H περιεκτικότητα του σύμπαντος σε δευτέριο και η σκοτεινή ύλη

Το δευτέριο είναι ένα ισότοπο του υδρογόνου του οποίου ο πυρήνας του περιέχει ένα πρωτόνιο και ένα νετρόνιο. Σε αντίθεση με το ήλιο ο πυρήνας του δευτερίου είναι πολύ «ευαίσθητος».  Για παράδειγμα στις θερμοκρασίες που επικρατούν στο εσωτερικό άστρων όπως ο Ήλιος μας, διασπάται ή αντιδρά με άλλους πυρήνες σχηματίζοντας βαρύτερα στοιχεία.

Σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης στην διάρκεια των πρώτων λεπτών ύπαρξης του σύμπαντός μας σχηματίστηκαν πυρήνες ηλίου και πολύ μικρότερες ποσότητες ελαφρών πυρήνων δευτερίου, λιθίου κλπ. Μέχρι σήμερα ένα σημαντικό ποσοστό του αρχέγονου δευτερίου έχει καταστραφεί στο εσωτερικό των άστρων.

Μπορεί να υπολογιστεί το ποσοστό του δευτερίου που δημιουργήθηκε στη Μεγάλη Έκρηξη; Μόνο αν γνωρίζουμε τον ρυθμό καταστροφής του. Αυτό μπορεί να γίνει αν συγκρίνουμε το πλήθος των μορίων του δευτερίου στην ατμόσφαιρα του Δία με εκείνο στα μεσοαστρικά νέφη.

Η περιεκτικότητα του δευτερίου στον Δία είναι περίπου 2·10^-5, η μισή περίπου από εκείνη στα μεσοαστρικά νέφη.....


Τα γηραιότερα νέφη που έχουν εντοπιστεί στον μεσογαλαξιακό χώρο έχουν μελετηθεί μέσα από το φάσμα απορρόφησης με φόντο μακρινά κβάζαρ – από τα φωτεινότερα αντικείμενα του σύμπαντος – και έχει διαπιστωθεί μεγαλύτερη περιεκτικότητα σε δευτέριο σε σχέση με εκείνη που διαπιστώνεται σε τοπικό επίπεδο. Αυτή η παρατήρηση παραπέμπει σε αρχέγονη προέλευση γιατί το πιο απομακρυσμένο αέριο έχει υποστεί σχετικά μικρότερη επεξεργασία. Η τάση του δευτερίου είναι σαφής: η ποσότητά του μειώνεται με την πάροδο του χρόνου. Αυτό είναι αναμενόμενο γιατί όπως αναφέρθηκε και προηγουμένως τα άστρα καταναλώνουν το δευτέριο χωρίς να το αναπληρώνουν. Κάποιες ποσότητες από το σύνολο των διαστρικών νεφών έτυχε να βρίσκονται μακριά από τους πυρακτωμένους πυρήνες των άστρων, με αποτέλεσμα κατάλοιπα αρχέγονου δευτερίου να έχουν επιβιώσει μέχρι σήμερα. Παίρνοντας υπόψη την καταστροφή του δευτερίου στο εσωτερικό των άστρων, η προγαλαξιακή περιεκτικότητα σε δευτέριο ήταν το 0,003% της περιεκτικότητας του υδρογόνου.

Ποια είναι η σχέση της παραπάνω τιμής με αυτή που προβλέπεται από τη θεωρία της μεγάλης έκρηξης; Δυστυχώς, δεν μπορούμε να απαντήσουμε σε αυτό το ερώτημα αν δεν γνωρίζουμε την πυκνότητα της βαρυονικής ύλης σήμερα, για την οποία ο συντελεστής αβεβαιότητας είναι της τάξεως του 10. Είναι προτιμότερο να αντιστρέψουμε το πρόβλημα και να προσπαθήσουμε να εκτιμήσουμε την πυκνότητα των βαρυονίων στο σύμπαν από τις μετρήσεις της περιεκτικότητας σε δευτέριο. Περίπου το 25% της μάζας του υδρογόνου μετατρέπεται σε ήλιο μέσα στα τρία πρώτα λεπτά  από τη Μεγάλη Έκρηξη, ενώ το δευτέριο εμφανίζεται σαν ενδιάμεσο προϊόν στην αλυσίδα των αντιδράσεων και διασώζεται σε αναλογία 1 προς 10000. Αν η πυκνότητα της ύλης ήταν υψηλή, η σύνθεση του ηλίου στο νεαρό σύμπαν θα γινόταν με τέτοια απόδοση που ουσιαστικά δεν θα παράγονταν καθόλου άτομα δευτερίου.

Είμαστε υποχρεωμένοι εκ των πραγμάτων να επιλέξουμε μια τιμή για την πυκνότητα των βαρυονίων  που δεν θα ξεπερνά το 1/10 της κρίσιμης πυκνότητας που απαιτείται για να είναι κλειστό το σύμπαν, καθώς σε αντίθετη περίπτωση η παραγωγή αρχέγονου δευτερίου θα ήταν απαγορευτικά χαμηλή. Αντίστροφα, η πυκνότητα των βαρυονίων δεν θα μπορούσε να είναι πολύ χαμηλή – μικρότερη από το 1% της κρίσιμης πυκνότητας – γιατί διαφορετικά θα είχαμε υπερπαραγωγή δευτερίου σε σχέση με τα όσα αποκαλύπτουν οι παρατηρήσεις μας στο Ηλιακό σύστημα.

Δεν υπάρχει εναλλακτική πηγή από τη Μεγάλη Έκρηξη για τα επιπλέον άτομα δευτερίου, γιατί τα άστρα καταστρέφουν και δεν δημιουργούν δευτέριο. Έτσι, αν η πυκνότητα του σύμπαντος ανέρχεται στο 1/3 της κρίσιμης πυκνότητας, το 90% της ύλης πρέπει να είναι μη βαρυονική. Με άλλα λόγια, η πλειονότητα της σκοτεινής ύλης αποτελείται από ουδέτερα σωματίδια που αλληλεπιδρούν ασθενώς και δεν είχαν συμμετοχή στις πυρηνικές αντιδράσεις που οδήγησαν στην παραγωγή δευτερίου.
ΠΗΓΗ: «Στις ακτές του αγνώστου, Μια συνοπτική ιστορία του σύμπαντος», Josheph Silk