Τελευταία υπάρχει μια νέα ύποπτη έννοια στην έρευνα για τη μυστηριώδη δύναμη που αναγκάζει το σύμπαν να διαστέλλεται με ολοένα και μεγαλύτερη φρενίτιδα.
Φαίνεται ότι θα νιώθουμε πολύ μόνοι τις τελευταίες μέρες του σύμπαντος. Η λαμπερή απεραντοσύνη του θα εξασθενίζει αργά-αργά καθώς αμέτρητοι γαλαξίες θα υποχωρούν πέρα από τον ορατό ορίζοντα μας. Σε δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, θα μείνει μόνο ένα πυκνό πλήθος κοντινών γαλαξιών, απελπιστικά λίγοι στην απεραντοσύνη του ουρανού.
Τι είναι η σκοτεινή ενέργεια;
Είναι αυτό που κάνει το σύμπαν να επιταχύνεται, αν πράγματι υπάρχει ένα «πράγμα» που το κάνει αυτό.
Κατ αρχάς, το σύμπαν επεκτείνεται: όπως βρήκε ο Hubble, οι απόμακροι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς με ταχύτητες που είναι περίπου ανάλογες με την απόστασή τους. "Επιτάχυνση" σημαίνει ότι οι ταχύτητες που απομακρύνονται μεταξύ τους οι γαλαξίες συνεχώς μεγαλώνουν. Οι γαλαξίες δηλαδή απομακρύνονται από εμάς με επιταχυνόμενο ρυθμό.
Η σχετική απόσταση μεταξύ πολύ απομακρυσμένων γαλαξιών μπορεί να συνοψιστεί σε μία μόνο ποσότητα, που ονομάζεται «παράγοντας ή συντελεστής κλίμακας», που συχνά γράφεται ως
a(
t) ή R(t). Ο συντελεστής κλίμακας είναι βασικά το "μέγεθος" του σύμπαντος, αν και δεν είναι πραγματικά το “μέγεθος” του γιατί το σύμπαν μπορεί να είναι απείρως μεγάλο. Για να το πούμε αλλιώς – με μεγαλύτερη ακρίβεια -, είναι το σχετικό μέγεθος του χώρου από στιγμή σε στιγμή. Η διαστολή του σύμπαντος είναι το γεγονός χάρις στο οποίο ο συντελεστής κλίμακας αυξάνεται με τον χρόνο. Η επιτάχυνση του σύμπαντος είναι το γεγονός που αυτός αυξάνεται συνεχώς με αυξανόμενο ρυθμό – η δεύτερη παράγωγος του είναι θετική, αν θέλουμε να το πούμε με μαθηματικό τρόπο.
Όχι Η "σταθερά" Hubble (ή "παράμετρος" Hubble, εάν θέλετε να αναγνωρίσουμε ότι αλλάζει με το χρόνο) χαρακτηρίζει τον ρυθμό διαστολής, αλλά δεν είναι απλά η παράγωγος του συντελεστή κλίμακας: είναι η παράγωγος διαιρεμένη με τον ίδιο τον συντελεστή κλίμακας. Γιατί; Διότι τότε είναι μια φυσικά μετρήσιμη ποσότητα, κι όχι κάτι που μπορεί να αλλάξει με την αλλαγή των συμβάσεων.
Αν το σύμπαν επιβραδυνόταν, η σταθερά του Hubble θα έπρεπε να μειώνεται. Αν η σταθερά του Hubble αυξάνεται, το Σύμπαν επιταχύνεται. Αλλά υπάρχει κι ένα ενδιάμεσο καθεστώς στο οποίο το Σύμπαν επιταχύνεται, αλλά η σταθερά του Hubble μειώνεται – και αυτό ακριβώς νομίζουμε ότι συμβαίνει! Η ταχύτητα των επιμέρους γαλαξιών αυξάνεται, αλλά χρειάζεται ολοένα και περισσότερος χρόνος για να διπλασιαστεί το σύμπαν σε μέγεθος.
Ας το πούμε με έναν άλλο τρόπο: Ο νόμος του Hubble αφορά την ταχύτητα v ενός γαλαξία σε απόσταση d, όπου v = H*d. Η ταχύτητα μπορεί να αυξηθεί ακόμη και αν η παράμετρος του Hubble μειώνεται, εφ ‘όσον όμως μειώνεται πιο αργά από ό,τι αυξάνει η απόσταση.
Όχι, μετράμε τη ταχύτητα των γαλαξιών που είναι πολύ μακριά. Επειδή το φως ταξιδεύει σε σταθερή ταχύτητα, εσείς στην πραγματικότητα κοιτάτε στο μακρινό παρελθόν. Η ανακατασκευή του ιστορικού για το πώς άλλαξαν οι ταχύτητες από το παρελθόν, μας αποκαλύπτει ότι το Σύμπαν επιταχύνεται.
Δεν είναι εύκολο. Η πιο ισχυρή μέθοδος είναι να χρησιμοποιήσετε ένα "πρότυπο κερί" – κάποιο αντικείμενο που να είναι αρκετά φωτεινό για να το δείτε από μεγάλη απόσταση, και των οποίων η εγγενής φωτεινότητα είναι γνωστή. Στη συνέχεια, μπορείτε να υπολογίσετε την απόσταση απλά μετρώντας πόσο φωτεινό είναι στην πραγματικότητα: όσο πιο εξασθενημένο τόσο πιο μακριά είναι.
Δυστυχώς, δεν υπάρχουν πρότυπα κεριά.
Ευτυχώς όμως έχουμε το επόμενο καλύτερο πράγμα: τα κανονικοποιημένα κεριά. Ένα συγκεκριμένο είδος σουπερνόβα, του τύπου Ia, είναι πολύ φωτεινό και περίπου – αλλά όχι εντελώς με την ίδια φωτεινότητα. Ευτυχώς, στη δεκαετία του 1990 ο Mark Phillips ανακάλυψε μια αξιοσημείωτη σχέση μεταξύ της εγγενούς φωτεινότητας και του χρόνου που χρειάζεται μια σουπερνόβα για να μειωθεί, αφού έφθασε στα υψηλότερα επίπεδα φωτεινότητας. Ως εκ τούτου, αν μετρήσουμε την φωτεινότητα, καθώς μειώνεται με το πέρασμα του χρόνου, μπορούμε να κάνουμε διορθώσεις για τη διαφορά αυτή, κατασκευάζοντας ένα καθολικό μέτρο της φωτεινότητας που μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον προσδιορισμό των αποστάσεων.
Δεν είμαστε εντελώς σίγουροι – ως επί το πλείστον είναι μια εμπειρική σχέση. Αλλά έχουμε μια καλή ιδέα: πιστεύουμε ότι οι σουπερνόβες τύπου IA είναι λευκά άστρα νάνοι, που έχουν συσσωρεύσει ύλη από άλλα άστρα γύρω τους μέχρι να φθάσουν το όριο Chandrasekhar και να εκραγούν. Επειδή το όριο αυτό είναι βασικά το ίδιο παντού στο σύμπαν, γι αυτό και δεν αποτελεί έκπληξη το γεγονός ότι οι σουπερνόβες έχουν παρόμοια φωτεινότητα Οι αποκλίσεις πιθανώς να οφείλονται σε διαφορές στη σύνθεση.
Δεν χρειάζεται. Είναι σπάνιο, ίσως μία φορά ανά αιώνα, σε ένα τυπικό γαλαξία. Έτσι αυτό που κάνετε είναι να βλέπετε πολλούς, πολλούς γαλαξίες με κάμερες ευρέως πεδίου. Ειδικότερα συγκρίνετε μια εικόνα του ουρανού που τραβήχτηκε σε μία στιγμή με μία άλλη που λήφθηκε σε λίγες εβδομάδες αργότερα – "μερικές εβδομάδες" είναι περίπου ο χρόνος ανάμεσα σε δύο νέα φεγγάρια (όπου ο ουρανός είναι πιο σκοτεινός), και συμπτωματικά ο χρόνος που χρειάζεται ένα σουπερνόβα για να φτάσει στη μέγιστη φωτεινότητα. Στη συνέχεια χρησιμοποιούν τους υπολογιστές για να συγκρίνουν τις εικόνες και να αναζητήσουν νέα φωτεινά σημεία. Ακολούθως, μπορούν να εξετάσουν τα φωτεινά σημεία για να ελέγξουν αν είναι πράγματι τύπου Ia σουπερνόβα. Προφανώς αυτή έρευνα είναι πολύ δύσκολη και δεν θα είναι καν νοητή αν δεν υπήρχε μια σειρά από σχετικά πρόσφατες τεχνολογικές εξελίξεις – οι κάμερες CCD καθώς και γιγάντια τηλεσκόπια. Αυτές τις μέρες μπορούμε να βγούμε έξω και να είστε σίγουροι ότι θα συλλέξουμε σουπερνόβες κατά δεκάδες – αλλά όταν ο Perlmutter και η ομάδα του ξεκίνησαν, αυτό δεν ήταν και πολύ εύκολο.
Οι περισσότεροι (σχεδόν όλοι) οι αστρονόμοι ανέμεναν να διαπιστώσουν ότι το σύμπαν επιβραδύνονταν – οι γαλαξίες έλκουν ο ένας τον άλλο με τα βαρυτικά πεδία τους, τα οποία θα πρέπει να καθυστερούν την όλη διαστολή. (Στην πραγματικότητα πολλοί αστρονόμοι απλά νόμιζαν ότι θα εξασθένιζε εντελώς, αλλά αυτό είναι μια άλλη ιστορία). Όμως αυτό που πραγματικά διαπιστώθηκε ήταν ότι το φως των μακρινών σουπερνόβα ήταν πιο εξασθενημένο από όσο αναμενόταν – ένα σημάδι ότι είναι πιο μακριά από ό,τι είχαμε προβλέψει, που με τη σειρά του σημαίνει ότι το σύμπαν έχει επιταχυνθεί .
Ακόμη και πριν από το 1998 υπήρχαν ανακοινώσεις, στις οποίες φαινόταν ότι κάτι περίεργο συνέβαινε με το σύμπαν. Φαινόταν ότι το σύμπαν ήταν νεότερο από την ηλικία των παλαιότερων αστεριών του. Φαινόταν δε να μην υπήρχε και τόση ύλη, όπως οι θεωρητικοί είχαν προβλέψει. Και υπήρχε λιγότερη δομή στις μεγάλες κλίμακες από τις προσδοκώμενες. Η ανακάλυψη της σκοτεινής ενέργειας έλυσε όλα αυτά τα προβλήματα με τη μία. Διάλυσε τα πάντα. Έτσι οι άνθρωποι δικαιωματικά ήταν επιφυλακτικοί, αλλά από τη στιγμή που έγινε αυτή η εκπληκτική παρατήρηση, το σύμπαν γίνεται ξαφνικά πολύ πιο λογικό.
Είναι μια σωστή ερώτηση, και ένας λόγος που οι δύο ομάδες παρατήρησης των σουπερνόβα εργάστηκαν τόσο σκληρά για να τους αναλύσουν. Ποτέ δεν μπορεί κάποιος να είναι 100% σίγουρος, αλλά σιγά σιγά μπορεί η άποψη για την επιτάχυνση να κερδίζει πόντους. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι γνωρίζουν εδώ και καιρό ότι κάποιο ‘θολό’ υλικό τείνει να σκεδάζει το μπλε φως πιο εύκολα από το κόκκινο. Κι αυτό το φαινόμενο οδηγεί σε μια «ερυθρότητα» των άστρων, που βρίσκονται πίσω από τα νέφη αερίου και σκόνης. Μπορείτε λοιπόν να ψάξετε για την ερυθρότητα στην περίπτωση μας, αλλά σε αυτά τα σουπερνόβα δεν φαίνεται να είναι σημαντική. Και είναι πολύ κρίσιμο ότι έχουμε πολλές ανεξάρτητες γραμμές αποδεικτικών στοιχείων, που φτάνουν στο ίδιο συμπέρασμα με το αρχικό: η άποψη για την εξασθένιση των σουπερνόβα είναι όντως στέρεα.
Ω ναι. Ένα απλό επιχείρημα είναι η "αφαίρεση": το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων μετράει το συνολικό ποσό της ενέργειας (συμπεριλαμβανομένης και της ύλης) στο σύμπαν. Κάποιες μετρήσεις των τοπικών γαλαξιών και των σμηνών μας δίνουν το συνολικό ποσό της ύλης. Η τελευταία (ορατή και αόρατη ύλη) αποδεικνύεται ότι είναι περίπου το 27%, και το υπόλοιπο 73% με τη μορφή κάποιου αόρατου υλικού που δεν όμως ύλη: είναι η «σκοτεινή ενέργεια." Αυτό το ποσοστό είναι το σωστό για να εξηγήσει την επιτάχυνση του σύμπαντος. Άλλες ‘γραμμές’ αποδεικτικών στοιχείων που προέρχονται από βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις (κύματα ή ρυτιδώσεις σε μεγάλης κλίμακας δομή των οποίων το μέτρο μας βοηθά να μετρήσουμε την ιστορία διαστολής του σύμπαντος) καθώς και την εξέλιξη της δομής καθώς το σύμπαν διαστέλλεται.
Χαίρομαι που το ρωτάτε! Η σκοτεινή ενέργεια έχει τρεις κρίσιμες ιδιότητες. Κατ ‘αρχάς, είναι σκοτεινή: εμείς δεν την βλέπουμε, και στο βαθμό που μπορούμε να την παρατηρήσουμε δεν αλληλεπιδρά με την ύλη. (Ίσως το κάνει, αλλά δεν πέφτει στην αντίληψη μας να εντοπιστεί προς το παρόν). Δεύτερον, είναι ομαλά κατανεμημένη: δεν μειώνεται στους γαλαξίες και τα σμήνη, αλλιώς θα έπρεπε να το βρούμε από τη μελέτη της δυναμικής των εν λόγω αντικειμένων. Τρίτον, είναι σταθερή: η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας (ποσότητα ενέργειας ανά κυβικό έτος φωτός) παραμένει σχεδόν σταθερή καθώς το σύμπαν διαστέλλεται. Δεν αραιώνεται όπως γίνεται με την ύλη.
Αυτές οι τελευταίες δύο ιδιότητες (ομαλή και σταθερή) είναι ο λόγος που την ονομάζουμε "ενέργεια" και όχι "ύλη." Η σκοτεινή ενέργεια δεν φαίνεται να δρα όπως τα σωματίδια, τα οποία έχουν τοπική δυναμική και αραιώνουν καθώς το σύμπαν διαστέλλεται. Η σκοτεινή ενέργεια είναι κάτι άλλο.
Οι περισσότεροι πιστεύουν στην απλούστερη άποψη: είναι η "
κοσμολογική σταθερά", ή η "
ενέργεια του κενού”. Εφόσον γνωρίζουμε ότι η σκοτεινή ενέργεια είναι αρκετά ομαλή και αρκετά σταθερή, πράγματι η ενέργεια του κενού είναι απόλυτα ομαλή και ακριβώς σταθερή. Αυτή είναι η ενέργεια του κενού: μία σταθερή ποσότητα ενέργειας που αντιστοιχεί σε κάθε μικροσκοπική περιοχή του διαστήματος, δεν αλλάζει από τόπο σε τόπο ή από χρόνο με χρόνο. Περίπου το ένα εκατοστό του εκατομμυριοστού του ενός έργιου (1 erg = 10
−7 J) ανά κυβικό εκατοστό, εάν θέλετε να μάθετε το μέγεθος της.
Ναι. Μην πιστεύετε τους ισχυρισμούς για το αντίθετο. Όταν ο Αϊνστάιν ανακάλυψε για πρώτη φορά την ιδέα αυτή, δεν την είχε σκεφτεί ως «ενέργεια», την σκέφτηκε ως μία τροποποίηση του τρόπου που ο χωροχρόνος καμπυλώνεται αλληλεπιδρώντας με την ενέργεια. Αλλά αποδεικνύεται ότι είναι ακριβώς το ίδιο πράγμα. (Αν κάποιος δεν θέλει να το πιστέψει, να τους ρωτήσουμε πώς θα διακρίνουν παρατηρησιακά τις δύο έννοιες.)
Όχι ακριβώς. Υπάρχουν πολλά διαφορετικά πράγματα που μπορούν να συμβάλουν στην ενέργεια του κενού χώρου, και ορισμένα από αυτά είναι εντελώς κλασικά (καμία σχέση δηλαδή με κβαντικές διακυμάνσεις). Αλλά πέρα από την κλασική συμβολή στην ενέργεια του κενού, υπάρχουν και οι κβαντικές διακυμάνσεις πιο πάνω από αυτήν. Αυτές λοιπόν οι διακυμάνσεις είναι πολύ μεγάλες, και αυτό οδηγεί στο πρόβλημα της κοσμολογικής σταθεράς.
Αν το μόνο που ήξερα ήταν κλασική μηχανική, τότε η κοσμολογική σταθερά θα ήταν απλά ένας αριθμός – δεν υπάρχει κανένας λόγος για να είναι μικρός ή μεγάλος, θετικός ή αρνητικός. Απλώς θα μετρούσε αυτό ακριβώς, τελεία και παύλα.
Όμως ο κόσμος μας δεν είναι κλασικός, είναι κβαντικός. Στην κβαντική θεωρία πεδίου αναμένουμε ότι οι κλασικές ποσότητες λαμβάνουν "κβαντικές διορθώσεις." Στην περίπτωση της ενέργειας του κενού, οι διορθώσεις αυτές έρχονται με τη μορφή της ενέργειας των εικονικών σωματιδίων, που υφίστανται διακυμάνσεις στο κενό του άδειου χώρου.
Μπορούμε να προσθέσουμε τις ενέργειες που αναμένουμε σε αυτές τις διακυμάνσεις του κενού και η απάντηση είναι δυστυχώς ότι η ενέργεια του κενού είναι άπειρη. Προφανώς πρόκειται περί τεράστιου λάθους, αλλά υποψιαζόμαστε ότι υπολογίσαμε λάθος. Ειδικότερα, αυτός ο πρόχειρος υπολογισμός περιλαμβάνει διακυμάνσεις σε όλα τα μεγέθη, συμπεριλαμβανομένων και μήκη κύματος μικρότερα από την απόσταση Planck στο χωροχρόνο, που χάνει μάλλον την εννοιολογική εγκυρότητα του. Αν, αντίθετα, περιλαμβάνει μόνο μήκη κύματος που είναι κοντάστο μήκος Planck ή και περισσότερο, τότε θα έχουμε μια συγκεκριμένη εκτίμηση για την τιμή της κοσμολογικής σταθεράς.
Η απάντηση είναι: 10120 φορές μεγαλύτερη ενέργεια από αυτή που στην πραγματικότητα παρατηρούμε. Αυτή η διαφορά αποτελεί και πρόβλημα της κοσμολογικής σταθεράς.
Κανείς δεν ξέρει. Πριν έρθει η ανακάλυψη από τις σουπερνόβα, πολλοί φυσικοί υπέθεταν ότι υπήρχε κάποια μυστική συμμετρία ή κάποιος δυναμικός μηχανισμός που αναγκάζει την κοσμολογική σταθερά να είναι ακριβώς μηδέν, επειδή σίγουρα ξέραμε ότι αυτή ήταν πολύ μικρότερη από ότι οι εκτιμήσεις μας έδειχναν. Τώρα βρισκόμαστε αντιμέτωποι με δύο εξηγήσεις γιατί να είναι μικρή και γιατί δεν είναι εντελώς μηδέν. Υπάρχει και κάτι άλλο: το πρόβλημα της σύμπτωσης, που είναι το εξής: γιατί η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας είναι της ίδιας τάξης μεγέθους με την πυκνότητα της ύλης.
Κι εδώ τα πράγματα είναι άσχημα: αυτή τη στιγμή, η καλύτερη θεωρητική εξήγηση για την τιμή της κοσμολογικής σταθεράς είναι η ανθρωπική αρχή. Αν εμείς ζούμε σε ένα πολυσύμπαν, όπου διαφορετικές περιοχές του έχουν πολύ διαφορετικές τιμές της ενέργειας του κενού, εύλογα μπορεί κανείς να υποστηρίξει ότι η ζωή μπορεί να υπάρξει μόνο (για να κάνει παρατηρήσεις και να κερδίζει βραβεία Νόμπελ) στις περιοχές όπου η ενέργεια του κενού είναι πολύ μικρότερη από αυτήν που υπολογίζουμε.
Αν αυτή ήταν μεγαλύτερη και θετική, οι γαλαξίες (ακόμη και τα άτομα) θα ήταν διαλυμένοι. Αν ήταν μεγαλύτερη και αρνητική, το σύμπαν θα είχε καταρρεύσει γρήγορα. Πράγματι, μπορούμε να εκτιμήσουμε, κατά προσέγγιση, ότι θα πρέπει να μετρούν οι τυπικοί παρατηρητές σε μια τέτοια κατάσταση. Η απάντηση είναι αρκετά κοντά στην παρατηρούμενη τιμή. Ο Steven Weinberg έκανε στην πράξη αυτή την πρόβλεψη, το 1988, πολύ πριν ανακαλυφθεί η επιτάχυνση του σύμπαντος. Υπάρχουν πολλά προβλήματα με αυτόν τον υπολογισμό, ειδικά όταν αρχίσουμε να μιλάμε για «τυπικούς παρατηρητές" ακόμα και αν είστε πρόθυμοι να πιστέψετε ότι μπορεί να υπάρχει ένα πολυσύμπαν.
Αυτό που θα θέλαμε πραγματικά είναι μια απλή φόρμουλα που να προβλέπει την κοσμολογική σταθερά μια για πάντα, σε συνάρτηση με άλλες μετρήσιμες σταθερές της φύσης. Δεν έχουμε βρει κάτι ακόμα, αλλά προσπαθούμε. Κάποια σενάρια που έχουν προταθεί κάνουν χρήση της κβαντικής βαρύτητας, επιπλέον διαστάσεις, σκουληκότρυπες, υπερσυμμετρία, μη τοπικότητα, και άλλες ενδιαφέρουσες ιδέες αλλά παράξενες ιδέες. Ακόμα όμως δεν έχει αποδειχθεί τίποτα.
Ναι: από την επιτάχυνση του σύμπαντος. Προηγουμένως, οι θεωρητικοί των χορδών (όπως κι όλοι οι άλλοι), θεώρησαν σαν σωστό να εξηγήσουν ένα σύμπαν με μηδενική ενέργεια του κενού. Κάποτε που υπήρχε μια ευκαιρία ώστε η ενέργεια του κενού να μην είναι μηδέν, οι θεωρητικοί ρωτούσαν αν το μη μηδενικής ενέργειας κενό ήταν εύκολο να ταιριάξει στη θεωρία των χορδών. Η απάντηση ήταν: δεν είναι αυτό δύσκολο. Το πρόβλημα είναι ότι εάν μπορείτε να βρείτε μια λύση, μπορείτε να βρείτε και ένα παράλογα μεγάλο αριθμό λύσεων. Αυτό είναι το τοπίο στη θεωρία των χορδών, η οποία φαίνεται να σκοτώνει τις ελπίδες για μία μοναδική λύση, που θα μπορούσε να εξηγήσει τον πραγματικό κόσμο. Αυτό βεβαίως θα ήταν ωραίο, αλλά η επιστήμη παίρνει ό,τι η φύση έχει να προσφέρει.
Η ύλη αραιώνει συνεχώς καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, ενώ κατά περίεργο τρόπο η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας παραμένει λίγο πολύ σταθερή. Ως εκ τούτου, η σχετική πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας και της ύλης αλλάζει σημαντικά με την πάροδο του χρόνου. Στο παρελθόν, υπήρχε πολύ περισσότερη ύλη (και ακτινοβολία). Στο μέλλον, η σκοτεινή ενέργεια θα κυριαρχήσει πλήρως. Αλλά σήμερα, αυτές είναι περίπου ίσες, με βάση τα κοσμολογικά στάνταρτ. Γιατί είμαστε τόσο τυχεροί που γεννηθήκαμε σε μια εποχή που η σκοτεινή ενέργεια είναι αρκετά μεγάλη για να είναι ανιχνεύσιμη, αλλά και αρκετά μικρή ώστε να μπορεί να βρεθεί; Είτε αυτό είναι απλά μια σύμπτωση (που θα μπορούσε να είναι αλήθεια), ή υπάρχει κάτι το ιδιαίτερο για την εποχή στην οποία ζούμε. Αυτός είναι κι ένας από τους λόγους που οι άνθρωποι είναι πρόθυμοι να λάβουν σοβαρά τα επιχειρήματα της ανθρωπικής αρχής. Μιλάμε για ένα παράλογο σύμπαν εδώ.
Ναι. Είναι σωστό.
«Σκοτεινή ενέργεια» είναι το γενικό φαινόμενο της ομαλής, διαρκούς ουσίας που κάνει το σύμπαν να επιταχύνεται. «Ενέργεια του κενού» είναι μια συγκεκριμένη υποψήφια λύση για τη σκοτεινή ενέργεια, δηλαδή κάτι που είναι απολύτως ομαλή και απόλυτα σταθερό.
Ναι. Το μόνο που χρειάζεστε είναι κάτι που να είναι πολύ ομαλό και συνεχές. Βεβαίως δεν είναι εύκολο να βρούμε ουσίες νε τέτοιες ιδιότητες. Η απλούστερη όμως και καλύτερη ιδέα είναι η πεμπτουσία, η οποία είναι απλώς ένα βαθμωτό πεδίο που γεμίζει το σύμπαν και αλλάζει πολύ αργά καθώς περνά ο χρόνος.
Όχι. Υπήρχε κάποτε η ελπίδα ότι μια δυναμική ουσία που άλλαζε με τον καιρό (όπως η πεμπτουσία) αντί μιας απλής σταθερής ενέργειας (όπως η ενέργεια του κενού), θα μπορούσε να καταλήξει σε κάποια έξυπνη εξήγηση για το πώς η σκοτεινή ενέργεια είναι τόσο μικρή, και ίσως ακόμη και να εξηγήσει το πρόβλημα της σύμπτωσης. Καμία από αυτές τις ελπίδες δεν έχει περάσει τα τεστ.
Αντιθέτως, έχει προσθέσει νέα προβλήματα. Σύμφωνα με την κβαντική θεωρία πεδίου, τα βαθμωτά πεδία πρέπει να είναι βαριά. Αλλά για να είναι η πεμπτουσία η σκοτεινή ενέργεια, τότε θα πρέπει να είναι πάρα πολύ ελαφρύ το βαθμωτό πεδίο της, με μάζα ίσως και 10-30 φορές μικρότερη από τη μάζα του ελαφρότερου νετρίνο. (Αλλά όχι μηδέν!). Το πρόβλημα λοιπόν εδώ είναι ότι ένα ελαφρύ βαθμωτό πεδίο θα πρέπει να αλληλεπιδρά με τη συνηθισμένη ύλη. Ακόμα και αν η αλληλεπίδραση είναι αρκετά ασθενής, θα πρέπει ωστόσο να είναι αρκετά μεγάλη για να ανιχνευτεί – και ακόμα δεν έχει εντοπιστεί. Ίσως, κάποια καλύτερα πειράματα θα βρουν μια "δύναμη πεμπτουσίας," και τότε θα καταλάβουμε τη σκοτεινή ενέργεια, μια για πάντα.
Ο πιο άμεσος τρόπος είναι και πάλι με τις σουπερνόβα. Γενικότερα να φτιάξουμε έναν χάρτη της διαστολής του σύμπαντος με τόση ακρίβεια ώστε να μπορούμε να πούμε εάν η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας αλλάζει με το χρόνο. Αυτό σημαίνει να μετρηθεί η παράμετρος w της καταστατικής εξίσωσης της σκοτεινής ενέργειας. Αν η w είναι ακριβώς –1, τότε η σκοτεινή ενέργεια είναι ακριβώς σταθερή – η ενέργεια του κενού. Αν όμως η w είναι ελαφρώς μεγαλύτερη από -1, η ενεργειακή πυκνότητα σταδιακά θα μειώνεται. Αν είναι ελαφρώς μικρότερη (π.χ. -1,1), η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας στην πραγματικότητα αυξάνεται με το χρόνο.
Έχει ονομαστεί παράμετρος της καταστατικής εξίσωσης της σκοτεινής ενέργειας, διότι συσχετίζει την πίεση p της σκοτεινής ενέργειας με την ενεργειακή της πυκνότητα ρ, μέσω της σχέσης w = p/ρ. Φυσικά κανείς δεν μπορεί να μετρήσει την πίεση της σκοτεινής ενέργειας, οπότε αυτός είναι ένας ελαφρώς ανόητος ορισμός, αλλά είναι ένα ‘ιστορικό ατύχημα’. Αυτό που πραγματικά έχει σημασία είναι το πώς η σκοτεινή ενέργεια εξελίσσεται με το χρόνο, αλλά στη γενική σχετικότητα αυτό σχετίζεται άμεσα με την παράμετρο της καταστατικής εξίσωσης.
Ναι, πράγματι. Η αρνητική πίεση συμβαίνει όταν μια ουσία έλκει παρά ωθεί – σαν ένα υπερ-εκτατό ελατήριο που έλκει τα δύο του άκρα. Αυτή συχνά ονομάζεται "τάση". Γι αυτό είναι καλύτερη η ονομασία "ομαλή τάση" από την "σκοτεινή ενέργεια", αλλά δεν έπιασε.
Επειδή είναι συνεχής (διαρκής). Ο Αϊνστάιν λέει ότι η ενέργεια αναγκάζει τον χωροχρόνο να καμπυλώνεται. Στην περίπτωση του σύμπαντος, αυτή η καμπυλότητα έρχεται σε δύο μορφές: την καμπυλότητα του ίδιου του χώρου (σε αντίθεση με τον χωροχρόνο), και την διαστολή του σύμπαντος. Έχουμε μετρήσει την καμπυλότητα του χώρου, και την βρήκαμε ουσιαστικά μηδενική. Έτσι, η διαρκής ενέργεια οδηγεί σε ένα διαρκή ρυθμό διαστολής. Συγκεκριμένα, η παράμετρος του Hubble είναι κοντά στο να είναι σταθερή, και στο νόμο του Hubble (v = H*d) αν η H είναι περίπου σταθερή, η ταχύτητα v θα αυξάνεται καθώς η απόσταση αυξάνεται. Έτσι προκύπτει η επιτάχυνση.
Μερικές φορές θα διαβάσετε ότι η "σκοτεινή ενέργεια αναγκάζει το σύμπαν να επιταχύνει επειδή έχει αρνητική πίεση." Τα λόγια αυτά δίνουν την ψευδαίσθηση της κατανόησης και όχι την πραγματική κατανόηση. Επίσης λέγεται ότι “η δύναμη της βαρύτητας εξαρτάται από την πυκνότητα συν τρεις φορές την πίεση, οπότε αν η πίεση είναι αντίθετη με την πυκνότητα, η βαρύτητα είναι απωστική." Φαίνεται λογικό, εκτός από το ότι κανείς δεν θα σας εξηγήσει γιατί η βαρύτητα εξαρτάται από την πυκνότητα συν τρεις φορές την πίεση. Και δεν είναι στην πραγματικότητα η “δύναμη της βαρύτητας" που εξαρτάται από αυτό. Είναι η τοπική διαστολή του χώρου.
Η ερώτηση “γιατί η τάση δεν έλκει τα πράγματα μαζί;" είναι απολύτως έγκυρη. Η απάντηση είναι: επειδή η σκοτεινή ενέργεια δεν ασκεί πραγματικά καμιά ώθηση ή έλξη σε τίποτα. Γιατί αφενός δεν αλληλεπιδρά άμεσα με τη συνηθισμένη ύλη, και αφετέρου είναι εξίσου κατανεμημένη μέσα στο χώρο, έτσι ώστε οποιαδήποτε έλξη προς τη μία κατεύθυνση, θα εξισορροπείται ακριβώς από την έλξη από την αντίθετη κατεύθυνση. Είναι λοιπόν η έμμεση επίδραση της σκοτεινής ενέργειας, μέσω της βαρύτητας και όχι μέσω άμεσης αλληλεπίδρασης, που κάνει το σύμπαν να επιταχύνεται.
Ο πραγματικός λόγος που η σκοτεινή ενέργεια αναγκάζει το σύμπαν να επιταχύνεται είναι γιατί είναι συνεχής.
Όχι, η σκοτεινή ενέργεια δεν είναι «αντιβαρύτητα», είναι ακριβώς βαρύτητα. Φανταστείτε έναν κόσμο με μηδενική σκοτεινή ενέργεια, εκτός από δύο σταγόνες γεμάτες από σκοτεινή ενέργεια. Οι δύο σταγόνες δεν θα απωθούνται, θα έλκονται. Όμως, στο εσωτερικό αυτών των σταγόνων, η σκοτεινή ενέργεια θα απωθήσει τον χώρο για να διασταλεί. Αυτό είναι απλώς το θαύμα της μη-Ευκλείδειας γεωμετρίας.
Όχι Είναι απλά ένα νέο (ή τουλάχιστον διαφορετικό) είδος πηγής για μια παλιά δύναμη – τη βαρύτητα. Δεν πρόκειται για νέες δυνάμεις της φύσης.
Είναι εντελώς διαφορετικά. Η σκοτεινή ύλη είναι ένα είδος σωματιδίου, μόνο που δεν το έχουμε ανακαλύψει ακόμη. Ξέρουμε ότι είναι εκεί, διότι έχουμε παρατηρήσει την βαρυτική επιρροή της σε διάφορους χώρους (γαλαξίες, σμήνη, μεγάλης κλίμακας δομή, μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου). Είναι περίπου το 23% του σύμπαντος. Αλλά είναι βασικά η καλή ντεμοντέ "ύλη", απλά είναι η ύλη που δεν μπορούμε να ανιχνεύσει άμεσα (ακόμα). Αυτή συσπειρώνεται κάτω από την επίδραση της βαρύτητας, και αραιώνει καθώς το σύμπαν διαστέλλεται. Η σκοτεινή ενέργεια, εν τω μεταξύ, δεν ‘συσπειρώνεται’, ούτε αραιώνει. Δεν είναι κατασκευασμένο από σωματίδια, είναι κάποιο εντελώς διαφορετικό είδος κατάστασης.
Είναι πιθανόν, σίγουρα. Υπάρχουν τουλάχιστον δύο δημοφιλείς προσεγγίσεις για αυτή την ιδέα: η f(R) βαρύτητα, που o Mark Trodden και ο Sean Caroll βοήθησαν στην ανάπτυξη της, και η DGP βαρύτητα, από τους Dvali, Gabadadze, και Porati. Η πρώτη είναι μια άμεση φαινομενολογική προσέγγιση, όπου μπορεί απλά να αλλάξει η εξίσωση πεδίου του Einstein από το ‘μπέρδεμα’ δρώντας σε τέσσερις διαστάσεις, ενώ η δεύτερη προσέγγιση χρησιμοποιεί επιπλέον διαστάσεις που γίνονται ορατές μόνο σε μεγάλες αποστάσεις. Και τα δύο μοντέλα αντιμετωπίζουν προβλήματα – όχι απαραίτητα ανυπέρβλητα, αλλά και σοβαρά – με τους νέους βαθμούς ελευθερίας και τις συνακόλουθες αστάθειες.
Η τροποποιημένη βαρύτητα σίγουρα αξίζει να την παίρνουμε στα σοβαρά. Όμως, όπως και η πεμπτουσία, θέτει περισσότερα προβλήματα από όσα επιλύει, τουλάχιστον προς το παρόν. Προσωπικά πιστεύω ότι η κοσμολογική σταθερά έχει πιθανότητα 90%, η δυναμική σκοτεινή ενέργεια 9% και η τροποποιημένη βαρύτητα μόνο 1%.
Αυτό εξαρτάται από το ποιά είναι η σκοτεινή ενέργεια. Εάν είναι αληθινά μια κοσμολογική σταθερά που διαρκεί για πάντα, το σύμπαν θα συνεχίσει να επεκτείνεται, θα ψυχθεί, και θα ‘αδειάσει’. Τελικά δεν θα μείνει τίποτα άλλο παρά ένας κενός χώρος.
Η κοσμολογική σταθερά θα μπορούσε να είναι σταθερή αυτή τη στιγμή, αλλά προσωρινά. Δηλαδή, θα μπορούσε να υπάρξει μια μελλοντική μεταβατική φάση στην οποία η ενέργεια του κενού να μειώνεται. Στη συνέχεια, το σύμπαν θα μπορούσε ενδεχομένως να καταρρεύσει.
Αν η σκοτεινή ενέργεια είναι δυναμική, τότε οποιαδήποτε πιθανότητα είναι ακόμα ανοιχτή. Αν είναι δυναμική και αυξάνεται (το w να είναι μικρότερη του -1 και μένοντας έτσι), θα μπορούσαμε να συναντήσουμε στο μέλλον ακόμη και ένα Μεγάλο Σχίσμα.
Θα θέλαμε πολύ να κατανοήσουμε τη σκοτεινή ενέργεια (ή την τροποποιημένη βαρύτητα) μέσω καλύτερων κοσμολογικών παρατηρήσεων. Αυτό σημαίνει ότι η μέτρηση της παραμέτρου w της καταστατικής εξίσωσης, θα βελτιώσει τις παρατηρήσεις της βαρύτητας στους γαλαξίες και τα σμήνη, ώστε να συγκρίνουμε τα διαφορετικά μοντέλα. Ευτυχώς, ενώ οι ΗΠΑ σταδιακά υποχωρεί από φιλόδοξα νέα επιστημονικά πρότζεκτ, ο Ευρωπαϊκός Οργανισμός Διαστήματος πάει μπροστά με έναν δορυφόρο για τη μέτρηση της σκοτεινής ενέργειας. Υπάρχουν, επίσης, εν εξελίξει επίγειες προσπάθειες, αλλά και Έρευνα του Μεγάλου Συνοπτικού Τηλεσκόπιου, που πρέπει να κάνει μια σπουδαία δουλειά από τη στιγμή που θα λειτουργήσει.
Πάντως απάντηση μπορεί να είναι βαρετή – η σκοτεινή ενέργεια να είναι μια απλή κοσμολογική σταθερά. Αυτό είναι το ένα. Τι θα κάνουμε γι ‘αυτό; Σε αυτή την περίπτωση χρειαζόμαστε καλύτερες θεωρίες, προφανώς, αλλά και δεδομένα από λιγότερο άμεσες εμπειρικές πηγές – επιταχυντές σωματιδίων, αναζητήσεις μιας πέμπτης δύναμης, δοκιμές της βαρύτητας, κάτι που θα μας δώσει κάποια εικόνα για το πώς ο χωροχρόνος και η κβαντική θεωρία πεδίου ταιριάζουν μεταξύ τους σε ένα θεμελιώδες επίπεδο.
Το μεγάλο γεγονός για την επιστήμη είναι ότι οι απαντήσεις δεν βρίσκονται στο πίσω μέρος του βιβλίου. Έχουμε να λύσουμε μόνοι μας τα προβλήματα. Κι αυτό όντως είναι μεγάλο.
Νοσταλγία για την Ειρήνη 
