|
|
|
Ελέγχοντας τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν στο Big Bang
|
1o μέρος, 2o μέρος, 3o μέρος, 4o μέροςΠίσω στον χρόνο Η πρώτη έκδοση της θεωρίας BBN προτάθηκε από τους George Gamow και Ralph Alpher τη δεκαετία του 1940, σε μια προσπάθεια τους να εξηγήσουν την προέλευση όλων των χημικών στοιχείων. Αυτοί υπέθεσαν ότι το πρώιμο σύμπαν ήταν πολύ ζεστό και γεμάτο από νετρόνια: οι πυρήνες τότε σχηματίζονται από τη σύλληψη νετρονίων, ένα κάθε φορά, με τον τυχαίο παραγόμενο πυρήνα να υποβάλλεται σε μια βήτα διάσπαση για την παραγωγή ενός πυρήνα με υψηλότερο ατομικό αριθμό κατά 1 συν ένα ηλεκτρόνιο και ένα νετρίνο (δείτε το σχήμα 1). Καθώς οι πιθανότητες για πολλές από αυτές τις αντιδράσεις δεν ήταν τότε γνωστές - κάποιες μάλιστα από αυτές είχαν κρατηθεί μυστικό, λόγω της συνάφειάς τους με την έρευνα των πυρηνικών όπλων - οι Gamow και Alpher έπρεπε να μαντέψουν πολλές από τις ενεργές διατομές τους. Με τον τρόπο αυτό, ωστόσο, το ζεύγος των φυσικών έκανε την εξαιρετικά αισιόδοξη υπόθεση ότι κάποια, τότε άγνωστη βέβαια, διαδικασία θα έχει αρκετά υψηλή πιθανότητα να δημιουργήσει πυρήνες μεγαλύτερους από το ήλιο-4 - παρά το γεγονός ότι δεν υπάρχει σταθερός πυρήνας με μάζα ίση με πέντε. Οι υπολογισμοί των Gamow και Alpher ταίριαξαν καλά με αυτό που παρατηρείται στο ηλιακό μας σύστημα, όπου οι αναλογίες των πυρήνων μειώνονται σε συνάρτηση με την ατομική μάζα. Επιπλέον, ο Alpher και οι συνάδελφοι του πρόβλεψαν την ύπαρξη και τη θερμοκρασία της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου συνειδητοποιώντας ότι ένα καυτό αέριο φωτονίων θα ήταν παρόν κατά τη διάρκεια της BBN. Το μήκος κύματος εκείνων των φωτονίων, υποστήριξαν ορθώς οι ερευνητές, θα είχε αυξηθεί σήμερα - λόγω της διαστολής του χώρου - προς στην περιοχή των μικροκυμάτων του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Αυτή η πρώιμη έκδοση της BBN τελικά περιλαμβάνει τις περισσότερες από τις πτυχές της σύγχρονης θεωρίας της BBN, όπως ο ρόλος των ασθενών αλληλεπιδράσεων και η εξάρτηση της αναλογίας των πυρήνων με την πυκνότητα των βαρυονίων. Σαν μοντέλο για την προέλευση όλων των στοιχείων, ωστόσο, κατέληξε σε ένα αδιέξοδο στις αρχές της δεκαετίας του 1950 όταν οι ερευνητές αναγνώρισαν ότι μια πλήρως αρθρωτή έκδοση αυτής της θεωρίας ήταν καταδικασμένη να κάνει πολύ ήλιο-4, αλλά όχι τόσο πολλύ. Στη συνέχεια, το 1957 αυτή θάφτηκε για τα καλά, όταν ο Alastair Cameron και Fred Hoyle, μεταξύ των άλλων, έδειξαν ότι σχεδόν το σύνολο των χημικών στοιχείων είχε, στην πραγματικότητα, συντεθεί μέσα στα άστρα. Το 1964, ωστόσο, οι Hoyle και Roger Tayler έδειξε ότι η BBN προβλέπει μία απλούστερη εξήγηση για τη μεγάλη αναλογία που παρατηρείται σήμερα του ηλίου-4, αντίθετα από ό,τι έδειξαν οι Cameron και Hoyle με την αστρική τους εξήγηση, δεδομένου ότι η τελευταία απαιτεί την ύπαρξη ενός γιγαντιαίου πληθυσμού άστρων που σήμερα έχουν πλέον εξαφανιστεί. Όταν η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία ανακαλύφθηκε το επόμενο έτος, ήταν αμέσως σαφές ότι το μοντέλο Big Bang ήταν σωστό και ότι η BBN θα πρέπει, συνεπώς, να έχει λάβει χώρα στις καυτές συνθήκες των πρώτων λίγων λεπτών. Ο Jim Peebles του Πανεπιστημίου του Princeton απάντησε σε αυτή την ανακάλυψη, εκτελώντας το πρώτο "μοντέρνο" υπολογισμό της BBN με τη χρήση ρυθμών πυρηνικής αντίδρασης που γνώριζαν τότε καλύτερα σε σχέση με την εποχή του Gamow. Παρόλο που οι γνώσεις μας για εκείνες τις τιμές έχουν βελτιωθεί από τότε, η βασική κατανόηση της BBN παραμένει η ίδια. Η ισχύς της BBN σαν ένα παράθυρο στο πρώιμο σύμπαν αναγνωρίστηκε στη δεκαετία του 1970. Την εποχή εκείνη αρκετοί αστροφυσικοί, συμπεριλαμβανομένων Hubert Reeves στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής στο Παρίσι και Johannes Geiss, στο Διαστημικό Ινστιτούτο στη Βέρνη, συνειδητοποίησαν ότι επειδή η ποσότητα του δευτερίου που παράγεται στην BBN εξαρτάται πολύ από τη μέση πυκνότητα των βαρυονίων στο σύμπαν, θα μπορούσαμε να μάθουμε αρκετά για το σύμπαν στις μεγαλύτερες κλίμακες μετρώντας την ποσότητα του δευτερίου που ήταν πολύ κοντά σε μας. Μέσα στα επόμενα χρόνια, έγιναν αρκετές μετρήσεις της ποσότητας του δευτερίου στο Γαλαξία μας έθεσε ένα ανώτατο όριο στην πυκνότητα των βαρυονίων της τάξης του 4 × 10–31 g/cm3. Στη συνέχεια, το 1977, οι Gary Steigman του πανεπιστημίου του Ohio, James Gunn του Πανεπιστήμιο του Πρίνστον, και David Schramm του Πανεπιστημίου του Σικάγου έδειξαν ότι η BBN θα μπορούσε να περιορίσει τον αριθμό των διαφορετικών τύπων νετρίνων που υπάρχουν στη φύση (σήμερα γνωρίζουμε ότι υπάρχουν τρία είδη νετρίνων: του ηλεκτρονίου, του μιονίου και του ταυ). Κάθε πρόσθετο είδος νετρίνου, όπως ισχυρίστηκαν, θα είχε αυξήσει την πυκνότητα του πρώιμου σύμπαντος και θα είχε επεκταθεί με ταχύτερους ρυθμούς, αλλάζοντας έτσι τη δυναμική που καθορίζει την αναλογία των νετρονίων προς τα πρωτόνια, κατά την έναρξη της BBN, ευνοώντας τη δημιουργία περισσότερων νετρονίων. Αυτό με τη σειρά του θα οδηγούσε σε περισσότερο ήλιο-4. Σε μια εποχή που οι εργαστηριακές μετρήσεις πρότειναν ότι ενδεχομένως να υπάρχουν χιλιάδες είδη νετρίνων (αν και οι περισσότεροι φυσικοί σωματιδίων δεν πιστεύουν πραγματικά ότι υπήρχαν πολλά), ο Steigman και οι συνεργάτες του ήταν σε θέση να ισχυριστούν ότι δεν υπήρχαν περισσότερα από τέσσερα νετρίνα. Αυτή ήταν μια τεράστια επιτυχία για τη θεωρία της BBN και συνέβαλαν έτσι σε μια αυξημένη ευαισθητοποίηση των στενών δεσμών μεταξύ της σωματιδιακής φυσικής και της κοσμολογίας. Το 1982 οι αστροφυσικοί είχαν μια καλή εκτίμηση της πρωταρχικής ποσότητας του ηλίου-4, καθώς και τα όρια όσον αφορά τις ποσότητες του ηλίου-3 και του δευτερίου. Στη συνέχεια οι François και Monique Spite στο Observatoire de Paris, ανακάλυψαν ότι ορισμένα παλιά άστρα στο Γαλαξία μας (του Spite-plateau όπως λέγονται) περιέχουν περίπου την ίδια ποσότητα λιθίου-7. Επειδή οι φασματοσκοπικές μετρήσεις δείχνουν ότι αυτά τα άστρα (ονομάζονται άστρα με το πλάτωμα Spite, από το όνομα αυτών που τα ανακάλυψαν) περιέχουν πολύ μικρές μόνο ποσότητες πυρήνων που είχαν δημιουργηθεί σε προηγούμενα υπάρχοντα άστρα, τα άστρα αυτά πρέπει να έχουν σχηματιστεί από σχεδόν πρωταρχικό φυσικό αέριο. Αυτό σήμαινε ότι η ποσότητα του λιθίου-7 στα άστρα (με το πλάτωμα Spite) θα μπορούσε να ερμηνευτεί ως η ποσότητα του λιθίου-7 που συντέθηκε κατά τη διάρκεια της BBN. Παρακολουθώντας τις αναλογίες των ελαφρών στοιχείων
Οι μετρήσεις των ποσοτήτων των ελαφρών στοιχείων προχώρησαν και μέχρι το 2000 έδιναν μια μέση βαρυονική πυκνότητα 2 × 10–31 g/cm3, συν ή πλην ένα συντελεστή τρία. Οι μετρήσεις του δευτερίου στις μακρινές συγκεντρώσεις του αερίου που βρίσκεται μεταξύ της Γης και των μακρινών κβάζαρ έδιναν μια μέση πυκνότητα βαρυονίων της τάξης του 4 × 10–31 g/cm3, ενώ η πιο απλή ερμηνεία του λιθίου στο πλάτωμα και κάποια από τα δεδομένα του ηλίου-4 ευνοούσαν τιμές πλησιέστερα στο 1 × 10–31 g/cm3. Όσο για την πρωταρχική ποσότητα του ηλίου-3, η μετά-BBN ιστορία αυτών των πυρήνων δυσκολεύει στον περιορισμό της μέσης πυκνότητας των βαρυονίων. Αυτή η δυσαρμονία προκάλεσε ένα δραστήριο ερευνητικό πρόγραμμα από αρκετές ομάδες σε μια προσπάθεια να βελτιώσουν τις μετρήσεις και να επιλύσουν τις διαφορές που απομένουν. Στις αρχές της δεκαετίας του 2000, που γινόταν έντονη συζήτηση πάνω στο τι να κάνουν με τις διάφορες μετρήσεις των ποσοτήτων, η BBN δεν ήταν πια ο μόνος τρόπος για να προσδιορίσουν τη μέση βαρυονική πυκνότητα του σύμπαντος. Το 1992 ο δορυφόρος COBE αποκάλυψε ότι η θερμοκρασία της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας κυμαίνεται κατά μερικές δεκάδες μικρο-Κέλβιν για γωνιακές κλίμακες των 5° ή ακόμα περισσότερο, δίνοντας έτσι στοιχεία για τις διακυμάνσεις της πυκνότητας κατά τις αρχές του σύμπαντος, που μπορεί να έχουν 'σπείρει' κοσμική δομή. Στη συνέχεια, το 2000 τα πειράματα BOOMERANG και MAXIMA εντόπισαν διακυμάνσεις σε γωνιακές κλίμακες μικρότερες από 1°. Μια βασική πρόβλεψη της θεωρίας του Big Bang είναι ότι αυτές οι διακυμάνσεις είναι τα αποτυπώματα που άφησαν τα ακουστικά κύματα που διαδίδονταν μέσα στο πλάσμα, μόλις πριν τα ουδέτερα άτομα υδρογόνα σχηματιστούν για πρώτη φορά, 380.000 χρόνια μετά την BBN, όταν γεννήθηκε η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου . Και επειδή οι ιδιότητες του πλάσματος εξαρτώνται από την πυκνότητα των βαρυονίων, τα πλάτη αυτών των διακυμάνσεων προσφέρουν την πρώτη ισχυρή ανεξάρτητη διασταύρωση πληροφοριών για την πυκνότητα των βαρυονίων όπως προβλέπεται από την BBN. Τα αρχικά αποτελέσματα των BOOMERANG και MAXIMA ευνοούσαν μια μεγαλύτερη πυκνότητα βαρυονίων από ό,τι έδινε η τιμή της BBN: (6,0 ± 2.0) × 10–31 g/cm3. Ωστόσο, σε συνδυασμό με τα πιο πρόσφατα στοιχεία από το πείραμα Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) - που μέτρησε τις θερμοκρασιακές διακυμάνσεις σε κλίμακες κάτω από 0,3° - η τρέχουσα πιο ακριβής τιμή είναι (4,1 ± 0.1) × 10–31 g/cm3. Ενώ αυτή η ανεξάρτητη μέτρηση ορίζει μια συνεχιζόμενη συζήτηση εντός της κοινότητας της BBN για την τιμή της βαρυονικής πυκνότητας, αυτή έφερε το θέμα της συστηματικής αβεβαιότητες στην BBN με μεγαλύτερη έμφαση. Απολογισμός για τα δεδομένα Για παράδειγμα, η βαρυονική πυκνότητα που έχει συναχθεί από τα δεδομένα της αποστολής WMAP και από τις μετρήσεις του πρωταρχικού δευτέριου συμφωνούν αρκετά καλά. Όμως, η ποσότητα του πρωταρχικού δευτερίου έχει μετρηθεί μόνο σε οκτώ θέσεις μέχρι τώρα. Αν και τα αποτελέσματα βρίσκονται γύρω από την τιμή του 3 × 10–5 ανά άτομο υδρογόνου, υπάρχει μεγάλη διαφορά από τόπο σε τόπο, κάτι που δεν το περιμένει κανείς από τη BBN γιατί θα πρέπει η αναλογία του δευτερίου να έχει παντού την ίδια τιμή, σύμφωνα με τη θεωρία του Big Bang. Θα πρέπει ίσως να έχουμε περισσότερα δεδομένα για να κατανοήσουμε τη μικρή αυτή ασυμφωνία, αλλά αυτό είναι πιο εύκολο στα λόγια παρά στην πράξη, διότι ο μόνος τρόπος για να εντοπιστεί και να μετρηθεί η αναλογία του πρωταρχικού δευτέριου είναι να κάνουμε παρατηρήσεις τεράστιου χρόνου με τα μεγαλύτερα στον κόσμο τηλεσκόπια. Υπάρχουν παρόμοιες διαφοροποιήσεις μεταξύ της θεωρία BBN και της αναλογίας του πρωταρχική ηλίου-4. Σε αντίθεση με την αναλογία του δευτέριου, η ποσότητα του ηλίου-4 που παράγεται στο μοντέλο BBN αυξάνει πολύ αργά σαν συνάρτηση της μέσης βαρυονικής πυκνότητας του σύμπαντος, που σημαίνει ότι πρέπει να μετράται με ακρίβεια λίγων τοις εκατό μόνο για να είναι χρήσιμες για τις μελέτες της BBN. Για να γίνει αυτό, οι αστρονόμοι μελετούν τη φωτεινότητα ορισμένων φασματικών γραμμών που εκπέμπονται από άτομα σε ένα πλάσμα σε ένα μακρινό γαλαξία, κι έτσι μπορούν να αποκομίσουν ένα συνεκτικό σύνολο παραμέτρων, που χαρακτηρίζουν το πλάσμα. Διαφορετικές ερευνητικές ομάδες έχουν χρησιμοποιήσει ελαφρώς διαφορετικά σύνολα γραμμών για να καθορίσουν αυτές τις παραμέτρους, και χειρίζονται δεδομένα με διαφορετικούς τρόπους. Είναι κάπως ανησυχητικό, που διάφορες ομάδες έχουν δώσει αντικρουόμενα αποτελέσματα. Ωστόσο, είναι πιθανό ότι οι αβεβαιότητες των προσεγγίσεων να έχουν υποτιμηθεί και ότι η διαφορά να βρίσκεται στις μικρές διορθώσεις που έγιναν, όπως είναι το πόσο φως σκεδάζεται από τη σκόνη μεταξύ της Γης και του πλάσματος. Και πάλι, μπορεί να είναι απαραίτητες πιο ακριβείς παρατηρήσεις, ή ίσως θα απαιτηθεί μια ριζική αλλαγή της προσέγγισης για την εξεύρεση λύσης με την οποία όλοι θα μπορούμε να συμφωνήσουμε. 1o μέρος, 2o μέρος, 3o μέρος, 4o μέρος |
Αριστερά:
Για να ελέγξουμε αν η πυρηνοσύνθεση στο Big Bang (BBN) είναι η ορθή
περιγραφή του πρώιμου σύμπαντος, πρέπει να μετρήσουμε πόσα από αυτά τα
στοιχεία παρουσιάζονται σε δείγματα που μπορούμε να παρατηρήσουμε
σήμερα. Αστρονόμοι προσδιορίζουν την σχετική αναλογία των στοιχείων σε
ένα μακρινό αντικείμενο (πχ σε ένα κβάζαρ) παρατηρώντας τις φασματικές
γραμμές εκπομπής τους ή τις γραμμές απορρόφησης του φωτός τους σε ορισμένα μήκη
κύματος, που αντιστοιχούν στις φασματικές γραμμές των στοιχείων.