έχει μια σαφή φυσική σημασία, το πρόβλημα του ακριβούς καθορισμού (fine-tuning) δεν θα ήταν τόσο κακό. Ένα σύμπαν που αρχίζει με την κρίσιμη πυκνότητα παραμένει στην κρίσιμη πυκνότητα για πάντα, που μοιάζει σαν να υπάρχει μια ένδειξη για κάποιον βαθύτερο φυσικό νόμο. Κάποιος μπορεί να υποστηρίξει ότι μια άγνωστη φυσική διαδικασία κάνει αυτό να αποτελεί τη μόνη πιθανή τιμή. Αλλά γνωρίζοντας ότι η αρχική πυκνότητα ήταν κάποιος άλλος αριθμός, οι φυσικοί έπρεπε τότε να αναγνωρίσουν ότι οποιαδήποτε αρχική πυκνότητα ήταν δυνατή. Αν και ζούμε σε έναν σύμπαν ικανό να έχει ζωή, η πιθανότητα να γεννήθηκε ένα τέτοιο σύμπαν κατά τυχαίο τρόπο φαίνεται να είναι απειροελάχιστη.

Το πρόβλημα του ακριβούς καθορισμού λύθηκε τελικά με δάνειο ιδεών από την κβαντική θεωρία πεδίου, ένας κλάδος της φυσικής που εξετάζει τα θεμελιώδη σωματίδια και τις αλληλεπιδράσεις τους. Κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του '80 και της δεκαετίας του '90, οι περισσότεροι φυσικοί ήταν ικανοποιημένοι με το μοντέλο του Big Bang και θεώρησαν ότι μια κβαντική μηχανική διαδικασία, ο πληθωρισμός, ώθησε την πυκνότητα του βρεφικού σύμπαντος πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή της σε μια σύντομη περίοδο τρομακτικής διαστολής. Κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, το σύμπαν εξουσιαζόταν από ένα ενεργειακό πεδίο όχι αντίθετο από τη σκοτεινή ενέργεια που συζητείται σήμερα. Σε αυτό το σενάριο, η αρχική πυκνότητα του σύμπαντος δεν ήταν πλέον κατάλληλη - ο πληθωρισμός θα οδηγούσε οποιαδήποτε αρχική τιμή της πυκνότητας προς την κρίσιμη τιμή με το άνοιγμα του ματιού.

Στο γύρισμα της χιλιετίας, εντούτοις, αυτή η καθαρή θεωρία άρχισε να αποτυγχάνει. Μια μεγάλης κλίμακας έρευνα ανακάλυψε μια δωδεκάδα απόμακρα σουπερνόβα, επιτρέποντας στους αστρονόμος να καθορίσουν πόσο γρήγορα το σύμπαν είχε επεκταθεί πριν δισεκατομμύρια χρόνια. Η τότε κοσμολογία πρόβλεπε ότι στο σύμπαν η διαστολή επιβραδύνεται, αλλά αυτές και οι επόμενες παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι η διαστολή επιταχύνεται πραγματικά!

Για να εξηγήσουν αυτό το αποτέλεσμα, η κοσμολογική σταθερά του Einstein έπρεπε να ξαναπαρουσιαστεί στο προσκήνιο. Αυτή η παράμετρος αντιστοιχεί στην ενεργειακή πυκνότητα του κενού (η σκοτεινή ενέργεια), και όπως ακριβώς η πυκνότητα της ύλης έτσι και η κοσμολογική σταθερά εξελίσσεται μαζί με το σύμπαν.

Το πρόβλημα του ακριβούς καθορισμού επομένως έχει επιστρέψει, σε μια διαφορετική μορφή. Η αρχική πυκνότητα της ενέργειας του κενού έπρεπε να είναι πολύ κοντά στο μηδέν στη Μεγάλη Έκρηξη, ειδάλλως μια επιταχυνόμενη διαστολή θα είχε οδηγήσει όλα τα συστατικά της ύλης σε τέτοια απόσταση μεταξύ τους προτού καν να μπορέσουν να σχηματιστούν τα αστέρια. Ο πληθωρισμός δεν μπορεί να λύσει το πρόβλημα αυτή τη φορά, από τεχνικής άποψης, η κοσμολογική σταθερά είναι η ίδια μία αιτία του πληθωρισμού.

Άλλη μια φορά, οι κοσμολόγοι βρίσκονται να συζητούν τους αρχικούς όρους του σύμπαντος. Μια κοινή εξήγηση, που έχει χρησιμοποιηθεί για δεκαετίες για να λύσει τα προβλήματα του ακριβούς καθορισμού, καλείται ανθρωπική αρχή. Στην ουσία, αυτή δηλώνει ότι πρέπει να ζούμε σε ένα σύμπαν που μπορεί να υποστηρίξει τη ζωή, επειδή είμαστε εδώ για να το παρατηρήσουμε. Πάντως, αυτή η δήλωση δεν είναι πολύ ικανοποιητική, δεδομένου ότι δεν προσφέρει οποιαδήποτε νέα άποψη για τη φύση του σύμπαντος.

Στις σύγχρονες εποχές, φυσικοί όπως ο Alexander Vilenkin (πανεπιστήμιο Tufts) έχουν αρχίσει να προτείνουν ότι το σύμπαν μας είναι μόνο ένα από τα πολλά. Αυτοί προβλέπουν ένα αιώνια διαστελλόμενο πεδίο της θεμελιώδους ενέργειας, αναβράζουσα με ένα άπειρο αριθμό συμπάντων. Το καθένα από αυτά έχει το δικό του Big Bang, και ξεφυτρώνει όταν οι κβαντικές διακυμάνσεις ψύχουν το θεμελιώδη πεδίο αρκετά. Εάν υπάρχει ένας άπειρος αριθμός κόσμων, τότε είναι βεβαίως πολύ λιγότερο εκπληκτικό ότι μερικοί από αυτούς θα ήταν κατοικήσιμοι. Ο ειδικός συνδυασμός κοσμολογικών παραμέτρων στην εποχή μας, εντούτοις, παραμένει ένα ιδιαίτερα απίθανο γεγονός.

Οι πρόοδοι στη θεωρία χορδών και η κατανόηση για τον χώρο πολλών διαστάσεων έχουν καταστήσει πιθανή μια ακόμα πιο καταπληκτική λύση στο πρόβλημα της σύμπτωσης. Έχουν προταθεί κβαντομηχανικά μοντέλα που επιτρέπουν στην κοσμολογική σταθερά να μειώνεται από οποιαδήποτε αρχική τιμή της σε σχεδόν μηδέν. Τέτοια μοντέλα, εντούτοις, έχουν δύο προβλήματα: κατ' αρχάς, η διαδικασία απαιτεί να περάσουν τρισεκατομμύρια χρόνια και δεύτερον, ενώ η κοσμολογική σταθερά είναι μεγάλη, η πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν μειώνεται στην τιμή μηδέν πολύ γρήγορα.

Αλλά εάν το σύμπαν είναι πολύ παλαιότερο από όσο εμφανίζεται; Οι καθηγητές Paul Steinhardt (πανεπιστήμιο του Princeton) και ο Neil Turok (πανεπιστήμιο του Κέιμπριτζ) έχουν βρει μια νέα λύση που δίνει στην κοσμολογική σταθερά αρκετό χρόνο για να πάρει την απαραίτητη τιμή της. Ανασταίνοντας ένα φάντασμα του κυκλικού σύμπαντος, αυτοί οι δύο προτείνουν ότι το σύμπαν μας είναι ένα από τα δύο που ενσωματώνονται στο χώρο των 11-διαστάσεων της θεωρίας χορδών.

Τα δύο σύμπαντα συνδέονται με μια έλξη σαν του ελατηρίου, και έτσι περνούν το ένα μέσω του άλλου (κινούμενα κατά μήκος μιας από τις υψηλότερες διαστάσεις) περιοδικά. Κάθε φορά που αλληλεπιδρούν, τεράστιες ενέργειες απελευθερώνονται και και τα δύο σύμπαντα γεμίζουν με ένα καυτό πλάσμα - ένα νέο Big Bang. Δεν υπάρχει καμία Μεγάλη Σύνθλιψη, δεδομένου ότι και τα δύο σύμπαντα επεκτείνονται συνεχώς. Τρισεκατομμύριο χρόνια μετά από ένα Big Bang, όταν το σύμπαν είναι σχεδόν κενό, εμφανίζεται τότε ένα άλλο Big Bang και μπορούν να σχηματιστούν ακόμα μια φορά τα αστέρια και οι γαλαξίες.

Η συνεπαγόμενη κοσμολογική σταθερά, εντούτοις, είναι απρόσβλητη με αυτήν την διαδικασία και έχει όλο τον απαιτούμενο χρόνο για να φτάσει σε μια μικρή τιμή. Τελικά τα αστέρια και οι γαλαξίες θα έχουν το χρόνο να σχηματιστούν, και το ίδιο πράγμα ισχύει για κάθε επόμενο κύκλο. Σε αυτήν την σύγχρονη έκδοση του παλαιού κυκλικού μοντέλου, η σύμπτωση επιλύεται επειδή απαιτούνται μερικοί μόνο κύκλοι για να εξαφανιστεί η κοσμολογική σταθερά. Ο αριθμός των κύκλων, που παράγουν άστρα μετά από την μείωση της κοσμολογικής σταθεράς εντούτοις, είναι σχεδόν άπειρος.

Πάντως αυτό που είναι σαφές είναι ότι η προοπτική μας έχει αλλάξει. Ένα απλό σύμπαν δεν είναι πλέον ικανοποιητικό, λαμβάνοντας υπόψη την πιο απίθανη δική μας φύση. Για να εξηγήσουμε την ύπαρξή μας, φαίνεται ότι πρέπει να φανταστούμε κι άλλους κόσμους.

Συγγραφέας: Ben Mathiesen
Αναφορές:  Paul Steinhardt και Neil Turok, "Γιατί η κοσμολογική σταθερά είναι μικρή και θετική", Science 4 Μαΐου 2006.
Alexander Vilenkin, "Η κρίση της ενέργειας του κενού", Science 4 Μαΐου 2006.

Οι κοσμολόγοι διερωτώνται γιατί συμβαίνει να ζούμε σε μια εποχή της ιστορίας του Σύμπαντος στην οποία τα τρία μεγαλύτερα στοιχεία του Σύμπαντος (η ενεργειακή πυκνότητα της ακτινοβολίας, η σκοτεινή ύλη, και η σκοτεινή ενέργεια) υπάρχουν σε όμοιες ποσότητες _Λ~_M~_R.

Αυτή η τριπλή σύμπτωση είναι αινιγματώδης ενώ η ερώτηση του γιατί εμείς συμβαίνει να ζούμε κατά τη διάρκεια αυτής της σύμπτωσης είναι το γνωστό πρόβλημα του "γιατί τώρα;"