Η έννοια της μεγάλης έκρηξης προέκυψε καθώς προεκτείναμε την παρατηρούμενη διαστολή του σύμπαντος προς το παρελθόν, χρησιμοποιώντας τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Einstein. Ως ενδείξεις του αρχέγονου συμβάντος, μπορούμε να αναφέρουμε το υπόβαθρο της μικροκυματικής ακτινοβολίας που παρατηρούμε σήμερα και την περιεκτικότητα σε ελαφρούς πυρήνες, η οποία δεν μπορεί να εξηγηθεί με την πυρηνοσύνθεση στο εσωτερικό των άστρων. Όμως παρά τα θετικά αυτά σημεία, η έννοια της μεγάλης έκρηξης, ενδέχεται να μην αποδειχθεί σωστή. Υπάρχουν αρκετοί λόγοι για να είμαστε τόσο αγνωκιστικές.
Πρώτον, η ίδια η έννοια της μεγάλης έκρηξης, δηλαδή μιας εποχής χωροχρονικής ανωμαλίας, δεν επιδέχεται καμιά φυσική μελέτη. Εκείνη την εποχή, η πυκνότητα και η θερμοκρασία της ύλης και της ακτινοβολίας γίνονται άπειρες, όλοι οι όγκοι συρρικνώνονται στο μηδέν και δεν μπορούν να οριστούν οι γεωμετρικές ιδιότητες του χωρόχρονου. Έτσι, η μεγάλη έκρηξη αποκτά μια μυστικιστική αύρα, η οποία δεν έχει θέση σε μια επιστημονική θεωρία. Κανονικά, αν μια φυσική θεωρία οδηγεί σε ανεπιθύμητους απειρισμούς ή μηδενισμούς φυσικών ποσοτήτων, θεωρείται ύποπτη. Επομένως, είναι θεμελιώδους σημασίας να αποκτήσουμε μια τροποποιημένη εκδοχή της θεωρίας του Einstein, η οποία θα παρακάμπτει το πρόβλημα της ανωμαλίας. Αν επιτευχθεί η συγχώνευση της κβαντικής θεωρίας με τη γενική σχετικότητα, η νέα θεωρία ίσως κατορθώσει να απαλλαγεί από το πρόβλημα της μεγάλης έκρηξης.
Αν περιορίσουμε την εφαρμογή της φυσικής στη μετά τη μεγάλη έκρηξη εποχή, μπορούμε να υπολογίσουμε την ηλικία του σύμπαντος. Αποδεικνύεται ότι βρίσκεται στην περιοχή τιμών από 8 έως 12 δισεκατομμύρια έτη για το πρότυπο Einstein – de Sitter, λαμβάνοντας υπόψη την σημερινή αβεβαιότητα για την πραγματική σταθερά του Hubble. Ωστόσο, υπάρχει μια σοβαρή ασυμφωνία μεταξύ της παραπάνω τιμής και της ηλικίας μερικών από τα γηραιότερα άστρα του Γαλαξία μας, η οποία υπολογίζεται ότι κυμαίνεται μεταξύ 13 και 17 δισεκατομμυρίων ετών. Πως μπορεί το σύμπαν να είναι νεότερο από τα συστατικά του; Η ηλικία του σύμπαντος στα μοντέλα τύπου ΙΙ (κλειστό σύμπαν) είναι ακόμη μικρότερες. Σήμερα καταβάλλονται προσπάθειες να αντιμετωπιστεί το πρόβλημα, προσφεύγοντας σε μοντέλα τύπου ΙΙΙ, τα οποία έχουν μικρή πυκνότητα. Ωστόσο το πρόβλημα έγκειται στο ότι υπάρχουν επιπλέον περιορισμοί, από άλλες παρατηρήσεις.
Στις εν λόγω παρατηρήσεις περιλαμβάνονται η περιεκτικότητα του σύμπαντος σε δευτέριο, οι διακυμάνσεις στο υπόβαθρο της ακτινοβολίας μικροκυμάτων που παρατηρήθηκαν από το δορυφόρο COBE και άλλους ανιχνευτές, οι πραγματικές παρατηρήσεις μεγάλης κλίμακας δομών (γαλαξιών, σμηνών, υπερσμηνών και κενών), η εμφάνιση πλήρως σχηματισμένων γαλαξιών με μεγάλες μετατοπίσεις προς το ερυθρό και η αναλογία πλούσιων σμηνών (δηλαδή σμηνών με μεγαλύτερη πυκνότητα πληθυσμού). Όλα τα παραπάνω έχουν καταστήσει αναγκαία την εισαγωγή επιπρόσθετων παραμέτρων στην θεωρία της μεγάλης έκρηξης. Μια τέτοια παράμετρος είναι η κοσμολογική σταθερά.
Τη σταθερά αυτή εισήγαγε στη γενική σχετικότητα ο Einstein, το 1917, επειδή χρειαζόταν μια κοσμική δύναμη που να εξισορροπεί τη βαρύτητα, ώστε να προκύψει ένα στατικό μοντέλο σύμπαντος. Η κοσμολογική σταθερά ουσιαστικά καθόριζε το μέγεθος αυτής της απωστικής δύναμης μεταξύ δυο οποιωνδήποτε γαλαξιών που απέχουν μεταξύ τους δεδομένη απόσταση. Αργότερα ο Einstein την εγκατέλειψε ως περιττή, όταν εδραιώθηκε η άποψη ότι το σύμπαν δεν είναι στατικό αλλά διαστελλόμενο. Σήμερα η σταθερά αυτή επανήλθε στο προσκήνιο για να υποστηρίξει το σενάριο της μεγάλης έκρηξης.
Αντί να καταφεύγουμε σε «μπαλώματα», ίσως έχει φτάσει η ώρα να επανεκτιμήσουμε τις διαθέσιμες ενδείξεις και να επιχειρήσουμε μια εξ ολοκλήρου διαφορετική προσέγγιση του θέματος. Μια νέα ιδέα που εξετάζεται σήμερα είναι κοσμολογία ημιστατικής κατάστασης (Quasi steady state cosmology, QSSC), η οποία προτάθηκε το 1993 από τούς Fred Hoyle, Geoffry Burbidge και Jayant Narlikar.
Στην κοσμολογία αυτή, η δημιουργία της ύλης στο σύμπαν δεν παραπέμπεται σ’ ένα μυστικιστικό συμβάν, όπως η μεγάλη έκρηξη, αλλά αποτελεί τμήμα μιας ορθά θεμελιωμένης θεωρίας πεδίου. Παραλείποντας τεχνικές λεπτομέρειες, μπορούμε να πούμε ότι στην QSSC η διαστολή του σύμπαντος προκαλείται από κατανεμημένα κέντρα τοπικής δημιουργίας ή μικροεκρήξεις. Τα κέντρα αυτά βρίσκονται γύρω από πολύ συμπαγή, μεγάλης μάζας αντικείμενα, τα οποία βρίσκονται σε κατάσταση που προσεγγίζει την κατάσταση της μαύρης τρύπας αλλά στην πραγματικότητα δεν είναι μαύρες τρύπες. Η δημιουργία ύλης διευκολύνεται από την ισχυρή βαρύτητα αυτών των αντικειμένων. Επιπλέον, το πεδίο που μεσολαβεί στη δημιουργία ύλης, την εκτινάσσει με μεγάλη δύναμη, προκαλώντας μια εκρηκτική κατάσταση. Αυτή η διαδικασία θα μπορούσε κάλλιστα να τροφοδοτεί με ενέργεια φαινόμενα όπως οι κβάζαρ, οι ενεργοί πυρήνες γαλαξιών και οι ραδιοπηγές.
Ο αντίκτυπος αυτών των διαδικασιών στην κοσμολογία είναι η διαστολή του σύμπαντος. Ωστόσο, η δραστηριότητα της δημιουργίας ίσως να μη διατηρείται σταθερή και να υπάρχουν αυξομειώσεις, προκαλώντας διακυμάνσεις στη σταθερή διαστολή του σύμπαντος. Όπως φαίνεται στο σχήμα, η διαστολή είναι ημισταθερή, με εναλλασσόμενες περιόδους διαστολής και συστολής, που μοιάζουν με τις αυξομοιώσεις σε μια αναπτυσσόμενη οικονομία. Το ίδιο το σύμπαν δεν έχει αρχή ούτε τέλος, ούτε μεγάλη έκρηξη ούτε μεγάλη σύνθλιψη: συνεχίζει επ’ άπειρον. Δεν αντιμετωπίζει το πρόβλημα της ανωμαλίας.
Η κοσμολογία αυτή είναι κατά φυσικό τρόπο απαλλαγμένη από το πρόβλημα της ηλικίας. Μπορεί να συνυπάρχουν πολύ γηραιά με πολύ νεαρά άστρα, χωρίς να προκαλούν οποιαδήποτε αμηχανία!
Τα σωματίδια που δημιουργούνται στις μικροεκρήξεις είναι τα ονομαζόμενα σωματίδια Planck, η μάζα των οποίων καθορίζεται από τις τρεις θεμελιώδεις σταθερές c, G, h . Οι ελαφρείς πυρήνες παράγονται ως προϊόντα διάσπασης των σωματιδίων Planck και οι περιεκτικότητές τους, όπως υπολογίζονται από την QSSC, συμφωνούν πολύ ικανοποιητικά με τα δεδομένα των παρατηρήσεων.
Το υπόβαθρο της μικροκυματικής ακτινοβολίας εξηγείται ως κατάλοιπο φωτός που απέμεινε από άστρα προηγούμενων κύκλων. Το μοντέλο προβλέπει σωστά τη σημερινή θερμοκρασία του υποβάθρου.
Πως μπορούμε να διακρίνουμε αυτή την κοσμολογία από την κοσμολογία της μεγάλης έκρηξης; Υπάρχουν λίγοι αποφασιστικής σημασίας έλεγχοι.
(1ον ) Για παράδειγμα, αν παρατηρούμε μερικές πηγές σε προηγούμενη εποχή της QSSC, όταν ο προηγούμενος κύκλος ταλάντωσης βρισκόταν κοντά στη μέγιστη διαστολή του, τότε οι πηγές αυτές θα έπρεπε να παρουσιάζουν μετατόπιση προς το κυανό. Δηλαδή, οι φασματικές γραμμές τους θα αντιστοιχούν σε μεγαλύτερη συχνότητα, σε σύγκριση με τις τιμές του εργαστηρίου. Η εύρεση τέτοιων περιπτώσεων δεν είναι εύκολη, διότι οι υπό μελέτη πηγές θα βρίσκονται πολύ μακριά και θα ήταν αδύνατο να εξηγηθούν στα πλαίσια του καθιερωμένου μοντέλου της μεγάλης έκρηξης.
(2ον ) Άλλη μια ένδειξη που θα μπορούσαμε να αναζητήσουμε προέρχεται από τα άστρα μικρής μάζας που μόλις έχουν εξελιχθεί σε ερυθρούς γίγαντες. Για παράδειγμα, άστρα με μάζα το ένα δεύτερο της ηλιακής, θα αναλώνουν πολύ αργά το πυρηνικό τους καύσιμο και θα χρειαστούν περίπου 40 με 50 δισεκατομμύρια χρόνια για να μετατραπούν σε γίγαντες. Σύμφωνα με την QSSC, θα μπορούσαμε να ανακαλύψουμε τέτοια άστρα που γεννήθηκαν κατά τον προηγούμενο κύκλο, σε αντίθεση με την κοσμολογία της μεγάλης έκρηξης.
(3ον ) Στην QSSC, η σκοτεινή ύλη δεν χρειάζεται να αποτελείται από «μυστικιστικά» σωματίδια όπως τα WIMP. Αν αποδειχθεί ότι η σκοτεινή ύλη αποτελείται κατά κύριο λόγο από κανονικά σωματίδια (δηλαδή, βαρυονικά), τότε θα αποτελέσει επιχείρημα εναντίον της μεγάλης έκρηξης.
Πρώτον, η ίδια η έννοια της μεγάλης έκρηξης, δηλαδή μιας εποχής χωροχρονικής ανωμαλίας, δεν επιδέχεται καμιά φυσική μελέτη. Εκείνη την εποχή, η πυκνότητα και η θερμοκρασία της ύλης και της ακτινοβολίας γίνονται άπειρες, όλοι οι όγκοι συρρικνώνονται στο μηδέν και δεν μπορούν να οριστούν οι γεωμετρικές ιδιότητες του χωρόχρονου. Έτσι, η μεγάλη έκρηξη αποκτά μια μυστικιστική αύρα, η οποία δεν έχει θέση σε μια επιστημονική θεωρία. Κανονικά, αν μια φυσική θεωρία οδηγεί σε ανεπιθύμητους απειρισμούς ή μηδενισμούς φυσικών ποσοτήτων, θεωρείται ύποπτη. Επομένως, είναι θεμελιώδους σημασίας να αποκτήσουμε μια τροποποιημένη εκδοχή της θεωρίας του Einstein, η οποία θα παρακάμπτει το πρόβλημα της ανωμαλίας. Αν επιτευχθεί η συγχώνευση της κβαντικής θεωρίας με τη γενική σχετικότητα, η νέα θεωρία ίσως κατορθώσει να απαλλαγεί από το πρόβλημα της μεγάλης έκρηξης.
Αν περιορίσουμε την εφαρμογή της φυσικής στη μετά τη μεγάλη έκρηξη εποχή, μπορούμε να υπολογίσουμε την ηλικία του σύμπαντος. Αποδεικνύεται ότι βρίσκεται στην περιοχή τιμών από 8 έως 12 δισεκατομμύρια έτη για το πρότυπο Einstein – de Sitter, λαμβάνοντας υπόψη την σημερινή αβεβαιότητα για την πραγματική σταθερά του Hubble. Ωστόσο, υπάρχει μια σοβαρή ασυμφωνία μεταξύ της παραπάνω τιμής και της ηλικίας μερικών από τα γηραιότερα άστρα του Γαλαξία μας, η οποία υπολογίζεται ότι κυμαίνεται μεταξύ 13 και 17 δισεκατομμυρίων ετών. Πως μπορεί το σύμπαν να είναι νεότερο από τα συστατικά του; Η ηλικία του σύμπαντος στα μοντέλα τύπου ΙΙ (κλειστό σύμπαν) είναι ακόμη μικρότερες. Σήμερα καταβάλλονται προσπάθειες να αντιμετωπιστεί το πρόβλημα, προσφεύγοντας σε μοντέλα τύπου ΙΙΙ, τα οποία έχουν μικρή πυκνότητα. Ωστόσο το πρόβλημα έγκειται στο ότι υπάρχουν επιπλέον περιορισμοί, από άλλες παρατηρήσεις.
Στις εν λόγω παρατηρήσεις περιλαμβάνονται η περιεκτικότητα του σύμπαντος σε δευτέριο, οι διακυμάνσεις στο υπόβαθρο της ακτινοβολίας μικροκυμάτων που παρατηρήθηκαν από το δορυφόρο COBE και άλλους ανιχνευτές, οι πραγματικές παρατηρήσεις μεγάλης κλίμακας δομών (γαλαξιών, σμηνών, υπερσμηνών και κενών), η εμφάνιση πλήρως σχηματισμένων γαλαξιών με μεγάλες μετατοπίσεις προς το ερυθρό και η αναλογία πλούσιων σμηνών (δηλαδή σμηνών με μεγαλύτερη πυκνότητα πληθυσμού). Όλα τα παραπάνω έχουν καταστήσει αναγκαία την εισαγωγή επιπρόσθετων παραμέτρων στην θεωρία της μεγάλης έκρηξης. Μια τέτοια παράμετρος είναι η κοσμολογική σταθερά.
Τη σταθερά αυτή εισήγαγε στη γενική σχετικότητα ο Einstein, το 1917, επειδή χρειαζόταν μια κοσμική δύναμη που να εξισορροπεί τη βαρύτητα, ώστε να προκύψει ένα στατικό μοντέλο σύμπαντος. Η κοσμολογική σταθερά ουσιαστικά καθόριζε το μέγεθος αυτής της απωστικής δύναμης μεταξύ δυο οποιωνδήποτε γαλαξιών που απέχουν μεταξύ τους δεδομένη απόσταση. Αργότερα ο Einstein την εγκατέλειψε ως περιττή, όταν εδραιώθηκε η άποψη ότι το σύμπαν δεν είναι στατικό αλλά διαστελλόμενο. Σήμερα η σταθερά αυτή επανήλθε στο προσκήνιο για να υποστηρίξει το σενάριο της μεγάλης έκρηξης.
Αντί να καταφεύγουμε σε «μπαλώματα», ίσως έχει φτάσει η ώρα να επανεκτιμήσουμε τις διαθέσιμες ενδείξεις και να επιχειρήσουμε μια εξ ολοκλήρου διαφορετική προσέγγιση του θέματος. Μια νέα ιδέα που εξετάζεται σήμερα είναι κοσμολογία ημιστατικής κατάστασης (Quasi steady state cosmology, QSSC), η οποία προτάθηκε το 1993 από τούς Fred Hoyle, Geoffry Burbidge και Jayant Narlikar.
Στην κοσμολογία αυτή, η δημιουργία της ύλης στο σύμπαν δεν παραπέμπεται σ’ ένα μυστικιστικό συμβάν, όπως η μεγάλη έκρηξη, αλλά αποτελεί τμήμα μιας ορθά θεμελιωμένης θεωρίας πεδίου. Παραλείποντας τεχνικές λεπτομέρειες, μπορούμε να πούμε ότι στην QSSC η διαστολή του σύμπαντος προκαλείται από κατανεμημένα κέντρα τοπικής δημιουργίας ή μικροεκρήξεις. Τα κέντρα αυτά βρίσκονται γύρω από πολύ συμπαγή, μεγάλης μάζας αντικείμενα, τα οποία βρίσκονται σε κατάσταση που προσεγγίζει την κατάσταση της μαύρης τρύπας αλλά στην πραγματικότητα δεν είναι μαύρες τρύπες. Η δημιουργία ύλης διευκολύνεται από την ισχυρή βαρύτητα αυτών των αντικειμένων. Επιπλέον, το πεδίο που μεσολαβεί στη δημιουργία ύλης, την εκτινάσσει με μεγάλη δύναμη, προκαλώντας μια εκρηκτική κατάσταση. Αυτή η διαδικασία θα μπορούσε κάλλιστα να τροφοδοτεί με ενέργεια φαινόμενα όπως οι κβάζαρ, οι ενεργοί πυρήνες γαλαξιών και οι ραδιοπηγές.
Ο αντίκτυπος αυτών των διαδικασιών στην κοσμολογία είναι η διαστολή του σύμπαντος. Ωστόσο, η δραστηριότητα της δημιουργίας ίσως να μη διατηρείται σταθερή και να υπάρχουν αυξομειώσεις, προκαλώντας διακυμάνσεις στη σταθερή διαστολή του σύμπαντος. Όπως φαίνεται στο σχήμα, η διαστολή είναι ημισταθερή, με εναλλασσόμενες περιόδους διαστολής και συστολής, που μοιάζουν με τις αυξομοιώσεις σε μια αναπτυσσόμενη οικονομία. Το ίδιο το σύμπαν δεν έχει αρχή ούτε τέλος, ούτε μεγάλη έκρηξη ούτε μεγάλη σύνθλιψη: συνεχίζει επ’ άπειρον. Δεν αντιμετωπίζει το πρόβλημα της ανωμαλίας.
Η κοσμολογία αυτή είναι κατά φυσικό τρόπο απαλλαγμένη από το πρόβλημα της ηλικίας. Μπορεί να συνυπάρχουν πολύ γηραιά με πολύ νεαρά άστρα, χωρίς να προκαλούν οποιαδήποτε αμηχανία!
Τα σωματίδια που δημιουργούνται στις μικροεκρήξεις είναι τα ονομαζόμενα σωματίδια Planck, η μάζα των οποίων καθορίζεται από τις τρεις θεμελιώδεις σταθερές c, G, h . Οι ελαφρείς πυρήνες παράγονται ως προϊόντα διάσπασης των σωματιδίων Planck και οι περιεκτικότητές τους, όπως υπολογίζονται από την QSSC, συμφωνούν πολύ ικανοποιητικά με τα δεδομένα των παρατηρήσεων.
Πως μπορούμε να διακρίνουμε αυτή την κοσμολογία από την κοσμολογία της μεγάλης έκρηξης; Υπάρχουν λίγοι αποφασιστικής σημασίας έλεγχοι.
(1ον ) Για παράδειγμα, αν παρατηρούμε μερικές πηγές σε προηγούμενη εποχή της QSSC, όταν ο προηγούμενος κύκλος ταλάντωσης βρισκόταν κοντά στη μέγιστη διαστολή του, τότε οι πηγές αυτές θα έπρεπε να παρουσιάζουν μετατόπιση προς το κυανό. Δηλαδή, οι φασματικές γραμμές τους θα αντιστοιχούν σε μεγαλύτερη συχνότητα, σε σύγκριση με τις τιμές του εργαστηρίου. Η εύρεση τέτοιων περιπτώσεων δεν είναι εύκολη, διότι οι υπό μελέτη πηγές θα βρίσκονται πολύ μακριά και θα ήταν αδύνατο να εξηγηθούν στα πλαίσια του καθιερωμένου μοντέλου της μεγάλης έκρηξης.
(2ον ) Άλλη μια ένδειξη που θα μπορούσαμε να αναζητήσουμε προέρχεται από τα άστρα μικρής μάζας που μόλις έχουν εξελιχθεί σε ερυθρούς γίγαντες. Για παράδειγμα, άστρα με μάζα το ένα δεύτερο της ηλιακής, θα αναλώνουν πολύ αργά το πυρηνικό τους καύσιμο και θα χρειαστούν περίπου 40 με 50 δισεκατομμύρια χρόνια για να μετατραπούν σε γίγαντες. Σύμφωνα με την QSSC, θα μπορούσαμε να ανακαλύψουμε τέτοια άστρα που γεννήθηκαν κατά τον προηγούμενο κύκλο, σε αντίθεση με την κοσμολογία της μεγάλης έκρηξης.
(3ον ) Στην QSSC, η σκοτεινή ύλη δεν χρειάζεται να αποτελείται από «μυστικιστικά» σωματίδια όπως τα WIMP. Αν αποδειχθεί ότι η σκοτεινή ύλη αποτελείται κατά κύριο λόγο από κανονικά σωματίδια (δηλαδή, βαρυονικά), τότε θα αποτελέσει επιχείρημα εναντίον της μεγάλης έκρηξης.
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου