Wszechświat z bąbli

Wszechświat z bąbli?

Powrót do Biblioteki

Alan Guth

Jeśli kosmologiczna teoria inflacji (rozszerzania się) jest uzasadniona, znaczy to, że Wszechświat jest znacznie większy, niż myśleliśmy. Najbardziej prawdopodobne, że jest także o wiele starszy i zawiera nie jeden, lecz nieskończenie wiele wielkich wybuchów.

Teoria inflacji została opracowana, aby wyjaśnić obserwowane cechy wszechświata i okazała się w znaczącym stopniu skuteczna. Jednym z przykładów jest natura kosmicznego promieniowania tła, które kosmolodzy interpretują jako pozostałość właśnie wielkiego wybuchu.

Astronomowie przeprowadzili precyzyjne pomiary tego promieniowania i stwierdzili, że dociera ono do Ziemi ze wszystkich kierunków z tym samym natężeniem – z nadzwyczajną dokładnością 1/1000 procenta. Śledząc w tył historię tego promieniowania kosmolodzy dochodzą do wniosku, że temperatura oraz gęstość materii wszechświata musiały być równomierne z tą samą dokładnością w czasie, gdy promieniowanie tła zostało wyemitowane, czyli ok. 300.000 lat po wielkim wybuchu. Musimy zgodzić się na tak skrajną jednorodność wczesnego wszechświata, ale bez inflacji nie jesteśmy w stanie jej wytłumaczyć. Obliczenia wykazują, że bez inflacji nie byłoby wystarczająco wiele czasu na to, aby tak doskonała jednorodność mogła się wytworzyć. Zatem zmuszeni jesteśmy przyjąć, bez [dalszego] wyjaśnienia, że wszechświat był jednorodny od samego początku.

Mimo swej nazwy teoria wielkiego wybuchu nie dotyczy wielkiego wybuchu. Opisuje ona tylko, co zdarzyło się po wielkim wybuchu. Opisuje w jaki sposób wczesny, gorący i gęsty wszechświat rozszerzał się i ochładzał; w jaki sposób syntezowały się lekkie pierwiastki podczas tej ekspansji i w jaki sposób materia skupiała się tworząc galaktyki i gwiazdy. Ale teoria ta nie wyjaśnia, co wybuchło albo co spowodowało ów wybuch i dlatego nie czyni ona żadnych ustaleń o jednorodności wszechświata natychmiast po wybuchu.

Natomiast inflacja potrafi wyjaśnić sam wybuch wielkiego wybuchu. Wychodzi ona od propozycji, biorącej się ze współczesnej fizyki cząstek elementarnych, że nadzwyczajnie wysoka gęstość materii prowadzi do odwrócenia grawitacji, która jest wówczas siłą odpychającą, a nie przyciągającą.

Z powodów, które w tym miejscu nie są ważne, materia w takiej postaci jest zwana „fałszywą próżnią”. Inflacja jest propozycją (hipotezą), że eksplozja wszechświata widocznego obecnie jest rezultatem grawitacyjnej repulsji fałszywej próżni, która wypełniła sobą wszechświat w ciągu ułamka sekundy jego najwcześniejszej historii.

Teoria ta mówi, że ekstremalna jednorodność wszechświata została ustanowiona wcześnie, zanim rozpoczęła się inflacja. W tym krótkim horyzoncie czasu region przeznaczony na dzisiejszy wszechświat był maleńki – mniejszy niż jedna miliardowa rozmiaru pojedynczego protonu. W tak małej objętości było wystarczająco wiele czasu na to, aby jednorodność wytworzyła się w procesie podobnym do tego, jaki równomiernie wypełnia powietrzem nasze mieszkanie. Gdy już owa równomierność (jednorodność) została osiągnięta, inflacja następowała dalej zmuszając region do rozrośnięcia się do takich rozmiarów, aby pomieścił wszystkie galaktyki i gwiazdy obserwowane dzisiaj.

Inflacja tłumaczy nie tylko jednorodność promieniowania tła kosmicznego, lecz także statystyczne cechy bardzo subtelnych nierównomierności, które można zaobserwować instrumentami tak czułymi, że wychwytują chwilowe odchylenia o wielkości mniejszej niż 1/1000 procenta.

Podczas, gdy inflację musimy testować i oceniać z punktu widzenia obserwowalnych cech naszego wszechświata, ciekawość nakłania do pytań – co inflacja mówi o wszechświecie w ogóle? Odpowiedź jest zdumiewająca.

Odpychanie grawitacyjne fałszywej próżni, które – jak wierzymy – napędzało proces inflacji, było tak silne, że doprowadziło do niesłychanie szybkiej ekspansji. Region podwajał swoją objętość /.../ co 10^-37 sekundy tak długo, dopóki fałszywa próżnia jeszcze mogła się utrzymać. Dopiero po pewnym czasie fałszywa próżnia staje się niestabilna i w pewnym momencie „zanika” przeobrażając swoją energię w gorącą zupę zwykłych cząstek. Od tego punktu scenariusz jest taki sam jak w klasycznym obrazie wielkiego wybuchu. Jednakże tak szybka ekspansja początkowa bardzo zdecydowanie sugeruje, że wszechświat powinien być daleko większy, niż ktokolwiek mógłby sobie wyobrazić. Tak więc obserwowana część wszechświata jest tylko niewielkim kawałkiem w znacznie większej przestrzeni.

Ale cała historia jest dużo bardziej skomplikowana. Fałszywa próżnia jest niestabilna, ale w większości wersji modelu zanika ona w podobny sposób jak substancja radioaktywna, np. rad. Zanik opisywany jest przez okres połowicznego rozpadu. Jednakże, w przeciwieństwie do materiału radioaktywnego, fałszywa próżnia ekspanduje podczas swego rozpadu, a ekspansja jest szybsza niż rozpad. Toteż tylko połowa fałszywej próżni pozostaje po okresie połowicznego rozpadu, ale zajmuje objętość większą niż początkowo. Zatem fałszywa próżnia nigdy nie zanika, lecz stale powiększa swoją objętość. Kawałki regionów fałszywej próżni zanikają w sposób losowy produkując bąble wszechświatów ze stale rosnąca szybkością. Nasz wszechświat byłby więc jednym ze wszechświatów na tym nieskończonym drzewie bąbli.

Diagram zamieszczony poniżej ukazuje uproszczony obraz tego, w jaki sposób pracuje ta ewolucja. Górny poziom ilustruje region fałszywej próżni. Drugi od góry poziom pokazuje ten sam region po okresie połowicznego rozpadu. Dla ilustracji przyjąłem, że powiększył się on 4-krotnie, ale wyliczony współczynnik jest znacznie większy. Na tym drugim poziomie mamy region, w którym fałszywa próżnia zanikła tworząc bąbel wszechświata oraz dwa regiony, które pozostają fałszywą próżnią. Każdy z tych dwóch utrzymujących się regionów fałszywej próżni jest wielkości regionu początkowego.

Trzeci poziom pokazuje ewolucję po upływie kolejnego okresu połowicznego rozpadu. Są tu dwa następne bąble wszechświatów wyprodukowane z dwóch regionów fałszywej próżni, które mieliśmy na drugim poziomie oraz cztery kolejne regiony fałszywej próżni, tak duże jak region początkowy. Ten proces może trwać w nieskończoność. Bąble nie powinny z sobą kolidować (prawdopodobieństwo kolizji jest znikome), więc obserwator prawie nie ma szans dostrzeżenia jakiejkolwiek oznaki istnienia innych bąbli (wszechświatów). Mimo to wydaje się, że dokładniejsze zrozumienie nieskończonego drzewa wszechświatów będzie niezbędne dla wysnucia statystycznych przewidywań o cechach naszego wszechświata, który zapewne jest typową „gałęzią” drzewa.

Badając scenariusze podobne do przedstawionego kosmolodzy na ogół zakładają, że prawa fizyki są identyczne w całym tym wielobąblowym świecie. Nie mamy żadnego sposobu, aby się o tym upewnić, lecz naszym celem jest zrozumienie konsekwencji praw fizyki, które znamy, a nie spekulować jałowo o innych mistycznych światach.

Mimo to zachodzi możliwość, że inne bąble są bardzo różne od naszego. Chociaż wydaje się, że pusta przestrzeń jest pozbawiona cech, [to nieprawda]. Według współczesnej fizyki pusta przestrzeń jest niesłychanie skomplikowaną substancją. Pojawiają się i znikają pary cząstek i antycząstek, a cała przestrzeń rozpada się na słabo jeszcze opisaną „piankę kwantową”, gdyby spojrzeć na nią w powiększeniu wystarczającym na rozróżnienie odległości 10^-33 centymetra.

Z powodu tej złożoności fizycy nie wiedzą, czy tylko jeden rodzaj pustej przestrzeni jest stabilny, a także czy w ogóle istnieje wiele ich rodzajów. Inne rodzaje przestrzeni mogą nie być trójwymiarowe, cząstki elementarne mogą w nich mieć inne masy a siły mogą inaczej determinować ich zachowanie. Jeśli może istnieć wiele rodzajów przestrzeni, nieskończone drzewo bąbli może reprezentować wszystkie te możliwości.

[Problem polega na tym, że podczas inflacji zostają złamane symetrie czasoprzestrzeni i materii. Tylko niektóre elementy symetrii zostały w naszym wszechświecie zachowane. Nie wiadomo, czy w innych wszechświatach stało się tak samo, czy inaczej – przyp. red.]

Artykuł z STEPHEN HAWKING'S UNIVERSE television series. Na stronie http://www.pbs.org/wnet/hawking/html/home.html znajdują się ponadto prace takich kosmologów jak Marcelo Gleiser, Michio Kaku, Carlos Frenk, Seth Shostak, Lee Smolin, a także materiały edukacyjne ze współczesnej kosmologii.