Unibertsoaren eboluzioa

Gaurko kosmologian dauden funtsezko problemen artean, Unibertsoaren homogeneotasun eta isotropiarena garrantzi handikoa da. Behaketa astronomikoek frogatzen dutenez, gure Unibertsoko puntu guztiak eta norabide guztiak elkarren baliokideak dira eskala handian. Pentsa daiteke hau horrelakoa dela hasiera-hasieratik Unibertsoa isotropoa zelako, baina nahiago genuke, hasierako baldintzak edonolakoak izanda ere, isotropo bihurrarazteko mekanismo fisiko egokiren bat aurkituko bagenu. Badirudi errazagoa eta naturalagoa izango litzatekeela hori, hasierako baldintzak oso modu berezian aukeratuko zituzkeen mekanismoa baino.

Azken urteotan Unibertsoaren teoria estandarrean inflazioa duten ereduak erabili dira batik bat isotropia azaltzeko. Eredu hauetan, arrazoi fisikoen ondorioz, Unibertsoaren tamaina oso arin handitu zen denboraldi batean. Unibertsoaren eredu zehatz inhomogeneoak eta anisotropoak aztertzen ditugu gure taldean, inflazioa —eta honek dakarren isotropia— hasierako baldintza gehienen kasuan gertatzen denentz ikusteko.

Orain dela bost bat urte, CERNen lan egiten duen Veneziano fisikariak bestelako mekanismo bat proposatu zuen isotropiaren problema azaltzeko: Eztanda Handiaren Aurreko Kosmologia, alegia. Oso ezaguna denez, badirudi Unibertsoa Eztanda Handian jaioa izatea saihestezina dela Einstein-en Erlatibitate Orokorrean. Baina baliteke oraindik ezagutzen ez dugun grabitazioaren teoria kuantikoan horrelakorik ez egotea. Supersoken teorian agertzen diren simetriez baliaturik, Eztanda Handi klasikoaren ordezko kuantikoa gertatu baino lehenago Unibertsoaren beste aro bat egon zela proposatu zuen Veneziano-k. Bertan isotropo bihurtu izan bazen, oraingo aroan hasierako baldintzak isotropoak izan ziren halabeharrez. Ideia hau aztertzeko, energia txikiko supersoken teoriaren eredu kosmologiko zehatzak daude gure aztergaien artean.

Goian esan dugu Unibertsoa homogeneo eta isotropoa dela eskala handian. Kosmologiaren eskala handi horretan, galaxiak ur-tantak edo hauts-izpiak bezalakoak dira. Argi dago, bestalde, eskala ez bada hain handia, Unibertsoa ez dela homogeneoa eta isotropoa: izar edo galaxia baten ondoan egotea eta galaxiarteko espazioan galdurik ibiltzea ez dira gauza bera. Erlatibitate Orokorrean izar baten ereduak egitean, Unibertsoan bera bakarrik dagoela suposatu ohi da eta, bestaldetik, kosmologian izar eta galaxia bakartuen eragina arbuiatzen da. Muturreko bi ikuspuntu hauen artean lotura egokia aurkitzen Einstein bera arduratu zen, Straus-ekin batera, 1945ean. Unibertso homogeneoan galaxien (edo izarren) maila txikiagoko inhomogeneotasunak nola kokatzen diren ere aztertzen dugu geure taldean.

Grabitazioaren teoria (klasiko) zehatza Erlatibitate Orokorra bada ere, kasu askotan Newton-en Grabitazio Unibertsala egokia da gaur egun ere. Bi teoriak erabilgarriak direnez, batetik bestera joatean zenbait fenomenoren deskribapena nola aldatzen den aztertzea interesgarria izan daiteke. Arlo honetan, partikula kargatuen orekaz aritzen gara gure artean, Newton-en teoriaren oreka-baldintza errazen ordezkoak zeintzuk diren Erlatibitate Orokorrean ikertzen dugula.

Azkenik, kaos deterministaren agerpena eta propietateak Erlatibitate Orokorrean aztertzen ditugu. Kaosaren ohiko definizioan, hasieran ia bereiztezinak diren bi sistema berdintsuen arteko desberdintasuna era esponentzialean handitzen da denbora aurrera doan heinean; baina, Erlatibitate Orokorraren oinarrizko izaeraren ondorioz, ez da beti erraza, aipaturiko teorian kaosa definitzeko erabili behar den denbora zein den jakitea. Hortaz, kosmologian eta Erlatibitate Orokorrean kaosa definitzeko eta neurtzeko teknika bereziak behar dira. Haietariko bat da arlo honetan guk lehenengoz erabili duguna: sakabanatze kaotikoa. Bertan denboraren definizioaren menpekoak ez diren kaosaren alderdiak agertzen dira.