Στις αρχές του 20ου αιώνα, ένας νεαρός επιστήμονας ονόματι Άλμπερτ Αϊνστάιν εξέτασε τις ιδιότητες του φωτός και της μάζας και πώς σχετίζονται μεταξύ τους. Το αποτέλεσμα των στοχασμών του ήταν η θεωρία της σχετικότητας. Το έργο του άλλαξε τη σύγχρονη φυσική και αστρονομία με τρόπο που γίνεται αισθητό ακόμα και σήμερα. Κάθε μαθητής μελετά την περίφημη εξίσωσή του E=MC2 για να καταλάβει πώς σχετίζονται η μάζα και η ενέργεια. Αυτό είναι ένα από τα θεμελιώδη γεγονότα της ύπαρξης του Κόσμου.
Τι είναι η κοσμολογική σταθερά;
Όπως ήταν οι εξισώσεις του Αϊνστάιν για τη γενική σχετικότητα, παρουσίασαν ένα πρόβλημα. Προσπάθησε να εξηγήσει πώς η μάζα και το φως υπάρχουν στο σύμπαν, πώς η αλληλεπίδρασή τους μπορεί να οδηγήσει σε ένα στατικό (δηλαδή, όχι διαστελλόμενο) σύμπαν. Δυστυχώς, οι εξισώσεις του προέβλεπαν ότι είτε θα συστέλλονταν είτε θα επεκτεινόταν, και θα συνέχιζε να το κάνει για πάντα, αλλά τελικά θα έφτανε σε ένα σημείο όπου θα συστέλλονταν.
Δεν του φαινόταν σωστό, οπότε ο Αϊνστάιν έπρεπε να εξηγήσει έναν τρόπο να συγκρατήσει τη βαρύτητα,για να εξηγήσει το στατικό σύμπαν. Εξάλλου, οι περισσότεροι φυσικοί και αστρονόμοι της εποχής του απλώς υπέθεσαν ότι αυτό συνέβαινε. Έτσι ο Αϊνστάιν εφηύρε τον παράγοντα Fudge, που ονομάζεται «κοσμολογική σταθερά», ο οποίος έδωσε τάξη στις εξισώσεις και κατέληξε σε ένα σύμπαν που ούτε διαστέλλεται ούτε συστέλλεται. Βρήκε το σημάδι «λάμδα» (ελληνικό γράμμα), που δηλώνει την ενεργειακή πυκνότητα στο κενό του χώρου. Ελέγχει την επέκταση και η έλλειψή του σταματά αυτή τη διαδικασία. Τώρα χρειαζόταν ένας παράγοντας για να εξηγήσει την κοσμολογική θεωρία.
Πώς να υπολογίσετε;
Ο Albert Einstein παρουσίασε την πρώτη εκδοχή της γενικής θεωρίας της σχετικότητας (GR) στο κοινό στις 25 Νοεμβρίου 1915. Οι αρχικές εξισώσεις του Αϊνστάιν έμοιαζαν ως εξής:
Στον σύγχρονο κόσμο, η κοσμολογική σταθερά είναι:
Αυτή η εξίσωση περιγράφει τη θεωρία της σχετικότητας. Επίσης, μια σταθερά ονομάζεται επίσης μέλος λάμδα.
Γαλαξίες και το διαστελλόμενο Σύμπαν
Η κοσμολογική σταθερά δεν διόρθωσε τα πράγματα όπως περίμενε. Στην πραγματικότητα, λειτούργησε, αλλά μόνο για λίγο. Το πρόβλημα της κοσμολογικής σταθεράς δεν έχει λυθεί.
Αυτό συνεχίστηκε έως ότου ένας άλλος νεαρός επιστήμονας, ο Έντουιν Χαμπλ, έκανε μια βαθιά παρατήρηση μεταβλητών αστεριών σε μακρινούς γαλαξίες. Το τρεμόπαιγμα τους αποκάλυψε τις αποστάσεις από αυτές τις κοσμικές δομές και πολλά άλλα.
Το έργο του Hubble έχει αποδειχθείόχι μόνο ότι το σύμπαν περιελάμβανε πολλούς άλλους γαλαξίες, αλλά όπως αποδείχθηκε, διαστέλλονταν, και τώρα γνωρίζουμε ότι ο ρυθμός αυτής της διαδικασίας αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Αυτό μείωσε σε μεγάλο βαθμό την κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν στο μηδέν και ο μεγάλος επιστήμονας έπρεπε να αναθεωρήσει τις υποθέσεις του. Οι ερευνητές δεν το έχουν εγκαταλείψει εντελώς. Ωστόσο, ο Αϊνστάιν αργότερα χαρακτήρισε την προσθήκη της σταθεράς του στη γενική σχετικότητα το μεγαλύτερο λάθος της ζωής του. Αλλά είναι;
Νέα κοσμολογική σταθερά
Το 1998, μια ομάδα επιστημόνων που εργάζονταν με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, μελετώντας μακρινούς σουπερνόβα, παρατήρησαν κάτι εντελώς απροσδόκητο: η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται. Επιπλέον, ο ρυθμός της διαδικασίας δεν είναι αυτός που περίμεναν και ήταν στο παρελθόν.
Δεδομένου ότι το σύμπαν είναι γεμάτο με μάζα, φαίνεται λογικό η διαστολή να επιβραδυνθεί, ακόμα κι αν ήταν τόσο μικρή. Έτσι, αυτή η ανακάλυψη φαινόταν να έρχεται σε αντίθεση με αυτό που προέβλεπαν οι εξισώσεις και η κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν. Οι αστρονόμοι δεν κατάλαβαν πώς να εξηγήσουν τη φαινομενική επιτάχυνση της διαστολής. Γιατί, πώς συμβαίνει αυτό;
Απαντήσεις σε ερωτήσεις
Για να εξηγήσουν την επιτάχυνση και τις κοσμολογικές αντιλήψεις σχετικά με αυτήν, οι επιστήμονες επέστρεψαν στην ιδέα της αρχικής θεωρίας.
Η τελευταία εικασία τους δεν αποκλείει την ύπαρξη κάτι που ονομάζεται σκοτεινή ενέργεια. Είναι κάτι που δεν μπορεί να δει ή να νιώσει, αλλά τα αποτελέσματά του μπορούν να μετρηθούν. Είναι το ίδιο με το σκοτάδιύλη: η επίδρασή της μπορεί να προσδιοριστεί από το πώς επηρεάζει το φως και την ορατή ύλη.
Οι αστρονόμοι μπορεί να μην γνωρίζουν ακόμη τι είναι αυτή η σκοτεινή ενέργεια. Ωστόσο, γνωρίζουν ότι επηρεάζει τη διαστολή του σύμπαντος. Για να κατανοηθούν αυτές οι διαδικασίες, χρειάζεται περισσότερος χρόνος για παρατήρηση και ανάλυση. Ίσως τελικά η κοσμολογική θεωρία να μην είναι τόσο κακή ιδέα; Εξάλλου, μπορεί να εξηγηθεί υποθέτοντας ότι η σκοτεινή ενέργεια όντως υπάρχει. Προφανώς, αυτό είναι αλήθεια και οι επιστήμονες πρέπει να αναζητήσουν περαιτέρω εξηγήσεις.
Τι συνέβη στην αρχή;
Το αρχικό κοσμολογικό μοντέλο του Αϊνστάιν ήταν ένα στατικό ομοιογενές μοντέλο με σφαιρική γεωμετρία. Η βαρυτική επίδραση της ύλης προκάλεσε μια επιτάχυνση σε αυτή τη δομή, την οποία ο Αϊνστάιν δεν μπορούσε να εξηγήσει, αφού εκείνη την εποχή δεν ήταν γνωστό ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Επομένως, ο επιστήμονας εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας. Αυτή η σταθερά εφαρμόζεται για να εξουδετερώσει τη βαρυτική έλξη της ύλης και έτσι έχει περιγραφεί ως το φαινόμενο κατά της βαρύτητας.
Ωμέγα Λάμδα
Αντί για την ίδια την κοσμολογική σταθερά, οι ερευνητές αναφέρονται συχνά στη σχέση μεταξύ της ενεργειακής πυκνότητας που οφείλεται σε αυτήν και της κρίσιμης πυκνότητας του σύμπαντος. Αυτή η τιμή συνήθως συμβολίζεται ως εξής: ΩΛ. Σε ένα επίπεδο σύμπαν, το ΩΛ αντιστοιχεί σε ένα κλάσμα της ενεργειακής του πυκνότητας, η οποία εξηγείται επίσης από την κοσμολογική σταθερά.
Σημειώστε ότι αυτός ο ορισμός σχετίζεται με την κρίσιμη πυκνότητα της τρέχουσας εποχής. Αλλάζει με την πάροδο του χρόνου, αλλά η πυκνότηταη ενέργεια, λόγω της κοσμολογικής σταθεράς, παραμένει αμετάβλητη σε όλη την ιστορία του σύμπαντος.
Ας εξετάσουμε περαιτέρω πώς οι σύγχρονοι επιστήμονες αναπτύσσουν αυτή τη θεωρία.
Κοσμολογική απόδειξη
Η τρέχουσα μελέτη του επιταχυνόμενου σύμπαντος είναι τώρα πολύ ενεργή, με πολλά διαφορετικά πειράματα που καλύπτουν πολύ διαφορετικές χρονικές κλίμακες, κλίμακες μήκους και φυσικές διεργασίες. Έχει δημιουργηθεί ένα κοσμολογικό μοντέλο CDM, στο οποίο το Σύμπαν είναι επίπεδο και έχει τα ακόλουθα χαρακτηριστικά:
- πυκνότητα ενέργειας, που είναι περίπου το 4% της βαρυονικής ύλης;
- 23% σκοτεινή ύλη;
- 73% της κοσμολογικής σταθεράς.
Το κρίσιμο αποτέλεσμα παρατήρησης που έφερε την κοσμολογική σταθερά στην τρέχουσα σημασία της ήταν η ανακάλυψη ότι οι μακρινές σουπερνόβα τύπου Ia (0<z<1) που χρησιμοποιούνται ως τυπικά κεριά ήταν πιο αδύναμες από το αναμενόμενο σε ένα επιβραδυνόμενο σύμπαν. Από τότε, πολλές ομάδες έχουν επιβεβαιώσει αυτό το αποτέλεσμα με περισσότερους σουπερνόβα και ένα ευρύτερο φάσμα μετατοπίσεων στο κόκκινο.
Ας εξηγήσουμε με περισσότερες λεπτομέρειες. Ιδιαίτερη σημασία στην τρέχουσα κοσμολογική σκέψη είναι οι παρατηρήσεις ότι οι σουπερνόβα με εξαιρετικά υψηλή μετατόπιση προς το κόκκινο (z>1) είναι φωτεινότεροι από το αναμενόμενο, κάτι που αναμένεται από τον χρόνο επιβράδυνσης που οδηγεί στην τρέχουσα περίοδο επιτάχυνσής μας. Πριν από την απελευθέρωση των αποτελεσμάτων σουπερνόβα το 1998, υπήρχαν ήδη αρκετές σειρές αποδείξεων που άνοιξαν το δρόμο για σχετικά γρήγορηαποδοχή της θεωρίας της επιτάχυνσης του Σύμπαντος με τη βοήθεια των σουπερνόβα. Συγκεκριμένα, τρία από αυτά:
- Το σύμπαν αποδείχθηκε νεότερο από τα παλαιότερα αστέρια. Η εξέλιξή τους έχει μελετηθεί καλά και οι παρατηρήσεις τους σε σφαιρικά σμήνη και αλλού δείχνουν ότι οι παλαιότεροι σχηματισμοί είναι ηλικίας άνω των 13 δισεκατομμυρίων ετών. Μπορούμε να το συγκρίνουμε με την ηλικία του σύμπαντος μετρώντας το ρυθμό διαστολής του σήμερα και ανατρέχοντας στην εποχή του Big Bang. Εάν το σύμπαν επιβραδύνθηκε στην τρέχουσα ταχύτητά του, τότε η ηλικία θα ήταν μικρότερη από ό,τι αν επιταχυνόταν στον τρέχοντα ρυθμό του. Ένα επίπεδο σύμπαν μόνο με ύλη θα ήταν περίπου 9 δισεκατομμυρίων ετών, ένα σημαντικό πρόβλημα αν σκεφτεί κανείς ότι είναι αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια νεότερο από τα παλαιότερα αστέρια. Από την άλλη πλευρά, ένα επίπεδο σύμπαν με το 74% της κοσμολογικής σταθεράς θα ήταν περίπου 13,7 δισεκατομμυρίων ετών. Έτσι, βλέποντας ότι αυτή τη στιγμή επιταχύνει έλυσε το παράδοξο της ηλικίας.
- Υπερβολικά πολλοί μακρινοί γαλαξίες. Ο αριθμός τους έχει ήδη χρησιμοποιηθεί ευρέως σε προσπάθειες εκτίμησης της επιβράδυνσης της διαστολής του Σύμπαντος. Το διάστημα μεταξύ δύο μετατοπίσεων στο κόκκινο διαφέρει ανάλογα με το ιστορικό επέκτασης (για μια δεδομένη σταθερή γωνία). Χρησιμοποιώντας τον αριθμό των γαλαξιών μεταξύ δύο μετατοπίσεων στο κόκκινο ως μέτρο του όγκου του διαστήματος, οι παρατηρητές έχουν καθορίσει ότι τα μακρινά αντικείμενα φαίνονται πολύ μεγάλα σε σύγκριση με τις προβλέψεις ενός σύμπαντος που επιβραδύνεται. Είτε η φωτεινότητα των γαλαξιών ή ο αριθμός τους ανά μονάδα όγκου εξελίχθηκε με την πάροδο του χρόνου με απροσδόκητους τρόπους, είτε οι όγκοι που υπολογίσαμε ήταν λάθος. Η επιταχυνόμενη ύλη θα μπορούσεθα εξηγούσε τις παρατηρήσεις χωρίς να πυροδοτήσει κάποια περίεργη θεωρία για την εξέλιξη των γαλαξιών.
- Η παρατηρήσιμη επιπεδότητα του σύμπαντος (παρά τα ελλιπή στοιχεία). Χρησιμοποιώντας μετρήσεις των διακυμάνσεων της θερμοκρασίας στο κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων (CMB), από την εποχή που το σύμπαν ήταν περίπου 380.000 ετών, μπορεί να συναχθεί το συμπέρασμα ότι είναι χωρικά επίπεδο έως μερικών τοις εκατό. Συνδυάζοντας αυτά τα δεδομένα με μια ακριβή μέτρηση της πυκνότητας της ύλης στο σύμπαν, γίνεται σαφές ότι έχει μόνο περίπου το 23% της κρίσιμης πυκνότητας. Ένας τρόπος για να εξηγήσουμε την πυκνότητα ενέργειας που λείπει είναι να εφαρμόσουμε την κοσμολογική σταθερά. Όπως αποδείχθηκε, ένα ορισμένο ποσό είναι απλώς απαραίτητο για να εξηγήσει την επιτάχυνση που παρατηρείται στα δεδομένα σουπερνόβα. Αυτός ήταν απλώς ο παράγοντας που χρειαζόταν για να γίνει το σύμπαν επίπεδο. Επομένως, η κοσμολογική σταθερά έλυσε τη φαινομενική αντίφαση μεταξύ των παρατηρήσεων της πυκνότητας της ύλης και του CMB.
Ποιο είναι το νόημα;
Για να απαντήσετε στις ερωτήσεις που προκύπτουν, λάβετε υπόψη τα ακόλουθα. Ας προσπαθήσουμε να εξηγήσουμε τη φυσική έννοια της κοσμολογικής σταθεράς.
Παίρνουμε την εξίσωση GR-1917 και βάζουμε τον μετρικό τανυστή gab εκτός αγκύλων. Επομένως, μέσα στις αγκύλες θα έχουμε την έκφραση (R / 2 - Λ). Η τιμή του R αντιπροσωπεύεται χωρίς δείκτες - αυτή είναι η συνήθης, βαθμωτή καμπυλότητα. Εάν εξηγείτε στα δάχτυλα - αυτή είναι η αντίστροφη ακτίνα του κύκλου / της σφαίρας. Ο επίπεδος χώρος αντιστοιχεί σε R=0.
Σε αυτήν την ερμηνεία, μια μη μηδενική τιμή του Λ σημαίνει ότι το Σύμπαν μας είναι καμπύλοαπό μόνο του, συμπεριλαμβανομένης της απουσίας βαρύτητας. Ωστόσο, οι περισσότεροι φυσικοί δεν το πιστεύουν αυτό και πιστεύουν ότι η παρατηρούμενη καμπυλότητα πρέπει να έχει κάποια εσωτερική αιτία.
Σκοτεινή ύλη
Αυτός ο όρος χρησιμοποιείται για την υποθετική ύλη στο σύμπαν. Έχει σχεδιαστεί για να εξηγεί πολλά προβλήματα με το τυπικό κοσμολογικό μοντέλο του Big Bang. Οι αστρονόμοι εκτιμούν ότι περίπου το 25% του σύμπαντος αποτελείται από σκοτεινή ύλη (ίσως συναρμολογημένη από μη τυποποιημένα σωματίδια όπως νετρίνα, άξιονες ή Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Μαζικά Σωματίδια [WIMP]). Και το 70% του Σύμπαντος στα μοντέλα τους αποτελείται από ακόμη πιο σκοτεινή σκοτεινή ενέργεια, αφήνοντας μόνο το 5% για τη συνηθισμένη ύλη.
Δημιουργική κοσμολογία
Το 1915, ο Αϊνστάιν έλυσε το πρόβλημα της δημοσίευσης της γενικής θεωρίας της σχετικότητας. Έδειξε ότι η ανώμαλη μετάπτωση είναι συνέπεια του τρόπου με τον οποίο η βαρύτητα παραμορφώνει τον χώρο και τον χρόνο και ελέγχει τις κινήσεις των πλανητών όταν βρίσκονται ιδιαίτερα κοντά σε μαζικά σώματα, όπου η καμπυλότητα του διαστήματος είναι πιο έντονη.
Η Νευτώνεια βαρύτητα δεν είναι μια πολύ ακριβής περιγραφή της κίνησης των πλανητών. Ειδικά όταν η καμπυλότητα του χώρου απομακρύνεται από την ευκλείδεια επιπεδότητα. Και η γενική σχετικότητα εξηγεί την παρατηρούμενη συμπεριφορά σχεδόν ακριβώς. Έτσι, ούτε η σκοτεινή ύλη, που κάποιοι έχουν προτείνει ότι βρισκόταν σε έναν αόρατο δακτύλιο ύλης γύρω από τον Ήλιο, ούτε ο ίδιος ο πλανήτης Vulcan, δεν χρειαζόταν για να εξηγηθεί η ανωμαλία.
Συμπεράσματα
Τις πρώτες μέρεςη κοσμολογική σταθερά θα ήταν αμελητέα. Σε μεταγενέστερους χρόνους, η πυκνότητα της ύλης θα είναι ουσιαστικά μηδενική και το σύμπαν θα είναι άδειο. Ζούμε σε αυτή τη σύντομη κοσμολογική εποχή όπου τόσο η ύλη όσο και το κενό έχουν συγκρίσιμο μέγεθος.
Μέσα στο συστατικό της ύλης, προφανώς, υπάρχουν συνεισφορές τόσο από βαρυόνια όσο και από πηγή μη βαρυονίου, και τα δύο είναι συγκρίσιμα (τουλάχιστον, η αναλογία τους δεν εξαρτάται από το χρόνο). Αυτή η θεωρία ταλαντεύεται κάτω από το βάρος της αφύσικότητάς της, αλλά παρόλα αυτά διασχίζει τη γραμμή του τερματισμού μπροστά από τον ανταγωνισμό, τόσο καλά ταιριάζει με τα δεδομένα.
Εκτός από την επιβεβαίωση (ή τη διάψευση) αυτού του σεναρίου, η κύρια πρόκληση για τους κοσμολόγους και τους φυσικούς τα επόμενα χρόνια θα είναι να καταλάβουν εάν αυτές οι φαινομενικά δυσάρεστες όψεις του σύμπαντος μας είναι απλά εκπληκτικές συμπτώσεις ή αντανακλούν πραγματικά τη βασική δομή που έχουμε δεν κατάλαβα ακόμα.
Αν είμαστε τυχεροί, ό,τι φαίνεται αφύσικο τώρα θα χρησιμεύσει ως κλειδί για μια βαθύτερη κατανόηση της θεμελιώδους φυσικής.
