Η σκοτεινή ενέργεια είναι ίσως το μεγαλύτερο αίνιγμα της σύγχρονης αστροφυσικής και της κοσμολογίας. Πώς καταλάβαμε όμως την ύπαρξή της; Τι ακριβώς παρατήρησαν οι επιστήμονες ώστε να οδηγηθούν στο συμπέρασμα ότι το σύμπαν διαστέλλεται επιταχυνόμενα; Το ταξίδι στο μυστήριο της σκοτεινής ενέργειας ξεκινά το 1917 με την εφαρμογή των εξισώσεων του Einstein στο σύνολο του σύμπαντος.
Το κείμενο στο οποίο βασίστηκε το βίντεο:
Στις αρχές της δεκαετίας του 1920 οι επιστήμονες περιέγραφαν ένα σύμπαν αιώνιο, στατικό και αμετάβλητο. Η εικόνα αυτή όμως ανατράπηκε το 1922, όταν ο ιδιοφυής Ρώσος φυσικομαθηματικός Alexander Friedmann άνοιξε τον δρόμο για ένα δυναμικό μεταβαλλόμενο σύμπαν που διαστέλλεται.
Το 1917 – 2 χρόνια μετά τη δημοσίευση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας- ο Albert Einstein εφάρμοσε τις εξισώσεις πεδίου στο σύνολο του σύμπαντος καταλήγοντας στο συμπέρασμα ότι το σύμπαν ήταν στατικό.
Όμως ένα στατικό σύμπαν το οποίο περιέχει μάζα θα έπρεπε τελικά να καταρρεύσει λόγω της βαρύτητας. Για να εμποδίσει μια τέτοια ερμηνεία/εξέλιξη, ο Einstein εισήγαγε έναν όρο στις εξισώσεις του, την κοσμολογική σταθερά Λ. Αυτός ο όρος λειτουργούσε ως αντι-βαρύτητα εμποδίζοντας την κατάρρευση του σύμπαντος.
Πέντε χρόνια αργότερα ο Friedman προσπάθησε να βρει άλλες πιθανές λύσεις των εξισώσεων πεδίου του Einstein και έδειξε ότι το σύμπαν μπορεί να διαστέλλεται ή να συστέλλεται – ενώ ένα στατικό σύμπαν ήταν ιδιαίτερα ασταθές. Μέχρι σήμερα οι εξισώσεις του Friedman αποτελούν τις σημαντικότερες εξισώσεις της κοσμολογίας.
Οι παρατηρήσεις του Vesto Slipher και του Edwin Hubble τη δεκαετία του 1920 επιβεβαίωσαν τον Friedman αφού έδειξαν ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Έτσι τελικά ο Einstein εγκατέλειψε την ιδέα του στατικού σύμπαντος και υιοθέτησε το μοντέλο ενός διαστελλόμενου σύμπαντος. Η κοσμολογική σταθερά που είχε εφεύρει ώστε να αντιτίθεται στη βαρύτητα- δε χρειαζόταν πια – και μάλιστα ο Einstein τη χαρακτήρισε ως το μεγαλύτερό του λάθος.
Το 1964 ανακαλύφθηκε η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου – δηλαδή η ακτινοβολία που προερχόταν από τα πρώτα στάδια της ύπαρξης του σύμπαντος. Μετά από αυτήν την ανακάλυψη η θεωρία του Big Bang υιοθετήθηκε σχεδόν απ΄όλους τους επιστήμονες. Μέσα στις επόμενες δεκαετίες ενσωματώθηκε σε αυτήν η θεωρία του πληθωρισμού, δηλαδή μια θεωρία η οποία λέει ότι σε ένα υπερβολικά μικρό χρονικό διάστημα μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο του σύμπαντος, (από τα πρώτα 10-36 s μέχρι τα 10-32 s) το σύμπαν αύξησε το μέγεθός του τουλάχιστον κατά 1026 φορές! Στη συνέχεια το σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται αλλά με μικρότερο ρυθμό.
Το σύμπαν μας περιέχει πλανήτες, άστρα και γαλαξίες, δηλαδή σώματα που έχουν μάζα και επομένως βαρύτητα. Συνεπώς ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος θα πρέπει να επιβραδύνεται διαρκώς. Βέβαια θυμηθείτε ότι η βαρύτητα εξασθενεί με την αύξηση της απόστασης. Άρα καθώς καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, οι αποστάσεις μεταξύ των σωμάτων αυξάνονται και η ύλη αραιώνει. Κι επομένως οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις φθίνουν.
Μέχρι τη δεκαετία του ‘ 90 υπήρχαν τρία βασικά σενάρια για το μέλλον του σύμπαντος. Τα σενάρια αυτά βασίζονταν στη μέση πυκνότητα της ύλης που υπάρχει μέσα στο σύμπαν – συμπεριλαμβανομένης της σκοτεινής ύλης.
Εάν η μέση πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος ήταν μεγαλύτερη από μια κρίσιμη πυκνότητα, η διαστολή του θα επιβραδυνόταν αρκετά κι έτσι κάποια στιγμή θα σταματούσε. Στην συνέχεια θα άρχιζε να συστέλλεται λόγω της βαρύτητας και τελικά θα κατέρρεε σε μια μοναδικότητα. Αυτό το σενάριο ονομάζεται big crunch και είναι στην ουσία ένα αντίστροφο big bang.
Από την άλλη αν η πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος ήταν μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα τότε το σύμπαν θα συνέχιζε να διαστέλλεται για πάντα με ολοένα και μικρότερο ρυθμό (αλλά ποτέ δε θα σταματούσε).
Τέλος, εάν η μέση πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος ήταν ίση ακριβώς ίση με την κρίσιμη πυκνότητα ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος θα επιβραδυνόταν σημαντικά και θα πλησίαζε το μηδέν ασυμπτωτικά. Πράγμα που σημαίνει ότι σχεδόν θα σταματούσε αλλά θα χρειαζόταν άπειρος χρόνος μέχρι να σταματήσει να διαστέλλεται εντελώς.
Ένα πάντως έμοιαζε σίγουρο και στα τρία σενάρια: μετά από μια πολύ απότομη αρχική διαστολή το σύμπαν θα έπρεπε να διαστέλλεται όλο και πιο αργά.
Το 1998 δύο ομάδες επιστημόνων προσπάθησαν να προσδιορίσουν με ακρίβεια αυτή τη μείωση του ρυθμού της διαστολής του σύμπαντος. Για να το κάνουν αυτό μελέτησαν κάποια αντικείμενα γνωστής φωτεινότητας που ονομάζονται supernova τύπου Ia. Οι supernova Ιa είναι εκρήξεις που συμβαίνουν σε διπλά αστρικά συστήματα όπου το ένα από τα δύο άστρα είναι ένας λευκός νάνος. Εάν ο λευκός νάνος απορροφήσει ύλη από το δεύτερο άστρο τότε γίνεται μια υπέρλαμπρη έκρηξη γνωστής φωτεινότητας. Δηλαδή γνωρίζουμε ακριβώς πόση ενέργεια εκπέμπεται ανά δευτερόλεπτο. Μια τέτοια έκρηξη εκπέμπει ακτινοβολία ίση με την ακτινοβολία που εκπέμπουν δισεκατομμύρια ήλιοι και επομένως είναι εύκολο να ανιχνευθεί ακόμα και σε πολύ μακρινούς γαλαξίες.
Τώρα, γνωρίζοντας τη φωτεινότητα αυτών των αντικειμένων και παρατηρώντας πόσο αμυδρά φαίνονται στον ουρανό μπορούμε να υπολογίσουμε την απόστασή τους από εμάς. Επίσης από τη μετατόπιση του χρώματός τους προς το κόκκινο μπορούμε να προσδιορίσουμε την ταχύτητα με την οποία απομακρύνονται από εμάς εξαιτίας της διαστολής του σύμπαντος.
Συνδυάζοντας την απόσταση και την ταχύτητα δεκάδων τέτοιων αντικειμένων οι ερευνητές υπολόγισαν το ρυθμό διαστολής του σύμπαντος σε διαφορετικές χρονικές στιγμές στο παρελθόν.
Το συμπέρασμα στο οποίο κατέληξαν και οι δύο ομάδες ερευνητών ήταν εντελώς αναπάντεχο και δεν ταίριαζε σε κανένα από τα τρία σενάρια της εξέλιξης του σύμπαντος. Ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος δεν μειώνεται, αλλά αυξάνεται! Το σύμπαν, διαστέλλεται επιταχυνόμενα! Φαίνεται, λοιπόν, ότι υπάρχει κάποια ανεξήγητη αιτία που λειτουργεί ως αντιβαρύτητα ενισχύοντας τη διαστολή του σύμπαντος. Η άγνωστη αυτή αιτία ονομάστηκε σκοτεινή ενέργεια.
Το παράδοξο είναι ότι ενώ η ύλη αραιώνει όσο διαστέλλεται το σύμπαν, και επομένως η βαρύτητα εξασθενεί, η σκοτεινή ενέργεια φαίνεται να έχει σταθερή πυκνότητα. Μοιάζει να είναι μια εγγενής ιδιότητα του χώρου και άρα όσο διαστέλλεται ο χώρος, αυξάνεται και η σκοτεινή ενέργεια. Στο μακρινό παρελθόν που το σύμπαν είχε μικρότερο μέγεθος, η βαρύτητα κυριαρχούσε και επομένως η διαστολή επιβραδυνόταν. Όταν όμως το σύμπαν μεγάλωσε αρκετά -πριν 5 δισεκατομμύρια χρόνια- η σκοτεινή ενέργεια άρχισε να κυριαρχεί απέναντι στη βαρύτητα και ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος άρχισε να αυξάνεται.
Μετά από αυτές τις παρατηρήσεις η κοσμολογική σταθερά του Einstein επέστρεψε στις κοσμολογικές εξισώσεις. Έτσι, το καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο σήμερα είναι το μοντέλο ΛCDM (Lambda – Cold Dark Matter). Σύμφωνα με αυτό, το σύμπαν έχει μια ηλικία 13,8 δισεκατομμυρίων χρόνων, και αποτελείται κατά 68% από σκοτεινή ενέργεια, κατά 27% από σκοτεινή ύλη και κατά 5% από κανονική ύλη και ενέργεια.
Όλα δείχνουν ότι το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται επιταχυνόμενα για πάντα. Στο υπερβολικά μακρινό μέλλον όταν τα τελευταία άστρα σβήσουν και οι τελευταίες μαύρες τρύπες εξαϋλωθούν θα παύσει κάθε δυνατότητα ανταλλαγής θερμότητας μεταξύ των περιοχών του σύμπαντος – και δε θα συμβαίνει πλέον καμία απολύτως μεταβολή. Αυτός είναι ο θερμικός θάνατος του σύμπαντος.
Υπάρχει βέβαια και μια εναλλακτική εκδοχή της σκοτεινής ενέργειας [phantom energy] που η πυκνότητά της αυξάνεται με τη διαστολή του σύμπαντος. Σε αυτήν την περίπτωση, το σύμπαν μπορεί να οδηγηθεί στο Big Rip (δηλαδή τη Μεγάλη Ρήξη) όπου όλα τα σώματα και τα σωματίδια θα διαλυθούν υπό την επίδραση της σκοτεινής ενέργειας.
Επομένως η μοίρα του σύμπαντος εξαρτάται από τη φύση της σκοτεινής ενέργειας – η οποία όμως είναι εντελώς άγνωστη. Είναι πιθανό να σχετίζεται με κβαντικά φαινόμενα και με την ενέργεια του κενού αλλά δεν γνωρίζουμε πραγματικά τι είναι.
Ζούμε, λοιπόν, σε ένα αινιγματικό σύμπαν όπου όλα όσα γνωρίζουμε από τους πλανήτες και τα άστρα μέχρι τις μαύρες τρύπες αποτελούν μόλις το 5% του σύμπαντος. Άρα αυτά που δεν γνωρίζουμε είναι πολύ περισσότερα από αυτά που γνωρίζουμε. Μην ανησυχείτε όμως, όσο βλέπετε αυτό το βίντεο χιλιάδες επιστήμονες σε ολόκληρο τον πλανήτη εργάζονται πυρετωδώς, ώστε να πάρουμε (τελικά) απαντήσεις στα μεγάλα αυτά ερωτήματα.
Παύλος Καστανάς
09/2018
