|
Ο ισχυρισμός του Αϊνστάιν ότι η κοσμολογική σταθερά Λ που
έβαλε στις εξισώσεις της Γενικής Σχετικότητας ήταν το "μεγαλύτερο λάθος"
του, μπορεί να μην είναι σφάλμα τελικά, σύμφωνα με την έρευνα μιας
διεθνούς ομάδας επιστημόνων.
Η κοσμολογική σταθερά Λ (μια δύναμη αντίθετη της βαρύτητας)
προστέθηκε εκ των υστέρων στις εξισώσεις με σκοπό να διατηρήσει τον Κόσμο
σταθερό και να μην καταρρεύσει λόγω της βαρύτητας.
Η ομάδα εργάζεται πάνω στο πρόγραμμα ESSENCE που μελετά τις σουπερνόβες (αστέρια
που έχουν εκραγεί) για να υπολογίσει εάν η σκοτεινή ενέργεια -- η
δύναμη που επιταχύνει τη διαστολή του Κόσμου -- είναι σύμφωνη με την κοσμολογική
σταθερά του Αϊνστάιν.
Οι ερευνητές Nicholas Suntzeff και Kevin Krisciunas του πανεπιστημίου A&M
του Τέξας είναι
μέλη του προγράμματος, το οποίο άρχισε τον Οκτώβριο του 2002 και
σχεδιάζεται να τελειώσει τον προσεχή μήνα αφού πέτυχε το
στόχο του να μελετήσει 200 σουπερνόβες. Η ομάδα χρησιμοποιεί ένα τηλεσκόπιο
διαμέτρου 4 μέτρων στη Χιλή, για τις παρατηρήσεις των υπερκαινοφανών, από
τον
Οκτωβρίου μέχρι τον Δεκέμβριο που είναι και η περίοδος των παρατηρήσεων.
Το 1917, ο Αϊνστάιν δούλευε πάνω στη θεωρία της Γενικής Σχετικότητάς του και
προσπαθούσε να βρει μια εξίσωση που να περιγράφει έναν στατικό σύμπαν -- ένα
σύμπαν
που να διατηρείται μέχρι σήμερα και να μην καταρρέει κάτω από τη δύναμη της βαρύτητας σε
μια μεγάλη σύνθλιψη. Προκειμένου να διατηρηθεί στατικό το σύμπαν στη
θεωρία, ο Αϊνστάιν εισήγαγε μια κοσμολογική σταθερά -- μια δύναμη που
αντιτάσσεται στη δύναμη της βαρύτητας.
Κατόπιν, 12 χρόνια αργότερα, ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι το
σύμπαν δεν είναι
στατικό -- αλλά διαστέλλεται. Έτσι ο Αϊνστάιν απέρριψε την ιδέα μιας
κοσμολογικής σταθεράς και την απομάκρυνε από τις εξισώσεις του, και
παραδέχθηκε ότι ήταν το μεγαλύτερο του σφάλμα.
Το 1998, εντούτοις, δύο ομάδες επιστημόνων, μία από τις οποίες
συμμετείχε και ο
ερευνητής Nicholas Suntzeff, ανακάλυψε ότι ο Κόσμος
όχι μόνο διαστέλλεται, αλλά η διαστολή του επιταχύνεται σήμερα, ολοένα και
πιο γρήγορα.
"Έτσι έπρεπε να υπάρχει κάποια άλλη δύναμη που να είχε υπερνικήσει τη δύναμη
της βαρύτητας και να οδηγεί τον Κόσμο σε μια εκθετική επιτάχυνση," δήλωσε
ο Suntzeff. Αυτή η αντιτιθέμενη δύναμη στη βαρύτητα είναι αυτό που οι επιστήμονες
ονομάζουν
τώρα σκοτεινή ενέργεια, και θεωρείται πως αποτελέσει κατά προσέγγιση το 74% του
Κόσμου. Τα άλλα συστατικά του Κόσμου είναι η σκοτεινή ύλη,
περίπου το 22% του Κόσμου, και η συνηθισμένη ορατή ύλη, που είναι μόνο το 4%.
"Ογδόντα χρόνια αργότερα, αποδεικνύεται ότι ο Αϊνστάιν μπορεί να είχε
δίκιο για την κοσμολογική σταθερά του," λέει ο Krisciunas. "Έτσι ήταν
πιο έξυπνος από όσο νόμιζε για τον εαυτό του."
Ο τύπος της σουπερνόβας, που μελετά η ομάδα ESSENCE, εκπέμπει πάντα την ίδια ποσότητα
ενέργειας και έχει ουσιαστικά την ίδια μέγιστη φωτεινότητα. Οι ερευνητές
μπορούν να συγκρίνουν την παρατηρηθείσα (φαινόμενη) φωτεινότητα μιας σουπερνόβας
τύπου Ia, που
βλέπουν στον ουρανό, με τη γνωστή πραγματική φωτεινότητά της για να
υπολογίσουν πόσο μακριά είναι η σουπερνόβα.
Οι ερευνητές εξετάζουν επίσης την μετατόπιση προς το ερυθρό z (ή redshift) της
ακτινοβολίας της σουπερνόβας,
που τους δείχνει το πόσο γρήγορα επεκτείνεται ο κόσμος. Όταν οι επιστήμονες
συγκρίνουν την απόσταση της σουπερνόβας με το redshift του z, μπορούν να
μετρήσουν την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος. Αυτή η επιτάχυνση
προκαλείται, σύμφωνα με τους επιστήμονες, από τη σκοτεινή ενέργεια.
Η ομάδα ESSENCE μπορεί έπειτα να χρησιμοποιήσει την τιμή της επιτάχυνσης
για να υπολογίσει την πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας, την οποία
χρησιμοποιούν μετά για να υπολογίσουν την παράμετρο w. Για να είναι σωστή
η κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν, η παράμετρος w πρέπει να είναι ίση με
-1, και μέχρι τώρα, τα αποτελέσματα του ESSENCE
φαίνεται να επιβεβαιώνουν ότι είναι πράγματι πολύ κοντά στην τιμή
-1.
"Η μαγική τιμή είναι -1 ακριβώς," λέει ο Krisciunas. "Εάν η
τιμή
αποδειχθεί ακριβώς -1, τότε η σκοτεινή ενέργεια είναι ένα
σχετικά απλό πράγμα -- είναι η κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν."
Η ομάδα δεν
θα έχει τα τελικά αποτελέσματα πριν το τέλος της προσεχής χρονιάς, αλλά
τώρα, η τιμή μπαίνει στο -1 συν ή πλην ένα 10%, τονίζει ο Suntzeff, κι έτσι τα αρχικά στοιχεία φαίνεται να δείχνουν
ότι όντως ο Αϊνστάιν ήταν σωστός.
"Δεν μπορούμε ποτέ να εξετάσουμε τη σκοτεινή ενέργεια στο εργαστήριο,
κι έτσι οι αστρονόμοι πρέπει να τη μετρήσουν μέσω των παρατηρητικών
στοιχείων, και ένας από τους τρόπους να τη μετράμε είναι με τις σουπερνόβες
με το πρόγραμμα ESSENCE," λέει ο Suntzeff.
"Η σκοτεινή ενέργεια
είναι απολύτως ανεξήγητη με τη συμβατική φυσική. Ίσως αυτή να είναι μια
εκδήλωση της 5ης διάστασης από τη θεωρία χορδών. Ή ίσως να είναι μια νέα
ενεργειακή πυκνότητα του κενού που αλλάζει με τον χρόνο αργά. Δεν έχουμε καμία
ιδέα γι αυτή, και αυτό είναι που διεγείρει και τους φυσικούς και τους
αστρονόμους."
Οι κύριοι υποψήφιοι για την σκοτεινή ενέργεια
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.
Ανάλογα με τις διάφορες τιμές της ποσότητας w
διακρίνουμε τις παρακάτω ποσότητες
-
• Κοσμολογική σταθερά Λ (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. Σήμερα νομίζουμε ότι η κοσμολογική σταθερά Λ
είναι η σκοτεινή ενέργεια.
-
• 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 κι 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.
Η εξίσωση του Αϊνστάιν
Ο Friedmann ανέπτυξε κι αυτός μια δυναμική εξίσωση
για το διαστελλόμενο σύμπαν ως μια σχετικιστική εξίσωση στα πλαίσια της Γενικής
Σχετικότητας. Όμως εδώ η περιγραφή της θα περιοριστεί σε μια απλουστευμένη,
μη-σχετικιστική έκδοση.
Εκτός από την πυκνότητα και τη σταθερά βαρύτητας G, η εξίσωση περιέχει τη
παράμετρο Hubble H, μια βαθμωτή (αριθμητική) παράμετρο R, και έναν παράγοντα
Κ που ονομάζεται παράμετρος κυρτότητας. Η παράμετρος κυρτότητας δείχνει εάν
το σύμπαν είναι ανοικτό ή κλειστό.
Ο Einstein είχε αρχικά προσθέσει κι έναν άλλο όρο, τη διάσημη κοσμολογική
σταθερά Λ, με την οποία η εξίσωση αυτή θα περιέγραφε ένα στατικό Σύμπαν.
Ο Einstein πρότεινε μια τροποποίηση στην εξίσωση
του Friedmann, που αναφέρεται σε ένα διαστελλόμενο σύμπαν. Πρόσθεσε έναν όρο
που τον ονόμασε κοσμολογική σταθερά Λ, και η οποία μορφοποιεί την εξίσωση
Friedmann ως εξής:
Η παραπάνω εξίσωση του Friedmann έχει μια παράμετρο
κυρτότητας k, που είναι ενδεικτική του ρυθμού διαστολής και εάν ο ρυθμός διαστολής
αυξάνεται ή μειώνεται. Έτσι, αν η παράμετρος k=0 τότε η πυκνότητα είναι ίση
με μια κρίσιμη τιμή στην οποία το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα αλλά με
ένα μειούμενο ρυθμό. Αυτό αναφέρεται συχνά ως μοντέλο σύμπαντος των Einstein-De
Sitter σε αναγνώριση της εργασίας τους για τη διαμόρφωση του. Η τιμή της παραμέτρου
k=0 μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να εκφράσει την κρίσιμη πυκνότητα με βάση
τη σημερινή τιμή της παραμέτρου Hubble H.
Για τιμή της k>0 η πυκνότητα της ύλης είναι αρκετά υψηλή και έτσι η βαρυτική
έλξη θα σταματήσει τελικά την διαστολή του σύμπαντος που θα καταρρεύσει προς
τα πίσω σε μια "Μεγάλη Σύνθλιψη". Αυτό το είδος του σύμπαντος περιγράφεται
ως ένα Κλειστό Σύμπαν, ή ένα βαρυτικά συνδεδεμένος κόσμος. Για τιμή του Κ<0
το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα, αφού δεν υπάρχει αρκετή πυκνότητα ύλης
για να προκαλέσει τέτοια βαρυτική έλξη, που να σταματήσει την διαστολή.
Η κοσμολογική σταθερά Λ φαίνεται να εκφράζει μια βαρυτική άπωση
ανάλογη της απόστασης μεταξύ των αντικείμενων, και όπως αναφέρθηκε το αρχικό
κίνητρο για την εισαγωγή της κοσμολογικής σταθεράς Λ, ήταν να γίνει δυνατό
ένα στατικό σύμπαν που θα ήταν ισοτροπικό και ομοιογενές.
|
