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. 'Ηταν 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 'Ηλιος 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 'Εκρηξη (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 'Εκρηξης. 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 ώς μικρές ανισοτροπίες της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, ανάγκασε την ύλη να σχηματίσει μορφώματα, που αργότερα έγιναν άστρα και γαλαξίες. 'Ετσι 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 μείγματοςτων στοιχείων από τα οποία τα πιο νέα άστρα, μεταξύ των οποίων και ο 'Ηλιος μας και το ηλιακό του σύστημα, μπόρεσαν να δημιουργηθούν. Κάθε άτομο άνθρακα ή βαρύτερος πυρήνας που υπάρχει πάνω στη Γη και στα σώματά μας δημιουργήθηκαν στον πυρήνα κάποιο άστρου που τώρα έχει εκραγεί. Είμαστε όλοι φτιαγμένοι από αστρικό υλικό!

Μέχρι πρόσφατα, οι κοσμολογικές μετρήσεις ήταν συνεπείς με το μοντέλο της Μεγάλης 'Εκρηξης 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.