Didžiojo sprogimo didžiosios problemos. II dalis  (36)

Didysis sprogimas yra viena iš žinomiausių astrofizikos teorijų. Ir ne veltui: ja ne tik siekiama paaiškinti Visatos vystymąsi nuo ankstyviausiųjų akimirkų iki dabar, bet tai netgi gana sėkmingai pavyksta padaryti. Net ir įvairios Visatos sandaros detalės – galaktikų spiečiai, masių pasiskirstymas ir taip toliau – visai neblogai atitinka stebėjimų rezultatus. Bet „visai neblogai“ nereiškia „tiksliai“, o Didžiojo sprogimo teorija ir į ją įeinantis konkordacinis (arba ΛCDM) kosmologinis modelis nėra neklystantys aiškinimai.

Nagrinėdami detalią Visatos struktūrą ir lygindami ją su modelio prognozėmis, randame ne vieną neatitikimą. Pirmoje straipsnio dalyje pristačiau tris problemas, susijusias su skaitmeniniais Visatos struktūros evoliucijos modeliais. Dabar papasakosiu apie kitas keturias, kurių paaiškinti skaitmeniniais modeliais jau nepavyks.

Pradingę Visatos barionai

Viena iš Visatos savybių, aprašoma Didžiojo sprogimo teorijos, yra cheminių elementų formavimasis pirmosiomis Visatos gyvavimo akimirkomis. Būtent tada susiformavo visas Visatos vandenilis, taip pat šiek tiek helio ir ličio. Remdamiesi kosmologinio modelio parametrais, galime apskaičiuoti, kiek tų elementų turėjo susidaryti. Lygindami šiuos skaičius su tolimų galaktikų stebėjimais, gauname puikiai atitinkančius rezultatus – regimoji medžiaga (daugiausia vandenilis) sudaro beveik tiksliai vieną šeštąją visos medžiagos, esančios Visatoje (kiti penki šeštadaliai – tamsioji materija).

Tačiau pažvelgę į artimas galaktikas, matome ką kita. Nors kai kuriuose galaktikų spiečiuose medžiagos „užtenka“, kituose regimosios medžiagos tankis yra daugiau nei dvigubai mažesnis, nei turėtų būti. Pavienėse galaktikose situacija dar prastesnė – medžiagos tankis per mažas dešimteriopai. Toks įspūdis, kad didžioji dalis barionų – regimosios medžiagos dalelių – tiesiog pranyko. Bet kur?

Yra dvi vietos, kur tie trūkstami barionai gali slėptis. Pirmoji – galaktikų apylinkės, tamsiosios materijos halai, kuriuose labai retų dujų gali būti gerokai daugiau, nei dar visai neseniai rodė stebėjimai. Ši „aplinkgalaktinė terpė“ (angl. circumgalactic medium) gali talpinti tiek pat medžiagos, kiek ir galaktikos diskas, jei ne dar daugiau. Tačiau tokios dujos spinduliuoja ir sugeria labai mažai elektromagnetinių bangų. Bet aptikti jas visgi įmanoma, tik labai sudėtinga. Bandymų būta daug, ir štai pernai rudenį pranešta apie labai intriguojančius rezultatus: aplink Paukščių Taką esančių karštų retų dujų masė siekia bent 60 milijardų Saulės masių, o tai yra panašu į viso disko ir centrinio telkinio dujų ir žvaigždžių masę. Palyginę šią masę su maždaug trilijoną Saulės masių siekiančia visa Paukščių Tako mase, matome, kad aplinkgalaktinė medžiaga sudaro bent 6 procentus visos masės, tad pridėjus kitas komponentes beveik pasiekiama „kosmologinė“, iš Didžiojo sprogimo modelių nustatyta, 16-os procentų vertė.

Kita medžiagos slėptuvė – panašiai retos dujos, nusidriekusios gijomis tarp galaktikų ir jų spiečių. Iš skaitmeninių modelių žinome, jog tamsiosios materijos halus turi jungti ilgos ir santykinai plonos gijos – iš jų susideda vadinamasis „kosminis voratinklis“. Tose gijose dujų tankis taip pat turėtų būti didesnis, nei tarpuose tarp jų, bet ir jas aptikti sudėtinga, panašiai kaip ir aplinkgalaktinę terpę. Bet „sudėtinga“ nereiškia „neįmanoma“ ir prieš pusantrų metų tai irgi pavyko padaryti. Rezultatai rodo, kad dujų tankis kosminėse gijose yra bene tūkstantį kartų didesnis, nei vidutinis barionų tankis šiandieninėje Visatoje, taigi šioje terpėje taip pat slypi reikšminga dingusių barionų dalis.

Jaunieji monstrai

Iššniukštinėję vietines apylinkes ir radę pranykusius barionus, persikelkime į Visatos apyaušrį ir pažvelkime į ten gyvenančius monstrus. Supermasyvios juodosios skylės, esančios galaktikų centruose, kartais sparčiai ryja aplinkinę medžiagą. Ši medžiaga, krisdama į bedugnę, išspinduliuoja tiek energijos, jog toks galaktikos branduolys (jis vadinamas „aktyviu“, angl. active galactic nucleus) gali būti matomas už milijardų parsekų. Bet juodoji skylė negali augti neribotu greičiu – jei ji pradeda ryti medžiagą pernelyg sparčiai, spinduliuotės slėgis nustumia aplinkines dujas ir sustabdo tolesnį augimą. Egzistuoja maksimalus šviesis ir maksimali medžiagos rijimo sparta – abu jie pavadinti astrofiziko sero Arturo Edingtono garbei –, kurių peržengti supermasyvi juodoji skylė negali.

Jei augimo sparta yra apribota, tuomet norint užaugti nuo mases A iki masės B, prireiks kažkokio minimalaus laiko, net jei juodoji skylė visą laiką augs maksimaliai sparčiai. Jei masė A yra koks šimtas Saulės masių – tokia galėtų būti masė juodųjų skylių, likusių susprogus pirmosioms Visatos žvaigždėms –, o masė B yra milijardas Saulės masių, tai tokiam užaugimui reikia bent 700 milijonų metų (gana apytiksliai skaičiuojant, juodosios skylės masė per šimtą milijonų metų dėl dujų rijimo gali padidėti ne daugiau nei dešimt kartų). Tad, turbūt nekeista, kad atradus dviejų milijardų Saulės masių juodąsias skyles, gyvavusias vos po 770 milijonų metų nuo Didžiojo sprogimo, astronomai buvo priversti krapštytis pakaušius ir galvoti, kaip čia taip gali būti.

Kol kas šis kvazaras, per 770 milijonų metų sugebėjęs užsiauginti dviejų milijardų Saulės masių centrinį monstrą, yra tolimiausias žinomas aktyvus galaktikos branduolys. Bet ir jis, grubiai skaičiuojant, palieka vos apie 30 milijonų metų nuo Didžiojo sprogimo pirmosioms žvaigždėms susiformuoti, nugyventi savo gyvenimus ir susprogti supernovomis. Bet pirmosios galaktikos, kaip manoma, susiformavo tik praėjus keturiems-penkiems šimtams milijonų metų po Didžiojo sprogimo, taigi matome, jog yra kažkoks neatitikimas.

Lengviausia neatitikimą pašalinti būtų pareiškiant, kad iš tikro Visata yra gerokai senesnė, nei 13,7 milijardo metų. Bet yra ir kitų, ne tokių revoliucinių, sprendimo būdų. Pavyzdžiui, dažnai skaičiavimuose laikoma, kad juodoji skylė nesisuka aplink savo ašį; priešingu atveju tinkamai aplink skylę skriejančių dujų energija spinduliuote paverčiama žymiai mažiau efektyviai. Taigi, juodoji skylė, kurios šviesis lygus Edingtono limitui, medžiagą ryja ir auga gerokai sparčiau. Įvertinus šį efektą, augimo laiką galima sutrumpinti kone dvigubai, iki kokių 400 milijonų metų. Kitas sprendimo variantas – atmesti prielaidą, jog supermasyvios juodosios skylės išaugo iš pirmųjų žvaigždžių liekanų. Ankstyvojoje Visatoje juodosios skylės galėjo susiformuoti tiesiog dėl dujų tankio svyravimų; tokios pirmykštės juodosios skylės masė siektų net šimtą tūkstančių Saulės masių, tad jai augti reikėtų dvigubai trumpiau, nei žvaigždės liekanai. Be to, pirmykštė juodoji skylė gali pradėti augti gerokai anksčiau, nei susiformuoja ir numiršta pirmosios žvaigždės.

Nors kol kas nėra vieningo modelio, aiškinančio supermasyvių juodųjų skylių atsiradimą ir evoliuciją. Aukščiau pristatyti variantai yra dvi pagrindinės hipotezės. Ir nesvarbu, kuri iš jų paaiškės esanti teisinga (ar bent artimesnė tiesai), Didžiojo sprogimo teorijos ši problema nesugriaus.

Peraugę telkiniai

Šviesos greitis yra didžiausias greitis, kuriuo skirtingos Visatos dalys gali keistis informacija. Taigi ir bet kokia struktūra Visatoje negali būti didesnė, negu sfera, kurioje esanti medžiaga visada galėjo „bendrauti“ tarpusavyje. Tik tada medžiagą sietų priežastiniai ryšiai, leidžiantys atsirasti sudėtingoms struktūroms ir prasidėti gravitaciniam kolapsui. Turint omeny, kad įvairios struktūros – galaktikos ir jų spiečiai bei superspiečiai – laikui bėgant traukiasi, didžiausių galimų šiandieninių struktūrų dydis yra netgi mažesnis.

Tarpusavyje susijusios sritys traukėsi ne visada. Kol medžiaga ir spinduliuotė buvo surištos, t. y. pirmuosius 380 tūkstančių Visatos egzistavimo metų, didžiausių įmanomų struktūrų dydžiai tik augo, šviesai keliaujant vis toliau ir toliau. Pačios Visatos plėtimosi šviesos greitis neriboja (ir negali riboti, nes plėtimasis nėra judėjimas; bet tai jau kita istorija kitam straipsniui), taigi, Visata, net ir regimoji, yra gerokai didesnė už šias didžiausias struktūras. Remdamiesi išmatuotais kosmologiniais parametrais galime apskaičiuoti, kad rekombinacijos – medžiagos ir spinduliuotės atsiskyrimo – metu priežastiniai ryšiai siejo tik 2 laipsnių kampinio skersmens regionus. 2 laipsniai kosminės foninės spinduliuotės atstumu atitinka maždaug pusę milijono parsekų. Nuo rekombinacijos iki šių laikų Visata padidėjo beveik 1000 kartų, taigi kosmologinių struktūrų dydžiai neturėtų viršyti pusės milijardo parsekų.

Bet Visata neklauso mūsų teorinių išvedžiojimų ir pateikia siurprizų. Praeitų metų pabaigoje aptikta didžiulė kvazarų grupė, viena kryptimi nutįsusi per 1,2 milijardo parsekų, taigi trigubai daugiau, nei turėtų būti įmanoma. Kitomis kryptimis telkinio matmenys taip pat artimi teorinei ribai, nors jos ir neviršija.

Tokios struktūros egzistavimas kelia net dvi problemas. Pirmoji, kaip jau turbūt supratote, yra teorinės struktūrų dydžio ribos viršijimas. Jei teorija teigia, kad didžiausia struktūra gali būti 400 megaparsekų dydžio, o stebėjimai rodo, kad didžiausia struktūra yra tris kartus didesnė, tai kažkas negerai su teorija. Galbūt ankstyvosios Visatos plėtimasis vyko kitaip? Gal jis truko ilgiau? Gal egzistuoja būdai sukurti priežastinius ryšius sparčiau už šviesą? Gal… Hipotezių prigalvoti galime daug, bet kol kas jų patikrinti negalime.

Antroji problema susijusi su vadinamuoju kosmologiniu principu. Jis teigia, kad didžiausiais masteliais Visata yra homogeniška (vienoda visose vietose) ir izotropiška (vienoda visomis kryptimis). Klausimas, kokie tie „didžiausi masteliai“. Iki šios kvazarų grupės atradimo buvo galima gana drąsiai teigti, kad izotropiškumas ir homogeniškumas pasireiškia, išėjus už 500 milijonų parsekų ribos. Bet dabar ima atrodyti, kad ribą gali tekti padidinti net trigubai, taip pastebimai priartėjant prie visos regimosios Visatos skersmens (pastarasis lygus 28 milijardams parsekų).

Gal ir šį atradimą galima paaiškinti kaip nors kitaip, nekeičiant kosmologijos? Neatmestina tikimybė, kad toks radinys tėra tik atsitiktinė keleto grupių prasilenkimo scena. Bet ji nėra didelė, nes prasilenkiančių grupių turėtų būti bent trys, o tai turėtų vykti gerokai rečiau, nei dviejų grupių susitikimai. Jei kol kas neradome kvazarų grupių porų, tai labai keista, kad iškart atrandame trejetą. Be to, visai gali būti, kad ši struktūra nėra vienintelė tokia. Dar 2008-aisiais metais buvo paskelbta, kad keistą galaktikų ir jų spiečių judėjimą viena kryptimi foninės spinduliuotės atžvilgiu geriausiai paaiškina didžiulis masės telkinys už regimosios Visatos ribų. Jo masė taip pat turėtų būti gigantiška, panaši arba dar didesnė nei naujosios kvazarų grupės masė. Tokio objekto egzistavimas taip pat prieštarauja kosmologiniam principui. Kosminėje foninėje mikrobangėje spinduliuotėje taip pat randama didelio masto netolygumų, kurie gali būti interpretuojami kaip neatitinkantys kosmologinio principo.

Iš visų kol kas pristatytų problemų ši atrodo pati rimčiausia. Bet didele dalimi rimtumą nulemia problemos naujumas. Beveik neabejoju, kad po keleto metų bus pasiūlytas ne vienas modelis, paaiškinantis tokios struktūros, ar net daugelio struktūrų, egzistavimą standartinio kosmologinio modelio kontekste.

Bandymai nušviesti tamsą

Šitiek ilgai kalbėjau apie vos penkis Visatos procentus tesudarančią „paprastą“ barioninę materiją, bet pabaigai palikau keletą komentarų apie likusią dalį. Tamsioji materija, kurios yra maždaug penkis kartus daugiau, nei regimosios, mokslininkams ramybės neduoda bent keturis dešimtmečius. Tiesa, dauguma nerimaujančių mokslininkų yra ne astronomai, o elementariąsias daleles tyrinėjantys fizikai. Nerimauja jie todėl, kad tamsiąją materiją turėtų sudaryti kažkokios elementariosios dalelės, bet tų dalelių kaip neaptinkame, taip neaptinkame.
Iš pirmo žvilgsnio tai gal ir nėra didelė bėda. Juk pagal apibrėžimą tamsioji materija neskleidžia ir nesugeria elektromagnetinių bangų, su likusia medžiaga sąveikauja tik gravitaciškai. Taigi „pamatyti“ tas daleles turėtų būti neįmanoma. Bet jei jų visiškai neįmanoma pamatyti, tai galime prisigalvoti labai daug patogių savybių ir likti prie nepaneigiamo (nefalsifikabilaus) modelio, o tokių dalykų moksle būti neturėtų.

Taigi dalelių fizikai ieško variantų, kokios elementariosios dalelės, prognozuojamos esamų modelių, galėtų sudaryti tamsiąją materiją. Šiuo metu dominuojantis Standartinis dalelių fizikos modelis tokių dalelių neturi (kažkada buvo manoma, jog tamsiąją materiją galbūt sudaro Standartiniame modelyje esančios dalelės, vadinamos neutrinais, bet vėliau ta hipotezė pasirodė esanti pernelyg neįtikima). Egzistuoja ne vienas modelio išplėtimo būdas; kai kuriuose iš jų yra ir tinkamų dalelių. Ir šios dalelės turėtų sąveikauti tarpusavyje, o kartais – ir su paprasta materija. Ir ne tik gravitaciškai. Tarpusavio sąveika turėtų būti matoma kaip gama spindulių švytėjimas iš galaktikų centrų, o sąveika su paprastos materijos dalelėmis kartais užfiksuojama detektoriuose Žemėje.

Taigi atrodytų, kad turime net du būdus, kaip aptikti tamsiosios materijos daleles. Bet pirmasis būdas problematiškas, nes galaktikų centrinėse dalyse yra ir kitų gama spindulių šaltinių – supernovų sprogimų liekanos, masyvios žvaigždės bei supermasyvios juodosios skylės spinduliuoja labai didelės energijos fotonus, kurie nustelbia bet kokį galimą tamsiosios materijos signalą. Taigi, norint aptikti pastarąjį, reikia labai tiksliai išmatuoti ir atmesti ryškesnių objektų įtaką. Teoriniai tikėtinų signalų skaičiavimai atlikti jau seniai, bet tik pastaraisiais metais gauti pirmieji, vis dar negalutiniai ir nevienareikšmiški, rezultatai (kai kurie – ne tik gama spindulių ruože).

Aptikti tamsiosios materijos daleles detektoriuose Žemėje užduotis taip pat ne iš lengvųjų, ir vėlgi bėda yra įvairūs kiti, galintys būti stipresni, signalai. Sąveikos tarp tamsiosios ir regimosios materijų turėtų būti tokios silpnos, kad bet koks šiluminis dalelių judėjimas, kartais pralekiantys neutrinai iš Saulės ar netgi už šimto kilometrų važiuojantis traukinys sukuria signalą, lengvai nustelbiantį tamsiosios materijos požymius. Pastaraisiais metais užfiksuota keletas statistiškai reikšmingų rezultatų įvairiuose detektoriuose – DAMA Italijoje, CoGeNT JAV, – bet kituose detektoriuose – pavyzdžiui, šalia DAMA esančiame XENON100 – analogiškų signalų neužfiksuota, taigi kol kas turime visišką painiavą. Prie painiavos prisidėjo ir garsusis LHC, kuriame kol kas neaptikta jokių supersimetrijos – garsiausio ir perspektyviausio tamsiosios materijos daleles prognozuojančio modelio – įrodymų.

Visa ši labai neaiški situacija su tamsiosios materijos dalelių paieškomis kol kas Didžiojo sprogimo teorijos ir kosmologinio modelio neišverčia iš kojų. Vis dar yra nemažai paaiškinimų, iš ko tamsioji materija gali būti sudaryta, kad nepavyksta jos atrasti. Bet kuo toliau, tuo mažiau lieka paaiškinimų ir vietų tamsiajai materijai „slėptis“. Per artimiausius dešimt metų vienaip ar kitaip problema turėtų būti išspręsta. Arba nustatysime daleles, kurios gali būti tamsioji materija, arba teks pradėti labai rimtai ieškoti alternatyvių paaiškinimų visiems reiškiniams, kuriuos dabar sėkmingai aiškiname tamsiosios materijos poveikiu.

Ir tai – dar ne viskas

Na, štai, septynios didelės problemos aptartos. Galaktikų halų forma, nykštukinių galaktikų skaičius, jų išsidėstymas aplink didžiąsias, trūkstami barionai, peraugusios supermasyvios juodosios skylės, per didelės kosminės struktūros, niekaip nerandama tamsioji materija – visi šie pagaliai Didžiojo sprogimo teorijos ratuose greičiausiai gali būti pašalinti, nesugriaunant kosmologinio vežimo. Bet ir jie dar nėra viskas. Teorijos pakraščiuose randame kitų neatsakytų klausimų; kai kurie iš jų panašesni į filosofiją, nei į astrofiziką.

Tris ketvirčius Visatos masės-energijos sudaranti tamsioji energija (pirmoji raidė ΛCDM modelio trumpinyje) yra, švelniai tariant, keista. Neigiamas slėgis, stumiantis Visatą plėstis vis greičiau ir visur vienodas energijos tankis – tik pora įdomybių. Šios energijos vertę galima apskaičiuoti teoriškai, remiantis kvantine fizika. Bet gaunamas rezultatas išmatuotąjį viršija 120 eilės dydžių, t.y. 10120 kartų. Toks didelis skirtumas kol kas nėra paaiškintas.

Manoma, jog vos atsiradusi Visata išgyveno labai staigaus plėtimosi periodą, vadinamą infliacija. Nors ji truko gerokai mažiau nei sekundę, infliacijos poveikis išlieka pastebimas iki šiol – ja aiškinamas Visatos erdvės plokštumas, vienodumas didžiausiais masteliais ir struktūrų egzistavimas šiek tiek mažesniais. Bet kas sukėlė infliaciją, kaip ji vyko ir kodėl sustojo – šie klausimai vis dar nėra atsakyti.

Kai kurie kosmologai nagrinėja ir hipotetinius darinius, esančius už mūsų Visatos erdvėje ir laike. Ar buvo kažkas prieš Didįjį sprogimą? O jei buvo, tai ar galime aptikti to kažko pėdsakų? O gal Didieji sprogimai vyksta nuolatos kažkokioje didesnėje erdvėje ir mūsų Visata gali susidurti su kitomis? Tokie susidūrimai paliktų pėdsakų kosminėje foninėje spinduliuotėje – gal jų ten jau yra? Ir galiausiai – ką reiškia Stiveno Hokingo inicialai foninės spinduliuotės žemėlapyje? Atsakymai į šiuos ir kitus klausimus gali neatpažįstamai pakeisti supratimą apie mūsų vietą kosmose.

Taigi Didžiojo sprogimo teorija, kad ir kokia sėkminga, turi trūkumų. Bet mokslininkai nesėdi rankų sudėję – jie tuos trūkumus analizuoja ir ieško sprendimų. Kai kurie siūlomi sprendimai reikalauja radikalių visos teorijos pokyčių, gal net jos atsisakymo ir kosmologinio modelio permąstymo. Visgi abejoju, ar tokie radikalūs pokyčiai pasirodys esą reikalingi. Didžiojo sprogimo teorija labai sėkmingai aiškina pernelyg daug stebėjimų rezultatų, kad įvairios neatitinkančios detalės ją visiškai paneigtų. Pokyčių ateityje bus, bet jų būna visada. Ir išsprendus aukščiau aprašytas problemas, kils naujų. Bet ir jos bus išspręstos, ir mūsų pažinimas tik gilės.

Aut. teisės: www.technologijos.lt
Autoriai: Kastytis Zubovas

(20)
(0)
(2)

Komentarai (36)

Visi šio ciklo įrašai