ΑρχικήΕπικοινωνίαΠρόσβασηΣυχνές ΕρωτήσειςΠεριεχόμενα
Επιλογές για ΑΜΕΑ:Enlarge fontsReduce fonts
ΤΟ ΙΔΡΥΜΑ
ΥΠΟΤΡΟΦΙΕΣ
ΕΚΔΟΤΙΚΟ ΤΜΗΜΑ
ΒΙΒΛΙΟΘΗΚΗ
ΠΛΑΝΗΤΑΡΙΟ
ΔΙΑΔΡΑΣΤΙΚΗ ΕΚΘΕΣΗ Ε&Τ
ΟΡΓΑΝΩΣΗ ΣΥΝΕΔΡΙΩΝ
ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΕΣ
ΕΡΓΑΣΤΗΡΙΟ ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΑΣ
Σύνθετη αναζήτηση
  ΨΗΦΙΑΚΕΣ ΣΥΛΛΟΓΕΣ
ΕΚΔΟΣΕΙΣ ΙΔΡΥΜΑΤΟΣ
ΨΗΦΙΑΚΗ ΒΙΒΛΙΟΘΗΚΗ
ΑΣΤΡΟΠΥΛΗ
ΨΗΦΙΑΚΟΣ ΚΟΣΜΟΣ
Valid HTML 4.01 Transitional
ΝέαΗμερολόγιοΠρόγραμμα ΠροβολώνΕνημερωτικό ΔελτίοΔ. Τύπου
 
ΙΔΡΥΜΑ ΕΥΓΕΝΙΔΟΥΝΕΑ - ΕΙΔΗΣΕΙΣ
PrintEmailBack

Τα Προβλήματα της Μεγάλης Έκρηξης και η Θεωρία του Πληθωρισμού

Αλέξης Δεληβοριάς 

 

Σύμφωνα με την κλασική Θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης (ΘΜΕ), το Σύμπαν «γεννήθηκε» πριν από σχεδόν 14 δισ. χρόνια από μία αρχική ιδιομορφία, δηλαδή από ένα σημείο με άπειρη πυκνότητα και θερμοκρασία, ενώ έκτοτε διαστέλλεται με επιβραδυνόμενο ρυθμό, εξαιτίας της βαρύτητας που αντιστέκεται στην περαιτέρω διαστολή του, και ψύχεται διαρκώς.1  Μέχρι τα τέλη περίπου της δεκαετίας του 1970, οι περισσότεροι κοσμολόγοι συμφωνούσαν ότι η θεωρία αυτή περιγράφει με ακρίβεια την διαστολή του Σύμπαντος, από περίπου το πρώτο δευτερόλεπτο μετά την εμφάνισή του. Η μελέτη, ωστόσο, του Σύμπαντος σε προγενέστερους χρόνους, όταν δηλαδή το Σύμπαν είχε ηλικία μικρότερη του 1 s, παρέμενε προβληματική, καθώς είχε ήδη αρχίσει να συνειδητοποιείται ότι η ΘΜΕ αφήνει αναπάντητα σημαντικά ερωτήματα που σχετίζονται με τις πρωταρχικές στιγμές της εξέλιξής του. Σ’ αυτό το άρθρο θα παρουσιάσουμε τα τρία σημαντικότερα απ’ αυτά και θα δούμε πώς επιλύονται στο πλαίσιο μιας νέας θεωρίας, που είναι γνωστή ως η Θεωρία του Πληθωριστικού Σύμπαντος.

Εκείνη την εποχή, η φυσική των στοιχειωδών σωματιδίων βίωνε την μεγάλη της άνθηση, καθώς είχε ήδη αναπτυχθεί το Καθιερωμένο Πρότυπο (ΚΠ), το οποίο συνοψίζει τις γνώσεις μας για τα θεμελιώδη δομικά συστατικά της ύλης και για τις 3 από τις 4 δυνάμεις με τις οποίες αλληλεπιδρούν: την ασθενή, την ηλεκτρομαγνητική και την ισχυρή (εξαιρουμένης δηλαδή της βαρύτητας, που περιγράφεται από την Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν). Στην προσπάθειά τους, μάλιστα, να ενοποιήσουν τις αλληλεπιδράσεις αυτές σε ένα ενιαίο θεωρητικό πλαίσιο, οι φυσικοί είχαν ήδη αρχίσει να αναπτύσσουν και τις Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες, που τους επέτρεπαν για πρώτη ίσως φορά να μελετήσουν την συμπεριφορά στοιχειωδών σωματιδίων και αλληλεπιδράσεων σε ακραία υψηλές ενέργειες, απρόσιτες στους σωματιδιακούς μας επιταχυντές, αντίστοιχες μ’ αυτές που εικάζεται ότι υπήρχαν όταν το Σύμπαν είχε την «τρυφερή» ηλικία των 10-35s! Τότε, περίπου, άρχισε να γίνεται κατανοητό ότι το σπουδαιότερο ίσως «εργαστήριο» για τον έλεγχο και την εφαρμογή των ιδεών που σχετίζονται με την μεγάλη ενοποίηση θα μπορούσε να είναι το ίδιο το Σύμπαν στις πρώτες απειροστές στιγμές της εξέλιξής του.

Το γεγονός αυτό αποτέλεσε ορόσημο στην μετέπειτα εξέλιξη των ιδεών στις φυσικές επιστήμες, καθώς η μελέτη του μικρόκοσμου και του μακρόκοσμου, με άλλα λόγια η φυσική των στοιχειωδών σωματιδίων και η κοσμολογία, συνδέθηκε αμετάκλητα η μία με την άλλη. Για πρώτη φορά στην ιστορία οι κοσμολόγοι είχαν στην διάθεσή τους ένα θεωρητικό εργαλείο που τους επέτρεπε να μελετήσουν την εξέλιξη του Σύμπαντος, πλησιάζοντας όσο ποτέ άλλοτε τον επονομαζόμενο χρόνο Planck, όταν δηλαδή το Σύμπαν είχε ηλικία μόλις 10-43 s και μέγεθος ίσο με το μήκος Planck (περίπου 10-35 m).

Απ’ όσα είπαμε έως τώρα, πρέπει να έγινε κατανοητό ότι η ΘΜΕ, παρά το όνομά της, δεν είναι μία θεωρία για την απαρχή του Σύμπαντος, δηλαδή για την «στιγμή» της Μεγάλης Έκρηξης, αλλά μόνο για την μετέπειτα εξέλιξή του, καθώς όσο προσεγγίζουμε την αρχική ιδιομορφία, οι επιστημονικές μας γνώσεις γίνονται όλο και πιο αβέβαιες, ώσπου εντέλει στην κλίμακα των μονάδων Planck καταρρέουν. Για την διερεύνηση αυτών των πρωταρχικών στιγμών του Σύμπαντος απαιτείται μία νέα θεωρία κβαντικής βαρύτητας, που θα ενοποιεί την κβαντική φυσική με την Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, η οποία παρά τις πολλές προσπάθειες δεν έχει ακόμη διατυπωθεί.2 

«Ως έχει», δηλαδή, η κλασική ΘΜΕ δεν μπορεί να περιγράψει την «γένεση» και την εξέλιξη του Σύμπαντος «από την αρχή», αλλά μόνο από μία μεταγενέστερη κατάσταση τεράστιας (αλλά όχι άπειρης) θερμοκρασίας και πυκνότητας. Η γόνιμη, ωστόσο, σύμπραξη της φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων και της κοσμολογίας που προαναφέραμε, οδήγησε στην θεωρία του Πληθωριστικού Σύμπαντος, την επικρατέστερη θεωρία, η οποία δεν επιλύει μόνο τα μεγάλα προβλήματα που αντιμετωπίζει η ΘΜΕ, αλλά προσφέρει παράλληλα και μία φυσική ερμηνεία για την «έκρηξη» της Μεγάλης Έκρηξης.

Χωρίς να υπεισέλθουμε σε λεπτομέρειες, η βασική ιδέα της θεωρίας αυτής είναι ότι το Σύμπαν προήλθε από μία αδιανόητα μικροσκοπική περιοχή, εμποτισμένη με μία μυστηριώδη μορφή ενέργειας με βαρυτικά απωστικές ιδιότητες, που προκάλεσαν την ραγδαία, εκθετική διαστολή του για ένα απειροελάχιστα μικρό χρονικό διάστημα. Με το πέρας της Εποχής του Πληθωρισμού, το Σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται, όπως περιγράφει η ΘΜΕ. Η αρχική μορφή της θεωρίας αυτής αποδίδεται συνήθως σε δημοσίευση του Αμερικανού φυσικού Alan Guth το 1981, αν και σημαντικοί θεωρητικοί φυσικοί, όπως ο Ρώσος Alexei Starobinsky και ο Έλληνας Δημοσθένης Καζάνας, είχαν κινηθεί στα ίδια περίπου πλαίσια, σε μελέτες τους που προηγήθηκαν εκείνης του Guth. Έκτοτε, κυριολεκτικά δεκάδες πληθωριστικά μοντέλα έχουν προταθεί, κανένα ωστόσο απ’ αυτά δεν έχει ακόμη καθιερωθεί, καθώς η κατανόησή μας της φυσικής σ’ αυτές τις ακραίες ενεργειακές κλίμακες είναι ακόμη ελλιπής.

Ολοκληρώνοντας αυτήν την κάπως εκτεταμένη εισαγωγή, θα περιγράψουμε στην συνέχεια τα βασικότερα από τα μεγάλα προβλήματα που «ταλανίζουν» την ΘΜΕ, ξεκινώντας από το Πρόβλημα του Ορίζοντα. Το πρόβλημα αυτό σχετίζεται με την παρατήρηση ότι σε κοσμολογικές κλίμακες το Σύμπαν είναι ομοιογενές και ισότροπο, δηλαδή η κατανομή της ύλης που εμπεριέχει φαίνεται παντού και προς κάθε κατεύθυνση η ίδια. Αυτή η μεγάλης κλίμακας ομοιογένεια και ισοτροπία, που έχει ήδη αρχίσει να φανερώνεται μέσα από την χαρτογράφηση του ουρανού σε όλο και μεγαλύτερες αποστάσεις, επιβεβαιώνεται με μεγάλη ακρίβεια από την μελέτη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMBR). Όπως εξηγήσαμε σε προηγούμενο άρθρο, η ακτινοβολία αυτή απελευθερώθηκε περίπου 380.000 χρόνια μετά την Μεγάλη Έκρηξη και είναι η αρχαιότερη εικόνα που μπορούμε να αποτυπώσουμε για το Σύμπαν. Σύμφωνα, μάλιστα, με τα δεδομένα των δορυφόρων COBE, WMAP και Planck, η θερμοκρασία που αντιστοιχεί στην CMBR είναι ίδια προς οποιαδήποτε κατεύθυνση κι αν εστιάσουμε, με ακρίβεια 1/100.000.

Με άλλα λόγια, η θερμοκρασία του Σύμπαντος την εποχή που απελευθερώθηκε η CMBR ήταν περίπου η ίδια παντού, ακόμη και σε περιοχές που βρίσκονταν σε αντιδιαμετρικές κατευθύνσεις η μία από την άλλη. Με ποιον, ωστόσο, φυσικό μηχανισμό εξισορροπήθηκαν οι θερμοκρασίες σ’ αυτές τις περιοχές, οι οποίες δεν ήταν αιτιακά συνδεδεμένες μεταξύ τους; Με άλλα λόγια, δεδομένου ότι εκείνη την εποχή αυτές οι περιοχές χωρίζονταν από μεγαλύτερη απόσταση απ’ αυτήν που θα μπορούσε να διασχίσει το φως στο χρονικό διάστημα που μεσολάβησε από την γένεση του Σύμπαντος, πώς επικοινώνησαν μεταξύ τους, ώστε να αποκτήσουν ίδια περίπου θερμοκρασία, όταν καμία πληροφορία δεν μπορεί να ταξιδέψει ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός στο κενό; Η ΘΜΕ δεν μπορεί να απαντήσει σ’ αυτό το ερώτημα, καθώς δεν υπάρχει καμία φυσική διεργασία, μέσω της οποίας οι περιοχές αυτές θα μπορούσαν να επικοινωνήσουν μεταξύ τους, ώστε να αποκτήσουν παραπλήσιες θερμοκρασίες.

Με κάπως πιο επιστημονική ορολογία, για κάθε στιγμή της συμπαντικής εξέλιξης, η ηλικία του Σύμπαντος πολλαπλασιασμένη επί την ταχύτητα του φωτός μάς δίνει μία απόσταση, χαρακτηριστική για κάθε χρονική στιγμή, που είναι η μέγιστη απόσταση από την οποία ένας παρατηρητής μπορεί να λάβει ηλεκτρομαγνητικά σήματα. Σήμερα, η απόσταση αυτή, που ονομάζεται κοσμικός ορίζοντας, ισούται με σχεδόν 13,8 δισ. έτη φωτός. Επομένως, παρόλο που οι δύο αυτές περιοχές βρίσκονται μέσα στον κοσμικό μας ορίζοντα, η κάθε μία βρίσκεται έξω από τον κοσμικό ορίζοντα της άλλης. Το ίδιο, ωστόσο, ίσχυε και 380.000 χρόνια μετά την Μεγάλη Έκρηξη, όταν απελευθερώθηκε η CMBR: ενώ τότε ο κοσμικός ορίζοντας ήταν 380.000 έτη φωτός, από τον νόμο της διαστολής του Σύμπαντος προκύπτει ότι οι δύο αυτές περιοχές απείχαν μεταξύ τους περίπου 20 εκατ. έτη φωτός, δηλαδή ήταν αιτιακά ασύνδετες μεταξύ τους. Για να το πούμε διαφορετικά, προκειμένου να έχει υλοποιηθεί αυτή η ομοιομορφία στην θερμοκρασία της CMBR, η ενέργεια και κάθε άλλου είδους πληροφορία θα έπρεπε να διαδίδεται από την μία περιοχή στην άλλην με ταχύτητα δεκάδες φορές μεγαλύτερη απ’ αυτήν του φωτός.

Στο πλαίσιο της ΘΜΕ, δηλαδή, ο υψηλός βαθμός ομοιομορφίας στην θερμοκρασία του Σύμπαντος παραμένει ανεξήγητος. Η ιδέα του Πληθωρισμού, ωστόσο, «παρακάμπτει» το πρόβλημα με έναν πολύ έξυπνο τρόπο. Σύμφωνα μ’ αυτήν, το Σύμπαν που παρατηρούμε σήμερα προήλθε από μία αδιανόητα μικροσκοπική περιοχή, κατά πολλές τάξεις μεγέθους μικρότερη από τον κοσμικό ορίζοντα εκείνης της εποχής, γεγονός που της επέτρεψε να αποκτήσει θερμική ομοιογένεια, πριν από την έναρξη της πληθωριστικής διαστολής της. Με την έναρξη της εποχής του Πληθωρισμού, ωστόσο, η περιοχή αυτή διογκώθηκε ραγδαία, διατηρώντας όμως την αρχική ομοιομορφία της και οδηγώντας εντέλει σ’ ένα Σύμπαν που σε μεγάλες κλίμακες είναι ομοιόμορφο, όπως δηλαδή παρατηρούμε.

Το δεύτερο πρόβλημα που αντιμετωπίζει η ΘΜΕ είναι το Πρόβλημα της Επιπεδότητας. Σύμφωνα με την Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, ο τρισδιάστατος χώρος μπορεί να καμπυλώνεται, ενώ η καμπυλότητά του αυτή, καθώς και η γεωμετρία του, εξαρτώνται και καθορίζονται από την πυκνότητα της υλοενέργειας που εμπεριέχει. Εάν υιοθετήσουμε το Κοσμολογικό Αξίωμα, σύμφωνα με το οποίο το Σύμπαν σε κοσμολογικές κλίμακες είναι ομοιογενές και ισότροπο, τότε υπάρχουν 3 διακριτές γεωμετρίες.

Εάν, λοιπόν, η πραγματική πυκνότητα της υλοενέργειας στο Σύμπαν είναι ίση με μία συγκεκριμένη κρίσιμη πυκνότητα, τότε το Σύμπαν είναι επίπεδο, δηλαδή ο χώρος έχει μηδενική καμπυλότητα και περιγράφεται από την γνωστή σε όλους Ευκλείδεια γεωμετρία, όπου το άθροισμα των γωνιών ενός τριγώνου ισούται πάντα με 180° και δύο παράλληλες γραμμές δεν τέμνονται ποτέ. Εάν, αντιθέτως, η πυκνότητα της υλοενέργειας είναι μεγαλύτερη, τότε το Σύμπαν είναι κλειστό, δηλαδή ο χώρος έχει θετική καμπυλότητα και η γεωμετρία που τον περιγράφει είναι σφαιρική (δύο αρχικά παράλληλες ευθείες συγκλίνουν και εντέλει τέμνονται, ενώ το άθροισμα των γωνιών ενός τριγώνου είναι μεγαλύτερο των 180°). Τέλος, εάν η πυκνότητα είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, τότε το Σύμπαν είναι ανοικτό, ο χώρος έχει αρνητική καμπυλότητα, όπως η επιφάνεια μιας σέλας, και η γεωμετρία που τον περιγράφει είναι υπερβολική (το άθροισμα των γωνιών ενός τριγώνου είναι μικρότερο των 180° και δύο αρχικά παράλληλες ευθείες αποκλίνουν).

Ένας διαφορετικός τρόπος να μιλήσουμε για επιπεδότητα είναι με την βοήθεια της αδιάστατης παραμέτρου Ω, η οποία ισούται με την πραγματική πυκνότητα ύλης και ενέργειας του Σύμπαντος, διαιρούμενη ως προς την κρίσιμη πυκνότητα. Εάν, λοιπόν, η πυκνότητα της υλοενέργειας στο Σύμπαν ισούται με την κρίσιμη πυκνότητα, τότε Ω=1 και το Σύμπαν είναι επίπεδο. Εάν είναι μεγαλύτερη, τότε Ω>1 και το Σύμπαν έχει θετική καμπυλότητα, ενώ εάν είναι μικρότερη, τότε Ω<1 και το Σύμπαν έχει αρνητική καμπυλότητα.

Παρόλο που δεν γνωρίζουμε με μεγάλη ακρίβεια την πραγματική μέση πυκνότητα της «υλοενέργειας» του Σύμπαντος, όλες οι μετρήσεις καταδεικνύουν ότι αυτή πρέπει να βρίσκεται πολύ κοντά στην κρίσιμη τιμή της, ότι δηλαδή το Ω είναι ίσο περίπου με την μονάδα, και ως εκ τούτου ότι το Σύμπαν είναι επίπεδο. Οι εξισώσεις, ωστόσο, που περιγράφουν την εξέλιξη του Σύμπαντος καταδεικνύουν ότι η περίπτωση Ω=1 αντιστοιχεί σε μία κατάσταση ασταθούς ισορροπίας, όπως περίπου ένα μολύβι που ισορροπεί στην μύτη  του. Εάν, δηλαδή, το μολύβι είναι εξαρχής απόλυτα κατακόρυφο και απόλυτα ακίνητο, τότε θα παραμείνει έτσι για πάντα. Εάν, ωστόσο, δεν είναι απόλυτα κατακόρυφο, τότε θα αρχίσει σχεδόν αμέσως να πέφτει προς την πλευρά που «γέρνει». Το ίδιο ακριβώς συμβαίνει και με την παράμετρο Ω: εάν ήταν ακριβώς ίση με την μονάδα «από την αρχή», τότε θα παραμείνει έτσι για πάντα. Εάν, όμως, ήταν έστω και λίγο διαφορετική, η αρχική αυτή απόκλιση θα διευρυνόταν ταχύτατα με την εξέλιξη του Σύμπαντος.

Το πρόβλημα, δηλαδή, είναι το εξής: εάν σήμερα η παράμετρος Ω βρίσκεται σχετικά κοντά στην μονάδα, τότε όσο πιο πίσω στον χρόνο πηγαίνουμε, τόσο πλησιέστερα προς την μονάδα θα έπρεπε να είναι η παράμετρος αυτή. Για παράδειγμα, 1 s μετά την Μεγάλη Έκρηξη, το Ω θα έπρεπε να ισούται με την μονάδα με ακρίβεια 15 δεκαδικών ψηφίων, ενώ στην εποχή Planck το Ω θα έπρεπε να ισούται με την μονάδα με ακρίβεια 57 δεκαδικών ψηφίων! Για ποιον λόγο, όμως, η πυκνότητα στο Σύμπαν είναι τόσο εκπληκτικά ίδια με την κρίσιμη πυκνότητα; Στο πλαίσιο της ΘΜΕ, η απίστευτη αυτή ταύτιση της πραγματικής με την κρίσιμη πυκνότητα δεν επιδέχεται φυσική εξήγηση.

Εάν, αντιθέτως, υιοθετήσουμε την κεντρική ιδέα του Πληθωρισμού περί εκθετικής διαστολής, το Ω «συμπεριφέρεται» εντελώς διαφορετικά: αντί να αποκλίνει ταχύτατα από την μονάδα, συγκλίνει ταχύτατα προς αυτήν, ανεξαρτήτως της αρχικής τιμής που ενδεχομένως είχε. Υπό την προϋπόθεση, δηλαδή, ότι η εποχή του Πληθωρισμού διαρκεί «όσο πρέπει», το Ω τείνει προς την μονάδα με την εκπληκτική ακρίβεια που απαιτείται. Όπως περίπου ένα μπαλόνι που γίνεται όλο και πιο επίπεδο, όσο περισσότερο το φουσκώνουμε, έτσι και η ταχύτατη διαστολή του Σύμπαντος στην εποχή του Πληθωρισμού εξαναγκάζει την γεωμετρία του χώρου να γίνει επίπεδη, διότι στο πλαίσιο της κολοσσιαίας διαστολής του η όποια καμπυλότητα στον χώρο καθίσταται ταχύτατα μη ανιχνεύσιμη.
 
Το Πρόβλημα των Μαγνητικών Μονοπόλων είναι το τρίτο θεμελιώδες πρόβλημα που αντιμετωπίζει η ΘΜΕ. Τα μαγνητικά μονόπολα είναι παράξενα σωματίδια με μεγάλη μάζα, τα οποία, σύμφωνα με τις Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες, προβλέπεται ότι παράγονται σε τεράστιες ποσότητες στα πρωταρχικά στάδια της συμπαντικής εξέλιξης. Εάν, όμως, είναι όντως έτσι, γιατί δεν τα έχουμε ανιχνεύσει μέχρι σήμερα; Πολύ περισσότερο, δεδομένου ότι η μάζα τους υπολογίζεται πως είναι 1016 φορές μεγαλύτερη απ’ αυτήν του πρωτονίου, η τεράστια πυκνότητά τους θα είχε πραγματικά καταστροφικές συνέπειες. Με δεδομένη την μεγάλη μάζα και πυκνότητα των μονοπόλων που προβλέπουν οι Μεγάλες Ενοποιημένες Θεωρίες, η συνολική πυκνότητα της υλοενέργειας στο Σύμπαν θα ήταν τόσο μεγάλη, ώστε το Σύμπαν θα έπρεπε να είχε καταρρεύσει σε μία Μεγάλη Σύνθλιψη (το αντίστροφο της Μεγάλης Έκρηξης) πολύ καιρό πριν! Η θεωρία του Πληθωρισμού μάς παρέχει και εδώ μία απλή εξήγηση για το πρόβλημα αυτό. Υπό την προϋπόθεση, δηλαδή, ότι η παραγωγή των μονοπόλων προηγήθηκε ή έστω συνέπεσε με την εποχή του Πληθωρισμού, η εκθετική διαστολή που αυτή συνεπάγεται, μας διασφαλίζει ότι η πυκνότητά τους αραιώνει τόσο πολύ, ώστε το παρατηρήσιμο Σύμπαν εμπεριέχει σήμερα το πολύ 1 απ’ αυτά.

Το γεγονός ότι ο Πληθωρισμός επιλύει αυτά τα προβλήματα της ΘΜΕ, διατηρώντας ωστόσο όλα τα θετικά του στοιχεία, είναι αναμφισβήτητα ιδιαίτερα θετικό. Τι είναι, ωστόσο αυτό που προκαλεί την εκθετικά επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος; Υπάρχει κάποιου είδους φυσικός μηχανισμός που θα μπορούσε να την προκαλέσει ή μήπως είναι απλά ένα «τέχνασμα»; Σε επόμενο άρθρο θα αναφερθούμε περισσότερο στην κεντρική ιδέα του Πληθωρισμού.

----------------------------------------------

1Περισσότερα για την ΘΜΕ στα προηγούμενα άρθρα του αφιερώματος στο Καθιερωμένο Πρότυπο της Κοσμολογίας: Το Καθιερωμένο Πρότυπο της Κοσμολογίας: Τα Πρώτα Βήματα, H Διαστολή του Σύμπαντος και το Παράδοξο του Olbers, Η αρχέγονη πυρηνοσύνθεση και η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου. Υπενθυμίζουμε ότι το 1998 ανακαλύφθηκε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται τα τελευταία 6 δισ. χρόνια με επιταχυνόμενο ρυθμό εξαιτίας μίας άγνωστης μορφής σκοτεινής ενέργειας, βλ. Η Σκοτεινή Ενέργεια, το Κβαντικό Κενό και το Πρόβλημα της Κοσμολογικής Σταθεράς.

2Στην εικόνα που συνοδεύει αυτό το κείμενο διακρίνονται ορισμένα από τα βασικά στάδια της συμπαντικής εξέλιξης: η Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), η εποχή της κβαντικής βαρύτητας (quantum gravity era), η εποχή του Πληθωρισμού (inflation), η εποχή που απελευθερώθηκε η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου (cosmic microwave background) και η σημερινή εποχή (now).

 

ΙΔΡΥΜΑ ΕΥΓΕΝΙΔΟΥ © 2007Λ. Συγγρού 387 - 175 64 Π.ΦΑΛΗΡΟ - Τηλ: 210 9469600 - Fax:210 9417372 - Email: info@eef.edu.grΌροι ΧρήσηςΔικαιώματα