universe all el

Created Σάββατο 21 Μαρτίου 2026

Το Σύμπαν είναι το σύνολο του χρόνου και του χώρου και του περιεχομένου τους. Το Σύμπαν περιλαμβάνει πλανήτες, άστρα, γαλαξίες, το περιεχόμενο του διαγαλαξιακού χώρου, τα μικρότερα υποατομικά σωματίδια, καθώς και όλη την ύλη και την ενέργεια. Το παρατηρήσιμο σύμπαν έχει σήμερα διάμετρο περίπου 93 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Το μέγεθος ολόκληρου του Σύμπαντος δεν είναι γνωστό και ενδέχεται να είναι άπειρο. Οι παρατηρήσεις και η ανάπτυξη φυσικών θεωριών έχουν οδηγήσει σε συμπεράσματα σχετικά με τη σύσταση και την εξέλιξη του Σύμπαντος.

«Το σύμπαν είναι η απέραντη ενότητα όλων όσων υπάρχουν· παντού μας παρουσιάζει μόνο ύλη σε κίνηση», δηλώνει ο Χόλμπαχ. «Αυτό είναι ό,τι υπάρχει, και παρουσιάζει μόνο μια άπειρη και συνεχόμενη αλυσίδα αιτίων και ενεργειών· ορισμένα από αυτά τα αίτια τα γνωρίζουμε, καθώς προσπίπτουν άμεσα στις αισθήσεις μας· άλλα δεν τα γνωρίζουμε, επειδή δρουν πάνω μας μόνο μέσω συνεπειών, αρκετά απομακρυσμένων από τα πρώτα αίτια.» (What is dialectical materialism?)

[είναι το σύμπαν ένα κενό με σώματα;

Το σύμπαν δεν είναι απλώς ένα κενό με σώματα. Είναι ένα τεράστιο, πολύπλοκο σύστημα που περιλαμβάνει διάφορα ουράνια σώματα, όπως άστρα, πλανήτες, γαλαξίες και μαύρες τρύπες, καθώς και άλλες μορφές ύλης και ενέργειας. Το σύμπαν περιέχει επίσης εκτεταμένες περιοχές κενού χώρου, γνωστές ως κοσμικά κενά, οι οποίες είναι περιοχές με πολύ χαμηλές πυκνότητες γαλαξιών και ύλης.

Εκτός από την ορατή ύλη, το σύμπαν αποτελείται επίσης από σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια. Η σκοτεινή ύλη είναι μια μορφή ύλης που δεν εκπέμπει ούτε απορροφά φως, γεγονός που την καθιστά δύσκολο να ανιχνευθεί άμεσα. Πιστεύεται ότι αποτελεί περίπου το 27% του συνολικού περιεχομένου μάζας-ενέργειας του σύμπαντος. Η σκοτεινή ενέργεια, από την άλλη πλευρά, είναι μια μυστηριώδης μορφή ενέργειας που θεωρείται ότι είναι υπεύθυνη για την επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος. Εκτιμάται ότι αποτελεί περίπου το 68% του συνολικού περιεχομένου μάζας-ενέργειας του σύμπαντος.

Συνοψίζοντας, το σύμπαν είναι ένα πολύπλοκο σύστημα που περιέχει διάφορα ουράνια σώματα, ύλη και ενέργεια, συμπεριλαμβανομένων της σκοτεινής ύλης και της σκοτεινής ενέργειας, καθώς και εκτεταμένες περιοχές κενού χώρου.]

[πόσα είναι τα άτομα του σύμπαντος;

Είναι δύσκολο να προσδιοριστεί ο ακριβής αριθμός των ατόμων στο σύμπαν, καθώς αυτό διαστέλλεται συνεχώς και οι παρατηρήσεις μας περιορίζονται σε ένα μικρό τμήμα του. Ωστόσο, οι επιστήμονες έχουν εκτιμήσει ότι ο αριθμός των ατόμων στο παρατηρήσιμο σύμπαν είναι περίπου 10^80, που είναι ένας εξαιρετικά μεγάλος αριθμός. Αυτή η εκτίμηση βασίζεται σε μετρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, η οποία αποτελεί το απομεινάρι της Μεγάλης Έκρηξης, καθώς και σε παρατηρήσεις της μεγάλης κλίμακας δομής του σύμπαντος. Είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι αυτή η εκτίμηση περιλαμβάνει μόνο τα άτομα που συνιστούν τη συνήθη (βαρυονική) ύλη, η οποία αποτελεί μόνο ένα μικρό κλάσμα της συνολικής ύλης στο σύμπαν. Η πλειονότητα της ύλης στο σύμπαν θεωρείται ότι είναι σκοτεινή ύλη, η οποία δεν αλληλεπιδρά με το φως και συνεπώς είναι δύσκολο να ανιχνευθεί.]

Το Σύμπαν

StarChild: The Universe

Το σύμπαν είναι ένας τεράστιος, ανοιχτός χώρος που περιέχει τα πάντα, από το μικρότερο σωματίδιο έως τον μεγαλύτερο γαλαξία. Κανείς δεν γνωρίζει ακριβώς πόσο μεγάλο είναι το Σύμπαν. Οι αστρονόμοι προσπαθούν να το μετρούν συνεχώς. Χρησιμοποιούν ένα ειδικό όργανο που ονομάζεται φασματοσκόπιο για να διαπιστώνουν αν ένα αντικείμενο απομακρύνεται από τη Γη ή κινείται προς αυτήν. Με βάση τις πληροφορίες από αυτό το όργανο, οι επιστήμονες έχουν μάθει ότι το σύμπαν εξακολουθεί να διαστέλλεται προς όλες τις κατευθύνσεις.

Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι πριν από περίπου 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια συνέβη μια ισχυρή έκρηξη που ονομάζεται Μεγάλη Έκρηξη. Αυτή η ισχυρή έκρηξη έθεσε το σύμπαν σε κίνηση και αυτή η κίνηση συνεχίζεται μέχρι σήμερα. Οι επιστήμονες δεν είναι ακόμη βέβαιοι αν αυτή η κίνηση θα σταματήσει, θα αλλάξει κατεύθυνση ή θα συνεχιστεί για πάντα.

Γαλαξίες

Ένα έτος φωτός είναι η απόσταση που διανύει το φως σε ένα έτος. Είναι 9,5 τρισεκατομμύρια (9.500.000.000.000) χιλιόμετρα. Το μέγεθος ενός γαλαξία μπορεί να είναι τόσο μικρό όσο χίλια έτη φωτός σε διάμετρο ή τόσο μεγάλο όσο ένα εκατομμύριο έτη φωτός.

Ένας γαλαξίας περιέχει άστρα, αέριο και σκόνη που συγκρατούνται μαζί ως σύνολο από τη βαρύτητα. Μπορεί να υπάρχουν εκατομμύρια ή ακόμη και δισεκατομμύρια άστρα σε έναν γαλαξία. Υπάρχουν δισεκατομμύρια γαλαξίες στο σύμπαν.

Οι γαλαξίες ταξινομούνται ανάλογα με το σχήμα τους. Ορισμένοι γαλαξίες ονομάζονται «σπειροειδείς», επειδή μοιάζουν με γιγάντιους ανεμόμυλους στον ουρανό. Ο γαλαξίας στον οποίο ζούμε, ο Γαλαξίας Milky Way, είναι σπειροειδής γαλαξίας. Ορισμένοι γαλαξίες ονομάζονται «ελλειπτικοί», επειδή μοιάζουν με επίπεδες μπάλες. Ένας γαλαξίας μπορεί να ονομάζεται «ακανόνιστος» αν δεν έχει πραγματικά συγκεκριμένο σχήμα. Ένας νέος τύπος γαλαξία ανακαλύφθηκε πρόσφατα, που ονομάζεται «γαλαξίας εκρηκτικής γένεσης άστρων» (starburst). Σε αυτόν τον τύπο γαλαξία, νέα άστρα φαίνεται να «ξεπηδούν» πολύ γρήγορα.

Ο Γαλαξίας Milky Way

Υπάρχουν πάνω από 100 δισεκατομμύρια άστρα στον Γαλαξία μας. Αν προσπαθούσατε να τα μετρήσετε ένα προς ένα, θα σας έπαιρνε πάνω από 3000 χρόνια!

Ο Γαλαξίας έχει πλάτος πάνω από 100.000 έτη φωτός. Ονομάζεται σπειροειδής γαλαξίας επειδή έχει μακριούς βραχίονες που περιστρέφονται σαν γιγάντιος ανεμόμυλος. Ο Ήλιος μας είναι ένα άστρο σε έναν από αυτούς τους βραχίονες. Όταν κοιτάτε τον νυχτερινό ουρανό, τα περισσότερα από τα άστρα που βλέπετε βρίσκονται σε έναν από τους βραχίονες του Γαλαξία.

Πριν αποκτήσουμε τηλεσκόπια, οι άνθρωποι δεν μπορούσαν να δουν πολλά από τα άστρα καθαρά. Συγχέονταν σε μια λευκή λωρίδα στον ουρανό. Ένας μύθος των αρχαίων Ελλήνων έλεγε ότι αυτή η λευκή λωρίδα ήταν ένα «ποτάμι από γάλα». Οι αρχαίοι Ρωμαίοι την ονόμασαν Via Galactica, δηλαδή «δρόμος από γάλα». Έτσι έγινε γνωστός ο γαλαξίας μας ως Γαλαξίας Milky Way.

Άστρα

Τα άστρα αλλάζουν με την πάροδο του χρόνου. Μπορεί να χρειαστούν από εκατομμύρια έως δισεκατομμύρια χρόνια για να ολοκληρώσει ένα άστρο τη ζωή του. Αυτό είναι ένα πολύ, πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα!

Ένα άστρο είναι μια μεγάλη σφαίρα αερίου που εκπέμπει τόσο θερμότητα όσο και φως. Από πού προέρχονται όμως τα άστρα; Τι συμβαίνει σε αυτά καθώς γερνούν;

Ένας γαλαξίας περιέχει νέφη σκόνης και αερίου, καθώς και άστρα. Μέσα σε αυτά τα νέφη γεννιούνται τα άστρα. Καθώς όλο και περισσότερο αέριο (κυρίως υδρογόνο) έλκεται από τη βαρύτητα και συγκεντρώνεται σε ένα νέφος, το νέφος αρχίζει να περιστρέφεται. Τα άτομα του αερίου αρχίζουν να συγκρούονται μεταξύ τους όλο και πιο γρήγορα. Αυτό δημιουργεί θερμική ενέργεια. Το νέφος γίνεται όλο και πιο θερμό. Τελικά, γίνεται τόσο θερμό ώστε να συμβεί κάτι που ονομάζεται «πυρηνική σύντηξη». Το νέφος αρχίζει να λάμπει. Το λαμπερό αυτό νέφος αερίου ονομάζεται πλέον πρωτοάστρο. Το πρωτοάστρο συνεχίζει να μεγαλώνει. Όταν σταματήσει να μεγαλώνει, ονομάζεται άστρο κύριας ακολουθίας. Ένα άστρο κύριας ακολουθίας μπορεί να λάμπει για εκατομμύρια χρόνια ή και περισσότερο. Ο χρόνος ζωής του εξαρτάται από το μέγεθός του.

Μεσαία άστρα

Στα άστρα μεσαίου μεγέθους, αφού η πυρηνική σύντηξη εξαντλήσει όλο το καύσιμο, η βαρύτητα θα τραβήξει το υπόλοιπο υλικό πιο κοντά. Το άστρο θα συρρικνωθεί. Μάλιστα, μπορεί να φτάσει να έχει πλάτος μόνο μερικές εκατοντάδες χιλιόμετρα! Τότε το άστρο ονομάζεται «λευκός νάνος». Μπορεί να παραμείνει έτσι για πολύ καιρό. Τελικά, θα σταματήσει να παράγει οποιοδήποτε φως. Τότε ονομάζεται «μαύρος νάνος» και θα παραμείνει έτσι για πάντα.

Μεγάλα άστρα

Στα άστρα μεγάλου μεγέθους, η πυρηνική σύντηξη συνεχίζεται μέχρι να σχηματιστεί σίδηρος. Στα άστρα, ο σίδηρος λειτουργεί σαν «σφουγγάρι» ενέργειας: απορροφά την ενέργεια του άστρου. Αυτή η ενέργεια τελικά απελευθερώνεται σε μια μεγάλη έκρηξη που ονομάζεται υπερκαινοφανής (supernova). Το μικρό τμήμα ύλης που απέμενε στο κέντρο του άστρου πριν από τον υπερκαινοφανή θα γίνει είτε αστέρας νετρονίων είτε μαύρη τρύπα. Το ποιο από τα δύο θα γίνει εξαρτάται από το μέγεθος του αρχικού άστρου. Ένα άστρο που είναι 1,5 έως 4 φορές μεγαλύτερο από τον Ήλιο μας θα γίνει αστέρας νετρονίων. Άστρα ακόμη μεγαλύτερα από αυτό θα γίνουν μαύρες τρύπες.

Κβάζαρ (Quasars)

Τα κβάζαρ εκπέμπουν περισσότερη ενέργεια από 100 κανονικούς γαλαξίες μαζί.

Τα κβάζαρ βρίσκονται πιο μακριά από τη Γη από οποιοδήποτε άλλο γνωστό αντικείμενο στο σύμπαν. Επειδή είναι τόσο μακριά, το φως που εκπέμπουν χρειάζεται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει στη Γη. Το φως παραμένει το ίδιο· απλώς χρειάζεται πολύ χρόνο για να φτάσει σε εμάς. Όταν κοιτάμε ένα κβάζαρ, είναι σαν να κοιτάμε πίσω στον χρόνο. Το φως που βλέπουμε σήμερα δείχνει πώς ήταν το κβάζαρ πριν από δισεκατομμύρια χρόνια. Ορισμένοι επιστήμονες πιστεύουν ότι μελετώντας τα κβάζαρ μελετούν την αρχή του σύμπαντος.

Τα κβάζαρ εκπέμπουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Μπορούν να είναι ένα τρισεκατομμύριο φορές πιο φωτεινά από τον Ήλιο! Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα κβάζαρ βρίσκονται σε γαλαξίες που έχουν μαύρες τρύπες στο κέντρο τους. Οι μαύρες τρύπες μπορεί να παρέχουν την ενέργεια στα κβάζαρ. Τα κβάζαρ είναι τόσο φωτεινά που υπερκαλύπτουν το φως όλων των άλλων άστρων στον ίδιο γαλαξία. Η λέξη «κβάζαρ» προέρχεται από το quasi-stellar radio source (σχεδόν αστρική ραδιοπηγή). Τα κβάζαρ εκπέμπουν ραδιοκύματα, ακτίνες Χ, ακτίνες γάμμα, υπεριώδη ακτινοβολία και ορατό φως. Τα περισσότερα είναι μεγαλύτερα από το ηλιακό μας σύστημα.

Μαύρες Τρύπες

Οι περισσότεροι επιστήμονες πιστεύουν ότι υπάρχει μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του δικού μας Γαλαξία.

Οι μαύρες τρύπες ήταν κάποτε τεράστια άστρα που εξάντλησαν όλο το καύσιμό τους. Καθώς «πέθαιναν», κατέρρευσαν προς τα μέσα λόγω της ίδιας τους της βαρύτητας. Η βαρύτητα μιας μαύρης τρύπας είναι τόσο ισχυρή ώστε ούτε καν το φως δεν μπορεί να διαφύγει από αυτήν! Όταν οποιαδήποτε ύλη πέσει μέσα σε μια μαύρη τρύπα, εξαφανίζεται από το ορατό σύμπαν.

Είναι πολύ δύσκολο να δει κανείς μια μαύρη τρύπα. Οποιοδήποτε αντικείμενο πλησιάσει πολύ κοντά σε μια μαύρη τρύπα θα έλκεται προς το εσωτερικό της. Γνωρίζουμε ότι υπάρχουν μόνο από τις επιδράσεις που έχουν σε άλλα αντικείμενα γύρω τους. Οποιοδήποτε αντικείμενο —είτε σκόνη, είτε άστρο, είτε οτιδήποτε άλλο— πλησιάσει πολύ κοντά σε μια μαύρη τρύπα θα έλκεται μέσα σε αυτήν. Καθώς τα αντικείμενα πέφτουν προς τη μαύρη τρύπα, θερμαίνονται και γίνονται πολύ καυτά. Οι επιστήμονες μπορούν να χρησιμοποιήσουν ειδικά όργανα για να ανιχνεύσουν τη θερμότητα που εκπέμπουν αυτά τα αντικείμενα. Έτσι γνωρίζουμε ότι εκεί πρέπει να υπάρχει μια μαύρη τρύπα.

Σκοτεινή Ύλη

Η σκοτεινή ύλη ονομαζόταν παλαιότερα «ελλείπουσα ύλη», επειδή οι επιστήμονες που παρατηρούσαν τον ουρανό δεν μπορούσαν να τη βρουν.

Ύλη είναι οτιδήποτε καταλαμβάνει χώρο και έχει μάζα. Είμαστε εξοικειωμένοι με την ύλη που θα ονομάσουμε ορατή ύλη. Η ορατή ύλη μπορεί να φανεί επειδή εκπέμπει φως ή αντανακλά φως από άλλο αντικείμενο. Η σκοτεινή ύλη δεν μπορεί να φανεί. Δεν εκπέμπει φως ούτε το αντανακλά.

Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι πάνω από το ενενήντα τοις εκατό της ύλης στο σύμπαν είναι σκοτεινή ύλη. Πιστεύουν επίσης ότι μελετώντας τη σκοτεινή ύλη θα αποκτήσουν νέες πληροφορίες για το σύμπαν, όπως το μέγεθος, το σχήμα και το μέλλον του. Ελπίζουν επίσης να μάθουν πώς σχηματίστηκαν οι γαλαξίες.

Οι επιστήμονες δεν μπορούν να δουν τη σκοτεινή ύλη, γι’ αυτό έχουν έναν ειδικό τρόπο να τη μελετούν: εξετάζουν πώς επηρεάζει την ορατή ύλη. Χρησιμοποιούν υπολογιστές και δορυφόρους για να τη μελετήσουν. Το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble έχει τραβήξει εικόνες που βοήθησαν τους επιστήμονες να ανακαλύψουν πού μπορεί να βρίσκεται η σκοτεινή ύλη.

Κοσμολογία

Ουάου! Το σύμπαν μεγαλώνει κάθε μέρα!

Η κοσμολογία είναι ένας κλάδος της επιστήμης που μελετά την εξέλιξη του σύμπαντός μας. Ένας επιστήμονας που ασχολείται με την κοσμολογία ονομάζεται κοσμολόγος. Οι κοσμολόγοι θέλουν να μάθουν πώς ήταν το σύμπαν πριν από δισεκατομμύρια χρόνια, να κατανοήσουν πώς είναι σήμερα και να ανακαλύψουν πώς θα είναι στο μέλλον.

Για να κατανοήσουν το σύμπαν, οι κοσμολόγοι έπρεπε πρώτα να γνωρίσουν τη θέση μας μέσα σε αυτό. Πριν από περίπου 400 χρόνια, οι περισσότεροι άνθρωποι πίστευαν ότι η Γη βρισκόταν στο κέντρο του σύμπαντος. Πίστευαν ότι η Σελήνη, ο Ήλιος και οι άλλοι πλανήτες κινούνταν γύρω από τη Γη. Ο Νικόλαος Κοπέρνικος, ο Γαλιλαίος Γαλιλέι και ο Ισαάκ Νεύτων βοήθησαν να μάθουμε την αλήθεια. Σήμερα γνωρίζουμε ότι η Σελήνη κινείται γύρω από τη Γη και ότι η Γη και οι άλλοι πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος κινούνται γύρω από τον Ήλιο.

Πριν από περίπου 100 χρόνια, ο αστρονόμος Έντουιν Χαμπλ έκανε παρατηρήσεις που έδειξαν ότι το σύμπαν γίνεται ολοένα και μεγαλύτερο. Αυτό οδήγησε τους περισσότερους κοσμολόγους να αποδεχθούν μια θεωρία που ονομάζεται Μεγάλη Έκρηξη. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, το σύμπαν άρχισε με μια τεράστια έκρηξη πριν από δέκα έως είκοσι δισεκατομμύρια χρόνια. Οι κοσμολόγοι πιστεύουν ότι πριν από τη Μεγάλη Έκρηξη το σύμπαν δεν υπήρχε. Μερικοί πιστεύουν ότι θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα, ενώ άλλοι ότι κάποτε θα αρχίσει να συρρικνώνεται μέχρι να πάψει να υπάρχει. Κανείς δεν γνωρίζει ακόμη ποια άποψη είναι σωστή.

Οι κοσμολόγοι χρησιμοποιούν δεδομένα από τηλεσκόπια και δορυφόρους αστρονομίας για να κατανοήσουν το σύμπαν. Χρησιμοποιούν επίσης υπολογιστές για να προσομοιώνουν τις ιδέες τους. Κάθε νέα ανακάλυψη τους βοηθά να κατανοήσουν καλύτερα το παρελθόν, το παρόν και το μέλλον του σύμπαντός μας.

Το Σύμπαν

StarChild: The Universe

Το σύμπαν είναι μια απέραντη έκταση χώρου που περιέχει όλη την ύλη και την ενέργεια που υπάρχουν. Το σύμπαν περιέχει όλους τους γαλαξίες, τα άστρα και τους πλανήτες. Το ακριβές μέγεθος του σύμπαντος είναι άγνωστο. Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι το σύμπαν εξακολουθεί να διαστέλλεται προς τα έξω. Πιστεύουν ότι αυτή η προς τα έξω διαστολή είναι το αποτέλεσμα μιας βίαιης, ισχυρής έκρηξης που συνέβη πριν από περίπου 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτή η έκρηξη είναι γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη. Παρατηρώντας το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα ενός αντικειμένου, οι επιστήμονες μπορούν να προσδιορίσουν αν ένα αντικείμενο απομακρύνεται από τη Γη ή κινείται προς αυτήν. Όταν μακρινά αντικείμενα, όπως τα κβάζαρ, παρατηρούνται από τη Γη, το φάσμα τους μετατοπίζεται προς το ερυθρό. Κάθε φορά που υπάρχει μετατόπιση σε ένα φάσμα, αυτό ονομάζεται μετατόπιση Doppler. Αν η μετατόπιση είναι προς το ερυθρό, το φως που εκπέμπεται από το αντικείμενο βρίσκεται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος. Όταν ένα αντικείμενο απομακρύνεται από τη Γη, το φως που εκπέμπει παρατηρείται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος. Όταν ένα αντικείμενο κινείται προς τη Γη, το φως που εκπέμπει παρατηρείται σε μικρότερα μήκη κύματος. Αυτό προκαλεί μετατόπιση του φάσματος του αντικειμένου προς το ιώδες. Το μέγεθος της μετατόπισης στο φάσμα ενός αντικειμένου καθορίζεται από το πόσο γρήγορα κινείται το αντικείμενο. Όλοι οι μακρινοί γαλαξίες παρουσιάζουν μεγάλες ερυθρές μετατοπίσεις. Με βάση αυτά τα δεδομένα, οι επιστήμονες πιστεύουν ότι το σύμπαν εξακολουθεί να διαστέλλεται προς τα έξω.

Ο Γαλαξίας Milky Way

Μάντεψε! Μόνο τρεις γαλαξίες έξω από τον Γαλαξία Milky Way μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι από τη Γη. Οι άνθρωποι στο Βόρειο Ημισφαίριο μπορούν να δουν το Νεφέλωμα της Ανδρομέδας, ενώ οι άνθρωποι στο Νότιο Ημισφαίριο μπορούν να δουν τα Μεγάλο και Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου.

Ο Ήλιος μας είναι ένα άστρο στον Γαλαξία. Αν μπορούσατε να δείτε τον Γαλαξία από ψηλά, θα έμοιαζε με έναν μεγάλο ανεμόμυλο που περιστρέφεται στο διάστημα. Ο γαλαξίας μας είναι σπειροειδής και σχηματίστηκε περίπου πριν από 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Στον Γαλαξία περιλαμβάνονται άστρα, νέφη σκόνης και αερίου που ονομάζονται νεφελώματα, πλανήτες και αστεροειδείς. Τα άστρα, η σκόνη και το αέριο απλώνονται από το κέντρο του Γαλαξία σε μακριούς σπειροειδείς βραχίονες. Ο Γαλαξίας έχει διάμετρο περίπου 100.000 έτη φωτός. Το ηλιακό μας σύστημα απέχει 26.000 έτη φωτός από το κέντρο του Γαλαξία. Όλα τα αντικείμενα στον Γαλαξία περιφέρονται γύρω από το κέντρο του. Χρειάζονται 250 εκατομμύρια χρόνια για να ολοκληρώσει ο Ήλιος μας μία πλήρη περιφορά γύρω από το κέντρο του Γαλαξία. Τα άστρα που βλέπουμε κάθε νύχτα πάνω από το κεφάλι μας είναι επίσης μέλη της οικογένειας του Γαλαξία.

Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι οι αστρονόμοι γράφουν το «Γ» κεφαλαίο στη λέξη «Γαλαξίας» όταν αναφέρονται στον δικό μας!

Γαλαξίες

Ουάου! Ένα έτος φωτός είναι 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα και είναι η απόσταση που διανύει το φως σε ένα έτος. Οι γαλαξίες έχουν διάμετρο που κυμαίνεται από μερικές χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο έτη φωτός.

Ένας γαλαξίας είναι ένα σμήνος άστρων, σκόνης και αερίου που συγκρατείται από τη βαρύτητα. Οι γαλαξίες είναι διασκορπισμένοι σε όλο το σύμπαν και διαφέρουν πολύ σε μέγεθος. Ένας γαλαξίας μπορεί να είναι μόνος ή να ανήκει σε μια μεγάλη ομάδα γαλαξιών που ονομάζεται «υπερσμήνος». Οι γαλαξίες ταξινομούνται από τους επιστήμονες ανάλογα με το σχήμα και την εμφάνισή τους. Ένας ακανόνιστος γαλαξίας έχει ακαθόριστο σχήμα και είναι γεμάτος νεαρά άστρα, σκόνη και αέριο. Ένας σπειροειδής γαλαξίας έχει σχήμα δίσκου. Ο δίσκος μοιάζει με ανεμόμυλο με βραχίονες που εκτείνονται σπειροειδώς καθώς περιστρέφεται. Οι σπειροειδείς γαλαξίες τείνουν να περιέχουν περισσότερα μεσήλικα άστρα μαζί με νέφη αερίου και σκόνης. Η επόμενη κατηγορία είναι οι ελλειπτικοί γαλαξίες. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες περιέχουν παλαιότερα άστρα και πολύ λίγο αέριο και σκόνη. Διαφέρουν στο σχήμα από σχεδόν σφαιρικούς έως πεπλατυσμένους, επιμήκεις σχηματισμούς.

Μελετώντας τη μετατόπιση Doppler διαφορετικών γαλαξιών, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται μεταξύ τους. Οι γαλαξίες που βρίσκονται πιο μακριά από τη Γη φαίνεται να κινούνται ταχύτερα (σε σχέση με τη Γη) από οποιουσδήποτε άλλους.

Ένας γαλαξίας εκρηκτικής γένεσης άστρων (starburst) έχει εξαιρετικά υψηλό ρυθμό δημιουργίας άστρων. Η υψηλή ανάλυση του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble έχει επιτρέψει στους αστρονόμους να δουν πυκνά σμήνη άστρων, λωρίδες σκόνης με μικρές περιοχές πυκνού αερίου και νηματοειδείς δομές λαμπερού αερίου στον πυρήνα ενός τέτοιου γαλαξία.

Κβάζαρ

Ουάου! Τα κβάζαρ εκπέμπουν περισσότερη ενέργεια από 100 κανονικούς γαλαξίες μαζί.

Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα κβάζαρ είναι τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα που έχουν ανιχνευθεί μέχρι σήμερα στο σύμπαν. Τα κβάζαρ εκπέμπουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας — μπορούν να είναι ένα τρισεκατομμύριο φορές πιο φωτεινά από τον Ήλιο! Πιστεύεται ότι παράγουν την ενέργειά τους από τεράστιες μαύρες τρύπες στο κέντρο των γαλαξιών όπου βρίσκονται. Επειδή είναι τόσο φωτεινά, καλύπτουν το φως όλων των άλλων άστρων στον ίδιο γαλαξία.

Παρά τη λαμπρότητά τους, λόγω της μεγάλης απόστασής τους από τη Γη, κανένα κβάζαρ δεν μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι. Η ενέργεια από τα κβάζαρ χρειάζεται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει στην ατμόσφαιρα της Γης. Για αυτόν τον λόγο, η μελέτη των κβάζαρ μπορεί να προσφέρει στους αστρονόμους πληροφορίες για τα πρώτα στάδια του σύμπαντος.

Η λέξη «κβάζαρ» προέρχεται από το «quasi-stellar radio source» (σχεδόν αστρική ραδιοπηγή). Το όνομα αυτό δόθηκε τη δεκαετία του 1960, όταν τα κβάζαρ ανιχνεύθηκαν για πρώτη φορά. Το όνομα διατηρείται μέχρι σήμερα, παρόλο που οι αστρονόμοι γνωρίζουν πλέον ότι τα περισσότερα κβάζαρ είναι ασθενείς πομποί ραδιοκυμάτων. Εκτός από ραδιοκύματα και ορατό φως, τα κβάζαρ εκπέμπουν επίσης υπεριώδη ακτινοβολία, υπέρυθρα κύματα, ακτίνες Χ και ακτίνες γάμμα. Τα περισσότερα κβάζαρ είναι μεγαλύτερα από το ηλιακό μας σύστημα. Ένα κβάζαρ έχει περίπου πλάτος 1 κιλοπαρσέκ.

Άστρα

Ουάου! Τα άστρα εξελίσσονται, ή αλλάζουν, με την πάροδο του χρόνου. Μπορεί να χρειαστούν εκατομμύρια ή ακόμη και δισεκατομμύρια χρόνια για να ολοκληρώσει ένα άστρο τον κύκλο ζωής του.

Ένα άστρο είναι μια λαμπρά φωτεινή σφαίρα θερμού αερίου, της οποίας η ενέργεια παράγεται από μια εσωτερική διαδικασία πυρηνικής σύντηξης. Τα άστρα βρίσκονται μέσα σε γαλαξίες. Ένας γαλαξίας περιέχει όχι μόνο άστρα, αλλά και νέφη αερίου και σκόνης. Αυτά τα νέφη ονομάζονται νεφελώματα, και μέσα σε ένα νεφέλωμα γεννιούνται τα άστρα. Στο νεφέλωμα υπάρχει αέριο υδρογόνου, το οποίο έλκεται από τη βαρύτητα και αρχίζει να περιστρέφεται όλο και πιο γρήγορα. Κατά τη διάρκεια εκατομμυρίων ετών, όλο και περισσότερο υδρογόνο έλκεται μέσα στο περιστρεφόμενο νέφος. Οι συγκρούσεις μεταξύ των ατόμων υδρογόνου αρχίζουν να θερμαίνουν το αέριο στο νέφος. Όταν η θερμοκρασία φτάσει τους 15.000.000 βαθμούς Κελσίου, λαμβάνει χώρα πυρηνική σύντηξη στο κέντρο, ή πυρήνα, του νέφους. Η τεράστια θερμότητα που εκλύεται από τη διαδικασία της πυρηνικής σύντηξης κάνει το αέριο να λάμπει, δημιουργώντας ένα πρωτοάστρο. Αυτό είναι το πρώτο στάδιο στην εξέλιξη ενός άστρου. Το λαμπερό πρωτοάστρο συνεχίζει να συσσωρεύει μάζα. Η ποσότητα μάζας που μπορεί να αποκτήσει καθορίζεται από την ποσότητα της ύλης που είναι διαθέσιμη στο νεφέλωμα. Όταν η μάζα του σταθεροποιηθεί, το άστρο ονομάζεται άστρο κύριας ακολουθίας. Το νέο άστρο θα συνεχίσει να λάμπει για εκατομμύρια ή και δισεκατομμύρια χρόνια. Καθώς λάμπει, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο στον πυρήνα μέσω πυρηνικής σύντηξης. Ο πυρήνας αρχίζει να γίνεται ασταθής και να συστέλλεται. Το εξωτερικό περίβλημα του άστρου, που αποτελείται ακόμη κυρίως από υδρογόνο, αρχίζει να διαστέλλεται. Καθώς διαστέλλεται, ψύχεται και αρχίζει να λάμπει κόκκινο. Το άστρο έχει πλέον φτάσει στη φάση του ερυθρού γίγαντα. Είναι ερυθρό επειδή είναι ψυχρότερο από τη φάση του πρωτοάστρου και είναι γίγαντας επειδή το εξωτερικό του περίβλημα έχει διασταλεί προς τα έξω. Όλα τα άστρα εξελίσσονται με τον ίδιο τρόπο μέχρι τη φάση του ερυθρού γίγαντα. Η ποσότητα μάζας που έχει ένα άστρο καθορίζει ποια από τις ακόλουθες πορείες κύκλου ζωής θα ακολουθήσει.

Οι Πλειάδες (M45) Το Πλανητικό Νεφέλωμα του Ματιού της Γάτας

ΜΕΣΑΙΑ ΑΣΤΡΑ

Ως ερυθρός γίγαντας, το υδρογόνο στο εξωτερικό περίβλημα συνεχίζει να καίγεται, ενώ η θερμοκρασία στον πυρήνα συνεχίζει να αυξάνεται. Στους 200.000.000 βαθμούς Κελσίου, τα άτομα ηλίου συντήκονται σχηματίζοντας άτομα άνθρακα στον πυρήνα. Το τελευταίο από το υδρογόνο στο εξωτερικό περίβλημα εκτινάσσεται, σχηματίζοντας έναν δακτύλιο γύρω από τον πυρήνα. Αυτός ο δακτύλιος ονομάζεται πλανητικό νεφέλωμα. Όταν το τελευταίο από τα άτομα ηλίου στον πυρήνα συντηχθεί σε άτομα άνθρακα, το άστρο μεσαίου μεγέθους αρχίζει να πεθαίνει. Η βαρύτητα προκαλεί την κατάρρευση και συμπύκνωση της υπόλοιπης ύλης του άστρου προς τα μέσα. Αυτό είναι το στάδιο του λευκού νάνου, το οποίο είναι εξαιρετικά πυκνό. Οι λευκοί νάνοι λάμπουν με ένα λευκό, καυτό φως, αλλά όταν εξαντληθεί όλη η ενέργειά τους, πεθαίνουν. Το άστρο έχει πλέον φτάσει στη φάση του μαύρου νάνου.

ΜΕΓΑΛΑ ΑΣΤΡΑ

Όταν τα μεγάλα άστρα φτάσουν στη φάση του ερυθρού γίγαντα, η θερμοκρασία του πυρήνα συνεχίζει να αυξάνεται καθώς σχηματίζονται άτομα άνθρακα από τη σύντηξη των ατόμων ηλίου. Η βαρύτητα συνεχίζει να συμπιέζει τα άτομα άνθρακα στον πυρήνα μέχρι η θερμοκρασία να φτάσει τους 600.000.000 βαθμούς Κελσίου. Σε αυτή τη θερμοκρασία, τα άτομα άνθρακα σχηματίζουν βαριά στοιχεία, όπως οξυγόνο και άζωτο. Η σύντηξη και η παραγωγή βαρέων στοιχείων συνεχίζεται μέχρι να αρχίσει να σχηματίζεται σίδηρος. Σε αυτό το σημείο, η σύντηξη σταματά και τα άτομα σιδήρου αρχίζουν να απορροφούν ενέργεια. Αυτή η ενέργεια τελικά απελευθερώνεται σε μια ισχυρή έκρηξη που ονομάζεται υπερκαινοφανής (supernova). Μια υπερκαινοφανής μπορεί να φωτίσει τον ουρανό για εβδομάδες. Η θερμοκρασία σε μια υπερκαινοφανή μπορεί να φτάσει το 1.000.000.000 βαθμούς Κελσίου. Αυτή η υψηλή θερμοκρασία μπορεί να οδηγήσει στη δημιουργία νέων στοιχείων, τα οποία μπορεί να εμφανιστούν στο νέο νεφέλωμα που προκύπτει μετά την έκρηξη. Ο πυρήνας ενός μεγάλου άστρου που έχει 1,5 έως 4 φορές τη μάζα του Ήλιου μας καταλήγει ως αστέρας νετρονίων μετά την υπερκαινοφανή. Οι αστέρες νετρονίων περιστρέφονται γρήγορα, εκπέμποντας ραδιοκύματα. Αν τα ραδιοκύματα φαίνεται να εκπέμπονται σε παλμούς (λόγω της περιστροφής του άστρου), τότε αυτοί οι αστέρες νετρονίων ονομάζονται πάλσαρ. Ο πυρήνας ενός μεγάλου άστρου που έχει 10 ή περισσότερες φορές τη μάζα του Ήλιου μας παραμένει πολύ μεγάλος μετά την υπερκαινοφανή. Δεν πραγματοποιείται πυρηνική σύντηξη για να στηρίξει τον πυρήνα, οπότε καταπίνεται από τη δική του βαρύτητα. Έχει πλέον μετατραπεί σε μαύρη τρύπα, η οποία καταπίνει εύκολα οποιαδήποτε ύλη και ενέργεια πλησιάσει πολύ κοντά της. Ορισμένες μαύρες τρύπες έχουν σύνοδα άστρα, από τα οποία αποσπούν αέρια. Καθώς τα αέρια αυτά έλκονται προς τη μαύρη τρύπα, θερμαίνονται και εκπέμπουν ενέργεια με τη μορφή ακτίνων Χ. Οι μαύρες τρύπες ανιχνεύονται από τις ακτίνες Χ που εκπέμπονται καθώς η ύλη πέφτει μέσα σε αυτές.

Μαύρες Τρύπες

Μάντεψε! Μερικοί επιστήμονες πιστεύουν ότι υπάρχει μια μαύρη τρύπα εδώ, στον δικό μας Γαλαξία.

Οι μαύρες τρύπες είναι εξαιρετικά συμπαγή αντικείμενα του διαστήματος, τα οποία κάποτε ήταν μεγάλα άστρα που κατέρρευσαν προς τα μέσα λόγω της δύναμης της ίδιας τους της βαρύτητας. Κατά συνέπεια, οι μαύρες τρύπες είναι πολύ πυκνές. Αν δεν υπήρχε η επίδραση που ασκούν οι μαύρες τρύπες στα γύρω αντικείμενα, δεν θα μπορούσαμε να τις ανιχνεύσουμε. Μια μαύρη τρύπα έχει ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο που παγιδεύει οτιδήποτε πλησιάσει κοντά της. Οι επιστήμονες θεωρούν πλέον ότι ορισμένοι γαλαξίες έχουν τεράστιες μαύρες τρύπες στα κέντρα τους, οι οποίες απελευθερώνουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας που τροφοδοτούν τα εντυπωσιακά ενεργειακά φαινόμενα που συμβαίνουν μέσα στον γαλαξία. Το «καύσιμο» για τη μαύρη τρύπα, πιστεύουν οι επιστήμονες, μπορεί να είναι το παγιδευμένο αέριο, τα άστρα και η σκόνη που έλκονται μέσα σε αυτήν. Το αέριο που έλκεται σε μια μαύρη τρύπα στροβιλίζεται προς τα μέσα, όπως σε μια δίνη. Χρησιμοποιώντας ένα φασματοσκόπιο, το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble έχει τη δυνατότητα να μετρά την ταχύτητα αυτού του αερίου καθώς περιστρέφεται γύρω από την είσοδο της τρύπας. Η ταχύτητα με την οποία περιστρέφεται το αέριο θεωρείται το «χαρακτηριστικό ίχνος» της μαύρης τρύπας. Γνωρίζοντας την ταχύτητα του αερίου, μπορεί να υπολογιστεί η μάζα της μαύρης τρύπας. Μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του γαλαξία M87 στον αστερισμό της Παρθένου, που βρίσκεται 50 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά, έχει υπολογιστεί ότι έχει μάζα ίση με εκείνη 3 δισεκατομμυρίων Ήλιων! Ένας ακόμη πιο αποτελεσματικός τρόπος μελέτης των μαύρων τρυπών είναι μέσω παρατηρήσεων ακτίνων Χ. Οι ακτίνες Χ έχουν τη δυνατότητα να διαπερνούν το αέριο και τη σκόνη πολύ καλύτερα από το οπτικό φως. Με τα δεδομένα που λαμβάνονται από παρατηρήσεις ακτίνων Χ και από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble, οι επιστήμονες πιστεύουν πλέον ότι η παρουσία των μαύρων τρυπών εξηγεί πολλά από τα ισχυρά κοσμολογικά φαινόμενα που συμβαίνουν στο σύμπαν.

Σκοτεινή Ύλη

Δεν μπορώ να το πιστέψω!

Η σκοτεινή ύλη αρχικά ονομαζόταν «ελλείπουσα ύλη», επειδή οι αστρονόμοι δεν μπορούσαν να τη βρουν παρατηρώντας το σύμπαν σε κανένα τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Δεν υπάρχει σήμερα πρόβλημα μεγαλύτερης σημασίας για την κοσμολογία από αυτό της σκοτεινής ύλης. Η σκοτεινή ύλη αποτελείται από σωματίδια που δεν απορροφούν, δεν ανακλούν και δεν εκπέμπουν φως, επομένως δεν μπορούν να ανιχνευθούν μέσω παρατήρησης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Η σκοτεινή ύλη είναι υλικό που δεν μπορεί να παρατηρηθεί άμεσα. Γνωρίζουμε ότι υπάρχει λόγω της επίδρασης που ασκεί σε αντικείμενα που μπορούμε να παρατηρήσουμε άμεσα.

Οι επιστήμονες μελετούν τη σκοτεινή ύλη εξετάζοντας τις επιδράσεις που έχει σε ορατά αντικείμενα. Πιστεύουν ότι η σκοτεινή ύλη μπορεί να εξηγεί τις ανεξήγητες κινήσεις των άστρων μέσα στους γαλαξίες. Οι υπολογιστές παίζουν σημαντικό ρόλο στην αναζήτηση δεδομένων για τη σκοτεινή ύλη, καθώς επιτρέπουν στους επιστήμονες να δημιουργούν μοντέλα που προβλέπουν τη συμπεριφορά των γαλαξιών. Χρησιμοποιούνται επίσης δορυφόροι για τη συλλογή δεδομένων. Το 1997, μια εικόνα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble αποκάλυψε ότι το φως από ένα μακρινό σμήνος γαλαξιών καμπυλωνόταν από ένα άλλο σμήνος στο προσκήνιο της εικόνας. Με βάση τον τρόπο που καμπυλωνόταν το φως, οι επιστήμονες εκτίμησαν ότι η μάζα του σμήνους στο προσκήνιο ήταν 250 φορές μεγαλύτερη από την ορατή ύλη του. Πιστεύουν ότι η σκοτεινή ύλη στο σμήνος εξηγεί αυτή την ανεξήγητη μάζα.

Εικόνα HST ενός βαρυτικού φακού που δημιουργείται από σμήνος γαλαξιών Βαρυτικός φακός που δημιουργήθηκε από σμήνος γαλαξιών αποκαλύπτει την παρουσία σκοτεινής ύλης

Οι επιστήμονες έχουν διατυπώσει πολλές θεωρίες για το τι ακριβώς μπορεί να είναι η σκοτεινή ύλη. Μερικοί πιστεύουν ότι μπορεί να αποτελείται από συνηθισμένα αντικείμενα, όπως ψυχρά αέρια, σκοτεινούς γαλαξίες ή συμπαγή αντικείμενα μεγάλης μάζας στην άλω (γνωστά ως MACHOs, που περιλαμβάνουν μαύρες τρύπες και καφέ νάνους). Άλλοι πιστεύουν ότι μπορεί να αποτελείται από παράξενα σωματίδια που δημιουργήθηκαν στο πολύ πρώιμο σύμπαν, όπως αξιόνια, ασθενώς αλληλεπιδρώντα βαριά σωματίδια (WIMPs) ή νετρίνα.

Η κατανόηση της σκοτεινής ύλης είναι σημαντική για την κατανόηση του μεγέθους, του σχήματος και του μέλλοντος του σύμπαντος. Η ποσότητα της σκοτεινής ύλης στο σύμπαν θα καθορίσει αν το σύμπαν είναι ανοικτό (συνεχίζει να διαστέλλεται), κλειστό (διαστέλλεται μέχρι ένα σημείο και έπειτα καταρρέει) ή επίπεδο (διαστέλλεται και στη συνέχεια σταματά όταν φτάσει σε ισορροπία). Η κατανόηση της σκοτεινής ύλης θα βοηθήσει επίσης στην οριστική εξήγηση του σχηματισμού και της εξέλιξης των γαλαξιών και των σμηνών. Καθώς ένας γαλαξίας περιστρέφεται, θα έπρεπε να διαλύεται. Αυτό δεν συμβαίνει, άρα κάτι τον συγκρατεί ενωμένο. Αυτό το «κάτι» είναι η βαρύτητα· ωστόσο, η ποσότητα βαρύτητας που απαιτείται είναι τεράστια και δεν θα μπορούσε να παραχθεί μόνο από την ορατή ύλη του γαλαξία.

Σκοτεινή Ενέργεια

Φαντάσου το!

Η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί ακόμη μεγαλύτερη πρόκληση για τους επιστήμονες από ό,τι η σκοτεινή ύλη. Η σκοτεινή ύλη αποτελεί περίπου το 23% του σύμπαντός μας σήμερα, ενώ η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί το 72%!

Το 1998, παρατηρώντας εκρήξεις μακρινών υπερκαινοφανών, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι το σύμπαν διαστέλλεται με ολοένα και ταχύτερο ρυθμό. Αυτό ήταν πολύ εκπληκτικό! Πριν από αυτό, πιστευόταν ότι το σύμπαν είτε θα διαστελλόταν με σταθερό ρυθμό είτε θα διαστελλόταν όλο και πιο αργά (λόγω της βαρύτητας).

Τι προκαλεί λοιπόν αυτή την αλλαγή στον ρυθμό διαστολής; Η απάντηση φαίνεται να είναι αυτό που οι επιστήμονες ονόμασαν σκοτεινή ενέργεια. Προς το παρόν, η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί πλήρες μυστήριο. Στην πραγματικότητα, έτσι πήρε και το όνομά της — ο όρος «σκοτεινή ενέργεια» αναφέρεται στο γεγονός ότι κάποιο «κάτι» πρέπει να γεμίζει τις απέραντες εκτάσεις του σύμπαντος ώστε να μπορεί να προκαλεί την επιταχυνόμενη διαστολή του χώρου. Το τι ακριβώς είναι αυτό το «κάτι» παραμένει εντελώς άγνωστο σε εμάς.

Έχουν διατυπωθεί διάφορες ιδέες για την εξήγηση της σκοτεινής ενέργειας. Μία ιδέα σχετίζεται με το έργο του Άλμπερτ Αϊνστάιν, ο οποίος θεωρούσε ότι ο ίδιος ο χώρος μπορεί να περιέχει ενέργεια. Μια άλλη ιδέα ορίζει μια νέα, πέμπτη κατάσταση της ύλης που ονομάζεται πεμπτουσία (σε αντιστοιχία με τις τέσσερις γνωστές καταστάσεις: στερεό, υγρό, αέριο και πλάσμα). Καμία από αυτές τις ιδέες δεν έχει αποδειχθεί ιδιαίτερα ικανοποιητική για να εξηγήσει όσα παρατηρούν οι αστρονόμοι στο σύμπαν. Φαίνεται λοιπόν ότι η λύση αυτού του σημαντικού προβλήματος ανήκει στους μελλοντικούς φυσικούς (ίσως και σε εσένα).

Κοσμολογία

Ουάου! Οι πρόσφατες παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι το σύμπαν είναι περίπου 13,7 δισεκατομμυρίων ετών!

Όπως και οι πρώτοι αστρονόμοι από όλο τον κόσμο, οι αρχαίοι Έλληνες προσπαθούσαν να κατανοήσουν το σύμπαν. Ο Θαλής, που συχνά αποκαλείται πατέρας της ελληνικής επιστήμης και των μαθηματικών, έθεσε ερωτήματα για το σύμπαν που δεν βασίζονταν στις ενέργειες θεών ή δαιμόνων. Λέγεται ότι ο Θαλής δημιούργησε τη γέφυρα ανάμεσα στον κόσμο του μύθου και στον κόσμο του λόγου. Χρησιμοποίησε αστρονομικά αρχεία των Βαβυλωνίων και των Αιγυπτίων για να προβλέψει με ακρίβεια μια ηλιακή έκλειψη τον 6ο αιώνα π.Χ. Ο Θαλής πίστευε ότι η Γη ήταν επίπεδη και επέπλεε στο νερό σαν κορμός.

Ο Αριστοτέλης, που έζησε από το 384 έως το 322 π.Χ., πίστευε ότι η Γη είναι σφαιρική. Θεωρούσε ότι η Γη ήταν το κέντρο του σύμπαντος και ότι ο Ήλιος, η Σελήνη, οι πλανήτες και όλα τα σταθερά άστρα περιστρέφονταν γύρω της. Οι ιδέες του Αριστοτέλη έγιναν ευρέως αποδεκτές από τους Έλληνες της εποχής του. Εξαίρεση αποτέλεσε, έναν αιώνα αργότερα, ο Αρίσταρχος, ένας από τους πρώτους υποστηρικτές του ηλιοκεντρικού μοντέλου. Τον 2ο αιώνα π.Χ., ο Ίππαρχος, ο σημαντικότερος Έλληνας αστρονόμος της εποχής του, υπολόγισε τη συγκριτική φωτεινότητα έως και 1.000 διαφορετικών άστρων. Υπολόγισε επίσης την απόσταση της Σελήνης από τη Γη.

Ο πρώτος αστρονόμος που δημιούργησε πραγματικά επιστημονικούς χάρτες του ουρανού, ο Κλαύδιος Πτολεμαίος (γνωστός ως Πτολεμαίος της Αλεξάνδρειας), εμφανίστηκε περίπου 300 χρόνια αργότερα. Όπως οι περισσότεροι αστρονόμοι πριν από αυτόν, πίστευε ότι ο Ήλιος, η Σελήνη και οι άλλοι πλανήτες περιστρέφονται γύρω από τη Γη. Θεωρούσε ότι κάθε ουράνιο σώμα κινούνταν σε έναν μικρό κύκλο (επίκυκλο), ο οποίος με τη σειρά του περιφερόταν γύρω από τη Γη. Αυτό εξηγούσε γιατί οι πλανήτες φαίνονταν μερικές φορές να κινούνται προς τα πίσω στον ουρανό. Η γεωκεντρική αντίληψη του σύμπαντος έγινε ευρέως αποδεκτή για περίπου 1500 χρόνια. Δεν αμφισβητήθηκε σοβαρά μέχρι το 1543, όταν ο Πολωνός μοναχός Νικόλαος Κοπέρνικος πρότεινε ότι ο Ήλιος βρίσκεται στο κέντρο του σύμπαντος. Επειδή η Εκκλησία δίδασκε ότι η Γη ήταν το κέντρο, η θεωρία του Κοπέρνικου θεωρήθηκε αιρετική. Ίσως γι’ αυτό δεν ήθελε να δημοσιευθεί πριν από τον θάνατό του. Το έργο του, Περί των Περιστροφών των Ουρανίων Σφαιρών, αντιμετώπισε έντονη αντίδραση από την Εκκλησία. Τα δύο γεγονότα που συνέβαλαν περισσότερο στην τελική αποδοχή των απόψεων του Κοπέρνικου ήταν οι ακριβείς παρατηρήσεις του Τύχο Μπράχε και η χρήση του τηλεσκοπίου από τον Γαλιλαίο.

Ένα βράδυ το 1572, ο Δανός αστρονόμος Τύχο Μπράχε είδε αυτό που θεώρησε ένα λαμπρό νέο άστρο στον αστερισμό της Κασσιόπης (σήμερα γνωρίζουμε ότι ήταν υπερκαινοφανής). Το 1604 παρατηρήθηκε μια δεύτερη υπερκαινοφανής. Αυτές οι ανακαλύψεις οδήγησαν τους επιστήμονες να αμφισβητήσουν σοβαρά τη θεωρία του Πτολεμαίου ότι όλα τα άστρα βρίσκονταν σε μια εξωτερική σφαίρα του σύμπαντος που δεν άλλαζε ποτέ.

Το 1609, ο Ιταλός επιστήμονας Γαλιλαίος Γαλιλέι άκουσε για την εφεύρεση ενός τηλεσκοπίου. Κατασκεύασε ένα για τον εαυτό του και το έστρεψε προς τον ουρανό. Μία από τις πρώτες του ανακαλύψεις ήταν τέσσερις δορυφόροι που περιστρέφονταν γύρω από τον πλανήτη Δία. Το τηλεσκόπιο του Γαλιλαίου αποκάλυψε μια μικρογραφία του ηλιακού συστήματος του Κοπέρνικου, με τους δορυφόρους να κινούνται γύρω από τον πλανήτη σε απλές, κυκλικές τροχιές. Οι ανακαλύψεις του Γαλιλαίου άλλαξαν για πάντα την εικόνα της αστρονομίας.

Οι απαρχές της σύγχρονης επιστήμης μπορούν να αποδοθούν στον Γαλιλαίο και στον Βρετανό ιδιοφυή Ισαάκ Νεύτωνα. Ο Νεύτων γεννήθηκε το ίδιο έτος που πέθανε ο Γαλιλαίος. Ο Ισαάκ Νεύτων πήρε γνωστά γεγονότα και χρησιμοποίησε τα μαθηματικά για να τα εξηγήσει. Ανέπτυξε μαθηματικούς νόμους που εξηγούσαν την κίνηση των αντικειμένων τόσο στη Γη όσο και στο διάστημα. Εξήγησε την κίνηση των πλανητών ως αποτέλεσμα της κίνησης σε ευθεία γραμμή σε συνδυασμό με τη βαρυτική έλξη του Ήλιου. Οι νόμοι του βασίζονται στην ιδέα ότι τίποτα δεν βρίσκεται φυσικά σε κατάσταση ηρεμίας. Υποστήριξε ότι όλα τα ουράνια σώματα βρίσκονται σε συνεχή κίνηση, χωρίς όρια στον χώρο και στον χρόνο.

Το 1917, ο Άλμπερτ Αϊνστάιν πρότεινε μια περιγραφή του σύμπαντος βασισμένη στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας. Η θεωρία του ενέπνευσε πολλούς άλλους επιστήμονες, όπως τον Willem de Sitter στην Ολλανδία και τον Alexandr Friedmann στη Ρωσία. Στην πραγματικότητα, μεγάλο μέρος της σημερινής κοσμολογίας βασίζεται στις λύσεις του Φρίντμαν των μαθηματικών εξισώσεων της θεωρίας του Αϊνστάιν. Ο Φρίντμαν ανέπτυξε μοντέλα που βοήθησαν στην εξήγηση της εξέλιξης του σύμπαντος.

Μια σημαντική πρόοδος στην κατανόησή μας για το σύμπαν σημειώθηκε τη δεκαετία του 1920 χάρη στον Αμερικανό αστρονόμο Έντουιν Χαμπλ. Για αιώνες, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι ο Γαλαξίας αποτελούσε ολόκληρο το σύμπαν. Ο Χαμπλ ήταν από τους πρώτους που έδειξαν ότι οι ασαφείς κηλίδες που φαίνονταν στον ουρανό μέσω τηλεσκοπίων ήταν άλλοι γαλαξίες και όχι απομακρυσμένα μέρη του Γαλαξία. Μελετώντας τα φάσματά τους, κατέληξε ότι απομακρύνονται από εμάς — ότι το σύμπαν διαστέλλεται!

Μεγάλη Έκρηξη

Ο Georges Lemaître, Βέλγος αστροφυσικός και καθολικός ιερέας, έγινε γνωστός ως ο «Πατέρας της Μεγάλης Έκρηξης». Ο Lemaître πρότεινε ότι το σύμπαν ξεκίνησε ως ένα ενιαίο πρωταρχικό άτομο ενέργειας, κάτι θερμό και πυκνό που εξερράγη, προκαλώντας τη διαστολή του χώρου προς τα έξω. Στα τέλη της δεκαετίας του 1940, ο George Gamow, Ρωσοαμερικανός φυσικός, διαμόρφωσε τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης όπως τη γνωρίζουμε σήμερα. Ο ίδιος και οι συνεργάτες του πρότειναν ότι, αν είχε συμβεί μια Μεγάλη Έκρηξη, θα είχε αφήσει ένα «απομεινάρι λάμψης», ίχνη ακτινοβολίας υποβάθρου που θα υπήρχαν ακόμη.

Το 1965, οι φυσικοί Arno Penzias και Robert Wilson άρχισαν να αναζητούν ασθενή ραδιοσήματα (στην πραγματικότητα μικροκύματα) από τα όρια του Γαλαξία. Κατά τη διάρκεια των ερευνών τους, εντόπισαν πράγματι το απομεινάρι ακτινοβολίας που είχε προβλέψει ο Gamow. Αυτό αποτέλεσε σημαντική ένδειξη ότι το σύμπαν ξεκίνησε με μια θερμή Μεγάλη Έκρηξη. Πιο πρόσφατα, ο δορυφόρος COBE της NASA μέτρησε αυτή την ακτινοβολία με μεγάλη λεπτομέρεια. Όλες οι μετρήσεις ήταν σύμφωνες με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης.

Το 1979, ο φυσικός σωματιδίων Alan Guth πραγματοποίησε υπολογισμούς που οδήγησαν στην ιδέα του «κοσμικού πληθωρισμού», μιας σύντομης περιόδου ταχύτατης διαστολής στο πρώιμο σύμπαν. Ο πληθωρισμός επιλύει πολλά προβλήματα της απλής, αρχικής θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης. Εξηγεί γιατί το σύμπαν είναι τόσο μεγάλο και τόσο ομαλό, γιατί δρουν σήμερα σε αυτό τουλάχιστον τέσσερις διαφορετικές δυνάμεις και από πού προήλθαν οι μεγάλες ποσότητες ύλης που το συγκροτούν.

Σταθερή Κατάσταση

Η ιδέα ότι το σύμπαν είχε μια συγκεκριμένη αρχή δεν ήταν αποδεκτή από όλους τους επιστήμονες. Η Θεωρία της Σταθερής Κατάστασης, που αναπτύχθηκε το 1948, κατέληγε στο συμπέρασμα ότι το σύμπαν δεν είχε ούτε αρχή ούτε τέλος. Η θεωρία αυτή περιγράφει ένα διαστελλόμενο σύμπαν που διατηρείται σε τέλεια ισορροπία, όπως μια δεξαμενή που παραμένει συνεχώς γεμάτη χάρη σε μια μικρή ροή από μια βρύση. Η «βρύση» του σύμπαντος θα ήταν η συνεχής δημιουργία ύλης από ενέργεια. Επιχειρήματα κατά της Θεωρίας της Σταθερής Κατάστασης περιλαμβάνουν την ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Το γεγονός ότι η ποσότητα ηλίου που παρατηρείται στο σύμπαν συμφωνεί ακριβώς με τις προβλέψεις της Μεγάλης Έκρηξης, καθώς και η ανακάλυψη ότι οι γαλαξίες ήταν πιο πυκνά συγκεντρωμένοι στο παρελθόν, αποδυναμώνουν περαιτέρω τη θεωρία της Σταθερής Κατάστασης.

διάγραμμα που δείχνει ότι στη Θεωρία της Σταθερής Κατάστασης πρέπει να δημιουργείται νέα ύλη ώστε να διατηρείται η ίδια ποσότητα ύλης στον ίδιο όγκο χώρου καθώς το σύμπαν διαστέλλεται

Σύγχρονες Απόψεις

Σήμερα οι κοσμολόγοι ασχολούνται με την τελική μοίρα του σύμπαντος. Θα διαστέλλεται για πάντα, θα διασταλεί μέχρι ένα ορισμένο μέγεθος και θα σταματήσει, ή θα σταματήσει και θα αρχίσει να συστέλλεται; Δεδομένα που υποδεικνύουν ότι το σύμπαν διαστέλλεται με επιταχυνόμενο ρυθμό δημοσιεύθηκαν το 1998. Για περισσότερα από δέκα χρόνια, οι αστρονόμοι μελετούσαν τη διαστολή του σύμπαντος μετρώντας την ερυθρή μετατόπιση και τη λαμπρότητα μακρινών υπερκαινοφανών. Μέχρι το 1998 είχε συγκεντρωθεί αρκετή πληροφορία ώστε να οδηγήσει τους επιστήμονες σε μια εντυπωσιακή ανακάλυψη: η διαστολή του σύμπαντος δεν επιβραδύνεται αλλά επιταχύνεται. Τα δεδομένα από τις υπερκαινοφανείς, σε συνδυασμό με πληροφορίες από άλλες κοσμολογικές μελέτες, υποδηλώνουν έντονα ότι το σύμπαν είναι γεμάτο με μια άγνωστη μορφή ενέργειας (που προς το παρόν ονομάζεται «σκοτεινή ενέργεια», αφού δεν γνωρίζουμε τίποτα γι’ αυτήν), η οποία προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος. Αν αυτές οι παρατηρήσεις και αναλύσεις αποδειχθούν σωστές, τότε το σύμπαν αναμένεται να συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα.

Διαστελλόμενο Σύμπαν

Expanding Universe

Το διαστελλόμενο σύμπαν, η δυναμική κατάσταση του εξωγαλαξιακού χώρου, είναι η ανακάλυψη που μεταμόρφωσε την κοσμολογία του 20ού αιώνα. Η ανάπτυξη της γενικής σχετικότητας και η εφαρμογή της στην κοσμολογία από τον Άλμπερτ Αϊνστάιν, τον Wilhelm de Sitter και άλλους θεωρητικούς, σε συνδυασμό με την ανίχνευση της εξωγαλαξιακής ερυθρής μετατόπισης (δηλαδή μετατόπισης προς μεγαλύτερα μήκη κύματος του φωτός από γαλαξίες πέρα από τον Γαλαξία) από τον Vesto Slipher, οδήγησαν στη συνειδητοποίηση, τη δεκαετία του 1920, ότι όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται. Ο Έντουιν Χαμπλ συσχέτισε αυτές τις παρατηρήσεις σε μαθηματική μορφή, παρέχοντας αποδείξεις ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Η ανακάλυψη της ακτινοβολίας υποβάθρου των 2,7 K το 1965 από τους Arno A. Penzias και Robert W. Wilson θεωρείται πειστική ένδειξη ότι το σύμπαν προήλθε περίπου πριν από 15 δισεκατομμύρια χρόνια από μια πολύ πυκνή και θερμή κατάσταση που αναφέρεται ως Μεγάλη Έκρηξη.

Οι μέχρι τώρα παρατηρήσεις δεν έχουν καταφέρει να καθορίσουν αν το σύμπαν είναι ανοικτό (άπειρης χωρικής έκτασης) ή κλειστό (πεπερασμένης έκτασης), ούτε αν στο μέλλον θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ αόριστον ή αν τελικά θα καταρρεύσει ξανά σε μια εξαιρετικά πυκνή, συμπιεσμένη κατάσταση.

Απόσπασμα από την Encyclopedia Britannica χωρίς άδεια.

Ε&Α

[Πώς συμβιβάζεται το γεγονός ότι το σύμπαν δεν έχει κέντρο διαστολής με τις παρατηρήσεις ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς;

Μπορείτε να το διαπιστώσετε μόνοι σας κοιτάζοντας την επιφάνεια ενός μπαλονιού γεμάτου με «γαλαξίες». Καθώς φουσκώνετε το μπαλόνι, κάθε σημείο απομακρύνεται από κάθε άλλο σημείο και, αν βρισκόσασταν σε ένα από αυτά, θα βλέπατε τον εαυτό σας στο κέντρο της διαστολής. Στην πραγματικότητα όμως, το κέντρο της διαστολής βρίσκεται στο κέντρο του μπαλονιού και όχι στην επιφάνειά του. Ένα ανάλογο φαινόμενο συμβαίνει στη γενική σχετικότητα όταν εξετάζουμε το σύμπαν που προέκυψε από μια Μεγάλη Έκρηξη.

Copyright 1997 Dr. Sten Odenwald Return to Special & General Relativity Questions and Answers page.](https://einstein.stanford.edu/content/relativity/q2262.html)

[Με ποια μέθοδο προσδιορίζεται το μέγεθος (ή ο όγκος) του σύμπαντος τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης (ή λίγο μετά); Σχετικά με αυτό, πώς προσδιορίζεται το μέγεθος μιας μαύρης τρύπας;

By what method is the size (or volume) of the universe at the moment of the big bang (or shortly thereafter) determined? Related to this, how is the size of a black hole determined?

Ερώτηση από: Todd Andresen

Απάντηση

Στην πραγματικότητα, δεν γνωρίζουμε το απόλυτο μέγεθος του σύμπαντος αυτή τη στιγμή, αλλά η «Μεγάλη Έκρηξη» ορίζεται ως το σημείο όπου το σύμπαν είχε μηδενικό όγκο. Ο τρόπος με τον οποίο το προσεγγίζουμε είναι ο εξής: γνωρίζουμε από πειράματα ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Έχουμε μάλιστα καταφέρει να μετρήσουμε τον ρυθμό διαστολής αρκετά καλά. Έτσι, αναζητούμε λύσεις των εξισώσεων της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάιν που περιγράφουν ένα διαστελλόμενο, ομογενές και ισότροπο σύμπαν. Για να το επιλύσουμε αυτό, χρειάζεται να γνωρίζουμε τον ρυθμό διαστολής σήμερα (που τον γνωρίζουμε) και το μέγεθος σήμερα (που δεν το γνωρίζουμε πραγματικά). Ωστόσο, μπορούμε να υπολογίσουμε τον λόγο του μεγέθους σε κάποιο παρελθόν (ή μελλοντικό) χρόνο προς το σημερινό μέγεθος. Αν λύσουμε την εξίσωση για τον χρόνο στο παρελθόν όπου αυτός ο λόγος ήταν μηδέν, ορίζουμε εκείνη τη στιγμή ως τον χρόνο της «Μεγάλης Έκρηξης» και έχουμε μόλις υπολογίσει την ηλικία του σύμπαντος.

Άρα, η βασική απάντηση είναι ότι δεν μπορούμε να μετρήσουμε το απόλυτο μέγεθος του σύμπαντος (μεγάλο μέρος του οποίου μπορεί να βρίσκεται και πέρα από τον σημερινό μας ορίζοντα), αλλά μπορούμε να υπολογίσουμε το μέγεθος σε σχέση με το σημερινό.

Όσον αφορά τις μαύρες τρύπες, το μέγεθός τους προσδιορίζεται με εντελώς διαφορετικό τρόπο. Με τον όρο «μέγεθος» μιας μαύρης τρύπας συνήθως εννοούμε την ακτίνα Schwarzschild (ή «ορίζοντα γεγονότων», όπως συνηθίζεται να λέγεται). Αυτή η ακτίνα καθορίζεται αποκλειστικά από τη μάζα της μαύρης τρύπας και δίνεται από:

Rₛ = 2mGₙ / c²

Μπορούμε στη συνέχεια να μετρήσουμε το μέγεθος της μαύρης τρύπας μετρώντας τη βαρυτική της επίδραση σε άλλα κοντινά αντικείμενα (όπως άστρα) — και επομένως τη μάζα της.

Απάντηση από: Brent Nelson, M.A. Φυσικής, υποψήφιος διδάκτωρ, UC Berkeley]

[Πόσο μεγάλο είναι το σύμπαν; Είναι πεπερασμένο ή άπειρο;

Το μέγεθος του σύμπαντος δεν είναι καλά καθορισμένο, καθώς φαίνεται να είναι άπειρο σε έκταση, τουλάχιστον όσο μπορούμε να παρατηρήσουμε. Το παρατηρήσιμο σύμπαν αναφέρεται στο τμήμα του σύμπαντος που μπορούμε να δούμε από τη θέση μας στη Γη, περιορισμένο από την ταχύτητα του φωτός και την ηλικία του σύμπαντος. Αυτή η περιοχή εκτιμάται ότι έχει διάμετρο περίπου 93 δισεκατομμύρια έτη φωτός, με βάση μετρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και άλλες αστρονομικές παρατηρήσεις.

Ωστόσο, το παρατηρήσιμο σύμπαν είναι μόνο ένα μικρό μέρος του συνολικού σύμπαντος, το οποίο θεωρείται ότι είναι πολύ μεγαλύτερο και ίσως ακόμη και άπειρο σε μέγεθος. Τα σύγχρονα μοντέλα του σύμπαντος υποδηλώνουν ότι είναι χωρικά επίπεδο, δηλαδή δεν έχει συνολική καμπυλότητα, και είναι άπειρο σε έκταση. Αυτό συμφωνεί με τις μετρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, οι οποίες δείχνουν ότι η γεωμετρία του σύμπαντος είναι συμβατή με ένα επίπεδο, άπειρο σύμπαν.

Είναι επίσης δυνατό το σύμπαν να είναι πεπερασμένο σε μέγεθος αλλά χωρίς όρια, παρόμοια με την επιφάνεια μιας σφαίρας, η οποία είναι πεπερασμένη αλλά δεν έχει άκρα ή σύνορα. Αυτό αποτελεί αντικείμενο συνεχιζόμενης έρευνας και συζήτησης στην κοσμολογία, και η πραγματική φύση του μεγέθους και του σχήματος του σύμπαντος δεν έχει ακόμη πλήρως κατανοηθεί.]

[Τι σημαίνει να είναι το σύμπαν άπειρο;

Όταν λέμε ότι το σύμπαν είναι άπειρο, εννοούμε ότι δεν υπάρχει όριο στο μέγεθος ή στην έκτασή του. Με άλλα λόγια, εκτείνεται για πάντα και δεν έχει σύνορα ή άκρα. Αυτό σημαίνει ότι όσο μακριά κι αν ταξιδεύαμε προς οποιαδήποτε κατεύθυνση, δεν θα φτάναμε ποτέ στην «άκρη» του σύμπαντος ούτε θα συναντούσαμε κάποιο όριο πέρα από το οποίο δεν υπάρχει τίποτα.

Η έννοια ενός άπειρου σύμπαντος μπορεί να είναι δύσκολο να γίνει κατανοητή, καθώς δεν είναι κάτι που μπορούμε να παρατηρήσουμε ή να βιώσουμε άμεσα. Ωστόσο, τα σύγχρονα μοντέλα του σύμπαντος, βασισμένα σε παρατηρήσεις και θεωρητικές προβλέψεις, υποδηλώνουν ότι πράγματι είναι άπειρο σε έκταση, τουλάχιστον σε μεγάλες κλίμακες.

Μία συνέπεια ενός άπειρου σύμπαντος είναι ότι πρέπει να υπάρχει άπειρος αριθμός άστρων, γαλαξιών και άλλων δομών μέσα σε αυτό. Αυτό συμβαίνει επειδή, αν το σύμπαν ήταν πεπερασμένο σε μέγεθος, θα υπήρχε όριο στον αριθμό των αντικειμένων που θα μπορούσαν να υπάρχουν μέσα σε αυτό και τελικά θα συναντούσαμε κενό χώρο πέρα από τον οποίο δεν υπάρχει τίποτα.

Η ιδέα ενός άπειρου σύμπαντος εγείρει επίσης ενδιαφέροντα φιλοσοφικά και θεολογικά ερωτήματα, όπως τη φύση της ύπαρξης και την πιθανότητα να υπάρχουν πολλαπλά αντίγραφα του εαυτού μας ή άλλες μορφές νοήμονος ζωής αλλού στη μεγάλη έκταση του διαστήματος.]

Ορίζοντας γεγονότων

Η ικανότητά μας να παρατηρούμε το Σύμπαν περιορίζεται από διάφορους παράγοντες, όπως η ταχύτητα του φωτός, η ηλικία του Σύμπαντος και η διαστολή του. Ας εξετάσουμε αυτά τα ζητήματα λεπτομερέστερα:

1. Όριο παρατήρησης λόγω της ηλικίας του Σύμπαντος: - Το Σύμπαν έχει ηλικία περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτό σημαίνει ότι το φως από τα πιο μακρινά αντικείμενα που μπορούμε να δούμε έχει ταξιδέψει για το πολύ 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια. - Ωστόσο, λόγω της διαστολής του Σύμπαντος, η απόσταση από αυτά τα αντικείμενα σήμερα είναι μεγαλύτερη. Το ορατό Σύμπαν (observable universe) εκτείνεται σε ακτίνα περίπου 46,5 δισεκατομμύρια έτη φωτός.

2. Όριο παρατήρησης λόγω της διαστολής του Σύμπαντος: - Το Σύμπαν διαστέλλεται, και η διαστολή αυτή επιταχύνεται λόγω της σκοτεινής ενέργειας. Αυτό σημαίνει ότι γαλαξίες που βρίσκονται πέρα από μια συγκεκριμένη απόσταση (το ορίζοντα γεγονότων) απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητα μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός. Το φως τους δεν θα μας φτάσει ποτέ, οπότε δεν μπορούμε να τα δούμε.

3. Εμπόδια πέρα από το οπτικό μας πεδίο: - Εφόσον το Σύμπαν διαστέλλεται, υπάρχουν περιοχές που είναι πέρα από το οπτικό μας πεδίο και δεν μπορούμε να τις παρατηρήσουμε ποτέ. Αυτές οι περιοχές βρίσκονται πέρα από τον ορίζοντα γεγονότων. - Δεν γνωρίζουμε αν υπάρχει κάποιο "εμπόδιο" ή όριο στο Σύμπαν πέρα από αυτό που μπορούμε να δούμε. Το Σύμπαν μπορεί να είναι άπειρο ή να έχει κάποια άγνωστη δομή πέρα από το ορατό τμήμα του. Η φύση του Σύμπαντος πέρα από τον ορίζοντα παρατήρησής μας παραμένει ένα από τα μεγάλα μυστήρια της κοσμολογίας.

4. Μέλλον της παρατήρησης: - Στο μέλλον, λόγω της επιταχυνόμενης διαστολής, οι γαλαξίες που βλέπουμε σήμερα θα απομακρύνονται και θα γίνουν αόρατοι. Σε πολύ μακρινό μέλλον, οι παρατηρητές στη Γη (ή όπου αλλού) ίσως να μην μπορούν να δουν τίποτα πέρα από την τοπική ομάδα γαλαξιών.

Συνοπτικά, το όριο της παρατήρησής μας καθορίζεται από την ηλικία του Σύμπαντος και την επιταχυνόμενη διαστολή του. Πέρα από αυτό το όριο, δεν μπορούμε να γνωρίζουμε αν υπάρχει κάτι, καθώς δεν υπάρχει τρόπος να λάβουμε πληροφορίες από αυτές τις περιοχές.

Πρόβλεψη για το μέλλον της Γης

Η πρόβλεψη για το μέλλον της Γης εξαρτάται από διάφορους παράγοντες, τόσο φυσικούς όσο και ανθρωπογενείς. Ας εξετάσουμε τα κύρια σενάρια που θα μπορούσαν να οδηγήσουν στην καταστροφή της Γης και τις χρονικές κλίμακες που σχετίζονται με αυτά:

1. Φυσικοί κίνδυνοι: - Σύγκρουση με αστεροειδή:

Η πιθανότητα μιας καταστροφικής σύγκρουσης με έναν μεγάλο αστεροειδή (π.χ. μεγέθους 10+ χιλιομέτρων) είναι σχετικά χαμηλή, αλλά όχι μηδενική. Τέτοιες συγκρούσεις συμβαίνουν κατά μέσο όρο κάθε 50-100 εκατομμύρια χρόνια. Η τελευταία μεγάλη σύγκρουση συνέβη πριν από 66 εκατομμύρια χρόνια (σύγκρουση που οδήγησε στην εξαφάνιση των δεινοσαύρων). - Πρόβλεψη: Με την τρέχουσα τεχνολογία, μπορούμε να ανιχνεύσουμε αστεροειδείς που απειλούν τη Γη και να αναπτύξουμε μεθόδους για την αποφυγή τους. Αν δεν υπάρξει τέτοια σύγκρουση, η Γη μπορεί να παραμείνει ασφαλής για εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια.

• Εκρήξεις υπερκαινοφανών αστέρων:

  Αν ένας κοντινός υπερκαινοφανής εκραγεί σε απόσταση λιγότερο από 25-50 έτη φωτός, θα μπορούσε να προκαλέσει μαζική εξαφάνιση ζωής στη Γη λόγω της ακτινοβολίας. Ωστόσο, τέτοια γεγονότα είναι εξαιρετικά σπάνια.

• Πρόβλεψη: Η πιθανότητα να συμβεί κάτι τέτοιο στα επόμενα εκατομμύρια χρόνια είναι πολύ μικρή.

• Ηλιακή εξέλιξη:

  Ο Ήλιος μας βρίσκεται στη φάση της κύριας ακολουθίας και θα συνεχίσει να λειτουργεί σταθερά για περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια ακόμα. Μετά από αυτό, θα μετατραπεί σε ερυθρό γίγαντα, διπλασιάζοντας το μέγεθός του και πιθανώς καταστρέφοντας τη Γη.

• Πρόβλεψη: Η Γη θα παραμείνει κατοικήσιμη για τουλάχιστον 1 δισεκατομμύριο χρόνια, αλλά μετά από αυτό η αύξηση της φωτεινότητας του Ήλιου θα κάνει τη ζωή αδύνατη.

2. Ανθρωπογενείς κίνδυνοι: - Κλιματική αλλαγή και οικολογική καταστροφή:

Αν η ανθρώπινη δραστηριότητα συνεχίσει να προκαλεί ρύπανση, αποψίλωση δασών και κλιματική αλλαγή, η Γη θα αντιμετωπίσει σοβαρά οικολογικά προβλήματα. Ωστόσο, αυτό δεν θα οδηγήσει στην πλήρη καταστροφή του πλανήτη. - Πρόβλεψη: Αν δεν αλλάξουν οι τρέχουσες τάσεις, η ανθρώπινη ζωή θα αντιμετωπίσει σοβαρά προβλήματα στα επόμενα 100-200 χρόνια, αλλά η Γη θα συνεχίσει να υπάρχει.

• Πυρηνικός πόλεμος ή άλλες τεχνολογικές απειλές:

  Η χρήση πυρηνικών όπλων ή άλλων καταστροφικών τεχνολογιών θα μπορούσε να προκαλέσει μαζική καταστροφή, αλλά πάλι δεν θα εξαφάνιζε τον πλανήτη.

• Πρόβλεψη: Η πιθανότητα τέτοιων γεγονότων εξαρτάται από τις πολιτικές και κοινωνικές επιλογές της ανθρωπότητας.

3. Μακροπρόθεσμοι κίνδυνοι: - Αστρονομικά γεγονότα:

Σε πολύ μακρινό μέλλον (δισεκατομμύρια χρόνια), η Γη θα μπορούσε να αντιμετωπίσει κινδύνους όπως η πιθανότητα σύγκρουσης με άλλα αστρονομικά αντικείμενα (π.χ. αστέρια, μαύρες τρύπες) ή η πιθανότητα να εκτιναχθεί από το Ηλιακό Σύστημα λόγω βαρυτικών διαταραχών. - Πρόβλεψη: Τέτοια γεγονότα είναι εξαιρετικά σπάνια και η πιθανότητα να συμβούν στα επόμενα 5-10 δισεκατομμύρια χρόνια είναι πολύ μικρή.

Συμπέρασμα: Η Γη δεν είναι πιθανό να καταστραφεί στα επόμενα 1 δισεκατομμύριο χρόνια, εκτός αν συμβεί ένα εξαιρετικά σπάνιο αστρονομικό γεγονός. Ωστόσο, η κατοικησιμότητά της για τους ανθρώπους μπορεί να κινδυνεύσει νωρίτερα λόγω κλιματικής αλλαγής, ανθρωπογενών δραστηριοτήτων ή άλλων παραγόντων. Αν η ανθρωπότητα αναπτύξει τεχνολογίες για την αντιμετώπιση αυτών των κινδύνων, η Γη θα μπορούσε να παραμείνει ασφαλής για πολύ μεγαλύτερα χρονικά διαστήματα.

τίποτα δεν βρίσκεται φυσικά σε ηρεμία

{#nothing_is_naturally_at_rest} Η δήλωση «τίποτα δεν βρίσκεται φυσικά σε ηρεμία» ευθυγραμμίζεται με ορισμένες αρχές της φυσικής, ιδιαίτερα αυτές που σχετίζονται με την κίνηση και την ενέργεια. Ακολουθούν μερικά βασικά σημεία προς εξέταση:

1. Πρώτος Νόμος της Κίνησης του Νεύτωνα: Γνωστός και ως νόμος της αδράνειας, αναφέρει ότι ένα αντικείμενο θα παραμείνει σε ηρεμία ή σε ομαλή ευθύγραμμη κίνηση εκτός αν ασκηθεί επάνω του εξωτερική δύναμη. Αυτό υποδηλώνει ότι η ηρεμία είναι μια κατάσταση που δεν απαιτεί καθαρή δύναμη, αλλά στην πραγματικότητα, δυνάμεις δρουν συνεχώς στα αντικείμενα, καθιστώντας δύσκολη την επίτευξη αληθινής ηρεμίας.

2. Θερμοδυναμική: Σε ατομικό και μοριακό επίπεδο, τα σωματίδια βρίσκονται σε συνεχή κίνηση λόγω θερμικής ενέργειας. Ακόμη και στα στερεά σώματα, τα άτομα ταλαντεύονται γύρω από τις θέσεις ισορροπίας τους. Αυτό σημαίνει ότι σε μικροσκοπικό επίπεδο, τίποτα δεν βρίσκεται ποτέ εντελώς σε ηρεμία.

3. Κοσμολογία: Σε κοσμική κλίμακα, ουράνια σώματα όπως πλανήτες, αστέρια και γαλαξίες βρίσκονται σε διαρκή κίνηση. Οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από αστέρια, τα αστέρια γύρω από τα κέντρα των γαλαξιών και οι γαλαξίες κινούνται σχετικά μεταξύ τους. Το ίδιο το σύμπαν διαστέλλεται, υποδεικνύοντας ότι τα πάντα βρίσκονται σε κατάσταση κίνησης.

4. Κβαντική Μηχανική: Σε κβαντικό επίπεδο, τα σωματίδια εμφανίζουν εγγενή αβεβαιότητα και κίνηση. Η Αρχή Αβεβαιότητας του Heisenberg δηλώνει ότι δεν μπορούμε να γνωρίζουμε ταυτόχρονα με απόλυτη ακρίβεια και τη θέση και την ορμή ενός σωματιδίου, υποδηλώνοντας ότι τα σωματίδια δεν βρίσκονται ποτέ πραγματικά σε ηρεμία.

5. Φιλοσοφική Προοπτική: Φιλοσοφικά, η ιδέα ότι «τίποτα δεν βρίσκεται φυσικά σε ηρεμία» μπορεί να συνδεθεί με την έννοια ότι η αλλαγή είναι θεμελιώδες στοιχείο της ύπαρξης. Ο Ηράκλειτος, αρχαίος Έλληνας φιλόσοφος, είπε διάσημα: «Τα πάντα ρει», υπονοώντας ότι η αλλαγή και η κίνηση είναι εγγενείς στη φύση της πραγματικότητας.

Συνοψίζοντας, από επιστημονική και φιλοσοφική άποψη, η έννοια ότι τίποτα δεν βρίσκεται φυσικά σε ηρεμία έχει σημαντική βαρύτητα. Η κίνηση και η αλλαγή αποτελούν θεμελιώδη χαρακτηριστικά του σύμπαντος σε όλες τις κλίμακες, από τη μικροσκοπική έως την κοσμική.

Σύντομη Ιστορία του Σύμπαντος

NASA - Brief History of the Universe

Το σύμπαν μας άρχισε με μια τεράστια έκρηξη γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) περίπου πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια (αριστερά στη λωρίδα). Παρατηρήσεις από τον Cosmic Background Explorer της NASA και τον Wilkinson Anisotropy Microwave Probe αποκάλυψαν μικροκυματικό φως από αυτή την πολύ πρώιμη εποχή, περίπου 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, παρέχοντας ισχυρές ενδείξεις ότι το σύμπαν μας πραγματικά εκτοξεύτηκε στην ύπαρξη. Τα αποτελέσματα από τον Cosmic Background Explorer τιμήθηκαν με το Βραβείο Νόμπελ Φυσικής του 2006.

Ακολούθησε μια περίοδος σκοταδιού, μέχρι περίπου μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια αργότερα, όταν τα πρώτα αντικείμενα πλημμύρισαν το σύμπαν με φως. Πιστεύεται ότι αυτό το πρώτο φως καταγράφηκε από το Spitzer Space Telescope της NASA. Το φως που ανιχνεύτηκε από το Spitzer θα είχε αρχικά εμφανιστεί ως ορατό και υπεριώδες φως, και στη συνέχεια τεντώθηκε, ή μετατοπίστηκε προς το ερυθρό, σε μήκη κύματος χαμηλότερης ενέργειας στο υπέρυθρο κατά τη μακρά πορεία του για να φτάσει σε εμάς μέσα από το διαστελλόμενο διάστημα. Το φως που ανιχνεύτηκε από τον Cosmic Background Explorer και τον Wilkinson Anisotropy Microwave Probe από το πολύ νεαρό σύμπαν μας διάνυσε ακόμη μεγαλύτερη απόσταση για να φτάσει σε εμάς, και τεντώθηκε σε ακόμη χαμηλότερης ενέργειας μικροκυματικά μήκη κύματος.

Οι αστρονόμοι δεν γνωρίζουν αν τα πολύ πρώτα αντικείμενα ήταν αστέρια ή κβάζαρ. Τα πρώτα αστέρια, που ονομάζονται Αστέρια Πληθυσμού III (το αστέρι μας είναι Αστέρι Πληθυσμού I), ήταν πολύ μεγαλύτερα και φωτεινότερα από οποιοδήποτε αστέρι στο κοντινό μας σύμπαν, με μάζες περίπου 1.000 φορές μεγαλύτερες από τον Ήλιο μας. Αυτά τα αστέρια αρχικά συγκεντρώθηκαν σε μίνι-γαλαξίες. Μέχρι μερικά δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, οι μίνι-γαλαξίες είχαν συγχωνευτεί για να σχηματίσουν ώριμους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων σπειροειδών γαλαξιών όπως ο δικός μας Γαλαξίας, ο Milky Way. Τα πρώτα κβάζαρ τελικά έγιναν τα κέντρα ισχυρών γαλαξιών, που είναι πιο κοινά στο μακρινό σύμπαν.

Το Hubble Space Telescope της NASA έχει καταγράψει εκπληκτικές εικόνες παλαιότερων γαλαξιών, μέχρι και δέκα δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά.

Πηγή εικόνας: NASA/JPL-Caltech

Σύντομη Ιστορία του Σύμπαντος

Αναρτήθηκε στις 17 Νοεμβρίου 2014 / 28 Ιουνίου 2021 (https://explainingscience.org/2014/11/17/a-brief-history-of-the-universe/) από Steve Hurley>>

Αυτό το άρθρο καλύπτει μια σύντομη ιστορία του Σύμπαντος από τη Μεγάλη Έκρηξη έως τις μέρες μας. Αυτό, όπως σίγουρα θα συμφωνήσετε, είναι ένα αρκετά μεγάλο θέμα, οπότε θα δώσω μόνο μια επισκόπηση ορισμένων από τα βασικά γεγονότα και πότε πιστεύουμε ότι συνέβησαν. Αυτό το άρθρο ανήκει στη σειρά μου σχετικά με την κοσμολογία, που είναι η μελέτη της προέλευσης και της εξέλιξης του Σύμπαντος ως σύνολο. Για να δείτε τα υπόλοιπα, κάντε κλικ στο (https://explainingscience.org/tag/cosmology/)

Πριν αρχίσω να μιλάω για την ιστορία του Σύμπαντος, πρέπει πρώτα να δώσω μια σύντομη επισκόπηση των ατόμων, τα οποία είναι τα δομικά στοιχεία όλης της ύλης που βλέπουμε στην καθημερινή μας ζωή.

Υπόβαθρο – άτομα

Ένα άτομο αποτελείται από έναν πυρήνα, ο οποίος έχει θετικό ηλεκτρικό φορτίο, περιβαλλόμενο από αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια. Τα άτομα είναι πολύ μικρά, συνήθως περίπου 0,0001 μικρόμετρα σε διάμετρο (ένα μικρόμετρο είναι ένα εκατομμυριοστό του μέτρου). Ωστόσο, ο πυρήνας, ο οποίος περιέχει σχεδόν όλη τη μάζα του ατόμου, είναι πολύ, πολύ μικρότερος, συνήθως περίπου 0,000000001 μικρόμετρα σε διάμετρο. Αυτό σημαίνει ότι ο πυρήνας είναι το εκατοστό χιλιοστό της διαμέτρου ολόκληρου του ατόμου.

Ο πυρήνας αποτελείται από έναν αριθμό θετικά φορτισμένων πρωτονίων και νετρονίων που δεν έχουν φορτίο. Επειδή τα ηλεκτρόνια έχουν αρνητικό φορτίο και ο αριθμός των πρωτονίων και των ηλεκτρονίων σε ένα άτομο είναι πάντα ο ίδιος, το άτομο έχει καθαρό φορτίο μηδέν.

• Ο αριθμός των πρωτονίων ονομάζεται ατομικός αριθμός και καθορίζει ποιο στοιχείο είναι. Μπορεί να θυμάστε από τη χημεία του σχολείου ότι αυτή είναι η θέση του στον περιοδικό πίνακα.
• Ο αριθμός των νετρονίων στον πυρήνα δεν επηρεάζει τις χημικές ιδιότητες των ατόμων. Στην πραγματικότητα, όλα τα στοιχεία έχουν διαφορετικές εκδόσεις τους που ονομάζονται ισότοπα, τα οποία έχουν διαφορετικό αριθμό νετρονίων αλλά τον ίδιο αριθμό πρωτονίων.

Ο απλούστερος δυνατός ατομικός πυρήνας είναι αυτός του υδρογόνου, ο οποίος αποτελείται από ένα μόνο πρωτόνιο. Άτομα που έχουν 2 πρωτόνια (ανεξαρτήτως του αριθμού των νετρονίων) είναι άτομα ηλίου, 3 πρωτόνια είναι άτομα λιθίου και ούτω καθεξής. Το στοιχείο με τον υψηλότερο ατομικό αριθμό που εμφανίζεται φυσικά στη Γη είναι το ουράνιο, το οποίο έχει 92 πρωτόνια.

Ένα άτομο του πιο κοινό ισοτόπου του άνθρακα έχει 6 πρωτόνια και 6 νετρόνια στον πυρήνα, περιβαλλόμενο από 6 ηλεκτρόνια.

Το πρώτο δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη

Δεν υπάρχει γενικά αποδεκτή εκδοχή για το τι συνέβη τη στιγμή ακριβώς της Μεγάλης Έκρηξης. Αν εργαστούμε προς τα πίσω στον χρόνο, χρησιμοποιώντας τις υπάρχουσες φυσικές θεωρίες μας, τότε τη στιγμή της δημιουργίας το Σύμπαν θα είχε άπειρη πυκνότητα και άπειρη θερμοκρασία. Αυτό σημαίνει ότι δεν έχουμε φυσική θεωρία που να εξηγεί τι συνέβη εκείνη τη στιγμή.

Γενικά θεωρείται ότι στο πρώτο μικροσκοπικό κλάσμα του δευτερολέπτου, μετά τη γέννηση του Σύμπαντος, αυτό υπέστη απίστευτα γρήγορη διαστολή και συνεχίζει να διαστέλλεται και να ψύχεται έκτοτε (βλέπε σημείωση 1 παρακάτω). Στο πρώτο μέρος του πρώτου δευτερολέπτου, οι συνθήκες στο Σύμπαν ήταν τόσο θερμές και πυκνές που αποτελούνταν μόνο από ορισμένα ειδικά σωματίδια. Αυτά δεν μπορούν να ανιχνευτούν υπό κανονικές συνθήκες, αλλά ίσως έχετε ακούσει για το πρόσφατα ανακαλυφθέντα μποζόνιο Higgs, το οποίο μπορεί να παρατηρηθεί πολύ σύντομα στις ακραίες συνθήκες που δημιουργούνται σε επιταχυντές σωματιδίων, όπως ο Μεγάλος Επιταχυντής Αδρονίων στην Ελβετία. Το μποζόνιο Higgs είναι ένα μόνο παράδειγμα των σωματιδίων που θα υπήρχαν στο πρώτο μικροσκοπικό κλάσμα του δευτερολέπτου.

Όταν το Σύμπαν ήταν ενός δευτερολέπτου, διαστελλόταν και ψυχόταν γρήγορα. Ωστόσο η θερμοκρασία του ήταν ακόμα περίπου 1 τρισεκατομμύριο βαθμοί Κελσίου. Σε αυτό το σημείο, η κανονική ύλη στο Σύμπαν αποτελούνταν από μια «θάλασσα» πρωτονίων, νετρονίων και ηλεκτρονίων. Κανένα από αυτά τα σωματίδια δεν ήταν δεσμευμένο σε άτομα, επειδή τα άτομα δεν μπορούν να υπάρξουν σε τόσο υψηλές θερμοκρασίες (βλέπε σημείωση 2 παρακάτω).

10 έως 1000 δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη

Σχετικά με τα 10 δευτερόλεπτα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το Σύμπαν είχε ψυχθεί σε περίπου 1 δισεκατομμύριο βαθμούς. Αυτή η θερμοκρασία είναι αρκετή για να υπάρξουν ατομικοί πυρήνες. Στην πραγματικότητα, ολόκληρο το Σύμπαν λειτουργούσε ως ένας γιγάντιος πυρηνικός αντιδραστήρας. Οι πυρήνες υδρογόνου μετατράπηκαν σε πυρήνες ηλίου μέσω μιας διαδικασίας τριών σταδίων. Υπάρχουν δύο κύριες διαδρομές στη διαδικασία, αλλά το τελικό αποτέλεσμα είναι το ίδιο. Δύο πρωτόνια (πυρήνες υδρογόνου) και δύο νετρόνια συγχωνεύονται σε έναν πυρήνα ηλίου, απελευθερώνοντας τεράστια ποσότητα ενέργειας.

Πυρηνοσύνθεση της Μεγάλης Έκρηξης

Παρά το γεγονός ότι οι αντιδράσεις παρήγαγαν τεράστια ποσότητα ενέργειας, η ψύξη που προκλήθηκε από τη διαστολή του Σύμπαντος ήταν τόσο γρήγορη που όταν το Σύμπαν ήταν περίπου 1000 δευτερόλεπτα, είχε ψυχθεί σε περίπου 10 εκατομμύρια βαθμούς και δεν ήταν πλέον αρκετά θερμό και πυκνό για να πραγματοποιηθούν περαιτέρω πυρηνικές αντιδράσεις. Εκείνη τη στιγμή, η ύλη στο Σύμπαν αποτελούνταν από 73% υδρογόνο και 27% ήλιο με ίχνη δευτερίου, λιθίου και βηρυλλίου. Κανένα από τα βαρύτερα στοιχεία δεν υπήρχε. Όλα δημιουργήθηκαν αργότερα μέσω πυρηνικών αντιδράσεων μέσα στα αστέρια.

Σχηματισμός Ατόμων

Το πρώιμο Σύμπαν ήταν τόσο θερμό που η ύλη βρισκόταν σε μια ειδική κατάσταση που ονομάζουμε πλάσμα. Σε ένα πλάσμα, τα ηλεκτρόνια δεν δεσμεύονται με τον ατομικό πυρήνα για να σχηματίσουν άτομα, αλλά μπορούν να κινούνται ελεύθερα. Το φως δεν μπορεί να διαπεράσει το πλάσμα, το οποίο θα ήταν σαν μια θερμή, πυκνή, φωτεινή ομίχλη.

Ωστόσο, καθώς το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, έφτασε σε μια θερμοκρασία όπου μπορούσαν να υπάρξουν άτομα ηλίου. Αργότερα, όταν ήταν περίπου 400.000 ετών και σε θερμοκρασία περίπου 3.000 βαθμών, μπορούσαν να υπάρξουν τα συνηθισμένα άτομα υδρογόνου και το Σύμπαν έγινε διαφανές στο φως. Η ασθενής ακτινοβολία που μπορούμε να παρατηρήσουμε σήμερα, η οποία ονομάζεται κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο, δημιουργήθηκε εκείνη την εποχή.

Σχηματισμός Πρώτων Άστρων

Καθώς το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, η ύλη άρχισε να συγκεντρώνεται σε σμήνη. Όταν το Σύμπαν ήταν περίπου 100-150 εκατομμυρίων ετών, περίπου το 1% της σημερινής του ηλικίας, υπήρχαν μεγάλα σμήνη ύλης με μάζες περίπου 100 έως 300 φορές τη μάζα του Ήλιου. Αυτά τα σμήνη ύλης συστέλλονταν, θερμαινόμενα όλο και περισσότερο καθώς το έκαναν. Τελικά, έγιναν τόσο θερμά που μπορούσαν να ξεκινήσουν πυρηνικές αντιδράσεις, και έτσι γεννήθηκαν τα πρώτα αστέρια. Αυτά τα πρώιμα αστέρια, που οι αστρονόμοι ονομάζουν άστρα Πληθυσμού III, ήταν υπερμεγέθη σε σύγκριση με τον Ήλιο και έλαμπαν εξαιρετικά φωτεινά για περίπου 10 εκατομμύρια χρόνια. (Αυτή είναι πολύ σύντομη διάρκεια ζωής για ένα αστέρι, καθώς ο Ήλιος θα διαρκέσει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια.) Τέλειωσαν τη ζωή τους σε τεράστιες εκρήξεις που ονομάζονται υπερκαινοφανείς, κατά τις οποίες το αστέρι καταστράφηκε ολοκληρωτικά. Αυτοί οι υπερκαινοφανείς διασκόρπισαν τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν στο αστέρι – όπως άνθρακα, άζωτο, οξυγόνο, πυρίτιο, μαγνήσιο, σίδηρο και ουράνιο – σε όλο το Σύμπαν.

Σχηματισμός Γαλαξιών

Δεν είναι ακόμη πλήρως κατανοητό πώς σχηματίζονται οι γαλαξίες, που περιέχουν εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια. Μια θεωρία που έχει ενισχυθεί τα τελευταία χρόνια ονομάζεται μερικές φορές θεωρία “bottom up” (από κάτω προς τα πάνω). Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, οι πρώτοι γαλαξίες άρχισαν να σχηματίζονται όταν το Σύμπαν ήταν περίπου 1 δισεκατομμύριο ετών από σβώλους ύλης, συμπεριλαμβανομένων αστεριών και νεφών αερίου που είχαν συγχωνευθεί.

Καθώς το Σύμπαν συνεχίζει να εξελίσσεται, μικροί γαλαξίες καταπίνονται συχνά από μεγαλύτερους. Ο Γαλαξίας μας, ο Milky Way, περιέχει τα υπολείμματα αρκετών μικρότερων γαλαξιών που έχει καταπιεί κατά τη μακρά του ζωή. Στην πραγματικότητα, ο Milky Way “χωνεύει” τουλάχιστον δύο μικρούς γαλαξίες ακόμα και τώρα, και μπορεί να προσελκύσει άλλους τα επόμενα δισεκατομμύρια χρόνια.

Δομή του Milky Way – Άστρα Πληθυσμού II και Πληθυσμού I

Ο δικός μας γαλαξίας Milky Way, που φαίνεται παρακάτω, πιστεύεται ότι χρονολογείται από λίγο πάνω από 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη δημιουργία του Σύμπαντος.

Γύρω από τον Milky Way υπάρχει ένας θόλος που περιέχει παλιά αστέρια, ονομαζόμενα άστρα Πληθυσμού II, τα οποία δεν περιέχουν πολλά στοιχεία εκτός από υδρογόνο και ήλιο. Τα ίχνη των βαρύτερων στοιχείων προήλθαν από τα πρώιμα άστρα Πληθυσμού III που εξερράγησαν, όπως αναφέρθηκε παραπάνω. Όταν σχηματίζονται αστέρια, τα υπολείμματα συνδυάζονται για να σχηματίσουν πλανήτες. Επειδή στοιχεία όπως ο σίδηρος, το οξυγόνο και το πυρίτιο υπάρχουν μόνο σε μικρές ποσότητες σε αυτά τα άστρα Πληθυσμού II, δεν μπορούν να περιβάλλονται από βραχώδεις πλανήτες όπως η Γη, ο Άρης και η Αφροδίτη. Ο δίσκος του γαλαξία και το κεντρικό εξόγκωμα περιέχουν νεότερα άστρα Πληθυσμού I, όπως ο Ήλιος. Αυτά είναι πολύ πλουσιότερα σε βαρύτερα στοιχεία και πιθανότατα έχουν πλανήτες.

Η Απόλυτη Ανακύκλωση;

Μεγάλο μέρος της ύλης στα άστρα Πληθυσμού I και στους πλανήτες τους έχει ανακυκλωθεί. Αυτή θα είχε δημιουργηθεί σε προηγούμενα άστρα Πληθυσμού II (και Πληθυσμού III) που εξερράγησαν ως υπερκαινοφανείς, διασκορπίζοντας τα συντρίμμια σε όλο το Σύμπαν. Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, κάποια από τα συντρίμμια αργότερα συγκεντρώνονται για να σχηματίσουν αστέρια και πλανήτες, όπως η Γη.

Αστρική Σκόνη

Και τέλος…

Ελπίζω να απολαύσατε αυτό το άρθρο. Αν θέλετε να μάθετε περισσότερα για το Explaining Science, επισκεφθείτε το κανάλι μου στο YouTube: https://www.youtube.com/explainingscience

Ενημερώθηκε 28 Ιουνίου 2021

Σημειώσεις

1. Αυτό ονομάζεται πληθωρισμός (inflation) και γίνεται αποδεκτό από τους περισσότερους κοσμολόγους. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, το μέρος του Σύμπαντος που κατοικούμε διαστελλόταν από ένα ελάχιστο κλάσμα του μεγέθους ενός ατομικού πυρήνα σε διάμετρο περίπου 1 μέτρου σε μια περίοδο περίπου 0.00000000000000000000000000000001 δευτερολέπτου μετά τη στιγμή της δημιουργίας.
2. Οι περισσότεροι κοσμολόγοι πιστεύουν τώρα ότι το 85% της ύλης στο Σύμπαν αποτελείται από μια άλλη μυστηριώδη μορφή ύλης που ονομάζεται σκοτεινή ύλη. Κανείς δεν γνωρίζει από τι αποτελείται η σκοτεινή ύλη, αλλά είναι σαφές ότι δεν αποτελείται από άτομα όπως η κανονική ύλη. Η σκοτεινή ύλη δεν μπορεί να σχηματίσει αστέρια και δεν συγκεντρώνεται για να σχηματίσει δομές όπως τα νέφη αερίου με τον ίδιο τρόπο που το κάνει η κανονική ύλη. Είναι εντελώς αόρατη στα τηλεσκόπια επειδή είναι διαφανής στο φως. Ωστόσο, η ύπαρξή της συμπεραίνεται από τις βαρυτικές επιδράσεις της στην ορατή ύλη. Η σκοτεινή ύλη καλύπτεται στο άρθρο μου (https://explainingscience.org/2015/02/18/dark-matter/)

Δημοσιεύτηκε από τον Steve Hurley

Γεια σας, είμαι ο Steve Hurley. Εργάζομαι στον τομέα της πληροφορικής. Σπούδασα για διδακτορικό στην αστρονομία τη δεκαετία του 1980. Εκτός εργασίας, το πραγματικό μου πάθος είναι να εξηγώ επιστημονικές έννοιες σε μη επιστημονικό κοινό. Το ιστολόγιό μου (explainingscience.org) καλύπτει διάφορα επιστημονικά θέματα, κυρίως αστρονομία. Είναι γραμμένο με τρόπο που είναι εύκολα κατανοητός σε μη επιστήμονες. Για συνδέσμους σε βιβλία και βίντεο, επισκεφθείτε το (https://www.explainingscience.org) και δείτε όλα τα άρθρα του Steve Hurley (https://explainingscience.org/author/thesciencegeek01/).

Κοσμολογικές Θεωρίες Μέσα στην Ιστορία

Σύμπαν

Όλα όσα υπάρχουν φυσικά, περιλαμβανομένου ολόκληρου του χώρου και του χρόνου, όλων των μορφών ύλης, ενέργειας και ορμής, καθώς και των φυσικών νόμων και σταθερών που τα διέπουν. Το σύμπαν (ή κόσμος) θεωρείται συνήθως ότι ξεκίνησε πριν από περίπου 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια σε μια βαρυτική ιδιομορφία, γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), και διαστέλλεται από τότε. Κάποιοι έχουν υποθέσει ότι αυτό το σύμπαν είναι απλώς ένα από πολλά αποσυνδεδεμένα σύμπαντα, τα οποία συλλογικά αναφέρονται ως πολυσύμπαν (multiverse).

Κοσμολογικές Θεωρίες Μέσα στην Ιστορία

(https://www.physicsoftheuniverse.com/cosmological.html)

“Κόσμος” είναι απλώς μια άλλη λέξη για το σύμπαν, και “κοσμολογία” είναι η μελέτη της προέλευσης, εξέλιξης και μοίρας του σύμπαντος. Μερικά από τα καλύτερα μυαλά της ιστορίας – τόσο φιλόσοφοι όσο και επιστήμονες – έχουν αφιερωθεί στην κατανόηση του τι ακριβώς είναι το σύμπαν και από πού προήλθε, προτείνοντας στη διαδικασία ποικιλία θεωριών και ιδεών, από το Κοσμικό Αυγό μέχρι τη Μεγάλη Έκρηξη και πέρα. Ακολουθούν μερικές από τις κύριες θεωρίες, σε περίπου χρονολογική σειρά:

• Brahmanda (Κοσμικό Αυγό) Σύμπαν – Η ινδική Rigveda, γραμμένη περίπου τον 15ο–12ο αιώνα π.Χ., περιγράφει ένα κυκλικό ή ταλαντευόμενο σύμπαν, στο οποίο ένα “κοσμικό αυγό”, ή Brahmanda, που περιέχει ολόκληρο το σύμπαν (συμπεριλαμβανομένων του Ήλιου, της Σελήνης, των πλανητών και όλου του χώρου) διαστέλλεται από ένα μοναδικό συμπυκνωμένο σημείο, το Bindu, πριν καταρρεύσει ξανά. Το σύμπαν επαναλαμβάνει αέναα κύκλους διαστολής και ολικής κατάρρευσης.

• Αναξαγόρειο Σύμπαν – Ο Έλληνας φιλόσοφος του 5ου αιώνα π.Χ., Αναξαγόρας, πίστευε ότι η αρχική κατάσταση του κόσμου ήταν ένα πρωταρχικό μίγμα όλων των συστατικών του, που υπήρχαν σε απειροελάχιστα θραύσματα. Αυτό το μίγμα δεν ήταν εντελώς ομοιογενές, και ορισμένα συστατικά υπήρχαν σε υψηλότερες συγκεντρώσεις από άλλα, και ποικίλλαν από τόπο σε τόπο. Σε κάποιο σημείο, αυτό το μίγμα τέθηκε σε κίνηση από τη δράση του “νου”, και η περιστροφική κίνηση διαχώρισε τα συστατικά, δημιουργώντας τελικά το σημερινό σύμπαν από ξεχωριστά υλικά αντικείμενα με διαφορετικές ιδιότητες.

• Ατομιστικό Σύμπαν – Αργότερα, στον 5ο αιώνα π.Χ., οι Έλληνες φιλόσοφοι Λεύκιππος και Δημόκριτος ίδρυσαν την ατομιστική σχολή, η οποία υποστήριζε ότι το σύμπαν αποτελείται από πολύ μικρές, αδιαίρετες και ακατάλυτες δομικές μονάδες, γνωστές ως άτομα (από το ελληνικό “άτομος”, που σημαίνει “αδιαίρετο”). Όλη η πραγματικότητα και όλα τα αντικείμενα στο σύμπαν αποτελούνται από διαφορετικούς συνδυασμούς αυτών των αιώνιων ατόμων και ενός άπειρου κενού, σχηματίζοντας διάφορους συνδυασμούς και σχήματα.

Γεωκεντρικό σύμπαν Αριστοτέλη και Πτολεμαίου

• Αριστοτελικό Σύμπαν – Ο Έλληνας φιλόσοφος Αριστοτέλης, στον 4ο αιώνα π.Χ., καθιέρωσε ένα γεωκεντρικό σύμπαν, στο οποίο η σταθερή, σφαιρική Γη βρίσκεται στο κέντρο, περιβαλλόμενη από συγκεντρικές ουράνιες σφαίρες με πλανήτες και αστέρια. Αν και πίστευε ότι το σύμπαν είναι πεπερασμένο σε μέγεθος, τόνιζε ότι υπάρχει αμετάβλητο και στατικό για πάντα. Ο Αριστοτέλης καθιέρωσε οριστικά τα τέσσερα κλασικά στοιχεία – φωτιά, αέρα, γη και νερό – που δρουν υπό δύο δυνάμεις, τη βαρύτητα (τάση γης και νερού να βυθιστούν) και την ελαφρότητα (τάση αέρα και φωτιάς να ανεβαίνουν). Αργότερα πρόσθεσε ένα πέμπτο στοιχείο, το αιθέρα, για να περιγράψει το κενό που γεμίζει το σύμπαν πάνω από τη σφαιρική Γη.

• Στωικό Σύμπαν – Οι στωικοί φιλόσοφοι της αρχαίας Ελλάδας (3ος αιώνας π.Χ. και μετά) πίστευαν σε ένα είδος “νησιωτικού” σύμπαντος, στο οποίο ένα πεπερασμένο σύμπαν περιβάλλεται από άπειρο κενό (εν μέρει παρόμοιο στην αρχή με έναν γαλαξία). Πίστευαν ότι το σύμπαν βρίσκεται σε σταθερή ροή, παλμικά μεταβάλλεται σε μέγεθος και περνά περιοδικά από αναταράξεις και πυρκαγιές. Στην οπτική των Στωικών, το σύμπαν μοιάζει με ένα γιγάντιο ζωντανό σώμα, με την ηγετική του θέση να ανήκει στα αστέρια και τον Ήλιο, αλλά όλα τα μέρη συνδέονται μεταξύ τους, ώστε ό,τι συμβαίνει σε ένα μέρος να επηρεάζει τα άλλα. Επίσης, είχαν μια κυκλική αντίληψη της ιστορίας, όπου ο κόσμος κάποτε ήταν καθαρή φωτιά και θα γινόταν ξανά φωτιά (ιδέα δανεισμένη από τον Ηράκλειτο).

• Ηλιοκεντρικό Σύμπαν – Ο Έλληνας αστρονόμος και μαθηματικός του 3ου αιώνα π.Χ., Αρίσταρχος ο Σάμιος, ήταν ο πρώτος που παρουσίασε σαφή επιχείρημα για ένα ηλιοκεντρικό μοντέλο του Ηλιακού Συστήματος, τοποθετώντας τον Ήλιο, όχι τη Γη, στο κέντρο του γνωστού σύμπαντος. Περιέγραψε τη Γη να περιστρέφεται καθημερινά στον άξονά της και να κινείται ετησίως γύρω από τον Ήλιο σε κυκλική τροχιά, μαζί με μια σφαίρα σταθερών αστεριών. Οι ιδέες του γενικά απορρίφθηκαν υπέρ των γεωκεντρικών θεωριών του Αριστοτέλη και του Πτολεμαίου έως ότου αναβίωσαν επιτυχώς σχεδόν 1800 χρόνια αργότερα από τον Κοπέρνικο. Υπήρχαν ωστόσο εξαιρέσεις: ο Σέλευκος ο Σελευκίδης, περίπου έναν αιώνα μετά τον Αρίσταρχο, υποστήριξε τις θεωρίες του και χρησιμοποίησε τις παλίρροιες για να εξηγήσει την ηλιοκεντρικότητα και την επιρροή της Σελήνης· ο Ινδός αστρονόμος και μαθηματικός Αριάμπατα περιέγραψε ελλειπτικές τροχιές γύρω από τον Ήλιο στο τέλος του 5ου αιώνα μ.Χ., όπως και ο μουσουλμάνος αστρονόμος Ja'far ibn Muhammad Abu Ma'shar al-Balkhi τον 9ο αιώνα.

• Πτολεμαϊκό Σύμπαν – Ο ρωμαϊκός-αιγυπτιακός μαθηματικός και αστρονόμος του 2ου αιώνα μ.Χ., Πτολεμαίος (Κλαύδιος Πτολεμαίος), περιέγραψε ένα γεωκεντρικό μοντέλο κυρίως βασισμένο στις αριστοτελικές ιδέες, στο οποίο οι πλανήτες και το υπόλοιπο σύμπαν περιφέρονται γύρω από μια σταθερή Γη σε κυκλικές επικύκλους. Από άποψη διάρκειας, ήταν ίσως το πιο επιτυχημένο κοσμολογικό μοντέλο όλων των εποχών. Τροποποιήσεις στο βασικό πτολεμαϊκό σύστημα προτάθηκαν από την Ισλαμική Σχολή Maragha τον 13ο, 14ο και 15ο αιώνα, περιλαμβανομένου του πρώτου ακριβούς μοντέλου της Σελήνης από τον Ibn al-Shatir και της απόρριψης μιας ακίνητης Γης υπέρ μιας περιστρεφόμενης Γης από τον Ali Qushji.

• Αβρααμικό Σύμπαν – Διάφοροι μεσαιωνικοί Χριστιανοί, Μουσουλμάνοι και Εβραίοι λόγιοι πρότειναν την ιδέα ενός σύμπαντος που ήταν πεπερασμένο στον χρόνο. Στον 6ο αιώνα μ.Χ., ο Χριστιανός φιλόσοφος Ιωάννης Φιλόπονος της Αλεξάνδρειας υποστήριξε ότι η αρχαία ελληνική έννοια του άπειρου παρελθόντος ήταν λανθασμένη και ήταν ίσως ο πρώτος σχολιαστής που υποστήριξε ότι το σύμπαν είναι πεπερασμένο στον χρόνο και, συνεπώς, είχε μια αρχή. Οι πρώιμοι Μουσουλμάνοι θεολόγοι, όπως ο Al-Kindi (9ος αιώνας) και ο Al-Ghazali (11ος αιώνας), πρόσφεραν λογικά επιχειρήματα υπέρ ενός πεπερασμένου σύμπαντος, όπως και ο Εβραίος φιλόσοφος του 10ου αιώνα Saadia Gaon.

• Μερικώς Ηλιοκεντρικό Σύμπαν – Στους 15ο και αρχές 16ου αιώνα, ο Somayaji Nilakantha από τη σχολή αστρονομίας και μαθηματικών του Κεράλα στη νότια Ινδία ανέπτυξε ένα υπολογιστικό σύστημα για ένα μερικώς ηλιοκεντρικό μοντέλο πλανητών, στο οποίο ο Ερμής, η Αφροδίτη, ο Άρης, ο Δίας και ο Κρόνος περιφέρονταν γύρω από τον Ήλιο, ο οποίος με τη σειρά του περιφερόταν γύρω από τη Γη. Αυτό ήταν πολύ παρόμοιο με το Τυχωνικό σύστημα που πρότεινε αργότερα ο Δανός ευγενής Tycho Brahe στον 16ο αιώνα, ως ένα είδος υβριδικού μοντέλου μεταξύ Πτολεμαϊκού και Κοπέρνικου.

Ηλιοκεντρικό σύμπαν του Κοπέρνικου

• Κοπερνίκειο Σύμπαν – Το 1543, ο Πολωνός αστρονόμος και πολυμαθής Nicolaus Copernicus προσαρμόζει το γεωκεντρικό μοντέλο Maragha του Ibn al-Shatir για να ταιριάξει με το αρχαίο ηλιοκεντρικό σύμπαν του Αρίσταρχου. Η δημοσίευση μιας επιστημονικής θεωρίας του ηλιοκεντρισμού, που έδειχνε ότι οι κινήσεις των ουράνιων σωμάτων μπορούν να εξηγηθούν χωρίς να τοποθετείται η Γη ακίνητη στο κέντρο του σύμπαντος, προκάλεσε περαιτέρω επιστημονικές έρευνες και έγινε ορόσημο στην ιστορία της σύγχρονης επιστήμης, γνωστό και ως Κοπερνίκεια Επανάσταση. Η Κοπερνίκεια Αρχή του (ότι η Γη δεν βρίσκεται σε κεντρική, ειδικά ευνοημένη θέση) και η συνέπεια ότι τα ουράνια σώματα υπακούν στους ίδιους φυσικούς νόμους με τη Γη, καθιέρωσαν για πρώτη φορά την κοσμολογία ως επιστήμη και όχι ως κλάδο της μεταφυσικής. Το 1576, ο Άγγλος αστρονόμος Thomas Digges δημοσιοποίησε τις ιδέες του Κοπέρνικου και τις επέκτεινε, υποθέτοντας την ύπαρξη πολυάριθμων αστέρων που εκτείνονται στο άπειρο, αντί για το περιορισμένο σύνολο σταθερών αστέρων του Κοπέρνικου. Ο Ιταλός φιλόσοφος Giordano Bruno πήγε ένα βήμα παραπέρα το 1584 προτείνοντας ότι ακόμη και το Ηλιακό Σύστημα δεν είναι το κέντρο του σύμπαντος, αλλά ένα σχετικά ασήμαντο αστρικό σύστημα ανάμεσα σε άπειρα άλλα. Το 1605, ο Johannes Kepler έκανε περαιτέρω βελτιώσεις, εγκαταλείποντας οριστικά την κλασική υπόθεση των κυκλικών τροχιών υπέρ ελλειπτικών τροχιών, οι οποίες εξηγούσαν τις φαινομενικά παράξενες κινήσεις των πλανητών. Η αμφιλεγόμενη υποστήριξη του Γαλιλαίου στο ηλιοκεντρικό μοντέλο του Κοπέρνικου στις αρχές του 17ου αιώνα καταδικάστηκε από την Ιερά Εξέταση, αλλά βοήθησε στη διάδοση της ιδέας.

• Καρτεσιανό Σύμπαν Στροβιλισμού – Στα μέσα του 17ου αιώνα, ο Γάλλος φιλόσοφος René Descartes περιέγραψε ένα μοντέλο σύμπαντος με πολλά χαρακτηριστικά του μεταγενέστερου στατικού, άπειρου σύμπαντος του Νεύτωνα. Σύμφωνα με τον Descartes, το κενό του διαστήματος δεν ήταν καθόλου άδειο, αλλά γεμάτο με ύλη που περιστρεφόταν σε μεγάλα και μικρά στροβίλια. Το μοντέλο του περιλάμβανε σύστημα τεράστιων περιστρεφόμενων δινών αιθερικής ή λεπτότατης ύλης, παράγοντας ό,τι αργότερα θα ονομαζόταν βαρυτικά φαινόμενα.

• Στατικό (ή Νευτώνιο) Σύμπαν – Το 1687, ο Sir Isaac Newton δημοσίευσε τα “Principia”, τα οποία περιέγραφαν, μεταξύ άλλων, ένα στατικό, σταθερό, άπειρο σύμπαν, το οποίο ακόμη και ο Einstein στις αρχές του 20ού αιώνα θεωρούσε δεδομένο (τουλάχιστον έως ότου τα γεγονότα απέδειξαν το αντίθετο). Στο σύμπαν του Newton, η ύλη σε μεγάλη κλίμακα είναι ομοιόμορφα κατανεμημένη και το σύμπαν είναι βαρυτικά ισορροπημένο αλλά ουσιαστικά ασταθές.

• Ιεραρχικό Σύμπαν και Υπόθεση Νεφελώματος – Παρά το γεγονός ότι βασιζόταν ακόμη σε ένα στατικό νευτώνιο σύμπαν, η ύλη σε ένα ιεραρχικό σύμπαν συσσωρεύεται σε ακόμα μεγαλύτερες κλίμακες ιεραρχίας και ανακυκλώνεται αδιάκοπα. Προτάθηκε για πρώτη φορά το 1734 από τον Σουηδό επιστήμονα και φιλόσοφο Emanuel Swedenborg και αναπτύχθηκε περαιτέρω (ανεξάρτητα) από τους Thomas Wright (1750), Immanuel Kant (1755) και Johann Heinrich Lambert (1761), ενώ ένα παρόμοιο μοντέλο πρότεινε το 1796 ο Γάλλος Pierre-Simon Laplace.

• Αϊνστάνιο Σύμπαν – Το μοντέλο του σύμπαντος που υποθέτει ο Albert Einstein στη καινοτόμο θεωρία της βαρύτητας στις αρχές του 20ού αιώνα δεν διέφερε ουσιαστικά από το νευτώνιο, καθώς ήταν ένα στατικό, δυναμικά σταθερό σύμπαν, που δεν διαστελλόταν ούτε συστέλλονταν. Ωστόσο, έπρεπε να προσθέσει μια “κοσμολογική σταθερά” στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας για να αντισταθμίσει τις δυναμικές επιδράσεις της βαρύτητας, οι οποίες διαφορετικά θα είχαν προκαλέσει τη κατάρρευση του σύμπαντος (αν και αργότερα εγκατέλειψε αυτό το μέρος της θεωρίας του όταν ο Edwin Hubble απέδειξε οριστικά το 1929 ότι το σύμπαν δεν ήταν στατικό).

Η Μεγάλη Έκρηξη και η διαστολή του σύμπαντος, Original Source N/A: hetdex.org/dark_energy/)

• Μοντέλο Μεγάλης Έκρηξης του Σύμπαντος – Μετά την απόδειξη από τον Hubble της συνεχώς διαστελλόμενης φύσης του σύμπαντος το 1929 (και ιδιαίτερα μετά την ανακάλυψη της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τους Arno Penzias και Robert Wilson το 1965), κάποια εκδοχή της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης έχει γενικά αποτελέσει την κυρίαρχη επιστημονική άποψη. Η θεωρία περιγράφει το σύμπαν ως προερχόμενο από ένα απειροστά μικρό, απείρως πυκνό σημείο (ή ιδιομορφία) πριν από 13 έως 14 δισεκατομμύρια χρόνια, από το οποίο διαστέλλεται έκτοτε. Η βασική διατύπωση της θεωρίας αποδίδεται συνήθως στον Βέλγο ρωμαιοκαθολικό ιερέα και φυσικό Georges Lemaître το 1927 (ακόμη και πριν από τα επιβεβαιωτικά στοιχεία του Hubble), αν και μια παρόμοια θεωρία είχε προταθεί, χωρίς όμως να αναπτυχθεί περαιτέρω, το 1922 από τον Ρώσο Alexander Friedmann. Ο Friedmann ανέπτυξε στην πραγματικότητα δύο μοντέλα διαστελλόμενου σύμπαντος βασισμένα στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας του Einstein, ένα με θετική καμπυλότητα ή σφαιρικό χώρο, και ένα με αρνητική καμπυλότητα ή υπερβολικό χώρο.

• Ταλαντούμενο Σύμπαν – Αυτό ήταν το προτιμώμενο μοντέλο του Einstein αφού απέρριψε το αρχικό του μοντέλο τη δεκαετία του 1930. Το ταλαντούμενο σύμπαν προκύπτει από το μοντέλο του Alexander Friedmann για ένα διαστελλόμενο σύμπαν, βασισμένο στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητας για ένα σύμπαν με θετική καμπυλότητα (σφαιρικός χώρος), το οποίο οδηγεί το σύμπαν να διαστέλλεται για κάποιο χρονικό διάστημα και στη συνέχεια να συστέλλεται λόγω της βαρυτικής του έλξης, σε έναν αέναο κύκλο Μεγάλης Έκρηξης ακολουθούμενης από Μεγάλη Σύνθλιψη (Big Crunch). Ο χρόνος είναι έτσι άπειρος και χωρίς αρχή, και το παράδοξο της αρχής του χρόνου αποφεύγεται.

• Σύμπαν Σταθερής Κατάστασης – Αυτή η μη τυπική κοσμολογία (δηλαδή αντίθετη προς το πρότυπο της Μεγάλης Έκρηξης) εμφανίστηκε σε διάφορες εκδοχές από τότε που η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης έγινε γενικά αποδεκτή από την επιστημονική κοινότητα. Μια δημοφιλής παραλλαγή του σύμπαντος σταθερής κατάστασης προτάθηκε το 1948 από τον Άγγλο αστρονόμο Fred Hoyle και τους Αυστριακούς Thomas Gold και Hermann Bondi. Προέβλεπε ένα σύμπαν που διαστέλλεται αλλά δεν αλλάζει την πυκνότητά του, με την ύλη να εισάγεται στο σύμπαν καθώς αυτό διαστέλλεται ώστε να διατηρείται σταθερή πυκνότητα. Παρά τα μειονεκτήματά της, αυτή η ιδέα ήταν αρκετά δημοφιλής μέχρι την ανακάλυψη της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου το 1965, η οποία υποστήριξε το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης.

,

Διαστολή του παρατηρήσιμου σύμπαντος με πληθωρισμό (Πηγή: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation)

• Πληθωριστικό (ή Διογκούμενο) Σύμπαν – Το 1980, ο Αμερικανός φυσικός Alan Guth πρότεινε ένα μοντέλο του σύμπαντος βασισμένο στη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά ενσωματώνοντας μια σύντομη, αρχική περίοδο εκθετικού κοσμικού πληθωρισμού, ώστε να επιλυθούν τα προβλήματα του ορίζοντα και της επιπεδότητας του πρότυπου μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης. Μια άλλη παραλλαγή του πληθωριστικού σύμπαντος είναι το κυκλικό μοντέλο που αναπτύχθηκε από τους Paul Steinhardt και Neil Turok το 2002, χρησιμοποιώντας σύγχρονη θεωρία Μ, θεωρία υπερχορδών και κοσμολογία μεμβρανών (brane cosmology), το οποίο περιλαμβάνει ένα σύμπαν που διαστέλλεται και συστέλλεται σε κύκλους.

• Πολυσύμπαν – Ο Ρωσο-Αμερικανός φυσικός Andrei Linde ανέπτυξε περαιτέρω την ιδέα του πληθωριστικού σύμπαντος το 1983 με τη θεωρία του χαοτικού πληθωρισμού (ή αιώνιου πληθωρισμού), η οποία θεωρεί το σύμπαν μας ως μία μόνο από πολλές «φυσαλίδες» που αναπτύχθηκαν ως μέρος ενός πολυσύμπαντος, λόγω ενός κενού που δεν είχε καταρρεύσει στη θεμελιώδη του κατάσταση. Οι Αμερικανοί φυσικοί Hugh Everett III και Bryce DeWitt είχαν αρχικά αναπτύξει και διαδώσει τη διατύπωση των «πολλών κόσμων» του πολυσύμπαντος τη δεκαετία του 1960 και 1970. Έχουν επίσης αναπτυχθεί εναλλακτικές εκδοχές, όπου το παρατηρήσιμο σύμπαν μας είναι απλώς ένα μικρό οργανωμένο τμήμα ενός απείρως μεγάλου κόσμου που βρίσκεται κατά κύριο λόγο σε κατάσταση χάους, ή όπου το οργανωμένο σύμπαν μας είναι απλώς ένα προσωρινό επεισόδιο σε μια άπειρη ακολουθία κυρίως χαοτικών και ανοργάνωτων διατάξεων.

Μία σύντομη ιστορία του Διαστήματος

Μια σύντομη ιστορία του διαστήματος

(https://web.archive.org/web/20250124043605/https://www.physics.ntua.gr/eesfye/POP/articles/A_brief_history_of_the_universe.html)

ΕΛΛΗΝΙΚΗ ΕΤΑΙΡΙΑ ΣΠΟΥΔΩΝ ΦΥΣΙΚΗΣ ΥΨΗΛΩΝ ΕΝΕΡΓΕΙΩΝ

ΕΛΛΗΝΙΚΗ ΟΜΑΔΑ ΕΚΛΑΪΚΕΥΣΗΣ OUTREACH GROUP

Μία σύντομη ιστορία του Διαστήματος

Peter Kalmus

Στην αριστερή φωτογραφία φαίνεται το πεδίο γύρω από το Σουπερνόβα SN1987A και στη δεξιά φωτογραφία φαίνεται το ίδιο πεδίο δύο εβδομάδες μετά την εμφάνιση του Σουπερνόβα. Η διαφορά στην ποιότητα της εικόνας είναι αποτέλεσμα της γήινης ατμόσφαιρας, που ήταν πιο σταθερή στην πρώτη περίπτωση. Και οι δύο φωτογραφίες προέρχονται από υλικό του Αγγλο-Αυστραλιανού Τηλεσκοπίου.

Στις 23 Φεβρουαρίου του 1987 μία έκρηξη δισεκατομμύρια δισεκατομμυρίων δισεκατομμύρια φορές δυνατότερη από την έκρηξη μιας υδρογονοβόμβας ανιχνεύτηκε στη Γη. Ήταν το Σουπερνόβα 1987Α, το πρώτο άστρο που εξερράγη και έγινε αντιληπτό με γυμνό μάτι, μετά από εκείνο που παρατηρήθηκε από τον Κέπλερ το 1604. Το άστρο, 170.000 έτη φωτός μακριά, στο Μεγάλο Νεφέλωμα του Μαγγελάνου, ξέμεινε από πυρηνικά καύσιμα, κατέρρευσε από την επιρροή της ίδιας του της βαρύτητας και, σε λίγα δευτερόλεπτα, απελευθέρωσε εκατό φορές περισσότερη ενέργεια από όση έχει απελευθερώσει ο Ήλιος μας σε ολόκληρη τη ζωή του.

Παρ' όλα αυτά, πριν ακόμα ένας Καναδός αστρονόμος σε ένα βουνό της Χιλής παρατηρήσει πρώτος το φως του Σουπερνόβα 1987Α, αγγελιοφόροι-φαντάσματα που ονομάζονται νετρίνα καταγράφηκαν σε δύο τεράστιους υπόγειους ανιχνευτές, στις Ηνωμένες Πολιτείες και στην Ιαπωνία. Αυτοί οι ανιχνευτές, που αποτελούνται από μερικές χιλιάδες τόνους πολύ καθαρού νερού, εξοπλισμένοι με φωτοπολλαπλασιαστές και ηλεκτρονικά συστήματα, είχαν κατασκευαστεί για έναν εντελώς διαφορετικό σκοπό. Είχαν σχεδιαστεί για να ελέγξουν κατά πόσον τα πρωτόνια είναι σταθερά και αν είναι δυνατό να υφίστανται μια πολύ αργή ραδιενεργή διάσπαση. Ακόμα και σήμερα δεν έχουν παρατηρηθεί τέτοιες διασπάσεις πρωτονίων, αλλά η ανίχνευση των νετρίνων που προέρχονταν από το Σουπερνόβα έδωσε σημαντικές πληροφορίες και γι' αυτά τα σωματίδια και για την κατάρρευση των άστρων, και απέδειξε θεαματικά την αλληλεπίδραση της αστρονομίας με τη σωματιδιακή φυσική.

Βεβαίως, η μεγαλύτερη έκρηξη απ' όλες ήταν η Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) - η δημιουργία του σύμπαντος, περίπου 12 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Το πρώιμο σύμπαν ήταν απίστευτο - μια πυκνή αρχέγονη σούπα από στοιχειώδη σωματίδια, που συγκρούονταν συνεχώς μεταξύ τους σε καταπληκτικά μεγάλες ενέργειες - ένα εκτυφλωτικό σόου από πυροτεχνήματα. Πραγματικά, το σημερινό σύμπαν με όλη την ομορφιά και την ποικιλομορφία του είναι απλώς ο καπνός που απέμεινε από τη γιορτή των πυροτεχνημάτων.

Η σύγχρονη φυσική των σωματιδίων μας επιτρέπει, με έναν τρόπο, να αναδημιουργήσουμε κάποιες από τις συνθήκες που επικρατούσαν στο πρώιμο σύμπαν. Οι αναγνώστες που έχουν περάσει πολλές ώρες μελετώντας την ιστορία των λίγων τελευταίων χιλιάδων ετών, ίσως μείνουν ευχαριστημένοι βλέποντας την ιστορία του σύμπαντος σε ένα μάλλον απλό διάγραμμα. Σ' αυτό έχει σχεδιαστεί η θερμοκρασία του σύμπαντος σε βαθμούς Κέλβιν στον δεξιό άξονα-y ως προς το χρόνο σε δευτερόλεπτα, που έχει σχεδιαστεί στον κάτω άξονα-x. Και οι δύο άξονες είναι λογαριθμικοί. Στον αριστερό άξονα-y είναι σχεδιασμένη η μέση ενέργεια ανά σωματίδιο, που είναι ανάλογη της θερμοκρασίας. Η πυκνότητα ενέργειας-μάζας του σύμπαντος είναι σχεδιασμένη στον πάνω άξονα-x, σε μονάδες πυκνότητας μάζας ισοδύναμης με την πυκνότητα του γήινου νερού.

Οι επιταχυντές LEP του CERN και Tevatron του Fermilab έχουν ενέργειες γύρω στα 100 GeV ανά στοιχειώδες συστατικό (κουάρκ ή λεπτόνιο), και τέτοιας τάξης μεγέθους ενέργειες ήταν οι επικρατούσες όταν το σύμπαν είχε θερμοκρασία 1015 βαθμούς Κέλβιν, περίπου 10-11 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang. Τα σωματίδια που αποτελούσαν το σύμπαν -ακόμα και τα νετρίνα- ήταν σε σχεδόν τέλεια ισορροπία μεταξύ τους. Η εξαΰλωση και η δημιουργία σωματιδίων ήταν ισορροπημένες. Το σύμπαν τότε, όπως και τώρα, περιείχε σημαντικά περισσότερα φωτόνια από κουάρκ, και οι ενέργειες ανά κουάρκ ή λεπτόνιο ήταν πολύ μεγαλύτερες από τις αντίστοιχες μάζες ηρεμίας, έτσι το σύμπαν περιγράφεται με ακρίβεια ως "κυριαρχούμενο από ακτινοβολία". Καθώς το σύμπαν διαστελλόταν, το μήκος κύματος της ακτινοβολίας απλώθηκε τόσο ώστε τα φωτόνια απέκτησαν χαμηλότερες ενέργειες. Επίσης, η συγκέντρωση στοιχειωδών σωματιδίων μειώθηκε, κι έτσι το σύμπαν "κρύωσε". Καθώς ακολουθούμε αυτή τη θερμική ιστορία, συμβαίνουν κάποια αξιοσημείωτα γεγονότα, που οδηγούν στο σημερινό κόσμο μας.

Εξαΰλωση

Γύρω στα 10^-6 δευτερόλεπτα η μέση ενέργεια είχε πέσει σε λίγα γίγα-ηλεκτρονιοβόλτ, και τα κουάρκ μπορούσαν να ενωθούν δημιουργώντας αδρόνια, και λίγο αργότερα σταθερά πρωτόνια και (σχετικά σταθερά) νετρόνια. Περίπου στο ένα δευτερόλεπτο, παρ' όλο που η πυκνότητα ήταν ακόμα μερικές εκατοντάδες χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, οι συγκρούσεις νετρίνων άρχισαν να γίνονται σπάνιες - δεν μπορούσαν πλέον να είναι σε θερμική ισορροπία με άλλα σωματίδια και ουσιαστικά αποσυζεύκτηκαν για πάντα από την υπόλοιπη ύλη και ακτινοβολία. Μετά από λίγα ακόμη δευτερόλεπτα, με την ενέργεια να έχει πέσει κάτω από το επίπεδο του μεγα-ηλεκτρονιοβόλτ, δεν μπορούσαν πια να δημιουργηθούν ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια, κι έτσι εξαϋλώθηκαν, αφήνοντας έναν ικανό αριθμό ηλεκτρονίων για να αντισταθμίσει το φορτίο των πρωτονίων που υπήρχαν.

Κάποια από τα πρωτόνια και τα νετρόνια συνενώθηκαν σε δευτερόνια, και μετά σε σωματίδια άλφα, πριν η πυκνότητα και ο ρυθμός συγκρούσεων γίνει πολύ χαμηλός. Τότε όσα νετρόνια είχαν μείνει ασύζευκτα διασπάστηκαν τις επόμενες ώρες. Οι μετρήσεις των ποσοτήτων δευτερίου και ηλίου που μπορούν να γίνουν σήμερα αποτελούν έναν κρίσιμο έλεγχο των συνθηκών που επικρατούσαν τότε, και επομένως έναν σημαντικό έλεγχο του ίδιου του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης. Μικροσκοπικές τροχιές ισοτόπων λιθίου θα μπορούσαν να έχουν δημιουργηθεί, αλλά η απουσία σταθερών πυρήνων μάζας 5 και 8 απέτρεψαν τη δημιουργία περισσότερων πυρήνων. Η σύνθεση πυρήνων άρχισε να συμβαίνει περίπου στα 3 λεπτά.

Μετά από περίπου 300.000 χρόνια η θερμοκρασία είχε πέσει γύρω στους 104 βαθμούς Κέλβιν και η μέση ενέργεια γύρω στο 1 eV, κάτω από το δυναμικό ιονισμού των ατόμων. Ουδέτερα άτομα υδρογόνου και ηλίου δημιουργήθηκαν. Τα φωτόνια δεν εμποδίζονταν πια από τις συχνές αλληλεπιδράσεις με την ύλη (συζεύκτηκαν με φορτισμένα σωματίδια), και το σύμπαν, που μέχρι τότε ήταν αδιαφανές, έγινε διαφανές. Η επικρατούσα μορφή ενέργειας μετά απ' αυτό ήταν η μάζα (που περιείχε και σκοτεινή ύλη, η φύση της οποίας δεν έχει ακόμα εξακριβωθεί), ενώ στην προηγούμενη φάση ήταν η ακτινοβολία. Εντούτοις, οι θερμοκρασίες και οι ενέργειες που φαίνονται στο διάγραμμα, ακόμα και στην εποχή που επικρατούσε η ύλη, αντιπροσωπεύουν την εποχή της κυριαρχίας της ακτινοβολίας. Με τη διαστολή του σύμπαντος, αυτή η ακτινοβολία έχει τώρα κρυώσει στους 2,7 βαθμούς Κέλβιν, και λέγεται κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου.

Το υλικό των άστρων

Η βαρύτητα, που εμφανιζόταν σε κυματώσεις πυκνότητας που έχουν ανιχνευθεί σήμερα ως μικρές ανισοτροπίες της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, ανάγκασε την ύλη να σχηματίσει μορφώματα, που αργότερα έγιναν άστρα και γαλαξίες. Έτσι τα αντικείμενα της αστρονομίας τελικά κάνουν την παρουσία τους στην κάτω δεξιά γωνία του διαγράμματος. Τα πρώτα άστρα συντέθηκαν μόνο από υδρογόνο και ήλιο. Διαδικασίες σύντηξης και άλλες πυρηνικές αντιδράσεις στους πυρήνες των άστρων δημιούργησαν όλα τα υπόλοιπα στοιχεία.

Τα πιο μεγάλα σε μάζα άστρα είχαν μικρότερη διάρκεια ζωής, και κάποια εκρήγνυνταν σαν σουπερνόβα, μολύνοντας έτσι τη γειτονιά τους με αυτά τα χημικά, και συμβάλλοντας στη δημιουργία του μείγματος των στοιχείων από τα οποία τα πιο νέα άστρα, μεταξύ των οποίων και ο Ήλιος μας και το ηλιακό του σύστημα, μπόρεσαν να δημιουργηθούν. Κάθε άτομο άνθρακα – o βαρύτερος πυρήνας που υπάρχει πάνω στη Γη και στα σώματά μας – δημιουργήθηκαν στον πυρήνα κάποιου άστρου που τώρα έχει εκραγεί. Είμαστε όλοι φτιαγμένοι από αστρικό υλικό!

Μέχρι πρόσφατα, οι κοσμολογικές μετρήσεις ήταν συνεπείς με το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης και της ακόλουθης διαστολής του σύμπαντος, που αντιτίθεται στην έλξη της βαρύτητας. Ανάλογα με την πυκνότητα μάζας-ενέργειας του σύμπαντος, αυτό θα μπορούσε να οδηγήσει σε συνεχή διαστολή ή στην τελική συστολή: τη Μεγάλη Συμπύκνωση. Οι περισσότερες κοσμολογικές μετρήσεις δεν ήταν ιδιαίτερα ακριβείς. Λίγα χρόνια πριν, κάποιες μετρήσεις έδειξαν ότι η ηλικία του σύμπαντος ήταν λίγο μικρότερη από την ηλικία κάποιων αστεριών, αλλά, εξαιτίας των σφαλμάτων παρατήρησης, ένας παράγοντας μικρότερος από δύο δεν προκάλεσε υπερβολική ανησυχία.

Παρ' όλα αυτά οι παρατηρήσεις βελτιώνονται συνέχεια. Τα αποτελέσματα του τελευταίου έτους από δύο συνεργασίες υποδηλώνουν ότι η διαστολή του σύμπαντος μπορεί στην πραγματικότητα να επιταχύνεται: πολύ μακρινά σουπερνόβα φαίνονται πιο αμυδρά από το αναμενόμενο, δίνοντας μία ένδειξη ότι μπορεί να είναι πιο μακριά από ό,τι δείχνει η ερυθρή τους μετατόπιση. Αυτή τη στιγμή γίνονται προσεκτικοί έλεγχοι στις αναλύσεις των σουπερνόβα, ενώ κι άλλα μακρινά σουπερνόβα βρίσκονται τώρα στο βεληνεκές των υπαρχόντων τηλεσκοπίων.

Οι παρατηρήσεις μπορούν να εξηγηθούν αν επικαλεστούμε την κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν - ένα είδος κοσμικής απώθησης της αρνητικής πίεσης κενού, την οποία αργότερα ο Αϊνστάιν θεώρησε ως το "μεγαλύτερό του λάθος". Αποκλίσεις, όπως η "πεμπτουσία" -μία πέμπτη δύναμη που μεταβάλλεται με το χρόνο-, κερδίζουν ολοένα μεγαλύτερη προσοχή. Η πυκνότητα ενέργειας που σχετίζεται με μία κοσμολογική σταθερά θα μπορούσε να έχει επηρεάσει τις πρώιμες δομές του σύμπαντος και έτσι να έχει προκύψει η γωνιακή ανισοτροπία της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου - οι ρυτίδες του σύμπαντος.

Οι διακυμάνσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου υπολογίζονται με ικανοποιητική ακρίβεια σε μικρότερες γωνιακές κλίμακες, και η ανάλυσή τους δείχνει μεγαλύτερη συνέπεια με τη συμπεριφορά των σουπερνόβα και με άλλες παρατηρήσεις εάν επιτραπεί μία πρόσθετη κοσμική δύναμη απώθησης. Η πυκνότητα ενέργειας που συνδέεται με την κοσμολογική σταθερά φαίνεται ότι είναι μεγαλύτερη από τη σταθερά μάζας. Νέα αποτελέσματα ανισοτροπίας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου που προκύπτουν από το πρόγραμμα Boomerang που βρίσκεται πάνω σε ένα αερόστατο πρόκειται να ανακοινωθούν σύντομα, και θα ακολουθήσουν στα επόμενα χρόνια οι αποστολές MAP της NASA και Planck της ESA (European Space Agency). Η εποχή της κοσμολογίας ακριβείας φαίνεται ότι μόλις αρχίζει, και η συμβίωσή της με τη σωματιδιακή φυσική θα οδηγήσει σε πιο συναρπαστική επιστήμη το νέο αιώνα.

Peter Calmus , Περιοδικό CERN Courier, Vol 40(2), Μαρτιος 2000, <http://www.cerncourier.com> Μετάφραση: Ε. Συμεωνίδου, [elenasym@yahoo.com](mailto:elenasym@yahoo.com)

Ο Peter Kalmus ασχολείται με πειράματα σωματιδιακής φυσικής στις Ηνωμένες Πολιτείες για πάνω από 40 χρόνια. Μοιράστηκε, με τον John Dowell, το Μετάλλιο Rutherford του Ινστιτούτου Φυσικής το 1988, για τη συμβολή του στην ανακάλυψη των σωματιδίων W και Z στο CERN το 1983. Είναι αντιπρόεδρος του Ινστιτούτου Φυσικής και πρόεδρος της Επιτροπής Σωματιδίων και Πεδίων του IUPAP (International Union of Pure and Applied Physics). Από τότε που αποσύρθηκε τυπικά το 1998, έχει αφιερώσει πολύ από το χρόνο του προς την κατεύθυνση της ευρύτερης κατανόησης της φυσικής επιστήμης συνεισφέροντας σε οργανισμούς όπως το Βασιλικό Ινστιτούτο και η Βρετανική 'Ενωση για την πρόοδο της Επιστήμης και δίνοντας δημόσιες ομιλίες. Μια γραπτή έκδοση της ομιλίας του δημοσιεύτηκε στο Physics Education (1999 34(2)).

Γιατί ακόμη δεν γνωρίζουμε πόσο γρήγορα διαστέλλεται το Σύμπαν / Πίσω από την αστρονομική διαμάχη που διασπά το ίδιο το σύμπαν.

URL: https://web.archive.org/web/20250517123042/https://www.discovermagazine.com/the-sciences/why-we-still-dont-know-how-fast-the-universe-is-expanding

Του Corey S. Powell, 20 Ιανουαρίου 2019, 2:00 π.μ. Παρατηρητήριο – Fermilab

Τα παρατηρησιακά δεδομένα έχουν οδηγήσει τους αστρονόμους σε διαφορετικά συμπεράσματα σχετικά με το πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν. (Πηγή: Reidar Hahn/Fermilab)

Πίσω στη δεκαετία του 1980, οι αστρονόμοι είχαν εμπλακεί σε μια διαμάχη τόσο μεγάλη, που θα μπορούσε κανείς να περάσει ένα σύμπαν μέσα από αυτήν. Το σημείο διαφωνίας ήταν ένας αριθμός που ονομάζεται σταθερά του Hubble, ο οποίος περιγράφει τον ρυθμό με τον οποίο διαστέλλεται το σύμπαν και, κατ’ επέκταση, πόσος χρόνος έχει περάσει από τη Μεγάλη Έκρηξη: όσο πιο αργός ο ρυθμός διαστολής, τόσο παλαιότερο το σύμπαν.

Από τη μία πλευρά ήταν ο Allan Sandage, ο επιβλητικός διάδοχος του Edwin Hubble στο Αστεροσκοπείο Mount Wilson, ο οποίος υπολόγισε ότι η ηλικία του σύμπαντος ήταν περίπου 20 δισεκατομμύρια χρόνια. Από την άλλη πλευρά ήταν μια ομάδα «αιρετικών», των οποίων οι παρατηρήσεις έδειχναν ότι ήταν μόνο περίπου η μισή. Τα πνεύματα είχαν οξυνθεί.

Η σταθερά του Hubble μετριέται σε ασαφείς μονάδες (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ), οπότε για συντομία οι ερευνητές χρησιμοποιούσαν απλώς τον αριθμό. «Μετράμε τη σταθερά του Hubble στο 100», θα ανακοίνωνε κάποιος από τους νεοεμφανιζόμενους σε μια ομιλία. «Είναι 50», θα απαντούσε με οργή ο Sandage, χλευάζοντας τους συναδέλφους του για τις εσφαλμένες μετρήσεις τους. Για μένα, έναν νεαρό ρεπόρτερ που κάλυπτε το πεδίο εκείνη την εποχή, ήταν μια αποκαλυπτική επίδειξη επιστημονικού πάθους. Ολόκληρη η ιστορία του σύμπαντος διακυβευόταν!

Τρεις δεκαετίες αργότερα, μια αναζωπυρωμένη διαμάχη για τη σταθερά του Hubble θέτει και πάλι σε αμφισβήτηση την κατανόησή μας για το σύμπαν. Τουλάχιστον, οι παλιές φωνές έχουν πλέον καταλαγιάσει. Πολύ βελτιωμένα δεδομένα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble και τον δορυφόρο Planck έδειξαν ότι τόσο ο Sandage όσο και οι αντίπαλοί του έκαναν λάθος· η πραγματική ηλικία του σύμπαντος βρίσκεται κάπου ενδιάμεσα, στα 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια. Με αυτή τη νέα σαφήνεια, όμως, εμφανίστηκε μια νέα σύγκρουση.

Μετρήσεις της σταθεράς του Hubble που γίνονται με άμεση παρατήρηση άστρων δίνουν ρυθμό διαστολής 73. Μετρήσεις που βασίζονται στη μελέτη της μακρινής μικροκυματικής λάμψης του πρώιμου σύμπαντος δίνουν τιμή περίπου 68. Αν και το χάσμα είναι μικρό, έχει αποδειχθεί επίμονο. Η επίλυση της προηγούμενης διαμάχης οδήγησε στη συγκλονιστική διαπίστωση ότι ζούμε σε ένα επιταχυνόμενο σύμπαν που διαστέλλεται λόγω μιας μυστηριώδους «σκοτεινής ενέργειας». Οι συνέπειες της τρέχουσας διαμάχης θα μπορούσαν να είναι εξίσου σημαντικές.

Ο Adam Riess στο Space Telescope Science Institute, ο οποίος μοιράστηκε το Βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 2011 για την ανακάλυψη της σκοτεινής ενέργειας, είναι εναλλάξ έκπληκτος και διασκεδασμένος από αυτή την εξέλιξη. «Ποιος θα φανταζόταν ότι θα μετράμε τη σταθερά του Hubble και θα βλέπουμε διαφορές της τάξης του 10% και θα λέμε “Χμμ, κάτι δεν πάει καλά εδώ;”» αναρωτιέται. «Κι όμως, εδώ είμαστε.»

Ανέβασμα της κλίμακας

Ο Riess και η ομάδα του ειδικεύονται σε μετρήσεις της σταθεράς του Hubble που βασίζονται σε αστέρες — τη λεγόμενη προσέγγιση της «κλίμακας αποστάσεων». Οι ερευνητές ξεκινούν με σχετικά κοντινά αντικείμενα των οποίων την απόσταση μπορούν να μετρήσουν με ακρίβεια και στη συνέχεια χρησιμοποιούν αυτά τα αντικείμενα για να βαθμονομήσουν αποστάσεις προς πιο μακρινά, και ούτω καθεξής, σαν να ανεβαίνουν τα σκαλοπάτια μιας σκάλας. Μόλις γνωρίζεις τις πραγματικές αποστάσεις κοσμικών αντικειμένων, μπορείς να συνδυάσεις αυτή την πληροφορία με μετρήσεις της κίνησής τους για να υπολογίσεις τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος.

Η κλίμακα αποστάσεων είναι ο τρόπος με τον οποίο ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι το σύμπαν διαστέλλεται ήδη από το 1929, αλλά η χρήση της για τον υπολογισμό του ρυθμού διαστολής αποδείχθηκε προβληματική. Η μεγάλη πρόκληση ήταν η βαθμονόμηση του πρώτου «σκαλοπατιού», ενός τύπου άστρων που ονομάζονται μεταβλητοί Κηφείδες. Αυτοί πάλλονται με ρυθμό που εξαρτάται από την εγγενή φωτεινότητά τους. Αν μετρήσεις την περίοδο παλμών ενός Κηφείδα, γνωρίζεις πόσο φωτεινό είναι πραγματικά το άστρο. Συγκρίνοντάς το με το πόσο φωτεινό φαίνεται, μπορείς να υπολογίσεις την απόστασή του.

Δυστυχώς, αυτό το τέχνασμα δίνει μόνο σχετικές αποστάσεις. Για να βρεθούν απόλυτες αποστάσεις, πρέπει να γνωρίζουμε με ακρίβεια τη θέση ορισμένων κοντινών Κηφείδων ως σημεία αναφοράς. «Αυτό ήταν που ταλαιπωρούσε τους ανθρώπους πριν από 20 ή 25 χρόνια. Δυσκολεύονταν πολύ να βαθμονομήσουν οτιδήποτε με απόλυτο τρόπο», λέει ο Riess.

Στην εποχή του Sandage, η σταθερά του Hubble είχε αβεβαιότητα περίπου 50%. Μέχρι το 2001, τα δεδομένα του Hubble μείωσαν το σφάλμα στο 10%. Στην πιο πρόσφατη εργασία του, ο Riess υποστηρίζει ακρίβεια 2,2% — «και είναι δυνατόν να φτάσουμε κοντά στο 1%». Έτσι, είναι βέβαιος όταν λέει ότι η τιμή είναι 73.

Αντηχήσεις της διαστολής

Όλα αυτά ακούγονται πειστικά μέχρι να μιλήσει κανείς με τους εξίσου πειστικούς επιστήμονες που εργάζονται με δεδομένα από τον δορυφόρο Planck. Από το 2009 έως το 2013, ο Planck πραγματοποίησε ακριβείς παρατηρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Ενώ οι υποστηρικτές της κλίμακας αποστάσεων ξεκινούν από κοντινά αντικείμενα, οι ερευνητές του Planck κοιτούν βαθιά στο σύμπαν, μελετώντας ακτινοβολία από τα όριά του και αναζητώντας μοτίβα που αποκαλύπτουν την ιστορία της διαστολής.

«Με τα δεδομένα του Planck, παίρνουμε τιμή 68 ή 67», λέει η αστροφυσικός Jo Dunkley. Η απόκλιση έγινε τόσο εμφανής ώστε οι ερευνητές έλεγξαν ξανά τα δεδομένα τους.

Ένας τρίτος τρόπος μέτρησης βασίζεται στις ταλαντώσεις από τη Μεγάλη Έκρηξη που άφησαν κυματισμούς στην κατανομή των γαλαξιών. Το αποτέλεσμα συμφωνεί με την τιμή 67 του Planck, «υποδηλώνοντας έντονα ότι δεν μπορείς να ρίξεις όλη την ευθύνη στα δεδομένα του Planck».

Τι συμβαίνει τελικά;

Σε αντίθεση με τις παλιές έντονες αντιπαραθέσεις, οι σημερινοί ερευνητές είναι πιο προσεκτικοί. Πρώτα εξετάζουν την πιθανότητα ανθρώπινου λάθους, αλλά αυτό φαίνεται όλο και λιγότερο πιθανό.

Το πιο ανησυχητικό —και συναρπαστικό— είναι ότι πολλές διαφορετικές γραμμές αποδείξεων οδηγούν σε δύο ασύμβατες απαντήσεις. Αυτό αναγκάζει τους κοσμολόγους να σκεφτούν ότι ίσως και οι δύο μετρήσεις είναι σωστές. Ίσως το πρώιμο σύμπαν και το μεταγενέστερο σύμπαν να συμπεριφέρονται διαφορετικά λόγω κάποιου άγνωστου φυσικού μηχανισμού.

Ο Riess αναφέρει διάφορες πιθανότητες: το ίδιο το διάστημα μπορεί να έχει μικρή καμπυλότητα, να υπάρχει άγνωστος τύπος νετρίνου, ή η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια να έχουν παράξενες ιδιότητες.

Η Dunkley θεωρεί ότι το πρόβλημα μπορεί να είναι ακόμη βαθύτερο: «Δεν υπάρχει καμία απλή επέκταση του τυπικού μοντέλου κοσμολογίας που να εξηγεί όλα τα δεδομένα». Προσθέτει: «Έχουμε ακόμη μεγάλα ερωτήματα: γιατί το σύμπαν επιταχύνεται και γιατί άρχισε να διαστέλλεται εξαρχής; Δεν θα με εξέπληττε μια μεγάλη ανατροπή.»

Η σημερινή διαμάχη μπορεί να φαίνεται μικρότερη από την προηγούμενη, αλλά ίσως αποδειχθεί αρκετά μεγάλη ώστε να μας αποκαλύψει ένα εντελώς νέο σύμπαν.

Διαστέλλεται το σύμπαν ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός; Να τι ανακάλυψαν οι αστρονόμοι σχετικά με αυτό

URL: https://web.archive.org/web/20240414225557/https://www.futurespaceworld.com/is-the-universe-expanding-faster-than-the-speed-of-light/

Του Charles Nwali / 4 Σεπτεμβρίου 2022

Για χρόνια, οι επιστήμονες πίστευαν ότι τίποτα δεν μπορεί να κινηθεί ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός. Ωστόσο, οι αστρονόμοι συνέχισαν να εξερευνούν βαθύτερα το σύμπαν για να κατανοήσουν πώς λειτουργεί. Λοιπόν, ίσως αναρωτιέστε αν το σύμπαν στο οποίο ζούμε διαστέλλεται. Ναι, το σύμπαν στο οποίο ζούμε πράγματι διαστέλλεται. Οι γαλαξίες μας απομακρύνονται όλο και περισσότερο μεταξύ τους με κάθε μέρα που περνά.

Οι αποστάσεις που δημιουργούνται μεταξύ των γαλαξιών δείχνουν πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν. Ωστόσο, δεν θα μπορούσαμε να είχαμε μάθει για τη διαστολή του σύμπαντός μας χωρίς τη βοήθεια ενός διάσημου αστρονόμου. Λοιπόν, ποιος ανακάλυψε πραγματικά ότι το σύμπαν διαστέλλεται; Διαστέλλεται το σύμπαν ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός; Συνεχίστε να διαβάζετε για να το ανακαλύψετε.

Γιατί το σύμπαν διαστέλλεται ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός

Η ταχύτητα του φωτός θεωρείται γενικά ως ένα γνωστό όριο ταχύτητας για το υπόλοιπο σύμπαν. Η ταχύτητα του φωτός μετριέται στα 299.792 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, πράγμα που σημαίνει ότι το φως ταξιδεύει με σχεδόν 300.000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Οποιοδήποτε αντικείμενο ταξιδεύει με αυτή την ταχύτητα θα μπορούσε να περιστρέφεται γύρω από τη Γη περίπου επτάμισι φορές ανά δευτερόλεπτο. Αυτή η ταχύτητα είναι γνωστή ως το αδιαμφισβήτητο όριο ταχύτητας του Σύμπαντος.

Οι επιστήμονες έχουν συνειδητοποιήσει ότι το σύμπαν μας διαστέλλεται συνεχώς μέσω του φωτός που φτάνει σε εμάς από μακρινούς γαλαξίες. Αυτός είναι ο λόγος που ορισμένοι γαλαξίες έχουν παραμείνει μόνιμα εκτός της εμβέλειάς μας, καθώς απομακρύνονται τόσο γρήγορα ώστε το φως τους δεν θα φτάσει ποτέ στη Γη. Οι επιστήμονες μάλιστα υποστηρίζουν ότι κάποιοι γαλαξίες που είναι σήμερα ορατοί από τη Γη ενδέχεται στο μέλλον να εξαφανιστούν από την παρατήρησή μας, καθώς το φως τους θα πάψει να φτάνει σε εμάς λόγω των τεράστιων αποστάσεων.

Το πιο πρόσφατο συμπέρασμα, στο οποίο οι επιστήμονες εκτίμησαν πόσο γρήγορα «ταξιδεύει» το σύμπαν, έδειξε ότι το σύμπαν στην πραγματικότητα «κινείται» ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός. Η εκτίμηση αυτή τοποθετεί τον ρυθμό στα 69,8 km/sec/Mpc, με ένα megaparsec να ισοδυναμεί με 3,26 εκατομμύρια έτη φωτός. Με αυτόν τον ρυθμό διαστολής, ορισμένες μελέτες προέβλεψαν ότι οι αποστάσεις μεταξύ των αντικειμένων στο σύμπαν είναι πιθανό να διπλασιαστούν σε 10 δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα.

Είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι οι γαλαξίες μέσα στο σύμπαν δεν κινούνται με αυτή την υψηλή ταχύτητα. Ωστόσο, ο χώρος μεταξύ των γαλαξιών διαστέλλεται με τεράστιο ρυθμό. Οι θεωρίες γύρω από τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος ενέπνευσαν τους επιστήμονες να διατυπώσουν την ιδέα της σκοτεινής ενέργειας. Σήμερα γνωρίζουμε ότι η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί περίπου το 27% του σύμπαντος. Οι επιστήμονες κατόρθωσαν να το εκτιμήσουν αυτό με βάση την ποσότητα ενέργειας που απαιτείται ώστε το σύμπαν να διαστέλλεται με τόσο γρήγορο ρυθμό.

Ποιος ανακάλυψε ότι το σύμπαν διαστέλλεται;

Για αιώνες, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι ο Γαλαξίας είναι το όριο του σύμπαντος. Ωστόσο, δεν είχαν συνειδητοποιήσει ότι άλλα γαλαξιακά συστήματα (https://web.archive.org/web/20240414225557/https://www.futurespaceworld.com/what-lies-at-galactic-centers/) βρίσκονται πολύ πέρα από τον δικό μας γαλαξία. Ωστόσο, ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble άνοιξε τα μάτια μας στο τεράστιο σύμπαν που γνωρίζουμε σήμερα. Πραγματοποίησε πολλές σημαντικές ανακαλύψεις τη δεκαετία του 1920 που βελτίωσαν την αστρονομία και τη γνώση της ανθρωπότητας για το Σύμπαν.

Το 1929, ο αστρονόμος Edwin Hubble ανακοίνωσε τα ευρήματά του, συμπεριλαμβανομένης της ερυθρής μετατόπισης των γαλαξιών, τους οποίους θεωρούσε ότι απομακρύνονται με ρυθμό ανάλογο της απόστασής τους από τη Γη. Οι ανακαλύψεις του έδειξαν ότι τα ουράνια σώματα που βρίσκονται πιο μακριά από τη Γη απομακρύνονται με μεγαλύτερη ταχύτητα. Κατέληξε στο συμπέρασμα ότι το σύμπαν πρέπει να διαστέλλεται. Τα ευρήματα του Hubble έδειξαν επίσης ότι οι περισσότεροι γαλαξίες απομακρύνονται από τον Γαλαξία μας με αυξανόμενο ρυθμό.

Πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν;

Το σύμπαν διαστέλλεται με έναν ρυθμό που μετριέται ως ταχύτητα ανά απόσταση. Η σταθερή αναλογία μεταξύ ταχύτητας και απόστασης είναι γνωστή ως Σταθερά του Hubble. Ο Hubble διαπίστωσε ότι οι γαλαξίες αυξάνουν την ταχύτητά τους κατά 500 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο για κάθε επιπλέον megaparsec απόστασης, που αντιστοιχεί σε περίπου 3,26 εκατομμύρια έτη φωτός. Έτσι, οι επιστήμονες προσδιόρισαν τη σταθερά του Hubble ως 500 km/sec/Mpc.

Οι αστρονόμοι συνέχισαν να βελτιώνουν την ακρίβεια αυτών των μετρήσεων με την πάροδο των ετών.

Μετά την εκτόξευση του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble τη δεκαετία του 1990, οι επιστήμονες γνώριζαν ότι βρίσκονταν κοντά στον ακριβή προσδιορισμό του ρυθμού διαστολής του σύμπαντος. Το 2001, η αστρονόμος Wendy Freedman των Carnegie Observatories ηγήθηκε μιας διεθνούς ομάδας αστρονόμων για να μελετήσει (https://web.archive.org/web/20240414225557/https://iopscience.iop.org/journal/0004-637X) πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν χρησιμοποιώντας το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble. Μετά από παρατηρήσεις μακρινών άστρων για τη δημιουργία μιας καθοριστικής μέτρησης, οι αστρονόμοι κατέληξαν ότι η Σταθερά του Hubble εκτιμάται στα 72 km/sec/Mpc.

Μια άλλη ομάδα επιστημόνων με επικεφαλής τον βραβευμένο με Νόμπελ Adam Riess πραγματοποίησε μια δεύτερη μελέτη στο Πανεπιστήμιο Johns Hopkins στη Βαλτιμόρη, στο Μέριλαντ. Ο Riess και η ομάδα του κατάφεραν να κάνουν μια πιο ακριβή εκτίμηση της Σταθεράς του Hubble χρησιμοποιώντας μεταβλητά άστρα Κηφείδες. Οι Κηφείδες είναι άστρα που πάλλονται σε τακτά χρονικά διαστήματα που αντιστοιχούν στη μέγιστη λαμπρότητά τους.

Οι επιστήμονες αυτοί υπολόγισαν την τιμή στα 74 km/sec/Mpc. Αυτή η δεύτερη μελέτη έχει περιθώριο σφάλματος 1,91%. Αυτό είναι πιο αποδεκτό από την προηγούμενη μελέτη, η οποία είχε περιθώριο σφάλματος 10%. Ωστόσο, οι επιστήμονες χρησιμοποίησαν αργότερα την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (https://web.archive.org/web/20240414225557/) (https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck/Planck_and_the_cosmic_microwave_background) για να προσδιορίσουν τις βασικές ιδιότητες του Σύμπαντος. Οι μετρήσεις του Planck επέτρεψαν στους επιστήμονες να εκτιμήσουν το πρώιμο στάδιο του Σύμπαντος που έχει διασταλεί με την πάροδο του χρόνου.

Οι επιστήμονες εφάρμοσαν τις τυπικές θεωρητικές παραδοχές για το σύμπαν και εκτίμησαν τη Σταθερά του Hubble στα 67,4 km/sec/Mpc. Αυτή η πιο πρόσφατη έρευνα διαφώνησε πλήρως με την προηγούμενη τιμή των 74,0 km/sec/Mpc που είχε μετρηθεί από τον Riess και την ομάδα του χρησιμοποιώντας Κηφείδες.

Με την πάροδο των ετών, οι αστρονόμοι συνέχισαν να ερευνούν γιατί υπάρχουν διαφορετικές μετρήσεις της Σταθεράς του Hubble. Μετά από προσεκτική ανάλυση του πόσο γρήγορα απομακρύνονται οι γαλαξίες μεταξύ τους, η ομάδα επιστημόνων κατέληξε ότι η Σταθερά του Hubble μπορεί να εκτιμηθεί στα 69,8 km/sec/Mpc, χρησιμοποιώντας τις τιμές που προέκυψαν από τις ομάδες του Planck και του Adam Riess.

Συμπέρασμα

Το παρατηρήσιμο σύμπαν στο οποίο ζούμε διαστέλλεται συνεχώς. Πολλές επιστημονικές μελέτες έχουν επιτρέψει στους επιστήμονες να μετρήσουν πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν. Καθώς προοδεύουμε προς το να γίνουμε ένας πιο προηγμένος πολιτισμός, η ανθρωπότητα ενδέχεται να επινοήσει τεχνολογίες που θα μας επιτρέψουν να κατανοήσουμε ακόμη περισσότερο το σύμπαν στο οποίο ζούμε. Αλλά διαστέλλεται το σύμπαν ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός; Αυτό το άρθρο θα πρέπει να σας βοήθησε να απαντήσετε σε αυτό το ερώτημα.

Συνεχίζεται το Σύμπαν για πάντα;

URL: https://web.archive.org/web/20250622004312/https://www.discovermagazine.com/the-sciences/does-the-universe-go-on-forever

Είναι το διάστημα πεπερασμένο ή άπειρο; Εξερευνήστε αυτό το διαχρονικό ερώτημα.

Του Korey Haynes, 2 Μαρτίου 2020, 11:12 μ.μ.

Πρώτον, εξακολουθεί να είναι πιθανό το σύμπαν να είναι πεπερασμένο. Το μόνο που γνωρίζουμε με βεβαιότητα (σχεδόν με βεβαιότητα) είναι ότι είναι μεγαλύτερο από αυτό που μπορούμε να παρατηρήσουμε, ουσιαστικά επειδή τα πιο απομακρυσμένα άκρα του σύμπαντος που μπορούμε να δούμε δεν μοιάζουν με άκρα. Το παρατηρήσιμο σύμπαν εξακολουθεί να είναι τεράστιο, αλλά έχει όρια. Αυτό συμβαίνει επειδή γνωρίζουμε ότι το σύμπαν δεν είναι απείρως παλιό — γνωρίζουμε ότι η Μεγάλη Έκρηξη συνέβη πριν από περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια.

Αυτό σημαίνει ότι το φως είχε «μόνο» 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια για να ταξιδέψει. Αυτό είναι πολύς χρόνος, αλλά το σύμπαν είναι αρκετά μεγάλο ώστε οι επιστήμονες να είναι αρκετά βέβαιοι ότι υπάρχει χώρος έξω από τη δική μας παρατηρήσιμη «φούσκα» και ότι το σύμπαν απλώς δεν είναι ακόμη αρκετά παλιό ώστε αυτό το φως να έχει φτάσει σε εμάς.

(Σε μια ενδιαφέρουσα ανατροπή, το σύμπαν έχει διασταλεί από τη Μεγάλη Έκρηξη, οπότε τα αντικείμενα που βλέπουμε να εκπέμπουν φως πριν από 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια βρίσκονται τώρα περίπου 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά.)

Μερικές γενιές τηλεσκοπίων — COBE, WMAP και Planck — επιχείρησαν να κατανοήσουν το σχήμα του σύμπαντος. Ήταν καμπύλο σαν μπάλα ή επίπεδο σαν ένα φύλλο χαρτί; Αν ήταν καμπύλο και μπορούσαμε να μετρήσουμε την καμπυλότητα, θα μπορούσαμε να υπολογίσουμε το μέγεθος του σύμπαντος.

Αλλά και τα τρία τηλεσκόπια δείχνουν ότι το σύμπαν είναι επίπεδο, κάτι που δεν μας λέει τίποτα για το μέγεθός του.

Σύμπαν Gaia

Gaia_Chapter1_Universe

Δεν θα πάψουμε να εξερευνούμε, και το τέλος όλης της εξερεύνησής μας θα είναι να φτάσουμε εκεί απ’ όπου ξεκινήσαμε και να γνωρίσουμε το μέρος για πρώτη φορά. -- T. S. Eliot

Κεφάλαιο 1: Το ερώτημα της ζωής, του σύμπαντος και των πάντων

Από πού ερχόμαστε; Πού, πότε και πώς άρχισαν όλα; Ποιο είναι το νόημα όλων αυτών (αν υπάρχει); Αυτά τα ερωτήματα, απλά αλλά θεμελιώδη, υπάρχουν από την αυγή της ανθρώπινης συνείδησης και συνεχίζουν να απασχολούν φιλοσόφους και στοχαστές κάθε είδους. Πίσω στους σκοτεινούς αιώνες η επικρατούσα αντίληψη ήταν ότι η Γη βρισκόταν στο κέντρο του Σύμπαντος (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/ptolemy.htm) και ότι ήταν επίπεδη (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/flat_earth.gif) (με καταρράκτες και δράκους στις άκρες) και, απ’ όσο γνωρίζαμε, το φεγγάρι ίσως να ήταν φτιαγμένο από πράσινο τυρί. Σήμερα γνωρίζουμε καλύτερα.

Κατά την Αναγέννηση, οι συνδυασμένες προσπάθειες των Tycho Brahe, Copernicus, Kepler και Galileo (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/galileo.htm) βοήθησαν να απομακρυνθεί η Γη (και μαζί της ο άνθρωπος) από το κέντρο της σκηνής σε μια πιο ταπεινή θέση ως πλανήτης που περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο. Αυτή η μετατόπιση παραδείγματος, ωστόσο, δεν ήταν χωρίς κόστος. Η επαναστατική αλλαγή στη σκέψη που τη συνόδευσε έφερε τους διανοούμενους σε σύγκρουση με τις εξουσίες (πρίγκιπες, βασιλείς και φυσικά την πανίσχυρη Καθολική Εκκλησία). Μερικοί, όπως για παράδειγμα ο Giordano Bruno, κάηκαν στην πυρά για τις αποκλίνουσες ιδέες τους, ενώ άλλοι, όπως ο Martin Luther, κατάφεραν να προκαλέσουν αρκετή αναταραχή ώστε να αλλάξουν οριστικά την υπάρχουσα τάξη. Πρέπει να προσθέσω εδώ ότι ο Luther, βαθιά θρησκευόμενος άνθρωπος, αντιτάχθηκε στο ηλιοκεντρικό κοσμοείδωλο. Η κύρια διαφωνία του αφορούσε τις κοσμικές επιθυμίες που, κατά την άποψή του, είχαν διαφθείρει την Καθολική Εκκλησία. Πιθανότατα, ωστόσο, επωφελήθηκε στις προσπάθειές του από τη διανοητική ζύμωση της εποχής.

Το να περιορίσουμε την προσοχή μας σε γήινα ζητήματα θα ήταν να περιορίσουμε το ανθρώπινο πνεύμα. Stephen Hawking

Όταν σκεφτόμαστε την επιστήμη, μερικές φορές απλά νοητικά πειράματα μπορούν να είναι εξαιρετικά διαφωτιστικά. Όσον αφορά το Σύμπαν, το Παράδοξο του Olbers (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/olbers.htm) (ή γιατί ο νυχτερινός ουρανός δεν είναι φωτεινός) είναι ένα από αυτά.

Κατά τη διάρκεια των αιώνων, όποτε νέες παρατηρήσεις και δεδομένα υποδείκνυαν ότι η αποδεκτή εικόνα του κόσμου χρειαζόταν αναθεώρηση, προέκυπταν συγκρούσεις. Είτε επειδή οι νέες ιδέες ερχόταν σε αντίθεση με το κατεστημένο, είτε επειδή οι θρησκευτικοί ηγέτες ένιωθαν ότι έπρεπε να υπερασπιστούν το δόγμα. Αυτές οι συγκρούσεις απέχουν πολύ από το να έχουν τελειώσει (ακόμη και στη σχετικά διαφωτισμένη εποχή μας) και είναι πιθανό να συνεχιστούν για πολύ ακόμη. Σκεφτείτε, για παράδειγμα, την πρόσφατη (8/12/99) απόφαση να αφαιρεθεί κάθε αναφορά στην εξέλιξη από το πρόγραμμα σπουδών των δημόσιων σχολείων στο Κάνσας ή τη φετφά που εκδόθηκε εναντίον του Salman Rushdie από τον Ayatollah Khomeini τον Φεβρουάριο του 1989. Παρ’ όλα αυτά, οι άνθρωποι πάτησαν στο φεγγάρι πριν από 30 χρόνια (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/vmoonflg.mpg), κάνουμε μεγάλα βήματα στην καταγραφή και αποκάλυψη των μυστηρίων του ανθρώπινου γενετικού κώδικα, και από εδώ και πέρα τα πράγματα θα γίνουν ακόμη πιο συναρπαστικά. Στο τέλος, τα γεγονότα δεν θα είναι όμηροι της ιδεολογίας, αλλά θα μιλήσουν από μόνα τους. Θα τολμήσουμε να πάμε εκεί όπου κανείς δεν έχει πάει πριν, και το ταξίδι μόλις άρχισε.

Μερικοί λένε πως ο κόσμος θα τελειώσει με φωτιά, άλλοι με πάγο. Απ’ ό,τι έχω γευτεί από την επιθυμία στέκομαι με εκείνους που προτιμούν τη φωτιά. Αλλά αν έπρεπε να χαθεί δύο φορές, νομίζω πως ξέρω αρκετά από το μίσος για να πω ότι για την καταστροφή ο πάγος είναι επίσης θαυμάσιος και θα αρκούσε.

— Robert Frost

Παρόλο που ο κύριος στόχος αυτού του μαθήματος είναι να μάθουμε πώς λειτουργεί η Γη, είναι χρήσιμο να κατανοήσουμε πώς η Γη εντάσσεται στο «κοσμικό» πλαίσιο, και έτσι θα ξεκινήσουμε με μια επισκόπηση της τρέχουσας σκέψης μας σχετικά με την προέλευση του Σύμπαντος και του Ηλιακού Συστήματος.

Η Προέλευση του Σύμπαντος

Κάτι μυστηριωδώς σχηματίστηκε, Γεννημένο πριν από τον ουρανό και τη γη. Στη σιωπή και στο κενό, Στέκεται μόνο και αμετάβλητο, Πάντα παρόν και σε κίνηση. Ίσως είναι η μητέρα των δέκα χιλιάδων πραγμάτων. Δεν γνωρίζω το όνομά του. Ας το ονομάσουμε Τάο. Ελλείψει καλύτερης λέξης, το ονομάζω μεγάλο.

— Από το Tao Te Ching του Lao Tzu

Animation του Big Bang από τον Leonard Wikberg III του Science Data (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/bigbang.mpg)

Αν εξετάσουμε μύθους δημιουργίας από ένα ευρύ φάσμα πολιτισμών, υπάρχει ένα επαναλαμβανόμενο μοτίβο ότι αρχικά τα πάντα ήταν σκοτεινά, ότι εμφανίστηκε το φως, και ότι μετά από αυτό τα πράγματα οργανώθηκαν σταδιακά σε αστέρια, πλανήτες, ωκεανούς, ξηρά, φυτά, ζώα κ.λπ. (χρήσιμες αναφορές θα ήταν, για παράδειγμα, το βιβλίο του Joseph Campbell "Primitive Mythology" και το "Golden Bough" του James George Frazer). Στην ουσία το σύμπαν (παραφρασμένο ως τα «δέκα χιλιάδες πράγματα» από τον Lao Tsu) εμφανίστηκε μαγικά από το πουθενά. Στην έκδοση King James της Βίβλου, για παράδειγμα, «Και είπε ο Θεός, Γενηθήτω φως· και έγινε φως». Οι μύθοι δημιουργίας των Apache και Navaho αναφέρουν ότι «Στην αρχή δεν υπήρχε τίποτα εκεί όπου τώρα στέκεται ο κόσμος: καμία γη — τίποτα παρά Σκοτάδι, Νερό και Κυκλώνας». Στις ισλανδικές Έδδες, ο Ymir, ο πρώτος άνθρωπος, γεννήθηκε από το χάος της αρχής, και στη συνέχεια τεμαχίστηκε για να σχηματίσει όλα όσα υπάρχουν στον κόσμο σήμερα. Μια επισκόπηση των μυθολογιών πολλών πολιτισμών ανά τον κόσμο αποδίδει παρόμοιους μύθους δημιουργίας. Το ότι η επιστημονική θεωρία, γνωστή ευρέως ως «Big Bang», φαίνεται να παρουσιάζει ομοιότητες με αυτούς τους μύθους έχει ενθαρρύνει ορισμένους να θεωρήσουν τη θεωρία ως απόδειξη θεϊκής προέλευσης του σύμπαντος. Ωστόσο, μέχρι στιγμής βρισκόμαστε μόνο στην αρχή ενός μακρού πνευματικού ταξιδιού (το βιβλίο "A Brief History of Time" του Stephen Hawking αποτελεί ενδιαφέρουσα ανάγνωση σε αυτό το πλαίσιο). Μέχρι τώρα οι επιστήμονες ασχολούνται — και θα ασχολούνται για πολύ καιρό — με το να περιγράψουν το τι είναι το σύμπαν. Το ερώτημα του γιατί υπάρχει το σύμπαν, γιατί υπάρχει καν, αν απαιτεί δημιουργική παρέμβαση, είναι ένα εντελώς διαφορετικό ζήτημα. Ίσως κάποια μέρα να αποκτήσουμε πράγματι αρκετή γνώση και κατανόηση ώστε να διατυπώσουμε μια ενοποιημένη θεωρία του σύμπαντος και όλων όσων περιέχει. Αν αυτή είναι πράγματι πειστική, τότε με τον χρόνο δεν θα γίνεται κατανοητή μόνο από λίγους ειδικούς, αλλά όλοι μας θα μπορούμε να συμμετέχουμε στην ουσιώδη συζήτηση για το γιατί υπάρχουμε εμείς και το σύμπαν. Η επίτευξη αυτού του σημείου θα είναι ο απόλυτος θρίαμβος της ανθρώπινης λογικής. Ίσως τότε να είναι η σειρά μας να πούμε «Γενηθήτω φως».

Ας σκιαγραφήσουμε τώρα την τρέχουσα αντίληψη για την ιστορία του σύμπαντός μας (μπορεί να υπάρχουν και άλλα, σύμπαντα δηλαδή) (χρήσιμες αναγνώσεις για το θέμα αυτό μπορούν να βρεθούν στο "Life in the Universe", ειδική έκδοση του Scientific American του 1994, καθώς και στο τεύχος Ιανουαρίου 2001 του Scientific American· άμεσος σύνδεσμος στο Scientific American (http://www.sciam.com/2001/0101issue/0101peebles.html))

1. Πριν από περίπου 10 έως 20 δισεκατομμύρια χρόνια (το χρονικό εύρος εξαρτάται από την ακρίβεια της μέτρησης της σταθεράς του Hubble, πιο πρόσφατες μετρήσεις τοποθετούν την ηλικία μεταξύ 10 και 16 δισεκατομμυρίων ετών), το σύμπαν ήταν άπειρα θερμό και πυκνό, και όλη η ύλη και ενέργεια που μπορούμε τώρα να παρατηρήσουμε ίσως ήταν συγκεντρωμένες σε μια περιοχή μικρότερη από ένα κέρμα.
2. Για αυτή την αρχική κατάσταση, ωστόσο, δεν γνωρίζουμε αν οι νόμοι της φυσικής όπως τους γνωρίζουμε ισχύουν σε τόσο υψηλές πιέσεις και θερμοκρασίες. Ένα πράγμα φαίνεται όμως αρκετά βέβαιο: το σύμπαν διαστελλόταν και ψυχόταν με απίστευτα ταχύ ρυθμό.
3. Μετά από περίπου 10^-12 δευτερόλεπτα η θερμοκρασία του σύμπαντος είχε πέσει περίπου στους 10^15 βαθμούς, σημείο στο οποίο μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τις φυσικές μας θεωρίες με κάποια βεβαιότητα. Το πρώιμο αυτό σύμπαν πιθανότατα περιείχε όλα τα υποατομικά σωματίδια (κουάρκ, ηλεκτρόνια και τα αντισωματίδιά τους) που είναι γνωστά στη φυσική υψηλών ενεργειών. Είχαμε ουσιαστικά μια πολύ πυκνή «σούπα» ύλης και έντονης ακτινοβολίας.
4. Σε περίπου 10^-5 δευτερόλεπτα είχε πλέον ψυχθεί αρκετά ώστε αυτά τα σωματίδια να μπορούν να συνδυαστούν και να σχηματίσουν πρωτόνια και νετρόνια. Το σύμπαν είχε τότε διασταλεί ώστε να έχει περίπου το μέγεθος του ηλιακού συστήματος (12×10^9 km).
5. Ωστόσο, παρέμενε πολύ θερμό για να συνενωθούν τα πρωτόνια και τα νετρόνια σε ατομικούς πυρήνες. Χρειάστηκε περαιτέρω ψύξη (σε περίπου 10^9 βαθμούς) και διαστολή κατά έναν παράγοντα περίπου 1000, πριν σχηματιστούν ελαφροί ατομικοί πυρήνες (ήλιο, δευτέριο), και η πυρηνοσύνθεση να ολοκληρωθεί ουσιαστικά όταν είχαν περάσει περίπου 100 δευτερόλεπτα.
6. Ήταν ακόμη πολύ θερμό, ωστόσο, για να συλλάβουν αυτοί οι πυρήνες ηλεκτρόνια και να σχηματίσουν ουδέτερα άτομα. Για να συμβεί αυτό σε σημαντικό βαθμό χρειάστηκαν άλλα 300.000 χρόνια διαστολής. Μέχρι τότε το σύμπαν ήταν περίπου 1000 φορές μικρότερο από ό,τι σήμερα. Πρέπει να προστεθεί ότι το Big Bang ήταν διαφορετικό από κάθε άλλο είδος έκρηξης (χημική ή πυρηνική έκρηξη). Σε μια χημική έκρηξη έχουμε διαστελλόμενα αέρια· σε μια πυρηνική έκρηξη επίσης έχουμε θερμά αέρια που κινούνται προς τα έξω. Στο Big Bang αυτό που συνέβη ήταν ότι ο χώρος άρχισε να παρεμβάλλεται ανάμεσα στα μέρη του αρχικού «πράγματος». Δεν διαστάλθηκε λόγω έκρηξης με την κλασική έννοια, αλλά άρχισε να «φουσκώνει» με χώρο.
7. Από εκείνο το σημείο και μετά, ουδέτερα άτομα άρχισαν να σχηματίζουν νέφη αερίων που αργότερα έδωσαν γένεση στα πρώτα άστρα. Όταν το σύμπαν ήταν περίπου στο 20% του σημερινού του μεγέθους, είχαν ήδη σχηματιστεί οι πρώτοι αναγνωρίσιμοι νεαροί γαλαξίες (λίγο πριν το 1 δισεκατομμύριο χρόνια διαστολής).
8. Όταν το σύμπαν είχε περίπου το μισό του σημερινού του μεγέθους, η πυρηνική σύντηξη στα πρώτα άστρα και τα κρουστικά κύματα των εκρήξεων υπερκαινοφανών είχαν δημιουργήσει τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα (μέχρι το ουράνιο), τα οποία αποτελούν συνήθως τα υλικά από τα οποία σχηματίζονται πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς.
9. Το σύμπαν είχε διασταλεί περίπου στα 2/3 του σημερινού του μεγέθους όταν σχηματίστηκε το ηλιακό σύστημα πριν από περίπου 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια.

Αυτή η αντίληψη ενός σύμπαντος που ήταν αρχικά πολύ θερμό και πυκνό, και στη συνέχεια ψύχθηκε και διαστάλθηκε, συμφωνεί με τα παρατηρησιακά δεδομένα που έχουμε καταφέρει να συγκεντρώσουμε μέχρι σήμερα (η δημοφιλής της ονομασία είναι η θεωρία του Big Bang). Υπάρχουν ακόμη πολλές λεπτομέρειες που πρέπει να απαντηθούν, αλλά η θεωρία και τα αποδεικτικά στοιχεία που τη στηρίζουν αποτελούν ένα από τα μεγάλα επιτεύγματα της επιστήμης του 20ού αιώνα. Έχουμε διανύσει μεγάλη απόσταση από τους καταρράκτες και τους δράκους. Μεταξύ των ερωτημάτων που παρουσιάζουν ενδιαφέρον είναι, για παράδειγμα, αν το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ άπειρον ή αν διαθέτει αρκετή μάζα ώστε τελικά να καταρρεύσει ξανά στον εαυτό του (το «Big Crunch»). Αν λάβουμε υπόψη, για παράδειγμα, όλη την παρατηρήσιμη μάζα (άστρα, πλανήτες, γαλαξίες κ.λπ.), φαίνεται ότι θα έπρεπε να διαστέλλεται επ’ άπειρον, αλλά αν υπάρχει αρκετή «αόρατη» σκοτεινή ύλη κρυμμένη σε διαστρικά νέφη αερίων (μερικές φορές αποκαλούμενη «ελλείπουσα μάζα»), τότε ενδέχεται τελικά να επιβραδύνει τη διαστολή του και να καταρρεύσει. Ένα άλλο σύνολο ερωτημάτων αφορά την πρώιμη ιστορία του Big Bang και το πώς αυτή μπορεί να επηρέασε τον κόσμο που βιώνουμε σήμερα. Για παράδειγμα, στο στάδιο 3 (βλ. παραπάνω), τα σωματίδια και τα αντισωματίδια θα δημιουργούνταν και θα αναιρούνταν συνεχώς (μέσω συγκρούσεων), και αν υπήρχε τέλεια ισορροπία μεταξύ ύλης και αντιύλης, το σύμπαν θα ήταν πολύ διαφορετικό. Αντί να αποτελείται από ύλη και ενέργεια, θα αποτελούνταν από καθαρή ενέργεια (ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία). Λίγο περισσότερη αντιύλη από ύλη θα οδηγούσε σε ένα αντι-σύμπαν (ενδέχεται να υπάρχουν). Οι επιστήμονες εκτιμούν ότι αρχικά υπήρχε μια περίσσεια ύλης της τάξης του 1 προς 10^10 σε σχέση με την αντιύλη, και αυτή η μικροσκοπική περίσσεια είναι που συγκροτεί τη μάζα του σύμπαντός μας. Μια απειροελάχιστη διαφορά, αλλά μία από τις βασικές συνθήκες που καθόρισαν τη μελλοντική εξέλιξη του σύμπαντος. Όλο το υπόλοιπο (η περίσσεια 10^10) του αρχικού μας σύμπαντος μετατράπηκε σε ακτινοβολία/θερμότητα και διαχύθηκε ομοιόμορφα σε όλο το σύμπαν. Επειδή το σύμπαν έχει διασταλεί τόσο πολύ, αυτή η «υπόβαθρη» θερμότητα έχει πέσει σε πολύ χαμηλά επίπεδα θερμοκρασίας (2,726 Kelvin) και αποτελεί την αιτία της λεγόμενης θερμικής κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Αυτή η ακτινοβολία είχε προβλεφθεί θεωρητικά και ανακαλύφθηκε πράγματι τη δεκαετία του 1960. Αποτελεί ένα από τα φυσικά τεκμήρια υπέρ του Big Bang.

Διαβάστε για μια νέα θεωρία, το «Big Splat» (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/big_splat.htm)> που προτάθηκε τον Απρίλιο του 2001.

Ένα ακόμη στοιχείο απόδειξης είναι το μετρήσιμο γεγονός ότι το σύμπαν πράγματι διαστέλλεται. Το ότι το σύμπαν διαστέλλεται ανακαλύφθηκε από τον Edwin Hubble. Η πρώτη ένδειξη ότι κάτι σαν διαστολή συνέβαινε προήλθε από την παρατήρηση της φασματικής ερυθρομετατόπισης. Θερμά σώματα όπως τα άστρα και οι γαλαξίες εκπέμπουν ένα συνεχές φάσμα φωτός. Αυτό το φάσμα είναι σύνθεση συγκεκριμένων μηκών κύματος που εκπέμπονται από τα διάφορα χημικά στοιχεία του περιοδικού πίνακα, και επειδή αυτά δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένα, υπάρχουν μέγιστα και ελάχιστα στο φάσμα που αποδίδονται στην εκπομπή και απορρόφηση φωτός από χημικά στοιχεία.

Το φαινόμενο αυτό μπορεί να μελετηθεί εύκολα στο εργαστήριο και χρησιμοποιείται επίσης για τον προσδιορισμό της χημικής σύστασης υλικών. Όταν συνδυάσουμε ένα φασματόμετρο με ένα τηλεσκόπιο, μπορούμε να προσδιορίσουμε τη σύσταση ενός άστρου ή οποιασδήποτε άλλης πηγής φωτός εκεί έξω. Η ερυθρομετατόπιση (redshift) σημαίνει ότι τα μέγιστα εκπομπής και απορρόφησης στο φάσμα ενός μακρινού αστρονομικού αντικειμένου φαίνεται να μετατοπίζονται προς μεγαλύτερα μήκη κύματος, δηλαδή προς το ερυθρό (ερυθρό φως = μεγάλα μήκη κύματος· κυανό φως = μικρά μήκη κύματος). Ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι όσο πιο μακριά βρίσκεται ένας γαλαξίας, τόσο πιο έντονη γίνεται η ερυθρομετατόπιση. Για να το συγκρίνετε με την καθημερινή εμπειρία σας, θυμηθείτε να περιμένετε δίπλα σε μια σιδηροδρομική γραμμή καθώς ένα τρένο πλησιάζει, περνά και απομακρύνεται. Καθώς το τρένο πλησιάζει, η κόρνα του έχει υψηλό τόνο, και καθώς απομακρύνεται, ο τόνος πέφτει αισθητά. Αυτό συμβαίνει επειδή όταν το τρένο πλησιάζει τα ηχητικά κύματα «συμπιέζονται» (μικρότερο μήκος κύματος = υψηλότερη συχνότητα/τόνος), ενώ όταν απομακρύνεται «εκτείνονται» (μεγαλύτερο μήκος κύματος = χαμηλότερη συχνότητα/τόνος). Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται φαινόμενο Doppler και μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί για να εξηγήσει την ερυθρομετατόπιση (χαμηλότερη συχνότητα φωτός) των γαλαξιών που απομακρύνονται από εμάς. Όσο ταχύτερα απομακρύνονται, τόσο περισσότερο τα φασματικά μέγιστα και ελάχιστα μετατοπίζονται προς μεγαλύτερα μήκη κύματος και «ερυθρότερο» φως. Ο νόμος του Hubble δηλώνει ότι η ταχύτητα ενός απομακρυνόμενου γαλαξία ισούται με την απόστασή του πολλαπλασιασμένη με μια σταθερά (τη σταθερά του Hubble). Αυτός είναι ένας πολύ σημαντικός αριθμός για τους αστρονόμους. Το κύριο πρόβλημα για τον ακριβή προσδιορισμό του είναι η λήψη καλών μετρήσεων των αποστάσεων των γαλαξιών. Η άλλη άγνωστη ποσότητα, το μέγεθος της ερυθρομετατόπισης, είναι σχετικά εύκολο να μετρηθεί με ένα φασματόμετρο. Σύμφωνα με τις τρέχουσες εκτιμήσεις της σταθεράς του Hubble, μερικοί από τους πιο απομακρυσμένους γαλαξίες που μπορούμε να παρατηρήσουμε μπορεί να απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητες κοντά στο 90% της ταχύτητας του φωτός. Η σταθερά του Hubble είναι κρίσιμη για τους υπολογισμούς της ηλικίας του σύμπαντος (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/age_of_universe1.htm), αν και υπάρχει και μια εναλλακτική μέθοδος (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/age_of_universe2.htm) για να γίνει αυτό. Πλέον, και οι δύο μέθοδοι φαίνεται να συμφωνούν ότι το σύμπαν είναι περίπου 12–14 δισεκατομμυρίων ετών.

Μικρές ανισορροπίες μεταξύ ύλης και αντιύλης, τόσο σημαντικές για την έκβαση της Μεγάλης Έκρηξης, θα μπορούσαν να οφείλονται σε τυχαίες διακυμάνσεις ή ανομοιογένειες κατά το στάδιο 2 (βλ. παραπάνω), και να έχουν και άλλες παρενέργειες. Οι επιστήμονες αναρωτιούνται, για παράδειγμα, αν οι τιμές των θεμελιωδών σταθερών του σύμπαντος καθορίστηκαν τυχαία κατά αυτό το πρώιμο στάδιο. Με τον όρο θεμελιώδεις σταθερές εννοούμε μεγέθη που είναι βασικά για τους νόμους που γνωρίζουμε, αλλά τα οποία δεν μπορούμε να εξηγήσουμε από πρώτες αρχές. Συνήθως εμφανίζονται ως συντελεστές στους νόμους της φυσικής, όπως η βαρυτική σταθερά, η σταθερά λεπτής υφής (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/fine_structure1.htm). Ο αριθμός του Planck, η σταθερά του Boltzmann, ο λόγος μάζας μεταξύ ηλεκτρονίου και πρωτονίου, η μάζα των υποατομικών σωματιδίων, η ταχύτητα του φωτός, ο αριθμός π και η βάση των φυσικών λογαρίθμων. Μια μικρή μεταβολή σε οποιαδήποτε από αυτές τις σταθερές (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/fine_structure2.htm) θα μπορούσε ενδεχομένως να είχε αποτρέψει την ύπαρξη ζωής όπως τη γνωρίζουμε. Το γεγονός ότι αυτοί οι αριθμοί φαίνεται να είναι τόσο λεπτά ρυθμισμένοι ώστε να επιτρέπουν τη ζωή στο σύμπαν μας μπορεί να υποδηλώνει σε ορισμένους ότι υπήρξε ένας θεϊκός σκοπός στη «δημιουργία» του σύμπαντος όπως είναι, αλλά από την άλλη μπορεί απλώς να αποτελεί έκφραση της «ανθρωπικής αρχής».

Η «ανθρωπική αρχή» είναι μια θεωρία σύμφωνα με την οποία, λόγω των προαναφερθεισών ανομοιογενειών, μπορεί να υπάρχουν είτε πολλά διαφορετικά σύμπαντα είτε πολλές διαφορετικές περιοχές ενός και μόνο σύμπαντος, καθεμία από τις οποίες έχει το δικό της σύνολο σταθερών και ενδεχομένως ακόμη και το δικό της σύνολο νόμων της επιστήμης. Στα περισσότερα από αυτά τα σύμπαντα (ή περιοχές), οι συνθήκες δεν θα ήταν κατάλληλες για την ανάπτυξη σύνθετων οργανισμών (όπως αυτοί που βρίσκουμε στη Γη), και μόνο σε σύμπαντα που είναι λίγο-πολύ σαν το δικό μας θα μπορούσαν να αναπτυχθούν νοήμονα όντα και να αναρωτηθούν γιατί το σύμπαν είναι όπως το βλέπουμε. Σύμφωνα με την «ανθρωπική αρχή» υπάρχει ένας απλός λόγος που βρισκόμαστε εδώ για να θέτουμε αυτά τα ερωτήματα: αν το σύμπαν (το δικό μας) ήταν διαφορετικό, απλώς δεν θα υπήρχαμε για να θέσουμε το ερώτημα! Όλα αυτά μπορεί να φαίνονται σαν υπεκφυγή ή τουλάχιστον ως ένα περίπλοκο παράδειγμα κυκλικής συλλογιστικής, αλλά υπάρχει ένας σημαντικός αριθμός κοσμολόγων (συμπεριλαμβανομένου του Stephen Hawking) που σήμερα την προτιμούν ως την πιο λογική προσέγγιση στο δίλημμα.

Για να μην αισθανόμαστε υπερβολικά αυτάρκεις, τα πιο πρόσφατα δεδομένα υποδηλώνουν ακόμη ότι η κοσμική διαστολή επιταχύνεται αντί να επιβραδύνεται. Κάποια μυστηριώδης, απωστική «σκοτεινή ενέργεια» φαίνεται να τροφοδοτεί αυτή την επιτάχυνση, υπερνικώντας την τάση της διαστολής να επιβραδύνεται. Το τι είναι αυτή η «σκοτεινή ενέργεια» αποτελεί προς το παρόν αντικείμενο εικασιών (https://web.archive.org/web/20210302165233/https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/quintessence.htm).

Η αρχή του σύμπαντος Είναι η μητέρα όλων των πραγμάτων. Γνωρίζοντας τη μητέρα, γνωρίζει κανείς και τους γιους. Γνωρίζοντας τους γιους, ενώ παραμένει σε επαφή με τη μητέρα, Απελευθερώνεται από τον φόβο του θανάτου.

Lao Tzu, Tao Te Ching

Γαλαξίες

Οι γαλαξίες σχηματίστηκαν στο στάδιο 7 της ιστορίας του σύμπαντός μας. Είναι τεράστια νησιά από άστρα, αέριο και σκόνη που γεμίζουν το σύμπαν κατά δισεκατομμύρια. Το μέγεθος και η δομή των γαλαξιών ποικίλλουν από διακριτικούς ελλειπτικούς μέχρι μεγαλοπρεπείς σπειροειδείς με τη μορφή ανεμόμυλου, με μάζα τουλάχιστον 100 δισεκατομμυρίων άστρων. Αντί να είναι τυχαία διασκορπισμένοι στο σύμπαν, οι γαλαξίες τείνουν να συγκεντρώνονται σε σμήνη. Παρ’ όλα αυτά, λεπτομερείς έρευνες έχουν αποκαλύψει ότι οι γαλαξίες είναι αρκετά ομοιόμορφα κατανεμημένοι στο σύμπαν. Ο δικός μας γαλαξίας είναι γνωστός ως ο Γαλαξίας (Milky Way) (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/milky_way.htm), επειδή τον βλέπουμε ως μια πλατιά λωρίδα από άφθονα άστρα στον καλοκαιρινό ουρανό (μια πιθανή όψη από μακριά (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/edge[1].jpg), και μια όψη από σημείο παρατήρησης πολύ ψηλά (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/milkyway[1].jpg)).

Ακολουθώντας το προηγούμενο σενάριο της Μεγάλης Έκρηξης, το σύμπαν ήταν, για όλες τις πρακτικές έννοιες, ένα αρκετά ομοιογενές σύνολο στην αρχή. Πώς λοιπόν κατέστη δυνατό η ύλη να διαχωριστεί σε γαλαξίες, άστρα και πλανήτες όπως τα βλέπουμε σήμερα; Αν ήταν τέλεια ομοιογενές στην αρχή, πώς προέκυψε αυτό; Η συμφιλίωση της φαινομενικής ομοιομορφίας του πρώιμου σύμπαντος με την «ανώμαλη» κατανομή των γαλαξιών στο σημερινό σύμπαν αποτελεί πρόκληση που οι επιστήμονες προσπαθούν σήμερα να αντιμετωπίσουν. Αν, για παράδειγμα, υπήρχαν μικρές ανωμαλίες στην πυκνότητα του πρώιμου σύμπαντος, οι πυκνότερες περιοχές θα είχαν μεγαλύτερη βαρυτική έλξη κατά την περαιτέρω διαστολή και ίσως να μπορούσαν να συγκεντρώσουν ύλη σε νέφη αερίων και γαλαξίες. Επειδή αυτές οι ανωμαλίες πυκνότητας συνεπάγονται και μικρές διακυμάνσεις θερμοκρασίας, θα έπρεπε να αντανακλώνται στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/cmbfluctuations.htm). Οι αστρονόμοι γνωρίζουν πλέον ότι αυτή πράγματι παρουσιάζει μικρές ανωμαλίες, και διάφορες θεωρίες για τον σχηματισμό γαλαξιών προβλέπουν επίσης ότι θα πρέπει να υπάρχουν μικρής κλίμακας αλλά συστηματικές (όχι τυχαίες) διακυμάνσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου που συνδέονται με τον σχηματισμό γαλαξιών. Για να ελεγχθούν αυτές οι θεωρίες απαιτούνται πολύ εξελιγμένες μετρήσεις. Αρκετά υποσχόμενα πειράματα (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/embers_of_universe.htm) έχουν ήδη πραγματοποιηθεί προς αυτή την κατεύθυνση (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/microwave_polarization.htm) ή θα πραγματοποιηθούν στο άμεσο μέλλον.

Το πιο εξελιγμένο και ισχυρό τηλεσκόπιό μας, το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/render.gif), έχει επεκτείνει τα όρια της παρατήρησης του διαστήματος σε απόσταση περίπου 11 δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Αυτό σημαίνει ότι το φως που φτάνει σήμερα στο τηλεσκόπιο χρειάστηκε 11 δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει εκεί. Αυτό σημαίνει επίσης ότι ένα τηλεσκόπιο είναι και ένας τρόπος να παρατηρούμε το σύμπαν όπως ήταν στο παρελθόν, και στα 11 δισεκατομμύρια χρόνια πλησιάζουμε πραγματικά στο σημείο όπου η θεωρία προβλέπει ότι εμφανίστηκαν οι πρώτοι γαλαξίες (πιθανώς μέχρι και στο 90% της διαδρομής πίσω προς τη Μεγάλη Έκρηξη). Μια εικόνα που λήφθηκε κατά τη διάρκεια μιας μακράς έκθεσης (10 ημέρες, για να καταγραφούν ακόμη και πολύ αμυδρές πηγές φωτός) δείχνει πολυάριθμους γαλαξίες (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/distant_galaxies.htm) ακόμη και σε τόσο μεγάλες αποστάσεις.

Οι αστρονόμοι θεωρούν ότι τα λεγόμενα σφαιρωτά σμήνη (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/globular_clusters.htm) (αν και πολύ μικρότερα από τους τυπικούς γαλαξίες) μπορεί να είναι οι αρχαιότερες συσσωρεύσεις άστρων, ενδεχομένως κάποιο είδος αρχέγονων γαλαξιών. Έτσι, τα μελετούν για να μάθουν περισσότερα σχετικά με την ιστορία ζωής των άστρων. Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/andromeda_galaxy.htm), M31, είναι ο πλησιέστερος μεγάλος γαλαξίας στη γειτονιά μας και βρίσκεται σε απόσταση 2,3 εκατομμυρίων ετών φωτός. Συνολικά, οι γαλαξίες είναι εντυπωσιακοί και όμορφοι. Η επόμενη σελίδα περιέχει μια συλλογή εικόνων (https://web.archive.org/web/20210302165328/https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/images_of_various_galaxies.htm) με σύντομα σχόλια. Ο Han Solo λέει.... (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/strastuf.wav)

Χρήσιμοι διαδικτυακοί σύνδεσμοι: Scientific American (http://www.sciam.com/)· NASA (http://www.nasa.gov/)· Space.com (http://www.space.com/)· και οι τρεις ιστότοποι μπορούν να αναζητηθούν για τα παραπάνω θέματα)· National Geographic (http://www.nationalgeographic.org/).

Άστρα: Πώς σχηματίζονται και από τι αποτελούνται

Μόλις αποδεχτήκαμε ότι οι γαλαξίες σχηματίστηκαν ως αποτέλεσμα μικρών ανωμαλιών στην κατανομή της ύλης (πυκνότητας) στο πρώιμο σύμπαν, και μεγάλωσαν και συσσωρεύτηκαν λόγω των βαρυτικών δυνάμεων. Η βαρύτητα τράβηξε τις πυκνότερες περιοχές μαζί σε ένα κοσμικό υφαντό από κενά και συγκεντρώσεις ύλης (αρχικά σύννεφα αερίου), και είναι μόνο ένα μικρό βήμα να υποθέσουμε ότι ακόμη και μέσα σε αυτά υπήρχαν ανωμαλίες που προκάλεσαν περαιτέρω βαρυτική διαφοροποίηση σε πιο πυκνές και λιγότερο πυκνές περιοχές. Ας υποθέσουμε τώρα ότι έχουμε ένα από αυτά τα σύννεφα αερίου, πιθανώς πολλές φορές το μέγεθος του σημερινού ηλιακού συστήματος, και ότι λόγω των έντονων δυνάμεων της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang), αυτά τα αέρια θα μπορούσαν να διατηρήσουν τουλάχιστον κάποιο βαθμό ανατάραξης (turbulence) και στροφικής ορμής (rotational momentum).

Ακολουθεί μια σύντομη επισκόπηση της τρέχουσας θεωρίας για το πώς οι επιστήμονες πιστεύουν ότι τα άστρα και το ηλιακό μας σύστημα εξελίχθηκαν από εκείνο το σημείο και μετά.

1. Επειδή η ύλη δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένη μέσα σε αυτό το σύννεφο αερίου (και σκόνης), ορισμένες περιοχές αρχίζουν να συστέλλονται λόγω της βαρύτητας. Καθώς αυτές γίνονται πιο πυκνές με τον χρόνο, ασκούν μεγαλύτερη βαρυτική έλξη, προσελκύουν περισσότερη ύλη κ.ο.κ. Μόλις ξεκινήσει, αυτή η διαδικασία οδηγεί σε βαρυτική κατάρρευση (gravitational collapse). Ακόμη κι αν δεν υπάρχουν σημαντικές αρχικές διαφορές στην κατανομή της ύλης, μια ενεργοποιητική διαταραχή μπορεί να προέλθει από το κύμα πρόσκρουσης που εκπέμπεται από ένα κοντινό υπερκαινοφανή.

2. Καθώς το σύννεφο καταρρέει, θερμαίνεται και συμπιέζεται στο κέντρο. Θερμαίνεται αρκετά ώστε η σκόνη να εξατμιστεί. Η αρχική κατάρρευση υπολογίζεται να διαρκεί λιγότερο από 100.000 χρόνια. Λόγω της βαρυτικής συστολής (gravitational contraction), το συρρικνούμενο σύννεφο αερίου αρχίζει να περιστρέφεται όλο και γρηγορότερα (όπως ένας πατινέρ που φέρνει τα χέρια του κοντά στο σώμα κατά τη διάρκεια μιας περιστροφής).

3. Το κέντρο συμπιέζεται αρκετά ώστε να γίνει πρωτοαστέρας και τα υπόλοιπα αέρια περιστρέφονται/ρέουν γύρω του. Τα περισσότερα από αυτά τα αέρια ρέουν προς τα μέσα και προστίθενται στη μάζα του σχηματιζόμενου άστρου. Το αέριο περιστρέφεται (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/ssanim.avi), και η φυγόκεντρη δύναμη εμποδίζει ένα μέρος του αερίου να φτάσει στο σχηματιζόμενο άστρο. Αντίθετα, σχηματίζει έναν "δίσκο συσσώρευσης" γύρω από το άστρο. Ο δίσκος εκπέμπει την ενέργειά του και ψύχεται.

4. Το αέριο ψύχεται αρκετά ώστε τα βαρύτερα στοιχεία (πιο βαριά από υδρογόνο και ήλιο) να συμπυκνωθούν σε μικρά σωματίδια στον "δίσκο συσσώρευσης".

5. Τα σωματίδια σκόνης συγκρούονται μεταξύ τους και σχηματίζουν μεγαλύτερα σωματίδια (βαρυτική συστολή σε μικρή κλίμακα), και αυτή η διαδικασία συνεχίζεται μέχρι τα σωματίδια να φτάσουν το μέγεθος βράχων ή μικρών αστεροειδών.

6. Μόλις τα μεγαλύτερα από αυτά τα σωματίδια/σώματα γίνουν αρκετά μεγάλα ώστε να έχουν αξιοσημείωτη βαρύτητα, η ανάπτυξή τους επιταχύνεται. Η βαρύτητά τους (ακόμη κι αν είναι πολύ μικρή) τους δίνει πλεονέκτημα έναντι μικρότερων σωματιδίων· έλκουν περισσότερα μικρότερα σωματίδια και πολύ γρήγορα τα μεγάλα αντικείμενα έχουν συσσωρεύσει όλη την στερεά ύλη κοντά στην τροχιά τους. Το μέγεθός τους εξαρτάται από την απόσταση από το άστρο και την πυκνότητα και σύνθεση της πρωτοπλανητικής νεφέλης. Στο ηλιακό σύστημα, οι θεωρίες λένε ότι αυτό είναι μέγεθος μεγάλου αστεροειδούς έως σεληνιακό μέγεθος στο εσωτερικό ηλιακό σύστημα, και 1 έως 15 φορές το μέγεθος της Γης στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα. Η συσσώρευση αυτών των "πλανητοειδών" πιστεύεται ότι διήρκεσε μερικές εκατοντάδες χιλιάδες έως περίπου είκοσι εκατομμύρια χρόνια, με τα πιο απομακρυσμένα να παίρνουν περισσότερο χρόνο για να σχηματιστούν.

7. Πόσο μεγάλοι ήταν αυτοί οι πρωτοπλανήτες και πόσο γρήγορα σχηματίστηκαν; Περίπου την ίδια εποχή (βήμα 6), περίπου 1 εκατομμύριο χρόνια μετά την ψύξη της νεφέλης, το εσωτερικό του άστρου θα είχε φτάσει σε πίεση και θερμοκρασία αρκετά υψηλές για να επιτρέψουν τη σύντηξη υδρογόνου και δευτερίου σε ήλιο. Το άστρο θερμαίνεται και μόλις φτάσει σε επαρκή θερμοκρασία, ακτινοβολία και αέρια θα εκπέμπονται από αυτό (ο λεγόμενος ηλιακός άνεμος) και σταδιακά θα απομακρύνουν τα αέρια που απέμειναν στη νεφέλη του ηλιακού συστήματος (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/protostar.jpg) και στον διαπλανητικό χώρο. Αν ένας πρωτοπλανήτης ήταν αρκετά μεγάλος (και αρκετά μακριά από τον ήλιο ώστε να αποφύγει υπερθέρμανση), η βαρύτητά του θα έλκυε τα αέρια της νεφέλης και θα γινόταν γίγαντας αερίου. Αν ήταν μικρότερος, εξαρτιόταν από το αν ήταν μακριά ή σχετικά κοντά στον ήλιο. Αν ήταν κοντά, η θερμότητα και ο ηλιακός άνεμος θα εμπόδιζαν τη συσσώρευση αερίων και θα εξαέρωναν τα περισσότερα αέρια που είχαν συσσωρευτεί νωρίτερα. Ως αποτέλεσμα θα είχαμε ένα σώμα αποτελούμενο κυρίως από βαριά στοιχεία (όπως η Γη ή ο Άρης). Αν ήταν μακριά, θα είχαμε ένα μείγμα στερεών και συμπυκνωμένων αερίων, αλλά θα ήταν μικρό λόγω χαμηλότερης πυκνότητας στον εξωτερικό δίσκο αερίου (θα είχαμε έναν κομήτη).

8. Σε αυτό το σημείο, το ηλιακό μας σύστημα αποτελείται από ένα κεντρικό άστρο που περιβάλλεται από στερεά, πρωτοπλανητικά σώματα και γίγαντες αερίου. Καθώς περνά ο χρόνος, οι πλανήτες μπορεί να χάσουν περαιτέρω πτητικά στοιχεία (αέρια) καθώς εξισορροπούνται με τη θερμότητα που εκπέμπει το κεντρικό άστρο.

9. Τελικά, μετά από δεκάδες έως και εκατό εκατομμύρια χρόνια, θα είχαμε ένα ηλιακό σύστημα όπως το δικό μας, με πλανήτες σε σταθερές τροχιές. Αυτοί οι πλανήτες μπορεί να υποστούν περαιτέρω διαφοροποίηση και οι επιφάνειές τους να τροποποιηθούν έντονα από συγκρούσεις με άλλα σώματα (αστεροειδείς, κομήτες).

Στα βασικά της περιγράμματα, αυτή η θεωρία της «ηλιακής νεφέλης» υπάρχει εδώ και δεκαετίες, αλλά τα τελευταία χρόνια οι παρατηρήσεις που έγιναν με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble παρέχουν επιτέλους στοιχεία που δείχνουν ότι η θεωρία ήταν στην ουσία σωστή (είναι υπέροχο όταν ένα σχέδιο ολοκληρώνεται). Οι φωτογραφίες από τη Νεφέλη του Αετού (M16) δείχνουν τεράστια, στυλοειδή σύννεφα σκόνης στα οποία αναπτύσσονται νέα άστρα (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/stellar_maternity_ward.htm). Άλλες φωτογραφίες από τη Νεφέλη του Ωρίωνα (M42) δείχνουν νέα άστρα που αρχίζουν να λάμπουν μέσα από τα καλύμματα ενός πρωτοπλανητικού δίσκου (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/orion_proplyds.htm) (proplyds). Οι επιστήμονες έχουν επίσης αναπτύξει διάφορες μεθόδους για να αποκτήσουν στοιχεία για την ύπαρξη πλανητών γύρω από άλλα άστρα πέρα από τον ήλιο μας, και τα τελευταία χρόνια έχουν συγκεντρώσει μια συνεχώς αυξανόμενη λίστα εξωπλανητών (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/extrasolar_planets.htm).

Πολλά από όσα γνωρίζουμε για τις διεργασίες που συμβαίνουν μέσα στα άστρα προέρχονται από τη μελέτη της πυρηνικής φυσικής, κυρίως σε σχέση με έρευνα για πυρηνικά όπλα. Όπως αναφέρθηκε προηγουμένως, το υδρογόνο και το ήλιο ήταν τα χημικά στοιχεία που προέκυψαν από τη Μεγάλη Έκρηξη. Μαθαίνοντας για την πυρηνική φυσική, οι επιστήμονες συνειδητοποίησαν ότι όλα τα πιο σύνθετα στοιχεία, όπως ο άνθρακας, το οξυγόνο κ.ά., μπορούν να παραχθούν με τη σύντηξη αυτών των ελαφρών στοιχείων υπό τις κατάλληλες πιέσεις και θερμοκρασίες.

Η «αλυσίδα τροφής» της πυρηνικής σύντηξης

Στις ακραίες θερμοκρασίες μέσα σε ένα άστρο (15*10^6 Κέλβιν), τα άτομα υδρογόνου (πρωτόνια) απογυμνώνονται από τα ηλεκτρόνιά τους και υπόκεινται σε συχνές συγκρούσεις (η πυκνότητα είναι πολύ υψηλή). Αν και οι πυρήνες υδρογόνου απωθούν ο ένας τον άλλον (ίδιο ηλεκτρικό φορτίο), υπό τις πιέσεις στο εσωτερικό του άστρου θα περάσουν από μια σειρά πυρηνικών αντιδράσεων και θα συντηχθούν σε πυρήνες ηλίου (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/a_sunnukreact.mpg)> (2 πρωτόνια, 2 νετρόνια). Στη διαδικασία αυτή θα εκλυθούν επίσης 2 ποζιτρόνια, 2 νετρίνα και ενέργεια (στην κινούμενη εικόνα τα πρωτόνια είναι κόκκινα, τα νετρόνια κίτρινα, τα νετρίνα πράσινα και τα ποζιτρόνια μπλε). Μετά από μακρά περίοδο σύντηξης υδρογόνου, όλο και περισσότερο ήλιο συσσωρεύεται στον πυρήνα και το άστρο τελικά αλλάζει.

Κόκκινοι Γίγαντες και Λευκοί Νάνοι

(https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/white-dwarf.jpg)

Καθώς η ύλη συσσωρεύεται πυκνότερα, ο πυρήνας του άστρου συρρικνώνεται και θερμαίνεται. Η αυξημένη πίεση ακτινοβολίας προκαλεί την διαστολή των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου (περίπου 50 φορές για ένα άστρο στο μέγεθος του ήλιου), και μεταμορφώνεται σε έναν κόκκινο γίγαντα. Καθώς ο κεντρικός «φούρνος» γίνεται όλο και θερμότερος και πυκνότερος, πυρηνικές αντιδράσεις που πριν ήταν αδύνατες γίνονται πλέον πραγματικότητα. Το ήλιο, που προηγουμένως ήταν το τελικό προϊόν της πυρηνικής φωτιάς, τώρα γίνεται καύσιμο. Δύο άτομα ηλίου σχηματίζουν ένα βραχύβιο ισότοπο βηρυλλίου, το οποίο συγκρούεται με άλλο ήλιο και σχηματίζει έναν πυρήνα άνθρακα. Προσθέτοντας άλλο ήλιο στον άνθρακα, δημιουργείται οξυγόνο. Το αποτέλεσμα αυτής της διαδικασίας εξαρτάται από το αρχικό μέγεθος του άστρου. Αν είναι στο μέγεθος του ήλιου, θα φουσκώσει σε έναν δροσερό αλλά φωτεινό κόκκινο γίγαντα (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/red_giants.htm), θα γίνει ασταθές και θα απορρίψει τα εξωτερικά του στρώματα, σχηματίζοντας ένα νέφος αερίου γύρω του (πλανητική νεφέλη (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/planetary_nebula.htm)). Μπορεί επίσης να απελευθερώσει κάποια από τα βαριά στοιχεία που συντέθηκαν στο εσωτερικό του. Μόλις το καύσιμο εξαντληθεί εντελώς, ο πυρήνας θα συρρικνωθεί όσο μπορεί και το υπόλοιπο θα γίνει ο λεγόμενος λευκός νάνος (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/white_dwarf.htm).

Υπερκαινοφανείς, Αστρικά Νετρόνια και Μαύρες Τρύπες

Τα άστρα πιο μαζικά από τον ήλιο έχουν πιο ενδιαφέρουσα ιστορία σύντηξης. Είναι σπανιότερα και πιο βραχύβια. Για να στηρίξουν τα εξωτερικά στρώματα, οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες στον πυρήνα πρέπει να είναι υψηλότερες, και ως αποτέλεσμα παράγεται πολύ περισσότερη ενέργεια (και εκλύεται). Ένα άστρο 20 φορές βαρύτερο από τον ήλιο θα λάμπει 20.000 φορές περισσότερο και θα εξαντλήσει τα αποθέματα υδρογόνου αρκετά γρήγορα. Ενώ ο ήλιος χρειάζεται 10 δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα, αυτό το άστρο μπορεί να χρειαστεί μόλις 10 εκατομμύρια χρόνια (1000 φορές γρηγορότερα). Υπό τις πιο έντονες συνθήκες μέσα σε αυτό το άστρο, μπορούμε να δημιουργήσουμε νέον και μαγνήσιο με σύντηξη άνθρακα, να συντήξουμε οξυγόνο για να δημιουργήσουμε πυρίτιο και θείο, και να συνεχίσουμε τη σύντηξη μέχρι τον σίδηρο. Μόλις φτάσει στο «στάδιο του σιδήρου», δεν λαμβάνει χώρα περαιτέρω σύντηξη. Ενώ μέχρι τώρα κάθε βήμα σύντηξης παρείχε ενέργεια για τη λειτουργία του άστρου, για την παραγωγή ακόμη βαρύτερων στοιχείων απαιτείται πλέον εισροή ενέργειας. Η παραγωγή τους θα καταναλώσει ενέργεια αντί να την παράγει.

Μόλις ο πυρήνας του άστρου μετατραπεί σε σίδηρο, δεν υπάρχει πλέον πίεση ακτινοβολίας για να αντισταθμίσει τη βαρύτητα. Ο πυρήνας καταρρέει (πολύ γρήγορα, πιθανώς μέσα σε δευτερόλεπτα), και ανάλογα με τη μάζα του θα γίνει είτε αστρικό νετρόνιο είτε μαύρη τρύπα (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/what_is_a_black_hole.htm). Ο πυρήνας έχει πυκνότητα σαν τον πυρήνα ενός ατόμου (ή μεγαλύτερη), και καθώς το εξωτερικό κέλυφος καταρρέει πάνω του, αναπηδά με τεράστια δύναμη. Ένα κύμα πρόσκρουσης διαπερνά τα εξωτερικά στρώματα του άστρου και το άστρο εκρήγνυται (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/supernova.mpg) με έντονη λάμψη (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/supernova.jpg). Η επιφάνεια του άστρου μπορεί να λάμπει για εβδομάδες με ένταση ισοδύναμη ενός δισεκατομμυρίου ήλιων (ένας υπερκαινοφανής (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/supernova_pictures.htm)) ενώ η εξωτερική επιφάνειά του διαστέλλεται με ταχύτητα χιλιάδων χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο. Κατά τη διάρκεια αυτού του σύντομου διαστήματος, το άστρο μπορεί να εκπέμψει τόση ενέργεια όση σε όλη την προηγούμενη ύπαρξή του.

Οι συνθήκες στο εξερχόμενο κύμα πρόσκρουσης ευνοούν επίσης το σχηματισμό στοιχείων βαρύτερων του σιδήρου (π.χ. ο βομβαρδισμός του σιδήρου με νετρόνια παράγει χρυσό, ο χρυσός μετατρέπεται σε μόλυβδο, ο βομβαρδισμός του μολύβδου με νετρόνια οδηγεί σε όλα τα υπόλοιπα στοιχεία μέχρι το ουράνιο). Επειδή οι εκρήξεις υπερκαινοφανών αποτελούν το τελικό στάδιο μιας μακράς ιστορίας της πυρηνοσύνθεσης (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/nucleosynthesis.htm) και επειδή είναι συγκριτικά σπάνιες, τα στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο έχουν μικρή κοσμική αφθονία. Κάποιες πρόσφατες προσομοιώσεις υποδηλώνουν ότι μια σύγκρουση αστρικών νετρονίων (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/neutron_star_nucleosynthesis.htm) θα μπορούσε επίσης να παρέχει τις απαραίτητες συνθήκες για την πυρηνοσύνθεση στοιχείων βαρύτερων του σιδήρου.

composition-universe.jpg – Διαδικασίες πυρηνικής σύντηξης και η σχετική αφθονία των στοιχείων στο σύμπαν. Η σύντηξη από το ήλιο παραλείπει το Li, Be και B, πηγαίνει στον άνθρακα και δημιουργεί όλα τα στοιχεία μέχρι τον σίδηρο. Σημειώστε ότι οι αφθονίες εμφανίζονται σε λογαριθμική κλίμακα. Το υδρογόνο και το ήλιο είναι περίπου 8–9 τάξεις μεγέθους (100 εκατομμύρια έως ένα δισεκατομμύριο φορές) πιο άφθονα από όλα τα υπόλοιπα στοιχεία. Έτσι, ακόμη και σήμερα, το σύμπαν αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο.

Πώς γνωρίζουμε τόσα πολλά για τη χημική σύσταση του σύμπαντος; Η απάντηση είναι η φασματοσκοπία (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/visible_light_spectral_emission_.htm). Όπως μπορούμε να εξετάσουμε το φάσμα ενός μεμονωμένου άστρου ή γαλαξία για φασματικές γραμμές και χημικές υπογραφές, έτσι μπορούμε να διεξάγουμε και μια συστηματική απογραφή της χημικής σύστασης. Αυτό εκφράστηκε πριν από πάνω από εκατό χρόνια από έναν από τους πρωτοπόρους της αστρονομικής φασματοσκοπίας ως εξής:

"Ένα σημαντικό αντικείμενο αυτής της αρχικής φασματοσκοπικής διερεύνησης του φωτός των άστρων και άλλων ουράνιων σωμάτων, δηλαδή να ανακαλύψουμε αν τα ίδια χημικά στοιχεία που υπάρχουν στη γη μας υπάρχουν και σε όλο το σύμπαν, λύθηκε με τον πλέον ικανοποιητικό τρόπο καταφατικά· αποδείχθηκε ότι υπάρχει κοινή χημεία σε όλο το σύμπαν." – Sir William Huggins

Επειδή οι υπερκαινοφανείς, σε αντίθεση με τους λευκούς νάνους και τους κόκκινους γίγαντες, εκτοξεύουν μεγάλες ποσότητες των πιο εξελιγμένων προϊόντων σύντηξης τους στο περιβάλλον διάστημα, αποτελούν πολύ σημαντικούς φορείς στοιχείων βαρύτερων του ηλίου στον μεσοαστρικό χώρο. Η «τέφρα» της πυρηνικής καύσης και οι φανταστικοί κατακλυσμοί είναι τα υλικά από τα οποία είμαστε φτιαγμένοι εμείς οι ίδιοι (άνθρακας, οξυγόνο κ.ά.). Επειδή τα σύμπαντα και τα άστρα πρώτης γενιάς (περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη) αποτελούνταν ουσιαστικά από υδρογόνο και ήλιο, τα περισσότερα άστρα και γαλαξίες που παρατηρούμε σήμερα πρέπει να είναι νεότερα από αυτά, επειδή δείχνουν φάσματα που αποκαλύπτουν ολόκληρο τον περιοδικό πίνακα. Όπως δείχνει ο πίνακάς μας παραπάνω, η σύσταση του σύμπαντος είναι κυρίως υδρογόνο και ήλιο (πάνω από 99%), με το υδρογόνο να κυριαρχεί. Έτσι, πάνω από 10 δισεκατομμύρια χρόνια πυρηνικής σύντηξης έχουν μετατρέψει μόνο ένα μικρό ποσοστό της αρχικής ύλης σε βαρύτερα στοιχεία.

Επειδή τα άστρα λειτουργούν κατά κάποιον τρόπο ως «εργοστάσια» για τα βαρύτερα στοιχεία, οι επιστήμονες μπορούν να εξετάσουν τη σύσταση των άστρων (καθορισμένη μέσω φασματοσκοπίας) για να προσδιορίσουν τη σχετική ηλικία σχηματισμού τους μέσα σε έναν γαλαξία (https://geol105.sitehost.iu.edu/images/gaia_chapter_1/star_evolution.htm).

Κεφάλαιο 2 (https://geol105.sitehost.iu.edu/1425chap2.htm)

Πόσο χρονών είναι το σύμπαν

Πόσο χρονών είναι το σύμπαν; Η απάντησή μας γίνεται συνεχώς πιο ακριβής.

How old is the universe? | Popular Science

Οι κοσμολόγοι πλησιάζουν όλο και πιο κοντά στην αλήθεια.

Από τον Charlie Wood (https://www.popsci.com/authors/charlie-wood/)

Η εικόνα του βαθιού πεδίου από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble δείχνει αρχαίους γαλαξίες και βοηθά στην απάντηση της ερώτησης: Πόσο χρονών είναι το σύμπαν; Η μέτρηση της απόστασης σε διάφορους γαλαξίες και της ταχύτητας με την οποία απομακρύνονται μεταξύ τους καθώς το σύμπαν διαστέλλεται είναι ένας τρόπος για να εκτιμήσουμε την ηλικία του σύμπαντος. NASA, ESA, F. Summers, Z. Levay, L. Frattare, B. Mobasher, A. Koekemoer και η ομάδα HUDF (STScI)

Σε χιλιοστά του δευτερολέπτου, η Google μπορεί να εμφανίσει ένα γεγονός που για πολύ καιρό ξέφευγε από πολλούς από τους βαθύτερους στοχαστές της ανθρωπότητας: Το σύμπαν είναι σχεδόν 14 δισεκατομμυρίων ετών. Και πολλοί κοσμολόγοι συνεχίζουν να γίνονται όλο και πιο σίγουροι γι’ αυτόν τον αριθμό. Τον Δεκέμβριο του 2020, μια συνεργασία ερευνητών που εργάζονταν στο Τηλεσκόπιο Κοσμολογίας Ατακάμα (ACT) στη Χιλή δημοσίευσε την τελευταία εκτίμησή τους (https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1475-7516/2020/12/045/): 13,77 δισεκατομμύρια χρόνια, με σφάλμα μερικών δεκάδων εκατομμυρίων ετών. Η απάντησή τους ταιριάζει με αυτή της αποστολής Planck (https://www.popsci.com/science/article/2013-03/new-map-big-bang-afterglow-reorganizes-universes-ingredient-list/), ενός ευρωπαϊκού δορυφόρου που πραγματοποίησε παρόμοιες παρατηρήσεις μεταξύ 2009 και 2013.

Οι ακριβείς παρατηρήσεις του ACT και του Planck έρχονται μετά από περισσότερη από μια χιλιετία ανθρώπων που κοιτούσαν τον ουρανό (https://www.popsci.com/story/space/disordered-cosmos-excerpt/) και αναρωτιούνταν από πού προήλθε όλο αυτό. Με κάποιο τρόπο, πρωτεύοντα θηλαστικά με διάρκεια ζωής μικρότερη του αιώνα κατάφεραν να κατανοήσουν γεγονότα που συνέβησαν αιώνες πριν από τον πλανήτη τους — και ακόμη πριν από τα αρχαία άστρα (https://www.popsci.com/milky-way-cannibal/) και τα άτομα που θα σχημάτιζαν τον πλανήτη τους (https://www.popsci.com/science/scientists-detect-x-particle-lhc-facility/). Ακολουθεί μια σύντομη αναδρομή για το πώς η ανθρωπότητα κατάφερε να εκτιμήσει την ηλικία του σύμπαντος.

Αρχαιότητα: Η αρχή της δημιουργίας

Κάθε πολιτισμός έχει έναν μύθο δημιουργίας. Οι Βαβυλώνιοι, για παράδειγμα, πίστευαν ότι οι ουρανοί και η Γη σχηματίστηκαν από το σώμα ενός νεκρού θεού. Αλλά λίγα συστήματα πίστης προσδιόριζαν πότε ξεκίνησε η ύπαρξη (μια εξαίρεση είναι ο ινδουισμός, που διδάσκει ότι το σύμπαν αναμορφώνεται κάθε 4,3 δισεκατομμύρια χρόνια, όχι πολύ μακριά από την πραγματική ηλικία της Γης (https://www.popsci.com/science/how-old-is-earth/)).

Η ιδέα που επικράτησε, τουλάχιστον στη Δύση, προήλθε από τους Έλληνες φιλοσόφους, και στην πραγματικότητα αποτέλεσε ένα είδος επιστημονικής οπισθοδρόμησης. Τον 4ο και 3ο αιώνα π.Χ., ο Πλάτων, ο Αριστοτέλης και άλλοι φιλόσοφοι (https://plato.stanford.edu/entries/aristotle-natphil/) υποστήριξαν ότι οι πλανήτες και τα άστρα ήταν ενσωματωμένα σε αιώνια περιστρεφόμενες ουράνιες σφαίρες. Για την επόμενη χιλιετία περίπου, λίγοι ανέμεναν ότι το σύμπαν θα είχε καθόλου ηλικία.

1600 έως 1900: Το τέλος του άπειρου

Ο αστρονόμος Johannes Kepler συνειδητοποίησε το 1610 ότι μια σημαντική ρωγμή στην δημοφιλή κοσμολογία εμπνευσμένη από τους Έλληνες ήταν μπροστά στα μάτια των παρατηρητών ουρανού όλον αυτόν τον καιρό. Αν ένα αιώνιο σύμπαν φιλοξενούσε άπειρο αριθμό άστρων, όπως πολλοί πίστευαν, γιατί δεν πλημμύριζαν όλα αυτά τα άστρα τον ουρανό με εκτυφλωτικό φως; Ο σκοτεινός νυχτερινός ουρανός (https://www.popsci.com/why-night-sky-dark/), συμπέρανε, υποδήλωνε ένα πεπερασμένο σύμπαν όπου τα άστρα τελικά εξαντλούνται.

Η σύγκρουση μεταξύ του νυχτερινού ουρανού και του άπειρου σύμπαντος έγινε γνωστή ως παράδοξο του Olber (https://sci.esa.int/web/education/-/35775-cosmology), που ονομάστηκε έτσι από τον Heinrich Olber, έναν αστρονόμο που το δημοσιοποίησε το 1826. Μια πρώιμη εκδοχή της σύγχρονης λύσης προήλθε, όλων των ανθρώπων, από τον ποιητή Edgar Allan Poe. Ζούμε τη νύχτα, υποστήριξε στο πεζοποίημά του «Eureka» (https://www.eapoe.org/works/editions/eurekac.htm) το 1848, επειδή το σύμπαν δεν είναι αιώνιο. Υπήρξε μια αρχή, και δεν έχει περάσει αρκετός χρόνος από τότε ώστε τα άστρα να φωτίσουν πλήρως τον ουρανό.

1900s: Τα πρώιμα και σύγχρονα σύμπαντα έρχονται στο φως

Αλλά η επίλυση του παραδόξου του Olber χρειάστηκε χρόνο για να γίνει κατανοητή. Το 1917, όταν η ίδια η θεωρία της βαρύτητας του Einstein (https://www.popsci.com/science/gravity-waves-search/) του είπε ότι το σύμπαν πιθανόν μεγάλωνε ή συρρικνωνόταν με την πάροδο του χρόνου, πρόσθεσε έναν «παράγοντα διόρθωσης» στις εξισώσεις του — τη σταθερά κοσμολογίας (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_accel.html) — για να κρατήσει το σύμπαν σταθερό (επιτρέποντάς του να διαρκέσει για πάντα).

Την ίδια στιγμή, μεγαλύτερα τηλεσκόπια είχαν φέρει καθαρότερες εικόνες άλλων γαλαξιών στους φακούς των αστρονόμων, πυροδοτώντας έντονη συζήτηση για το αν κοιτούσαν απομακρυσμένα «νησιωτικά σύμπαντα» ή κοντινές αστρικές συσσωρεύσεις εντός του Γαλαξία μας. Τα οξυδερκή μάτια του Edwin Hubble έλυσαν το ζήτημα στα τέλη της δεκαετίας του 1920, μετρώντας για πρώτη φορά τις διαγαλαξιακές αποστάσεις. Ανακάλυψε ότι οι γαλαξίες δεν ήταν μόνο τεράστιοι και απομακρυσμένοι, αλλά επίσης απομακρύνονταν ο ένας από τον άλλον.

Το σύμπαν διαστελλόταν, και ο Hubble μέτρησε τον ρυθμό διαστολής του στα 500 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ, μια σταθερά που πλέον φέρει το όνομά του (https://lweb.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/hubble/). Με την διαστολή του σύμπαντος υπόψη, οι αστρονόμοι απέκτησαν ένα ισχυρό νέο εργαλείο για να κοιτάξουν πίσω στο χρόνο και να εκτιμήσουν πότε άρχισε να μεγαλώνει το σύμπαν. Η εργασία του Hubble το 1929 καθόρισε την κοσμική διαστολή με τέτοιο τρόπο ώστε το σύμπαν θα έπρεπε να είναι περίπου 2 δισεκατομμυρίων ετών.

«Ο ρυθμός διαστολής σου λέει πόσο γρήγορα μπορείς να γυρίσεις πίσω την ιστορία του Σύμπαντος, σαν μια παλιά ταινία VHS», λέει ο Daniel Scolnic (https://scholars.duke.edu/person/dscolnic/), κοσμολόγος στο Duke University. «Αν η ταχύτητα επαναφοράς είναι γρηγορότερη, τότε η ταινία είναι μικρότερη».

Όμως η μέτρηση των αποστάσεων σε μακρινούς γαλαξίες είναι μια πολύπλοκη υπόθεση. Μια πιο καθαρή μέθοδος εμφανίστηκε το 1965, όταν οι ερευνητές εντόπισαν ένα αμυδρό «τρίξιμο» μικροκυμάτων που προερχόταν από κάθε κατεύθυνση στο διάστημα. Οι κοσμολόγοι είχαν ήδη προβλέψει ότι ένα τέτοιο σήμα θα υπήρχε, καθώς το φως που εκλύθηκε λίγες εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια μετά τη γέννηση του σύμπαντος θα είχε επιμηκυνθεί από την επέκταση του χώρου σε μεγαλύτερα μικροκύματα. Μετρώντας τα χαρακτηριστικά αυτής της Κοσμικής Μικροκυματικής Ακτινοβολίας(https://www.cfa.harvard.edu/research/topic/cosmic-microwave-background) (CMB), οι αστρονόμοι μπορούσαν να πάρουν ένα είδος στιγμιότυπου του νεαρού σύμπαντος, εκτιμώντας το αρχικό του μέγεθος και περιεχόμενο. Η CMB αποτέλεσε αδιάσειστη απόδειξη ότι το σύμπαν είχε μια αρχή.

«Το πιο σημαντικό επίτευγμα με την τελική ανακάλυψη της [CMB] το 1965 ήταν ότι μας ανάγκασε όλους να πάρουμε σοβαρά την ιδέα ότι υπήρχε ένα πρώιμο σύμπαν», έγραψε ο βραβευμένος με Νόμπελ Steven Weinberg στο βιβλίο του το 1977, The First Three Minutes.

Αρχαία πανοραμική εικόνα γαλαξία από το Τηλεσκόπιο James Webb CEERS Survey Το Τηλεσκόπιο James Webb έχει εξερευνήσει γαλαξίες δισεκατομμυρίων ετών για να επιβεβαιώσει περαιτέρω την ηλικία του σύμπαντος. NASA, ESA, CSA, Steve Finkelstein (UT Austin), Micaela Bagley (UT Austin), Rebecca Larson (UT Austin)

1990 έως σήμερα: Εκλεπτυσμένος υπολογισμός

Η CMB επέτρεψε στους κοσμολόγους να αποκτήσουν μια αίσθηση του πόσο μεγάλο ήταν το σύμπαν σε πρώιμο στάδιο, κάτι που τους βοήθησε να υπολογίσουν το μέγεθός του και την διαστολή του σήμερα. Ο Scolnic παρομοιάζει τη διαδικασία με το να παρατηρείς ότι το χέρι ενός παιδιού φαίνεται ένα πόδι σε μια παιδική φωτογραφία, και στη συνέχεια να εκτιμάς το ύψος και τον ρυθμό ανάπτυξης του αντίστοιχου εφήβου. Αυτή η μέθοδος έδωσε στους ερευνητές έναν νέο τρόπο μέτρησης του τρέχοντος ρυθμού διαστολής του σύμπαντος. Αποδείχθηκε ότι ήταν σχεδόν 10 φορές πιο αργός από τα 500 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ του Hubble, ωθώντας τη στιγμή της κοσμικής γένεσης πιο πίσω στο χρόνο. Τη δεκαετία του 1990, οι εκτιμήσεις της ηλικίας κυμαίνονταν από 7 έως 20 δισεκατομμύρια χρόνια (https://www.nytimes.com/1977/03/29/archives/age-of-universe-now-estimated-as-20-billion-years.html)>.

Πολυεπίπεδες προσπάθειες από πολλές ομάδες επιδίωξαν να εκλεπτύνουν την καλύτερη εκτίμηση της κοσμολογίας για τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος. Παρατηρήσεις γαλαξιών από το Τηλεσκόπιο Hubble το 1993 καθόρισαν τη σημερινή σταθερά Hubble στα 71 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ, περιορίζοντας την ηλικία του σύμπαντος σε 9 έως 14 δισεκατομμύρια χρόνια.

Το 2003, το διαστημικό σκάφος WMAP (https://www.popsci.com/category/space/) κατέγραψε έναν χάρτη της CMB με λεπτομερή χαρακτηριστικά. Με αυτά τα δεδομένα, οι κοσμολόγοι υπολόγισαν την ηλικία του σύμπαντος σε 13,5 έως 13,9 δισεκατομμύρια χρόνια. Περίπου μια δεκαετία αργότερα, ο δορυφόρος Planck μέτρησε την CMB με ακόμα μεγαλύτερη λεπτομέρεια, λαμβάνοντας σταθερά Hubble 67,66 και ηλικία 13,8 δισεκατομμυρίων ετών. Η νέα ανεξάρτητη μέτρηση της CMB από το ACT έδωσε βασικά τους ίδιους αριθμούς, ενισχύοντας περαιτέρω την εμπιστοσύνη των κοσμολόγων ότι γνωρίζουν τι κάνουν.

«Τώρα έχουμε μια απάντηση όπου συμφωνούν Planck και ACT», είπε η Simone Aiola, κοσμολόγος στο Flatiron Institute και μέλος της συνεργασίας ACT, σε δελτίο τύπου (https://www.simonsfoundation.org/2020/07/15/new-view-of-natures-oldest-light-adds-fresh-twist-to-debate-over-universes-age/) εκείνη την εποχή. «Δείχνει ότι αυτές οι δύσκολες μετρήσεις είναι αξιόπιστες».

Επόμενο: Ένα κοσμολογικό δίλημμα

Αλλά καθώς οι μετρήσεις των πρώιμων και σύγχρονων συμπάντων έγιναν πιο ακριβείς, άρχισαν να συγκρούονται. Ενώ οι μελέτες που βασίζονται στην «παιδική φωτογραφία» της CMB υποδηλώνουν μια σταθερά Hubble στα υψηλά 60 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ, οι μετρήσεις αποστάσεων των σημερινών γαλαξιών (που ο Scolnic συγκρίνει με ένα κοσμικό «selfie») δίνουν ταχύτερους ρυθμούς διαστολής στα χαμηλά έως μεσαία 70. Ο Scolnic συμμετείχε σε μια τέτοια έρευνα το 2019, και μια άλλη μέτρηση βασισμένη στη φωτεινότητα διαφόρων γαλαξιών (https://arxiv.org/abs/2101.02221/) κατέληξε σε παρόμοιο συμπέρασμα (ότι το σύγχρονο σύμπαν διαστέλλεται γρήγορα) τον Ιανουάριο του 2021.

Λαμβάνοντας υπόψη την επιφανειακή ερμηνεία, οι ταχύτεροι ρυθμοί που μετρούν αυτές οι ομάδες θα μπορούσαν να σημαίνουν ότι το σύμπαν είναι στην πραγματικότητα περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια νεότερο από τα κανονικά 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια από Planck και ACT. Ή, η ασυμφωνία μπορεί να υποδηλώνει ότι κάτι πιο βαθύ λείπει από την εικόνα της σύγχρονης αστρονομίας για την πραγματικότητα. Η σύνδεση της CMB με τη σημερινή εποχή περιλαμβάνει υποθέσεις σχετικά με τη φτωχά κατανοητή σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια (https://www.popsci.com/science/what-is-dark-energy/) που φαίνεται να κυριαρχούν στο σύμπαν μας, και το γεγονός ότι οι μετρήσεις της σταθεράς Hubble δεν ευθυγραμμίζονται μπορεί να δείχνει ότι ο υπολογισμός της πραγματικής ηλικίας του σύμπαντος θα απαιτήσει περισσότερα από το απλό «γύρισμα της ταινίας».

Μια άλλη αμφιλεγόμενη εκτίμηση (https://www.sciencedaily.com/releases/2023/07/230711133118.htm) ισχυρίζεται ότι το σύμπαν θα μπορούσε να είναι 26,7 δισεκατομμυρίων ετών, δηλαδή διπλάσιας ηλικίας από ό,τι πιστεύεται σήμερα. Αυτό βασίζεται στην μη επιβεβαιωμένη υπόθεση ότι το φως με μετατόπιση προς το ερυθρό από μακρινούς γαλαξίες μπορεί να αλλάξει από φυσικές σταθερές εκτός από την διαστολή του χώρου. Ένας τρόπος για να δοκιμαστεί αυτό είναι μέσω περιορισμένων μετρήσεων από το Τηλεσκόπιο James Webb (https://www.popsci.com/science/big-bang-galaxy-james-webb-space-telescope/).

«Δεν είμαι σίγουρος για το πώς παράγουμε την ηλικία του σύμπαντος», λέει ο Scolnic. «Δεν λέω ότι είναι λάθος, αλλά δεν μπορώ να πω ότι είναι σωστό».

Charlie Wood (https://www.popsci.com/authors/charlie-wood/)

Ο Charlie είναι δημοσιογράφος που καλύπτει εξελίξεις στις φυσικές επιστήμες, τόσο στον πλανήτη όσο και εκτός αυτού. Εκτός από το Popular Science, η δουλειά του έχει εμφανιστεί στα Quanta Magazine, Scientific American, The Christian Science Monitor και άλλες δημοσιεύσεις. Παλαιότερα δίδαξε φυσική και αγγλικά στη Μοζαμβίκη και την Ιαπωνία, και σπούδασε φυσική στο Brown University. Μπορείτε να δείτε τον ιστότοπό του εδώ (https://www.charlierobinwood.com/).

Ποιοι είναι οι περιορισμοί του γνωστού σύμπαντος;

Αυτή τη στιγμή, σε ένα σύμπαν 13,8 δισεκατομμυρίων ετών, το τρέχον όριο ορατότητάς μας είναι 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Το μελλοντικό όριο ορατότητάς μας είναι περίπου 33% μεγαλύτερο: 61 δισεκατομμύρια έτη φωτός. 5 Μαρτίου 2019

How Much Of The Unobservable Universe Will We Someday Be Able To See?

Πόσο από το σύμπαν δεν μπορούμε να δούμε; Μόνο το πέντε τοις εκατό του σύμπαντος είναι ορατό. Από τι αποτελείται το υπόλοιπο; Το ορατό σύμπαν—συμπεριλαμβανομένης της Γης, του Ήλιου, άλλων άστρων και γαλαξιών—αποτελείται από πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια που συγκροτούνται σε άτομα.

Σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια | National Geographic

Μπορούμε να δούμε το 90% του σύμπαντός μας; Πριν το υπεριώδες φως ξεφύγει από έναν από αυτούς τους γαλαξίες, απορροφάται ξανά από το αέριο μέσα στον ίδιο τον γαλαξία. Δεν το βλέπουμε ποτέ. ... Στην πραγματικότητα, το 90% της ύλης στο Σύμπαν υπάρχει σε μορφή που δεν εκπέμπει φως, αλλά επηρεάζει την άλλη ύλη μέσω της βαρύτητας. 24 Μαρτίου 2010

Βρέθηκε: 90% του απομακρυσμένου Σύμπαντος | Discover Magazine

Ποια είναι η μέγιστη ηλικία του ορατού σύμπαντος; Το 2013, το Planck μέτρησε την ηλικία του σύμπαντος στα 13,82 δισεκατομμύρια χρόνια. Και οι δύο αυτές εκτιμήσεις εμπίπτουν στο κατώτερο όριο των 11 δισεκατομμυρίων ετών που προκύπτει ανεξάρτητα από τις σφαιρικές αστρικές συσσωρεύσεις, και και οι δύο έχουν μικρότερη αβεβαιότητα από αυτόν τον αριθμό. 7 Ιουνίου 2017

Πόσο χρονικό όριο έχει το σύμπαν; Το τελικό αποτέλεσμα είναι άγνωστο· μια απλή εκτίμηση θα ήταν ότι όλη η ύλη και ο χώρος-χρόνος στο σύμπαν θα καταρρεύσουν σε μια αδιάστατη ιδιομορφία, επιστρέφοντας στο σημείο που το σύμπαν ξεκίνησε με τη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά σε αυτά τα μεγέθη πρέπει να ληφθούν υπόψη άγνωστα κβαντικά φαινόμενα (βλ. Κβαντική βαρύτητα).

Τελική μοίρα του σύμπαντος - Wikipedia

Τι υπάρχει έξω από το σύμπαν; Το σύμπαν, όντας όλα όσα υπάρχουν, είναι άπειρα μεγάλο και δεν έχει όριο, επομένως δεν υπάρχει «έξω» για να μιλήσουμε. ... Το τρέχον πλάτος του παρατηρήσιμου σύμπαντος είναι περίπου 90 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Και υποθέτουμε ότι πέρα από αυτό το όριο, υπάρχουν κι άλλοι τυχαίοι αστέρες και γαλαξίες. 2 Μαΐου 2021

Υπάρχει κάτι πέρα από το σύμπαν; | Space

Προέλευση του Σύμπαντος

Πώς ξεκίνησε το σύμπαν—και πώς ήταν οι πρώτες του μέρες;

(https://web.archive.org/web/20260308233616/https://www.nationalgeographic.com/science/article/origins-of-the-universe)

Η πιο δημοφιλής θεωρία για την προέλευση του σύμπαντός μας επικεντρώνεται σε μια κοσμική καταστροφή χωρίς προηγούμενο στην ιστορία—τη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang).

Οι Στύλοι της Δημιουργίας, που εμφανίζονται ως τρεις τεράστιες στήλες σκόνης και αερίου, διάσπαρτες με εκατομμύρια αστέρια. Το Τηλεσκόπιο James Webb της NASA (JWST) κατέγραψε αυτή την εικόνα των εμβληματικών Στύλων της Δημιουργίας (https://www.nationalgeographic.com/science/article/hubble-revisits-an-icon-the-pillars-of-creation), μια μικρή περιοχή γεμάτη νεοδημιουργημένα αστέρια μέσα στο τεράστιο Αετώδη Νεφέλωμα (Eagle Nebula) περίπου 6.500 έτη φωτός μακριά. Φωτογραφία από NASA, ESA, CSA, STScI Από Michael Greshko και το προσωπικό του National Geographic 16 Αυγούστου 2024

Η καλύτερα τεκμηριωμένη θεωρία για την προέλευση του σύμπαντος επικεντρώνεται σε ένα γεγονός γνωστό ως Μεγάλη Έκρηξη. Αυτή η θεωρία γεννήθηκε από την παρατήρηση ότι άλλοι γαλαξίες κινούνται μακριά από τον δικό μας με μεγάλη ταχύτητα προς όλες τις κατευθύνσεις, σαν να είχαν όλοι εκτοξευθεί από μια αρχαία εκρηκτική δύναμη.

Ένας Βέλγος ιερέας, ο Georges Lemaître, πρότεινε πρώτη φορά τη θεωρία του Big Bang τη δεκαετία του 1920, όταν υπέθεσε ότι το σύμπαν ξεκίνησε από ένα μοναδικό πρωταρχικό άτομο. Η ιδέα ενισχύθηκε σημαντικά από τις παρατηρήσεις του Edwin Hubble ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς προς όλες τις κατευθύνσεις, καθώς και από την ανακάλυψη της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας τη δεκαετία του 1960—ερμηνευμένης ως ηχώ της Μεγάλης Έκρηξης—από τους Arno Penzias και Robert Wilson.

Περαιτέρω έρευνες βοήθησαν να διευκρινιστεί ο ρυθμός της Μεγάλης Έκρηξης. Η θεωρία λέει:

Στα πρώτα 10^-43 δευτερόλεπτα της ύπαρξής του, το σύμπαν ήταν πολύ συμπαγές, μικρότερο από ένα εκατομμύριο δισεκατομμυριοστό του μεγέθους ενός μόνο ατόμου. Πιστεύεται ότι σε μια τέτοια αδιανόητα πυκνή και ενεργειακή κατάσταση, οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις—βαρύτητα, ηλεκτρομαγνητισμός, ισχυρή και ασθενής πυρηνική δύναμη—συγχωνεύτηκαν σε μια ενιαία δύναμη, αλλά οι τρέχουσες θεωρίες μας δεν έχουν ακόμα καταφέρει να εξηγήσουν πώς θα λειτουργούσε μια ενιαία, ενοποιημένη δύναμη. Για να το κατανοήσουμε αυτό, θα έπρεπε να γνωρίζουμε πώς λειτουργεί η βαρύτητα σε υποατομική κλίμακα, κάτι που προς το παρόν δεν γνωρίζουμε.

Πιστεύεται επίσης ότι η εξαιρετική εγγύτητα επέτρεψε στα πρώτα σωματίδια του σύμπαντος να αναμειχθούν, να αλληλεπιδράσουν και να ισοσκελιστούν σε περίπου την ίδια θερμοκρασία. Στη συνέχεια, σε ένα αδιανόητα μικρό κλάσμα δευτερολέπτου, όλη αυτή η ύλη και ενέργεια διαδόθηκε προς τα έξω μάλλον ομοιόμορφα, με μικρές διακυμάνσεις που προήλθαν από κβαντικές διακυμάνσεις. Αυτό το μοντέλο ραγδαίας διαστολής, που ονομάζεται πληθωρισμός (inflation), μπορεί να εξηγεί γιατί το σύμπαν έχει τόσο ομοιόμορφη θερμοκρασία και κατανομή ύλης.

Μετά τον πληθωρισμό, το σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται, αλλά με πολύ χαμηλότερο ρυθμό. Ακόμη δεν είναι σαφές τι ακριβώς τροφοδότησε τον πληθωρισμό.

Οι συνέπειες του κοσμικού πληθωρισμού

Καθώς περνούσε ο χρόνος και η ύλη ψύχονταν, άρχισαν να σχηματίζονται πιο ποικίλοι τύποι σωματιδίων, τα οποία τελικά συμπυκνώθηκαν στα αστέρια και τους γαλαξίες του σημερινού μας σύμπαντος.

Όταν το σύμπαν ήταν μόλις ένα δισεκατομμυριοστό του δευτερολέπτου, είχε ήδη ψυχρανθεί αρκετά ώστε οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις να διαχωριστούν η μία από την άλλη. Επίσης σχηματίστηκαν τα θεμελιώδη σωματίδια του σύμπαντος. Παρ’ όλα αυτά, ήταν ακόμη τόσο ζεστό που αυτά τα σωματίδια δεν είχαν συγκροτηθεί ακόμα σε πολλά από τα υποατομικά σωματίδια που έχουμε σήμερα, όπως το πρωτόνιο. Καθώς το σύμπαν συνέχιζε να διαστέλλεται, αυτή η καυτή πρωταρχική σούπα—που ονομάζεται πλάσμα κουάρκ-γλουονίων—συνέχιζε να ψύχεται. Ορισμένοι συγκρουσιακοί επιταχυντές σωματιδίων, όπως ο Μεγάλος Επιταχυντής Αδρονίων του CERN (https://www.nationalgeographic.com/science/article/higgs-boson-decay-quarks-lhc-standard-model-physics), είναι αρκετά ισχυροί ώστε να αναδημιουργήσουν το πλάσμα κουάρκ-γλουονίων.

Η ακτινοβολία στο πρώιμο σύμπαν ήταν τόσο έντονη που συγκρουόμενα φωτόνια μπορούσαν να σχηματίσουν ζεύγη σωματιδίων ύλης και αντιύλης, η οποία μοιάζει με τη συνηθισμένη ύλη σε όλα εκτός από το αντίθετο ηλεκτρικό φορτίο. Πιστεύεται ότι το πρώιμο σύμπαν περιείχε ίσες ποσότητες ύλης και αντιύλης. Όμως καθώς το σύμπαν ψύχθηκε, τα φωτόνια δεν είχαν πια αρκετή ενέργεια για να δημιουργήσουν ζεύγη ύλης-αντιύλης. Έτσι, όπως σε ένα ακραίο παιχνίδι μουσικών καθισμάτων, πολλά σωματίδια ύλης και αντιύλης συνδέθηκαν μεταξύ τους και αλληλοεξαφανίστηκαν.

Με κάποιο τρόπο, κάποιο περίσσιο της ύλης επιβίωσε—και είναι πλέον η ύλη από την οποία αποτελούνται οι άνθρωποι, οι πλανήτες και οι γαλαξίες. Η ύπαρξή μας είναι σαφές σημάδι ότι οι νόμοι της φύσης αντιμετωπίζουν την ύλη και την αντιύλη ελαφρώς διαφορετικά. Οι ερευνητές έχουν πειραματικά παρατηρήσει αυτήν την ανισορροπία κανόνα, που ονομάζεται παραβίαση CP (https://www.nationalgeographic.com/science/article/news-admx-dark-matter-detector-physics), σε δράση. Οι φυσικοί εξακολουθούν να προσπαθούν να καταλάβουν ακριβώς πώς η ύλη επικράτησε στο πρώιμο σύμπαν.

Ένα μικροσκοπικό, φαντασμαγορικό σωματίδιο που ονομάζεται νετρίνο (https://www.nationalgeographic.com/science/article/news-cosmic-rays-neutrinos-icecube-blazars-astronomy-space) και το αντίστοιχο αντι-νετρίνο του θα μπορούσαν να ρίξουν φως στο ζήτημα, και δύο μεγάλα πειράματα, που ονομάζονται DUNE (https://www.dunescience.org/) και Hyper-Kamiokande, χρησιμοποιούν αυτά τα αφόρτιστα, σχεδόν άμαζα σωματίδια για να προσπαθήσουν να λύσουν το μυστήριο.

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, που εμφανίζεται σε σχήμα δίνης με στροβιλισμούς μπλε και πράσινου στο κέντρο, οι οποίοι μετατρέπονται σε αποχρώσεις κίτρινου, πορτοκαλί και κόκκινου όσο απομακρύνονται από το κέντρο.

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (https://www.nationalgeographic.com/science/article/milky-way-galaxy-to-collide-with-andromeda-but-when-gaia-spacecraft) ή M31 είναι ο μεγαλύτερος γειτονικός γαλαξίας του Γαλαξία μας. Σε αυτή την εικόνα βασισμένη σε δεδομένα της NASA και του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος, το κόκκινο υποδηλώνει υδρογόνο, το πράσινο κρύα σκόνη, και η θερμότερη σκόνη εμφανίζεται μπλε. Φωτογραφία από ESA/NASA/JPL-Caltech/GBT/WSRT/IRAM/C. Clark (STScI)

Ο σχηματισμός των ατόμων

Μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο του σύμπαντος, είχε ψυχρανθεί αρκετά ώστε η υπόλοιπη ύλη να συσσωρευτεί σε πρωτόνια και νετρόνια, τα γνωστά σωματίδια που αποτελούν τους πυρήνες των ατόμων. Και μετά τα πρώτα τρία λεπτά, τα πρωτόνια και τα νετρόνια είχαν συγκροτηθεί σε πυρήνες υδρογόνου και ηλίου. Κατά μάζα, το υδρογόνο αποτελούσε το 75% της πρώιμης ύλης του σύμπαντος και το ήλιο το 25%. Η αφθονία του ηλίου είναι βασική πρόβλεψη της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης και έχει επιβεβαιωθεί με επιστημονικές παρατηρήσεις.

Παρά το γεγονός ότι υπήρχαν πυρήνες ατόμων, το νεαρό σύμπαν ήταν ακόμη πολύ ζεστό για να μπορέσουν τα ηλεκτρόνια να καθοριστούν γύρω τους και να σχηματίσουν σταθερά άτομα. Η ύλη του σύμπαντος παρέμενε ένα ηλεκτρικά φορτισμένο νέφος τόσο πυκνό που το φως δυσκολευόταν να διασχίσει. Θα χρειάζονταν περίπου άλλα 380.000 χρόνια για να ψυχρανθεί το σύμπαν αρκετά ώστε να σχηματιστούν ουδέτερα άτομα—μια κρίσιμη στιγμή που ονομάζεται επανασύνθεση (recombination). Το πιο ψυχρό σύμπαν έγινε διαφανές για πρώτη φορά, επιτρέποντας στα φωτόνια που κινούνταν μέσα του να διαπεράσουν τελικά χωρίς εμπόδια.

Αυτό το πρωταρχικό υπόλειμμα φωτός το βλέπουμε ακόμη σήμερα ως κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html), που βρίσκεται σε όλο το σύμπαν. Η ακτινοβολία αυτή μοιάζει με αυτή που χρησιμοποιείται για τη μετάδοση τηλεοπτικών σημάτων μέσω κεραιών, αλλά είναι η παλαιότερη γνωστή ακτινοβολία και μπορεί να κρύβει πολλά μυστικά για τις πρώτες στιγμές του σύμπαντος.

Ένα σμήνος γαλαξιών, που εμφανίζονται ως χρυσά αστέρια, περιβαλλόμενα από ένα ομιχλώδες μπλε-μοβ πέπλο.

Το παλαιότερο φως του σύμπαντος, γνωστό ως κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία, μπορεί να βρεθεί σε όλο το κοσμικό σύμπαν. Όταν αυτή η ακτινοβολία περνά μέσα από σμήνη γαλαξιών στο δρόμο της προς τη Γη, παραμορφώνεται. Οι επιστήμονες μπορούν να μετρήσουν αυτή την παραμόρφωση σε μεγάλα γνωστά σμήνη γαλαξιών όπως το RX J1347.5–1145 (όπως φαίνεται) και να τη χρησιμοποιήσουν για περαιτέρω μελέτες.

Φωτογραφία από ESA/Hubble & NASA, T. Kitayama (Πανεπιστήμιο Toho, Ιαπωνία) / ESA/Hubble & NASA

Ένα σμήνος γαλαξιών μέσα σε ένα μπλε-μοβ νέφος οπτικοποιημένων ακτίνων Χ.

Η ύλη αποτελεί μόνο ένα μικρό μέρος του σύμπαντος. Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι η σκοτεινή ενέργεια και η σκοτεινή ύλη αποτελούν το υπόλοιπο. Το απομακρυσμένο σμήνος γαλαξιών IDCS 1426 (όπως φαίνεται), που έχει μάζα 500 τρισεκατομμύρια φορές αυτή του Ήλιου, εκτιμάται ότι προέρχεται κατά 90% από σκοτεινή ύλη. Φωτογραφία από NASA/CXC/Πανεπιστήμιο του Missouri/M.Brodwin et al; NASA/STScI; JPL/CalTech

Από τα πρώτα άστρα μέχρι σήμερα

Δεν υπήρχε ούτε ένα άστρο στο σύμπαν μέχρι περίπου 180 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Χρειάστηκε τόσος χρόνος ώστε η βαρύτητα να συγκεντρώσει νέφη υδρογόνου και να τα μετατρέψει σε άστρα. Πολλοί φυσικοί πιστεύουν ότι τεράστια νέφη σκοτεινής ύλης (https://www.nationalgeographic.com/science/article/dark-matter), ένα ακόμη άγνωστο υλικό που υπερτερεί σε μάζα της ορατής ύλης περισσότερο από πέντε προς ένα, παρείχαν ένα βαρυτικό «σκελετό» για τους πρώτους γαλαξίες και τα πρώτα άστρα.

Μόλις άναψαν τα πρώτα άστρα του σύμπαντος (https://www.nationalgeographic.com/science/article/first-stars-universe-big-bang-edges-space-science), το φως που απελευθέρωσαν είχε αρκετή ενέργεια ώστε να αποσπάσει ξανά ηλεκτρόνια από ουδέτερα άτομα, ένα καθοριστικό κεφάλαιο στην ιστορία του σύμπαντος που ονομάζεται επανιονισμός. Οι επιστήμονες προσπάθησαν να παρατηρήσουν αυτή την «κοσμική αυγή», αλλά τα αποτελέσματα υπήρξαν ανάμεικτα. Το 2018, μια αυστραλιανή ομάδα ανακοίνωσε ότι ανίχνευσε ενδείξεις σχηματισμού των πρώτων άστρων περίπου 180 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, αν και άλλες ομάδες δεν κατάφεραν να αναπαράγουν τα αποτελέσματα. Περίπου 300 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (https://webbtelescope.org/contents/early-highlights/nasas-james-webb-space-telescope-finds-most-distant-known-galaxy), γεννήθηκαν οι πρώτοι γαλαξίες. Στα δισεκατομμύρια χρόνια που ακολούθησαν, άστρα, γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών σχηματίστηκαν και επανασχηματίστηκαν—οδηγώντας τελικά στον δικό μας γαλαξία, τον Γαλαξία μας (Milky Way), και στο κοσμικό μας σπίτι, το ηλιακό σύστημα.

Ακόμη και σήμερα το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται (https://www.nationalgeographic.com/science/article/the-universe-is-expanding-faster-than-it-should-be). Προς έκπληξη των αστρονόμων, ο ρυθμός αυτής της διαστολής επιταχύνεται (https://www.nationalgeographic.com/science/article/hubble-constant-universe-expanding-faster-than-all-expectations). Οι εκτιμήσεις για τον ρυθμό διαστολής διαφέρουν, αλλά τα δεδομένα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο James Webb (https://webb.nasa.gov/) προστίθενται σε ένα αυξανόμενο σώμα αποδείξεων ότι η διαστολή είναι σημαντικά ταχύτερη από όσο θα έπρεπε.

Πιστεύεται ότι αυτή η επιτάχυνση προκαλείται από μια δύναμη που απωθεί τη βαρύτητα και ονομάζεται σκοτεινή ενέργεια. Δεν γνωρίζουμε ακόμη τι είναι η σκοτεινή ενέργεια (https://www.nationalgeographic.com/science/article/dark-matter), αλλά εκτιμάται ότι αποτελεί το 68% της συνολικής ύλης και ενέργειας του σύμπαντος. Η σκοτεινή ύλη (https://home.cern/science/physics/dark-matter) αποτελεί ένα επιπλέον 27%. Στην ουσία, όλη η ύλη που έχεις δει ποτέ—από τον πρώτο σου έρωτα μέχρι τα αστέρια στον ουρανό—αντιστοιχεί σε λιγότερο από το 5% του σύμπαντος.

Πηγές

• Caltech - The Cosmic Microwave Background (https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Kinney/Kinney3.html)
• NASA - Hubble Team Breaks Cosmic Distance Record (https://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/hubble-team-breaks-cosmic-distance-record)
• NASA - What Is Dark Energy? (https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy)
• Nature - Bowman et al. 2018 (https://www.nature.com/articles/nature25792)
• Planck - The Cosmic Microwave Background (http://planck.cf.ac.uk/science/cmb)
• The Universe Adventure - The Planck Epoch http://www.universeadventure.org/eras/era1-plankepoch.htm)
• UCLA - Brief History of the Universe (http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html)
• University of Maryland - Quark-Gluon Plasma and the Early Universe (https://www.physics.umd.edu/courses/Phys741/xji/chapter2.pdf)
• University of Oregon - The Early Universe (https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr123/Notes/Chapter27.html)
• University of Texas - The Early Universe (http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring09/scalo/secure/301Sp09ScaloCh26.27Notes.pdf)

Προέλευση του Σύμπαντος, της Γης και της Ζωής

Science and Creationism: A View from the National Academy of Sciences, Δεύτερη Έκδοση (1999)

Κεφάλαιο: Η Προέλευση του Σύμπαντος, της Γης και της Ζωής

Προτεινόμενη αναφορά: "The Origin of the Universe, Earth, and Life." National Academy of Sciences. 1999. /Science and Creationism: A View from the National Academy of Sciences, Second Edition/. Washington, DC: The National Academies Press. doi: 10.17226/6024.

Ο όρος «εξέλιξη» συνήθως αναφέρεται στη βιολογική εξέλιξη των έμβιων όντων. Όμως οι διαδικασίες μέσω των οποίων σχηματίζονται και μεταβάλλονται με τον χρόνο οι πλανήτες, τα άστρα, οι γαλαξίες και το σύμπαν αποτελούν επίσης τύπους «εξέλιξης». Σε όλες αυτές τις περιπτώσεις υπάρχει μεταβολή με την πάροδο του χρόνου, αν και οι εμπλεκόμενες διαδικασίες είναι αρκετά διαφορετικές.

Στα τέλη της δεκαετίας του 1920, ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble έκανε μια πολύ ενδιαφέρουσα και σημαντική ανακάλυψη. Ο Hubble πραγματοποίησε παρατηρήσεις που τις ερμήνευσε ως ένδειξη ότι τα μακρινά άστρα και οι γαλαξίες απομακρύνονται από τη Γη προς κάθε κατεύθυνση. Επιπλέον, οι ταχύτητες απομάκρυνσης αυξάνονται αναλογικά με την απόσταση—μια ανακάλυψη που έχει επιβεβαιωθεί από πολυάριθμες και επαναλαμβανόμενες μετρήσεις από την εποχή του Hubble. Η συνεπαγωγή αυτών των ευρημάτων είναι ότι το σύμπαν διαστέλλεται.

Η υπόθεση του Hubble για ένα διαστελλόμενο σύμπαν οδηγεί σε ορισμένα συμπεράσματα. Ένα από αυτά είναι ότι το σύμπαν ήταν πιο συμπυκνωμένο σε παλαιότερο χρόνο. Από αυτό το συμπέρασμα προέκυψε η πρόταση ότι όλη η ύλη και η ενέργεια που παρατηρούνται σήμερα στο σύμπαν ήταν αρχικά συμπυκνωμένες σε μια πολύ μικρή και απείρως θερμή μάζα. Μια τεράστια έκρηξη, γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), εκτόξευσε στη συνέχεια την ύλη και την ενέργεια προς όλες τις κατευθύνσεις.

Η υπόθεση της Μεγάλης Έκρηξης οδήγησε σε περαιτέρω ελέγξιμα συμπεράσματα. Ένα τέτοιο συμπέρασμα ήταν ότι η θερμοκρασία στο βαθύ διάστημα σήμερα θα έπρεπε να είναι μερικούς βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν. Οι παρατηρήσεις έδειξαν ότι αυτό το συμπέρασμα είναι σωστό. Πράγματι, ο δορυφόρος Cosmic Microwave Background Explorer (COBE), που εκτοξεύθηκε το 1991, επιβεβαίωσε ότι το πεδίο της ακτινοβολίας υποβάθρου έχει ακριβώς το φάσμα που προβλέπεται από μια προέλευση του σύμπαντος μέσω της Μεγάλης Έκρηξης.

Καθώς το σύμπαν διαστελλόταν, σύμφωνα με τη σύγχρονη επιστημονική κατανόηση, η ύλη συγκεντρώθηκε σε νέφη που άρχισαν να συμπυκνώνονται και να περιστρέφονται, σχηματίζοντας τους προδρόμους των γαλαξιών. Μέσα στους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου και του δικού μας Γαλαξία, οι μεταβολές της πίεσης προκάλεσαν τον σχηματισμό διακριτών νεφών αερίου και σκόνης. Σε ορισμένα από αυτά τα νέφη, όπου υπήρχε επαρκής μάζα και οι κατάλληλες δυνάμεις, η βαρυτική έλξη προκάλεσε τη συρρίκνωση του νέφους. Αν η μάζα του υλικού στο νέφος συμπιεζόταν επαρκώς, άρχιζαν πυρηνικές αντιδράσεις και γεννιόταν ένα άστρο.

Ένα μέρος των άστρων, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου μας, σχηματίστηκε στο μέσον ενός πεπλατυσμένου περιστρεφόμενου δίσκου ύλης. Στην περίπτωση του Ήλιου μας, το αέριο και η σκόνη μέσα σε αυτόν τον δίσκο συγκρούστηκαν και συσσωματώθηκαν σε μικρούς κόκκους, και οι κόκκοι σχημάτισαν μεγαλύτερα σώματα που ονομάζονται πλανητοειδή («πολύ μικροί πλανήτες»), μερικά από τα οποία έφτασαν διαμέτρους αρκετών εκατοντάδων χιλιομέτρων. Σε διαδοχικά στάδια, αυτά τα πλανητοειδή συνενώθηκαν στους εννέα πλανήτες και στους πολυάριθμους δορυφόρους τους. Οι βραχώδεις πλανήτες, συμπεριλαμβανομένης της Γης, βρίσκονταν κοντά στον Ήλιο, ενώ οι αέριοι πλανήτες βρίσκονταν σε πιο απομακρυσμένες τροχιές.

Οι ηλικίες του σύμπαντος, του γαλαξία μας, του ηλιακού συστήματος και της Γης μπορούν να εκτιμηθούν με σύγχρονες επιστημονικές μεθόδους. Η ηλικία του σύμπαντος μπορεί να συναχθεί από τη παρατηρούμενη σχέση μεταξύ των ταχυτήτων και των αποστάσεων που χωρίζουν τους γαλαξίες. Οι ταχύτητες των μακρινών γαλαξιών μπορούν να μετρηθούν πολύ ακριβώς, αλλά η μέτρηση των αποστάσεων είναι πιο αβέβαιη. Κατά τις τελευταίες δεκαετίες, οι μετρήσεις της διαστολής του Hubble έχουν οδηγήσει σε εκτιμήσεις για την ηλικία του σύμπαντος μεταξύ 7 και 20 δισεκατομμυρίων ετών, με τις πιο πρόσφατες και καλύτερες μετρήσεις να βρίσκονται στο εύρος των 10 έως 15 δισεκατομμυρίων ετών.

Ένας δίσκος σκόνης και αερίου, που εμφανίζεται ως σκοτεινή ζώνη σε αυτή τη φωτογραφία του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble, διχοτομεί ένα λαμπερό νεφέλωμα γύρω από ένα πολύ νεαρό άστρο στον αστερισμό του Ταύρου. Παρόμοιοι δίσκοι μπορούν να παρατηρηθούν γύρω από άλλα κοντινά άστρα και θεωρείται ότι παρέχουν την πρώτη ύλη για τους πλανήτες.

Η ηλικία του Γαλαξία μας έχει υπολογιστεί με δύο τρόπους. Ο ένας περιλαμβάνει τη μελέτη των παρατηρούμενων σταδίων εξέλιξης άστρων διαφορετικού μεγέθους σε σφαιρωτά σμήνη. Τα σφαιρωτά σμήνη βρίσκονται σε ένα αμυδρό άλω που περιβάλλει το κέντρο του Γαλαξία, με κάθε σμήνος να περιέχει από εκατό χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο άστρα. Οι πολύ μικρές ποσότητες στοιχείων βαρύτερων από το υδρογόνο και το ήλιο σε αυτά τα άστρα υποδηλώνουν ότι πρέπει να σχηματίστηκαν νωρίς στην ιστορία του Γαλαξία, πριν δημιουργηθούν μεγάλες ποσότητες βαρέων στοιχείων στο εσωτερικό των πρώτων γενεών άστρων και διασπαρούν αργότερα στο διαστρικό μέσο μέσω εκρήξεων υπερκαινοφανών (η ίδια η Μεγάλη Έκρηξη δημιούργησε κυρίως άτομα υδρογόνου και ηλίου). Οι εκτιμήσεις για τις ηλικίες των άστρων στα σφαιρωτά σμήνη κυμαίνονται μεταξύ 11 και 16 δισεκατομμυρίων ετών.

Μια δεύτερη μέθοδος για την εκτίμηση της ηλικίας του γαλαξία μας βασίζεται στις σημερινές αφθονίες διαφόρων μακρόβιων ραδιενεργών στοιχείων στο ηλιακό σύστημα. Οι αφθονίες τους καθορίζονται από τους ρυθμούς παραγωγής και διασποράς τους μέσω εκρήξεων υπερκαινοφανών. Σύμφωνα με αυτούς τους υπολογισμούς, η ηλικία του γαλαξία μας κυμαίνεται μεταξύ 9 και 16 δισεκατομμυρίων ετών. Έτσι, και οι δύο τρόποι εκτίμησης της ηλικίας του Γαλαξία συμφωνούν μεταξύ τους και είναι επίσης συνεπείς με την ανεξάρτητα υπολογισμένη εκτίμηση για την ηλικία του σύμπαντος.

Τα ραδιενεργά στοιχεία που απαντώνται φυσικά σε πετρώματα και ορυκτά παρέχουν επίσης έναν τρόπο εκτίμησης της ηλικίας του ηλιακού συστήματος και της Γης. Πολλά από αυτά τα στοιχεία διασπώνται με χρόνους ημιζωής μεταξύ 700 εκατομμυρίων και άνω των 100 δισεκατομμυρίων ετών (ο χρόνος ημιζωής ενός στοιχείου είναι ο χρόνος που απαιτείται ώστε το ήμισυ του στοιχείου να διασπαστεί ραδιενεργά σε ένα άλλο στοιχείο). Χρησιμοποιώντας αυτά τα «χρονόμετρα», υπολογίζεται ότι οι μετεωρίτες, οι οποίοι είναι θραύσματα αστεροειδών, σχηματίστηκαν μεταξύ 4,53 δισεκατομμυρίων και 4,58 δισεκατομμυρίων ετών πριν (οι αστεροειδείς είναι μικροί «πλανητοειδείς» που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο και αποτελούν κατάλοιπα του ηλιακού νεφελώματος που έδωσε γένεση στον Ήλιο και τους πλανήτες). Τα ίδια ραδιενεργά «χρονόμετρα», όταν εφαρμόζονται στα τρία αρχαιότερα σεληνιακά δείγματα που επεστράφησαν στη Γη από τους αστροναύτες του Apollo, αποδίδουν ηλικίες μεταξύ 4,4 δισεκατομμυρίων και 4,5 δισεκατομμυρίων ετών, παρέχοντας ελάχιστες εκτιμήσεις για τον χρόνο από τον σχηματισμό της Σελήνης.

Τα αρχαιότερα γνωστά πετρώματα στη Γη βρίσκονται στον βορειοδυτικό Καναδά (3,96 δισεκατομμύρια έτη), αλλά καλά μελετημένα πετρώματα σχεδόν εξίσου αρχαία απαντώνται και σε άλλα μέρη του κόσμου. Στη Δυτική Αυστραλία, κρύσταλλοι ζιρκονίου εγκλωβισμένοι μέσα σε νεότερα πετρώματα έχουν ηλικίες έως και 4,3 δισεκατομμύρια έτη, καθιστώντας αυτούς τους μικροσκοπικούς κρυστάλλους τα αρχαιότερα υλικά που έχουν μέχρι σήμερα βρεθεί στη Γη.

Οι καλύτερες εκτιμήσεις για την ηλικία της Γης προκύπτουν από τον υπολογισμό του χρόνου που απαιτήθηκε για την ανάπτυξη των παρατηρούμενων ισοτόπων μολύβδου στα αρχαιότερα κοιτάσματα μολύβδου της Γης. Οι εκτιμήσεις αυτές αποδίδουν ηλικία 4,54 δισεκατομμυρίων ετών για τη Γη και τους μετεωρίτες, και συνεπώς για το ηλιακό σύστημα.

Οι απαρχές της ζωής δεν μπορούν να χρονολογηθούν με την ίδια ακρίβεια, αλλά υπάρχουν ενδείξεις ότι οργανισμοί παρόμοιοι με βακτήρια ζούσαν στη Γη πριν από 3,5 δισεκατομμύρια χρόνια, και ενδέχεται να υπήρχαν ακόμη νωρίτερα, όταν σχηματίστηκε ο πρώτος στερεός φλοιός, σχεδόν πριν από 4 δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτοί οι πρώιμοι οργανισμοί θα πρέπει να ήταν απλούστεροι από τους οργανισμούς που ζουν σήμερα. Επιπλέον, πριν από τους πρώτους οργανισμούς θα πρέπει να υπήρχαν δομές που δεν θα χαρακτηρίζονταν «ζωντανές», αλλά που σήμερα αποτελούν συστατικά των έμβιων όντων. Σήμερα, όλοι οι ζωντανοί οργανισμοί αποθηκεύουν και μεταδίδουν κληρονομική πληροφορία χρησιμοποιώντας δύο είδη μορίων: το DNA και το RNA. Κάθε ένα από αυτά τα μόρια αποτελείται με τη σειρά του από τέσσερα είδη υπομονάδων που είναι γνωστές ως νουκλεοτίδια. Οι αλληλουχίες των νουκλεοτιδίων σε συγκεκριμένα μήκη DNA ή RNA, γνωστές ως γονίδια, κατευθύνουν την κατασκευή μορίων που ονομάζονται πρωτεΐνες, οι οποίες με τη σειρά τους καταλύουν βιοχημικές αντιδράσεις, παρέχουν δομικά συστατικά για τους οργανισμούς και επιτελούν πολλές από τις άλλες λειτουργίες από τις οποίες εξαρτάται η ζωή. Οι πρωτεΐνες αποτελούνται από αλυσίδες υπομονάδων γνωστών ως αμινοξέα. Η αλληλουχία των νουκλεοτιδίων στο DNA και στο RNA καθορίζει επομένως την αλληλουχία των αμινοξέων στις πρωτεΐνες· αυτό αποτελεί έναν κεντρικό μηχανισμό σε ολόκληρη τη βιολογία.

Πειράματα που πραγματοποιήθηκαν υπό συνθήκες οι οποίες αποσκοπούσαν να προσομοιάσουν εκείνες της πρώιμης Γης είχαν ως αποτέλεσμα την παραγωγή ορισμένων από τα χημικά συστατικά των πρωτεϊνών, του DNA και του RNA. Μερικά από αυτά τα μόρια έχουν επίσης ανιχνευθεί σε μετεωρίτες από το διάστημα και στον διαστρικό χώρο από αστρονόμους που χρησιμοποιούν ραδιοτηλεσκόπια. Οι επιστήμονες έχουν καταλήξει στο συμπέρασμα ότι τα «δομικά στοιχεία της ζωής» θα μπορούσαν να ήταν διαθέσιμα νωρίς στην ιστορία της Γης.

{6} Ένα σημαντικό νέο ερευνητικό πεδίο άνοιξε με την ανακάλυψη ότι ορισμένα μόρια αποτελούμενα από RNA, τα λεγόμενα ριβόζυμα, μπορούν να δρουν ως καταλύτες στα σύγχρονα κύτταρα. Προηγουμένως είχε θεωρηθεί ότι μόνο οι πρωτεΐνες μπορούσαν να λειτουργούν ως οι καταλύτες που απαιτούνται για την εκτέλεση συγκεκριμένων βιοχημικών λειτουργιών. Έτσι, στον πρώιμο προβιοτικό κόσμο, τα μόρια RNA θα μπορούσαν να ήταν «αυτοκαταλυτικά»—δηλαδή να μπορούσαν να αναπαράγονται μόνα τους πολύ πριν υπάρξουν πρωτεϊνικοί καταλύτες (που ονομάζονται ένζυμα).

Πειράματα στο εργαστήριο δείχνουν ότι τα αυτοαναπαραγόμενα αυτοκαταλυτικά μόρια RNA υφίστανται αυθόρμητες μεταβολές και ότι οι παραλλαγές των μορίων RNA με τη μεγαλύτερη αυτοκαταλυτική δραστηριότητα τείνουν να επικρατούν στο περιβάλλον τους. Ορισμένοι επιστήμονες υποστηρίζουν την υπόθεση ότι υπήρξε ένας πρώιμος «κόσμος RNA» και δοκιμάζουν μοντέλα που οδηγούν από το RNA στη σύνθεση απλών μορίων DNA και πρωτεϊνών. Αυτές οι συναθροίσεις μορίων θα μπορούσαν τελικά να εγκλειστούν μέσα σε μεμβράνες, σχηματίζοντας έτσι «πρωτοκύτταρα»—πρώιμες μορφές πολύ απλών κυττάρων.

Για όσους μελετούν την προέλευση της ζωής, το ερώτημα δεν είναι πλέον αν η ζωή θα μπορούσε να έχει προκύψει μέσω χημικών διεργασιών που εμπλέκουν μη βιολογικά συστατικά. Το ερώτημα έχει πλέον μετατοπιστεί στο ποια από τις πολλές δυνατές διαδρομές θα μπορούσε να είχε ακολουθηθεί για την παραγωγή των πρώτων κυττάρων.

Θα μπορέσουμε άραγε ποτέ να προσδιορίσουμε τη διαδρομή της χημικής εξέλιξης που κατόρθωσε να θέσει σε κίνηση τη ζωή στη Γη; Οι επιστήμονες σχεδιάζουν πειράματα και διατυπώνουν υποθέσεις σχετικά με το πώς η πρώιμη Γη θα μπορούσε να είχε προσφέρει ένα ευνοϊκό περιβάλλον για τον διαχωρισμό {7} μορίων σε μονάδες που θα μπορούσαν να ήταν τα πρώτα ζωντανά συστήματα. Οι πρόσφατες υποθέσεις περιλαμβάνουν την πιθανότητα ότι τα πρώτα ζωντανά κύτταρα μπορεί να εμφανίστηκαν στον Άρη, «σπέρνοντας» τη Γη μέσω των πολλών μετεωριτών που είναι γνωστό ότι ταξιδεύουν από τον Άρη στον πλανήτη μας.

Φυσικά, ακόμη και αν ένα ζωντανό κύτταρο κατασκευαζόταν στο εργαστήριο, αυτό δεν θα αποδείκνυε ότι η φύση ακολούθησε την ίδια διαδρομή πριν από δισεκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, έργο της επιστήμης είναι να παρέχει εύλογες φυσικές εξηγήσεις για τα φυσικά φαινόμενα. Η μελέτη της προέλευσης της ζωής αποτελεί ένα ιδιαίτερα ενεργό ερευνητικό πεδίο στο οποίο σημειώνεται σημαντική πρόοδος, αν και η συναίνεση μεταξύ των επιστημόνων είναι ότι καμία από τις τρέχουσες υποθέσεις δεν έχει μέχρι στιγμής επιβεβαιωθεί. Η ιστορία της επιστήμης δείχνει ότι φαινομενικά άλυτα προβλήματα όπως αυτό ενδέχεται να καταστούν επιλύσιμα στο μέλλον, ως αποτέλεσμα προόδων στη θεωρία, στα όργανα ή στην ανακάλυψη νέων δεδομένων.

Δημιουργιστικές αντιλήψεις για την προέλευση του Σύμπαντος, της Γης και της Ζωής

Πολλοί θρησκευόμενοι άνθρωποι, συμπεριλαμβανομένων και πολλών επιστημόνων, υποστηρίζουν ότι ο Θεός δημιούργησε το σύμπαν και τις διάφορες διαδικασίες που καθοδηγούν τη φυσική και βιολογική εξέλιξη, και ότι αυτές οι διαδικασίες οδήγησαν στη συνέχεια στη δημιουργία των γαλαξιών, του ηλιακού μας συστήματος και της ζωής στη Γη. Αυτή η πεποίθηση, που μερικές φορές ονομάζεται «θεϊστική εξέλιξη», δεν έρχεται σε αντίθεση με τις επιστημονικές εξηγήσεις της εξέλιξης. Αντιθέτως, αντανακλά τον αξιοσημείωτο και εμπνευσμένο χαρακτήρα του φυσικού σύμπαντος όπως αποκαλύπτεται από την κοσμολογία, την παλαιοντολογία, τη μοριακή βιολογία και πολλές άλλες επιστημονικές επιστήμες.

Οι υποστηρικτές της «επιστήμης της δημιουργίας» διατηρούν ποικίλες απόψεις. Ορισμένοι ισχυρίζονται ότι η Γη και το σύμπαν είναι σχετικά νεαρά, ίσως μόλις 6.000 έως 10.000 ετών. Αυτά τα άτομα συχνά πιστεύουν ότι η σημερινή φυσική μορφή της Γης μπορεί να εξηγηθεί μέσω του «καταστροφισμού», συμπεριλαμβανομένου ενός παγκόσμιου κατακλυσμού, και ότι όλα τα έμβια όντα (συμπεριλαμβανομένων των ανθρώπων) δημιουργήθηκαν με θαυματουργό τρόπο, ουσιαστικά στις μορφές που τα βρίσκουμε σήμερα.

Άλλοι υποστηρικτές της επιστήμης της δημιουργίας είναι πρόθυμοι να δεχθούν ότι η Γη, οι πλανήτες και τα άστρα μπορεί να υπάρχουν εδώ και εκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, υποστηρίζουν ότι οι διάφοροι τύποι οργανισμών, και ιδιαίτερα οι άνθρωποι, θα μπορούσαν να έχουν προκύψει μόνο με υπερφυσική παρέμβαση, επειδή παρουσιάζουν «ευφυή σχεδιασμό».

Σε αυτό το φυλλάδιο, τόσο οι απόψεις της «Νεαρής Γης» όσο και της «Αρχαίας Γης» αναφέρονται ως «δημιουργισμός» ή «ειδική δημιουργία».

Δεν υπάρχουν έγκυρα επιστημονικά δεδομένα ή υπολογισμοί που να τεκμηριώνουν την πεποίθηση ότι η Γη δημιουργήθηκε μόλις πριν από λίγες χιλιάδες χρόνια. Το παρόν κείμενο έχει συνοψίσει τον τεράστιο όγκο αποδείξεων για το μεγάλο ηλικιακό εύρος του σύμπαντος, του γαλαξία μας, του ηλιακού συστήματος και της Γης από την αστρονομία, την αστροφυσική, την πυρηνική φυσική, τη γεωλογία, τη γεωχημεία και τη γεωφυσική. Ανεξάρτητες επιστημονικές μέθοδοι αποδίδουν με συνέπεια ηλικία περίπου 5 δισεκατομμυρίων ετών για τη Γη και το ηλιακό σύστημα, και ηλικία για τον γαλαξία μας και το σύμπαν που είναι δύο έως τρεις φορές μεγαλύτερη. Αυτά τα συμπεράσματα καθιστούν κατανοητή την προέλευση του σύμπαντος ως συνόλου, προσδίδουν συνοχή σε πολλούς διαφορετικούς κλάδους της επιστήμης και αποτελούν τα βασικά συμπεράσματα ενός αξιοσημείωτου σώματος γνώσης σχετικά με τις απαρχές και τη συμπεριφορά του φυσικού κόσμου.

{8} Ούτε υπάρχει οποιαδήποτε ένδειξη ότι ολόκληρο το γεωλογικό αρχείο, με τη διατεταγμένη διαδοχή απολιθωμάτων του, είναι προϊόν ενός και μοναδικού παγκόσμιου κατακλυσμού που συνέβη πριν από λίγες χιλιάδες χρόνια, διήρκεσε λίγο περισσότερο από ένα έτος και κάλυψε τα υψηλότερα βουνά σε βάθος αρκετών μέτρων. Αντιθέτως, οι παράκτιες και χερσαίες αποθέσεις δείχνουν ότι σε καμία καταγεγραμμένη χρονική περίοδο στο παρελθόν δεν βρέθηκε ολόκληρος ο πλανήτης κάτω από το νερό. Επιπλέον, ένας παγκόσμιος κατακλυσμός επαρκούς κλίμακας ώστε να σχηματίσει τα ιζηματογενή πετρώματα που παρατηρούνται σήμερα—τα οποία συνολικά έχουν πάχος πολλών χιλιομέτρων—θα απαιτούσε όγκο νερού πολύ μεγαλύτερο από αυτόν που υπήρξε ποτέ πάνω ή μέσα στη Γη, τουλάχιστον από τον σχηματισμό του πρώτου γνωστού στερεού φλοιού πριν από περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια. Η πεποίθηση ότι τα ιζήματα της Γης, μαζί με τα απολιθώματά τους, εναποτέθηκαν σε διατεταγμένη ακολουθία μέσα σε ένα έτος αντιβαίνει σε όλες τις γεωλογικές παρατηρήσεις και στις φυσικές αρχές που αφορούν τους ρυθμούς ιζηματογένεσης και τις δυνατές ποσότητες αιωρούμενης στερεάς ύλης.

Οι γεωλόγοι έχουν κατασκευάσει μια λεπτομερή ιστορία της εναπόθεσης ιζημάτων που συνδέει συγκεκριμένα σώματα πετρωμάτων στον φλοιό της Γης με συγκεκριμένα περιβάλλοντα και διεργασίες. Αν οι γεωλόγοι πετρελαίου μπορούσαν να εντοπίσουν περισσότερο πετρέλαιο και φυσικό αέριο ερμηνεύοντας το αρχείο των ιζηματογενών πετρωμάτων ως αποτέλεσμα ενός και μόνο κατακλυσμού, θα υποστήριζαν ασφαλώς αυτή την ιδέα—όμως δεν το κάνουν. Αντίθετα, αυτοί οι πρακτικοί ερευνητές συμφωνούν με τους ακαδημαϊκούς γεωλόγους σχετικά με τη φύση των αποθετικών περιβαλλόντων και του γεωλογικού χρόνου. Οι γεωλόγοι πετρελαίου υπήρξαν πρωτοπόροι στην αναγνώριση απολιθωμένων αποθέσεων που σχηματίστηκαν επί εκατομμύρια χρόνια σε περιβάλλοντα όπως ελικοειδείς ποταμοί, δέλτα, αμμώδεις παράκτιοι φραγμοί και κοραλλιογενείς ύφαλοι.

Το παράδειγμα της γεωλογίας πετρελαίου καταδεικνύει μία από τις μεγάλες δυνάμεις της επιστήμης. Με τη χρήση της γνώσης του φυσικού κόσμου για την πρόβλεψη των συνεπειών των ενεργειών μας, η επιστήμη καθιστά δυνατή την επίλυση προβλημάτων και τη δημιουργία ευκαιριών μέσω της τεχνολογίας. Η λεπτομερής γνώση που απαιτείται για τη διατήρηση του πολιτισμού μας θα μπορούσε να έχει αποκτηθεί μόνο μέσω επιστημονικής έρευνας.

Τα επιχειρήματα των δημιουργιστών δεν καθοδηγούνται από αποδείξεις που μπορούν να παρατηρηθούν στον φυσικό κόσμο. Η ειδική δημιουργία ή η υπερφυσική παρέμβαση δεν υπόκεινται σε ουσιαστικούς ελέγχους, οι οποίοι απαιτούν την πρόβλεψη εύλογων αποτελεσμάτων και στη συνέχεια την επαλήθευσή τους μέσω παρατήρησης και πειραματισμού. Πράγματι, οι ισχυρισμοί περί «ειδικής δημιουργίας» αντιστρέφουν την επιστημονική διαδικασία. Η εξήγηση θεωρείται αμετάβλητη και αναζητούνται αποδείξεις μόνο για να υποστηριχθεί ένα προκαθορισμένο συμπέρασμα με κάθε δυνατό μέσο.

Όροι Φυσικής

(https://www.physicsoftheuniverse.com/glossary.html)

Σύντομες επεξηγήσεις και ορισμοί ορισμένων από τις σημαντικότερες έννοιες, νόμους, θεωρίες και τεχνικούς όρους που χρησιμοποιούνται σε ολόκληρη αυτή την ιστοσελίδα. Πρόκειται για τους ίδιους όρους και ορισμούς που επισημαίνονται με τους πράσινους αναδυόμενους συνδέσμους στο κύριο κείμενο της ιστοσελίδας, αλλά συγκεντρωμένους σε ένα σημείο και ταξινομημένους με αλφαβητική σειρά. Ορισμένα (αν και όχι όλα) λήμματα διαθέτουν συνδέσμους προς εικόνες, που έχουν συλλεχθεί από διάφορα μέρη του Διαδικτύου, οι οποίες εμφανίζονται σε αναδυόμενο παράθυρο.

A

Αβιογένεση (Abiogenesis): Η μελέτη του πώς η ζωή στη Γη θα μπορούσε να έχει προκύψει από άβια ύλη. Δεν πρέπει να συγχέεται με την εξέλιξη (τη μελέτη του πώς τα έμβια όντα μεταβάλλονται με τον χρόνο), τη βιογένεση (τη διαδικασία κατά την οποία οι μορφές ζωής παράγουν άλλες μορφές ζωής) ή την αυτόματη γένεση (την παρωχημένη θεωρία σύμφωνα με την οποία πολύπλοκη ζωή προκύπτει από άβια ύλη σε καθημερινή βάση).

Απόλυτο Μηδέν (Absolute Zero): Η χαμηλότερη δυνατή θερμοκρασία, που αντιστοιχεί στους -273,15°C (ή 0° στην απόλυτη κλίμακα Kelvin), στο σημείο όπου τα άτομα παύουν εντελώς να κινούνται και η μοριακή ενέργεια είναι ελάχιστη. Η ιδέα ότι είναι αδύνατο, μέσω οποιασδήποτε φυσικής διεργασίας, να μειωθεί η θερμοκρασία ενός συστήματος στο μηδέν είναι γνωστή ως ο Τρίτος Νόμος της Θερμοδυναμικής.

Δίσκος Προσάρτησης (Accretion Disk): Διάχυτη ύλη που περιφέρεται γύρω από ένα κεντρικό σώμα, όπως ένα πρωτοάστρο, ένα νεαρό άστρο, ένας αστέρας νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Η βαρύτητα προκαλεί την ύλη στον δίσκο να κατευθύνεται σπειροειδώς προς το κεντρικό σώμα με μεγάλη ταχύτητα, και οι βαρυτικές δυνάμεις που δρουν πάνω στην ύλη προκαλούν την εκπομπή ακτίνων Χ, ραδιοκυμάτων ή άλλης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (γνωστής ως κβάζαρ).

Σωματίδιο Άλφα (Διάσπαση Άλφα) (Alpha Particle / Alpha Decay): Ένα σωματίδιο που αποτελείται από 2 πρωτόνια και 2 νετρόνια (ουσιαστικά ένας πυρήνας ηλίου), το οποίο εκπέμπεται από έναν ασταθή ραδιενεργό πυρήνα κατά τη ραδιενεργό διάσπαση. Πρόκειται για σωματίδιο με σχετικά μικρή διεισδυτική ικανότητα λόγω της συγκριτικά χαμηλής ενέργειας και της μεγάλης μάζας του.

Στροφορμή (Angular Momentum): Ένα μέτρο της ορμής ενός σώματος σε περιστροφική κίνηση γύρω από το κέντρο μάζας του. Τεχνικά, η στροφορμή ενός σώματος είναι ίση με τη μάζα του σώματος πολλαπλασιασμένη με το διανυσματικό γινόμενο του διανύσματος θέσης του σωματιδίου με το διάνυσμα ταχύτητάς του. Η στροφορμή ενός συστήματος είναι το άθροισμα των στροφορμών των επιμέρους σωματιδίων του, και αυτό το σύνολο διατηρείται εκτός εάν ασκηθεί εξωτερική δύναμη.

Ανθρωπική Αρχή (Anthropic Principle): Η ιδέα ότι οι θεμελιώδεις σταθερές της φυσικής και της χημείας είναι ακριβώς τέτοιες (ή «λεπτά ρυθμισμένες») ώστε να επιτρέπουν την ύπαρξη του σύμπαντος και της ζωής όπως τη γνωρίζουμε, και μάλιστα ότι το σύμπαν είναι όπως είναι επειδή εμείς υπάρχουμε για να το παρατηρούμε. Έτσι, βρισκόμαστε σε ένα είδος σύμπαντος και σε έναν τύπο πλανήτη όπου οι συνθήκες είναι κατάλληλες για τη μορφή ζωής μας.

Αντιύλη (Antimatter): Μια μεγάλη συγκέντρωση αντισωματιδίων—αντιπρωτονίων, αντινετρονίων και ποζιτρονίων (αντιηλεκτρονίων)—τα οποία έχουν ιδιότητες αντίθετες από εκείνες των κανονικών σωματιδίων (π.χ. ηλεκτρικό φορτίο) και μπορούν να συνενωθούν σχηματίζοντας αντιατόμα. Όταν η ύλη και η αντιύλη συναντώνται, αλληλοκαταστρέφονται εκλύοντας φωτόνια υψηλής ενέργειας ή ακτίνες γάμμα. Οι νόμοι της φυσικής φαίνεται να προβλέπουν ένα περίπου ισομερές μείγμα ύλης και αντιύλης, παρά το γεγονός ότι το παρατηρήσιμο σύμπαν αποτελείται σχεδόν αποκλειστικά από ύλη—γεγονός γνωστό ως «πρόβλημα βαρυονικής ασυμμετρίας».

Άτομο (Atom): Το βασικό δομικό στοιχείο όλης της κανονικής ύλης, που αποτελείται από έναν πυρήνα (ο οποίος αποτελείται από θετικά φορτισμένα πρωτόνια και ηλεκτρικά ουδέτερα νετρόνια) γύρω από τον οποίο περιφέρεται ένα νέφος αρνητικά φορτισμένων ηλεκτρονίων, έτσι ώστε το θετικό φορτίο να εξισορροπείται ακριβώς από το αρνητικό και το άτομο ως σύνολο να είναι ηλεκτρικά ουδέτερο. Τα άτομα έχουν μέγεθος που κυμαίνεται από περίπου 32 έως περίπου 225 πικόμετρα (ένα πικόμετρο είναι ένα τρισεκατομμυριοστό του μέτρου). Μια τυπική ανθρώπινη τρίχα έχει πλάτος περίπου ίσο με 1 εκατομμύριο άτομα άνθρακα.

B

Σωματίδια Βήτα (Διάσπαση Βήτα) (Beta Particles / Beta Decay): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_alpha_beta_gamma.jpg), (Original Source N/A: irradiation.co.uk/types.php)

Ηλεκτρόνια υψηλής ενέργειας και υψηλής ταχύτητας ή ποζιτρόνια (αντιηλεκτρόνια) που εκπέμπονται από ορισμένους τύπους ραδιενεργού διάσπασης, όταν ένας ασταθής ατομικός πυρήνας με περίσσεια νετρονίων ή πρωτονίων υφίσταται διάσπαση βήτα (μια διαδικασία που μεσολαβείται από την ασθενή πυρηνική δύναμη). Τα εκπεμπόμενα σωματίδια αποτελούν μορφή ιονίζουσας ακτινοβολίας, γνωστής επίσης ως ακτίνες βήτα.

Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_expansion.jpg), The Big Bang and the expansion of the universe (Original Source N/A: hetdex.org/dark_energy/index.php)

Η τεράστια «έκρηξη» πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια κατά την οποία θεωρείται ότι δημιουργήθηκε το σύμπαν (συμπεριλαμβανομένων όλου του χώρου, του χρόνου και της ενέργειας). Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, το σύμπαν ξεκίνησε σε μια υπερπυκνή και υπερθερμή κατάσταση και έκτοτε διαστέλλεται και ψύχεται. Ο όρος επινοήθηκε από τον Fred Hoyle (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_hoyle.html) σε μια ραδιοφωνική εκπομπή το 1949.

Μεγάλη Συστολή (Big Crunch): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_bigcrunch.jpg), The expansion and contraction of a closed universe to a Big Crunch (Source: How Stuff Works: (http://science.howstuffworks.com/big-crunch3.htm))

Ένα πιθανό σενάριο για την τελική μοίρα του σύμπαντος, κατά το οποίο η βαρύτητα της ύλης στο σύμπαν (εφόσον υπάρχει πράγματι μια «κρίσιμη μάζα») θα σταματήσει κάποια στιγμή και θα αντιστρέψει τη διαστολή του σύμπαντος, σε μια κατοπτρική εικόνα της Μεγάλης Έκρηξης, προκαλώντας τη συρρίκνωσή του σε μια ιδιομορφία μαύρης τρύπας. Ωστόσο, υπό το φως πρόσφατων ενδείξεων για ένα επιταχυνόμενα διαστελλόμενο σύμπαν, αυτό δεν θεωρείται πλέον το πιο πιθανό αποτέλεσμα.

Μέλαν Σώμα (Black Body): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_black_body.jpg), Radiation emitted from a black body (Source: Northern Arizona University Lectures: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryB.html))

Ένα ιδεατό αντικείμενο που απορροφά όλη την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που προσπίπτει πάνω του, χωρίς να την αφήνει να περάσει και χωρίς ανάκλαση. Η ακτινοβολία που εκπέμπεται από ένα μέλαν σώμα είναι κυρίως υπέρυθρο φως σε θερμοκρασία δωματίου, αλλά καθώς η θερμοκρασία αυξάνεται αρχίζει να εκπέμπει ορατά μήκη κύματος, από το κόκκινο έως το μπλε, και στη συνέχεια υπεριώδες φως σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες.

Μαύρη Τρύπα (Black Hole): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/blackholes_blackhole.jpg), Simulated black hole in front of the Milky Way (Source: Space Time Travel: (http://www.spacetimetravel.org/galerie/galerie.html) - Credit: Ute Kraus)

Ο καμπυλωμένος χωροχρόνος που απομένει όταν η βαρύτητα ενός μαζικού σώματος το αναγκάζει να συρρικνωθεί σε ένα σημείο. Πρόκειται για μια περιοχή κενού χώρου με μια σημειακή ιδιομορφία στο κέντρο και έναν ορίζοντα γεγονότων στο εξωτερικό όριο. Είναι τόσο πυκνή ώστε καμία κανονική ύλη ή ακτινοβολία δεν μπορεί να διαφύγει από το βαρυτικό της πεδίο, έτσι ώστε τίποτα—ούτε καν το φως—δεν μπορεί να εξέλθει (εξ ου και το «μαύρο» της). Θεωρείται ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στο κέντρο τους.

C

Κλασική Φυσική (Classical Physics): Ένας γενικός όρος που χρησιμοποιείται για να περιγράψει τη φυσική που βασίζεται σε αρχές οι οποίες αναπτύχθηκαν πριν από την εμφάνιση της γενικής σχετικότητας και της κβαντομηχανικής, δηλαδή τη φυσική όπως υπήρχε έως τις αρχές του 20ού αιώνα. Περιλαμβάνει τη μηχανική του Galileo και του Newton, την ηλεκτροδυναμική του Maxwell, τη θερμοδυναμική του Boyle και του Kelvin, και συνήθως ακόμη και την ειδική σχετικότητα του Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html).

Συμπληρωματικότητα (Complementarity): Η ιδέα στην κβαντική θεωρία ότι τα αντικείμενα μπορούν να αναλυθούν χωριστά ως έχοντα πολλαπλές αντιφατικές και φαινομενικά αμοιβαία αποκλειόμενες ιδιότητες. Για παράδειγμα, η δυαδικότητα κύματος-σωματιδίου του φωτός, όπου το φως μπορεί να συμπεριφέρεται είτε ως σωματίδιο είτε ως κύμα, αλλά όχι ταυτόχρονα και ως τα δύο.

Κοπέρνικεια Αρχή (Copernican Principle): Η ιδέα ότι δεν υπάρχει τίποτα ιδιαίτερο σχετικά με τη θέση μας στο σύμπαν, μια γενικευμένη εκδοχή της διαπίστωσης του Nicolaus Copernicus ότι η Γη είναι απλώς ένας πλανήτης που περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο και όχι το αντίστροφο.

Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου Μικροκυμάτων (Cosmic Microwave Background Radiation): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_universe.jpg), WMAP color-enhanced picture of cosmic background radiation (Source: NASA / WMAP: (http://map.gsfc.nasa.gov/media/080997/index.html))

Η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων (ή CMB εν συντομία) είναι το «μεταλαμπάδισμα» της Μεγάλης Έκρηξης, μια μικροκυματική ακτινοβολία που εξακολουθεί να διαπερνά ομοιόμορφα όλο το διάστημα σε θερμοκρασία περίπου -270°C (περίπου 3° πάνω από το απόλυτο μηδέν). Θεωρείται το ισχυρότερο τεκμήριο υπέρ του καθιερωμένου προτύπου της Μεγάλης Έκρηξης για το σύμπαν.

Κοσμικός Πληθωρισμός (Cosmic Inflation): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_inflation.jpg), Graph of the expansion of the observable universe with inflation (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation))

Η ιδέα ότι, στο πρώτο απειροστό του δευτερολέπτου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το σύμπαν υπέστη μια εξαιρετικά ταχεία (εκθετική) διαστολή, η οποία καθοδηγήθηκε από το κενό του άδειου χώρου. Η θεωρία αναπτύχθηκε από τον Alan Guth (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_guth.html) στις αρχές της δεκαετίας του 1980, για να εξηγήσει ορισμένα προβλήματα και ασυνέπειες της βασικής θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, όπως εκείνα που σχετίζονται με τη μεγάλης κλίμακας δομή των χαρακτηριστικών του σύμπαντος, το «πρόβλημα του ορίζοντα», το «πρόβλημα της επιπεδότητας» και το «πρόβλημα των μαγνητικών μονόπολων».

Κοσμικές Ακτίνες (Cosmic Rays): Σωματίδια υψηλής ταχύτητας και υψηλής ενέργειας (περίπου το 90% των οποίων είναι πρωτόνια) που προέρχονται από το διάστημα και προσπίπτουν στην ατμόσφαιρα της Γης. Ορισμένα παράγονται από τον ίδιο τον Ήλιο μας, άλλα από υπερκαινοφανείς αστέρες, και άλλα από ακόμη άγνωστα γεγονότα στα πιο απομακρυσμένα άκρα του ορατού σύμπαντος. Ο όρος «ακτίνες» είναι παραπλανητικός, καθώς τα κοσμικά σωματίδια φθάνουν μεμονωμένα και όχι υπό τη μορφή δέσμης.

Κοσμολογική Σταθερά (Cosmological Constant): Ένας όρος που προστέθηκε από τον Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) ως τροποποίηση της αρχικής του θεωρίας της γενικής σχετικότητας, προκειμένου να εξισορροπήσει την ελκτική δύναμη της βαρύτητας και να επιτύχει ένα στατικό ή στάσιμο σύμπαν. Αντιπροσωπεύει την πιθανότητα ότι υπάρχει μια πυκνότητα και μια πίεση που συνδέονται με τον φαινομενικά κενό χώρο, και ότι η συνολική μάζα-ενέργεια του σύμπαντος είναι στην πραγματικότητα πολύ μεγαλύτερη από ό,τι εκτιμάται σήμερα. Αφού αρχικά απορρίφθηκε ως μια απλή μαθηματική «διόρθωση», επανήλθε τα τελευταία χρόνια με την ανακάλυψη της φαινομενικής επιτάχυνσης της διαστολής του σύμπαντος.

Κοσμολογική Αρχή (Cosmological Principle): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_cosmological.jpg), The cosmological principle is supported by pictures of different parts of the universe by the Hubble Space Telescope (Source: Hubble Site: (http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/01/))

Το σημείο εκκίνησης για τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας και τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης είναι ότι, όταν γίνεται μέση θεώρηση σε μεγάλες αποστάσεις, ένα τμήμα του σύμπαντος μοιάζει περίπου με οποιοδήποτε άλλο τμήμα, και ότι, όταν παρατηρείται σε επαρκώς μεγάλες κλίμακες αποστάσεων, δεν υπάρχουν προνομιούχες κατευθύνσεις ή προνομιούχες θέσεις στο σύμπαν. Με πιο τεχνικούς όρους, σε μεγάλες χωρικές κλίμακες το σύμπαν είναι ομογενές και ισότροπο.

Κρίσιμη Μάζα (Κρίσιμη Πυκνότητα) (Critical Mass / Critical Density): (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_critical_density.jpg), Graph of how critical density affect the expansion of the universe (Source: Northern Arizona University Lectures: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryD.html))

Όταν εφαρμόζεται στο σύμπαν ως σύνολο, η κρίσιμη μάζα αναφέρεται στη συνολική απαιτούμενη μάζα της ύλης στο σύμπαν που θα επιτρέψει στα αποτελέσματα της βαρύτητας να υπερνικήσουν τη συνεχιζόμενη προς τα έξω διαστολή του. Αν το σύμπαν περιέχει περισσότερη ύλη από την κρίσιμη μάζα, η βαρύτητά του θα αντιστρέψει τελικά τη διαστολή, προκαλώντας τη συρρίκνωσή του σε αυτό που είναι γνωστό ως Μεγάλη Συστολή. Αν, ωστόσο, περιέχει ανεπαρκή ποσότητα ύλης, θα συνεχίσει να διαστέλλεται επ’ άπειρον. Κατά τον ίδιο τρόπο, η κρίσιμη πυκνότητα είναι εκείνη η συνολική πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν που επιτρέπει ακριβώς τη συνεχιζόμενη διαστολή. Σε άλλα συμφραζόμενα, ο όρος κρίσιμη μάζα χρησιμοποιείται επίσης για να δηλώσει την ποσότητα σχάσιμου υλικού που απαιτείται για τη διατήρηση της πυρηνικής σχάσης.

D

Σκοτεινή Ενέργεια (Dark Energy): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_dark_energy.jpg), Estimated distribution of dark matter and dark energy in the universe (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Dark_energy))

Μια αόρατη, υποθετική μορφή ενέργειας με απωθητική βαρύτητα που διαπερνά όλο το διάστημα και που μπορεί να εξηγεί πρόσφατες παρατηρήσεις σύμφωνα με τις οποίες το σύμπαν φαίνεται να διαστέλλεται με επιταχυνόμενο ρυθμό. Σε ορισμένα κοσμολογικά μοντέλα, η σκοτεινή ενέργεια αντιπροσωπεύει το 74% της συνολικής μάζας-ενέργειας του σύμπαντος. Η ακριβής της φύση παραμένει μυστήριο, αν και η υποθετική «κοσμολογική σταθερά» του Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) θεωρείται πλέον ένας πολλά υποσχόμενος υποψήφιος.

Σκοτεινή Ύλη (Dark Matter): Ύλη που δεν εκπέμπει φως και δεν αλληλεπιδρά με την ηλεκτρομαγνητική δύναμη, αλλά η παρουσία της μπορεί να συναχθεί από τις βαρυτικές επιδράσεις της πάνω στην ορατή ύλη. Εκτιμάται ότι μπορεί να υπάρχει μεταξύ 6 και 7 φορές περισσότερη σκοτεινή ύλη από την κανονική, φωτεινή ύλη στο σύμπαν, αν και η ακριβής της φύση παραμένει άγνωστη.

Αποσυνοχή (Decoherence): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_schrodingers_cat.jpg), Artist's impression of Schrödinger's Cat thought experiment, an example of decoherence (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Shrodinger%27s_cat))

Η διαδικασία μέσω της οποίας σώματα και κβαντικά συστήματα χάνουν ορισμένες από τις πιο ασυνήθιστες κβαντικές ιδιότητές τους (π.χ. την υπέρθεση, δηλαδή την ικανότητα να εμφανίζονται ταυτόχρονα σε διαφορετικές θέσεις) καθώς αλληλεπιδρούν με το περιβάλλον τους. Όταν ένα σωματίδιο αποσυνοχεύεται, το κυματοσυνάρτημα πιθανότητάς του καταρρέει, οι κβαντικές υπερθέσεις εξαφανίζονται και το σύστημα καταλήγει στην παρατηρούμενη κατάστασή του σύμφωνα με την κλασική φυσική.

Πυκνότητα (Density): Η μάζα ενός αντικειμένου διαιρεμένη με τον όγκο του, ένα μέτρο του πόσο συμπιεσμένο ή συγκεντρωμένο είναι (π.χ. ο αέρας έχει χαμηλή πυκνότητα, ο σίδηρος υψηλή). Ο νόμος του Boyle υπαγορεύει ότι μια ουσία αυξάνει την πυκνότητά της καθώς αυξάνεται η πίεσή της ή καθώς μειώνεται η θερμοκρασία της.

Διαστάσεις (Dimensions): Ανεξάρτητες κατευθύνσεις στον χωροχρόνο. Είμαστε εξοικειωμένοι με τις τρεις διαστάσεις του χώρου (μήκος, πλάτος και ύψος, ή ανατολή-δύση, βορράς-νότος και πάνω-κάτω) και μία του χρόνου (παρελθόν–μέλλον), αλλά η θεωρία των υπερχορδών, για παράδειγμα, απαιτεί το σύμπαν να έχει δέκα διαστάσεις.

DNA: Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/life_rna.jpg), Illustration and comparison of RNA and DNA molecules (Source: National Human Genome Research Institute: (http://www.genome.gov/Pages/Hyperion/DIR/VIP/Glossary/Illustration/rna.cfm))

Τα μόρια του δεοξυριβονουκλεϊκού οξέος (DNA) αποτελούνται από δύο μακρές αλληλοπεριελιγμένες πολυμερείς αλυσίδες νουκλεοτιδίων, με σκελετούς από σάκχαρα και φωσφορικές ομάδες ενωμένες με εστερικούς δεσμούς, διαμορφωμένες στη γνωστή διπλή έλικα. Το DNA είναι υπεύθυνο για τη μακροπρόθεσμη αποθήκευση γενετικών πληροφοριών και καθορίζει την αλληλουχία των αμινοξέων στις πρωτεΐνες. Οργανώνεται σε δομές που ονομάζονται χρωμοσώματα και περιέχει τις γενετικές οδηγίες που χρησιμοποιούνται στην ανάπτυξη και λειτουργία όλων των γνωστών ζωντανών οργανισμών και ορισμένων ιών. Το πρώτο ακριβές μοντέλο της δομής του DNA διατυπώθηκε από τους James Watson και Francis Crick το 1953. Η γενετική πληροφορία από το DNA μεταδίδεται στον πυρήνα των κυττάρων από μόρια RNA, τα οποία ελέγχουν ορισμένες χημικές διεργασίες στο κύτταρο. Τόσο το DNA όσο και το RNA θεωρούνται βασικά δομικά στοιχεία της ζωής.

E

Ηλεκτρικό Φορτίο (Electric Charge): Μια ιδιότητα μικροσκοπικών σωματιδίων, η οποία μπορεί να είναι είτε θετική (π.χ. πρωτόνια) είτε αρνητική (π.χ. ηλεκτρόνια). Σωματίδια με το ίδιο φορτίο απωθούνται μεταξύ τους, ενώ σωματίδια με αντίθετα φορτία έλκονται. Το πεδίο δύναμης που περιβάλλει ένα ηλεκτρικό φορτίο ονομάζεται ηλεκτρικό πεδίο, και ένα ρεύμα φορτισμένων σωματιδίων που ρέει μέσα από έναν αγωγό ονομάζεται ηλεκτρικό ρεύμα.

Ηλεκτρικό Πεδίο (Electric Field): Το πεδίο δύναμης που περιβάλλει ένα ηλεκτρικό φορτίο (κατά τον ίδιο τρόπο που ένα μαγνητικό πεδίο είναι το πεδίο δύναμης που περιβάλλει έναν μαγνήτη). Μαζί, το ηλεκτρικό και το μαγνητικό πεδίο συγκροτούν το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο που βρίσκεται στη βάση του φωτός και άλλων ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων, και οι μεταβολές στο ένα πεδίο προκαλούν μεταβολές στο άλλο, όπως δείχνουν οι εξισώσεις του James Clerk Maxwell.

Ηλεκτρομαγνητική Δύναμη (ή Ηλεκτρομαγνητισμός) (Electromagnetic Force / Electromagnetism): Η δύναμη που ασκεί ένα ηλεκτρομαγνητικό πεδίο πάνω σε ηλεκτρικά φορτισμένα σωματίδια. Είναι μία από τις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις της φυσικής (μαζί με τη βαρυτική δύναμη και τις ισχυρές και ασθενείς πυρηνικές δυνάμεις) και εκείνη που ευθύνεται για τις περισσότερες δυνάμεις που βιώνουμε στην καθημερινή μας ζωή. Οι ηλεκτρομαγνητικές δυνάμεις που δρουν μεταξύ των ηλεκτρικά φορτισμένων πρωτονίων και ηλεκτρονίων μέσα στα άτομα και μεταξύ των ατόμων είναι ουσιαστικά υπεύθυνες για τη συνοχή όλης της συνηθισμένης ύλης. Αν και είναι τεράστιας ισχύος (10^42 φορές ισχυρότερη από τη βαρυτική δύναμη), αποτελεί λιγότερο κυρίαρχη δύναμη σε μεγαλύτερες κλίμακες, επειδή οι ελκτικές και απωστικές αλληλεπιδράσεις τείνουν να αλληλοαναιρούνται. Όπως και η βαρύτητα, η ηλεκτρομαγνητική δύναμη υπακούει σε νόμο αντιστρόφου τετραγώνου, και η ισχύς της είναι αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου της απόστασης μεταξύ των σωματιδίων. Η δύναμη διαμεσολαβείται ή λειτουργεί μέσω της ανταλλαγής φωτονίων μεταξύ των σωματιδίων. Η «ηλεκτροστατική δύναμη» αποτελεί μία όψη της ηλεκτρομαγνητικής δύναμης, η οποία προκύπτει όταν δύο φορτισμένα σωματίδια είναι ακίνητα (δηλαδή δεν βρίσκονται σε κίνηση).

Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία (ή Ηλεκτρομαγνητικά Κύματα) (Electromagnetic Radiation / Electromagnetic Waves): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_spectrum.jpg), The electromagnetic spectrum (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Electromagnetic_spectrum))

Ένα κύμα που διαδίδεται στον χώρο με την ταχύτητα του φωτός, αποτελούμενο από ένα ηλεκτρικό πεδίο που περιοδικά αυξάνεται και μειώνεται, εναλλασσόμενο με ένα μαγνητικό πεδίο που περιοδικά μειώνεται και αυξάνεται. Τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα μεταφέρουν ενέργεια και ορμή, οι οποίες μπορούν να μεταδοθούν όταν αλληλεπιδρούν με την ύλη. Κατά σειρά αυξανόμενης συχνότητας, το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα περιλαμβάνει ραδιοκύματα, μικροκύματα, ακτινοβολία terahertz, υπέρυθρη ακτινοβολία, ορατό φως, υπεριώδη ακτινοβολία, ακτίνες Χ και ακτίνες γάμμα.

Ηλεκτρόνιο (Electron): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_electron_shells.jpg), Electron shell diagram for the element uranium (using the Bohr model of the atom) (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Picture_peer_review/Electron_shells))

Ένα αρνητικά φορτισμένο υποατομικό σωματίδιο. Είναι ένα αδιαίρετο, στοιχειώδες σωματίδιο και συνήθως βρίσκεται να περιφέρεται γύρω από τον πυρήνα ενός ατόμου. Τα ηλεκτρόνια σε ένα άτομο (τα οποία υπάρχουν σε ίσο αριθμό με τα πρωτόνια στον πυρήνα του συγκεκριμένου ατόμου, ώστε το συνολικό ηλεκτρικό φορτίο να είναι μηδενικό) περιορίζονται σε ορισμένες διακριτές τροχιακές θέσεις ή «στοιβάδες» γύρω από τον πυρήνα. Οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ των ηλεκτρονίων διαφορετικών ατόμων παίζουν ουσιώδη ρόλο στους χημικούς δεσμούς και σε φαινόμενα όπως ο ηλεκτρισμός, ο μαγνητισμός και η θερμική αγωγιμότητα. Η ανακάλυψη του ηλεκτρονίου αποδίδεται στον Βρετανό φυσικό J. J. Thomson το 1897.

Στοιχείο (Element): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_elements.gif), Periodic Table of Elements (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Periodic_table))

Μια ουσία που δεν μπορεί να αναχθεί περαιτέρω με χημικά μέσα. Πρόκειται για καθαρή χημική ουσία που αποτελείται από άτομα με τον ίδιο ατομικό αριθμό (δηλαδή τον ίδιο αριθμό πρωτονίων στον πυρήνα τους). Υπάρχουν 92 στοιχεία που απαντώνται φυσικά στη Γη και όλη η χημική ύλη αποτελείται από αυτά τα στοιχεία (αν και έχουν ανακαλυφθεί ακόμη 25 ως προϊόντα τεχνητών πυρηνικών αντιδράσεων). Τα στοιχεία με ατομικό αριθμό 83 ή μεγαλύτερο είναι εγγενώς ασταθή και υφίστανται ραδιενεργό διάσπαση. Ο κατάλογος των στοιχείων παρουσιάζεται συνήθως με τη μορφή του Περιοδικού Πίνακα, με σειρά αύξοντος ατομικού αριθμού.

Στοιχειώδες Σωματίδιο (Elementary Particle): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_elementary.jpg), Standard Model of elementary particles (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Elementary_particles))

Ένα σωματίδιο χωρίς υποδομή (δηλαδή που δεν αποτελείται από μικρότερα σωματίδια) και το οποίο αποτελεί ένα από τα βασικά δομικά στοιχεία του σύμπαντος από τα οποία προκύπτουν όλα τα άλλα σωματίδια. Τα κουάρκ, τα ηλεκτρόνια, τα νετρίνα, τα φωτόνια, τα μιόνια και τα γκλουόνια (μαζί με τα αντίστοιχα αντισωματίδιά τους) είναι όλα στοιχειώδη σωματίδια· τα πρωτόνια και τα νετρόνια (τα οποία αποτελούνται από κουάρκ) δεν είναι.

Ενέργεια (Energy): Μερικές φορές ορίζεται ως η ικανότητα εκτέλεσης έργου ή πρόκλησης μεταβολής, αλλά η ενέργεια είναι διαβόητα δύσκολο να οριστεί με ακρίβεια. Σύμφωνα με τον Νόμο Διατήρησης της Ενέργειας, η ενέργεια δεν μπορεί ούτε να δημιουργηθεί ούτε να καταστραφεί, αλλά μπορεί να μετατραπεί σε διαφορετικές μορφές, συμπεριλαμβανομένων της κινητικής, δυναμικής, θερμικής, βαρυτικής, ηχητικής, φωτεινής, ελαστικής και ηλεκτρομαγνητικής ενέργειας. Η τυπική επιστημονική μονάδα ενέργειας είναι το Joule.

Κβαντική Σύζευξη (Entanglement): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_entanglement.jpg), An entangled pair of particles can be seen to have complementary properties when measured (Source: Universe Review: (http://universe-review.ca/F13-atom.htm))

Το φαινόμενο στην κβαντική θεωρία κατά το οποίο σωματίδια που αλληλεπιδρούν μεταξύ τους καθίστανται μόνιμα εξαρτημένα από τις κβαντικές καταστάσεις και ιδιότητές τους, σε τέτοιο βαθμό ώστε να χάνουν την ατομικότητά τους και, με πολλούς τρόπους, να συμπεριφέρονται ως μία ενιαία οντότητα. Σε κάποιο επίπεδο, τα συζευγμένα σωματίδια φαίνεται να «γνωρίζουν» τις καταστάσεις και τις ιδιότητες το ένα του άλλου.

Εντροπία (Entropy): Ένα μέτρο της αταξίας ενός συστήματος και των συστατικών του μορίων. Πιο συγκεκριμένα, στη θερμοδυναμική αποτελεί μέτρο της μη διαθεσιμότητας της ενέργειας ενός συστήματος για την εκτέλεση έργου. Ο Δεύτερος Νόμος της Θερμοδυναμικής ενσωματώνει την ιδέα ότι η εντροπία δεν μπορεί ποτέ να μειωθεί, αλλά τείνει να αυξάνεται με την πάροδο του χρόνου, προσεγγίζοντας μια μέγιστη τιμή καθώς το σύστημα φτάνει σε θερμική ισορροπία. Ένα κλασικό παράδειγμα αύξησης της εντροπίας είναι ο πάγος που λιώνει μέσα στο νερό μέχρι και τα δύο να αποκτήσουν κοινή θερμοκρασία.

Ορίζοντας Γεγονότων (Event Horizon): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/blackholes_accretion.jpg), Event horizon of a black hole (Source: Internet Encyclopedia of Science: (http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/event_horizon.html))

Ένα μονόδρομο όριο στον χωροχρόνο που περιβάλλει μια μαύρη τρύπα. Οποιαδήποτε ύλη ή φως περάσει μέσα από τον ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας δεν μπορεί ποτέ να εξέλθει, και οποιοδήποτε γεγονός μέσα στον ορίζοντα γεγονότων δεν μπορεί να επηρεάσει έναν εξωτερικό παρατηρητή.

Εξωγένεση (Exogenesis): Η υπόθεση ότι η ζωή στη Γη μεταφέρθηκε από αλλού στο σύμπαν. Μια συγγενής αλλά πιο περιορισμένη έννοια είναι αυτή της πανσπερμίας, η ιδέα ότι «σπόροι» ζωής υπάρχουν ήδη σε ολόκληρο το σύμπαν και ότι η ζωή στη Γη μπορεί να προήλθε μέσω αυτών των «σπόρων».

Εξωτικό Σωματίδιο (Exotic Particle): Ένα είδος θεωρητικού σωματιδίου που υποτίθεται ότι υπάρχει σύμφωνα με ορισμένες θεωρίες της σύγχρονης φυσικής, του οποίου οι υποτιθέμενες ιδιότητες είναι εξαιρετικά ασυνήθιστες. Παραδείγματα περιλαμβάνουν τα ταχυόνια (σωματίδια που κινούνται πάντοτε ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός), τα WIMPs (μαζικά σωματίδια ασθενούς αλληλεπίδρασης που δεν αλληλεπιδρούν με τον ηλεκτρομαγνητισμό ή την ισχυρή πυρηνική δύναμη), τα αξιόνια (σωματίδια χωρίς ηλεκτρικό φορτίο, με πολύ μικρή μάζα και πολύ ασθενή αλληλεπίδραση με τις ισχυρές και ασθενείς δυνάμεις) και τα νετρίνα (σωματίδια που κινούνται κοντά στην ταχύτητα του φωτός, δεν έχουν ηλεκτρικό φορτίο και μπορούν να διαπερνούν τη συνηθισμένη ύλη σχεδόν ανεπηρέαστα).

Διαστελλόμενο Σύμπαν (Expanding Universe): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_metric_expansion.jpg), Artist's impression of the "metric expansion" of the universe (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang))

Ένα σύμπαν που αυξάνεται συνεχώς σε μέγεθος και στο οποίο τα συστατικά του (γαλαξίες, σμήνη κ.λπ.) απομακρύνονται όλο και περισσότερο μεταξύ τους. Αν και αντίθετο με το στατικό σύμπαν που είχε υποτεθεί στο μεγαλύτερο μέρος της ιστορίας, ένα διαστελλόμενο σύμπαν επιβεβαιώθηκε από τις παρατηρήσεις του Edwin Hubble (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_hubble.html) το 1929 σχετικά με τις ερυθρές μετατοπίσεις μακρινών μεταβλητών αστέρων Κηφείδων, και είναι συμβατό με τις περισσότερες λύσεις των εξισώσεων πεδίου της γενικής σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html). Υποδηλώνει επίσης ότι, στο μακρινό παρελθόν, το σύμπαν ήταν πολύ μικρότερο και τελικά είχε την αρχή του σε ένα γεγονός τύπου Μεγάλης Έκρηξης.

F

Θεμελιώδεις (ή Στοιχειώδεις) Δυνάμεις (Fundamental / Elementary Forces): Υπάρχουν τέσσερις βασικές δυνάμεις της φυσικής που θεωρείται ότι βρίσκονται στη βάση όλων των φαινομένων στο σύμπαν. Με σειρά ισχύος είναι: η ισχυρή πυρηνική δύναμη, η ηλεκτρομαγνητική δύναμη, η ασθενής πυρηνική δύναμη και η βαρυτική δύναμη (ή βαρύτητα). Θεωρείται πιθανό ότι, σε συνθήκες εξαιρετικά υψηλής ενέργειας όπως εκείνες που επικρατούσαν κοντά στην αρχή της Μεγάλης Έκρηξης, οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις της φύσης είναι στην πραγματικότητα ενοποιημένες σε ένα ενιαίο θεωρητικό πλαίσιο (γνωστό ως Μεγάλη Ενοποιημένη Θεωρία). Σύμφωνα με τη θεωρία κβαντικών πεδίων, οι δυνάμεις μεταξύ σωματιδίων διαμεσολαβούνται από άλλα σωματίδια, και οι θεμελιώδεις δυνάμεις μπορούν να περιγραφούν μέσω της ανταλλαγής εικονικών σωματιδίων-φορέων δύναμης: η ισχυρή πυρηνική δύναμη μέσω γκλουονίων· η ηλεκτρομαγνητική δύναμη μέσω φωτονίων· η ασθενής πυρηνική δύναμη μέσω μποζονίων W και Z· και η βαρύτητα μέσω υποθετικών βαρυτονίων.

G

Γαλαξίας (Galaxy): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_galaxy.jpg), Examples of types of galaxies (Source: Australia Telescope Outreach and Education: (http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/cosmicengine/galaxy_formation.html))

Ένα από τα βασικά δομικά στοιχεία του σύμπαντος, ένας γαλαξίας είναι ένα τεράστιο σύστημα από αστέρες, αστρικά κατάλοιπα, αέριο, σκόνη και πιθανώς μια υποθετική ουσία γνωστή ως σκοτεινή ύλη, που συγκρατούνται μεταξύ τους από τη βαρύτητα. Οι γαλαξίες μπορούν να έχουν διάμετρο από 1 έως 100.000 έτη φωτός και συνήθως απέχουν μεταξύ τους εκατομμύρια έτη φωτός διαγαλαξιακού χώρου. Ομαδοποιούνται σε σμήνη, τα οποία με τη σειρά τους μπορούν να σχηματίσουν μεγαλύτερες δομές που ονομάζονται υπερσμήνη και φύλλα ή νημάτια. Υπάρχουν πολλοί διαφορετικοί τύποι γαλαξιών, συμπεριλαμβανομένων των σπειροειδών (όπως ο δικός μας Γαλαξίας), ελλειπτικών, δακτυλιοειδών, νάνων, φακοειδών και ακανόνιστων. Υπολογίζεται ότι υπάρχουν πάνω από εκατό δισεκατομμύρια γαλαξίες στο παρατηρήσιμο σύμπαν.

Ακτίνα Γάμμα (Gamma Ray): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_alpha_beta_gamma.jpg), Gamma ray (Original Source N/A: irradiation.co.uk/types.php)

Μια μορφή ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που παράγεται από ορισμένα είδη ραδιενεργού διάσπασης. Οι ακτίνες γάμμα έχουν τη μεγαλύτερη συχνότητα και ενέργεια και το μικρότερο μήκος κύματος στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, και διεισδύουν στην ύλη πιο εύκολα από ό,τι τα σωματίδια άλφα ή τα σωματίδια βήτα.

Έκλαμψη Ακτίνων Γάμμα (Gamma Ray Burst): Μια στενή δέσμη έντονης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκλύεται κατά τη διάρκεια ενός γεγονότος υπερκαινοφανούς, καθώς ένας ταχέως περιστρεφόμενος αστέρας μεγάλης μάζας καταρρέει για να σχηματίσει μια μαύρη τρύπα. Πρόκειται για τα πιο φωτεινά γεγονότα που είναι γνωστό ότι συμβαίνουν στο σύμπαν και μπορούν να διαρκέσουν από χιλιοστά του δευτερολέπτου έως αρκετά λεπτά (συνήθως λίγα δευτερόλεπτα). Η αρχική έκλαμψη ακολουθείται συνήθως από μια πιο μακρόβια «μεταλάμψη» που εκπέμπεται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος (ακτίνες Χ, υπεριώδη, οπτική, υπέρυθρη και ραδιοκύματα).

Αέριο (Gas): Μια κατάσταση της ύλης που αποτελείται από ένα σύνολο σωματιδίων (μόρια, άτομα, ιόντα, ηλεκτρόνια κ.λπ.) χωρίς καθορισμένο σχήμα ή όγκο και τα οποία βρίσκονται σε περισσότερο ή λιγότερο τυχαία κίνηση. Ένα αέριο τείνει να έχει σχετικά χαμηλή πυκνότητα και ιξώδες σε σύγκριση με τις στερεές και υγρές καταστάσεις της ύλης, διαστέλλεται και συστέλλεται σημαντικά με τις μεταβολές της θερμοκρασίας ή της πίεσης («συμπιεστό»), και διαχέεται εύκολα, εξαπλούμενο και κατανέμοντας ομοιόμορφα τον εαυτό του μέσα σε οποιοδήποτε δοχείο.

Γενική Θεωρία της Σχετικότητας (General Theory of Relativity): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_light_bending.jpg), General relativity predicts, among other things, the gravitational bending of light by massive bodies (Source: Time Travel Research Center: (http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/HTMLdosya1/RelativityFile.htm))

Μερικές φορές γνωστή ως Θεωρία της Γενικής Σχετικότητας, αυτή είναι η βελτίωση του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) (δημοσιευμένη το 1916) της προηγούμενης Ειδικής Θεωρίας της Σχετικότητας και του πολύ προγενέστερου Νόμου της Παγκόσμιας Βαρύτητας του Sir Isaac Newton. Η θεωρία υποστηρίζει ότι η επιτάχυνση και η βαρύτητα είναι αδιάκριτες — η Αρχή της Ισοδυναμίας — και περιγράφει τη βαρύτητα ως ιδιότητα της γεωμετρίας (πιο συγκεκριμένα, ως παραμόρφωση) του χωροχρόνου. Μεταξύ άλλων, η θεωρία προβλέπει την ύπαρξη μαύρων τρυπών, ενός διαστελλόμενου σύμπαντος, επιβράδυνση του χρόνου, συστολή του μήκους, καμπύλωση του φωτός λόγω βαρύτητας και καμπυλότητα του χωροχρόνου. Αν και η κλασική φυσική μπορεί να θεωρηθεί καλή προσέγγιση για καθημερινές χρήσεις, οι προβλέψεις της γενικής σχετικότητας διαφέρουν σημαντικά από αυτές της κλασικής φυσικής. Ωστόσο, έχουν γίνει γενικά αποδεκτές στη σύγχρονη φυσική και έχουν επιβεβαιωθεί από όλες τις παρατηρήσεις και πειράματα μέχρι σήμερα.

Γεωδαιτική (Geodesic): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_geodesic.jpg), A geodesic is the shortest path between two points in curved space (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Introduction_to_general_relativity))

Η συντομότερη διαδρομή μεταξύ δύο σημείων σε καμπυλωμένο χώρο. Αρχικά σήμαινε τη συντομότερη πορεία μεταξύ δύο σημείων στην επιφάνεια της Γης (δηλαδή ένα τμήμα ενός μεγάλου κύκλου), αλλά από την εφαρμογή της στη γενική σχετικότητα, έχει αποκτήσει τη γενικότερη έννοια της ευθείας γραμμής όπως εφαρμόζεται σε όλους τους καμπυλωμένους χώρους. Σε μη καμπυλωμένο τρισδιάστατο χώρο, η γεωδαιτική είναι μια ευθεία γραμμή. Στη γενική σχετικότητα, ένα ελεύθερα πεσόμενο σώμα (στο οποίο δρουν μόνο βαρυτικές δυνάμεις) ακολουθεί μια γεωδαιτική σε καμπυλωμένο τετραδιάστατο χωροχρόνο.

Μεγάλη Ενοποιημένη Θεωρία (Grand Unified Theory / Unified Field Theory): Γνωστή και ως Μεγάλη Ενοποίηση ή GUT, αναφέρεται σε οποιαδήποτε από τις θεωρίες ενοποιημένου πεδίου που προβλέπουν ότι σε εξαιρετικά υψηλές ενέργειες (όπως συνέβη αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη), οι ηλεκτρομαγνητικές, ασθενείς πυρηνικές και ισχυρές πυρηνικές δυνάμεις συγχωνεύονται σε ένα ενιαίο πεδίο. Μέχρι στιγμής, οι φυσικοί έχουν καταφέρει μόνο να συγχωνεύσουν τον ηλεκτρομαγνητισμό και την ασθενή πυρηνική δύναμη στο «ηλεκτροασθενές πεδίο». Πέρα από τη Μεγάλη Ενοποίηση, υπάρχει επίσης η υπόθεση ότι μπορεί να είναι δυνατή η συγχώνευση της βαρύτητας με τις άλλες τρεις συμμετρίες πεδίου σε μια «Θεωρία των Πάντων».

Βαρύτητα (ή Βαρυτική Δύναμη, Gravity / Gravitational Force): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_curved_space.jpg), Gravity causes space-time to curve around massive objects (Source: Time Travel Research Center: (http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/HTMLdosya1/RelativityFile.htm))

Η δύναμη έλξης που υπάρχει μεταξύ δύο μαζών, είτε πρόκειται για αστέρες, μικροσκοπικά σωματίδια ή οποιαδήποτε άλλα σώματα με μάζα. Είναι μακράν η ασθενέστερη από τις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις (οι άλλες είναι η ηλεκτρομαγνητική δύναμη, η ισχυρή και η ασθενής πυρηνική δύναμη), αλλά, επειδή είναι μια σταθερή δύναμη που δρα σε όλα τα σώματα με μάζα, είναι καθοριστική για το σχηματισμό γαλαξιών, αστέρων, πλανητών και μαύρων τρυπών. Περιγράφηκε περίπου από τον Νόμο της Παγκόσμιας Βαρύτητας του Sir Isaac Newton το 1687, και πιο ακριβώς από τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) το 1916.

H

Ημιζωή (Half-Life): Μέτρο της ταχύτητας ραδιενεργού διάσπασης ασταθών, ραδιενεργών ατόμων. Είναι ο χρόνος που απαιτείται ώστε το ήμισυ των πυρήνων σε ένα ραδιενεργό δείγμα να διασπαστεί ή να αποσυντεθεί. Οι ημιζωές μπορεί να κυμαίνονται από χιλιοστά του δευτερολέπτου έως δισεκατομμύρια χρόνια, ανάλογα με την ουσία.

Ακτινοβολία Hawking (Hawking Radiation): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/blackholes_hawking_radiation.jpg), Hawking radiation as particle pairs are created near a black hole (Source: University of St Andrews: (http://www.st-andrews.ac.uk/~ulf/fibre.html))

Τυχαία και άμορφα υποατομικά σωματίδια και θερμική ακτινοβολία που προβλέπεται ότι εκπέμπονται από μαύρες τρύπες λόγω κβαντικών φαινομένων. Σε μακροχρόνιο ορίζοντα, καθώς μια μαύρη τρύπα χάνει περισσότερη ύλη μέσω ακτινοβολίας απ’ ό,τι αποκτά μέσω άλλων διαδικασιών, αναμένεται να διασπαρεί, να συρρικνωθεί και τελικά να εξαφανιστεί.

Ορίζοντας (Horizon): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_observable_universe.jpg), The horizon is the edge of the observable universe from a particular position (Source: U. of Oregon Lectures: (http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/lectures/early_univ.html))

Ο ορίζοντας του σύμπαντος μοιάζει με τον ορίζοντα στη Γη: είναι το πιο μακρινό σημείο που μπορεί να φανεί από μια συγκεκριμένη θέση. Επειδή το φως έχει πεπερασμένη ταχύτητα και το σύμπαν πεπερασμένη ηλικία, μπορούμε να δούμε μόνο αντικείμενα των οποίων το φως είχε χρόνο να φτάσει σε εμάς από τη Μεγάλη Έκρηξη, οπότε το παρατηρήσιμο σύμπαν μπορεί να θεωρηθεί ως μια φούσκα με κέντρο τη Γη.

Νόμος του Hubble (Hubble’s Law): Διατυπώθηκε από τον Edwin Hubble (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_hubble.html) το 1929, και ο νόμος δηλώνει ότι το ερυθρό φάσμα στο φως που προέρχεται από μακρινούς γαλαξίες είναι ανάλογο με την απόστασή τους, έτσι ώστε κάθε γαλαξίας να φαίνεται να απομακρύνεται από εμάς (ή από οποιοδήποτε άλλο σημείο στο σύμπαν) με ταχύτητα άμεσα ανάλογη της απόστασής του από εμάς. Θεωρείται η πρώτη παρατηρησιακή βάση για ένα διαστελλόμενο σύμπαν (ή την μετρική διαστολή του χώρου), και η πιο συχνά αναφερόμενη απόδειξη υπέρ της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, και πιθανόν μία από τις σημαντικότερες κοσμολογικές ανακαλύψεις που έγιναν ποτέ.

Υδροστατική Ισορροπία (Hydrostatic Equilibrium): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_hydrostatic.jpg), Hydrostatic equilibrium (Original Source N/A: astro.umass.edu/%7Emyun/teaching/a100/longlecture14.html)

Η κατάσταση κατά την οποία η βαρυτική δύναμη που τείνει να συνθλίψει ένα αστέρι εξισορροπείται ακριβώς από την θερμική πίεση του καυτού αερίου που ωθεί προς τα έξω. Είναι ο λόγος που τα αστέρια γενικά δεν καταρρέουν ή εκρήγνυνται, και εξηγεί επίσης γιατί η ατμόσφαιρα της Γης δεν καταρρέει σε ένα πολύ λεπτό στρώμα στο έδαφος.

I

Αδράνεια (Inertia): Η φυσική τάση (όπως ορίζεται στον Πρώτο Νόμο Κίνησης του Sir Isaac Newton το 1687) των αντικειμένων να αντιστέκονται σε αλλαγές στην κατάσταση της κίνησής τους. Επομένως, ένα σώμα σε ηρεμία τείνει να παραμείνει σε ηρεμία και, μόλις τεθεί σε κίνηση, τείνει να συνεχίσει να κινείται με σταθερή ταχύτητα σε ευθεία γραμμή (ή κατά μήκος μιας γεωδαιτικής σε καμπυλωμένο χώρο) εκτός αν δράσει εξωτερική δύναμη. Ένα παράδειγμα αδρανειακής δύναμης είναι η φυγόκεντρος δύναμη, η οποία στην πραγματικότητα οφείλεται μόνο στο ότι ένα σώμα προσπαθεί να συνεχίσει σε ευθεία γραμμή ενώ περιορίζεται να κινηθεί σε καμπύλη πορεία.

Αδρανειακό Σύστημα (Inertial Frame / Inertial System): Ένα σύστημα αναφοράς στο οποίο οι παρατηρητές δεν υφίστανται καμία επιταχυνόμενη δύναμη. Ένα αδρανειακό σύστημα είναι ένα πλαίσιο αναφοράς στο οποίο ένα σώμα παραμένει σε ηρεμία ή κινείται με σταθερή γραμμική ταχύτητα εκτός αν δράσουν εξωτερικές δυνάμεις (όπως ορίζεται από τον Πρώτο Νόμο Κίνησης του Sir Isaac Newton, Δύναμη = Μάζα × Επιτάχυνση). Οποιοδήποτε πλαίσιο αναφοράς κινείται με σταθερή ταχύτητα σε σχέση με ένα αδρανειακό σύστημα είναι κι αυτό ένα αδρανειακό σύστημα.

Παρεμβολή (Interference): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_double_slit.jpg), Wave interference in Thomas Young's double-slit experiment (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Double-slit_experiments))

Η ικανότητα δύο κυμάτων που διαπερνούν το ένα το άλλο να αλληλεπιδρούν, ενισχύοντας το ένα το άλλο όπου οι κορυφές συμπίπτουν και ακυρώνοντας η μία την άλλη όπου κορυφές και κοιλάδες συμπίπτουν, παρόμοια με τον τρόπο που τα κύματα στο νερό παρεμβαίνουν μεταξύ τους. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα, για παράδειγμα, ένα πρότυπο παρεμβολής φωτεινών και σκοτεινών λωρίδων σε μια οθόνη που φωτίζεται από φως δύο πηγών.

Ιόν (Ion): Ένα άτομο ή μόριο που έχει χάσει ένα ή περισσότερα από τα περιστρεφόμενα ηλεκτρόνιά του, δίνοντάς του καθαρό θετικό ηλεκτρικό φορτίο. Τεχνικά, ένα άτομο που αποκτά ηλεκτρόνιο (δίνοντάς του καθαρό αρνητικό ηλεκτρικό φορτίο) είναι επίσης τύπος ιόντος, γνωστό ως ανιόν.

Ισότοπο (Isotope): Μια πιθανή μορφή ενός στοιχείου, διακριτή από άλλα ισότοπα του ίδιου στοιχείου λόγω διαφορετικής μάζας, η οποία προκαλείται από διαφορετικό αριθμό νετρονίων στον πυρήνα (ο αριθμός των πρωτονίων, που δίνει τον ατομικό αριθμό του στοιχείου, πρέπει να παραμένει ίδιος). Περίπου το 75% των ισοτόπων είναι σταθερά, ενώ ορισμένα είναι ασταθή ή ραδιενεργά και διασπώνται με τον χρόνο σε άλλα στοιχεία.

L

Νόμος Διατήρησης της Ενέργειας (Law of Conservation of Energy): Γνωστός και ως Πρώτος Νόμος της Θερμοδυναμικής, είναι η αρχή ότι η ενέργεια δεν μπορεί ποτέ να δημιουργηθεί ή να καταστραφεί, μόνο να μετατραπεί από μία μορφή σε άλλη (π.χ. η χημική ενέργεια της βενζίνης μπορεί να μετατραπεί σε κινητική ενέργεια ενός αυτοκινήτου). Η συνολική ποσότητα ενέργειας σε ένα απομονωμένο σύστημα (ή στο σύμπαν συνολικά) παραμένει επομένως σταθερή.

Νόμος της Παγκόσμιας Έλξης (Law of Universal Gravitation): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_gravity.jpg), Newton's Law of Universal Gravitation (Source: Astronomy Notes: (http://www.astronomynotes.com/gravappl/s3.htm))

Δημοσιεύθηκε από τον Sir Isaac Newton το 1687 και μερικές φορές επίσης γνωστός ως Παγκόσμιος Νόμος της Βαρύτητας, ήταν η πρώτη διατύπωση της ιδέας ότι όλα τα σώματα με μάζα έλκουν το ένα το άλλο μέσω του χώρου. Ο Newton παρατήρησε ότι η δύναμη της βαρύτητας μεταξύ δύο αντικειμένων είναι ανάλογη με το γινόμενο των δύο μαζών και αντίστροφα ανάλογη με το τετράγωνο της απόστασης μεταξύ τους. Αν και η θεωρία έχει από τότε αντικατασταθεί από τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html), προβλέπει τις κινήσεις του Ήλιου, της Σελήνης και των πλανητών με υψηλή ακρίβεια και συνεχίζει να χρησιμοποιείται ως εξαιρετική προσέγγιση των επιδράσεων της βαρύτητας για καθημερινές εφαρμογές (η σχετικότητα απαιτείται μόνο όταν χρειάζεται ακραία ακρίβεια ή όταν πρόκειται για τη βαρύτητα πολύ μεγάλων σωμάτων).

Σύμπτυξη Μήκους (Length Contraction): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_time_dilation.jpg), Σε σχετικιστικές ταχύτητες, ο χώρος «συμπτύσσεται» και ο χρόνος «διαστέλλεται» (Source: Time Travel Research Center: (http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/HTMLdosya1/RelativityFile.htm))

Το φαινόμενο, που προβλέπεται από την Ειδική και Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html)>, κατά το οποίο, από το σχετικό πλαίσιο αναφοράς ενός παρατηρητή, ο χώρος ή το μήκος φαίνεται να μειώνεται καθώς αυξάνονται οι σχετικές ταχύτητες.

Ζωή (Life): Ένα δύσκολο και αμφιλεγόμενο φαινόμενο να οριστεί, η ζωή θεωρείται συνήθως χαρακτηριστικό οργανισμών που εκδηλώνουν ορισμένες βιολογικές διεργασίες (όπως χημικές αντιδράσεις ή άλλα γεγονότα που οδηγούν σε μετασχηματισμό) και είναι ικανοί για ανάπτυξη μέσω του μεταβολισμού και αναπαραγωγή. Η ικανότητα λήψης τροφής και απέκκρισης αποβλήτων θεωρείται επίσης μερικές φορές απαίτηση για τη ζωή (π.χ. τα βακτήρια θεωρούνται συνήθως ζωντανά, ενώ οι απλούστεροι ιοί, που δεν τρέφονται ούτε αποβάλλουν, όχι). Δύο διακριτά χαρακτηριστικά των ζωντανών συστημάτων θεωρούνται μερικές φορές η πολυπλοκότητα και η οργάνωση (αρνητική εντροπία). Ορισμένοι οργανισμοί μπορούν να επικοινωνούν, και πολλοί μπορούν να προσαρμοστούν στο περιβάλλον τους μέσω εσωτερικά παραγόμενων αλλαγών, αν και αυτές δεν θεωρούνται καθολικές προϋποθέσεις για τη ζωή.

Φως (Light): Τεχνικά, αναφέρεται στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία με μήκος κύματος ορατό στο ανθρώπινο μάτι, αν και στο ευρύτερο πεδίο της φυσικής, μερικές φορές χρησιμοποιείται για να αναφέρεται στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία όλων των μηκών κύματος, είτε είναι ορατή είτε όχι. Εκδηλώνει «δυϊσμό κύματος-σωματιδίου», καθώς μπορεί να συμπεριφέρεται τόσο ως κύμα όσο και ως σωματίδιο (φωτόνια). Το φως ταξιδεύει με σταθερή ταχύτητα περίπου 300.000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο στο κενό.

Έτος Φωτός (Light Year): Μια βολική μονάδα για τη μέτρηση των μεγάλων αποστάσεων στο σύμπαν. Είναι η απόσταση που διανύει το φως σε ένα έτος, η οποία, δεδομένου ότι το φως ταξιδεύει με 300.000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, αντιστοιχεί σε περίπου 9.460.000.000.000 χιλιόμετρα (9,46 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα).

M

Μαγνητικό Πεδίο (Magnetic Field): Το πεδίο δύναμης που περιβάλλει έναν μαγνήτη (όπως ένα ηλεκτρικό πεδίο περιβάλλει ένα ηλεκτρικό φορτίο). Μαζί, τα μαγνητικά και ηλεκτρικά πεδία αποτελούν το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο που διέπει το φως και άλλες ηλεκτρομαγνητικές ακτινοβολίες, και αλλαγές σε οποιοδήποτε από τα δύο πεδία προκαλούν αλλαγές στο άλλο, όπως υποδεικνύεται από τις Εξισώσεις Ηλεκτρομαγνητισμού του James Clerk Maxwell.

Μαγνητικός Μονοπόλος (Magnetic Monopole): Υποθετικό σωματίδιο που είναι μαγνήτης με μόνο ένα πόλο, και που επομένως έχει καθαρό μαγνητικό φορτίο. Αν και η ύπαρξη μονοπόλων υποδεικνύεται τόσο από την κλασική θεωρία όσο και από την κβαντική θεωρία (και προβλέπεται από σύγχρονες θεωρίες χορδών και θεωρίες μεγάλης ενοποίησης), δεν υπάρχει ακόμη παρατηρησιακή απόδειξη για τη φυσική τους ύπαρξη.

Μάζα (Mass): Μέτρο της ποσότητας ύλης σε ένα σώμα. Μπορεί επίσης να θεωρηθεί ως μέτρο της αδράνειας ενός σώματος ή της αντίστασής του στην αλλαγή της κίνησής του, ή του βαθμού επιτάχυνσης που αποκτά ένα σώμα όταν υπόκειται σε δύναμη (τα σώματα με μεγαλύτερη μάζα επιταχύνονται λιγότερο από την ίδια δύναμη και έχουν μεγαλύτερη αδράνεια). Η μάζα συχνά συγχέεται με το βάρος, το οποίο είναι η δύναμη της βαρυτικής έλξης στο αντικείμενο (και επομένως πόσο βαρύ είναι σε μια συγκεκριμένη βαρυτική κατάσταση), αν και σε καθημερινές καταστάσεις, το βάρος ενός αντικειμένου είναι ανάλογο της μάζας του.

Ισοδυναμία Μάζας-Ενέργειας (Mass-Energy Equivalence): Η έννοια ότι κάθε μάζα έχει συσχετιζόμενη ενέργεια, και αντίστροφα, κάθε ενέργεια έχει συσχετιζόμενη μάζα. Στη Θεωρία της Σχετικότητας του Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html), αυτή η σχέση εκφράζεται στον διάσημο τύπο ισοδυναμίας μάζας-ενέργειας, E = mc², όπου E = συνολική ενέργεια, m = μάζα και c = ταχύτητα του φωτός στο κενό. Δεδομένου ότι c είναι πολύ μεγάλος αριθμός, καθίσταται σαφές ότι η μάζα είναι στην πραγματικότητα μια πολύ συμπυκνωμένη μορφή ενέργειας.

Ύλη (Matter): Οτιδήποτε έχει τόσο μάζα όσο και όγκο (δηλαδή καταλαμβάνει χώρο). Η ύλη αποτελείται από άτομα και μόρια, και υπάρχει σε τέσσερις καταστάσεις ή φάσεις: στερεή, υγρή, αέρια και πλάσμα (αν και υπάρχουν και άλλες φάσεις, όπως τα συμπυκνώματα Bose-Einstein).

Μόριο (Molecule): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/life_molecules.jpg), Παραδείγματα οργανικών μορίων (Original Source N/A: newtraditions.chem.wisc.edu/FPTS/fbform/fororgf.htm)

Μια συλλογή ατόμων που κολλούν μαζί μέσω ηλεκτρομαγνητικών δυνάμεων. Ένας πιο επίσημος ορισμός μπορεί να είναι: μια επαρκώς σταθερή ηλεκτρικά ουδέτερη ομάδα τουλάχιστον δύο ατόμων, σε ορισμένη διάταξη, που συγκρατείται μαζί με πολύ ισχυρούς χημικούς δεσμούς. Ένα μόριο μπορεί να αποτελείται από άτομα του ίδιου χημικού στοιχείου (π.χ. οξυγόνο: O₂) ή από διαφορετικά στοιχεία (π.χ. νερό: H₂O). Τα οργανικά μόρια είναι αυτά που περιλαμβάνουν άνθρακα, ενώ τα υπόλοιπα ονομάζονται ανόργανα.

Ορμή (Momentum): Μέτρο του πόση προσπάθεια απαιτείται για να σταματήσει ένα σώμα, οριζόμενο ως η μάζα του σώματος πολλαπλασιασμένη με την ταχύτητά του. Έτσι, ένα μεγάλο και βαρύ σώμα (π.χ. ένα τρένο) που κινείται σχετικά αργά μπορεί να έχει περισσότερη ορμή από ένα μικρότερο σώμα που κινείται πολύ γρήγορα (π.χ. ένα αγωνιστικό αυτοκίνητο). Ο Νόμος Διατήρησης της Ορμής ορίζει ότι η συνολική ορμή ενός απομονωμένου συστήματος (ενός συστήματος στο οποίο δεν ασκείται καθαρή εξωτερική δύναμη) δεν αλλάζει.

Πολυσύμπαν (Multiverse / Parallel Universes): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_multiverse.jpg), Παράλληλα σύμπαντα που συνθέτουν ένα πολυσύμπαν (Source: Mukto-Mona: (http://www.mukto-mona.com/science/physics/ParalellUniverse2003.pdf))

Μια υποθετική συλλογή πολλαπλών πιθανών συμπάντων (συμπεριλαμβανομένου του δικού μας) που υπάρχουν παράλληλα το ένα με το άλλο. Το σύμπαν μας θα ήταν τότε μόνο ένα από έναν τεράστιο αριθμό ξεχωριστών και διακριτών παράλληλων συμπάντων, τα περισσότερα από τα οποία θα ήταν νεκρά και μη ενδιαφέροντα, καθώς δεν θα διέθεταν ένα σύνολο φυσικών νόμων που να επιτρέπουν την εμφάνιση άστρων, πλανητών και ζωής.

N

Νετρίνο (Neutrino): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_neutrino.jpg), Super-Kamiokande, παρατηρητήριο νετρίνων στην Ιαπωνία (Source: Super-Kamiokande: (http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/index-e.html))

Ένα υποατομικό στοιχειώδες σωματίδιο χωρίς ηλεκτρικό φορτίο και με πολύ μικρή μάζα που ταξιδεύει πολύ κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Δημιουργούνται ως αποτέλεσμα ορισμένων τύπων ραδιενεργού διάσπασης ή πυρηνικής αντίδρασης, όπως η διάσπαση ενός ελεύθερου νετρονίου (δηλαδή εκτός πυρήνα) σε πρωτόνιο και ηλεκτρόνιο. Λόγω της ηλεκτρικής ουδετερότητας και της μη επίδρασης από την ισχυρή πυρηνική δύναμη ή την ηλεκτρομαγνητική δύναμη, τα νετρίνα μπορούν να περνούν μέσα από κανονική ύλη σχεδόν ανεπηρέαστα και επομένως είναι εξαιρετικά δύσκολα ανιχνεύσιμα, αν και όταν δημιουργούνται σε τεράστιους αριθμούς, μπορούν να προκαλέσουν την καταστροφή ενός αστέρα σε υπερνόβα.

Νετρόνιο (Neutron): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_neutron.jpg), Η δομή κουάρκ ενός νετρονίου (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Neutron))

Ένα από τα δύο κύρια δομικά στοιχεία (μαζί με το πρωτόνιο) του πυρήνα στο κέντρο ενός ατόμου. Τα νετρόνια έχουν ουσιαστικά την ίδια μάζα με ένα πρωτόνιο (πολύ ελαφρώς μεγαλύτερη), αλλά δεν έχουν ηλεκτρικό φορτίο και αποτελούνται από ένα “up” κουάρκ και δύο “down” κουάρκ. Ο αριθμός των νετρονίων σε ένα άτομο καθορίζει το ισότοπο ενός στοιχείου. Εκτός πυρήνα, είναι ασταθή και διασπώνται σε περίπου δέκα λεπτά.

Αστέρας Νετρονίων (Neutron Star): Ένας αστέρας που έχει συρρικνωθεί υπό τη δική του βαρύτητα κατά τη διάρκεια ενός γεγονότος υπερνόβα, έτσι ώστε το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του να έχει συμπιεστεί μόνο σε νετρόνια (τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια έχουν συμπιεστεί μαζί μέχρι να συγχωνευτούν, αφήνοντας μόνο νετρόνια). Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ καυτοί, αρκετά μικροί (τυπικά 20 έως 30 χιλιόμετρα σε διάμετρο), εξαιρετικά πυκνοί, έχουν πολύ υψηλή επιφανειακή βαρύτητα και περιστρέφονται πολύ γρήγορα. Ένας πάλσαρ είναι ένας τύπος εξαιρετικά μαγνητισμένου, ταχέως περιστρεφόμενου αστέρα νετρονίων.

Νόμοι Κίνησης του Newton (Newton’s Laws of Motion): Οι τρεις φυσικοί νόμοι, δημοσιευμένοι από τον Sir Isaac Newton το 1687, που αποτελούν τη βάση της κλασικής μηχανικής:

1. Ένα σώμα παραμένει στην κατάσταση ηρεμίας ή ομοιόμορφης κίνησης εκτός αν ασκηθεί σε αυτό εξωτερική μη ισορροπημένη δύναμη.
2. Δύναμη = Μάζα × Επιτάχυνση.
3. Σε κάθε δράση υπάρχει ίση και αντίθετη αντίδραση.

Μη Τοπικότητα (Nonlocality): Η μάλλον φαντασμαγορική ικανότητα αντικειμένων στη θεωρία των κβαντικών να γνωρίζουν φαινομενικά άμεσα την κβαντική κατάσταση του άλλου, ακόμη και όταν είναι χωρισμένα από μεγάλες αποστάσεις, σε προφανή αντίθεση με την αρχή της τοπικότητας (η ιδέα ότι τα απομακρυσμένα αντικείμενα δεν μπορούν να επηρεάζουν άμεσα το ένα το άλλο και ότι ένα αντικείμενο επηρεάζεται άμεσα μόνο από το άμεσο περιβάλλον του).

Πυρηνική Σχάση (Nuclear Fission): Μια πυρηνική αντίδραση κατά την οποία ο πυρήνας ενός ατόμου διασπάται σε μικρότερα μέρη, συχνά παράγοντας ελεύθερα νετρόνια, ελαφρύτερους πυρήνες και φωτόνια (με τη μορφή ακτίνων γάμμα). Η διαδικασία απελευθερώνει μεγάλες ποσότητες ενέργειας, τόσο ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία όσο και ως κινητική ενέργεια των προκύπτοντων θραυσμάτων.

Πυρηνική Σύντηξη (Nuclear Fusion): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_fusion.jpg), Η διαδικασία πυρηνικής σύντηξης στον Ήλιο (Source: U. of Berkely: (http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2002/notes/lec12.html))

Η συγκόλληση δύο ελαφρών πυρήνων για να σχηματίσουν έναν βαρύτερο πυρήνα, με αποτέλεσμα την απελευθέρωση πυρηνικής ενέργειας. Ένα παράδειγμα αυτού του τύπου πυρηνικής αντίδρασης είναι η σύνδεση πυρήνων υδρογόνου στον πυρήνα του Ήλιου για να σχηματιστεί ήλιο. Σε μεγαλύτερους και θερμότερους αστέρες, το ίδιο το ήλιο μπορεί να συντηχθεί για να παραχθούν βαρύτερα στοιχεία, μια διαδικασία που συνεχίζεται στον περιοδικό πίνακα στοιχείων μέχρι το σίδηρο. Η σύντηξη των υπερ-σταθερών πυρήνων σιδήρου απορροφά πραγματικά ενέργεια αντί να την απελευθερώνει, και γι’ αυτό ο σίδηρος δεν συντήκεται εύκολα για να δημιουργηθούν βαρύτερα στοιχεία.

Πυρηνοσύνθεση (Nucleosynthesis): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_nucleosynthesis.jpg), Πηγές βαρύτερων στοιχείων (πυρηνοσύνθεση) (Source: Northern Arizona University Lectures: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryN.html))

Η διαδικασία δημιουργίας νέων ατομικών πυρήνων από προϋπάρχοντα πρωτόνια και νετρόνια μέσω πυρηνικής σύντηξης. Τα πρωταρχικά νουκλεόνια (υδρογόνο και ήλιο) σχηματίστηκαν τα ίδια από το πλάσμα κουάρκ-γλουονίων τα πρώτα λεπτά μετά το Big Bang, καθώς ψύχθηκαν κάτω από δέκα εκατομμύρια βαθμούς, αλλά η πυρηνοσύνθεση των βαρύτερων στοιχείων (συμπεριλαμβανομένων όλων των ατόμων άνθρακα, οξυγόνου κ.λπ.) γίνεται κυρίως μέσω της πυρηνικής σύντηξης μέσα σε αστέρες και σουπερνόβα.

Πυρήνας (Nucleus): Η σφιχτή συστάδα νουκλεονίων (θετικά φορτισμένα πρωτόνια και ουδέτερα νετρόνια, ή απλώς ένα μοναδικό πρωτόνιο στην περίπτωση του υδρογόνου) στο κέντρο ενός ατόμου, που περιέχει πάνω από 99,9% της μάζας του ατόμου. Ο πυρήνας ενός τυπικού ατόμου είναι περίπου 100.000 φορές μικρότερος από το συνολικό μέγεθος του ατόμου (ανάλογα με το μεμονωμένο άτομο).

O

Παλλόμενο Σύμπαν (Oscillating Universe): Ένα κοσμολογικό μοντέλο, στο οποίο το σύμπαν υφίσταται μια ενδεχομένως ατελείωτη σειρά παλμών, καθένας ξεκινώντας με ένα Big Bang και τελειώνοντας με ένα Big Crunch. Μετά το Big Bang, το σύμπαν επεκτείνεται για λίγο πριν η βαρυτική έλξη της ύλης το προκαλέσει να καταρρεύσει ξανά και να υποστεί ένα «αναπήδημα».

P

Πανσπερμία (Panspermia): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/life_meteorite.jpg), Απεικόνιση ζωής που πέφτει στη Γη με μετεωρίτη, σύμφωνα με την υπόθεση της πανσπερμίας (Source: Internet Encyclopedia of Science: (http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/ballpans.html))

Η υπόθεση ότι «σπόροι» ζωής υπάρχουν ήδη σε ολόκληρο το σύμπαν, και ότι η ζωή στη Γη μπορεί να έχει προκύψει μέσω αυτών των «σπόρων», μεταφερόμενη με τη συνεχή άφιξη κυττάρων ή ιών από το διάστημα μέσω κομητών. Είναι μια πιο περιορισμένη μορφή της σχετικής υπόθεσης της εξωγένεσης (exogenesis), η οποία επίσης προτείνει ότι η ζωή στη Γη μεταφέρθηκε από αλλού στο σύμπαν, αλλά δεν κάνει καμία πρόβλεψη για το πόσο διαδεδομένη μπορεί να είναι.

Αρχή Απαγόρευσης του Pauli (Pauli Exclusion Principle): Η απαγόρευση για δύο όμοια φερμιόνια να μοιράζονται την ίδια κβαντική κατάσταση ταυτόχρονα. Μεταξύ άλλων επιπτώσεων, εμποδίζει τα ηλεκτρόνια (που είναι ένας τύπος φερμιονίου) να στοιβάζονται το ένα πάνω στο άλλο, εξηγώντας έτσι την ύπαρξη διαφορετικών τύπων ατόμων και όλης της ποικιλίας του σύμπαντος γύρω μας.

Φωτοηλεκτρικό Φαινόμενο (Photoelectric Effect): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_photoelectric.jpg), Εκπομπή ηλεκτρονίων από μια μεταλλική πλάκα (φωτοηλεκτρικό φαινόμενο) (Source: Northern Arizona University: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryP.html))

Το φαινόμενο κατά το οποίο, όταν μια μεταλλική επιφάνεια εκτίθεται σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία πάνω από μια συγκεκριμένη κατώτατη συχνότητα (συνήθως ορατό φως και ακτίνες Χ), το φως απορροφάται και εκπέμπονται ηλεκτρόνια. Η ανακάλυψη του φαινομένου αποδίδεται συνήθως στον Heinrich Hertz το 1887, και η μελέτη του (ιδιαίτερα από τον Albert Einstein) οδήγησε σε σημαντικά βήματα στην κατανόηση της κβαντικής φύσης του φωτός και των ηλεκτρονίων και στη διαμόρφωση της έννοιας της διπλής φύσης κύματος-σωματιδίου.

Φωτόνιο (Photon): Ένα σωματίδιο (ή κβάντο) φωτός ή άλλης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, το οποίο δεν έχει έμφυτη μάζα και επομένως μπορεί να ταξιδεύει με την ταχύτητα του φωτός. Είναι ένα στοιχειώδες σωματίδιο και η βασική μονάδα του φωτός, και ουσιαστικά μεταφέρει τις επιδράσεις της ηλεκτρομαγνητικής δύναμης. Η σύγχρονη έννοια του φωτονίου, που εμφανίζει τόσο ιδιότητες κύματος όσο και σωματιδίου, αναπτύχθηκε σταδιακά από τον Albert Einstein και άλλους.

Σταθερά του Planck (Planck Constant): Η σταθερά αναλογίας (h) που παρέχει τη σχέση μεταξύ της ενέργειας (E) ενός φωτονίου και της συχνότητας (v) του σχετιζόμενου ηλεκτρομαγνητικού κύματος στη λεγόμενη Σχέση του Planck E = hv. Χρησιμοποιείται ουσιαστικά για να περιγράψει το μέγεθος των μεμονωμένων κβάντων στη κβαντική μηχανική. Η τιμή της εξαρτάται από τις μονάδες που χρησιμοποιούνται για την ενέργεια και τη συχνότητα, αλλά είναι πολύ μικρός αριθμός (με την ενέργεια σε Joule, περίπου 6,626 × 10^-34 J·s).

Ενέργεια Planck (Planck Energy): Η υπερ-υψηλή ενέργεια (περίπου 1,22 × 10^19 GeV) στην οποία η βαρύτητα γίνεται συγκρίσιμη σε ισχύ με τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις, και στην οποία οι κβαντικές επιδράσεις της βαρύτητας γίνονται σημαντικές.

Μήκος Planck (Planck Length): Η εξαιρετικά μικρή κλίμακα μήκους (περίπου 1,6 × 10^-35 μέτρα) στην οποία η βαρύτητα γίνεται συγκρίσιμη σε ισχύ με τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις. Είναι η κλίμακα στην οποία οι κλασικές ιδέες για τη βαρύτητα και το χωροχρόνο παύουν να ισχύουν και κυριαρχούν οι κβαντικές επιδράσεις.

Θερμοκρασία Planck (Planck Temperature): Η θερμοκρασία του σύμπαντος 1 Χρόνο Planck μετά το Big Bang, περίπου 1,4 × 10^32 °C.

Χρόνος Planck (Planck Time): Ο χρόνος που θα χρειαζόταν ένα φωτόνιο που ταξιδεύει με την ταχύτητα του φωτός για να διανύσει μια απόσταση ίση με το Μήκος Planck. Αυτό είναι το «κβάντο του χρόνου», η μικρότερη μέτρηση χρόνου που έχει κάποιο νόημα, και είναι περίπου 10^-43 δευτερόλεπτα.

Μονάδες Planck (Planck Units): «Φυσικές μονάδες» μέτρησης (δηλαδή σχεδιασμένες ώστε ορισμένες θεμελιώδεις φυσικές σταθερές να κανονικοποιούνται στο 1), που πήραν το όνομά τους από τον Γερμανό φυσικό Max Planck, ο οποίος τις πρότεινε για πρώτη φορά το 1899. Αποτελούσαν μια προσπάθεια να εξαλειφθεί κάθε αυθαιρεσία από το σύστημα μονάδων και να απλοποιηθούν πολλές πολύπλοκες εξισώσεις στη σύγχρονη φυσική. Από τις πιο σημαντικές είναι η Ενέργεια Planck, το Μήκος Planck, ο Χρόνος Planck και η Θερμοκρασία Planck.

Πλάσμα (Plasma): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_plasma.jpg), Πλάσμα απεικονισμένο με λάμπα πλάσματος (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_%28physics%29))

Ένα μερικώς ιονισμένο αέριο από ιόντα και ηλεκτρόνια, στο οποίο ένα μέρος των ηλεκτρονίων είναι ελεύθερα αντί να είναι δεσμευμένα σε άτομο ή μόριο. Έχει ιδιότητες πολύ διαφορετικές από αυτές των στερεών, υγρών ή αερίων και μερικές φορές θεωρείται μια ξεχωριστή τέταρτη κατάσταση της ύλης. Ένα παράδειγμα πλάσματος στην επιφάνεια της Γης είναι οι κεραυνοί.

Ποζιτρόνιο (Positron): Η αντισωματιδιακή ή αντιύλη αντίστοιχη του ηλεκτρονίου. Το ποζιτρόνιο είναι επομένως ένα στοιχειώδες σωματίδιο με θετικό ηλεκτρικό φορτίο, και με την ίδια μάζα και σπιν όπως ένα ηλεκτρόνιο. Η ύπαρξη του ποζιτρονίου προτάθηκε για πρώτη φορά το 1928 από τον Paul Dirac και ανακαλύφθηκε οριστικά από τον Carl Anderson το 1932.

Πρωτογενής (ή Αρχέγονη) Σούπα (Primeval ή Primordial Soup): Η θεωρία για την προέλευση της ζωής στη Γη που διατυπώθηκε πρώτα από τον Alexander Oparin, σύμφωνα με την οποία μια «σούπα» οργανικών μορίων θα μπορούσε να δημιουργηθεί σε μια «αναγωγική», χωρίς οξυγόνο ατμόσφαιρα μέσω της δράσης του ηλιακού φωτός, δημιουργώντας τα απαραίτητα δομικά στοιχεία για την εξέλιξη της ζωής.

Αρχή της Ισοδυναμίας (Principle of Equivalence): Η ιδέα ότι κανένα πείραμα δεν μπορεί να διακρίνει την επιτάχυνση λόγω βαρύτητας από την αδρανειακή επιτάχυνση που προκύπτει από μια αλλαγή ταχύτητας (ή επιτάχυνση).

Αρχή της Σχετικότητας (Principle of Relativity): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_principle.jpg), Η αρχή της σχετικότητας λέει ότι οι νόμοι της φυσικής είναι οι ίδιοι σε όλα τα αδρανειακά συστήματα (Original Source N/A: sol.sci.uop.edu/%7Ejfalward/relativity/relativity.html)

Η ιδέα, που εκφράστηκε πρώτα από τον Galileo Galilei το 1632 και είναι επίσης γνωστή ως αρχή της αμεταβλητότητας, ότι οι θεμελιώδεις νόμοι της φυσικής είναι οι ίδιοι σε όλα τα αδρανειακά πλαίσια και ότι, παρατηρώντας μόνο τα αποτελέσματα μηχανικών πειραμάτων, κανείς δεν μπορεί να διακρίνει μια κατάσταση ηρεμίας από μια κατάσταση ομοιόμορφης ταχύτητας. Έτσι, κάθε ομοιόμορφη κίνηση είναι σχετική, και δεν υπάρχει απόλυτη και καλά καθορισμένη κατάσταση ηρεμίας.

Κυματική Συνάρτηση Πιθανότητας (Probability Wave ή Wave Function): Μια περιγραφή της πιθανότητας ένα σωματίδιο σε μια συγκεκριμένη κατάσταση να μετρηθεί να έχει μια δεδομένη θέση και ορμή. Έτσι, ένα σωματίδιο (ηλεκτρόνιο, φωτόνιο ή οποιοδήποτε άλλο είδος σωματιδίου), όταν δεν μετριέται ή εντοπίζεται, παίρνει τη μορφή ενός πεδίου ή κύματος πιθανών θέσεων, μερικές από τις οποίες είναι πιο πιθανές από άλλες.

Προκαρυωτικά και Ευκαρυωτικά (Prokaryotes and Eukaryotes): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/life_eukaryote.jpg), Διαγράμματα ενός ευκαρυωτικού και ενός προκαρυωτικού κυττάρου (Source: Windows to the Universe: (http://www.windows2universe.org/earth/Life/cell_organelles.html))

Τα προκαρυωτικά είναι πρωτόγονοι οργανισμοί που δεν διαθέτουν πυρήνα ή άλλα οργανίδια περιβαλλόμενα από μεμβράνες. Τα περισσότερα προκαρυωτικά είναι μονοκύτταρα (αν και κάποια έχουν πολυκύτταρα στάδια στον κύκλο ζωής τους) και χωρίζονται σε δύο κύριους τομείς, τα βακτήρια και τα αρχαία. Τα ευκαρυωτικά, από την άλλη, είναι οργανισμοί των οποίων τα κύτταρα περιέχουν πυρήνα και είναι οργανωμένα σε σύνθετες δομές περιβαλλόμενες από μεμβράνες. Οι περισσότεροι ζωντανοί οργανισμοί (συμπεριλαμβανομένων όλων των ζώων, φυτών, μυκήτων και πρωτοζώων) είναι ευκαρυωτικοί.

Πρωτόνιο (Proton): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_proton.jpg), Η δομή κουάρκ ενός πρωτονίου (Source: Wikipedia: (http://en.wikipedia.org/wiki/Proton))

Ένα από τα δύο κύρια δομικά στοιχεία (μαζί με το νετρόνιο) του πυρήνα στο κέντρο ενός ατόμου. Τα πρωτόνια φέρουν θετικό ηλεκτρικό φορτίο, ίσο και αντίθετο από το ηλεκτρόνιο, και αποτελούνται από δύο «up» κουάρκ και ένα «down» κουάρκ. Ο αριθμός των πρωτονίων στον πυρήνα ενός ατόμου καθορίζει τον ατομικό αριθμό του και έτσι ποιο χημικό στοιχείο αντιπροσωπεύει.

Πάλσαρ (Pulsar): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_pulsar.jpg), Μαγνητικό πεδίο και ακτινοβολία ενός πάλσαρ (Source: Northern Arizona University: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryP.html))

Ένα εξαιρετικά μαγνητισμένο, γρήγορα περιστρεφόμενο νετρονικό αστέρι που εκπέμπει κανονικούς παλμούς έντονης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (ραδιοκύματα) στο διάστημα σαν φάρος. Τα διαστήματα μεταξύ των παλμών είναι πολύ τακτικά, κυμαινόμενα από 1,4 χιλιοστά του δευτερολέπτου έως 8,5 δευτερόλεπτα ανάλογα με την περίοδο περιστροφής του αστέρα. Ένα πάλσαρ γενικά έχει μάζα παρόμοια με τον Ήλιο μας, αλλά διάμετρο μόλις περίπου 10 χιλιόμετρα.

Κβάντο (Quantum): Το μικρότερο κομμάτι στο οποίο μπορεί να χωριστεί κάτι στη φυσική. Τα κβαντικά φαινόμενα περιορίζονται σε διακριτές τιμές αντί για συνεχή σύνολα τιμών. Ορισμένα κβάντα παίρνουν τη μορφή στοιχειωδών σωματιδίων, όπως τα φωτόνια, τα οποία είναι τα κβάντα του ηλεκτρομαγνητικού πεδίου. Τα κβάντα μετρώνται στη μικροσκοπική κλίμακα Planck της τάξης των 10^-35 μέτρων.

Κβαντική Ηλεκτροδυναμική (Quantum Electrodynamics – QED): Μερικές φορές συντομογραφείται ως QED, είναι ουσιαστικά η θεωρία για το πώς το φως αλληλεπιδρά με την ύλη. Πιο συγκεκριμένα, ασχολείται με τις αλληλεπιδράσεις μεταξύ ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων (αντιηλεκτρονίων) και φωτονίων. Εξηγεί σχεδόν τα πάντα για τον καθημερινό κόσμο, από το γιατί το έδαφος είναι στερεό μέχρι το πώς λειτουργεί ένα λέιζερ, τη χημεία του μεταβολισμού και τη λειτουργία των υπολογιστών.

Κβαντική Βαρύτητα (Quantum Gravity ή Quantum Theory of Gravity): Μια λεγόμενη «θεωρία των πάντων» που συνδυάζει τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας (η θεωρία του πολύ μεγάλου, που περιγράφει μία από τις θεμελιώδεις δυνάμεις της φύσης, τη βαρύτητα) με την κβαντική θεωρία (η θεωρία του πολύ μικρού, που περιγράφει τις άλλες τρεις θεμελιώδεις δυνάμεις: τον ηλεκτρομαγνητισμό, τη σωματιδιακή ασθενή και την ισχυρή πυρηνική δύναμη) σε μια ενοποιημένη θεωρία. Ωστόσο, ακόμη και οι πιο υποσχόμενοι υποψήφιοι, όπως η θεωρία υπερχορδών και η κβαντική βαρύτητα βρόχου (loop quantum gravity), πρέπει ακόμα να ξεπεράσουν σημαντικά τυπικά και εννοιολογικά προβλήματα, και η ανάπτυξή τους παραμένει σε εξέλιξη.

Κβαντική Κατάσταση (Quantum State): Το σύνολο των χαρακτηριστικών που περιγράφουν την κατάσταση στην οποία βρίσκεται ένα κβαντομηχανικό σύστημα. Μπορεί να περιγραφεί με μια κυματοσυνάρτηση ή ένα πλήρες σύνολο κβαντικών αριθμών (ενέργεια, στροφορμή, spin κ.λπ.), αν και, όταν παρατηρείται, το σύστημα αναγκάζεται να βρεθεί σε μια συγκεκριμένη σταθερή «ιδιοκατάσταση» (eigenstate). Εάν ένα σωματίδιο εντός ενός κβαντικού συστήματος (όπως ένα ηλεκτρόνιο μέσα σε ένα άτομο) μεταβεί από μια κβαντική κατάσταση σε άλλη, το κάνει ακαριαία και σε διακριτά βήματα (γνωστά ως κβαντικά άλματα ή jumps), χωρίς ποτέ να βρίσκεται σε κατάσταση ενδιάμεση.

Κβαντική Θεωρία (Quantum Theory ή Quantum Physics ή Quantum Mechanics): Η φυσική θεωρία των αντικειμένων που απομονώνονται από το περιβάλλον τους. Επειδή είναι πολύ δύσκολο να απομονωθούν μεγάλα αντικείμενα, η κβαντική θεωρία (επίσης γνωστή ως κβαντική μηχανική ή κβαντική φυσική) είναι ουσιαστικά μια θεωρία του μικροσκοπικού κόσμου των ατόμων και των συστατικών τους. Μεταξύ των κύριων αρχών της είναι η διπλή κυματοειδής και σωματιδιακή συμπεριφορά της ύλης και της ακτινοβολίας (wave-particle duality), καθώς και η πρόβλεψη πιθανοτήτων σε καταστάσεις όπου η κλασική φυσική προβλέπει βεβαιότητες. Η κλασική φυσική παρέχει καλή προσέγγιση της κβαντικής φυσικής για καθημερινές εφαρμογές, συνήθως σε περιπτώσεις με μεγάλο αριθμό σωματιδίων.

Κβαντική Διείσδυση (Quantum Tunneling): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_tunnelling.jpg), Κβαντική διείσδυση μέσα από ένα φράγμα (Source: U. of Oregon Lectures: (http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/ast123/lectures/lec06.html))

Το κβαντομηχανικό φαινόμενο κατά το οποίο τα σωματίδια έχουν μια πεπερασμένη πιθανότητα να διασχίσουν ένα ενεργειακό φράγμα, ή να μεταβούν μέσω μιας ενεργειακής κατάστασης που κανονικά τους απαγορεύεται από την κλασική φυσική, λόγω της κυματοειδούς φύσης των σωματιδίων. Το κύμα πιθανότητας ενός σωματιδίου αντιπροσωπεύει την πιθανότητα να βρεθεί το σωματίδιο σε μια συγκεκριμένη θέση, και υπάρχει πεπερασμένη πιθανότητα ότι το σωματίδιο βρίσκεται στην άλλη πλευρά του φράγματος.

Κουάρκ (Quark): Ένας τύπος στοιχειώδους σωματιδίου που αποτελεί τον κύριο δομικό λίθο της ύλης. Τα κουάρκ δεν εμφανίζονται ποτέ μόνα τους, αλλά μόνο σε ομάδες των τριών μέσα σε σύνθετα σωματίδια που ονομάζονται αδρόνια (όπως τα πρωτόνια και τα νετρόνια). Υπάρχουν έξι διαφορετικοί τύποι (ή «γεύσεις») κουάρκ – up, down, top, bottom, charm και strange – και κάθε γεύση υπάρχει σε τρία «χρώματα» – κόκκινο, πράσινο ή μπλε (αν και δεν έχουν χρώμα με την κανονική έννοια, καθώς είναι πολύ μικρότερα από το μήκος κύματος του ορατού φωτός). Τα κουάρκ είναι τα μόνα σωματίδια στο πρότυπο μοντέλο της σωματιδιακής φυσικής που υπόκεινται και στις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις, και έχουν ιδιότητες όπως ηλεκτρικό φορτίο, χρωματικό φορτίο, spin και μάζα.

Κβάζαρ (Quasar): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_quasar.jpg), Quasar PG 0052+251 φωτογραφημένο από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble (Source: Hubble Space Telescope: (http://www.spacetelescope.org/images/html/opo9635a1.html))

Σύντμηση του QUAsi-StellAr Radio source, ένα κβάζαρ είναι ένας εξαιρετικά ισχυρός και απομακρυσμένος ενεργός γαλαξιακός πυρήνας (μια συμπαγής περιοχή στο κέντρο ενός γαλαξία με πολύ υψηλότερη από κανονική φωτεινότητα). Αντλεί την περισσότερη ενέργειά του από πολύ καυτή ύλη που περιστρέφεται γύρω από μια κεντρική υπερμεγέθη μαύρη τρύπα, και μπορεί να παράγει τόσο φως όσο εκατό κανονικοί γαλαξίες από πολύ μικρότερο όγκο. Είναι ένα από τα πιο ισχυρά αντικείμενα στο σύμπαν και από τα πιο απομακρυσμένα που έχουν ποτέ παρατηρηθεί στο διάστημα.

R

Ραδιενέργεια (Radioactivity / Radioactive Decay): Η αποσύνθεση ασταθών βαρέων ατομικών πυρήνων σε ελαφρύτερους, πιο σταθερούς πυρήνες, συνοδευόμενη από την εκπομπή ιονίζουσας ακτινοβολίας (σωματίδια άλφα, σωματίδια βήτα ή ακτίνες γάμμα). Πρόκειται για τυχαία διαδικασία σε ατομικό επίπεδο, αλλά, δεδομένου μεγάλου αριθμού παρόμοιων ατόμων, ο ρυθμός αποσύνθεσης είναι προβλέψιμος κατά μέσο όρο και μετριέται συνήθως με τον χρόνο ημιζωής της ουσίας.

Κόκκινη Μετατόπιση (Redshift): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_redshift.jpg), Redshift και blueshift κινούμενων αντικειμένων (Source: Astronomy Notes: (http://www.astronomynotes.com/light/s10.htm))

Η μετατόπιση της εκπεμπόμενης ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (όπως το ορατό φως) προς την λιγότερο ενεργειακή κόκκινη άκρη του φάσματος όταν μια πηγή φωτός απομακρύνεται από τον παρατηρητή. Αυτό συμβαίνει επειδή τα μήκη κύματος του φωτός επιμηκύνονται καθώς το αντικείμενο απομακρύνεται (αντί να συμπιέζονται από ένα αντικείμενο που πλησιάζει), παρόμοια με το γνώριμο φαινόμενο Doppler στα ηχητικά κύματα. Μεταξύ άλλων, μπορεί να χρησιμοποιηθεί για μέτρηση της ταχύτητας με την οποία οι γαλαξίες σε όλο το σύμπαν απομακρύνονται από εμάς.

Σχετικότητα (Relativity): Η θεωρία, που διατυπώθηκε ουσιαστικά από τον Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html), σύμφωνα με την οποία κάθε κίνηση πρέπει να ορίζεται σε σχέση με ένα σύστημα αναφοράς, και επομένως ο χώρος και ο χρόνος είναι σχετικές και όχι απόλυτες έννοιες. Η θεωρία του Einstein περιλαμβάνει δύο κύρια μέρη: τη Θεωρία της Σχετικότητας (Special Theory of Relativity ή ειδική σχετικότητα), που αφορά αντικείμενα σε ομοιόμορφη κίνηση, και τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας (General Theory of Relativity ή γενική σχετικότητα), που αφορά επιταχυνόμενα αντικείμενα και τη βαρύτητα.

RNA και DNA: Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/life_rna.jpg), Απεικόνιση και σύγκριση μορίων RNA και DNA (Source: National Human Genome Research Institute: (http://www.genome.gov/Pages/Hyperion/DIR/VIP/Glossary/Illustration/rna.cfm))

Το ριβονουκλεϊκό οξύ (RNA) είναι ένας τύπος μονοκλωνικού μορίου που αποτελείται από μια μακριά αλυσίδα νουκλεοτιδίων, το καθένα από τα οποία περιλαμβάνει μια αζωτούχο βάση, μια ριβόζη και μια φωσφορική ομάδα. Το RNA μεταφέρει τη γενετική πληροφορία από το DNA στον πυρήνα των κυττάρων και ελέγχει ορισμένες χημικές διαδικασίες στο κύτταρο. Τόσο το DNA όσο και το RNA θεωρούνται θεμελιώδη δομικά στοιχεία της ζωής.

S

Δεύτερος Νόμος της Θερμοδυναμικής (Second Law of Thermodynamics): Η ιδέα ότι η εντροπία (η μικροσκοπική αταξία ενός σώματος) δεν μπορεί ποτέ να μειωθεί, αλλά τείνει να αυξάνεται με την πάροδο του χρόνου. Στην πράξη, αυτό οδηγεί σε μια αδυσώπητη τάση προς ομοιομορφία και μακριά από πρότυπα και δομές, και σημαίνει, για παράδειγμα, ότι η θερμότητα ρέει πάντα από ένα θερμό σώμα προς ένα ψυχρό, και ότι οι διαφορές σε θερμοκρασία, πίεση και πυκνότητα τείνουν να εξισορροπηθούν σε ένα απομονωμένο φυσικό σύστημα (ή στο σύμπαν ως σύνολο).

Συγχρονικότητα (Simultaneity): Η ιδέα, διαψευσμένη από τον Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) στη Θεωρία της Σχετικότητας, ότι γεγονότα που φαίνεται να συμβαίνουν ταυτόχρονα για ένα άτομο θα πρέπει να φαίνονται ταυτόχρονα για όλους στο σύμπαν.

Ιδιομορφία (ή Βαρυτική Ιδιομορφία) (Singularity / Gravitational Singularity): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/blackholes_singularity.jpg), Μια βαρυτική ιδιομορφία κρύβεται μέσα σε μια μαύρη τρύπα (Source: Northern Arizona University: (http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryS.html))

Μια περιοχή του χώρου όπου η πυκνότητα της ύλης ή η καμπυλότητα του χωροχρόνου γίνεται άπειρη και οι έννοιες του χώρου και του χρόνου παύουν να έχουν οποιοδήποτε νόημα. Σε αυτό το σημείο, ολόκληρο το υφάδι του χωροχρόνου διαρρηγνύεται και οι αρχές της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας του Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) (και της φυσικής γενικά) καταρρέουν και παύουν να ισχύουν, παρόμοια με το πώς μια αριθμομηχανή εμφανίζει σφάλμα όταν ζητείται διαίρεση με το μηδέν. Σύμφωνα με τη γενική σχετικότητα, η Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) ξεκίνησε με μια ιδιομορφία, και υπάρχει μια ιδιομορφία στο κέντρο μιας μαύρης τρύπας.

Χωροχρόνος (Space-Time): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_spacetime.jpg), Η πορεία που ακολουθεί ένα αντικείμενο τόσο στον χώρο όσο και στον χρόνο είναι γνωστή ως διάστημα χωροχρόνου (space-time interval) (Source: Wikibooks: (http://en.wikibooks.org/wiki/Special_Relativity/Spacetime))

Ο χωροχρόνος (ή spacetime / συνεχές χωροχρόνου) είναι οποιοδήποτε μαθηματικό μοντέλο που συνδυάζει χώρο και χρόνο σε μια ενιαία κατασκευή. Η τέταρτη διάσταση, ο χρόνος, θεωρείται παραδοσιακά διαφορετική από τις τρεις διαστάσεις του χώρου, καθώς μπορεί να προχωρά μόνο προς τα εμπρός και όχι προς τα πίσω, αλλά στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html), ο χώρος και ο χρόνος θεωρούνται ουσιαστικά το ίδιο πράγμα και μπορούν να αντιμετωπιστούν ως ενιαία οντότητα.

Ειδική Θεωρία της Σχετικότητας (Special Theory of Relativity): Η πρώτη σημαντική θεωρία του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html)>, που χρονολογείται από το 1905. Η ειδική σχετικότητα επεκτείνει την πιο απλοϊκή αρχή της σχετικότητας του Galileo και περιγράφει τι βλέπει ένα άτομο όταν παρατηρεί ένα άλλο άτομο που κινείται με σταθερή ταχύτητα σε σχέση με αυτό. Ο όρος "ειδική" υποδεικνύει ότι η θεωρία περιορίζεται σε παρατηρητές που βρίσκονται σε ομοιόμορφη ή σταθερή σχετική κίνηση, περιορισμός τον οποίο ο Einstein επέκτεινε αργότερα στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας. Η θεωρία περιλαμβάνει την αρχή ότι η ταχύτητα του φωτός είναι ίδια για όλους τους αδρανειακούς παρατηρητές, ανεξάρτητα από την κατάσταση κίνησης της πηγής φωτός ή του παρατηρητή. Μεταξύ άλλων, αποκαλύπτει ότι το κινούμενο άτομο φαίνεται να συρρικνώνεται στην κατεύθυνση της κίνησής του (συστολή μήκους) και ο χρόνος του επιβραδύνεται (διαστολή χρόνου), φαινόμενα που γίνονται όλο και πιο έντονα όσο οι ταχύτητες πλησιάζουν την ταχύτητα του φωτός. Η θεωρία οδηγεί επίσης σε διάσημες παράδοξες καταστάσεις όπως το λεγόμενο Παράδοξο Ταξιδιού στο Χρόνο και το Παράδοξο των Διδύμων.

Ταχύτητα του Φωτός (Speed of Light): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_speed_of_light.jpg), Η μέθοδος που χρησιμοποίησε ο Rømer το 1675 για τον προσδιορισμό της ταχύτητας του φωτός (Original Source N/A: phyun5.ucr.edu/%7Ewudka/Physics7/Notes_www/node65.html)

Σε κενό, το φως ταξιδεύει με ταχύτητα ακριβώς 299.792.458 μέτρα ανά δευτερόλεπτο, ή περίπου 300.000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, ταχύτητα που παραμένει σταθερή ανεξάρτητα από την ταχύτητα της πηγής φωτός ή του παρατηρητή (μία από τις βασικές αρχές της Ειδικής Θεωρίας της Σχετικότητας του Albert Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html)). Είναι η σταθερά c στη διάσημη εξίσωση του Einstein E = mc^2.

Σπιν (Spin): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_spin.jpg), Καλλιτεχνική αναπαράσταση του σπιν και του φορτίου ενός ηλεκτρονίου (Source: Berkeley Lab: (http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/sabl/2006/Jan/02-spin-drag.html))

Μια θεμελιώδης ιδιότητα υποατομικών στοιχειωδών σωματιδίων που σημαίνει ότι συμπεριφέρονται σαν να περιστρέφονται (αν και στην πραγματικότητα δεν περιστρέφονται καθόλου). Η έννοια δεν έχει άμεσο ανάλογο στον καθημερινό κόσμο. Σωματίδια με σπιν ½ (π.χ. ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, νετρίνα και κουάρκ) αποτελούν όλη την ύλη στο σύμπαν, ενώ σωματίδια με ακέραιο σπιν (0, 1 ή 2) δημιουργούν ή μεσολαβούν στις δυνάμεις που δρουν μεταξύ των σωματιδίων της ύλης (π.χ. φωτόνια, γκλουόνια, μποζόνια W και Z).

Άστρο (Star): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_star_formation.jpg), Η διαδικασία σχηματισμού άστρων (Original Source N/A: ssc.spitzer.caltech.edu/documents/compendium/galsci/)

Μια τεράστια, φωτεινή σφαίρα αερίου ή πλάσματος, συγκρατούμενη από τη δική της βαρύτητα, η οποία αναπληρώνει τη θερμότητα που χάνει στο διάστημα μέσω της πυρηνικής ενέργειας που παράγεται στον πυρήνα της. Σχεδόν όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο δημιουργήθηκαν μέσω των πυρηνικών διεργασιών σύντηξης στα άστρα. Υπάρχουν πολλοί διαφορετικοί τύποι άστρων, όπως διπλά άστρα, πρωτο-άστρα, νάνοι (όπως το πλησιέστερο άστρο μας που ονομάζουμε Ήλιο), υπεργίγαντες, υπερκαινοφανείς (supernovas), αστέρες νετρονίων, πάλσαρ, κουάζαρ κ.ά. Εκτιμάται ότι υπάρχουν περίπου 10.000 δισεκατομμύρια δισεκατομμυρίων άστρα (10^22) στο παρατηρήσιμο σύμπαν.

Σταθερό Σύμπαν (Steady State Universe): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_steady_state.jpg), Σε ένα σταθερό σύμπαν, η συνολική πυκνότητα παραμένει σταθερή (Source: Luke Mastin (own graphic))

Ένα κοσμολογικό μοντέλο που αναπτύχθηκε από τον Fred Hoyle (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_hoyle.html), τον Thomas Gold και τον Hermann Bondi το 1948 ως κύρια εναλλακτική στη συμβατική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang) για το σύμπαν. Η θεωρία του σταθερού σύμπαντος υποστηρίζει ότι το σύμπαν διαστέλλεται, αλλά ότι νέα ύλη και νέοι γαλαξίες δημιουργούνται συνεχώς για να διατηρούν την τέλεια κοσμολογική αρχή (την ιδέα ότι, σε μεγάλη κλίμακα, το σύμπαν είναι ουσιαστικά ομοιογενές και ισοτροπικό στον χώρο και τον χρόνο), και επομένως δεν έχει αρχή ούτε τέλος. Η θεωρία ήταν αρκετά δημοφιλής τη δεκαετία του 1950 και 1960, αλλά έπεσε σε δυσμένεια με την ανακάλυψη απομακρυσμένων κουάζαρ και της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου τη δεκαετία του 1960.

Χορδή (String): Ένα αντικείμενο με μονοδιάστατη χωρική διάσταση, μήκος (σε αντίθεση με ένα στοιχειώδες σωματίδιο που είναι μηδενικής διάστασης ή σημειακό). Σύμφωνα με τη θεωρία χορδών, τα διαφορετικά θεμελιώδη σωματίδια του προτύπου μοντέλου μπορούν να θεωρηθούν απλώς διαφορετικές εκδηλώσεις ενός βασικού αντικειμένου, μιας χορδής, με διαφορετικούς τρόπους ταλάντωσης. Το χαρακτηριστικό μήκος των χορδών θεωρείται της τάξης του Μήκους Planck (περίπου 10^-35 μέτρα, ακόμη πολύ μικρό για να είναι ορατό στα τρέχοντα φυσικά εργαστήρια), κλίμακα στην οποία πιστεύεται ότι γίνονται σημαντικές οι επιδράσεις της κβαντικής βαρύτητας.

Η κοσμική χορδή είναι μια παρόμοια αλλά ξεχωριστή έννοια που αναφέρεται σε μονοδιάστατα τοπολογικά ελαττώματα, εξαιρετικά λεπτά αλλά τεράστια πυκνά, τα οποία υποτίθεται ότι σχηματίστηκαν ως αποτέλεσμα αλλαγών φάσης λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (παρόμοια με τις ατέλειες που σχηματίζονται μεταξύ κρυσταλλικών κόκκων σε στερεοποιούμενα υγρά ή με τις ρωγμές που σχηματίζονται όταν το νερό παγώνει). Σύμφωνα με ορισμένες θεωρίες, τέτοιες κοσμικές χορδές αναπτύχθηκαν καθώς το σύμπαν επεκτεινόταν και συνέβαλαν στη συσσώρευση ύλης και στη δημιουργία γαλαξιακών σμηνών και δομών μεγάλης κλίμακας στο σύμπαν.

Θεωρία Χορδών / Θεωρία Υπερχορδών (String Theory / Superstring Theory): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/bigbang_superstrings.jpg), Καλλιτεχνική απεικόνιση των θεμελιωδών οντοτήτων της θεωρίας υπερχορδών από τον Flavio Robles (Source: Berkeley Lab: (http://www.lbl.gov/Publications/Currents/Archive/June-16-2000.html))

Μια θεωρία που υποθέτει ότι τα θεμελιώδη συστατικά του σύμπαντος είναι μικροσκοπικές χορδές ύλης (στην πολύ μικρή κλίμακα του Μήκους Planck, περίπου 10^-35 μέτρα) που ταλαντώνονται σε χωροχρόνο δέκα διαστάσεων. Θεωρείται μία από τις πιο υποσχόμενες θεωρίες κβαντικής βαρύτητας που επιδιώκουν να ενώσουν την κβαντική θεωρία και τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, εφαρμόζοντας σε δομές μεγάλης κλίμακας και σε δομές σε ατομική κλίμακα. Η θεωρία υπερχορδών (superstring theory) είναι μια εξειδίκευση της γενικότερης θεωρίας χορδών.

Ισχυρή Πυρηνική Δύναμη (Strong Nuclear Force): Επίσης γνωστή ως ισχυρή αλληλεπίδραση, είναι η ισχυρή αλλά βραχυπρόθεσμη δύναμη που συγκρατεί πρωτόνια και νετρόνια μαζί στον πυρήνα ενός ατόμου παρά την ηλεκτρομαγνητική απώθηση των σωματιδίων με το ίδιο φορτίο, καθώς και που συγκρατεί τα συστατικά κουάρκ που αποτελούν νετρόνια και πρωτόνια. Είναι μία από τις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις της φυσικής (μαζί με τη βαρυτική δύναμη, την ηλεκτρομαγνητική δύναμη και την ασθενή πυρηνική δύναμη), και η πιο ισχυρή, περίπου 100 φορές ισχυρότερη από την ηλεκτρομαγνητική, 10^13 φορές από την ασθενή δύναμη και περίπου 10^38 φορές από τη βαρύτητα. Η δύναμη μεσολαβείται από στοιχειώδη σωματίδια που ονομάζονται γκλουόνια, τα οποία κινούνται μεταξύ των σωματιδίων και «κολλούν» τα σωματίδια μεταξύ τους. Σε αντίθεση με τις άλλες δυνάμεις, η ισχύς της ισχυρής δύναμης μεταξύ των κουάρκ αυξάνεται με την απόσταση, λειτουργώντας σαν ένα ακατάλυτο ελαστικό νήμα, αλλά δρα μόνο σε πολύ μικρές αποστάσεις (λιγότερο από το μέγεθος του πυρήνα), έξω από τις οποίες μειώνεται απότομα.

Υπερκαινοφανής (Supernova): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_supernova.jpg), Σειρά υπεριώδους εικόνας μιας έκρηξης υπερκαινοφανούς (NASA, 2008) (Source: National Geographic: (http://news.nationalgeographic.com/news/bigphotos/75772723.html))

Μια καταστροφική έκρηξη που προκαλείται από την κατάρρευση ενός παλαιού, τεράστιου άστρου που έχει εξαντλήσει όλο το καύσιμό του. Για σύντομο χρονικό διάστημα, μια τέτοια έκρηξη μπορεί να ξεπεράσει σε φως έναν ολόκληρο γαλαξία με εκατό δισεκατομμύρια κανονικά άστρα. Αφήνει πίσω της ένα νέφος από έντονα χρωματισμένο αέριο, γνωστό ως νεφέλωμα, και μερικές φορές έναν εξαιρετικά συμπιεσμένο αστέρα νετρονίων ή ακόμα και μια μαύρη τρύπα.

Υπέρθεση (Superposition): Η ικανότητα στην κβαντική θεωρία ενός αντικειμένου, όπως ενός ατόμου ή υποατομικού σωματιδίου, να βρίσκεται σε περισσότερες από μία κβαντικές καταστάσεις ταυτόχρονα. Για παράδειγμα, ένα αντικείμενο θα μπορούσε τεχνικά να βρίσκεται σε περισσότερα από ένα μέρη ταυτόχρονα ως συνέπεια του κυματοειδούς χαρακτήρα των μικροσκοπικών σωματιδίων.

Διαστολή Χρόνου (Time Dilation): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/relativity_time_dilation.jpg), Σε σχετικιστικές ταχύτητες, ο χώρος «συστέλλεται» και ο χρόνος «διαστέλλεται» (Source: Time Travel Research Center: (http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/HTMLdosya1/RelativityFile.htm))

Το φαινόμενο, που προβλέφθηκε από τον Albert Einstein στην Ειδική και Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, σύμφωνα με το οποίο, από το σχετικό πλαίσιο ενός παρατηρητή, ο χρόνος ενός άλλου (για παράδειγμα ενός ταυτόσημου ρολογιού) φαίνεται να κυλά πιο αργά. Έτσι, τα κινούμενα ρολόγια τρέχουν πιο αργά σε σύγκριση με τα ακίνητα, και όσο η ταχύτητα της κίνησης πλησιάζει την ταχύτητα του φωτός, τόσο μεγαλύτερο είναι το φαινόμενο. Η βαρυτική διαστολή χρόνου είναι ένα σχετικό φαινόμενο, κατά το οποίο ο χρόνος περνά πιο αργά όσο μεγαλύτερη είναι η τοπική παραμόρφωση του χωροχρόνου λόγω βαρύτητας (όπως κοντά σε μια μαύρη τρύπα, για παράδειγμα).

Αρχή Αβεβαιότητας (Uncertainty Principle): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/quantum_microscope.jpg), Η διανοητική άσκηση του μικροσκοπίου του Heisenberg για την επίδειξη των επιπτώσεων της αρχής αβεβαιότητας (Original Source N/A: kutl.kyushu-u.ac.jp/seminar/MicroWorld2_E/2Part1_E/2P14_E/Heisenberg_QM_E.htm)

Η αρχή στην κβαντική θεωρία, διατυπωμένη από τον Werner Heisenberg το 1926, που ορίζει ότι οι τιμές ορισμένων ζευγών μεταβλητών δεν μπορούν να γίνουν και οι δύο γνωστές με ακρίβεια, έτσι ώστε όσο πιο ακριβώς γνωρίζεται η μία μεταβλητή, τόσο λιγότερο ακριβώς μπορεί να γνωρίζεται η άλλη. Για παράδειγμα, αν η ταχύτητα ή η ορμή ενός σωματιδίου είναι γνωστή με ακρίβεια, τότε η θέση του παραμένει αβέβαιη· αν η θέση είναι γνωστή με βεβαιότητα, τότε η ταχύτητα ή η ορμή του σωματιδίου δεν μπορεί να γνωρίζεται. Διατυπωμένο με άλλη προσέγγιση, σχετίζοντας τις αβεβαιότητες ενέργειας και χρόνου, η αρχή αβεβαιότητας επιτρέπει την ύπαρξη εξαιρετικά βραχύβιων μικροσκοπικών σωματιδίων (εικονικών σωματιδίων) σε προφανώς κενό χώρο, τα οποία εμφανίζονται στιγμιαία και εξαφανίζονται ξανά.

Σύμπαν (Universe): Click for a picture (https://cdn.physicsoftheuniverse.com/images/glossary_universe_map.jpg), Χάρτης των κύριων υπερσμηνών γαλαξιών σε περιοχή που καλύπτει περίπου το 7% του παρατηρήσιμου σύμπαντος (Source: Daily Galaxy: (http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2008/01/map-of-the-univ.html))

Όλα όσα υπάρχουν φυσικά, συμπεριλαμβανομένου ολόκληρου του χώρου και του χρόνου, όλων των μορφών ύλης, ενέργειας και ορμής, καθώς και των φυσικών νόμων και σταθερών που τα διέπουν. Το σύμπαν (ή κόσμος) θεωρείται συνήθως ότι ξεκίνησε περίπου πριν 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια από μια βαρυτική ιδιομορφία γνωστή ως Big Bang και επεκτείνεται από τότε. Κάποιοι έχουν υποθέσει ότι αυτό το σύμπαν είναι μόνο ένα από πολλά αποσυνδεδεμένα σύμπαντα, που συλλογικά ονομάζονται πολυσύμπαν (multiverse).

Δυϊσμός Κυμάτων-Σωματιδίων (Wave-Particle Duality): Η ιδέα ότι το φως (και γενικά όλη η ύλη και η ενέργεια) είναι ταυτόχρονα κύμα και σωματίδιο, και ότι μερικές φορές συμπεριφέρεται σαν κύμα και άλλες φορές σαν σωματίδιο. Είναι κεντρική έννοια της κβαντικής θεωρίας.

Ασθενής Πυρηνική Δύναμη (Weak Nuclear Force): Επίσης γνωστή ως ασθενής αλληλεπίδραση, είναι μία από τις δυνάμεις που βιώνουν τα πρωτόνια και τα νετρόνια στον πυρήνα ενός ατόμου, η άλλη είναι η ισχυρή πυρηνική δύναμη. Είναι μία από τις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις της φυσικής (μαζί με τη βαρυτική δύναμη, την ηλεκτρομαγνητική δύναμη και την ισχυρή πυρηνική δύναμη). Ονομάζεται ασθενής δύναμη επειδή είναι περίπου 10^13 φορές ασθενέστερη από την ισχυρή πυρηνική δύναμη και 10^11 φορές ασθενέστερη από την ηλεκτρομαγνητική δύναμη, και έχει επίσης πολύ μικρή εμβέλεια. Η ασθενής αλληλεπίδραση μεσολαβείται μέσω της ανταλλαγής βαρέων στοιχειωδών σωματιδίων γνωστών ως μποζόνια W και Z. Είναι υπεύθυνη για τη ραδιενεργό βήτα διάσπαση (μετατρέπει νετρόνια σε πρωτόνια) και για την παραγωγή νετρίνων.

Λευκή Τρύπα (White Hole): Η θεωρητική αντίστροφη χρονικά εκδοχή μιας μαύρης τρύπας, που προκύπτει ως έγκυρη λύση στη γενική σχετικότητα. Ενώ μια μαύρη τρύπα δρα ως κενό, απορροφώντας κάθε ύλη που διασχίζει τον ορίζοντα γεγονότων της, μια λευκή τρύπα δρα ως πηγή που εκτοξεύει ύλη από τον ορίζοντα γεγονότων της.

Σκουληκότρυπα (Wormhole): Μια υποθετική «συντόμευση» μεταξύ απομακρυσμένων περιοχών του χωροχρόνου. Ένας υποθετικός «σωλήνας» μέσω του χωροχρόνου που συνδέει ευρέως απομακρυσμένες περιοχές, παρέχοντας έτσι μια συντόμευση μέσω του χωροχρόνου. Παρόλο που δεν υπάρχει παρατηρησιακή απόδειξη για σκουληκότρυπες, είναι γνωστό ότι αποτελούν έγκυρες λύσεις υπό τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας.

Σχήμα του Σύμπαντος

What shape is the universe? | Astronomy.com

Τι σχήμα έχει το σύμπαν;

Όσο μπορούν να πουν οι κοσμολόγοι, ο χώρος είναι σχεδόν τελείως επίπεδος. Αλλά τι σημαίνει αυτό;

Από Cody Cottier (https://www.astronomy.com/author/cody-cottier/) | Δημοσιεύτηκε: 23 Φεβρουαρίου 2021 | Τελευταία ενημέρωση: 18 Μαΐου 2023

(https://www.astronomy.com/wp-content/uploads/sites/2/2023/02/shutterstock_773678092.jpg) Rost9/Shutterstock

Η θεωρία της γενικής σχετικότητας, σύμφωνα με την οποία ο ίδιος ο χώρος μπορεί να καμφθεί, επιτρέπει στο σύμπαν να πάρει μία από τρεις μορφές (https://www.discovermagazine.com/the-sciences/where-is-the-edge-of-the-universe): επίπεδο σαν φύλλο χαρτιού, κλειστό σαν σφαίρα, ή ανοιχτό σαν σέλλα. Αυτή η αστρονομική γεωμετρία δεν είναι ασήμαντο θέμα — η μοίρα του σύμπαντος εξαρτάται από αυτήν.

Όπως λέει ο κοσμολόγος του Princeton University David Spergel, «Το σχήμα του σύμπαντος μας λέει για το παρελθόν και το μέλλον του.» Αν το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα (https://www.discovermagazine.com/the-sciences/why-we-still-dont-know-how-fast-the-universe-is-expanding) ή θα καταρρεύσει τελικά, και αν είναι πεπερασμένο ή άπειρο (https://www.discovermagazine.com/the-sciences/does-the-universe-go-on-forever) — όλα αυτά είναι ερωτήματα που συνδέονται με το σχήμα του.

Για ένα ζήτημα που αφορά τόσο μεγάλα ερωτήματα, τα συστατικά του είναι αξιοσημείωτα απλά. Η τελική δομή του σύμπαντος εξαρτάται από μόλις δύο παράγοντες: την πυκνότητά του και τον ρυθμό διαστολής του.

Κλειστό, ανοιχτό ή επίπεδο σύμπαν;

Περίπου το 68% του σύμπαντος (https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy#:~:text=It turns out that roughly,than 5%25 of the universe) αποτελεί σκοτεινή ενέργεια και το 27% σκοτεινή ύλη. Το υπόλοιπο είναι κανονική ύλη, που περιλαμβάνει πλανήτες, αστέρια και άλλα σώματα. Η πυκνότητα του σύμπαντος αναφέρεται στο πόση από αυτήν την ύλη είναι συγκεντρωμένη σε δεδομένο όγκο χώρου.

Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι αρκετά μεγάλη ώστε η βαρύτητά του να υπερνικήσει τη δύναμη της διαστολής, τότε το σύμπαν θα καμπυλωθεί σε μια σφαίρα. Αυτό είναι γνωστό ως κλειστό μοντέλο, με θετική καμπυλότητα που μοιάζει με σφαίρα. Μια εκπληκτική ιδιότητα αυτού του σύμπαντος είναι ότι είναι πεπερασμένο, αλλά δεν έχει όρια. Ένας διαγαλαξιακός Ferdinand Magellan θα μπορούσε να το περιηγηθεί, διασχίζοντας το χώρο για πάντα χωρίς να συναντήσει τοίχο ή άκρο.

Αντίθετα, αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι χαμηλή και δεν μπορεί να σταματήσει την διαστολή, ο χώρος θα παραμορφωθεί προς την αντίθετη κατεύθυνση. Αυτό θα σχημάτιζε ένα ανοιχτό σύμπαν με αρνητική καμπυλότητα που μοιάζει με σέλλα.

Οι τρεις πιθανές γεωμετρίες του σύμπαντος. NASA / WMAP Science Team

Υπάρχει επίσης ένα σενάριο «Goldilocks» για το σύμπαν, το οποίο οι επιστήμονες λένε ότι είναι το πιο πιθανό. Τα περισσότερα κοσμολογικά στοιχεία δείχνουν ότι η πυκνότητα του σύμπαντος είναι ακριβώς σωστή (https://wmap.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html) — ισοδύναμη με περίπου έξι πρωτόνια ανά 1,3 κυβικά μέτρα — και ότι επεκτείνεται προς κάθε κατεύθυνση χωρίς να καμπυλώνει θετικά ή αρνητικά. Με άλλα λόγια, το σύμπαν είναι επίπεδο. (Ίσως αυτό να αποτελεί κάποια παρηγοριά για όποιον απογοητεύτηκε από τη σφαιρικότητα του πλανήτη μας.)

Επίπεδο σε 3D

Τι σημαίνει όμως ένα επίπεδο σύμπαν; Αυτή η επίπεδη μορφή δεν είναι δισδιάστατη όπως συναντάμε στην καθημερινή ζωή, αλλά μπορείτε να τη φανταστείτε με μερικές αναλογίες.

Πείτε ότι στέκεστε σε μία γωνία ενός τετράγωνου δωματίου. Περπατήστε 10 πόδια κατά μήκος του τοίχου μέχρι την επόμενη γωνία, στρίψτε 90 μοίρες. Περπατήστε άλλα 10 πόδια και στρίψτε ξανά 90 μοίρες. Κάντε αυτό δύο φορές ακόμη και θα βρεθείτε πίσω στο σημείο εκκίνησης — έχετε ολοκληρώσει ένα τετράγωνο. Αυτή είναι η τυπική Ευκλείδεια γεωμετρία που μάθαμε στο σχολείο, και αν προσθέσετε μία ακόμα διάσταση, έχετε ένα επίπεδο σύμπαν.

Αλλά αν εκτελέσετε αυτό το πείραμα σε έναν χώρο με θετική καμπυλότητα που αντιπροσωπεύει ένα κλειστό σύμπαν, το αποτέλεσμα θα είναι διαφορετικό. Αυτή τη φορά, ξεκινήστε από τον ισημερινό της Γης και περπατήστε προς τον Βόρειο Πόλο. Στη συνέχεια, στρίψτε 90 μοίρες και περπατήστε πίσω στον ισημερινό. Στρίψτε ξανά 90 μοίρες και περπατήστε πίσω στο σημείο εκκίνησης. Στο επίπεδο σύμπαν χρειάστηκαν τέσσερις στροφές για να επιστρέψετε, αλλά στο κλειστό σύμπαν μόνο τρεις.

Αν εξακολουθείτε να μπερδεύεστε (κατανοητά), εδώ είναι ένα άλλο παράδειγμα: σε ένα επίπεδο σύμπαν, δύο πύραυλοι που πετούν δίπλα ο ένας στον άλλο θα παραμείνουν πάντα παράλληλοι. Αυτό διαφέρει από ένα κλειστό σύμπαν, όπου οι τροχιές των δύο πυραύλων θα αποκλίνουν, θα ακολουθήσουν την καμπυλότητα του χώρου και τελικά θα επανενωθούν στο σημείο εκκίνησης. Σε ένα αρνητικά καμπυλωμένο, ανοιχτό σύμπαν, οι πύραυλοι θα απομακρυνθούν και δεν θα διασταυρωθούν ποτέ ξανά.

«Κοσμολογική κρίση»

Τα καλύτερα στοιχεία για το σχήμα του σύμπαντος βρίσκονται στο κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο (CMB), την υπόλοιπη λάμψη του Big Bang που μας φτάνει από κάθε κατεύθυνση. Τις τελευταίες δεκαετίες, οι επιστήμονες έχουν μετρήσει επανειλημμένα τις διακυμάνσεις θερμοκρασίας στο CMB — ουσιαστικά εκτελώντας τριγωνομετρία στη μεγαλύτερη κλίμακα που είναι δυνατόν — και έχουν βρει σχεδόν καθόλου καμπυλότητα.

Ένα επίπεδο σύμπαν είναι ένα βασικό στοιχείο του τυπικού κοσμολογικού μοντέλου, γνωστού και ως μοντέλο Lambda cold dark matter (ΛCDM). (Λ είναι το ελληνικό γράμμα λάμδα (https://www.discovermagazine.com/the-sciences/very-dark-energy), που δηλώνει τη σκοτεινή ενέργεια.) Ωστόσο, στα τέλη του 2019, ο Alessandro Melchiorri από το Sapienza University of Rome και οι συνεργάτες του δημοσίευσαν μια εργασία (https://www.nature.com/articles/s41550-019-0906-9) που καταλήγει ότι οι μετρήσεις του CMB από το διαστημικό παρατηρητήριο Planck υποδεικνύουν ένα κλειστό σύμπαν.

Ανέλυσαν την ποσότητα του βαρυτικού φακού — πόσο έχει εκτραπεί το φως από το CMB λόγω της βαρύτητας της ύλης που βρίσκεται στον δρόμο του — και βρήκαν έναν αριθμό υψηλότερο από αυτόν που προβλέπεται από το μοντέλο ΛCDM. Αν αφαιρέσετε την υπόθεση ενός επίπεδου σύμπαντος, αντί να «προσπαθείτε να προσαρμόσετε τα δεδομένα στο λάθος μοντέλο», λέει, η απόκλιση εξαφανίζεται.

Η συνεργασία Planck (της οποίας ο Melchiorri είναι μέλος) ανίχνευσε επίσης μια ανωμαλία φακού (https://arxiv.org/abs/1807.06209) αλλά δεν την βρήκε τόσο σημαντική. «Είναι κάτι με το οποίο μπορείς να ζήσεις πολύ εύκολα», λέει ο Antony Lewis, κοσμολόγος στο University of Sussex στο Brighton της Αγγλίας και μέλος της ομάδας Planck. Όπως και οι περισσότεροι ερευνητές, αποδίδει τη διαφορά σε ένα στατιστικό φαινόμενο. «Αν πάρεις ένα μεγάλο σύνολο δεδομένων και ψάξεις για παραξενιές», λέει ο Lewis, «είσαι βέβαιος ότι θα βρεις».

Ο Melchiorri παραδέχεται ότι «παίζει λίγο τον δικηγόρο του διαβόλου», αλλά πιστεύει ότι οι επιστήμονες πρέπει να παραμένουν ταπεινοί και να μην απορρίπτουν τα δεδομένα Planck αμέσως. Το σημείο του δεν είναι ότι το σύμπαν είναι κλειστό κατ’ ανάγκη, αλλά ότι αυτή η ασυνέπεια μπορεί να μας λέει κάτι σημαντικό. Αναγνωρίζει επίσης τις συνέπειες αυτής της δήλωσης. Αυτός και οι συν-συγγραφείς του χαρακτήρισαν την κατάσταση «κοσμολογική κρίση». «Μόλις υποθέσεις ένα κλειστό σύμπαν, είναι λίγο καταστροφή», λέει, «γιατί υπάρχουν πολλά σύνολα δεδομένων που αρχίζουν να έρχονται σε ένταση με [τα δεδομένα Planck].»

Επίπεδο όσο φτάνει το μάτι

Αν είναι αλήθεια, θα ανατρέψει δεκαετίες αστρονομικών ευρημάτων. Αλλά πέρα από αυτά τα δεδομένα, δεν υπάρχει η παραμικρή ένδειξη αμφιβολίας ότι το σύμπαν είναι επίπεδο. Όλες οι άλλες μετρήσεις του CMB, όπως αυτές από το Atacama Cosmology Telescope (ACT) στη Χιλή και το Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, συμφωνούν με την επίπεδη μορφή. Δεδομένα από άλλες πηγές, κυρίως οι βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις (https://sci.esa.int/web/euclid/-/what-are-baryonic-acoustic-oscillations-) — τα αποτυπώματα που άφησαν στα γαλαξίες οι πρωτογενείς ηχητικοί κύματα μετά το Big Bang — δείχνουν επίσης επιπεδότητα.

Οποιαδήποτε θεωρία υποστηριζόμενη από τόσο συντριπτικά στοιχεία θα αφήσει τους περισσότερους επιστήμονες σκεπτικούς για μια μεμονωμένη παρέκκλιση. «Το άρθρο του Melchiorri δεν είναι γελοίο», λέει ο Spergel, καθώς περιγράφει πραγματικά ένα χαρακτηριστικό των δεδομένων Planck που ευνοεί θετική καμπυλότητα. «Αλλά», προσθέτει, «όταν πάρεις περισσότερα δεδομένα, βλέπεις μια αρκετά συνεπή εικόνα ενός επίπεδου σύμπαντος».

Σε ένα άρθρο που δημοσιεύτηκε τον Δεκέμβριο (https://arxiv.org/pdf/2007.07288.pdf), ο Spergel και δεκάδες άλλοι ερευνητές που συνδέονται με το ACT συνδύασαν τα δικά τους δεδομένα και άλλα σύνολα δεδομένων με τα δεδομένα Planck. Βρήκαν «καμία ένδειξη απόκλισης από την επίπεδη μορφή, υποστηρίζοντας την ερμηνεία ότι η [απόκλιση Planck] είναι στατιστική διακύμανση». Άλλες αναλύσεις μετά τη δημοσίευση του άρθρου του Melchiorri, συμπεριλαμβανομένης μιας τον περασμένο Φεβρουάριο (https://arxiv.org/pdf/2002.06892.pdf)) από τους κοσμολόγους George Efstathiou και Steven Gratton του University of Cambridge, κατέληξαν στο ίδιο συμπέρασμα. Όσον αφορά αυτούς, δεν υπάρχει λόγος να ενημερωθεί το μοντέλο ΛCDM.

Έτσι, τουλάχιστον προς το παρόν, το σύμπαν φαίνεται να είναι ένα τρισδιάστατο φύλλο χαρτιού. Αλλά όπως και ο Melchiorri δεν επιμένει ότι είναι πραγματικά κλειστό, έτσι ούτε όλοι οι επιστήμονες επιμένουν ότι είναι πραγματικά επίπεδο — έτσι φαίνεται από τη δική μας οπτική γωνία. Οι παρατηρήσεις μας είναι, κατά ορισμό, περιορισμένες στο παρατηρήσιμο σύμπαν, οπότε μπορεί να χάνουμε κάτι.

Αν όμως το σύμπαν είναι καμπυλωμένο, πρέπει να είναι τόσο κολοσσιαίο που ολόκληρα τα 93 δισεκατομμύρια έτη φωτός που μπορούμε να δούμε δεν αποτελούν αρκετό τμήμα για να αποκαλύψουν την καμπυλότητα. Για να πάρουμε ένα παράδειγμα από τη Γη, λέει ο Gratton, θα μπορούσε να είναι σαν να στεκόμαστε μέσα σε ομίχλη, ανίκανοι να δούμε πέρα από ένα μικρό, επίπεδο κομμάτι γης — αλλά κάπου εκτός οπτικού πεδίου, ο ορίζοντας αποδεικνύει ότι ζούμε σε μια σφαίρα. «Όταν λέμε ότι το σύμπαν είναι επίπεδο», λέει, «εννοούμε ότι, από το μικρό κομμάτι του σύμπαντος που μπορούμε να δούμε, είναι συμβατό με το να αποτελεί μέρος μιας [3Δ αναλογίας] επίπεδης επιφάνειας.»

Εξήγηση για το σχήμα του σύμπαντος

Εξήγηση για το σχήμα του σύμπαντος (σχήμα σέλας – αρνητική καμπυλότητα, σφαιρικό – θετική καμπυλότητα ή επίπεδο – μηδενική καμπυλότητα).

Το σχήμα του σύμπαντος παραμένει θέμα συνεχιζόμενης επιστημονικής έρευνας και συζήτησης. Ωστόσο, τα τρέχοντα παρατηρησιακά δεδομένα υποδεικνύουν ότι η συνολική γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη, χωρίς ανιχνεύσιμη καμπυλότητα.

Αυτό σημαίνει ότι αν σχεδιάζατε ένα τρίγωνο με τρία σημεία σε πολύ μεγάλη κλίμακα, το άθροισμα των γωνιών του θα ήταν ακριβώς 180 μοίρες, όπως ισχύει στην επίπεδη Ευκλείδεια γεωμετρία. Αυτό συμφωνεί με παρατηρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, που θεωρείται ότι αποτελεί την υπολειμματική θερμότητα από το Big Bang.

Ωστόσο, είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι ενώ το σύμπαν συνολικά φαίνεται επίπεδο, μπορεί να υπάρχουν περιοχές όπου η καμπυλότητα είναι διαφορετική. Αυτές θα μπορούσαν να προκαλούνται από διακυμάνσεις στην κατανομή της ύλης και της ενέργειας στο σύμπαν ή από την παρουσία κοσμικών δομών, όπως σμήνη γαλαξιών ή υπερσμήνη.

Επιπλέον, αν και η συνολική καμπυλότητα του σύμπαντος θεωρείται επίπεδη, αυτό δεν σημαίνει ότι το σύμπαν είναι άδειο ή χωρίς δομή. Υπάρχουν ακόμη εκτεταμένες και σύνθετες κοσμικές δομές, όπως γαλαξίες, σμήνη γαλαξιών και υπερσμήνη, που υπάρχουν μέσα σε αυτόν τον φαινομενικά επίπεδο χώρο.

Για να κατανοήσουμε τις έννοιες σχήματος σέλας, σφαιρικού και επίπεδου, είναι χρήσιμο να σκεφτούμε πώς μπορεί να χαρακτηριστεί η γεωμετρία μιας δισδιάστατης επιφάνειας μέσω της καμπυλότητάς της:

Θετική καμπυλότητα: Μια επιφάνεια με θετική καμπυλότητα κυρτώνει προς τα έξω, όπως μια σφαίρα. Αν σχεδιάσετε ένα τρίγωνο πάνω σε μια θετικά καμπυλωμένη επιφάνεια, το άθροισμα των γωνιών του θα είναι μεγαλύτερο από 180 μοίρες.

Αρνητική καμπυλότητα: Μια επιφάνεια με αρνητική καμπυλότητα κυρτώνει προς τα μέσα, όπως ένα σέλα. Αν σχεδιάσετε ένα τρίγωνο πάνω σε μια αρνητικά καμπυλωμένη επιφάνεια, το άθροισμα των γωνιών του θα είναι μικρότερο από 180 μοίρες.

Επίπεδη καμπυλότητα: Μια επιφάνεια με μηδενική καμπυλότητα είναι επίπεδη, όπως ένα φύλλο χαρτιού. Αν σχεδιάσετε ένα τρίγωνο σε μια επίπεδη επιφάνεια, το άθροισμα των γωνιών του θα είναι ακριβώς 180 μοίρες.

Αυτές οι έννοιες μπορούν να επεκταθούν στη γεωμετρία του τρισδιάστατου χώρου, που είναι αυτό που μας ενδιαφέρει όταν μιλάμε για το σχήμα του σύμπαντος. Ένα σύμπαν σχήματος σέλας θα είχε αρνητική καμπυλότητα, που σημαίνει ότι ο χώρος θα κυρτώνει προς τα μέσα προς όλες τις κατευθύνσεις. Ένα σφαιρικό σύμπαν θα είχε θετική καμπυλότητα, που σημαίνει ότι ο χώρος θα κυρτώνει προς τα έξω σε όλες τις κατευθύνσεις, όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας. Ένα επίπεδο σύμπαν θα είχε μηδενική καμπυλότητα, που σημαίνει ότι ο χώρος θα ήταν επίπεδος, όπως ένα φύλλο χαρτιού.

Είναι σημαντικό να σημειωθεί ότι, όπως εξηγήθηκε προηγουμένως, η συνολική καμπυλότητα του σύμπαντος φαίνεται επίπεδη, αλλά μπορεί να υπάρχουν περιοχές όπου η καμπυλότητα διαφέρει και μπορεί να παίρνει αυτά τα άλλα σχήματα.

Σύντομη Ιστορία του Σύμπαντος

A Short History of the Universe

Εισαγωγή

Αυτή είναι η τρέχουσα κατάσταση της επιστήμης σχετικά με τη γέννηση και την εξέλιξη του σύμπαντός μας. Μερικές υποθέσεις δεν είναι ακόμη 100% ασφαλείς και μπορεί να χρειαστεί να τροποποιηθούν στο μέλλον — και υπάρχουν ακόμη ορισμένα μη-τυπικά μοντέλα που έχουν μια εντελώς διαφορετική προσέγγιση στην εξήγηση της ιστορίας του σύμπαντος. Ωστόσο, η πιο πειστική και ευρέως αποδεκτή υπόθεση μεταξύ των επιστημόνων είναι η Θεωρία του Big Bang, η οποία θα περιγραφεί σε αυτό το άρθρο. Με αυτές τις πληροφορίες στο μυαλό σας, ας ξεκινήσουμε με την αρχή, πριν από 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια.

0 s - 15 λεπτά: Big Bang, βαριά πληθωριστική φάση και σχηματισμός της ύλης

Ας μην προσπαθήσουμε να απαντήσουμε τι προκάλεσε το Big Bang· ίσως είναι μια ερώτηση που δεν θα μπορέσουμε ποτέ να απαντήσουμε με βεβαιότητα. Ας πάρουμε το Big Bang ως το σημείο εκκίνησης της ιστορίας μας.

, Πίστωση: NASA Από το Big Bang έως σήμερα

Μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο της ύπαρξής του, το σύμπαν πέρασε ήδη από διάφορες εποχές. Ξεκινώντας με την εποχή Planck (Planck epoch), ολόκληρο το σύμπαν ήταν συμπιεσμένο σε μια περιοχή μικρότερη από το ακροδάχτυλό σας. Σε αυτό το σημείο οι θερμοκρασίες ήταν τόσο υψηλές που και οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις (βαρύτητα (gravitation), ηλεκτρομαγνητισμός (electromagnetism), ασθενής πυρηνική αλληλεπίδραση (weak interaction) και ισχυρή πυρηνική αλληλεπίδραση (strong interaction)) ήταν ενωμένες σε μία θεμελιώδη δύναμη. Η εποχή Planck τελείωσε 10^-43 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang.

Δεν θα μπούμε σε πολλές λεπτομέρειες, αλλά μετά από μερικές ακόμη εποχές (Μεγάλη εποχή ενοποίησης (Grand unification epoch), Ηλεκτροασθενής εποχή (Electroweak epoch), Εποχή Κουάρκ (Quark epoch)) το σύμπαν ήταν 10^-6 δευτερόλεπτα νεαρό (ένα εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου) και οι θεμελιώδεις δυνάμεις είχαν διαχωριστεί και είχαν πάρει τη σημερινή τους μορφή όπως τις γνωρίζουμε σήμερα.

Ας μην ξεχάσουμε μια ακόμη σημαντική εποχή που συνέβη κατά την πρώτη αυτή περίοδο: η πληθωριστική εποχή (inflationary epoch). Ήταν μια εποχή βαριάς διαστολής του νεαρού σύμπαντος, κατά την οποία ο όγκος του σύμπαντος εκτιμάται ότι αυξήθηκε κατά έναν παράγοντα 10^78. Τελείωσε 10^-32 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang και το σύμπαν είχε πλέον περίπου το μέγεθος ενός τυπικού γαλαξία. Αυτό δεν σημαίνει ότι ο πληθωρισμός του ίδιου του σύμπαντος σταμάτησε, απλώς ότι ο ρυθμός της διαστολής επιβραδύνθηκε δραματικά. Στην πραγματικότητα, το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται μέχρι σήμερα.

Στα 10^-6 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang η βαριά διαστολή είχε μειώσει αρκετά τις θερμοκρασίες για να σχηματιστούν και να σταθεροποιηθούν τα κουάρκ. Μέχρι τα 10^-5 δευτερόλεπτα, το σύμπαν αποτελούνταν από μια «σούπα κουάρκ», μια συσσώρευση των πιο βασικών δομικών στοιχείων της ύλης (κουάρκ, λεπτόνια, αντιλεπτόνια, γλουόνια και ακτινοβολία εξαιρετικά υψηλής ενέργειας). Αλλά μετά τα 10^-5 δευτερόλεπτα, το σύμπαν είχε διασταλεί και ψυχθεί αρκετά ώστε να σχηματιστούν σταθερά πρωτόνια και νετρόνια από τη σούπα κουάρκ.

Περίπου 1 δευτερόλεπτο μετά το Big Bang οι θερμοκρασίες έπεσαν σε περίπου 1000 φορές τη θερμοκρασία του πυρήνα του Ήλιου μας. Τώρα θα μπορούσαμε να περιμένουμε ότι τα πρωτόνια θα συγχωνεύονταν σε βαρύτερα στοιχεία, καθώς έχουμε όλα τα απαραίτητα για πυρηνική σύντηξη: πρωτόνια και νετρόνια σε υψηλές θερμοκρασίες και υψηλές πυκνότητες (όπως ο Ήλιος μας, που στο κέντρο του συγχωνεύει υδρογόνο σε ήλιο σε θερμοκρασίες πάνω από 15 εκατομμύρια Κ). Αλλά πρέπει να περιμένουμε μερικά λεπτά ακόμη για να συμβεί αυτό λόγω της τεράστιας ποσότητας ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας στο πρώιμο σύμπαν. Μόλις συμβεί το πρώτο βήμα της αλυσίδας πυρηνικής σύντηξης προς βαρύτερα στοιχεία (συγχώνευση ενός πρωτονίου και ενός νετρονίου για σχηματισμό δευτερίου), η ακτινοβολία υψηλής ενέργειας θα καταστρέψει αμέσως το δευτέριο, αφήνοντάς μας ξανά μόνο με πρωτόνια και νετρόνια.

Λίγα λεπτά μετά το Big Bang, οι θερμοκρασίες και η πυκνότητα έπεσαν αρκετά για να ανοίξει ο δρόμος για την εποχή της πυρηνοσύνθεσης. Μέρη των πυρήνων του υδρογόνου (πρωτόνια) μπορούν τώρα να συγχωνευτούν σε ήλιο χωρίς να καταστραφούν αμέσως. Τελικά — περίπου 15 έως 20 λεπτά μετά το Big Bang — όταν οι θερμοκρασίες έχουν ψυχθεί αρκετά για να εμποδίσουν περαιτέρω σύντηξη, το σύμπαν αποτελείται περίπου κατά τα τρία τέταρτα από υδρογόνο και κατά το ένα τέταρτο από ήλιο (με βάση τη μάζα· μετρώντας τον αριθμό των ατόμων αποτελείται περίπου από 92% άτομα υδρογόνου και 8% άτομα ηλίου). Υπήρχαν επίσης ίχνη άλλων στοιχείων (κυρίως λίθιο και ορισμένα ραδιενεργά ισότοπα), αλλά μέχρι να σχηματιστούν τα πρώτα αστέρια (stars) εκατομμύρια χρόνια αργότερα, το σύμπαν αποτελούνταν κατά 99,999999% από υδρογόνο και ήλιο.

Παρεμπιπτόντως: αναρωτιέστε γιατί το σύμπαν ψύχεται κατά τη διαστολή του; Αυτή η ψύξη είναι διαφορετική από ό,τι θα παρατηρούσατε όταν ένα αέριο διαστέλλεται σε ένα δοχείο στη Γη· είναι συνέπεια της διαστολής του ίδιου του χωροχρόνου. Καθώς το σύμπαν διαστάλθηκε, η ενεργειακή πυκνότητα μειώθηκε, προκαλώντας ψυκτικό αποτέλεσμα.

15 λεπτά - 380.000 χρόνια: Σούπα σωματιδίων, επανασύνδεση και Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο (CMB)

Ενώ τα πρώτα 15 λεπτά του σύμπαντος ήταν πραγματικά γεμάτα συμβάντα, τίποτα σημαντικό δεν συνέβη — εκτός από περαιτέρω ψύξη και διαστολή — κατά τις επόμενες εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Μέχρι 380.000 χρόνια μετά το Big Bang, το σύμπαν ήταν ακόμα μια «σούπα σωματιδίων», αποτελούμενη από ατομικούς πυρήνες και ελεύθερα ηλεκτρόνια. Αυτό το σύμπαν ήταν ακόμα πλήρως αδιαφανές, καθώς οποιαδήποτε ακτινοβολία διασκορπίζεται προς όλες τις κατευθύνσεις από αυτά τα ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια.

Κάποια στιγμή γύρω από αυτό το διάστημα, το σύμπαν ψύχθηκε αρκετά (περίπου 3000 Κ) ώστε τα ηλεκτρόνια και οι ατομικοί πυρήνες να συνδυαστούν και να σχηματίσουν ουδέτερα άτομα. Αυτή η διαδικασία ονομάζεται επανασύνδεση. Από εκείνη τη χρονική στιγμή, το σύμπαν έγινε διαφανές για ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος. Καθώς αυτή η ακτινοβολία μπορεί πλέον να ταξιδεύει ελεύθερα στο χώρο και δεν διασκορπίζεται πλέον, μπορούμε να δούμε ακόμα και σήμερα την ακτινοβολία που απελευθερώθηκε εκείνη την εποχή (380.000 χρόνια μετά το Big Bang)! Λόγω της διαστολής του σύμπαντος από εκείνη τη στιγμή μέχρι σήμερα, η ακτινοβολία έχει επιμηκυνθεί σε πολύ μεγαλύτερο μήκος κύματος — συγκεκριμένα σε μικροκύματα. Σήμερα μπορούμε να παρατηρήσουμε την μικροκυματική ακτινοβολία προς κάθε κατεύθυνση στον ουρανό, ανεξαρτήτως του που κοιτάμε. Αυτή η ακτινοβολία ονομάζεται «Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο» (CMB) — είναι το υπόλειμμα του ίδιου του Big Bang!

Αέριο και Πλάσμα, Πίστωση: Max-Planck-Institut für Plasmaphysik

Υπάρχει όμως και μια αρνητική πλευρά: αυτό το CMB σχηματίζει έναν «τοίχο» για οποιαδήποτε παρατήρηση μπορούμε να κάνουμε σήμερα. Μπορείτε να το συγκρίνετε με τον Ήλιο μας: ποτέ δεν θα μπορέσουμε να δούμε τον πυρήνα του Ήλιου από έξω λόγω της αδιαφάνειας των εσωτερικών του μερών. Γιατί ο Ήλιος είναι αδιαφανής; Επειδή οι υψηλές θερμοκρασίες στο εσωτερικό του Ήλιου προκαλούν διαχωρισμό (ή ιονισμό) των ηλεκτρονίων από τους ατομικούς πυρήνες, αφήνοντάς μας ξανά με μια αδιαφανή σούπα από πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Κάθε φως διασκορπίζεται αμέτρητες φορές προς όλες τις κατευθύνσεις πριν φτάσει στην επιφάνεια του Ήλιου μετά από ταξίδι πάνω από 100.000 χρόνια. Το ίδιο συμβαίνει και με το Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο: μπορούμε να δούμε το ίδιο το CMB, αλλά ποτέ δεν θα μπορέσουμε να κοιτάξουμε πίσω από αυτόν τον «τοίχο». Δυστυχώς, επομένως, δεν μπορούμε να δούμε πιο πίσω στον χρόνο πριν από 380.000 χρόνια μετά το Big Bang… και δεν υπάρχει ελπίδα ότι με καλύτερα τηλεσκόπια θα μπορέσουμε ποτέ να δούμε εικόνες του ίδιου του Big Bang. Παρ’ όλα αυτά, το γεγονός ότι μπορούμε να δούμε τα υπολείμματα του Big Bang σημαίνει ότι μπορούμε να κοιτάξουμε πίσω για το 99,997% του χρόνου ύπαρξης του σύμπαντος. Και αυτό είναι ένα θαυμάσιο επίτευγμα!

Επειδή η επανασύνδεση δεν συνέβη στιγμιαία, στην πραγματικότητα ο «τοίχος» του CMB έχει πάχος περίπου 100.000 έτη φωτός. Το Κοσμικό Μικροκυματικό Υπόβαθρο είναι μια εικόνα της κατάστασης του σύμπαντος 380.000 χρόνια μετά το Big Bang με πολύ μικρές διακυμάνσεις στη θερμοκρασία και την πυκνότητα. Αυτές οι διακυμάνσεις αργότερα ενισχύθηκαν και οδήγησαν στον σχηματισμό των πρώτων αστέρων και γαλαξιών. Η κορυφή της ακτινοβολίας αντιστοιχεί σε μέση θερμοκρασία λίγο κάτω από τρεις βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν (2,725 K) με διακυμάνσεις μόλις μερικών εκατοντάδων µK (λιγότερο από 0,001 K).

– Χάρτης ολόκληρου ουρανού των διακυμάνσεων θερμοκρασίας του CMB. Μην σας μπερδεύουν τα διαφορετικά χρώματα: η διαφορά θερμοκρασίας είναι ισχυρά μεγεθυμένη στην εικόνα, η κλίμακα θερμοκρασίας είναι μόνο ± 0,0002 K. Πίστωση: NASA / WMAP Science Team

2,725 K είναι η θερμοκρασία που αντιστοιχεί στην κορυφαία (ισχυρότερη) ακτινοβολία· στην πραγματικότητα η ακτινοβολία έχει πολλά διαφορετικά μήκη κύματος. Το CMB συμπεριφέρεται όπως ένα μαύρο σώμα και οποιοδήποτε μαύρο σώμα εκπέμπει ακτινοβολία σε ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος.

– Οποιοδήποτε σώμα με ορισμένη θερμοκρασία εκπέμπει ακτινοβολία με πολλά διαφορετικά μήκη κύματος. Το κορυφαίο μήκος κύματος για ένα σώμα π.χ. 3000 K είναι περίπου 1 µm. Ο Ήλιος μας είναι επίσης μαύρο σώμα με θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 5777 K, γι’ αυτό εκπέμπει την περισσότερη ακτινοβολία στην υπεριώδη και ορατή περιοχή του φάσματος. Πηγή: Wikimedia Commons, προσαρμογή από Sun.org

Παρεμπιπτόντως: μην σας μπερδεύει η θερμοκρασία 3000 Κ που αναφέραμε παραπάνω (η θερμοκρασία του σύμπαντος 380.000 χρόνια μετά το Big Bang) με τα 2,725 Κ (η θερμοκρασία του CMB που μετράμε σήμερα). Η διαφορά προέρχεται από την ίδια τη διαστολή του σύμπαντος, που έχει επιμηκύνει το μήκος κύματος της ακτινοβολίας στη σημερινή χαμηλή τιμή. Αυτή η διαδικασία θα συνεχιστεί τα επόμενα δισεκατομμύρια χρόνια, καθώς το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται. Η ακτινοβολία από το CMB θα έχει όλο και μεγαλύτερα μήκη κύματος ή — με άλλα λόγια — οι μετρούμενες θερμοκρασίες θα γίνονται όλο και χαμηλότερες.

380.000 - 320 εκατομμύρια χρόνια: Η Εποχή του Σκότους

Η Εποχή του Σκότους είναι η περίοδος κατά την οποία το σύμπαν ήταν ήδη διαφανές για πολλά μήκη κύματος, αλλά κανένα αστέρι δεν είχε ακόμη σχηματιστεί. Επομένως, δεν υπήρχε αστρικό φως που να μπορούμε να παρατηρήσουμε σήμερα. Η ακριβής διάρκεια της Εποχής του Σκότους δεν είναι ακόμη πλήρως γνωστή. Χρησιμοποιούμε τα 320 εκατομμύρια χρόνια, δεδομένου ότι το 2022 το Τηλεσκόπιο James Webb (James Webb Space Telescope) ανακάλυψε έναν γαλαξία που ονομάζεται JADES-GS-z13-0 (JADES-GS-z13-0) του οποίου η ερυθρή μετατόπιση 13,2 σημαίνει ότι υπήρχε ήδη περίπου 320 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang. Η παρακάτω εικόνα εξακολουθεί να δίνει ημερομηνία 400 εκατομμύρια χρόνια, αλλά ας μην είμαστε υπερβολικά αυστηροί.

– Πίστωση: NASA / WMAP Science Team Πρώτα Αστέρια και Εποχή Επαναϊονισμού

320 εκατομμύρια χρόνια: Εποχή Επαναϊονισμού ή Το Τέλος της Εποχής του Σκότους

– Το σκοτεινό νέφος Barnard 68 είναι αδιαφανές στο ορατό φως. Πίστωση: NASA

Αν και γύρω στο 380.000 το σύμπαν είχε ήδη γίνει διαφανές σε φως με μεγαλύτερα μήκη κύματος, όπως υπέρυθρη ακτινοβολία ή ραδιοκύματα, δεν ήταν ακόμη διαφανές στο ορατό φως. Το σύμπαν αποτελούνταν από ουδέτερα άτομα που είναι αδιαφανή στο ορατό φως, όπως το σκοτεινό νέφος Barnard 68 που αποτελείται κυρίως από ουδέτερο αέριο.

Ωστόσο, η γέννηση των πρώτων αστέρων στο σύμπαν το άλλαξε αυτό: εξέπεμψαν ισχυρή υπεριώδη ακτινοβολία που άρχισε να απομακρύνει τα ηλεκτρόνια από τα ουδέτερα άτομα. Αυτή η διαδικασία ονομάζεται επαναϊονισμός και οδήγησε σε ένα σύμπαν που τελικά έγινε διαφανές και στο ορατό φως. Η διαδικασία του επαναϊονισμού απεικονίζεται όμορφα στο ακόλουθο βίντεο:

Αυτά τα νεαρά αστέρια τερμάτισαν τελικά την εποχή που ονομάζεται «Εποχή του Σκότους», οδηγώντας σε ένα σύμπαν, περισσότερο ή λιγότερο, όπως το γνωρίζουμε σήμερα. Αν αναρωτιέστε γιατί το μεγαλύτερο μέρος του αερίου (κυρίως υδρογόνο) είναι ξανά ουδέτερο σήμερα και γιατί εξακολουθούμε να βλέπουμε απομακρυσμένους γαλαξίες, τότε έχετε παρακολουθήσει προσεκτικά! Καθώς το σύμπαν συνέχισε να εξελίσσεται και να διαστέλλεται, η πυκνότητα αυτών των ιονιζόντων πηγών μειώθηκε και ο χώρος μεταξύ των γαλαξιών αυξήθηκε. Η έντονη ιονίζουσα ακτινοβολία έγινε λιγότερο διαδεδομένη, επιτρέποντας στο σύμπαν να επιστρέψει σε μια κατάσταση όπου το μεγαλύτερο μέρος του υδρογόνου έγινε ξανά ουδέτερο. Μετά από δισεκατομμύρια χρόνια διαστολής, σχεδόν ολόκληρο το σύμπαν είναι τώρα «άδειο» ή, πιο σωστά, η πυκνότητα του αερίου είναι πολύ χαμηλή (ιδιαίτερα έξω από τους γαλαξίες). Επομένως, μπορούμε ξανά να δούμε σε μεγάλες αποστάσεις μέσα στο σύμπαν. Το άρθρο μας για το Μεσοαστρικό Μέσο σας δίνει μια καλή επισκόπηση.

600 εκατομμύρια χρόνια: Σχηματίζονται τα πρώτα άστρα του Γαλαξία μας

Τα αρχαιότερα άστρα του Γαλαξία μας σχηματίστηκαν περίπου σε αυτή την εποχή. Το άστρο HE 1523-0901 ανακαλύφθηκε στην άλω του Γαλαξία μας, δείχνοντας ότι ο Γαλαξίας είχε ήδη αρχίσει να συσσωρεύει ύλη σε ένα πολύ πρώιμο στάδιο του σύμπαντος.

5 δισεκατομμύρια χρόνια: Σχηματισμός του γαλαξιακού δίσκου του Γαλαξία

Σχεδόν 5 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό της γαλαξιακής άλω, ο Γαλαξίας ανέπτυξε τον δίσκο του, που αποτελείται από πολλαπλούς σπειροειδείς βραχίονες. Το γνωρίζουμε αυτό επειδή τα αρχαιότερα άστρα που μπορούμε να παρατηρήσουμε στον δίσκο του Γαλαξία έχουν ηλικία 8,8 δισεκατομμυρίων ετών, άρα σχηματίστηκαν περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang.

9,3 δισεκατομμύρια χρόνια: Σχηματισμός του Ηλιακού μας Συστήματος

Ο Ήλιος μας και ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα σχηματίστηκαν από ένα καταρρέον νέφος αερίου και σκόνης.

10 δισεκατομμύρια χρόνια: Πρώτη ζωή στη Γη

Τα πρώτα μερικά εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια στη Γη ήταν δύσκολα. Τεράστιοι αστεροειδείς και κομήτες προσέκρουαν στη Γη· ακόμη και ένας πλανήτης μεγέθους Άρη μπορεί να συγκρούστηκε με τη νεαρή Γη, σχηματίζοντας έτσι τη Σελήνη (Υπόθεση Γιγάντιας Πρόσκρουσης — Giant Impact Hypothesis). Η επιφάνεια της Γης ήταν εντελώς λιωμένη· καμία μορφή ζωής όπως τη γνωρίζουμε δεν θα μπορούσε να αναπτυχθεί υπό αυτές τις συνθήκες.

Όμως, μετά από περίπου 500–600 εκατομμύρια χρόνια, τα πράγματα ηρέμησαν και η Γη μπόρεσε να προσφέρει μέτριες θερμοκρασίες και νερό. Έκπληξη: όχι πολύ αργότερα εξελίχθηκε η πρώτη ζωή στη Γη. Μια αρκετά γρήγορη «νίκη» της φύσης! Αν σκεφτεί κανείς τα 10 δισεκατομμύρια πλανητών μόνο στη κατοικήσιμη ζώνη του δικού μας Γαλαξία… ποιος δεν αναρωτιέται πόση ζωή μπορεί να υπάρχει στο σύμπαν; Ποιος ξέρει, ίσως μία από τις επόμενες γενιές τηλεσκοπίων (https://www.sun.org/futuretelescopes) να μπορέσει ήδη να ανιχνεύσει μόρια στις ατμόσφαιρες άλλων πλανητών που θα μπορούσαν να έχουν παραχθεί μόνο από βιολογικές διεργασίες (όπως π.χ. O₂ σε υψηλές συγκεντρώσεις)!

11,7 δισεκατομμύρια χρόνια: Εξέλιξη πολυκύτταρης ζωής

Η πολυκύτταρη ζωή έχει πλέον εξελιχθεί στη Γη. Το γιατί αυτό πήρε τόσο πολύ χρόνο στην ιστορία της Γης (εξάλλου, υπήρχε μόνο μονοκύτταρη ζωή για περίπου τρία δισεκατομμύρια χρόνια), το αν ήμασταν πολύ τυχεροί ή αν ήμασταν «καθυστερημένοι» στη Γη, δεν έχει ακόμη διευκρινιστεί με βεβαιότητα.

Ο ακριβής αριθμός των φορών που η πολυκυτταρικότητα εξελίχθηκε ανεξάρτητα στη Γη εξακολουθεί να αποτελεί αντικείμενο επιστημονικής έρευνας και συζήτησης. Αν και η πολυκυτταρικότητα έχει εμφανιστεί πολλές φορές, είναι δύσκολο να καθοριστεί ο ακριβής αριθμός ανεξάρτητων γεγονότων. Υπάρχουν ενδείξεις ότι εξελίχθηκε ανεξάρτητα σε διαφορετικές εξελικτικές γραμμές. Για παράδειγμα, τα ζώα, τα φυτά, οι μύκητες και ορισμένα πρώτιστα (π.χ. άλγες) αντιπροσωπεύουν διακριτούς κλάδους του δέντρου της ζωής που ανέπτυξαν ανεξάρτητα πολυκυτταρικότητα. Μέσα σε αυτές τις ομάδες, υπάρχουν πολλές εξελικτικές γραμμές που ανεξάρτητα πέρασαν από μονοκύτταρες σε πολυκύτταρες μορφές.

13,3 δισεκατομμύρια χρόνια: Καμβριανή έκρηξη

Περίπου πριν από 542 εκατομμύρια χρόνια, σχεδόν όλα τα κύρια φύλα των ζώων αναπτύχθηκαν σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα, μικρότερο των 20 εκατομμυρίων ετών.

13,7 δισεκατομμύρια χρόνια: Συμβάν Chicxulub

Περίπου πριν από 65 εκατομμύρια χρόνια, μια πρόσκρουση τεράστιου μετεωρίτη προκάλεσε την εξαφάνιση των δεινοσαύρων, ανοίγοντας τον δρόμο ώστε τα πρωτεύοντα να εξελιχθούν σε μεγαλύτερα μεγέθη απ’ ό,τι ήταν δυνατό υπό την κυριαρχία των ανώτερων δεινοσαύρων. Ένα ζώο που έμοιαζε με αρουραίο εξελίχθηκε αργότερα σε ένα είδος που ονομάζεται…

13,8 δισεκατομμύρια χρόνια: Homo sapiens

Τελικά, να που είμαστε εδώ. Ας ελπίσουμε ότι ο Homo sapiens είναι αρκετά ευφυής ώστε να μην αυτοκαταστραφεί και να μπορέσει να διατηρήσει τον πλανήτη μας με τη χλωρίδα και την πανίδα που μοιράζονται τη Γη μαζί μας. Χρειάστηκε υπερβολικά μεγάλη προσπάθεια από το Big Bang μέχρι σήμερα για να ρισκάρουμε να χαθεί όλη αυτή η πορεία.

Η Μεγάλη Έκρηξη και η Μεγάλη Συστολή

The Big Bang and the Big Crunch - The Physics of the Universe

Εισαγωγή στη Μεγάλη Έκρηξη και τη Μεγάλη Συστολή

Οι περισσότεροι επιστήμονες σήμερα πιστεύουν ότι ζούμε σε ένα πεπερασμένο, διαστελλόμενο σύμπαν το οποίο δεν υπήρχε ανέκαθεν, και ότι όλη η ύλη, η ενέργεια και ο χώρος στο σύμπαν κάποτε ήταν συμπιεσμένα σε έναν απειροελάχιστο όγκο, ο οποίος εξερράγη σε μια κατακλυσμιαία «έκρηξη» που έγινε γνωστή ως Big Bang.

Έτσι, ο χώρος, ο χρόνος, η ενέργεια και η ύλη ήρθαν όλα στην ύπαρξη σε μια απείρως πυκνή, απείρως θερμή βαρυτική ιδιομορφία και άρχισαν να διαστέλλονται παντού ταυτόχρονα. Οι καλύτερες τρέχουσες εκτιμήσεις είναι ότι αυτό συνέβη πριν από περίπου 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, αν και μερικές φορές μπορεί να δει κανείς εκτιμήσεις που κυμαίνονται από 11 έως 18 δισεκατομμύρια χρόνια.

Το Big Bang συνήθως θεωρείται θεωρία για τη γέννηση του σύμπαντος, αν και τεχνικά δεν περιγράφει ακριβώς την προέλευση του σύμπαντος, αλλά μάλλον προσπαθεί να εξηγήσει πώς το σύμπαν εξελίχθηκε από μια πολύ μικρή, πυκνή κατάσταση σε αυτό που είναι σήμερα. Είναι απλώς ένα μοντέλο για να αποδώσει τι συνέβη και όχι περιγραφή μιας πραγματικής έκρηξης, και το Big Bang δεν ήταν ούτε «Μεγάλο» (στην αρχή το σύμπαν ήταν ασύγκριτα μικρότερο από το μέγεθος ενός και μόνο πρωτονίου), ούτε «Έκρηξη» (ήταν περισσότερο σαν ένα στιγμιαίο τίναγμα ή μια αιφνίδια διόγκωση).

(Original Source N/A: hetdex.org/dark_energy/index.php) The Big Bang and the expansion of the universe

Στην πραγματικότητα, η «έκρηξη» είναι απλώς μια συχνά χρησιμοποιούμενη αναλογία και είναι κάπως παραπλανητική, καθώς δημιουργεί την εικόνα ότι το Big Bang προκλήθηκε με κάποιο τρόπο σε ένα συγκεκριμένο κέντρο. Στην πραγματικότητα, όμως, το ίδιο πρότυπο διαστολής θα παρατηρούνταν από οπουδήποτε μέσα στο σύμπαν, επομένως δεν υπάρχει κάποιο συγκεκριμένο σημείο στο σημερινό σύμπαν που θα μπορούσε να θεωρηθεί ως η προέλευση.

Στην ουσία περιγράφει μια πολύ ταχεία διαστολή ή έκταση του ίδιου του χώρου, παρά μια έκρηξη μέσα σε προϋπάρχοντα χώρο. Ίσως μια καλύτερη αναλογία που χρησιμοποιείται μερικές φορές για να περιγράψει την ομοιόμορφη απομάκρυνση των γαλαξιών σε όλο το σύμπαν είναι αυτή των σταφίδων μέσα σε ένα κέικ που ψήνεται και απομακρύνονται μεταξύ τους καθώς το κέικ φουσκώνει και διαστέλλεται, ή εναλλακτικά ενός μπαλονιού που φουσκώνει.

Ούτε επιχειρεί να εξηγήσει τι ξεκίνησε τη δημιουργία του σύμπαντος, ή τι υπήρχε πριν από το Big Bang, ή ακόμη και τι βρίσκεται έξω από το σύμπαν. Όλα αυτά θεωρούνται γενικά ότι βρίσκονται εκτός του πεδίου της φυσικής και περισσότερο στο πεδίο της φιλοσοφίας. Δεδομένου ότι ο χρόνος και ο χώρος όπως τους κατανοούμε άρχισαν με το Big Bang, η φράση «πριν από το Big Bang» είναι τόσο άνευ νοήματος όσο και το «βόρεια του Βόρειου Πόλου».

Επομένως, σε όσους ισχυρίζονται ότι η ίδια η ιδέα ενός Big Bang παραβιάζει τον Πρώτο Νόμο της Θερμοδυναμικής (γνωστό και ως Νόμο Διατήρησης της Ενέργειας), ότι δηλαδή η ύλη και η ενέργεια δεν μπορούν να δημιουργηθούν ή να καταστραφούν, οι υποστηρικτές απαντούν ότι το Big Bang δεν πραγματεύεται τη δημιουργία του σύμπαντος, αλλά μόνο την εξέλιξή του, και ότι, καθώς οι νόμοι της επιστήμης καταρρέουν ούτως ή άλλως καθώς πλησιάζουμε στη δημιουργία του σύμπαντος, δεν υπάρχει λόγος να πιστεύουμε ότι ο Πρώτος Νόμος της Θερμοδυναμικής θα ίσχυε.

Η κοσμολογική αρχή υποστηρίζεται από εικόνες διαφορετικών περιοχών του σύμπαντος από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble - ,

(Source: Hubble Site: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/01/)

Ο Δεύτερος Νόμος της Θερμοδυναμικής, από την άλλη πλευρά, παρέχει θεωρητική (αν και όχι οριστική) υποστήριξη στην ιδέα ενός πεπερασμένου σύμπαντος που προέρχεται από ένα γεγονός τύπου Big Bang. Αν η αταξία και η εντροπία στο σύμπαν ως σύνολο αυξάνονται συνεχώς μέχρι να φτάσουν σε θερμοδυναμική ισορροπία, όπως προτείνει ο νόμος, τότε προκύπτει ότι το σύμπαν δεν μπορεί να υπήρχε ανέκαθεν, διαφορετικά θα είχε φτάσει στην τελική του κατάσταση ισορροπίας πριν από άπειρο χρόνο, ο Ήλιος μας θα είχε εξαντλήσει τα καύσιμά του και θα είχε πεθάνει εδώ και πολύ καιρό, και ο συνεχής κύκλος θανάτου και αναγέννησης των άστρων θα είχε σταματήσει έπειτα από μια αιωνιότητα διάχυσης ενέργειας, απωλειών ύλης προς τις μαύρες τρύπες κ.λπ.

Το μοντέλο του Big Bang βασίζεται σε δύο κύριους θεωρητικούς πυλώνες: τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας (τη γενίκευση του Albert Einstein της αρχικής θεωρίας βαρύτητας του Sir Isaac Newton) και την Κοσμολογική Αρχή (την υπόθεση ότι η ύλη στο σύμπαν κατανέμεται ομοιόμορφα σε μεγάλες κλίμακες, ότι το σύμπαν είναι ομογενές και ισότροπο).

Το Big Bang (μια φράση που επινοήθηκε, παρεμπιπτόντως, από τον Άγγλο αστρονόμο Fred Hoyle κατά τη διάρκεια μιας ραδιοφωνικής εκπομπής το 1949 ως ειρωνική περιγραφή μιας θεωρίας με την οποία διαφωνούσε) θεωρείται σήμερα από τους περισσότερους επιστήμονες ως το πλέον πιθανό σενάριο για τη γέννηση του σύμπαντος. Ωστόσο, αυτό δεν ήταν πάντα έτσι, όπως δείχνει και η ακόλουθη συζήτηση (https://web.archive.org/web/20260302065533/www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_expanding.html).

Το Διαστελλόμενο Σύμπαν και ο Νόμος του Hubble

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_expanding.html)

Όταν ο Albert Einstein διαμόρφωνε τη ριζοσπαστική του θεωρία της βαρύτητας στις αρχές του 20ού αιώνα, σε μια εποχή που οι αστρονόμοι γνώριζαν ουσιαστικά μόνο την ύπαρξη του δικού μας γαλαξία, χρησιμοποίησε αναγκαστικά την απλουστευτική υπόθεση ότι το σύμπαν έχει τις ίδιες γενικές ιδιότητες σε όλα τα μέρη του και ότι φαίνεται περίπου το ίδιο προς κάθε κατεύθυνση, όπου κι αν βρίσκεται ένας παρατηρητής μέσα στο σύμπαν. Όπως και ο Sir Isaac Newton διακόσια χρόνια πριν από αυτόν, υπέθεσε ένα άπειρο, στατικό ή «σταθερής κατάστασης» σύμπαν, με τα άστρα του ουσιαστικά αιωρούμενα ακίνητα μέσα σε ένα απέραντο κενό.

Ωστόσο, όταν ο Einstein προσπάθησε να εφαρμόσει τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας στο σύμπαν ως σύνολο, συνειδητοποίησε ότι ο χωροχρόνος συνολικά πρέπει να είναι καμπυλωμένος και να καμπυλώνεται πάνω στον εαυτό του, κάτι που από μόνο του θα προκαλούσε την κίνηση της ύλης, συρρικνούμενη ανεξέλεγκτα υπό τη δική της βαρύτητα. Έτσι, ήδη από το 1917, ο Einstein και άλλοι συνειδητοποίησαν ότι οι εξισώσεις της γενικής σχετικότητας δεν περιέγραφαν ένα στατικό σύμπαν. Ωστόσο, δεν συμφιλιώθηκε ποτέ πλήρως με την ιδέα ενός δυναμικού, πεπερασμένου σύμπαντος και έτσι εισήγαγε μια μυστηριώδη αντισταθμιστική δύναμη κοσμικής απώθησης (την οποία ονόμασε «κοσμολογική σταθερά») προκειμένου να διατηρήσει ένα σταθερό, στατικό σύμπαν. Η προσθήκη επιπλέον και αυθαίρετων όρων σε μια θεωρία δεν είναι κάτι που οι επιστήμονες κάνουν ελαφρά τη καρδία, και πολλοί υποστήριξαν ότι επρόκειτο για μια τεχνητή και αυθαίρετη κατασκευή και, στην καλύτερη περίπτωση, για μια προσωρινή λύση.

(Original Source N/A: cartage.org.lb/en/themes/sciences/mainpage.htm) Γεωκεντρικό σύμπαν του Αριστοτέλη και του Πτολεμαίου

Όπως έχουμε ήδη σημειώσει, μέχρι εκείνη την εποχή, η υπόθεση ενός στατικού σύμπαντος θεωρούνταν δεδομένη. Για να το θέσουμε σε προοπτική, για το μεγαλύτερο μέρος της ιστορίας (βλ. την ενότητα Cosmological Theories Through History), θεωρούνταν αυτονόητο ότι η ακίνητη Γη ήταν το κέντρο ολόκληρου του σύμπαντος, όπως είχαν περιγράψει ο Αριστοτέλης και ο Πτολεμαίος. Μόνο στα μέσα του 16ου αιώνα ο Nicolaus Copernicus έδειξε ότι δεν είμαστε καθόλου το κέντρο του σύμπαντος (ούτε καν του Ηλιακού Συστήματος!). Ακόμη και στις αρχές του 20ού αιώνα, οι παρατηρήσεις του Jacobus Kapteyn υπέδειξαν για πρώτη φορά ότι ο Ήλιος βρισκόταν στο κέντρο ενός περιστρεφόμενου γαλαξία άστρων που αποτελούσαν τον Γαλαξία. Έπειτα, το 1917, η ανθρωπότητα δέχθηκε ένα ακόμη πλήγμα στην υπερηφάνειά της όταν ο Curtis Shapely αποκάλυψε ότι δεν βρισκόμαστε καν στο κέντρο του γαλαξία, αλλά απλώς αποτελούμε μέρος ενός μάλλον ασήμαντου προαστίου του Γαλαξία (αν και εξακολουθούσε να θεωρείται ότι ο Γαλαξίας ήταν το σύνολο του σύμπαντος).

Μερικά χρόνια αργότερα, το 1925, ο Αμερικανός αστρονόμος Edwin Hubble συγκλόνισε την επιστημονική κοινότητα αποδεικνύοντας ότι το σύμπαν περιλαμβάνει κάτι περισσότερο από τον δικό μας Γαλαξία και ότι υπάρχουν, στην πραγματικότητα, πολλά ξεχωριστά «νησιά» άστρων — χιλιάδες, ίσως και εκατομμύρια, πολλά από τα οποία βρίσκονται σε τεράστιες αποστάσεις από εμάς.

Στη συνέχεια, το 1929, ο Hubble ανακοίνωσε μια ακόμη εντυπωσιακή ανακάλυψη που ανέτρεψε πλήρως την αστρονομία. Με τη βοήθεια βελτιωμένων τηλεσκοπίων, άρχισε να παρατηρεί ότι το φως που προερχόταν από αυτούς τους γαλαξίες ήταν ελαφρώς μετατοπισμένο προς το ερυθρό άκρο του φάσματος λόγω του φαινομένου Doppler (γνωστό ως «ερυθρομετατόπιση»), κάτι που έδειχνε ότι οι γαλαξίες απομακρύνονταν από εμάς. Μετά από λεπτομερή ανάλυση των ερυθρομετατοπίσεων μιας ειδικής κατηγορίας άστρων που ονομάζονται Κηφείδες (τα οποία έχουν συγκεκριμένες ιδιότητες που τα καθιστούν χρήσιμα ως «πρότυπα κεριά» ή δείκτες απόστασης), ο Hubble κατέληξε στο συμπέρασμα ότι οι γαλαξίες και τα σμήνη γαλαξιών απομακρύνονται μεταξύ τους με μεγάλη ταχύτητα και ότι το σύμπαν, επομένως, αυξάνεται οριστικά σε μέγεθος. Στην πράξη, όλοι οι γαλαξίες που βλέπουμε εμφανίζονται ελαφρώς κοκκινωποί λόγω της ερυθρομετατόπισης.

Ο Hubble έδειξε ότι, στο διαστελλόμενο σύμπαν μας, κάθε γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς με ταχύτητα που είναι άμεσα ανάλογη της απόστασής του, γεγονός που είναι γνωστό ως Νόμος του Hubble, έτσι ώστε ένας γαλαξίας που βρίσκεται διπλάσια απόσταση από έναν άλλο απομακρύνεται με διπλάσια ταχύτητα, ένας που βρίσκεται δέκα φορές πιο μακριά απομακρύνεται δέκα φορές πιο γρήγορα κ.ο.κ. Ο νόμος συνήθως εκφράζεται ως v = H_0 D, όπου v είναι η ταχύτητα απομάκρυνσης, D η απόσταση του γαλαξία από τον παρατηρητή και H_0 η σταθερά του Hubble που τα συνδέει. Η ακριβής τιμή της σταθεράς του Hubble υπήρξε για μεγάλο χρονικό διάστημα αντικείμενο έντονης διαμάχης: οι αρχικές εκτιμήσεις του Hubble ήταν της τάξης περίπου των 500 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ (ισοδύναμο περίπου με 160 km/sec ανά εκατομμύριο έτη φωτός)· οι πιο πρόσφατες καλύτερες εκτιμήσεις, με τη βοήθεια του Τηλεσκοπίου Hubble και του ανιχνευτή WMAP, είναι περίπου 72 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ. (Αξίζει ίσως να σημειωθεί ότι η σταθερά του Hubble είναι τεχνικά μια παράμετρος και όχι μια σταθερά, επειδή στην πραγματικότητα μεταβάλλεται σε πολύ μεγάλες χρονικές κλίμακες.)

, Καλλιτεχνική απεικόνιση της «μετρικής διαστολής» του σύμπαντος (Source: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang)

Αυτή η διαστολή, που συνήθως αναφέρεται ως η «μετρική διαστολή» του χώρου, είναι ένα «γενικό φαινόμενο», με την έννοια ότι οι ίδιοι οι μεμονωμένοι γαλαξίες δεν διαστέλλονται, αλλά τα σμήνη γαλαξιών στα οποία έχει κατανεμηθεί η ύλη του σύμπαντος απομακρύνονται ολοένα περισσότερο μεταξύ τους και αραιώνουν μέσα στον χώρο. Έτσι, το σύμπαν δεν διαστέλλεται «προς τα έξω» μέσα σε προϋπάρχοντα χώρο· ο ίδιος ο χώρος διαστέλλεται, οριζόμενος από τη σχετική απόσταση μεταξύ των τμημάτων του σύμπαντος. Επιστρέφοντας στην εικόνα του διαστελλόμενου σύμπαντος ως ενός μπαλονιού που φουσκώνει, αν μικρές κουκκίδες ζωγραφιστούν πάνω στο μπαλόνι για να αναπαραστήσουν τους γαλαξίες, τότε καθώς το μπαλόνι διαστέλλεται, αυξάνεται και η απόσταση μεταξύ των κουκκίδων, και όσο πιο μακριά βρίσκονται μεταξύ τους οι κουκκίδες τόσο πιο γρήγορα απομακρύνονται. Μια άλλη αναλογία που χρησιμοποιείται συχνά (και ίσως ακόμη πιο σαφής) είναι αυτή ενός κέικ με σταφίδες που φουσκώνει καθώς ψήνεται, έτσι ώστε οι σταφίδες (γαλαξίες) να απομακρύνονται σταδιακά όλες μεταξύ τους.

Σε μια τέτοια διαστολή, το σύμπαν εξακολουθεί να φαίνεται λίγο-πολύ το ίδιο από κάθε γαλαξία, επομένως το γεγονός ότι βλέπουμε όλους τους γαλαξίες να απομακρύνονται από εμάς δεν σημαίνει απαραίτητα ότι βρισκόμαστε στο ακριβές κέντρο του σύμπαντος: παρατηρητές σε όλους τους άλλους γαλαξίες θα έβλεπαν επίσης όλους τους άλλους γαλαξίες να απομακρύνονται σύμφωνα με τον ίδιο νόμο, και το πρότυπο διασποράς των γαλαξιών θα φαινόταν σχεδόν το ίδιο από οπουδήποτε στο σύμπαν.

Το παλαιό μοντέλο ενός στατικού σύμπαντος, που είχε επικρατήσει από την εποχή του Sir Isaac Newton, αποδείχθηκε έτσι αναμφισβήτητα εσφαλμένο, αλλά η ανακάλυψη του Hubble έκανε κάτι περισσότερο από το να δείξει ότι το σύμπαν μεταβάλλεται με τον χρόνο. Αν οι γαλαξίες απομακρύνονται, τότε είναι σαφές ότι σε κάποια προηγούμενη χρονική στιγμή το σύμπαν ήταν μικρότερο από ό,τι σήμερα. Ακολουθώντας τη λογική προς τα πίσω, σαν μια ταινία που παίζεται ανάποδα, πρέπει τελικά να υπήρξε μια αρχή όταν ήταν εξαιρετικά μικρό, μια ιδέα που οδήγησε στη θεωρία του Big Bang. Αν και σήμερα είναι σχεδόν καθολικά αποδεκτή, αυτή η θεωρία για τις απαρχές του σύμπαντος δεν έγινε αμέσως δεκτή από όλους, και χρειάστηκαν αρκετές γραμμές επιβεβαιωτικών αποδείξεων, όπως θα δούμε στις επόμενες ενότητες (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_background.html).

Μπροστά στα στοιχεία του Hubble (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_hubble.html), ο Einstein (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_einstein.html) αναγκάστηκε επίσης να εγκαταλείψει την ιδέα του για μια δύναμη κοσμικής απώθησης, χαρακτηρίζοντάς την «το μεγαλύτερο σφάλμα» που είχε κάνει ποτέ. Ωστόσο, άλλοι, κυρίως ο Ρώσος φυσικός Alexander Friedmann (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_friedmann.html) και ο Βέλγος ιερέας και φυσικός Georges Lemaître (https://www.physicsoftheuniverse.com/scientists_lemaitre.html), είχαν ήδη χρησιμοποιήσει την ίδια τη θεωρία του Einstein ως απόδειξη ότι το σύμπαν βρίσκεται πράγματι σε κίνηση, είτε συστελλόμενο είτε διαστελλόμενο. Σήμερα αναγνωρίζεται ότι η περιγραφή της βαρύτητας από τον Einstein ως καμπυλότητα του χωροχρόνου στη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας ήταν στην πραγματικότητα μία από τις πρώτες ενδείξεις ενός σύμπαντος που προήλθε από πολύ πιο ταπεινές αρχές.

Και, όπως θα δούμε αργότερα (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_accelerating.html), το «μεγαλύτερο σφάλμα» του Einstein μπορεί τελικά να αποδειχθεί μία από τις πιο διορατικές προβλέψεις του.

Σκοτεινή Ύλη

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_darkmatter.html)

Η απλή θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang), ωστόσο, δεν στερείται πιθανών προβλημάτων, και ορισμένες πτυχές της απαιτούν περαιτέρω διερεύνηση και εξήγηση. Ένα τέτοιο πρόβλημα είναι το μάλλον δυσάρεστο γεγονός ότι περίπου το 85–95% της ύλης που προβλέπεται ότι υπάρχει στο σύμπαν φαίνεται να είναι αόρατο ή με κάποιον τρόπο μη ανιχνεύσιμο!

Η ομοιομορφία της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (το απομεινάρι της αρχικής Μεγάλης Έκρηξης) υποδηλώνει ότι η ύλη που εκπέμφθηκε από τη Μεγάλη Έκρηξη θα έπρεπε να έχει κατανεμηθεί πολύ ομαλά. Όμως γνωρίζουμε ότι το σύμπαν είναι στην πραγματικότητα «συσσωματωμένο», με σμήνη γαλαξιών και μεγάλες κενές περιοχές χώρου ανάμεσά τους. Στην πραγματικότητα, το 1992, ο δορυφόρος Cosmic Background Explorer (COBE) της NASA ανακάλυψε ορισμένες μεταβολές ή «κυματώσεις» στη φωτεινότητα αυτής της μεταλάμψης, οι οποίες πιθανότατα προέκυψαν από μια περίοδο περίπου 450.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν ορισμένα μέρη του σύμπαντος έγιναν ελάχιστα πυκνότερα από άλλα (κατά μερικά χιλιοστά του τοις εκατό). Αυτές οι σχεδόν ανεπαίσθητες συσσωματώσεις ύλης εξελίχθηκαν σε μεγαλύτερες λόγω των σωρευτικών επιδράσεων της βαρύτητας, και οι πυκνότερες περιοχές («σπόροι» δομής) έγιναν ολοένα και πυκνότερες με την πάροδο του χρόνου, οδηγώντας στα μεγάλα σμήνη γαλαξιών που βλέπουμε σήμερα.

Ωστόσο, η μοντελοποίηση αυτής της θεωρίας έδειξε ότι τα 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια που έχουν περάσει από τη Μεγάλη Έκρηξη δεν είναι καθόλου αρκετά για να έχουν αναπτυχθεί οι τεράστιες δομές του σημερινού σύμπαντος, μέσω της σταδιακής διαδικασίας της βαρύτητας και της αύξησης της πυκνότητας, από τις μικροσκοπικές ατέλειες και συσσωματώσεις που υποδείχθηκαν από τον δορυφόρο COBE. Αυτό θα μπορούσε να έχει συμβεί μόνο αν υπήρχε και/ή υπάρχει πολύ περισσότερη ύλη στο σύμπαν από ό,τι υποδηλώνουν οι τρέχουσες εκτιμήσεις μας για την ύλη που είναι δεσμευμένη σε ορατά άστρα. Αυτό οδήγησε σε εικασίες σχετικά με τη λεγόμενη «σκοτεινή ύλη», μια άγνωστη ουσία που δεν εκπέμπει φως, θερμότητα, ραδιοκύματα ή οποιοδήποτε άλλο είδος ακτινοβολίας (γεγονός που την καθιστά εξαιρετικά δύσκολη στην ανίχνευση).

Δακτύλιος σκοτεινής ύλης στο σμήνος γαλαξιών Cl 0024+17 Δακτύλιος σκοτεινής ύλης στο σμήνος γαλαξιών Cl 0024+17 (Πηγή: Hubble Site: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/17/)

Η ιδέα της σκοτεινής ύλης, ωστόσο, ανάγεται πολύ παλαιότερα. Τα άστρα σε σπειροειδείς γαλαξίες όπως ο δικός μας Γαλαξίας (Milky Way) περιστρέφονται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, συγκρατούμενα από τη βαρύτητα ώστε να μην εκτιναχθούν στο διαγαλαξιακό διάστημα. Ωστόσο, υπολογισμοί της ταχύτητας αυτής της περιστροφής, ήδη από το έργο του ανορθόδοξου αστρονόμου Fritz Zwicky τη δεκαετία του 1930, δείχνουν ότι ο γαλαξίας περιστρέφεται στην πραγματικότητα πολύ ταχύτερα από όσο θα έπρεπε θεωρητικά για να διατηρεί την ισορροπία του. Ο Zwicky υπέθεσε ότι ο μόνος τρόπος να συμβαίνει αυτό ήταν αν οι γαλαξίες —ο δικός μας και όλοι οι άλλοι— περιείχαν στην πραγματικότητα πολύ περισσότερη ύλη (εκτίμησε τουλάχιστον δέκα φορές περισσότερη) από αυτήν που είναι ορατή στα άστρα, κατανεμημένη σχετικά ομοιόμορφα σε όλο τον γαλαξία.

Οι παρατηρήσεις του Zwicky ενισχύθηκαν από πιο ακριβή δεδομένα που συγκέντρωσε η Vera Rubin τη δεκαετία του 1960, καθώς και οι Jim Peebles και Jerry Ostricker τη δεκαετία του 1970. Η Rubin παρατήρησε ότι τα άστρα κοντά στην περιφέρεια του γαλαξία περιφέρονται γύρω από το κέντρο με την ίδια ταχύτητα όπως και τα άστρα που βρίσκονται πολύ πιο κοντά σε αυτό, ενώ στο ηλιακό μας σύστημα, για παράδειγμα, οι εσωτερικοί πλανήτες κινούνται πολύ ταχύτερα από εκείνους που βρίσκονται πιο έξω. (Άλλες πιο πρόσφατες μελέτες έχουν δείξει ότι ακόμη και το αέριο υδρογόνο στα άκρα του γαλαξία περιστρέφεται το ίδιο γρήγορα με τα εσωτερικά άστρα.) Φαινόταν λοιπόν σαν η δύναμη της βαρύτητας να ΜΗΝ εξασθενεί όσο πιο μακριά βρίσκεται ένα άστρο από το κέντρο του γαλαξία, κάτι που αντιβαίνει σε όσα ήταν γνωστά για τη βαρύτητα. Η μόνη εξήγηση ήταν ότι κάποια αόρατη και μη ανιχνεύσιμη μάζα (δηλαδή σκοτεινή ύλη) προκαλούσε αυτή την αυξημένη περιστροφή.

Έτσι, φαίνεται ότι περίπου το 85% της μάζας που συγκροτεί τους γαλαξίες πρέπει να αποτελείται από μια άγνωστη, αόρατη ουσία που έγινε γνωστή ως σκοτεινή ύλη. Αυτό είναι σχεδόν ακριβώς το ποσοστό της επιπλέον ύλης που απαιτούν τα μοντέλα ώστε να μπορέσουν να αναπτυχθούν οι δομές που βλέπουμε στο σημερινό σύμπαν από τις κυματώσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου που ανακαλύφθηκαν από τον δορυφόρο COBE, όπως αναφέρθηκε παραπάνω. Αυτή η σκοτεινή ύλη αποτελεί ακόμη μεγαλύτερο ποσοστό της μάζας των μικρών νάνων γαλαξιών που περιφέρονται γύρω από μεγαλύτερους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου του δικού μας, και το ίδιο ισχύει και σε μεγαλύτερη κλίμακα για ολόκληρα σμήνη γαλαξιών, που εκτείνονται σε εκατομμύρια έτη φωτός και τα οποία επίσης θα έπρεπε να περιέχουν πολλαπλάσια ποσότητα ύλης από αυτήν που μπορούμε να δούμε, ώστε να παραμένουν συγκροτημένα.

Πιο πρόσφατες μελέτες, χρησιμοποιώντας σύγχρονες τεχνικές βαρυτικού φακού, έχουν προσφέρει περαιτέρω επιβεβαιώσεις —αν χρειάζονταν— και έχουν επιτρέψει τη δημιουργία ενός είδους «χάρτη» της σκοτεινής ύλης, ο οποίος δείχνει πώς οι γαλαξίες και τα σμήνη άστρων τείνουν να σχηματίζονται γύρω από, και μέσα σε, τις μεγαλύτερες συγκεντρώσεις σκοτεινής ύλης, η οποία σχηματίζει ένα είδος πανταχού παρόντος άλω γύρω από τα ορατά αντικείμενα του σύμπαντος. Με αυτόν τον τρόπο, ο Carlos Frenk έχει δημιουργήσει μια εντυπωσιακή τρισδιάστατη προσομοίωση της σκοτεινής ύλης σε ολόκληρο το ορατό σύμπαν, δείχνοντας αυτό που αποκαλεί «σκελετό» του σύμπαντος ή «ικρίωμα» γύρω από το οποίο έχουν σχηματιστεί οι γαλαξίες και τα σμήνη γαλαξιών. Φαίνεται ότι όλα όσα γνωρίζουμε εξαρτώνται τελικά από τη σκοτεινή ύλη — χωρίς σκοτεινή ύλη δεν θα υπήρχαν γαλαξίες· χωρίς γαλαξίες δεν θα υπήρχαν άστρα· χωρίς άστρα δεν θα υπήρχαν πλανήτες και, συνεπώς, ούτε ζωή.

Το πρόβλημα είναι ότι η σκοτεινή ύλη, ό,τι κι αν είναι, είναι αόρατη και εξαιρετικά δύσκολη στην ανίχνευση. Επηρεάζεται από τη βαρύτητα, αλλά όχι από καμία από τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις· δεν έχει ηλεκτρικό φορτίο· δεν φαίνεται να «κολλά» ή να συσσωματώνεται, αλλά κινείται ελεύθερα· και διέρχεται μέσα από τα άτομα της κανονικής ύλης χωρίς καμία ανιχνεύσιμη αλληλεπίδραση. Στην πραγματικότητα, φαίνεται να μην αλληλεπιδρά ούτε με τον εαυτό της: έχουν παρατηρηθεί συγκρουόμενοι γαλαξίες, όπου η κανονική ύλη των δύο γαλαξιών επανασυσσωματώνεται όπως αναμένεται, αλλά η σκοτεινή ύλη απλώς συνεχίζει κατά την αρχική της πορεία ανεπηρέαστη. Η ύπαρξή της και οι ιδιότητές της μπορούν να συναχθούν μόνο από τις βαρυτικές της επιδράσεις στην ορατή ύλη, στην ακτινοβολία και στη δομή μεγάλης κλίμακας του σύμπαντος.

Έτσι, παρά την προφανή πανταχού παρουσία της, κανείς δεν γνωρίζει πραγματικά τι είναι η σκοτεινή ύλη, και οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν μια ποικιλία τεχνικών, συμπεριλαμβανομένου του βαρυτικού φακού, για να εντοπίσουν πού μπορεί να βρίσκεται τέτοια ύλη. Μεταξύ των πιθανών υποψηφίων είναι τα λεγόμενα MACHOs (συντομογραφία του MAssive Compact Halo Objects), όπως μικρά καφέ και μαύρα άστρα νάνοι, ψυχροί ανεξάρτητοι πλανήτες, συσσωματώματα παγωμένου υδρογόνου που μοιάζουν με κομήτες, μικροσκοπικές μαύρες τρύπες, ίσως ακόμη και μικροί σκοτεινοί γαλαξίες. Άλλοι υποψήφιοι για βαρυονική σκοτεινή ύλη περιλαμβάνουν ψυχρό και θερμό αέριο, δεσμευμένο σε ομάδες γαλαξιών, αλλά υπερβολικά ψυχρό ώστε να είναι ορατό ή ακόμη και ανιχνεύσιμο.

, Super-Kamiokande, ένα παρατηρητήριο νετρίνων στην πόλη Hida, στον νομό Gifu, Ιαπωνία (Πηγή: Super-Kamiokande: http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/index-e.html)

Οι επιστήμονες διερευνούν επίσης άλλα είδη μη-βαρυονικών εξωτικών σωματιδίων, συμπεριλαμβανομένων των WIMPs (συντομογραφία του Weakly Interacting Massive Particles), υποθετικών υπερσυμμετρικών σωματιδίων που μπορεί να βρίσκονται παντού γύρω μας αλλά να διαπερνούν την κανονική ύλη χωρίς να σταματούν και χωρίς να αλληλεπιδρούν με οποιονδήποτε τρόπο. Πειράματα για την ανίχνευση WIMPs διεξάγονται σε εξαιρετικά θωρακισμένες, υπερψυχόμενες εγκαταστάσεις βαθιά μέσα σε ορυχεία, όπου άλλες παρεμβαλλόμενες κοσμικές ακτίνες δεν μπορούν να διεισδύσουν.

Μια άλλη κατηγορία μη-βαρυονικών εξωτικών σωματιδίων, τα νετρίνα, μπορεί να αποτελούν μια ακόμη πιθανότητα. Τα νετρίνα είναι μικροσκοπικά στοιχειώδη σωματίδια που δεν έχουν ηλεκτρικό φορτίο, σχεδόν δεν αλληλεπιδρούν καθόλου με τα συνηθισμένα άτομα και ταξιδεύουν με ταχύτητα συγκρίσιμη με την ταχύτητα του φωτός (CERN, 2012 (https://en.wikipedia.org/wiki/Faster-than-light_neutrino_anomaly)). Υποτίθεται ότι δημιουργήθηκαν κατά το πρώτο δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη ως μέρος της αντίδρασης με τα φωτόνια που δημιουργήθηκαν εκείνη την περίοδο, και υπολογίζεται ότι μπορεί να υπάρχουν εκατοντάδες εκατομμύρια από αυτά για κάθε άτομο στο σύμπαν, με εκατομμύρια να διαπερνούν εσένα, εμένα και τα πάντα γύρω μας κάθε δευτερόλεπτο. Έτσι, ακόμη κι αν κάθε νετρίνο ζύγιζε το ένα εκατομμυριοστό της μάζας ενός ατόμου, θα μπορούσαν θεωρητικά να αποτελούν την κυρίαρχη —αν και αόρατη— ύλη στο σύμπαν.

Κοσμικός Πληθωρισμός

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_inflation.html)

Ένα ακόμη αίνιγμα που προκύπτει από τη βασική θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης είναι το πώς εξηγείται η σχετική ομοιογένεια και ομοιομορφία της θερμοκρασίας της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Πώς αναπτύχθηκαν δομές μεγάλης κλίμακας, όπως γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών, από μια κατάσταση που θα έπρεπε να ήταν μια μάλλον βαρετά άμορφη και χωρίς χαρακτηριστικά πυρακτωμένη «πυρόσφαιρα»;

Αυτό φαίνεται να παραβιάζει άμεσα τον Δεύτερο Νόμο της Θερμοδυναμικής, ο οποίος περιγράφει μια αμείλικτη τάση προς την εντροπία και την ομοιομορφία και μακριά από πρότυπα και δομές. Αν το σύμπαν μας είχε ξεκινήσει εντελώς ομαλό, τότε θα έπρεπε να είχε παραμείνει έτσι, και το σύμπαν σήμερα δεν θα περιείχε τίποτε περισσότερο από αραιά κατανεμημένη σκοτεινή ύλη μαζί με λιγότερο από ένα άτομο ανά κυβικό μέτρο αερίου υδρογόνου και ηλίου, χωρίς κανένα ίχνος της υφής και της πολυπλοκότητας που βλέπουμε γύρω μας (άστρα, γαλαξίες, πλήθος στοιχείων, ζωή).

Ωστόσο, ακόμη και πολύ μικρές ανωμαλίες στις πρώιμες φάσεις της διαστολής θα μπορούσαν να ενισχυθούν, καθώς ελαφρώς πυκνότερες περιοχές επηρεάζονται από επιπλέον βαρύτητα, μέχρι να συμπυκνωθούν σε αυτοτελείς δομές που συγκρατούνται από τη δική τους βαρύτητα. Οι γαλαξίες συγκρούστηκαν, συγχωνεύθηκαν και «κανιβάλισαν» τους γείτονές τους, και δομές μεγαλύτερης κλίμακας όπως σμήνη και υπερσμήνη σχηματίστηκαν μέσω μιας συνεχούς διαδικασίας βαρυτικής συσσώρευσης που δρούσε πάνω σε αυτούς τους νεοσχηματισμένους γαλαξίες.

, Το πρόβλημα του ορίζοντα στο μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης (Πηγή: U. of Oregon Lectures: http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/ast123/lectures/lec18.html)

Η θερμότητα τείνει να μεταφέρεται από ένα θερμό σώμα σε ένα ψυχρό, έτσι ώστε οι θερμοκρασίες των δύο σωμάτων τελικά να εξισώνονται (αποτέλεσμα του ίδιου του Δεύτερου Νόμου της Θερμοδυναμικής), όπως ο ζεστός καφές σε ένα κρύο φλιτζάνι. Η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου που ανακαλύφθηκε από τους Arno Penzias και Robert Wilson τη δεκαετία του 1960 φαινόταν εξαιρετικά ομοιόμορφη σε ολόκληρο το παρατηρήσιμο σύμπαν, με σχεδόν καμία μεταβολή. Όμως, αν —όπως υποδηλώνουν τα στοιχεία— η τελευταία φορά που η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου είχε οποιαδήποτε επαφή με την ύλη ήταν περίπου 450.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (οπότε το σύμπαν είχε ήδη ψυχθεί στους περίπου 3.000°C), τότε αυτό δημιουργεί ένα παράδοξο, επειδή το σύμπαν εκείνη την εποχή θα είχε ήδη διάμετρο περίπου 90 εκατομμύρια έτη φωτός, και απλώς δεν θα είχε περάσει αρκετός χρόνος ώστε η ακτινοβολία ή η θερμότητα να διαδοθεί σε όλο το σύμπαν και να εξισορροπηθεί, και οι «ορίζοντες» δεν θα μπορούσαν ποτέ να είχαν βρεθεί σε αιτιακή επαφή μεταξύ τους (γνωστό ως «πρόβλημα του ορίζοντα»).

Έτσι, θεωρητικά, θα έπρεπε σήμερα να υπάρχει ακόμη μεγαλύτερη διαφοροποίηση από ό,τι παρατηρείται. Εκτός αν το πολύ πρώιμο σύμπαν ήταν στην πραγματικότητα πολύ μικρότερο από ό,τι προέβλεπαν τα μοντέλα. Η πιο ευρέως αποδεκτή θεωρία για το πώς αυτό θα μπορούσε να συμβεί είναι γνωστή ως κοσμικός πληθωρισμός, ο οποίος προτάθηκε για πρώτη φορά το 1980 από τον Αμερικανό φυσικό Alan Guth, και αναπτύχθηκε από τη Θεωρία Ηλεκτροασθενούς Αλληλεπίδρασης του Steven Weinberg και τη Θεωρία Μεγάλης Ενοποίησης.

Όπως θα δούμε, η προσθήκη του πληθωρισμού στο μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης υποστηρίχθηκε ότι επιλύει το πρόβλημα του ορίζοντα, καθώς και ένα-δύο ακόμη πιθανά προβλήματα που είχαν εντοπιστεί στη στάνταρ θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, όπως το «πρόβλημα της επιπεδότητας» (γιατί η πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν φαίνεται «λεπτά ρυθμισμένη» ώστε να είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή όπου ο χώρος είναι τέλεια επίπεδος αντί για μη-Ευκλείδεια υπερβολική ή σφαιρική μορφή) και το «πρόβλημα των μαγνητικών μονοπόλων» (γιατί τα μαγνητικά μονοπόλα που η θεωρία υποδηλώνει ότι θα έπρεπε να έχουν παραχθεί στις υψηλές θερμοκρασίες του πρώιμου σύμπαντος φαίνεται να μην έχουν επιβιώσει μέχρι σήμερα).

Διάγραμμα της διαστολής του παρατηρήσιμου σύμπαντος με πληθωρισμό (Πηγή: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation)

Ο κοσμικός πληθωρισμός είναι η ιδέα ότι το πολύ πρώιμο σύμπαν πέρασε από μια περίοδο επιταχυνόμενης, εκθετικής διαστολής κατά τα πρώτα 10^-35 του δευτερολέπτου, πριν καταλήξει στον πιο ήπιο ρυθμό διαστολής που εξακολουθούμε να παρατηρούμε, έτσι ώστε ολόκληρο το παρατηρήσιμο σύμπαν να προήλθε από μια μικρή (στην πραγματικότητα μικροσκοπική) περιοχή σε αιτιακή σύνδεση.

Αν και το σύμπαν διαστέλλεται από την αρχική Μεγάλη Έκρηξη, ο πληθωρισμός αναφέρεται στην υπόθεση ότι, για ένα πολύ σύντομο χρονικό διάστημα, το σύμπαν διαστελλόταν με έντονα ΑΥΞΑΝΟΜΕΝΟ ρυθμό, αντί για τον φθίνοντα ρυθμό που ακολουθούσε πριν τον πληθωρισμό και ακολουθεί έκτοτε. Σύμφωνα με ορισμένους υπολογισμούς, ο πληθωρισμός αύξησε το μέγεθος του σύμπαντος κατά έναν παράγοντα περίπου 10^26 μέσα σε αυτό το απειροελάχιστο χρονικό διάστημα (πολύ μικρότερο από ένα τρισεκατομμυριοστό του δευτερολέπτου), επεκτείνοντάς το από μικρότερο από το μέγεθος ενός πρωτονίου σε περίπου το μέγεθος ενός γκρέιπφρουτ.

Τεχνικά, η διαστολή κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου του πληθωρισμού (και ακόμη και η κάπως βραδύτερη διαστολή που την ακολούθησε) προχώρησε ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός. Για να εξηγηθεί πώς είναι αυτό δυνατό (δεδομένου ότι η ταχύτητα του φωτός θεωρείται η μέγιστη δυνατή ταχύτητα μετακίνησης), μπορεί να βοηθήσει μια αναλογία. Αν δύο αεροπλάνα πετούν κατευθείαν το ένα μακριά από το άλλο με τη μέγιστη ταχύτητά τους, π.χ. 500 χιλιόμετρα την ώρα, τότε στην πραγματικότητα απομακρύνονται μεταξύ τους με 1.000 χιλιόμετρα την ώρα, παρόλο που κανένα από τα δύο δεν υπερβαίνει τα 500 χλμ./ώρα. Έτσι, η «διαστολή», στο πλαίσιο του διαστελλόμενου σύμπαντος, δεν είναι το ίδιο πράγμα με την «κίνηση».

Ωστόσο, δεν είναι ακόμη σαφές στους επιστήμονες τι ακριβώς προκάλεσε τη φάση του πληθωρισμού, με την καλύτερη εικασία να είναι κάποιο είδος αρνητικής «πυκνότητας ενέργειας κενού» (ή θετικής «πίεσης κενού») που ενεργοποιήθηκε από τον διαχωρισμό της ισχυρής πυρηνικής δύναμης από τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις εκείνη την περίοδο. Υποτίθεται ότι αυτός ο διαχωρισμός προκάλεσε ένα είδος ρήξης συμμετρίας ή μετάβασης φάσης (ανάλογης με τη μετάβαση φάσης όταν το νερό γίνεται πάγος), η οποία άφησε το σύμπαν σε μια ιδιαίτερα ασταθή κατάσταση με πολύ περισσότερη ενέργεια απ’ ό,τι διαφορετικά θα είχε, προκαλώντας ένα έντονο εξωτερικό αντιβαρυτικό αποτέλεσμα, εξομαλύνοντας τις περισσότερες ανωμαλίες στην υπάρχουσα ύλη και δημιουργώντας τεράστιες ποσότητες σωματιδίων σε πολύ σύντομο χρονικό διάστημα.

Αυτή η θεωρία επιτρέπει την ύπαρξη κάποιου είδους πολύ μικρής ανομοιομορφίας (οι λεγόμενες κβαντικές διακυμάνσεις) σε υποατομική κλίμακα σε ένα πολύ πρώιμο στάδιο της εξέλιξης του σύμπαντος, οι οποίες παρείχαν τα αρχικά σημεία για τις δομές μεγάλης κλίμακας που βλέπουμε στο σημερινό σύμπαν. Αυτό υποδηλώνει την μάλλον παράδοξη πιθανότητα ότι οι μεγαλύτερες δομές στο σύμπαν, τα τεράστια σμήνη γαλαξιών, μπορεί στην πραγματικότητα να προήλθαν από υπομικροσκοπικούς «σπόρους».

, Υπό τον πληθωρισμό, το παρατηρήσιμο σύμπαν αποτελεί απλώς ένα μικρό τμήμα του συνόλου που βρίσκεται εντός του ορίζοντά μας (Source: U. of Oregon Lectures: http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/lectures/early_univ.html)

Ο Guth υπέθεσε ότι ο λόγος που το σύμπαν φαίνεται επίπεδο είναι επειδή στην πραγματικότητα είναι ασύλληπτα τεράστιο (με τον ίδιο τρόπο που η σφαιρική Γη φαίνεται επίπεδη σε όσους βρίσκονται στην επιφάνειά της), και ότι το παρατηρήσιμο σύμπαν είναι στην πραγματικότητα μόνο ένα πολύ μικρό μέρος του πραγματικού σύμπαντος. Πράγματι, οι υπολογισμοί του Guth υποδηλώνουν ότι ολόκληρο το σύμπαν μπορεί να είναι τουλάχιστον 10^23 φορές μεγαλύτερο από το μέγεθος του παρατηρήσιμου σύμπαντος (το τμήμα εντός του ορίζοντα, που μπορούμε, τουλάχιστον θεωρητικά, να δούμε), περίπου ίσο με τον λόγο του μεγέθους του παρατηρήσιμου σύμπαντος προς τον πλανήτη Γη. Έτσι, αν και το παρατηρήσιμο σύμπαν μπορεί να φαίνεται ουσιαστικά επίπεδο, το σύνολο του σύμπαντος μπορεί να είναι εντελώς διαφορετικό ως προς τη φύση του. Επίσης, παρόλο που ένας τεράστιος αριθμός μαγνητικών μονοπόλων θα μπορούσε να έχει προκύψει στο πρώιμο πληθωριστικό σύμπαν, οι πιθανότητες να παρατηρηθεί έστω και ένα μαγνητικό μονόπολο είναι απειροελάχιστες σε ένα σύμπαν τέτοιου μεγέθους.

Έτσι, η απίστευτα τεράστια και ταχεία διαστολή του σύμπαντος που προκλήθηκε από τον πληθωρισμό «έλυσε» τόσο το πρόβλημα επιπεδότητας του Robert Dicke όσο και το πρόβλημα μονοπόλων του Guth. Αλλά έλυσε επίσης και το πρόβλημα του ορίζοντα: σύμφωνα με τη θεωρία του πληθωρισμού, το σύμπαν διαστάλθηκε τόσο γρήγορα που δεν υπήρξε χρόνος για να διαταραχθεί η ουσιώδης ομοιογένεια, και έτσι το σύμπαν μετά τον πληθωρισμό θα ήταν πολύ ομοιόμορφο, παρόλο που τα μέρη του δεν βρίσκονταν πλέον σε επαφή μεταξύ τους.

Σε μια προσπάθεια να αποδειχθεί η θεωρία του πληθωρισμού, ο ανιχνευτής Cosmic Background Explorer (COBE) εκτοξεύτηκε το 1992, και τα αρχικά του αποτελέσματα επιβεβαίωσαν σχεδόν ακριβώς την ποσότητα διακύμανσης στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου που είχε προβλεφθεί από τη θεωρία του πληθωρισμού. Το 2003, ο Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) απέδειξε την ύπαρξη αυτών των μη ομοιομορφιών με ακόμη μεγαλύτερη ακρίβεια. Τόσο πρόσφατα όσο το 2014, αστρονόμοι στο Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ανακοίνωσαν ότι ανίχνευσαν και χαρτογράφησαν «βαρυτικά κύματα» μέσα στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, παρέχοντας περαιτέρω ισχυρές ενδείξεις για τον πληθωρισμό (και για τη Μεγάλη Έκρηξη), αν και περαιτέρω αξιολόγηση από ομοτίμους των νέων αυτών ευρημάτων βρίσκεται ακόμη σε εξέλιξη.

Η θεωρία του Guth υπήρξε πολύ επιδραστική, ακόμη κι αν ο ίδιος δεν μπόρεσε να βρει τρόπο να τερματίσει τον πληθωρισμό ώστε να μπορέσουν να σχηματιστούν άστρα και γαλαξίες (γνωστό ως το πρόβλημα της «ομαλής εξόδου»), και θεωρούσε τη δική του θεωρία κατά κάποιο τρόπο αποτυχία εξαιτίας αυτού. Έχουν υπάρξει πολλές άλλες βελτιώσεις και αναθεωρήσεις από το αρχικό μοντέλο του Guth, όπως το «νέο πληθωριστικό μοντέλο» του Ρώσου φυσικού Andrei Linde, ο οποίος είχε εργαστεί ανεξάρτητα πάνω σε μια θεωρία πληθωρισμού (όπως και οι Paul Steinhardt και Andreas Albrecht). Αυτό το νέο μοντέλο υπέθεσε μια αργή (σε αντίθεση με τη γρήγορη του Guth ρήξη συμμετρίας και τη δημιουργία πολλών «φυσαλιδωτών συμπάντων» (εκ των οποίων μόνο ένα περιέχει το δικό μας παρατηρήσιμο σύμπαν). Μια μεταγενέστερη πρόταση του Linde, γνωστή ως «χαοτικό πληθωριστικό μοντέλο», υπέθεσε ότι το απωστικό αντιβαρυτικό φαινόμενο προκαλούνταν από ένα «πεδίο σπιν-0» και όχι από κάποια μετάβαση φάσης όπως είχε υποθέσει ο Guth.

Το έργο του Linde, καθώς και του συναδέλφου του Ρώσου Alex Vilenkin, έχει επίσης οδηγήσει στην ιδέα της «αιώνιας πληθωριστικής φάσης» (eternal inflation), όπου ο πληθωρισμός συνολικά στην πραγματικότητα δεν σταματά ποτέ, αλλά μικρές τοπικές εκφορτίσεις ενέργειας μέσα στο συνολικό ενεργειακό πεδίο — σχεδόν σαν σπινθήρες στατικού ηλεκτρισμού, αλλά σε κοσμική κλίμακα — δημιουργούν μικρά σημεία ύλης υπό μορφή σωματιδίων. Μια τέτοια διαδικασία μπορεί να αντιπροσωπεύει τη γέννηση ενός νέου σύμπαντος, όπως το δικό μας. Ξεκινώντας με αυτό που έχουμε ονομάσει Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), το νέο αυτό σύμπαν στη συνέχεια διαστέλλεται, αν και με πολύ πιο αργό ρυθμό σε σχέση με τον συνεχιζόμενο πληθωρισμό έξω από αυτό. Ο υπόλοιπος χώρος έξω από το σύμπαν αυτό εξακολουθεί να είναι γεμάτος αχρησιμοποίητη ενέργεια, συνεχίζει να διαστέλλεται με τεράστια ταχύτητα, και νέα σύμπαντα, νέες Μεγάλες Εκρήξεις, δημιουργούνται συνεχώς.

Η θεωρία της κοσμικής πληθωριστικής φάσης, επομένως, υποστηρίζει το σενάριο στο οποίο το δικό μας σύμπαν είναι απλώς ένα ανάμεσα σε πολλά παράλληλα σύμπαντα μέσα σε ένα πολύ-σύμπαν (multiverse). Όπως θα δούμε σε επόμενες ενότητες, ορισμένα επαληθευτικά στοιχεία για ένα τέτοιο σενάριο προκύπτουν επίσης από την έρευνα στην σκοτεινή ενέργεια, στη θεωρία υπερχορδών και στη κβαντική θεωρία. Ωστόσο, η ιδέα ενός υποθετικού πολύ-σύμπαντος, που ποτέ δεν μπορούμε να δούμε ή να αποδείξουμε, είναι αντίθετη σε πολλούς φυσικούς, και πολλοί κριτικοί εξακολουθούν να παραμένουν επιφυλακτικοί.

Χρονολόγιο της Μεγάλης Έκρηξης

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html)

Από τη Μεγάλη Έκρηξη, πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, το σύμπαν έχει περάσει από πολλές διαφορετικές φάσεις ή εποχές. Λόγω των ακραίων συνθηκών και της βίας των πρώτων σταδίων του, μπορεί να υποστηριχθεί ότι υπήρξε περισσότερη δραστηριότητα και αλλαγή κατά το πρώτο δευτερόλεπτο από ό,τι σε όλα τα δισεκατομμύρια χρόνια που ακολούθησαν.

Από την τρέχουσα κατανόησή μας για το πώς μπορεί να εξελίχθηκε η Μεγάλη Έκρηξη, λαμβάνοντας υπόψη θεωρίες για τον πληθωρισμό, τη Μεγάλη Ενοποίηση κ.ά., μπορούμε να συντάξουμε ένα περίπου χρονολόγιο ως εξής:

• Εποχή Planck, από το μηδέν έως περίπου 10^-43 δευτερόλεπτα (1 Χρόνος Planck):

Αυτή είναι η εγγύτερη προσέγγιση που μπορεί να έχει η σύγχρονη φυσική στην απόλυτη αρχή του χρόνου, και ελάχιστα μπορούν να γνωρίζονται για αυτή την περίοδο. Η Γενική Σχετικότητα προτείνει μια βαρυτική ιδιομορφία πριν από αυτόν τον χρόνο (αν και ακόμα και αυτή μπορεί να καταρρεύσει λόγω κβαντικών φαινομένων), και υποτίθεται ότι οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις (ηλεκτρομαγνητισμός, ασθενής πυρηνική δύναμη, ισχυρή πυρηνική δύναμη και βαρύτητα) έχουν όλες την ίδια ισχύ, και ίσως ακόμα και ενοποιημένες σε μία θεμελιώδη δύναμη, συγκρατούμενη από μια τέλεια συμμετρία που μερικοί έχουν παρομοιάσει με ένα μολύβι όρθιο στη μύτη του (δηλαδή πολύ συμμετρική για να διαρκέσει). Σε αυτό το σημείο, το σύμπαν εκτείνεται σε μια περιοχή μόλις 10^-35 μέτρα (1 Μήκος Planck) και έχει θερμοκρασία άνω των 10^32 °C (Θερμοκρασία Planck).

• Εποχή Μεγάλης Ενοποίησης, από 10^-43 δευτερόλεπτα έως 10^-36 δευτερόλεπτα:

Η δύναμη της βαρύτητας διαχωρίζεται από τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις (που παραμένουν ενοποιημένες), και τα πρώτα στοιχειώδη σωματίδια (και αντισωματίδια) αρχίζουν να δημιουργούνται.

• Πληθωριστική Εποχή, από 10^-36 δευτερόλεπτα έως 10^-32 δευτερόλεπτα:

Προκληθείσα από το διαχωρισμό της ισχυρής πυρηνικής δύναμης, το σύμπαν υφίσταται εξαιρετικά ταχεία εκθετική διαστολή, γνωστή ως κοσμικός πληθωρισμός. Οι γραμμικές διαστάσεις του πρώιμου σύμπαντος αυξάνονται κατά την περίοδο αυτής της ελάχιστης κλασματικής στιγμής κατά έναν παράγοντα τουλάχιστον 10^26, φτάνοντας περίπου τα 10 εκατοστά (περίπου το μέγεθος ενός γκρέιπφρουτ). Τα στοιχειώδη σωματίδια που έχουν απομείνει από την Εποχή Μεγάλης Ενοποίησης (ένα θερμό, πυκνό πλάσμα κουάρκ-γλουονίων, μερικές φορές γνωστό ως «σούπα κουάρκ») διανέμονται πολύ αραιά στο σύμπαν.

Χρονολόγιο και κύρια γεγονότα από τη Μεγάλη Έκρηξη (Αρχική Πηγή N/A: Διαλέξεις Πανεπιστημίου Αριζόνα: ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/lectures/eraplanck.htm – αρχικά από το "The Essential Cosmic Perspective", των Bennett κ.ά.)

• Ηλεκτρασθενής Εποχή, από 10^-36 δευτερόλεπτα έως 10^-12 δευτερόλεπτα:

Καθώς η ισχυρή πυρηνική δύναμη διαχωρίζεται από τις άλλες δύο, οι αλληλεπιδράσεις σωματιδίων δημιουργούν μεγάλους αριθμούς εξωτικών σωματιδίων, συμπεριλαμβανομένων των μποζονίων W και Z και των μποζονίων Higgs (το πεδίο Higgs επιβραδύνει τα σωματίδια και τους προσδίδει μάζα, επιτρέποντας σε ένα σύμπαν φτιαγμένο εξ ολοκλήρου από ακτινοβολία να υποστηρίξει αντικείμενα με μάζα).

• Εποχή Κουάρκ, από 10^-12 δευτερόλεπτα έως 10^-6 δευτερόλεπτα:

Τα κουάρκ, τα ηλεκτρόνια και τα νετρίνα σχηματίζονται σε μεγάλους αριθμούς καθώς το σύμπαν ψύχεται κάτω από 10 τετράκις εκατομμύρια βαθμούς, και οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις λαμβάνουν τις σημερινές τους μορφές. Τα κουάρκ και τα αντικουάρκ αλληλοκαταστρέφονται κατά την επαφή, αλλά σε μια διαδικασία γνωστή ως βαρυογένεση, ένα πλεόνασμα κουάρκ (περίπου ένα για κάθε δισεκατομμύριο ζεύγη) επιβιώνει, το οποίο τελικά θα συνδυαστεί για να σχηματίσει ύλη.

• Εποχή Αδρονίων, από 10^-6 δευτερόλεπτα έως 1 δευτερόλεπτο:

Η θερμοκρασία του σύμπαντος ψύχεται σε περίπου ένα τρισεκατομμύριο βαθμούς, αρκετά για να επιτρέψει στα κουάρκ να συνδυαστούν και να σχηματίσουν αδρόνια (όπως πρωτόνια και νετρόνια). Τα ηλεκτρόνια που συγκρούονται με πρωτόνια στις ακραίες συνθήκες της Εποχής Αδρονίων συγχωνεύονται για να σχηματίσουν νετρόνια και εκπέμπουν αμετάβλητα νετρίνα, τα οποία συνεχίζουν να ταξιδεύουν ελεύθερα στο διάστημα μέχρι σήμερα, με ή κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Μερικά νετρόνια και νετρίνα επανασυνδέονται σε νέα ζεύγη πρωτονίου-ηλεκτρονίου. Οι μόνες αρχές που διέπουν αυτόν τον προφανώς τυχαίο συνδυασμό και επανασυνδυασμό είναι η διατήρηση του συνολικού φορτίου και της ενέργειας (συμπεριλαμβανομένης της ενέργειας μάζας).

• Εποχή Λεπτονίων, από 1 δευτερόλεπτο έως 3 λεπτά:

Αφού η πλειονότητα (αλλά όχι όλα) των αδρονίων και αντι-αδρονίων αλληλοκαταστραφούν στο τέλος της Εποχής Αδρονίων, τα λεπτόνια (όπως τα ηλεκτρόνια) και τα αντι-λεπτόνια (όπως τα ποζιτρόνια) κυριαρχούν στη μάζα του σύμπαντος. Καθώς τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια συγκρούονται και αλληλοκαταστρέφονται, απελευθερώνεται ενέργεια υπό μορφή φωτονίων, και τα συγκρουόμενα φωτόνια με τη σειρά τους δημιουργούν περισσότερα ζεύγη ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου.

• Πυρηνοσύνθεση, από 3 λεπτά έως 20 λεπτά:

Η θερμοκρασία του σύμπαντος πέφτει σε επίπεδα (περίπου ένα δισεκατομμύριο βαθμοί) όπου οι ατομικοί πυρήνες μπορούν να αρχίσουν να σχηματίζονται καθώς τα πρωτόνια και τα νετρόνια συνδυάζονται μέσω πυρηνικής σύντηξης για να σχηματίσουν τους πυρήνες των απλών στοιχείων υδρογόνου, ηλίου και λιθίου. Μετά από περίπου 20 λεπτά, η θερμοκρασία και η πυκνότητα του σύμπαντος έχουν πέσει σε επίπεδα όπου η πυρηνική σύντηξη δεν μπορεί πλέον να συνεχιστεί.

• Εποχή Φωτονίων (ή Κυριαρχία Ακτινοβολίας), από 3 λεπτά έως 240.000 χρόνια:

Κατά τη διάρκεια αυτής της μακράς περιόδου σταδιακής ψύξης, το σύμπαν είναι γεμάτο με πλάσμα, μια θερμή, αδιαφανή σούπα από ατομικούς πυρήνες και ηλεκτρόνια. Αφού τα περισσότερα λεπτόνια και αντι-λεπτόνια είχαν αλληλοκαταστραφεί στο τέλος της Εποχής Λεπτονίων, η ενέργεια του σύμπαντος κυριαρχείται από φωτόνια, τα οποία συνεχίζουν να αλληλεπιδρούν συχνά με τα φορτισμένα πρωτόνια, ηλεκτρόνια και πυρήνες.

• Επανασύνδεση / Αποσύζευξη, από 240.000 έως 300.000 χρόνια:

Καθώς η θερμοκρασία του σύμπαντος πέφτει σε περίπου 3.000 βαθμούς (περίπου η ίδια θερμοκρασία με την επιφάνεια του Ήλιου) και η πυκνότητά του συνεχίζει να μειώνεται, τα ιονισμένα άτομα υδρογόνου και ηλίου συλλαμβάνουν ηλεκτρόνια (γνωστό ως «επανασύνδεση»), ουδετεροποιώντας έτσι το ηλεκτρικό τους φορτίο. Με τα ηλεκτρόνια πλέον δεσμευμένα στα άτομα, το σύμπαν γίνεται τελικά διαφανές στο φως, καθιστώντας αυτή την εποχή την πρώιμη που μπορούμε να παρατηρήσουμε σήμερα. Επίσης απελευθερώνει τα φωτόνια στο σύμπαν, τα οποία μέχρι τότε αλληλεπιδρούσαν με ηλεκτρόνια και πρωτόνια σε ένα αδιαφανές πλάσμα φωτονίων-βαρυονίων (γνωστό ως «αποσύζευξη»), και αυτά τα φωτόνια (τα ίδια που βλέπουμε σήμερα στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου) μπορούν τώρα να ταξιδεύουν ελεύθερα. Μέχρι το τέλος αυτής της περιόδου, το σύμπαν αποτελείται από ένα «ομίχλη» περίπου 75% υδρογόνο και 25% ήλιο, με μόλις ίχνη λιθίου.

• Σκοτεινή Εποχή, από 300.000 έως 150 εκατομμύρια χρόνια:

Η περίοδος μετά το σχηματισμό των πρώτων ατόμων και πριν από τα πρώτα αστέρια αναφέρεται μερικές φορές ως Σκοτεινή Εποχή. Αν και υπάρχουν φωτόνια, το σύμπαν εκείνη την εποχή είναι κυριολεκτικά σκοτεινό, χωρίς αστέρια που να εκπέμπουν φως. Με μόνο πολύ διάχυτη ύλη να παραμένει, η δραστηριότητα στο σύμπαν έχει μειωθεί δραματικά, με πολύ χαμηλά επίπεδα ενέργειας και πολύ μεγάλες χρονικές κλίμακες. Λίγα αξιοσημείωτα γεγονότα συμβαίνουν σε αυτή την περίοδο, και το σύμπαν κυριαρχείται από την μυστηριώδη «σκοτεινή ύλη».

• Επανιονισμός, 150 εκατομμύρια έως 1 δισεκατομμύριο χρόνια:

Οι πρώτοι κβάζαρ σχηματίζονται από βαρυτική κατάρρευση, και η έντονη ακτινοβολία που εκπέμπουν επανιονίζει το περιβάλλον σύμπαν, η δεύτερη από τις δύο μεγάλες φάσεις αλλαγής του υδρογόνου στο σύμπαν (η πρώτη ήταν η περίοδος Επανασύνδεσης). Από αυτό το σημείο και μετά, το μεγαλύτερο μέρος του σύμπαντος μεταβαίνει από ουδέτερο πίσω σε ιονισμένο πλάσμα.

Η διαδικασία σχηματισμού αστέρων (Αρχική Πηγή N/A: ssc.spitzer.caltech.edu/documents/compendium/galsci/)

• Σχηματισμός Αστέρων και Γαλαξιών, από 300 έως 500 εκατομμύρια χρόνια και μετά:

Η βαρύτητα ενισχύει μικρές ανωμαλίες στην πυκνότητα του πρωτογενούς αερίου και οι τσέπες αερίου γίνονται ολοένα και πιο πυκνές, ακόμα και καθώς το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται γρήγορα. Αυτά τα μικρά, πυκνά νέφη κοσμικού αερίου αρχίζουν να καταρρέουν υπό τη δική τους βαρύτητα, θερμαινόμενα αρκετά ώστε να πυροδοτήσουν πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης μεταξύ των ατόμων υδρογόνου, δημιουργώντας τα πρώτα αστέρια.

Τα πρώτα αστέρια είναι βραχύβια, υπερμεγέθη αστέρια, εκατοντάδες φορές πιο μαζικά από τον Ήλιο μας, γνωστά ως Αστέρια Πληθυσμού III (ή «χωρίς μέταλλα»). Τελικά, τα Αστέρια Πληθυσμού II και στη συνέχεια I αρχίζουν επίσης να σχηματίζονται από υλικό προηγούμενων γενεών αστέρων. Τα μεγαλύτερα αστέρια καίγονται γρήγορα και εκρήγνυνται σε τεράστια υπερκαινοφανή γεγονότα, οι στάχτες τους σχηματίζουν επόμενες γενιές αστέρων. Μεγάλες ποσότητες ύλης καταρρέουν για να σχηματίσουν γαλαξίες και η βαρυτική έλξη τραβά τους γαλαξίες ο ένας προς τον άλλον για να σχηματίσουν ομάδες, σμήνη και υπερσμήνη.

• Σχηματισμός Ηλιακού Συστήματος, 8,5 - 9 δισεκατομμύρια χρόνια:

Ο Ήλιος μας είναι αστέρας όψιμης γενιάς, ενσωματώνοντας τα συντρίμμια πολλών γενεών προηγούμενων αστέρων, και αυτός και το Ηλιακό Σύστημα γύρω του σχηματίζονται περίπου πριν από 4,5 έως 5 δισεκατομμύρια χρόνια (8,5 έως 9 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη).

• Σήμερα, 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια:

Η διαστολή του σύμπαντος και η ανακύκλωση του υλικού των αστέρων σε νέα αστέρια συνεχίζονται.

Επιταχυνόμενο Σύμπαν και Σκοτεινή Ενέργεια

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_accelerating.html)

Όπως η σκοτεινή ύλη, ο κοσμικός πληθωρισμός (ακόμα κι αν δεν έχει αποδειχθεί πέρα από κάθε αμφιβολία) θεωρείται πλέον συνήθως μέρος της τυπικής θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, και σε κάποιο βαθμό οι δύο αυτές επιπλέον έννοιες σώζουν τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης από το να είναι εντελώς αβάσιμη. Ωστόσο, παραμένουν ακόμα άλλες πιθανές δυσκολίες.

Το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται από τη Μεγάλη Έκρηξη, αν και με βραδύτερο ρυθμό από την περίοδο του πληθωρισμού, ενώ ταυτόχρονα η βαρύτητα όλης της ύλης στο σύμπαν προσπαθεί να επιβραδύνει και τελικά να αντιστρέψει τη διαστολή. Έτσι προκύπτουν δύο κύριες πιθανότητες: είτε το σύμπαν περιέχει επαρκή ύλη (γνωστή ως «κρίσιμη μάζα») ώστε η βαρύτητά του να αντιστρέψει τη διαστολή, προκαλώντας την κατάρρευση του σύμπαντος σε αυτό που έχει ονομαστεί «Μεγάλη Σύνθλιψη» (Big Crunch), ένα είδος καθρέφτη της αρχικής Μεγάλης Έκρηξης, είτε περιέχει ανεπαρκή ύλη και θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα.

Σύμφωνα με τη Γενική Σχετικότητα, η παράμετρος πυκνότητας, Ωμέγα (Ω), που ορίζεται ως η μέση πυκνότητα του σύμπαντος διαιρούμενη με την κρίσιμη πυκνότητα (δηλαδή αυτή που απαιτείται για να έχει το σύμπαν μηδενική καμπυλότητα), σχετίζεται με την καμπυλότητα του χώρου. Αν η Ω = 1, τότε η καμπυλότητα είναι μηδενική και το σύμπαν είναι επίπεδο· αν η Ω > 1, τότε υπάρχει θετική καμπυλότητα, υποδεικνύοντας κλειστό ή σφαιρικό σύμπαν· αν η Ω < 1, τότε υπάρχει αρνητική καμπυλότητα, υποδηλώνοντας ανοιχτό ή σχήματος σέλας σύμπαν.

Το μοντέλο κοσμικού πληθωρισμού υποθέτει Ω ακριβώς 1, ώστε το σύμπαν να βρίσκεται ουσιαστικά σε μια ισορροπία «σε κόψη ξυραφιού» μεταξύ των δύο ακραίων δυνατοτήτων. Σε αυτή την περίπτωση, θα συνεχίσει να διαστέλλεται, αλλά σταδιακά επιβραδύνοντας συνεχώς, εξαντλώντας την ενέργειά του μόνο στο άπειρο μέλλον. Για να συμβεί αυτό, όμως, το σύμπαν πρέπει να περιέχει ακριβώς την κρίσιμη μάζα ύλης, η οποία σύμφωνα με τρέχοντες υπολογισμούς θα πρέπει να είναι περίπου πέντε άτομα ανά κυβικό μέτρο (ισοδύναμο περίπου με 5 x 10^-30 g/cm³).

Γράφημα που δείχνει πώς η κρίσιμη πυκνότητα επηρεάζει τη διαστολή του σύμπαντος (Πηγή: Διαλέξεις Northern Arizona University: http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryD.html)

Αυτό ίσως φαίνεται μια ελάχιστη ποσότητα (πράγματι είναι πολύ πιο κοντά σε ένα τέλειο κενό απ’ ό,τι έχει επιτευχθεί ποτέ από επιστήμονες στη Γη), αλλά το πραγματικό σύμπαν είναι, κατά μέσο όρο, ακόμα πιο κενό, με περίπου 0,2 άτομα ανά κυβικό μέτρο, λαμβάνοντας υπόψη τα ορατά αστέρια και το διάχυτο αέριο μεταξύ των γαλαξιών. Ακόμα και συμπεριλαμβάνοντας τη σκοτεινή ύλη στους υπολογισμούς, όλη η ύλη στο σύμπαν, τόσο ορατή όσο και σκοτεινή, ανέρχεται μόνο περίπου σε το ένα τέταρτο της απαιτούμενης κρίσιμης μάζας, υποδεικνύοντας ένα συνεχώς διαστελλόμενο σύμπαν.

Ωστόσο, το 1998, δύο ξεχωριστές ομάδες αστρονόμων που παρατηρούσαν απομακρυσμένους υπερκαινοφανείς τύπου 1a (η μία υπό τον Αμερικανό Saul Perlmutter και η άλλη υπό τους Αυστραλούς Nick Suntzeff και Brian Schmidt) έκαναν παράλληλες ανακαλύψεις που προκάλεσαν αναστάτωση στην επιστημονική κοινότητα και έχουν σημαντικές επιπτώσεις για το διαστελλόμενο σύμπαν και την κρίσιμη μάζα του. Η αδυναμία των εκρήξεων των υπερκαινοφανών φαινόταν να υποδεικνύει ότι βρίσκονταν στην πραγματικότητα πιο μακριά από ό,τι είχε προβλεφθεί, υποδεικνύοντας ότι η διαστολή του σύμπαντος είχε στην πραγματικότητα επιταχυνθεί (και όχι επιβραδυνθεί) από τη στιγμή που τα αστέρια εξερράγησαν. Αντίθετα με κάθε προσδοκία, επομένως, η διαστολή του σύμπαντος φαίνεται να επιταχύνεται σημαντικά – ζούμε σε ένα επιταχυνόμενο σύμπαν!

Το μόνο που θα μπορούσε να επιταχύνει τη διαστολή (δηλαδή να υπερβεί τη δυνάμη επιβράδυνσης της αμοιβαίας βαρυτικής έλξης των γαλαξιών) είναι ο ίδιος ο χώρος, υποδεικνύοντας ότι ίσως δεν είναι εντελώς κενός αλλά περιέχει κάποια παράξενη «σκοτεινή ενέργεια» ή «αντιβαρύτητα» που είναι προς το παρόν άγνωστη στην επιστήμη. Έτσι, ακόμα και αυτό που φαίνεται πλήρες κενό περιέχει ενέργεια με έναν προς το παρόν άγνωστο τρόπο. Στην πραγματικότητα, αρχικοί υπολογισμοί (ενισχυμένοι από πιο πρόσφατες έρευνες, όπως η ανάπτυξη σμηνών γαλαξιών από το διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Chandra της NASA και η μελέτη δυαδικών γαλαξιών από τους Christian Marinoni και Adeline Buzzi του Πανεπιστημίου της Προβηγκίας) υποδεικνύουν ότι πλήρως 73-74% του σύμπαντος αποτελείται από αυτή τη σκοτεινή ενέργεια.

Εκτιμώμενη κατανομή σκοτεινής ενέργειας, σκοτεινής ύλης και κανονικής ύλης στο σύμπαν (Πηγή: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Dark_energy)

Αν το 74% της συνολικής μάζας του σύμπαντος αποτελείται από σκοτεινή ενέργεια και περίπου το 85% της υπόλοιπης πραγματικής ύλης (αντιπροσωπεύοντας περίπου το 22% της συνολικής μάζας) είναι σκοτεινή ύλη (βλ. την ενότητα για τη Σκοτεινή Ύλη για περισσότερη συζήτηση), τότε αυτό υποδηλώνει ότι μόνο περίπου το 4% του σύμπαντος αποτελείται από αυτό που θεωρούμε «κανονική», καθημερινή, βασισμένη σε άτομα ύλη, όπως αστέρια, διαγαλαξιακό αέριο κ.ά. Μέχρι το 2013, βάσει δεδομένων κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας από τον δορυφόρο Planck, οι τελευταίοι αριθμοί είναι πιο κοντά στο 68%, 27% και 5% αντίστοιχα. Σήμερα, αυτό θεωρείται γενικά το «τυπικό μοντέλο» της σύνθεσης του σύμπαντος. Έτσι, παρά όλες τις προόδους μας στη φυσική και την αστρονομία, φαίνεται ότι μπορούμε ακόμη να παρατηρήσουμε, να λογαριάσουμε και να εξηγήσουμε μόνο ένα μικρό ποσοστό της συνολικής ύλης του σύμπαντος, μια σκέψη πραγματικά συγκλονιστική.

Η ενσωμάτωση της σκοτεινής ενέργειας στο μοντέλο μας για το σύμπαν θα εξηγούσε με κομψό τρόπο τα «χαμένα» τρία τέταρτα του σύμπαντος που απαιτούνται για να προκαλέσουν την παρατηρούμενη επιτάχυνση στη αναθεωρημένη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Επίσης, καθιστά τον χάρτη του πρώιμου σύμπαντος που παράχθηκε από το WMAP συμβατό με το σύμπαν που παρατηρούμε σήμερα. Τα όμορφα τρισδιάστατα υπολογιστικά μοντέλα του σύμπαντος του Carlos Frenk μοιάζουν αξιοσημείωτα με τις πραγματικές παρατηρούμενες μορφές στο πραγματικό σύμπαν (λαμβάνοντας υπόψη τη σκοτεινή ύλη και τη σκοτεινή ενέργεια), ακόμα κι αν δεν πείθουν όλους τους επιστήμονες. Εναλλακτικές θεωρίες, όπως η ιδέα του Mordehai Milgrom για «μεταβλητή βαρύτητα», δεν έχουν ακόμη αναπτυχθεί επαρκώς και θα είχαν το αποτέλεσμα της ριζικής τροποποίησης όλης της φυσικής από τον Newton και μετά. Έτσι, η σκοτεινή ενέργεια παραμένει η πιο ευρέως αποδεκτή επιλογή.

Περαιτέρω επιβεβαίωση κάποιας μορφής ενέργειας που λειτουργεί στο φαινομενικό κενό του διαστήματος προέρχεται από το φαινόμενο Casimir, που ονομάστηκε από τα πειράματα του 1948 των Ολλανδών φυσικών Hendrik Casimir και Dirk Polder. Αυτό δείχνει πώς λείες, μη φορτισμένες μεταλλικές πλάκες μπορούν να κινηθούν λόγω διακυμάνσεων ενέργειας στο κενό του διαστήματος, και υποθέτεται ότι η σκοτεινή ενέργεια, που παράγεται με κάποιο τρόπο από τον ίδιο το χώρο, μπορεί να είναι μια παρόμοια μορφή διακύμανσης κενού.

Δυστυχώς, όπως και η σκοτεινή ύλη, δεν γνωρίζουμε ακόμη ακριβώς τι είναι αυτή η σκοτεινή ενέργεια, πώς παράγεται ή πώς λειτουργεί. Φαίνεται να δημιουργεί κάποιο είδος αρνητικής πίεσης που κατανέμεται σχετικά ομοιόμορφα στο χώρο και, ως εκ τούτου, ασκεί ένα είδος κοσμικής άπωσης στο σύμπαν, ωθώντας τους γαλαξίες όλο και πιο μακριά ο ένας από τον άλλο. Καθώς ο χώρος μεταξύ των γαλαξιών διευρύνεται ακατάπαυστα, τα αποτελέσματα της σκοτεινής ενέργειας φαίνεται να αυξάνονται, υποδηλώνοντας ότι το σύμπαν πιθανότατα θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα, αν και φαίνεται να έχει μικρή ή καμία επίδραση εντός των γαλαξιών και των σμηνών γαλαξιών, όπου η βαρύτητα είναι η κυρίαρχη δύναμη.

Αν και κανείς δεν έχει ιδέα για το τι μπορεί πραγματικά να είναι η σκοτεινή ενέργεια, φαίνεται ανησυχητικά παρόμοια με τη δύναμη της κοσμικής άπωσης ή την «κοσμολογική σταθερά» που είχε απορρίψει ο Einstein το 1929 (όπως αναφέρθηκε στην ενότητα για το Διαστελλόμενο Σύμπαν και τον Νόμο του Hubble), και αυτή παραμένει η πιο πιθανή υποψήφια εξήγηση, ακόμα κι αν οι συγκεκριμένες ιδιότητες και οι επιδράσεις της παραμένουν υπό έντονη συζήτηση. Το μέγεθος της κοσμολογικής σταθεράς που απαιτείται για να περιγράψει την επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος είναι πραγματικά πολύ μικρό, περίπου 10^-122 σε μονάδες Planck. Πράγματι, η πολύ κοντινή αυτή τιμή στο μηδέν (χωρίς να είναι ακριβώς μηδέν) έχει ανησυχήσει πολλούς επιστήμονες. Αλλά ακόμη και μια μικρή αλλαγή σε αυτή την τιμή θα οδηγούσε σε ένα πολύ διαφορετικό σύμπαν, στο οποίο η ζωή, και ακόμη και τα αστέρια και οι γαλαξίες που θεωρούμε δεδομένα, δεν θα μπορούσαν να υπάρχουν.

Εξίσου ανησυχητική είναι η κολοσσιαία διαφορά μεταξύ της απειροελάχιστης ποσότητας της σκοτεινής ενέργειας και της τιμής που προβλέπει η κβαντική θεωρία, η καλύτερη θεωρία μας για το πολύ μικρό, όσον αφορά την ενέργεια που υπάρχει σε φαινομενικά κενό χώρο. Η θεωρητική τιμή της σκοτεινής ενέργειας είναι πάνω από 10^120 φορές μικρότερη από αυτήν, κάτι που κάποιοι επιστήμονες έχουν χαρακτηρίσει ως τη μεγαλύτερη αποτυχία πρόβλεψης στην ιστορία της επιστήμης! Κάποιοι επιστήμονες έχουν βρει κάποια ανακούφιση σχετικά με το απροσδόκητα μικρό μέγεθος της σκοτεινής ενέργειας στην ιδέα ότι το δικό μας είναι απλώς ένα σύμπαν σε ένα αδιανόητα τεράστιο πολυσύμπαν. Από έναν δυνητικά άπειρο αριθμό παράλληλων συμπάντων, καθένα με ελαφρώς διαφορετικές ιδιότητες και προφίλ σκοτεινής ενέργειας, δεν είναι τόσο απίθανο το δικό μας να είναι ένα που τυχαίνει να έχει σκοτεινή ενέργεια που επιτρέπει την ανάπτυξη αστέρων και ακόμη και της ζωής, ένα παράδειγμα της ανθρωπολογικής αρχής.

Απεικόνιση του μηχανισμού Higgs και των σωματιδίων (Αρχική Πηγή N/A: library.thinkquest.org/C004707/wmhm.php3)

Έχει υπάρξει κάποια εικασία ότι η σκοτεινή ενέργεια μπορεί να συνδέεται με το ακόμα λίγο κατανοητό πεδίο Higgs. Σύμφωνα με τη θεωρητική εργασία του Άγγλου φυσικού Peter Higgs και άλλων στη δεκαετία του 1960, το κενό του διαστήματος διαπερνάται στην πραγματικότητα από αυτό που έχει γίνει γνωστό ως πεδίο Higgs. Είναι οι αλληλεπιδράσεις με αυτό το πεδίο που δίνουν στα άλλα στοιχειώδη σωματίδια τη μάζα τους, καθώς εμποδίζει αυτά να εκτοξευτούν με την ταχύτητα του φωτός, συγκεντρώνοντας γύρω τους και επιβραδύνοντας την πρόοδό τους.

Διεγέρσεις του πεδίου Higgs σχηματίζουν σωματίδια γνωστά ως σωματίδια Higgs, ένα ουσιώδες συστατικό του τρέχοντος Τυπικού Μοντέλου της Φυσικής Σωματιδίων. Μέχρι το 2012, όμως, ένα τέτοιο σωματίδιο παρέμενε εντελώς θεωρητικό και αδιάσειστο. Αλλά τα πειράματα του 2012 στον Μεγάλο Επιταχυντή Αδρονίων (LHC) στο CERN κατάφεραν τελικά να δημιουργήσουν και να απομονώσουν ένα σωματίδιο που δίνει κάθε ένδειξη ότι είναι το πολυπόθητο σωματίδιο Higgs, αν και ακόμη διεξάγονται πιο λεπτομερείς δοκιμές.

Μια άλλη δυνατή υποψήφια πηγή σκοτεινής ενέργειας προκύπτει από τη θεωρητική εργασία πάνω στη υπερσυμμετρία (supersymmetry), η οποία ουσιαστικά διπλασιάζει τον αριθμό των στοιχειωδών σωματιδίων στο τρέχον Τυπικό Μοντέλο με την υπόθεση βαρέων, άγνωστων «υπερ-συνεργατών» για κάθε σωματίδιο, των οποίων η στροφορμή διαφέρει κατά ½. Άλλοι υποψήφιοι είναι η λεγόμενη «quintessence» και η λεγόμενη «ενέργεια φάντασμα (phantom energy)”, αν και αυτές οι ιδέες παραμένουν ουσιαστικά σε στάδιο υπόθεσης.

Δεν είναι σαφές ούτε αν οι επιδράσεις της σκοτεινής ενέργειας είναι σταθερές ή μεταβαλλόμενες με τον χρόνο, αν και έρευνες χρησιμοποιώντας δεδομένα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble υποδεικνύουν ότι αυτή ήταν ήδη σε δράση ενισχύοντας τη διαστολή του σύμπαντος πριν από περίπου εννέα δισεκατομμύρια χρόνια.

Αντιύλη

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_antimatter.html)

Μια άλλη περιοχή που ίσως χρειάζεται επιπλέον εξήγηση είναι η έννοια της αντιύλης, και γιατί το σύμπαν μας αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από ύλη και σχεδόν καθόλου από αντιύλη. Σύμφωνα με τη θεωρία, η Μεγάλη Έκρηξη θα έπρεπε να είχε παραγάγει ύλη και αντιύλη σε ίσες ποσότητες. Έτσι, για κάθε κουάρκ που παρήχθη στα πρώιμα στάδια της Μεγάλης Έκρηξης, θα υπήρχε και ένα αντικουάρκ· για κάθε ηλεκτρόνιο, ένα ποζιτρόνιο (το αντισωματίδιο του ηλεκτρονίου) κ.ο.κ. Η εμφανής ασυμμετρία μεταξύ ύλης και αντιύλης στο ορατό σύμπαν αποτελεί ένα από τα μεγαλύτερα άλυτα προβλήματα στη φυσική.

Ο Βρετανός φυσικός Paul Dirac προέβλεψε για πρώτη φορά την ύπαρξη της αντιύλης το 1928. Για κάθε μία από τις θεωρητικές του εξισώσεις, φαινόταν να υπάρχει μια άλλη συνδεδεμένη λύση, με όλες τις ιδιότητες αντιστραμμένες, που δεν φαίνονταν να υπάρχει φυσικά στο γνωστό σύμπαν. Αυτή η αντιύλη, λοιπόν, είναι η «εικονική εικόνα» της ύλης, και τα αντισωματίδια που την αποτελούν είναι οι καθρέφτες των κανονικών σωματιδίων, ίδιας μάζας αλλά με αντίθετο ηλεκτρικό φορτίο.

Οι εξισώσεις του Dirac προέβλεψαν επίσης ότι, αν μπορούσε να συγκεντρωθεί αρκετή ενέργεια, ένα αντι-ηλεκτρόνιο (πάντα συνοδευόμενο από ένα ηλεκτρόνιο για να διατηρηθεί το συνολικό ηλεκτρικό φορτίο) θα μπορούσε θεωρητικά να παραχθεί εκεί όπου δεν υπήρχε πριν! Το 1933, ο Carl Anderson απέδειξε επιτυχώς την εμφάνιση αυτού του υποθετικού αντι-ηλεκτρονίου (το οποίο ονόμασε ποζιτρόνιο), και απέδειξε οριστικά ότι η ύλη μπορεί πράγματι να παραχθεί στο εργαστήριο σε έναν ελεγχόμενο πειραματικό χώρο. Με την ανάπτυξη των υπερ-υψηλής επιτάχυνσης μηχανών μετά τον Δεύτερο Παγκόσμιο Πόλεμο, δημιουργήθηκαν άλλα σωματίδια (όπως πρωτόνια και νετρόνια) και τα αντίστοιχα αντισωματίδιά τους, ακόμη και αποθηκεύτηκαν σε μαγνητικά «μπουκάλια».

Δημιουργία ζεύγους και εξαΰλωση ζεύγους υδρογόνου και αντιυδρογόνου (Αρχική Πηγή N/A: rikenresearch.riken.jp/eng/frontline/5444)

Ωστόσο, όταν ύλη και αντιύλη συναντιούνται, εξαϋλώνονται πλήρως σε μια εντυπωσιακή λάμψη φωτός που παράγεται από υψηλής ενέργειας φωτόνια γάμμα. Αυτή η εκρηκτική εξαΰλωση αντικατοπτρίζει την τεράστια ενέργεια που απαιτείται για να παραχθούν τα ζεύγη ύλης-αντιύλης εξαρχής.

Για παράδειγμα, οι υψηλής ενέργειας κοσμικές ακτίνες που πλήττουν τακτικά την ατμόσφαιρα της Γης παράγουν μικρές ποσότητες αντιύλης στους παραγόμενους πίδακες σωματιδίων, οι οποίες εξαϋλώνονται αμέσως με την επαφή τους με την ύλη. Οι ελάχιστες ποσότητες αντιύλης που έχουν καταφέρει να παραχθούν στο εργαστήριο συνοδεύονται πάντα από ίση ποσότητα κανονικής ύλης, και τα δύο τείνουν να ακυρώνουν η μία την άλλη σχεδόν αμέσως.

Αν και τεχνικά είναι πιθανό να υπάρχουν σημαντικές ποσότητες αντιύλης κάπου στο σύμπαν, απομονωμένες με κάποιο τρόπο από την κανονική ύλη, δεν έχουν ανακαλυφθεί ουσιαστικές ποσότητες αντιύλης. Αυτό θέτει το ερώτημα γιατί υπάρχει αυτή η τεράστια εμφανής ανισορροπία, και γιατί η ύλη και η αντιύλη δεν εξαϋλώθηκαν πλήρως πολύ νωρίς στην ιστορία του σύμπαντος (και επομένως, γιατί υπάρχουμε εμείς σήμερα!).

Υποτίθεται ότι πολύ νωρίς στη ζωή του σύμπαντος, σε μια διαδικασία γνωστή ως βαρυογένεση (baryogenesis), δημιουργήθηκαν τεράστιοι αριθμοί σωματιδίων και αντισωματιδίων, τα οποία πράγματι εξαϋλώθηκαν μεταξύ τους. Η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, που διαπερνά σήμερα το σύμπαν, αντιπροσωπεύει τα υπολείμματα της ενέργειας που παράχθηκε από αυτήν την μαζική εξαΰλωση των ζευγαρωμένων σωματιδίων-αντισωματιδίων. Αλλά μια μικρή ανισορροπία παρέμεινε, με τη μορφή περίσσειας ύλης, περίπου ενός επιπλέον σωματιδίου ύλης ανά δισεκατομμύριο ζεύγη ύλης-αντιύλης. Υπολογίστηκε ότι αυτή η εμφανώς μικρή ανισορροπία στο πρώιμο σύμπαν θα ήταν αρκετή για να σχηματίσει την ποσότητα ύλης που παρατηρούμε σήμερα.

Το 1966, ο Ρώσος φυσικός Andrei Sakharov περιέγραψε τρεις προϋποθέσεις απαραίτητες για να είναι δυνατή μια ανισορροπία ύλης-αντιύλης: πρώτον, τα πρωτόνια πρέπει να διασπώνται, αλλά τόσο αργά ώστε για όλα τα πρωτόνια της Γης, λιγότερο από ένα ψίχουλο να έχει διασπαστεί μέχρι στιγμής· δεύτερον, πρέπει να υπάρχουν συγκεκριμένοι περιορισμοί στον τρόπο που το σύμπαν έχει ψυχθεί μετά τη Μεγάλη Έκρηξη· και τρίτον, πρέπει να υπάρχει μετρήσιμη διαφορά μεταξύ ύλης και αντιύλης.

Οι James Cronin και Val Fitch κέρδισαν το Βραβείο Νόμπελ τη δεκαετία του 1960 για τη δουλειά τους σε ένα σωματίδιο που ονομάζεται καόνιο (kaon), το οποίο έδειξε ότι τα σωματίδια και τα αντισωματίδιά τους μπορεί να μην είναι στην πραγματικότητα ακριβώς αντίθετα, και φαίνεται πιθανό ότι τα καόνια μπορεί να ζουν περισσότερο από τα αντικαόνια, αλλά εξακολουθεί να μην είναι σαφές αν αυτό θα μπορούσε να εξηγήσει τη νίκη της ύλης έναντι της αντιύλης στο σύμπαν.

Η Μεγάλη Σύνθλιψη, το Μεγάλο Πάγωμα και το Μεγάλο Σχίσιμο

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_bigcrunch.html)

Σαφώς, απαιτούνται περαιτέρω πρόοδοι στη θεμελιώδη φυσική πριν καταστεί δυνατό να γνωρίζουμε την τελική μοίρα του σύμπαντος με οποιοδήποτε επίπεδο βεβαιότητας. Ωστόσο, οι επιστήμονες γενικά συμφωνούν ότι αυτή η μοίρα θα εξαρτηθεί από τρία πράγματα: το συνολικό σχήμα ή τη γεωμετρία του σύμπαντος, από το πόση σκοτεινή ενέργεια περιέχει, και από την λεγόμενη «εξίσωση κατάστασης» (που ουσιαστικά καθορίζει πώς η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας ανταποκρίνεται στη διαστολή του σύμπαντος).

Αν η γεωμετρία του σύμπαντος είναι «κλειστή» (όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας), τότε υπάρχουν δύο κύριες πιθανότητες, όπως αναφέρθηκε στο κεφάλαιο για το Επιταχυνόμενο Σύμπαν και Σκοτεινή Ενέργεια (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_accelerating.html). Αν το σύμπαν περιέχει μεγάλη ποσότητα σκοτεινής ενέργειας (όπως υποδηλώνουν πρόσφατα ευρήματα), τότε η διαστολή του σύμπαντος θα μπορούσε θεωρητικά να συνεχιστεί για πάντα. Αν, όμως, το σύμπαν στερείται της απωθητικής επίδρασης της σκοτεινής ενέργειας, τότε η βαρύτητα θα σταματήσει τελικά τη διαστολή και το σύμπαν θα αρχίσει να συρρικνώνεται μέχρι όλη η ύλη να καταρρεύσει σε μια τελική ιδιομορφία, ένα καθρέφτισμα της Μεγάλης Έκρηξης γνωστή ως «Μεγάλη Σύνθλιψη» (Big Crunch), κάπου στην περιοχή των εκατό δισεκατομμυρίων ετών από τώρα.

Διαστολή και συρρίκνωση ενός κλειστού σύμπαντος προς τη Μεγάλη Σύνθλιψη (Πηγή: How Stuff Works: <http://science.howstuffworks.com/big-crunch3.htm>)

Τα μοντέλα ενός τέτοιου καταρρέοντος σύμπαντος υποδηλώνουν ότι, αρχικά, το σύμπαν θα συρρικνώνεται περίπου ομοιόμορφα, επειδή, σε χοντρική κλίμακα, η ύλη είναι σχετικά ομοιόμορφα κατανεμημένη. Αρχικά, ο ρυθμός συρρίκνωσης θα είναι αργός, αλλά η ταχύτητα θα αυξάνεται σταδιακά. Καθώς η θερμοκρασία αρχίζει να αυξάνεται εκθετικά, τα αστέρια θα εκραγούν και θα εξατμιστούν, και τελικά τα άτομα και ακόμη και οι πυρήνες θα διασπαστούν σε μια αντίστροφη εκτέλεση των πρώιμων σταδίων μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Καθώς το σύμπαν συμπιέζεται σε έναν πολύ μικρό όγκο, οι οποιεσδήποτε μικρές ανωμαλίες θα μεγεθυνθούν όλο και περισσότερο και, στα τελικά στάδια, η κατάρρευση πιθανότατα θα είναι άγρια χαοτική, και η βαρύτητα και η παραμόρφωση του χωροχρόνου θα ποικίλλουν έντονα ανάλογα με την κατεύθυνση από την οποία πλησιάζει το σώμα προς την ιδιομορφία. Σύμφωνα με κάποιες προβλέψεις, πολύ κοντά στην ιδιομορφία, η παραμόρφωση του χωροχρόνου θα γίνει τόσο βίαιη και χαοτική που ο χώρος και ο χρόνος θα «θρυμματιστούν» σε «σταγόνες» και όλες οι τρέχουσες έννοιες χρόνου, απόστασης και κατεύθυνσης θα χάσουν το νόημά τους.

Αυτό το μοντέλο προσφέρει συναρπαστικές δυνατότητες για ένα παλλόμενο ή κυκλικό σύμπαν (ή «Μεγάλο Αναπήδημα» – Big Bounce), όπου η Μεγάλη Σύνθλιψη ακολουθείται από τη Μεγάλη Έκρηξη ενός νέου σύμπαντος, και ούτω καθεξής, ενδεχομένως ατέρμονα. Ωστόσο, στο φως των πρόσφατων ευρημάτων της δεκαετίας του 1990 (όπως η απόδειξη για ένα επιταχυνόμενο σύμπαν που περιγράφηκε προηγουμένως (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_accelerating.html)), αυτό πλέον δεν θεωρείται η πιο πιθανή έκβαση.

Πιθανά σχήματα του σύμπαντος (κλειστό, ανοιχτό και επίπεδο) (Πηγή: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Shape_of_the_universe)

Αν, από την άλλη, η γεωμετρία του χώρου είναι «ανοιχτή» (αρνητικά καμπυλωμένη όπως η επιφάνεια μιας σέλας), ή ακόμη και «επίπεδη», οι πιθανότητες είναι πολύ διαφορετικές. Ακόμα και χωρίς σκοτεινή ενέργεια, ένα αρνητικά καμπυλωμένο σύμπαν θα συνέχιζε να διαστέλλεται για πάντα, με τη βαρύτητα να επιβραδύνει ελάχιστα τον ρυθμό διαστολής. Με την προσθήκη της σκοτεινής ενέργειας, η διαστολή όχι μόνο συνεχίζεται αλλά και επιταχύνεται, και το πώς θα εξελιχθούν τα πράγματα εξαρτάται από τις ιδιότητες της ίδιας της σκοτεινής ενέργειας, οι οποίες παραμένουν σε μεγάλο βαθμό άγνωστες σε εμάς.

Μια πιθανότητα είναι όπου η επιτάχυνση που προκαλείται από τη σκοτεινή ενέργεια αυξάνεται χωρίς όριο, με τη σκοτεινή ενέργεια τελικά να γίνεται τόσο ισχυρή που να υπερκαλύπτει πλήρως τις επιδράσεις των βαρυτικών, ηλεκτρομαγνητικών και ασθενών πυρηνικών δυνάμεων. Γνωστό ως «Μεγάλο Σχίσιμο» (Big Rip), αυτό θα είχε ως αποτέλεσμα οι γαλαξίες, τα αστέρια και τελικά ακόμη και τα άτομα να καταστραφούν κυριολεκτικά, με το σύμπαν όπως το γνωρίζουμε να τελειώνει δραματικά σε έναν ασυνήθιστο τύπο βαρυτικής ιδιομορφίας μέσα σε σχετικά σύντομο χρονικό ορίζοντα μόλις 35–50 δισεκατομμυρίων ετών.

Ίσως η πιο πιθανή δυνατότητα, όμως, με βάση τις τρέχουσες γνώσεις, είναι μια μακρά, αργή παρακμή γνωστή ως «Μεγάλο Πάγωμα» (Big Freeze) ή «Μεγάλη Ψύξη» ή «Θάνατος Θερμότητας» (Heat Death). Σε αυτό το σενάριο, το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται και σταδιακά «ξεμένει» από θερμοδυναμική ελεύθερη ενέργεια, στην οποία δεν είναι δυνατό να διατηρηθεί κίνηση ή ζωή. Τελικά, σε χρονική κλίμακα 10^14 (εκατό τρισεκατομμύρια) έτη ή περισσότερα, θα φτάσει σε κατάσταση μέγιστης εντροπίας σε θερμοκρασία πολύ κοντά στο απόλυτο μηδέν, όπου το σύμπαν απλώς θα γίνει υπερβολικά ψυχρό για να διατηρήσει ζωή, και όλα όσα θα απομένουν θα είναι καμένα αστέρια, ψυχροί νεκροί πλανήτες και μαύρες τρύπες.

Τι συμβαίνει μετά από αυτό είναι ακόμα πιο εικαστικό, αλλά τελικά ακόμη και τα άτομα που αποτελούν την υπόλοιπη ύλη θα αρχίσουν να αποσυντίθενται, καθώς τα πρωτόνια και τα νετρόνια διασπώνται σε ποζιτρόνια και ηλεκτρόνια, τα οποία με την πάροδο του χρόνου θα συγκρούονται και θα εξαϋλώνονται μεταξύ τους. Ανάλογα με τον ρυθμό επέκτασης του σύμπαντος εκείνη την εποχή, είναι πιθανό ότι κάποια ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια μπορεί να σχηματίσουν παράξενα άτομα δισεκατομμυρίων ετών φωτός σε μέγεθος, γνωστά ως ποζιτρονίουμ (positronium), με τα μακρινά σωματίδια να περιφέρονται αργά το ένα γύρω από το άλλο, τόσο αργά που θα χρειάζονταν ένα εκατομμύριο χρόνια για να κινηθούν ένα μόνο εκατοστό. Μετά από περίπου 10^116 έτη, ακόμη και το ποζιτρονίουμ θα έχει καταρρεύσει και τα σωματίδια θα έχουν εξαϋλωθεί.

Με αυτόν τον τρόπο, όλη η ύλη θα εξατμιστεί αργά σε μια αδύναμη μορφή ενέργειας, αφήνοντας μόνο μαύρες τρύπες, που θα διασκορπίζονται όλο και περισσότερο καθώς το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται. Οι ίδιες οι μαύρες τρύπες θα διαλυθούν τελικά, απελευθερώνοντας σταδιακά την ακτινοβολία Hawking, μέχρι που, μετά από 10^200 έτη, το σύμπαν θα υπάρξει ως απλώς κενός χώρος και ασθενής ακτινοβολία σε θερμοκρασία απειροελάχιστα πάνω από το απόλυτο μηδέν. Στο τέλος του σύμπαντος, ο ίδιος ο χρόνος θα χάσει κάθε νόημα, καθώς δεν θα υπάρχουν γεγονότα οποιουδήποτε είδους, και επομένως κανένα πλαίσιο αναφοράς για να υποδείξει τη ροή του χρόνου ή ακόμη και την κατεύθυνσή του.

Ενδιαφέρον είναι ότι πρόσφατες αναλύσεις από το δορυφόρο WMAP και το Cosmic Background Imager φαίνεται να επιβεβαιώνουν άλλες πρόσφατες παρατηρήσεις που υποδεικνύουν ότι το σύμπαν είναι στην πραγματικότητα επίπεδο (σε αντίθεση με κλειστό ή ανοιχτό). Αυτά τα πειράματα αποκάλυψαν θερμές και ψυχρές περιοχές με μέγεθος περίπου μίας μοίρας, οι οποίες, σύμφωνα με τη σύγχρονη θεωρία, θα υποδήλωναν ένα επίπεδο σύμπαν.

Υπερχορδές και Κβαντική Βαρύτητα

Για να κατανοήσουμε πλήρως ερωτήματα όπως από πού προήλθε το σύμπαν, γιατί η Μεγάλη Έκρηξη συνέβη πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια και τι, αν υπήρχε κάτι, προϋπήρχε αυτής, χρειάζεται να κατανοήσουμε καλύτερα τις ιδιομορφίες, όπως εκείνες στις μαύρες τρύπες και την ιδιομορφία που σηματοδότησε τη γέννηση του ίδιου του σύμπαντος.

Για να επιτευχθεί αυτό, οι περισσότεροι επιστήμονες συμφωνούν ότι απαιτείται μια «κβαντική θεωρία της βαρύτητας» (γνωστή επίσης ως «κβαντική βαρύτητα» ή «ενοποίηση» ή «θεωρία των πάντων»), η οποία να συνδυάζει τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας (την καλύτερη τρέχουσα θεωρία μας για το πολύ μεγάλο) και την κβαντική θεωρία (την καλύτερη τρέχουσα θεωρία μας για το πολύ μικρό). Αυτές μπορεί να φαίνονται θεμελιωδώς ασύμβατες έννοιες, και ακόμη και ο Einstein, ο οποίος αφιέρωσε μεγάλο μέρος της ζωής του στην ενοποίηση, δεν κατάφερε να το επιτύχει. Ωστόσο, οι προσπάθειες συνεχίζονται σε διάφορα μέτωπα για να βρεθεί μια τέτοια σύνθεση.

Στη δεκαετία του 1970, ο ισχυρότερος υποψήφιος για μια ενοποιημένη θεωρία ήταν πιθανότατα η «υπερβαρύτητα» (supergravity), ένα πεδιακό θεωρητικό πλαίσιο που συνδυάζει τις αρχές της υπερσυμμετρίας και της Γενικής Σχετικότητας. Ωστόσο, αν και η προσέγγιση φαινόταν πολλά υποσχόμενη, σύντομα έγινε φανερό ότι οι υπολογισμοί που απαιτούνταν ήταν τόσο εκτενείς και δύσκολοι ώστε ίσως να μην μπορούσαν ποτέ να αποδειχθούν. Περί το 1984, όμως, σε μεγάλο βαθμό ως απάντηση σε μια πρωτοποριακή εργασία των Michael Green και John Schwarz, σημειώθηκε μια εντυπωσιακή μεταστροφή της γνώμης στον κόσμο της θεωρητικής φυσικής υπέρ της θεωρίας χορδών (ή, πιο συγκεκριμένα, της θεωρίας υπερχορδών), μια μετατόπιση παραδείγματος που συχνά αποκαλείται «Πρώτη Επανάσταση των Υπερχορδών».

Καλλιτεχνική απεικόνιση των θεμελιωδών οντοτήτων της θεωρίας υπερχορδών από τον Flavio Robles (Πηγή: Berkeley Lab: <http://www.lbl.gov/Publications/Currents/Archive/June-16-2000.html>)

Η θεωρία χορδών είχε προταθεί για πρώτη φορά στα τέλη της δεκαετίας του 1960 ως αποτέλεσμα της εργασίας των Gabriele Veneziano, Leonard Susskind και άλλων. Αντιλαμβάνεται τα βασικά δομικά στοιχεία της ύλης όχι ως σημειακά σωματίδια αλλά ως αδιανόητα μικρές μονοδιάστατες δονούμενες «χορδές» ενέργειας, οι οποίες έχουν μήκος αλλά καμία άλλη διάσταση, όπως απείρως λεπτά κομμάτια νήματος. Μια χορδή μπορεί να είναι ανοιχτή (δηλαδή να έχει άκρα) ή κλειστή (δηλαδή να σχηματίζει βρόχους), και η ιστορία μιας χορδής στον χρόνο αναπαρίσταται από μια δισδιάστατη λωρίδα (για ανοιχτές χορδές) ή έναν σωλήνα (για κλειστές χορδές).

Μπορεί να φαίνεται ότι υπάρχει ασυνέπεια μεταξύ της ιδέας ενός σύμπαντος που αποτελείται από χορδές και των σημειακών σωματιδίων που παρατηρούμε στα πειράματα. Ωστόσο, αυτό οφείλεται στο ότι οι χορδές είναι τόσο μικροσκοπικές ώστε δεν μπορούμε να διακρίνουμε το σχήμα τους, ακόμη και με την καλύτερη τεχνολογία μας, και έτσι εμφανίζονται σε εμάς ως μικροσκοπικά άμορφα σημεία, όπως η διαφορά ανάμεσα σε έναν κόκκο σκόνης με γυμνό μάτι και κάτω από μικροσκόπιο. Για να δοθεί μια ιδέα των κλιμάκων που εμπλέκονται, μια χορδή είναι τόσο μικρή σε σύγκριση με ένα ηλεκτρόνιο όσο ένα ποντίκι σε σχέση με ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα (περίπου 20 τάξεις μεγέθους μικρότερη).

Αλλά η πραγματική ομορφιά της θεωρίας χορδών είναι ότι θεωρεί τα πάντα στο σύμπαν, όλη την ύλη αλλά και όλες τις δυνάμεις, ως αποτελούμενα από ένα και μοναδικό συστατικό. Οι χορδές αποτελούνται από υπερσυμπυκνωμένη μάζα-ενέργεια που δονείται όπως οι χορδές ενός βιολιού, με κάθε διακριτό τρόπο δόνησης να αντιστοιχεί σε ένα θεμελιώδες σωματίδιο (όπως ένα ηλεκτρόνιο ή ένα φωτόνιο κ.λπ.). Η εκπομπή ή απορρόφηση ενός σωματιδίου από ένα άλλο αναπαρίσταται από τη διαίρεση ή τη σύνδεση χορδών, και οι δυνάμεις που δρουν στα σωματίδια αντιστοιχούν σε άλλες χορδές που συνδέουν τις χορδές των σωματιδίων σε ένα πολύπλοκο «πλέγμα».

Σύμφωνα με τη θεωρία χορδών, λοιπόν, το σύμπαν είναι ένα είδος συμφωνίας και οι νόμοι της φυσικής είναι οι αρμονίες της. Οι δονήσεις των χορδών, ωστόσο, λαμβάνουν χώρα σε έναν δεκαδιάστατο κόσμο, όπου κάθε μονοδιάστατο σημείο στον συνηθισμένο μας χώρο αποτελείται στην πραγματικότητα από μια πολύπλοκη γεωμετρική δομή σε έξι επιπλέον διαστάσεις, όλες συμπιεσμένες στην κλίμακα του μήκους Planck (τη μικρότερη απόσταση ή μέγεθος για το οποίο μπορεί να ειπωθεί οτιδήποτε, περίπου 1,6 × 10^-35 μέτρα). Η δονητική ποιότητα αυτών των μικροσκοπικών νημάτων ενέργειας αντικαθιστά τα σωματίδια και τα πεδία στην κβαντική περιγραφή του σύμπαντος. Η ένταση των δονήσεων είναι αυτό που αντιλαμβανόμαστε ως μάζα, και τα πρότυπα των δονήσεων είναι οι θεμελιώδεις δυνάμεις.

Τρισδιάστατη προβολή μιας πολυδιάστατης πολλαπλότητας Calabi–Yau (Πηγή: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Calabi-Yau)

Η εικασία περί ενσωμάτωσης επιπλέον διαστάσεων στον χωροχρόνο ανάγεται στις ιδέες του Πολωνού φυσικού Theodor Kaluza το 1919 και, ανεξάρτητα, του Σουηδού φυσικού Oscar Klein το 1926. Αναρωτήθηκαν γιατί να μην είναι δυνατό ο ηλεκτρομαγνητισμός να ενοποιηθεί με τη βαρύτητα σε ένα νοητό πενταδιάστατο σύμπαν, ή ότι ίσως η ηλεκτρομαγνητική δύναμη να σχετίζεται με κάποια καμπυλότητα σε μια πέμπτη διάσταση, όπως ακριβώς η βαρύτητα οφείλεται στην καμπυλότητα του τετραδιάστατου χωροχρόνου, όπως έδειξε η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Einstein. Στην πραγματικότητα, η θεωρία χορδών ξεκίνησε ως μια θεωρία σε έναν απίστευτο αριθμό 26 διαστάσεων και μειώθηκε στη δεκαδιάστατη θεωρία που είναι γνωστή ως θεωρία υπερχορδών (συντομογραφία του «υπερσυμμετρική θεωρία χορδών») μετά την ανακάλυψη ενός συμμετρικού μαθηματικού αντικειμένου που ονομάζεται «σχήμα Calabi–Yau».

Η Γενική Σχετικότητα, η οποία ερμηνεύει έμμεσα τη βαρύτητα ως καμπυλότητα στον τετραδιάστατο χωροχρόνο, ενσωματώνεται στα βασικά αξιώματα της θεωρίας υπερχορδών με τρόπο που ενδέχεται να είναι συμβατός με την κβαντική μηχανική, και έτσι ελπίζεται ότι η πολυπόθητη σύνθεση μεταξύ βαρύτητας και κβαντικής θεωρίας θα προκύψει φυσικά. Πράγματι, σε περισσότερες από δέκα διαστάσεις (στις οποίες όλες εκτός από τις τέσσερις που μας είναι οικείες είναι «τυλιγμένες» σε μικροσκοπικές χορδές με διαμέτρους της τάξης της κλίμακας Planck), μπορεί ακόμη και να είναι δυνατό όλες οι θεμελιώδεις δυνάμεις της φύσης να ενσωματωθούν σε μια «θεωρία των πάντων», γνωστή ως κβαντική βαρύτητα.

Η θεωρία υπερχορδών μπορεί επίσης να συμβάλει στην εξήγηση ενός άλλου προβλήματος που ταλαιπωρεί τους φυσικούς εδώ και χρόνια: γιατί η βαρύτητα είναι τόσο εξαιρετικά ασθενής σε σύγκριση με τις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις. Αν οι χορδές, που είναι υπερβολικά μικρές για να τις δούμε ή να τις μετρήσουμε, ενσωματώνουν άλλες διαστάσεις, τότε έχει προταθεί ότι ίσως τα αποτελέσματα της βαρύτητας μπορούν να γίνουν αισθητά πλήρως μόνο στο επίπεδο των ανώτερων διαστάσεων που δεν μπορούμε να αντιληφθούμε. Ωστόσο, το ίδιο το γεγονός ότι οι χορδές είναι υπερβολικά μικρές για να τις δούμε (και πιθανώς υπερβολικά μικρές για να τις δούμε ΠΟΤΕ) έχει οδηγήσει ορισμένους να αμφισβητήσουν αν η θεωρία χορδών είναι πράγματι επιστήμη ή αν ανήκει στο πεδίο της φιλοσοφίας.

Η επιβεβαίωση της θεωρίας υπερχορδών, ωστόσο, βρίσκεται εξ ολοκλήρου στα μαθηματικά, και παραμένει απογοητευτικά αφηρημένη και θεωρητική, ιδιαίτερα καθώς προφανώς δεν είμαστε σε θέση να παρατηρήσουμε τέτοια μικροσκοπικά αντικείμενα ούτε να οπτικοποιήσουμε καθαρά τις πολυδιάστατες όψεις τους. Επιπλέον, έχουν αναπτυχθεί τουλάχιστον πέντε διαφορετικές και ανταγωνιστικές θεωρίες υπερχορδών, καμία από τις οποίες δεν είναι οριστική, όσο κομψές κι αν είναι. Από τη συμβολή του Ed Witten το 1995, όμως, υπάρχουν κάποιες ενδείξεις ότι η εισαγωγή μιας ενδέκατης διάστασης θα μπορούσε να συμφιλιώσει αυτές τις ανταγωνιστικές θεωρίες, δείχνοντάς τες ως πέντε διαφορετικούς τρόπους θεώρησης του ίδιου πράγματος. Θα μπορούσε επίσης να καταστήσει τη θεωρία υπερχορδών συμβατή με τη θεωρία της υπερβαρύτητας (η οποία είχε σε μεγάλο βαθμό παραμεριστεί από τις αρχές της δεκαετίας του 1980).

Με την επιπλέον ενδέκατη διάσταση, το θεμελιώδες δομικό στοιχείο του σύμπαντος δεν ήταν πλέον μια χορδή αλλά μια «μεμβράνη» ή «brane», οδηγώντας στην ονομασία της θεωρίας ως «θεωρία μεμβρανών» ή «Μ-Θεωρία», η οποία περιγράφηκε για πρώτη φορά από τον πρωτοπόρο της Μ-Θεωρίας Bert Ovrut το 2001. Σύντομα κατέστη σαφές, ωστόσο, ότι η νέα ενδέκατη διάσταση ήταν, αν μη τι άλλο, ακόμη πιο παράξενη από τις άλλες χωρικές διαστάσεις της θεωρίας υπερχορδών, καθώς είναι απείρως εκτεταμένη αλλά μόλις 10^-23 μέτρα πλατιά, έτσι ώστε θεωρητικά να υπάρχει σε απόσταση μικρότερη από το ένα τρισεκατομμυριοστό του χιλιοστού από κάθε σημείο στον τρισδιάστατο κόσμο μας, αλλά να είναι εντελώς ανεπαίσθητη για εμάς.

Καλλιτεχνική απεικόνιση κυματιζόμενων μεμβρανών (Πηγή: Read It Loud Blog: http://readitloud.wordpress.com/2008/07/31/parallel-universe/)

Η Μ-Θεωρία και η ενσωμάτωση μιας ενδέκατης διάστασης είναι επίσης συμβατές με την ύπαρξη ενός πολυσύμπαντος, μιας βολικής αλλά τελικά μη αποδείξιμης λύσης σε πολλά από τα πιο επίμονα προβλήματα της θεωρητικής φυσικής. Για παράδειγμα, αν οι μεμβράνες κινούνται και κυματίζουν, όπως υποτίθεται ότι κάνουν, τότε γεγονότα όπως οι ιδιομορφίες (και η ίδια η Μεγάλη Έκρηξη) μπορούν να οπτικοποιηθούν ως το αποτέλεσμα τυχαίων συγκρούσεων μεταξύ κυματιζόμενων, κυματοειδών μεμβρανών, με την αρχική Μεγάλη Έκρηξη του δικού μας σύμπαντος να είναι απλώς μία από τις πολλές στις συνεχείς αλληλεπιδράσεις μεταξύ μεμβρανών σε παράλληλα σύμπαντα.

Αυτό το όραμα της ενδέκατης διάστασης υποδηλώνει έναν πολύ πιο βίαιο και ενεργό τόπο από τις πρώιμες απεικονίσεις μεμβρανών που αιωρούνται γαλήνια στο διάστημα. Υποδηλώνει επίσης ότι ο χρόνος μπορεί πράγματι να ιχνηλατηθεί προς τα πίσω μέσα από την αρχική ιδιομορφία της Μεγάλης Έκρηξης του σύμπαντος που γνωρίζουμε, προς τα παράλληλα σύμπαντα που του έδωσαν γένεση (σε αυτό που μερικές φορές περιγράφεται ως «Big Splat»), μια πιθανή λύση σε ένα δυσεπίλυτο πρόβλημα που απασχολεί τους φυσικούς από τότε που διατυπώθηκε για πρώτη φορά η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Όλα αυτά γεννούν την αρκετά ανησυχητική ιδέα ενός άπειρου αριθμού συμπάντων, ενδεχομένως το καθένα με διαφορετικούς νόμους της φυσικής, εκ των οποίων το δικό μας είναι απλώς ένα ασήμαντο μέλος, μέρος ενός ατελείωτου πολυσύμπαντος όπου Μεγάλες Εκρήξεις συμβαίνουν συνεχώς.

Αλλά η ύπαρξη παράλληλων συμπάντων φαίνεται να παρέχει εύλογες λύσεις στα περισσότερα από τα εκκρεμή προβλήματα της θεωρίας. Για παράδειγμα, ορισμένοι φυσικοί (ιδίως η Lisa Randall) πιστεύουν ότι η Μ-Θεωρία μπορεί να εξηγήσει τη φαινομενική αδυναμία της δύναμης της βαρύτητας στο σύμπαν μας, εάν οι χορδές που βιώνουμε ως βαρύτητα (γνωστές ως γκραβιτόνια) δεν είναι ανοιχτές χορδές δεμένες στη δική μας τρισδιάστατη μεμβράνη ή σύμπαν (όπως συμβαίνει με τις χορδές των σωματιδίων και των άλλων δυνάμεων), αλλά αυτοτελείς κλειστοί βρόχοι χορδών, οι οποίοι επομένως είναι ελεύθεροι να διαφύγουν σε άλλες διαστάσεις που δεν μπορούμε να αντιληφθούμε. Ή, εναλλακτικά, αν εμείς βιώνουμε μόνο μικρές «διαρροές» της πλήρους δύναμης από άλλες κοντινές μεμβράνες (και άλλα σύμπαντα).

Η θεωρία υπερχορδών (και το παράγωγό της, η Μ-Θεωρία), ωστόσο, δεν είναι σε καμία περίπτωση η μοναδική υποψήφια για μια «θεωρία των πάντων» που διερευνάται. Πράγματι, ορισμένοι φυσικοί θεωρούν ότι έχει υπάρξει καταστροφή για την επιστήμη, αποσπώντας πολλά από τα καλύτερα μυαλά σε ένα άκαρπο κυνήγι. Άλλες προσεγγίσεις περιλαμβάνουν την «κβαντική βαρύτητα βρόχων» (loop quantum gravity), στην οποία ο χώρος αναπαρίσταται από μια δικτυακή δομή που ονομάζεται «δίκτυο σπιν» (spin network), και τα σωματίδια υφαίνονται και πλέκονται από μήκη Planck του χώρου, εξελισσόμενα στον χρόνο σε διακριτά βήματα· την «αιτιακή δυναμική τριγωνοποίηση» (causal dynamical triangulation), μια προσέγγιση ανεξάρτητη από υπόβαθρο που επιχειρεί να δείξει πώς εξελίσσεται το ίδιο το ύφασμα του χωροχρόνου· τα «αιτιακά σύνολα» (causal sets), μια προσέγγιση που υποθέτει ότι ο χωροχρόνος είναι θεμελιωδώς διακριτός και ότι τα γεγονότα του χωροχρόνου σχετίζονται μέσω μιας μερικής διάταξης· και ακόμη μια πρόσφατη που ονομάζεται «Μια Εξαιρετικά Απλή Θεωρία των Πάντων».

Συμπέρασμα

(https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_conclusion.html)

Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, όπως έχει τροποποιηθεί με την ενσωμάτωση της σκοτεινής ύλης, του κοσμικού πληθωρισμού και της σκοτεινής ενέργειας, παραμένει η καλύτερη εξήγηση που διαθέτουμε για την προέλευση του σύμπαντος. Ωστόσο, εξακολουθούν να υπάρχουν κενά και ασυνέπειες στη γνώση μας, καθώς και η επίμονη υποψία ότι όσο περισσότερα μαθαίνουμε και όσο περισσότερα ερωτήματα απαντούμε, τόσο περισσότερα απομένουν να μάθουμε και τόσο περισσότερα νέα ερωτήματα προκύπτουν.

Από τη δεκαετία του 1980, έχουν γίνει βήματα προς μια «κβαντική θεωρία της βαρύτητας», όπως η θεωρία των υπερχορδών που αναφέρθηκε στην προηγούμενη ενότητα (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_superstrings.html), βήματα που πολλοί φυσικοί θεωρούν απαραίτητα πριν μπορέσουμε να προχωρήσουμε περαιτέρω στην κατανόησή μας για το σύμπαν. Ωστόσο, τα μαθηματικά που εμπλέκονται είναι εξαιρετικά πολύπλοκα, η απειροελάχιστη κλίμακα είναι εγγενώς μη παρατηρήσιμη, και είναι δύσκολο να εκτιμηθεί πόση πραγματική πρόοδος επιτυγχάνεται και πόσος από τον ενθουσιασμό που εκδηλώνεται οφείλεται απλώς στην κομψότητα και την ελκυστική φαινομενική «ορθότητα» της θεωρίας.

Είναι σαφές, πάντως, ότι οι νόμοι της φυσικής και οι θεμελιώδεις δυνάμεις που οδήγησαν στη δημιουργία του σύμπαντος όπως το γνωρίζουμε (με όλη την πολυπλοκότητα των άστρων και των γαλαξιών, ενός σύνθετου και αλληλεπιδρώντος περιοδικού πίνακα των στοιχείων, της νοήμονος ζωής κ.λπ.), είναι εξαιρετικά ευαίσθητοι σε οποιαδήποτε μεταβολή. Για παράδειγμα, ακόμη και μια σχετικά μικρή διαφορά στην αναλογία της ισχύος της ισχυρής πυρηνικής δύναμης που συγκρατεί τα άτομα σε σχέση με τη δύναμη της βαρύτητας (περίπου 10^38) θα οδηγούσε σε πολύ μικρότερη ή μεγαλύτερη διάρκεια ζωής των άστρων και σε πολύ λιγότερο ευνοϊκές συνθήκες για πολύπλοκη εξέλιξη, οδηγώντας γρήγορα σε ένα άμορφο, στείρο σύμπαν. Αν η πολύ μικρή διαφορά μάζας μεταξύ νετρονίων και πρωτονίων (περίπου ένα μέρος στο χίλια) άλλαζε έστω κατά έναν παράγοντα δύο, τότε η αφθονία των στοιχείων στο σύμπαν θα ήταν ριζικά διαφορετική από αυτή που παρατηρείται σήμερα.

Καλλιτεχνική απεικόνιση παράλληλων συμπάντων που συγκροτούν ένα πολυσύμπαν (Πηγή: Mukto-Mona: <http://www.mukto-mona.com/science/physics/ParalellUniverse2003.pdf> - αρχικά από Scientific American)

Για ορισμένους, η έκταση αυτών των φαινομενικών συμπτώσεων και της «λεπτής ρύθμισης» έχει οδηγήσει στην απόδοσή τους στο «χέρι του Θεού» και στον λεγόμενο «ευφυή σχεδιασμό». Άλλοι έχουν επικαλεστεί την «ανθρωπική αρχή», σύμφωνα με την οποία αυτό το σύμπαν φαίνεται να είναι λεπτορυθμισμένο για τη ζωή, και ειδικότερα για την ανθρώπινη ζωή, και επομένως δεν θα μπορούσε να είναι διαφορετικό (αν ήταν, δεν θα υπήρχαν παρατηρητές για να το διαπιστώσουν).

Όσον αφορά το συχνά διατυπωμένο ερώτημα για το τι υπήρχε πριν από τη Μεγάλη Έκρηξη — γιατί υπάρχει Κάτι αντί για το Τίποτα — η φυσική, όπως έχει σήμερα, δεν έχει απάντηση, και ένα τέτοιο ερώτημα θεωρείται από τους περισσότερους φυσικούς ουσιαστικά άνευ νοήματος. Αν η ύλη, ο χώρος και ο χρόνος προέκυψαν όλα μαζί με την ιδιομορφία που ονομάζουμε Μεγάλη Έκρηξη, τότε, υποστηρίζουν, το ίδιο συνέβη και με τα ερωτήματα της φυσικής, και οποιαδήποτε συζήτηση για το τι προηγήθηκε αποτελεί άσκηση μεταφυσικής και φιλοσοφίας, όχι φυσικής. Αν πιεστούν, οι περισσότεροι επιστήμονες πιθανότατα θα απαντούσαν: «Όσο γνωρίζουμε, τίποτα».

Νεότερες εργασίες στη θεωρία υπερχορδών έντεκα διαστάσεων και στη Μ-Θεωρία, ωστόσο, προτείνουν εύλογες απαντήσεις ακόμη και σε αυτό το τολμηρό ερώτημα. Μεταξύ άλλων ιδεών, υποτίθεται ότι το σύμπαν στο οποίο ζούμε είναι απλώς ένα από έναν ενδεχομένως άπειρο αριθμό παράλληλων συμπάντων (το «πολυσύμπαν»), ορισμένα από τα οποία μπορεί να έχουν τους ίδιους φυσικούς νόμους και θεμελιώδεις δυνάμεις αλλά ελαφρώς διαφορετικά «ρυθμισμένες», και άλλα που μπορεί να έχουν εντελώς διαφορετικό σύνολο νόμων και δυνάμεων. Αυτό που αντιλαμβανόμαστε ως Μεγάλη Έκρηξη ήταν απλώς μία από τις πολλές συγκρούσεις μεταξύ κυματιζόμενων μεμβρανών στην ενδέκατη διάσταση, και απλώς το αποτέλεσμα της στιγμιαίας σύγκλισης δύο παράλληλων συμπάντων.

Άλλοι, όπως ο ουκρανικής καταγωγής Αμερικανός φυσικός Alexander Vilenkin, υποστηρίζουν ότι τέτοιες περίπλοκες θεωρίες δεν είναι απαραίτητες για να εξηγηθεί πώς το Κάτι προέκυψε από το Τίποτα, και ότι η κβαντική θεωρία, και πιο συγκεκριμένα η έννοια της κβαντικής σήραγγας και των εικονικών σωματιδίων που εμφανίζονται από το φαινομενικό τίποτα ως αποτέλεσμα της αρχής της αβεβαιότητας (βλ. τις ενότητες για την Κβαντική Θεωρία και την Αρχή της Αβεβαιότητας (https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_quantum.html) για περισσότερες λεπτομέρειες), είναι επαρκείς για να εξηγήσουν πώς το σύμπαν πρωτοεμφανίστηκε.

universe 101 nasa

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/)

Κοσμολογία: Η μελέτη του Σύμπαντος

Η κοσμολογία είναι η επιστημονική μελέτη των ιδιοτήτων μεγάλης κλίμακας του σύμπαντος ως συνόλου. Επιδιώκει να χρησιμοποιήσει την επιστημονική μέθοδο για να κατανοήσει την προέλευση, την εξέλιξη και την τελική μοίρα ολόκληρου του Σύμπαντος. Όπως κάθε επιστημονικό πεδίο, η κοσμολογία περιλαμβάνει τη διαμόρφωση θεωριών ή υποθέσεων για το σύμπαν, οι οποίες διατυπώνουν συγκεκριμένες προβλέψεις για φαινόμενα που μπορούν να ελεγχθούν μέσω παρατηρήσεων. Ανάλογα με το αποτέλεσμα των παρατηρήσεων, οι θεωρίες θα πρέπει να εγκαταλειφθούν, να αναθεωρηθούν ή να επεκταθούν ώστε να εναρμονιστούν με τα δεδομένα. Η επικρατούσα θεωρία για την προέλευση και την εξέλιξη του Σύμπαντός μας είναι η λεγόμενη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης.

Αυτό το εισαγωγικό κείμενο στις κοσμολογικές έννοιες οργανώνεται ως εξής:

• Οι βασικές έννοιες της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης εισάγονται στην πρώτη ενότητα με ελάχιστη αναφορά σε πραγματικές παρατηρήσεις.
• Η δεύτερη ενότητα εξετάζει τους κλασικούς ελέγχους της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης που την καθιστούν τόσο πειστική ως την πιθανότερη έγκυρη και ακριβή περιγραφή του σύμπαντός μας.
• Η τρίτη ενότητα εξετάζει παρατηρήσεις που αναδεικνύουν τα όρια της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης και υποδεικνύουν ένα πιο λεπτομερές κοσμολογικό μοντέλο από αυτό που παρέχει μόνο η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Όπως συζητείται στην πρώτη ενότητα, η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ένα εύρος δυνατοτήτων για τη δομή και την εξέλιξη του σύμπαντος.
• Η τελική ενότητα εξετάζει ποιους περιορισμούς μπορούμε να θέσουμε στη φύση του σύμπαντός μας βάσει των τρεχόντων δεδομένων και δείχνει πώς το WMAP προωθεί την κατανόησή μας της κοσμολογίας.
• Επιπλέον, παρουσιάζονται ορισμένα συναφή θέματα με βάση συχνά διατυπωμένες ερωτήσεις.

Για σκοπούς παραπομπής σε αυτό το τμήμα του ιστότοπου ή στο διαθέσιμο προς λήψη PDF, μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τις ακόλουθες πληροφορίες:

WMAP Science Team, "Cosmology: The Study of the Universe," NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, last modified June 6, 2011, (https://wmap.gsfc.nasa.gov/universe/WMAP_Universe.pdf) ή (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/)

Κοσμολογία της Μεγάλης Έκρηξης

Το Μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης είναι μια ευρέως αποδεκτή θεωρία για την προέλευση και την εξέλιξη του σύμπαντός μας. Υποστηρίζει ότι πριν από 12 έως 14 δισεκατομμύρια χρόνια, το τμήμα του σύμπαντος που μπορούμε να δούμε σήμερα είχε διάμετρο μόλις λίγα χιλιοστά. Έκτοτε έχει διασταλεί από αυτή τη θερμή και πυκνή κατάσταση στο τεράστιο και πολύ ψυχρότερο σύμπαν που κατοικούμε σήμερα. Μπορούμε να παρατηρήσουμε κατάλοιπα αυτής της θερμής και πυκνής ύλης ως την πλέον πολύ ψυχρή κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, η οποία εξακολουθεί να διαπερνά το σύμπαν και είναι ορατή σε ανιχνευτές μικροκυμάτων ως μια ομοιόμορφη λάμψη σε ολόκληρο τον ουρανό.

Θεμέλια του Μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης

Το Μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης στηρίζεται σε δύο θεωρητικούς πυλώνες:

Γενική Σχετικότητα

Η πρώτη βασική ιδέα ανάγεται στο 1916, όταν ο Αϊνστάιν ανέπτυξε τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, την οποία πρότεινε ως μια νέα θεωρία της βαρύτητας. Η θεωρία του γενικεύει την αρχική θεωρία της βαρύτητας του Ισαάκ Νεύτωνα, περ. 1680, στο ότι υποτίθεται πως ισχύει τόσο για σώματα σε κίνηση όσο και για σώματα σε ηρεμία. Η νευτώνεια βαρύτητα ισχύει μόνο για σώματα σε ηρεμία ή που κινούνται πολύ αργά σε σύγκριση με την ταχύτητα του φωτός (συνήθως όχι ιδιαίτερα περιοριστική υπόθεση!). Μια κεντρική έννοια της Γενικής Σχετικότητας είναι ότι η βαρύτητα δεν περιγράφεται πλέον ως «πεδίο» αλλά μάλλον ως παραμόρφωση του ίδιου του χώρου και του χρόνου. Ο φυσικός John Wheeler το διατύπωσε εύστοχα λέγοντας: «Η ύλη λέει στον χώρο πώς να καμπυλωθεί, και ο χώρος λέει στην ύλη πώς να κινηθεί». Αρχικά, η θεωρία κατόρθωσε να εξηγήσει ιδιομορφίες στην τροχιά του Ερμή και την κάμψη του φωτός από τον Ήλιο, φαινόμενα που δεν εξηγούνταν στη θεωρία βαρύτητας του Νεύτωνα. Τα τελευταία χρόνια, η θεωρία έχει περάσει μια σειρά αυστηρών ελέγχων.

Η Κοσμολογική Αρχή

Μετά την εισαγωγή της Γενικής Σχετικότητας, αρκετοί επιστήμονες, συμπεριλαμβανομένου του Αϊνστάιν, προσπάθησαν να εφαρμόσουν τη νέα βαρυτική δυναμική στο σύμπαν ως σύνολο. Εκείνη την εποχή αυτό απαιτούσε μια υπόθεση σχετικά με το πώς κατανέμεται η ύλη στο σύμπαν. Η απλούστερη υπόθεση είναι ότι, αν παρατηρούσε κανείς το περιεχόμενο του σύμπαντος με επαρκώς χαμηλή ευκρίνεια, θα φαινόταν περίπου το ίδιο παντού και προς κάθε κατεύθυνση. Δηλαδή, η ύλη στο σύμπαν είναι ομοιογενής και ισότροπη όταν λαμβάνεται ο μέσος όρος σε πολύ μεγάλες κλίμακες. Αυτό ονομάζεται Κοσμολογική Αρχή. Αυτή η υπόθεση ελέγχεται συνεχώς καθώς παρατηρούμε την κατανομή των γαλαξιών σε ολοένα μεγαλύτερες κλίμακες. Η συνοδευτική εικόνα δείχνει πόσο ομοιόμορφη είναι η κατανομή των μετρούμενων γαλαξιών σε μια λωρίδα 70° του ουρανού. Επιπλέον, η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html), το υπολειμματικό θερμικό αποτύπωμα της Μεγάλης Έκρηξης, έχει θερμοκρασία που είναι εξαιρετικά ομοιόμορφη σε ολόκληρο τον ουρανό. Το γεγονός αυτό υποστηρίζει ισχυρά την άποψη ότι το αέριο που εξέπεμψε αυτή την ακτινοβολία στο μακρινό παρελθόν ήταν κατανεμημένο πολύ ομοιόμορφα.

Αυτές οι δύο ιδέες αποτελούν ολόκληρη τη θεωρητική βάση της κοσμολογίας της Μεγάλης Έκρηξης και οδηγούν σε πολύ συγκεκριμένες προβλέψεις για παρατηρήσιμες ιδιότητες του σύμπαντος. Μια επισκόπηση του Μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης παρουσιάζεται σε ένα σύνολο συνοδευτικών σελίδων (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_concepts.html).

Περαιτέρω ανάγνωση

• Peebles, P.J.E., Schramm, D.N., Turner, E.L. & R.G. Kron 1991, "The Case for the Relativistic Hot Big Bang Cosmology", Nature, 352, 769 - 776.
• Peebles, P.J.E., Schramm, D.N., Turner, E.L. & R.G. Kron 1994, "The Evolution of the Universe'', Scientific American, 271, 29 - 33.
• Will, Clifford, "Was Einstein Right?"

Θεμέλια της Κοσμολογίας της Μεγάλης Έκρηξης

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_concepts.html)

Το κοσμολογικό μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης στηρίζεται σε δύο βασικές ιδέες που ανάγονται στις αρχές του 20ού αιώνα: τη Γενική Σχετικότητα και την Κοσμολογική Αρχή (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html). Υποθέτοντας ότι η ύλη στο σύμπαν κατανέμεται ομοιόμορφα στις μεγαλύτερες κλίμακες, μπορεί κανείς να χρησιμοποιήσει τη Γενική Σχετικότητα για να υπολογίσει τα αντίστοιχα βαρυτικά αποτελέσματα αυτής της ύλης. Εφόσον η βαρύτητα είναι ιδιότητα του χωροχρόνου στη Γενική Σχετικότητα, αυτό ισοδυναμεί με τον υπολογισμό της δυναμικής του ίδιου του χωροχρόνου. Η αφήγηση εξελίσσεται ως εξής:

) Πιθανές καμπυλότητες του σύμπαντος: Κλειστό, Επίπεδο, Ανοικτό

Δεδομένης της υπόθεσης ότι η ύλη στο σύμπαν είναι ομοιογενής (μια ομάδα ή ένα σύνολο του οποίου τα μέλη ή τα μέρη είναι όλα τα ίδια) και ισότροπη (αμετάβλητη ως προς την κατεύθυνση) (Κοσμολογική Αρχή), μπορεί να αποδειχθεί ότι η αντίστοιχη παραμόρφωση του χωροχρόνου (λόγω των βαρυτικών επιδράσεων αυτής της ύλης) μπορεί να λάβει μόνο μία από τρεις μορφές, όπως απεικονίζεται σχηματικά στην εικόνα αριστερά. Μπορεί να είναι «θετικά» καμπυλωμένη όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας και πεπερασμένη σε έκταση· μπορεί να είναι «αρνητικά» καμπυλωμένη όπως μια σέλα και άπειρη σε έκταση· ή μπορεί να είναι «επίπεδη» και άπειρη σε έκταση — η «συνηθισμένη» μας αντίληψη για τον χώρο. Ένας βασικός περιορισμός της εικόνας που παρουσιάζεται εδώ είναι ότι μπορούμε να απεικονίσουμε μόνο την καμπυλότητα ενός δισδιάστατου επιπέδου ενός πραγματικού τρισδιάστατου χώρου! Σημειώστε ότι σε ένα κλειστό σύμπαν θα μπορούσατε να ξεκινήσετε ένα ταξίδι προς μία κατεύθυνση και, αν σας δοθεί αρκετός χρόνος, να επιστρέψετε τελικά στο αρχικό σας σημείο· σε ένα άπειρο σύμπαν, δεν θα επιστρέφατε ποτέ.

Πριν εξετάσουμε ποια από αυτές τις τρεις εικόνες περιγράφει το σύμπαν μας (αν κάποια το κάνει), πρέπει να διατυπώσουμε ορισμένες επιφυλάξεις:

• Επειδή το σύμπαν έχει πεπερασμένη ηλικία (~13,77 δισεκατομμύρια έτη) (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_age.html), μπορούμε να δούμε μόνο σε πεπερασμένη απόσταση στο διάστημα: ~13,77 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Αυτό είναι ο λεγόμενος ορίζοντάς μας (https://web.archive.org/web/20250911082706/https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#Horizon). Το Μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης δεν επιχειρεί να περιγράψει εκείνη την περιοχή του χώρου που βρίσκεται σημαντικά πέρα από τον ορίζοντά μας — ο χωροχρόνος μπορεί να είναι εκεί αρκετά διαφορετικός.
• Είναι πιθανό το σύμπαν να έχει πιο περίπλοκη ολική τοπολογία από αυτή που παρουσιάζεται εδώ, ενώ εξακολουθεί να έχει την ίδια τοπική καμπυλότητα. Για παράδειγμα, θα μπορούσε να έχει το σχήμα ενός τόρου (ντόνατ). Ενδέχεται να υπάρχουν τρόποι να ελεγχθεί αυτή η ιδέα, αλλά το μεγαλύτερο μέρος της ακόλουθης συζήτησης δεν επηρεάζεται.

Η ύλη διαδραματίζει κεντρικό ρόλο στην κοσμολογία. Αποδεικνύεται ότι η μέση πυκνότητα της ύλης καθορίζει μοναδικά τη γεωμετρία του σύμπαντος (εντός των περιορισμών που σημειώθηκαν παραπάνω). Αν η πυκνότητα της ύλης είναι μικρότερη από τη λεγόμενη κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν είναι ανοικτό και άπειρο. Αν η πυκνότητα είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν είναι κλειστό και πεπερασμένο. Αν η πυκνότητα είναι ακριβώς ίση με την κρίσιμη πυκνότητα, το σύμπαν είναι επίπεδο, αλλά κατά πάσα πιθανότητα εξακολουθεί να είναι άπειρο. Η τιμή της κρίσιμης πυκνότητας είναι πολύ μικρή: αντιστοιχεί περίπου σε 6 άτομα υδρογόνου ανά κυβικό μέτρο, ένα εκπληκτικά καλό κενό με γήινα κριτήρια! Ένα από τα βασικά επιστημονικά ερωτήματα στη σύγχρονη κοσμολογία είναι: ποια είναι η μέση πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν μας; Αν και η απάντηση δεν είναι ακόμη γνωστή με βεβαιότητα, φαίνεται να βρίσκεται δελεαστικά κοντά στην κρίσιμη πυκνότητα.

Δεδομένου ενός νόμου της βαρύτητας και μιας υπόθεσης για το πώς κατανέμεται η ύλη, το επόμενο βήμα είναι να προσδιοριστεί η δυναμική του σύμπαντος — πώς εξελίσσονται ο χώρος και η ύλη μέσα σε αυτόν με τον χρόνο. Οι λεπτομέρειες εξαρτώνται από ορισμένες επιπλέον πληροφορίες για την ύλη στο σύμπαν, δηλαδή την πυκνότητά της (μάζα ανά μονάδα όγκου) και την πίεσή της (δύναμη που ασκεί ανά μονάδα επιφάνειας), αλλά η γενική εικόνα που προκύπτει είναι ότι το σύμπαν ξεκίνησε από έναν πολύ μικρό όγκο, ένα γεγονός που αργότερα ονομάστηκε Μεγάλη Έκρηξη, με έναν αρχικό ρυθμό διαστολής. Κατά το μεγαλύτερο μέρος της ιστορίας του, αυτός ο ρυθμός διαστολής επιβραδυνόταν (επιβράδυνση) εξαιτίας της βαρυτικής έλξης της ύλης πάνω στον εαυτό της. Ένα βασικό ερώτημα για τη μοίρα του σύμπαντος είναι αν η έλξη της βαρύτητας είναι αρκετά ισχυρή ώστε τελικά να αντιστρέψει τη διαστολή και να προκαλέσει την κατάρρευση του σύμπαντος στον εαυτό του. Στην πραγματικότητα, πρόσφατες παρατηρήσεις έχουν θέσει το ενδεχόμενο ότι η διαστολή του σύμπαντος ίσως επιταχύνεται, εγείροντας την πιθανότητα η εξέλιξη του σύμπαντος να κυριαρχείται πλέον από μια παράδοξη μορφή ύλης με αρνητική πίεση.

Η παραπάνω εικόνα δείχνει έναν αριθμό πιθανών σεναρίων για το σχετικό μέγεθος του σύμπαντος ως προς τον χρόνο: η κατώτερη (πράσινη) καμπύλη αντιπροσωπεύει ένα επίπεδο σύμπαν κρίσιμης πυκνότητας, στο οποίο ο ρυθμός διαστολής επιβραδύνεται συνεχώς (οι καμπύλες γίνονται ολοένα και πιο οριζόντιες). Η μεσαία (μπλε) καμπύλη δείχνει ένα ανοικτό, χαμηλής πυκνότητας σύμπαν, του οποίου η διαστολή επίσης επιβραδύνεται, αλλά όχι τόσο όσο στο σύμπαν κρίσιμης πυκνότητας, επειδή η βαρυτική έλξη δεν είναι τόσο ισχυρή. Η ανώτερη (κόκκινη) καμπύλη δείχνει ένα σύμπαν στο οποίο ένα μεγάλο μέρος της μάζας/ενέργειας του μπορεί να βρίσκεται στο ίδιο το ύφασμα του χώρου, ένας κύριος υποψήφιος για τη λεγόμενη «σκοτεινή ενέργεια» που προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος. Αυτή η ενέργεια αναφέρεται συχνά ως «κοσμολογική σταθερά» (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_accel.html), αν και πλέον αναφέρεται σε ενέργεια που ωθεί το σύμπαν να διαστέλλεται, ενώ ο Αϊνστάιν εισήγαγε τον όρο για να εξισορροπήσει τις εξισώσεις του για ένα σύμπαν σταθερού μεγέθους. Υπάρχουν αυξανόμενες ενδείξεις ότι το σύμπαν μας ακολουθεί την κόκκινη καμπύλη.

Παρακαλείστε να έχετε υπόψη τα ακόλουθα σημαντικά σημεία ώστε να αποφευχθούν παρερμηνείες σχετικά με τη Μεγάλη Έκρηξη και τη διαστολή:

• Η Μεγάλη Έκρηξη δεν συνέβη σε ένα μοναδικό σημείο του χώρου ως «έκρηξη». Είναι προτιμότερο να θεωρείται ως η ταυτόχρονη εμφάνιση του χώρου παντού στο σύμπαν. Εκείνη η περιοχή του χώρου που βρίσκεται εντός του σημερινού μας ορίζοντα ήταν πράγματι στο παρελθόν όχι μεγαλύτερη από ένα σημείο. Ωστόσο, αν όλος ο χώρος, τόσο εντός όσο και εκτός του ορίζοντά μας, είναι σήμερα άπειρος, τότε γεννήθηκε άπειρος. Αν είναι κλειστός και πεπερασμένος, τότε γεννήθηκε με μηδενικό όγκο και αναπτύχθηκε από εκεί. Σε καμία από τις δύο περιπτώσεις δεν υπάρχει «κέντρο διαστολής» — ένα σημείο από το οποίο το σύμπαν διαστέλλεται απομακρυνόμενο από ένα αρχικό σημείο. Στην αναλογία με τη σφαίρα, η ακτίνα της σφαίρας αυξάνεται καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, αλλά όλα τα σημεία στην επιφάνεια της σφαίρας (το σύμπαν) απομακρύνονται μεταξύ τους με τον ίδιο τρόπο. Το εσωτερικό της σφαίρας δεν πρέπει να θεωρείται μέρος του σύμπαντος σε αυτή την αναλογία.
• Κατά ορισμό, το σύμπαν περιλαμβάνει όλο τον χώρο και τον χρόνο όπως τους γνωρίζουμε, επομένως είναι πέρα από το πεδίο του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης να υποθέσει κανείς μέσα σε τι διαστέλλεται το σύμπαν. Είτε σε ανοικτό είτε σε κλειστό σύμπαν, το μοναδικό «όριο» του χωροχρόνου εμφανίζεται στη Μεγάλη Έκρηξη (και ίσως στο αντίστοιχό της, τη Μεγάλη Σύνθλιψη), επομένως δεν είναι λογικά αναγκαίο (ούτε εύλογο) να τεθεί αυτό το ερώτημα.
• Είναι πέρα από το πεδίο του Μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης να προσδιορίσει τι προκάλεσε τη Μεγάλη Έκρηξη. Υπάρχει ένας αριθμός υποθετικών θεωριών σχετικά με αυτό το θέμα, αλλά καμία από αυτές δεν παράγει ακόμη ρεαλιστικά ελέγξιμες προβλέψεις.

Ένα διάγραμμα με διαφορετικές παραμέτρους διαστολής για ένα σύμπαν ηλικίας 12, 14 και 16 δισεκατομμυρίων ετών.

Μέχρι στιγμής, η μόνη υπόθεση που έχουμε κάνει για το σύμπαν είναι ότι η ύλη του κατανέμεται ομοιογενώς και ισότροπα σε μεγάλες κλίμακες. Υπάρχει ένας αριθμός ελεύθερων παραμέτρων σε αυτή την οικογένεια μοντέλων Μεγάλης Έκρηξης που πρέπει να καθοριστούν μέσω παρατηρήσεων του σύμπαντός μας. Οι σημαντικότερες είναι: η γεωμετρία του σύμπαντος (ανοικτό, επίπεδο ή κλειστό)· ο τρέχων ρυθμός διαστολής (η σταθερά του Hubble)· και η συνολική πορεία της διαστολής, παρελθόν και μέλλον, η οποία καθορίζεται από την κλασματική πυκνότητα των διαφορετικών τύπων ύλης στο σύμπαν. Σημειώστε ότι η παρούσα ηλικία του σύμπαντος προκύπτει από την ιστορία της διαστολής και τον τρέχοντα ρυθμό διαστολής.

Όπως σημειώθηκε παραπάνω, η γεωμετρία και η εξέλιξη του σύμπαντος καθορίζονται από τη σχετική συμβολή διαφόρων τύπων ύλης. Επειδή τόσο η ενεργειακή πυκνότητα όσο και η πίεση συμβάλλουν στην ένταση της βαρύτητας στη Γενική Σχετικότητα, οι κοσμολόγοι ταξινομούν τους τύπους ύλης βάσει της «εξίσωσης κατάστασης», δηλαδή της σχέσης μεταξύ πίεσης και ενεργειακής πυκνότητας. Το βασικό σχήμα ταξινόμησης είναι:

• Ακτινοβολία: αποτελείται από άμαζα ή σχεδόν άμαζα σωματίδια που κινούνται με την ταχύτητα του φωτός. Γνωστά παραδείγματα περιλαμβάνουν τα φωτόνια (φως) και τα νετρίνα. Αυτή η μορφή ύλης χαρακτηρίζεται από μεγάλη θετική πίεση.
• Βαρυονική ύλη: σε αυτό το κοσμολογικό πλαίσιο, πρόκειται για την «συνηθισμένη ύλη», αποτελούμενη κυρίως από πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια. Αυτή η μορφή ύλης δεν έχει ουσιαστικά πίεση κοσμολογικής σημασίας.
• Σκοτεινή ύλη: αυτός ο όρος αναφέρεται γενικά σε «εξωτική» μη βαρυονική ύλη που αλληλεπιδρά μόνο ασθενώς με τη συνηθισμένη ύλη. Αν και τέτοια ύλη δεν έχει παρατηρηθεί ποτέ άμεσα στο εργαστήριο, η ύπαρξή της υποψιάζεται εδώ και καιρό για λόγους που αναλύονται σε επόμενη σελίδα (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html). Αυτή η μορφή ύλης επίσης δεν έχει κοσμολογικά σημαντική πίεση.
• Σκοτεινή ενέργεια: πρόκειται για μια πραγματικά παράδοξη μορφή ύλης, ή ίσως ιδιότητα του ίδιου του κενού, η οποία χαρακτηρίζεται από μεγάλη αρνητική πίεση (απωστική δύναμη). Αυτή είναι η μόνη μορφή ύλης που μπορεί να προκαλέσει την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος.

Μία από τις κεντρικές προκλήσεις της σύγχρονης κοσμολογίας είναι να προσδιοριστούν οι σχετικές και συνολικές πυκνότητες (ενέργεια ανά μονάδα όγκου) καθεμιάς από αυτές τις μορφές ύλης, καθώς αυτό είναι ουσιώδες για την κατανόηση της εξέλιξης και της τελικής μοίρας του σύμπαντός μας.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Friday, 01-24-2014

Έλεγχοι της Κοσμολογίας της Μεγάλης Έκρηξης

Το Μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης υποστηρίζεται από έναν αριθμό σημαντικών παρατηρήσεων, καθεμία από τις οποίες περιγράφεται με περισσότερες λεπτομέρειες σε ξεχωριστές σελίδες:

Η διαστολή του σύμπαντος

Η παρατήρηση του Edwin Hubble το 1929 ότι οι γαλαξίες γενικά απομακρύνονται από εμάς παρείχε την πρώτη ένδειξη ότι η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης μπορεί να είναι σωστή.

Η αφθονία των ελαφρών στοιχείων H, He, Li

Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ότι αυτά τα ελαφρά στοιχεία θα πρέπει να έχουν συντηχθεί από πρωτόνια και νετρόνια στα πρώτα λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB)

Το πρώιμο σύμπαν θα πρέπει να ήταν πολύ θερμό. Η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου είναι η υπολειμματική θερμότητα που απομένει από τη Μεγάλη Έκρηξη.

Αυτές οι τρεις μετρήσιμες υπογραφές υποστηρίζουν ισχυρά την άποψη ότι το σύμπαν εξελίχθηκε από ένα πυκνό, σχεδόν άμορφο θερμό αέριο, ακριβώς όπως προβλέπει το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Friday, 04-16-2010

Έλεγχοι της Μεγάλης Έκρηξης: Διαστολή

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_exp.html)

Edwin Hubble και το τηλεσκόπιο Mount Wilson και γράφημα που δείχνει μια ευθεία γραμμή σύγκρισης της απόστασης των γαλαξιών ως προς την ταχύτητα

Το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης ήταν ένα φυσικό αποτέλεσμα της Γενικής Σχετικότητας του Αϊνστάιν όταν εφαρμόστηκε σε ένα ομοιογενές σύμπαν. Ωστόσο, το 1917, η ιδέα ότι το σύμπαν διαστέλλεται θεωρούνταν παράλογη. Έτσι ο Αϊνστάιν εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#cosmoconstant) ως έναν όρο στη θεωρία της Γενικής Σχετικότητας που επέτρεπε ένα στατικό σύμπαν. Το 1929, ο Edwin Hubble ανακοίνωσε ότι οι παρατηρήσεις του για γαλαξίες έξω από τον δικό μας Γαλαξία έδειχναν ότι αυτοί απομακρύνονται συστηματικά από εμάς με ταχύτητα ανάλογη της απόστασής τους από εμάς. Όσο πιο μακριά είναι ένας γαλαξίας, τόσο πιο γρήγορα απομακρύνεται. Το σύμπαν πράγματι διαστέλλεται, όπως ακριβώς προέβλεπε αρχικά η Γενική Σχετικότητα! Ο Hubble παρατήρησε ότι το φως από έναν δεδομένο γαλαξία μετατοπίζεται περισσότερο προς το ερυθρό άκρο του φάσματος όσο πιο μακριά βρίσκεται αυτός ο γαλαξίας από τον δικό μας.

Η Σταθερά του Hubble

Ένα διογκούμενο καρβέλι ψωμιού με σταφίδες απομακρύνει τις σταφίδες μεταξύ τους με διαφορετικές ταχύτητες όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση μεταξύ τους. )

Η συγκεκριμένη μορφή του νόμου διαστολής του Hubble είναι σημαντική: η ταχύτητα απομάκρυνσης είναι ανάλογη της απόστασης. Ο Hubble εξέφρασε αυτή την ιδέα σε μια εξίσωση — απόσταση/χρόνος ανά μεγαπαρσέκ. Ένα μεγαπαρσέκ είναι μια εξαιρετικά μεγάλη απόσταση (3,26 εκατομμύρια έτη φωτός). Το μοντέλο του διογκούμενου ψωμιού με σταφίδες στα αριστερά δείχνει γιατί αυτός ο αναλογικός νόμος είναι σημαντικός. Αν κάθε τμήμα του ψωμιού διαστέλλεται κατά το ίδιο ποσό σε ένα δεδομένο χρονικό διάστημα, τότε οι σταφίδες θα απομακρύνονται μεταξύ τους ακριβώς σύμφωνα με έναν νόμο διαστολής τύπου Hubble. Σε ένα δεδομένο χρονικό διάστημα, μια κοντινή σταφίδα θα μετακινηθεί σχετικά λίγο, αλλά μια μακρινή σταφίδα θα μετακινηθεί σχετικά περισσότερο — και η ίδια συμπεριφορά θα παρατηρείται από οποιαδήποτε σταφίδα μέσα στο καρβέλι. Με άλλα λόγια, ο νόμος του Hubble είναι ακριβώς αυτό που θα ανέμενε κανείς για ένα ομοιογενώς διαστελλόμενο σύμπαν, όπως προβλέπεται από τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Επιπλέον, καμία σταφίδα, ή γαλαξίας, δεν κατέχει προνομιακή θέση σε αυτό το σύμπαν — εκτός αν πλησιάσει κανείς πολύ κοντά στην άκρη του καρβελιού, όπου η αναλογία παύει να ισχύει.

Τα τρέχοντα αποτελέσματα του WMAP δείχνουν ότι η Σταθερά του Hubble είναι 71,0 ± 2,5 (km/sec)/Mpc. Αν τα δεδομένα του WMAP συνδυαστούν με άλλα κοσμολογικά δεδομένα, η καλύτερη εκτίμηση είναι 70,4 ± 1,4 (km/sec)/Mpc.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Wednesday, 07-31-2024

Έλεγχοι της Μεγάλης Έκρηξης: Τα Ελαφρά Στοιχεία

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_ele.html)

Πυρηνοσύνθεση στο Πρώιμο Σύμπαν

Ο όρος πυρηνοσύνθεση αναφέρεται στον σχηματισμό βαρύτερων στοιχείων, δηλαδή ατομικών πυρήνων με πολλά πρωτόνια και νετρόνια, από τη σύντηξη ελαφρύτερων στοιχείων. Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html) προβλέπει ότι το πρώιμο σύμπαν ήταν ένα πολύ θερμό περιβάλλον. Ένα δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, η θερμοκρασία του σύμπαντος ήταν περίπου 10 δισεκατομμύρια βαθμοί και ήταν γεμάτο με μια «θάλασσα» από νετρόνια, πρωτόνια, ηλεκτρόνια, αντι-ηλεκτρόνια (ποζιτρόνια), φωτόνια και νετρίνα. Καθώς το σύμπαν ψυχόταν, τα νετρόνια είτε διασπώνταν σε πρωτόνια και ηλεκτρόνια είτε συνδυάζονταν με πρωτόνια για να σχηματίσουν δευτέριο (ένα ισότοπο (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#isotope) του υδρογόνου). Κατά τα πρώτα τρία λεπτά του σύμπαντος, το μεγαλύτερο μέρος του δευτερίου συνδυάστηκε για να σχηματίσει ήλιο. Ιχνοποσότητες λιθίου παρήχθησαν επίσης εκείνη την περίοδο. Αυτή η διαδικασία σχηματισμού ελαφρών στοιχείων στο πρώιμο σύμπαν ονομάζεται «πυρηνοσύνθεση της Μεγάλης Έκρηξης» (BBN).

Η ποσότητα των ελαφρών στοιχείων που προβλέπεται για μια δεδομένη πυκνότητα σύμπαντος λειτουργεί ως διπλός έλεγχος των παρατηρήσεων της πυκνότητας

Η προβλεπόμενη αφθονία δευτερίου, ηλίου και λιθίου εξαρτάται από την πυκνότητα της συνηθισμένης ύλης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_concepts.html) στο πρώιμο σύμπαν, όπως φαίνεται στο σχήμα αριστερά. Αυτά τα αποτελέσματα δείχνουν ότι η παραγωγή ηλίου είναι σχετικά ανεπηρέαστη από την αφθονία της συνηθισμένης ύλης, πάνω από ένα ορισμένο κατώφλι. Γενικά αναμένουμε περίπου το 24% της συνηθισμένης ύλης στο σύμπαν να είναι ήλιο που παρήχθη στη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτό βρίσκεται σε πολύ καλή συμφωνία με τις παρατηρήσεις και αποτελεί έναν ακόμη σημαντικό θρίαμβο για τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης.

Ωστόσο, το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης μπορεί να ελεγχθεί περαιτέρω. Δεδομένης μιας ακριβούς μέτρησης της αφθονίας της συνηθισμένης ύλης, οι προβλεπόμενες αφθονίες των άλλων ελαφρών στοιχείων καθίστανται αυστηρά περιορισμένες. Ο δορυφόρος WMAP (https://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html) είναι σε θέση να μετρήσει άμεσα την πυκνότητα της συνηθισμένης ύλης (https://map.gsfc.nasa.gov/mission/sgoals_parameters.html) και βρίσκει τιμή 4,6% (±0,2%), η οποία υποδεικνύεται από την κατακόρυφη κόκκινη γραμμή στο γράφημα. Αυτό οδηγεί σε προβλεπόμενες αφθονίες που απεικονίζονται με κύκλους στο γράφημα και οι οποίες βρίσκονται σε καλή συμφωνία με τις παρατηρούμενες αφθονίες. Πρόκειται για έναν σημαντικό και λεπτομερή έλεγχο της πυρηνοσύνθεσης και αποτελεί επιπλέον ένδειξη υπέρ της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης. Αν τα αποτελέσματα ήταν σε σύγκρουση, αυτό θα υποδείκνυε 1) σφάλματα στα δεδομένα, 2) ελλιπή κατανόηση της διαδικασίας πυρηνοσύνθεσης της Μεγάλης Έκρηξης, 3) εσφαλμένη κατανόηση των μηχανισμών που παράγουν διακυμάνσεις στην μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html), ή 4) ένα πιο θεμελιώδες πρόβλημα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης.

Πυρηνοσύνθεση στα Άστρα

Τα στοιχεία βαρύτερα από το λίθιο συντίθενται όλα στα άστρα. Κατά τα όψιμα στάδια της αστρικής εξέλιξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html), τα μαζικά άστρα καίνε ήλιο για να παράγουν άνθρακα, οξυγόνο, πυρίτιο, θείο και σίδηρο. Στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο παράγονται με δύο τρόπους: στα εξωτερικά περιβλήματα υπεργιγάντιων άστρων και κατά την έκρηξη μιας υπερκαινοφανούς (supernova). Όλη η μορφή ζωής στη Γη που βασίζεται στον άνθρακα είναι κυριολεκτικά φτιαγμένη από αστρική σκόνη.

Μια Σύντομη Ιστορία

Το 1948, ο φυσικός George Gamow υπέθεσε ότι όλα τα στοιχεία μπορεί να είχαν δημιουργηθεί στο θερμό και πυκνό πρώιμο σύμπαν. Πρότεινε στον φοιτητή του, Ralph Alpher, να το υπολογίσει αυτό. Ο Alpher το έκανε για τη διδακτορική του διατριβή, με τον Robert Herman να συμμετέχει σε μεγάλο μέρος της εργασίας. Ο Alpher και ο Herman διαπίστωσαν ότι ο Gamow έκανε λάθος: τα περισσότερα στοιχεία δεν θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί στο πρώιμο σύμπαν. Το πρόβλημα σχετίζεται με τη σύλληψη νετρονίων. Τα νετρόνια διασπώνται σε περίπου 10 λεπτά και η πυκνότητά τους μειώνεται καθώς το σύμπαν διαστέλλεται σε αυτό το χρονικό διάστημα. Απλώς δεν υπάρχει αρκετός χρόνος για να συνεχιστεί η δημιουργία βαρύτερων στοιχείων πριν εξαφανιστούν τα νετρόνια. Τα βαριά στοιχεία σχηματίζονται αργότερα, στα άστρα. Μόνο τα ελαφρύτερα στοιχεία σχηματίζονται στο πρώιμο σύμπαν. Η σημαντική πρόβλεψη ότι η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB) (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html) υπάρχει και έχει φάσμα μέλανος σώματος με θερμοκρασία περίπου 5 βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν, ήταν ένα παραπροϊόν αυτής της εργασίας.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Friday, 04-16-2010

Έλεγχοι της Μεγάλης Έκρηξης: Η CMB

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html)

Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ότι το πρώιμο σύμπαν ήταν ένα πολύ θερμό περιβάλλον και ότι, καθώς διαστέλλεται, το αέριο μέσα σε αυτό ψύχεται. Έτσι, το σύμπαν θα πρέπει να είναι γεμάτο με ακτινοβολία που είναι κυριολεκτικά η υπολειμματική θερμότητα που απέμεινε από τη Μεγάλη Έκρηξη, η οποία ονομάζεται «κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου» ή CMB.

Ανακάλυψη της Κοσμικής Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου

Βραβευμένοι με Νόμπελ Penzias και Wilson με τον ανιχνευτή CMB του 1965.

Η ύπαρξη της ακτινοβολίας CMB προβλέφθηκε για πρώτη φορά από τον Ralph Alpher το 1948 σε συνάρτηση με την έρευνά του για την πυρηνοσύνθεση της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_ele.html#nuleosynthesis_history), η οποία πραγματοποιήθηκε μαζί με τον Robert Herman και τον George Gamow. Παρατηρήθηκε για πρώτη φορά κατά τύχη το 1965 από τους Arno Penzias και Robert Wilson στα Bell Telephone Laboratories στο Murray Hill του New Jersey. Η ακτινοβολία εμφανιζόταν ως πηγή υπερβολικού θορύβου σε έναν ραδιοδέκτη που κατασκεύαζαν. Συμπτωματικά, ερευνητές στο κοντινό Princeton University, με επικεφαλής τον Robert Dicke και με τη συμμετοχή του Dave Wilkinson της επιστημονικής ομάδας του WMAP, σχεδίαζαν ένα πείραμα για την ανίχνευση της CMB. Όταν άκουσαν για το αποτέλεσμα των Bell Labs, συνειδητοποίησαν αμέσως ότι η CMB είχε βρεθεί. Το αποτέλεσμα ήταν δύο δημοσιεύσεις στο Astrophysical Journal (τόμος 142 του 1965): μία από τους Penzias και Wilson που περιέγραφε τις παρατηρήσεις και μία από τους Dicke, Peebles, Roll και Wilkinson που παρείχε την κοσμολογική ερμηνεία. Οι Penzias και Wilson μοιράστηκαν το Βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 1978 για την ανακάλυψή τους.

Ένα οβάλ ομοιόμορφου χρώματος που αναπαριστά τη μεταβολή της θερμοκρασίας στον ουρανό της CMB.

Σήμερα, η ακτινοβολία CMB είναι πολύ ψυχρή, μόλις 2,725° πάνω από το απόλυτο μηδέν (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#Kelvin), και έτσι εκπέμπει κυρίως στο μικροκυματικό τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#EMS), και είναι αόρατη στο ανθρώπινο μάτι. Ωστόσο, γεμίζει το σύμπαν και μπορεί να ανιχνευθεί προς κάθε κατεύθυνση. Στην πραγματικότητα, αν μπορούσαμε να δούμε μικροκύματα, ολόκληρος ο ουρανός θα έλαμπε με μια φωτεινότητα που θα ήταν εντυπωσιακά ομοιόμορφη σε κάθε κατεύθυνση. Η εικόνα στα αριστερά δείχνει μια ψευδοχρωματική απεικόνιση της θερμοκρασίας (φωτεινότητας) της CMB σε ολόκληρο τον ουρανό (προβαλλόμενο σε ένα οβάλ, παρόμοιο με χάρτη της Γης). Η θερμοκρασία είναι ομοιόμορφη με ακρίβεια καλύτερη από ένα μέρος στο χίλια! Αυτή η ομοιομορφία αποτελεί έναν ισχυρό λόγο για να ερμηνευθεί η ακτινοβολία ως υπολειμματική θερμότητα από τη Μεγάλη Έκρηξη· θα ήταν πολύ δύσκολο να φανταστεί κανείς μια τοπική πηγή ακτινοβολίας τόσο ομοιόμορφη. Στην πραγματικότητα, πολλοί επιστήμονες έχουν προσπαθήσει να διατυπώσουν εναλλακτικές εξηγήσεις για την προέλευση αυτής της ακτινοβολίας, αλλά καμία δεν έχει επιτύχει.

Γιατί να μελετήσουμε την Κοσμική Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου;

Επειδή το φως ταξιδεύει με πεπερασμένη ταχύτητα, οι αστρονόμοι που παρατηρούν μακρινά αντικείμενα κοιτάζουν στο παρελθόν. Τα περισσότερα αστέρια που είναι ορατά με γυμνό μάτι στον νυχτερινό ουρανό απέχουν 10 έως 100 έτη φωτός. Έτσι, τα βλέπουμε όπως ήταν πριν από 10 έως 100 χρόνια. Παρατηρούμε την Ανδρομέδα, τον πλησιέστερο μεγάλο γαλαξία, όπως ήταν πριν από περίπου 2,5 εκατομμύρια χρόνια. Οι αστρονόμοι που παρατηρούν μακρινούς γαλαξίες με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble μπορούν να τους δουν όπως ήταν μόλις λίγα δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Η ακτινοβολία CMB εκπέμφθηκε πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, μόλις μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, πολύ πριν υπάρξουν άστρα ή γαλαξίες. Έτσι, μελετώντας τις λεπτομερείς φυσικές ιδιότητες της ακτινοβολίας, μπορούμε να μάθουμε για τις συνθήκες στο σύμπαν σε πολύ μεγάλες κλίμακες σε πολύ πρώιμες εποχές, αφού η ακτινοβολία που βλέπουμε σήμερα έχει διανύσει τόσο μεγάλη απόσταση.

Η Προέλευση της Κοσμικής Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου

Μία από τις βαθύτερες παρατηρήσεις του 20ού αιώνα είναι ότι το σύμπαν διαστέλλεται (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_exp.html). Αυτή η διαστολή συνεπάγεται ότι το σύμπαν ήταν μικρότερο, πυκνότερο και θερμότερο στο μακρινό παρελθόν. Όταν το ορατό σύμπαν είχε το μισό του σημερινού του μεγέθους, η πυκνότητα της ύλης ήταν οκταπλάσια και η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου διπλάσια σε θερμοκρασία. Όταν το ορατό σύμπαν ήταν το ένα εκατοστό του σημερινού του μεγέθους, η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου ήταν εκατό φορές θερμότερη (273 βαθμοί πάνω από το απόλυτο μηδέν ή 32 βαθμοί Fahrenheit, θερμοκρασία στην οποία το νερό παγώνει σχηματίζοντας πάγο στην επιφάνεια της Γης). Εκτός από αυτή την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, το πρώιμο σύμπαν ήταν γεμάτο με θερμό αέριο υδρογόνου με πυκνότητα περίπου 1000 ατόμων ανά κυβικό εκατοστό. Όταν το ορατό σύμπαν ήταν μόλις το ένα εκατομμυριοστό του σημερινού του μεγέθους, η θερμοκρασία του ήταν 273 εκατομμύρια βαθμοί πάνω από το απόλυτο μηδέν και η πυκνότητα της ύλης ήταν συγκρίσιμη με την πυκνότητα του αέρα στην επιφάνεια της Γης. Σε αυτές τις υψηλές θερμοκρασίες, το υδρογόνο ήταν πλήρως ιονισμένο σε ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια.

Επειδή το σύμπαν ήταν τόσο πολύ θερμό στο μεγαλύτερο μέρος της πρώιμης ιστορίας του, δεν υπήρχαν άτομα στο πρώιμο σύμπαν, αλλά μόνο ελεύθερα ηλεκτρόνια και πυρήνες (οι πυρήνες αποτελούνται από νετρόνια και πρωτόνια). Τα φωτόνια της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου σκεδάζονται εύκολα από τα ηλεκτρόνια. Έτσι, τα φωτόνια περιπλανιόνταν στο πρώιμο σύμπαν, όπως το ορατό φως περιπλανιέται μέσα σε μια πυκνή ομίχλη. Αυτή η διαδικασία πολλαπλής σκέδασης παράγει αυτό που ονομάζεται «θερμικό» ή «φάσμα μέλανος σώματος» φωτονίων. Σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, το φάσμα συχνοτήτων της CMB θα πρέπει να έχει αυτή τη μορφή μέλανος σώματος. Αυτό πράγματι μετρήθηκε με εξαιρετική ακρίβεια από το πείραμα FIRAS στον δορυφόρο COBE της NASA.

Φάσμα FIRAS

Αυτό το σχήμα δείχνει την πρόβλεψη της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης για το ενεργειακό φάσμα της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου σε σύγκριση με το παρατηρούμενο ενεργειακό φάσμα. Συγκεκριμένα, έγινε μέτρηση της επιφανειακής λαμπρότητας ανά μονάδα διαστήματος συχνότητας (𝛪𝜈), όχι 𝛪𝜆 — που είναι ανά μονάδα διαστήματος μήκους κύματος. Το πείραμα FIRAS μέτρησε το φάσμα σε 34 ισαπέχοντα σημεία κατά μήκος της καμπύλης μέλανος σώματος. Οι ράβδοι σφάλματος στα σημεία των δεδομένων είναι τόσο μικρές που δεν μπορούν να διακριθούν κάτω από την προβλεπόμενη καμπύλη στο σχήμα! Δεν υπάρχει μέχρι στιγμής καμία εναλλακτική θεωρία που να προβλέπει αυτό το ενεργειακό φάσμα. Η ακριβής μέτρηση του σχήματός του αποτέλεσε έναν ακόμη σημαντικό έλεγχο της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης.

«Επιφάνεια Τελευταίας Σκέδασης»

Τελικά, το σύμπαν ψύχθηκε αρκετά ώστε τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια να μπορέσουν να συνδυαστούν και να σχηματίσουν ουδέτερο υδρογόνο. Αυτό συνέβη περίπου 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν το σύμπαν είχε περίπου το ένα χιλιοστό εκατοστό του σημερινού του μεγέθους. Τα φωτόνια της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με το ουδέτερο υδρογόνο, επιτρέποντάς τους να ταξιδεύουν σε ευθείες γραμμές.

Η επιφάνεια τελευταίας σκέδασης της CMB σε σύγκριση με την παρατήρηση της επιφάνειας ενός νέφους.

Η συμπεριφορά των φωτονίων της CMB που κινούνται μέσα στο πρώιμο σύμπαν είναι ανάλογη με τη διάδοση του ορατού φωτός μέσα στην ατμόσφαιρα της Γης. Τα σταγονίδια νερού σε ένα νέφος είναι πολύ αποτελεσματικά στη σκέδαση του φωτός, ενώ το ορατό φως κινείται ελεύθερα μέσα σε καθαρό αέρα. Έτσι, σε μια συννεφιασμένη ημέρα, μπορούμε να κοιτάξουμε μέσα από τον αέρα προς τα νέφη, αλλά δεν μπορούμε να δούμε μέσα από τα αδιαφανή νέφη. Οι κοσμολόγοι που μελετούν την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου μπορούν να «δουν» μέσα από μεγάλο μέρος του σύμπαντος πίσω σε μια εποχή που αυτό ήταν αδιαφανές: μια θέα μέχρι περίπου 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτό το «τείχος φωτός» ονομάζεται επιφάνεια τελευταίας σκέδασης, καθώς ήταν η τελευταία φορά που τα περισσότερα φωτόνια της CMB σκεδάστηκαν άμεσα από την ύλη. Όταν δημιουργούμε χάρτες της θερμοκρασίας της CMB, χαρτογραφούμε αυτή την επιφάνεια τελευταίας σκέδασης.

Όπως φαίνεται παραπάνω, ένα από τα πιο εντυπωσιακά χαρακτηριστικά της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου είναι η ομοιομορφία της. Μόνο με πολύ ευαίσθητα όργανα, όπως το COBE (https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/) και το WMAP (https://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html)), μπορούν οι κοσμολόγοι να ανιχνεύσουν διακυμάνσεις (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html) στη θερμοκρασία της CMB. Μελετώντας αυτές τις διακυμάνσεις, οι κοσμολόγοι μπορούν να μάθουν για την προέλευση των γαλαξιών και των δομών μεγάλης κλίμακας των γαλαξιών (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_struct.html) και μπορούν να μετρήσουν τις βασικές παραμέτρους της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/mission/sgoals_parameters.html).

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Πέρα από την Κοσμολογία της Μεγάλης Έκρηξης

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo.html))

Το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης δεν είναι πλήρες. Για παράδειγμα, δεν εξηγεί γιατί το σύμπαν είναι τόσο ομοιογενές στις πολύ μεγάλες κλίμακες ή, αντίθετα, γιατί είναι τόσο μη-ομοιογενές σε μικρότερες κλίμακες, δηλαδή πώς δημιουργήθηκαν τα άστρα και οι γαλαξίες.

Το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης βασίζεται στην Αρχή της Κοσμολογίας (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html) που υποθέτει ότι η ύλη στο σύμπαν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένη σε όλες τις κλίμακες — μεγάλες και μικρές. Αυτή είναι μια πολύ χρήσιμη προσέγγιση που επιτρέπει την ανάπτυξη του βασικού σεναρίου της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά μια πιο πλήρης κατανόηση του σύμπαντός μας απαιτεί να προχωρήσουμε πέρα από την Αρχή της Κοσμολογίας. Πολλοί κοσμολόγοι υποψιάζονται ότι η θεωρία της πληθωριστικής διαστολής (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_infl.html), μια επέκταση της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, μπορεί να παρέχει το πλαίσιο για την εξήγηση της ομοιογένειας του σύμπαντος σε μεγάλη κλίμακα και της προέλευσης της δομής μέσα σε αυτό.

Οι δύο πρώτες σελίδες παρακάτω παρέχουν μια επισκόπηση της προέλευσης και ανάπτυξης της δομής στο σύμπαν μας. Η τελευταία σελίδα παρουσιάζει μια επισκόπηση του πληθωριστικού μοντέλου του σύμπαντος και εξηγεί πώς ο πληθωρισμός απαντά σε ορισμένα από τα αινίγματα του τυπικού μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης.

Δομή στο σύμπαν

Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης δεν επιχειρεί να εξηγήσει πώς δομές όπως τα άστρα και οι γαλαξίες προέκυψαν στο σύμπαν.

Διακυμάνσεις στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB)

Η θερμοκρασία της CMB παρατηρείται να διαφέρει ελαφρώς στον ουρανό. Τι προκάλεσε αυτές τις διακυμάνσεις και πώς σχετίζονται με τα άστρα και τους γαλαξίες;

Το πληθωριστικό σύμπαν

Μια πολύ σύντομη, αλλά ιδιαίτερα ταχεία φάση ανάπτυξης στο πρώιμο σύμπαν («πληθωρισμός») παρέχει μια κομψή, αν και ακόμη ανεπιβεβαίωτη, εξήγηση για τα παραπάνω αινίγματα.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Friday, 04-16-2010

Πώς Δημιουργήθηκε η Δομή στο Σύμπαν;

Οι αστρονόμοι παρατηρούν σημαντική δομή στο σύμπαν, από άστρα μέχρι γαλαξίες και ομάδες και υπερομάδες γαλαξιών. Η διάσημη «Εικόνα Βαθέος Πεδίου» που λήφθηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, φαίνεται παρακάτω, και παρέχει μια εκπληκτική θέα αυτής της δομής. Πώς σχηματίστηκαν αυτές οι δομές; Η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html) θεωρείται ευρέως μια επιτυχημένη θεωρία κοσμολογίας, αλλά είναι ατελής. Δεν εξηγεί τις απαραίτητες διακυμάνσεις για να παραχθεί η δομή που βλέπουμε. Οι περισσότεροι κοσμολόγοι πιστεύουν ότι οι γαλαξίες που παρατηρούμε σήμερα αναπτύχθηκαν από τη βαρυτική έλξη μικρών διακυμάνσεων στην σχεδόν ομοιόμορφη πυκνότητα του πρώιμου σύμπαντος. Αυτές οι διακυμάνσεις αφήνουν ένα αποτύπωμα στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html) με τη μορφή διακυμάνσεων θερμοκρασίας (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html) από σημείο σε σημείο στον ουρανό. Ο δορυφόρος WMAP μετρά αυτές τις μικρές διακυμάνσεις στη θερμοκρασία της CMB, οι οποίες με τη σειρά τους αποκαλύπτουν τα πρώτα στάδια σχηματισμού της δομής.

Στην απλούστερη μορφή της, η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης υποθέτει ότι η ύλη και η ακτινοβολία είναι ομοιόμορφα κατανεμημένες σε όλο το σύμπαν και ότι η γενική σχετικότητα ισχύει καθολικά. Ενώ αυτό μπορεί να εξηγήσει την ύπαρξη της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html)) και να εξηγήσει την προέλευση των ελαφρών στοιχείων (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_ele.html)), δεν εξηγεί την ύπαρξη των γαλαξιών και της μεγάλης κλίμακας δομής. Η λύση του προβλήματος της δομής πρέπει να ενσωματωθεί στο πλαίσιο της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης.

Βαρυτικός Σχηματισμός Δομής

Οι περισσότεροι κοσμολόγοι πιστεύουν ότι οι γαλαξίες που παρατηρούμε σήμερα αναπτύχθηκαν βαρυτικά από μικρές διακυμάνσεις στην πυκνότητα του σύμπαντος μέσω της ακόλουθης αλληλουχίας γεγονότων:

• Όταν το σύμπαν ήταν το ένα χιλιοστό του σημερινού του μεγέθους (περίπου 500.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη), η πυκνότητα της ύλης στην περιοχή του χώρου που τώρα περιέχει τον Γαλαξία μας, τον Milky Way, πιθανότατα ήταν 0,5% υψηλότερη από τις γειτονικές περιοχές. Επειδή η πυκνότητά της ήταν υψηλότερη, αυτή η περιοχή του χώρου διαστελλόταν πιο αργά από τις γύρω περιοχές.
• Ως αποτέλεσμα αυτής της πιο αργής διαστολής, η σχετική υπερπυκνότητά της αυξήθηκε. Όταν το σύμπαν ήταν το ένα εκατοστό του σημερινού μεγέθους του (περίπου 15 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη), η περιοχή μας ήταν πιθανότατα 5% πιο πυκνή από τις γειτονικές περιοχές.
• Αυτή η σταδιακή ανάπτυξη συνεχίστηκε καθώς το σύμπαν διαστελλόταν. Όταν το σύμπαν ήταν το ένα πέμπτο του σημερινού μεγέθους του (περίπου 1,2 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη), η περιοχή μας ήταν πιθανότατα διπλάσιας πυκνότητας σε σχέση με τις γειτονικές περιοχές. Οι κοσμολόγοι υποθέτουν ότι τα εσωτερικά τμήματα του Γαλαξία μας (και παρόμοιων γαλαξιών) σχηματίστηκαν εκείνη την εποχή. Τα άστρα στις εξωτερικές περιοχές του Γαλαξία μας πιθανότατα σχηματίστηκαν πιο πρόσφατα. Κάποιοι κοσμολόγοι υποψιάζονται ότι ορισμένα αντικείμενα που εντοπίστηκαν πρόσφατα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble μπορεί να είναι γαλαξίες σε φάση σχηματισμού.

Εικόνες Βαθέος Πεδίου Hubble – Γαλαξίες: Στιγμιότυπα στο χρόνο. Ελλειπτικοί και σπειροειδείς γαλαξίες 2, 5, 9 και 14 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη Δελτίο τύπου HST που περιγράφει αυτή την εικόνα

Παρατήρηση Αυτών των Μικρών Διακυμάνσεων

Μικρές διαφορές στην πυκνότητα της ύλης στο πρώιμο σύμπαν αφήνουν ένα αποτύπωμα στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html) με τη μορφή διακυμάνσεων θερμοκρασίας (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html)) από σημείο σε σημείο στον ουρανό. Αυτές οι διακυμάνσεις θερμοκρασίας είναι εξαιρετικά μικρές: ένα τμήμα του ουρανού μπορεί να έχει θερμοκρασία 2,7251 Kelvin (βαθμοί πάνω από το απόλυτο μηδέν), ενώ ένα άλλο τμήμα μπορεί να έχει θερμοκρασία 2,7249 Kelvin. Ο δορυφόρος Cosmic Background Explorer (COBE (https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/)) της NASA ανίχνευσε αυτές τις μικρές διακυμάνσεις σε μεγάλες γωνιακές κλίμακες. Ο WMAP επαναμετρά τις διακυμάνσεις με υψηλότερη γωνιακή ανάλυση (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html) και ευαισθησία (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html#sensitivity). Η σελίδα περίληψης αποστολής (https://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html) προσφέρει μια γρήγορη εισαγωγή στο πώς επιτυγχάνει ο WMAP αυτή την ευαισθησία — περισσότερες λεπτομέρειες υπάρχουν στη σελίδα τεχνικών πληροφοριών (https://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/ob_tech1.html).

Τι Προκάλεσε Αυτές τις Μικρές Διακυμάνσεις;

Ενώ η βαρύτητα μπορεί να ενισχύσει τις μικρές διακυμάνσεις που παρατηρούνται στο πρώιμο σύμπαν, δεν μπορεί να τις δημιουργήσει από μόνη της. Οι κοσμολόγοι υποθέτουν ότι απαιτείται νέα φυσική για να παραχθούν οι πρωταρχικές διακυμάνσεις που σχημάτισαν τους γαλαξίες. Δύο δημοφιλείς ιδέες είναι:

• Ο Πληθωρισμός (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_infl.html)
• Τοπολογικά Ελαττώματα (Topological Defects)

Αυτές οι διαφορετικές θεωρίες κάνουν πολύ διαφορετικές προβλέψεις για τις ιδιότητες των διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html). Για παράδειγμα, η πληθωριστική θεωρία προβλέπει ότι οι μεγαλύτερες διακυμάνσεις θερμοκρασίας πρέπει να έχουν γωνιακή κλίμακα ενός βαθμού, ενώ τα μοντέλα ελαττωμάτων προβλέπουν μια μικρότερη χαρακτηριστική κλίμακα. Ο WMAP, με την εξαιρετική του ευαισθησία, υποδεικνύει ότι το πληθωριστικό μοντέλο είναι πιο πιθανό.

Μάθετε Περισσότερα για τον Σχηματισμό Δομών σε Αυτούς τους Ιστότοπους:

The Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (https://www.sdss.org/) Αυτή η ομάδα σχεδιάζει να χαρτογραφήσει τις θέσεις πάνω από 100 εκατομμυρίων γαλαξιών και να προσδιορίσει τις αποστάσεις σε πάνω από ένα εκατομμύριο γαλαξίες και κβάζαρ. Η προσπάθεια αυτή θα δημιουργήσει τη μεγαλύτερη (γνωστή) έρευνα μέχρι σήμερα της κοσμικής δομής στο σύμπαν. Μπορείτε να μάθετε περισσότερα για τις λεπτομέρειες του SDSS επισκεπτόμενοι την κεντρική τους σελίδα στο Fermilab.

The Virgo Consortium (https://www.virgo.dur.ac.uk/) Το Virgo Consortium είναι μια διεθνής ομάδα επιστημόνων που διεξάγει προσομοιώσεις υπερυπολογιστών για τον σχηματισμό γαλαξιών, σμηνών γαλαξιών, μεγάλης κλίμακας δομής και την εξέλιξη του διαγαλαξιακού μέσου. Αν και τα περισσότερα μέλη του consortium είναι Βρετανοί, υπάρχουν σημαντικοί κόμβοι στον Καναδά, τις ΗΠΑ και τη Γερμανία.

The University of Washington N-Body Shop (https://www-hpcc.astro.washington.edu/) Αυτή η ομάδα δημιουργεί λογισμικό προσομοιώσεων για τη μελέτη του σχηματισμού μεγάλης κλίμακας δομών και του σχηματισμού πλανητών, και φιλοξενεί μια ενδιαφέρουσα γκαλερί εικόνων.

The Hubble Space Telescope (https://hubblesite.org/) Το HST έχει καταφέρει να παρατηρήσει απομακρυσμένους γαλαξίες και να μελετήσει το σχηματισμό και την εξέλιξη των γαλαξιών. Μια γνωστή εικόνα που απεικονίζει αυτό είναι η Εικόνα Βαθέος Πεδίου Hubble (https://hubblesite.org/contents/news-releases/1996/news-1996-01.html) που κυκλοφόρησε στις 15 Ιανουαρίου 1996.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Διακυμάνσεις στην Κοσμική Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου

Η κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου είναι η μεταλαμπή ακτινοβολίας που απέμεινε από τη θερμή Μεγάλη Έκρηξη. Η θερμοκρασία της είναι εξαιρετικά ομοιόμορφη σε ολόκληρο τον ουρανό. Ωστόσο, μικροσκοπικές διακυμάνσεις της θερμοκρασίας (της τάξης του ενός μέρους στο εκατομμύριο) μπορούν να προσφέρουν σημαντική κατανόηση για την προέλευση, την εξέλιξη και το περιεχόμενο του σύμπαντος.

Αν πλησιάζατε τη Γη με ένα διαστημόπλοιο, το πρώτο πράγμα που θα παρατηρούσατε είναι ότι ο πλανήτης είναι σφαιρικός. Καθώς θα πλησιάζατε περισσότερο, θα βλέπατε την επιφάνεια να χωρίζεται σε ηπείρους και ωκεανούς. Θα χρειαζόταν να μελετήσετε την επιφάνεια της Γης πολύ προσεκτικά για να δείτε τα βουνά, τις πόλεις, τα δάση και τις ερήμους που καλύπτουν τις ηπείρους.

Αντίστοιχα, όταν οι κοσμολόγοι παρατήρησαν για πρώτη φορά τον μικροκυματικό ουρανό, πριν από τριάντα χρόνια, διαπίστωσαν ότι ήταν σχεδόν ομοιόμορφος. Καθώς οι παρατηρήσεις βελτιώνονταν, ανίχνευσαν τη διπολική ανισοτροπία (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html). Τελικά, το 1992, ο δορυφόρος Cosmic Background Explorer (COBE (https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/)) πραγματοποίησε την πρώτη ανίχνευση ανάλογη με το να δει κανείς «βουνά στην επιφάνεια της Γης»: ανίχνευσε κοσμολογικές διακυμάνσεις στη θερμοκρασία του μικροκυματικού υποβάθρου. Αρκετά μέλη της επιστημονικής ομάδας του WMAP συνέβαλαν στην ηγεσία του προγράμματος COBE και στην κατασκευή του διαστημοπλοίου. Η ανίχνευση του COBE επιβεβαιώθηκε από το πείραμα Far InfraRed Survey (FIRS) (https://cosmology.princeton.edu/cosmology/firs/) που μεταφέρθηκε με αερόστατο.

Στη σύγκριση των παραπάνω εικόνων, οι εικόνες στα αριστερά που παράχθηκαν από την επιστημονική ομάδα του COBE δείχνουν τρεις ψευδοχρωματικές εικόνες του ουρανού όπως παρατηρείται σε μικροκυματικές συχνότητες. Οι εικόνες στα δεξιά δείχνουν μία από τις υπολογιστικές προσομοιώσεις μας για το τι ανιχνεύει το πείραμα WMAP. Σημειώστε ότι το WMAP ανιχνεύει πολύ πιο λεπτές δομές από αυτές που είναι ορατές στους χάρτες του COBE. Αυτή η επιπλέον γωνιακή ανάλυση (https://map.gsfc.nasa.gov/site/glossary.html) επιτρέπει στους επιστήμονες να εξάγουν πολύ περισσότερες πληροφορίες, πέρα από αυτές που παρείχε το COBE, σχετικά με τις συνθήκες στο πρώιμο σύμπαν.

Ο προσανατολισμός των χαρτών είναι τέτοιος ώστε το επίπεδο του Γαλαξία μας (Milky Way) να εκτείνεται οριζόντια στο κέντρο κάθε εικόνας. Το ανώτερο ζεύγος εικόνων δείχνει τη θερμοκρασία του μικροκυματικού ουρανού σε μια κλίμακα όπου το μπλε αντιστοιχεί σε 0 Kelvin (απόλυτο μηδέν) και το κόκκινο σε 4 Kelvin. Σημειώστε ότι η θερμοκρασία φαίνεται πλήρως ομοιόμορφη σε αυτή την κλίμακα. Η πραγματική θερμοκρασία της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου είναι 2,725 Kelvin. Το μεσαίο ζεύγος εικόνων δείχνει τον ίδιο χάρτη σε μια κλίμακα όπου το μπλε αντιστοιχεί σε 2,721 Kelvin και το κόκκινο σε 2,729 Kelvin. Το μοτίβο «yin-yang» είναι η διπολική ανισοτροπία που προκύπτει από την κίνηση του Ήλιου σε σχέση με το σύστημα αναφοράς της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Το κατώτερο ζεύγος εικόνων δείχνει τον μικροκυματικό ουρανό αφού η διπολική ανισοτροπία έχει αφαιρεθεί από τον χάρτη. Αυτή η αφαίρεση εξαλείφει το μεγαλύτερο μέρος των διακυμάνσεων στον χάρτη: όσες απομένουν είναι τριάντα φορές μικρότερες. Σε αυτόν τον χάρτη, οι θερμές περιοχές, που φαίνονται με κόκκινο, είναι κατά 0,0002 Kelvin θερμότερες από τις ψυχρές περιοχές, που φαίνονται με μπλε.

Υπάρχουν δύο κύριες πηγές για τις διακυμάνσεις που φαίνονται στο τελευταίο σχήμα:

• Η εκπομπή από τον Γαλαξία μας κυριαρχεί στον ισημερινό του χάρτη αλλά είναι αρκετά μικρή μακριά από αυτόν.
• Η μεταβαλλόμενη εκπομπή από το όριο του ορατού σύμπαντος κυριαρχεί στις περιοχές μακριά από τον ισημερινό.
• Υπάρχει επίσης υπολειμματικός θόρυβος στους χάρτες από τα ίδια τα όργανα, αλλά αυτός ο θόρυβος είναι αρκετά μικρός σε σύγκριση με τα σήματα σε αυτούς τους χάρτες.

Αυτές οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας θεωρείται ότι ιχνηλατούν διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης στο πρώιμο σύμπαν, καθώς αποτυπώθηκαν λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Υπό αυτή την έννοια, αποκαλύπτουν πολλά για το πρώιμο σύμπαν και για την προέλευση των γαλαξιών και της μεγάλης κλίμακας δομής (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_firstobjs.html) στο σύμπαν.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Τι είναι η Θεωρία του Πληθωρισμού;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_infl.html)

Η Θεωρία του Πληθωρισμού προτείνει μια περίοδο εξαιρετικά ταχείας (εκθετικής) διαστολής του σύμπαντος κατά τις πρώτες του στιγμές. Αναπτύχθηκε γύρω στο 1980 για να εξηγήσει ορισμένα αινίγματα της τυπικής θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, σύμφωνα με την οποία το σύμπαν διαστέλλεται σχετικά σταδιακά σε όλη τη διάρκεια της ιστορίας του.

Περιορισμοί της Θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης

Ενώ η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης εξηγεί επιτυχώς το «φάσμα μέλανος σώματος» της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html) και την προέλευση των ελαφρών στοιχείων (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_ele.html), παρουσιάζει τρία σημαντικά προβλήματα:

• Το Πρόβλημα της Επιπεδότητας: Ο WMAP έχει προσδιορίσει τη γεωμετρία (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html) του σύμπαντος ως σχεδόν επίπεδη. Ωστόσο, στην κοσμολογία της Μεγάλης Έκρηξης, η καμπυλότητα αυξάνεται με τον χρόνο. Ένα σύμπαν τόσο επίπεδο όσο το σημερινό θα απαιτούσε εξαιρετικά λεπτή ρύθμιση των αρχικών συνθηκών στο παρελθόν, κάτι που θα αποτελούσε μια απίθανη σύμπτωση.
• Το Πρόβλημα του Ορίζοντα: Απομακρυσμένες περιοχές του χώρου σε αντίθετες κατευθύνσεις του ουρανού βρίσκονται τόσο μακριά μεταξύ τους ώστε, με βάση την τυπική διαστολή της Μεγάλης Έκρηξης, δεν θα μπορούσαν ποτέ να έχουν βρεθεί σε αιτιακή επαφή. Αυτό συμβαίνει επειδή ο χρόνος που απαιτείται για να ταξιδέψει το φως μεταξύ τους υπερβαίνει την ηλικία του σύμπαντος. Ωστόσο, η ομοιομορφία της θερμοκρασίας της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου δείχνει ότι αυτές οι περιοχές πρέπει να είχαν έρθει σε επαφή στο παρελθόν.
• Το Πρόβλημα των Μονοπόλων: Η κοσμολογία της Μεγάλης Έκρηξης προβλέπει ότι ένας πολύ μεγάλος αριθμός βαρέων, σταθερών «μαγνητικών μονοπόλων» θα έπρεπε να είχε παραχθεί στο πρώιμο σύμπαν. Ωστόσο, μαγνητικά μονόπολα δεν έχουν ποτέ παρατηρηθεί, επομένως, αν υπάρχουν, είναι πολύ πιο σπάνια από ό,τι προβλέπει η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης.

Η Θεωρία του Πληθωρισμού

Η Θεωρία του Πληθωρισμού, που αναπτύχθηκε από τους Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt και Andy Albrecht, προσφέρει λύσεις σε αυτά τα προβλήματα και σε αρκετά άλλα ανοικτά ερωτήματα της κοσμολογίας. Προτείνει μια περίοδο εξαιρετικά ταχείας (εκθετικής) διαστολής του σύμπαντος πριν από τη πιο σταδιακή διαστολή της Μεγάλης Έκρηξης, κατά τη διάρκεια της οποίας η ενεργειακή πυκνότητα του σύμπαντος κυριαρχούνταν από μια μορφή ενέργειας κενού τύπου κοσμολογικής σταθεράς (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_accel.html), η οποία αργότερα διασπάστηκε για να παράγει την ύλη και την ακτινοβολία που γεμίζουν σήμερα το σύμπαν.

Ο πληθωρισμός ήταν τόσο ταχύς όσο και ισχυρός. Αύξησε το γραμμικό μέγεθος του σύμπαντος κατά περισσότερα από 60 «e-folds», δηλαδή κατά έναν παράγοντα περίπου 10^26, μέσα σε ένα πολύ μικρό κλάσμα του δευτερολέπτου! Ο πληθωρισμός θεωρείται πλέον επέκταση της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html), καθώς εξηγεί πολύ καλά τα παραπάνω αινίγματα, διατηρώντας ταυτόχρονα το βασικό παράδειγμα ενός ομοιογενούς διαστελλόμενου σύμπαντος. Επιπλέον, η Θεωρία του Πληθωρισμού συνδέει σημαντικές ιδέες της σύγχρονης φυσικής, όπως η αυθόρμητη διάσπαση συμμετρίας και οι μεταβάσεις φάσης, με την κοσμολογία.

Πώς Επιλύει ο Πληθωρισμός Αυτά τα Προβλήματα;

• Το Πρόβλημα της Επιπεδότητας: Φανταστείτε ότι ζείτε στην επιφάνεια μιας μπάλας ποδοσφαίρου (ένας δισδιάστατος κόσμος). Θα ήταν προφανές ότι αυτή η επιφάνεια είναι καμπύλη και ότι ζείτε σε ένα κλειστό (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html) σύμπαν. Ωστόσο, αν αυτή η μπάλα διογκωνόταν στο μέγεθος της Γης, θα σας φαινόταν επίπεδη, παρόλο που παραμένει σφαίρα σε μεγαλύτερες κλίμακες. Τώρα φανταστείτε ότι αυξάνεται σε αστρονομικές κλίμακες. Θα σας φαινόταν επίπεδη όσο μακριά κι αν κοιτάζατε, παρόλο που μπορεί αρχικά να ήταν πολύ καμπύλη. Ο πληθωρισμός «τεντώνει» οποιαδήποτε αρχική καμπυλότητα του τρισδιάστατου σύμπαντος προς σχεδόν πλήρη επιπεδότητα.
• Το Πρόβλημα του Ορίζοντα: Εφόσον ο πληθωρισμός υποθέτει μια έκρηξη εκθετικής διαστολής στο πρώιμο σύμπαν, προκύπτει ότι απομακρυσμένες περιοχές ήταν στην πραγματικότητα πολύ πιο κοντά μεταξύ τους πριν από τον πληθωρισμό απ’ ό,τι θα ήταν με μόνο τη διαστολή της Μεγάλης Έκρηξης. Έτσι, τέτοιες περιοχές θα μπορούσαν να είχαν έρθει σε αιτιακή επαφή πριν από τον πληθωρισμό και να είχαν αποκτήσει ομοιόμορφη θερμοκρασία.
• Το Πρόβλημα των Μονοπόλων: Ο πληθωρισμός επιτρέπει την ύπαρξη μαγνητικών μονοπόλων, εφόσον αυτά δημιουργήθηκαν πριν από την περίοδο του πληθωρισμού. Κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, η πυκνότητα των μονοπόλων μειώνεται εκθετικά, έτσι ώστε η αφθονία τους να πέφτει σε μη ανιχνεύσιμα επίπεδα.

Ως επιπλέον πλεονέκτημα, ο πληθωρισμός εξηγεί και την προέλευση της δομής στο σύμπαν. Πριν από τον πληθωρισμό, το τμήμα του σύμπαντος που μπορούμε να παρατηρήσουμε σήμερα ήταν μικροσκοπικό, και οι κβαντικές διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης σε αυτές τις μικροσκοπικές κλίμακες διογκώθηκαν σε αστρονομικές κλίμακες κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού. Στα επόμενα αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, οι περιοχές μεγαλύτερης πυκνότητας συμπυκνώθηκαν (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_life.html) σε άστρα, γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών.

Περαιτέρω Ανάγνωση:

• Alan H. Guth & Paul J. Steinhardt, "The Inflationary Universe", Scientific American, Μάιος 1984.
• Andrei Linde, "The Self-Reproducing Inflationary Universe", Scientific American, Νοέμβριος 1994.
• Scott Watson, "An Exposition on Inflationary Cosmology", WWW άρθρο, 2000.
• Alan H. Guth, "The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins", 1998.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Wednesday, 02-21-2024

Το Σύμπαν μας

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/universe.html)

Μέχρι τώρα, έχουμε περιγράψει το μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης μόνο με γενικούς όρους: στις μεγαλύτερες κλίμακες που μπορούμε να παρατηρήσουμε, το σύμπαν φαίνεται σχεδόν ομοιόμορφο, διαστέλλεται αυτή τη στιγμή και υπάρχουν ισχυρές ενδείξεις ότι στο παρελθόν ήταν θερμότερο και πυκνότερο. Τώρα θα θέλαμε απαντήσεις σε ορισμένα πιο συγκεκριμένα ερωτήματα:

• Τι είδη ύλης και ενέργειας γεμίζουν το σύμπαν; Πόσο από το καθένα;
• Πόσο γρήγορα διαστέλλεται το σύμπαν σήμερα;
• Πόσο παλιό είναι το σύμπαν σήμερα;
• Ποιο είναι το συνολικό σχήμα του σύμπαντος; Ανοικτό, επίπεδο, κλειστό ή κάτι άλλο;
• Πώς μεταβάλλεται η διαστολή με τον χρόνο;
• Ποια είναι η τελική μοίρα του σύμπαντος;

Σε αυτή την ενότητα, εξετάζουμε κάθε ένα από αυτά τα ερωτήματα συνοψίζοντας τις παρατηρήσεις που τα φωτίζουν. Υπάρχουν πολλές χρήσιμες «ανιχνεύσεις» (probes) της φύσης του σύμπαντός μας, καθεμία από τις οποίες περιορίζει μία ή περισσότερες συγκεκριμένες πτυχές του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης και της κατανόησής μας για τον σχηματισμό δομής. Πράγματι, η επόμενη δεκαετία έχει ονομαστεί εποχή της κοσμολογίας ακριβείας, καθώς οι παρατηρήσεις υπερκαινοφανών, γαλαξιών και σμηνών, της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και της αφθονίας των ελαφρών στοιχείων ωριμάζουν όλες μαζί. Συνολικά, αυτά τα δεδομένα θα θέσουν ισχυρούς περιορισμούς στο μοντέλο του σύμπαντός μας και ίσως ακόμη υποδείξουν την ανάγκη για ριζική επαναθεώρηση της κατανόησής μας για την κοσμολογία.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Από τι αποτελείται το Σύμπαν;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html)

Τα βασικά ερωτήματα που πρέπει να απαντηθούν από τους αστροφυσικούς είναι: Τι υπάρχει πραγματικά εκεί έξω; Και από τι αποτελείται όλο αυτό; Χωρίς αυτή την κατανόηση είναι αδύνατο να καταλήξουμε σε ασφαλή συμπεράσματα για το πώς εξελίχθηκε το σύμπαν.

Πρωτόνια, Νετρόνια και Ηλεκτρόνια: Η ύλη της ζωής

Εσύ, αυτός ο υπολογιστής, ο αέρας που αναπνέουμε και τα μακρινά άστρα αποτελούνται όλα από πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια. Τα πρωτόνια και τα νετρόνια συνδέονται μεταξύ τους σε πυρήνες και τα άτομα είναι πυρήνες που περιβάλλονται από ένα πλήρες σύνολο ηλεκτρονίων. Το υδρογόνο αποτελείται από ένα πρωτόνιο και ένα ηλεκτρόνιο. Το ήλιο αποτελείται από δύο πρωτόνια, δύο νετρόνια και δύο ηλεκτρόνια. Ο άνθρακας αποτελείται από έξι πρωτόνια, έξι νετρόνια και έξι ηλεκτρόνια. Βαρύτερα στοιχεία, όπως ο σίδηρος, ο μόλυβδος και το ουράνιο, περιέχουν ακόμη μεγαλύτερους αριθμούς πρωτονίων, νετρονίων και ηλεκτρονίων. Οι αστρονόμοι συνηθίζουν να αποκαλούν όλη την ύλη που αποτελείται από πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια «βαρυονική ύλη».

Μέχρι περίπου πριν από τριάντα χρόνια, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι το σύμπαν αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από αυτή τη «βαρυονική ύλη», δηλαδή τα συνηθισμένα άτομα. Ωστόσο, τις τελευταίες δεκαετίες, έχει συσσωρευτεί ολοένα και περισσότερη ένδειξη ότι υπάρχει κάτι στο σύμπαν που δεν μπορούμε να δούμε, ίσως κάποια νέα μορφή ύλης.

WMAP και Σκοτεινή Ύλη / Σκοτεινή Ενέργεια

Κάνοντας ακριβείς μετρήσεις των διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html), ο WMAP μπορεί να μετρήσει τις βασικές παραμέτρους (https://map.gsfc.nasa.gov/mission/sgoals_parameters.html) του μοντέλου της Μεγάλης Έκρηξης, συμπεριλαμβανομένης της πυκνότητας και της σύστασης του σύμπαντος. Ο WMAP μετρά τη σχετική πυκνότητα της βαρυονικής και της μη-βαρυονικής ύλης με ακρίβεια καλύτερη από μερικά τοις εκατό της συνολικής πυκνότητας. Μπορεί επίσης να προσδιορίσει ορισμένες ιδιότητες της μη-βαρυονικής ύλης: οι αλληλεπιδράσεις της με τον εαυτό της, η μάζα της και οι αλληλεπιδράσεις της με τη συνήθη ύλη επηρεάζουν όλες τις λεπτομέρειες του φάσματος διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου.

Ο WMAP προσδιόρισε ότι το σύμπαν είναι επίπεδο (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html), από το οποίο προκύπτει ότι η μέση ενεργειακή πυκνότητα στο σύμπαν είναι ίση με την κρίσιμη πυκνότητα (εντός περιθωρίου σφάλματος 0,5%). Αυτό αντιστοιχεί σε πυκνότητα μάζας 9,9 × 10⁻³⁰ g/cm³, που ισοδυναμεί με μόλις 5,9 πρωτόνια ανά κυβικό μέτρο. Από αυτή τη συνολική πυκνότητα, γνωρίζουμε πλέον (από τον Ιανουάριο του 2013) ότι η κατανομή είναι η εξής:

• 4,6% Άτομα. Πάνω από το 95% της ενεργειακής πυκνότητας στο σύμπαν βρίσκεται σε μορφή που δεν έχει ποτέ ανιχνευθεί άμεσα στο εργαστήριο! Η πραγματική πυκνότητα των ατόμων αντιστοιχεί περίπου σε 1 πρωτόνιο ανά 4 κυβικά μέτρα.
• 24% Ψυχρή Σκοτεινή Ύλη. Η σκοτεινή ύλη πιθανότατα αποτελείται από ένα ή περισσότερα είδη υποατομικών σωματιδίων που αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με τη συνηθισμένη ύλη. Οι φυσικοί σωματιδίων έχουν πολλούς πιθανούς υποψηφίους για τη σκοτεινή ύλη, και νέα πειράματα σε επιταχυντές σωματιδίων είναι πιθανό να προσφέρουν νέα γνώση τα επόμενα χρόνια.
• 71,4% Σκοτεινή Ενέργεια. Οι πρώτες παρατηρησιακές ενδείξεις για τη σκοτεινή ενέργεια στο σύμπαν χρονολογούνται στη δεκαετία του 1980, όταν οι αστρονόμοι προσπαθούσαν να κατανοήσουν πώς σχηματίζονται τα σμήνη γαλαξιών. Οι προσπάθειές τους να εξηγήσουν την παρατηρούμενη κατανομή των γαλαξιών βελτιώνονταν αν υπήρχε σκοτεινή ενέργεια, αλλά τα στοιχεία ήταν πολύ αβέβαια. Στη δεκαετία του 1990, παρατηρήσεις υπερκαινοφανών χρησιμοποιήθηκαν για την ανίχνευση της ιστορίας διαστολής του σύμπαντος (σε σχετικά πρόσφατους χρόνους) και η μεγάλη έκπληξη ήταν ότι η διαστολή φαινόταν να επιταχύνεται αντί να επιβραδύνεται! Υπήρξαν αμφιβολίες ότι τα δεδομένα των υπερκαινοφανών ίσως παρερμηνεύονταν, αλλά το αποτέλεσμα έχει επιβεβαιωθεί μέχρι σήμερα. Το 2003, τα πρώτα αποτελέσματα του WMAP έδειξαν ότι το σύμπαν είναι επίπεδο (βλ. παραπάνω) και ότι η σκοτεινή ύλη αποτελεί μόνο το 24% της πυκνότητας που απαιτείται για ένα επίπεδο σύμπαν. Αν το 71,4% της ενεργειακής πυκνότητας του σύμπαντος είναι σε μορφή σκοτεινής ενέργειας, η οποία έχει βαρυτικά απωστική επίδραση, τότε είναι ακριβώς η ποσότητα που απαιτείται για να εξηγηθεί τόσο η επιπεδότητα του σύμπαντος όσο και η παρατηρούμενη επιταχυνόμενη διαστολή. Έτσι, η σκοτεινή ενέργεια εξηγεί πολλές κοσμολογικές παρατηρήσεις ταυτόχρονα.
• Τα ταχέως κινούμενα νετρίνα δεν παίζουν σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη της δομής στο σύμπαν. Θα εμπόδιζαν την πρώιμη συσσωμάτωση του αερίου στο σύμπαν, καθυστερώντας την εμφάνιση των πρώτων άστρων, κάτι που έρχεται σε αντίθεση με τα δεδομένα του WMAP. Ωστόσο, με δεδομένα 5 ετών, ο WMAP είναι σε θέση να εντοπίσει ενδείξεις ότι υπάρχει μια «θάλασσα» κοσμικών νετρίνων σε αριθμούς που αναμένονται από άλλες θεωρητικές προσεγγίσεις. Αυτή είναι η πρώτη φορά που τέτοια ένδειξη προέρχεται από την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου.

Ένας ακόμη τρόπος διερεύνησης της Σκοτεινής Ύλης

Μετρώντας τις κινήσεις των άστρων και του αερίου, οι αστρονόμοι μπορούν να «ζυγίσουν» τους γαλαξίες. Στο δικό μας ηλιακό σύστημα, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε την ταχύτητα της Γης γύρω από τον Ήλιο για να μετρήσουμε τη μάζα του Ήλιου. Η Γη κινείται γύρω από τον Ήλιο με 30 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (περίπου εξήντα χιλιάδες μίλια την ώρα). Αν ο Ήλιος είχε τετραπλάσια μάζα, τότε η Γη θα έπρεπε να κινείται γύρω από τον Ήλιο με 60 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ώστε να παραμείνει στην τροχιά της. Ο Ήλιος κινείται γύρω από τον Γαλαξία (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_milkyway.html) με 225 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε αυτή την ταχύτητα (και τις ταχύτητες άλλων άστρων) για να μετρήσουμε τη μάζα του Γαλαξία μας. Ομοίως, ραδιοφωνικές και οπτικές παρατηρήσεις του αερίου και των άστρων σε μακρινούς γαλαξίες επιτρέπουν στους αστρονόμους να προσδιορίσουν την κατανομή της μάζας σε αυτά τα συστήματα.

Η μάζα που συνάγουν οι αστρονόμοι για τους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου του δικού μας, είναι περίπου δέκα φορές μεγαλύτερη από τη μάζα που μπορεί να αποδοθεί στα άστρα, το αέριο και τη σκόνη ενός γαλαξία. Αυτή η ασυμφωνία μάζας έχει επιβεβαιωθεί από παρατηρήσεις βαρυτικού φακού, δηλαδή της κάμψης του φωτός που προβλέπεται από τη θεωρία της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάιν.

Μετρώντας το πώς παραμορφώνονται οι γαλαξίες υποβάθρου από το σμήνος προσκηνίου, οι αστρονόμοι μπορούν να μετρήσουν τη μάζα του σμήνους. Η μάζα στο σμήνος είναι περισσότερο από πέντε φορές μεγαλύτερη από τη μάζα που αποδίδεται στα ορατά άστρα, το αέριο και τη σκόνη.

Υποψήφιοι για τη Σκοτεινή Ύλη

Ποια είναι η φύση της «σκοτεινής ύλης», αυτού του μυστηριώδους υλικού που ασκεί βαρυτική έλξη, αλλά δεν εκπέμπει ούτε απορροφά φως; Οι αστρονόμοι δεν γνωρίζουν.

Υπάρχουν αρκετές εύλογες υποθέσεις σχετικά με τη φύση της σκοτεινής ύλης:

• Καφέ Νάνοι: αν η μάζα ενός άστρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html) είναι μικρότερη από το ένα εικοστό της μάζας του Ήλιου, ο πυρήνας του δεν είναι αρκετά θερμός ώστε να καίει είτε υδρογόνο είτε δευτέριο, οπότε λάμπει μόνο λόγω της βαρυτικής του συστολής. Αυτά τα αμυδρά αντικείμενα, ενδιάμεσα μεταξύ άστρων και πλανητών, δεν είναι αρκετά φωτεινά ώστε να ανιχνευθούν άμεσα από τα τηλεσκόπιά μας. Οι καφέ νάνοι και παρόμοια αντικείμενα έχουν ονομαστεί MACHOs (MAssive Compact Halo Objects) από τους αστρονόμους. Αυτά τα MACHOs είναι δυνητικά ανιχνεύσιμα μέσω πειραμάτων βαρυτικού φακού. Αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται κυρίως από MACHOs, τότε είναι πιθανό η βαρυονική ύλη να αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του σύμπαντος.
• Υπερμεγέθεις Μαύρες Τρύπες: πιστεύεται ότι τροφοδοτούν τους μακρινούς κβάζαρ τύπου "K" (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_firstobjs.html). Ορισμένοι αστρονόμοι εικάζουν ότι η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείται από μεγάλους αριθμούς μαύρων τρυπών. Αυτές οι μαύρες τρύπες είναι επίσης δυνητικά ανιχνεύσιμες μέσω των φαινομένων βαρυτικού φακού τους.
• Νέες μορφές ύλης: οι φυσικοί σωματιδίων, επιστήμονες που επιδιώκουν να κατανοήσουν τις θεμελιώδεις δυνάμεις της φύσης και τη σύσταση της ύλης, έχουν υποθέσει ότι υπάρχουν νέες δυνάμεις και νέοι τύποι σωματιδίων. Ένα από τα βασικά κίνητρα για την κατασκευή «υπερ-επιταχυντών» είναι η προσπάθεια παραγωγής αυτής της ύλης στο εργαστήριο. Εφόσον το σύμπαν ήταν πολύ πυκνό και θερμό στα πρώτα στιγμιότυπα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html), το ίδιο το σύμπαν λειτουργούσε ως εξαιρετικός επιταχυντής σωματιδίων. Οι κοσμολόγοι εικάζουν ότι η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείται από σωματίδια που παρήχθησαν λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτά τα σωματίδια θα ήταν πολύ διαφορετικά από τη συνηθισμένη «βαρυονική ύλη». Οι κοσμολόγοι αποκαλούν αυτά τα υποθετικά σωματίδια WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles – ασθενώς αλληλεπιδρώντα βαρέα σωματίδια) ή «μη-βαρυονική ύλη».

Σκοτεινή Ενέργεια: μια Κοσμολογική Σταθερά;

Η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος του συνολικού περιεχομένου του σύμπαντος, αλλά αυτό δεν ήταν πάντα γνωστό. Ο Αϊνστάιν πρότεινε πρώτος την κοσμολογική σταθερά (να μη συγχέεται με τη σταθερά του Hubble), που συνήθως συμβολίζεται με το ελληνικό γράμμα «λάμδα» (Λ), ως μια μαθηματική διόρθωση στη θεωρία της γενικής σχετικότητας. Στην απλούστερη μορφή της, η γενική σχετικότητα προέβλεπε ότι το σύμπαν είτε θα διαστέλλεται είτε θα συστέλλεται. Ο Αϊνστάιν πίστευε ότι το σύμπαν είναι στατικό, οπότε πρόσθεσε αυτόν τον νέο όρο για να σταματήσει τη διαστολή. Ο Friedmann, ένας Ρώσος μαθηματικός, συνειδητοποίησε ότι αυτή ήταν μια ασταθής διόρθωση, σαν να ισορροπείς ένα μολύβι στην άκρη του, και πρότεινε ένα μοντέλο διαστελλόμενου σύμπαντος, που σήμερα ονομάζεται θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html). Όταν η μελέτη του Hubble για κοντινούς γαλαξίες έδειξε ότι το σύμπαν πράγματι διαστέλλεται (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_expansion.html), ο Αϊνστάιν μετάνιωσε για την τροποποίηση της κομψής θεωρίας του και θεώρησε τον όρο της κοσμολογικής σταθεράς ως το «μεγαλύτερο λάθος» του.

Πολλοί κοσμολόγοι υποστηρίζουν την επαναφορά της κοσμολογικής σταθεράς για θεωρητικούς λόγους, ως έναν τρόπο εξήγησης του ρυθμού διαστολής του σύμπαντος. Η σύγχρονη θεωρία πεδίων συνδέει αυτόν τον όρο με την ενεργειακή πυκνότητα του κενού. Για να είναι αυτή η ενεργειακή πυκνότητα συγκρίσιμη με άλλες μορφές ύλης στο σύμπαν, θα απαιτούνταν νέες φυσικές θεωρίες. Έτσι, η εισαγωγή ενός όρου κοσμολογικής σταθεράς έχει βαθιές συνέπειες για τη φυσική σωματιδίων και την κατανόησή μας των θεμελιωδών δυνάμεων της φύσης.

Το κύριο πλεονέκτημα του όρου της κοσμολογικής σταθεράς είναι ότι βελτιώνει σημαντικά τη συμφωνία μεταξύ θεωρίας και παρατήρησης. Το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα είναι η πρόσφατη προσπάθεια να μετρηθεί πόσο έχει αλλάξει η διαστολή του σύμπαντος τα τελευταία λίγα δισεκατομμύρια χρόνια. Γενικά, η βαρυτική έλξη της ύλης στο σύμπαν επιβραδύνει τη διαστολή που προκλήθηκε από τη Μεγάλη Έκρηξη. Πολύ πρόσφατα κατέστη δυνατό για τους αστρονόμους να παρατηρούν πολύ φωτεινά σπάνια άστρα που ονομάζονται υπερκαινοφανείς, με σκοπό να μετρήσουν πόσο έχει επιβραδυνθεί η κοσμική διαστολή. Παραδόξως, τα αποτελέσματα αυτών των παρατηρήσεων δείχνουν ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται! Παρότι αυτά τα αποτελέσματα πρέπει να θεωρούνται ακόμη προκαταρκτικά, ανοίγουν το ενδεχόμενο ότι το σύμπαν περιέχει μια παράξενη μορφή ύλης ή ενέργειας που είναι ουσιαστικά βαρυτικά απωστική. Η κοσμολογική σταθερά είναι ένα παράδειγμα τέτοιου τύπου ενέργειας. Απομένει πολλή δουλειά για να διαλευκανθεί αυτό το μυστήριο!

Υπάρχουν και άλλες παρατηρήσεις που υποδηλώνουν την ανάγκη για μια κοσμολογική σταθερά. Για παράδειγμα, αν η κοσμολογική σταθερά σήμερα αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος της ενεργειακής πυκνότητας του σύμπαντος, τότε η εκτιμώμενη ηλικία (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_age.html) του σύμπαντος είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι θα ήταν χωρίς αυτόν τον όρο, κάτι που βοηθά να αποφευχθεί το δίλημμα ότι η εκτιμώμενη ηλικία του σύμπαντος είναι μικρότερη από την ηλικία ορισμένων από τα αρχαιότερα άστρα που παρατηρούμε! Ένας όρος κοσμολογικής σταθεράς που προστίθεται στο τυπικό μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης οδηγεί σε ένα μοντέλο που φαίνεται να συμφωνεί με την παρατηρούμενη κατανομή μεγάλης κλίμακας γαλαξιών και σμηνών (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_firstobjs.html), με τις μετρήσεις του WMAP για τις διακυμάνσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html) και με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των σμηνών ακτίνων Χ.

Άλλοι ενδιαφέροντες ιστότοποι και περαιτέρω ανάγνωση:

Για τη σκοτεινή ύλη:

Επισκεφθείτε τη σελίδα για τη σκοτεινή ύλη της Berkeley Cosmology Group. Λίστα δημοφιλών βιβλίων για τη σκοτεινή ύλη και τη Μεγάλη Έκρηξη. Πρόσφατο εισαγωγικό άρθρο html του David Spergel σχετικά με την αναζήτηση της σκοτεινής ύλης. Το άρθρο απευθύνεται σε προπτυχιακούς φοιτητές φυσικής και θα εμφανιστεί στο "Some Outstanding Problems in Astrophysics", επιμέλεια J.N. Bahcall και J.P. Ostriker.

Για τα MACHOs:

OGLE home page: Το πείραμα της Βαρσοβίας για την αναζήτηση MACHOs. MACHO home page: Η έρευνα Berkeley/Livermore/Australia για MACHOs.

Για τον βαρυτικό φακό:

HST Gravitational Lensing Home Page.

Κοσμολογική Σταθερά:

Donald Goldsmith, "Einstein's Greatest Blunder? The Cosmological Constant and Other Fudge Factors in the Physics of the Universe", (Harvard University Press: Cambridge, Mass.) Ένα καλογραμμένο, εκλαϊκευμένο έργο για την κοσμολογική σταθερά και την τρέχουσα κατάσταση της κοσμολογίας.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Πόσο γρήγορα διαστέλλεται το Σύμπαν;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_expansion.html)

Η διαστολή ή συστολή του σύμπαντος εξαρτάται από το περιεχόμενό του και το παρελθόν ιστορικό του. Με αρκετή ύλη, η διαστολή (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_exp.html) θα επιβραδυνθεί ή ακόμη και θα μετατραπεί σε συστολή. Από την άλλη πλευρά, η σκοτεινή ενέργεια ωθεί το σύμπαν προς ολοένα αυξανόμενους ρυθμούς διαστολής. Ο τρέχων ρυθμός διαστολής εκφράζεται συνήθως ως η Σταθερά του Hubble (σε μονάδες χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο ανά Μεγαπαρσέκ, ή απλώς ανά δευτερόλεπτο).

Ο Hubble διαπίστωσε ότι το σύμπαν δεν ήταν στατικό, αλλά αντίθετα διαστελλόταν!

Ιστορική Επισκόπηση

Στη δεκαετία του 1920, ο Edwin Hubble, χρησιμοποιώντας το νεόκτιστο τηλεσκόπιο των 100 ιντσών στο Mount Wilson Observatory, ανίχνευσε μεταβλητά άστρα σε αρκετά νεφελώματα. Τα νεφελώματα είναι διάχυτα αντικείμενα των οποίων η φύση αποτελούσε αντικείμενο έντονης διαμάχης στην αστρονομική κοινότητα: ήταν διαστρικά νέφη μέσα στον δικό μας Γαλαξία, ή ολόκληροι γαλαξίες έξω από τον γαλαξία μας; Αυτό ήταν δύσκολο να απαντηθεί, επειδή είναι διαβόητα δύσκολο να μετρηθεί η απόσταση των περισσότερων αστρονομικών σωμάτων, καθώς δεν υπάρχει σημείο αναφοράς για σύγκριση. Η ανακάλυψη του Hubble ήταν επαναστατική, επειδή αυτά τα μεταβλητά άστρα είχαν ένα χαρακτηριστικό πρότυπο που έμοιαζε με μια κατηγορία άστρων που ονομάζονται μεταβλητοί Κηφείδες. Νωρίτερα, η Henrietta Levitt, μέλος μιας ομάδας γυναικών αστρονόμων στο Harvard College Observatory, είχε δείξει ότι υπάρχει στενή συσχέτιση μεταξύ της περιόδου ενός μεταβλητού άστρου Κηφείδη και της λαμπρότητάς του (εγγενούς φωτεινότητας). Γνωρίζοντας τη λαμπρότητα μιας πηγής, είναι δυνατό να μετρηθεί η απόσταση προς αυτήν μετρώντας πόσο φωτεινή φαίνεται σε εμάς: όσο πιο αμυδρή φαίνεται, τόσο πιο μακριά βρίσκεται. Έτσι, μετρώντας την περίοδο αυτών των άστρων (και συνεπώς τη λαμπρότητά τους) και τη φαινόμενη φωτεινότητά τους, ο Hubble μπόρεσε να δείξει ότι αυτά τα νεφελώματα δεν ήταν νέφη μέσα στον δικό μας Γαλαξία, αλλά εξωτερικοί γαλαξίες πολύ πέρα από το όριο του δικού μας.

Η δεύτερη επαναστατική ανακάλυψη του Hubble βασίστηκε στη σύγκριση των μετρήσεων των αποστάσεων των γαλαξιών (με βάση τους Κηφείδες) με μετρήσεις των σχετικών ταχυτήτων αυτών των γαλαξιών. Έδειξε ότι οι πιο μακρινοί γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς πιο γρήγορα:

v = H₀ d

όπου v είναι η ταχύτητα με την οποία ένας γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς, και d είναι η απόστασή του. Η σταθερά αναλογίας H₀ ονομάζεται πλέον σταθερά του Hubble. Η κοινή μονάδα ταχύτητας που χρησιμοποιείται για τη μέτρηση της ταχύτητας ενός γαλαξία είναι km/sec, ενώ η πιο συνηθισμένη μονάδα για τη μέτρηση αποστάσεων σε κοντινούς γαλαξίες είναι το Μεγαπαρσέκ (Mpc), το οποίο ισούται με 3,26 εκατομμύρια έτη φωτός ή 30.800.000.000.000.000.000 km! Έτσι, οι μονάδες της σταθεράς του Hubble είναι (km/sec)/Mpc.

Αυτή η ανακάλυψη σηματοδότησε την αρχή της σύγχρονης εποχής της κοσμολογίας. Σήμερα, οι μεταβλητοί Κηφείδες παραμένουν μία από τις καλύτερες μεθόδους για τη μέτρηση αποστάσεων σε γαλαξίες και είναι κρίσιμοι για τον προσδιορισμό του ρυθμού διαστολής (της σταθεράς του Hubble) και της ηλικίας του σύμπαντος.

Τι είναι οι μεταβλητοί Κηφείδες;

Η δομή όλων των άστρων, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου και των μεταβλητών Κηφείδων, καθορίζεται από την αδιαφάνεια της ύλης στο άστρο. Αν η ύλη είναι πολύ αδιαφανής, τότε χρειάζεται πολύς χρόνος για να διαχυθούν τα φωτόνια από τον θερμό πυρήνα του άστρου, και μπορούν να αναπτυχθούν ισχυρές βαθμίδες θερμοκρασίας και πίεσης στο άστρο. Αν η ύλη είναι σχεδόν διαφανής, τότε τα φωτόνια κινούνται εύκολα μέσα στο άστρο και εξαλείφουν κάθε βαθμίδα θερμοκρασίας. Τα άστρα Κηφείδες ταλαντώνονται μεταξύ δύο καταστάσεων: όταν το άστρο βρίσκεται στη συμπαγή του κατάσταση, το ήλιο σε ένα στρώμα της ατμόσφαιράς του είναι μονό-ιονισμένο. Τα φωτόνια σκεδάζονται από το δεσμευμένο ηλεκτρόνιο στα άτομα μονό-ιονισμένου ηλίου, έτσι το στρώμα είναι πολύ αδιαφανές και αναπτύσσονται μεγάλες βαθμίδες θερμοκρασίας και πίεσης. Αυτές οι μεγάλες πιέσεις προκαλούν τη διαστολή του στρώματος (και ολόκληρου του άστρου). Όταν το άστρο βρίσκεται στη διασταλμένη του κατάσταση, το ήλιο στο στρώμα είναι διπλά ιονισμένο, οπότε το στρώμα είναι πιο διαφανές στην ακτινοβολία και υπάρχει πολύ ασθενέστερη βαθμίδα πίεσης. Χωρίς τη βαθμίδα πίεσης για να στηρίζει το άστρο ενάντια στη βαρύτητα, το στρώμα (και ολόκληρο το άστρο) συστέλλεται και το άστρο επιστρέφει στη συμπιεσμένη του κατάσταση.

Τα άστρα Κηφείδες έχουν μάζες μεταξύ πέντε και είκοσι ηλιακών μαζών. Τα πιο μαζικά άστρα είναι πιο λαμπρά και έχουν πιο εκτεταμένους φλοιούς. Επειδή οι φλοιοί τους είναι πιο εκτεταμένοι και η πυκνότητα σε αυτούς είναι μικρότερη, η περίοδος μεταβλητότητάς τους, η οποία είναι ανάλογη με το αντίστροφο της τετραγωνικής ρίζας της πυκνότητας στο στρώμα, είναι μεγαλύτερη.

Δυσκολίες στη χρήση των Κηφείδων

Υπήρξαν αρκετές δυσκολίες που σχετίζονται με τη χρήση των Κηφείδων ως δεικτών απόστασης. Για μεγάλο μέρος του περασμένου αιώνα, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούσαν φωτογραφικές πλάκες για να μετρήσουν τις ροές από τα άστρα. Οι πλάκες ήταν έντονα μη γραμμικές και συχνά παρήγαγαν λανθασμένες μετρήσεις ροής. Επειδή τα μαζικά άστρα έχουν μικρή διάρκεια ζωής, βρίσκονται πάντοτε κοντά στις σκονισμένες περιοχές όπου γεννήθηκαν. Η σκόνη απορροφά το φως, ιδιαίτερα στα μπλε μήκη κύματος όπου λαμβάνονταν οι περισσότερες φωτογραφικές εικόνες, και αν δεν διορθωθεί σωστά, αυτή η απορρόφηση μπορεί να οδηγήσει σε εσφαλμένους προσδιορισμούς της λαμπρότητας. Τέλος, ήταν πολύ δύσκολο να ανιχνευθούν Κηφείδες σε μακρινούς γαλαξίες από το έδαφος: η μεταβαλλόμενη ατμόσφαιρα της Γης καθιστά αδύνατο να διαχωριστούν αυτά τα άστρα από το διάχυτο φως των γαλαξιών που τα φιλοξενούν.

Μια ακόμη ιστορική δυσκολία στη χρήση των Κηφείδων ως δεικτών απόστασης ήταν το πρόβλημα του προσδιορισμού της απόστασης σε ένα δείγμα κοντινών Κηφείδων. Τα τελευταία χρόνια, οι αστρονόμοι έχουν αναπτύξει αρκετές πολύ αξιόπιστες και ανεξάρτητες μεθόδους για τον προσδιορισμό των αποστάσεων στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου (LMC) και στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου (SMC), δύο από τους κοντινούς δορυφορικούς γαλαξίες του δικού μας Γαλαξία. Επειδή τα LMC και SMC περιέχουν μεγάλο αριθμό Κηφείδων, μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τη βαθμονόμηση της κλίμακας αποστάσεων.

Πρόσφατη Πρόοδος

Οι τεχνολογικές εξελίξεις επέτρεψαν στους αστρονόμους να ξεπεράσουν έναν αριθμό από τις προηγούμενες δυσκολίες. Ανιχνευτές που ονομάζονται CCDs (charge coupled devices — όπως αυτοί που χρησιμοποιούνται στις ψηφιακές κάμερες) κατέστησαν δυνατές ακριβείς μετρήσεις της ροής ακτινοβολίας. Αυτοί οι ανιχνευτές είναι επίσης ευαίσθητοι στα υπέρυθρα μήκη κύματος. Η σκόνη είναι πολύ πιο διαφανής σε αυτά τα μήκη κύματος. Μετρώντας ροές σε πολλαπλά μήκη κύματος, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να διορθώσουν για τις επιδράσεις της σκόνης και να πραγματοποιήσουν πολύ πιο ακριβείς προσδιορισμούς αποστάσεων.

Αυτές οι εξελίξεις επέτρεψαν ακριβέστερη μελέτη των κοντινών γαλαξιών που συγκροτούν την «Τοπική Ομάδα» γαλαξιών. Οι αστρονόμοι παρατήρησαν Κηφείδες τόσο στην πλούσια σε μέταλλα εσωτερική περιοχή του γαλαξία της Ανδρομέδας όσο και στην φτωχή σε μέταλλα εξωτερική του περιοχή. (Για έναν αστρονόμο, «μέταλλο» είναι κάθε στοιχείο βαρύτερο από το ήλιο — το δεύτερο ελαφρύτερο στοιχείο στον περιοδικό πίνακα. Τέτοια στοιχεία παράγονται στα άστρα και τελικά απελευθερώνονται στο μεσοαστρικό μέσο καθώς τα άστρα εξελίσσονται.) Αυτή η εργασία έδειξε ότι οι ιδιότητες των Κηφείδων δεν εξαρτώνται έντονα από τις χημικές αφθονίες. Παρά αυτές τις προόδους, οι αστρονόμοι, περιορισμένοι από την ατμόσφαιρα της Γης, μπορούσαν να μετρήσουν μόνο τις αποστάσεις προς τους πλησιέστερους γαλαξίες. Εκτός από την κίνηση λόγω της διαστολής του σύμπαντος, οι γαλαξίες έχουν και «σχετικές κινήσεις» λόγω της βαρυτικής έλξης των γειτόνων τους. Λόγω αυτών των «ιδιόμορφων κινήσεων», οι αστρονόμοι χρειάζεται να μετρήσουν τις αποστάσεις σε μακρινούς γαλαξίες ώστε να μπορέσουν να προσδιορίσουν τη σταθερά του Hubble.

Προσπαθώντας να διεισδύσουν βαθύτερα στο σύμπαν, οι αστρονόμοι ανέπτυξαν έναν αριθμό νέων τεχνικών για τον προσδιορισμό σχετικών αποστάσεων προς γαλαξίες: αυτές οι ανεξάρτητες κλίμακες σχετικών αποστάσεων συμφωνούν πλέον σε ποσοστό καλύτερο του 10%. Για παράδειγμα, υπάρχει μια πολύ στενή σχέση, που ονομάζεται σχέση Tully-Fisher, μεταξύ της ταχύτητας περιστροφής ενός σπειροειδούς γαλαξία και της λαμπρότητάς του. Οι αστρονόμοι διαπίστωσαν επίσης ότι οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia, οι οποίοι θεωρείται ότι οφείλονται στην εκρηκτική καύση ενός λευκού νάνου, έχουν όλοι σχεδόν την ίδια μέγιστη λαμπρότητα. Ωστόσο, χωρίς ακριβείς μετρήσεις αποστάσεων σε μεγάλο αριθμό πρωτοτύπων γαλαξιών, οι αστρονόμοι δεν μπορούσαν να βαθμονομήσουν αυτές τις σχετικές μετρήσεις αποστάσεων. Έτσι, δεν ήταν σε θέση να προσδιορίσουν με ακρίβεια τη σταθερά του Hubble.

Κατά τις τελευταίες δεκαετίες, κορυφαίοι αστρονόμοι, χρησιμοποιώντας διαφορετικά δεδομένα, ανέφεραν τιμές για τη σταθερά του Hubble που κυμαίνονταν μεταξύ 50 (km/sec)/Mpc και 100 (km/sec)/Mpc. Η επίλυση αυτής της διαφοράς κατά έναν παράγοντα δύο ήταν ένα από τα σημαντικότερα εκκρεμή προβλήματα στην παρατηρησιακή κοσμολογία.

Hubble Key Project

Το πρόγραμμα Key Project περιέγραψε τους κύριους στόχους του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble (HST). Ένας από τους βασικούς στόχους του HST ήταν να ολοκληρώσει το πρόγραμμα του Edwin Hubble για τη μέτρηση αποστάσεων προς κοντινούς γαλαξίες. Αν και το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble έχει παρόμοια διάμετρο με το τηλεσκόπιο του Hubble στο Mount Wilson, είχε το πλεονέκτημα ότι βρισκόταν πάνω από την ατμόσφαιρα της Γης, αντί να είναι τοποθετημένο στα περίχωρα του Λος Άντζελες. Η επισκευή του Διαστημικού Τηλεσκοπίου Hubble από τη NASA αποκατέστησε την όρασή του και κατέστησε δυνατό το πρόγραμμα Key Project. Οι φωτογραφίες παρακάτω δείχνουν εικόνες πριν και μετά της M100, ενός από τους κοντινούς γαλαξίες που παρατηρήθηκαν από το πρόγραμμα. Με το αναβαθμισμένο HST, ήταν πολύ ευκολότερο να ανιχνευθούν μεμονωμένα φωτεινά άστρα στην M100, ένα απαραίτητο βήμα για τη μελέτη των Κηφείδων μεταβλητών. Το πρόγραμμα επίσης εξέτασε αν οι ιδιότητες των Κηφείδων μεταβλητών είναι ευαίσθητες στη σύσταση των άστρων.

Συνολικά, το Key Project επιχείρησε να προσδιορίσει αποστάσεις σε 20 κοντινούς γαλαξίες. Με αυτό το μεγάλο δείγμα, το πρόγραμμα βαθμονόμησε και διασταύρωσε έναν αριθμό δευτερογενών δεικτών απόστασης. Επειδή η M100 είναι αρκετά κοντά ώστε η ιδιόμορφη κίνησή της να αποτελεί σημαντικό κλάσμα της ταχύτητας διαστολής Hubble, η ομάδα του προγράμματος χρησιμοποίησε σχετικούς δείκτες απόστασης για να εξαγάγει συμπεράσματα από το σμήνος της Παρθένου, ένα κοντινό σμήνος γαλαξιών που περιέχει την M100, προς το πιο μακρινό σμήνος της Κόμης και να αποκτήσει μια μέτρηση της σταθεράς του Hubble ίση με 70 (km/sec)/Mpc, με αβεβαιότητα 10%.

Ο προσδιορισμός της σταθεράς του Hubble από το Key Project συμφωνεί με έναν αριθμό ανεξάρτητων προσπαθειών εκτίμησης της σταθεράς: μια στατιστική σύνθεση της δημοσιευμένης βιβλιογραφίας από τον G.F.R. Ellis και τους συνεργάτες του έδωσε τιμή μεταξύ 66 και 82 (km/sec)/Mpc. Ωστόσο, δεν υπήρχε ακόμη πλήρης συναίνεση ως προς την τιμή της σταθεράς του Hubble.

WMAP και η Σταθερά του Hubble

Χαρακτηρίζοντας τη λεπτομερή δομή των διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, το WMAP προσδιόρισε με ακρίβεια τις βασικές κοσμολογικές παραμέτρους, συμπεριλαμβανομένης της σταθεράς του Hubble. Η τρέχουσα καλύτερη άμεση μέτρηση της σταθεράς του Hubble είναι 73.8 km/sec/Mpc (με αβεβαιότητα περίπου 2.4 km/sec/Mpc, συμπεριλαμβανομένων τυχαίων και συστηματικών σφαλμάτων), που αντιστοιχεί σε αβεβαιότητα 3%. Χρησιμοποιώντας μόνο δεδομένα WMAP, η σταθερά του Hubble εκτιμάται σε 70.0 km/sec/Mpc (με αβεβαιότητα περίπου 2.2 km/sec/Mpc), επίσης μια μέτρηση 3%. Αυτό προϋποθέτει ότι το σύμπαν είναι χωρικά επίπεδο, κάτι που συμφωνεί με όλα τα διαθέσιμα δεδομένα. Αυτή η μέτρηση είναι πλήρως ανεξάρτητη από τις παραδοσιακές μετρήσεις που χρησιμοποιούν Κηφείδες μεταβλητές και άλλες τεχνικές. Ωστόσο, αν δεν κάνουμε την υπόθεση της επιπεδότητας, μπορούμε να συνδυάσουμε τα δεδομένα WMAP με άλλα κοσμολογικά δεδομένα για να λάβουμε 69.3 km/sec/Mpc (με αβεβαιότητα περίπου 0.8 km/sec/Mpc), μια λύση 1% που συνδυάζει διαφορετικά είδη μετρήσεων. Δεδομένου ότι ανεξάρτητες παρατηρήσεις δίνουν συνεπή αποτελέσματα, είναι λογικό να συνδυάζονται πληροφορίες για την καλύτερη εκτίμηση των παραμέτρων.

Μέρη αυτής της σελίδας προσαρμόστηκαν από το άρθρο "The age of the universe", D.N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) και W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natl. Acad. Sci. USA, Vol. 94, pp. 6579-6584, June 1997.

Περαιτέρω ανάγνωση:

• Περισσότερα για τη σταθερά του Hubble από το Space Telescope Science Institute, συμπεριλαμβανομένων ταινιών.
• Freedman, Wendy L., "The Expansion Rate and Science of the Universe", Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D.E., Gwinn, J.A. & Brashear, R.S., "Hubble and the Expanding Universe", Scientific American, July 1993.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Πόσο Παλαιό είναι το Σύμπαν;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_age.html)

Μέχρι πρόσφατα, οι αστρονόμοι εκτιμούσαν ότι η Μεγάλη Έκρηξη συνέβη πριν από 12 έως 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Για να το θέσουμε σε προοπτική, το Ηλιακό Σύστημα θεωρείται ότι έχει ηλικία 4,5 δισεκατομμυρίων ετών και το ανθρώπινο γένος υπάρχει μόλις λίγα εκατομμύρια χρόνια. Οι αστρονόμοι εκτιμούν την ηλικία του σύμπαντος με δύο τρόπους: 1) αναζητώντας τα αρχαιότερα άστρα· και 2) μετρώντας τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος και αναγάγοντας προς τα πίσω μέχρι τη Μεγάλη Έκρηξη· όπως οι ντετέκτιβ μπορούν να εντοπίσουν την προέλευση μιας σφαίρας από τις τρύπες σε έναν τοίχο.

Παλαιότερο από τα αρχαιότερα άστρα;

Οι αστρονόμοι μπορούν να θέσουν ένα κατώτερο όριο στην ηλικία του σύμπαντος μελετώντας τα σφαιρωτά σμήνη (globular clusters). Τα σφαιρωτά σμήνη είναι πυκνές συγκεντρώσεις περίπου ενός εκατομμυρίου άστρων. Οι αστρικές πυκνότητες κοντά στο κέντρο ενός σφαιρωτού σμήνους είναι τεράστιες. Αν ζούσαμε κοντά στο κέντρο ενός τέτοιου σμήνους, θα υπήρχαν αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες άστρα πιο κοντά μας από τον Proxima Centauri, το πλησιέστερο άστρο στον Ήλιο.

HST Image: Globular Cluster M15 Text Link to the HST press release describing this image

Ο κύκλος ζωής ενός άστρου (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html) εξαρτάται από τη μάζα του. Άστρα μεγάλης μάζας είναι πολύ φωτεινότερα από άστρα μικρής μάζας, επομένως καταναλώνουν γρήγορα το απόθεμα υδρογόνου τους. Ένα άστρο όπως ο Ήλιος έχει αρκετό καύσιμο στον πυρήνα του ώστε να καίει με την τρέχουσα φωτεινότητά του για περίπου 9 δισεκατομμύρια χρόνια. Ένα άστρο διπλάσιας μάζας από τον Ήλιο θα καταναλώσει το καύσιμό του σε μόλις 800 εκατομμύρια χρόνια. Ένα άστρο 10 ηλιακών μαζών, δηλαδή 10 φορές πιο μαζικό από τον Ήλιο, καίει σχεδόν χίλιες φορές πιο φωτεινά και διαθέτει καύσιμο μόνο για 20 εκατομμύρια χρόνια. Αντίστροφα, ένα άστρο με μισή μάζα από τον Ήλιο καίει τόσο αργά ώστε το καύσιμό του διαρκεί πάνω από 20 δισεκατομμύρια χρόνια.

Όλα τα άστρα σε ένα σφαιρωτό σμήνος σχηματίστηκαν περίπου την ίδια στιγμή, επομένως μπορούν να λειτουργήσουν ως κοσμικά ρολόγια. Αν ένα σφαιρωτό σμήνος είναι παλαιότερο από 20 εκατομμύρια χρόνια, τότε όλα τα άστρα που καίνε υδρογόνο θα έχουν μάζα μικρότερη από 10 ηλιακές μάζες. Αυτό συνεπάγεται ότι κανένα μεμονωμένο άστρο που καίει υδρογόνο δεν θα είναι περισσότερο από 1000 φορές φωτεινότερο από τον Ήλιο. Αν ένα σφαιρωτό σμήνος είναι παλαιότερο από 2 δισεκατομμύρια χρόνια, τότε δεν θα υπάρχει άστρο που καίει υδρογόνο με μάζα μεγαλύτερη από 2 ηλιακές μάζες.

Τα αρχαιότερα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν μόνο άστρα με μάζα μικρότερη από 0,7 ηλιακές μάζες. Αυτά τα άστρα μικρής μάζας είναι πολύ πιο αμυδρά από τον Ήλιο. Αυτή η παρατήρηση υποδηλώνει ότι τα αρχαιότερα σφαιρωτά σμήνη έχουν ηλικία μεταξύ 11 και 18 δισεκατομμυρίων ετών. Η αβεβαιότητα σε αυτή την εκτίμηση οφείλεται στη δυσκολία προσδιορισμού της ακριβούς απόστασης προς ένα σφαιρωτό σμήνος (και συνεπώς στην αβεβαιότητα στη φωτεινότητα και τη μάζα των άστρων του σμήνους). Μια άλλη πηγή αβεβαιότητας βρίσκεται στην ελλιπή γνώση μας για ορισμένες λεπτομέρειες της αστρικής εξέλιξης. Πιθανότατα, το ίδιο το σύμπαν είναι τουλάχιστον τόσο παλαιό όσο τα αρχαιότερα σφαιρωτά σμήνη που περιέχει.

Αναγωγή προς τα πίσω μέχρι τη Μεγάλη Έκρηξη

Μια εναλλακτική προσέγγιση για την εκτίμηση της ηλικίας του σύμπαντος είναι η μέτρηση της «σταθεράς του Hubble». Η σταθερά του Hubble είναι μέτρο του τρέχοντος ρυθμού διαστολής του σύμπαντος. Οι κοσμολόγοι χρησιμοποιούν αυτή τη μέτρηση για να αναγάγουν προς τα πίσω μέχρι τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτή η αναγωγή εξαρτάται από την ιστορία του ρυθμού διαστολής, η οποία με τη σειρά της εξαρτάται από την τρέχουσα πυκνότητα του σύμπαντος και από τη σύστασή του.

Αν το σύμπαν είναι επίπεδο (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html) και αποτελείται κυρίως από ύλη, τότε η ηλικία του σύμπαντος είναι

2/(3 Ho)

όπου Ho είναι η τιμή της σταθεράς του Hubble.

Αν το σύμπαν έχει πολύ χαμηλή πυκνότητα ύλης, τότε η εκτιμώμενη ηλικία του είναι μεγαλύτερη:

1/Ho

Αν το σύμπαν περιέχει μια μορφή ύλης παρόμοια με την κοσμολογική σταθερά (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_accel.html), τότε η συναγόμενη ηλικία μπορεί να είναι ακόμη μεγαλύτερη.

Πολλοί αστρονόμοι εργάζονται εντατικά για τη μέτρηση της σταθεράς του Hubble χρησιμοποιώντας ποικίλες διαφορετικές τεχνικές. Μέχρι πρόσφατα, οι καλύτερες εκτιμήσεις κυμαίνονταν από 65 km/sec/Megaparsec έως 80 km/sec/Megaparsec, με την καλύτερη τιμή να είναι περίπου 72 km/sec/Megaparsec. Σε πιο οικείες μονάδες, οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι το 1/Ho βρίσκεται μεταξύ 12 και 14 δισεκατομμυρίων ετών.

Μια κρίση ηλικίας;

Αν συγκρίνουμε τις δύο εκτιμήσεις ηλικίας, προκύπτει μια πιθανή κρίση. Αν το σύμπαν είναι επίπεδο και κυριαρχείται από συνηθισμένη ή σκοτεινή ύλη, η ηλικία του σύμπαντος όπως προκύπτει από τη σταθερά του Hubble θα ήταν περίπου 9 δισεκατομμύρια χρόνια. Η ηλικία του σύμπαντος θα ήταν μικρότερη από την ηλικία των αρχαιότερων άστρων. Αυτή η αντίφαση υποδηλώνει ότι είτε 1) η μέτρησή μας της σταθεράς του Hubble είναι εσφαλμένη, είτε 2) η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης είναι εσφαλμένη, είτε 3) χρειαζόμαστε μια μορφή ύλης όπως η κοσμολογική σταθερά που συνεπάγεται μεγαλύτερη ηλικία για δεδομένο ρυθμό διαστολής.

Ορισμένοι αστρονόμοι πιστεύουν ότι αυτή η κρίση θα ξεπεραστεί μόλις βελτιωθούν οι μετρήσεις. Αν οι αστρονόμοι που έχουν μετρήσει μικρότερες τιμές της σταθεράς του Hubble έχουν δίκιο, και αν οι μικρότερες εκτιμήσεις ηλικιών των σφαιρωτών σμηνών είναι επίσης σωστές, τότε όλα είναι συνεπή για τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, ακόμη και χωρίς κοσμολογική σταθερά.

Το WMAP μπορεί να μετρήσει την ηλικία του σύμπαντος

Οι μετρήσεις από τον δορυφόρο WMAP μπορούν να βοηθήσουν στον προσδιορισμό της ηλικίας του σύμπαντος. Η λεπτομερής δομή των διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου εξαρτάται από την τρέχουσα πυκνότητα του σύμπαντος, τη σύστασή του και τον ρυθμό διαστολής του. Από το 2013, το WMAP προσδιόρισε αυτές τις παραμέτρους με ακρίβεια καλύτερη από 1,5%. Με τη σειρά του, γνωρίζοντας τη σύσταση με αυτή την ακρίβεια, μπορούμε να εκτιμήσουμε την ηλικία του σύμπαντος με ακρίβεια περίπου 0,4%: 13,77 ± 0,059 δισεκατομμύρια χρόνια!

Πώς τα δεδομένα του WMAP μας επιτρέπουν να προσδιορίσουμε ότι η ηλικία του σύμπαντος είναι 13,77 δισεκατομμύρια χρόνια, με αβεβαιότητα μόλις 0,4%; Το κλειδί είναι ότι γνωρίζοντας τη σύσταση της ύλης και την ενεργειακή πυκνότητα στο σύμπαν, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε τη Γενική Σχετικότητα του Αϊνστάιν για να υπολογίσουμε πόσο γρήγορα διαστελλόταν το σύμπαν στο παρελθόν. Με αυτή την πληροφορία, μπορούμε να «γυρίσουμε το ρολόι πίσω» και να προσδιορίσουμε πότε το σύμπαν είχε «μηδενικό» μέγεθος, σύμφωνα με τον Αϊνστάιν. Ο χρόνος μεταξύ τότε και τώρα είναι η ηλικία του σύμπαντος. Υπάρχει μία επιφύλαξη που επηρεάζει τη βεβαιότητα αυτού του προσδιορισμού: υποθέτουμε ότι το σύμπαν είναι επίπεδο, κάτι που υποστηρίζεται ισχυρά από τα δεδομένα του WMAP και άλλες παρατηρήσεις. Αν χαλαρώσουμε αυτή την υπόθεση εντός των επιτρεπτών ορίων, η αβεβαιότητα αυξάνεται λίγο. Ο πληθωρισμός προβλέπει φυσικά ένα σχεδόν επίπεδο σύμπαν.

Η ηλικία διαστολής που μετρήθηκε από το WMAP είναι μεγαλύτερη από την ηλικία των αρχαιότερων σφαιρωτών σμηνών, επομένως η θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης έχει περάσει έναν σημαντικό έλεγχο χρησιμοποιώντας δεδομένα ανεξάρτητα από εκείνα που συνέλεξε το WMAP. Αν η ηλικία διαστολής που μετρήθηκε από το WMAP ήταν μικρότερη από την ηλικία των αρχαιότερων σφαιρωτών σμηνών, τότε θα υπήρχε κάτι θεμελιωδώς λανθασμένο είτε στη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης είτε στη θεωρία της αστρικής εξέλιξης (https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html). Σε κάθε περίπτωση, οι αστρονόμοι θα έπρεπε να επανεξετάσουν πολλές από τις βασικές τους ιδέες. Ωστόσο, η τρέχουσα εκτίμηση της ηλικίας συμφωνεί καλά με όσα γνωρίζουμε από άλλα είδη μετρήσεων.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Θα επεκτείνεται το Σύμπαν για πάντα;

Η μοίρα του σύμπαντος καθορίζεται από μια «πάλη» ανάμεσα στην ορμή της διαστολής και την έλξη της βαρύτητας. Ο ρυθμός διαστολής εκφράζεται μέσω της Σταθεράς του Hubble, Ho, ενώ η ισχύς της βαρύτητας εξαρτάται από την πυκνότητα και την πίεση της ύλης στο σύμπαν. Αν η πίεση της ύλης είναι χαμηλή, όπως συμβαίνει με τις περισσότερες μορφές ύλης που γνωρίζουμε, τότε η μοίρα του σύμπαντος καθορίζεται από την πυκνότητα.

Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μικρότερη από την «κρίσιμη πυκνότητα», η οποία είναι ανάλογη του τετραγώνου της σταθεράς του Hubble, τότε το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα. Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από την «κρίσιμη πυκνότητα», τότε η βαρύτητα θα επικρατήσει τελικά και το σύμπαν θα καταρρεύσει ξανά στον εαυτό του, το λεγόμενο «Big Crunch» (Μεγάλη Σύνθλιψη). Ωστόσο, τα αποτελέσματα της αποστολής WMAP και οι παρατηρήσεις απομακρυσμένων υπερκαινοφανών αστέρων υποδηλώνουν ότι η διαστολή του σύμπαντος στην πραγματικότητα επιταχύνεται, κάτι που συνεπάγεται την ύπαρξη μιας μορφής ύλης με ισχυρή αρνητική πίεση, όπως η κοσμολογική σταθερά. Αυτή η παράξενη μορφή ύλης αναφέρεται επίσης συχνά ως «σκοτεινή ενέργεια». Αν η σκοτεινή ενέργεια πράγματι παίζει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη του σύμπαντος, τότε είναι πολύ πιθανό ότι το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα.

ΑΠΕΙΡΟ ΣΥΜΠΑΝ;

Πιθανές καμπυλότητες του χώρου του σύμπαντος: Κλειστό, Επίπεδο, Ανοικτό (https://web.archive.org/web/20251119021258/https://map.gsfc.nasa.gov/media/990006/index.html)

Γεωμετρία του Σύμπαντος

Η πυκνότητα του σύμπαντος καθορίζει επίσης τη γεωμετρία του. Αν η πυκνότητα του σύμπαντος υπερβαίνει την κρίσιμη πυκνότητα, τότε η γεωμετρία του χώρου είναι κλειστή και έχει θετική καμπυλότητα, όπως η επιφάνεια μιας σφαίρας. Αυτό σημαίνει ότι αρχικά παράλληλες τροχιές φωτονίων συγκλίνουν αργά, τελικά τέμνονται και επιστρέφουν στο αρχικό τους σημείο (αν το σύμπαν διαρκέσει αρκετά).

Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε η γεωμετρία του χώρου είναι ανοικτή (άπειρη) και έχει αρνητική καμπυλότητα, όπως η επιφάνεια μιας σέλας. Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι ακριβώς ίση με την κρίσιμη πυκνότητα, τότε η γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη, όπως ένα φύλλο χαρτιού, και άπειρη σε έκταση.

Η απλούστερη εκδοχή της θεωρίας του πληθωρισμού, μια επέκταση της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, προβλέπει ότι η πυκνότητα του σύμπαντος είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη πυκνότητα και ότι η γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη, όπως ένα φύλλο χαρτιού.

Έτσι, υπάρχει μια άμεση σύνδεση μεταξύ της γεωμετρίας του σύμπαντος και της μοίρας του.

Μετρήσεις από το WMAP

Το διαστημικό σκάφος WMAP μπορεί να μετρήσει τις βασικές παραμέτρους της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, συμπεριλαμβανομένης της γεωμετρίας του σύμπαντος. Αν το σύμπαν ήταν επίπεδο, οι φωτεινότερες διακυμάνσεις της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (ή «κηλίδες») θα είχαν μέγεθος περίπου μία μοίρα. Αν το σύμπαν ήταν ανοικτό, οι κηλίδες θα ήταν μικρότερες από μία μοίρα. Αν το σύμπαν ήταν κλειστό, οι φωτεινότερες κηλίδες θα ήταν μεγαλύτερες από μία μοίρα.

Πρόσφατες μετρήσεις (περί το 2001) από διάφορα επίγεια και αερόστατα πειράματα, όπως τα MAT/TOCO, Boomerang, Maxima και DASI, έδειξαν ότι οι φωτεινότερες κηλίδες έχουν μέγεθος περίπου 1 μοίρα. Έτσι, πριν ακόμη από τα αποτελέσματα του WMAP, ήταν ήδη γνωστό ότι το σύμπαν είναι επίπεδο με ακρίβεια περίπου 15%. Το WMAP επιβεβαίωσε αυτό το αποτέλεσμα με πολύ υψηλή ακρίβεια και λεπτομέρεια. Γνωρίζουμε πλέον (από το 2013) ότι το σύμπαν είναι επίπεδο με περιθώριο σφάλματος μόλις 0,4%. Αυτό υποδηλώνει ότι το σύμπαν είναι άπειρο σε έκταση· ωστόσο, επειδή το σύμπαν έχει πεπερασμένη ηλικία, μπορούμε να παρατηρήσουμε μόνο έναν πεπερασμένο όγκο του. Το μόνο που μπορούμε πραγματικά να συμπεράνουμε είναι ότι το σύμπαν είναι πολύ μεγαλύτερο από τον όγκο που μπορούμε να παρατηρήσουμε άμεσα.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Τι είναι η Κοσμολογική Σταθερά;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_accel.html)

Ο Αϊνστάιν πρότεινε πρώτος την κοσμολογική σταθερά (να μην συγχέεται με τη Σταθερά του Hubble), που συνήθως συμβολίζεται με το ελληνικό γράμμα «λάμδα» (Λ), ως ένα μαθηματικό τέχνασμα στη θεωρία της γενικής σχετικότητας. Στην απλούστερη μορφή της, η γενική σχετικότητα προέβλεπε ότι το σύμπαν πρέπει είτε να διαστέλλεται είτε να συστέλλεται. Ο Αϊνστάιν πίστευε ότι το σύμπαν είναι στατικό, γι’ αυτό και πρόσθεσε αυτόν τον νέο όρο για να σταματήσει τη διαστολή. Ο Φρίντμαν, ένας Ρώσος μαθηματικός, συνειδητοποίησε ότι αυτή ήταν μια ασταθής διόρθωση, σαν να ισορροπείς ένα μολύβι στην άκρη του, και πρότεινε ένα μοντέλο διαστελλόμενου σύμπαντος, το οποίο σήμερα ονομάζεται θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Όταν οι μελέτες του Hubble για κοντινούς γαλαξίες έδειξαν ότι το σύμπαν πράγματι διαστέλλεται, ο Αϊνστάιν μετάνιωσε που τροποποίησε την κομψή του θεωρία και χαρακτήρισε τον όρο της κοσμολογικής σταθεράς ως «το μεγαλύτερό του λάθος».

Πολλοί κοσμολόγοι υποστηρίζουν την επαναφορά του όρου της κοσμολογικής σταθεράς για θεωρητικούς λόγους. Η σύγχρονη θεωρία πεδίου συνδέει αυτόν τον όρο με την ενεργειακή πυκνότητα του κενού. Για να είναι αυτή η ενεργειακή πυκνότητα συγκρίσιμη με άλλες μορφές ύλης στο σύμπαν, θα απαιτούνταν νέα φυσική: η προσθήκη ενός όρου κοσμολογικής σταθεράς έχει βαθιές συνέπειες για τη φυσική σωματιδίων και την κατανόησή μας των θεμελιωδών δυνάμεων της φύσης.

Το κύριο πλεονέκτημα του όρου της κοσμολογικής σταθεράς είναι ότι βελτιώνει σημαντικά τη συμφωνία μεταξύ θεωρίας και παρατήρησης. Το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα είναι η πρόσφατη προσπάθεια να μετρηθεί πόσο έχει αλλάξει η διαστολή του σύμπαντος τα τελευταία λίγα δισεκατομμύρια χρόνια. Γενικά, η βαρυτική έλξη που ασκεί η ύλη στο σύμπαν επιβραδύνει τη διαστολή που προκάλεσε η Μεγάλη Έκρηξη. Πολύ πρόσφατα κατέστη εφικτό για τους αστρονόμους να παρατηρούν πολύ φωτεινά, σπάνια άστρα που ονομάζονται υπερκαινοφανείς (supernovae), με σκοπό να μετρήσουν πόσο έχει επιβραδυνθεί η κοσμική διαστολή τα τελευταία λίγα δισεκατομμύρια χρόνια. Παραδόξως, τα αποτελέσματα αυτών των παρατηρήσεων δείχνουν ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται! Αν και αυτά τα αποτελέσματα πρέπει να θεωρηθούν προκαταρκτικά, εγείρουν το ενδεχόμενο ότι το σύμπαν περιέχει μια παράξενη μορφή ύλης ή ενέργειας που είναι, στην ουσία, βαρυτικά απωθητική. Η κοσμολογική σταθερά είναι ένα παράδειγμα αυτού του τύπου ενέργειας. Απομένει ακόμη πολλή δουλειά για να αποσαφηνιστεί αυτό το μυστήριο!

Υπάρχουν και άλλες παρατηρήσεις που υποδηλώνουν την ανάγκη για μια κοσμολογική σταθερά. Για παράδειγμα, αν η κοσμολογική σταθερά σήμερα αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος της ενεργειακής πυκνότητας του σύμπαντος, τότε η εκτιμώμενη ηλικία του σύμπαντος είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι θα ήταν χωρίς έναν τέτοιο όρο, γεγονός που βοηθά να αποφευχθεί το παράδοξο όπου η εκτιμώμενη ηλικία του σύμπαντος είναι μικρότερη από την ηλικία ορισμένων από τα αρχαιότερα άστρα που παρατηρούμε! Η προσθήκη ενός όρου κοσμολογικής σταθεράς στο πρότυπο μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης οδηγεί σε ένα μοντέλο που φαίνεται να συμφωνεί με την παρατηρούμενη μεγάλης κλίμακας κατανομή γαλαξιών και σμηνών, με τις μετρήσεις του WMAP για τις διακυμάνσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των σμηνών ακτίνων Χ.

WMAP και η Κοσμολογική Σταθερά

Χαρακτηρίζοντας τη λεπτομερή δομή των διακυμάνσεων της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, το WMAP είναι σε θέση να προσδιορίσει με ακρίβεια τις βασικές κοσμολογικές παραμέτρους, συμπεριλαμβανομένης της κοσμολογικής σταθεράς, με ακρίβεια καλύτερη του 1% (έως το 2013).

Περαιτέρω ανάγνωση:

• Donald Goldsmith, "Einstein's Greatest Blunder? The Cosmological Constant and Other Fudge Factors in the Physics of the Universe", (Harvard University Press: Cambridge, Mass.) Μια καλογραμμένη, εκλαϊκευμένη παρουσίαση της κοσμολογικής σταθεράς και της σύγχρονης κατάστασης της κοσμολογίας.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Friday, 12-21-2012

Κατανόηση της Εξέλιξης της Ζωής στο Σύμπαν

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_life.html)

Πώς ξεκίνησε και εξελίχθηκε το σύμπαν;

Το WMAP διαπίστωσε ότι το σύμπαν είναι 13,7 δισεκατομμυρίων ετών. Το σύμπαν ξεκίνησε με μια απίστευτα τεράστια πυκνότητα και θερμοκρασία. Αυτή η τεράστια πρωταρχική ενέργεια ήταν το «καζάνι» από το οποίο προέκυψε όλη η ζωή. Στα πρώτα στιγμιότυπα του σύμπαντος, τα στοιχειώδη σωματίδια δημιουργούνταν και καταστρέφονταν από τον απόλυτο επιταχυντή σωματιδίων.

Υπήρχε ύλη και αντιύλη. Όταν συναντιούνταν, εξαφανίζονταν αμοιβαία και δημιουργούσαν φως. Κάπως, φαίνεται ότι υπήρχε μια μικρή υπεροχή της ύλης έναντι της αντιύλης, οπότε όταν η φύση ακολούθησε τη ροή της, το σύμπαν έμεινε με κάποια ύλη, χωρίς αντιύλη, και με τεράστια ποσότητα φωτός. Σήμερα, το WMAP μετρά ότι υπάρχει περισσότερος από δισεκατομμύριο φορές περισσότερο φως από ύλη.

Δεν είμαστε φτιαγμένοι από υδρογόνο!

Το WMAP διαπίστωσε ότι περίπου το 4,6% της μάζας και ενέργειας του σύμπαντος περιέχεται σε άτομα (πρωτόνια και νετρόνια). Όλη η ζωή φτιάχνεται από ένα τμήμα αυτού του 4,6%.

Τα μόνα χημικά στοιχεία που δημιουργήθηκαν στην αρχή του σύμπαντος ήταν το υδρογόνο, το ήλιο και το λίθιο, τα τρία ελαφρύτερα άτομα στον περιοδικό πίνακα. Αυτά τα στοιχεία σχηματίστηκαν ως ζεστό αέριο σε όλο το σύμπαν. Είναι δυνατόν να φανταστούμε ένα σύμπαν όπου τα στοιχεία βαρύτερα από το λίθιο δεν θα σχηματίζονταν ποτέ και η ζωή δεν θα αναπτυσσόταν. Αλλά αυτό δεν συνέβη στο σύμπαν μας.

Είμαστε μορφές ζωής βασισμένες στον άνθρακα. Είμαστε φτιαγμένοι από και πίνουμε νερό (H2O). Αναπνέουμε οξυγόνο.

Ο άνθρακας και το οξυγόνο δεν δημιουργήθηκαν στη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά πολύ αργότερα στα αστέρια. Όλος ο άνθρακας και το οξυγόνο σε όλα τα ζωντανά όντα παράγονται στους πυρηνικούς αντιδραστήρες που ονομάζουμε αστέρια. Τα πρώιμα αστέρια είναι μεγάλα και βραχύβια. Καταναλώνουν το υδρογόνο, ήλιο και λίθιο τους και παράγουν βαρύτερα στοιχεία. Όταν αυτά τα αστέρια πεθαίνουν με μια έκρηξη, διαχέουν τα στοιχεία της ζωής, άνθρακα και οξυγόνο, σε όλο το σύμπαν. Νέα αστέρια συμπυκνώνονται και νέοι πλανήτες σχηματίζονται από αυτά τα βαρύτερα στοιχεία. Το σκηνικό είναι έτοιμο για να ξεκινήσει η ζωή. Η κατανόηση του πότε και πώς συμβαίνουν αυτά τα γεγονότα προσφέρει ένα ακόμα παράθυρο στην εξέλιξη της ζωής στο σύμπαν μας.

Το WMAP διαπίστωσε ότι τα πρώτα αστέρια στο σύμπαν εμφανίστηκαν περίπου 400 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Αλλά τι δημιούργησε τα αστέρια;

Πράγματα που κάνουν θόρυβο τη νύχτα

Οι Κβαντικές Διακυμάνσεις είναι η τυχαία φύση της ύπαρξης ή μη ύπαρξης της ύλης. Σε αυτά τα απίστευτα μικρά υποατομικά μεγέθη, η κατάσταση της πραγματικότητας είναι παροδική, αλλάζοντας από νανοδευτερόλεπτο σε νανοδευτερόλεπτο.

Ο κινητήρας για τη δημιουργία των αστέρων (και των γαλαξιών) εμφανίστηκε νωρίς και ήταν πολύ λεπτός. Πριν ολοκληρωθεί το πρώτο κλάσμα του δευτερολέπτου του σύμπαντος, η υποατομική δραστηριότητα, οι μικρές «κβαντικές διακυμάνσεις», οδήγησαν το σύμπαν προς τα αστέρια και τη ζωή. Με την αιφνίδια διαστολή μιας μικροσκοπικής περιοχής του σύμπαντος σε ένα κλάσμα δευτερολέπτου, οι τυχαίες κβαντικές διακυμάνσεις φούσκωσαν γρήγορα από τον μικροσκοπικό κβαντικό κόσμο σε ένα μακροσκοπικό τοπίο αστρονομικών διαστάσεων. Γιατί το πιστεύουμε αυτό; Επειδή το φως της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου της Μεγάλης Έκρηξης έχει εξαιρετικά ομοιόμορφη θερμοκρασία σε όλο τον ουρανό. Δεν υπήρξε χρόνος για τα διαφορετικά μέρη του σύμπαντος να έρθουν σε ισορροπία εκτός αν οι περιοχές είχαν εκθετικά διασταλεί από μια μικρή περιοχή. Ο μόνος τρόπος να εμφανιστεί η ισοτροπία (ομοιομορφία) είναι αν οι διαφορετικές περιοχές βρίσκονταν σε θερμική ισορροπία νωρίς στην ιστορία του σύμπαντος και μετά διαστέλλονταν γρήγορα. Το WMAP έχει επαληθεύσει ότι και άλλες προβλέψεις της θεωρίας της διαστολής φαίνεται να ισχύουν.

Καθώς το σύμπαν διαστελλόταν, οι μικρές κβαντικές διακυμάνσεις μεγάλωσαν και έγιναν μικρές διαφορές στην ποσότητα της ύλης από το ένα μέρος στο άλλο. Μια μικρή διαφορά αρκεί για να δράσει η βαρύτητα. Η βαρύτητα είναι μία από τις βασικές δυνάμεις της φύσης και ελέγχει την εξέλιξη της μεγάλης κλίμακας δομής του σύμπαντος. Χωρίς βαρύτητα δεν θα υπήρχαν αστέρια ή πλανήτες, μόνο ένα ψυχρό λεπτό νέφος σωματιδίων. Χωρίς τις διαφορές στη σούπα των σωματιδίων που ξεκίνησαν από τις κβαντικές διακυμάνσεις, η βαρύτητα δεν θα μπορούσε να συγκεντρώσει μικρές ποσότητες ύλης σε ακόμη μεγαλύτερες. Το τελικό αποτέλεσμα της βαρύτητας: γαλαξίες, αστέρια και πλανήτες. Οι διακυμάνσεις, χαρτογραφημένες λεπτομερώς από την αποστολή WMAP, είναι τα εργοστάσια και οι κούνιες της ζωής.

Η συνταγή για τη ζωή απαιτεί μια λεπτή ισορροπία κοσμικών συστατικών.

Οι διαφορές στην πρώιμη σούπα σωματιδίων του σύμπαντος ήταν πολύ μικρές, οπότε οι αλλαγές μεγάλης κλίμακας χρειάζονται χρόνο για να εμφανιστούν. Τι θα γινόταν αν το σύμπαν μας είχε διαρκέσει μόνο ένα δευτερόλεπτο, ένα χρόνο ή ένα εκατομμύριο χρόνια; Η ηλικία του σύμπαντος καθορίζεται από τους βασικούς κανόνες που διέπουν την ύλη, την ενέργεια και τον χρόνο. Χρειαζόμασταν σχεδόν 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια για να εξελιχθούμε και να κατανοήσουμε αυτό το γεγονός.

Το πόσο διαρκεί το σύμπαν και πώς εξελίσσεται εξαρτάται από τη συνολική ενέργεια και την ύλη του. Ένα σύμπαν με πολύ περισσότερη ύλη από το δικό μας θα κατέρρεε γρήγορα κάτω από τη δική του βαρύτητα πριν να μπορέσει να σχηματιστεί ζωή. Ένα πολύ μακρόβιο σύμπαν ίσως να μην είχε αρκετή μάζα για να σχηματιστούν ποτέ αστέρια. Επιπλέον, το WMAP έχει επιβεβαιώσει την ύπαρξη σκοτεινής ενέργειας που λειτουργεί σαν αντικατάσταση της βαρύτητας, οδηγώντας το σύμπαν να επιταχύνει τη διαστολή του. Αν η σκοτεινή ενέργεια κυριαρχούσε νωρίτερα, το σύμπαν θα διαστελλόταν πολύ γρήγορα για να υποστηρίξει την ανάπτυξη της ζωής. Το σύμπαν μας φαίνεται να έχει ιδιότητες «Goldilocks»: όχι πολύ και όχι λίγο — ακριβώς αρκετή μάζα και ενέργεια για να υποστηρίξει την ανάπτυξη της ζωής.

Υπάρχει άλλη ευφυής ζωή στο σύμπαν;

Δεν γνωρίζουμε αν υπάρχει ή όχι άλλη ευφυής ζωή στο σύμπαν. Δεν υπάρχει λόγος να μην υπάρχει. Γνωρίζουμε από τη δική μας ύπαρξη ότι το σύμπαν είναι ευνοϊκό για ζωή. Αλλά υπάρχουν πολλά εμπόδια για να σχηματιστεί ευφυής ζωή και πολλοί κίνδυνοι για τη συνέχιση της ύπαρξής της μόλις σχηματιστεί. Η ζωή αντιμετωπίζει συνεχώς την πιθανότητα εξαφάνισης. Η ζωή χρειάζεται ενέργεια, νερό και άνθρακα· μια περιβαλλοντική καταστροφή που αφαιρεί το νερό, καταδικάζει τη ζωή. Άλλες περιβαλλοντικές καταστροφές απειλούν. Στη Γη είχαμε τεράστιες επιπτώσεις μετεωριτών που πιστεύεται ότι προκάλεσαν μαζικές εξαφανίσεις. Η σκληρή ακτινοβολία του διαστήματος φράσσεται μόνο από την ατμόσφαιρα και το μαγνητικό πεδίο της Γης. Οι περιβαλλοντικές αστάθειες προκαλούν παγετώνες. Κάποια μέρα, δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, ο Ήλιος μας θα σβήσει. Άλλα, βαρύτερα αστέρια, τελειώνουν τη ζωή τους με εκρήξεις που ονομάζονται υπερκαινοφανείς· η έκρηξη και η ακτινοβολία από έναν κοντινό υπερκαινοφανή θα μπορούσαν να καταστρέψουν όλη τη ζωή στη Γη.

Η σκοτεινή ενέργεια θα διατείνει αναπόφευκτα το σύμπαν σε έναν παγωμένο, ψυχρό τελικό στάδιο. Επειδή δεν ξέρουμε τι είναι η σκοτεινή ενέργεια, αυτό μπορεί να είναι λανθασμένο, αλλά δεν είναι λιγότερο θανατηφόρο, ανάλογα με το πώς μεταβάλλεται η φύση της σκοτεινής ενέργειας.

Πολλοί άνθρωποι συμμετέχουν σε προσπάθειες να εντοπίσουν ζωή στο σύμπαν. Υπάρχουν δύο στρατηγικές: είτε την αναζητούμε, είτε μας βρίσκει αυτή. Ίσως μια μέση οδός θα ήταν αν εντοπίζαμε σήματα που προέρχονται από ζωή σε άλλα μέρη του σύμπαντος. Το πρόγραμμα Αναζήτησης Εξωγήινης Νοημοσύνης (SETI) πρωτοστάτησε στις αναζητήσεις ζωής. Το ίδιο το WMAP, με μικρό τρόπο, αποτελεί ένα mini-SETI πείραμα, καθώς σαρώνει συνεχώς τους ουρανούς σε ένα ευρύ φάσμα μικροκυμάτων. Το WMAP δεν ήταν βελτιστοποιημένο για την αναζήτηση ζωής. Άλλες προσπάθειες είναι (ή υπήρξαν). Κάποια μέρα, ίσως γνωρίζουμε με βεβαιότητα αν είμαστε μόνοι στο σύμπαν. Στο μεταξύ, η αναζήτηση συνεχίζεται, ενώ προσπαθούμε να κατανοήσουμε το σύμπαν και πώς ενδέχεται να ευνοεί τη ζωή.

Μετρώντας και αναλύοντας τις διακυμάνσεις πυκνότητας στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου μέσω της αποστολής WMAP, μαθαίνουμε για το πρώιμο σύμπαν και αρχίζουμε να κατανοούμε τα βασικά συστατικά που καθιστούν τη ζωή δυνατή. Στο μέλλον, θα θέλαμε να ενισχύσουμε αυτές τις προσπάθειες με άλλες αποστολές, όπως το Einstein Inflation Probe της NASA, το οποίο θα επιχειρήσει να ανιχνεύσει τις διαταραχές της βαρύτητας από την εποχή που το σύμπαν διαστελλόταν αρχικά. Αυτή η παθιασμένη αναζήτηση γνώσης είναι χαρακτηριστική της ανθρώπινης ζωής.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Ποια είναι η Τελική Μοίρα του Σύμπαντος;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html)

«ΜΕΡΙΚΟΙ ΛΕΝΕ ΟΤΙ Ο ΚΟΣΜΟΣ ΘΑ ΤΕΛΕΙΩΣΕΙ ΜΕ ΦΩΤΙΑ, ΑΛΛΟΙ ΛΕΝΕ ΜΕ ΠΑΓΟ»

Όπως ο Robert Frost φαντάστηκε δύο πιθανές μοίρες για τη Γη στο ποίημά του, οι κοσμολόγοι οραματίζονται δύο πιθανές μοίρες για το σύμπαν:

• Ατελείωτη διαστολή
• Η «Μεγάλη Σύνθλιψη» (“Big Crunch”)

Η εξέλιξη του σύμπαντος καθορίζεται από έναν αγώνα μεταξύ της ορμής της διαστολής και της έλξης (ή ώθησης!) της βαρύτητας. Ο τρέχων ρυθμός διαστολής μετράται από τη Σταθερά του Edwin Hubble, ενώ η δύναμη της βαρύτητας εξαρτάται από την πυκνότητα και την πίεση της ύλης στο σύμπαν. Εάν η πίεση της ύλης είναι χαμηλή, όπως συμβαίνει με τις περισσότερες μορφές ύλης που γνωρίζουμε, τότε η μοίρα του σύμπαντος καθορίζεται από την πυκνότητα.

Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε το σύμπαν θα διαστέλλεται για πάντα, όπως οι πράσινες ή μπλε καμπύλες στο παραπάνω γράφημα. Η βαρύτητα μπορεί να επιβραδύνει τον ρυθμό διαστολής με τον χρόνο, αλλά για πυκνότητες κάτω από την κρίσιμη πυκνότητα, δεν υπάρχει αρκετή βαρυτική έλξη από την ύλη για να σταματήσει ή να αντιστρέψει ποτέ την εξωτερική διαστολή. Αυτό είναι επίσης γνωστό ως «Μεγάλο Ψύχος» ή «Μεγάλο Πάγωμα», επειδή το σύμπαν θα ψυχθεί σταδιακά καθώς διαστέλλεται μέχρι που τελικά δεν θα μπορεί να υποστηρίξει καμία μορφή ζωής.

Αν η πυκνότητα του σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε η βαρύτητα θα επικρατήσει τελικά και το σύμπαν θα καταρρεύσει στον εαυτό του, η λεγόμενη «Μεγάλη Σύνθλιψη», όπως η πορτοκαλί καμπύλη στο γράφημα. Σε αυτό το σύμπαν, υπάρχει αρκετή μάζα για να επιβραδύνει τη διαστολή μέχρι να σταματήσει και τελικά να την αντιστρέψει.

Πρόσφατες παρατηρήσεις μακρινών υπερκαινοφανών υποδεικνύουν ότι η διαστολή του σύμπαντος στην πραγματικότητα επιταχύνεται, όπως η κόκκινη καμπύλη στο γράφημα, κάτι που υποδηλώνει την ύπαρξη μιας μορφής ύλης με ισχυρή αρνητική πίεση, όπως η κοσμολογική σταθερά. Αυτή η παράξενη μορφή ύλης αναφέρεται μερικές φορές και ως «σκοτεινή ενέργεια». Σε αντίθεση με τη βαρύτητα που επιβραδύνει τη διαστολή, η σκοτεινή ενέργεια επιταχύνει τη διαστολή. Εάν η σκοτεινή ενέργεια παίζει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη του σύμπαντος, τότε κατά πάσα πιθανότητα το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα.

Υπάρχει αυξανόμενη συναίνεση μεταξύ των κοσμολόγων ότι η συνολική πυκνότητα της ύλης ισούται με την κρίσιμη πυκνότητα, ώστε το σύμπαν να είναι χωρικά επίπεδο. Περίπου το 24% αυτής είναι σε μορφή ύλης χαμηλής πίεσης, η οποία κατά κύριο λόγο θεωρείται «μη-βαρυονική» σκοτεινή ύλη, ενώ το υπόλοιπο 71% θεωρείται ότι είναι σε μορφή αρνητικής πίεσης «σκοτεινής ενέργειας», όπως η κοσμολογική σταθερά. Αν αυτό είναι σωστό, τότε η σκοτεινή ενέργεια είναι η κύρια κινητήρια δύναμη πίσω από τη μοίρα του σύμπαντος και θα διαστέλλεται επ’ άπειρον εκθετικά.

Μετρήσεις από το WMAP

Ο δορυφόρος WMAP μετρά τις βασικές παραμέτρους της θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης, συμπεριλαμβανομένης της μοίρας του σύμπαντος. Τα αποτελέσματα υποδεικνύουν ότι η γεωμετρία του σύμπαντος είναι επίπεδη και ότι θα διαστέλλεται για πάντα. Απαιτείται περαιτέρω μελέτη της σκοτεινής ενέργειας με μελλοντικά πειράματα και διαστημικές αποστολές για να κατανοηθεί η φύση της και η επίδρασή της στον μελλοντικό ρυθμό διαστολής.

Άλλες Ενδιαφέρουσες Ιστοσελίδες:

Σχετικά με κοσμολογία και υπερκαινοφανείς:

Το Supernova Cosmology Project: πρόγραμμα LBL για τη μέτρηση της ιστορίας διαστολής. Το High-Z Supernova Search: πολυεθνικό πρόγραμμα για τη μέτρηση της ιστορίας διαστολής. Η αποστολή SNAP: προτεινόμενη δορυφορική αποστολή για τη μελέτη της κοσμολογίας με υπερκαινοφανείς.

Σχετικά με ανεξέλεγκτη διαστολή:

Η μοίρα του περιεχομένου του σύμπαντος περιγράφεται σε ένα ωραίο χρονοδιάγραμμα από την εκπομπή NOVA «The Runaway Universe».

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Σχετικά Θέματα

Οι παρακάτω σελίδες δεν είναι κεντρικές για την κατανόηση του σύμπαντος στο σύνολό του. Αντίθετα, αποσκοπούν στο να περιγράψουν μερικά από τα πιο ενδιαφέροντα αντικείμενα μέσα στο σύμπαν μας.

Πρώτα αντικείμενα

Πότε σχηματίστηκαν τα πρώτα αντικείμενα στο σύμπαν;

Ο γαλαξίας Μιλκυ Γουέι

Μια σύντομη περιήγηση στον δικό μας γαλαξία Μιλκυ Γουέι, με μια όμορφη εικόνα από τον δορυφόρο COBE.

Ο κύκλος ζωής των αστεριών

Μάθετε πώς σχηματίζονται, ζουν και πεθαίνουν τα αστέρια.

Πότε Σχηματίστηκαν οι Πρώτες Κοσμικές Δομές;

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_firstobjs.html)

Οι κβάζαρ (quasars) είναι τα πιο απομακρυσμένα διακριτά αντικείμενα που οι αστρονόμοι έχουν μπορέσει να ανιχνεύσουν απευθείας. Λόγω της έμφυτης φωτεινότητάς τους, οι πιο απομακρυσμένοι κβάζαρ φαίνονται σε μια εποχή όπου το σύμπαν ήταν στο ένα δέκατο της παρούσας ηλικίας του, περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ωστόσο, οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι ορισμένα αντικείμενα πρέπει να είχαν σχηματιστεί νωρίτερα από τα κβάζαρ, επειδή το περιβάλλον αερίου στο σύμπαν παρατηρείται να είναι ιονισμένο σε σχετικά πρώιμο χρόνο, προφανώς λόγω της ιονίζουσας ακτινοβολίας από έναν πληθυσμό πρώιμων αντικειμένων. Δεδομένου ότι το ιονισμένο αέριο μπορεί να αλληλεπιδράσει με τα φωτόνια του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου, οι παρατηρήσεις του WMAP βοηθούν στο να αποσαφηνιστεί η φύση του ιονισμένου αερίου και των αντικειμένων που προκάλεσαν την ιονισμό.

Κβάζαρ (Quasars)

Επειδή το φως ταξιδεύει με πεπερασμένη ταχύτητα, τα απομακρυσμένα αντικείμενα φαίνονται όπως υπήρχαν στο παρελθόν. Βλέπουμε τον Ήλιο όχι όπως είναι τώρα, αλλά όπως ήταν πριν από οκτώ λεπτά (ο Ήλιος απέχει οκτώ λεπτά φωτός από τη Γη). Βλέπουμε τα κοντινά αστέρια όπως ήταν πριν από αρκετά χρόνια. Βλέπουμε τον γαλαξία Ανδρομέδα, τον κοντινότερο σπειροειδή γαλαξία, όπως ήταν περίπου πριν από 2,5 εκατομμύρια χρόνια. Έτσι, τα πιο απομακρυσμένα αντικείμενα που βλέπουμε είναι τα παλαιότερα αντικείμενα που μπορούμε να ανιχνεύσουμε απευθείας.

Τα κβάζαρ είναι τα πιο απομακρυσμένα διακριτά αντικείμενα που οι αστρονόμοι έχουν μπορέσει να ανιχνεύσουν. Σε μια περιοχή μικρότερη από το ηλιακό μας σύστημα, ένα κβάζαρ εκπέμπει περισσότερο φως από ολόκληρο τον γαλαξία Μιλκυ Γουέι. Πιστεύεται ότι τα κβάζαρ είναι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες, των οποίων η μάζα υπερβαίνει το εκατομμύριο Ήλιους και η έλξη τους καταπίνει αέριο και αστέρια από τους γαλαξίες που τα φιλοξενούν. Λάμπουν έντονα μετατρέποντας την βαρυτική ενέργεια της υλικής εισροής σε φως. Οι πιο απομακρυσμένοι κβάζαρ φαίνονται σε μια εποχή όπου το σύμπαν ήταν στο ένα δέκατο της τρέχουσας ηλικίας του, περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Δεδομένου ότι το φως από ένα κβάζαρ φωτίζει όλη την ύλη κατά μήκος της διαδρομής του προς εμάς, τα κβάζαρ λειτουργούν σαν απομακρυσμένοι φανοί, αποκαλύπτοντας τις ιδιότητες του πρώιμου σύμπαντος. Παρατηρώντας τα κβάζαρ, οι αστρονόμοι έχουν μάθει ότι σχεδόν όλο το υδρογόνο στο πρώιμο σύμπαν ήταν ιονισμένο σε πρωτόνια και ελεύθερα ηλεκτρόνια μέσα σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Επίσης, έχουν συμπεράνει ότι τα γνωστά κβάζαρ δεν ήταν αρκετά ενεργητικά ούτε αρκετά κοινά για να ιονίσουν όλο το αέριο στο ορατό σύμπαν.

Τι ιονίζει το αέριο στο πρώιμο σύμπαν;

Οι αστρονόμοι δεν είναι σίγουροι ποια αντικείμενα ιονίζουν το αέριο στο πρώιμο σύμπαν ούτε πότε συνέβη αυτός ο ιονισμός. Κάποιοι εικάζουν ότι μια πρώιμη γενιά τεράστιων αστεριών ιονίζει το αέριο. Άλλοι εικάζουν ότι οι περισσότεροι γαλαξίες περιέχουν υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες και ότι ο σχηματισμός αυτών των υπερμεγέθων μαύρων τρυπών φώτισε το πρώιμο σύμπαν.

Πότε ιονίστηκε το αέριο;

Ενώ οι παρατηρήσεις των κβάζαρ επιτρέπουν στους αστρονόμους να συμπεράνουν ότι το αέριο ιονίστηκε μέσα στο πρώτο δισεκατομμύριο χρόνια του σύμπαντος, χρειάζεται να παρατηρήσουμε κάτι πιο απομακρυσμένο από τα κβάζαρ για να μάθουμε πότε ιονίστηκε για πρώτη φορά το αέριο: την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου. Δεδομένου ότι τα φωτόνια της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας εκπέμφθηκαν περίπου 375.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, πολύ νωρίτερα από τα φωτόνια των κβάζαρ, οι ιδιότητές τους μας πληροφορούν για την επόμενη εξελικτική ιστορία του σύμπαντος. Τα φωτόνια μικροκυμάτων κινούνται ελεύθερα μέσα από ουδέτερο αέριο, αλλά διασπείρονται στο ιονισμένο αέριο. Αυτή η σκέδαση μειώνει το πλάτος των διακυμάνσεων στη θερμοκρασία του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου και παράγει νέες «πολωμένες» διακυμάνσεις.

Το διασκορπισμένο φως συχνά είναι πολωμένο. Σε μια ηλιόλουστη μέρα, βλέπουμε όχι μόνο το ηλιακό φως απευθείας από τον Ήλιο, αλλά και το φως που διασκορπίζεται από τη σκόνη στον αέρα. Αυτό το διασκορπισμένο φως, ή «αντάναμμα», είναι πολωμένο και μπορεί να φιλτραριστεί με ένα καλό ζευγάρι πολωμένων γυαλιών ηλίου. Ομοίως, τα διασκορπισμένα φωτόνια του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου πολώνονται από τη σκέδαση σε ελεύθερα ηλεκτρόνια στο πρώιμο σύμπαν. Το WMAP είναι σχεδιασμένο να ανιχνεύει πολωμένα φωτόνια. Κατά βάση, οι ιδιότητές τους αποκαλύπτουν τον αριθμό των ελεύθερων ηλεκτρονίων στο πρώιμο σύμπαν και την ιστορία ιονισμού του σύμπαντος. Αυτό επιτρέπει στους αστρονόμους να συμπεράνουν ότι τα πρώτα αντικείμενα στο σύμπαν που ήταν ικανά να ιονίσουν το αέριο σχηματίστηκαν περίπου 400 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ελπίζουμε ότι η χρονική ιστορία του ιονισμού θα βοηθήσει να προσδιοριστεί η φύση αυτών των πρώτων αντικειμένων.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Ο Γαλαξίας Μας (Milky Way)

Ο Γαλαξίας Μας (Milky Way) είναι μια βαρυτικά δεσμευμένη συλλογή περίπου εκατό δισεκατομμυρίων αστεριών. Ο Ήλιος μας είναι ένα από αυτά τα αστέρια και βρίσκεται περίπου 24.000 έτη φωτός (ή 8.000 παρασέκ) από το κέντρο του Γαλαξία μας.

Ο Γαλαξίας έχει τρία κύρια συστατικά:

• Ένα λεπτό δίσκο που αποτελείται από νεαρά και ενδιάμεσης ηλικίας αστέρια – αυτός ο δίσκος περιέχει επίσης αέριο και σχηματίζει ενεργά νέα αστέρια. Η σκόνη στον δίσκο τον κάνει να φαίνεται πορτοκαλί στην εικόνα. Η σκόνη απορροφά περισσότερο το μπλε φως από το κόκκινο και έτσι τα αστέρια φαίνονται κοκκινωπά. Ο Γαλαξίας μας έχει σπειροειδείς βραχίονες στο δίσκο του – αυτοί οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές ενεργούς αστρογένεσης.
• Μια ράβδο παλαιότερων αστεριών (λευκή στην εικόνα COBE).
• Ένα εκτεταμένο σκοτεινό στέμμα του οποίου η σύσταση είναι άγνωστη. Δεδομένου ότι η ύλη στο στέμμα δεν αποτελείται από φωτεινά αστέρια, δεν εμφανίζεται στην εικόνα COBE. Η ύπαρξη του σκοτεινού στεμματός συναγωνίζεται από την βαρυτική του επίδραση στην ορατή ύλη.

Επιπλέον εικόνες του ουρανού από το πείραμα COBE-Dirbe.

Περαιτέρω Ανάγνωση:

• Frommert, H. & Kronberg, C., "The Milky Way Galaxy", εκτενές υλικό διαθέσιμο στο διαδίκτυο.
• van den Bergh, S. & Hesser, J.E., "How the Milky Way Formed", Scientific American, Ιανουάριος 1993.
• Ferris, Timothy, "Coming of Age in the Milky Way", Ένα εξαιρετικό δημοφιλές βιβλίο αστρονομίας.

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Tuesday, 02-20-2024

Η Ζωή και ο Θάνατος των Αστεριών

(https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html)

Πού Γεννιούνται τα Αστέρια;

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα μοριακά νέφη, πυκνά νέφη αερίου που βρίσκονται κυρίως στους σπειροειδείς βραχίονες των γαλαξιών, είναι ο τόπος γέννησης των αστεριών. Πυκνές περιοχές στα νέφη καταρρέουν και σχηματίζουν "πρωτοαστέρια" (protostars). Αρχικά, η βαρυτική ενέργεια του καταρρέοντος αστέρα αποτελεί την πηγή ενέργειάς του. Μόλις ο αστέρας συρρικνωθεί αρκετά ώστε ο πυρήνας του να μπορεί να καίει υδρογόνο σε ήλιο, γίνεται "αστέρας κύριας ακολουθίας" (main sequence star).

Αστέρες Κύριας Ακολουθίας

Οι αστέρες κύριας ακολουθίας είναι αστέρες, όπως ο Ήλιος μας, που συντήκουν άτομα υδρογόνου για να δημιουργήσουν άτομα ήλιου (ήλιο) στους πυρήνες τους. Για δεδομένη χημική σύσταση και ηλικία αστέρα, η φωτεινότητα ενός αστέρα – η συνολική ενέργεια που ακτινοβολεί ανά μονάδα χρόνου – εξαρτάται μόνο από τη μάζα του. Οι αστέρες που είναι δέκα φορές πιο μαζικοί από τον Ήλιο είναι πάνω από χίλιες φορές πιο φωτεινοί από τον Ήλιο. Ωστόσο, δεν πρέπει να ντραπούμε για τη χαμηλή φωτεινότητα του Ήλιου: είναι δέκα φορές φωτεινότερος από ένα αστέρι μισής μάζας. Όσο μεγαλύτερη η μάζα ενός αστέρα κύριας ακολουθίας, τόσο φωτεινότερος και πιο μπλε είναι. Για παράδειγμα, ο Σείριος, το αστέρι του σκύλου, που βρίσκεται κάτω αριστερά από τον αστερισμό του Ωρίωνα, είναι πιο μαζικός από τον Ήλιο και εμφανώς πιο μπλε. Αντίθετα, η Proxima Centauri, ο κοντινότερος γείτονας μας, έχει μικρότερη μάζα από τον Ήλιο και είναι έτσι πιο κόκκινη και λιγότερο φωτεινή.

Δεδομένου ότι οι αστέρες έχουν περιορισμένη ποσότητα υδρογόνου στον πυρήνα τους, έχουν περιορισμένο χρόνο ζωής ως αστέρες κύριας ακολουθίας. Αυτή η διάρκεια ζωής είναι ανάλογη με f M / L, όπου f είναι το κλάσμα της συνολικής μάζας του αστέρα, M, διαθέσιμη για πυρηνική καύση στον πυρήνα, και L η μέση φωτεινότητα του αστέρα κατά τη διάρκεια της ζωής του στην κύρια ακολουθία. Λόγω της ισχυρής εξάρτησης της φωτεινότητας από τη μάζα, η διάρκεια ζωής των αστέρων εξαρτάται έντονα από τη μάζα. Είναι τυχερό που ο Ήλιος μας δεν είναι μεγαλύτερος, καθώς οι μεγάλης μάζας αστέρες εξαντλούν γρήγορα το υδρογόνο στον πυρήνα τους. Μόλις ένας αστέρας εξαντλήσει το υδρογόνο του πυρήνα, γίνεται πιο κόκκινος, μεγαλύτερος και πιο φωτεινός: γίνεται κόκκινος γίγαντας (red giant star). Αυτή η σχέση μεταξύ μάζας και διάρκειας ζωής επιτρέπει στους αστρονόμους να θέσουν ένα κατώτατο όριο για την ηλικία του σύμπαντος.

Ο Θάνατος ενός «Συνηθισμένου» Αστέρια

Μετά την εξάντληση του υδρογόνου στον πυρήνα ενός αστέρα χαμηλής μάζας, όπως ο Ήλιος, δεν υπάρχει πλέον πηγή θερμότητας για να στηρίξει τον πυρήνα απέναντι στη βαρύτητα. Η καύση του υδρογόνου συνεχίζεται σε ένα περίβλημα γύρω από τον πυρήνα και ο αστέρας εξελίσσεται σε κόκκινο γίγαντα. Όταν ο Ήλιος γίνει κόκκινος γίγαντας, η ατμόσφαιρά του θα περιβάλει τη Γη και ο πλανήτης μας θα καταναλωθεί σε έναν φλεγόμενο θάνατο.

Στο μεταξύ, ο πυρήνας του αστέρα καταρρέει υπό την επίδραση της βαρύτητας έως ότου φτάσει σε υψηλή πυκνότητα για να ξεκινήσει την καύση ηλίου σε άνθρακα. Η φάση καύσης του ηλίου θα διαρκέσει περίπου 100 εκατομμύρια χρόνια, μέχρι να εξαντληθεί το ήλιο στον πυρήνα και ο αστέρας να γίνει κόκκινος υπεργίγαντας. Σε αυτό το στάδιο, ο Ήλιος θα έχει ένα εξωτερικό περίβλημα που εκτείνεται προς τον Δία. Κατά τη διάρκεια αυτής της σύντομης φάσης της ύπαρξής του, που διαρκεί μόνο λίγες δεκάδες χιλιάδες χρόνια, ο Ήλιος θα χάσει μάζα μέσω ενός ισχυρού ανέμου. Τελικά, ο Ήλιος θα χάσει όλη τη μάζα του περιβλήματος και θα αφήσει πίσω έναν καυτό πυρήνα άνθρακα ενσωματωμένο σε ένα νεφέλωμα εκτιναγμένου αερίου. Η ακτινοβολία από αυτόν τον καυτό πυρήνα θα ιονίσει το νεφέλωμα, δημιουργώντας ένα εντυπωσιακό «πλανητικό νεφέλωμα», παρόμοιο με τα νεφελώματα που παρατηρούνται γύρω από τα απομεινάρια άλλων αστεριών. Ο πυρήνας άνθρακα θα ψυχθεί τελικά και θα γίνει λευκός νάνος, το πυκνό και αμυδρό υπόλειμμα ενός κάποτε φωτεινού αστέρα.

Εικόνα Πλανητικού Νεφελώματος: NGC 6543: Planetary Nebula NGC 6543 Hubble Wide Field Image

Ο Θάνατος ενός Μαζικού Αστέρα

Οι μαζικοί αστέρες καίνε φωτεινότερα και πεθαίνουν πιο δραματικά από τους περισσότερους. Όταν ένας αστέρας δέκα φορές πιο μαζικός από τον Ήλιο εξαντλήσει το ήλιο στον πυρήνα, ο πυρηνικός κύκλος καύσης συνεχίζεται. Ο πυρήνας άνθρακα συρρικνώνεται περαιτέρω και φτάνει σε αρκετά υψηλή θερμοκρασία για να καεί ο άνθρακας σε οξυγόνο, νεόνιο, πυρίτιο, θείο και τελικά σίδηρο. Ο σίδηρος είναι η πιο σταθερή μορφή πυρηνικής ύλης και δεν υπάρχει ενέργεια να κερδηθεί καίγοντάς τον σε βαρύτερο στοιχείο. Χωρίς πηγή θερμότητας να αντισταθμίσει τη βαρύτητα, ο πυρήνας σιδήρου καταρρέει μέχρι να φτάσει σε πυρηνικές πυκνότητες. Αυτός ο πυκνός πυρήνας αντιστέκεται περαιτέρω κατάρρευση, προκαλώντας το «αναπήδημα» της καταρρέουσας ύλης στον πυρήνα. Αυτή η ξαφνική αναπήδηση του πυρήνα (συμπεριλαμβανομένης της απελευθέρωσης ενεργητικών νετρονίων από τον πυρήνα) προκαλεί την έκρηξη υπερκαινοφανούς (supernova). Για έναν λαμπρό μήνα, ένας μόνο αστέρας καίει φωτεινότερα από έναν ολόκληρο γαλαξία με ένα δισεκατομμύριο αστέρια. Οι εκρήξεις υπερκαινοφανούς εισάγουν άνθρακα, οξυγόνο, πυρίτιο και άλλα βαριά στοιχεία έως τον σίδηρο στο διαστρικό διάστημα. Είναι επίσης το μέρος όπου παράγονται τα περισσότερα στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο. Αυτό το αέριο πλούσιο σε βαριά στοιχεία θα ενσωματωθεί σε μελλοντικές γενιές αστεριών και πλανητών. Χωρίς τις υπερκαινοφανείς εκρήξεις, τον φλεγόμενο θάνατο των μαζικών αστεριών, δεν θα υπήρχε άνθρακας, οξυγόνο ή άλλα στοιχεία που κάνουν τη ζωή δυνατή.

Εικόνα Υπολείμματος Υπερκαινοφανούς: HST Image of Supernova Remnant Supernova 1987A Hubble Wide Field Image

Η μοίρα του καυτού πυρήνα νετρονίων εξαρτάται από τη μάζα του προγονικού αστέρα. Αν η μάζα του προγονικού αστέρα είναι περίπου δέκα φορές η μάζα του Ήλιου, ο πυρήνας νετρονίων θα ψυχθεί και θα σχηματίσει έναν αστέρα νετρονίων. Οι αστέρες νετρονίων μπορούν να ανιχνευθούν ως «πάλσαρ», ισχυροί πομποί ραδιοεκπομπής. Αν η μάζα του προγονικού αστέρα είναι μεγαλύτερη, τότε ο προκύπτων πυρήνας είναι τόσο βαρύς που ούτε οι πυρηνικές δυνάμεις δεν μπορούν να αντισταθούν στη βαρύτητα και ο πυρήνας καταρρέει σχηματίζοντας μια μαύρη τρύπα.

Μάθετε περισσότερα για τα τελικά στάδια της αστρικής εξέλιξης στις σελίδες του προγράμματος Chandra:

• Λευκοί Νάνοι (White Dwarfs)
• Αστέρες Νετρονίων (Neutron Stars)
• Μαύρες Τρύπες (Black Holes)
• Υπερκαινοφανείς (Supernovae)

NASA Official: Dr. Edward J. Wollack Page Updated: Thursday, 02-22-2024

Πόσο από το μη παρατηρήσιμο σύμπαν θα μπορέσουμε κάποτε να δούμε;

How Much Of The Unobservable Universe Will We Someday Be Able To See?

Starts With A Bang Ethan Siegel, Ανώτερος Συνεργάτης Οι απόψεις που εκφράζονται από τους συνεισφέροντες του Forbes είναι δικές τους. Επιστήμη Το Σύμπαν είναι εκεί έξω, περιμένοντας να το ανακαλύψετε.

Οι βαθύτερες έρευνες γαλαξιών μας μπορούν να αποκαλύψουν αντικείμενα δεκάδων δισεκατομμυρίων ετών φωτός μακριά, αλλά υπάρχουν… [+]περισσότεροι γαλαξίες μέσα στο παρατηρήσιμο Σύμπαν που ακόμα δεν έχουμε αποκαλύψει. Το πιο συναρπαστικό είναι ότι υπάρχουν μέρη του Σύμπαντος που δεν είναι ακόμα ορατά σήμερα και κάποτε θα γίνουν παρατηρήσιμα για εμάς. Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Ακόμη κι αν έχουν περάσει δισεκατομμύρια χρόνια από τη Μεγάλη Έκρηξη, υπάρχει ένα κοσμικό όριο στο πόσο μακριά μπορούμε να παρατηρήσουμε τα αντικείμενα που καταλαμβάνουν το Σύμπαν μας. Το Σύμπαν διαστέλλεται όλο αυτό το διάστημα, αλλά ο ρυθμός αυτής της διαστολής είναι τόσο πεπερασμένος όσο και καλά μετρημένος. Αν υπολογίζαμε πόσο μακριά θα μπορούσε να έχει ταξιδέψει ένα φωτόνιο που εκτοξεύτηκε τη στιγμή που συνέβη η Μεγάλη Έκρηξη μέχρι σήμερα, καταλήγουμε στο ανώτατο όριο του πόσο μακριά μπορούμε να δούμε σε οποιαδήποτε κατεύθυνση: 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός.

Αυτό είναι το μέγεθος του παρατηρήσιμου Σύμπαντος μας, το οποίο περιέχει περίπου δύο τρισεκατομμύρια γαλαξίες σε διάφορα στάδια εξελικτικής ανάπτυξης. Αλλά πέρα από αυτό, υπάρχει αναμφίβολα πολύ περισσότερο Σύμπαν πέρα από τα όρια αυτού που μπορούμε να δούμε αυτή τη στιγμή: το μη παρατηρήσιμο Σύμπαν. Χάρη στις καλύτερες μετρήσεις μας για το μέρος που μπορούμε να δούμε, αρχίζουμε τελικά να καταλαβαίνουμε τι υπάρχει πέρα από αυτό και πόσο από αυτό θα μπορέσουμε κάποτε να αντιληφθούμε και να εξερευνήσουμε.

Σε λογαριθμική κλίμακα, μπορούμε να απεικονίσουμε ολόκληρο το Σύμπαν, επιστρέφοντας μέχρι τη Μεγάλη… [+]Έκρηξη. Αν και δεν μπορούμε να παρατηρήσουμε πέρα από αυτόν τον κοσμικό ορίζοντα, ο οποίος βρίσκεται σήμερα σε απόσταση 46,1 δισεκατομμυρίων ετών φωτός, θα υπάρξει περισσότερο Σύμπαν που θα αποκαλυφθεί σε εμάς στο μέλλον. Το παρατηρήσιμο Σύμπαν περιέχει σήμερα 2 τρισεκατομμύρια γαλαξίες, αλλά καθώς περνά ο χρόνος, περισσότερο Σύμπαν θα γίνει παρατηρήσιμο για εμάς. [Ο χρήστης της Wikipedia Pablo Carlos Budassi]

Η Μεγάλη Έκρηξη μας λέει ότι κάποτε στο μακρινό παρελθόν, το Σύμπαν ήταν θερμότερο, πιο πυκνό και διαστελλόταν πολύ πιο γρήγορα από ό,τι σήμερα. Τα αστέρια και οι γαλαξίες που βλέπουμε σε όλο το Σύμπαν σε όλες τις κατευθύνσεις υπάρχουν όπως είναι μόνο επειδή το Σύμπαν έχει διασταλεί και ψυχθεί, επιτρέποντας στη βαρύτητα να συγκεντρώσει την ύλη σε συμπλέγματα. Σε διάστημα δισεκατομμυρίων ετών, η βαρυτική ανάπτυξη τροφοδότησε γενιές αστέρων και τη δημιουργία γαλαξιών, οδηγώντας στο Σύμπαν που βλέπουμε σήμερα.

Όπου κι αν κοιτάξουμε, σε όλες τις κατευθύνσεις, βλέπουμε ένα Σύμπαν που μας λέει την ίδια κοσμική ιστορία. Αλλά μέρος αυτής της ιστορίας είναι το γεγονός ότι όσο πιο μακριά κοιτάμε, τόσο πιο πίσω στο χρόνο κοιτάμε. Το Σύμπαν δεν υπήρχε πάντα, σχηματίζοντας αστέρια και γαλαξίες για πάντα. Σύμφωνα με τη Μεγάλη Έκρηξη και τις παρατηρήσεις που τη στηρίζουν, το Σύμπαν είχε αρχή.

Το πλήρες σύνολο αυτού που υπάρχει σήμερα στο Σύμπαν οφείλει την προέλευσή του στη θερμή Μεγάλη Έκρηξη. Πιο… [+]θεμελιωδώς, το Σύμπαν που έχουμε σήμερα μπορεί να υπάρξει μόνο εξαιτίας των ιδιοτήτων του χωροχρόνου και των νόμων της φυσικής. Αν και το Σύμπαν διαστέλλεται, η συνολική ποσότητα του Σύμπαντος που μπορούμε να παρατηρήσουμε αυξάνεται επίσης. NASA / GSFC

Στα πρώτα στάδια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το Σύμπαν ήταν γεμάτο με διάφορα συστατικά και ξεκίνησε με έναν απίστευτα γρήγορο αρχικό ρυθμό διαστολής. Αυτοί οι δύο παράγοντες — ο αρχικός ρυθμός διαστολής και οι βαρυτικές επιδράσεις όλων των πραγμάτων στο Σύμπαν — είναι οι δύο αντίπαλοι στον τελικό κοσμικό αγώνα.

Από τη μία, η διαστολή λειτουργεί για να απομακρύνει τα πάντα, τεντώνοντας τον ιστό του χώρου και ωθώντας τους γαλαξίες και τη δομή μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος να απομακρυνθούν. Αλλά από την άλλη, η βαρύτητα έλκει όλες τις μορφές ύλης και ενέργειας, προσπαθώντας να τραβήξει το Σύμπαν πίσω μαζί. Η κανονική ύλη, η σκοτεινή ύλη, η σκοτεινή ενέργεια, η ακτινοβολία, τα νετρίνα, οι μαύρες τρύπες, τα βαρυτικά κύματα και άλλα παίζουν όλα ρόλο στο διαστελλόμενο Σύμπαν.

Η σχετική σημασία των διαφόρων ενεργειακών συστατικών στο Σύμπαν σε διαφορετικές χρονικές στιγμές του παρελθόντος… [+]Σημειώστε ότι όταν η σκοτεινή ενέργεια φτάσει κοντά στο 100% στο μέλλον, η ενεργειακή πυκνότητα του Σύμπαντος (και, κατά συνέπεια, ο ρυθμός διαστολής) θα παραμείνει σταθερή επ’ αόριστον. Λόγω της σκοτεινής ενέργειας, οι μακρινοί γαλαξίες ήδη αυξάνουν την φαινομενική ταχύτητα απόστασής τους από εμάς, και το κάνουν από τότε που η πυκνότητα σκοτεινής ενέργειας ήταν το μισό της συνολικής πυκνότητας ύλης, πριν 6 δισεκατομμύρια χρόνια. E. Siegel

Ο ρυθμός διαστολής ξεκίνησε μεγάλος, αλλά μειώνεται καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται. Υπάρχει ένας απλός λόγος για αυτό: καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται, ο όγκος του αυξάνεται και επομένως η ενεργειακή πυκνότητα μειώνεται. Καθώς η πυκνότητα μειώνεται, μειώνεται και ο ρυθμός διαστολής. Το φως που κάποτε ήταν πολύ μακριά για να το δούμε μπορεί τώρα να μας φτάσει.

Αυτό το γεγονός έχει τεράστια σημασία για το Σύμπαν: με την πάροδο του χρόνου, γαλαξίες που ήταν κάποτε πολύ μακριά για να αποκαλυφθούν θα εμφανιστούν αυθόρμητα στην όρασή μας. Μπορεί να έχουν περάσει 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια από τη Μεγάλη Έκρηξη, αλλά με την διαστολή του Σύμπαντος, υπάρχουν αντικείμενα σε απόσταση έως 46,1 δισεκατομμυρίων ετών φωτός των οποίων το φως μόλις φτάνει σε εμάς.

Μια απεικόνιση του πώς λειτουργούν οι ερυθρομετατοπίσεις (redshifts) στο διαστελλόμενο Σύμπαν. Καθώς ένας γαλαξίας απομακρύνεται όλο και περισσότερο… [+], πρέπει να διανύσει μεγαλύτερη απόσταση και για μεγαλύτερο χρονικό διάστημα μέσα στο διαστελλόμενο Σύμπαν. Σε ένα Σύμπαν κυριαρχούμενο από σκοτεινή ενέργεια, αυτό σημαίνει ότι μεμονωμένοι γαλαξίες θα φαίνονται να επιταχύνουν στην απομάκρυνσή τους από εμάς, αλλά θα υπάρχουν μακρινοί γαλαξίες των οποίων το φως φτάνει σε εμάς για πρώτη φορά σήμερα. Larry McNish του Κέντρου RASC Calgary, μέσω (http://calgary.rasc.ca/redshift.htm)

Συνολικά, αν προσθέταμε όλους τους γαλαξίες που υπάρχουν μέσα σε αυτόν τον όγκο του χώρου, θα διαπιστώναμε ότι υπάρχουν τεράστιοι δύο τρισεκατομμύρια γαλαξίες μέσα στο παρατηρήσιμο Σύμπαν μας. Όσο τεράστιος κι αν είναι αυτός ο αριθμός, παραμένει πεπερασμένος, και οι παρατηρήσεις μας δεν αποκαλύπτουν κάποιο όριο στον χώρο σε καμία κατεύθυνση που κοιτάμε.

Ο χρόνος που έχει περάσει από τη Μεγάλη Έκρηξη, η ταχύτητα του φωτός και τα συστατικά του Σύμπαντός μας καθορίζουν το όριο του τι είναι παρατηρήσιμο. Οτιδήποτε πιο μακριά, ακόμη κι αν κινείται με την ταχύτητα του φωτός από τη στιγμή της θερμής Μεγάλης Έκρηξης, δεν θα είχε αρκετό χρόνο για να φτάσει σε εμάς.

Αλλά όλα αυτά θα αλλάξουν με τον χρόνο. Καθώς περνούν τα χρόνια και οι αιώνες, το φως που δεν μπορούσε να φτάσει σε εμάς θα προλάβει τελικά τα μάτια μας, αποκαλύπτοντας περισσότερο Σύμπαν από ό,τι έχουμε δει ποτέ.

Ίσως σκεφτείτε ότι αν περιμέναμε απεριόριστα, θα μπορούσαμε να δούμε απεριόριστα μακριά, και ότι δεν θα υπήρχε όριο στο πόσο Σύμπαν θα γινόταν ορατό.

Αλλά σε ένα Σύμπαν με σκοτεινή ενέργεια, αυτό απλά δεν ισχύει. Καθώς το Σύμπαν γερνάει, ο ρυθμός διαστολής δεν πέφτει σε όλο και χαμηλότερες τιμές, πλησιάζοντας το μηδέν. Αντίθετα, παραμένει μια πεπερασμένη και σημαντική ποσότητα ενέργειας εγγενής στον ίδιο τον ιστό του χώρου. Καθώς περνά ο χρόνος σε ένα Σύμπαν με σκοτεινή ενέργεια, τα πιο μακρινά αντικείμενα θα φαίνονται να απομακρύνονται από την οπτική μας όλο και ταχύτερα. Αν και υπάρχει ακόμα περισσότερο Σύμπαν για να ανακαλύψουμε, υπάρχει ένα όριο στο πόσο από αυτό θα γίνει ποτέ παρατηρήσιμο για εμάς.

Οι διαφορετικές πιθανές μοίρες του Σύμπαντος, με την πραγματική, επιταχυνόμενη μοίρα μας να φαίνεται στα δεξιά… [+]Μετά από αρκετό χρόνο, η επιτάχυνση θα αφήσει κάθε δεμένη γαλαξιακή ή υπεργαλαξιακή δομή εντελώς απομονωμένη στο Σύμπαν, καθώς όλες οι άλλες δομές θα επιταχύνουν αμετάκλητα μακριά. Μπορούμε μόνο να κοιτάξουμε το παρελθόν για να συμπεράνουμε την παρουσία και τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας, που απαιτούν τουλάχιστον μια σταθερά, αλλά οι επιπτώσεις της είναι μεγαλύτερες για το μέλλον. NASA & ESA

Με βάση τον ρυθμό διαστολής, την ποσότητα της σκοτεινής ενέργειας που έχουμε, και τις παρούσες κοσμολογικές παραμέτρους του Σύμπαντος, μπορούμε να υπολογίσουμε αυτό που ονομάζουμε μελλοντικό όριο ορατότητας (http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...624..463G): η μέγιστη απόσταση που θα μπορέσουμε ποτέ να παρατηρήσουμε. Τώρα, σε ένα Σύμπαν ηλικίας 13,8 δισεκατομμυρίων ετών, το τρέχον όριο ορατότητας είναι 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Το μελλοντικό όριο ορατότητας είναι περίπου 33% μεγαλύτερο: 61 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Υπάρχουν γαλαξίες εκεί έξω, αυτή τη στιγμή, των οποίων το φως είναι καθ’ οδόν προς τα μάτια μας, αλλά δεν είχε ακόμα την ευκαιρία να φτάσει σε εμάς.

Αν προσθέταμε όλους τους γαλαξίες στα μέρη του Σύμπαντος που κάποτε θα δούμε αλλά δεν έχουμε πρόσβαση σήμερα, μπορεί να σοκαριστούμε μαθαίνοντας ότι υπάρχουν περισσότεροι γαλαξίες που δεν έχουν ακόμη αποκαλυφθεί παρά γαλαξίες στο ορατό Σύμπαν. Υπάρχουν επιπλέον 2,7 τρισεκατομμύρια γαλαξίες που περιμένουν να μας δείξουν το φως τους, πάνω από τους 2 τρισεκατομμύρια που μπορούμε ήδη να προσεγγίσουμε.

Το παρατηρήσιμο Σύμπαν μπορεί να είναι 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός σε όλες τις κατευθύνσεις από το σημείο μας,… [+]αλλά σίγουρα υπάρχει περισσότερο μη παρατηρήσιμο Σύμπαν, ίσως ακόμη και άπειρο, όπως το δικό μας, πέρα από αυτό. Με τον χρόνο, θα μπορέσουμε να δούμε λίγο, αλλά όχι πολύ, περισσότερο από αυτό. Frédéric MICHEL και Andrew Z. Colvin, σχολιασμένο από τον E. Siegel

Σε σύγκριση με το τι επιφυλάσσει το μέλλον για εμάς, αυτή τη στιγμή βλέπουμε μόνο το 43% των γαλαξιών που κάποτε θα μπορέσουμε να παρατηρήσουμε. Πέρα από το παρατηρήσιμο Σύμπαν μας βρίσκεται το μη παρατηρήσιμο Σύμπαν, το οποίο θα πρέπει να μοιάζει ακριβώς με το μέρος που μπορούμε να δούμε. Αυτό το γνωρίζουμε μέσω παρατηρήσεων του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου και της μεγάλης κλίμακας δομής του Σύμπαντος.

Αν το Σύμπαν ήταν πεπερασμένο σε μέγεθος, είχε ένα όριο, ή οι ιδιότητές του άρχιζαν να αλλάζουν καθώς κοιτάζαμε σε μεγαλύτερες αποστάσεις, οι μετρήσεις μας αυτών των φαινομένων θα το αποκάλυπταν. Η παρατηρούμενη χωρική επίπεδης του Σύμπαντος μας λέει ότι δεν είναι ούτε θετικά ούτε αρνητικά κυρτό με ακρίβεια 99,6%, πράγμα που σημαίνει ότι αν καμπυλώνεται πίσω στον εαυτό του, το μη παρατηρήσιμο Σύμπαν είναι τουλάχιστον 250 φορές μεγαλύτερο από το τρέχον ορατό μέρος.

Το μέγεθος των θερμών και ψυχρών σημείων, καθώς και οι κλίμακές τους, υποδεικνύουν την καμπυλότητα του… [+]Σύμπαντος. Στο μέτρο των δυνατοτήτων μας, το μετράμε ως τέλεια επίπεδο. Οι βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις και το CMB, μαζί, παρέχουν τις καλύτερες μεθόδους περιορισμού αυτού, με συνδυασμένη ακρίβεια 0,4%. Smoot Cosmology Group / LBL

Δεν θα μπορέσουμε ποτέ να δούμε οτιδήποτε κοντά σε αυτές τις εξαιρετικές αποστάσεις. Το μελλοντικό όριο ορατότητας θα μας οδηγήσει σε αποστάσεις που σήμερα είναι 61 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά, αλλά όχι παραπέρα. Θα αποκαλύψει ελαφρώς περισσότερο από τον διπλάσιο όγκο του Σύμπαντος που μπορούμε να παρατηρήσουμε σήμερα. Το μη παρατηρήσιμο Σύμπαν, από την άλλη, πρέπει να έχει διάμετρο τουλάχιστον 23 τρισεκατομμύρια έτη φωτός, και να περιέχει όγκο χώρου πάνω από 15 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερο από τον όγκο που μπορούμε να παρατηρήσουμε.

Η προσομοιωμένη δομή μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος δείχνει περίπλοκα μοτίβα συγκέντρωσης που… [+]δεν επαναλαμβάνονται ποτέ. Αλλά από την οπτική μας, μπορούμε να δούμε μόνο έναν πεπερασμένο όγκο του Σύμπαντος, ο οποίος φαίνεται ομοιογενής στις μεγαλύτερες κλίμακες. V. Springel et al., MPA Garching, και η Προσομοίωση Millenium

Ταυτόχρονα που αναλογιζόμαστε το Σύμπαν πέρα από τα όρια της παρατήρησής μας, αξίζει να θυμόμαστε πόσο λίγο από αυτό το Σύμπαν μπορούμε πραγματικά να προσεγγίσουμε ή να επισκεφτούμε. Όλα όσα ανυπομονούμε να δούμε βασίζονται στο φως που είχε ήδη εκπέμψει πριν πολλά δισεκατομμύρια χρόνια: κοντά στη Μεγάλη Έκρηξη χρονικά. Όπως είναι σήμερα, ακόμα κι αν φύγαμε αμέσως με την ταχύτητα του φωτός, δεν θα μπορέσουμε να φτάσουμε σχεδόν σε όλους τους γαλαξίες σε όλο το διάστημα.

Η σκοτεινή ενέργεια προκαλεί το Σύμπαν να μην διαστέλλεται μόνο, αλλά και οι μακρινοί γαλαξίες να επιταχύνουν στη φαινομενική απομάκρυνσή τους από εμάς. Αν και υπάρχουν συνολικά 4,7 τρισεκατομμύρια γαλαξίες που κάποτε θα μπορέσουμε να παρατηρήσουμε μέχρι απόσταση 61 δισεκατομμυρίων ετών φωτός, το όριο του τι μπορούμε να προσεγγίσουμε σήμερα είναι πολύ πιο μετριοπαθές.

Το παρατηρήσιμο (κίτρινο, περιέχει 2 τρισεκατομμύρια γαλαξίες) και το προσεγγίσιμο (ματζέντα, περιέχει 66… [+]δισεκατομμύρια γαλαξίες) τμήμα του Σύμπαντος, τα οποία είναι αυτά που είναι χάρη στη διαστολή του χώρου και στα ενεργειακά συστατικά του Σύμπαντος. Πέρα από τον κίτρινο κύκλο υπάρχει ένας ακόμη μεγαλύτερος (φανταστικός) που περιέχει 4,7 τρισεκατομμύρια γαλαξίες, το μέγιστο τμήμα του Σύμπαντος που θα είναι προσβάσιμο σε εμάς στο μακρινό μέλλον. E. Siegel, βασισμένο σε εργασία των χρηστών Wikimedia Commons Azcolvin 429 και Frédéric MICHEL

Μόνο οι γαλαξίες σε απόσταση περίπου 15 δισεκατομμυρίων ετών φωτός, ή το ένα τέταρτο της ακτίνας στο μελλοντικό όριο ορατότητας, μπορούν να προσεγγιστούν σήμερα, που ισοδυναμεί με περίπου 66 δισεκατομμύρια γαλαξίες μόνο. Αυτό είναι μόλις το 1,4% του συνολικού αριθμού γαλαξιών που θα γίνουν ποτέ ορατοί σε εμάς. Με άλλα λόγια, στο μέλλον, θα έχουμε συνολικά 4,7 τρισεκατομμύρια γαλαξίες να παρατηρήσουμε. Οι περισσότεροι από αυτούς θα εμφανίζονται σε εμάς μόνο όπως ήταν στο πολύ μακρινό παρελθόν, και οι περισσότεροι από αυτούς δεν θα μπορέσουν ποτέ να μας δουν όπως είμαστε σήμερα. Από όλους αυτούς τους γαλαξίες που κάποτε θα δούμε, 4,634 τρισεκατομμύρια είναι ήδη για πάντα απρόσιτοι, ακόμη και με την ταχύτητα του φωτός.

Μπορεί να παρατηρήσετε ένα ενδιαφέρον γεγονός: το μελλοντικό όριο ορατότητας είναι ακριβώς ίσο με το προσεγγίσιμο όριο (των 15 δισεκατομμυρίων ετών φωτός) συν το τρέχον όριο ορατότητας (των 46 δισεκατομμυρίων ετών φωτός). Αυτό δεν είναι σύμπτωση· το φως που τελικά θα φτάσει σε εμάς βρίσκεται σήμερα ακριβώς σε εκείνο το προσεγγίσιμο όριο, μετά από ταξίδι 46 δισεκατομμυρίων ετών φωτός από τη Μεγάλη Έκρηξη. Κάποτε, πολύ μακριά στο μέλλον, θα φτάσει στα μάτια μας. Με κάθε στιγμή που περνά, πλησιάζουμε όλο και περισσότερο στην απόλυτη κοσμική μας οπτική, καθώς το φως των τελευταίων γαλαξιακών υπολειμμάτων συνεχίζει το αναπόφευκτο ταξίδι του προς εμάς στο επεκτεινόμενο Σύμπαν.

Διαβάστε περισσότερα

Είμαι διδακτορικός αστροφυσικός, συγγραφέας και επιστημονικός επικοινωνιολόγος, διδάσκοντας φυσική και αστρονομία σε διάφορα κολλέγια. Έχω κερδίσει πολλά βραβεία για επιστημονική συγγραφή από το 2008 για το ιστολόγιό μου, Starts With A Bang (http://www.forbes.com/sites/startswithabang/), συμπεριλαμβανομένου του βραβείου για το καλύτερο επιστημονικό blog από το Institute of Physics. Τα δύο βιβλία μου, Treknology: Η Επιστήμη του Star Trek από τα Tricorders μέχρι το Warp Drive (http://amzn.to/2eW5nhO), Beyond the Galaxy: Πώς η ανθρωπότητα κοίταξε πέρα από τον Γαλαξία μας και ανακάλυψε ολόκληρο το Σύμπαν (http://www.worldscientific.com/worldscibooks/10.1142/9547#t=aboutBook), είναι διαθέσιμα προς αγορά στο Amazon (http://amzn.to/1SQHXsU). Ακολουθήστε με στο Twitter @startswithabang (http://twitter.com/startswithabang).

Τι είναι το Σύμπαν

What is the Universe?

Το σύμπαν είναι τα πάντα. Περιλαμβάνει όλο τον χώρο και όλη την ύλη και την ενέργεια που περιέχει ο χώρος. Περιλαμβάνει ακόμη και τον ίδιο τον χρόνο και, φυσικά, περιλαμβάνει και εσένα.

Η Γη και η Σελήνη είναι μέρος του σύμπαντος, όπως και οι άλλοι πλανήτες και οι δεκάδες δορυφόροι τους. Μαζί με αστεροειδείς και κομήτες, οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο. Ο Ήλιος είναι ένας ανάμεσα σε εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια στον Γαλαξία μας, τον Γαλαξία Milky Way, και τα περισσότερα από αυτά τα αστέρια έχουν τους δικούς τους πλανήτες, γνωστούς ως εξωπλανήτες.

Ο Γαλαξίας του Milky Way είναι μόνο ένας από δισεκατομμύρια γαλαξίες στο παρατηρήσιμο σύμπαν — όλοι τους, συμπεριλαμβανομένου και του δικού μας, πιστεύεται ότι έχουν υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες στο κέντρο τους. Όλα τα αστέρια σε όλους τους γαλαξίες και όλα τα άλλα πράγματα που οι αστρονόμοι δεν μπορούν καν να παρατηρήσουν είναι όλα μέρος του σύμπαντος. Είναι, απλά, τα πάντα.

Η νεφέλη σχηματισμού αστέρων W51 είναι μία από τις μεγαλύτερες «μηχανές αστέρων» στον Γαλαξία μας. «Μηχανές αστέρων» όπως αυτή μπορούν να λειτουργούν για εκατομμύρια χρόνια. Η σπηλαιώδης κόκκινη περιοχή στη δεξιά πλευρά της W51 είναι παλαιότερη, όπως φαίνεται από το γεγονός ότι έχει ήδη διαμορφωθεί από ανέμους γενεών τεράστιων αστέρων (τουλάχιστον 10 φορές τη μάζα του Ήλιου μας). Η σκόνη και το αέριο στην περιοχή σαρώνεται ακόμη περισσότερο όταν αυτά τα αστέρια πεθαίνουν και εκρήγνυνται ως υπερκαινοφανείς. Στη νεότερη αριστερή πλευρά της νεφέλης, πολλά αστέρια μόλις αρχίζουν να καθαρίζουν το αέριο και τη σκόνη. NASA/JPL-Caltech

Αν και το σύμπαν μπορεί να φαίνεται ένας παράξενος τόπος, δεν είναι μακρινός. Όπου κι αν βρίσκεσαι αυτή τη στιγμή, το εξωτερικό διάστημα είναι μόνο 62 μίλια (100 χιλιόμετρα) μακριά. Ημέρα ή νύχτα, είτε είσαι μέσα είτε έξω, είτε κοιμάσαι, τρως γεύμα ή χαζεύεις στην τάξη, το εξωτερικό διάστημα είναι λίγες δεκάδες μίλια πάνω από το κεφάλι σου. Είναι και κάτω σου. Περίπου 8.000 μίλια (12.800 χιλιόμετρα) κάτω από τα πόδια σου — στην αντίθετη πλευρά της Γης — υπάρχει το αδυσώπητο κενό και η ακτινοβολία του διαστήματος.

Στην πραγματικότητα, βρίσκεσαι τεχνικά στο διάστημα αυτή τη στιγμή. Οι άνθρωποι λένε «στο διάστημα» σαν να είναι εκεί και εμείς εδώ, σαν η Γη να είναι ξεχωριστή από το υπόλοιπο σύμπαν. Αλλά η Γη είναι ένας πλανήτης, και βρίσκεται στο διάστημα και είναι μέρος του σύμπαντος όπως και οι άλλοι πλανήτες. Απλώς συμβαίνει ότι υπάρχει ζωή εδώ και το περιβάλλον κοντά στην επιφάνεια αυτού του συγκεκριμένου πλανήτη είναι φιλόξενο για ζωή όπως τη γνωρίζουμε. Η Γη είναι μια μικρή, εύθραυστη εξαίρεση στο σύμπαν. Για τους ανθρώπους και τα άλλα όντα που ζουν στον πλανήτη μας, σχεδόν ολόκληρο το σύμπαν είναι ένα εχθρικό και αδυσώπητο περιβάλλον.

>> Αληθινή έγχρωμη εικόνα της Γης

Αυτή η αληθινή έγχρωμη εικόνα δείχνει τη Βόρεια και τη Νότια Αμερική όπως θα φαίνονταν από το διάστημα, 22.000 μίλια (35.000 χιλιόμετρα) πάνω από τη Γη. Η εικόνα είναι ένας συνδυασμός δεδομένων από δύο δορυφόρους. Το όργανο Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) στο δορυφόρο Terra της NASA συγκέντρωσε δεδομένα για την επιφάνεια της γης σε 16 ημέρες, ενώ ο δορυφόρος NOAA Geostationary Operational Environmental Satellite (GOES) παρήγαγε μια στιγμιαία εικόνα των νεφών της Γης και της Σελήνης. Reto Stöckli, Nazmi El Saleous και Marit Jentoft-Nilsen, NASA GSFC

Πόσο παλιά είναι η Γη;

Ο πλανήτης μας, η Γη, είναι μια όαση όχι μόνο στο χώρο, αλλά και στον χρόνο. Μπορεί να φαίνεται μόνιμη, αλλά ολόκληρος ο πλανήτης είναι ένα περαστικό πράγμα στη διάρκεια ζωής του σύμπαντος. Για σχεδόν τα δύο τρίτα του χρόνου από την αρχή του σύμπαντος, η Γη δεν υπήρχε καν. Ούτε θα διαρκέσει για πάντα στην τρέχουσα κατάστασή της. Πολλά δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, ο Ήλιος θα διασταλεί, καταπίνοντας τον Ερμή και την Αφροδίτη, και γεμίζοντας τον ουρανό της Γης. Ίσως ακόμη διασταλεί αρκετά ώστε να καταπιεί και τη Γη. Είναι δύσκολο να είμαστε βέβαιοι. Μετά από όλα, οι άνθρωποι μόλις άρχισαν να αποκρυπτογραφούν το σύμπαν.

Ενώ το μακρινό μέλλον είναι δύσκολο να προβλεφθεί με ακρίβεια, το μακρινό παρελθόν είναι λίγο πιο σαφές. Μελετώντας τη ραδιενεργό διάσπαση των ισοτόπων στη Γη και στους αστεροειδείς, οι επιστήμονες έχουν μάθει ότι ο πλανήτης μας και το ηλιακό σύστημα σχηματίστηκαν πριν περίπου 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια.

Πόσο παλιό είναι το σύμπαν;

Το σύμπαν, από την άλλη, φαίνεται να είναι περίπου 13,8 δισεκατομμυρίων ετών. Οι επιστήμονες κατέληξαν σε αυτόν τον αριθμό μετρώντας την ηλικία των παλαιότερων αστέρων και τον ρυθμό με τον οποίο διαστέλλεται το σύμπαν. Μέτρησαν επίσης τη διαστολή παρατηρώντας την μετατόπιση Doppler στο φως από γαλαξίες, οι οποίοι σχεδόν όλοι κινούνται μακριά από εμάς και ο ένας από τον άλλο. Όσο πιο μακριά είναι οι γαλαξίες, τόσο πιο γρήγορα απομακρύνονται. Κάποιος θα περίμενε η βαρύτητα να επιβραδύνει την κίνηση των γαλαξιών μεταξύ τους, αλλά αντίθετα επιταχύνουν και οι επιστήμονες δεν γνωρίζουν γιατί. Στο μακρινό μέλλον, οι γαλαξίες θα βρίσκονται τόσο μακριά που το φως τους δεν θα είναι ορατό από τη Γη.

Με άλλα λόγια, η ύλη, η ενέργεια και τα πάντα στο σύμπαν (συμπεριλαμβανομένου και του ίδιου του χώρου) ήταν πιο συμπαγή το προηγούμενο Σάββατο από ό,τι είναι σήμερα. Το ίδιο μπορεί να λεχθεί για οποιοδήποτε σημείο στο παρελθόν — πέρυσι, πριν ένα εκατομμύριο χρόνια, πριν ένα δισεκατομμύριο χρόνια. Αλλά το παρελθόν δεν συνεχίζεται επ’ άπειρον.

Μετρώντας την ταχύτητα των γαλαξιών και τις αποστάσεις τους από εμάς, οι επιστήμονες έχουν διαπιστώσει ότι αν μπορούσαμε να γυρίσουμε αρκετά πίσω, πριν σχηματιστούν οι γαλαξίες ή πριν τα αστέρια αρχίσουν να συνδυάζουν το υδρογόνο σε ήλιο, τα πράγματα ήταν τόσο κοντά και ζεστά που δεν μπορούσαν να σχηματιστούν άτομα και τα φωτόνια δεν είχαν πού να πάνε. Λίγο πιο πίσω στο χρόνο, όλα βρίσκονταν στο ίδιο σημείο. Ή στην πραγματικότητα, ολόκληρο το σύμπαν (όχι μόνο η ύλη σε αυτό) ήταν ένα σημείο.

Μην αφιερώσετε πολύ χρόνο σκεπτόμενοι μια αποστολή για να επισκεφθείτε το σημείο όπου γεννήθηκε το σύμπαν, καθώς ένας άνθρωπος δεν μπορεί να επισκεφθεί το μέρος όπου συνέβη η Μεγάλη Έκρηξη. Δεν συνέβη κάτι σαν το σύμπαν να ήταν ένας σκοτεινός, άδειος χώρος και μια έκρηξη να έλαβε χώρα μέσα σε αυτόν, από την οποία προήλθε όλη η ύλη. Το σύμπαν δεν υπήρχε. Ο χώρος δεν υπήρχε. Ο χρόνος είναι μέρος του σύμπαντος, επομένως δεν υπήρχε. Ο χρόνος, επίσης, άρχισε με τη Μεγάλη Έκρηξη. Ο ίδιος ο χώρος επεκτάθηκε από ένα μόνο σημείο στο τεράστιο σύμπαν καθώς το σύμπαν διαστελλόταν με την πάροδο του χρόνου.

Από τι αποτελείται το σύμπαν;

Το σύμπαν περιέχει όλη την ενέργεια και την ύλη που υπάρχει. Μεγάλο μέρος της παρατηρήσιμης ύλης στο σύμπαν παίρνει τη μορφή μεμονωμένων ατόμων υδρογόνου, το οποίο είναι το απλούστερο ατομικό στοιχείο, φτιαγμένο μόνο από ένα πρωτόνιο και ένα ηλεκτρόνιο (αν το άτομο περιέχει επίσης ένα νετρόνιο, ονομάζεται δευτέριο). Δύο ή περισσότερα άτομα που μοιράζονται ηλεκτρόνια σχηματίζουν ένα μόριο. Πολλά τρισεκατομμύρια άτομα μαζί αποτελούν ένα σωματίδιο σκόνης. Συμπιέστε μερικούς τόνους άνθρακα, πυριτίου, οξυγόνου, πάγου και λίγων μετάλλων, και έχετε έναν αστεροειδή. Ή συλλέξτε 333.000 μάζες της Γης σε υδρογόνο και ήλιο και έχετε ένα αστέρι σαν τον Ήλιο.

Για πρακτικούς λόγους, οι άνθρωποι κατηγοριοποιούν τις συσσωματώσεις ύλης με βάση τα χαρακτηριστικά τους. Γαλαξίες, σμήνη αστέρων, πλανήτες, νάνοι πλανήτες, πλανήτες περιπλανώμενοι, φεγγάρια, δαχτυλίδια, δαχτυλιδίτσες, κομήτες, μετεωρίτες — όλα είναι συλλογές ύλης που παρουσιάζουν διαφορετικά χαρακτηριστικά μεταξύ τους αλλά υπακούουν στους ίδιους φυσικούς νόμους.

Οι επιστήμονες έχουν αρχίσει να μετράνε αυτές τις συσσωματώσεις ύλης και οι αριθμοί που προκύπτουν είναι εντυπωσιακοί. Ο γαλαξίας μας, ο Γαλαξίας Milky Way, περιέχει τουλάχιστον 100 δισεκατομμύρια αστέρια, και το παρατηρήσιμο σύμπαν περιέχει τουλάχιστον 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες. Αν όλοι οι γαλαξίες ήταν ίδιου μεγέθους, αυτό θα μας έδινε 10 χιλιάδες δισεκατομμύρια δισεκατομμύρια (ή 10 εξάκις εκατομμύρια) αστέρια στο παρατηρήσιμο σύμπαν.

Αλλά το σύμπαν φαίνεται επίσης να περιέχει πολύ ύλη και ενέργεια που δεν μπορούμε να δούμε ή να παρατηρήσουμε άμεσα. Όλα τα αστέρια, οι πλανήτες, οι κομήτες, οι θαλάσσιοι ενυδρίδες, οι μαύρες τρύπες και τα σκαθάρια κόπρου μαζί αντιπροσωπεύουν λιγότερο από το 5% των πραγμάτων στο σύμπαν. Περίπου το 27% του υπόλοιπου είναι σκοτεινή ύλη και το 68% είναι σκοτεινή ενέργεια, από τα οποία κανένα δεν κατανοείται ακόμη και λίγο. Το σύμπαν όπως το κατανοούμε δεν θα λειτουργούσε αν η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια δεν υπήρχαν, και ονομάζονται «σκοτεινά» επειδή οι επιστήμονες δεν μπορούν να τα παρατηρήσουν άμεσα. Τουλάχιστον όχι ακόμα.

Δύο όψεις από το Hubble του τεράστιου σμήνους γαλαξιών Cl 0024+17 (ZwCl 0024+1652) εμφανίζονται. Στα αριστερά είναι η εικόνα στο ορατό φως με παράξενα μπλε τόξα να εμφανίζονται ανάμεσα στους κιτρινωπούς γαλαξίες. Αυτά είναι μεγεθυμένες και παραμορφωμένες εικόνες γαλαξιών που βρίσκονται μακριά πίσω από το σμήνος. Το φως τους κάμπτεται και ενισχύεται από την τεράστια βαρύτητα του σμήνους σε μια διαδικασία που ονομάζεται βαρυτική εστίαση του φωτός με φακό (gravitational lensing). Στα δεξιά, προστέθηκε μια μπλε σκίαση για να υποδείξει την τοποθεσία αόρατου υλικού που ονομάζεται σκοτεινή ύλη, η οποία απαιτείται μαθηματικά για να εξηγηθεί η φύση και η θέση των γαλαξιών που φαίνονται βαρυτικά εστιασμένοι. NASA, ESA, M.J. Jee και H. Ford (Johns Hopkins University)

Πώς έχει αλλάξει η άποψή μας για το σύμπαν με την πάροδο του χρόνου;

Η ανθρώπινη κατανόηση του τι είναι το σύμπαν, πώς λειτουργεί και πόσο απέραντο είναι, έχει αλλάξει με την πάροδο των αιώνων. Για αμέτρητες γενιές, οι άνθρωποι είχαν λίγα ή καθόλου μέσα για να κατανοήσουν το σύμπαν. Οι μακρινοί πρόγονοί μας βασίζονταν αντίθετα σε μύθους για να εξηγήσουν την προέλευση των πάντων. Επειδή οι πρόγονοί μας τους επινόησαν, οι μύθοι αντικατοπτρίζουν τις ανθρώπινες ανησυχίες, ελπίδες, φιλοδοξίες ή φόβους και όχι τη φύση της πραγματικότητας.

Ωστόσο, πριν από μερικούς αιώνες, οι άνθρωποι άρχισαν να εφαρμόζουν τα μαθηματικά, τη γραφή και νέες ερευνητικές αρχές στην αναζήτηση γνώσης. Αυτές οι αρχές βελτιώθηκαν με την πάροδο του χρόνου, όπως και τα επιστημονικά εργαλεία, αποκαλύπτοντας τελικά ενδείξεις για τη φύση του σύμπαντος. Μόλις λίγους αιώνες πριν, όταν οι άνθρωποι άρχισαν συστηματικά να ερευνούν τη φύση των πραγμάτων, η λέξη «επιστήμονας» δεν υπήρχε καν (οι ερευνητές ονομάζονταν «φυσικοί φιλόσοφοι» για κάποιο διάστημα). Από τότε, η γνώση μας για το σύμπαν έχει προχωρήσει επανειλημμένα. Μόλις πριν από περίπου έναν αιώνα οι αστρονόμοι παρατήρησαν για πρώτη φορά γαλαξίες πέρα από τον δικό μας, και μόλις μισό αιώνα έχει περάσει από τότε που οι άνθρωποι άρχισαν να στέλνουν διαστημόπλοια σε άλλους κόσμους.

Σε διάρκεια μιας μόνο ανθρώπινης ζωής, οι διαστημικές αποστολές έχουν ταξιδέψει στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα και έχουν στείλει τις πρώτες κοντινές εικόνες των τεσσάρων γιγάντιων εξωτερικών πλανητών και των αμέτρητων φεγγαριών τους· ρομπότ κινούνταν στην επιφάνεια του Άρη για πρώτη φορά· οι άνθρωποι κατασκεύασαν έναν μόνιμα επανδρωμένο, σε τροχιά γύρω από τη Γη, διαστημικό σταθμό· και τα πρώτα μεγάλα διαστημικά τηλεσκόπια προσέφεραν συγκλονιστικές εικόνες πιο απομακρυσμένων περιοχών του σύμπαντος από ποτέ. Στις αρχές του 21ου αιώνα μόνο, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν χιλιάδες πλανήτες γύρω από άλλα αστέρια, ανίχνευσαν βαρυτικά κύματα για πρώτη φορά και παρήγαγαν την πρώτη εικόνα μιας μαύρης τρύπας.

Χρησιμοποιώντας το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων (Event Horizon Telescope), οι επιστήμονες απέκτησαν μια εικόνα της μαύρης τρύπας στο κέντρο του γαλαξία M87. Συνεργασία Event Horizon Telescope et al.

Με την συνεχή πρόοδο της τεχνολογίας και της γνώσης, και χωρίς έλλειψη φαντασίας, οι άνθρωποι συνεχίζουν να αποκαλύπτουν τα μυστικά του σύμπαντος. Νέες ενδείξεις και εμπνευσμένες ιδέες βοηθούν σε αυτή την προσπάθεια, και επίσης προκύπτουν από αυτήν. Δεν έχουμε στείλει ακόμα διαστημική αποστολή ούτε στον πιο κοντινό από τους δισεκατομμύρια άλλους αστέρες στον γαλαξία. Οι άνθρωποι δεν έχουν ακόμη εξερευνήσει όλους τους κόσμους στο δικό μας ηλιακό σύστημα. Με λίγα λόγια, το μεγαλύτερο μέρος του σύμπαντος που μπορεί να γίνει γνωστό παραμένει άγνωστο.

Το σύμπαν είναι σχεδόν 14 δισεκατομμυρίων ετών, το ηλιακό μας σύστημα είναι 4,6 δισεκατομμυρίων ετών, η ζωή στη Γη υπάρχει εδώ και περίπου 3,8 δισεκατομμύρια χρόνια, και οι άνθρωποι υπάρχουν μόνο για μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Με άλλα λόγια, το σύμπαν υπάρχει περίπου 56.000 φορές περισσότερο από ό,τι το είδος μας. Με αυτό το μέτρο, σχεδόν όλα όσα έχουν συμβεί έγιναν πριν υπάρξουν οι άνθρωποι. Οπότε φυσικά έχουμε πάρα πολλές ερωτήσεις — με κοσμικούς όρους, μόλις φτάσαμε.

Οι πρώτες μας δεκαετίες εξερεύνησης του ίδιου μας του ηλιακού συστήματος είναι απλώς μια αρχή. Από εδώ και πέρα, μέσα σε μία μόνο ανθρώπινη ζωή από τώρα, η κατανόησή μας για το σύμπαν και τη θέση μας σε αυτό θα έχει αναμφίβολα αναπτυχθεί και εξελιχθεί με τρόπους που σήμερα μπορούμε μόνο να φανταστούμε.

Επόμενο: Η Αναζήτηση της Ζωής: Είμαστε Μόνοι;

Πού βρίσκεται το άκρο του Σύμπαντος

URL: https://www.discovermagazine.com/the-sciences/where-is-the-edge-of-the-universe

Πού βρίσκεται το άκρο του Σύμπαντος; Ίσως να μην το μάθουμε ποτέ. Από τον Eric Betz, 6 Νοεμβρίου 2020, 10:45 μ.μ.

Αυτή η ιστορία εμφανίστηκε αρχικά στο τεύχος Δεκεμβρίου του περιοδικού Discover ως «Είναι το Σύμπαν άπειρο;»

Όταν ο Γαλιλαίος Γαλιλέι έστρεψε το πρώτο του τηλεσκόπιο προς τον ουρανό το 1610, ανακάλυψε «συστάδες αμέτρητων αστέρων» κρυμμένες στη ζώνη φωτός που ονομάζεται Γαλαξίας Milky Way. Το σύμπαν μας μεγάλωσε εκθετικά εκείνη την ημέρα. Περίπου τρεις αιώνες αργότερα, τα κοσμικά όρια διευρύνθηκαν ξανά όταν οι αστρονόμοι κατασκεύασαν τηλεσκόπια αρκετά μεγάλα ώστε να δείξουν ότι ο Γαλαξίας Milky Way είναι απλώς ένα από πολλά «νησιωτικά σύμπαντα». Σύντομα έμαθαν ότι το σύμπαν διαστέλλεται επίσης, με τους γαλαξίες να απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο με ολοένα και πιο επιταχυνόμενες ταχύτητες.

Από τότε, ολοένα μεγαλύτερα τηλεσκόπια έχουν δείξει ότι το παρατηρήσιμο σύμπαν εκτείνεται σε ένα αδιανόητο εύρος 92 δισεκατομμυρίων ετών φωτός {8.69612 x 10^24 χιλιόμετρα} και περιέχει ίσως 2 τρισεκατομμύρια γαλαξίες. Κι όμως, οι αστρονόμοι εξακολουθούν να αναρωτιούνται πόσο περισσότερο σύμπαν υπάρχει εκεί έξω, πέρα από αυτό που παρατηρούν.

«Το σύμπαν ήταν πάντα ελαφρώς μεγαλύτερο από αυτό που μπορούμε να δούμε», λέει η Virginia Trimble του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας στο Irvine, αστρονόμος και ειδική στην ιστορία του πεδίου.

Η κατασκευή μεγαλύτερων τηλεσκοπίων δεν θα βοηθήσει πλέον στην επέκταση του κοσμικού ορίζοντα. «Τα τηλεσκόπια παρατηρούν μόνο το παρατηρήσιμο. Δεν μπορείς να δεις πιο πίσω στον χρόνο από την ηλικία του σύμπαντος», εξηγεί ο βραβευμένος με Νόμπελ κοσμολόγος John Mather από το Goddard Space Flight Center της NASA, ο οποίος είναι επίσης επικεφαλής επιστήμονας του Διαστημικού Τηλεσκοπίου James Webb. «Άρα είμαστε πλήρως περιορισμένοι. Έχουμε ήδη δει όσο πιο μακριά μπορείς να φανταστείς.» Στο άκρο, βλέπουμε την υπολειμματική λάμψη από τη Μεγάλη Έκρηξη — τη λεγόμενη κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB). Αλλά αυτό δεν είναι κάποιο μαγικό όριο του σύμπαντος. Το σύμπαν μας συνεχίζεται. Απλώς ίσως να μην μάθουμε ποτέ πόσο μακριά.

Τις τελευταίες δεκαετίες, οι κοσμολόγοι προσπάθησαν να λύσουν αυτό το μυστήριο καθορίζοντας πρώτα το σχήμα του σύμπαντος, όπως ο αρχαίος Έλληνας μαθηματικός Ερατοσθένης υπολόγισε το μέγεθος της Γης χρησιμοποιώντας απλή τριγωνομετρία. Θεωρητικά, το σύμπαν μας μπορεί να έχει ένα από τρία πιθανά σχήματα, καθένα από τα οποία εξαρτάται από την καμπυλότητα του ίδιου του χώρου: σαμαροειδές (αρνητική καμπυλότητα), σφαιρικό (θετική καμπυλότητα) ή επίπεδο (καμία καμπυλότητα).

Λίγοι έχουν υποστηρίξει ένα σαμαροειδές σύμπαν, αλλά ένα σφαιρικό σύμπαν φαίνεται λογικό σε εμάς τους κατοίκους της Γης. Η Γη είναι στρογγυλή, όπως και ο Ήλιος και οι πλανήτες. Ένα σφαιρικό σύμπαν θα σου επέτρεπε να ταξιδεύεις στο διάστημα προς οποιαδήποτε κατεύθυνση και να καταλήγεις πίσω στο σημείο εκκίνησης, όπως το πλήρωμα του Φερδινάνδου Μαγγελάνου που έκανε τον περίπλου της Γης. Ο Αϊνστάιν ονόμασε αυτό το μοντέλο «πεπερασμένο αλλά χωρίς όρια σύμπαν».

Αλλά από τα τέλη της δεκαετίας του 1980, μια σειρά από τροχιακά παρατηρητήρια που κατασκευάστηκαν για να μελετήσουν την CMB έκαναν ολοένα και πιο ακριβείς μετρήσεις, δείχνοντας ότι ο χώρος δεν έχει καθόλου καμπυλότητα. Είναι επίπεδο μέχρι τα όρια της ακρίβειας των μετρήσεων των αστρονόμων — αν είναι σφαίρα, είναι τόσο τεράστια που ακόμη και ολόκληρο το παρατηρήσιμο σύμπαν δεν εμφανίζει καμία καμπυλότητα.

«Το σύμπαν είναι επίπεδο σαν ένα [ατελείωτο] φύλλο χαρτιού», λέει ο Mather. «Σύμφωνα με αυτό, θα μπορούσες να συνεχίσεις απεριόριστα προς οποιαδήποτε κατεύθυνση και το σύμπαν θα ήταν περίπου το ίδιο.» Δεν θα έφτανες ποτέ σε ένα άκρο αυτού του επίπεδου σύμπαντος· θα έβρισκες απλώς όλο και περισσότερους γαλαξίες.

Αυτό είναι αποδεκτό από τους περισσότερους αστρονόμους. Ένα επίπεδο σύμπαν συμφωνεί τόσο με την παρατήρηση όσο και με τη θεωρία, και έτσι η ιδέα βρίσκεται πλέον στον πυρήνα της σύγχρονης κοσμολογίας.

Το πρόβλημα είναι ότι, σε αντίθεση με ένα σφαιρικό σύμπαν, ένα επίπεδο μπορεί να είναι άπειρο — ή και όχι. Και δεν υπάρχει πραγματικός τρόπος να διακρίνουμε τη διαφορά. «Τι θα μπορούσες να παρατηρήσεις για να δεις αν υπάρχει άπειρο σύμπαν;» λέει η Trimble. «Κανείς δεν γνωρίζει πραγματικά.»

Έτσι, οι αστρονόμοι ελπίζουν ότι η απάντηση μπορεί να προκύψει από τη θεωρία — ένα μοντέλο που θα μπορούσε να προσφέρει έμμεση απόδειξη προς τη μία ή την άλλη κατεύθυνση. Για παράδειγμα, το Καθιερωμένο Πρότυπο της φυσικής προέβλεψε την ύπαρξη πολλών σωματιδίων, όπως το μποζόνιο Higgs, χρόνια πριν αυτά ανακαλυφθούν πραγματικά. Ωστόσο, οι φυσικοί υπέθεταν ότι αυτά τα σωματίδια ήταν πραγματικά.

«Αν έχεις μια καλή περιγραφή για όλα όσα έχεις παρατηρήσει μέχρι τώρα και αυτή προβλέπει ότι κάτι είναι αληθές, τότε αναμένεις ότι είναι», λέει η Trimble. «Έτσι σκέφτονται οι περισσότεροι επιστήμονες για το πώς λειτουργεί η επιστήμη.»