Παρασκευή, 2 Σεπτεμβρίου 2016

Θαυμαστός παλιός κόσμος

Πόσο μεγάλο είναι το σύμπαν; Τι σχήμα έχει; Πώς δημιουργήθηκε και ποια θα είναι η εξέλιξή του στο μέλλον; Ερωτήματα που γεννούνται με μια ματιά στον έναστρο καλοκαιρινό ουρανό.
Μια ματιά που μόνο δέος μπορεί να προκαλέσει. Δισεκατομμύρια άστρα και γαλαξίες, τεράστια νεφελώματα με εντυπωσιακά σχήματα που διαχωρίζονται από ασύλληπτες —ή «αστρονομικές», όπως συνήθως λέμε— αποστάσεις. Για να συλλάβει κανείς τα εν λόγω μεγέθη ας φανταστεί ότι, αν ο Ήλιος αντιστοιχεί σε μια σφαίρα διαμέτρου 10 cm —όσο περίπου μια παλιά οβίδα κανονιού—, τότε η Γη βρίσκεται περίπου 11 μέτρα μακριά και έχει μέγεθος 1 χιλιοστό — όσο το κεφάλι μιας καρφίτσας. Ο Δίας, ο μεγαλύτερος πλανήτης του ηλιακού μας συστήματος, θα είχε το μέγεθος μιας ρόγας σταφυλιού, θα ζύγιζε όσο μια μπάλα του βόλεϊ και θα βρισκόταν σε απόσταση 60 μέτρων. Ο πιο απομακρυσμένος πλανήτης του ηλιακού μας συστήματος θα ήταν 350 μέτρα μακριά. Σε ένα τέτοιο μοντέλο του ηλιακού συστήματος, ο κοντινότερος γαλαξίας, η Ανδρομέδα, θα βρισκόταν σε μια απόσταση 2 εκατομμυρίων χιλιομέτρων!
Τα αστρονομικά φαινόμενα και η παρατήρηση του ουρανού υπήρξαν πηγές έμπνευσης για τη δημιουργία μύθων και θρησκευτικών παραδόσεων αλλά και πεδίο φιλοσοφικής και επιστημονικής αντιπαράθεσης. Οι κοσμογονικοί μύθοι της αρχαιότητας, που διαφέρουν από πολιτισμό σε πολιτισμό, ήταν οι πρώτες προσπάθειες του ανθρώπου να κάνει ένα βήμα προς την κατανόηση του κόσμου.
Από πότε άραγε άρχισε η ανθρωπότητα να έχει τέτοιες αναζητήσεις; Το σπήλαιο Lascaux στη νοτιοδυτική Γαλλία περιέχει κάποιες ενδείξεις. Σπηλαιογραφίες ηλικίας 17.000 ετών αντιπροσωπεύουν, σύμφωνα με τους επιστήμονες, αρχαίους χάρτες των αστερισμών, γεγονός που αποδεικνύει ότι παρόμοια ερωτήματα σχετικά με τη δημιουργία και την εξέλιξη του σύμπαντος απαντώνται ήδη από την παλαιολιθική εποχή.
Το πρώτο βήμα για το πέρασμα από τους κοσμογονικούς μύθους σε μια επιστημονική προσέγγιση της δημιουργίας και της εξέλιξης του σύμπαντος έγινε με την ανακάλυψη του νόμου της παγκόσμιας έλξης από τον Νεύτωνα στα τέλη του 17ου αιώνα. Για πρώτη φορά, με τον νόμο αυτό, μπορούσε κανείς να περιγράψει ποσοτικά και να ερμηνεύσει την κίνηση των γαλαξιών και την εξέλιξη της τοπικής περιοχής του σύμπαντος. Ο Νεύτωνας ισχυρίστηκε ότι, αν το σύμπαν είχε πεπερασμένο μέγεθος, τότε η βαρυτική έλξη θα οδηγούσε στην κατάρρευσή του σε ένα σημείο. Αν, αντιθέτως, το σύμπαν ήταν άπειρο, με ομοιογενή κατανομή ύλης, τότε οι βαρυτικές δυνάμεις θα μπορούσαν να οδηγήσουν σε τοπικές συγκεντρώσεις ύλης και συνεπώς στη δημιουργία γαλαξιών.
Μπορεί κανείς να κάνει ένα βήμα παραπέρα και να υπολογίσει την επιτάχυνση μιας μάζας σε ένα σημείο του σύμπαντος λόγω της επίδρασης των βαρυτικών δυνάμεων από το σύνολο. Η επιτάχυνση αυτή (και το πρόσημό της) δείχνει πόσο γρήγορα διαστέλλεται (ή συστέλλεται) το σύμπαν στην περιοχή αυτή και παρέχει συνεπώς έναν συγκεκριμένο τρόπο για να μιλήσει κανείς για την εξέλιξη του σύμπαντος στον χρόνο — με άλλα λόγια, για την ανάπτυξη της “κοσμολογίας”. Παρά ταύτα, η νευτώνεια κοσμολογία κληρονομεί τους περιορισμούς της νευτώνειας μηχανικής και γρήγορα οδηγεί σε παράδοξα και αντιφάσεις.
Ένα πιο γενικό πλαίσιο για τη μελέτη της εξέλιξης του σύμπαντος παρέχει η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν. Είναι αξιοσημείωτο ότι ιστορικά οι πρώτες προσπάθειες για την κατασκευή κοσμολογικών προτύπων ξεκίνησαν μετά τη δημοσίευση της ΓΘΣ, παρόλο που o νόμος της παγκόσμιας έλξης είχε δημοσιευτεί πάνω από δυο αιώνες πριν.
Η γέννηση του κυρίαρχου κοσμολογικού προτύπου βασίστηκε σε μια σειρά θεωρητικών και πειραματικών ανακαλύψεων που έγιναν στις αρχές του 20ού αιώνα. Πιο συγκεκριμένα, το 1922, ο Σοβιετικός Alexander Friedmann προτείνει μία από τις πρώτες κοσμολογικές λύσεις των εξισώσεων της ΓΘΣ, βασιζόμενος στην αρχή της ομοιογένειας και ισοτροπίας του σύμπαντος. Λίγα χρόνια αργότερα, το 1927, ο Βέλγος αβάς Georges Lemaître, δουλεύοντας ανεξάρτητα από τον Friedmann, δημοσιεύει κάποιες λύσεις της ΓΘΣ που προέβλεπαν τη διαστολή του σύμπαντος. Το 1929 ο Αμερικανός Edwin Hubble, παρατηρώντας την απομάκρυνση μακρινών γαλαξιών από τη Γη, διατύπωσε τον λεγόμενο Νόμο του Hubble, ο οποίος οδηγεί σε ένα πρότυπο διαστελλόμενου σύμπαντος. Στηριζόμενος στις παρατηρήσεις του Hubble, ο Lemaître πρότεινε δύο χρόνια αργότερα πως το σύμπαν μπορεί να δημιουργήθηκε από την έκρηξη ενός «πρωτόγονου ατόμου» ή ενός «κοσμικού αβγού». Συγκεκριμένα πρότεινε ότι η παρατηρούμενη απομάκρυνση των γαλαξιών οφείλεται στο διαστελλόμενο Σύμπαν και όχι στην κίνηση των γαλαξιών μέσα στον χώρο. Κατάλαβε δηλαδή ότι η κίνηση προκαλείται από την επιμήκυνση του ίδιου του χώρου ανάμεσα στους γαλαξίες, με τον ίδιο τρόπο που επιμηκύνεται και μια ελαστική επιφάνεια. Το πιο χαρακτηριστικό, ίσως, παράδειγμα είναι ένα μπαλόνι καθώς φουσκώνεται. Ο χωροχρόνος διαστέλλεται με παρόμοιο τρόπο, μεταφέροντας μαζί του και τους γαλαξίες. Ο Βρετανός φυσικός Fred Hoyle, σε μια προσπάθεια να γελοιοποιήσει τη θεωρία του Lemaître, τη βάφτισε Θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, από όπου πήρε και το όνομά της. Σύμφωνα με αυτήν, το Σύμπαν ξεκίνησε από μια άπειρης πυκνότητας ιδιομορφία ή ανωμαλία του χωροχρόνου, που εξερράγη. Από τότε, το σύμπαν συνεχώς διαστέλλεται και ψύχεται. Δικαίως τόσο ο Friedmann όσο και ο Lemaître μπορούν να θεωρηθούν ως οι θεμελιωτές της σύγχρονης θεωρίας περί Big Bang.
Στο σημείο αυτό αξίζει ίσως μία παρένθεση για να αναφέρουμε πως ο Einstein δεν είχε πειστεί από την ιδέα ενός διαστελλόμενου σύμπαντος και υποστήριζε την ιδέα ενός στατικού σύμπαντος. Όμως ένα τέτοιο σύμπαν κάποια στιγμή θα έπρεπε να καταρρεύσει από το ίδιο του το βάρος και να συνθλιβεί. Προκειμένου να αντιμετωπίσει αυτή την αντίφαση, ο Einstein εισήγαγε της κοσμολογική σταθερά, την οποία και εισήγαγε ως όρο στις εξισώσεις του. Πρόκειται για την αυθαίρετη εισαγωγή ενός όρου «αντιβαρύτητας» στη ΓΘΣ που θα ακύρωνε τη βαρυτική κατάρρευση του Σύμπαντος. O Einstein παραδέχτηκε το λάθος του μετά την πειραματική επιβεβαίωση της διαστολής από τον Hubble. Το παράδοξο είναι ότι, όπως τελικά διαπιστώθηκε από μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, η κοσμολογική σταθερά, που είναι γνωστή στην πιο γενική μορφή της ως «σκοτεινή ενέργεια», όχι μόνο υπάρχει αλλά είναι και το κυρίαρχο συστατικό στο σημερινό σύμπαν!
Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης αναπτύχθηκε σημαντικά τις επόμενες πέντε δεκαετίες, ενσωματώνοντας τα αυξανόμενα παρατηρησιακά δεδομένα που έρχονται και από τα νέα όργανα μέτρησης. Σήμερα, μια πληθώρα παρατηρήσεων μας δείχνει πως το σύμπαν γεννήθηκε από μια χωροχρονική ιδιομορφία 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Αντιστρέφοντας τη χρονική εξέλιξη του σύμπαντος και προεκτείνοντας μέχρι αυτό το Σημείο 0, οδηγούμαστε στο ότι ο όγκος της ιδιομορφίας αυτής θα έπρεπε να είναι μηδενικός και η πυκνότητα και η θερμοκρασία άπειρες. Στην πραγματικότητα αυτό που συμβαίνει είναι πως οι φυσικοί νόμοι παύουν να ισχύουν σε αυτή την περιοχή και επομένως είναι αδύνατον να περιγράψουμε τις πρώτες στιγμές της ζωής του νεογέννητου Σύμπαντος. Αν θέλουμε να είμαστε πιο ακριβείς, η ιδιομορφία αυτή προκύπτει από το γεγονός πως δεν έχουμε μια θεωρία της βαρύτητας που ισχύει σε μικροσκοπικό επίπεδο — εκεί δηλαδή όπου ισχύουν οι νόμοι της κβαντομηχανικής.
Αμέσως μετά τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης, το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται και συνεπώς ψύχεται. Το Σύμπαν, με μήκος περίπου 10-34 μέτρα και θερμοκρασία 1035 βαθμών Κελσίου, αποτελείται από ένα μείγμα φωτονίων, ηλεκτρονίων, κουάρκ και νετρίνων (καθώς και των αντισωματιδίων τους). Γύρω στο ένα εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου μετά, έχουν σχηματιστεί τα πρωτόνια και τα νετρόνια καθώς και τα αντισωματίδιά τους που είναι πολύ λιγότερα. Στην εξέλιξη του σύμπαντος, η ύλη επικράτησε της αντιύλης και ο λόγος εξακολουθεί να παραμένει ένα από τα μεγαλύτερα ερωτήματα της σύγχρονης φυσικής.
Στη συνέχεια μπαίνουμε στη λεγόμενη λεπτονική περίοδο, όπου το Σύμπαν εξακολουθεί να ψύχεται και αποτελείται ακόμα από τα στοιχειώδη σωμάτια, μιας και η δημιουργία ατόμων είναι αδύνατη λόγω της πολύ υψηλής θερμοκρασίας και ενεργειακής πυκνότητας. Στα δέκα δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, αρχίζουν να δημιουργούνται πυρήνες υδρογόνου, ενώ στο ένα λεπτό αρχίζουν να δημιουργούνται πυρήνες ηλίου. Η πτώση της θερμοκρασίας κατέστησε δυνατό τον εγκλωβισμό των στοιχειωδών σωματιδίων και τη δημιουργία σταθερών πυρήνων.
Ακολουθεί μία μακρά περίοδος 380.000 χρόνων περίπου (περίοδος ακτινοβολίας) κατά την οποία δεν γίνεται τίποτα το ιδιαίτερο, ενώ το σύμπαν συνεχίζει να ψύχεται. Στο τέλος αυτής της περιόδου δημιουργείται αυτό που σήμερα ονομάζουμε πρώτη επιφάνεια σκέδασης. Ο όρος είναι παραπλανητικός, καθώς δεν σημειώθηκε καμία σκέδαση. Είναι η περίοδος κατά την οποία το Σύμπαν έχει ψυχθεί αρκετά ώστε τα ηλεκτρόνια και οι πυρήνες να σχηματίσουν τα πρώτα άτομα, επιτρέποντας στο φως να ταξιδέψει ελεύθερο. Στην ουσία, αντιπροσωπεύει μια επιφάνεια πίσω από την οποία δεν μπορούμε να δούμε τίποτα με οποιαδήποτε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και αν κοιτάξουμε. Θα μπορούσαμε να μιλήσουμε για ένα είδος κουρτίνας, που μας επιτρέπει να δούμε μόνο όσα γίνονται μπροστά στη σκηνή του Σύμπαντος. Στα 380.000 χρόνια, τα ηλεκτρόνια εγκλωβίζονται από τους πυρήνες — και τότε είναι που σχηματίζονται τα πρώτα άτομα.
Σε αυτή τη φάση, η ύλη του Σύμπαντος αποτελείται κατά 75% από υδρογόνο και κατά 25% από ήλιον —το ίδιο στοιχείο που χρησιμοποιεί ως καύσιμο ο ήλιος μας—, ενώ υπάρχει ένας τεράστιος αριθμός φωτονίων, ηλεκτρονίων και νετρίνων. Η ύλη αυτή αντιστοιχεί στο 4% περίπου της ορατής. Παράλληλα, ένα μεγάλο ποσοστό του Σύμπαντος αποτελείται από ένα άλλο είδος ύλης, τη «σκοτεινή» ύλη, στην οποία είχαμε αναφερθεί σε προηγούμενο σημείωμα. Μαζί με το ερώτημα για το τι απέγινε η αντιύλη στο Σύμπαν, η φύση της σκοτεινής ύλης είναι ακόμη ένα άκρως σημαντικό ερευνητικό θέμα, και πεδίο έντονης μελέτης και διατύπωσης πολλών θεωριών. Τα τελευταία παρατηρησιακά δεδομένα αποδεικνύουν ότι, γύρω στα 5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, το σύμπαν πέρασε σε μια περίοδο κυριαρχίας της σκοτεινής ενέργειας. Χαρακτηριστικό της είναι ότι δρα ως αντιβαρύτητα απωθώντας τους γαλαξίες μεταξύ τους και οδηγώντας σε μια εκθετικά επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος.
Το Σύμπαν έχει εισέρθει στη λεγόμενη «περίοδο της ύλης», που χαρακτηρίζεται από τη δημιουργία των πρώτων μεγάλων δομών όπως τις γνωρίζουμε σήμερα. Πρόκειται για τα πρώτα «αστέρια», που στη συνέχεια θα δώσουν τους πρώτους γαλαξίες.
Και κάπως έτσι φτάνουμε στο σήμερα, 14 δισεκατομμύρια χρόνια από τη Μεγάλη Έκρηξη, όπου το σύμπαν έχει μήκος αρκετές δεκάδες δισεκατομμύρια έτη φωτός και μια μέση θερμοκρασία γύρω στους –270οC.
Τον 21ο αιώνα, η κοσμολογία απέκτησε τρομερή ώθηση. Ειδικά μετά το 1950, προχωρά παράλληλα με τη φυσική των στοιχειωδών σωματιδίων, η γνώση της οποίας είναι απαραίτητη για να κατανοήσουμε τα μυστήρια της ύλης και να προτείνουμε ή να ελέγξουμε μοντέλα που περιγράφουν την εξέλιξη του σύμπαντος. Τα τελευταία χρόνια, μετά και την κατασκευή και λειτουργία εξειδικευμένων παρατηρησιακών δορυφόρων —όπως ο WMAP και πιο πρόσφατα ο Planck—, η γνώση μας για τον τρόπο που δημιουργήθηκε το σύμπαν γνώρισε τρομερή ώθηση.
Η βελτίωση των παρατηρησιακών μεθόδων και η συλλογή περισσότερων δεδομένων δημιουργούν τριγμούς στην κυρίαρχη εικόνα της κοσμολογίας του Big Bang. Τα βασικά προβλήματα που απαιτούσαν την αναθεώρηση της ιδέας της Μεγάλης Έκρηξης είναι το πρόβλημα του ορίζοντα, το πρόβλημα της επιπεδότητας και το πρόβλημα της μη ύπαρξης μαγνητικών μονόπολων.
Το πρώτο σχετίζεται με το γεγονός πως το σύμπαν φαίνεται, σε μεγάλο βαθμό, ομογενές και ισότροπο. Αν είχε ξεκινήσει από μία Μεγάλη Έκρηξη, αυτή η παρατηρούμενη ομοιομορφία δεν είχε κανένα λόγο να συμβεί, καθώς οι διαφορετικές περιοχές δεν θα είχαν αρκετό χρόνο να αλληλεπιδράσουν και να έρθουν σε ισορροπία: επομένως, θα έπρεπε να παρατηρούμε μεγάλες διαφορές μεταξύ τους. Αντιθέτως, όλες οι χαρτογραφήσεις του σύμπαντος φαίνεται να επιβεβαιώνουν με μεγάλη ακρίβεια την εικόνα ενός ομοιογενούς και ισότροπου σύμπαντος.
Το πρόβλημα της επιπεδότητας σχετίζεται με το γεγονός πως το σύμπαν είναι σχεδόν επίπεδο. Γνωρίζουμε από τη ΓΘΣ πως η ποσότητα ύλης και ενέργειας καμπυλώνει τον χωρόχρονο. Επομένως, αν είχε υπάρξει μία Μεγάλη Έκρηξη, ο χωρόχρονος θα έπρεπε να ήταν έντονα καμπυλωμένος. Η πιθανότητα η σχεδόν μηδενική παρατηρούμενη καμπυλότητα να προέκυψε στην τύχη είναι απειροελάχιστη.
Τρίτο πρόβλημα είναι αυτό των μαγνητικών μονόπολων, των φορέων του μαγνητισμού που, αν και προβλέπονται από μια ενοποιημένη θεωρία, δεν έχουν παρατηρηθεί μέχρι τώρα. Αντιθέτως ξέρετε όλοι πως πάντα σε ένα μαγνήτη παρατηρούμε ταυτόχρονα και τους δύο πόλους (νότιο και βόρειο). Τα μαγνητικά μονόπολα θα έπρεπε να έχουν παραχθεί σε μεγάλη πυκνότητα από την εξέλιξη της Μεγάλης Έκρηξης. (Η ιδέα για τα μαγνητικά μονόπολα προέρχεται από το έργο του μεγάλου Βρετανού φυσικού Paul Dirac, που τα χρησιμοποίησε για να εξηγήσει την κβαντισμένη φύση του ηλεκτρικού φορτίου. Από το 1931 έως σήμερα, έχουν γίνει πλήθος πειράματα με σκοπό την ανακάλυψη μαγνητικών μονόπολων, δίχως όμως επιτυχία).
Τα παραπάνω σοβαρά προβλήματα απαιτούσαν την αναθεώρηση της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης. Το 1980, ο Alan Guth πρότεινε τη Θεωρία του Πληθωρισμού. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, που ενσωματώθηκε στη Θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, το Σύμπαν διαστάλθηκε με ραγδαίο και εκθετικά ταχύ ρυθμό, αποκτώντας τρισεκατομμύρια τρισεκατομμυρίων φορές μεγαλύτερο μέγεθος. Αμέσως μόλις έληξε αυτή η ασύλληπτα ραγδαία διαστολή, το Σύμπαν ακολούθησε την εξέλιξη που είχε αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Τι αλλάζει τότε με την ύπαρξη μιας φάσης πληθωρισμού; Το σημερινό Σύμπαν, σε μια θεωρία όπου έχει υπάρξει η Πληθωριστική φάση, είναι 1026 φορές μεγαλύτερο σε σχέση με ένα σύμπαν που δεν έχει περάσει από αυτή την φάση. Η αλλαγή αυτή έχει τεράστια σημασία και μπορεί να λύσει και τα τρία προβλήματα που αναφέρθηκαν προηγουμένως.
Παρόλο που η θεωρία της πληθωριστικής Μεγάλης Έκρηξης είναι ακόμα κυρίαρχη, η παντοδυναμία της ιδέας της Μεγάλης Έκρηξης φαίνεται να αμφισβητείται. Πολλοί επιστήμονες συζητούν εναλλακτικές θεωρίες που προσπαθούν να απαντήσουν τι ενδεχομένως συνέβη πριν τη Μεγάλη Έκρηξη ή ακόμη και να αμφισβητήσουν την ύπαρξη ενός αρχικού σημείου στην ιστορία του Σύμπαντος. Βρισκόμαστε σε ένα σταυροδρόμι, καθώς το καθιερωμένο πρότυπο της κοσμολογίας, όπως και το καθιερωμένο πρότυπο της φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων, μας αφήνουν με πολλά αναπάντητα ερωτήματα. Με την εξέλιξη της τεχνολογίας —στην οποία συμβάλει σε μεγάλο βαθμό η θεμελιώδης έρευνα— μπορούμε να αναπαραγάγουμε στο εργαστήριό μας συνθήκες παρόμοιες με εκείνες της Μεγάλης Έκρηξης ή να κοιτάξουμε με μεγάλη ακρίβεια προς ανεξερεύνητες γωνιές του Σύμπαντος. Τα νέα πειραματικά δεδομένα ίσως μας προσφέρουν απαντήσεις που δεν είχαμε σκεφτεί και να μας οδηγήσουν, ενδεχομένως, σε μια βαθύτερη κατανόηση των φυσικών θεωριών που αναπτύχθηκαν στη διάρκεια του 20ού αιώνα.
Στόχος άλλωστε της επιστήμης δεν είναι να προσφέρει απαντήσεις με την μορφή βεβαιοτήτων, αλλά να μας καθοδηγεί στα ερωτήματα που θέτουμε για τον κόσμο μας και τον τρόπο που προσπαθούμε να τα απαντήσουμε.

[ Εικονογράφηση: έργο του Jackson Pollock ].

Πηγή:http://amagi.gr του Πάνου Χαρίτου


Δημοσίευση σχολίου

Άλλα θέματα

Related Posts Plugin for WordPress, Blogger...