Clic dreapta - View image (pentru o rezoluţie superioară)
Având în vedere cât de vast este universul, poate că e de înțeles că nu i-am descifrat încă toate secretele. Totuși, există câteva caracteristici de bază pe care obișnuiam să credem că le putem explica, dar cosmologii au din ce în ce mai multe dificultăți în a le înțelege.
Măsurătorile recente ale distribuției materiei în univers (așa-numita structură la scară mare) par a fi în contradicție cu predicțiile modelului cosmologic standard (Big Bang), cea mai bună teorie a modului în care funcționează universul.
Modelul cosmologic standard a apărut acum aproximativ 25 de ani și a reușit să explice o gamă largă de observații. Totuși, unele dintre cele mai recente măsurători ale structurii la scară mare, un domeniu la care lucrez, indică faptul că materia este mai mai uniformă decât ar trebui să fie, conform modelului cosmologic standard.
⇒ Citește și articolul dedicat Modelului standard al particulelor elementare
Acest rezultat îi pune pe cosmologi pe gânduri, în căutarea unor explicații. Unele soluții sunt relativ simple, cum ar fi erori sistematice necunoscute în măsurători. Dar există și soluții mai radicale, care includ regândirea naturii energiei întunecate (care determină expansiunea accelerată a universului), invocarea unei noi forțe a naturii sau chiar ajustarea teoriei gravitației lui Einstein la cele mai mari scări.
În prezent, datele nu permit diferențierea clară între diferitele idei concurente. Totuși, măsurătorile din observațiile viitoare promit o precizie semnificativ mai mare. Este posibil să ne aflăm aproape de momentul în care vom demonta modelul standard al cosmologiei.
Universul timpuriu
Pentru a înțelege natura tensiunii actuale (n.n. - „tensiunea” se referă la diferențele dintre teorie și măsurători, precum și între diversele măsurători) și posibilele soluții, este important să înțelegem cum s-a format și a evoluat structura universului. Mare parte din înțelegerea noastră provine din măsurătorile radiației cosmice de fond (RCF). RCF este o radiație prezentă pretutindeni în univers și este o relicvă a primelor câteva sute de mii de ani de evoluție cosmică după Big Bang (pentru comparație, universul are o vechime estimată de 13,7 miliarde de ani).
Oamenii de știință au descoperit RCF accidental în 1964 (obținând un premiu Nobel), dar existența și proprietățile sale fuseseră prevăzute cu ani înainte.
În acord cu unele dintre primele lucrări teoretice, temperatura observată a RCF astăzi este incredibil de scăzută, de 3 Kelvin (-270 °C). Totuși, la începuturi era suficient de fierbinte (milioane de grade) pentru a permite fuziunea tuturor elementelor ușoare din univers, inclusiv heliu și litiu, în elemente mai grele.
Spectrul RCF (lumina descompusă pe lungimi de undă) sugerează că aceasta a fost în echilibru termic cu materia în trecut – însemnând că aveau aceeași distribuție a energiilor. Materia și radiația pot ajunge la echilibru termic doar în medii foarte dense. Așadar, măsurătorile RCF demonstrează convingător că universul a fost cândva un loc extrem de fierbinte și dens, cu toată materia și radiația comprimate într-un spațiu foarte mic.
Pe măsură ce universul s-a extins, s-a răcit rapid. Și odată cu aceasta, o parte din electronii liberi de atunci au fost captați de protoni, formând atomi de hidrogen. Această „eră a recombinării” s-a petrecut la aproximativ 300.000 de ani după Big Bang. După acest moment, universul a devenit brusc mai puțin dens, astfel că radiația CMB a fost „eliberată” pentru a călători fără impedimente, și de atunci nu a mai interacționat semnificativ cu materia.
Deoarece radiația este foarte veche, când facem măsurători ale RCF astăzi, obținem informații despre condițiile universului timpuriu. Dar hărțile detaliate ale CMB ne spun mult mai mult decât atât.
O perspectivă cheie din hărțile RCF obținute cu telescopul Planck este că universul era, de asemenea, excepțional de uniform la începuturi. Existau doar variații de 0,001% de la un loc la altul în densitatea și temperatura materiei și a radiației din univers. Dacă ar fi existat variații mai mari, acea materie și radiație ar fi fost mult mai aglomerate.
Aceste variații (sau „fluctuații”) sunt de o importanță fundamentală pentru modul în care structura a evoluat ulterior în univers. Fără aceste fluctuații nu ar exista galaxii, stele sau planete – și nici viață.
O întrebare foarte interesantă este: de unde au apărut aceste fluctuații?
Înțelegerea noastră actuală este că acestea sunt un rezultat al mecanicii cuantice, teoria atomilor și particulelor. Mecanica cuantică arată că spațiul gol are o energie de fond care permite schimbări bruște și locale, cum ar fi apariția și dispariția particulelor virtuale. Natura cuantică a materiei și energiei a fost verificată cu o precizie remarcabilă în laborator.
Se crede că aceste fluctuații au fost amplificate la scări mari într-o perioadă foarte rapidă de expansiune a universului timpuriu numită „inflație”, deși mecanismul detaliat din spatele inflației nu este încă pe deplin înțeles.
În timp, aceste fluctuații au crescut, iar distribuția materiei și radiației în univers a devenit mai diversă (cu mai multe aglomerări). Regiunile care erau puțin mai dense aveau o atracție gravitațională mai puternică și astfel atrăgeau și mai multă materie, ceea ce le creștea densitatea, ceea ce întărea atracția gravitațională și tot așa. Regiunile cu densitate puțin mai mică deveneau mai goale în timp – un caz cosmic de „cei bogați devin mai bogați, iar cei săraci devin mai săraci”.
Fluctuațiile au crescut atât de mult încât s-au format galaxii și stele, galaxiile fiind distribuite în și de-a lungul filamentelor și nodurilor care alcătuiesc „rețeaua cosmică”.
Explicația standard
Rata la care fluctuațiile cresc în timp și modul în care sunt distribuite în spațiu depind de mai mulți factori: natura gravitației, componentele materiei și energiei în univers și modul în care aceste componente interacționează.
Acești factori sunt cuprinși în modelul standard al cosmologiei. Modelul se bazează pe o soluție a teoriei generale a relativității a lui Einstein (cea mai bună înțelegere a noastră cu privire la gravitație), care presupune că universul este omogen și izotrop la scară mare – adică arată la fel în orice direcție pentru orice observator.
De asemenea, presupune că materia și energia din univers sunt compuse din materie normală („barioni”), materie întunecată constând din particule relativ grele și lente („materie întunecată rece”) și o cantitate constantă de energie întunecată (constanta cosmologică a lui Einstein, notată „lambda”).
De la apariția sa, acum aproximativ 25 de ani, modelul a reușit să explice un număr mare de observații ale universului la scară mare, inclusiv proprietățile detaliate ale RCF.
Și până de curând, acesta oferea explicații excelente pentru o varietate de măsurători ale aglomerărilor de materie la scară mare în universul recent. De fapt, unele măsurători ale structurii la scară mare sunt încă foarte bine descrise de modelul standard, ceea ce ar putea oferi un indiciu important despre originea tensiunii actuale.
Amintiți-vă că radiația cosmică de fond ne arată modul în care materia era grupată (fluctuațiile) în universul timpuriu. Așadar, putem folosi modelul standard pentru a înțelege cum au evoluat aceste fluctuații și pentru a prezice cum ar trebui, teoretic, să arate astăzi. Dacă există o potrivire între această predicție și observații, atunci avem un indiciu puternic că ingredientele modelului standard sunt corecte.
Tensiunea S8
Ceea ce s-a schimbat recent este că măsurătorile structurii la scară largă, în special cele din universul recent, au devenit mult mai precise. Diverse cercetări, precum Dark Energy Survey și Kilo Degree Survey, au găsit nepotriviri între observații și modelul cosmologic standard.
Cu alte cuvinte, există o nepotrivire între fluctuațiile din universul timpuriu și cel recent: fluctuațiile din universul recent nu sunt atât de mari pe cât ne-am aștepta.
Cosmologii se referă la acest conflict ca fiind „tensiunea S8”, deoarece S8 este un parametru utilizat pentru a caracteriza gruparea materiei în universul recent.
În funcție de setul de date specific, probabilitatea ca această tensiune să fie o eroare statistică este de doar 0,3%. Dar din punct de vedere statistic, acest lucru nu este suficient pentru a invalida modelul standard.
Cu toate acestea, există indicii puternice ale tensiunii în diferite observații independente. Și încercările de a explica această tensiune prin incertitudini sistematice în măsurători sau simulări computerizate nu au avut succes până în prezent.
De exemplu, s-a sugerat că poate procese de mare energie non-gravitaționale, cum ar fi vânturile și jeturile generate de găurile negre supermasive, ar putea injecta suficientă energie pentru a modifica distribuția materiei la scară largă. Cu toate acestea, am demonstrat prin simulări hidrodinamice cosmologice avansate (numite „Flamingo”) că astfel de efecte sunt prea mici pentru a explica tensiunea cu modelul standard al cosmologiei.
Dacă această tensiune indică într-adevăr o problemă în modelul standard, aceasta ar însemna că ceva în modelul de bază ale teoriei nu este corect.
Acest lucru ar avea consecințe uriașe pentru fizica fundamentală. De exemplu, tensiunea ar putea indica faptul că înțelegerea noastră cu privire la gravitație sau la natura (necunoscută) a materiei întunecate sau a energiei întunecate este greșită. În cazul materiei întunecate, o posibilitate este că aceasta interacționează cu ea însăși printr-o forță necunoscută (ceva dincolo de gravitație).
Pe de altă parte, este posibil ca energia întunecată să nu fie constantă, ci să evolueze, așa cum sugerează primele rezultate ale Dark Energy Survey Instrument (DESI). Unii oameni de știință iau în considerare chiar posibilitatea unei noi (a cincea) forțe a naturii. Aceasta ar fi o forță de intensitate similară cu gravitația, care acționează la scări foarte mari și ar încetini creșterea structurii universului.
Dar orice modificări ale modelului standard ar trebui, de asemenea, să explice numeroasele observații ale universului pe care teoria le descrie cu succes. Aceasta nu este o sarcină simplă. Și înainte de a ajunge la concluzii grandioase, trebuie să ne asigurăm că tensiunea este reală și nu doar o fluctuație statistică.
Vestea bună este că măsurătorile viitoare ale structurii la scară largă făcute cu DESI, Observatorul Rubin, Euclid, Observatorul Simons și alte instrumente vor putea confirma dacă tensiunea este reală, cu măsurători mult mai precise.
Acestea vor putea, de asemenea, să testeze amănunțit multe dintre variantele propuse la modelul standard.
Este posibil ca în următorii câțiva ani să invalidăm modelul standard al cosmologiei și să ne schimbăm profund înțelegerea asupra modului în care funcționează universul. De asemenea, este posibil ca teoria actuală să fie confirmată.
Este o perioadă interesantă să fii cosmolog.
Traducere și adaptare după The universe is smoother than the standard model of cosmology suggests – so is the theory broken?
Autorul, Ian G. McCarthy, este profesor de astrofizică teoretică la Liverpool John Moores University
