Γιατί το σύμπαν μας δεν είναι τελείως ομαλό;

στις

Τα αστέρια και οι γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα δεν υπήρχαν πάντοτε, και όσο πιο πίσω πάμε στον χρόνο, τόσο σχεδόν τελείως ομαλό γίνεται το Σύμπαν, αλλά υπάρχει ένα όριο στην ομαλότητα που θα μπορούσε να πετύχει, γιατί αλλιώς δεν θα είχαμε καμιά δομή σήμερα. Για να εξηγήσουμε όλα αυτά, χρειαζόμαστε μια τροποποίηση στη θεωρία του Big Bang: τον κοσμολογικό πληθωρισμό.

cosmic-epoch

Γιατί δεν είναι τελείως λείο το σύμπαν

Όταν εξετάζουμε το σύμπαν μας, βλέποντας τους πλανήτες, τα αστέρια, τους γαλαξίες και τα τεράστια κοσμικά κενά που τα χωρίζουν, η «ομαλότητα» δεν είναι ακριβώς η πρώτη λέξη που έρχεται στο νου. Ο τεράστιος κοσμικός ιστός είναι ένα από τα πιο συσσωρευμένα πράγματα που μπορεί να φανταστεί κανείς στο Σύμπαν, με έναν πλανήτη όπως η Γη που είναι, περίπου, 10 30φορές περισσότερο από τον μέσο όρο του σύμπαντος. Ωστόσο, το σύμπαν δεν ήταν πάντοτε τόσο άδειο, ή δεν θα ήταν έτσι ώστε να είχε εξελιχθεί και να εμφανιστεί ο τρόπος που το βλέπουμε σήμερα. Χρειάστηκε να γεννηθεί σχεδόν απόλυτα ομαλό, όπου οι ατέλειες ήταν πολύ μικρές και λίγες λίγα μόνο μέρη ανά 100.000 ή δεν θα χρειάζονταν εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστούν οι πρώτοι γαλαξίες. Ωστόσο, αυτές οι μικροσκοπικές ατέλειες ήταν ζωτικής σημασίας ή δεν θα μπορούσαμε να σχηματίσουμε τη δομή που βλέπουμε σήμερα! Μετά από αιώνες που δεν κατανοούσαμε πώς συνέβη αυτό, μία από τις πιο αμφιλεγόμενες θεωρίες της κοσμολογίας, ο πληθωρισμός, έδωσε την απάντηση. Και τώρα που οι μετρήσεις μας έχουν επιτύχει μια άνευ προηγουμένου ακρίβεια, οι προβλέψεις τους επιβεβαιώνονται θεαματικά.

 

 

CMB-PlanckΤο Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο (CMB) είναι μια αχνή λάμψη που διεισδύει σε ολόκληρο τον ουρανό, που χρονολογείται μόλις 380.000 χρόνια μετά το Big Bang. Πριν από τότε το βρεφικό σύμπαν ήταν πολύ καυτό και πυκνό οπότε το φως ταξιδεύει χωρίς να αντιδράσει με την ύλη. Όταν ψύχθηκε σε σημείο που μπορούσαν να σχηματιστούν ουδέτερα άτομα, το φως ελευθερώθηκε για να κινηθεί ελεύθερα μέσα από το διάστημα χωρίς εμπόδια και έγινε έτσι η CMB. Εικόνα του διαστημικού παρατηρητηρίου Planck.

Τα αστέρια και οι γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα δεν υπήρχαν πάντοτε, και όσο πιο μακριά πάμε, τόσο πιο κοντά τελείως ομαλό γίνεται το Σύμπαν, αλλά υπάρχει ένα όριο στην ομαλότητα που θα μπορούσε να πετύχει, γιατί αλλιώς δεν θα είχαμε καμιά δομή σήμερα. Για να εξηγήσουμε όλα αυτά, χρειαζόμαστε μια τροποποίηση στο Big Bang: τον κοσμολογικό πληθωρισμό.  

A visual history of the expanding Universe

Μια οπτική ιστορία του διαστελλόμενου Σύμπαντος περιλαμβάνει την καυτή, πυκνή κατάσταση που είναι γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη και η ανάπτυξη και ο σχηματισμός της δομής στη συνέχεια. Ωστόσο, για να πάρουμε τη δομή που βλέπουμε σήμερα, το Σύμπαν δεν θα μπορούσε να γεννηθεί τελείως ομαλό.

Σύμφωνα με τον κοσμικό πληθωρισμό, το καυτό Big Bang δεν ήταν η αρχή του χώρου και του χρόνου, αλλά ήταν απλά μια καυτή, ταχέως αναπτυσσόμενη πρώιμη κατάσταση. Ήταν ο κοσμικός πληθωρισμός, μια φάση όπου το σύμπαν κυριάρχησε όχι από την ύλη και την ακτινοβολία, αλλά από την ενέργεια που είναι εγγενής στον ίδιο το χώρο, που δημιούργησε το Big Bang. Αυτή η πληθωριστική φάση χαρακτηρίστηκε από μια εκθετική επέκταση του χώρου, όπου το Σύμπαν διπλασιάστηκε, στη συνέχεια τετραπλασιάστηκε, έπειτα οκταπλασιάστηκε κλπ ακαριαία σχεδόν. Μετά από μόλις 10 -33 δευτερόλεπτα, μια περιοχή του σύμπαντος μεγέθους μιας χορδής από τη θεωρία χορδών θα είχε τεντωθεί σε μια κλίμακα μεγαλύτερη από το παρατηρούμενο σύμπαν που είναι σήμερα. Με άλλα λόγια, ο κοσμικός πληθωρισμός παίρνει ό, τι υπήρχε εκ των προτέρων και το τέντωσε στην πράξη σχεδόν απόλυτα επίπεδο και ομαλό. Inflation causes space to expand exponentially

Ο πληθωρισμός προκαλεί εκθετική διαστολή του χώρου, γεγονός που μπορεί πολύ γρήγορα να οδηγήσει σε οποιαδήποτε προϋπάρχουσα καμπύλη ή μη ομαλή εμφάνιση χώρου. Εάν το Σύμπαν έχει κάποια καμπυλότητα σε αυτό, έχει μια ακτίνα καμπυλότητας εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από ό, τι μπορούμε να παρατηρήσουμε.

 

Αυτό φαίνεται, με την πρώτη ματιά, να θέτει ένα τεράστιο πρόβλημα. Εάν ο πληθωρισμός εκτείνει (διαστέλλει) τον χώρο ώστε να είναι επίπεδος, ομοιόμορφος και ομαλός, αδιαμφισβήτητα κοντά στην τελειότητα, τότε πώς φτάσαμε σε ένα συμπαγές Σύμπαν σήμερα; Τόσο η θεωρία της βαρύτητας του Νεύτωνα όσο και του Αϊνστάιν είναι ασταθείς ενάντια στις ατέλειες, πράγμα που σημαίνει ότι αν ξεκινήσετε με ένα σχεδόν ομαλό Σύμπαν, με την πάροδο του χρόνου, οι ατέλειες θα αυξηθούν και θα τελειώσετε με μια δομή. Αλλά αν ξεκινήσετε με τέλεια ομαλότητα, με κυριολεκτικά καμιά ατέλεια, θα παραμείνει ομαλό το σύμπαν για πάντα. Ωστόσο, αυτό δεν το βλέπουμε καθόλου στο Σύμπαν που παρατηρούμε. Έτσι αυτό έπρεπε να γεννηθεί με ατέλειες στην πυκνότητα της ύλης. map of the clumping clustering pattern that galaxies in our Univers

Ένας χάρτης του μοτίβου συσσώρευσης / ομαδοποίησης όπως βλέπουμε σήμερα τους μακρινούς γαλαξίες στο σύμπαν. Η απαίτηση να φθάσουμε εκεί είναι να υπάρχουν αρχικές ατέλειες στην πυκνότητα υλοενέργειας.

Αυτή η αφελής εικόνα του πληθωρισμού (σύμπαν τελείως ομαλό) πρέπει συνεπώς να είναι ατελής. Πρέπει να υπάρχει κάποιος τρόπος δημιουργίας αυτών των ατελειών, αλλιώς το Σύμπαν δεν θα υπήρχε όπως τον βλέπουμε. Αλλά μια σημαντική ιδιότητα του σύμπαντος και του πληθωρισμού έρχεται να το διασώσει με τους πιο θεαματικούς τρόπους. Βλέπετε, ο κενός χώρος δεν είναι απόλυτα επίπεδο και ομαλό μόνο του, αλλά μάλλον, στις μικρότερες κλίμακες, παρουσιάζει κβαντικές διακυμάνσεις.

quantum vacuum

Οπτικοποίηση εικονικών σωματιδίων στο κβαντικό κενό από τη θεωρία κβαντικού πεδίου. Ακόμη και στον άδειο – κενό χώρο, αυτή η ενέργεια του κενού είναι μη μηδενική

Αυτό μπορεί να αντιμετωπιστεί με πολλούς τρόπους: μια εγγενής αβεβαιότητα για την ενέργεια του ίδιου του χώρου. Ως διακυμάνσεις του κενού ή ως σύνολα ζευγών σωματιδίων-αντισωματιδίων που αναδύονται στην ύπαρξη και μετά εξαφανίζονται Αλλά ανεξάρτητα από το πώς το βλέπετε, ένα πράγμα παραμένει σαφές: αν γράψετε την ενεργειακή πυκνότητα του Σύμπαντος και την κοιτάξετε σε εξαιρετικά μικρές και κοκκώδεις κλίμακες, θα δείτε ότι αυτή δεν ήταν ομοιόμορφη και σταθερή στον χώρο ή το χρόνο, ακόμη και αν έχετε αφαιρέσει όλη την ύλη και την ακτινοβολία από αυτό το χώρο. Υπάρχουν κβαντικές διακυμάνσεις εγγενείς στο ιστό του ίδιου του χώρου.

An illustration of the early Universe

Μια απεικόνιση του πρώιμου σύμπαντος που αποτελείται από κβαντικό αφρό, όπου οι κβαντικές διακυμάνσεις είναι μεγάλες, ποικίλες και σημαντικές στις μικρότερες κλίμακες.

Κανονικά, αυτές οι διακυμάνσεις αντισταθμίζουν η μία την άλλη, κατά μέσο όρο, και έτσι φτάνετε σε μια μικρή ενέργεια μηδενικού σημείου που είναι θετική, εγγενής στον ίδιο το χώρο. Αλλά κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, αυτές οι κβαντικές διακυμάνσεις δεν έχουν την ευκαιρία να εξουδετερωθούν / αντισταθμιστούν, επειδή ο ίδιος ο χώρος επεκτείνεται με αυτόν τον εκθετικό τεράστιο ρυθμό!

Αντιθέτως, αυτό που συμβαίνει είναι ότι αυτές οι διακυμάνσεις τεντώνονται σε όλο το σύμπαν και έτσι η ιδέα μιας κβαντικής διακύμανσης δεν περιορίζεται πλέον σε πολύ μικρή κλίμακα. Σε χρονικές κλίμακες που είναι μόνο ένα μικρό κλάσμα του δευτερολέπτου, αυτά τα κβαντικά μικροσκοπικά φαινόμενα μπορούν να “τεντωθούν” ώστε να είναι διακυμάνσεις της ενέργειας στις αστρικές, The quantum fluctuationsΟι κβαντικές διακυμάνσεις που συμβαίνουν κατά τον πληθωρισμό πράγματι τεντώνονται σε όλο το Σύμπαν, αλλά προκαλούν και διακυμάνσεις της συνολικής ενεργειακής πυκνότητας, αφήνοντάς μας με κάποια μη μηδενική ποσότητα χωρικής καμπυλότητας που απομένει στο Σύμπαν σήμερα. Αυτές οι διακυμάνσεις πεδίου προκαλούν ατέλειες της πυκνότητας  στο πρώιμο Σύμπαν, που στη συνέχεια οδηγούν σε διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που βιώνουμε στο κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο.

Καθώς ο αρχέγονος πληθωρισμός συνεχίζεται, δημιουργούνται νέες διακυμάνσεις κβαντικής κλίμακας, με αποτέλεσμα επιπλέον διακυμάνσεις μικρότερης κλίμακας που υπερτερούν στις μεγαλύτερες κλίμακες. Αυτό συνεχίζεται, δημιουργώντας ένα μοτίβο διακυμάνσεων και τυχαίες περιοχές όλων των μεγεθών, άλλες που έχουν μεγαλύτερη και άλλες μικρότερη ενεργειακή πυκνότητα, όσο συνεχίζεται ο πληθωρισμός.

Στη συνέχεια, μετά από ένα απροσδιόριστο χρονικό διάστημα, ο πληθωρισμός έρχεται προς το τέλος. Και όταν συμβεί αυτό, όλη αυτή η ενυπάρχουσα ενέργεια στον ίδιο το χώρο μετατρέπεται σε ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία. Καθώς ο πληθωρισμός τελειώνει, αρχίζει το καυτό Big Bang και το Σύμπαν γεμίζει με ύλη

The analogy of a ball sliding over a high surface

Το σκίτσο δείχνει την αναλογία μιας σφαίρας που ολισθαίνει πάνω σε μια μεγάλη επιφάνεια που είναι όταν ο πληθωρισμός επιμένει, ενώ η δομή που καταρρέει και απελευθερώνει ενέργεια αντιπροσωπεύει τη μετατροπή της ενέργειας σε σωματίδια.

Αλλά στις περιοχές που αρχικά ήταν υπέρπυκνες για να ξεκινήσει να εξελίσσεται το σύμπαν, λόγω των κβαντικών διακυμάνσεων κατά τον πληθωρισμό, θα πρέπει να υπάρχει εκεί μια ελάχιστη  ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία περισσότερη από το μέσο όρο σε εκείνους τους τόπους. Σε περιοχές που η πυκνότητα ήταν κάτω από το μέσον όρο, θα υπήρχε ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία κάτω από το μέσο όρο. Και αυτό το φάσμα πάνω και κάτω από τη μέση πυκνότητα θα πρέπει να έχει ως αποτέλεσμα την ύπαρξη τόσο πιο ψυχρών όσο και θερμότερων περιοχών μέσα στο Σύμπαν.

Regions of space that are slightly denser

Οι περιοχές του χώρου που είναι ελαφρώς πυκνότερες από το μέσο όρο θα δημιουργήσουν μεγαλύτερα βαρυτικά δυναμικά πηγάδια, που είναι δύσκολο να βγει από εκεί το φως κλπ, πράγμα που σημαίνει ότι το φως που προκύπτει από αυτές τις περιοχές εμφανίζεται πιο ψυχρό από τη στιγμή που φτάνει στα μάτια μας. Αντίθετα, οι περιοχές με χαμηλή πυκνότητα θα μοιάζουν με καυτά σημεία, ενώ οι περιοχές με τέλεια μέση πυκνότητα θα έχουν τέλειες μέσες θερμοκρασίες.

Για λίγο αφού το Σύμπαν επεκτεινόταν και ψυχόταν, η βαρύτητα αρχίζει να λειτουργεί. Το γεγονός αυτό αυξάνει τις διακυμάνσεις που υπήρχαν σε κάθε κατεύθυνση που διέφεραν από το μέσο όρο. Στις ελαφρώς θερμότερες περιοχές, που είναι πιο χαμηλής πυκνότητας, η ύλη θα ξεφεύγει  πιο εύκολα από όσο στις πυκνότερες περιοχές. Οι ψυχρότερες περιοχές, που έχουν πυκνότητα μεγαλύτερη από το μέσον όρο, θα ελκύουν κατά προτίμηση την ύλη περισσότερο από τις περιοχές με χαμηλή ή μέση πυκνότητα.

 

ripplesΒαρυτική αστάθεια από μικρές διακυμάνσεις της πυκνότητας στο πρώιμο σύμπαν: Σχηματισμός αστεριών, γαλαξιών, σμηνών γαλαξιών

Υπάρχει μια περίπλοκη ισορροπία μεταξύ της βαρύτητας, η οποία λειτουργεί ελκυστικά σύμφωνα με την παραπάνω λογική, και της ακτινοβολίας, η οποία πιέζει αντίθετα σε περιοχές όπου γίνονται πολύ πυκνές (ψυχρές περιοχές) πολύ γρήγορα. Είναι αυτή η αλληλεπίδραση δυνάμεων, μεταξύ της βαρύτητας, της ακτινοβολίας και των αρχικών διακυμάνσεων από τον πληθωρισμό, οι οποίες προκαλούν τις ανωμαλίες, τις μικρές σπασμωδικές κινήσεις και τις ατέλειες που βλέπουμε στο κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο.

The fluctuations in the CMB are based on primordial fluctuation

Οι διακυμάνσεις στην Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου (CMB) βασίζονται στις πρωταρχικές διακυμάνσεις οι οποίες δημιουργήθηκαν από τον πληθωρισμό. Συγκεκριμένα, το «επίπεδο τμήμα» σε μεγάλες κλίμακες (στα αριστερά) δεν έχει καμία εξήγηση χωρίς τον πληθωρισμό και ακόμα το μέγεθος των διακυμάνσεων περιορίζεται στις μέγιστες ενεργειακές κλίμακες, που το σύμπαν έφτασε στο τέλος του πληθωρισμού. Είναι πολύ χαμηλότερο από την κλίμακα Planck.

Οι αρχικές διακυμάνσεις, κατά μέσο όρο, πρέπει να είχαν μια μέση τιμή από 1 μέρος σε 30.000 ή τόσο περίπου, έτσι ώστε να φτάσουμε στις διακυμάνσεις που παρατηρούμε στην παραμένουσα λάμψη του Big Bang. Αυτές οι διακυμάνσεις μετά αυξάνονται, μόλις το Σύμπαν έγινε ουδέτερο και η ακτινοβολία σταματά να διασκορπίζεται – σκεδάζεται από τα ηλεκτρόνια (τα φωτόνια δεν αντιδρούν, πλέον, συχνά με την ύλη στο σύμπαν που γίνεται πια ένα διαφανές σύμπαν), για να παράγει τη δομή της μεγάλης κλίμακας που βλέπουμε στο Σύμπαν σήμερα. Με την πάροδο του χρόνου, αυτό οδήγησε στην βαρυτική ανάπτυξη, στα αστέρια, στους γαλαξίες, στα σμήνη και στα μεγάλα κοσμικά κενά που τα χωρίζουν.

A detailed look at the Universe

Μια λεπτομερής ματιά στο Σύμπαν αποκαλύπτει ότι είναι κατασκευασμένο από ύλη και όχι αντιύλη, ότι απαιτούνται να υπάρχουν τόσο η σκοτεινή ύλη όσο και η σκοτεινή ενέργεια, ενώ δεν γνωρίζουμε την προέλευση οποιουδήποτε από αυτά τα μυστήρια. Ωστόσο, οι διακυμάνσεις στην CMB, ο σχηματισμός και οι συσχετισμοί μεταξύ των δομών μεγάλης κλίμακας, ενώ και οι σύγχρονες παρατηρήσεις με τη βοήθεια των βαρυτικών φακών δείχνουν προς την ίδια εικόνα, που προέρχεται από τον κοσμικό πληθωρισμό.

Εάν το Σύμπαν γεννήθηκε απόλυτα ομαλό, δεν θα υπήρχε κανένας τρόπος να αποκτήσουμε τη λεπτομερή δομή, τόσο σε μεγάλες κλίμακες όσο και σε μικρές, που έχουμε σήμερα. Οι παρατηρήσεις απαιτούν ότι με κάποιο τρόπο υπάρχουν διακυμάνσεις του ιδίου μεγέθους σε όλες τις κλίμακες και ότι το Σύμπαν χρειάζεται να γεννηθεί με τον τρόπο αυτό. Όταν ο πληθωρισμός γεννήθηκε αρχικά στα τέλη της δεκαετίας του 1970 και στις αρχές της δεκαετίας του ’80, δεν υπήρχε τρόπος να γνωρίζουμε πώς θα αποδεικνύονταν αυτές οι διακυμάνσεις. Αυτό έφταιγε που ο πληθωρισμός δεν είχε επαληθευτεί για δεκαετίες! Ωστόσο, η επιβεβαίωση είναι εντυπωσιακή, καθώς καμία άλλη θεωρία δεν έχει τρόπο να δημιουργήσει αυτές τις διακυμάνσεις και οι παρατηρήσεις αντιστοιχούσαν στον πληθωρισμό, όπως προέβλεπε με τέλειο και αδιαμφισβήτητο τρόπο, ενώ κατέδειξαν με τα δεδομένα τους οι δορυφόροι όπως οι COBE, WMAP και, πρόσφατα, ο Planck

The quantum fluctuations that occur during inflation get stretched

Οι κβαντικές διακυμάνσεις που εμφανίζονται κατά τον πληθωρισμό εκτείνονται σε όλο το σύμπαν και όταν τελειώσει ο πληθωρισμός, γίνονται διακυμάνσεις της πυκνότητας. Αυτό οδηγεί, με την πάροδο του χρόνου, στην μεγάλης κλίμακας δομή όπως την βλέπουμε σήμερα στο Σύμπαν, καθώς και τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που παρατηρούνται στην Μικρολυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου CMB.

Το αποτέλεσμα είναι μια ιστορία τόσο συναρπαστική και σε συμφωνία με τα δεδομένα που δεν υπάρχει σχεδόν καμία εναλλακτική λύση. Ο πληθωρισμός δεν είναι μόνο το πράγμα που συνέβη για να δημιουργήσει την Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) ή για να λύσει μια σειρά από προβλήματα που γνωρίζαμε εκ των προτέρων. Η θεωρία του πληθωρισμού προέβη σε άριστες ποσοτικές προβλέψεις για το τι θα μπορούσαμε να περιμένουμε για να υπάρχει στο Σύμπαν, από τους πρώτους καιρούς μέχρι τους σύγχρονους καιρούς, καθώς και οι παρατηρήσεις το επιβεβαίωσαν. Ο πληθωρισμός και η κβαντική του φύση είναι ο λόγος για τον οποίο το Σύμπαν δεν είναι απόλυτα ομαλό σήμερα και αυτό είναι πολύ καλό πράγμα. Χωρίς αυτό το γεγονός δεν θα ήταν ποτέ δυνατό να βρισκόμαστε εδώ για να το λέμε.

Πηγή

Advertisements