Ένα γιγάντιο κενό διαιρεί το σύμπαν;

Οι κοσμολόγοι προτείνουν ένα γιγάντιο κενό διαστήματος ως λύση στην «ένταση Hubble», αμφισβητώντας τα παραδοσιακά μοντέλα και προτείνοντας μια αναθεώρηση της θεωρίας της βαρύτητας του Αϊνστάιν.

Ένα από τα μεγαλύτερα μυστήρια στην κοσμολογία είναι ο ρυθμός διαστολής του σύμπαντος. Αυτό μπορεί να προβλεφθεί χρησιμοποιώντας το Καθιερωμένο Μοντέλο Κοσμολογίας, γνωστό και ως Ψυχρή σκοτεινή ύλη λάμδα (ΛCDM). Αυτό το μοντέλο βασίζεται σε λεπτομερείς παρατηρήσεις του υπολειπόμενου φωτός η μεγάλη έκρηξη – Το λεγόμενο κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων (CMB).

Η διαστολή του σύμπαντος κάνει τους γαλαξίες να απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο. Όσο πιο μακριά είναι από εμάς, τόσο πιο γρήγορα κινούνται. Η σχέση μεταξύ της γαλαξιακής ταχύτητας και της απόστασης διέπεται από τη «σταθερά Hubble», η οποία είναι περίπου 43 μίλια (70 km) ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec (μονάδα μήκους στην αστρονομία). Αυτό σημαίνει ότι ο γαλαξίας Κερδίζετε περίπου 50.000 μίλια την ώρα Για κάθε εκατομμύριο έτη φωτός μακριά μας.

Δυστυχώς για το Καθιερωμένο Μοντέλο, αυτή η τιμή αμφισβητήθηκε πρόσφατα, οδηγώντας σε αυτό που οι επιστήμονες αποκαλούν «Ένταση Hubble». Όταν μετράμε τον ρυθμό διαστολής χρησιμοποιώντας κοντινούς γαλαξίες και σουπερνόβα (αστέρια που εκρήγνυνται), είναι 10% μεγαλύτερος από ό,τι όταν το προβλέψαμε με βάση το CMB.

Καλλιτεχνική απόδοση του γιγαντιαίου κενού και των χορδών και των τοίχων που το περιβάλλουν. Πραγματοποίηση: Pablo Carlos Budasi

Στο δικό μας Νέο χαρτίΠροσφέρουμε μια πιθανή εξήγηση: ότι ζούμε σε ένα γιγάντιο κενό διαστήματος (μια περιοχή με πυκνότητα χαμηλότερη από το μέσο όρο). Έχουμε δείξει ότι αυτό μπορεί να οδηγήσει σε τοπικές μετρήσεις που ενισχύονται από ροές ύλης από το κενό. Εκροές μπορεί να προκύψουν όταν πυκνότερες περιοχές που περιβάλλουν ένα κενό το απομακρύνουν, ασκώντας μεγαλύτερη ελκτική δύναμη από την ύλη χαμηλότερης πυκνότητας μέσα στο κενό.

Σε αυτό το σενάριο, θα χρειαστεί να βρισκόμαστε κοντά στο κέντρο ενός κενού με ακτίνα περίπου ένα δισεκατομμύριο έτη φωτός και πυκνότητα περίπου 20% χαμηλότερη από το μέσο σύμπαν στο σύνολό του, δηλαδή όχι εντελώς άδειο.

Ένα τόσο μεγάλο και βαθύ κενό είναι απροσδόκητο στο Καθιερωμένο Μοντέλο – και επομένως αμφιλεγόμενο. Το CMB δίνει ένα στιγμιότυπο της δομής του εκκολαπτόμενου σύμπαντος, υποδηλώνοντας ότι η ύλη σήμερα πρέπει να είναι αρκετά ομοιόμορφα απλωμένη. Ωστόσο, ο αριθμός των γαλαξιών σε διαφορετικές περιοχές υπολογίζεται απευθείας Προτείνεται ήδη Βρισκόμαστε σε τοπικό κενό.

Τροποποίηση των νόμων της βαρύτητας

Θέλαμε να δοκιμάσουμε αυτή την ιδέα περαιτέρω ταιριάζοντας πολλές διαφορετικές κοσμολογικές παρατηρήσεις υποθέτοντας ότι ζούμε σε ένα μεγάλο κενό που προέκυψε από μικρές διακυμάνσεις πυκνότητας σε πρώιμους χρόνους.

Για να το κάνουμε αυτό, έχουμε μοντέλο Δεν περιλάμβανε ΛCDM αλλά μια εναλλακτική θεωρία που ονομάζεται τροποποιημένη Νευτώνεια δυναμική (Mond).

Το MOND προτάθηκε αρχικά για να εξηγήσει τις ανωμαλίες στις ταχύτητες περιστροφής των γαλαξιών, οι οποίες οδήγησαν στην πρόταση για την ύπαρξη μιας αόρατης ουσίας που ονομάζεται «σκοτεινή ύλη». Ο MOND προτείνει αντ’ αυτού ότι αυτές οι ανωμαλίες μπορούν να εξηγηθούν από το νόμο της βαρύτητας του Νεύτωνα, ο οποίος καταρρέει όταν η δύναμη της βαρύτητας είναι πολύ ασθενής – όπως στις εξωτερικές περιοχές των γαλαξιών.

Η συνολική ιστορία της κοσμικής επέκτασης στο MOND θα είναι παρόμοια με το Καθιερωμένο Μοντέλο, αλλά η δομή (όπως τα σμήνη γαλαξιών) θα αναπτυχθεί ταχύτερα στο MOND. Το μοντέλο μας καταγράφει πώς μπορεί να μοιάζει το τοπικό σύμπαν στο σύμπαν του MOND. Διαπιστώσαμε ότι αυτό θα επέτρεπε στις τοπικές μετρήσεις του σημερινού ρυθμού επέκτασης να κυμαίνονται ανάλογα με την τοποθεσία μας.

Διακυμάνσεις θερμοκρασίας CMB: Μια λεπτομερής εικόνα του εκκολαπτόμενου σύμπαντος σε ολόκληρο τον ουρανό που δημιουργήθηκε από δεδομένα εννέα ετών WMAP που αποκαλύπτουν διακυμάνσεις θερμοκρασίας 13,77 δισεκατομμυρίων ετών (εμφανίζονται ως διαφορές στο χρώμα). Πίστωση: NASA/WMAP Science Team

Πρόσφατες παρατηρήσεις γαλαξιών επέτρεψαν μια κρίσιμη νέα δοκιμή του μοντέλου μας με βάση την ταχύτητα που προβλέπει σε διαφορετικές τοποθεσίες. Αυτό μπορεί να γίνει μετρώντας αυτό που ονομάζεται μαζική ροή, που είναι η μέση ταχύτητα του υλικού σε μια δεδομένη μπάλα, είτε είναι πυκνή είτε όχι. Αυτό ποικίλλει ανάλογα με την ακτίνα της μπάλας, με Τελικές σημειώσεις μια προσφορά Συνεχίζεται Σε ένα δισεκατομμύριο έτη φωτός.

Είναι ενδιαφέρον ότι η μαζική ροή γαλαξιών σε αυτή την κλίμακα τετραπλασίασε την ταχύτητα που αναμενόταν στο Καθιερωμένο Μοντέλο. Φαίνεται επίσης να αυξάνονται με το μέγεθος της υπό εξέταση περιοχής, σε αντίθεση με ό,τι προβλέπει το Καθιερωμένο Μοντέλο. Η πιθανότητα ότι αυτό είναι σύμφωνο με το Καθιερωμένο Μοντέλο είναι μικρότερη από μία στο εκατομμύριο.

Αυτό μας ώθησε να δούμε τι προέβλεψε η μελέτη μας για τη μαζική ροή. Έχουμε διαπιστώσει ότι παράγει πολύ καλά αγώνας Στις σημειώσεις. Αυτό απαιτεί να είμαστε αρκετά κοντά στο κέντρο του κενού και ότι το κενό είναι πιο άδειο στο κέντρο του.

Εκλεισε η υπόθεση?

Τα αποτελέσματά μας έρχονται σε μια εποχή που οι κοινές λύσεις για τον τανυστήρα Hubble αντιμετωπίζουν προβλήματα. Κάποιοι πιστεύουν ότι χρειαζόμαστε απλώς πιο ακριβείς μετρήσεις. Άλλοι πιστεύουν ότι μπορεί να λυθεί υποθέτοντας τον υψηλό ρυθμό επέκτασης που μετράμε επίσης τοπικά Πράγματι σωστό. Αλλά αυτό απαιτεί μια μικρή προσαρμογή στην ιστορία επέκτασης του πρώιμου σύμπαντος για να εξακολουθεί να φαίνεται σωστό το CMB.

Δυστυχώς, μια κριτική με επιρροή τονίζει επτά προβλήματα Με αυτή την προσέγγιση. Εάν το σύμπαν επεκτεινόταν 10% πιο γρήγορα κατά τη συντριπτική πλειονότητα της κοσμικής ιστορίας, θα ήταν επίσης περίπου 10% νεότερο – κάτι που έρχεται σε αντίθεση με την επικρατούσα θεωρία. Ηλικίες Ένα από τα πιο παλιά αστέρια.

Η παρουσία ενός βαθιού, εκτεταμένου τοπικού κενού στους πληθυσμούς των γαλαξιών και οι παρατηρούμενες γρήγορες μεγάλες εκροές υποδηλώνουν έντονα ότι η δομή αναπτύσσεται ταχύτερα από το αναμενόμενο στο ΛCDM σε κλίμακες μεταξύ δεκάδων και εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών φωτός.

Αυτή είναι μια εικόνα του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble του μεγαλύτερου σμήνος γαλαξιών που έχει δει ποτέ όταν το σύμπαν ήταν το ήμισυ της τρέχουσας ηλικίας του, των 13,8 δισεκατομμυρίων ετών. Το σμήνος περιέχει αρκετές εκατοντάδες γαλαξίες που συγκεντρώνονται υπό την επίδραση της συλλογικής βαρύτητας. Η συνολική μάζα του σμήνος, όπως βελτιώθηκε στις νέες μετρήσεις του Hubble, εκτιμάται ότι ζυγίζει έως και 3 εκατομμύρια δισεκατομμύρια αστέρια όπως ο Ήλιος μας (περίπου 3.000 φορές μεγαλύτερο από τον Γαλαξία μας) — αν και το μεγαλύτερο μέρος της μάζας είναι κρυμμένο μακριά. Σκούρο κατάπλασμα. Η σκοτεινή ύλη βρίσκεται στην μπλε επικάλυψη. Δεδομένου ότι η σκοτεινή ύλη δεν εκπέμπει ακτινοβολία, οι αστρονόμοι του Hubble μέτρησαν προσεκτικά πώς η βαρύτητα της παραμόρφωσε τις εικόνες των μακρινών γαλαξιών του φόντου σαν καθρέφτης διασκέδασης. Αυτό τους επέτρεψε να καταλήξουν σε μια συνολική εκτίμηση της μάζας. Το σύμπλεγμα ονομάστηκε El Gordo (στα ισπανικά για το “ο χοντρός”) το 2012 όταν οι παρατηρήσεις ακτίνων Χ και οι κινηματικές μελέτες έδειξαν για πρώτη φορά ότι ήταν ασυνήθιστα ογκώδες για την εποχή του πρώιμου σύμπαντος όταν υπήρχε. Τα δεδομένα του Hubble επιβεβαίωσαν ότι το σμήνος υφίσταται μια βίαιη συγχώνευση μεταξύ δύο μικρότερων σμηνών. Πηγή εικόνας: NASA, ESA και J. Jee (Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, Ντέιβις)

Είναι ενδιαφέρον ότι γνωρίζουμε ότι έχει σχηματιστεί το υπερσμήνος El Gordo (βλ. εικόνα παραπάνω). Πολύ νωρίς Στην κοσμική ιστορία, έχει μάζα και ταχύτητα σύγκρουσης τόσο υψηλή που δεν ταιριάζει στο Καθιερωμένο Μοντέλο. Αυτό είναι περαιτέρω απόδειξη ότι η δομή σχηματίζεται πολύ αργά σε αυτό το μοντέλο.

Δεδομένου ότι η βαρύτητα είναι η κυρίαρχη δύναμη σε τόσο μεγάλες κλίμακες, πιθανότατα πρέπει να επεκτείνουμε τη θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν, τη γενική σχετικότητα – αλλά μόνο σε κλίμακες. Μεγαλύτερο από ένα εκατομμύριο έτη φωτός.

Ωστόσο, δεν έχουμε καλό τρόπο να μετρήσουμε πώς συμπεριφέρεται η βαρύτητα σε πολύ μεγαλύτερες κλίμακες, καθώς δεν υπάρχουν τόσο μεγάλα βαρυτικά δεσμευμένα αντικείμενα. Μπορούμε να υποθέσουμε ότι η γενική σχετικότητα παραμένει έγκυρη και να τη συγκρίνουμε με παρατηρήσεις, αλλά αυτή ακριβώς η προσέγγιση οδηγεί στις ακραίες εντάσεις που αντιμετωπίζει το καλύτερο μοντέλο κοσμολογίας μας επί του παρόντος.

Πιστεύεται ότι ο Αϊνστάιν είπε ότι δεν μπορούμε να λύσουμε προβλήματα με την ίδια σκέψη που οδήγησε στα προβλήματα εξαρχής. Ακόμα κι αν οι απαιτούμενες αλλαγές δεν είναι ριζικές, θα μπορούσαμε να δούμε τα πρώτα αξιόπιστα στοιχεία εδώ και περισσότερο από έναν αιώνα ότι πρέπει να αλλάξουμε τη θεωρία της βαρύτητας.

Γράφτηκε από τον Indranil Panik, Μεταδιδακτορικό Ερευνητικό Συνεργάτη στην Αστροφυσική, Πανεπιστήμιο του St Andrews.

Προσαρμογή από άρθρο που δημοσιεύτηκε αρχικά στο Συνομιλία.