Като се има предвид колко невероятно голяма е Вселената, може би е разбираемо, че все още не сме разгадали всички нейни тайни. Но всъщност има някои доста основни характеристики, които сме мислили, че можем да обясним.
Последните измервания на разпределението на материята във Вселената (така наречената широкомащабна структура), изглежда, са в конфликт с прогнозите на стандартния модел на космологията, нашето най-добро разбиране за това как работи Вселената.
Стандартният модел възниква преди около 25 години и успешно възпроизвежда цяла плеяда от наблюдения. Но някои от най-новите измервания на мащабна структура показват, че материята е по-малко групирана (по-гладка), отколкото би трябвало да бъде според стандартния модел.
Този резултат кара космолозите да се почесват по главите в търсене на обяснения. Някои решения са относително обикновени, като например неизвестни систематични грешки в измерванията. Но има и по-радикални решения. Те включват преосмисляне на природата на тъмната енергия (силата, която кара разширяването на Вселената да се ускори), търсене на нова природна сила или дори промяна на теорията на Айнщайн за гравитацията в най-големия мащаб.
Адресът на Земята и Млечния път е нещо невъобразимо огромно (ВИДЕО)
Понастоящем данните не могат лесно да направят разлика между различни конкуриращи се идеи. Но измерванията от предстоящите проучвания са готови да направят огромен скок напред в прецизността. Може би сме на прага най-накрая да разчупим стандартния модел на космологията.
Ранната Вселена
Голяма част от нашето разбиране за структурата на Вселената идва от измервания на космическия микровълнов фон (CMB). CMB е радиация, която изпълва Вселената и е остатък от първите няколкостотин хиляди години космическа еволюция след Големия взрив (за сравнение, Вселената се оценява на 13,7 милиарда години).
Учените открили CMB случайно през 1964 г. (с което получили Нобелова награда), но съществуването и свойствата му са предсказани години по-рано.
В отлично съгласие с някои от най-ранните теоретични разработки, наблюдаваната температура на CMB днес е невероятно студените 3 Келвина (-270°C). Но в много ранни времена е било достатъчно горещо (милиони градуси), за да позволи сливането на всички леки елементи във Вселената, включително хелий и литий, в по-тежки.
Спектърът на CMB предполага, че трябва да е бил в термично равновесие с материята в миналото – което означава, че са имали същото разпределение на енергиите. Материята и радиацията могат да достигнат топлинно равновесие само в много плътни среди. Така че измерванията на CMB убедително демонстрират, че Вселената някога е била изключително горещо и плътно място, с цялата материя и радиация, събрани в много малко пространство.
Докато Вселената се разширявала, тя бързо се охлаждала. И докато правела, някои от свободните електрони, които съществували по това време, били уловени от протони, образувайки атоми на водорода. Тази „ера на рекомбинация“ се случила около 300 000 години след Големия взрив. След този момент Вселената била по-малко плътна, така че CMB радиацията била „освободена“ да пътува безпрепятствено и оттогава не е взаимодействала значително с материята.
Тъй като радиацията е много стара, когато правим измервания на CMB днес, научаваме за условията на ранната Вселена. Но подробното картографиране на CMB ни казва много повече от това.
Ключово прозрение от картите на CMB, получени с телескопа „Планк“, е, че Вселената също така е била изключително гладка в ранни времена. Имало само 0,001% вариация от място на място в плътността и температурата на материята и радиацията във Вселената.
Тези вариации или „флуктуации“ са от основно значение за това как впоследствие се е развила структурата във Вселената. Без тези колебания нямаше да има галактики, звезди или планети – нито живот. Много интересен въпрос е откъде идват тези колебания?
Сегашното ни разбиране е, че те са резултат от квантовата механика, теорията за микрокосмоса на атомите и частиците. Квантовата механика показва, че празното пространство има известна фонова енергия, която позволява внезапни, локални промени, като частици, които се появяват и изчезват. Квантовият характер на материята и енергията е потвърден със забележителна точност в лаборатория.
Голям взрив е започнал всичко, но Голямо хрускане е това, което може да ни унищожи
Смята се, че тези колебания са били раздути до големи мащаби в много бърз период на разширяване в ранната Вселена, наречен „инфлация“, въпреки че подробният механизъм зад инфлацията все още не е напълно разбран.
С течение на времето тези колебания се увеличили и подреждането на материята и радиацията във Вселената станало по-групирано. Регионите, които били малко по-плътни, имали по-силно гравитационно привличане и така привличали още повече материя, което увеличавало плътността, и т.н. Региони с малко по-ниска плътност загубили, ставайки по-празни с времето.
Флуктуациите нараснали до такава степен с времето, че започнали да се формират галактики и звезди, като галактиките се разпределяли по продължение на познатите нишки и възли, които съставляват „космическа мрежа“.
Стандартното обяснение
Скоростта, с която флуктуациите нарастват с течение на времето и как те се групират в пространството, зависи от няколко фактора: природата на гравитацията, съставните компоненти на материята и енергията във Вселената и как тези компоненти взаимодействат (както със себе си, така и помежду си ).
Тези фактори са капсулирани в Стандартния модел на космологията. Моделът се основава на решение на Общата теория на относителността на Айнщайн (най-доброто ни разбиране за гравитацията), което предполага, че Вселената е хомогенна и изотропна в големи мащаби – което означава, че изглежда еднакво във всяка посока за всеки наблюдател.
Моделът също така приема, че материята и енергията във Вселената са съставени от нормална материя („бариони“), тъмна материя, състояща се от сравнително тежки и бавно движещи се частици („студена“ тъмна материя) и постоянно количество тъмна енергия (космологичната теория на Айнщайн константа, означена като ламбда).
От създаването си преди приблизително 25 години моделът успешно е обяснил много наблюдения на Вселената в големи мащаби, включително подробните свойства на CMB.
Тайнствена сила решава две големи загадки на Вселената
И до съвсем наскоро той също така осигурявал отлични съвпадения с различни измервания на групирането на мащабна структура в по-късни времена. Всъщност някои измервания на широкомащабна структура все още са много добре описани от Стандартния модел и това може да е важен ключ за произхода на текущото напрежение.
И така, CMB ни показва групирането на материята (флуктуациите) в ранни времена. Така че можем да използваме Стандартния модел, за да го развием напред във времето и да предвидим как трябва да изглежда теоретично днес. Ако има съответствие между тази прогноза и наблюденията, това е много силна индикация, че съставките на Стандартния модел са правилни.
Напрежението „S8“
Това, което се променило напоследък, е, че измерванията на мащабна структура, особено в много късни периоди, значително се подобрили в своята прецизност. Различни проучвания открили доказателства за несъответствия между наблюденията и Стандартния модел.
С други думи, има несъответствие между ранните и късните времеви флуктуации: късните времеви флуктуации не са толкова големи, колкото се очаква. Космолозите наричат този сблъсък „напрежение S8“, тъй като S8 е параметър, който използваме, за да характеризираме групирането на материята в късната Вселена.
В зависимост от конкретния набор от данни шансът напрежението да е статистическа случайност може да бъде едва 0,3%. Но от статистическа гледна точка това не е достатъчно, за да се изключи твърдо Стандартният модел.
Има обаче силни намеци за напрежение в различни независими наблюдения. И опитите за обяснение поради систематични несигурности в измерванията или моделирането просто не са успешни до момента.
Ако напрежението наистина ни насочва към недостатък в Стандартния модел, това би означавало, че нещо в основните съставки на модела не е правилно.
Това би имало огромни последици за фундаменталната физика. Например напрежението може да показва, че нещо не е наред с разбирането ни за гравитацията или природата на неизвестното вещество, наречено тъмна материя или тъмна енергия. В случая с тъмната материя една от възможностите е тя да взаимодейства сама със себе си чрез неизвестна сила (нещо извън обикновената гравитация).
Като алтернатива, може би тъмната енергия не е постоянна, а се развива с времето, както могат да показват ранните резултати от инструмента за изследване на тъмната енергия (Desi). Някои учени дори разглеждат възможността за нова (пета) сила на природата. Това би била сила с подобна сила на гравитацията, която действа в много големи мащаби и би действала, за да забави растежа на структурата.
Изследване подкрепя вековна теория, която оспорва Големия взрив
Трябва да се има предвид, че всички модификации на Стандартния модел също ще трябва да отчитат многото наблюдения на Вселената, които моделът успешно обяснява. Това не е проста задача. И преди да направим големи заключения, трябва да сме сигурни, че напрежението е реално, а не просто статистическо колебание.
Добрата новина е, че предстоящите измервания на мащабна структура с Desi, обсерваторията Рубин, Евклид, обсерваторията Симонс и други експерименти ще могат да потвърдят дали напрежението е реално с много по-прецизни измервания.
Те също така ще могат да тестват обстойно много от предложените алтернативи на Стандартния модел. Може да се окаже, че през следващите няколко години ще сме изключили Стандартния модел на космологията и ще сме променили дълбоко нашето разбиране за това как работи Вселената. Или моделът може да бъде оправдан и по-надежден от всякога.
Иън Г. Маккарти, лектор по астрофизика, университет „Джон Мурс“, Ливърпул
Източник: The Conversation
