f120
| 20 |
|---|
Το "μοντέλο" της σκοτεινής ύλης (dark matter).
...Οπως είδαμε παραπάνω, η λίστα των προβλημάτων που σχετίζονται, ακόμα και μόνο με την αστροφυσική, είναι εκπληκτική. Για παράδειγμα, οι γαλαξίες περιστρέφονται πολύ γρήγορα. Η μάζα που έχει μετρηθεί είναι 3 έως 5 φορές πολύ μικρότερη για να αντισταθμίσει την κεντροφόγκο δύναμη. Η κατάσταση είναι ακόμα χειρότερη για τα σμήνη γαλαξιών. Ένα πρόβλημα πολύ παλιό, καθώς είχε παρατηρηθεί αρχικά από τον Fritz Zwicky πριν από δεκαετίες.
...Πώς να το αντιμετωπίσουμε; Πρέπει να επανεξετάσουμε το νόμο του Νεύτωνα; Κάποιοι απλά πρότειναν ότι οι γαλαξίες, τα σμήνη γαλαξιών και ακόμα και ο ολόκληρος κόσμος μπορεί να φιλοξενεί μια μάζα (που συνεισφέρει στο βαρυτικό πεδίο) που έχει παραμείνει ανύπαρκτη μέχρι τώρα. Τι θα μπορούσε να είναι; Για παράδειγμα, αστέρια πολύ αδύνατα. Ένα όνομα δόθηκε σε αυτά τα αντικείμενα: τα MACHOS (massive compact halo objects, δηλαδή αντικείμενα πυκνά και μαζικά, τοποθετημένα στο χαλάζι των γαλαξιών: το τμήμα του διαστήματος του γαλαξία που βρίσκεται μέσα και έξω από το "δίσκο"). Τρόπος ανίχνευσης: η κάλυψη πηγών που βρίσκονται στο πίσω μέρος, κυρίως αστέρια. Μέθοδος: να παρακολουθήσεις ένα πολύ μεγάλο αριθμό αστέρια και να ανακαλύψεις μειώσεις φωτεινότητας, των οποίων η εξέλιξη στο χρόνο διαφέρει από τις διακυμάνσεις που αντιστοιχούν στα μεταβλητά αστέρια.
Αποτελέσματα: απογοητευτικά.
...Άλλη υπόθεση: οι "εξωτικές σωματίδια", για παράδειγμα τα μαζικά νετρίνα (με μικρή μάζα). Ωστόσο, δεν υπάρχει μέχρι σήμερα απόδειξη για την πιθανή μάζα των νετρίνων.
....Ένας άλλος υποψήφιος, αγαπημένος από την αστροφυσικό Françoise Combes: υδρογόνο ψυχρό, σε πολύ χαμηλή θερμοκρασία, άρα σχεδόν ανεύρετο.
...Αυτή η σκοτεινή ύλη θα μπορούσε τότε να εξηγήσει τα ισχυρά φαινόμενα της βαρυτικής φακοποίησης, που φαίνεται να σχετίζονται με τους γαλαξίες και τα σμήνη γαλαξιών (τόξα βαρυτικής φακοποίησης). Πολλοί θεωρούν αυτά τα φαινόμενα ως "αποδεικτικό στοιχείο απαραβάτο" για την ύπαρξη αυτής της μη ανιχνεύσιμης ύλης.
...Είναι τόσο εύκολο να εξηγήσεις οτιδήποτε και οτιδήποτε άλλο ρίχνοντας έξυπνα τη σκοτεινή ύλη στο σύμπαν, στις κατάλληλες θέσεις. Επομένως, πρόκειται για μια τέλεια θεωρία αδ-hoc. Κάποιοι δεν ενδιαφέρονται ούτε καθόλου να δικαιολογήσουν την προέλευση αυτού του συστατικού, τη φύση του, την προέλευσή του, ούτε ακόμα να περιγράψουν τη δυναμική του, περιοριζόμενοι μόνο στο να πουν ότι πρόκειται για μια νέα αστρονομία, "όπου χαρτογραφούμε το αντιληπτό". Ομάδες εργάζονται, που έχουν αναλάβει να δημιουργήσουν χάρτες της κατανομής της σκοτεινής ύλης.
...Αυτή η σκοτεινή ύλη επιτρέπει να συνδέσουμε τη δομή σε μεγάλη κλίμακα του σύμπαντος, και έτσι να την "δικαιολογήσουμε". Σε άλλα μέρη παράγεται μια κατανομή σκοτεινής ύλης που επιτρέπει όχι μόνο να δικαιολογήσουμε τη συνοχή των γαλαξιών, αλλά και τη μορφή των καμπύλων περιστροφής τους. Αυτό δημοσιεύεται πολύ και χωρίς προβλήματα (astrophysical Journal, Astronomy and Astrophysics, κλπ...). Αναγνωρίζεται τότε η "ψυχρή σκοτεινή ύλη" και η "θερμή σκοτεινή ύλη".
Ορισμένες σπουδαστικές ιδέες φαίνεται λοιπόν "νόμιμες".
Η ερώτηση της κοσμολογικής σταθεράς και της ηλικίας του σύμπαντος.
Πρώτα να τοποθετήσουμε την προέλευσή της. Με την εξίσωση του πεδίου του:
**S = **c T
...Ο Einstein αμέσως άρχισε να κατασκευάζει ένα μοντέλο του σύμπαντος (1917). Ωστόσο, δεν γνώριζε ότι το σύμπαν ήταν αστατικό, οπότε προσπάθησε να κατασκευάσει ένα στατικό μοντέλο. Αντιμετώπισε τότε πολλά προβλήματα και πήγε να επισκεφθεί τον γάλλο μαθηματικό Elie Cartan, ο οποίος του είπε:
- Μπορείς να τροποποιήσεις την εξίσωσή σου. Προτείνω:
**S = **c T - Lg ** **
όπου **g είναι το τανυστής μετρικής και **L μια σταθερά. Έτσι η εξίσωση παραμένει καλά τανυστική και η λύση σου παραμένει αμετάβλητη ως προς τη μεταβολή των συντεταγμένων.
-
Ωστόσο, ποια είναι η φυσική σημασία αυτής της σταθεράς L;
-
Αυτό, μου φίλε, είναι το πρόβλημά σου. Εγώ είμαι μαθηματικός.....
Από μια εξίσωση πεδίου, θέτοντας την υπόθεση ότι η καμπυλότητα είναι μικρή και οι θερμικές ταχύτητες κίνησης είναι μικρότερες από την ταχύτητα του φωτός c, μπορείς να ανακτήσεις τη νευτώνεια δυναμική. Η δύναμη του Newton έτσι έχει έναν διορθωτικό όρο:
...Αυτός ο διορθωτικός όρος είναι ανάλογος με την απόσταση. Η έκφραση "απωστική δύναμη του κενού" χρησιμοποιείται συχνά (ή ελκτική, ανάλογα με το πρόσημο που επιλέγεται για αυτή την τυχαία σταθερά L).
...Αυτή η απωστική δύναμη του κενού ήταν η κλειδί που επέτρεψε στο στατικό σύμπαν του Einstein να έχει ισορροπία (ανεπίσημη, επίσης). Ωστόσο, πολύ σύντομα:
-
Η ανακάλυψη του Edwin Hubble αναφέρει ένα κόκκινο μετατόπιση z, που θεωρείται ως κίνηση γενικής επέκτασης του σύμπαντος (φαινόμενο Doppler). Έτσι, αντίο στο μοντέλο του στατικού σύμπαντος.
-
Ο Ρώσος Friedmann εξήγαγε την ίδια στιγμή τις αστατικές λύσεις της εξίσωσης πεδίου, χωρίς κοσμολογική σταθερά.
Αντικείμενος, ο Einstein φύγε την ταβέρνα του και είπε:
-* Αν είχα ξέρει ότι το σύμπαν ήταν αστατικό, θα είχα βρει πριν από τον Friedmann!*
...Αυτή η κοσμολογική σταθερά βυθίστηκε στην ουσία στο ξεχάσιμο για δεκαετίες. Κάποιοι πρότειναν ισχυρά επιχειρήματα για την αναγκαία μηδενικότητά της. Το γεγονός είναι ότι, αναφερόμενοι σε ενέργειες σε πολύ μεγάλες αποστάσεις, δεν έδειχνε την ενέργειά της με τρόπο αργό, όταν η χαρακτηριστική διάσταση R(t) του σύμπαντος είχε φτάσει σε "αρκετά μεγάλη τιμή".
...Οι μετρήσεις του κόκκινου μετατόπισης, της ταχύτητας των γαλαξιών, επιτρέπουν την καλιμπράριση του νόμου του Hubble, που προκύπτει από τη λύση της εξίσωσης πεδίου και που απλά λέει:
Η ταχύτητα διαφυγής είναι ανάλογη με το κόκκινο μετατόπιση z
Η σταθερά αναλογικότητας ονομάζεται η *σταθερά του Hubble *Ho.
....Μια παρένθεση για όσους το ξέρουν. Ένα άτομο, στο εργαστήριο, ακίνητο σε σχέση με τη συσκευή μέτρησης, εκπέμπει για παράδειγμα ακτινοβολία που αντιστοιχεί σε μήκος κύματος l. Λόγω του φαινομένου Doppler, το ίδιο άτομο, σε κίνηση, θα δώσει ένα μήκος κύματος: l' = l+ D l
Ορίζουμε:
| Dl |
|---|
| l |
| Dl |
|---|
| l |
Αν D l είναι θετικό: η πηγή απομακρύνεται: κόκκινο μετατόπιση.
Αν D l είναι αρνητικό, η πηγή πλησιάζει: "μπλε μετατόπιση".
Η σταθερά του Hubble εμφανίζεται επίσης στο νόμο της επέκτασης R(t) σε σχέση με το χρόνο:
...Γνωρίζουμε ότι υπάρχουν τρία μοντέλα Friedmann, που διαφέρουν μόνο στην περιγραφή που δίνουν για το μακρινό μέ будυλο του σύμπαντος.
Στο σχήμα παρακάτω, όπου είμαστε υποχρεωμένοι να είμαστε "αρκετά μακριά" από αυτό το μακρινό μέλλον του σύμπαντος, οι τρεις καμπύλες ταυτίζονται.
...Έτσι, η γνώση του νόμου της κοσμικής επέκτασης, της σταθεράς του Hubble, επιτρέπει αμέσως, σύμφωνα με αυτό το μοντέλο (με μηδενική κοσμολογική σταθερά), να συμπεράνουμε την ηλικία του σύμπαντος.
...Φανταστείτε ότι παίρνουμε μια φωτογραφία της έκρηξης ενός πυροβόλου. Ο χρόνος της έκθεσης θα δώσει ένα συγκεκριμένο άτομο στα αντικείμενα, που θα επιτρέψει την εκτίμηση της ταχύτητάς τους, έτσι ώστε να υπολογιστεί, εξετάζοντας μια απλή φωτογραφία, το στιγμιότυπο της έκρηξης. Η κοσμική έκρηξη είναι φυσικά διαφορετική από την έκρηξη ενός πυροβόλου, λόγω της δυναμικής της, καθώς η βαρυτική δύναμη, που επιβραδύνει την επέκταση, την επιβραδύνει σταδιακά.
...Τα αντικείμενα του σύμπαντος είναι κινούμενα με δικά τους κινήματα, με τον τρόπο των μορίων ενός αερίου, τα οποία είναι κινούμενα με θερμική κίνηση. Πράγματι, μιλάμε για "κοσμικό ρευστό", ένα "αέριο" του οποίου τα μόρια θα ήταν οι γαλαξίες.
...Για να εκτιμήσουμε τη σταθερά του Hubble ήταν απαραίτητο να βασιστούμε σε αντικείμενα αρκετά μακριά, άρα κινούμενα με αρκετά μεγάλες ταχύτητες για να ξεπεράσουν τη μέση τιμή της ταχύτητας κίνησης ενός γαλαξία στο σμήνος του (τάξης 500 έως 1000 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο).
...Το πρόβλημα παρέμεινε η εκτίμηση της απόστασης. Να δεις ένα γαλαξία σε μια φωτογραφία είναι ένα πράγμα, να εκτιμήσεις την απόστασή του είναι ένα άλλο. Για να το κάνεις αυτό, πρέπει να γνωρίζεις την απόλυτη φωτεινότητά του, την ποσότητα φωτός που θα έπρεπε να εκπέμπει. Για πολύ καιρό οι αστρονόμοι δεν ήταν σύμφωνοι στην εκτίμηση αυτής της σταθεράς του Hubble (σε αυτό το θέμα, ένας μεγάλος αντιπάλος ήταν ο αστρονόμος Γάλλος Vaucouleurs, που εργαζόταν στις ΗΠΑ).
...Οι παλαιότερες αστρικές αντικείμενα της δικής μας γαλαξία ανήκουν στα αστρικά σμήνη, όπως το σμήνος του Ηρακλή. Μέχρι τώρα, οι αστρονόμοι ήταν όλοι σύμφωνοι ότι η μέγιστη ηλικία τους ήταν περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια (αλλά κάποιοι πήγαν μέχρι και 20 ή ακόμα 22...). Το παίγνιο ήταν τότε να προσαρμόσουμε την εκτίμηση του Ho για να μην αποκλίνουμε πολύ από αυτή την ηλικία των παλαιότερων αστέρων.
...Το 1993 οι αστρονόμοι μπόρεσαν, με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, να παρατηρήσουν κεφεΐδες σε πολύ μακρινούς γαλαξίες (55 και 48 εκατομμύρια φωτοετών). Η κεφεΐδα είναι το πρότυπο απόστασης, καθώς θεωρείται ότι γνωρίζουμε τον νόμο που συνδέει την περίοδο της διακύμανσής της και την ποσότητα φωτός που εκπέμπει, την απόλυτη φωτεινότητά της (νόμος της Henrietta Leawitt, 1912). Μετρώντας, με το τηλεσκόπιο, την φαινόμενη φωτεινότητά της, συμπεραίνουμε την απόστασή της.
...Οι μετρήσεις που έγιναν σε γαλαξίες, το 93-94, διπλασίασαν την απόσταση που είχαμε εκ