Προβλήματα στη θεωρία του διαστελλόμενου σύμπαντος

Από τις αρχές των 20^ου αιώνα, γνωρίζαμε ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Ωστόσο, πόσο γρήγορα επεκτείνεται, παραμένει κάτι σαν επίπονο ερώτημα. Μέχρι τώρα, η θεωρητική κατανόησή μας για το σύμπαν προέβλεπε ρυθμό διαστολής που είναι περίπου 8% πιο αργός από αυτόν που υπολογίσαμε από τις πραγματικές παρατηρήσεις μας. Αυτή η ασυμφωνία αναφέρεται ως ένταση Hubble και ο λόγος πίσω από αυτήν είναι ένα από τα μεγάλα αναπάντητα ερωτήματα της φυσικής.

Η πιο προφανής πιθανή εξήγηση είναι ότι οι μετρήσεις μας είναι ανακριβείς. Ωστόσο, μια νέα εργασία δημοσιεύθηκε στις 9 Δεκεμβρίου στο The Astrophysical Journal επικυρώνει περαιτέρω τις υπάρχουσες παρατηρήσεις μας διασταυρώνοντας τα δεδομένα του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble με νέες παρατηρήσεις από το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb και διαπιστώνοντας ότι τα δύο συμφωνούν σχεδόν τέλεια.

Τι είναι η σταθερά Hubble και πώς τη μετράμε;

Ο ρυθμός με τον οποίο διαστέλλεται το σύμπαν εκφράζεται ως μια τιμή που ονομάζεται σταθερά Hubble, που γενικά συντομεύεται ως “H₀“. Μια ιδιορρυθμία του σύμπαντός μας είναι ότι ο ρυθμός διαστολής του ποικίλλει ανάλογα με την απόσταση – όσο πιο μακριά είναι ένα αντικείμενο, τόσο πιο γρήγορα απομακρύνεται από εμάς. Για να αντικατοπτρίζει αυτό το γεγονός, η σταθερά εκφράζεται σε μονάδες χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec (km/s/Mpc), με το megaparsec να είναι μια μονάδα απόστασης που ισοδυναμεί με περίπου 300.000 έτη φωτός.

Το καλύτερο θεωρητικό μας μοντέλο για το σύμπαν, το μοντέλο Lambda/Cold Dark Matter («ΛCDM»), προβλέπει μια τιμή για το H₀ 67–68 km/s/Mpc. Οι παρατηρήσεις μας, ωστόσο, βάζουν τον H₀ με περίπου 73 km/s/Mpc. Τι συμβαίνει λοιπόν;

Για να το καταλάβουμε αυτό, πρέπει πρώτα να καταλάβουμε πώς ο H₀ μετριέται. Οι επιστήμονες το κάνουν αυτό μελετώντας μακρινά αντικείμενα – αστέρια, γαλαξίες, σουπερνόβα – και εξετάζοντας α) πόσο μακριά βρίσκονται και β) πόσο γρήγορα απομακρύνονται από εμάς.

Αναρρίχηση στη σκάλα της κοσμικής απόστασης

Το πρώτο βήμα είναι να μπορούμε να υπολογίσουμε πόσο μακριά από εμάς βρίσκονται τα μακρινά αντικείμενα—και ο υπολογισμός των κοσμικών αποστάσεων είναι σπάνια μια απλή υπόθεση. Όπως λέει με θλίψη ο Siyang Li, ένας από τους συν-συγγραφείς της εφημερίδας, «Πολύ από τη δουλειά μας περιλαμβάνει τη μέτρηση των αποστάσεων από τους γαλαξίες—[which] είναι ένα από τα πολύ δύσκολα, δύσκολα πράγματα στην αστρονομία».

Ο Λι εξηγεί ότι για να κάνουν αυτούς τους υπολογισμούς, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν τη λεγόμενη «σκάλα της κοσμικής απόστασης». Η σκάλα ξεκινά με αντικείμενα σε απόσταση περίπου 1.000 παρσέκων από τη Γη, των οποίων την απόσταση μπορούμε να υπολογίσουμε με απλή τριγωνομετρία. Για πιο μακρινά αντικείμενα, ο Λι λέει, «Χρειαζόμαστε πραγματικά δύο πληροφορίες. Το ένα είναι το φαινομενικό μέγεθος: πόσο φωτεινό μας φαίνεται το αστέρι στη Γη; Το άλλο είναι η εγγενής φωτεινότητα αυτού του άστρου: πόσο εγγενώς φωτεινό είναι;»

Η διαφορά μεταξύ αυτών των δύο τιμών είναι συνάρτηση της απόστασης: όσο πιο μακριά είναι ένα αντικείμενο, τόσο πιο αμυδρό φαίνεται να είναι. (Φανταστείτε μια διαστελλόμενη σφαίρα ακτίνων φωτός που εκπέμπεται από μια λάμπα. Εάν είστε κοντά στη λάμπα, πολλές από αυτές τις ακτίνες θα φτάσουν σε εσάς, αλλά καθώς απομακρύνεστε όλο και πιο μακριά, όλο και περισσότερες ακτίνες θα σας λείπουν.) Υπάρχει ένα σχετικά απλή σχέση μεταξύ αυτών των δύο τιμών και της απόστασης του αντικειμένου, οπότε αν έχουμε δύο από αυτές τις πληροφορίες, μπορούμε να υπολογίσουμε την τρίτη.

Αυτό είναι χρήσιμο επειδή υπάρχουν ορισμένες κατηγορίες αντικειμένων – γνωστές ως “τυποποιημένα κεριά” – που μοιράζονται όλα την ίδια εγγενή φωτεινότητα. (Τα παραδείγματα περιλαμβάνουν σουπερνόβα τύπου 1α, κατά μήκος μιας κατηγορίας αστέρων γνωστών ως Κηφείδες.) Μόλις καθορίσουμε την εγγενή φωτεινότητα μιας κατηγορίας τυπικού κεριού – μια διαδικασία γνωστή ως βαθμονόμηση – μπορούμε στη συνέχεια να χρησιμοποιήσουμε αυτές τις πληροφορίες για να υπολογίσουμε την απόσταση από παρόμοια αντικείμενα που είναι πολύ μακριά από αυτόν τον αριθμό για να υπολογιστεί άμεσα. Η διαδικασία μπορεί στη συνέχεια να επαναληφθεί για μια άλλη κατηγορία τυπικών κεριών.

Μόλις μάθουμε πόσο μακριά είναι ένα αντικείμενο, η δεύτερη πληροφορία που χρειαζόμαστε είναι πόσο γρήγορα απομακρύνεται από εμάς. Καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, το φως από τέτοια αντικείμενα χρειάζεται όλο και περισσότερο χρόνο για να φτάσει σε εμάς και το μήκος κύματός του τεντώνεται από τον διαστελλόμενο χωροχρόνο μέσω του οποίου ταξιδεύει. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται «κόκκινη μετατόπιση» και αν μπορούμε να υπολογίσουμε πόσο μετατοπίζεται το φως από ένα δεδομένο αντικείμενο, μπορούμε να υπολογίσουμε πόσο γρήγορα το αντικείμενο απομακρύνεται από εμάς.

Υπολογισμός της σταθεράς Hubble

Μόλις έχουμε και τις δύο πληροφορίες, ο πραγματικός προσδιορισμός της σταθεράς Hubble είναι αρκετά απλός: η ταχύτητα και η απόσταση σχετίζονται με την εξίσωση v = H₀d, όπου v είναι η ταχύτητα, d είναι η απόσταση και H₀ είναι η σταθερά Hubble.

Εάν λάβουμε αυτή τη μέτρηση για μεγάλο αριθμό απομακρυσμένων αντικειμένων, μπορούμε να μηδενίσουμε μια ακόμη πιο ακριβή τιμή για τη σταθερά Hubble. Φυσικά, για να γίνει αυτό, είναι σημαντικό οι μετρήσεις να είναι σωστές. Οι περισσότερες πληροφορίες μας για μακρινά αντικείμενα προέρχονται από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, το οποίο έχει περάσει δεκαετίες συσσωρεύοντας δεδομένα και η εκτόξευση του διαστημικού τηλεσκοπίου James Webb παρείχε ευπρόσδεκτη ευκαιρία να διασταυρωθούν αυτά τα δεδομένα.

Ανοίγει επίσης νέες δυνατότητες για έρευνα, όπως ο Adam Riess -ο κύριος συγγραφέας της εργασίας και ο αποδέκτης του Βραβείου Νόμπελ Φυσικής 2011 για την έρευνά του στην ένταση του Hubble- εξηγεί: «Το JWST έχει καλύτερη ανάλυση και ευαισθησία στο εγγύς υπέρυθρο . Το Hubble είναι καλύτερο σε πιο μπλε μήκη κύματος. Το μεγαλύτερο πλεονέκτημα του Hubble είναι ότι ήταν εκεί πάνω για περισσότερο καιρό, επομένως έχει πολύ περισσότερα δεδομένα, [but] Μόλις υπάρχουν αρκετά δεδομένα από το JWST, μπορεί να ξεπεράσει το Hubble – ή να χρησιμοποιηθούν από κοινού για τη μελέτη τους [Hubble] ένταση.”

Προς το παρόν, τα αποτελέσματα του JWST συσχετίζονται σχεδόν τέλεια με τα υπάρχοντα δεδομένα, παρέχοντας πιο ισχυρά στοιχεία ότι το πρόβλημα δεν είναι η ακρίβεια των μετρήσεών μας. Σε αυτή την περίπτωση, λέει ο Riess, το πρόβλημα μπορεί να είναι στη θεωρία. «Η αποτυχία εύρεσης ελαττωμάτων στις μετρήσεις», λέει, «αφήνει ένα όλο και πιο πιθανό σενάριο ελαττώματος στο μοντέλο».

Τι είναι το μοντέλο ΛCDM και γιατί προβλέπει μια διαφορετική σταθερά Hubble;

Όπως υποδηλώνει το όνομά του, το μοντέλο ΛCDM βασίζεται σε δύο θεμελιώδεις έννοιες: την κοσμολογική σταθερά (που συμβολίζεται με το ελληνικό γράμμα «Λ») και την ύπαρξη ψυχρής σκοτεινής ύλης. Η κοσμολογική σταθερά εκφράζει την εγγενή ενέργεια του ίδιου του διαστήματος—τη μυστηριώδη «σκοτεινή ενέργεια» που οι τρέχουσες εκτιμήσεις προτείνουν ότι αποτελεί γύρω από Το 68% της ενέργειας στο σύμπαν. Η «κρύα σκοτεινή ύλη», εν τω μεταξύ, αντιπροσωπεύει την καλύτερη κατανόησή μας για την εξίσου άπιαστη σκοτεινή ύλη, η οποία αποτελεί άλλο 27% της ενέργειας του σύμπαντος. (Η απλή παλαιά ύλη, από την οποία είναι φτιαγμένα τα αστέρια, οι πλανήτες και οι άνθρωποι, αποτελεί μόνο το 5%.)

Οι έννοιες της σκοτεινής ενέργειας και της σκοτεινής ύλης δεν είναι αυθαίρετες – η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης μπορεί να συναχθεί από τις επιπτώσεις της στη γαλαξιακή περιστροφή και η σκοτεινή ενέργεια είναι απαραίτητη για τη συνεχή διαστολή του σύμπαντος. Οι εκδόσεις στο μοντέλο ΛCDM αντικατοπτρίζουν αυτά τα γεγονότα και συσχετίζονται επίσης με τις παρατηρήσεις μας για το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων, την υπολειπόμενη ακτινοβολία από τη Μεγάλη Έκρηξη.

«Βασικά», λέει ο Riess, «Το ΛCDM προβλέπει το φυσικό μέγεθος της ύλης/διακυμάνσεις της θερμοκρασίας στο Σύμπαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Το CMB χρησιμοποιείται για τη μέτρηση του γωνιακού μεγέθους αυτών των διακυμάνσεων και συγκρίνοντας τα δύο βαθμονομεί τη σταθερά Hubble».

Σαφώς, ωστόσο, το συνεχιζόμενο πρόβλημα της έντασης του Hubble υποδηλώνει ότι κάτι δεν πάει καλά. Ο Riess ή ο Li έχουν υποψίες για το πού μπορεί να βρεθεί η ρίζα του προβλήματος; «Κάτι στον σκοτεινό τομέα», λέει ο Riess. “[Either] αστεία σκοτεινή ενέργεια ή αστεία σκοτεινή ύλη.”

Ο Λι συμφωνεί, προσθέτοντας ότι υποψιάζεται ότι η ατελής κατανόησή μας για το πρώτο μπορεί να είναι η ρίζα της έντασης του Hubble: «Με τη σκοτεινή ύλη από μόνη της, ξέρουμε ότι είναι εκεί και υπάρχουν μοντέλα που μπορούμε να κάνουμε για να προβλέψουμε τη συμπεριφορά του γαλαξίες—περιστροφές και τέτοια πράγματα. Αλλά με τη σκοτεινή ενέργεια, υπάρχουν τόσες πολλές δυνατότητες εκεί έξω που δεν υπάρχει πραγματικά μια ακριβής εναλλακτική λύση που να ταιριάζει ακριβώς… Υπάρχουν τόσα πολλά που δεν γνωρίζουμε για τη σκοτεινή ενέργεια και τόσα πολλά που ακόμα ανακαλύπτουμε και μαθαίνουμε».