Mikrouhinen hondo kosmikoa: grabitazio kuantikorako leihoa?

Fisika Teorikoa eta Zientziaren Historia Saila, UPV/EHU

Zabaldu:
Twitter
Facebook
Emaila

Einsteinen erlatibitate orokorraren mendeurrena dugu aurten. Teoria hori plazaratu eta urte gutxiren ondoren, fisikariek argi zeukaten grabitatearen indarra teoria kuantikoarekin nolabait bateratu behar zela. Baina gaur egun hainbat teoria lantzen ari diren arren, oraindik ez dugu eskuragarri grabitazio kuantikoari buruzko teoria oso eta trinkorik. Ikerketa horien eragozpenik handiena datu esperimentalen faltan datza. Artikulu honetan azalduko dugu, kiribilen kosmologia kuantikoaren testuinguruan, mikrouhinen hondo kosmikoak ahalbidetu dezakeela grabitazio kuantikorako gerturatze esperimentala.

mikrouhinen-hondo-kosmikoa-grabitazio-kuantikorako

Planck sateliteak behaturiko mikrouhinen hondo kosmikoaren inhomogeneitateak ikusten dira hemen. Kolore desberdinak tenperatura desberdinei dagozkie. Iturria: ESA/Planck Collaboration.

Argiaren abiadura finitua dela eta, urruneko puntu bati begiratzen diogunean (adibidez, izar bati), iraganean puntu horrek zeukan egoeran ikusten dugu. Egunero erabiltzen ditugun distantzietan horrek ez dauka ia eraginik, argiaren abiadura oso handia baita. Baina distantzia handiagoetan, nabarmena da efektu hori. Adibidez, eguzkia gugandik zortzi argi-minutura dago, beraz, bat-batean itzaliko balitz, oraindik gauza nahikotxo egiteko beta izango genuke iluntasun osoan geratu baino lehen. Distantzia kosmologikoetan, efektu hori benetan ikaragarria izan daiteke, iraganean oso urrun ikus baitezakegu! Baina, zenbateraino? Sorkuntzaren unea ikus ote dezakegu?

Unibertsoaren lehen uneetan igorri eta orain lurrera iristen ari diren argi-izpiek gure partikula-horizontea eratzen dute, hots, guretzat unibertso ikusgaiaren muga zedarritzen duena. Kontuan izan printzipioz unibertso osoa gure unibertso ikusgaia baina handiagoa izan daitekeela; izatez, infinitua ere izan liteke, baina ez du zertan. Gurea topologia konpaktuko unibertso bat balitz (baloi baten gainazalak daukana bezalakoa), galaxia urrun batetik bidalitako argia norabide desberdinetatik heldu ahalko litzaiguke. Adibidez, batzuetan zuzenean eta beste batzuetan unibertso osoari buelta emanez. Beraz, galaxia desberdintzat ditugun horiek galaxia beraren hainbat kopia lirateke, eboluzioaren momentu desberdinetan ikusiak. Eguzki-sistema aurreko garairen batean ere ikus genezake!

Unibertsoaren adina finitua denez (14.000 milioi urte inguru), pentsa liteke horixe bera dela, agian, gure partikula-horizontearen distantzia; hots, 14.000 milioi argi-urte. Baina ez da horrela, bi funtsezko arrazoi hauengatik: batetik, gure unibertsoa hedatzen ari delako; beraz, lehen uneetan argia igorri zuten iturri horiek aipatu baino askoz urrunago daude, 46.000 milioi argi-urteko distantziara, gutxi gorabehera; bestetik, unibertsoaren hasieran hain altua zen inguru-tenperatura, ezen atomoak ezin ziren egonkorki eratu. Materiaren egoera partikula elementalen plasma bat zen, zeinekin interakzionatzeko joera handia zuten fotoiek. Arras laburra zen fotoi baten batez besteko ibilbide askea, higitzen hasi bezain laster xurgatzen baitzuen beste partikularen batek. Hori zela eta, unibertso goiztiarra opakua zen argiarentzat, eta garai hartan igorritako inongo fotoik ez du izan guregana heltzerik.

Unibertsoa garden bihurtu zen Eztanda Handia (Big Bang) izan eta handik 380.000 urtera, hizkera zientifikoan “errekonbinazio garaia” deritzon hartan (hidrogeno-atomoak egonkorki eratzen hasi ziren garaia). Garai hartan igorritako fotoiez osaturik dago mikrouhinen hondo kosmikoa (MHK; ingelesez, Cosmic Microwave Background) deritzon erradiazioa. Horixe dugu gaur egun ikus dezakegun gertaerarik zaharrena eta, beraz, Eztanda Handitik hurbilena. Printzipioz, teknologia hobetu ahala, etorkizunean neutrinoen eta uhin grabitazionalen hondo kosmikoak detektatzeko gai izan gaitezke. MHKko fotoiak baino lehen askatu ziren horiek, bai neutrinoak bai uhin grabitazionalak interakzio handirik jasan gabe higi baitaitezke aipaturiko plasman zehar. Satelite sofistikatuen bidez ikertu da MHK. Hura ikertu duen azkena Planck izan da; 2009tik 2013ra bitartean aritu zen datuak hartzen. Datu horiei esker dakigu MHK oso homogeneoa dela eta ia gorputz beltz perfektu baten espektroa daukala, 2.7 Kelvineko tenperaturari dagokion maiztasunean finkatua. MHKn ikusten diren inhomogeneitate txikiak gure unibertsoaren eskala handiko egituraren hazitzat jotzen dira.

ESAren Planck satelitea 2009tik 2013ra bitartean aritu zen mikrouhinen hondo kosmikoa (MHK) ikertzen. Arg. ESA/C. Carreau

Sarreran aipatu dugunez, naturan grabitazio kuantikoaren efektuak bila ditzakegun lekuetariko bat izan daiteke MHK, oso bortitza baitzen unibertsoa hasiera hartan. Tenperatura hain altua zen, ezen partikulen arteko interakzio-energiak lurrean edozein partikula-azeleragailurekin lor ditzakegunak baino askoz altuagoak ziren. Hala ere, esan bezala, gaur egun ikusgai ditugun MHKko fotoiak Eztanda Handia baina askoz geroago igorri ziren; 380.000 urte geroago, gutxi gorabehera. Kosmologikoki, hutsaren parekoa da denbora-tarte hori. Analogia bat egitearren, pentsatzen badugu unibertsoa adin ertaineko pertsona bat dela (50 urte), aipaturiko denbora hori 12 ordu lirateke. Haatik, denbora horretarako unibertsoa dagoeneko hoztua zen eta espazio-denboraren kurbadura nahiko txikia zen; horregatik, fase horretan, Einsteinen ekuazio klasikoak hurbilketa oso ona lirateke eboluzioa deskribatzeko. Hortaz, zergatik pentsatzen dugu posible izan daitekeela grabitazio kuantikoaren efektuak MHKn detektatzea? Horri erantzuteko, inflazioari buruz hitz egin behar dugu.

Kosmologiaren eredu estandarraren arabera, Eztanda Handiaren ondorengo 10 ^-36 segundoetan unibertsoak inflazio-fase ikaragarri bat jasan zuen, eta izugarri hazi zen haren tamaina. Denbora-tarte labur batean —10 ^-32 segundo inguru—, unibertsoaren bolumena 10 ⁷⁸ faktoreaz biderkatu zen. Pentsatu momentu batez zenbaki horren tamaina izugarrian: gela arrunt batek gure unibertso ikusgarriaren tamaina hartuko luke!

Alan Guthek proposatu zuen, lehenbizikoz, halako mekanismo inflazionista bat, 1980ko hamarkadan, unibertso goiztiarrari buruzko hainbat galdera kontzeptuali erantzuna eman nahirik; besteak beste, gure unibertsoaren homogeneotasun harrigarriaren zergatiari (MHK, bereziki). Kontuan izan MHK elkarrengandik oso urrun dauden puntuez osaturik dagoela eta, inflaziorik gabeko eredu batean, ezin izango luketela inolako interakziorik edo informazio-trukerik izan unibertsoaren historia osoan, hau da, puntu horiek guztiak ez lirateke kausalki konektaturik egongo. Aitzitik, inflazioaren teoriaren arabera, puntu horiek guztiak elkarrengandik oso hurbil egon ziren iraganean, eta, beraz, kausalki konektaturik. Egoera horri esker hasi zen haien arteko informazio-trukea, eta gaur egun ikusten dugun oreka termikoa iritsi zen. Bestalde, inflazioak arrakasta izugarria izan du, eta hasieran espero zen baino baliagarriagoa izan da. Eredu horretan, MHKko inhomogeneitate txikien balioak zehaztasun handiz lortzen dira. Ikus dezagun zehatzago nola lortzen den emaitza hori.

Inflazio-eredu sinpleenetan inflatoi deritzon partikula bat existitzen da unibertso goiztiarrean. Partikula horrek pixkanaka-pixkanaka energia potentziala galdu ahala, unibertsoaren espantsio esponentziala eragin zuen, garai inflazionarioan. Prozesu horren amaieran, nahiko handia zen, artean, inflatoiaren energia potentziala. Gaur egun halako partikularik ikusten ez denez, uste da inflazioaren ostean, birberotze-garaia deritzonean, energia potentzial guzti hartatik partikula arruntak sortu zirela, hots, ezagutzen ditugun eredu estandarreko partikulak. Dena dela, oraindik ere ez da oso ondo ulertzen prozesu hori.

Normalean, jo ohi da, baita ere, inflazioaren hasieran inflatoiaren eta unibertsoaren geometria deskribatzen duten hainbat magnituderen fluktuazio kuantikoak huts-egoeran zeudela. Huts-egoera kuantiko hori ez da objektu erraz eta estatikoa. Aitzitik, entitate konplexu eta dinamikoa dugu. Heisenbergen ziurgabetasun-printzipioaren arabera, denbora-tarte labur batez urratu egin daitezke fisikaren legeak (esaterako, energiaren kontserbazioarena). Oso ezaguna da emaitza hori eremuen teoria kuantiko arruntean. Funtsean, hori gerta daiteke naturak ez duelako baimentzen denbora-tarte labur horretan behaketarik egiterik. Hori dela eta, partikula birtualen sorkuntza konstantea izaten da huts kuantikoan. Egoera normalean, elkar suntsitzen dute partikula horiek, behatuak izan baino lehen. Baina unibertsoaren espantsioak entitate erreal bihurtzen ditu partikula birtual horiek. Intuizioz, pentsa liteke partikula birtual bat eta dagokion antipartikula sortzen direla (ezaugarri fisiko guztiak berdinak, baina kontrako zeinuko karga elektrikoa dituztenak). Elkar deuseztatzeko interakzioan jarduteko aukera izan baino lehen, unibertsoaren espantsio inflazionarioak elkarrengandik hain urrun eramaten ditu, ezen euren arteko interakzioa ezinezkoa baita.

Kiribilen kosmologia kuantikoak aurresandako unibertsoaren eboluzioa erakusten du irudi honek. Denbora ezkerretik eskuinera doa. Kolapsatzen ari den unibertso klasikoak, bere energia dentsitatea oso handia denean, errebote kuantiko bat jasaten du. Erregimen horretan, grabitazio kuantikoaren efektuek grabitatea aldaratzailea izatea eragiten dute, eta guk ezagutzen dugun espantsioan ari den unibertso klasikoaren hasiera.

Hasierako fluktuazio kuantiko txiki horiek, inflazio-garaian anplifikaturik, guk behatzen ditugun MHKko inhomogeneitateak eratzen dituzte. Hortaz, inflazioak lupa baten moduan egiten du lan, eta oso eskala txikian (beraz, energia handiaz) gertatu ziren prozesuak esperimentalki beha ditzakegu. Halako prozesuetan, grabitazio kuantikoaren efektuak nahiko esanguratsuak izan daitezke.

Unibertso homogeneoaren eboluzioa deskribatzen duen grabitazio kuantikoaren teoria bat da kiribilen kosmologia kuantikoa (ingelesez, loop quantum cosmology). Teoria horren aurresanak bat datoz erlatibitate orokorrarenekin, kurbadura txikia denean. Unibertsoaren historia osoa hartzen du barnean horrek, lehenengo uneak izan ezik. Erlatibitate orokorraren arabera, unibertsoaren hasiera Eztanda Handia izan zen. Baina oso izen engainagarria dugu hori, unibertsoaren hasierak ez baitu zerikusirik eztanda batekin; aitzitik, bat-bateko gertaera dugu, non espazio-denbora jarraitua existitzen hasi zen. Teknikoki, singularitate bat da puntu hori, espazio-denboraren kurbadura deskribatzen duten hainbat objektuk dibergitzen duten puntua, hain zuzen. Hortaz, erlatibitate orokorra ezin da hor aplikatu. Kiribilen kosmologia kuantikoak singularitate hori leundu egiten du, grabitazio kuantikoaren efektuak aintzat hartuz, eta, Eztanda Handiaren ordez, puntu horretan errebote kuantiko bat dagoela ikusten da, Errebote Handia izenaz ezagutzen dena. Eredu horren arabera, unibertsoa Errebote Handia baino lehen ere existitzen zen, kolapsatzen ari zen unibertso klasiko bat bezala. Energia-dentsitatea oso handia egin zenean, erregimen kuantikoan sartu zen, non grabitazio kuantikoaren efektuek grabitazioaren indarra aldaratzaile bihurtzen duten. Unibertsoaren errebotea eragin zuen horrek, eta guk ikusten dugun espantsioa hasi zen.

Gaur egun hainbat ikerketa ari dira egiten fase inflazionario hori hobeto ulertzeko, kiribilen kosmologia kuantikoaren testuinguruan eta haren aurresanak lortzeko, MHKren inhomogeneitateei dagokienez. Ashtekarrek eta Sloanek erakutsi zutenez, inflazioa naturala da teoria horretan, hots, ez dira oso hastapen-baldintza arraroak hautatu behar fase inflazionario bat lortzeko. Baina, oraindik, hainbat galdera daude erantzunik gabe; adibidez, ea Errebote Handiaren aurreko eboluzioak efektu behagarriren bat sor zezakeen. Horrelako behaketa esperimental batek unibertso goiztiarraren eta, beraz, espazio-denbora jarraituaren erregimen kuantiko sakonaren informazio ordainezina eskainiko liguke.

Bibliografia

Guth, A.H.: “The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems”. Phys. Rev. D, 23 (1981), 347.

Ashtekar, A., Singh, P.: “Loop Quantum Cosmology: A Status Report”. Class. Quant. Grav., 28 (2011), 213001.

Bojowald, M.: “Loop Quantum Cosmology”. Living Rev. Relativity, 11 (2008), 4.

Ashtekar, A., Sloan, D.: “Probability of Inflation in Loop Quantum Cosmology”. Gen. Rel. Grav., 43 (2011), 3619.

Barrau A., Cailleteau T., Grain, J., Mielczarek, J.: “Observational issues in loop quantum cosmology”, Class. Quant. Grav., 31 (2014), 053001.

Agullo, I., Ashtekar, A. Nelson, W.: “The pre-inflationary dynamics of loop quantum cosmology: Confronting quantum gravity with observations”. Class. Quant. Grav. 30 (2013), 085014.

Bojowald, M., Calcagni, G., Tsujikawa, S.: “Observational test of inflation in loop quantum cosmology”, JCAP 1111 (2011), 46.