Το επιταχυνόμενο σύμπαν μας

Τα πειραματικά δεδομένα και οι θεωρητικές ερμηνείες Μια ειδική έκδοση του EPJST (The European Physical Journal Special Topics), που επιμελήθηκαν οι Β. Ananthanarayan & Subhendra Mohanty, συγκεντρώνει μια συλλογή άρθρων που μελετούν το φαινόμενο της επιταχυνόμενης διαστολής του σύμπαντος και την φύση της σκοτεινής ενέργειας που την προκαλεί. Ένα σκέλος της έρευνας περιλαμβάνει την εξέταση και την ερμηνεία των δεδομένων παρατήρησης σχετικά με την ύπαρξη της σκοτεινής ενέργειας. Το δεύτερο σκέλος καταπιάνεται με την μικροσκοπική κατανόηση της φύσης της σκοτεινής ενέργειας – ως ενός ρευστού που έχει αρνητική πίεση. Αυτό κάνει τη σκοτεινή ενέργεια να μην μοιάζει με κανένα άλλο πεδίο ή σωματίδιο που έχει παρατηρηθεί μέχρι σήμερα.

Στην σημερινή εποχή κυριαρχούν δυο παραδείγματα Καθιερωμένων Προτύπων. Το ένα είναι το Καθιερωμένο Πρότυπο της Κοσμολογίας, σύμφωνα με το οποίο το σύμπαν αποτελείται από 4,9% συνηθισμένη βαρυονική ύλη, 26,8% σκοτεινή ύλη και 68,3% σκοτεινή ενέργεια. Το δεύτερο είναι το Καθιερωμένο Πρότυπο των στοιχειωδών σωματιδίων, το οποίο βασίζεται στο αυθόρμητο σπάσιμο συμμετριών και σε θεωρίες βαθμίδας των ηλεκτροασθενών και ισχυρών αλληλεπιδράσεων, που περιλαμβάνουν κουάρκ, λεπτόνια, γλοιόνια, τα μποζόνια W± και Z0, το φωτόνιο και τα σωματίδια Higgs. Όμως δεν περιλαμβάνει σωματίδια που να αντιστοιχούν στην σκοτεινή ύλη που προβλέπει το Κοσμολογικό Πρότυπο. Επομένως η θεωρία των στοιχειωδών σωματιδίων είναι ημιτελής και χρειάζεται επεκτάσεις. Αυτό είναι το περιβάλλον στο οποίο αναφέρεται η συλλογή των άρθρων που παρουσιάζονται στην συνέχεια. Η κεντρική ιδέα της συλλογής είναι το πιο πρόσφατα ανακαλυφθέν χαρακτηριστικό των ιδιοτήτων του Σύμπαντος και ως εκ τούτου φέρει τον τίτλο «The accelerating universe: evidence and theories». Τα δεδομένα για την ανακάλυψη του επιταχυνόμενου σύμπαντος από τους Saul Perlmutter, Adam Riess και Brian P. Schmidt οδήγησαν στην απονομή του μισού βραβείου Νόμπελ 2011 στον Perlmutter και το άλλο μισό στους Riess και Schmidt. Ξεκινάμε με λίγη ιστορία για να καταλήξουμε σ’ αυτήν τη συλλογή των άρθρων. Ο πρώτος που υπέθεσε την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης ήταν ο Fritz Zwicky, ο οποίος με βάση τις παρατηρήσεις των ακτίνων Χ από γαλαξιακά σμήνη υπέθεσε πως έπρεπε να υπάρχει μια μη φωτεινή μάζα για να συνδέσει βαρυτικά τα θερμά ηλεκτρόνια με τα σμήνη [1]. Η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης τέθηκε σε πιο σταθερή βάση με την μέτρηση των καμπυλών περιστροφής των γαλαξιών από την Vera Rubin και τους συνεργάτες της [2]. Η σκοτεινή ύλη στην κοσμολογική κλίμακα πιστεύεται ότι ευθύνεται για τις παρατηρούμενες ανισοτροπίες του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου [3] και τον σχηματισμό δομών μεγάλης κλίμακας στο σύμπαν. Όσον αφορά την ιστορία της ιδέας της κοσμολογικής σταθεράς ή της σκοτεινής ενέργειας (όπως ονομάζεται σήμερα), ο Άλμπερτ Αϊνστάιν εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά το 1917 [4] με στόχο να συμβιβάσει ένα στατικό σύμπαν με την γενική σχετικότητα. Αφού ο Alexander Friedman [5] (1922) και ο Georges Lemaître [6] (1927) βρήκαν τη λύση του διαστελλόμενου σύμπαντος από τις εξισώσεις πεδίου της γενικής σχετικότητας και την ανακάλυψη του Edwin Hubble για μια συσχέτιση μεταξύ της μετατόπισης προς το ερυθρό και της απόστασης των μεταβλητών των Κηφείδων [7] (1929), ο Αϊνστάιν το 1931 [8] απέσυρε την κοσμολογική σταθερά ως μη απαραίτητη – για μια ιστορική συζήτηση, διαβάστε στην αναφορά [9]. Στην αρχική του πρόταση ο Αϊνστάιν εισήγαγε μια σταθερά της φύσης για να εξισορροπήσει την βαρύτητα της πυκνότητας της ύλης στο Σύμπαν (Gρ = Λ). Πρόκειται γιαυτό που σήμερα θα χαρακτηριζόταν ως «μη-φυσικό», όπου πραγματοποιείται μια ακύρωση μεταξύ των ποσοτήτων που προκύπτουν από δύο διαφορετικούς τομείς για να εξηγηθούν τα πειραματικά δεδομένα. Όπως τονίστηκε από τον Yakov Zel’dovich [10], η κοσμολογική σταθερά είναι ένα πρόβλημα φυσικότητας, όπου μια ακύρωση «μεγάλων» παραμέτρων της φυσικής σωματιδίων, εξηγεί μια πολλών τάξεων μεγέθους μικρότερη κοσμολογική πυκνότητα. Η σύνδεση της κοσμολογικής σταθεράς με την ενέργεια μηδενικού σημείου του κενού στην κβαντική θεωρία πεδίου έγινε για πρώτη φορά από τον Wolfgang Pauli στην δεκαετία του 1920. Ο Pauli παρατήρησε ότι αν η ενέργεια μηδενικού σημείου των ηλεκτρομαγνητικών πεδίων συνεισέφερε στην κοσμολογική σταθερά, η ακτίνα καμπυλότητας του σύμπαντος «…δεν θα μπορούσε να φτάσει ούτε καν στη Σελήνη», όπως περιγράφεται στην αναφορά [9]. Ο Paul Dirac εξήγησε ότι η «αυθόρμητη εκπομπή» ή η μετάβαση μεταξύ στάσιμων ατομικών καταστάσεων προκαλείται από διακυμάνσεις ενέργειας του κενού το 1927 [11]. Η φυσική επίδραση των διακυμάνσεων του κενού ελέγχθηκε με ακρίβεια στο πείραμα του 1947 των Willis Lamb και Robert Retherford όπου μέτρησαν τον διαχωρισμό των ενεργειακών επιπέδων 2S1/2 και 2P1/2 των ατόμων υδρογόνου (η «μετατόπιση Lamb») και εξήγησαν ότι οφείλεται στην ενέργεια μηδενικού σημείου [12]. Το επόμενο έτος οι Hendrik Casimir και Dirk Polder παρατήρησαν την πρώτη μακροσκοπική εκδήλωση ενέργειας κενού μετρώντας την ελκτική δύναμη μεταξύ δυο παράλληλων αγώγιμων πλακών (το «φαινόμενο Casimir») [13]. Tο 1989, ο Steven Weinberg [14] έγραψε ένα σημαντικό άρθρο όπου απαρίθμησε τα μοντέλα της φυσικής σωματιδίων και τις επιπτώσεις τους στην ενέργεια μηδενικού σημείου και την κοσμολογική σταθερά. Σε υπερσυμμετρικά μοντέλα, η ενέργεια μηδενικού σημείου των φερμιονικών πεδίων ακυρώνει ακριβώς την αντίστοιχη συμβολή των μποζονικών πεδίων και αν η υπερσυμμετρία ήταν μια ακριβής συμμετρία δεν θα υπήρχε κοσμολογική σταθερά από ενέργειες μηδενικού σημείου. Ωστόσο, η υπερσυμμετρία εφόσον ισχύει, πρέπει να είναι μια σπασμένη συμμετρία, καθώς στον πραγματικό κόσμο κανένα φερμιόνιο δεν έχει την ίδια μάζα με τον μποζονικό του εταίρο. Το σπάσιμο της υπερσυμμετρίας θα δημιουργούσε τότε μια μεγάλη κοσμολογική σταθερά, η οποία φυσικά δεν παρατηρείται. Όταν η υπερσυμμετρία εφαρμόζεται σε μια τοπική συμμετρία, τότε η αντίστοιχη θεωρία υπερβαρύτητας οδηγεί στα λεγόμενα «χωρίς κλίμακα μοντέλα SUGRA» έναν μηχανισμό για το σπάσιμο της υπερσυμμετρίας χωρίς τη δημιουργία μιας tree-level κοσμολογικής σταθεράς. Τα χωρίς κλίμακα μοντέλα SUGRA προκύπτουν επίσης σε ορισμένες συμπαγοποιήσεις της θεωρίας χορδών. (Αυτές οι απόψεις συζητούνται εκτενώς σε δύο από τα άρθρα αυτής της συλλογής) Η ανακάλυψη του επιταχυνόμενου σύμπαντος έγινε από τους Perlmutter et al. [15], Riess et al [16] και Schmidt et al [17] μέσα από τα γραφήματα λαμπρότητας μετατόπισης στο ερυθρό των σουπερνόβα τύπου-Ia που θεωρούνται «πρότυπα κεριά» και προκύπτουν από την κατάρρευση λευκών νάνων με μάζα κοντά στο όριο Chandrashekhar 1,44Μ⊙. Το επιταχυνόμενο σύμπαν εξέπληξε τους φυσικούς των στοιχειωδών σωματιδίων που θεωρούσαν μηδενική την κοσμολογική σταθερά. Τώρα έπρεπε να εξηγήσουν στο πλαίσιο του μικρόκοσμου την παρατηρούμενη κοσμολογική τιμή της πυκνότητας ρ=3,02174×10−47Gev4≃M2PH20. Για τους κοσμολόγους, η προσθήκη μιας κοσμολογικής σταθεράς στον προϋπολογισμό της ενεργειακής πυκνότητας είχε άμεση εφαρμογή, στο ότι η ηλικία του σύμπαντος από την μέτρηση του ρυθμού διαστολής του Hubble ήταν 8 έως 10 Gyrs (δισεκατομμύρια χρόνια) – ενοχλητικά χαμηλότερη από την εκτιμώμενη ηλικία συγκεκριμένων σφαιρικών σμηνών, με την ενσωμάτωση της κοσμολογικής σταθεράς, η ηλικία του σύμπαντος από τον ρυθμό διαστολής του Hubble προέκυπτε καθησυχαστικά μεγάλη, 13,8 Gyrs σύμφωνα με όλες τις παρατηρήσεις. Η ενσωμάτωση της κοσμολογικής σταθεράς ήταν επίσης συνεπής κατά την προσαρμογή της ανισοτροπίας του Κοσμικού Μικροκυματικού Υποβάθρου (CMB) και της θεωρίας σχηματισμού δομών με τις παρατηρήσεις. Υπάρχει ωστόσο ένα πρόβλημα φυσικότητας στην κοσμολογία: γιατί η κοσμολογική σταθερά που δεν αραιώνει σε αντίθεση με την ύλη και την ακτινοβολία κατά τη διαστολή του σύμπαντος έχει παρόμοια πυκνότητα με την σκοτεινή ύλη και την βαρυονική ύλη στην παρούσα εποχή. Για να λυθεί αυτό το πρόβλημα «γιατί τώρα», η έννοια ενός ρευστού αρνητικής πίεσης «σκοτεινής ενέργειας» που θα μπορούσε να έχει εξελιχθεί κατά την πρώιμη ιστορία του σύμπαντος έχει αντικαταστήσει την «κοσμολογική σταθερά» στο λεξικό της φυσικής και της αστρονομίας [18]. Μια άποψη από διαφορετική οπτική γωνία είναι ότι η επιτάχυνση που μετράμε δεν οφείλεται στο θεμελιώδες ρευστό αρνητικής πίεσης αλλά στην χαρακτηριστική κίνησή μας σε ένα ομοιογενές κομμάτι του σύμπαντος [19]. Αυτό υποστηρίζεται από αυξανόμενες ενδείξεις ενός διπολικού άξονα στην κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία και την λαμπρότητα κβάζαρ και σουπερνόβα [20, 21]. Για να εξηγηθεί το επιταχυνόμενο σύμπαν χρησιμοποιήθηκε μια τεράστια ποικιλία θεωρητικών ιδεών (ενέργεια μηδενικού σημείου και επανακανονικοποίηση, βαθμωτό πεδίο σκοτεινής ενέργειας, υπερσυμμετρία που σπάει σε υπερβαρύτητα, κβαντική βαρύτητα, απομεινάρια χορδών και κοσμολογική ανισοτροπία). Με την παρούσα κατάσταση των παρατηρήσεων υπάρχουν προτιμώμενες (ανάλογα με το ποιος ρωτά) αλλά δεν υπάρχει ξεκάθαρος νικητής. Δεν θα είναι υπερβολή να πούμε λοιπόν ότι περαιτέρω λεπτομερείς μετρήσεις της επιτάχυνσης του σύμπαντος από διάφορες παρατηρήσεις θα ανοίξουν ένα νέο παράδειγμα στην θεμελιώδη φυσική και την κοσμολογία. Σ’ αυτή την συλλογή έχουν επιλεχθεί και 7 άρθρα που απαριθμούν τις παρατηρησιακές ενδείξεις ενός ισότροπου επιταχυνόμενου σύμπαντος και διερευνούν επίσης διάφορες θεωρητικές ιδέες σχετικά με την ενέργεια του κενού στην φύση. Οι Mazumdar et al. [22] παρουσιάζουν την κανονική εικόνα των δεδομένων για την σκοτεινή ενέργεια από τα σουπερνόβα τύπου 1a, την κοσμική μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου, μελέτες γαλαξιών, παρατηρήσεις του φαινομένου Sunyaev-Zeldovich από σμήνη γαλαξιών και βαρυτικών φακών από σμήνη. Επισημαίνουν επίσης πως δεν είναι όλα τέλεια με το καθιερωμένο κοσμολογικό πρότυπο ΛCDM (κοσμολογική σταθερά και ψυχρή σκοτεινή ύλη) και συζητούν την διαφορά στις τιμές των H0 και σ8 μεταξύ των παρατηρήσεων μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και δομών μεγάλης κλίμακας στο πρότυπο ΛCDM και εξετάζουν αν διαφορετικά μοντέλα σκοτεινής ενέργειας είναι σε θέση να επιλύσουν αυτές τις διαφωνίες μεταξύ διαφορετικών παρατηρήσεων. Οι Mohayee et al. [23] παρουσιάζουν τα πειραματικά στοιχεία που αμφισβητούν την ιδέα ότι το σύμπαν στις κλίμακες που το ερευνήσαμε είναι ομοιογενές και ισότροπο. Επισημαίνουν ότι η κατανομή των κβάζαρ δείχνει μια διπολική κατανομή αντίθετη με τις προσδοκίες από το καθιερωμένο κοσμολογικό πρότυπο. Υποστηρίζουν επίσης ότι ο ρυθμός διαστολής του Hubble που προκύπτει από δεδομένα σουπερνόβα δείχνει επίσης μια διπολική κατανομή η οποία ευθυγραμμίζεται με την διπολική κατανομή των κβάζαρ. Όλα αυτά στηρίζουν την ιδέα ότι η επιτάχυνση οφείλεται στην τοπική μας κίνηση σε ένα ομοιογενές σύμπαν παρά σε ένα κοσμολογικό ρευστό σκοτεινής ενέργειας. Οι Νικόλαος Μαυρόματος και Peracaula [24] υποστηρίζουν την ιδέα ότι τα πεδία από την βαρυτική πολλαπλέτα της θεωρίας χορδών, δηλαδή το βαρυτόνιο, το dilaton και τo αξιόνιο μπορούν να εξηγήσουν την επιτάχυνση τόσο κατά την εποχή του πληθωρισμού όσο και στη σημερινή εποχή. Σε αυτό το μοντέλο (Running Vacuum Model) εξηγούν όλες τις εποχές της κοσμολογικής εξέλιξης με την θεωρία χορδών. Ο πληθωρισμός μπορεί να προκύψει από τον όρο της βαρυτικής χειρικής ανωμαλίας των αξόνων λόγω των χειρόμορφων βαρυτικών κυμάτων στο υπόβαθρο. Τα αξιόνια μπορούν να αποκτήσουν μάζα εξαιτίας της επίδρασης του instanton και να λειτουργήσουν ως σκοτεινή ύλη στο ύστερο σύμπαν. Και στην παρούσα εποχή τα αξιόνια μπορούν να συμπεριφέρονται ως running ενέργεια κενού η οποία είναι διαφορετική από την κοσμολογική σταθερά. Οι Dutta και Maharana [25] εκπόνησαν μια μελέτη για τα μοντέλα σκοτεινής ενέργειας που προκύπτουν από διάφορα μοντέλα συμπαγοποίησης χορδών και υπερβαρύτητας. Εξετάζουν πώς η θεωρία πεδίου που αναδύεται στην συμπαγοποίηση των χορδών τύπου II είναι η «υπερβαρύτητα χωρίς κλίμακα», όπου η δομή Kahler των μποζονικών πεδίων διασφαλίζει ότι μπορεί να έχουμε σπάσιμο της υπερσυμμετρίας στις ενέργειες TeV ενώ έχουμε μηδενική κοσμολογική σταθερά. Συζητούν επίσης σενάρια όπου η κοσμολογική σταθερά μπορεί να δώσει έναν χώρο de-Sitter στην παρούσα εποχή και δίνουν μια ολοκληρωμένη λίστα μοντέλων που προκύπτουν από θεωρίες χορδών τα οποία μπορούν να δημιουργήσουν την παρατηρούμενη σκοτεινή ενέργεια. Οι Capozzielllo και Lambiase [26] συζητούν τα μοντέλα επεκταμένης βαρύτητας που μπορούν φαινομενολογικά να λειτουργήσουν ως ρευστό σκοτεινής ενέργειας. Οι δύο θεωρίες που διερευνούν λεπτομερώς είναι οι γενικευμένες θεωρίες καμπυλότητας f(R) και οι θεωρίες γενικευμένης στρέψης f(T) για να εξηγήσουν την κοσμολογική επιτάχυνση στην παρούσα εποχή του σύμπαντος. Ο Venkatramani και ο Newell [27] μελετούν το μέρος της σκοτεινής ύλης του σκοτεινού τομέα (hidden sector). Υποστηρίζουν ότι η θεώρηση συμμετρίας και όχι η ελαχιστοποίηση της ενέργειας ευθύνονται για την κατανομή της ύλης στον γαλαξία. Δείχνουν ότι αυτή η «διάταξη σκοτεινής ύλης» μπορεί να εξηγήσει τις παρατηρούμενες καμπύλες περιστροφής τόσο των ελλειπτικών όσο και των ραβδωτών σπειροειδών γαλαξιών. Ο Pomeau [28] εξετάζει ένα ενδιαφέρον σενάριο όπου θεωρεί το φαινόμενο θωράκισης όταν βαριά φερμιόνια σκεδάζονται από ένα πεδίο βαρύτητας. Προκαλείται ένα φαινόμενο όπου η σταθερά του Νεύτωνα έχει μια τιμή που τροποποιείται σε μεγάλες αποστάσεις. Έτσι, σε αυτό το σενάριο, δεν υπάρχει απαίτηση για υποψήφια σκοτεινή ύλη, ούτε απαιτείται τροποποίηση της νευτώνειας δυναμικής, σε αντίθεση, π.χ., με τα δημοφιλή σενάρια MOND. Πρόκειται πράγματι για μια ενδιαφέρουσα πιθανότητα. Η αποκάλυψη της φύσης της σκοτεινής ενέργειας μέσω της μελέτης του επιταχυνόμενου Σύμπαντος θα ξεκλειδώσει το βαθύτερο επίπεδο της κατανόησής μας για το Σύμπαν. Η συλλογή των άρθρων που ακολουθεί μας δείχνει ότι ο καλύτερος τρόπος για να προχωρήσουμε στην κατανόηση της σκοτεινής ενέργειας είναι να συσχετίσουμε την θεωρία με τις παρατηρήσεις οι οποίες είναι πλέον δυνατές εξαιτίας μιας πληθώρας νέων πειραμάτων ακριβείας στην κοσμολογία και την σωματιδιακή φυσική.