Unibertsoaren masa galdua
Teoria honek Hubble-k aurkitutako Unibertsoaren hedapena hasieran gertatutako leherketa baten ondorio bezala azaltzen du. Grabitate-legea da hedapenaren kontrapuntua, objektu guztien elkarrekiko urruntze-abiadura txikiagotuz lan egiten duelarik. Aurkako efektu hauen azterketak, etorkizunari buruzko galdera bat iradokitzen du: Unibertsoaren hedapenak mugagabeki jarraituko al du ala grabitatearen eraginak hedapena gerarazi eta sorrera-uneko moduko beste kolapso bat ekarriko du?.
Erantzunak Unibertsoaren materi kantitatearekin zerikusia du, noski. Grabitateak hedapena geraraz dezan dentsitateak izan behar duen balio minimoari, dentsitate kritiko deitzen zaio eta c bidez adierazten da. Zer esanik ez, zenbat eta hedapen-abiadura haundiagoa izan, are eta balio haundiagoak beharko dira dentsitate kritikoarentzat. Beraz, c galaxien urruntze-abiaduren neurketetatik abiatuz kalkulatzen da eta egun onartzen den balioa c = 2. 10 –29 g/cm 3 da, hau da, gutxi gorabehera 10 atomo hidrogeno metro kubikoko.
Unibertsoaren gaur egungo dentsitatearen balioa ( c ) balio kritikoa balitz, Unibertsoa infinitua dela onartu beharko genuke, bere geometria ohizko geometria euklidearra izango litzatekelarik, hau da, geometria launa. Kasu honetan grabitate-indarrak hedapena geraraziko luke, baina ezingo luke ondorengo kolapsoa sorterazi. Gaur egungo dentsitatea c baino haundiagoa izanez gero, Unibertsoa finitua izango litzateke, geometria esferikoa —bi punturen arteko distantziarik laburrena ez litzateke zuzen bat, zirkunferentzi arku bat baizik— eta hedapenari kolapsoak jarraituko lioke.
0 balio kritikora iritsi ezik, Unibertso infinitu eta geometria hiperbolikoan biziko ginateke. Aukera hauek 0 = 0 / c parametroaren bidez adierazi ohi dira. Begi bistakoa denez, lehenengo aukera, unibertso launarena, 0 = 1 kasuari dagokio; esferikoarena, berriz, 0 1-i eta hiperbolikoa 0 1-i. Beraz, oso garrantzitsua da dentsitatearen neurketa fidagarriak lortzea eta horretarako eginiko saioetatik etorri dira ustekabeak azken urteotan.
Unibertsoan teleskopio eta irratiteleskopioen bidez ikus eta detekta daitekeena baino materia gehiago dagoen susmoa ez da gaur egungoa. J. Oort-ek 1930.ean eta F. Zwicky–k 1933.ean materia ikustezinaren beharra proposatu zuten sistemaren zenbait higidura azaltzeko. Dena den, bere igarpenaren bidez detektatu ahal izan dugun materia unibertsoan den ehunena besterik ez izatea dugu inork espero ez zuena. Hala ere, gaur egungo teoriak bide horretatik doaz. Detektatu gabeko horrelako masa-kantitate haundiaren existentziak bere izaerari buruzko arazoak sortzen ditu, materia era ez-barionikoan egon daitekeen hipotesia sendotuz. Hau da, nabaria egin den hutsune hori ez litzateke ezagunak ditugun protoi, neutroi (barioiak) eta elektroiz osoturikoa; Unibertsoaren eboluzioaren hasierako urratsetan sortutako beste zatiki berezi batzuez baizik.
Ondorio hauei eusten dieten oinarri esperimentalak galaxia eta galaxi kumuluen mailetan lortuak dira. Bestalde, kosmologi mailan gaur egun ondo finkatutzat ditugun teorien araberako zenbait kalkuluk, neurketa horiek iradokitako ondorioak indartzen dituzte.
Oinarri esperimentalei dagokionez, lehenengo froga galaxien biraketa-higiduraren neurketek ematen digute. Beraien arabera galaxien diskoen kanpo aldean (30 kiloparsec-eraino) diren hidrogeno-hodeien biraketa-abiadura ez da barne aldeko izar eta hodeiena baino txikiagoa, Newton-en grabitazio-legeak aurresaten duen moduan. Irudian ikus daitekeenez, abiadura launa bilakatzen den kurba baten bidez deskribatzen da, ustez haloan dagoen masa baten bidez azaltzen den eragin baten existentzia behartuz.
Lortutako balioen arabera, galaxia arrunt baten masak bere igorpen elektromagnetikoari esker detektatu duguna hamarkoiztuko luke, hau da, ez dugu galaxien masaren %90 nabaritzen. Unibertsoan guk ikusi ahal izan dugun masa besterik ez balego, dentsitatearen balioa Unibertsoa isteko behar denaren %1 edo %2 besterik ez litzateke izango. Galaxien biraketa-abiadura azaltzeko behar den masa-gehikuntza onartuz, 0 balio kritikoaren %10 – %20 tartean legoke.
Kumuluak eta superkumuluak aztertzerakoan emaitzak antzekoak dira. Nahiz eta galaxien masatzat biraketa-abiadura azaltzeko behar dena kontsideratu, egitura haien azterketa dinamikoak zera agerterazten du: beste bide batzuetatik nabaria egin den kumuluen eta superkumuluen egonkortasuna azaltzeko galaxien ekarpenak suposatzen duena baino masa gehiago behar dela.
Emaitza hauek ikustean neurketa-prozesuan oker sistematikoren bat dagoela pentsa dezakegu; baina emaitza esperimentalen fidagarritasuna baieztatzen duen oso argudio teoriko garrantzitsua dugu.
Unibertsoaren eboluzioaren lehenengo urrratsetan elementurik arinenak sortu ziren nukleosintesi prozesuen bidez. Orduan sortu ziren elementuen kantitateak bertan zeuden protoi eta neutroien kopuruaren funtzio ziren, noski. Hau kontuan izanik, gaur egungo elementu hauen hidrogenoarekiko ugaritasun erlatiboak orduko barioien ugaritasuna mugatzeko aukera ematen du. Kantitate hori konstantea denez, gaur egun sortzen duen dentsitatea kalkula daiteke. Zenbakiak ipinita zera lortzen bait da: materia arruntaren dentsitatea c -ren %20ren ingurukoa dela.
Azkeneko parrafoetan esandakoarekin, eta nahiz eta galaxien eta kumuluen dinamika azaltzeko behar den masa-kantitatea oso haundia izan, agian onargarria izan liteke unibertso ireki eta hiperbolikoa, ikusten ez den materia ere arrunta izanik; baina hipotesi hau ezin daiteke mantendu teoria kosmologikoek deskribatzen duten panoramaren barnean.
1980. urtean A. H. Guth-ek, zatikien teoria berrietan oinarrituz, hobekuntza sakon bat erantsi zion big-bang ereduari, beste zenbait arrakasten artean launtasunaren arazoa azalduz. Gaur egun Unibertsoa, guk ezagutzen dugun mugetaraino launa da, eta orain arte ere horrela izan denaren frogak ditugu; baina big-bang ereduaren arabera W-ren hasierako balioa 1 izan ez balitz Unibertsoaren eboluzioarekin bat baliotik asko urrunduko litzateke, kurbadura nabaria egingo litzatekeelarik. Unibertso inflaziokoiaren teoriaren (honela deitu ohi zaio Guth-en teoriari) arabera Unibertsoak 10 50 aldiz haunditu zuen bere bolumena (horregatik inflazioaren aipamena) bere eboluzioko oso fase goiztiar eta labur batean (t = 10 –35 segundoan hasita eta 10 –32 segundoko iraupenaz).
Handitze itzel honek Unibertsoaren kurbadura ia guztiz desagerterazi zuen, puxika batena puzten dugunean txikiagotzen den moduan. Beraz, -ren balioa ia-ia bat egin zen eta ordutik jasan duen aldaketa ez da nabaria izateko bestekoa. Onartu beharrean gaude, beraz, 0 = 1 dela, hots, 0 = c dela, unibertsoa launa dela eta, ondorioz, bertan den materiaren %80 gutxienez ez dela protoi eta neutroiz osotutakoa.
Jadanik izenburuan aipatzen genuen gaiari zuzenki heltzeko ordua dugu, bi galdera nagusiri erantzuna emanez. Bata materia hotz horren banaketari buruzkoa; bestea, zer esanik ez, bere izaerari buruzkoa.
Lehenengoari dagokionean ikertzaileak serioki kontsideratu dute galaxiak materia kondentsazio haundienen adierazgarri izan ez litezkeeneko aukera. Gorago eman ditugun datuen arabera, galaxien masak c -ren %20ren kontu besterik ez du ematen. Beraz, Unibertsoa isteko behar den beste %80 galaxiarik ez dagoen eskualdeetan egongo litzateke.
Izaerari buruz ezin dugu gauza zehatz gehiegi esan. Arazoa aski ezezaguna da kandidatu asko egon daitezen. Beharbada, ziurtasun haundienaz baieztatu daitekeena lehenengo aipatu ziren kandidatuen (neutrinoen) desegokitasuna dugu. Baztertzearen arrazoi nagusia honako hau da: neutrinoz betetako unibertso batean superkumuluak eta kumuluak eratu ondoren galaxiak denbora asko beharko lukete kondentsatzeko, prozesua Unibertsoak duen adinaren erdiarekin amaituko litzatekeelarik. Kuasarrak bezalako egitura zaharren existentziak, hipotesiaren baliagarritasuna ukatzen du.
Beste kandidatu guztiek hasierako akats garrantzitsu bat agertzen dute: beraien existentzia teoriko hutsa izatea alegia. Gainerakoan, badirudi beraietako zenbait nahikoa egokiak izan zitezkeela hauteman gabeko materia hotzaren tokia betetzeko. Gehienak zatikien fisikaren teorien beharrak dira eta bi talde nagusitan sailka daitezke: bosoi arinak, hots, espin osoko zatiki arinak (beraien masa protoiarenaren 10 –14 eta 10 –10 -en artean daude) eta zatiki astunak (protoiarenaren 1 eta 1000-ren tarteko masakoak).
Aukera gehien eman zaion lehenengo taldeko zatikia, axioia da. Zatiki hau energi maila altuetan elkarrekintza nagusien artean existitzen den simetria batek sortutako beharra da. Axioi hauek simetria haustean hondoko eremu bat sortuko lukete (hondoko mikrouhinen erradiazioaren antzekoa) geroago multzo haundietan pilatzeko, materia galduaren azalpen izanez. Bigarren taldekoen artean ospe haundienekoak supersimetriaren teoriaren ondorio sortu direnak ditugu. Supersimetria fermioiak (espinerdiko zatikiak, adibidez protoiak neutroiak eta elektroiak) eta bosoiak (espin osokoak, adibidez fotoia eta gluoia) erlazionatzen dituen simetria berri bat dugu.
Honek ezagutzen ditugun lau elkarrekintza nagusiak (elektromagnetikoa, ahula, bortitza eta grabitatea) bakar batean bateratuko lituzke eta orain arte ezagutzen diren zatiki bakoitzarentzat beste berri bat aurresaten du: fotoiarena fotinoa, grabitoiarena grabitinoa, elektroiarena selektroia, neutrinoarena sneutrinoa, etab. Guzti hauen artean agian grabitinoa eta fotinoa dira aipagarrienak. Grabitinoak, neutrinoaren kasuaren aurka, galaxien eraketa azal dezakete, baina ez superkumuluena. Protoiaren masaren 1 eta 50 aldien tarteko masa duten fotinoak ere masa galduaren osagai izan zitezkeen, baina hauentzat ere badaude gainditu gabeko zailtasun batzuk.
Azkenik beste bi kandidatu aipatuko ditugu: monopolo magnetikoak eta big-bang-aren sokak. Hauek ez dira zatikiak; Unibertsoaren eboluzioaren hasierako urratsetan sortutako akats topologikoak baizik. Baina izaki hauetaz asko hitz egin da azken aldi honetan. Horregatik hurrengo alean sakonkiago aztertuko ditugu.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
