|
|
|
Η Κοσμική Συμφωνία
|
1o, 2ο, 3οΤο επόμενο πράγμα που θα ήθελαν να μάθουν οι κοσμολόγοι είναι η ακριβής αναλογία ενέργειας και ύλης στο σύμπαν. Τα πλάτη των αρμονικών κυμάτων μας δίνουν το κλειδί για τον σκοπό αυτό. Ενώ σήμερα τα ηχητικά κύματα στον αέρα διαμορφώνονται αποκλειστικά από την πίεση, στα αρχικά στάδια του σύμπαντος τα ηχητικά κύματα διαμορφώθηκαν από την βαρύτητα. Η βαρύτητα συμπιέζει το αέριο στις πυκνότερες περιοχές και μπορεί να ενισχύσει ή να μειώσει την ηχητική συμπίεση ή την ηχητική αραίωση, ανάλογα με τη φάση του κύματος. Αναλύοντας λοιπόν την διαμόρφωση των κυμάτων, αποκαλύπτεται η ένταση της βαρύτητας, η οποία με τη σειρά της μας δείχνει τη σύνθεση ύλης-ενέργειας του μέσου. Όπως και στο σημερινό σύμπαν έτσι και στο αρχικό σύμπαν, η ύλη ήταν δύο ειδών. Βαρυόνια (πρωτόνια και νετρόνια) τα οποία αποτελούν την κύρια ποσότητα της συνήθους ύλης, και η ψυχρή σκοτεινή ύλη η οποία ασκεί μεν βαρυτικές δυνάμεις αλλά δεν έχει ποτέ παρατηρηθεί απευθείας γιατί δεν αλληλεπιδρά με τη συνηθισμένη ύλη ή το φως. Τόσο η συνηθισμένη ύλη όσο και η σκοτεινή ύλη εξασφαλίζουν τη μάζα του πρωταρχικού σύμπαντος και δημιουργούν βαρυτική έλξη, μόνον όμως η συνηθισμένη ύλη υπόκειται σε ηχητικές συμπιέσεις και αραιώσεις. Κατά την επανασύνδεση, το θεμελιώδες κύμα παγώνει σε μια φάση όπου η βαρύτητα ενισχύει τη συμπίεση στις πιο πυκνές περιοχές του αερίου. Βλέπε εικόνα 5.
Το πρώτο όμως αρμονικό κύμα, που έχει το μισό μήκος κύματος βρίσκεται σε αντίθετη φάση - η βαρύτητα προσπαθεί να συμπιέσει το πλάσμα, ενώ η πίεση του αερίου προσπαθεί να το εκτονώσει. Ως αποτέλεσμα, οι θερμοκρασιακές μεταβολές που προκλήθηκαν από αυτό το αρμονικό κύμα, θα είναι λιγότερο έντονες από εκείνες που προκλήθηκαν από το θεμελιώδες κύμα. Αυτό εξηγεί γιατί η δεύτερη κορυφή είναι χαμηλότερη από την πρώτη. Βλέπε εικόνα 6.
Από τη σύγκριση των δύο κορυφών, οι κοσμολόγοι μπορούν να συμπεράνουν τις σχετικές εντάσεις της βαρύτητας και της πίεσης της ακτινοβολίας στο πρωταρχικό σύμπαν. Η μέτρηση αυτή μας λέει ότι τα βαρυόνια είχαν περίπου την ίδια ενεργειακή πυκνότητα όπως τα φωτόνια κατά τον χρόνο της επανασύνδεσης και ως εκ τούτου αποτελούν περίπου το 5% της κρίσιμης πυκνότητας σήμερα. Το αποτέλεσμα αυτό βρίσκεται σε αξιοσημείωτη συμφωνία με την τιμή που παίρνουμε από τη μελέτη της σύνθεσης των ελαφρών στοιχείων κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις στο αρχικό σύμπαν. Η γενική θεωρία της σχετικότητας μας λέει όμως ότι η ύλη και η ενέργεια συμπεριφέρονται βαρυτικά κατά τον ίδιο τρόπο. Σημαίνει άραγε αυτό ότι η βαρύτητα των φωτονίων στο πρωταρχικό σύμπαν θα έπρεπε επίσης να ενισχύει τις θερμοκρασιακές μεταβολές; Πράγματι το φαινόμενο αυτό θα έπρεπε να συμβαίνει, αλλά ένα άλλο φαινόμενο δρα κατ' αντίθετο τρόπο. Μετά την επανασύνδεση, τα φωτόνια της CMB που προέρχονται από τις πυκνότερες περιοχές χάνουν περισσότερη ενέργεια σε σχέση με τα φωτόνια από τις λιγότερο πυκνές περιοχές, γιατί έχουν να "σκαρφαλώσουν" για να βγουν από βαθύτερα φρέατα δυναμικού. Η διαδικασία αυτή λέγεται φαινόμενο Sachs-Wolfe και ελαττώνει το πλάτος των θερμοκρασιακών μεταβολών της CMB, εξουδετερώνοντας ακριβώς την αύξηση που προκαλεί η βαρύτητα των φωτονίων. Τέλος οι κοσμολόγοι μπορούν να χρησιμοποιήσουν την CMB για να μετρήσουν την αναλογία της σκοτεινής ύλης στο σύμπαν. Η βαρύτητα μόνο από τα βαρυόνια δεν θα μπορούσε να διαμορφώσει τις θερμοκρασιακές μεταβολές πέραν της πρώτης κορυφής στο διάγραμμα του φάσματος ισχύος. Μια συμμετοχή από την ψυχρή σκοτεινή ύλη ήταν απαραίτητη για να διατηρηθούν τα φρέατα βαρυτικού δυναμικού με σημαντικό βάθος. Μετρώντας τις αναλογίες των υψών των τριών πρώτων κορυφών στο φάσμα ισχύος, οι ερευνητές βρήκαν ότι η πυκνότητα της ψυχρής σκοτεινής ύλης πρέπει να είναι πενταπλάσια περίπου από την βαρυονική πυκνότητα. Η σκοτεινή ύλη συνεπώς αποτελεί τα 25% της κρίσιμης πυκνότητας σήμερα. Υπάρχουν όμως και ασυμφωνίες Μετά την εκπομπή της CMB περίπου 380.000 χρόνια μετά το Big Bang, τα περισσότερα από τα φωτόνια ταξίδευαν στο παρατηρήσιμο σύμπαν χωρίς να σκεδάζονται. Μερικά όμως σκεδάζονταν από φορτισμένα σωματίδια δίνοντας έτσι πολωμένη ακτινοβολία σε μεγάλα μέρη του ουρανού. Οι παρατηρήσεις αυτής της πολωμένης ακτινοβολίας σε μεγάλες γωνίες στον ουρανό από τον δορυφόρο WMAP μας δείχνουν ότι περίπου το 17% των φωτονίων της CMB σκεδάστηκαν από ένα λεπτό ομιχλώδες στρώμα ιονισμένου αερίου μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang. Αυτό το μεγάλο σχετικά ποσοστό των φωτονίων που σκεδάστηκαν αποτελεί ίσως μια από τις μεγαλύτερες εκπλήξεις των δεδομένων του WMAP. Οι κοσμολόγοι προηγουμένως υπέθεταν ότι το περισσότερο από το υδρογόνο και το ήλιο του σύμπαντος θα είχε ιονιστεί από την ακτινοβολία των πρώτων άστρων τα οποία είχαν εξαιρετικά μεγάλη μάζα και λαμπρότητα. Η διαδικασία αυτή αποκλήθηκε επαναϊονισμός γιατί έκανε το αέριο να επιστρέψει στην κατάσταση του πλάσματος την οποία είχε εγκαταλείψει κατά την εκπομπή της CMB. Οι θεωρητικοί όμως εκτιμούσαν ότι το γεγονός αυτό συνέβη περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά το big bang, και ως εκ τούτου μόνο το 5% των φωτονίων της CMB θα μπορούσαν να σκεδαστούν. Οι ενδείξεις του WMAP για ένα πολύ υψηλότερο ποσοστό δείχνουν ότι ο επαναϊονισμός συνέβη πολύ νωρίτερα και θέτουν μια πρόκληση για τα μοντέλα σχηματισμού των πρώτων άστρων. Η ανακάλυψη αυτή μπορεί ν' αποτελέσει και μια πρόκληση για τη θεωρία του πληθωρισμού που προβλέπει ότι οι αρχικές διακυμάνσεις της πυκνότητας στο αρχικό σύμπαν ήταν ίδιες σε όλες τις κλίμακες μεγέθους. Τα πρώτα άστρα μπορεί να σχηματίστηκαν νωρίτερα αν οι μικρής κλίμακας διακυμάνσεις είχαν μεγαλύτερα πλάτη. Τα δεδομένα του WMAP περιέχουν και μια άλλη ένδειξη απόκλισης από την πίστη ότι οι αρχικές διακυμάνσεις της πυκνότητας στο αρχικό σύμπαν ήταν ίδιες σε όλες τις κλίμακες μεγέθους. Στις πολύ μεγάλες κλίμακες που εκτείνονται σε περιοχές έκτασης μεγαλύτερης από 600 στον ουρανό, τόσο ο WMAP όσο και ο COBE βρήκαν μια περίεργη έλλειψη θερμοκρασιακών μεταβολών στην CMB. Η έλλειψη αυτή μπορεί να είναι μια στατιστική πλάνη: επειδή όλος ο ουρανός είναι 3600 μπορεί να μην περιέχει αρκετές περιοχές πολύ μεγάλης κλίμακας ώστε να αποτελέσουν επαρκή δείγματα για την μέτρηση θερμοκρασιακών μεταβολών. Μερικοί θεωρητικοί όμως εικάζουν ότι η απόκλιση αυτή μπορεί να δείχνει ανεπάρκεια των μοντέλων του πληθωρισμού, τη δράση της σκοτεινής ενέργειας ή ακόμη και μια άλλη τοπολογία του σύμπαντος. 1o, 2ο, 3ο |
