Στο πρώτο άρθρο του αφιερώματός μας στο Καθιερωμένο Πρότυπο της Κοσμολογίας (ΚΠΚ) παρουσιάσαμε το βασικό θεωρητικό πλαίσιο της κλασικής θεωρίας της Μεγάλης Έκρηξης (ΜΕ), σύμφωνα με το οποίο το Σύμπαν σχηματίστηκε πριν από σχεδόν 14 δισ. χρόνια και έκτοτε διαστέλλεται και ψύχεται συνεχώς, ενώ ο ρυθμός της διαστολής του επιβραδύνεται εξαιτίας της βαρυτικής έλξης όλων των μορφών ύλης και ενέργειας που εμπεριέχει.

Τονίσαμε παράλληλα ότι η θεωρία αυτή δεν είναι μία θεωρία για την απαρχή του Σύμπαντος, αλλά μόνο για την μετέπειτα εξέλιξή του, διότι όσο προσεγγίζουμε την αρχική ιδιομορφία άπειρης θερμοκρασίας και πυκνότητας από την οποία «αναδύθηκε» το Σύμπαν, οι επιστημονικές μας γνώσεις καταρρέουν.

Ακολούθως, εστιάσαμε στην πρώτη από τις θεμελιώδεις προβλέψεις της θεωρίας, που αφορούσε στην διαστολή του Σύμπαντος, και είδαμε πώς αυτή επιβεβαιώθηκε μέσα από τις παρατηρήσεις του Αμερικανού αστρονόμου Edwin Hubble.

Σε αυτό το άρθρο θα εστιάσουμε σε δύο ακόμη θεμελιώδεις προβλέψεις της θεωρίας, η επαλήθευση των οποίων συνέβαλε ώστε να καθιερωθεί η θεωρία της ΜΕ ως το κυρίαρχο μοντέλο που περιγράφει την εξέλιξη του Σύμπαντος1.
 
Η πρώτη απ’ αυτές αφορά στην εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης και στις μετρήσιμες περιεκτικότητες του Σύμπαντος σε υδρογόνο, ήλιο και λίθιο. Σύμφωνα με την κλασική ΘΜΕ, 1 μόλις δευτερόλεπτο μετά την «γένεση» του Σύμπαντος, η θερμοκρασία του ήταν 1011 °C και η ύλη εντός του μπορούσε να υπάρξει μόνο ως μια υπέρθερμη «σούπα» πρωτονίων, νετρονίων, ηλεκτρονίων, ποζιτρονίων (το αντισωματίδιο του ηλεκτρονίου), φωτονίων (των σωματιδίων της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας) και νετρίνων (θεμελιωδών σωματιδίων της ύλης που αλληλεπιδρούν ελάχιστα με την συνηθισμένη ύλη).

Λίγα μόνο δευτερόλεπτα αργότερα, τα περισσότερα από τα ηλεκτρόνια και όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώθηκαν μεταξύ τους, απελευθερώνοντας ακτινοβολία και αφήνοντας ένα πλεόνασμα ηλεκτρονίων. Καθώς, όμως, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, περίπου 3 λεπτά μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του είχε μειωθεί στους 109 °C, δίνοντας το έναυσμα για την εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης. Αρχικά, τα ελεύθερα νετρόνια άρχισαν να ενώνονται με πρωτόνια, σχηματίζοντας πυρήνες δευτερίου, ενός δηλαδή εκ των ισοτόπων του υδρογόνου, του ελαφρύτερου στοιχείου που υπάρχει στη φύση.

Στη συνέχεια και μέσα στα επόμενα 15 περίπου λεπτά, το περισσότερο από το δευτέριο συντήχθηκε σε ήλιο, ενώ σχηματίστηκαν και ίχνη λιθίου και βηρυλλίου. Η επακόλουθη, όμως, μείωση της θερμοκρασίας του Σύμπαντος, αλλά και η απουσία σταθερών στοιχείων με 5 και 8 πρωτόνια στον πυρήνα τους, εμπόδισε τον σχηματισμό βαρύτερων πυρήνων και η εποχή της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης έφτασε στο τέλος της (τα βαρύτερα στοιχεία του περιοδικού πίνακα θα σχηματιστούν αρκετά αργότερα στο εσωτερικό των άστρων).

Οι ποσότητες όμως του υδρογόνου και του ηλίου που έχουν μετρήσει οι αστρονόμοι ταιριάζουν με μεγάλη ακρίβεια μ’ αυτές που προβλέπει η θεωρία της ΜΕ. Σημαντική εξαίρεση αποτελούσε μέχρι πρόσφατα η περιεκτικότητα του Σύμπαντος σε λίθιο, αφού η θεωρητικά προβλεπόμενη τιμή της είναι περίπου τριπλάσια από αυτήν που εξάγεται με βάση τις αστρονομικές παρατηρήσεις.

Η απόκλιση αυτή ονομάστηκε «κοσμολογικό πρόβλημα του λιθίου». Τελευταίες μελέτες, ωστόσο, φαίνεται ότι επιλύουν το πρόβλημα, παρέχοντας συμφωνία μεταξύ θεωρίας και παρατήρησης και όσον αφορά στην περιεκτικότητα του λιθίου.
 
Η τυχαία ανακάλυψη της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR) το 1965 από τους Arno Penzias (1933–) και Robert Wilson (1941–) αποτέλεσε την τρίτη θεμελιώδη παρατήρηση, μέσα από την οποία επιβεβαιώθηκαν βασικές προβλέψεις της θεωρίας της ΜΕ. Με την ολοκλήρωση της αρχέγονης πυρηνοσύνθεσης, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και να ψύχεται, ωστόσο η θερμοκρασία του εξακολουθούσε να παραμένει απαγορευτικά υψηλή για τον σχηματισμό ουδέτερων ατόμων, γι’ αυτό και η ύλη παρέμενε ιονισμένη και αποτελούνταν από ελεύθερα ηλεκτρόνια και ελαφρείς ατομικούς πυρήνες, κυρίως υδρογόνο και ήλιο που, όπως είπαμε, είχαν σχηματιστεί στην εποχή της πυρηνοσύνθεσης.

Καθώς, όμως, τα φωτόνια της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας αλληλεπιδρούσαν και σκεδάζονταν συνεχώς από τα ελεύθερα ηλεκτρόνια, δεν μπορούσαν να διαφύγουν ελεύθερα στο Διάστημα, γι’ αυτό και το Σύμπαν παρέμενε αδιαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Αυτός είναι και ο λόγος για τον οποίο αδυνατούμε να διερευνήσουμε αυτήν την πρώιμη εποχή της εξέλιξης του Σύμπαντος με την βοήθεια τηλεσκοπίων που ανιχνεύουν την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

Ωστόσο, 380.000 χρόνια μετά την ΜΕ, η θερμοκρασία του Σύμπαντος είχε μειωθεί στους περίπου 3.000 °C και τα ηλεκτρόνια άρχισαν να ενώνονται με τα πρωτόνια, σχηματίζοντας άτομα υδρογόνου. Καθώς, όμως, δεν υπήρχαν πλέον ελεύθερα ηλεκτρόνια, τα φωτόνια μπορούσαν να διαφύγουν στο Διάστημα, καθιστώντας για πρώτη φορά το Σύμπαν διαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

Έκτοτε, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται και το αρχέγονο αυτό φως που απελευθερώθηκε 380.000 χρόνια μετά την ME έχανε ενέργεια, ενώ το μήκος κύματος των φωτονίων του «ξεχείλωνε» διαρκώς, φτάνοντας σήμερα να αντιστοιχεί στα μικροκύματα. Αυτά τα φωτόνια αποτελούν το πλέον αρχέγονο φως που μπορούμε να ανιχνεύσουμε στο Σύμπαν και απαρτίζουν την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου.

Η ύπαρξη αυτής της διάχυτης ακτινοβολίας φωτονίων είχε προβλεφθεί θεωρητικά στα τέλη της δεκαετίας του 1940 από τους Gamow, Alpher, Herman, καθώς και άλλους, οι οποίοι μάλιστα υπολόγισαν ότι η θερμοκρασία που της αντιστοιχεί δεν πρέπει σήμερα να υπερβαίνει τους περίπου 5 °C πάνω από το απόλυτο μηδέν (ή αλλιώς 5 Κ, όπου για την μετατροπή των βαθμών της κλίμακας Kelvin σε βαθμούς Κελσίου, απλά αφαιρούμε 273,15).  Ανακαλύφθηκε ωστόσο τυχαία από τους Penzias και Wilson το 1965, οι οποίοι τιμήθηκαν για την ανακάλυψη τους αυτή με το Νόμπελ Φυσικής το 1978.

Η πρώτη διαστημική αποστολή που σχεδιάστηκε με αποκλειστικό στόχο να μελετήσει την CMBR ήταν ο COBE (Cosmic Microwave Explorer) της NASA, που εκτοξεύθηκε το 1989. Η ανάλυση των δεδομένων που συνέλεξε μέχρι το 1992 έδειξε ότι η CMBR ανιχνεύεται απ’ όλες τις κατευθύνσεις στον ουρανό ως ένα σχεδόν ομοιόμορφο «υπόβαθρο» ακτινοβολίας με θερμοκρασία 2.726 K.

Πολύ περισσότερο, όμως, η ανάλυση των δεδομένων του COBE αποκάλυψε για πρώτη φορά ότι κρυμμένες μέσα στην ομοιομορφία της CMBR υπάρχουν μικροσκοπικές διακυμάνσεις στη θερμοκρασία που της αντιστοιχεί, της τάξης του 1/100.000.

Οι διακυμάνσεις αυτές αποτυπώθηκαν στην CMBR την στιγμή που τα φωτόνια αποδεσμεύτηκαν από την ύλη, περίπου 380.000 χρόνια μετά την ΜΕ, και οφείλονται σε εξίσου μικροσκοπικές διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης εκείνη την εποχή, οι οποίες διογκώθηκαν και οδήγησαν, εντέλει, στις γιγάντιες κοσμικές δομές που παρατηρούμε σήμερα. Για τα επιτεύγματά τους αυτά, οι επικεφαλής ερευνητές του COBE John Mather και George Smoot τιμήθηκαν με Νόμπελ Φυσικής το 2006.

Καθώς, δηλαδή, το Σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται, οι διακυμάνσεις αυτές στην πυκνότητα της ύλης αυξήθηκαν σταδιακά με την επίδραση της βαρύτητας, σχηματίζοντας περιοχές με μεγαλύτερη πυκνότητα κ.ο.κ., οι οποίες κατέρρευσαν βαρυτικά σχηματίζοντας, μερικές εκατοντάδες εκατ. χρόνια αργότερα, τα πρώτα άστρα και τους πρώτους μικρούς γαλαξίες.

Αυτοί με τη σειρά τους άρχισαν να συγκρούονται και με την πάροδο του χρόνου να συγχωνεύονται μεταξύ τους, δημιουργώντας μεγαλύτερους γαλαξίες, ενώ η βαρυτική έλξη μεταξύ διαφορετικών γαλαξιών διαμόρφωσε τα σμήνη και τα υπερσμήνη γαλαξιών, οδηγώντας εν τέλει στις δομές που σήμερα παρατηρούμε. Παρόλο, όμως, που η βαρύτητα αναλαμβάνει να διογκώσει αυτές τις διακυμάνσεις, «χτίζοντας» όλο και μεγαλύτερες δομές με περίπου τον τρόπο που μόλις περιγράψαμε, αδυνατεί να τις «δημιουργήσει».

Η επικρατέστερη θεωρία που μπορεί να «δημιουργήσει» με «φυσικό» τρόπο αυτές τις διακυμάνσεις, αίροντας παράλληλα τα περισσότερα από τα μεγάλα προβλήματα που ταλανίζουν τη κλασική θεωρία της ΜΕ είναι η θεωρία του Πληθωριστικού Σύμπαντος, στην οποία θα αναφερθούμε εκτενέστερα σε επόμενο άρθρο, όταν παρουσιάσουμε αναλυτικότερα και τα θεμελιώδη προβλήματα της κλασικής θεωρίας της ΜΕ.

Το 2001 η NASA εκτόξευσε την διαστημοσυσκευή WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), προκειμένου να μελετηθούν οι διακυμάνσεις που προαναφέραμε με ακόμη μεγαλύτερη ακρίβεια. Τα αποτελέσματα του WMAP βοήθησαν τους επιστήμονες να προσδιορίσουν τις αναλογίες των θεμελιωδών συστατικών του Σύμπαντος και των άλλων παραμέτρων που καθορίζουν την εξέλιξή του, με ακόμη μεγαλύτερη ακρίβεια σε σχέση με το COBE. 

Οι ανακαλύψεις που προέκυψαν από την επιστημονική ανάλυση των δεδομένων του WMAP, όσο εντυπωσιακές και ακριβείς και αν αποδείχθηκε ότι ήταν, βελτιώθηκαν ακόμη περισσότερο χάρη στην ανάλυση των δεδομένων που συνέλεξε ο Ευρωπαϊκός δορυφόρος Planck, που εκτοξεύθηκε τον Μάιο του 2009.

Σύμφωνα μ’ αυτήν, το Σύμπαν έχει ηλικία 13,8 δισ. έτη, η συνηθισμένη «βαρυονική» ύλη από την οποία αποτελούνται όλα όσα βλέπουμε στο Σύμπαν αντιστοιχεί μόλις στο 4,9% της συνολικής μάζας και ενέργειας που εμπεριέχει, ενώ το 26,8% αντιστοιχεί στη σκοτεινή ύλη και το υπόλοιπο 68,3% στην σκοτεινή ενέργεια.

Με εξαίρεση, δηλαδή, τις πρωταρχικές στιγμές της εξέλιξης του Σύμπαντος, οι δορυφόροι WMAP και Planck επιβεβαίωσαν με εξαιρετική ακρίβεια όλες σχεδόν τις προβλέψεις της θεωρίας, ενώ φαίνεται να επιβεβαιώνουν και τις βασικές αρχές της πληθωριστικής διαστολής του2.

Στο επόμενο άρθρο, που θα είναι αφιερωμένο στην σκοτεινή ύλη και στην σκοτεινή ενέργεια, θα παρουσιάσουμε τους βασικούς λόγους που «ανάγκασαν» την διεθνή επιστημονική κοινότητα να υιοθετήσει την άποψη ότι το μεγαλύτερο ποσοστό της συνολικής υλοενέργειας του Σύμπαντος είναι «σκοτεινό».

 

1Υπενθυμίζουμε ότι η κλασική ΘΜΕ, όπως είχε διαμορφωθεί μέχρι τα τέλη περίπου της δεκαετίας του 1960, διαφέρει σημαντικά σε σχέση με το ΚΠΚ, το οποίο αναπτύχθηκε στα χρόνια που ακολούθησαν, καθώς δεν περιλαμβάνει ούτε την σκοτεινή ύλη ούτε την σκοτεινή ενέργεια. Η ύπαρξη αυτών των «εξωτικών» μορφών ύλης και ενέργειας υιοθετήθηκε από τους κοσμολόγους αργότερα, και στο επόμενο άρθρο θα δούμε πώς ακριβώς. Η τρίτη σημαντική διαφορά των δύο θεωριών αφορά στην επονομαζόμενη πληθωριστική διαστολή, η οποία προτάθηκε το 1981, προκειμένου να επιλύσει σημαντικά προβλήματα που αντιμετώπιζε η θεωρία της ΜΕ, περιλαμβανομένης και της απαρχής του Σύμπαντος από μία αρχική «ιδιομορφία» άπειρης θερμοκρασίας και πυκνότητας. Σε επόμενο άρθρο θα αναφερθούμε εκτενέστερα στην θεωρία του Πληθωρισμού και το αφιέρωμά μας στο ΚΠΚ θα ολοκληρωθεί με μία συνοπτική παρουσίασή του στο τελευταίο άρθρο της σειράς αυτής.

2Στην φωτογραφία απεικονίζεται ο χάρτης ανισοτροπιών της CMBR, που προέκυψε χάρη στην πρώτη ανάλυση των δεδομένων του δορυφόρου Planck, η οποία ολοκληρώθηκε το 2013. Οι μικροσκοπικές θερμοκρασιακές διακυμάνσεις που είναι ορατές αντιστοιχούν σε περιοχές με ελάχιστα διαφορετικές πυκνότητες, οι οποίες αποτελούν την αρχέγονη «σπορά», απ’ την οποία θα προκύψουν όλες οι δομές που παρατηρούμε στο Σύμπαν (φωτογρ. ESA and the Planck Collaboration - D. Ducros).

π