διπλός κόσμος
| 2 |
|---|
Η μεγάλη κλίμακα δομή του σύμπαντος.
...Αν ο δεύτερος κόσμος βλέπει την επέκτασή του να εμποδίζεται από τον δικό μας, επιβραδύνεται, η πυκνότητά του r* διατηρείται σε υψηλότερη τιμή, και η θερμοκρασία του είναι επίσης υψηλότερη. Επομένως αποφασίζουμε να μελετήσουμε τη βαρυτική αστάθεια σε ένα σύστημα που αποτελείται από δύο πληθυσμούς, αυτο-ελκόμενους, αλλά που αλληλοαπωθούνται.
...Σύμφωνα με τη θεωρία, είναι η πιο πυκνή που αντιδρά πιο γρήγορα και πιο δραστικά. Αυτή θα δώσει, μέσω βαρυτικής αστάθειας, συσσωρεύσεις «φαντασμαγορικής ύλης».
...Τι είναι η βαρυτική αστάθεια, που μελετήθηκε για πρώτη φορά από τον Σερ Τζέιμς Τζίνς, ήδη αναφερθέντα;
...Θεωρούμε ένα μέσο που έχει πυκνότητα r και στο οποίο τα στοιχεία του κινούνται με μια συγκεκριμένη θερμική ταχύτητα Vth, και προσπαθούμε να μελετήσουμε την αύξηση ή τη διάσπαση πιθανών διαταραχών στην πυκνότητα. Υποθέτουμε ότι κάπου έχει δημιουργηθεί μια υπερπυκνότητα διαμέτρου f.
...Η θερμική δραστηριότητα θα προσπαθήσει φυσικά να διαλύσει αυτή τη διαταραχή. Σε πόσο χρόνο; Σε χρόνο της τάξης του
...Του χρόνου που χρειάζεται ένα άτομο για να διανύσει την απόσταση f, επομένως και του χρόνου που χρειάζεται αυτή η συσσώρευση για να διπλασιάσει τη διάμετρό της.
...Φανταστείτε ότι η θερμική ταχύτητα είναι μηδέν. Τα άτομα αλληλοελκόνται. Αυτή η συσσώρευση θα έχει την τάση να πέσει πάνω στον εαυτό της. Γνωρίζουμε πώς να υπολογίσουμε τον χρόνο που χρειάζεται για να συστραφεί. Στην πραγματικότητα, ένας «σκόνης νέφος» που καταρρέει πάνω στον εαυτό του μοιάζει με το Big Bang, ανάποδα:
...Συγκρίνουμε τώρα αυτούς τους δύο χρόνους.
...Θα υπάρξει συσσωρεύση μιας διαταραχής, αν ο χρόνος συσσώρευσης είναι μικρότερος από τον χρόνο αυτοδιάσπασης, λόγω της θερμικής δραστηριότητας.
...Οι διαταραχές με διάμετρο μεγαλύτερη από μια χαρακτηριστική μήκος, που ονομάζεται μήκος Jeans Lj, θα ενισχυθούν και θα δώσουν συσσωρεύσεις, συσσωρεύσεις ύλης (clumps).
...Όταν αυτό το «κομμάτι» ύλης δημιουργείται, η ύλη συμπιέζεται και θερμαίνεται. Οι δυνάμεις πίεσης αυξάνονται και τελικά σταματούν τη διαδικασία.
...Αυτό ονομάζεται βαρυτική αστάθεια ή αστάθεια Jeans.
Για το πρότυπο μοντέλο, θα μπορούσαμε να σκεφτούμε:
- Πολύ καλά. Μετά το Big Bang, το σύμπαν, εκτεινόμενο, θα ψύχεται, και η εφαρμογή της βαρυτικής αστάθειας θα μου επιτρέψει να δημιουργήσω ένα σενάριο γένεσης των γαλαξιών και των αστέρων.
...Αν ήταν τόσο απλό, θα είχε ήδη γίνει. Στην πραγματικότητα δεν έχουμε κανένα μοντέλο γένεσης γαλαξία. Κάποιοι «πιστεύουν» ότι τα σμήνη αστέρων δημιουργήθηκαν πρώτα, μετά οι γαλαξίες, μετά οι αστέρες. Άλλοι υποστηρίζουν την αντίθετη άποψη.
...Επιπλέον, όλα αυτά συμβαίνουν σε ένα σύμπαν που εξακολουθεί να εκτείνεται έντονα. Η ανίχνευση γαλαξιών με πολύ μεγάλο redshift δείχνει ότι πρόκειται για πολύ παλιά αντικείμενα (επιβεβαιωμένη από την ηλικία των πιο παλιών αστέρων στο γαλαξία). Δεν μπορούμε να διαχειριστούμε όλα αυτά θεωρητικά.
Αλλά γνωρίζουμε δύο πρ cosa:
1: Η βαρυτική αστάθεια δεν μπορεί να εφαρμοστεί, μέχρι να αποδεσμευτεί το αέριο ύλης από το «αέριο φωτονίων», μέχρι να εξακολουθήσει το σύμπαν να είναι ιονισμένο. Πράγματι, τα φωτόνια αλληλεπιδρούν πιο έντονα με τα ελεύθερα ηλεκτρόνια (που έχουν αποσπαστεί από τα άτομα) παρά με τα ηλεκτρόνια που περιφέρονται γύρω από τα πυρήνες. Τα φωτόνια, με τον δικό τους τρόπο, σχηματίζουν «ένα αέριο». Κατά τη διάρκεια της επέκτασης, αυτό συστέλλεται, όπως και η ύλη, και έχει τη δική του πίεση, ή πίεση ακτινοβολίας. Όταν ύλη και φωτόνια είναι ισχυρά συζευγμένα, όταν μια μάζα ιονισμένου αερίου τείνει να συστραφεί, τραβάει μαζί της και αυτό το αέριο φωτονίων.
- Αλλά τα φωτόνια κινούνται με την ταχύτητα του φωτός! Πώς μια μάζα αερίου πεπερασμένης διαστάσεως μπορεί να «κρατήσει φωτόνια»;
...Κρατήση, εννοείται. Σε αυτή τη μάζα αερίου, τα φωτόνια συνεχώς απορροφώνται και αναπέμπονται. Με το ρυθμό αυτών των απορροφήσεων-αναπεμπτών, τα φωτόνια δυσκολεύονται πολύ να εγκαταλείψουν αυτή τη γαστρική μάζα. Εννοείται ότι κρατώνται κρατημένα (και είναι το ίδιο για τα φωτόνια που εκπέμπονται στο κέντρο του Ήλιου, που διασχίζουν με μεγάλη δυσκολία και αργά προς την επιφάνειά του).
...Όταν το σύμπαν έχει ηλικία λιγότερη από 500.000 χρόνια, το ακτινοβολικό φως είναι παγιδευμένο σε μάζες ιονισμένου αερίου που θα είχαν προθέσεις να δημιουργήσουν κομμάτια, και η πίεση ακτινοβολίας είναι ακόμα πολύ υψηλή για να επιτρέψει αυτές τις συσσωρεύσεις.
Συμπέρασμα: ομοιογένεια του σύμπαντος, ή περίπου ομοιογένεια μέχρι t = 500.000 χρόνια, σύμφωνα με το πρότυπο. Αν συμβεί κάτι, συμβαίνει μετά.
2: Υπάρχουν αστέρες, συγκεντρωμένοι σε γαλαξίες, που αποτελούν μια δομή σε μεγάλη κλίμακα. Κάποιοι γαλαξίες συγκεντρώνονται σε σμήνη (σμήνη Coma, σμήνη Virgo) από χιλιάδες μέλη. Αρχικά πίστευαν ότι αυτή η διαδικασία θα συνεχιζόταν σε μεγαλύτερη κλίμακα και εισήγαγαν την ιδέα των υπερσμηνών, δηλαδή σμήνη σμηνών.
...Η παρατήρηση αποκάλυψε κάτι εντελώς διαφορετικό. Στην πραγματικότητα, οι γαλαξίες διατάσσονται σχηματίζοντας κάτι που θα μπορούσαμε να αποκαλέσουμε «σαπουνόφουσκες συνδεδεμένες». Τα σμήνη γαλαξιών είναι μόνο τα «κόμβους» μιας τέτοιας διάταξης. Παρακάτω, τα αποτελέσματα της εκμετάλλευσης παρατηρήσεων (1977).
...Έτσι, οι γαλαξίες διατάσσονται, σε πολύ μεγάλη κλίμακα (Very Large Structure), γύρω από μεγάλες φυσαλίδες κενού, με χαρακτηριστική διάμετρο της τάξης των εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών φωτός.
...Ακολουθώντας μια άλλη προσέγγιση, έρευνα προσπάθησε να ανακατασκευάσει τέτοιες δομές, ξεκινώντας από μια ομοιόμορφη κατανομή ύλης (φυσικά, σε ένα μόνο σύμπαν). Η αρχική θεωρία ήταν η ανάπτυξη επίπεδων διαταραχών, σε φλοιούς (τα «πανκέκες» του Ζελντόβιτς). Αλλά τα αποτελέσματα αποδείχθηκαν απογοητευτικά. Οι προσομοιώσεις σε υπολογιστή δίνουν κάποιες κύτταρα, αλλά αυτά διασπώνται γρήγορα λόγω θερμικής δραστηριότητας. Σήμερα δεν υπάρχει πεπεισμένη θεωρία για τη δημιουργία τέτοιων σχημάτων. Το καλύτερο που μπορούμε να κάνουμε είναι να εξασφαλίσουμε τη διαρκή ύπαρξή τους, περιορισμένη, με τ