Ένας χάρτης του μοτίβου ομαδοποίησης / ομαδοποίησης που οι γαλαξίες στο Σύμπαν μας παρουσιάζουν σήμερα. Πιστωτική εικόνα: Greg Bacon / STScI / NASA Goddard Space Flight Center.

Ένα τέλειο σύμπαν

Θα μπορούσε το Σύμπαν να έχει γεννηθεί εντελώς ομοιόμορφο και να μας γεννήσει ακόμα;

«Πρώτα, πρέπει να δείτε το σπίτι μου. Είναι, όπως, κάπως κουτσό, αλλά πολύ λιγότερο κουτσό από ό, τι, όπως το σπίτι σας. " -Lumpy Space Princess, Ώρα περιπέτειας

Όταν σκέφτεστε το Σύμπαν, σίγουρα δεν το θεωρείτε ως ένα ομαλό, ομοιόμορφο μέρος. Σε τελική ανάλυση, μια συστάδα σαν τον πλανήτη Γη είναι πολύ διαφορετική από την άβυσσο του κενού χώρου! Ωστόσο, στις μεγαλύτερες κλίμακες, το Σύμπαν είναι πολύ ομαλό, και στις πρώτες στιγμές, ήταν ομαλό ακόμη και σε μικρότερες κλίμακες. Αν και το Σύμπαν μας είναι εγγενώς κβαντικό στη φύση, με όλες τις συνοδικές κβαντικές διακυμάνσεις, ίσως αναρωτιέστε αν θα μπορούσε να γεννηθεί απόλυτα ομαλό και απλώς να αναπτυχθεί από εκεί. Ας ρίξουμε μια ματιά στο Σύμπαν που έχουμε σήμερα και να μάθουμε.

Η Γη, τα αστέρια και ο Γαλαξίας δείχνουν σίγουρα αδεξιότητα, αλλά ίσως προήλθαν από μια προηγούμενη, ομοιόμορφη κατάσταση; Πιστωτική εικόνα: ESO / S. Γκάισαρτ.

Σε κοντινές κλίμακες, έχουμε πυκνές συστάδες ύλης: πράγματα όπως αστέρια, πλανήτες, φεγγάρια, αστεροειδείς και άνθρωποι. Ανάμεσά τους υπάρχουν τεράστιες αποστάσεις κενού χώρου, που κατοικούνται επίσης από πιο διάχυτες συστάδες ύλης: διαστρικό αέριο, σκόνη και πλάσμα που αντιπροσωπεύουν είτε τα απομεινάρια νεκρών και πεθαίνουν αστεριών είτε τις μελλοντικές τοποθεσίες των άστρων που δεν έχουν γεννηθεί . Και όλα αυτά συνδέονται μαζί στον υπέροχο γαλαξία μας: τον Γαλαξία μας.

Σε μεγαλύτερες κλίμακες, οι γαλαξίες μπορούν να υπάρχουν μεμονωμένα (γαλαξίες πεδίου), μπορούν να ενωθούν μαζί σε μικρές ομάδες λίγων (όπως η τοπική μας ομάδα) ή μπορεί να υπάρχουν σε μεγαλύτερους αριθμούς συγκεντρωμένους μαζί, που περιέχουν εκατοντάδες ή και χιλιάδες μεγάλα. Αν κοιτάξουμε ακόμη μεγαλύτερες κλίμακες, διαπιστώνουμε ότι οι συστάδες και οι ομάδες είναι δομημένες κατά μήκος γιγαντιαίων νημάτων, μερικά από τα οποία εκτείνονται για πολλά δισεκατομμύρια έτη φωτός στον κόσμο. Και μεταξύ τους; Γίγαντα κενά: πυκνές περιοχές με ελάχιστους ή και καθόλου γαλαξίες και αστέρια σε αυτά.

Τόσο οι προσομοιώσεις (κόκκινο) όσο και οι γαλαξίες (μπλε / μοβ) εμφανίζουν τα ίδια μοτίβα ομαδοποίησης μεγάλης κλίμακας. Πιστωτική εικόνα: Gerard Lemson & the Virgo Consortium, μέσω http://www.mpa-garching.mpg.de/millennium/.

Αλλά αν αρχίσουμε να βλέπουμε ακόμη μεγαλύτερες κλίμακες - σε κλίμακες δεκάδων δισεκατομμυρίων ετών φωτός σε μέγεθος - βρίσκουμε ότι οποιαδήποτε συγκεκριμένη περιοχή του χώρου που βλέπουμε μοιάζει πολύ με οποιαδήποτε άλλη περιοχή του διαστήματος. Η ίδια πυκνότητα, η ίδια θερμοκρασία, οι ίδιοι αριθμοί αστεριών και γαλαξιών, οι ίδιοι τύποι γαλαξιών κ.λπ. Στις μεγαλύτερες κλίμακες όλων, κανένα μέρος του Σύμπαντός μας δεν είναι καθόλου ξεχωριστό από οποιοδήποτε άλλο μέρος του Σύμπαν. Όλες οι διαφορετικές περιοχές του χώρου φαίνεται να έχουν τις ίδιες γενικές ιδιότητες οπουδήποτε και παντού κοιτάζουμε.

Πιστωτικές εικόνες: κοινοπραξία Virgo / A. Amblard / ESA (πάνω και μεσαία), προσομοίωσης σκοτεινής ύλης και πού πρέπει να βρίσκονται οι γαλαξίες. Κοινοπραξία ESA / SPIRE / HerMES (κάτω μέρος), της Lockman Hole, όπου κάθε κουκκίδα είναι ένας γαλαξίας.

Αλλά το Σύμπαν μας δεν ξεκίνησε καθόλου με αυτά τα τεράστια συσσωματώματα και κενά. Όταν κοιτάζουμε την πρώτη «εικόνα μωρού» του Σύμπαντος μας - το Κοσμικό Φούρνο Μικροκυμάτων - διαπιστώνουμε ότι η πυκνότητα του νεαρού Σύμπαντος ήταν η ίδια σε όλες τις κλίμακες απολύτως παντού. Και όταν λέω το ίδιο, εννοώ μετρήσαμε ότι η θερμοκρασία ήταν 3 Κ προς όλες τις κατευθύνσεις και, στη συνέχεια, 2,7 Κ, και στη συνέχεια 2,73 Κ, και στη συνέχεια 2,725 Κ. Ήταν πραγματικά, πολύ ομοιόμορφο παντού. Τελικά, στη δεκαετία του 1990, ανακαλύψαμε ότι υπήρχαν ορισμένες περιοχές που ήταν ελαφρώς πυκνότερες από τον μέσο όρο και μερικές που ήταν λίγο λιγότερο πυκνές από τον μέσο όρο: περίπου 80-90 microkelvin. Το Σύμπαν ήταν πολύ, πολύ ομοιόμορφο κατά μέσο όρο στις πρώτες μέρες του, όπου οι αποκλίσεις από την τέλεια ομοιομορφία ήταν μόνο 0,003% περίπου.

Οι διακυμάνσεις του φόντου Cosmic Microwave Background κυμαίνονται από δεκάδες έως εκατοντάδες μΚ, αλλά η συνολική θερμοκρασία είναι 2,725 K. Πιστωτική εικόνα: ESA και το Planck Collaboration.

Αυτή η εικόνα μωρού από τον δορυφόρο Planck δείχνει τις διακυμάνσεις από την τέλεια ομοιομορφία, με τα κόκκινα «καυτά σημεία» που αντιστοιχούν στις περιοχές με πυκνή πυκνότητα και τα μπλε «κρύα σημεία» που αντιστοιχούν σε αυτές που είναι υπερβολικά πυκνές: αυτές που θα εξελιχθούν σε αστέρι και γαλαξίες- πλούσιες περιοχές του διαστήματος. Το Σύμπαν απαιτούσε αυτές τις ατέλειες - αυτές τις υπερβολικές και πυκνότητες - έτσι ώστε η δομή να σχηματιστεί καθόλου.

Εάν ήταν απόλυτα ομοιόμορφο, καμία περιοχή του χώρου δεν θα προσελκύει κατά προτίμηση περισσότερη ύλη από οποιαδήποτε άλλη, και έτσι δεν θα υπάρξει βαρυτική ανάπτυξη με την πάροδο του χρόνου. Ωστόσο, αν ξεκινήσετε ακόμη και με αυτές τις μικρές ατέλειες - τα λίγα μέρη στα 100.000 με τα οποία ξεκίνησε το Σύμπαν μας - τότε με την πάροδο των 50 έως 100 εκατομμυρίων ετών, έχουμε δημιουργήσει τα πρώτα αστέρια στο Σύμπαν. Με την πάροδο μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών, έχουμε δημιουργήσει τους πρώτους γαλαξίες. Με την πάροδο του χρόνου που έχει περάσει λίγο περισσότερο από μισό δισεκατομμύριο χρόνια, έχουμε δημιουργήσει τόσα πολλά αστέρια και γαλαξίες που το ορατό φως μπορεί να ταξιδεύει ελεύθερα σε όλο το Σύμπαν χωρίς να συναντήσει αυτή την ουδέτερη ουσία που εμποδίζει το φως. Και με την πάροδο πολλών δισεκατομμυρίων ετών έχουν περάσει, έχουμε τις συστάδες και τις συστάδες γαλαξιών που αναγνωρίζουμε σήμερα.

Θα ήταν λοιπόν δυνατό να δημιουργηθεί ένα Σύμπαν χωρίς διακυμάνσεις; Ένας που γεννήθηκε απόλυτα ομαλός, αλλά μεγάλωσε αυτή η διακύμανση με την πάροδο του χρόνου; Η απάντηση είναι: όχι αν δημιουργήσετε το Σύμπαν όπως δημιουργήθηκε το δικό μας. Βλέπετε, το παρατηρήσιμο Σύμπαν μας προήλθε από το καυτό Big Bang, όπου το Σύμπαν ξαφνικά γέμισε με μια καυτή, πυκνή θάλασσα ύλης, αντιύλης και ακτινοβολίας. Η ενέργεια για το καυτό Big Bang προήλθε από το τέλος του πληθωρισμού - όπου η ενέργεια που είναι εγγενής στο διάστημα μετατράπηκε σε ύλη και ακτινοβολία - κατά τη διάρκεια μιας διαδικασίας γνωστής ως κοσμική αναθέρμανση. Αλλά το Σύμπαν δεν θερμαίνεται στις ίδιες θερμοκρασίες σε όλες τις τοποθεσίες, επειδή κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, υπήρχαν κβαντικές διακυμάνσεις που τεντώθηκαν σε όλο το Σύμπαν! Αυτή είναι η ρίζα από την οποία προήλθαν αυτές οι υπερβολικές και πυκνές περιοχές.

Ενώ ο κοσμικός πληθωρισμός εκτείνεται στο επίπεδο του Σύμπαντος, τεντώνει επίσης τις κβαντικές διακυμάνσεις του κενού χώρου στο ίδιο το Σύμπαν, αποτυπώνοντας τις διακυμάνσεις πυκνότητας / ενέργειας στον ιστό του χωροχρόνου. Πιστωτική εικόνα: E. Siegel.

Εάν έχετε ένα Σύμπαν πλούσιο σε ύλη και ακτινοβολία που είχε πληθωριστική προέλευση και τους νόμους της φυσικής που γνωρίζουμε, θα έχετε αυτές τις διακυμάνσεις που οδηγούν σε περιοχές με πυκνή και πυκνή πυκνότητα.

Αλλά τι καθορίζει το μέγεθος τους; Θα μπορούσαν να ήταν μικρότερα;

Η απάντηση είναι ναι: εάν ο πληθωρισμός σημειώθηκε σε χαμηλότερες ενεργειακές κλίμακες ή εάν το πληθωριστικό δυναμικό είχε διαφορετικές ιδιότητες από αυτές που πρέπει να είχε, αυτές οι διακυμάνσεις θα μπορούσαν να ήταν πολύ, πολύ μικρότερες. Όχι μόνο θα μπορούσαν να ήταν κάτι σαν δέκα φορές μικρότερα, αλλά εκατό, χίλια, ένα εκατομμύριο, ένα δισεκατομμύριο ή ακόμα και μικρότερα από αυτά που έχουμε!

Ο πληθωρισμός δημιούργησε το καυτό Big Bang και δημιούργησε το παρατηρήσιμο Σύμπαν στο οποίο έχουμε πρόσβαση, αλλά είναι οι διακυμάνσεις από τον πληθωρισμό που αναπτύχθηκαν στη δομή που έχουμε σήμερα. Πιστωτική εικόνα: Bock et al. (2006, astro-ph / 0604101); τροποποιήσεις από τον E. Siegel.

Αυτό είναι εξαιρετικά σημαντικό, επειδή ο σχηματισμός της κοσμικής δομής απαιτεί πολύ χρόνο για να συμβεί. Στο Σύμπαν μας, για να περάσουμε από αυτές τις αρχικές διακυμάνσεις στην πρώτη φορά που μπορούμε να τις μετρήσουμε (το CMB) διαρκεί εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Για να μεταβείτε από το CMB στο πότε η βαρύτητα επιτρέπει τον σχηματισμό των πρώτων αστεριών του Σύμπαντος, χρειάζονται περίπου εκατό εκατομμύρια χρόνια.

Αλλά για να πάμε από αυτά τα πρώτα αστέρια σε ένα Σύμπαν που κυριαρχείται από μια σκοτεινή ενέργεια - εκεί όπου δεν θα σχηματιστεί νέα δομή αν δεν είστε ήδη δεσμευμένοι βαρυτικά - αυτό δεν είναι τόσο μεγάλο άλμα. Χρειάζονται μόνο περίπου 7,8 δισεκατομμύρια χρόνια από το Big Bang για να αρχίσει η επιτάχυνση του Σύμπαντος, που σημαίνει ότι εάν οι αρχικές διακυμάνσεις ήταν πολύ μικρότερες, έτσι ώστε να μην είχαμε δημιουργήσει τα πρώτα αστέρια μέχρι, ας πούμε, δέκα δισεκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang , ο συνδυασμός μικρών διακυμάνσεων με σκοτεινή ενέργεια θα εξασφάλιζε ότι δεν θα έχουμε ποτέ αστέρια καθόλου.

Ένα απλό, τεράστιο αστέρι μπορεί να προκύψει από ένα σύννεφο αερίου που καταρρέει, αλλά το χρονοδιάγραμμα μπορεί να είναι τεράστιο εάν η αρχική διακύμανση που είχε ως αποτέλεσμα το σύννεφο ήταν αρκετά μικρή. Πιστωτική εικόνα: το νεφέλωμα Keyhole μέσω της NASA / Hubble Heritage Team (STScI).

Πόσο μικρές θα έπρεπε να ήταν αυτές οι διακυμάνσεις; Η απάντηση είναι εκπληκτική: μόνο μερικές εκατοντάδες φορές μικρότερες από αυτές που έχουμε στην πραγματικότητα! Εάν η «κλίμακα» αυτών των διακυμάνσεων στο CMB (παρακάτω) είχε αριθμούς που ήταν στην κλίμακα δώδεκα αντί για μερικές χιλιάδες, το Σύμπαν μας θα ήταν τυχερό να έχει ακόμη ένα αστέρι ή γαλαξία σε αυτό μέχρι σήμερα, και θα σίγουρα δεν μοιάζει με το Σύμπαν που έχουμε στην πραγματικότητα.

Οι διακυμάνσεις σε διάφορες κλίμακες δημιουργούν τη δομή που βλέπουμε σε διάφορες κλίμακες. Χωρίς ατέλειες, δεν υπάρχει τίποτα να αναπτυχθεί. Πιστωτική εικόνα: Επιστημονική ομάδα της NASA / WMAP.

Εάν δεν ήταν για σκοτεινή ενέργεια - αν το μόνο που είχαμε ήταν ύλη και ακτινοβολία - τότε σε αρκετό χρόνο, θα μπορούσαμε να σχηματίσουμε δομή στο Σύμπαν, ανεξάρτητα από το πόσο μικρές ήταν αυτές οι αρχικές διακυμάνσεις. Αλλά αυτό το αναπόφευκτο μιας επιταχυνόμενης επέκτασης δίνει στο Σύμπαν μας μια αίσθηση επείγοντος που δεν θα είχαμε διαφορετικά, και καθιστά απολύτως απαραίτητο το μέγεθος των μέσων διακυμάνσεων να είναι τουλάχιστον περίπου 0,00001% της μέσης πυκνότητας για να έχουμε Σύμπαν με καθόλου αξιόλογες δεσμευμένες δομές. Κάντε τις διακυμάνσεις σας μικρότερες από αυτό, και θα έχετε ένα Σύμπαν χωρίς τίποτα. Αλλά ανυψώστε αυτές τις διακυμάνσεις σε ένα "τεράστιο" επίπεδο 0,003% και δεν έχετε κανένα πρόβλημα να αποκτήσετε ένα Σύμπαν που μοιάζει με το δικό μας.

Με διακυμάνσεις λίγο μικρότερες από αυτές που είχαμε, οι συστάδες γαλαξιών - όπως αυτή που φαίνεται εδώ - δεν θα είχαν υπάρξει ποτέ. Πιστωτική εικόνα: Jean-Charles Cuillandre (CFHT) & Giovanni Anselmi (Coelum Astronomia), Hawaiian Starlight.

Το Σύμπαν μας πρέπει να έχει γεννηθεί με κομμάτια, αλλά αν ο πληθωρισμός ήταν διαφορετικός, οι μάζες αυτών των κομματιών θα ήταν επίσης πολύ διαφορετικές. Πολύ μικρότερο, και δεν θα υπήρχε καθόλου δομή. Πολύ μεγαλύτερο, και θα μπορούσαμε να είχαμε ένα Σύμπαν γεμάτο καταστροφικά με μαύρες τρύπες από πολύ, πολύ νωρίς. Για να μας δώσετε το Σύμπαν, χρειαζόμαστε σήμερα έναν εξαιρετικά τυχαίο συνδυασμό περιστάσεων και τυχερός για εμάς, αυτός που μας δόθηκε φαίνεται να είναι σωστός.

Αυτή η ανάρτηση εμφανίστηκε για πρώτη φορά στο Forbes και σας προσφέρεται χωρίς διαφημίσεις από τους υποστηρικτές του Patreon. Σχολιάστε το φόρουμ μας και αγοράστε το πρώτο μας βιβλίο: Beyond The Galaxy!