Πώς σχηματίζονται οι γαλαξίες;
Το κοσμολογικό στάδιο

Άρθρο, από την σελίδα του Physics World

Περιεχόμενα Άρθρου:

1. Εισαγωγή
2. Είσοδος στην εποχή της μεγάλης μετατόπισης προς το ερυθρό
3. Η Φυσική του σχηματισμού των γαλαξιών
4. Το κοσμολογικό στάδιο
5. Προσομοιώσεις υπολογιστών του σχηματισμού γαλαξιών
6. Η κατάσταση του παιχνιδιού
7. Τα επόμενα βήματα

Το κοσμολογικό στάδιο

Οι διαδικασίες της βαρυτικής αστάθειας και της κατάρρευσης, η ψύξη αερίων και ο σχηματισμός αστεριών, λειτουργούν υπό αρκετά γενικούς όρους. Μια ποσοτική θεωρία του σχηματισμού των γαλαξιών, εντούτοις, απαιτεί να εξετάζονται δύο βασικά κοσμολογικά ζητήματα :
(α) ποια είναι η προέλευση των αρχέγονων διακυμάνσεων της μάζας, και
(β) ποια είναι η ταυτότητα της σκοτεινής ύλης;
Μεγάλοι πρόοδοι προς την απάντηση αυτών των ερωτήσεων έγιναν στις αρχές της δεκαετίας του '80, κατά ένα μεγάλο μέρος μετά από μια καρποφόρο αλληλεπίδραση μεταξύ της φυσικής των σωματιδίων και της κοσμολογίας.

Η πρώτη ιδέα που επίδρασε για τη "νέα κοσμολογία" προτάθηκε, περίπου το 1980, από τον Alan Guth του Τεχνολογικού Ιδρύματος της Μασαχουσέτης και διαμορφώθηκε από τον Andrei Linde, που τότε βρισκόταν στο Ίδρυμα της Φυσικής Lebedev στη Μόσχα. Ψάχνοντας για μια λύση στο πρόβλημα του μαγνητικού μονόπολου, ο Guth πρότεινε ότι το σύμπαν είχε υποβληθεί σε μια περίοδο εκθετικής επέκτασης, ή "πληθωρισμού", στα πολύ πρώιμα στάδια, προκαλούμενη ίσως από τη μετάβαση ενός κβαντικού πεδίου από ένα ψεύδο-ελάχιστο στο αληθινό κενό. Οι κβαντικές διακυμάνσεις που παράγονται κατά τη διάρκεια αυτής της εποχής καθιερώθηκαν ως κλασσικές ρυτιδώσεις-κυματώσεις στην ενεργειακή πυκνότητα του σύμπαντος.

Η επόμενη εξέλιξη των διακυμάνσεων εξαρτάται από τις τιμές τριών κοσμολογικών παραμέτρων ­ τη σταθερά Hubble, H₀ , τη πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος, W , και τη κοσμολογική σταθερά, l ­ και από την ταυτότητα της σκοτεινής ύλης. Ο πληθωρισμός προβλέπει ότι το σύμπαν είναι "επίπεδο" και θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα: αυτό υπονοεί αυτή η σχέση: Ω + λ/H²₀ = 1 (σχήμα 1).

Για πολλά έτη θεωρήθηκε ότι η κοσμολογική σταθερά, λ, ήταν μηδέν, αλλά από το έτος 1998, έχουν υπάρξει κάποια στοιχεία ότι είναι διαφορετική από το μηδέν. (Η σταθερά εισήχθη από τον Einstein για να μετατρέψει τον διαστελλόμενο κόσμο, που προβλέφθηκε από τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, σε στάσιμο σύμπαν . Εντούτοις, αυτό έγινε προτού να αποδείξει ο Edwin Hubble ότι το σύμπαν διαστελλόταν. Ο Einstein αποκάλεσε την κοσμολογική σταθερά σαν το μεγαλύτερο του σφάλμα του, αλλά οι πρόσφατες παρατηρήσεις που δείχνουν πως η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται, μπορούν να σημαίνουν ότι ήταν στην αρχή σωστός).

Η δεύτερη βασική ιδέα από τη δεκαετία του '80 αφορά την ταυτότητα της σκοτεινής ύλης. Η αφθονία των ελαφρών στοιχείων (υδρογόνο, δευτέριο, ήλιο και λίθιο) που παράχθηκαν κατά τη διάρκεια του Big Bang της νουκλεοσύνθεσης, συμφωνεί με τις παρατηρήσεις της πυκνότητας του δευτέριου που μετριέται σήμερα,  μόνο εάν η συνολική πυκνότητα της συνηθισμένης ή βαρυονικής ύλης είναι λιγότερη από τη συνολική πυκνότητα της μάζας περίπου για μια τάξη μεγέθους. (Η συνολική πυκνότητα της μάζας μπορεί να προκύψει από, παραδείγματος χάριν, τη δυναμική των γαλαξιών στις μεγάλες κλίμακες).

Κατά συνέπεια, ένα θεμελιώδες συμπέρασμα είναι ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να αποτελείται από τα μη- βαρυονικά στοιχειώδη σωματίδια που δεν συμπεριλαμβάνονται στο Καθιερωμένο Μοντέλο της σωματιδιακής σωματιδίων.

Σωματίδια υποψήφια για τη σκοτεινή ύλη μπορούν να ταξινομηθούν στις "θερμές" και "ψυχρές" ποικιλίες, μια ονοματολογία που δημιουργήθηκε από τον Dick Bond, που αυτήν την περίοδο βρίσκεται στο Καναδικό Ίδρυμα, για τη Θεωρητική Αστροφυσική, στο Τορόντο. Το πρωτότυπο ενός θερμού σωματιδίου είναι ένα σταθερό νετρίνο με μια μάζα της τάξης των 30 eV, ενώ τα παραδείγματα των ψυχρών σωματιδίων περιλαμβάνουν το νετραλίνο -neutralino- και το πολύ ελαφρύτερο άξιον -axion.

Ενώ το νετρίνο επιτρέπεται να έχει μάζα, μέσα στο Καθιερωμένο μοντέλο, τα neutralinos και τα axions απαιτούν "νέα φυσική". Το neutralino, παραδείγματος χάριν, είναι το ελαφρύτερο σταθερό σωματίδιο που προβλέπεται από την υπερσυμμετρία, η θεωρία που επιδιώκει να ενοποιήσει την ηλεκτρασθενή αλληλεπίδραση και την ισχυρή πυρηνική δύναμη,  επιτρέποντας σε όλα τα θεμελιώδη σωματίδια να έχουν τα "superpartners". Τα superpartners των μποζονίων (σωματίδια με spin ακέραιο αριθμό) θα ήταν φερμιόνια (που έχουν την ιδιοπεριστροφή τους ίση με ημιακέραιο αριθμό) και αντίστροφα. Τα ψυχρά σωματίδια αναφέρονται συχνά ως Ασθενώς Αλληλεπιδρώντας Ογκώδει Σωματίδια ή WIMPs.

Υπάρχει μια θεμελιώδης διαφορά στον τρόπο με τον οποίο οι γαλαξίες προβλέπονται να σχηματισθούν στα θερμά και ψυχρά μοντέλα της σκοτεινής ύλης. Εάν το σύμπαν εξουσιάστηκε από τα νετρίνα με μάζα, τότε διακυμάνσεις που περιέχουν μια μάζα, λιγότερη από κάποια κρίσιμη μάζα θα διέφευγε προς τα έξω επειδή τα νετρίνα, που κινούνται με τις σχετιστικές ταχύτητες, μπορούν να κινηθούν σαν "ελεύθερο ρεύμα" από τις υπέρπυκνες περιοχές, στις παρακείμενες λιγότερο πυκνές περιοχές. Για μια μάζα του νετρίνο 30 eV, αυτή η κρίσιμη μάζα είναι περίπου 10¹⁶ ηλιακές μάζες. Στην περίπτωση της κρύας σκοτεινής ύλη, αφ' ετέρου, η ελεύθερη ροή δεν είναι σημαντική και οι διακυμάνσεις της πυκνότητας παραμένουν σε όλες τις κλίμακες.

Στα μοντέλα (πρότυπα) που εξουσιάζονται από τα νετρίνα, οι πρώτες δομές που μπορούν να διαμορφώσουν είναι επίπεδα, αντικείμενα  σαν μια τηγανίτα, με μάζες συγκρίσιμες με την κρίσιμη μάζα που ρέει ελεύθερα . Αυτά είναι αντικείμενα της κλίμακας των υπερσμηνών και πρέπει όμως να τεμαχιστούν για διαμορφώσουν τους γαλαξίες . Οι προσομοιώσεις των υπολογιστών αυτής της "από πάνω προς τα κάτω" διαδικασίας, που πραγματοποιήθηκε στο Μπέρκλευ το 1981 από τους Marc Νταίηβις, Simon White και έναν από τους συντάκτες (CF), έδειξαν ότι για να παράσχουν τη συγκέντρωση των γαλαξιών που παρατηρήθηκαν αυτή την περίοδο, οι γαλαξίες θα μπορούσαν να διαμορφώνουν ερυθρές μετατοπίσεις  μόνο z £ 1. Εντούτοις, στις αρχές της δεκαετίας του '80 ήδη ήταν γνωστό, ότι τα κβάζαρ μπορούν να έχουν ερυθρές μετατοπίσεις πολύ υψηλότερες από αυτόν τον αριθμό. Και σήμερα ξέρουμε ότι υπάρχει ένας μεγάλος πληθυσμός γαλαξιών με z = 3­5. Κατά συνέπεια, αν και φαίνονται μάλλον ελκυστικοί, οι κόσμοι που εξουσιάζονται από τα νετρίνα εγκαταλείφθηκαν σύντομα.

Η εναλλακτική λύση που είναι, ένας κρύος κόσμος σκοτεινής ύλη, αποδείχθηκε επιτυχέστερη, όπως εμφανίζεται, παραδείγματος χάριν, σε μία σειρά προσομοιώσεων των υπολογιστών από τους Davis, Γιώργο Ευσταθίου από το Πανεπιστήμιο του Καίμπριτζ, τον White και έναν από μας (CF). Το κρύο μοντέλο σκοτεινής-ύλης της κοσμογονίας (δεδομένου ότι οι θεωρίες προέλευσης του σύμπαντος είναι γνωστές) έχει ερευνηθεί με τεράστιες λεπτομέρειες κατά τη διάρκεια των προηγούμενων 15 ετών και τώρα γενικά θεωρείται ως "πρότυπο μοντέλο" του σχηματισμού των δομών.

Η καθορισμένη ιδιότητα ενός σύμπαντος με ψυχρή σκοτεινή ύλη, είναι ότι οι, μικρής κλίμακας, διακυμάνσεις διατηρούνται πάντα. Κατά συνέπεια, τα halos (φωτοστέφανα) των γαλαξιών, είναι τα πρώτα προς κατάρρευση και να ξεχωρίσουν από την διαστολή του κόσμου. Αυτά τα φωτοστέφανα τότε αυξάνονται είτε βαθμιαία από τις προσαυξάνουσες μικρότερες μάζες, είτε με μεγάλα άλματα με τη συγχώνευση με άλλα φωτοστέφανα συγκρίσιμου μεγέθους. Το χρονοδιάγραμμα για το σχηματισμό της δομής είναι επομένως ιεραρχικό ή "από κάτω προς τα επάνω" --μικρές μορφές αντικειμένων   σχηματίζονται πρώτα, κι αργότερα μεγαλύτερες μορφές αντικειμένων . Το φάσμα της διακύμανσης του ψυχρής σκοτεινής ύλης, προσδιορίζει έτσι εντελώς την εξέλιξη των φωτοστεφάνων που αποτελούνται με σκοτεινή ύλη, στα οποία τα βαρυόνια πρέπει να πέφτουν προκειμένου να γίνουν οι γαλαξίες.

Η συγκέντρωση βαρυονίων, εντούτοις, μπορεί  μόνο να αρχίσει σοβαρά, αφότου η ύλη και η ακτινοβολία έχουν πάψει στο σύμπαν να αλληλεπιδρούν μέσω της σκέδασης Thomson των φωτονίων από τα ηλεκτρόνια. Αυτό το γεγονός, γνωστό σαν αποσύνδεση, πραγματοποιήθηκε περίπου 300.000 έτη μετά από το Big Bang (Μεγάλη Έκρηξη). Πριν από την αποσύζευξη (αποσύνδεση), η ακτινοβολία παρουσιάζει μια τεράστια δύναμη πίεσης, που βοηθάει τις διαταραχές στην πυκνότητα των βαρυονίων κατά της κατάρρευσης λόγω της βαρύτητας. Είναι δυνατό να υπολογιστεί με ακρίβεια πόσο μεγάλες πρέπει να είναι αυτές οι διακυμάνσεις, κατά την διάρκεια της αποσύζευξης, για να αυξηθούν οι διακυμάνσεις αυτές και να σχηματίσουν τους γαλαξίες. Τέτοιες διακυμάνσεις απεικονίζονται σήμερα ως κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων.

Διακυμάνσεις θερμοκρασίας στο Κοσμικό υπόβαθρο μικροκυματικής ακτινοβολίας, που μετρήθηκαν από στοιχεία που συλλέχθηκαν επί τέσσερα έτη, από τον COBE. Αυτές οι διακυμάνσεις στην θερμοκρασία μπορούν να συσχετισθούν άμεσα με τις διακυμάνσεις στην πυκνότητα του σύμπαντος την εποχή με ερυθρή μετατόπιση z ~ 1100, στον χρόνο που η ύλη και η ακτινοβολία σταμάτησαν να αλλαλεπιδρούν (περίπου 300 000 έτη μετά το big bang). Οι μπλε περιοχές δείχνουν κατευθύνσεις στον ουρανό στις οποίες τα φωτόνια έχουν λιγότερη από τη μέση θερμοκρασία της ακτινοβολίας επειδή αυτά εκπέμφθηκαν από το εσωτερικό βαρυτικών πηγαδιών στην εποχή της τελευταίας σκέδασης.

Τον Απρίλιο του 1992, η ομάδα η υπεύθυνη για τον δορυφόρο εξέρευνησης κοσμικού υποβάθρου της NASA (COBE), που καθοδηγείται από τον George Smoot από το Μπέρκλεϋ, ανήγγειλε την ανίχνευση των θερμοκρασιακών μεταβολών ή των ανισοτροπιών στο κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων, με ακρίβεια 10^-5 (σχήμα 3). Οι πραγματικές μετρήσεις έγιναν μόνο για έναν παράγοντα υψηλότερο κατά δύο από ό,τι θεωρητικά είχε προβλεφθεί στα απλούστερα ψυχρά μοντέλα σκοτεινής ύλης της εποχής εκείνης. Αυτή η ανακάλυψη και οι συνοδευτικές θεωρητικές προβλέψεις πρέπει να θεωρηθούν μεταξύ των μέγιστων επιτευγμάτων της επιστήμης στο 20ό αιώνα.

Η ανακάλυψη του COBE επιβεβαίωσε τη γενική εικόνα του σχηματισμού κοσμικών δομών λόγω της βαρυτικής ενίσχυσης των μικρών αρχέγονων διακυμάνσεων, και υποστηρίζει την κοσμογονία ψυχρής σκοτεινής ύλης, ειδικότερα η θεμελιώδης της πρόβλεψή, πως οι γαλαξίες διαμορφώθηκαν με την ιεραρχική συγκέντρωση προ-γαλαξιακών τμημάτων.

Οι συγγραφείς του άρθρου, Carlton Baugh και Carlos Frenk ανήκουν στο Τμήμα της Φυσικής, στο Πανεπιστήμιο του  Durham, South Road, Durham, DH1 3LE, Μεγάλη Βρεττανία.