Φανταστείτε πώς πρέπει να ήταν να μελετάς το Σύμπαν, σε θεμελιώδες επίπεδο, πολύ πίσω στις αρχές του 1900. Για πάνω από 200 χρόνια, η φυσική του Νεύτωνα φαινόταν να διέπει τον τρόπο με τον οποίο κινούνται τα αντικείμενα, με τον νόμο του Νεύτωνα για την παγκόσμια βαρύτητα και τους νόμους της κίνησης να υπαγορεύουν πώς κινούνται τα πράγματα στη Γη, στο ηλιακό μας σύστημα και στο ευρύτερο Σύμπαν.
O Άλμπερτ Αϊνστάιν, και οι φυσικοί της εποχής του είχαν άλλη άποψη για όσα έλεγε ο Νεύτωνας. Η οπτική του Νεύτωνα δεν περιέγραφε το φως τόσο καλά όσο ο ηλεκτρομαγνητισμός του Μάξγουελ και η κβαντική φυσική – ακόμα στα σπάργανα – έθετε νέα ερωτήματα στους φυσικούς σε όλο τον κόσμο.
Αλλά ίσως το μεγαλύτερο πρόβλημα τέθηκε από την τροχιά του Ερμή, που μετρήθηκε με ακρίβεια από τα τέλη του 1500 και σε αντίθεση με τις προβλέψεις του Νεύτωνα. Ήταν η προσπάθειά του να εξηγήσει αυτή την παρατήρηση που οδήγησε τον Άλμπερτ Αϊνστάιν να διατυπώσει τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας, η οποία αντικατέστησε το νόμο της βαρύτητας του Νεύτωνα με μια σχέση μεταξύ ύλης και ενέργειας, η οποία καμπυλώνει τον χωροχρόνο, και αυτού του καμπύλου χωροχρόνου, ο οποίος λέει στην ύλη και την ενέργεια πώς να κινηθούν.
Ωστόσο, ο Αϊνστάιν δεν δημοσίευσε αυτή την έκδοση της Γενικής Σχετικότητας. Δημοσίευσε μια έκδοση που περιελάμβανε έναν επιπλέον ad hoc όρο: μια κοσμολογική σταθερά, προσθέτοντας τεχνητά ένα επιπλέον πεδίο στο Σύμπαν. Δεκαετίες αργότερα, θα αναφερόταν σε αυτό ως τη μεγαλύτερη γκάφα του.
Δείτε πώς ο πιο έξυπνος άνθρωπος στην ιστορία έκανε τη μεγαλύτερη γκάφα του.
Η Γενική Σχετικότητα, κυρίως, «χτίστηκε» από τρία κομμάτια παζλ που ενώθηκαν στο μυαλό του Αϊνστάιν
- Ειδική σχετικότητα, ή η ιδέα ότι κάθε μοναδικός παρατηρητής είχε τη δική του μοναδική – αλλά αμοιβαία συνεπή μεταξύ των παρατηρητών – αντίληψη του χώρου και του χρόνου, συμπεριλαμβανομένης της απόστασης μεταξύ των αντικειμένων και της διάρκειας και της σειράς των γεγονότων.
- Η αναδιατύπωση του χώρου και του χρόνου από τον Minkowski ως ένα ενοποιημένο τετραδιάστατο ύφασμα γνωστό ως χωροχρόνος, το οποίο παρέχει ένα σκηνικό για όλα τα άλλα αντικείμενα και παρατηρητές να κινούνται και να εξελίσσονται μέσα από αυτό.
- Και η αρχή της ισοδυναμίας, την οποία ο Αϊνστάιν επανειλημμένα ονόμασε την «πιο ευτυχισμένη σκέψη» του, η οποία ήταν η ιδέα ότι ένας παρατηρητής μέσα σε ένα σφραγισμένο δωμάτιο που επιτάχυνε επειδή βρισκόταν σε ένα βαρυτικό πεδίο δεν θα αισθανόταν καμία διαφορά από έναν πανομοιότυπο παρατηρητή σε ένα πανομοιότυπο δωμάτιο που επιτάχυνε επειδή υπήρχε ώθηση (ή μια εξωτερική δύναμη) που προκαλούσε την επιτάχυνση.
Αυτές οι τρεις έννοιες, μαζί, οδήγησαν τον Αϊνστάιν να συλλάβει τη βαρύτητα διαφορετικά: ότι αντί να κυβερνάται από μια αόρατη, απείρως ταχείας δράσης δύναμη που ενεργούσε σε όλες τις αποστάσεις και ανά πάσα στιγμή, η βαρύτητα προκλήθηκε από την καμπυλότητα του χωροχρόνου, η οποία προκλήθηκε από την παρουσία ύλης και ενέργειας μέσα σε αυτόν.
Αυτά τα τρία πρώτα βήματα συνέβησαν το 1905, το 1907 και το 1908, αντίστοιχα, αλλά η Γενική Σχετικότητα δεν δημοσιεύθηκε στην τελική της μορφή μέχρι το 1915. Τόσο καιρό χρειάστηκε ο Αϊνστάιν και οι συνεργάτες του για να επεξεργαστούν σωστά τις λεπτομέρειες. Μόλις το έκανε, ωστόσο, κυκλοφόρησε ένα σύνολο εξισώσεων – γνωστό σήμερα ως εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν – που σχετίζονται με το πώς η ύλη-ενέργεια και ο χωροχρόνος επηρέαζαν ο ένας τον άλλον.
Στο έγγραφο αυτό, επαλήθευσε ότι:
- Σε μεγάλες αποστάσεις από σχετικά μικρές μάζες, οι εξισώσεις του θα μπορούσαν να προσεγγιστούν καλά από τη νευτώνεια βαρύτητα.
- Σε μικρές αποστάσεις από μεγάλες μάζες, υπήρχαν πρόσθετες επιδράσεις πέρα από τη νευτώνεια προσέγγιση, και αυτές οι επιδράσεις θα μπορούσαν, επιτέλους, να εξηγήσουν τις μικροσκοπικές αλλά σημαντικές διαφορές μεταξύ αυτού που οι αστρονόμοι παρατηρούσαν για εκατοντάδες χρόνια και αυτού που είχε προβλέψει η βαρύτητα του Νεύτωνα
- Και ότι θα υπήρχαν πρόσθετες, λεπτές διαφορές μεταξύ των προβλέψεων της βαρύτητας του Αϊνστάιν και της βαρύτητας του Νεύτωνα που θα μπορούσαν να αναζητηθούν, συμπεριλαμβανομένης της βαρυτικής μετατόπισης προς το ερυθρό και της βαρυτικής εκτροπής του φωτός από τις μάζες.
Αυτό το τρίτο σημείο οδήγησε σε μια βασική νέα πρόβλεψη: ότι κατά τη διάρκεια μιας ολικής ηλιακής έκλειψης, όταν το φως του Ήλιου εμποδιζόταν από τη Σελήνη και τα αστέρια θα ήταν ορατά, ότι η φαινομενική θέση των αστεριών που βρίσκονται πίσω από τον Ήλιο θα κάμπτεται ή θα μετατοπίζεται από τη βαρύτητα του Ήλιου.
Αλλά, όπως κάθε καλός επιστήμονας που διατυπώνει μια νέα θεωρία, ο ίδιος ο Αϊνστάιν ήταν αρκετά αβέβαιος για το πώς θα εξελιχθούν τα πειράματα και οι παρατηρήσεις. Σε μια επιστολή προς τον φυσικό Willem de Sitter το 1917, ο Αϊνστάιν έγραψε τα εξής:
«Για μένα… Ήταν ένα φλέγον ερώτημα αν η έννοια της σχετικότητας μπορεί να ακολουθηθεί μέχρι το τέλος, ή αν οδηγεί σε αντιφάσεις».
Με άλλα λόγια, σίγουρα, αφού υπολογίσαμε τα μαθηματικά της Γενικής Σχετικότητας και πώς να τα εφαρμόσουμε με επιτυχία σε μια ποικιλία καταστάσεων, τώρα έρχεται η μεγάλη πρόκληση: η εφαρμογή της σε κάθε φυσική περίπτωση όπου θα πρέπει να δώσει μια σωστή περιγραφή. Μια μεγάλη πρόκληση σε αυτό, ωστόσο, ήταν όταν επρόκειτο για το γνωστό Σύμπαν της εποχής του Αϊνστάιν.
Βλέπετε, τότε, δεν ήταν ακόμη γνωστό αν υπήρχαν άλλοι γαλαξίες εκεί έξω – αυτό που οι αστρονόμοι της εποχής ονόμαζαν υπόθεση του «νησιωτικού σύμπαντος» – ή αν όλα όσα παρατηρήσαμε περιέχονταν μέσα στον ίδιο τον Γαλαξία μας.
Υπήρξε μάλιστα μια μεγάλη συζήτηση για αυτό ακριβώς το θέμα λίγα χρόνια αργότερα, το 1920, και παρόλο που και οι δύο πλευρές διαφώνησαν, ήταν εξαιρετικά ασαφής. Ήταν λογικό, και αποδεκτό από πολλούς, ότι ο Γαλαξίας μας και τα αντικείμενα μέσα σε αυτόν ήταν απλά το μόνο που υπήρχε.
Αυτή η αντίληψη έθεσε ένα μεγάλο πρόβλημα για τον Αϊνστάιν. Βλέπετε, ένα από τα θεωρήματα που ήταν σχετικά εύκολο να εξαχθεί στη σχετικότητα είναι το εξής:
Αν πάρουμε οποιαδήποτε αρχική κατανομή των μαζών, και τις ξεκινήσουμε σε κατάσταση ηρεμίας, αυτό που αναπόφευκτα θα διαπιστώσετε, αφού περάσει ένα πεπερασμένο χρονικό διάστημα, είναι ότι αυτές οι μάζες τελικά θα καταρρεύσουν σε ένα μόνο σημείο, αυτό που γνωρίζουμε σήμερα ως μαύρη τρύπα.
Αυτό θα ήταν κακό, επειδή μια μαύρη τρύπα είναι μια μοναδικότητα, όπου ο χώρος και ο χρόνος τελειώνουν και δεν μπορούν να επιτευχθούν λογικές φυσικές προβλέψεις. Αυτό έφερε ακριβώς το είδος της αντίφασης για την οποία ανησυχούσε ο Αϊνστάιν.
Αν ο Γαλαξίας μας ήταν απλώς μια μεγάλη συλλογή μαζών που όλες κινούνταν πολύ αργά η μία σε σχέση με την άλλη, αυτές οι μάζες θα έπρεπε αναπόφευκτα να προκαλέσουν την κατάρρευση του χωροχρόνου στον οποίο ήταν παρούσες. Και όμως, ο Γαλαξίας μας δεν φαινόταν να καταρρέει και σαφώς δεν είχε καταρρεύσει από μόνος του.
Προκειμένου να αποφευχθεί αυτό το είδος αντίφασης, ο Αϊνστάιν έθεσε ότι κάτι επιπλέον – κάποιο νέο συστατικό ή αποτέλεσμα – πρέπει να προστεθεί στην εξίσωση. Διαφορετικά, η απαράδεκτη συνέπεια ενός ασταθούς Σύμπαντος που θα έπρεπε να καταρρέει (ωστόσο, παρατηρητικά, δεν φαινόταν να είναι) δεν θα μπορούσε να αποφευχθεί.
Άλλοι άνθρωποι – θα πρέπει να ξεκαθαρίσω εδώ ότι αυτοί είναι άλλοι πολύ έξυπνοι, πολύ ικανοί άνθρωποι – πήραν αυτές τις εξισώσεις και τις έννοιες που διατύπωσε ο Αϊνστάιν και συνέχισαν να αντλούν τις αναπόφευκτες συνέπειές τους.
Πρώτον, ο Willem de Sitter, αργότερα το 1917, έδειξε ότι αν πάρετε ένα μοντέλο Σύμπαντος με μόνο μια κοσμολογική σταθερά σε αυτό (δηλαδή, χωρίς άλλες πηγές ύλης ή ενέργειας), παίρνετε ένα κενό, τετραδιάστατο χωροχρόνο που διαστέλλεται αιώνια με σταθερό ρυθμό.
Δεύτερον, το 1922, ο Alexander Friedmann έδειξε ότι αν κάνετε την υπόθεση, μέσα στη σχετικότητα του Αϊνστάιν, ότι ολόκληρο το Σύμπαν είναι ομοιόμορφα γεμάτο με κάποιο είδος ενέργειας – συμπεριλαμβανομένης (αλλά όχι περιοριστικά) της ύλης, της ακτινοβολίας ή του τύπου ενέργειας που θα έδινε μια κοσμολογική σταθερά – τότε μια στατική λύση είναι αδύνατη και το Σύμπαν πρέπει είτε να διαστέλλεται είτε να συστέλλεται. (Και ότι αυτό ισχύει ανεξάρτητα από το αν η κοσμολογική σταθερά υπάρχει ή όχι.)
Και τρίτον, το 1927, ο Georges Lemaître βασίστηκε στις εξισώσεις του Friedmann, εφαρμόζοντάς τις στο συνδυασμό των γαλαξιακών αποστάσεων που μετρήθηκαν από το Hubble (ξεκινώντας το 1923) και επίσης στην φαινομενικά μεγάλη υφεσιακή κίνηση αυτών των γαλαξιών, που μετρήθηκε νωρίτερα από τον Vesto Slipher (ήδη από το 1911). Κατέληξε στο συμπέρασμα ότι το Σύμπαν διαστέλλεται και όχι μόνο υπέβαλε ένα έγγραφο σχετικά με αυτό, αλλά έγραψε και στον Αϊνστάιν για αυτό προσωπικά.
Ο λόγος που η κοσμολογική σταθερά συχνά αποκαλείται «η μεγαλύτερη γκάφα του Αϊνστάιν» δεν είναι ο λόγος για τον οποίο την διατύπωσε αρχικά. Είναι λόγω της αδικαιολόγητης, παράλογης και ίσως ακόμη και ασταθούς αντίδρασής του στις έγκυρες κριτικές και τα αντίθετα συμπεράσματα όλων των άλλων. Ο Αϊνστάιν επέκρινε εκτενώς και λανθασμένα τα παράγωγα του ντε Σίτερ, τα οποία αποδείχθηκαν λανθασμένα από κάθε άποψη από τον ντε Σίτερ και τον Όσκαρ Κλάιν σε μια σειρά επιστολών καθ’ όλη τη διάρκεια του 1917 και του 1918. Ο Αϊνστάιν επέκρινε εσφαλμένα το έργο του Φρίντμαν το 1922, αποκαλώντας το ασυμβίβαστο με τις εξισώσεις πεδίου. Ο Φρίντμαν σωστά επεσήμανε το λάθος του Αϊνστάιν, το οποίο ο Αϊνστάιν αγνόησε μέχρι που ο φίλος του, Γιούρι Κρούτκοφ, του το εξήγησε, οπότε απέσυρε τις αντιρρήσεις του.
Και όμως, το 1927, όταν ο Αϊνστάιν έλαβε γνώση του έργου του Lemaître, απάντησε: «Vos calculs sont corrects, mais votre physique est abominable», το οποίο μεταφράζεται σε, «Οι υπολογισμοί σας είναι σωστοί, αλλά η φυσική σας είναι αποτρόπαια».
Διατήρησε αυτή τη στάση το 1928, όταν ο Howard Robertson κατέληξε ανεξάρτητα στα ίδια συμπεράσματα με τον Lemaître με βελτιωμένα δεδομένα, και δεν άλλαξε γνώμη με τη συντριπτική απόδειξη του Hubble (και, αργότερα, του Humason) ότι τα πιο μακρινά αντικείμενα (με αποστάσεις που καθορίστηκαν χρησιμοποιώντας τη θρυλική μέθοδο της Henrietta Leavitt) απομακρύνονταν πιο γρήγορα το 1929. Ο Hubble έγραψε ότι το εύρημα θα μπορούσε να «αντιπροσωπεύει το φαινόμενο de Sitter» και «ως εκ τούτου εισάγει το στοιχείο του χρόνου» στο Σύμπαν.
Σε όλα αυτά, ο Αϊνστάιν δεν άλλαξε καθόλου τη στάση του. Υποστήριξε ότι το Σύμπαν πρέπει να είναι στατικό και η κοσμολογική σταθερά είναι υποχρεωτική. Και, επειδή ήταν ο Αϊνστάιν, πολλοί άνθρωποι – συμπεριλαμβανομένου του Hubble – ήταν διστακτικοί να ερμηνεύσουν αυτά τα δεδομένα ως εμπλεκόμενα στη διαστολή του Σύμπαντος.
Δεν θα ήταν μέχρι το 1931, όταν ο Lemaître έγραψε μια πολύ σημαντική επιστολή προς τη Φύση, όπου συγκέντρωσε τα κομμάτια εντελώς: ότι το Σύμπαν θα μπορούσε να εξελίσσεται στο χρόνο αν ξεκινούσε από μια μικρότερη, πυκνότερη κατάσταση και έχει επεκταθεί από τότε. Μόνο μετά από αυτό, ο Αϊνστάιν παραδέχτηκε τελικά ότι, ίσως, είχε πηδήξει το όπλο εισάγοντας μια κοσμολογική σταθερά με μοναδικό κίνητρο να κρατήσει το Σύμπαν στατικό.
Εκ των υστέρων, η κοσμολογική σταθερά είναι τώρα ένα πολύ σημαντικό μέρος της σύγχρονης κοσμολογίας, καθώς είναι η καλύτερη εξήγηση που έχουμε για τις επιπτώσεις της σκοτεινής ενέργειας στο διαστελλόμενο Σύμπαν μας.
Αλλά αν ο Αϊνστάιν δεν το εισήγαγε και συνέχιζε να το υπερασπίζεται και να στέκεται δίπλα του με τον τρόπο που το έκανε – αν είχε απλώς ακολουθήσει τις εξισώσεις – θα μπορούσε να έχει αντλήσει το διαστελλόμενο Σύμπαν ως συνέπεια των εξισώσεών του, όπως έκανε ο Friedmann και, αργότερα, ο Lemaître, ο Robertson και άλλοι.
Ήταν μια μικρή γκάφα να εισαγάγει έναν ξένο, περιττό όρο στις εξισώσεις του, αλλά η μεγαλύτερη γκάφα του ήταν να υπερασπιστεί το λάθος του μπροστά σε συντριπτικά στοιχεία. Όπως όλοι πρέπει να μάθουμε, λέγοντας «έκανα λάθος» όταν μας δείχνουν ότι κάνουμε λάθος είναι ο μόνος τρόπος για να αναπτυχθούμε.