Κοσμικός πληθωρισμός – ένας λύτης προβλημάτων

Για τον Alan Guth, η κατανόηση της προέλευσης του σύμπαντος ξεκίνησε σε μια αίθουσα διαλέξεων του Πανεπιστημίου Cornell το φθινόπωρο του 1978. Ήταν εκείνο το εξάμηνο που ο Guth, τότε ως μεταδιδακτορικός ερευνητής, παρακολούθησε μια σειρά από ομιλίες του αστρονόμου και φυσικού Robert Dicke. Στις διαλέξεις του, ο Dicke εισήγαγε ένα κρίσιμο κοσμολογικό ερώτημα που υπονόμευε την θεωρία της Μεγάλης ‘Εκρηξης: το πρόβλημα της επιπεδότητας.

Το πρόβλημα της επιπεδότητας μας ζητά να εξηγήσουμε γιατί το σύμπαν φαίνεται όπως φαίνεται. Η πυκνότητα της ύλης και της ενέργειας αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη θα έπρεπε να είχε καθορίσει το μελλοντικό σχήμα του σύμπαντος και οι παράμετροι που θα παρήγαγαν ένα επίπεδο σύμπαν – σε αντίθεση με ένα καμπύλο- ήταν εξαιρετικά στενές. Κι όμως, όσο μπορούμε να μετρήσουμε χρησιμοποιώντας πολλές διαφορετικές μεθόδους, το σύμπαν μας είναι (σχεδόν) τελείως επίπεδο.

Το πρόβλημα της επιπεδότητας του σύμπαντος αφορά την ποσότητα που οι κοσμολόγοι ονομάζουν ωμέγα. Πρόκειται για την αδιάστατη παράμετρο πυκνότητας Ω, που ορίζεται από την εξίσωση, Ω=ρ/ρc, όπου ρ η σημερινή πυκνότητα του σύμπαντος και ρc η κρίσιμη πυκνότητα. Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι ακριβώς όση η κρίσιμη πυκνότητα (ή Ω=1) τότε η γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη και το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ άπειρον, με τον ρυθμό διαστολής του να τείνει στο μηδέν. Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα (ή Ω>1), τότε το σύμπαν θα σταματήσει να διαστέλλεται και θα αρχίσει η συστολή του. Τέλος, αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα ή (Ω<1), τότε το σύμπαν θα διαστέλλεται συνεχώς με πεπερασμένο ρυθμό διαστολής.

Αν τις πρώτες στιγμές του σύμπαντος η παράμετρος πυκνότητας Ω ήταν ακριβώς ίση με την μονάδα, το σύμπαν βρίσκεται σε ασταθή κατάσταση. Είναι κάτι παρόμοιο με το μολύβι που ισορροπεί στη μύτη του. Αν το Ω ήταν ακριβώς ίσο με 1 θα διατηρούσε για πάντα αυτή αυτή την τιμή. Αν όμως στο αρχέγονο σύμπαν το Ω ήταν διαφορετικό της μονάδας, έστω και απειροελάχιστα, η διαφορά αυτή θα μεγάλωνε με τον χρόνο, με αποτέλεσμα το Ω σήμερα να είναι πολύ διαφορετικό της μονάδας. Τότε θα προέκυπτε ένα σύμπαν ισχυρά καμπυλωμένο προς την μία ή την άλλη κατεύθυνση. Και οποιαδήποτε από τις επιλογές Ω<1 και Ω>1, θα μπορούσε να είχε αποκλείσει την ύπαρξή μας.

Aν στην σημερινή εποχή ισχύει 0,1<Ω<2, τότε στο πρώτο δευτερόλεπτο μετά την Μεγάλη Έκρηξη, έπρεπε να ισχύει 0,99999999999999<Ω<1,00000000000001. Σύμφωνα με τον Guth, αν το αρχέγονο σύμπαν ήταν λιγότερο πυκνό σε σχέση με την κρίσιμη πυκνότητα (ανοικτό σύμπαν) τότε σήμερα θα ήταν σε μεγάλο βαθμό άδειο. Αυτό συμβαίνει γιατί θα υπήρχε λιγότερη μάζα για να φρενάρει η διαστολή του. Αν το αρχέγονο σύμπαν είχε μεγαλύτερη πυκνότητα από την κρίσιμη (κλειστό σύμπαν), τότε θα είχε διασταλεί πολύ αργά, και θα κατέρρεε από μόνο του με μια Μεγάλη Σύνθλιψη.

 Αυτό το είδος ακριβούς ρύθμισης φαινόταν περίεργο, λέει ο Guth. Ωστόσο, αρχικά παραμέρισε το πρόβλημα για να συνεχίσει να δουλεύει σε ένα διαφορετικό: τα μαγνητικά μονόπολα. Στις αρχές Μαΐου του 1979 ο Guth άρχισε να συνεργάζεται με τον Henry Tye με σκοπό τον υπολογισμό των αριθμό των μαγνητικών μονοπόλων που θα έπρεπε να έχουν παραχθεί στην Μεγάλη Έκρηξη. Όπως συμβαίνει συνήθως όταν αρχίζεις ένα καινούργιο πρόβλημα δεν έχεις την παραμικρή ιδέα για το που θα καταλήξεις.

Υπήρχαν θεωρίες που υποστήριζαν ότι στο αρχέγονο σύμπαν θα έπρεπε να είχε δημιουργηθεί ένας τεράστιος αριθμός σωματιδίων μεγάλης μάζας, συμπεριλαμβανομένων και των μαγνητικών μονοπόλων. Σε αντίθεση με τους γνωστούς διπολικούς μαγνήτες οι οποίοι διαθέτουν βόρειο και νότιο μαγνητικό φορτίο, ένα μονόπολο μπορεί να έχει μόνο έναν, είτε έναν «βόρειο» ή έναν «νότιο» φορτίο, αλλά όχι και τους δύο.

Τα μαγνητικά μονόπολα θα έπρεπε να είχουν πολλαπλασιαστεί και να βρίσκονται παντού, ώστε να μπορούμε να τα βρούμε ακόμα και σήμερα. Αλλά οι φυσικοί μέχρι τότε δεν είχαν ανιχνεύσει κανένα μαγνητικό μονόπολο (το 1982 αναφέρηκε η ανίχνευση ενός μόνο μαγνητικού μονοπόλου(!), αλλά κι αυτό αμφισβητείται έντονα). Οι Guth και Tye ψάχνοντας γιατί συμβαίνει αυτό, θεώρησαν ότι μια ακραία υπερψύξη θα μπορούσε να εξηγήσει την φαινομενική έλλειψη μαγνητικών μονοπόλων του σύμπαντος.

Οι Guth και Tye χρησιμοποιούσαν τις Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες (GUTs) στους υπολογισμούς τους. Δεδομένου ότι τα μαγνητικά μονόπολα δεν είχαν παρατηρηθεί ποτέ, αν οι υπολογισμοί τους κατέληγαν σε μεγάλο αριθμό μονοπόλων, θα σήμαινε ότι οι Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες ήταν προβληματικές. Αν ο υπολογισμός κατέληγε σε μικρό αριθμό μονοπόλων, θα ωθούσε τους πειραματικούς φυσικούς να αναζητήσουν μαγνητικά μονόπολα με μεγαλύτερο ζήλο. Υπενθυμίζεται ότι πρώτος ο Jοhn Preskill δημοσίευσε για πρώτη φορά αυτό που έγινε γνωστό ως πρόβλημα των μαγνητικών μονοπόλων – το γεγονός δηλαδή, ότι οι καθιερωμένες Μεγάλες Ενοποιητικές Θεωρίες οδηγούν σε υπερβολική παραγωγή μαγνητικών μονοπόλων στο αρχέγονο σύμπαν.

Διερευνώντας το ενδεχόμενο αυτό οι Tye και Guth θεώρησαν ότι μια ακραία υπερψύξη θα μπορούσε να αποτρέψει τον κατακλυσμό των μαγνητικών μονοπόλων που προέβλεπαν οι GUTs και να εξηγήσει τη φαινομενική έλλειψη των μαγνητικών μονοπόλων στο σημερινό σύμπαν. Όπως εξηγεί ο Guth, τα μονόπολα θα είχαν σχηματιστεί σε μια μετατροπή φάσης ενός χαοτικού κβαντικού πεδίου. Ωστόσο, αν η μετατροπή φάσης καθυστερούσε λόγω ακραίας υπερψύξης θα είχε ως αποτέλεσμα την μη δημιουργία μονοπόλων.

Κι ενώ ήταν έτοιμος για την δημοσίευση των αποτελεσμάτων τους, ο Guth αντιλήφθηκε μια κρίσιμη σύνδεση μεταξύ αυτής της ιδέας και του προβλήματος της επιπεδότητας. Ο Henry ετοιμαζόταν να φύγει για ένα ταξίδι έξι εβδομάδων στην Κίνα, οπότε βιαζόμασταν να τελειώσουμε την δημοσίευση πριν φύγει», λέει ο Guth. Αλλά πριν φύγει είπε κάτι σημαντικό: ότι έπρεπε να εξετάσουμε τι επίδραση θα είχε η ακραία υπερψύξη στον ρυθμό διαστολής στο σύμπαν.

Έτσι ένα βράδυ στις αρχές Δεκεμβρίου του 1979 καθώς ο Guth εξέταζε τις εξισώσεις που περιέγραφαν τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος από την υπερψύξη της ύλης, διαπίστωσε ότι αυτή θα οδηγούσε το σύμπαν σε μια περίοδο εκθετικής διαστολής, σ’ αυτό που σήμερα ονομάζουμε πληθωρισμό. Και ήταν το ίδιο βράδυ που συνειδητοποίησε ότι αυτή η εκθετική διαστολή θα έδινε λύση και στο πρόβλημα της επιπεδότητας.

Σύμφωνα με τη θεωρία του πληθωρισμού, ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος ‘εξερράγη’ στις πρώτες στιγμές της ύπαρξής του και στη συνέχεια επιβραδύνθηκε. Αυτό συνέβη καθώς ένα κβαντικό πεδίο που ονομάζεται πεδίο ίνφλατον υπέστη μια μετάβαση που διέστειλε εκθετικά το σύμπαν πριν καταλήξει σε μια φάση κανονικής βαρύτητας. Ευτυχώς για εμάς, η ενέργεια που απελευθερώθηκε ήταν ακριβώς η σωστή ποσότητα ώστε να οδηγήσει το σύμπαν προς την επιπεδότητα, λέει ο Guth. 

Εκτός από τις λογικές λύσεις στα προβλήματα επιπεδότητας και μαγνητικών μονοπόλων, ο πληθωρισμός βοήθησε επίσης να εξηγηθεί ένα τρίτο πρόβλημα: το πρόβλημα του ορίζοντα.

Το πρόβλημα του ορίζοντα προέρχεται από τις παρατηρήσεις μας για την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υπόβαθρου (CMB), τα φωτόνια που περίσεψαν από την ισορροπία ύλης και ακτινοβολίας στα πρώτα λεπτά της Μεγάλης ‘Εκρηξης.

Οι φυσικοί έχουν παρατηρήσει ότι η CMB, αντιστοιχεί σχεδόν στην η ίδια ακριβώς θερμοκρασία προς όλες τις κατευθύνσεις. Αυτό θεωρήθηκε παράξενο γιατί τα μέρη του σύμπαντος στα αντίθετα άκρα του «ορίζοντα» μας – όσο μπορούμε να ανιχνεύσουμε από την Γη – απείχαν πάρα πολλά έτη φωτός μεταξύ τους ώστε να είχαν κάποτε ‘επικοινωνήσει’ μεταξύ τους. Κι όμως φαίνονταν σαν να βρέθηκαν στο παρελθόν σε θεμροδυναμική ισορροπία μεταξύ τους – σε μια ομοιόμορφη θερμοκρασία. Ο πληθωρισμός υπαινίσσεται ότι ολόκληρο το ορατό σύμπαν υπήρχε κάποτε ως μια ενιαία, περιορισμένη περιοχή πριν το πεδίο inflaton το οδηγήσει σε διαστολή. Αυτό σημαίνει ότι κάποτε όλα τα μέρη του σύμπαντος ήταν αναμειγμένα μεταξύ τους,

Τον Ιανουάριο του 1981, ο Guth δημοσίευσε την εργασία με τίτλο Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems”. Το 2002, ο Guth μοιράστηκε το βραβείο Dirac για την θεωρία του πληθωρισμού με τους φυσικούς Andrei Linde και Paul Steinhardt. Το 2012, οι Guth και Linde βραβεύθηκαν με το Breakthrough Prize in Fundamental Physics for the innovation και το 2014, μαζί με τον Alexei Starobinsky, τιμήθηκαν με το βραβείο Kavli στην Αστροφυσική. Ο Guth είναι τώρα καθηγητής στην έδρα Victor F. Weisskopf στο MIT.

Η θεωρία του πληθωρισμού είναι πλέον αποδεκτή, αλλά μια θεωρία από μόνη της δεν αρκεί για να κλείσει την υπόθεση σχετικά με το μυστήριο του αρχέγονου σύμπαντος. Εκεί έρχεται η έρευνα όπως αυτή της Eva Silverstein, καθηγήτριας θεωρητικής φυσικής στο Πανεπιστήμιο του Στάνφορντ. Αναζητά τρόπους για να ελέγξει τη θεωρία του πληθωρισμού. Η Silverstein χρησιμοποιεί ‘αρχαίες πηγές’ δεδομένων – όπως η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB) – για να αποκαλύψει τους μηχανισμούς πίσω από τον πληθωρισμό. Συγκεκριμένα, βρίσκει πώς οι μηχανισμοί του πληθωρισμού μπορεί να είναι συνεπείς με τις αρχές της κβαντικής βαρύτητας. Αυτό το πλαίσιο κβαντικής βαρύτητας μπορεί να βοηθήσει στην ερμηνεία των δεδομένων παρατήρησης του ενεργειακού πλατώ του πληθωρισμού.

Η CMB παρουσιάζει μεγάλο ενδιαφέρον για τους επιστήμονες που ασχολούνται με την θεωρία του πληθωρισμού. Η γρήγορη διαστολή θα έπρεπε να είχε δημιουργήσει βαρυτικά κύματα, τα οποία θα είχαν αφήσει σημαντικά αποτυπώματα στην πόλωση της ακτινοβολίας υποβάθρου τους αποκαλούμενους τρόπους (modes) Β. Το 2014, το πείραμα BICEP2 ανακοίνωσε ότι είχε παρατηρήσει αυτά τα ίχνη, αλλά οι επιστήμονες αργότερα απέσυραν την εμπιστοσύνη τους στο αποτέλεσμα. Τα πειράματα εξακολουθούν να αναζητούν πόλωση B-mode στην CMB.

Από την πλευρά του, ο Nobuchika Okada, καθηγητής φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Αλαμπάμα, αναζητά τρόπους να ανακαλύψει το πεδίο inflaton στους επιταχυντές σωματιδίων. Ο Guth λέει ότι δεν είναι σίγουρος πως θα μπορέσουμε ποτέ να βρούμε inflatons, τα οποία πρέπει να είχαν διασπαστεί πλήρως κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού. Αλλά, σύμφωνα με την Silverstein, υπάρχει ένα όριο στα δεδομένα και ένα αιτιατό όριο σε αυτό που μπορούμε να δούμε στο σύμπαν εξαιτίας της πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός. Αλλά, είναι εκπληκτικό το πόσα μπορούμε να δούμε και να συμπεράνουμε, επομένως αυτή η εναπομένουσα αβεβαιότητα δεν είναι το τέλος του κόσμου.

Στην πραγματικότητα, είναι μόνο η αρχή.

πηγή: https://www.symmetrymagazine.org/article/the-problem-solver-cosmic-inflation



Κατηγορίες:ΚΟΣΜΟΛΟΓΙΑ, ΣΥΜΠΑΝ

Ετικέτες: , , , ,

Σχολιάστε

Εισάγετε τα παρακάτω στοιχεία ή επιλέξτε ένα εικονίδιο για να συνδεθείτε:

Λογότυπο WordPress.com

Σχολιάζετε χρησιμοποιώντας τον λογαριασμό WordPress.com. Αποσύνδεση /  Αλλαγή )

Φωτογραφία Google

Σχολιάζετε χρησιμοποιώντας τον λογαριασμό Google. Αποσύνδεση /  Αλλαγή )

Φωτογραφία Twitter

Σχολιάζετε χρησιμοποιώντας τον λογαριασμό Twitter. Αποσύνδεση /  Αλλαγή )

Φωτογραφία Facebook

Σχολιάζετε χρησιμοποιώντας τον λογαριασμό Facebook. Αποσύνδεση /  Αλλαγή )

Σύνδεση με %s

Ο ιστότοπος χρησιμοποιεί το Akismet για την εξάλειψη των ανεπιθύμητων σχολίων. Μάθετε πως επεξεργάζονται τα δεδομένα των σχολίων σας.

Αρέσει σε %d bloggers: