Νέες ενδείξεις μας πείθουν ότι η διαστολή του σύμπαντος είναι επιταχυνόμενη με την επίδραση ενός τύπου ενέργειας που προκαλεί βαρυτική άπωση. Η ενέργεια αυτή αποτελεί τα δύο τρίτα του Σύμπαντος.
Είναι ειρωνεία της φύσης ότι η πιο άφθονη μορφή ενέργειας στο Σύμπαν, είναι επίσης και η πιο μυστηριώδης. Αφότου έγινε η ριζοσπαστική ανακάλυψη ότι η κοσμική διαστολή επιταχύνεται, έχει αναδυθεί μια συνεπής εικόνα που δείχνει ότι τα δύο τρίτα του σύμπαντος είναι φτιαγμένα από σκοτεινή ενέργεια, δηλαδή από μια μορφή ενέργειας που προκαλεί βαρυτική άπωση. Είναι όμως οι ενδείξεις αρκετά ισχυρές ώστε να δικαιολογούν νέους εξωτικούς νόμους της φύσης; Ή μήπως θα μπορούσε να υπάρχει μια απλούστερη, αστροφυσική εξήγηση για τα πειραματικά αποτελέσματα;
Η ιστορία με τη σκοτεινή ενέργεια αρχίζει το 1998, όταν δύο ανεξάρτητες ομάδες αστρονόμων ερευνούσαν για μακρινούς σούπερ νόβα, προσδοκώντας να μετρήσουν τον ρυθμό ελάττωσης της διαστολής του σύμπαντος. Ένοιωσαν λοιπόν σοκ όταν διαπίστωσαν ότι η διαστολή επιταχυνόταν. Πράγματι, το σύμπαν άρχισε να επιταχύνει τη διαστολή του, πριν από πολύ καιρό, κάπου μέσα στα 10 δισεκατομμύρια τελευταία χρόνια.
Σαν τους ντετέκτιβς, οι κοσμολόγοι σ’ όλο τον κόσμο, χτίζουν μια περιγραφή για την αιτία αυτής της επιτάχυνσης. Λένε λοιπόν ότι οφείλεται στα δύο τρίτα της κοσμικής ενεργειακής πυκνότητας, και προκαλεί βαρυτική άπωση, δεν εμφανίζεται να συγκεντρώνεται μέσα στους γαλαξίες, προκαλεί διαστολή του χωροχρόνου, και της αποδίδεται το μυστηριώδες όνομα, σκοτεινή ενέργεια. Πολλοί θεωρητικοί είχαν ήδη μια υποψία για το τι μπορεί να κρυβόταν πίσω από αυτό το όνομα. Υποψιάζονταν την κοσμολογική σταθερά. Σίγουρα ταιριάζει με το σενάριο της επιταχυνόμενης διαστολής. Αλλά είναι η υπόθεση της σκοτεινής ενέργειας σίγουρη;
Η ύπαρξη απωστικής βαρυτικής δύναμης θα είχε δραματικές συνέπειες για τη θεμελιώδη φυσική. Οι πιο συντηρητικές υποθέσεις είναι ότι το σύμπαν είναι γεμάτο με μια ομοιογενή θάλασσα από ενέργεια της κβαντικής μηδενικής κατάστασης, ή με ένα συμπύκνωμα νέων σωματιδίων με μάζα που είναι 10-39 φορές μικρότερη από τη μάζα του ηλεκτρονίου.
Μερικοί ερευνητές έχουν προτείνει επίσης αλλαγές στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Einstein, έτσι ώστε να επιτρέπει μια νέα δύναμη μακράς εμβέλειας, η οποία θα ελαττώνει την ένταση της βαρύτητας. Αλλά υπάρχουν αδιέξοδα ακόμα και με αυτές τις πιο συντηρητικές προτάσεις. Για παράδειγμα, η πυκνότητα ενέργειας της μηδενικής κβαντικής κατάστασης θα πρέπει να έχει ρυθμιστεί να είναι είναι ακριβώς 10120 φορές κάτω από τη θεωρητική πρόβλεψη. Μ’ αυτές τις ακραίες λύσεις ίσως είναι καλύτερα να αναμένουμε μια συμβατική εξήγηση για την επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος βασισμένη στην ίδια την αστροφυσική. Για παράδειγμα ότι είναι αποτέλεσμα της διαστημικής σκόνης ή ότι οφείλεται σε διαφορές μεταξύ νέων και παλαιών σούπερ νόβα. Η πιθανότητα αυτή απασχολεί έντονα αρκετούς κοσμολόγους.
Μέχρι πρόσφατα τα δεδομένα των σούπερ νόβα ήταν η μόνη άμεση ένδειξη για την κοσμική επιτάχυνση, και ο μόνος λόγος που μας εξανάγκαζε να δεχτούμε την σκοτεινή ενέργεια. Μετρήσεις ακριβείας επί της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMB), που περιλάμβαναν δεδομένα από τον Διερευνητή Μικροκυματικής Ανισοτροπίας Wilkinson (WMAP), μας έχουν δώσει πρόσφατα περιστασιακές ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ενέργειας. Το ίδιο ισχύει και τα δεδομένα από δύο εκτεταμένα προγράμματα που χαρτογραφούν την κατανομή των γαλαιών σε πολύ μεγάλη κλίμακα, το πρόγραμμα Πεδίου δύο μοιρών (2DF), και την ψηφιακή ουράνια απεικόνιση Sloan (SDSS).
Τώρα έχουμε ακόμα μια μαρτυρία. Συνδυάζοντας δεδομένα από τα WMAP, SDSS και άλλες πηγές, 4 ανεξάρτητες ομάδες ερευνητών έχουν αναφέρει ενδείξεις για ένα φαινόμενο που είναι γνωστό με το όνομα: ολοκληρωμένο φαινόμενο Sachs-Wolfe. Οι ομάδες αυτές βρήκαν ότι η βαρυτική άπωση της σκοτεινής ενέργειας έχει επιβραδύνει την κατάρρευση της ύλης κάποιων υπέρπυκνων περιοχών του σύμπαντος. Η περίπτωση της ύπαρης της σκοτεινής ενέργειας απόκτησε ξαφνικά πολύ μεγαλύτερη πειστικότητα.
Η χαρτογράφηση της κοσμικής διαστολής
Η κοσμική διαστολή που ανακαλύφθηκε τη δεκαετία του 1920 από τον Edwin Hubble, είναι πιθανά το πιο εκπληκτικό χαρακτηριστικό του Σύμπαντος. Τα αστρονομικά αντικείμενα, όχι μόνο κινούνται με την βαρυτική επίδραση των γειτόνων τους, αλλά η πολύ μεγάλης κλίμακας δομή του σύμπαντος εκτείνεται ακόμη περισσότερο από την κοσμική διαστολή. Ένα δημοφιλές ανάλογο για την κοσμική διαστολή αποτελεί η απομάκρυνση μεταξύ τους κάποιων σταφίδων που έχουν εμφυτευθεί σ’ ένα πολύ μεγάλο κέικ που φουσκώνει. Αν διαλέξουμε μια σταφίδα να παριστάνει τον γαλαξία μας, βρίσκουμε ότι όλες οι άλλες σταφίδες/γαλαξίες απομακρύνονται από τη δική μας προς όλες τις κατευθύνσεις. Ως αποτέλεσμα, το σύμπαν μας έχει διασταλεί από την πολύ θερμή και πυκνή κοσμική σούπα που δημιουργήθηκε κατά το Big Bang, στην πολύ ψυχρότερη και αραιότερη συλλογή γαλαξιών και σμήνη γαλαξιών που παρατηρούμε σήμερα.
Το φως που εκπέμφθηκε από τα άστρα και τα αέρια των μακρινών γαλαξιών, έχει επίσης διασταλεί σε μεγαλύτερα μήκη κύματος κατά το ταξίδι του προς τη Γη. Το φαινόμενο αυτό της μετατόπισης του μήκους κύματος δίνεται από τον τύπο της ερυθρής μετατόπισης
z = (λobs – λ0)/λ0
όπου λobs είναι το μήκος κύματος που βλέπουμε στη Γη και λ0 είναι το μήκος κύματος που εξέπεμψε η πηγή. Για παράδειγμα, τα διεγερμένα άτομα υδρογόνου, εκπέμπουν κατά μια μετάβασή τους προς τη θεμελιώδη στάθμη, την λεγόμενη ακτινοβολία άλφα Lyman που έχει μήκος κύματος λ0 = 121.6 nm. Η μετάβαση αυτή παρατηρείται στους μακρινούς γαλαξίες και χρησιμοποιήθηκε για να διαπιστώσουμε τον γαλαξία που κατέχει το σημερινό ρεκόρ της ερυθρής μετατόπισης με την τιμή z = 10. Η τιμή αυτή του z αντιστοιχεί σε μια παρατηρούμενη τιμή μήκους κύματος για τη μετάβαση Lyman άλφα ίση με λobs = 1337.6 nm.
Η ερυθρή μετατόπιση περιγράφει όμως μόνο την μεταβολή της κλίμακας του κόσμου, και δεν μας λέει την απόσταση ή την ηλικία του σύμπαντος όταν το φως αυτό πραγματικά εκπέμφθηκε. Αν ξέραμε τόσο την απόσταση όσο και την ερυθρή μετατόπιση για μια σειρά από πολλά αστρονομικά αντικείμενα, θα μπορούσαμε ν’ αρχίσουμε να χαρτογραφούμε την κοσμική διαστολή.
Μια κύρια μέθοδος για τη μέτρηση εξωγαλαξιακών αποστάσεων είναι να χρησιμοποιήσουμε “πρότυπα κεριά” όπως είναι οι μεταβλητοί αστέρες των Κηφείδων. Η λαμπρότητα ενός μεταβλητού Κηφείδα μεταβάλλεται περιοδικά με τον χρόνο, με την λαμπρότητα να είναι ανάλογη προς την περίοδο. Η απόσταση ενός Κηφείδα μπορεί να καθοριστεί μετρώντας πρώτα την περίοδό του ώστε να βρούμε την λαμπρότητά του, και ύστερα να την συγκρίνουμε με την παρατηρούμενη ένταση της ακτινοβολίας για να βρούμε την απόστασή του. Έτσι, ερυθρές μετατοπίσεις και αποστάσεις διαφόρων αντικειμένων που ακολουθούν την “ροή Hubble” (αυτά βρίσκονται σε μια περιοχή έξω από τα όρια των βαρυτικών αλληλεπιδράσεων του δικού μας σμήνους γαλαξιών), έχουν χαρτογραφηθεί, αποκαλύπτοντας το νόμο του Hubble:
d = (cz/H0)
όπου c είναι η ταχύτητα του φωτός και H0 = 72 ± 8 km s-1 ανά megaparsec (Mpc) είναι η τιμή της σταθεράς του Hubble. (1 Mpc ισούται με 3,26 εκατομμύρια έτη φωτός.)
Πριν από το1998 αυτή η γραμμική σχέση μεταξύ απόστασης και ερυθρής μετατόπισης είχε διαπιστωθεί για γαλαξίες μέχρι απόστασης περίπου 1000 Mpc, πράγμα που αντιστοιχεί σε ερυθρή μετατόπιση της τάξης του 0,24. Η επέκταση σε μεγαλύτερες ερυθρές μετατοπίσεις ήταν αμφισβητούμενη, αλλά κάνοντας υποθέσεις για την ενεργειακή πυκνότητα και την πίεση στο σύμπαν, η γενική σχετικότητα μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να συνδέσει τις ερυθρές μετατοπίσεις με τις αντίστοιχες αποστάσεις.
Η ακριβής μέτρηση των αποστάσεων είναι μια από τις πιο δύσκολες εργασίες στην αστρονομία, και η σχέση απόστασης-ερυθρής μετατόπισης δεν είχε ελεγχθεί ότι ισχύει για μεγαλύτερες ερυθρές μετατοπίσεις. Επιπλέον, στηριζόμενοι στις καλύτερες πληροφορίες της εποχής, αναμέναμε ότι η διαστολή του σύμπαντος θα επιβραδυνόταν υπό την επίδραση της βαρυτικής ελκτικής δύναμης – αλλά αυτό δεν είχε επιβεβαιωθεί ακόμη τότε από τις παρατηρήσεις.
Όλο και σε μεγαλύτερη απόσταση
Αν και οι μεταβλητοί αστέρες Κηφείδες έχουν αποδειχτεί εξαιρετικά πολύτιμοι σαν πρότυπα κεριά στην αστρονομία για πολλά χρόνια, δεν είναι ικανοποιητικά για να χρησιμοποιηθούν για μεγάλες ερυθρές μετατοπίσεις. Οι αστρονόμοι όμως έχουν βρει ένα πολύ ειδικό τύπο σούπερ νόβα για να τους αντικαταστήσουν.
Οι σούπερ νόβα τύπου 1a είναι θερμοπυρηνικές εκρήξεις λευκών νάνων πλούσιων σε άνθρακα και οξυγόνο, οι οποίοι έχουν μάζα 40% περισσότερη από του ήλιου μας και ακτίνα 100 φορές μικρότερη από τον Ήλιο. Στην αρχή της δεκαετίας του 1930 ο Subrahmanyan Chandrasekhar έδειξε ότι οι λευκοί νάνοι έχουν ως ανώτατο όριο μάζας 1,4 φορές την ηλιακή μάζα. Κάτω από αυτή τη μάζα, αυτά τα πυκνά, συμπαγή αντικείμενα αντιστέκονται στην περαιτέρω βαρυτική κατάρρευσή τους με την πίεση που προκαλεί ο εκφυλισμός των φερμιονίων. Με άλλα λόγια, η απαγορευτική αρχή του Pauli εμποδίζει τα ηλεκτρόνια που έχουν βρεθεί πολύ κοντά το ένα με το άλλο από το να καταλάβουν την ίδια κβαντική κατάσταση. Σε ένα δυαδικό σύστημα αστέρων όμως, το ισχυρό βαρυτικό πεδίο ενός λευκού νάνου μπορεί να προκαλέσει έλξη της ύλης από τον συνοδό του αστέρα, ώσπου ο λευκός νάνος να καταβροχθίσει τον συνοδό αστέρα. Η πλεονάζουσα μάζα που αποκτά ο λευκός νάνος, τον αποσταθεροποιεί και στη συνέχεια οδηγείται σε έκρηξη.
Εικόνα 1.
Παρατηρήσεις από σούπερ νόβα μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να χαρτογραφήσουν την ιστορία της κοσμικής διαστολής.
(a) Η απόσταση ενός τύπου 1a σούπερ νόβα επιτυγχάνεται εύκολα από παρατηρούμενη λαμπρότητά του, η οποία βαθμολογείται από την καμπύλη φωτός του, το φάσμα του και την παρατηρούμενη ένταση της ακτινοβολίας του.
(b) Εν τω μεταξύ η διαστολή του Σύμπαντος μετατοπίζει τα χαρακτηριστικά μήκη κύματος του σούπερ νόβα προς μεγαλύτερες τιμές κατά ένα παράγοντα που χαρακτηρίζεται ως ερυθρή μετατόπιση.
(c) Κάνοντας το γράφημα της απόστασης ως συνάρτησης της ερυθρής μετατόπισης για ένα μεγάλο αριθμό σούπερ νόβα, μπορούμε να παρακολουθήσουμε τη διαστολή του σύμπαντος με τον χρόνο. Οι κίτρινοι κύκλοι του σχήματος είναι πειραματικά δεδομένα στα οποία έχουν παραλειφθεί τα σφάλματα των μετρήσεων χάριν απλότητας, μαζί με την προτιμητέα θεωρητική πρόβλεψη: ένα σύμπαν με 30% ύλη και 70% κοσμολογική σταθερά (μπλε). Φαίνονται επίσης οι προβλέψεις για ένα σύμπαν με 30% ύλη και χωρική καμπυλότητα (κόκκινη διακεκομένη γραμμή), και με 100% ύλη (μωβ διακεκομένη).
Η διαφοροποίηση μεταξύ επιτάχυνσης και επιβράδυνσης εμφανίζεται στο σημείο όπου οι θεωρητικές καμπύλες αρχίζουν να αποκλίνουν.
Η μετάβαση από την επιβράδυνση στην επιτάχυνση είναι πιο λεπτή: η πράσινη γραμμή δείχνει ένα κόσμο που δεν είναι ούτε επιταχυνόμενος ούτε επιβραδυνόμενος. Η διαστολή αρχίζει να επιταχύνεται κοντά στο σημείο όπου τα δεδομένα φτάνουν την μέγιστη απόκλισή τους από αυτή την καμπύλη (κοντά στο σημείο όπου z=0,5).
Η αντίληψη του Hubble για την διάσταση του σύμπαντος έφτανε μόνο σε αντικείμενα που απείχαν μόνο λίγα Mpsec. Δηλαδή σε μια μικρή περιοχή στ’ αριστερά του σχήματος. Δεν είναι παράξενο λοιπόν που το ενδιαφέρον για τους σούπερ νόβα ανέβηκε κατακόρυφα από τότε.
Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble και τα καλύτερα επίγεια παρατηρητήρια επιδιώκουν να μετρήσουν την έξαρση και την εξασθένιση του φωτός από τους σούπερ νόβα, ενώ μικρότερα τηλεσκόπια ψάχνουν ανιχνευτικά και μελετούν τις γύρω περιοχές. (Βλέπε το παράθεμα: Εστιάζοντας στους σούπερ νόβα)
Ανέλπιστα, η λαμπρότητα του εκρηγνυόμενου λευκού νάνου είναι σχεδόν ένα πρότυπο κερί. Στα μέσα της δεκαετίας του 1990 αυτό παρακίνησε δύο ομάδες αστρονόμων, την ερευνητική ομάδα αναζήτησης υψηλών z, και του ερευνητικού κοσμολογικού προγράμματος σούπερ νόβα, ν’ αρχίσουν παρατηρήσεις για να μετρήσουν τις αποστάσεις και τις ερυθρές μετατοπίσεις διαφόρων σούπερ νόβα τύπου 1a, με την ελπίδα να διαπιστώσουν ότι η κοσμική διαστολή πράγματι επιβραδυνόταν. Τα αποτελέσματα που βασίστηκαν σε 100 περίπου μετρήσεις σούπερ νόβα με τιμές του z που εκτείνονταν μέχρι την μονάδα, έφεραν έκπληξη. Οι δύο ομάδες βρήκαν ότι οι σούπερ νόβα με υψηλό z ήταν αμυδρότεροι – και συνεπώς πιο απομακρυσμένοι – απ’ ότι αναμενόταν σε ένα επιβραδυνόμενο σύμπαν. Οι ερευνητές είχαν ανακαλύψει ότι η διαστολή του σύμπαντος ήταν επιταχυνόμενη.
Μέχρι τώρα έχουν επιτευχθεί αποστάσεις για παραπάνω από 300 σούπερ νόβα τύπου Ιa, ενώ αναλύονται συγχρόνως δεδομένα για πολλούς περισσότερους. Από τα μέχρι τώρα δεδομένα φαίνεται ότι το σύμπαν άρχισε να επιταχύνεται ανάμεσα στα 5 και 7 δισεκατομμύρια προηγούμενα χρόνια. Οι θεωρητικοί συγχρόνως προσπαθούν να εξηγήσουν σε τι οφείλεται η επιταχυνόμενη διαστολή.
Η ενέργεια που λείπει
Οι παρατηρήσεις των σούπερ νόβα απαιτούν την ύπαρξη μιας ουσίας που να προκαλεί την βαρυτική ειτιταχυνόμενη άπωση. Οι αστρονόμοι ξέρουν από παλιά το πρόβλημα της ενέργειας που εμφανίζεται να λείπει από το σύμπαν: η συνολική μάζα των γαλαξιών και των σμηνών τους είναι σημαντικά λιγότερη από τη μάζα που απαιτείται για να εξηγηθούν οι ταχύτητες των γαλαξιών. Η διαφορά αυτή εμφανίζεται με το όνομα σκοτεινή ύλη – μια ψυχρή μη σχετικιστική ύλη – κυρίως υπό τη μορφή εξωτικών σωματιδίων που αλληλεπιδρούν πολύ ασθενικά με τη συνηθισμένη ύλη και το φως.
Παρόλα αυτά οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι το συνολικό ποσό της ύλης στο σύμπαν
– περιλαμβανομένης της σκοτεινής ύλης – είναι μόλις το 1/3 της συνολικής υλοενέργειας. Αυτό έχει αποδειχτεί από προγράμματα όπως τα 2DF και SDSS, τα οποία έχουν απεικονίσει τις θέσεις και τις κινήσεις εκατομμυρίων γαλαξιών. Η γενική σχετικότητα όμως προβλέπει ότι υπάρχει μια ακριβής σχέση μεταξύ της διαστολής και του ενεργειακού περιεχομένου του σύμπαντος. Γνωρίζουμε ως εκ τούτου ότι η συνολική ενεργειακή πυκνότητα όλων των φωτονίων, των ατόμων, της σκοτεινής ενέργειας και οτιδήποτε άλλου έπρεπε προστιθέμενο να μας δίνει μια κρίσιμη τιμή που καθορίζεται από την σταθερά του Ηubble ρcritical = 3H02/8π G, όπου G είναι η σταθερά της βαρύτητας. Το πρόβλημα είναι ότι η πρόσθεση αυτή δεν δίνει το αναμενόμενο αποτέλεσμα.
Η μάζα, η ενέργεια, και η καμπυλότητα του χωροχρόνου, συνδέονται μεταξύ τους στη Γενική Σχετικότητα. Μια εξήγηση είναι λοιπόν ότι το χάσμα μεταξύ της κρίσιμης πυκνότητας και της πραγματικής πυκνότητας της ύλης, γεφυρώνεται με την ισοδύναμη ενεργειακή πυκνότητα μιας τεράστιας κλίμακας καμπύλωσης του χώρου η οποία γίνεται αντιληπτή, μόνο σε κλίμακες της τάξης των c/H0 (περίπου 4000 Mpc).
Ευτυχώς, η καμπύλωση του Σύμπαντος μπορεί να καθοριστεί κάνοντας ακριβείς μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMB). Πρόκειται για ένα λείψανο από την εποχή των 400.000 χρόνων μετά το Big Bang, και είναι ουσιαστικά η ακτινοβολία μαύρου σώματος από το αρχικό πλάσμα. Καθώς το σύμπαν ψύχθηκε κάτω από 3000 Κ, έγινε διαφανές στα φωτόνια, επιτρέποντάς τους να διαδοθούν ελεύθερα στο χώρο. Σήμερα, περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια μετά, βλέπουμε ένα θερμικό λουτρό φωτονίων θερμοκρασίας περίπου 2,726 K που έχουν υποστεί ερυθρή μετατόπιση προς την περιοχή των μικροκυμάτων, εξαιτίας της διαστολής του σύμπαντος.
Οι σημαντικές εικόνες που μας έδωσε για το CMB ο δορυφόρος WMAP, δείχνουν ελαφρές μεταβολές στη θερμοκρασία των φωτονίων, από περιοχή σε περιοχή του ουρανού – γνωστές ως ανισοτροπία CMB – απεικονίζουν αντίστοιχες ελαφρές μεταβολές στην πυκνότητα και τις κινήσεις του αρχικού σύμπαντος. Αυτές οι μεταβολές, που είναι της τάξης μερικών μονάδων στις 100.000 αποκαλύπτουν τα αποτυπώματα της δομής των γαλαξιών και των σμηνών που βλέπουμε σήμερα.
Τα ψυχρότερα/θερμότερα σημεία στη CMB οφείλονται σε φωτόνια που ανέβηκαν φρέατα βαρυτικού δυναμικού σε περιοχές που είχαν πυκνότητα πάνω από τη μέση τιμή / κάτω από τη μέση τιμή αντίστοιχα και δραπέτευσαν από αυτά. Το μέγεθος αυτών των περιοχών μπορεί να καθοριστεί με ακρίβεια από τη φυσική πλάσματος. Όταν θεωρήσουμε αυτή την ανισοτροπία σε κλίμακα ολόκληρου του σύμπαντος, το φαινόμενο γωνιακό μέγεθος αυτών των ανισοτροπιών θα είναι περίπου 0,5ο αν το σύμπαν έχει αρκετή καμπυλότητα για να καλύψει την ενεργειακή διαφορά που αναφέραμε προηγουμένως, και διπλάσιο γωνιακό μέγεθος αν δεν έχει καθόλου καμπυλότητα σε πολύ μεγάλη κλίμακα. Ο πιο εύκολος τρόπος να απεικονίσουμε το γεωμετρικό αυτό αποτέλεσμα είναι να φανταστούμε ένα τρίγωνο με σταθερή βάση και σκέλη που είναι ζωγραφισμένο σε επιφάνειες με διαφορετική καμπυλότητα: για μια επιφάνεια με σχήμα σαμαριού / σφαίρας αντίστοιχα οι εσωτερικές γωνίες είναι όλες μικρότερες / μεγαλύτερες αντίστοιχα από του ίδιου τριγώνου ζωγραφισμένου σε μια επίπεδη επιφάνεια με Ευκλείδια γεωμετρία.
Ήδη από το 1999 μια σειρά πειραμάτων – TOCO, MAXIMA, BOOMERANG και πιο πρόσφατα το WMAP – έχουν πιστοποιήσει ότι οι κουκίδες του CMB είναι περίπου εύρους 1° : δηλαδή η πολύ μεγάλης κλίμακας γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη. Για το πρόβλημα της ενέργειας που λείπει, αυτό σημαίνει ότι κάτι άλλο εκτός από την καμπυλότητα πρέπει να είναι υπεύθυνο για το χάσμα των τιμών της ενεργειακής πυκνότητας.
Για μερικούς κοσμολόγους, το αποτέλεσμα αυτό μοιάζει σαν μια περίπτωση déjà vu. (Βλέπε το παράθεμα: Μια σύντομη ανασκόπηση της σκοτεινής ενέργειας).Ο πληθωρισμός, η καλύτερη θεωρία γύρω από την προέλευση των διακυμάνσεων του CMB, προτείνει ότι στο πολύ αρχικό σύμπαν υπήρξε μια περίοδος επιταχυνόμενης διαστολής, που προκλήθηκε από ένα πεδίο που ονομάζεται ίνφλατον. Ο πληθωρισμός όμως θα είχε τεντώσει το σύμπαν τόσο πολύ που θα είχε κάνει τη γεωμετρία του σύμπαντος Ευκλείδια ή επίπεδη. Η μαρτυρία λοιπόν που έχουμε μας υποδεικνύει μια μορφή ενέργειας που δεν συγκεντρώνεται σε γαλαξίες, είναι βαρυτικά απωστική, και πιθανόν να οφείλεται σε κάποιο νέο τύπο σωματίου όχι πολύ διαφορετικό από το ίνφλατον.
Κοσμική αρμονία
Η μόνη άμεση ένδειξη που έχουμε για την κοσμική επιτάχυνση προέρχεται από τα δεδομένα των σούπερ νόβα. Τα πράγματα όμως αρχίζουν να αλλάζουν. Συνδυάζοντας τις ακριβείς μετρήσεις του CMB από τον WMAP, με ανιχνευτές ραδιοσημάτων, οπτικού φάσματος και ακτίνων Χ, οι οποίοι ανιχνεύουν πολύ μεγάλης κλίμακας κατανομές της ύλης, οι αστροφυσικοί αρχίζουν να έχουν και άλλες ενδείξεις ότι η διαστολή επιταχύνεται. Φαίνεται ότι τα φρέατα βαρυτικού δυναμικού των πυκνών και υπέρ-πυκνών περιοχών του σύμπαντος, έχουν τεντωθεί αρκετά και έχουν γίνει πιο ρηχά με τον χρόνο, σα να βρίσκονται υπό την επήρεια απωστικής βαρύτητας.
Το φαινόμενο αυτό είναι γνωστό ως ολοκληρωμένο φαινόμενο Sachs-Wolfe (ISW), και οδηγεί σε συσχετισμό μεταξύ ανισοτροπιών της θερμοκρασίας του CMB και της πολύ μεγάλης κλίμακας δομής του σύμπαντος. Αν και το πρωταρχικό πλάσμα έγινε διαφανές στα φωτόνια μετά την ψύξη του σύμπαντος, τα φωτόνια δεν ταξίδεψαν ανεμπόδιστα στη συνέχεια. Ο κόσμος ήταν γεμάτος με ισχυρές ανομοιογένειες στη μικρή κλίμακα, (όπου η ύλη έχει αρχίσει να συγκεντρώνεται για να σχηματιστούν άστρα, νεφελώματα και γαλαξίες.) ενώ οι ανομοιογένειες αυτές εξασθενούν προοδευτικά όσο πηγαίνουμε σε μεγαλύτερες κλίμακες, όπου γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών ακολουθούν κάποιες κυμάνσεις της πυκνότητας της ύλης. Κατά τις διαδρομές τους τα φωτόνια είτε πέφτουν μέσα στα αντίστοιχα φρέατα δυναμικού είτε σκαρφαλώνουν στα τοιχώματα αυτών των φρεάτων.
Όταν πρωτοανιχνεύτηκε η κοσμική ακτινοβολία πριν από 40 χρόνια, οι Rainer Sachs και Art Wolfe έδειξαν ότι ένα δυναμικό μεταβαλλόμενο με το χρόνο θα προσδώσει μια ενεργειακή μετατόπιση στα φωτόνια του CMB που περνούν μέσα από αυτό (εικόνα 2).
Εικόνα 2.
Ένα φωτόνιο κερδίζει ενέργεια όταν πέφτει μέσα σε βαρυτικό δυναμικό μιας υπέρ-πυκνής περιοχής και δαπανά ενέργεια όταν σκαρφαλώνει ξανά έξω από την περιοχή του δυναμικού. Αν το φρέαρ του δυναμικού έχει βαθύνει κατά τη διάρκεια της διαδικασίας εισόδου-εξόδου, το φωτόνιο χάνει συνολικά ενέργεια. Αν το δυναμικό έχει γίνει πιο ρηχό με τον χρόνο, το φωτόνιο κερδίζει συνολικά ενέργεια.
Σ’ ένα σύμπαν που ολόκληρη η κρίσιμη ενεργειακή πυκνότητα προέρχεται μόνο από άτομα και τη σκοτεινή ύλη, τα ασθενή βαρυτικά δυναμικά σε πολύ μεγάλες κλίμακες – που αντιστοιχούν σε ήπιες κυμάνσεις της πυκνότητας ύλης, εξελίσσονται πολύ αργά για να αφήσουν κάποιο αποτύπωμα στα φωτόνια του CMB. Αυτές οι υπέρ-πυκνές περιοχές απλά συγκεντρώνουν την ύλη των γύρω περιοχών με τον ίδιο ρυθμό με τον οποίο η κοσμική διαστολή τεντώνει τα κύματα, κάνοντάς τα πιο μακριά, κι έτσι τα δυναμικά μένουν αναλλοίωτα. Κάτω από τη πολύ γρήγορη όμως διαστολή ενός σύμπαντος που περιέχει σκοτεινή ενέργεια, η συγκεντρωση της ύλης δεν μπορεί να αντισταθμίσει το τέντωμα των κυμάτων. Ως αποτέλεσμα, η βαρυτική κατάρρευση επιβραδύνεται από την απωστική σκοτεινή ενέργεια. Συνεπώς τα βαρυτικά δυναμικά γίνονται πιο ρηχά, και τα φωτόνια κερδίζουν συνολικά ενέργεια καθώς τα διασχίζουν.
Αποδεικνύεται ότι τα πολύ μεγάλης κλίμακας βαρυτικά δυναμικά που επηρεάζουν τα φωτόνια του CMB, αντιστοιχούν στις ίδιες υπέρ-πυκνές / υπέρ-αραιές περιοχές που παρατηρούμε στις πολύ μεγάλης κλίμακας επισκοπήσεις του ουρανού με διάφορα μήκη κύματος. Τα φωτόνια του CMB που προέρχονται από τις περιοχές εκείνες όπου οι γαλαξίες σχηματίζουν έντονες συγκεντρώσεις, εμφανίζονται λίγο θερμότερα, όπως προβλέπει το φαινόμενο ISW. Έτσι θα μπορούσε να υπάρξει ένας έντονος συσχετισμός μεταξύ της θερμοκρασίας CMB και των πολύ μεγάλης κλίμακας δομών στον ουρανό. Τώρα, σχεδόν 5 χρόνια μετά τα πρώτα αποτελέσματα των σούπερ-νόβα, 4 ανεξάρτητες ομάδες ανήγγειλαν την πρώτη ανίχνευση του φαινομένου ISW.
Ο Stephen Boughn του κολεγίου Haverford και ο Robert Crittenden του πανεπιστημίου του Portsmouth βρήκαν συσχετισμούς μεταξύ των δεδομένων του WMAP και δύο ανιχνευτών της δομής πολύ μεγάλης κλίμακας: ραδιοδεδομένα από το πρόγραμμα ανίχνευσης NRAO/VLA Sky Survey (NVSS) και μετρήσεις του υποβάθρου των πολύ σκληρών ακτίνων Χ που έγιναν από τον δορυφόρο HEAO-1, που εκτοξεύτηκε το 1977 (εικόνα 3).
Εικόνα 3.
Η ομάδα του WMAP έχει επίσης δει συσχετισμούς μεταξύ των δεδομένων της και των αποτελεσμάτων του NVSS. Επιπλέον η ομάδα του Sloan Digital Sky Survey, από κοινού με τον Pablo Fosalba του Ινστιτούτου Αστροφυσικής στο Παρίσι, και τους συνεργάτες του, βρήκαν ενδείξεις για το φαινόμενο ISW όταν συνέκριναν τα δεδομένα του WMAP και του SDSS.
Αν και η ένδειξη του φαινομένου ISW από μόνη της δεν είναι ακόμη αρκετά ισχυρή ώστε να διακρίνει μεταξύ διαστολής που προκαλείται από χωρική καμπύλωση και διαστολή που προκαλείται από σκοτεινή ενέργεια, όταν συνδυαστεί με τα δεδομένα του CMB που μιλούν για ένα επίπεδο σύμπαν, το βάρος της ένδειξης γέρνει υπέρ της σκοτεινής ενέργειας. Απο κοινού τα δεδομένα αυτά μας βάζουν σε πειρασμό. Επιπλέον, οι διερευνητές για ενδείξεις του φαινομένου ISW ερευνούν για αποτελέσματα της σκοτεινής ενέργειας μέχρι αποστάσεις των 100 Mpc, που είναι μια κλίμακα μεγέθους τελείως διαφορετική από αυτήν των σούπερ-νόβα. Κάτι τέτοιο μας δίνει μια νέα και ανεξάρτητη σειρά ενδείξεων για τα αποτελέσματα της σκοτεινής ενέργειας.
Αρνητική πίεση
Το μεγαλύτερο μυστήριο της κοσμικής επιτάχυνσης δεν είναι ότι τα δύο τρίτα του σύμπαντος είναι φτιαγμένα από ύλη που δεν μπορούμε να δούμε, αλλά ότι υπαινίσσεται την ύπαρξη μιας ουσίας που προκαλεί βαρυτική άπωση. Για να εξετάσουμε αυτήν την παράξενη ιδιότητα της σκοτεινής ενέργειας βοηθάει η εισαγωγή της ποσότητας
w = pdark/ρdark
όπου pdark είναι η μέση πίεση και ρdark είναι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας στο σύμπαν. Η νέα αυτή ποσότητα είναι παρόμοια με την εξίσωση κατάστασης ενός αερίου.
Στη Γενική Σχετικότητα, ο ρυθμός μεταβολής της κοσμικής διαστολής είναι ανάλογος με
-(ρtotal + 3ptotal)
όπου ρtotal είναι η πυκνότητα όλης της ύλης και της ενέργειας του σύμπαντος και ptotal είναι η αντίστοιχη πίεση. Για να έχουμε όμως επιταχυνόμενη διαστολή πρέπει η ποσότητα αυτή να είναι θετική. Αφού η ρtotal είναι θετική ποσότητα, και η μέση πίεση που οφείλεται στη συνηθισμένη ύλη και τη σκοτεινή ύλη από κοινού, είναι αμελητέα γιατί είναι ψυχρή και συνεπώς μη σχετικιστική, φτάνουμε στην απαίτηση ότι
3w x ρdark + ρtotal < 0
για μια επιταχυνόμενη διαστολή. Επειδή ρdark ~ 2/3ρtotal, βρίσκουμε ότι w < -1/2, κι έτσι η πίεση της σκοτεινής ενέργειας δεν είναι μια μικρή αρνητική ποσότητα, αλλά μεγάλη και αρνητική!
Γιατί όμως η πίεση επηρεάζει τη διαστολή του σύμπαντος; Ο Einstein έδειξε ότι η ύλη και η ενέργεια καμπυλώνουν τον χωροχρόνο. Έτσι λοιπόν για ένα θερμό αέριο, οι άτακτες κινήσεις των ατόμων συμβάλλουν στη βαρυτική έλξη τους, όπως αυτή προσδιορίζεται από την επιτάχυνση μακρινών σωματιδίων υποθεμάτων. Όμως οι δυνάμεις που απαιτούνται για να περιορίσουμε ή να απομονώσουμε το θερμό αέριο είναι αντίθετες προς αυτή την πίεση του αερίου. Το σύμπαν, από την άλλη πλευρά, δεν είναι ούτε περιορισμένο ούτε απομονωμένο. Η διαστολή του σύμπαντος που είναι γεμάτο με θερμά αέρια, επιβραδύνεται από την ελκτική δύναμη της δικής του βαρύτητας, πιο πολύ από ένα σύμπαν που είναι γεμάτο με την ισοδύναμη ενέργεια ενός ψυχρού αερίου χωρίς πίεση. Και με την ίδια λογική, ένα μέσον που επιτρέπει αρνητική πίεση έτσι ώστε
ρtotal + 3ptotal < 0
θα διαστέλλεται πιο γρήγορα, με τις δικές του απωστικές δυνάμεις αντιβαρύτητας.
Η αρνητική πίεση δεν είναι ένα σπάνιο φαινόμενο. Η πίεση του νερού σε μερικά ψηλά δέντρα γίνεται αρνητική, καθώς οι θρεπτικές ουσίες ανεβαίνουν προς τα επάνω μέσω των σωληνίσκων του φυτού, και η πίεση εφαπτομενικά προς ένα ομογενές ηλεκτρικό ή μαγνητικό πεδίο είναι επίσης αρνητική. Στις περιπτώσεις αυτές, η πίεση μοιάζει κάπως σαν ένα τεντωμένο ελατήριο, το οποίο ασκεί μια δύναμη προς τα έσω. Σε μικροσκοπικό επίπεδο, μια θάλασσα από μποζόνια Higgs – τα υποθετικά σωματίδια που είναι υπεύθυνα για τη γέννηση της μάζας στο καθιερωμένο μοντέλο της σωματιδιακής φυσικής – ασκούν αρνητικές πιέσεις όταν οι θερμικές ή κινητικές διεγέρσεις της είναι μικρές. Πράγματι, το ίνφλατον μπορεί να θεωρηθεί ως μια βαρύτερη εκδοχή του Higgs, και μια από τις προταθείσες μορφές της σκοτεινής ενέργειας που λέγεται πεμπτουσία, μπορεί να είναι μια ακόμα ελαφρύτερη εκδοχή του Higgs. (βλέπε και το παρακάτω παράθεμα: Σκοτεινή ενέργεια. Οι ύποπτοι).
Κατ’ αρχήν, δεν υπάρχει κατώτατο όριο για την πίεση στο σύμπαν, αν και αρχίζουν να συμβαίνουν παράξενα πράγματα καθώς μειώνεται η τιμή του w κάτω από την τιμή -1 ( μια απομονωμένη συγκέντρωση από τέτοιο υλικό θα έμοιαζε να έχει αρνητική μάζα, πράγμα που είναι ότι ακριβώς θα χρειαζόταν κάποιος για να διανοίξει μια σκουληκότρυπα. Όμως, οι πιο πολλές προταθείσες μορφές σκοτεινής ενέργειας μπορούν να προκαλούν μόνο μια μικρή παραμόρφωση στο χώρο, και ακόμη και τότε μόνο σε αποστάσεις πολύ μεγαλύτερες από τις διαστάσεις των γαλαξιών, κι έτσι γίνεται πολύ δύσκολη η εκμετάλλευση των ιδιοτήτων τους. Ένα πράγμα όμως είναι βέβαιο: Τέτοιες ισχυρά αρνητικές πιέσεις δεν συμβαίνουν για τα συνηθισμένα σωματίδια και πεδία στη γενική σχετικότητα.
Οι λεπτομερείς παρατηρήσεις οδηγούν σε κάποιους περιορισμούς για τις παραμέτρους της σκοτεινής ενέργειας, μεγαλύτερους οπωσδήποτε από αυτούς που αναφέραμε πιο πάνω. Όταν οι προβλέψεις των διαφόρων θεωρητικών μοντέλων συνδυαστούν με τις καλύτερες μετρήσεις μας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, τις συγκεντρώσεις των γαλαξιών και τις αποστάσεις των σούπερ νόβα, βρίσκουμε ότι 0.62 < Ωdark < 0.76, όπου
Ωdark = ρdark/ρcritical, και -1.3 < w < -0.9
Κοιτάζοντας μπροστά, στο σκοτάδι
Η ένδειξη για βαρυτικά απωστική σκοτεινή ενέργεια είναι ισχυρή αλλά υπάρχουν χάσματα στην παρούσα γνώση μας. Η φυσική των σούπερ νόβα τύπου Ιa δεν είναι πλήρως κατανοητή, η σκοτεινή ύλη είναι ακόμη αμφισβητήσιμη, και αρκετά απροσδόκητα χαρακτηριστικά στο φάσμα της CMB, τα οποία δεν κατανοούμε ακόμη πλήρως. Ενώ μερικά από αυτά δεν φαίνονται να σχετίζονται με την κοσμική επιτάχυνση, όλο το σενάριο πρέπει να παρουσιάζει μια συνοχή. Τα καλά νέα είναι ότι μπορούμε να περιμένουμε πλήθος νέων παρατηρήσεων. Ο WMAP και πειράματα με συσκευές σε μπαλόνια και στο έδαφος συνεχίζουν να μας πληροφορούν για τον ουρανό στο CMB, ενώ τη σκυτάλη θα πάρει αργότερα ο δορυφόρος Planck. Νέες τεχνικές αναπτύσσονται επίσης για να εξερευνήσουμε τη σκοτεινή ενέργεια, όπως π.χ. σχέδια μελέτης της εξέλιξης του πλήθους των γαλαξιακών σμηνών. Μια άλλη πιο φιλόδοξη μέθοδος προτείνει να τεκμηριώσουμε το φαινόμενο ISW σε διαφορετικά πλεονεκτικά σημεία και ερυθρές μετατοπίσεις στο σύμπαν.
Οι μελέτες των σούπερ νόβα, θα δώσουν μια μεγάλη ώθηση στην Ενωμένη Αποστολή για την Σκοτεινή Ενέργεια (JDEM), η οποία προτείνεται από το υπουργείο Ενέργειας των ΗΠΑ και την NASA για το μέλλον. Αν και η εκτόξευση του κατάλληλου δορυφόρου τοποθετείται σε 10 περίπου χρόνια, αυτό το εξειδικευμένο διαστημικό τηλεσκόπιο θα μας πει την τελευταία λέξη για την κοσμική επιτάχυνση μέσω των σούπερ νόβα. Το JDEM επίσης υπόσχεται μια εκτεταμένη επισκόπηση μέσω της επισκόπησης φαινομένων ασθενούς βαρυτικής εστίασης για την κατανόηση της σημασίας της σκοτεινής ενέργειας στις κοσμικές δομές και την εξέλιξή τους. Φυσικά, ο υγιής ανταγωνισμός με τα επίγεια παρατηρητήρια, θα παρουσιάσει επίσης ενδιαφέρον τα προσεχή χρόνια.
Ο σκοπός όλης αυτής της δραστηριότητας είναι φυσικά ν’ απαντηθεί η ερώτηση, τί είναι η σκοτεινή ενέργεια; Αν το w έχει περίπου την τιμή -1, η σωστή απάντηση μπορεί να είναι μια κοσμολογική σταθερά. Αν το w είναι μεγαλύτερο από -1, η σωστή απάντηση μπορεί να είναι η πεμπτουσία. Εξάλλου δεν θα μπορούσαμε να αποκλείσουμε μια νέα εξέλιξη για τη θεωρία της βαρύτητας που ακόμη και ο Einstein δεν μπόρεσε να προβλέψει. Ενώ οι περισσότερες θεωρίες που συνδέουν την βαρύτητα με την κβαντική φυσική, προβλέπουν νέες συμπεριφορές στη μικροσκοπική κλίμακα, ή σε πολύ αρχικά στάδια του σύμπαντος, ελάχιστες θεωρίες (αν υπάρχουν και καθόλου), προβλέπουν νέα φαινόμενα στις πολύ μεγάλες κλίμακες μεγεθών του σύμπαντος και στη σημερινή εποχή. Και τι συμβαίνει αν το w είναι μικρότερο από -1; Όποια και αν είναι η απάντηση, κάτι μυστηριώδες συμβαίνει στον Κόσμο.
Παραθέματα
Εστιάζοντας στους σούπερ νόβα
Πως μπορούμε να είμαστε σίγουροι ότι η ροή φωτός από τους σούπερ νόβα εξασθενίζει πράγματι και το μήκος κύματος μεγαλώνει επειδή διανύει μεγαλύτερη απόσταση που προκύπτει από την επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος; Ίσως οι σούπερ νόβα να είναι πλησιέστερα απ’ όσο υποψιαζόμαστε, και να συμβαίνουν άλλα φαινόμενα. Οι τεράστιες επιπτώσεις της κοσμικής επιτάχυνσης έχουν φέρει μεγάλο μπέρδεμα όσον αφορά τη φυσική των σούπερ νόβα τύπου Ιa.
Θα πρέπει να δοθεί έμφαση στο γεγονός ότι οι σούπερ νόβα τύπου Ιa δεν είναι ακριβώς πρότυπα κεριά. Η λαμπρότητά τους όμως μπορεί να προτυποποιηθεί: Λεπτομερείς παρατηρήσεις κοντινών σούπερ νόβα σε γνωστές αποστάσεις, έχουν αποκαλύψει μια δομή η οποία μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να καλιμπράρουμε την φωτεινότητα χρησιμοποιώντας την καμπύλη του φωτός και το φάσμα. Αλλά είναι πιθανόν ότι αυτή η τεχνική μπορεί να μην ισχύει για πιο μακρινούς σούπερ νόβα που σχηματίστηκαν πολύ νωρίτερα κατά την εξέλιξη του σύμπαντος. Για παράδειγμα, το περιβάλλον μέσα στο οποίο γεννιούνται τα άστρα, αναμένεται να εξελίσσεται με το χρόνο καθώς η γέννηση και ο θάνατος των άστρων διασκορπίζει μέταλλα μέσα στο αστρικό βρεφοκομείο. Θα μπορούσαν αυτές οι μεταβολές στο περιβάλλον να μεταφραστούν σε μεταβολές των ιδιοτήτων των λευκών νάνων και των εκρήξεων των σούπερ νόβα; Μήπως οι μακρινοί σούπερ νόβα φαίνονται αμυδρότεροι απλά επειδή είναι λιγότερο φωτεινοί; Όμως, οι αστροφυσικοί δεν έχουν βρει τέτοια σύνδεση μεταξύ του περιβάλλοντος και της φωτεινότητας.
Τέλος, υπάρχει πάντα η πιθανότητα η θέα μας να περιορίζεται από την κοσμική σκόνη. Αν είναι έτσι, οι όλο και πιο μακρινοί σούπερ νόβα θα φαίνονται αμυδρότεροι, δίνοντας την εντύπωση ενός αιώνια επιταχυνόμενου σύμπαντος. Όμως οι σούπερ νόβα με μεγάλη ερυθρή μετατόπιση δεν δείχνουν τέτοια τάση. Στην πραγματικότητα, πρόσφατα αποτελέσματα δίνουν ενδείξεις για προηγούμενη επιβράδυνση της διαστολής.
Μια σύντομη ανασκόπηση της σκοτεινής ενέργειας
Η σκοτεινή ενέργεια, οτιδήποτε και αν είναι αυτό, έχει εμφανιστεί αρκετές φορές στην κοσμολογία. Ο Einstein αρχικά εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά Λ, καθώς δημιούργησε το πρώτο κοσμολογικό μοντέλο στη σύγχρονη θεωρία της βαρύτητας. Η κοσμική διαστολή δεν είχε ακόμη ανακαλυφθεί, και οι υπολογισμοί του σωστά έδειχναν ότι ένα σύμπαν που περιείχε ύλη δεν μπορούσε να παραμένει στατικό χωρίς την μαθηματική πρόσθεση του -Λ. Το αποτέλεσμα ήταν ισοδύναμο με το να γεμίσουμε το σύμπαν με μια θάλασσα αρνητικής ενέργειας μέσα στην οποία περιφέρονται τα άστρα και τα νεφελώματα. Η νεώτερη ανακάλυψη της διαστολής του σύμπαντος, έκανε προφανή την ανάγκη για την εισαγωγή μιας τέτοιας προσθήκης στην θεωρία.
Στις επόμενες δεκαετίες, απελπισμένοι θεωρητικοί, ανακύκλωναν περιοδικά την ιδέα της κοσμολογικής σταθεράς, σε μια προσπάθεια να εξηγήσουν νέα αστρονομικά φαινόμενα. Αυτές οι επανεισαγωγές ήταν βραχύβιες, μετά από προσεκτικές παρατηρήσεις που αποκάλυπταν πιο εύλογες εξηγήσεις των δεδομένων. Επιπλέον, η ανάπτυξη της σωματιδιακής φυσικής στη δεκαετία του 1960, έδειξε ότι η ενέργεια του κενού όλων των σωματιδίων και των πεδίων γεννούσε αναπόφευκτα έναν όρο όπως το Λ. Επιπλέον, μια αλλαγή φάσης στα πρώτα δευτερόλεπτα μετά το big bang μπορούσε να είχε αφήσει το σύμπαν γεμάτο με μια κοσμολογική σταθερά.
Στα 1980 αναπτύχθηκε η θεωρία του πληθωρισμού: στη θεωρία αυτή το αρχικό σύμπαν υφίσταται μια σύντομη περίοδο εκθετικά επιταχυνόμενης διαστολής, με την αρνητική πίεση που προκαλούσε τη διαστολή, να προέρχεται από ένα νέο σωματίδιο, το ίνφλατον, αντί για τη σταθερά Λ. Ο πληθωρισμός αποδείχτηκε μια πολύ πετυχημένη θεωρία. Επιλύει πολλά παράδοξα που σχετίζονται με το μοντέλο του Big bang, όπως είναι τα προβλήματα του ορίζοντος και της επιπεδότητας, και οι προβλέψεις της είναι συνεπείς με τις μετρήσεις της δομής σε πολύ μεγάλη κλίμακα καθώς και με τις μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου.
Ο πληθωρισμός επίσης προβλέπει ότι ένας χαρακτηριστικός σχηματισμός βαρυτικών κυμάτων μεγάλου μήκους κύματος δημιουργήθηκε κατά το πρώιμο σύμπαν. Τα κύματα αυτά τα αποκαλούμενα και ως βαρυτόνια – δηλαδή τα σωματίδια που μεταφέρουν την βαρυτική αλληλεπίδραση – επεκτάθηκαν σε μακροσκοπικά μήκη κύματος εξαιτίας της διαστολής του σύμπαντος. Η ανίχνευση αυτών των κυμάτων θα μας δώσει μια μοναδική υπογραφή του πληθωρισμού.
Σκοτεινή ενέργεια: οι ύποπτοι
• Κοσμολογική σταθερά (w = -1)
Εισήχθη αρχικά από τον Albert Einstein, και αργότερα υποστηρίχτηκε από τον Yakov Zel’dovich ότι η κβαντική ενέργεια του κενού θα παρήγαγε μια σταθερή πυκνότητα ενέργειας και πίεση. Οι θεωρητικές προβλέψεις όμως, δίνουν μια κοσμολογική σταθερά που είναι 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από την παρατηρούμενη τιμή. Ανεξάρτητα από την κοσμολογία, η κβαντική ενέργεια του κενού, υπάρχει. Αν η κοσμική συνεισφορά της είναι πράγματι μηδέν ή έχει μια τελείως συγκεκριμένη τιμή, είναι μια από τις ανοιχτές προκλήσεις της φυσικής.
• Πεμπτουσία (w > -1)
Ένας τύπος ενέργειας με αρνητική πίεση που μεταβάλλεται στο χώρο και το χρόνο. Η πεμπτουσία είναι δυναμικό μέγεθος, αντίθετα προς την κοσμολογική σταθερά, και η μέση ενεργειακή πυκνότητα και πίεση ελαττώνονται αργά με τον χρόνο. Το χαρακτηριστικό αυτό μπορεί να βοηθήσει στην εξήγηση της ξαφνικής έναρξης της κοσμικής επιτάχυνσης. Η πεμπτουσία θεωρείται ως βαθμωτό πεδίο και προβλέπει διάφορες διεγέρσεις που αντιστοιχούν σε σωματίδια με μάζες περίπου 10-33 eV.
• Άλλου τύπου ενέργεια κενού (w < -1)
Εκτός αν είμαστε θύματα μιας συνομωσίας συστηματικών φαινομένων, η περίπτωση w < -1 είναι σημάδι πραγματικά εξωτικής φυσικής. Σε κάποιο μοντέλο, τα κβαντικά φαινόμενα ενός πεδίου που μοιάζει με την πεμπτουσία, μας οδηγεί σε τροποποιήσεις της γενικής σχετικότητας, ενώ άλλα μοντέλα δείχνουν ότι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας αυξάνεται πραγματικά με τον χρόνο, προκαλώντας πιθανόν τελικά ένα καταστροφικό “μεγάλο σχίσμα”. Άλλες νέες ιδέες περιλαμβάνουν ένα εξωτικό πεδίο που προκαλεί μια επιτάχυνση σαν αυτή της κοσμολογικής σταθεράς, αλλά μεταβάλλεται στο χώρο.
• Τροποποίηση της Γενικής Σχετικότητας
Πολλές προσπάθειες έχουν γίνει για να τροποποιηθεί η θεωρία της Γενικής Σχετικότητας του Einstein, και συνεπώς να αποφευχθεί η ανάγκη για μια εξωτική ύλη που θα προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής. Ενώ μερικές από αυτές δεν ξεχωρίζουν εύκολα από την πεμπτουσία, πολλές προβλέπουν παραβιάσεις της αρχής της ισοδυναμίας (η οποία είναι η βάση της Γενικής Σχετικότητας) ή αποκλίσεις από το παγκόσμιο δυναμικό της βαρύτητας που θεωρούμε ότι είναι ανάλογο του 1/r.
Άρθρο του Robert R Caldwell στο PhysicsWorld
Leave a Comment