Κοιτάζοντας έξω στο σύμπαν μας σήμερα, βλέπουμε όχι μόνο μια τεράστια ποικιλία από αστέρια και γαλαξίες τόσο κοντά όσο και μακριά, βλέπουμε επίσης μια περίεργη σχέση: όσο πιο μακριά είναι ένας μακρινός γαλαξίας, τόσο πιο γρήγορα φαίνεται να απομακρύνεται από εμάς. Σε κοσμικό επίπεδο, το Σύμπαν επεκτείνεται, με όλους τους γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών να απομακρύνονται μεταξύ τους με την πάροδο του χρόνου. Κατά το παρελθόν λοιπόν το Σύμπαν ήταν θερμότερο, πιο πυκνό και όλα ήταν πιο κοντά.
Υπάρχει μια μεγάλη ποικιλία επιστημονικών αποδείξεων που υποστηρίζουν την εικόνα του διαστελλόμενου Σύμπαντος και της Μεγάλης Έκρηξης. Ολόκληρη η υλο-ενέργεια του Σύμπαντος απελευθερώθηκε σε ένα γεγονός που κράτησε λιγότερο από 10 ^ – 30 δευτερόλεπτα. το πιο ενεργητικό πράγμα που θα συμβεί ποτέ στην ιστορία του σύμπαντος μας.
Αν προχωρήσουμε όσο μπορούμε στο παρελθόν, θα ήμασταν σε μια εποχή πριν σχηματιστούν οι πρώτοι γαλαξίες. πριν να αναφλεγούν τα πρώτα αστέρια. πριν από την ύπαρξη ουδέτερων ατόμων ή ατομικών πυρήνων ή ακόμα και σταθερών ουσιών. Η πρώτη στιγμή κατά την οποία μπορούμε να περιγράψουμε το Σύμπαν μας ως καυτό, πυκνό και ομοιόμορφα γεμάτο από πράγματα, είναι γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη. .
Αν κοιτάζετε ολοένα και πιο μακριά, κοιτάζεται και μακρύτερα στο παρελθόν. Όσο νωρίτερα πηγαίνετε, τόσο θερμότερο και πυκνότερο, καθώς και λιγότερο ανεπτυγμένο, το Σύμπαν αποδεικνύεται ότι είναι. Τα πρώτα σήματα μπορούν ακόμα και να μας πουν για το τι συνέβη πριν από τις στιγμές του καυτού Big Bang.
Αλλά η Μεγάλη Έκρηξη δεν ήταν η αρχή του Σύμπαντος . Πριν από αυτή, υπήρξε μια περίοδος γνωστή ως κοσμικός πληθωρισμός, ο οποίος ήρθε νωρίτερα και δημιούργησε το καυτό Big Bang. Ενώ ζούμε σε ένα αναπτυσσόμενο, ψυχρό Σύμπαν είναι δύσκολο να υποθέσουμε, ο πληθωρισμός ζωγραφίζει μια εντελώς διαφορετική εικόνα. Ας δούμε τι θα ήταν να ζούμε σε ένα ‘φουσκωμένο’ Σύμπαν
Αν προχωρήσουμε στο παρελθόν όσο μπορούμε, θα ήμασταν σε μια εποχή πριν σχηματιστούν οι πρώτοι γαλαξίες. πριν να αναφλεγούν τα πρώτα αστέρια. πριν από την ύπαρξη ουδέτερων ατόμων ή ατομικών πυρήνων ή ακόμα και σταθερών ουσιών. Η πρώτη στιγμή κατά την οποία μπορούμε να περιγράψουμε το Σύμπαν μας ως καυτό, πυκνό και ομοιόμορφα γεμάτο από ενέργεια, είναι γνωστή ως Μεγάλη Έκρηξη. Δείτε πώς ξεκίνησε για πρώτη φορά.
Αν κοιτάζετε ολοένα και πιο μακριά, κοιτάζετε μακρύτερα και μακρύτερα στο παρελθόν. Όσο νωρίτερα πηγαίνετε, τόσο θερμότερο και πυκνότερο, καθώς και λιγότερο ανεπτυγμένο, αποδεικνύεται ότι είναι το Σύμπαν. Τα πρώτα σήματα μπορούν ακόμη και να μας πουν για το τι συνέβη πριν από τις στιγμές του καυτού Big Bang.
Μερικοί από εσάς πρόκειται να διαβάσετε την τελευταία πρόταση και να μπερδευτείτε. Μπορεί να ρωτήσετε, “δεν είναι το Big Bang η γέννηση του χρόνου και του χώρου;” Σίγουρα; έτσι ήταν όπως σχεδιάστηκε αρχικά. Πάρτε κάτι που διευρύνεται συνεχώς και έχει ένα συγκεκριμένο μέγεθος και ηλικία σήμερα και μπορείτε να πάτε πίσω σε μια εποχή όπου ήταν αυθαίρετα μικρό και πυκνό. Όταν φτάσετε σε ένα μόνο σημείο, θα δημιουργήσετε μια μοναδικότητα: τη γέννηση του χώρου και του χρόνου.
Μόνο που υπάρχει ένας τόνος αποδείξεων που δείχνει μια μη μοναδική προέλευση στο σύμπαν μας. Ποτέ δεν επιτύχαμε αυτές τις αυθαίρετα υψηλές θερμοκρασίες. υπάρχει ένα όριο. Αντ ‘αυτού, το Σύμπαν μας περιγράφεται καλύτερα από μια πληθωριστική περίοδο που συνέβη πριν από τη Μεγάλη Έκρηξη και το Big Bang είναι το επακόλουθο αυτού που συνέβη στο τέλος του πληθωρισμού. Ας περάσουμε με αυτό που μοιάζει.
Μια απεικόνιση του πρώιμου σύμπαντος που αποτελείται από κβαντικό αφρό, όπου οι κβαντικές διακυμάνσεις είναι μεγάλες, ποικίλες και σημαντικές στις μικρότερες κλίμακες. Κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, αυτές οι διακυμάνσεις εκτείνονται σε όλες τις κλίμακες του Σύμπαντος, φτάνοντας σε μεγαλύτερες με την πάροδο του χρόνου.
Κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού, το Σύμπαν είναι εντελώς άδειο. Δεν υπάρχουν σωματίδια, ύλη, δεν υπάρχουν φωτόνια. απλά ένας κενός χώρος. Αυτός ο κενός χώρος έχει μια τεράστια ποσότητα ενέργειας μέσα του, με την ακριβή ποσότητα ενέργειας να κυμαίνεται ελαφρώς με την πάροδο του χρόνου. Αυτές οι διακυμάνσεις μεγαλώνουν σε μεγαλύτερες κλίμακες, ενώ παράλληλα δημιουργούνται νέες, μικρής κλίμακας διακυμάνσεις. .
Αυτό συνεχίστηκε όσο συνεχιζόταν ο πληθωρισμός. Αλλά ο πληθωρισμός θα τελειώσει τυχαία και όχι σε όλες τις τοποθεσίες ταυτόχρονα. Στην πραγματικότητα, εάν ζούσατε σε ένα Σύμπαν που “φουσκώνει” πιθανότατα θα δείτε μια κοντινή σας περιοχή που θα έχει τελειώσει ο πληθωρισμός, ενώ ο χώρος ανάμεσα σε εσάς και σε αυτόν θα επεκτεινόταν εκθετικά. Για μια σύντομη στιγμή, θα δείτε τι συμβαίνει στην αρχή ενός Big Bang προτού η περιοχή εξαφανιστεί από μπροστά σας.
Σε ένα σύμπαν που “φουσκώνει”, ο χώρος – σαν ένα πλέγμα – που θα βλέπατε θα είχε μικροσκοπικές κβαντικές διακυμάνσεις που υπερτίθενται πάνω του, αλλά θα είναι μη-ομοιόμορφο και μη περιγράψιμο, απλώς θα επεκτείνεται εκθετικά. Όταν τελειώσει ο πληθωρισμός, θα πρέπει να υπάρχει ένα σύντομο «παράθυρο» προς ένα νέο Σύμπαν, όπου λαμβάνει χώρα το καυτό Big Bang.
Σε μια αρχικά, σχετικά μικρή περιοχή, ίσως όχι μεγαλύτερη από μια μπάλα ποδοσφαίρου αλλά ίσως πολύ μεγαλύτερη, η ενέργεια που είναι εγγενής στο χώρο μετατρέπεται σε ύλη και ακτινοβολία. Η διαδικασία μετατροπής είναι σχετικά γρήγορη, λαμβάνοντας χώρα περίπου 10 ^ -33 δευτερόλεπτα, αλλά όχι στιγμιαία. Καθώς η ενέργεια που δεσμεύεται στο ίδιο το διάστημα μετατρέπεται σε σωματίδια, αντι-σωματίδια, φωτόνια και άλλα, η θερμοκρασία αρχίζει να αυξάνεται ραγδαία.
Επειδή η ποσότητα ενέργειας που μετατρέπεται είναι τόσο μεγάλη, όλα θα κινούνται κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Τα πάντα θα συμπεριφέρονται ως ακτινοβολία, ανεξάρτητα από το αν τα σωματίδια είναι άμαζα ή με μάζα, δεν έχει σημασία. Αυτή η διαδικασία μετατροπής είναι γνωστή ως επαναθέρμανση και υποδηλώνει πότε ο πληθωρισμός έρχεται στο τέλος του και ξεκινά η σκηνή που είναι γνωστή ως το καυτό Big Bang.
Όσον αφορά την ταχύτητα διαστολής, θα δείτε μια τεράστια αλλαγή. Σε ένα πληθωριστικό Σύμπαν, ο χώρος επεκτείνεται εκθετικά, με τις πιο μακρινές περιοχές να επιταχύνονται όσο περνάει ο καιρός. Αλλά όταν τελειώσει ο πληθωρισμός, το Σύμπαν επαναθερμαίνεται και το καυτό Big Bang ξεκινά, οι πιο απομακρυσμένες περιοχές θα υποχωρούν από σας αργότερα όσο περνάει ο καιρός. Από ένα εξωτερικό σημείο προοπτικής, το τμήμα του σύμπαντος όπου ο πληθωρισμός τελειώνει βλέπει το ρυθμό διαστολής εκεί να πέφτει, ενώ οι περιοχές που ‘φουσκώνουν’ γύρω του δεν βλέπουν τέτοια πτώση.
Συγκρούσεις σωματιδίων υψηλής ενέργειας μπορούν να δημιουργήσουν ζεύγη ύλης-αντιύλης ή φωτόνια, ενώ τα ζεύγη ύλης-αντιύλης εξουδετερώνονται ακαριαία για την παραγωγή φωτονίων, επίσης. Αμέσως μετά το τέλος του πληθωρισμού, το Σύμπαν γεμίζει με σωματίδια, αντι-σωματίδια και φωτόνια, τα οποία αλληλεπιδρούν, εξαυλώνονται, παράγουν νέα σωματίδια, όλα αυτά καθώς το Σύμπαν επεκτείνεται και ψύχεται.
Οι θέσεις όπου τελειώνει ο πληθωρισμός (πριν από το Big Bang) θα γεμίσουν γρήγορα με ύλη, αντιύλη και ακτινοβολία και θα επεκταθούν πιο αργά από τις περιοχές που εξακολουθούν να “φουσκώνουν”.
Αυτές οι περιοχές θα βρεθούν μακριά από όλες τις άλλες περιοχές όπου ο πληθωρισμός συνεχίζει να διαστέλλεται εκθετικά, πράγμα που σημαίνει ότι δεν θα τις βλέπετε ή δεν θα έρχονται σε επαφή. Στην τυπική πληθωριστική εικόνα, εξαιτίας αυτής της αλλαγής του ρυθμού επέκτασης, δεν υπάρχει σχεδόν καμία πιθανότητα ότι οποιαδήποτε δύο Σύμπαντα, όπου συμβαίνουν ξεχωριστά καυτά Big Bangs, θα συγκρουστούν ή θα αλληλεπιδρούν.
Μια απεικόνιση πολλαπλών, ανεξάρτητων Κόσμων, αιτιωδώς αποσυνδεδεμένων μεταξύ τους σε έναν ολοένα και επεκτεινόμενο κοσμικό ωκεανό, είναι μια απεικόνιση της ιδέας του Πολυσύμπαντος. Σε μια περιοχή όπου ξεκινάει η Μεγάλη Έκρηξη και τελειώνει ο πληθωρισμός, ο ρυθμός διαστολής θα μειωθεί, ενώ ο πληθωρισμός συνεχίζεται μεταξύ δύο τέτοιων περιοχών, διαχωρίζοντας τα για πάντα.
Τέλος, η περιοχή στην οποία ήρθαμε για να ζήσουμε γίνεται τυχερή υπό κοσμική άποψη και ο πληθωρισμός τελειώνει για εμάς. Η ενέργεια που ήταν έμφυτη στον ίδιο το χώρο μετατρέπεται σε μια καυτή, πυκνή και σχεδόν ομοιόμορφη θάλασσα σωματιδίων. Οι μόνες ατέλειες και οι μοναδικές αποκλίσεις από την ομοιομορφία αντιστοιχούν στις κβαντικές διακυμάνσεις που υπήρχαν (και τεντώθηκαν στο Σύμπαν) κατά τη διάρκεια του πληθωρισμού. Οι θετικές διακυμάνσεις αντιστοιχούν στις αρχικά υπέρπυκνες περιοχές, ενώ οι αρνητικές διακυμάνσεις μετατρέπονται σε αρχικά χαμηλής πυκνότητας περιοχές.
Η υπέρπυκνη, μέση πυκνότητα και οι χαμηλής πυκνότητας περιοχές που υπήρχαν όταν το Σύμπαν ήταν μόλις 380.000 ετών τώρα αντιστοιχούν στα ψυχρά, μέσα και καυτά σημεία στην CMB
Δεν μπορούμε να παρατηρήσουμε αυτές τις διακυμάνσεις της πυκνότητας, σήμερα, όπως ήταν όταν το Σύμπαν υπεβλήθη για πρώτη φορά στο καυτό Big Bang. Δεν υπάρχουν οπτικές υπογραφές από τις οποίες μπορούμε να έχουμε πρόσβαση από εκείνη τη στιγμή. Η πρώτη στιγμή που έχουμε ποτέ προσεγγίσει προέρχεται 380.000 χρόνια αργότερα, αφού έχουν υποστεί αμέτρητες αλληλεπιδράσεις. Ακόμα και σε αυτό όμως το σημείο, μπορούμε να αναπαρήσουμε εκ νέου τις αρχικές διακυμάνσεις της πυκνότητας και να βρούμε κάτι εξαιρετικά συνεπές με την ιστορία του κοσμικού πληθωρισμού. Οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που αποτυπώνονται στην πρώτη εικόνα του Σύμπαντος – το κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο – μας επιβεβαιώνουν πως ξεκίνησε η Μεγάλη Έκρηξη.
Η τελική πρόβλεψη του κοσμικού πληθωρισμού είναι η ύπαρξη αρχέγονων βαρυτικών κυμάτων. Είναι η μόνη από τις προβλέψεις του πληθωρισμού που δεν επαληθεύεται με την παρατήρηση … ακόμα.
Εντούτοις, αυτό που μπορεί να παρατηρηθεί είναι τα βαρυτικά κύματα που απομένουν από το τέλος του πληθωρισμού και την έναρξη του καυτού Big Bang. Τα κύματα βαρύτητας που παράγει ο πληθωρισμός κινούνται με την ταχύτητα του φωτός προς όλες τις κατευθύνσεις, αλλά σε αντίθεση με τις οπτικές υπογραφές, καμία αλληλεπίδραση δεν μπορεί να τα επιβραδύνει. Θα φτάνουν συνεχώς, από όλες τις κατευθύνσεις, περνώντας μέσα από το σώμα μας και τους ανιχνευτές μας. Το μόνο που πρέπει να κάνουμε είναι να βρούμε έναν τρόπο να παρατηρήσουμε αυτά τα κύματα είτε άμεσα είτε έμμεσα, αν θέλουμε να κατανοήσουμε πώς το σύμπαν μας έχει ξεκινήσει. Ενώ πολλές ιδέες και πειράματα αφθονούν, κανείς δεν επέστρεψε μια επιτυχημένη ανίχνευση μέχρι στιγμής.
Οι κβαντικές διακυμάνσεις που εμφανίζονται κατά τον πληθωρισμό εκτείνονται σε όλο το Σύμπαν και όταν τελειώσει ο πληθωρισμός, γίνονται διακυμάνσεις της πυκνότητας. Αυτό οδηγεί, με την πάροδο του χρόνου, στην μεγάλης κλίμακας δομή του σημερινού Σύμπαντος, καθώς και τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που παρατηρούνται στην CMB.
Μόλις ο πληθωρισμός τελειώσει και όλη η ενέργεια που είναι εγγενής στον ίδιο το χώρο μετατρέπεται σε σωματίδια, αντι-σωματίδια, φωτόνια κλπ., Όλος ο Κόσμος μπορεί να επεκτείνεται και να ψύχεται. Τα πάντα συγκρούονται μεταξύ τους, δημιουργώντας μερικές φορές καινούργια ζεύγη σωματιδίων / αντισωματιδίων, μερικές φορές εξουδετερώνοντας τα ζεύγη πίσω σε φωτόνια ή άλλα σωματίδια, αλλά πάντα μειώνεται η ενέργεια καθώς το Σύμπαν επεκτείνεται.
Το Σύμπαν ποτέ δεν φτάνει σε άπειρες υψηλές θερμοκρασίες ή πυκνότητες, αλλά εξακολουθεί να επιτυγχάνει ενέργειες που είναι ίσως τρισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερες από ό, τι μπορεί να παράγει ο επιταχυντής LHC. Οι μικροσκοπικοί υπέρπυκνοι και χαμηλής πυκνότητας σπόροι από εκείνη την αρχέγονοι περίοδο τελικά θα εξελιχθούν στον κοσμικό ιστό των αστεριών και των γαλαξιών που υπάρχουν σήμερα. Πριν από 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια, το Σύμπαν- όπως το γνωρίζουμε – είχε την αρχή του. Το υπόλοιπο είναι η κοσμική μας ιστορία.
