ΣΥΜΠΑΝ

Ο συνολικός χώρος που αποτελεί το κοσμικό διάστημα και ο οποίος είναι πλήρης από ύλη και ενέργεια που βρίσκονται σε αλληλεπίδραση μεταξύ τους. Η περιοχή του σύμπαντος που είναι προσιτή με τα σύγχρονα όργανα αστρονομικής παρατήρησης εκτείνεται σε απόσταση μέχρι και 10 δισεκατομ. έτη φωτός και περιέχει περίπου 100 δισεκατομ. γαλαξίες. Οι γαλαξίες αυτοί είναι κατανεμημένοι σε ομάδες 100 έως 1.000 γαλαξιών, τα λεγόμενα γαλαξιακά σμήνη, και καθένας από αυτούς αποτελείται κατά μέσο όρο από 10 δισεκατομ. αστέρες. Παράλληλα το σύμπαν χαρακτηρίζεται από την παρουσία μεγάλων ποσοτήτων διάχυτης μεσοαστρικής και ενδογαλαξιακής ύλης, ενώ σύμφωνα με πολλές θεωρίες το 95-99% της μάζας του αποτελείται από "αόρατη" μη παρατηρήσιμη ύλη. Παρά την ύπαρξη τοπικών συμπυκνώσεων ύλης, η αστρονομία δέχεται ότι σε μεγάλη κλίμακα το σύμπαν είναι ομογενές και ισότροπο, δηλ. σε οποιαδήποτε θέση και να βρίσκεται ένας παρατηρητής και προς οποιαδήποτε κατεύθυνση και αν κοιτάζει θα διακρίνει τα ίδια γενικά χαρακτηριστικά.

Ο αιώνας που διανύουμε σφραγίστηκε από δύο σημαντικότατες ανακαλύψεις που αφορούν το σύμπαν ως σύνολο. Το 1929 ο αμερικανός αστρονόμος Έντουιν Χαμπλ απέδειξε ότι όλοι οι γαλαξίες που παρατηρούνται απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο και μάλιστα με ταχύτητα τόσο μεγαλύτερη όσο μεγαλύτερη είναι η μεταξύ τους απόσταση, γεγονός που σημαίνει ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Το 1965 οι επίσης αμερικανοί αστρονόμοι Άρνο Πεντζιάς και Ρόμπερτ Γουίλσον ανακάλυψαν τη λεγόμενη διάχυτη ακτινοβολία μικροκυμάτων ή υποβάθρου, που αντιστοιχεί σε θερμοκρασία μέλανος σώματος 2,7Κ. Καθώς η ακτινοβολία αυτή δεν προέρχεται από συγκεκριμένους αστέρες ή γαλαξίες, αλλά από όλες τις διευθύνσεις του κοσμικού χώρου, εκτιμάται ότι αποτελεί υπόλειμμα φυσικών διεργασιών από πολύ παλαιότερες εποχές, όταν το σύμπαν είχε πολύ μεγαλύτερη θερμοκρασία και πυκνότητα και διαφορετική μορφή από τη σημερινή. Τα διάφορα κοσμολογικά μοντέλα που έχουν προταθεί για τη δομή του σύμπαντος δέχονται ή μια συνεχή διαστολή του (ανοιχτό σύμπαν με αρνητική καμπυλότητα) ή μια επιβράδυνση της διαστολής που θα την ακολουθήσει μια φάση συστολής (κλειστό σύμπαν με θετική καμπυλότητα). Τα ενδεχόμενα αυτά σχετίζονται με την τιμή μιας παραμέτρου κ, που εξαρτάται από τη μέση πυκνότητα του σύμπαντος, ενώ τα σημερινά δεδομένα που προκύπτουν από την παρατήρηση συνηγορούν υπέρ μιας συνεχούς διαστολής που τείνει, όμως, προς μια οριακή κατάσταση, στην οποία οι ταχύτητες απομάκρυνσης των γαλαξιών θα μηδενιστούν (επίπεδο στατικό σύμπαν) (σχήμα 1).

Διάγραμμα της πιθανής μελλοντικής...
Όσον αφορά, τέλος, την ηλικία του σύμπαντος, οι τιμές που δίνονται με βάση τη σταθερά του Χαμπλ και με διάφορες μεθόδους ραδιοχρονολόγησης κυμαίνονται από 15 έως 20 δισεκατομ. χρόνια.

Βασική αφετηρία για τις περισσότερες κοσμολογικές θεωρίες που ασχολούνται με την προέλευση του σύμπαντος είναι η έννοια της Μεγάλης ή Πρωταρχικής Έκρηξης, που τοποθετεί τη γένεση του σύμπαντος σε μια σημειακή περιοχή του χωροχρόνου άπειρης πυκνότητας και καμπυλότητας, η οποία εξερράγη δημιουργώντας την ύλη και την ενέργεια και μαζί τους το χώρο και το χρόνο. Μια επιστημολογική συνέπεια του γεγονότος αυτού είναι ότι στερείται νοήματος η ερώτηση για το τι υπήρχε ή τι γινόταν πριν από τη Μεγάλη Έκρηξη, γιατί ο χρόνος δημιουργήθηκε μαζί της και συνεπώς δεν υπήρξε "πριν". Κατά τον ίδιο τρόπο στερείται νοήματος η αναζήτηση του πού έγινε η Μεγάλη Έκρηξη, καθώς η ανυπαρξία του χώρου πριν από αυτήν συνεπάγεται και την αδυναμία του εντοπισμού ενός συγκεκριμένου σημείου. Η αναπαράσταση των πρώτων στιγμών της δημιουργίας του σύμπαντος είναι ένα ιδιαίτερα πολύπλοκο πρόβλημα, γιατί προϋποθέτει φυσικές καταστάσεις και διεργασίες που δεν μπορούν να αναπαραχθούν στο εργαστήριο. Μετά τη δεκαετία του 1970, όμως, χάρη στη μεγάλη πρόοδο που σημειώθηκε στη φυσική των στοιχειωδών σωματιδίων, των υψηλών ενεργειών και των ενοποιημένων θεωριών του πεδίου, έχει αρχίσει να σχηματίζεται μια γενικά παραδεκτή εικόνα, που συνήθως αναφέρεται και ως Στάνταρ Μοντέλο του Σύμπαντος. Σύμφωνα με το μοντέλο αυτό, η Μεγάλη Έκρηξη λαμβάνει χώρα τη χρονική στιγμή 0, όπου εκτός από την πυκνότητα και την καμπυλότητα απειρίζεται και η θερμοκρασία. Για τα φαινόμενα που διαδραματίστηκαν κατά τα πρώτα 10-43 δευτερόλεπτα (sec), που χαρακτηρίζονται και ως χρόνος Πλανκ, δεν μπορεί να διατυπωθεί ακόμη καμιά άποψη, γιατί στις συνθήκες άπειρης καμπυλότητας του χωροχρόνου η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας παύει να ισχύει και επιβάλλεται η αντικατάστασή της από μια κβαντική θεωρία της βαρύτητας, η οποία δεν έχει όμως ακόμη ολοκληρωθεί. Είναι η εποχή που οι τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις της φύσης αποτελούν μία και μοναδική δύναμη και η θερμοκρασία φθάνει τους 1032Κ, η πυκνότητα τα 1092 γραμ./κυβ. εκατ., ενώ οι διαστάσεις του σύμπαντος ανέρχονται μόλις στο 1 τρισεκατομμυριοστό των διαστάσεων του ατόμου του υδρογόνου. Στα 10-43 δευτερόλεπτα η βαρύτητα αποχωρίζεται και αποτελεί ξεχωριστή δύναμη, ενώ μεταξύ 10-43 και 10-35 δευτερολέπτων, καθώς το σύμπαν διαστέλλεται και η θερμοκρασία του πέφτει στους 1028Κ, γίνεται ένας δεύτερος διαχωρισμός, αυτός της ισχυρής αλληλεπίδρασης από την ηλεκτροασθενή δύναμη. Στο στάδιο αυτό η κατάσταση κάπως ξεκαθαρίζει. Σχηματίζονται τα κουάρκς και τα λεπτόνια (ηλεκτρόνια και νετρίνα) μαζί με τα αντίστοιχα αντισωματίδιά τους, καθώς και μια σειρά από σωματίδια πολύ μεγάλης μάζας που δεν παρατηρούνται σήμερα, τα μαγνητικά μονόπολα, ενώ φυσικά υπάρχουν και τα πανταχού παρόντα φωτόνια της ακτινοβολίας (εποχή των κουάρκς). Η "σούπα" αυτή των σωματιδίων υφίσταται μέχρι την έλευση των 10-6 δευτερολέπτων, δηλ. 1 εκατομμυριοστό του δευτερολέπτου μετά τη μεγάλη έκρηξη και αφού προηγουμένως, στα 10-19 δευτερόλεπτα και σε θερμοκρασία 1015Κ, έχει γίνει ένας νέος διαχωρισμός, κατά τον οποίο η ηλεκτροασθενής δύναμη χωρίζεται στην ασθενή αλληλεπίδραση και στην ηλεκτρομαγνητική δύναμη. Από εκείνη τη στιγμή οι δύο αυτές δυνάμεις μαζί με την ισχυρή αλληλεπίδραση και τη βαρύτητα θα αποτελέσουν τις τέσσερις θεμελιώδεις δυνάμεις στη φύση. Ανάμεσα στα 10-6 δευτερόλεπτα και στα 10-4 δευτερόλεπτα, καθώς συνεχίζεται η διαστολή του σύμπαντος και η θερμοκρασία ανέρχεται στους 1014Κ αποκτά αποφασιστικό ρόλο η ισχυρή πυρηνική αλληλεπίδραση, με αποτέλεσμα τα κουάρκς που μέχρι τότε περιφέρονταν ελεύθερα να δεσμευτούν σχηματίζοντας πρωτόνια και νετρόνια (εποχή των αδρονίων). Κατά το διάστημα αυτό τα ζεύγη αδρονίων-αντιαδρονίων κυριαρχούν με τη μεγάλη τους μάζα στη δυναμική συμπεριφορά του κοσμικού ρευστού μέχρι τη στιγμή των 10-4 δευτερολέπτων, που η θερμοκρασία των 1012Κ δεν επαρκεί πλέον για το σχηματισμό τους. Τότε τα πρωτόνια "αλληλοεξοντώνονται" με τα αντιπρωτόνια σχηματίζοντας φωτόνια, εκτός από ένα ελάχιστο υπόλειμμά τους, από το οποίο θα σχηματιστεί αργότερα ολόκληρο το γνωστό μας σύμπαν. Τον κύριο ρόλο μεταξύ των 10-4 δευτερολέπτων και των 5 δευτερολέπτων μετά τη Μεγάλη Έκρηξη αναλαμβάνουν πλέον τα λεπτόνια (εποχή των λεπτονίων), αλλά ήδη στο πρώτο δευτερόλεπτο τα νετρίνα αποσυνδέονται από τα υπόλοιπα συστατικά του κοσμικού πλάσματος, αφού οι ασθενικές τους αλληλεπιδράσεις είναι εξαιρετικά σπάνιες και δεν μπορούν να τα κρατήσουν σε θερμοδυναμική ισορροπία. Μετά τα 5 δευτερόλεπτα η θερμοκρασία έχει πέσει λόγω της συνεχιζόμενης διαστολής στους 109Κ και η δίδυμη γένεση, δηλ. η δημιουργία ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων από φωτόνια, δεν είναι πλέον δυνατή. Τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια λόγω της αμοιβαίας τους αλληλοεξουδετέρωσης εξαφανίζονται με τη σειρά τους από το προσκήνιο, αφήνοντας ένα μικρό υπόλειμμα ηλεκτρονίων ισοδύναμο με αυτό των αδρονίων. Το σύμπαν εισέρχεται πλέον στην εποχή της κυριαρχίας της ακτινοβολίας (εποχή των φωτονίων ή φωτοκρατία), που θα διαρκέσει πολύ περισσότερο από τις προηγούμενες, γύρω στα 500.000 χρόνια. Ήδη όμως στα πρώτα 15 λεπτά και ενώ οι γραμμικές διαστάσεις του σύμπαντος αυξάνονται κατά 30 φορές, λαμβάνει χώρα ο σχηματισμός πυρήνων υδρογόνου, ηλίου, λιθίου και βηρυλλίου. Μετά το πρώτο αυτό δεκαπεντάλεπτο η πυρηνοσύνθεση σταματά. Θα συνεχιστεί δισεκατομμύρια χρόνια αργότερα σε τοπική μόνο κλίμακα στο εσωτερικό των αστέρων και κατά τις εκρήξεις των σουπερνόβα. Στην περίοδο της κυριαρχίας των φωτονίων το σύμπαν έχει τη μορφή πύρινης σφαίρας που για εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια διαστέλλεται χωρίς σημαντικές μεταβολές, αλλάζοντας μόνο το χρώμα του από εκτυφλωτικό γαλάζιο και λευκό σε κιτρινωπό, πορτοκαλί και, τέλος, κόκκινο, καθώς η θερμοκρασία του συνεχώς πέφτει. Οι συχνές συγκρούσεις των φωτονίων με τα αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια και τα θετικά ιόντα των πυρήνων, που εξασφαλίζουν τη θερμική ισορροπία ύλης-ακτινοβολίας, δεν επιτρέπουν στην τελευταία να "ταξιδέψει" αρκετά μακριά, με αποτέλεσμα το σύμπαν της περιόδου αυτής να παρουσιάζεται θαμπό και αδιαφανές σε έναν υποτιθέμενο παρατηρητή. Καθώς, όμως, το σύμπαν συνεχίζει να διαστέλλεται και να ψύχεται, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να δεσμεύονται από τους πυρήνες σχηματίζοντας άτομα, με συνέπεια να σταματήσει η αλληλεπίδρασή τους με τα φωτόνια. Στα 500.000 χρόνια η θερμοκρασία έχει πέσει στους 3.000 Κ, ενώ το σύμπαν έχει φθάσει να είναι 1.000 φορές μικρότερο από ό,τι σήμερα. Οι συνθήκες είναι ώριμες για το διαχωρισμό της ύλης από την ακτινοβολία (εποχή της ύλης ή υλοκρατία) και τα φωτόνια κινούνται πλέον ελεύθερα στο χώρο, καθιστώντας το σύμπαν διαφανές και προσιτό στην παρατήρηση. Απόρροια του γεγονότος αυτού αποτελεί η διάχυτη ακτινοβολία μικροκυμάτων που προαναφέρθηκε. Στην εποχή της υλοκρατίας το σύμπαν συνέχισε να διαστέλλεται, με επακόλουθο την ελάττωση της πυκνότητας και της θερμοκρασίας του. Η αρχική, όμως, ομοιογένεια του σύμπαντος άρχισε να διαταράσσεται από μικρές αρχικά τυχαίες τοπικές συγκεντρώσεις ύλης, που λόγω των αμοιβαίων δυνάμεων βαρύτητας που αναπτύσσονταν έτειναν να μεγαλώσουν και να συμπυκνωθούν ακόμη περισσότερο αντί να ακολουθούν "τυφλά", όπως γινόταν μέχρι τότε, τη γενικότερη διαστολή του σύμπαντος. Από τις συμπυκνώσεις αυτές δημιουργήθηκαν μετά από 3 δισεκατομ. χρόνια οι ραδιογαλαξίες και τα κβάζαρς και μετά από 8 δισεκατομ. χρόνια οι γαλαξίες. Τέλος, στο εσωτερικό των γαλαξιών από μικρότερες συμπυκνώσεις ύλης θα σχηματιστούν στη συνέχεια η πρώτη (Ρορulatiοn ΙΙ) και κατόπιν η δεύτερη (Ρορulatiοn Ι) γενιά των αστέρων. Ο Ήλιος ανήκει στη δεύτερη γενιά των αστέρων και δημιουργήθηκε μαζί με το πλανητικό σύστημα που τον περιβάλλει πριν από 4,6 δισεκατομ. χρόνια (σχήμα 2).

Η εξέλιξη του σύμπαντος μετά τη μεγάλη...
Το σενάριο της Πρωταρχικής Έκρηξης που σκιαγραφήθηκε σε γενικές γραμμές ερμηνεύει αρκετά καλά τα περισσότερα χαρακτηριστικά του σύμπαντος όπως αυτό παρατηρείται σήμερα και ιδίως τη διαστολή του, που παρασέρνει τους γαλαξίες σε μια ομοιόμορφη κίνηση. Παράλληλα, όμως, αφήνει αναπάντητα μια σειρά από ερωτήματα, όπως είναι η ομοιογένεια και η ισοτροπία του σύμπαντος, η μεγάλη προσέγγιση της παραμέτρου κ προς τη μονάδα που αντιστοιχεί σ' ένα "επίπεδο" στατικό σύμπαν, το γεγονός ότι όλοι οι γαλαξίες έχουν περίπου την ίδια μάζα και, τέλος, η αδυναμία παρατήρησης μαγνητικών μονόπολων που θα έπρεπε να έχουν δημιουργηθεί στα αρχικά στάδια της μεγάλης έκρηξης. Μια λύση στα προβλήματα αυτά επιχειρεί να δώσει η θεωρία του Πληθωριστικού Σύμπαντος, που διατυπώθηκε στη δεκαετία του 1980 από τον Άλαν Γκαθ του Τεχνολογικού Ινστιτούτου της Μασαχουσέτης (ΜΙΤ). Βασική της ιδέα είναι ότι κατά τη χρονική στιγμή των 10-35 δευτερολέπτων από τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν η θερμοκρασία ανερχόταν στους 1027 Κ και έλαβε χώρα ο διαχωρισμός της ισχυρής αλληλεπίδρασης από την ηλεκτροασθενή δύναμη, το σύμπαν υπέστη μια αλλαγή φάσης, κάτι ανάλογο με τη συμπύκνωση του ατμού και τη μετατροπή του σε υγρό. Αποτέλεσμα της αλλαγής αυτής ήταν ο διαχωρισμός του σύμπαντος σε 1078 επιμέρους περιοχές υπό τύπο φυσαλίδων και η μεταβολή των διαστάσεων των περιοχών αυτών εκθετικά, δηλ. πάρα πολύ απότομα μέχρι τη χρονική στιγμή των 10-6 δευτερολέπτων, κατά την οποία η υπερανάπτυξη αυτή σταμάτησε και άρχισε η βραδύτερη διαδικασία της διαστολής που περιγράφηκε παραπάνω. Μια από τις φυσαλίδες αυτές αύξησε μέσα σε 10-31 δευτερόλεπτα τη διάμετρό της από 10-45 μέτρα σε 10 περίπου εκατοστά, δηλ. σε 10-1 μέτρα, και αποτέλεσε στη συνέχεια το ορατό σ' εμάς σύμπαν, που αυτή τη στιγμή έχει γραμμικές διαστάσεις 1010 έτη φωτός, ενώ το πραγματικό σύμπαν με πολύ μεγαλύτερη διάμετρο (της τάξης των 103000 ετών φωτός) αποτελείται από πολλά επιμέρους σύμπαντα, ανάμεσα στα οποία δεν υπάρχει καμιά επικοινωνία και καμιά αλληλεπίδραση, παρά την αρχική αιτιακή τους σχέση και την κοινή τους προέλευση. Η φυσική μπορεί να είναι διαφορετική στα επιμέρους αυτά σύμπαντα, η πυκνότητα ενέργειας να είναι μεγαλύτερη ή μικρότερη, η φάση του πληθωρισμού να διαρκεί αντίστοιχα περισσότερο ή λιγότερο, ενώ ακόμα και ο αριθμός των διαστάσεων του χώρου θα μπορούσε να είναι διαφορετικός. Υπάρχουν μερικές θεωρίες που δέχονται την ιδέα ενός χώρου με περισσότερες από τρεις διαστάσεις (θεωρία των Καλούζα-Κλάιν και άλλες θεωρίες), γεγονός που σημαίνει ότι οι επιπλέον διαστάσεις πρέπει να είναι πάρα πολύ μικρές, αναδιπλωμένες γύρω από τον εαυτό τους και συνεπώς μη αντιληπτές στο δικό μας σύμπαν. Αποτελεί, όμως, θεμιτή παραδοχή το ότι σε άλλα σύμπαντα κάποιες από τις διαστάσεις αυτές είναι ανεπτυγμένες και η υπόθεση αυτή, όπως είναι φυσικό, παραπέμπει σε περιοχές του συνολικού σύμπαντος ριζικά διαφορετικές από το δικό μας σύμπαν τόσο ως προς τα χαρακτηριστικά όσο και ως προς τις ιδιότητές τους.

Η θεωρία του Πληθωριστικού Σύμπαντος ερμηνεύει με πειστικό τρόπο μερικά από τα κενά του Στάνταρ Μοντέλου. Πράγματι, αν το σύμπαν αποτελεί τμήμα ενός πολύ μεγαλύτερου συνόλου εξηγείται αυτόματα η σχεδόν επίπεδη εικόνα που παρουσιάζει, ενώ η προέλευσή του από μια μικρή μόνο αιτιακή περιοχή σημαίνει ότι είχε στη διάθεσή του όλο τον απαιτούμενο χρόνο να αποκτήσει την ομοιογενή και ισότροπη κατανομή της ύλης και της ακτινοβολίας που το χαρακτηρίζουν. Όπως, όμως, οι περισσότερες κοσμολογικές θεωρίες, δίνει απαντήσεις σε ερωτήματα του ορατού κόσμου με δεδομένα που, καθώς βρίσκονται έξω από τον έλεγχο της παρατήρησης και του πειράματος, δεν μπορούν να ελεγχθούν για την ορθότητα ή το σφάλμα τους και αυτό ίσως αποτελεί το κυριότερο μειονέκτημά της.