|
|
|
Ο Πληθωρισμός για αρχάριους
|
1o, 2ο, 3ο,4ο,5οΣτην εικόνα αυτή, το πρώτο αίνιγμα που συναντάμε είναι πως μπορεί κάτι τόσο πυκνό να διασταλεί - θα είχε μια τρομακτική βαρυτική έλξη, που θα το μετέτρεπε σε μαύρη τρύπα, και θα το ξαναγυρνούσε άμεσα στην κατάσταση της ανωμαλίας. Αποδεικνύεται όμως ότι ο πληθωρισμός μπορεί να αποτρέψει αυτή την εξέλιξη, ενώ η κβαντική φυσική επιτρέπει την εμφάνιση ολόκληρου του σύμπαντος σ' αυτή την υπέρ-πυκνή κατάσταση από το κενό, σαν μια κοσμική ελεύθερη εμφάνιση από το μηδέν. Η ιδέα ότι το σύμπαν μπορεί να έχει εμφανιστεί από το τίποτα, και περιέχει συνολικά μηδενική ενέργεια, αναπτύχθηκε από τον Edward Tryon, του πολιτειακού πανεπιστημίου της Νέας Υόρκης, ο οποίος πρότεινε στα 1970 ότι το σύμπαν θα μπορούσε να έχει εμφανιστεί από το τίποτα, σαν μια κβαντική διακύμανση του κενού, πράγμα που επιτρέπεται από την κβαντική θεωρία. Η κβαντική απροσδιοριστία επιτρέπει αυτή την προσωρινή εμφάνιση φυσαλίδων ενέργειας, ή ζευγών σωματιδίων, (όπως π.χ. τα ζεύγη ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου) από το τίποτα, αρκεί αυτά να εξαφανίζονται μέσα σε σύντομο χρονικό διάστημα. Όσο μικρότερη ενέργεια έχει η φυσαλίδα ή το ζεύγος, τόσο πιο μακρόβιο θα είναι. Κατά περίεργο τρόπο, η ενέργεια σ' ένα βαρυτικό πεδίο είναι αρνητική, ενώ η ενέργεια που αποθηκεύεται στην ύλη είναι θετική. Αν το σύμπαν είναι ακριβώς επίπεδο, τότε όπως υπέδειξε ο Tryon οι δύο ποσότητες εξουδετερώνονται, και η συνολική ενέργεια του σύμπαντος είναι ακριβώς μηδέν. Στη περίπτωση αυτή, οι κβαντικοί κανόνες του επιτρέπουν να ζήσει επ' άπειρον. Αν τα βρίσκετε όλα αυτά διεγερτικά για το μυαλό μας, δεν είσαστε οι μόνοι. Ο George Gamow διηγείται ότι σε μια συζήτηση που είχε με τον Albert Einstein καθώς βάδιζαν στο Princeton στα 1940, ο Gamow ανέφερε ότι κάποιος από τους συνεργάτες του του υπέδειξε πως σύμφωνα με τις εξισώσεις του Einstein ένα άστρο θα μπορούσε να γεννηθεί από το μηδέν, γιατί η αρνητική βαρυτική του ενέργεια εξουδετέρωνε ακριβώς την θετική ενέργεια που ισοδυναμούσε με τη μάζα του. Ο Einstein σταμάτησε έκπληκτος το βάδισμα (διηγείται ο Gamow) και και κινδυνέψαμε να μας χτυπήσουν τα αυτοκίνητα που διέσχιζαν το δρόμο. Δυστυχώς, αν μια φυσαλίδα στο μέγεθος του μήκους Planck, περιέχει όλη την υλο-ενέργεια του σύμπαντος (ή έστω και ενός άστρου) και εμφανιστεί από το τίποτα, το ισχυρό βαρυτικό του πεδίο θα το κάνει αμέσως να καταρρεύσει (εκτός αν παρέμβει κάποιος άλλος παράγοντας) προς μια σημειακή ανωμαλία. Έτσι η γέννηση από το μηδέν φάνηκε αρχικά αδύνατη αλλά το πληθωριστικό σενάριο μπόρεσε να ξεπεράσει αυτή τη δυσκολία, μαζί με τα αινίγματα της εξαιρετικής επιπεδότητας του σύμπαντος και της εμφάνισης εξαιρετικής ομογένειας και ισοτροπίας - που φαίνεται από την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου - προτείνοντας την πολύ γρήγορη διαστολή του σύμπαντος, πριν προλάβει η βαρυτική δράση να φέρει την κατάρρευση. Όλα αυτά τα προβλήματα θα μπορούσαν να λυθούν αν κάποιος παράγοντας έδινε στο σύμπαν μια βίαιη ώθηση προς τα έξω (δρώντας κάπως σαν αντιβαρύτητα) όταν αυτό είχε ακόμα το μέγεθος Planck. Μια τόσο μικρή περιοχή χώρου θα ήταν πάρα πολύ μικρή για να περιέχει ανωμαλίες, κι έτσι θα ξεκινούσε τη ζωή της ως ομογενής και ισότροπη. Θα υπήρχε αρκετός χρόνος ώστε τα διάφορα σήματα που ταξίδευαν με την ταχύτητα του φωτός να διασχίσουν πολλές φορές αυτή την μικροσκοπική περιοχή, κι έτσι δεν θα εμφανιζόταν το πρόβλημα του ορίζοντος. Δηλαδή τα αντίθετα άκρα αυτού του εμβρυονικού σύμπαντος θα γνώριζαν το ένα τις συνθήκες του άλλου. Ο ίδιος ο χωροχρόνος θα γινόταν επίπεδος από τη διαστολή, κατά τον ίδιο τρόπο που ένα συρρικνωμένο δαμάσκηνο γίνεται λείο και επίπεδο όταν το βάλλουμε μέσα σε νερό και φουσκώσει. Όπως και στο καθιερωμένο μοντέλο της μεγάλης έκρηξης, μπορούμε και εδώ να φανταστούμε το σύμπαν ως την επιφάνεια ενός μπαλονιού που φουσκώνει, αλλά τώρα πρέπει να το σκεφτούμε σαν ένα απόλυτα τεράστιο μπαλόνι, που διαστάλθηκε πληθωριστικά κατά το πρώτο κλάσμα δευτερολέπτου της δημιουργίας του. Ο λόγος που οι μεγάλες θεωρίες ενοποίησης μπόρεσαν να εντυπωσιάσουν τόσο, ήταν γιατί όταν εφαρμόστηκαν στην κοσμολογία, προσέφεραν ακριβώς τον κατάλληλο μηχανισμό για να πετύχει το κόλπο του πληθωρισμού. Στα πλαίσιά τους υπάρχουν βαθμωτά πεδία τα οποία σχετίζονται με τη διάσπαση της συμμετρίας που έχει η αρχική αλληλεπίδραση και που ενοποιεί όλες τις αλληλεπιδράσεις στις μορφές των αλληλεπιδράσεων που αναγνωρίζουμε σήμερα ως θεμελιώδεις. Η διαδικασία αυτή εξελίχθηκε καθώς το σύμπαν μεγάλωνε και ψυχόταν. Η ίδια η βαρύτητα θα είχε αποσχιστεί ως ξεχωριστή δύναμη στην κλίμακα χρόνου του Planck, κατά τα πρώτα 10-43 του δευτερολέπτου, και η ισχυρή πυρηνική δύναμη περίπου στα πρώτα 10-35 sec. Μέσα σε 10-32 περίπου δευτερόλεπτα, τα βαθμωτά πεδία θα είχαν κάνει τη δουλειά τους, διπλασιάζοντας το μέγεθος του σύμπαντος τουλάχιστον κατά μια φορά ανά 10-34 του δευτερολέπτου (μερικές εκδοχές του πληθωρισμού προτείνουν ακόμη πιο γρήγορες διαστολές από αυτήν). Κάτι τέτοιο μπορεί ν' ακούγεται παράξενο αλλά θα σήμαινε ότι μέσα σε 10-32 του sec θα γίνονταν 100 διπλασιασμοί μεγέθους. Η γρήγορη αυτή διαστολή είναι ικανή να κάνει μια κβαντική διακύμανση, που αρχικά είναι 1020 φορές μικρότερη από ένα πρωτόνιο, τόσο μεγάλη όσο μια σφαίρα διαμέτρου 10 cm μέσα σε χρόνο περίπου 15 x 10-33 sec. Στο σημείο αυτό το βαθμωτό πεδίο τελειώνει το έργο του - της αρχικής ώθησης του σύμπαντος - και αφήνει μια διάπυρη σφαίρα να διαστέλλεται τόσο γρήγορα που ακόμα και η ελκτική δύναμη της βαρύτητας θα χρειαστεί δισεκατομμύρια χρόνια, να σταματήσει κατ' αρχήν την διαστολή, και μετά να την αντιστρέψει σε συστολή. Κατά περίεργο τρόπο, το είδος αυτό της εκθετικής διαστολής του χωροχρόνου, περιγράφεται ακριβώς από ένα εκ των πρώτων κοσμολογικών μοντέλων που αναπτύχθηκαν με τη χρήση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, από τον Willem de Sitter στα 1917. Για περισσότερο από μισό αιώνα, αυτό το μοντέλο του de Sitter αντιμετωπίστηκε μόνο ως μαθηματικό αξιοπερίεργο, που δεν είχε καμιά σχέση με το πραγματικό σύμπαν. Σήμερα όμως είναι ένας θεμέλιος λίθος στην κοσμολογία του πληθωρισμού. Όταν η γενική θεωρία της σχετικότητας δημοσιεύτηκε στα 1916, ο de Sitter έκανε μια ανασκόπηση της θεωρίας και ανέπτυξε τις δικές του ιδέες σε μια σειρά τριών δημοσιεύσεων που τις έστειλε στη Βασιλική Αστρονομική Εταιρία στο Λονδίνο. Η τρίτη από αυτές τις δημοσιεύσεις περιλάμβανε τη συζήτηση δυνατών κοσμολογικών μοντέλων, τα οποία αποδείχτηκαν ότι ήταν περιέγραφαν ένα διαστελλόμενο σύμπαν, και ένα ταλαντευόμενο σύμπαν αν και κάτι τέτοιο δεν αναγνωρίστηκε στα 1917. Η λύση του De Sitter στις εξισώσεις του Einstein, έμοιαζε να περιγράφει ένα άδειο, στατικό σύμπαν (άδειο χωροχρόνο). Αλλά κατά τη δεκαετία του 1920 αναγνωρίστηκε ότι αν προσθέταμε μια μικροσκοπική ποσότητα ύλης σ' αυτό το μοντέλο (με μορφή σωματιδίων διασκορπισμένων στο χωροχρόνο), αυτά θα απομακρύνονταν μεταξύ τους με εκθετικό ρυθμό καθώς ο χωροχρόνος θα διαστελλόταν. Αυτό σημαίνει ότι η απόσταση μεταξύ δύο οποιονδήποτε σωματιδίων θα διπλασιαζόταν συνεχώς ανά ίσα χρονικά διαστήματα, έτσι ώστε θα απείχαν διπλάσια απόσταση μετά από ένα τικ κάποιου κοσμικού ρολογιού, τετραπλάσια απόσταση μετά από άλλο ένα τικ, οκταπλάσια απόσταση μετά από τρία τικ, δεκαεξαπλάσια απόσταση μετά από 4 τικ κ.ο.κ. Θα έμοιαζε σαν κάθε βήμα να μας φέρνει σ4ε διπλάσια απόσταση από το προηγούμενο βήμα. Αυτό φαινόταν τελείως μη ρεαλιστικό, ακόμη και όταν ανακαλύφθηκε η διαστολή του σύμπαντος, αργότερα κατά το 1920. Στο διαστελλόμενο σύμπαν όπως το βλέπουμε τώρα, οι αποστάσεις μεταξύ των "σωματιδίων" (σμήνη γαλαξιών) αυξάνει σταθερά - κάνουν δηλαδή ένα βήμα για κάθε τικ του ατομικού ρολογιού, έτσι οι αποστάσεις αυξάνουν κατά δύο συνολικά βήματα μετά από δύο τικ, τρία βήματα μετά από τρία τικ κ.ο.κ. Στα 1980 όμως, όταν η θεωρία του πληθωρισμού έδειξε ότι το σύμπαν υπέστη μια εκθετική διαστολή κατά το πρώτο κλάσμα του δευτερολέπτου μετά τη γέννησή του, αυτή η πληθωριστική εκθετική διαστολή φάνηκε ότι μπορούσε να περιγραφεί ακριβώς από το μοντέλο του de Sitter, την πρώτη επιτυχή κοσμολογική λύση των εξισώσεων του Einstein της Γενικής Σχετικότητας. 1o, 2ο, 3ο,4ο,5ο |