|
|
|
Ο Πληθωρισμός για αρχάριους
|
1o, 2ο, 3ο,4ο,5οΕπειδή πολύ πυκνές περιοχές μεγεθύνονται εκθετικά γρήγορα (διπλασιάζονται σε μέγεθος κάθε ένα κλάσμα δευτερολέπτου), αποδεικνύεται ότι ο όγκος όλων των περιοχών αυτού του σούπερ-σύμπαντος με διπλάσια από οποιαδήποτε πυκνότητα και αν θεωρήσουμε, είναι 10 υψωμένο στη δύναμη των 10.000.000 φορές μεγαλύτερος από τον όγκο του σούπερ-σύμπαντος με τη δεδομένη πυκνότητα. Για κάθε δεδομένη πυκνότητα, η περισσότερη ύλη με την πυκνότητα αυτή βρίσκεται κοντά στο κέντρο μιας διαστελλόμενης φυσαλίδας, με μια συγκέντρωση πιο πυκνών περιοχών ύλης γύρω από το όριο της φυσαλίδας. Αλλά ακόμη και αν κάποια από την πιο πυκνή ύλη βρίσκεται γύρω από τα όρια χαμηλής πυκνότητας φυσαλίδων, υπάρχει ακόμη περισσότερη (τρομακτικά περισσότερη!), ύλη υψηλότερης πυκνότητας, στα κέντρα άλλων φυσαλίδων υψηλότερης πυκνότητας, κ.ο.κ. Η ανακάλυψη αυτής της παραλλαγής του θέματος σε δομή φράκταλ, εξέπληξε τους ερευνητές τόσο πολύ ώστε την επιβεβαίωσαν με 4 ανεξάρτητες μεθόδους πριν την ανακοινώσουν στους συναδέλφους τους. Επειδή η κατανομή πυκνότητας δεν είναι ομοιόμορφη σε κατάλληλες κλίμακες αποστάσεων, σημαίνει ότι όχι μόνο είναι πιθανόν να ζούμε κοντά στο μέσον μιας φυσαλίδας-σύμπαντος, αλλά ότι η πυκνότητα της περιοχής του χώρου που μπορούμε να δούμε, μπορεί να είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, αντισταθμιζόμενη με επιπλέον πυκνότητα που βρίσκεται πέρα από το πεδίο αντίληψής μας. Αυτό μας βολεύει, επειδή οι παρατηρήσεις που έγιναν από το τηλεσκόπιο Hubble δείχνουν ότι τα κοσμολογικά μοντέλα που απαιτούν ακριβώς την κρίσιμη πυκνότητα ύλης μπορεί να συναντήσουν προβλήματα. Αλλά υπάρχει και κάτι άλλο. Οι παρατηρήσεις του Hubble υποθέτουν ότι η παράμετρος που μετράει το ρυθμό με τον οποίο το σύμπαν διαστέλλεται, η σταθερά του Hubble, είναι πραγματικά μια σταθερά, η ίδια παντού μέσα στο παρατηρήσιμο σύμπαν. Εάν η ομάδα του Linde έχει δίκιο όμως, η μετρούμενη τιμή της σταθεράς μπορεί να είναι διαφορετική για γαλαξίες σε διαφορετικές αποστάσεις από μας, πράγμα που είναι σα να αφήνουμε τη γάτα ελεύθερη ανάμεσα στα κοσμολογικά περιστέρια. Μπορεί να μοιάζουμε να ζούμε σ' ένα χαμηλής πυκνότητας σύμπαν, στο οποίο τόσο η μετρούμενη πυκνότητα και η τιμή της σταθεράς του Ηubble, θα εξαρτώνται από τον συγκεκριμένο όγκο του σύμπαντος στον οποίο μετρούνται αυτές οι ιδιότητες! Κάτι τέτοιο θα σήμαινε εγκατάλειψη πολλών επιφανών ιδεών για το σύμπαν, και μπορεί να είναι πολύ δύσκολο για αρκετούς κοσμολόγους για να καταπιούν τη νέα ιδέα. Αλλά υπάρχει μια απλούστερη λύση στο αίνιγμα της πυκνότητας, μια λύση που περιλαμβάνει μόνο παιχνίδι με τα μοντέλα του πληθωρισμού, και όχι αμφισβήτηση των καθιερωμένων και πλατιά διαδεδομένων δογμάτων της κοσμολογίας. Αυτό μπορεί να την κάνει περισσότερο αποδεκτή στους κοσμολόγους και είναι τόσο απλή που πέφτει στην κατηγορία εκείνων των μεγάλων ιδεών που λέμε: "πως δεν το είχαμε σκεφτεί νωρίτερα;" Μια διπλή δόση πληθωρισμού είναι κάτι που θα έκανε τα μέλη μιας κυβέρνησης να χλομιάζουν, αλλά είναι ότι ακριβώς χρειάζονται οι κοσμολόγοι για να σώσουν την αγαπημένη τους θεωρία για την προέλευση του σύμπαντος. Βάζοντας διπλάσιο πληθωρισμό στο σύμπαν, βρέθηκε ένας τρόπος να έχουμε όλα τα πλεονεκτήματα του πληθωριστικού σεναρίου, ενώ αφήνουμε το σύμπαν ακόμη σε μια ανοικτή κατάσταση, ώστε να συνεχίσει τη διαστολή του για πάντα. Σ' αυτά τα πιο απλά μοντέλα του πληθωρισμού, θυμηθείτε ότι το μεγάλο πρόβλημα είναι πως μετά τον πληθωρισμό ακόμη και το παρατηρήσιμο σύμπαν απομένει σαν μια μάζα από φυσαλίδες, καθεμιά από τις οποίες διαστέλλεται με τον δικό της τρόπο. Δεν παρατηρούμε σημάδια αυτής της δομής, πράγμα που έχει οδηγήσει σε όλες τις τελειοποιήσεις και παραλλαγές του βασικού μοντέλου. Τώρα όμως οι Martin Bucher και Neil Turok, του Princeton, από κοινού με τον Alfred Goldhaber, του πολιτειακού πανεπιστημίου της Νέας Υόρκης έχουν μετατρέψει αυτή τη δυσκολία σε πλεονέκτημα. Αυτοί προτείνουν ότι όταν το σύμπαν ομογενοποιήθηκε από την αρχική ώθηση του πληθωρισμού, ένα δεύτερο ξέσπασμα πληθωρισμού θα μπορούσε να έχει συμβεί μέσα σε μια από τις φυσαλίδες. Καθώς αρχίζει ο πληθωρισμός (ουσιαστικά σε ένα σημείο), η πυκνότητα ξαναγίνεται πρακτικά μηδέν και στη συνέχεια αυξάνεται προς την κρίσιμη πυκνότητα καθώς προχωρεί ο πληθωρισμός, και ενέργεια από το πεδίο που προκαλεί τον πληθωρισμό μετατρέπεται σε μάζα. Αλλά επειδή το σύμπαν έχει ήδη ομογενοποιηθεί, δεν υπάρχει ανάγκη να απαιτήσουμε ότι αυτό το νέο ξέσπασμα πληθωρισμού θα διαρκέσει μέχρι η πυκνότητα να φτάσει στην κρίσιμη τιμή. Μπορεί να σταματήσει λίγο νωρίτερα, αφήνοντας μια ανοιχτή φυσαλίδα (αυτό που βλέπουμε ως ορατό σύμπαν) να συνεχίζει τη διαστολή της με πιο ήπιους ρυθμούς. Οι ερευνητές αυτοί χρησιμοποιούν αυτό που έμοιαζε με μοιραίο λάθος στο αρχικό μοντέλο του Guth. Σύμφωνα με τον Bucher και τους συνεργάτες του, ένα τελικό προϊόν που μοιάζει πάρα πολύ με το σύμπαν μέσα στο οποίο ζούμε, μπορεί να προκύψει φυσικά με τον τρόπο αυτόν, χωρία να απαιτείται κάποια ιδιαίτερη επιπλέον ρύθμιση των πληθωριστικών παραμέτρων. Το μόνο που έκαναν είναι να χρησιμοποιήσουν την πολύ απλούστερη αρχική θεωρία, πηγαίνοντας πίσω στη δουλειά του Allan Guth, αλλά να την εφαρμόσουν δυο φορές. Και δεν χρειάζεται να σταματήσεις εκεί. Όταν κάθε μέρος του διαστελλόμενου χωροχρόνου έχει εξομαλυνθεί από τον πληθωρισμό, οι νέες πληθωριστικές φυσαλίδες που γεννιούνται μέσα σ' αυτή την περιοχή του χωροχρόνου, θα έχουν εξομαλυνθεί από τα πριν και θα μπορούν να τελειώσουν με οσοδήποτε ποσότητα μάζας, από μηδέν, μέχρι και την κρίσιμη πυκνότητα (όχι όμως περισσότερη). Αυτό θα ήταν αρκετό για να κάνει ευτυχή τον καθένα. Πράγματι, το μεγαλύτερο πρόβλημα τώρα είναι ότι το λεξιλόγιο της κοσμολογίας δεν φαίνεται επαρκές για την περιγραφή όλων των νέων δραστηριοτήτων. Ο όρος Σύμπαν, με κεφαλαίο Σ, χρησιμοποιείται συνήθως για κάθε τι που μπορούμε να γνωρίσουμε, το σύνολο του χώρου και του χρόνου που είναι προσιτό στα όργανα μέτρησης που διαθέτουμε, τώρα και στο μέλλον. Αυτός μπορεί να φαίνεται ως κατανοητός ορισμός και στο παρελθόν χρησιμοποιήθηκε ως συνώνυμος όλων όσων υπάρχουν. Αλλά η εξέλιξη των ιδεών όπως ο πληθωρισμός, μας δείχνει ότι υπάρχει κάτι ακόμα πέρα από τα σύνορα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος. Περιοχές του χώρου και του χρόνου που κατ' αρχήν είναι μη παρατηρήσιμες, όχι γιατί το φως από αυτές δεν είχε τον απαραίτητο χρόνο να φτάσει ως εμάς, ή γιατί τα τηλεσκόπιά μας δεν είναι αρκετά ευαίσθητα για να ανιχνεύσουν το φως τους! Αυτό έχει οδηγήσει σε κάποια αμφιβολία στη χρήση του όρου Σύμπαν. Μερικοί άνθρωποι περιορίζουν τον όρο στο παρατηρήσιμο Σύμπαν, ενώ άλλοι σχολιάζουν ότι θα έπρεπε να αναφέρεται στο σύνολο του χώρου και του χρόνου. Αν χρησιμοποιούμε τον όρο Σύμπαν για τη δική μας διαστελλόμενη φυσαλίδα χωροχρόνου, για κάθε τι που είναι κατ' αρχήν ορατό με τα τηλεσκόπιά μας, τότε ο όρος Κόσμος θα μπορούσε ίσως να χρησιμοποιηθεί για το σύνολο του χώρου και του χρόνου, εντός του οποίου (αν το πληθωριστικό σενάριο είναι σωστό), θα μπορούσε να υπάρχει ένας απεριόριστα μεγάλος αριθμός άλλων διαστελλόμενων φυσαλίδων χωροχρόνου, άλλα σύμπαντα με τα οποία δεν θα μπορέσουμε ποτέ να επικοινωνήσουμε. Οι κοσμολόγοι ίσως θα έπρεπε να είναι ευτυχείς με την υπόθεση αυτή, γιατί κάνει το αντικείμενό τους άπειρα μεγαλύτερο και συνεπώς άπειρα σημαντικότερο! 1o, 2ο, 3ο,4ο,5ο |