ΤΟ ΠΡΩΙΜΟ ΣΥΜΠΑΝ. Λαυρεντιάδου Αναστασία, Κουργιαντάκη Βασιλική Εκπαιδευτήρια «Απόστολος Παύλος»

Transcript

1 ΤΟ ΠΡΩΙΜΟ ΣΥΜΠΑΝ Λαυρεντιάδου Αναστασία, Κουργιαντάκη Βασιλική Εκπαιδευτήρια «Απόστολος Παύλος» Επιβλέπων Καθηγητής: Χριστίδης Σπύρος Φυσικός, Εκπαιδευτήρια «Απόστολος Παύλος» ΠΕΡΙΛΗΨΗ Πριν από 14 δις χρόνια ένα καθοριστικό γεγονός έλαβε χώρα, το οποίο σηματοδότησε την γέννηση του σύμπαντος και κατ επέκταση την δημιουργία ζωής. Το γεγονός αυτό δεν είναι άλλο από τη Μεγάλη Έκρηξη ( Big Bang). Σύμφωνα με τις υπάρχουσες θεωρίες, η έκρηξη αυτή, στην οποία οφείλουμε την ύπαρξη μας, έδωσε τις κατάλληλες προϋποθέσεις για τον σχηματισμό στοιχείων, ενώσεων και μετέπειτα την δημιουργία γαλαξιών, ήλιων και τελικά της ζωής. Όμως, τα σύγχρονα τηλεσκόπια που διαθέτουμε μας επιτρέπουν να δούμε την εικόνα του σύμπαντος από το σήμερα μέχρι περίπου έτη μετά τη μεγάλη έκρηξη. Το ερώτημα λοιπόν που δημιουργείται είναι τι συνέβη στο ενδιάμεσο. Ένας μεγάλος αριθμός επιστημόνων έχει επιχειρήσει να απαντήσει στο ερώτημα αυτό διατυπώνοντας διάφορες θεωρίες σχετικά με τα γεγονότα που έλαβαν χώρα την πρώιμη αυτή εποχή. Στόχος της παρούσας εργασίας είναι να παρουσιάσει όσα νομίζουμε ότι συνέβησαν στο «σκοτεινό» διάστημα από τη στιγμή της δημιουργίας του κόσμου μέχρι το έτος μετά από αυτήν, δηλαδή τις πρώτες εικόνες του βρέφους-σύμπαν που σήμερα έχουμε. ΛΕΞΕΙΣ ΚΛΕΙΔΙΑ: βρέφος-σύμπαν, Μεγάλη Έκρηξη, Bing Bang, πρώιμη εποχή. ΕΙΣΑΓΩΓΗ Ο άνθρωπος, πολύ σύντομα μετά την εμφάνισή του στη γη αναρωτήθηκε τον λόγο και τον τρόπο δημιουργίας των πλανητών, του ουρανού και της ίδιας της ζωής. Καθώς το ανθρώπινο είδος εξελίσσονταν, τα ερωτήματα αυτά πρόβαλλαν όλο και πιο επιτακτικά. Στην αρχή, απαντούσε κυρίως μέσω της φιλοσοφίας και της θρησκείας. Αργότερα, μέσα από την επιστήμη. Ωστόσο, η έρευνα ποτέ δεν σταματά και τα ερωτήματα πληθαίνουν αντί να μειώνονται.. Η παρούσα εργασία διαρθρώνεται σε τρία βασικά μέρη. Αρχικά, θα αναφερθούμε στην ευρέως διαδεδομένη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης καθώς και τα προβλήματα που δημιουργήθηκαν με την αποδοχή της θεωρίας αυτής. Στη συνέχεια, θα αναλύσουμε μια από τις περισσότερο αποδεκτές θεωρίες, το κοσμολογικό πληθωριστικό μοντέλο. Καταλήγοντας θα ολοκληρώσουμε την εργασία με την θεωρία του χαοτικού πληθωρισμού, μια θεωρία που διατυπώθηκε για πρώτη φορά από τον Andrei Linde, ένα σύγχρονο Ρωσοαμερικανό φυσικό, καθηγητή, σήμερα, του πανεπιστημίου του Στάντφορντ.

2 Θα μπορούσαμε πολύ εύκολα να πούμε ότι οι παραπάνω θεωρίες συνδέονται άμεσα ή έμμεσα καθώς η μία δημιουργήθηκε για να καλύψει τα κενά της άλλης. Σαν αποτέλεσμα, οι γνώσεις μας για αυτή την σκοτεινή περίοδο γίνονται ολοένα και πιο σφαιρικές δίνοντας την δυνατότητα να ελπίζουμε ότι μια μέρα θα γνωρίζουμε τι ακριβώς οδήγησε το σύμπαν μας στη σημερινή του κατάσταση. Η ΘΕΩΡΙΑ ΤΗΣ ΜΕΓΑΛΗΣ ΕΚΡΗΞΗΣ (BIG BANG) «Κατά την στιγμή μηδέν, όλος ο χώρος και ο χρόνος (δηλαδή ο χωροχρόνος) ήταν συγκεντρωμένος σ ένα μόνο σημείο. Όλα τα σημεία του ήταν κολλημένα το ένα πάνω στο άλλο και αποτελούσαν ουσιαστικά ένα μόνον σημείο Και μια τεράστια,ίσως άπειρη, ποσότητα ενέργειας ήταν επίσης συγκεντρωμένη εκεί. Και τότε άρχισε η Μεγάλη Έκρηξη. Τα διάφορα σημεία του χώρου άρχισαν δηλαδή ξαφνικά να απομακρύνονται απ αλλήλων με μια εκρηκτική βιαιότητα Τα θραύσματα της Μεγάλης Εκρήξεως δεν είναι τίποτε άλλο από αυτά τα ίδια τα σημεία του χώρου που τον δημιουργούν ακαριαία καθώς αρχίζουν να απομακρύνονται μεταξύ τους».(ομιλία Γεωργίου Γούναρη, Οκτώβριος 2000) Λίγες απειροελάχιστες στιγμές μετά από την Έκρηξη, σε δευτερόλεπτα, οι τέσσερις δυνάμεις της φύσης, η ισχυρή πυρηνική, η ασθενής πυρηνική, η ηλεκτρομαγνητική και τέλος η βαρύτητα, ήταν ενωμένες σε μια "υπερ-δύναμη". Τα στοιχειώδη σωματίδια κουάρκς αρχίζουν να ενώνονται ανά τρία, να σχηματίζονται τα φωτόνια, τα ποζιτρόνια και τα νετρίνα, ενώ δημιουργήθηκαν συγχρόνως και τα αντισωματίδια τους. Σε αυτή τη φάση υπάρχουν πολύ μικρές ποσότητες πρωτονίων και νετρονίων, περίπου 1 για κάθε 1 δισεκατομμύριο φωτόνια, νετρίνα ή ηλεκτρόνια. Για κάθε ένα δισεκατομμύριο ζεύγη σωματιδίων ύλης και αντιύλης που δημιουργήθηκαν στις απαρχές του Κόσμου, μόνο το ένα σωματίδιο ύλης επέζησε και αυτά αποτελούν τον σημερινό Κόσμο μας. Τα υπόλοιπα ζεύγη εξαϋλώθηκαν ακαριαία προς ακτινοβολία. Στη συνέχεια, στα sec το σύμπαν ήταν ένα ιονισμένο πλάσμα όπου η ύλη και η ακτινοβολία ήταν αδιάσπαστα ενωμένα. Επιπλέον, υπήρχαν ίσα ποσά σωματιδίων και αντισωματιδίων με μια απειροελάχιστη κυριαρχία των σωματιδίων. Η αναλογία των νετρονίων και των πρωτονίων αν και μικρή είναι ίση. Όταν το σύμπαν γέρασε κατά ένα εκατοστό του δευτερολέπτου τα νετρόνια άρχισαν να διασπώνται μαζικά. Αυτή η διάσπαση επέτρεψε στα ελεύθερα ηλεκτρόνια και πρωτόνια να συνδυαστούν με άλλα σωματίδια. Τελικά τα υπόλοιπα νετρόνια ενώθηκαν με τα πρωτόνια και σχημάτισαν το βαρύ υδρογόνο (δευτέριο). Αυτοί οι πυρήνες του δευτερίου συνδυάστηκαν ανά δύο και σχημάτισαν τους πυρήνες του ηλίου. Λόγω των αλλεπάλληλων συγκρούσεων και εξαϋλώσεων, η ύλη ήταν ανίκανη να παραμείνει βιώσιμη για πάνω από μερικά νανοδευτερόλεπτα. Όπως το νερό που παγιδεύεται μέσα σε ένα σφουγγάρι, έτσι και η ύλη ήταν τόσο πυκνή (10 14 g/cm3), που καμιά ακτινοβολία δεν ήταν ορατή. Την εποχή αυτή, γνωστή ως "εποχή της τελευταίας σκέδασης", η θερμοκρασία έχει μειωθεί δραματικά, με τις ισχυρές πυρηνικές, ασθενείς πυρηνικές και ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις να είναι τώρα ικανές να ασκήσουν τη δύναμή τους χωριστά.

3 Ένα ολόκληρο δευτερόλεπτο μετά από την αρχική Έκρηξη, και ενώ η θερμοκρασία του Κόσμου μας έχει μειωθεί σε δέκα δισεκατομμύρια βαθμούς, τα φωτόνια δεν έχουν πλέον την ενέργεια να αναστατώσουν τη δημιουργία της ύλης καθώς επίσης και να μετασχηματίσουν την ενέργεια σε ύλη. Μετά από τρία λεπτά η θερμοκρασία γίνεται ένα δισεκατομμύριο βαθμούς, ενώ τα πρωτόνια και τα νετρόνια επιβραδύνθηκαν τόσο που ήταν ικανά να πραγματοποιήσουν την πυρηνοσύνθεση. Δημιουργήθηκαν πυρήνες του ηλίου από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια, και για κάθε πυρήνα του ηλίου που σχηματίστηκε έμειναν περίπου δέκα πρωτόνια ελεύθερα επιτρέποντας έτσι το 25% του σύμπαντος να αποτελείται από ήλιο. Η επόμενη σημαντική φάση της διαστολής εμφανίστηκε περίπου τριάντα λεπτά αργότερα όταν αυξήθηκε η δημιουργία των φωτονίων μέσω της εξαΰλωσης ζευγαριών ηλεκτρονίων - ποζιτρονίων. Το γεγονός ότι το σύμπαν άρχισε με ελαφρώς περισσότερα ηλεκτρόνια από ποζιτρόνια είχε εξασφαλιστεί ότι το σύμπαν μας ήταν σε θέση να διαμορφωθεί όπως το βλέπουμε σήμερα. Το σύμπαν για τα επόμενα χρόνια θα αρχίσει να επεκτείνεται και να ψύχεται μέχρι μια θερμοκρασία K. Αυτές οι συνθήκες επέτρεψαν στους πυρήνες του ηλίου να απορροφήσουν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια και να σχηματιστούν τα πρώτα άτομα ηλίου. Εν τω μεταξύ συνδέθηκαν μαζί άτομα του υδρογόνου και σχημάτισαν το λίθιο. Είναι η εποχή που η πυκνότητα του σύμπαντος έχει φτάσει στο σημείο όπου το φως μπορεί να γίνει πια αντιληπτό. Μέχρι τότε τα φωτόνια συνέχισαν να παγιδεύονται μέσα στην ύλη. Τελικά η διαστολή επέτρεψε στο φως και την ύλη να διαχωριστούν, καθώς η ακτινοβολία γίνεται όλο και λιγότερο πυκνή. Από εκεί και πέρα διαχωρίστηκε η ύλη και η ακτινοβολία, ενώ από τότε υπάρχει και η παλαιότερη ακτινοβολία λείψανο, που γεννήθηκε στο σύμπαν. Όμως, η παραπάνω θεωρία, παρουσιάζει και ορισμένα προβλήματα. Το πρώτο και κύριο πρόβλημα: Τι υπήρχε πριν από τη μεγάλη έκρηξη; Το δεύτερο, είναι το πρόβλημα της μάζας: Με ποιόν μηχανισμό γεννήθηκε όλη η μάζα του σύμπαντος; Υπήρχε καθόλου μάζα στην Αρχή; Το τρίτο πρόβλημα έγκειται στο γεγονός ότι το Σύμπαν φαίνεται να είναι το ίδιο προς όλες τις κατευθύνσεις (το πρόβλημα της ομοιογένειας-ισοτροπίας): Παρά την κατανομή των γαλαξιών και των γαλαξιακών σμηνών, το Σύμπαν φαντάζει ομοιόμορφο και ισότροπο σε γενικές γραμμές, όπως αποδεικνύεται και από την μελέτη της κοσμικής ακτινοβολίας υπόβαθρου. Το τέταρτο πρόβλημα είναι αυτό του ορίζοντα, το οποίο οδηγεί στο παράδοξο της ύπαρξης των γαλαξιών: Αν το Σύμπαν δημιουργήθηκε έχοντας μια τόσο ομαλή κατάσταση, τότε πώς θα μπορούσαν να σχηματιστούν δομές που να έχουν το μέγεθος γαλαξιών; Το πέμπτο, είναι το πρόβλημα των μαγνητικών μονόπολων, τα οποία θα ήταν πολύ εύκολο να εντοπιστούν: Θα έπρεπε να έχουν ανακαλυφθεί στις κοσμικές ακτίνες, αλλά στην πραγματικότητα δεν έχει γίνει κάτι τέτοιο. Παρ' όλες τις έρευνες, μόνο δύο πειράματα φαίνεται να εντόπισαν συμβάντα, τα οποία ενδεχόμενα να προκλήθηκαν από το πέρασμα ενός μαγνητικού μονόπολου μέσα από πειραματική διάταξη, και κανείς δεν είναι διατεθειμένος να αποδεχτεί τη φαινομενική ύπαρξη τους, χωρίς περισσότερα στοιχεία.

4 Τέλος, το έκτο πρόβλημα που πυροδότησε την έναρξη του νέου κύματος αναζήτησης, η οποία οδήγησε σε μια νέα θεωρία για την εξέλιξη του Σύμπαντος στα δευτερόλεπτα, ονομάζεται πρόβλημα της «επιπεδότητας». Ανάγεται στις παλιές μελέτες των γαλαξιών, της ερυθρής μετατόπισης και της συμπαντικής διαστολής και είναι το εξής: Είμαστε σε θέση να υπολογίσουμε την ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος και να κάνουμε και μια εκτίμηση για το ποσοστό ύλης που περιέχει ή μάλλον για την πυκνότητα της ύλης, η οποία είναι το στοιχείο που παίζει ρόλο μετρώντας τον αριθμό των γαλαξιών. Οι εξισώσεις του Αϊνστάιν επιτρέπουν την πιθανότητα είτε ενός ανοιχτού Σύμπαντος το οποίο θα διαστέλλεται αιώνια, είτε ενός κλειστού το οποίο θα καταλήξει να καταρρεύσει σε μια πύρινη σφαίρα, είτε τέλος σε ένα επίπεδο Σύμπαν, το οποίο ισορροπεί οριακά πάνω στην κόψη του ξυραφιού της βαρύτητας, ανάμεσα στις δύο προηγούμενες πιθανότητες. Από τις παρατηρήσεις προκύπτει ότι η πραγματική πυκνότητα του Σύμπαντος είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη πυκνότητα, που χρειάζεται για να είναι το Σύμπαν επίπεδο. Σήμερα θεωρείται ότι τελικά το Σύμπαν μοιάζει πολύ με την περισσότερο απίθανη κατάσταση: την απόλυτη ομαλότητα. Κι αυτό σημαίνει ότι όταν δημιουργήθηκε θα πρέπει να ήταν πολύ ομαλότερο (επίπεδο), όπως υπέδειξαν το 1979 οι Robert Dicke και James Peebles, δυο από τους αστρονόμους του Πρίνστον που ανακάλυψαν την ακτινοβολία του υποβάθρου. Η ανακάλυψη ότι το Σύμπαν βρίσκεται σε μια κατάσταση έστω και κατά προσέγγιση ομαλότητας είναι ακόμα πιο απίθανη κι από την περίπτωση να ισορροπεί στη μύτη του επί εκατομμύρια χρόνια, ένα καλοξυσμένο μολύβι. Κι αυτό γιατί, όπως έδειξαν οι Dicke και Peebles, οποιαδήποτε απόκλιση του Σύμπαντος από την ομαλότητα που προέκυψε από τη Μεγάλη Έκρηξη, θα αυξανόταν υπερβολικά όσο το Σύμπαν διαστελλόταν και «γερνούσε». Όπως το μολύβι πέφτει με την παραμικρή ώθηση, έτσι και το Σύμπαν πολύ γρήγορα θα παρέκλινε από την τέλεια ομαλότητα. ΠΛΗΘΩΡΙΣΜΟΣ Προκειμένου οι φυσικοί να δώσουν λύσεις στα παραπάνω προβλήματα προσπάθησαν να δημιουργήσουν ικανοποιητικές θεωρίες που θα γινόταν αποδεκτές από την επιστημονική κοινότητα. Ένας από αυτούς ο φυσικός Alan Guth από το Τεχνολογικό Ινστιτούτο της Μασαχουσέτης (Μ.Ι.Τ.) υπέθεσε ότι σε κάποιο αρχικό στάδιο του Σύμπαντος υπήρξε μία περίοδος εξαιρετικά μεγάλης διαστολής. Η διαστολή αυτή ονομάστηκε «πληθωριστική» επειδή κατά τη διάρκεια της ο ρυθμός διαστολής ήταν επιταχυνόμενος και όχι επιβραδυνόμενος όπως σήμερα. Ο Alan Guth υπολόγισε ότι η ακτίνα του Σύμπαντος μεγάλωσε κατά ένα εννεάκις εκατομμύριο φορές, μέσα σε ένα πάρα πολύ μικρό κλάσμα του δευτερολέπτου. Ο Guth υποστήριξε ότι το Σύμπαν άρχισε να υπάρχει μετά τη Μεγάλη έκρηξη σε μία πολύ θερμή αλλά και πολύ χαοτική κατάσταση. Οι μεγάλες θερμοκρασίες σημαίνουν ότι τα σωματίδια κινούνταν πολύ γρήγορα και είχαν πολύ μεγάλες ενέργειες. Όπως

5 προαναφέραμε, σε τόσο μεγάλες θερμοκρασίες οι ισχυρές και ασθενείς πυρηνικές δυνάμεις και οι ηλεκτρομαγνητικές ενοποιούνται σε μια ενιαία δύναμη. Καθώς το Σύμπαν διαστελλόταν, άρχιζε παράλληλα να ψύχεται, και οι ενέργειες των σωματιδίων μίκραιναν. Κάποτε συνέβη αυτό που ονομάζεται «αλλαγή φάσης» και η συμμετρία μεταξύ των δυνάμεων καταστράφηκε, η ισχυρή δύναμη έγινε διαφορετική από τις ηλεκτρομαγνητικές και τις ασθενείς πυρηνικές δυνάμεις. Ένα γνωστό παράδειγμα μιας αλλαγής φάσης είναι η μετατροπή του νερού που ψύχεται σε πάγο. Το νερό όσο είναι υγρό είναι συμμετρικό, φαίνεται δηλαδή το ίδιο σε κάθε σημείο και προς κάθε κατεύθυνση. Όταν όμως σχηματιστούν οι κρύσταλλοι του πάγου που βρίσκονται σε συγκεκριμένες θέσεις και έχουν συγκεκριμένο προσανατολισμό, το νερό θα φαίνεται διαφορετικό σε διάφορα σημεία και προς διάφορες κατευθύνσεις. Η ψύξη του θα έχει καταστρέψει την συμμετρία του. Στην περίπτωση του νερού μπορούμε, αν είμαστε προσεχτικοί, να το «υπερψύξουμε», να το ψύξουμε δηλαδή με τέτοιο τρόπο ώστε να μη σχηματιστεί πάγος, ακόμη και όταν η θερμοκρασία κατεβεί κάτω από το σημείο πήξεως (0 C). Ο Guth υπέθεσε ότι το Σύμπαν μπορεί να παρουσιάσει ανάλογη συμπεριφορά: η θερμοκρασία του μπορεί να κατεβεί κάτω από την οριακή τιμή χωρίς να καταστραφεί η συμμετρία μεταξύ των δυνάμεων. Αν είχε συμβεί κάτι τέτοιο, το Σύμπαν θα βρισκόταν σε μια ασταθή κατάσταση, με περισσότερη ενέργεια από όση θα είχε κανονικά αν είχε καταστραφεί η συμμετρία. Ο Guth έδειξε ότι αυτή η πρόσθετη ενέργεια ασκεί αντιβαρυτική επίδραση: το αποτέλεσμα της είναι ίδιο με αυτό της κοσμολογικής σταθεράς του Αϊνστάιν. (Ο Αϊνστάιν εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά στη γενική θεωρία της σχετικότητας όταν προσπαθούσε να κατασκευάσει ένα στατικό μοντέλο του Σύμπαντος). Αφού το Σύμπαν θα βρίσκεται ήδη σε μια διαδικασία διαστολής, όπως στο μοντέλο της θερμής Μεγάλης έκρηξης, η απωστική επίδραση αυτής της κοσμολογικής σταθεράς θα αναγκάσει το Σύμπαν να διασταλεί με ένα συνεχώς αυξανόμενο, επιταχυνόμενο ρυθμό. Ακόμη και στις περιοχές όπου θα υπάρχουν περισσότερα σωματίδια ύλης από τον μέσο όρο, η βαρυτική έλξη της ύλης θα εξακολουθεί να είναι μικρότερη από την άπωση που θα οφείλεται στην επίδραση της κοσμολογικής σταθεράς. Έτσι και αυτές οι περιοχές θα διαστέλλονται με επιταχυνόμενο πληθωριστικό τρόπο και τα σωματίδια ύλης θα απομακρύνονται όλο και περισσότερο μεταξύ τους. Θα έχουμε έτσι μια εικόνα ενός διαστελλόμενου Σύμπαντος που περιέχει πολύ λίγα σωματίδια ύλης και βρίσκεται ακόμη στην ασταθή κατάσταση «υπέρψυξης». Οποιεσδήποτε αρχικές ανομοιομορφίες κάποιων περιοχών του Σύμπαντος θα έχουν εξαλειφθεί από τη διαδικασία της διαστολής, ακριβώς όπως οι πτυχές και ανομοιομορφίες του ελαστικού ενός μπαλονιού εξαφανίζονται καθώς το μπαλόνι διαστέλλεται. Με τον τρόπο αυτό η σημερινή ομοιόμορφη κατάσταση του Σύμπαντος θα μπορούσε να έχει προέλθει από πολλές διαφορετικές ανομοιόμορφες καταστάσεις. Σε ένα τέτοιο Σύμπαν, όπου η διαστολή επιταχύνθηκε από την επίδραση μιας κοσμολογικής σταθεράς (και δεν επιβραδύνθηκε από την επίδραση της βαρυτικής έλξης της ύλης), θα υπήρχε αρκετός χρόνος στα αρχικά στάδια του για να διαδοθεί το φως από μια περιοχή σε κάποια άλλη, επειδή αυτές οι περιοχές θα βρίσκονταν πολύ πιο κοντά μεταξύ τους. (Η περιοχή του Σύμπαντος που παρατηρούμε σήμερα θα έχει προέλθει από μια πολύ μικρότερη περιοχή απ' όση προβλεπόταν για ένα Σύμπαν όπου δεν θα είχε υπάρξει τέτοια διαστολή). Αυτό θα μπορούσε να αποτελέσει μια λύση στο πρόβλημα του γιατί οι διαφορετικές περιοχές του Σύμπαντος έχουν τα ίδια χαρακτηριστικά γνωρίσματα. Επιπλέον, ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος πλησιάζει αυτόματα στον

6 οριακό ρυθμό διαστολής που χρειάζεται για να αποτραπεί η βαρυτική κατάρρευση. Αυτό θα μπορούσε να εξηγήσει γιατί ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος διατηρείται ακόμη και σήμερα τόσο ίδιος με τον οριακό ρυθμό διαστολής, χωρίς να χρειάζεται να υποθέσουμε ότι ο αρχικός ρυθμός διαστολής είχε επιλεγεί πολύ προσεχτικά. Η ιδέα της πληθωριστικής διαστολής του Σύμπαντος θα μπορούσε επίσης να εξηγήσει γιατί υπάρχει τόσο πολλή ύλη στο Σύμπαν. Υπάρχουν περίπου εκατό εικοσιπεντάκις εκατομμύρια (η μονάδα ακολουθούμενη από 80 μηδενικά) σωματίδια στην περιοχή του Σύμπαντος που μπορούμε να παρατηρήσουμε. Από πού προήλθαν όλα αυτά; Η απάντηση είναι ότι, σύμφωνα με την κβαντική θεωρία, τα σωματίδια μπορεί να δημιουργηθούν από την ενέργεια με τη διαδικασία σχηματισμού ζευγών σωματιδίωναντισωματιδίων. Αλλά αυτή η απάντηση μεταθέτει το πρόβλημα στο από πού προέρχεται όλη αυτή η ενέργεια. Η απάντηση είναι ότι προέρχεται από το μηδέν. Η συνολική ενέργεια του Σύμπαντος είναι ακριβώς ίση με το μηδέν και όμως η διαθέσιμη ενέργεια για την παραγωγή ύλης είναι τελικά πάρα πολύ μεγάλη! Ας δούμε πώς το μοντέλο της πληθωριστικής διαστολής εξηγεί αυτόν τον παράξενο ισολογισμό. Η ύλη στο Σύμπαν αποτελείται από θετική ενέργεια. Αλλά η ύλη έλκεται εξαιτίας της βαρύτητας. Όταν δύο σώματα γειτνιάζουν έχουν μικρότερη ενέργεια απ' όση όταν βρίσκονται μακριά το ένα από το άλλο. Αυτό συμβαίνει επειδή πρέπει να καταναλώσουμε ενέργεια για να τα αναγκάσουμε να απομακρυνθούν το ένα από το άλλο, αντίθετα από τη βαρύτητα που τα αναγκάζει να πλησιάσουν μεταξύ τους. Έτσι, με κάποια έννοια, το βαρυτικό πεδίο έχει αρνητική ενέργεια. Στην περίπτωση ενός Σύμπαντος που είναι προσεγγιστικά ομοιόμορφο στο χώρο μπορεί να αποδειχθεί ότι αυτή η αρνητική βαρυτική ενέργεια εξουδετερώνει ακριβώς τη θετική ενέργεια που αντιπροσωπεύεται από την ύλη. Έτσι η συνολική ενέργεια του Σύμπαντος είναι ίση με το μηδέν. Αλλά δύο φορές μηδέν ίσον μηδέν. Έτσι το Σύμπαν μπορεί να διπλασιάσει την ποσότητα της θετικής ενέργειας της ύλης και την ποσότητα της αρνητικής βαρυτικής ενέργειας και παρ' όλα αυτά η συνολική ενέργειά του να συνεχίσει να είναι ακριβώς ίση με το μηδέν (δηλαδή να διατηρείται η ίδια, έτσι λοιπόν δεν παραβιάζεται ο νόμος της διατήρησης της ενέργειας). Κάτι τέτοιο δεν συμβαίνει στην κανονική διαστολή του Σύμπαντος, όπου η πυκνότητα της θετικής ενέργειας της ύλης μειώνεται καθώς το Σύμπαν μεγαλώνει. Συμβαίνει όμως στην πληθωριστική διαστολή γιατί σε αυτή η πυκνότητα ενέργειας της «υπέρψυχρης» κατάστασης παραμένει σταθερή στη διάρκεια της φάσης διαστολής: όταν το Σύμπαν διπλασιάζεται σε μέγεθος, διπλασιάζεται και η θετική ενέργεια της ύλης και η αρνητική βαρυτική ενέργεια, έτσι η συνολική ενέργεια παραμένει ίση με το μηδέν. Κατά τη διάρκεια της πληθωριστικής διαστολής το μέγεθος του Σύμπαντος μεγαλώνει πάρα πολύ, οπότε και η διαθέσιμη ενέργεια για την παραγωγή ύλης γίνεται πάρα πολύ μεγάλη. Με τον τρόπο αυτό εξηγείται η ύπαρξη τόσο πολλής ύλης στο Σύμπαν, ενώ η συνολική ενέργεια του είναι ακριβώς ίση με το μηδέν. Όπως

7 παρατήρησε ο Guth, «λέγεται ότι τα ωραία πράγματα είναι και ακριβά και δεν δίνονται δωρεάν. Αλλά τελικά ολόκληρο το Σύμπαν δίνεται εντελώς δωρεάν». Το Σύμπαν δεν διαστέλλεται σήμερα με πληθωριστικό τρόπο. Πρέπει λοιπόν να λειτούργησε κάποιος μηχανισμός που εκμηδένισε τη μεγάλη επίδραση της κοσμολογικής σταθεράς, αλλάζοντας έτσι το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος: ο επιταχυνόμενος πληθωριστικός ρυθμός διαστολής έδωσε τη θέση του στον επιβραδυνόμενο από τη βαρύτητα ρυθμό διαστολής που παρατηρούμε σήμερα. Αυτό που συμβαίνει είναι ότι στην πληθωριστική διαστολή η συμμετρία μεταξύ των δυνάμεων καταστρέφεται τελικά, ακριβώς όπως το «υπέρψυχρο» νερό γίνεται τελικά πάγος. Η πρόσθετη ενέργεια της ασταθούς κατάστασης απελευθερώνεται και θερμαίνει το Σύμπαν σε μια θερμοκρασία ακριβώς κάτω από την οριακή θερμοκρασία καταστροφής της συμμετρίας μεταξύ των δυνάμεων. Αφού η πρόσθετη ενέργεια εξαντλείται, η επίδραση της κοσμολογικής σταθεράς εκμηδενίζεται. Ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος θα αρχίσει να επιβραδύνεται εξαιτίας της επίδρασης της βαρυτικής έλξης και το Σύμπαν θα αρχίσει να ψύχεται, ακριβώς όπως συμβαίνει στο μοντέλο της θερμής Μεγάλης έκρηξης. Από το τέλος λοιπόν της πληθωριστικής διαστολής και μετά, οι προβλέψεις του πληθωριστικού μοντέλου είναι οι ίδιες με τις προβλέψεις του μοντέλου της θερμής Μεγάλης έκρηξης. Το πληθωριστικό μοντέλο όμως εξηγεί, όπως είδαμε, το πώς οι διάφορες περιοχές του Σύμπαντος μπορούσαν να έχουν τόσο ίδια θερμοκρασία μεταξύ τους και γιατί ο ρυθμός διαστολής ήταν ίδιος με τον οριακό ρυθμό. Στο πληθωριστικό μοντέλο του Guth υποτίθεται πως η αλλαγή φάσης (δηλαδή η στιγμή καταστροφής της συμμετρίας) συνέβη πολύ γρήγορα, σαν την ξαφνική εμφάνιση των κρυστάλλων του πάγου στο πολύ ψυχρό νερό. Η ιδέα ήταν ότι οι«φυσαλίδες» της νέας φάσης της κατεστραμμένης συμμετρίας δημιουργήθηκαν μέσα στην παλαιά φάση, όπως οι φυσαλίδες του ατμού που δημιουργούνται μέσα στο νερό όταν αρχίζει να βράζει. Οι φυσαλίδες αυτές άρχισαν σταδιακά να μεγαλώνουν και να ενώνονται η μία με την άλλη, μέχρις ότου ολόκληρο το Σύμπαν καλύφθηκε από τη νέα φάση. Το πρόβλημα στο μοντέλο του Guth ήταν ότι στη διάρκεια της φάσης της πληθωριστικής διαστολής, το Σύμπαν θα διαστελλόταν τόσο γρήγορα που ακόμη και αν οι φυσαλίδες μεγάλωναν με την ταχύτητα του φωτός, θα απομακρύνονταν μεταξύ τους και δεν θα προλάβαιναν να ενωθούν. Ένας νεαρός Ρώσος φυσικός, ο Andrei Linde προσθέτει πάνω σ αυτό πως οι φυσαλίδες θα μπορούσαν να είναι τόσο μεγάλες ώστε ολόκληρη η περιοχή μας στο σύμπαν να περικλείεται μέσα σε μία από αυτές ΧΑΟΤΙΚΟ ΠΛΗΘΩΡΙΣΤΙΚΟ ΜΟΝΤΕΛΟ Κατά αυτόν τον τρόπο τα προβλήματα που προέκυψαν απ το μοντέλο του πληθωρισμού δημιούργησαν γόνιμο έδαφος για να αναπτυχθεί η θεωρία του χαοτικού πληθωρισμού, την οποία εμπνεύστηκε ο Andrei Linde κατά τη διάρκεια του διδακτορικού του στο Lebedev της Μόσχας. Σύμφωνα λοιπόν με τον Linde είναι πιθανόν, το δικό μας Σύμπαν να είναι ένα μόνο από τα πολλά σύμπαντα που δημιουργήθηκαν κατά τη στιγμή της ιλιγγιώδους διαστολής το καθένα προερχόμενο από

8 την διαστολή μιας και μόνον αιτιατής περιοχής. Ο συνολικός αριθμός των συμπάντων αυτών μπορεί να προσεγγίζει τα 10 78! Το ενδεχόμενο αυτό, δίκαια ονομάστηκε από έναν αστροφυσικό «ακραία Κοπερνίκεια αρχή». Δεν φτάνει, δηλαδή, που η Γη εκτοπίστηκε από το κέντρο του ηλιακού συστήματος δεν φτάνει ότι, όπως αποδείχθηκε αργότερα, ο Ήλιος δεν βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία μας και ότι ο Γαλαξίας αυτός είναι ένας ανάμεσα σε δισεκατομμύρια άλλους. Ίσως θα πρέπει να συμφιλιωθούμε με την ιδέα ότι και το ίδιο το Σύμπαν είναι ένα από τα δισεκατομμύρια δισεκατομμυρίων άλλα. Και με αυτά τα άλλα σύμπαντα, και παρ' όλο που ξεκίνησαν από την ίδια αρχή, το δικό μας είναι καταδικασμένο να μην επικοινωνήσει ποτέ. Η ιδέα, άλλωστε, της πληθωριστικής διαστολής δίνει ενδεχομένως μια απάντηση στα αρχέγονα ερωτήματα για το «πριν» και την «αιτία» της δημιουργίας, αφού προβλέπει την έκλυση τεραστίων ποσών ενέργειας από το κενό. Η δημιουργία, λοιπόν, του Σύμπαντος φαίνεται δυνατή σχεδόν εκ του μηδενός. Όπως ειπώθηκε, η απάντηση στο ερώτημα, γιατί να υπάρχει κάτι ενώ θα 'πρεπε να μην υπάρχει τίποτε είναι ίσως ότι «το κάτι υπάρχει επειδή το τίποτα, δηλαδή το κενό, είναι ασταθές». ΕΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ Στο σημείο αυτό έχοντας ολοκληρώσει την εργασία μας θα θέλαμε να ευχαριστήσουμε τους καθηγητές του ενιαίου γενικού λυκείου «Ο Απόστολος Παύλος», για την αμέριστη ενθάρρυνση και υποστήριξη σε όλη την διάρκεια της εκπόνησης της παρούσης εργασίας. Ακόμη θα θέλαμε να εκφράσουμε την ευγνωμοσύνη μας στους εμπνευστές και διοργανωτές του συνεδρίου, γιατί μας έδωσαν την ευκαιρία να ασχοληθούμε και να εμβαθύνουμε πάνω σε ένα από τα πιο ενδιαφέροντα και βασικά θέματα της κοσμολογίας. ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ Andrei Linde, The Self-Reproducing Inflationary Universe Γεώργιος Γούναρης, Η ημέρα η μία, Ομιλία Οκτώβριος 2000 Γεώργιος Γραμματικάκης, Η Κόμη της Βερενίκης, Πανεπιστημιακές εκδόσεις Κρήτης Δ. Β. Νανόπουλος, Αναζητώντας τον χαμένο συμπαντικό χρόνο,ομιλία Μάιος 2003 Η Θεωρία του Big Bang, Stephen Hawking, Το χρονικό του χρόνου, Εκδόσεις Κάτοπτρο Το πληθωριστικό μοντέλο του σύμπαντος, The inflationary universe