Παγκόσμια σταθερά παραμένει αναλλοίωτη εδώ και 7 δισεκατομμύρια χρόνια

Πηγή: RedNova, 19 Απριλίου 2005

Ένας θεμελιώδης αριθμός, η σταθερά λεπτοδομής α, που επιδρά στο χρώμα του φωτός που εκπέμπεται από τα άτομα καθώς επίσης και σε όλες τις χημικές αλληλεπιδράσεις δεν έχει αλλάξει για περισσότερο από 7 δισεκατομμύρια χρόνια, σύμφωνα με τις παρατηρήσεις μιας ομάδας αστρονόμων, που σχεδιάζουν την εξέλιξη των γαλαξιών και του σύμπαντος.

Τα αποτελέσματα αυτά αναφέρθηκαν πρόσφατα στην ετήσια συνεδρίαση της Αμερικανικής Ένωσης Φυσικών (aps) από τον αστρονόμο Jeffrey Newman, που συνεργάζεται στο Εθνικό Εργαστήριο Lawrence του Berkeley που αντιπροσωπεύει το DEEP2. 

Η σταθερά λεπτοδομής, μία σταθερά από μια χούφτα καθαρών αριθμών που καταλαμβάνουν έναν κεντρικό ρόλο στη φυσική, συμμετέχει σχεδόν σε όλες τις εξισώσεις που περιλαμβάνουν την ηλεκτρική ενέργεια και το μαγνητισμό, συμπεριλαμβανομένων και εκείνων που περιγράφουν την εκπομπή των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων - το φως - από τα άτομα. Παρά τη θεμελιώδη φύση της, εντούτοις, μερικοί θεωρητικοί έχουν προτείνει ότι αλλάζει ανεπαίσθητα όσο γερνάει το σύμπαν, που ανακλά μια αλλαγή στην έλξη μεταξύ του ατομικού πυρήνα και των ηλεκτρονίων που στρέφονται γύρω του.

Τα τελευταία χρόνια, μια ομάδα αυστραλιανών αστρονόμων με επικεφαλής τον John Webb είχε αναφέρει ότι η σταθερά αυτή έχει αυξηθεί κατά τη διάρκεια της ζωής του σύμπαντος, περίπου ένα μέρος προς 100.000, βασισμένη στις μετρήσεις της απορρόφησης του φωτός από τα απόμακρα κβάζαρ, καθώς το φως περνώντας έσω των γαλαξιών έρχεται πιο κοντά σε μας. Άλλοι αστρονόμοι, εντούτοις, δεν έχουν βρει καμία τέτοια αλλαγή χρησιμοποιώντας την ίδια τεχνική.

Οι νέες παρατηρήσεις από την ομάδα ερευνών DEEP2 χρησιμοποιούν μια πιο άμεση μέθοδο για να δώσουν ένα ανεξάρτητο μέτρο της σταθεράς, και αυτές δεν παρουσιάζουν καμία τέτοια αλλαγή ενός μέρους προς 30.000.

"Η σταθερά λεπτοδομής δίνει το μέτρο ισχύος της ηλεκτρομαγνητικής δύναμης, η οποία έχει επιπτώσεις στη συνοχή των ατόμων και τα ενεργειακά επίπεδα μέσα σε ένα άτομο. Κατά κάποιο τρόπο, βοηθά το σύνολο της συνηθισμένης ύλης να κατασκευαστεί από άτομα", λέει ο Newman. "Αυτό το μηδενικό αποτέλεσμα σημαίνει ότι οι θεωρητικοί δεν χρειάζονται να βρουν μια εξήγηση για το γιατί θα άλλαζε τόσο πολύ".

Η σταθερά λεπτής υφής , α, είναι ένα μέτρο της ισχύος της ηλεκτρομαγνητικής αλληλεπίδρασης, με την οποία τα ηλεκτρόνια δεσμεύονται μέσα στα άτομα και τα μόρια. Ορίζεται ως  α = e²/ћc = 1/137.036, όπου e είναι το φορτίο του ηλεκτρονίου, ћ είναι η σταθερά του Planck διαιρεμένη δια 2π, και c είναι η ταχύτητα του φωτός στο κενό. Η σταθερά λεπτής υφής παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον διότι είναι αδιάστατος αριθμός. Αυτό την κάνει πιο θεμελιώδη από άλλες σταθερές η τιμή των οποίων εξαρτάται από τις μονάδες μέτρησης.

Και επειδή η σταθερά λεπτοδομής α προκύπτει από άλλες "σταθερές" της φύσης, θεωρητικά μερικές θα μπορούσαν να αλλάξουν όσο περνάει ο κοσμικός χρόνος. Θα μπορούσε να αλλάξει σύμφωνα με μια πρόσφατη θεωρία, μόνο εάν η ταχύτητα του φωτός άλλαζε όσο γερνάει το σύμπαν. Μερικές θεωρίες της σκοτεινής ενέργειας ή της μεγάλης ενοποίησης, ειδικότερα εκείνες που περιλαμβάνουν πολλές πρόσθετες διαστάσεις πέρα από τις γνωστές τέσσερις (διάστημα και χρόνος μαζί), προβλέπουν μια βαθμιαία εξέλιξη της σταθεράς λεπτοδομής, λέει ο Newman.

Το πρόγραμμα DEEP2 είναι μια πενταετής αναζήτηση γαλαξιών πάνω από 7 έως 8 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας, που το μήκος κύματος λ του φωτός τους έχει αυξηθεί ή και διπλασιαστεί σχεδόν από το αρχικό μήκος κύματος λόγω της διαστολής του σύμπαντος. Αν και το επιστημονικό αυτό πρόγραμμα δεν είχε ως σκοπό να ψάξει για την μεταβολή στη σταθερά λεπτοδομής, έγινε σαφές ότι ένα υποσύνολο των 40.000 γαλαξιών οι οποίοι παρατηρήθηκαν μέχρι τώρα θα εξυπηρετούσε αυτό τον σκοπό.

"Σε αυτήν την γιγαντιαία έρευνα, από ένα μικρό μέρος των στοιχείων φαίνεται να απαντάται τέλεια η ερώτηση του Jeff", λέει ο κύριος υπεύθυνος του DEEP2 Marc Davis, καθηγητής της αστρονομίας και της φυσικής στο πανεπιστήμιο του Μπέρκλεϋ. "Αυτή η έρευνα είναι πραγματικά γενικότερων σκοπών και θα εξυπηρετήσει εκατομμύρια χρήσεις."

Αρκετά χρόνια πριν, ο αστρονόμος John Bahcall του Ιδρύματος Προηγμένων Μελετών επισήμανε ότι, στην αναζήτηση των μεταβολών στη σταθερά λεπτοδομής, η μέτρηση των γραμμών εκπομπής από τους απόμακρους γαλαξίες θα ήταν πιο άμεση και λιγότερο επιρρεπής σε λάθη, παρά αν μετρούσαμε τις γραμμές απορρόφησης.

Ο Newman γρήγορα συνειδητοποίησε ότι οι γαλαξίες του DEEP2 που περιέχουν γραμμές εκπομπής οξυγόνου ταίριαζαν τέλεια, παρέχοντας έτσι ένα ακριβές μέτρο της οποιασδήποτε αλλαγής. Οι γραμμές εκπομπής θα ήταν πολύ ελαφρά διαφορετικές εάν η σταθερά λεπτοδομής άλλαζε.

Τα στοιχεία του DEEP2 βοήθησαν το Newman και τους συναδέλφους του να μετρήσουν το μήκος κύματος των γραμμών εκπομπής του ιονισμένου οξυγόνου (OIII, δηλαδή οξυγόνο που έχει χάσει δύο ηλεκτρόνια), με μια ακρίβεια καλύτερη από 0,01 Angstroms από 5.000 Angstroms. Ένα Angstrom, περίπου το πλάτος ενός ατόμου υδρογόνου, είναι ισοδύναμο με 10 νανόμετρα (nm).

"Είναι μια ακρίβεια που ξεπερνιέται μόνο από τους ανθρώπους που προσπαθούν να ψάξουν για πλανήτες", είπε, αναφερόμενος στην ανίχνευση των εξασθενημένων ταλαντεύσεων στα αστέρια λόγω της βαρυτικής επίδρασης των πλανητών πάνω στα αστέρια.

Η ομάδα DEEP2 σύγκρινε τα μήκη κύματος δύο γραμμών εκπομπής του οξυγόνου III για 300 μεμονωμένους γαλαξίες σε διάφορες αποστάσεις ή τα λεγόμενα redshifts (μετατόπιση του μήκους κύματος προς το ερυθρό z), που κυμαίνονται από περίπου  z=0,4 (περίπου πριν 4 δισεκατομμύρια έτη) με  z=0,8 (περίπου πριν 7 δισεκατομμύρια έτη). Οι μετρηθείσες τιμές της σταθεράς λεπτοδομής ήταν όμοιες με τη σημερινή τιμή, που είναι περίπου 1/137. Επίσης, δεν υπήρξε καμία ανοδική ή προς τα κάτω τάση στην τιμή της άλφα κατά τη διάρκεια αυτού του χρονικού διαστήματος των 4 δισεκατομμυρίων ετών.

"Το μηδενικό αποτέλεσμά μας δεν είναι η ακριβέστερη μέτρηση, αλλά μια άλλη μέθοδος (η οποία εξετάζει τις γραμμές απορρόφησης), και που δίνει ακριβέστερα αποτελέσματα", αναφέρει ο Newman.

Το πρόγραμμα αναζήτησης μακρινών γαλαξιών DEEP2 χρησιμοποιεί το φασματογράφο DEIMOS στο τηλεσκόπιο Keck ΙΙ στη Χαβάη για να καταγράψει τα redshift z, τη φωτεινότητα και το έγχρωμο φάσμα αυτών των απόμακρων γαλαξιών. Η έρευνα, είναι  ολοκληρωμένη περισσότερο από 80 τοις εκατό, και πρέπει να τελειώσει τις παρατηρήσεις της αυτό το καλοκαίρι, δίνοντας όλα τα στοιχεία της έως το 2007.

"Είναι πολύτιμα στοιχεία για το πώς έχουν εξελιχθεί οι γαλαξίες και το σύμπαν κατά τη διάρκεια του χρόνου", λέει ο Newman. Η Ψηφιακή Έρευνα του Ουρανού Sloan (SDSS) κάνει μετρήσεις με, περίπου, ένα redshift z=0,2, που αντιστοιχούν στα τελευταία 2-3 δισεκατομμύρια χρόνια, ενώ εμείς με μία μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift) 0,7 έως 0,9, που ισοδυναμούν με 7-8 δισεκατομμύρια  έτη πριν, μια εποχή που το σύμπαν είχε τη μισή σημερινή του ηλικία.

Η έρευνα θα μπορούσε να ρίξει φως στη φύση της σκοτεινής ενέργειας - μια μυστήρια ενέργεια που διαπερνά τον Κόσμο και φαίνεται να επιταχύνει την διαστολή του σύμπαντος. Η ομάδα τώρα διαμορφώνει διάφορες θεωρίες για τη σκοτεινή ενέργεια για να συγκρίνει τις θεωρητικές προβλέψεις με τις νέες μετρήσεις του DEEP2.

Επειδή, εξηγεί ο Νταίηβις, το ποσό της σκοτεινής ενέργειας είναι το 70 τοις εκατό όλης της ενέργειας στο σύμπαν, αυτή καθορίζει την εξέλιξη των γαλαξιών και των σμηνών των γαλαξιών. Μπορούν οι επιστήμονες με διάφορες μετρήσεις, ως συνάρτηση του redshift και της μάζας ορισμένων μικρών ομάδων γαλαξιών, να μετρηθεί το μέγεθος της διαστολής του σύμπαντος, που εξαρτάται από τη φύση της σκοτεινής ενέργειας.

"Βασικά, μετράτε τα σμήνη. Εάν υπάρχουν πολύ λίγα σμήνη αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν επεκτάθηκε αρκετά. Και εάν υπάρχουν πολλά σμήνη το σύμπαν δεν επεκτάθηκε πολύ".

Ο Νταίηβις αυτήν την περίοδο συγκρίνει τις μετρήσεις DEEP2 με τις προβλέψεις της απλούστερης θεωρίας για την σκοτεινή ενέργεια , αλλά ελπίζει να συνεργαστεί με άλλους θεωρητικούς για να εξετάσει τις πιο εξωτικές θεωρίες για την σκοτεινή ενέργεια .

"Αυτό που προσπαθούν πραγματικά να κάνουν είναι να μάθουν πώς αλλάζει η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας καθώς τ σύμπαν επεκτείνεται", είπε ο θεωρητικός φυσικός Martin White, καθηγητής της αστρονομίας και της φυσικής στο Μπέρκλευ, συνεργάτης του Νταίηβις. "Εάν η η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας είναι η κοσμολογική σταθερά του Einstein, τότε η θεωρητική πρόβλεψη είναι ότι δεν αλλάζει. Το Ιερό Δισκοπότηρο της Αστρονομίας πρόκειται να πάρει τώρα κάποια στοιχεία ότι δεν είναι η λεγόμενη κοσμολογική σταθερά, δηλαδή ότι αλλάζει στην πραγματικότητα".

Μετά από ένα ταξίδι 12 δισεκατομμυρίων ετών η ανάλυση του φωτός από 30 μακρινά κβάζαρ, που έφτασε στο τηλεσκόπιο Keck στη Χαβάη, είχε δείξει ότι η ταχύτητα του ήταν στο παρελθόν μεγαλύτερη. Η φασματική ανάλυση απορρόφησης του φωτός, που έγινε από τον John Webb, υποδείκνυε ότι το φως από τα κβάζαρ πέρασε από ένα νέφος κοσμικού νέφους και αερίων, που περιείχε, μεταξύ των άλλων, σίδηρο, χρώμιο και νικέλιο. Η διάταξη των σκοτεινών γραμμών του φάσματος εξαρτάται από την σταθερά λεπτοδομής α. Λόγω λοιπόν των διαφορών που υπήρχαν στη θέση των φασματικών γραμμών οι επιστήμονες πίστεψαν ότι η σταθερά α στο απώτατο παρελθόν - πριν 12 δισ. χρόνια - ήταν κατά τι μικρότερη της σημερινής. Αυτό σήμαινε ότι η ταχύτητα του φωτός ήταν τότε κατά τι μεγαλύτερη της σημερινής.

Λίγο μετά ο Joao Mangueijo στο βιβλίο, που εξέδωσε το 2003, με τίτλο Faster than Speed of Light έγραψε ότι από τη μελέτη που έκανε στη φωτογραφία της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου από το δορυφόρο WMAP συμπέρανε ότι το φως τότε είχε μια πολύ μεγαλύτερη ταχύτητα από ό,τι σήμερα.

Πώς όμως έβγαλε αυτό το συμπέρασμα ο Joao Mangueijo;

Παρατήρησε ότι στο τότε νεαρό σύμπαν ηλικίας 380.000 ετών διάφορα τμήματα του σύμπαντος, εφόσον απείχαν ήδη πολλά εκατομμύρια έτη φωτός μεταξύ τους, λογικά δεν πρέπει να είχαν έρθει ποτέ σε επαφή. Αλλά, από την άλλη οι θερμοκρασίες στην εικόνα από το δορυφόρο παρουσιάζουν τέτοια εκπληκτική ομοιότητα σε όλες τις περιοχές του σύμπαντος - έστω και αν απείχαν πολλά εκατομμύρια έτη φωτός - που σημαίνει ότι αυτές οι περιοχές, κάποια στιγμή, θα πρέπει να είχαν έρθει σε επαφή μεταξύ τους ώστε να εξισωθεί η θερμοκρασία τους.

Αυτό είναι το περίφημο 'πρόβλημα του ορίζοντα' και υπάρχουν δύο λύσεις γι' αυτό. Η μία είναι στο απώτατο παρελθόν - λίγες στιγμές μετά τη Μεγάλη Έκρηξη - να συνέβη η φάση του πληθωρισμού. Μια ταχύτατη διαστολή του πολύ μικρού τότε σύμπαντος, με μια ταχύτητα μεγαλύτερη εκείνης του φωτός (η θεωρία της σχετικότητας δεν το απαγορεύει). Η δεύτερη λύση που προτείνει ο Mangueijo είναι να ήταν τότε η ταχύτητα του φωτός πολύ μεγαλύτερη από τη σημερινή - 30 τάξεις μεγαλύτερη. Αμέσως μετά όμως,  η ταχύτητα μειώθηκε σε μια τιμή ελαφρώς μεγαλύτερη από τη σημερινή.

Το 2003 ο φυσικός Steve Lamoreaux κατέληξε στο ίδιο συμπέρασμα αναλύοντας τις διεργασίες πυρηνικής σχάσης σε ένα ορυχείο ουρανίου στην περιοχή Oklo της Γκαμπόν της Δυτικής Αφρικής. Σύμφωνα με τους υπολογισμούς του η σταθερά λεπτοδομής α, πριν από 1.8 δισ. χρόνια, ήταν ελαφρώς μικρότερη της σημερινής. Που σήμαινε ότι η ταχύτητα του φωτός ήταν αντιστοίχως ελαφρά μεγαλύτερη από την τρέχουσα. 

Τέλος ο Harold Marion του Παρατηρητηρίου του Παρισιού συνέκρινε ένα ατομικό ρολόι καισίου με ένα ατομικό ρολόι ρουβιδίου για πέντε χρόνια. Σύμφωνα με τις μετρήσεις του κάθε 1 δισ. χρόνια η σταθερά α μπορεί να μεταβάλλεται το πολύ κατά 4%. Αν και η μεταβολή είναι απειροελάχιστη αυτό σημαίνει ότι η ταχύτητα του φωτός μπορεί να μεταβάλλεται.

Τα συμπεράσματα αυτά - αν είναι αληθινά - σημαίνουν αναμφισβήτητα μεταβολές σε όλες, σχεδόν, τις σταθερές ποσότητες της φυσικής, και χάος στο βασίλειο της Φυσικής.

Home