Ο Πληθωρισμός για αρχάριους
Μέρος 1ο

Άρθρο του John Gribbin, Ιούνιος 2004

1o, 2ο, 3ο,4ο,5ο

Η λέξη πληθωρισμός έχει μπει οριστικά στο λεξιλόγιο των κοσμολόγων από τη δεκαετία του 1990. Μάλιστα αναφέρονται όλο και περισσότερες παραλλαγές των διαφορετικών εκδόσεων περί πληθωρισμού για να επιλέξετε. Οι νεοφερμένοι λοιπόν στην κοσμολογία, μπορούν να ξεκινήσουν από το εισαγωγικό αυτό άρθρο τη γνωριμία τους με τη θεωρία του πληθωρισμού.

Ο λόγος για τον οποίο χρειάζεται η κοσμολογία κάτι σαν τον πληθωρισμό, φαίνεται από δύο προβλήματα κεντρικής σημασίας που συζητήθηκαν στη δεκαετία του 1970.

Το πρώτο ήταν το πρόβλημα του ορίζοντος - το αίνιγμα δηλαδή ότι το σύμπαν μοιάζει το ίδιο σε αντιδιαμετρικές μεριές του ουρανού (αντίθετοι ορίζοντες), παρόλο που δεν υπήρξε αρκετός χρόνος από την εποχή του Bιg Bang ώστε το φως (ή οτιδήποτε άλλο) να προλάβει να ταξιδέψει κατά τη διάμετρο του σύμπαντος και ξανά πίσω ως τα μάτια του παρατηρητή. Τότε πώς γνωρίζουν οι αντίθετοι ορίζοντες τι συμβαίνει στα αντιδιαμετρικά σημεία ώστε να έχουν τις ίδιες ιδιότητες; 

Το δεύτερο αίνιγμα λέγεται πρόβλημα της επιπεδότητας. Πρόκειται για το αίνιγμα της σχεδόν επίπεδης γεωμετρίας που παρουσιάζει το σύμπαν, πράγμα που σημαίνει ότι το σύμπαν βρίσκεται πάνω ακριβώς στη διαχωριστική γραμμή μεταξύ της αιώνιας διαστολής και της μελλοντικής του συστολής και κατάρρευσης. 

Το πρόβλημα της επιπεδότητας μπορεί να γίνει κατανοητό με βάση την πυκνότητα του σύμπαντος. Η παράμετρος της πυκνότητας είναι ένα μέτρο της ποσότητας της ύλης που αλληλεπιδρά βαρυτικά στο σύμπαν, και συνήθως παριστάνεται με το ελληνικό γράμμα Ω. Είναι δε επίσης γνωστή και ως παράμετρος επιπεδότητας. Ορίζεται κατά τέτοιο τρόπο ώστε αν το σύμπαν είναι ακριβώς επίπεδο, έχει τιμή Ω=1. Πριν την ανάπτυξη της ιδέας του πληθωρισμού, ένα από τα μεγάλα αινίγματα της κοσμολογίας ήταν το γεγονός ότι η πραγματική πυκνότητα του σύμπαντος σήμερα είναι πολύ κοντά σ' αυτή την κρίσιμη τιμή - μέσα βέβαια στα όρια ενός παράγοντα 10. Κάτι τέτοιο είναι περίεργο γιατί καθώς το σύμπαν διαστέλλεται από τη στιγμή του Bιg Bang και ύστερα, η διαστολή θα απομακρύνει την παράμετρο πυκνότητας από την κρίσιμη τιμή της. 

Αν το σύμπαν ξεκίνησε τη ζωή του με μια τιμή της παραμέτρου μικρότερη από 1, το Ω γίνεται μικρότερο καθώς το σύμπαν γερνάει, ενώ αν ξεκινάει με τιμή μεγαλύτερη του 1, το Ω γίνεται μεγαλύτερο καθώς το σύμπαν γερνάει. Το γεγονός ότι το Ω είναι μεταξύ 0,1 και 1 σήμερα, σημαίνει ότι στο πρώτο δευτερόλεπτο του Bιg Bang ήταν ακριβώς 1, με μια ακρίβεια 1 μέρος στα 10⁶⁰  .  Αυτό κάνει την τιμή της παραμέτρου της πυκνότητας, μια από τις πιο καλά προσδιορισμένες τιμές των φυσικών ποσοτήτων σε ολόκληρη την επιστήμη, και το φυσικό συμπέρασμα που θα βγάζαμε από κάτι τέτοιο θα ήταν ότι η τιμή της και σήμερα και πάντα ήταν ακριβώς ίση με 1. Μια σημαντική συνέπεια αυτού του γεγονότος είναι ότι πρέπει να υπάρχει μια τεράστια ποσότητα σκοτεινής ύλης στο σύμπαν. Μια άλλη συνέπεια είναι ότι το σύμπαν έγινε επίπεδο με τον πληθωρισμό. 

Ο πληθωρισμός είναι ένας γενικός όρος για τα μοντέλα του πολύ πρώιμου σύμπαντος, ο οποίος περιλαμβάνει μια σύντομη περίοδο εξαιρετικά γρήγορης (εκθετικής) διαστολής, η οποία ξεκινώντας από μια περιοχή μικρότερη και από ένα πρωτόνιο την μεγάλωσε στο μέγεθος ενός γκρέιπ φρουτ (ή και ακόμη μεγαλύτερο), μέσα σ' ένα μικρό κλάσμα δευτερολέπτου. Η διαδικασία αυτή εξομάλυνε το χωροχρόνο ώστε να κάνει το σύμπαν επίπεδο, και να λύσει επίσης το πρόβλημα του ορίζοντος, παίρνοντας περιοχές που βρίσκονταν αρχικά τόσο κοντά ώστε να ανταλλάσσουν πληροφορίες, και απομακρύνοντάς τις πάρα πολύ προς αντίθετες κατευθύνσεις αυτού που σήμερα αποτελεί το ορατό σύμπαν. 

Ο πληθωρισμός καθιερώθηκε ως το μοντέλο του πρώιμου Σύμπαντος, κατά τη δεκαετία του 1980. Γνώρισε επιτυχία, όχι μόνο γιατί ξεδιάλυνε αρκετά αινίγματα για τη φύση του σύμπαντος, αλλά και γιατί χρησιμοποίησε τα συμπεράσματα των θεωριών ενοποίησης (GUT) της σωματιδιακής φυσικής που είχαν αναπτυχθεί από τους θεωρητικούς φυσικούς των σωματιδίων τελείως ανεξάρτητα από την κοσμολογία. Οι θεωρίες αυτές των σωματιδίων είχαν αναπτυχθεί χωρίς καμιά σκέψη ότι θα μπορούσαν να εφαρμοστούν στην κοσμολογία, και η απροσδόκητη επιτυχία τους στον τομέα αυτόν, σήμανε για αρκετούς ανθρώπους ότι πράγματι πρέπει να μας λένε κάτι θεμελιακά σημαντικό για το σύμπαν. 

Ο γάμος της σωματιδιακής φυσικής και της κοσμολογίας μοιάζει να μας δίνει μια εξήγηση πως ξεκίνησε το σύμπαν, και πως κατέληξε στη σημερινή μορφή του. Ο πληθωρισμός, θεωρείται συνεπώς σαν η πιο σημαντική ανάπτυξη στην κοσμολογική σκέψη μετά την ανακάλυψη ότι σύμπαν διαστέλλεται, πράγμα που μας οδήγησε στην παραδοχή του Bιg Bang. 

Σήμερα δεχόμαστε ότι το σύμπαν γεννήθηκε από μια ανωμαλία, ένα σημείο με άπειρη πυκνότητα, πριν από 15 δισ. χρόνια περίπου (οι κοσμολόγοι διαφωνούν για την ακριβή στιγμή δημιουργίας του σύμπαντος, αλλά αυτό δεν αλλάζει την επιχειρηματολογία). Η κβαντομηχανική μας λέει ότι δεν έχει νόημα να μιλάμε με ακρίβεια σε τόσο ακραίες συνθήκες, και ότι αντίθετα θα πρέπει να θεωρήσουμε τη διαστολή ότι ξεκίνησε από μια περιοχή όχι μεγαλύτερη από το λεγόμενο μήκος Planck  (10^-35m), όταν η πυκνότητα δεν ήταν πια άπειρη αλλά "μόνο" 1094 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό. Αυτά είναι τα απόλυτα όρια στο μέγεθος και στην πυκνότητα από τα οποία αρχίζει να εφαρμόζεται η κβαντική μηχανική. 

1o, 2ο, 3ο,4ο,5ο