WMAP odkriva vesolje
Avtorske pravice: WMAP Science Team, NASA

Pojasnilo: Kot kaže nam analize nove karte mikrovalovne svetlobe, oddane le 380.000 let po Velikem poku razlagajo naše vesolje natančneje kot kadarkoli prej. Težko pričakovani rezultati vesoljske sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, objavljeni lansko leto razrešujejo dolgoletna nesoglasja v kozmologiji, ki koreninijo v manj natančnih podatkih. Bolj natančno, sedanje analize gornjih WMAP posnetkov celega neba kažejo, da je vesolje staro 13.7 milijarde let (z natančnostjo 1 procenta), sestavljeno je iz 73 procentov temne energije, 23 procentov hladne temne snovi in samo 4 procente atomov se trenutno širi s hitrostjo 71 km/sek/Mpc (z natančnostjo 5 procentov). Podvrženi so obdobjem hitrega širjenja, imenovanim inflacija in se bodo širili večno. Astronomi bodo v naslednjih letih najverjetneje raziskovali osnove in globlji pomen teh rezultatov.

Ameriški astronom Edwin Hubble je leta 1929 znanstveni svet šokiral s presenetljivo novico. S takrat največjim teleskopom na svetu je z gore Mont Wilson v Kaliforniji opazoval svetlobo oddaljenih galaksij. Zaradi pojava, ki je danes znan kot rdeči premik, je lahko iz spremembe barvne sestave svetlobe ocenil hitrost oddaljevanja galaksij. Po mnogih neprespanih nočeh je prišel do prelomne ugotovitve o zgradbi vesolja. Kot prvi je opazil, da vesolje ni statično, ampak se razširja, galaksije bežijo stran druga od druge. Iz te osupljive ugotovitve je hitro potegnil upravičen sklep, da so bile nekoč vse galaksije mnogo bolj skupaj. Iz poznavanja njihovih hitrosti in oddaljenosti je lahko izračunal, kdaj se je začelo razširjanje. Kasneje so drugi astronomi z natančnejšimi merjenji ocenili, da se je ves proces začel pred 15 do 20 milijardami let. Takrat se je z Velikim pokom rodilo naše vesolje v eksploziji, s katero se je ustvarila vsa snov, ki nas danes obkroža. Ampak, kaj neki je povzročilo Veliki pok?

Desetletja je bilo to vprašanje onstran dosega Einsteinove teorije gravitacije, splošne teorije relativnosti (naprej samo kratica STR). Teorija nas lahko pripelje nazaj do zelo zgodnjih trenutkov v razvoju našega vesolja, a se izkaže za nemočno ravno v najbolj zanimivi točki, v trenutku stvarjenja. Če Einsteinovo teorijo vprašamo, kaj se je dogajalo čisto na začetku, ta ne le molči, ampak odgovarja neumnosti. V 1960-tih sta to dokazala britanska teoretična fizika Roger Penrouse iz Oxforda in Stephen Hawking, ki zdaj živi v Cambridgeu in je bolj znan po svojih prelomnih odkritjih o razumevanju črnih lukenj. Pokazala sta, da se, če na začetku ni bil na delu kak Einsteinu neznani proces, njegova teorija začne s singularnostjo. Vesolje naj bi se rodilo kot neskončno majhna in zelo gosta točka, v kateri je bila, kljub nepredstavljivi majhnosti, zapakirana prav vsa snov, ki nas danes obkroža. Količine, kot so temperatura, gostota in sila gravitacije naj bi po predvidevanju STR imele v trenutku stvarjenja neskončne vrednosti, to pa so razmere, v katerih vsaka fizikalna teorija odpove. Če pride do singularnosti, pomeni, da teorija v tistem trenutku ni več uporabna, ker tam preprosto pregori, kot žarnica, ki jo priključimo na previsoko napetost.

Fiziki že dolgo vedo, da se začnejo dogajati čudne reči, ko se spustimo v svet zelo majhnih razdalj, kjer kraljuje kvantna fizika. Kot je znano, pa izhaja STR iz temeljev klasične fizike, zato ni prav nič čudno, če odpove pri opisu zelo majhnega in mladega vesolja. Vsem je jasno, da bi za opis takratnega dogajanja potrebovali kvantno sliko, vendar se nihče ne more odreči Einsteinovi teoriji gravitacije, ki nas je pravzaprav pripeljala do problema. Rešitev je sigurno v povsem novi fizikalni teoriji imenovani kvantna gravitacija, ki pa je trenutno še v povojih. Pred nekaj leti so bili mnogi fiziki prepričani, predvsem zaradi uspehov teorije superstrun, da do končne teorije ni več daleč, danes pa ni več povsem jasno, ali je to res sveti gral, ki ga vsi iščejo. Vendar vlada med fiziki konsenz, da kvantna gravitacija ne bo imela težav s singularnostmi.

Razlog je, preprosto rečeno, v slavnem Heisenbergovem načelu nedoločnosti, ki vstopi v igro kot odrešitelj. Če ga apliciramo na celotno vesolje, pravi, da ni mogoče hkrati izmeriti lege in hitrosti razširjanja vesolja do poljubne natančnosti. Z drugimi besedami, načelo nedoločnosti razmaže točkasto singularnost na zelo majhno, vendar končno veliko področje. Izračuni dogodkov v tej mikroskopski packi so težavni, a ne več povsem nemogoči. Bo kvantna gravitacija dala odgovor na mogoče največje vprašanje, ki si ga je človek kdajkoli zastavil: kako je nastalo vesolje? Paul Daveis, britanski kozmolog in velik poznavalec trenutnega stanja v fiziki, pravi: ”Pred nekaj leti nisem imel pravega odgovora, danes pa mislim, da vem, kaj je povzročilo Veliki pok.”

Poslušalec, ki je sprožil revolucijo

Optimizem, s katerim je prežeta Davisova izjava, temelji na delu mladega ameriškega fizika Alena Gutha. Ta se je po končanem študiju najprej nekaj let ukvarjal s posledicami Velike teorije poenotenja (naprej samo kratice VTP), v kateri se združijo tri izmed štirih osnovnih sil: elektromagnetna, šibka in močna jedrska sila. Potem pa je nekega usodnega, deževnega dne leta 1978 zavil na kozmološko predavanje Princetonskega fizika Roberta Dickea, zelo znanega po svojem prispevku k pojasnitvi izvora mikrovalovnega šuma odkritega v Bellovih laboratorijih v 1960-tih. Tam se je Guth seznanil z uspehi in, kar je mogoče še bolj pomembno, s težavami običajnega modela Velikega poka. Guth je takrat prvič slišal za tako imenovani problem ravnega vesolja.

Kot je že splošno znano v relativnostni teoriji, prostor in čas nista več neodvisna. Naš položaj v prostoru lahko vpliva na hitrost časa. Uri, pri dveh različnih opazovalcih, izmerita za isti dogodek različna časovna intervala, zato ne moremo več trditi, da je merjenje časa neodvisno od prostora. Dogodke tako opisujemo v prostoru-času, kjer poleg odčitka z ure vedno navedemo še kraj merjenja. Einsteinova druga teorija relativnosti, imenovana tudi teorija gravitacije, pa stvari dodatno zaplete. Pravi namreč, da se okoli vsake mase prostor-čas ukrivi. To pomeni, da najkrajša razdalja med dvema točkama ni več ravna črta, kot se nam je zmeraj zdelo najbolj logično, ampak neka kriva črta, ki pa jo lahko, z uporabo zapletene matematike, izračunamo. Do Einsteina je bilo vesolje po definiciji ravno. V takem vesolju velja stara dobra geometrija, kjer je vsota notranjih kotov trikotnika zmeraj 180 stopinj. Vendar je Einstein odkril, da lahko gravitacija prostor ukrivi pozitivno kot žogo ali negativno kot sedlo. Kakor Sonce ukrivi prostor-čas sončnega sistema, je tudi prostor-čas vsega vesolja ukrivljen zaradi mase galaksij, prahu in smeti, ki jih vsebuje. Z uporabo enačb STR lahko izračunamo ukrivljenost takoj, ko poznamo koncentracijo oziroma gostoto mase v vesolju. V posebnem primeru, z gostoto, ki ji pravimo kritična, lahko STR predvidi tudi ravno vesolje.

Astronomi so vložili veliko truda v merjenje gostote vesolja, a rezultat ni boljši od dokaj širokega intervala, v katerem naj bi, po predvidevanjih, ležala prava vrednost. Po pričakovanju številke niso velike, saj je v vesolju predvsem prazen prostor. Interval se razteza od približno enega do štirinajstih protonov na kubični meter. Za primerjavo: kubični meter zraka vsebuje 10²⁷ protonov. Čeprav nejasen, je interval pomemben, ker vsebuje kritično gostoto. Vesolje, s celotno maso manjšo, kot je potrebna za dosego kritične gostote, bo negativno ukrivljeno in se bo večno razširjalo. Če je masa vesolja večja od kritične, bo pozitivno ukrivljeno in se bo, zaradi večje gravitacijske sile, po nekem času, začelo krčiti. Le vesolje z zelo natančno izbrano maso, točno na meji med obema zgornjima možnostima, bi bilo lahko ravno. Zadnja merjenja kritične gostote iz opazovanja hitrosti širjenja vesolja ocenjujejo njeno vrednost na približno sedem protonov v kubičnem metru.

Med poslušanjem Dickea leta 1978 je Guth slišal nekaj zelo zanimivega in hkrati čudnega. Z uporabo kančka preproste matematike je Dicke pokazal, da nikakor ni enostavno pojasniti vsaj približnega ujemanja zdajšnje gostote vesolja s kritično, če v zelo zgodnjih stopnjah razvoja vesolja ni bilo medsebojnega učinkovanja oddaljenih predelov. Izračuni so pokazali, da se med širjenjem vesolja razlike v lastnostih različnih delov vesolja močno potencirajo. Glede na današnje majhno odstopanje od kritične vrednosti, je moralo biti odstopanje v časih kmalu po Velikem poku še mnogo manjše. Dicke je skupaj z dolgoletnim Princetonskim kolegom Jimom Peeblesom izračunal, da bi morala biti gostota eno sekundo po Velikem poku na petnajst decimalnih mest natančno enaka kritični, ki je potrebna za ravno vesolje, to pa je neverjetno natančna začetna nastavitev. Po vrnitvi s predavanja se je Guth začel igrati s kozmološkimi enačbami. Odgovor na uganko ujemanja je našel ravno na področju, s katerim se je sam ukvarjal, v fiziki elementarnih delcev.

VTP in kozmologija

Vendar Guth ni prvi uporabil VTP za pojasnitev kozmoloških problemov. Kmalu po njenem rojstvu v začetku sedemdesetih so fiziki ugotovili, da ima lahko izjemno zanimive posledice za zelo mlado vesolje. Po predvidevanjih teorije naj bi se tri osnovne sile: elektromagnetna, šibka in močna jedrska sila pri zelo velikih energijah, ki jih v zemeljskih pospeševalnikih danes še ne dosežemo, začele stapljati ena v drugo in postajati ena sama sila. Energija, potrebna za poenotenje, ustreza temperaturi 10²⁷ stopinj, kar je mnogo bolj vroče celo od jedra Sonca. Taka temperatura je bila dosedaj v vesolju dosežena samo ob njegovem rojstvu. Po predvidevanjih Einsteinove teorije je temperatura dosegla take višine samo v prvem 10^-34 delu sekunde. Takrat so bile tri sile, ki jih opisuje VTP, združene v eni sami enotni sili. Vendar se je vesolje s širjenjem ohlajalo in temperatura je kmalu padla pod 10²⁷ stopinj, kar je povzročilo razpad enotne sile. Najprej je šla po svoje močna sila. Okoli ene milijardinke sekunde po Velikem poku pa se je razcepil v elektromagnetno in šibko silo še ostanek. Vse tri sile so spremenile jakost, tako da se danes, petnajst milijard let kasneje, med seboj močno razlikujejo po moči. Vse to je dalo teoretikom VTP nov polet, saj so našli za svoje ideje, ki so vedno presegale skromne možnosti zemeljskih pospeševalnikov, nov laboratorij v mladem vesolju. Takoj so navezali stike s kolegi kozmologi, s katerimi so se prej srečevali le v dvigalu in na malici.

Ob koncu sedemdesetih se je iz naveze fizike zelo majhnega in zelo velikega porodilo nekaj zanimivih idej. Uspeli so izračunati temperaturo ozadja neba in pojasniti, zakaj je v vesolju ostalo tako malo antimaterije. Na idejo o možnem obstoju antidelcev je prvi prišel angleški fizik Paul Dirac v približno istem času, ko je Hubble opazoval oddaljene galaksije. Odkril je, da imajo njegove enačbe za gibanje elektrona dve rešitvi. Prva je opisovala elektron, druga pa nekaj novega, kar je imelo popolnoma enako maso kot elektron, a nasproten naboj. Na razjasnitev problema ni bilo treba dolgo čakati, saj je že naslednje leto Carl Anderson opazil sled delca s točno takimi lastnostmi in ga imenoval pozitron. Če se elektron in pozitron srečata, pride do njunega medsebojnega izničenja, tako da od obeh ostane le če svetlobni blisk.

Ko se je vprašanj kozmoloških posledic VTP lotil Alan Guth, se je veliko razpravljalo o posledicah, ki bi jih na vesolju pustilo cepljenje sil zaradi padanja temperature. Proces osamosvajanja sil je zelo podoben spremembi, ki jo opazimo, če stresemo posodo z vodo, ohlajeno pod temperaturo ledišča. Voda zmrzne, kar se tehnično imenuje fazni prehod. Pozimi lahko opazujemo posledice faznih prehodov na oknu. Različni deli stekla so prekriti s kristali, usmerjenimi v različne smeri. Nenadne spremembe smeri kristalov, ki jih vidimo, kjer se dve področji stikata, imenujemo defekti. Na popolnoma enak način so se tudi različni deli vesolja ohlajali pod točko faznega prehoda in puščali zelo neusklajene razmere v sosednjih regijah. Način, na katerega so se sile cepile med faznim prehodom, se je lahko spreminjal iz področja v področje, kar je povzročilo nastanek več vrst defektov. Če se več različnih VTP regij sreča v eni točki, tam ustvarijo magnetni monopol, majhen in skrajno težak enopolni magnet. Če se področja srečajo v črti, ustvarijo kozmično struno.

Vse zveni nadvse razburljivo, vendar je fizike kmalu zalil hladen tuš, ko so poskušali oceniti pogostost takih nepravilnosti v današnjem vesolju. Računi so pokazali, da bi moralo biti vesolje preplavljeno z defekti, a na žalost (ali mogoče na srečo) ni. Vzrok težav je v dejstvu, da nič ne more potovati hitreje kot svetloba. Dve različni regiji vesolja, ki se raztezata in pri tem ohlajata ter gresta skozi proces fazne spremembe, se lahko uskladita in ne ustvarjata napak na skupni meji samo, če nekako komunicirata. Prvo področje mora dobiti informacijo iz drugega, da izvede prehod na enak način, informacije pa lahko potujejo največ s svetlobno hitrostjo. Po standardni teoriji razvoja vesolja bi veliko regij ležalo tako daleč narazen, da bi bila celo svetloba prepočasna. Nekatera področja bi bila za vedno ločena zaradi hitrega razširjanja vesolja in brez perspektive, da bi kdaj koli izmenjala podatke in se izognila ustvarjanju defektov. Končni rezultat bi bilo veliko število različnih regij in morje defektov, kot so magnetni monopoli. V defektih bi bilo zbrane dovolj energije, da bi ustavila razširjanje vesolja in povzročila njegovo krčenje mnogo prej, preden bi se lahko pojavil kdo, ki bi si rad razložil njegovo delovanje.

Preden je zašel na Dickeovo predavanje, je Alen Guth skupaj s Henryjem Tyeom na Cornell University raziskoval razvoj ravno takih defektov v VTP. Po predavanju je Guth skoval drzen načrt. Povezal bo znanje o VTP s kozmologijo in naenkrat rešil problem defektov ter vprašanje ravnega vesolja. Načrt je hitro obrodil sadove. Uspelo mu je ustvariti doslej najboljšo teorijo o dogajanju v mladem vesolju.

Napihljivo vesolje

Guthova prelomno spoznanje je bila ugotovitev, da ima VTP fazni prehod pomen ne le za osnovne sile ampak tudi za celotno vesolje. Odkril je možnost, da se je fazni prehod izvršil počasneje, kot so mislili prej. Proces faznega prehoda bi lahko za nekaj trenutkov zastal in pustil vesolje trepetati v nestabilnem stanju. Mogoče zveni malo zapleteno, vendar je to pojav, ki so ga študirali že v mnogo manj eksotičnih okoliščinah. Znanstveniki že leta vedo, da lahko čisto vodo ohladimo tudi do 20 stopinj pod ničlo preden zmrzne v led. Vse, od skodelice vode do celotnega vesolja, se vedno poskuša ustaliti v stanju z najnižjo mogočo energijo. Če ne bi prišlo do faznega prehoda, bi se razširjajoče in ohlajajoče vesolje ustalilo v svojem najnižjem energijskem stanju, imenovanem pravi vakuum. Vendar vesolje, kot trdi Guth, za nekaj trenutkov obtiči v nestabilnem stanju, imenovanem lažni vakuum, z energijo, veliko večjo od pravega vakuuma.

Lažni vakuum je ključni pojem v Guthovi novi viziji mladega vesolja. Teorija razkrije, da ima njegova kratka pojavitev dramatične posledice za dinamiko vesolja. In, kot ironija ironij, so njegovi učinki točno taki, kot jih je imel slavni lambda člen, bolj znan kot kozmološka konstanta, ki ga je Einstein na vse pretege skušal vplesti v enačbe in ga kasneje grenko obžaloval, kot največjo napako svojega življenja. Einstein je lambda člen potreboval, da so dale enačbe splošne teorije relativnosti s časom nespremenljivo rešitev. Člen ima nalogo zmanjšati učinke sile gravitacije, kar pa je zelo podobno efektom lažnega vakuuma, ki so v zelo mladem vesolju tako močni, da ne le zmanjšujejo gravitacijsko privlačnost, temveč zelo pospešijo razširjanje vesolja. Lažni vakuum v nekem trenutku svojega obstoja prisili vesolje, da se v 10^-34 sekunde napihne iz velikosti, manjše od atoma, na velikost žoge. Fazni prehod se takrat dokončno izvrši z razcepitvijo močne in elektrošibke sile. V zelo kratkem trenutku obstoja lažnega vakuuma se je vesolje povečalo za faktor 10³⁰ (To je samo približna ocena, zaradi zelo nezanesljivih napovedi o obnašanju delcev v tistih časih, resnična vrednost je lahko še mnogo večja.) Toda po 10^-34 sekunde se lažni vakuum uniči, vendar ne izgine brez sledi. Ogromna količina energije, ki jo je vseboval, se je morala nekje sprostiti, in to je mesto, kjer v igro vstopi Veliki pok. Ko se sesuje v pravi vakuum, prelije lažni vakuum vso svojo energijo na vesolje, kar ima za posledico nenaden, neverjetno močan izbruh vročine, svetlobe in žarčenja, ki zapolni celotno vesolje. Kvantni pojavi, vzbujeni z okoliško energijo, povzročijo nastanek neštevne množine novih delcev, ki bodo kasneje osnovni gradniki atomov in molekul ter še kasneje človeške vrste in vsega, kar nas obkroža.

Tako imamo sedaj že dve neverjetno vroči fazi v razvoju vesolja: eno pri rojstvu in drugo pri sesutju nepravega vakuuma. Zaradi direktne navezave na današnje vesolje lahko z imenom Veliki pok poimenujemo šele drugo izmed obeh vročih faz. Ogromna gibalna količina napihovanja še danes vzdržuje razširjanje vesolja, ki ga lahko opazujemo skozi rdeči premik svetlobe oddaljenih galaksij. Lambda člen, ki je Einsteinu povzročal preglavice, je vseeno opravil kratko, vendar učinkovito misijo. Danes izgleda, da je vesolje končno v najnižjem možnem energijskem stanju, brez energije v vakuumu. Še vedno je globoka skrivnost, zakaj je današnji vakuum tako neenergijski. Kvantna teorija, še posebej princip nedoločnosti, trdi, da tudi iz pravega vakuuma delci kar kipijo in skačejo ven in noter, so in niso. Mogoče je celo izračunati energijo, ki jo vsi ti delci prispevajo k energiji vakuuma danes, in rezultat je strašansko velik, vendar se vsa ta kvantna energija nekako izniči in da skupaj ravno energijo nič, kar je tudi energija, ki jo izmerimo pri poskusih. Kaj povzroči ta trik, še ni točno pojasnjeno.

Inflacija reši uganke vesolja

Guthov preboj z VTP podprto teorijo napihovanja je dal nov pogled na dogajanje v zelo mladem vesolju. Glavni pomen njegovega dela je imela rešitev dveh ključnih problemov današnjega vesolja: kaj se je zgodilo z vsemi defekti nastalimi v mladem vesolju in zakaj je vesolje ravno?

Teorija inflacije predvideva v začetku vesolja veliko hitrejše napihovanje, kot so ga predvidevale stare teorije, zato je problem defektov lahko rešljiv. Tudi deli vesolja, ki ležijo danes zelo daleč narazen, so bili nekoč blizu skupaj in so si lahko izmenjali informacije ter se uredili na podoben način. Tudi če se je na začetku ustvarilo ogromno število defektov, kot so monopoli, je napihovanje zmanjšalo njihovo gostoto do te mere, da je postala zanemarljiva. Tudi na vprašanje, zakaj vesolje danes skorajda ni ukrivljeno, odgovori Guthova genialna ideja brez težav. Predstavljajmo si balon, napolnjen z zrakom. Njegova površina je sferično zakrivljena, vendar postane, če opazujemo manjši kos površine, z dodatnim pihanjem balon vedno bolj raven. Na popolnoma enak način se tudi ukrivljenost vesolja z napihovanjem manjša. Čeprav je bilo mlado vesolje zelo majhno in močno ukrivljeno, je magični trenutek inflacije (napihovanja) opazno zmanjšal ukrivljenost. Danes, po več milijardah letih, je skoraj ravno. Guth je tako odgovoril na Dickeovo uganko, zakaj je vesolje danes tako malo ukrivljeno.

Vendar je kljub uspehom Guthova teorija trpela za usodno hibo: sesutje lažnega vakuuma vodi do nastanka ogromnih mehurčkov z visoko energijskimi stenami. Vesolje takih mehurčkov pa še zdaleč ni ravno, kaj šele podobno današnjemu. Na srečo je konec leta 1981 mladi ruski fizik Andrei Linde problem spretno rešil. Uporabil je preprost trik: predpostavimo, da je bil del vesolja, ki ga lahko danes opazujemo, prvotno ves del enega izmed neštetih mehurčkov. Drugačni pogoji v drugih mehurčkih tako za nas sploh niso pomembni, saj jih nikoli ne bomo mogli opazovati. Dva ameriška fizika z univerze Pennsylvania: Paul Steinhardt in Andreas Albrecht sta prišla do iste ideje le nekaj mesecev kasneje in danes lahko vse tri štejemo za tvorce novega inflacijskega modela.

Od nastanka tega modela naprej fiziki temeljito preiskujejo novi model z željo, najti lastnosti, ki bi jih prepričale, da vse skupaj ni le čedna oblika razlage tistega, kar vedo že od prej. Vendar nihče ne dvomi v sijajno pojasnitev problemov horizonta in ravnega vesolja, v katerih inflacijski model naravnost briljira. Težave se pojavijo šele pri natančnih napovedih bolj podrobnih lastnosti vesolja. Eno izmed prvih zapletenejših vprašanj, s katerimi se je soočil novi model, je bil star problem nastanka galaksij. Tu je glavna težava zagotoviti dovolj nepravilnosti v obliki grušča, ki bi delovale kot vesoljna semena, okoli katerih bi gravitacija oblikovala galaksije. Inflacijska teorija z zagotovitvijo kepastih nepravilnosti nima težav. Te nastanejo, če ne gredo različni deli vesolja v fazni prehod popolnoma istočasno, tako da so za trenutek nekatere regije bolj energetske od drugih, in ker je energija E=mc² isto kot masa, delujejo ti predeli kot semena. Ujemanje med napovedjo gručavosti v teoriji in opazovanji vesolja je presenetljivo dobro, vendar so velikosti predvidenih odstopanj od povprečja občutno prevelike. Mogoče je problem v VTP, ki še ni dovolj izdelana in bo morda v novi bolj podrobni obliki lahko strla oreh skrivnosti galaksij. Ena izmed atrakcij zgodnje teorije inflacije je v zelo širokem spektru dopuščenih začetnih stanj, ki vsa vodijo do oblike vesolja, kot ga vidimo danes. Ker ne vemo, kaj se je dogajalo prav na začetku, je svoboda pri izbiri začetnih pogojev izjemno dobrodošla, vendar nekatere današnje verzije teorije tako nemarno balinajo z začetnimi pogoji, da se med fiziki že pojavlja težnja po vrnitvi k bolj eksaktnim začetnim vrednostim parametrov.

Leta 1989 je Paul Stainhardt predlagal novo verzijo inflacijskega modela, ki nima problemov z začetnimi pogoji in se lepo sklada z današnjimi ocenami gostote vesolja. Imenoval ga je Podaljšana inflacija in trdi, da je bila hitrost napihovanja med inflacijo relativno majhna. S tem je omogočil mehurčkom, da so se medsebojno uredili, in tako rešil originalno Guthovo teorijo, ki jo je pokopalo ravno preveliko število mehurčkov. Nova verzija je boljša tudi od Lindejeve prirejene teorije, saj lahko shaja z manj določenimi pogoji razpada umetnega vakuma. Pojasni lahko tudi izmerjene nepravilnosti v gostoti sevanja ozadja neba, a hkrati ne predvidi več popolnoma ravnega vesolja. Kot bomo videli kasneje, je to prednost, saj kar nekaj astronomov misli, da v vesolju ni dovolj materije za razvoj popolnoma ravnega vesolja.

Steinhardtova najnovejša verzija teorije bo najbrž veljala še nekaj časa, tako da bodo lahko drugi fiziki preiskali enačbe in našli nove napovedi, ki se v njej skrivajo. Vendar se vsi modeli kozmične inflacije ukvarjajo z vesoljem takoj po njegovem rojstvu, ne pa z rojstvom samim. Takrat VTP odpove. Prišli smo do najglobljega izmed vseh vprašanj: kako se je začelo vesolje?

Na začetku

Guthov koncept inflacije podkurjen z VTP gorivom za ponovno razgretje vesolja lahko da nov pomen Velikemu poku, vendar se ta redefinicija pojma sliši kot kapitulacija. Kakor koli že, centralno vprašanje, kaj je bilo na začetku, ostaja.

Uporaba Hawking-Penroseovega teorema o singularnostih za vesolje pove z gotovostjo samo, da ne bomo o trenutku kreacije nikoli nič vedeli. V singularnosti veliko parametrov, ki jih potrebujemo za opis vesolja, zraste preko vsake meje. Vendar že bežen pogled na predpostavke teorema singularnosti nudi možnost za rešitev tega usodnega problema. Dve predpostavki še posebej pritegneta pozornost. Prva pravi, da je VTP resnična, druga pa trdi, da se materija v vesolju vedno obnaša na pošten način in nima na primer antigravitacijskih efektov. Obe predpostavki se zamajeta, ko pripeljemo zraven kvantno mehaniko. Einsteinova teorija gravitacije je sigurno najboljše, kar imamo za opis velikih sistemov, vendar ne vsebuje nobene kvantne ideje, to pa takoj zamaje prvo predpostavko. Ko pa se spomnimo še na antigravitacijske učinke nepravega vakuuma, popusti tudi druga predpostavka. Na žalost še nimamo popolne teorije kvantne gravitacije, vendar lahko vseeno predvidimo nekaj efektov, ki bi jih kvantna gravitacija imela na mlado vesolje. Lahko na primer zakoličimo časovni interval, ko bi bila ta teorija dejavna. Ta sega od začetka do nekje konca.10^-43 sekunde.

Stephen Hawking se je s kolegi osredotočil prav na dogajanje v teh prvih trenutkih po kreaciji. Opazovali so, kako se obnaša prostor-čas, če nanj apliciramo kvantne efekte. Računi so pokazali, da med kratkim kraljevanjem kvantne gravitacije zbledi razlika med prostorom in časom. Izkaže se, da lahko takrat čas opišemo kot še eno krajevno dimenzijo. Izenačenje časa s prostorom omogoči zanimiv trik. Predstavljajmo si mravljo, ki se sprehaja po sferi. Če ji le damo dovolj časa, bo raziskala celotno površino krogle, saj je površina navsezadnje končna. Vendar ni važno, koliko časa mravlja tava po krogli, nikoli ne bo prišla do roba. Ta preprosta ilustracija je ključna za razumevanje Hawkingovega dela, saj predstavi geometrijsko telo, ki je končno v razsežnosti, a vseeno nima meje. Izkaže se, da kvantna gravitacija omogoči točno tako obliko prostora-časa, ki je omejena, a nima roba. Tako ima lahko vesolje začetek (končno razsežnost v prostoru-času), a ni potrebno, da ima začetno točko v času ali prostoru! Vprašanje, kaj se je dogajalo med nastankom ali prej, postane tako nesmiselno. Hawking razlaga: ”Čas preneha biti dobro definirana količina v zelo mladem vesolju, podobno kot smer sever ni dobro definirana na Severnem polu. Spraševati se, kaj je bilo pred Velikim pokom, je podobno iskanju točke kilometer severno od Severnega pola.” Najbolj kontroverzen vidik ideje o vesolju brez roba je gotovo odvečnost stvarnika. Hawking neprizadeto ugotovi:” Če je vesolje res samozadostno in nima ne roba ne meje, ni imelo ne začetka ne konca, potem samo je. Kje je potem še prostor za stvarnika?”

Je bilo vesolje ustvarjeno iz niča?

Ideja o vesolju brez roba je sigurno genialen način reševanja problema nastanka vesolja. Kot kažejo Hawkingove zadnje raziskave, se tudi dovolj dobro ujema z opazovanji, vendar jo imajo nekateri fiziki za preveč matematično zlikano, zato iščejo še druge, bolj fizikalne, pristope k vprašanju stvarjenja.

Startna opora je kot vedno kvantna teorija. Ena od posledic Heisenbergovega nedoločnostnega principa je zmožnost nastanka nekaj energije iz niča. Edina omejitev je, da ta energija ne obstoji predolgo. Heisenbergov princip določi samo, koliko časa lahko določena količina energije obstaja, preden ponovno izgine. Po znani Einsteinovi enačbi E=mc² se lahko energija pretvori v določeno količino mase. Tako je ugotovitev, da se lahko nenadno pojavijo vzniki energije iz niča enakovredna nenadnim vznikom materije. Sliši se neverjetno, vendar se povsod okoli nas iz niča vsak trenutek pojavijo milijarde delcev, ki ponovno izginejo, še preden prekršijo Heisenbergovo pravilo. Pojavljajo se vedno v parih delec-antidelec, in ker nastanejo iz niča, jih imenujejo vakuumske fluktuacije. Kvantna teorija je polna presenečenj, vendar se zdi ta še posebej nenavadna. Že leta 1947 sta pojav vakuumskih fluktuacij v laboratoriju opazovala Willis Lamb in Robert Rethenford. Pokazala sta, da pari delec-antidelec ustvarijo majhno, a opazno spremembo v spektru vodika, ki se do devete decimalke natančno sklada s predvidevanji kvantne elektrodinamike.

Danes je znano, da niča ni. Celo prazen prostor je prepojen z naključnimi pojavitvami brezvzročnih vakuumskih fluktuacij. Majhna skupina fizikov iz Amerike, Evrope in Indije je gradila teorijo, po kateri je celo vesolje nastalo iz vakuumske fluktuacije, tako kot pari delec-antidelec. Manjše ko je vesolje, večje bi bile fluktuacije in bolj divje dogajanje v njem. Kozmična inflacija zahteva zelo vroče in razširjajoče se mlado vesolje in zdi se, da lahko kvantna fluktuacija priskrbi prav take pogoje. Če so ti principi vsaj približno pravi, vesolje nikoli ne bi potrebovalo zunanje pomoči, ki bi ga obudila v bivanje. Preprosto se je pojavilo iz niča. Ameriški fizik Edward Tryon je teorijo postavil še bolj radikalno. Trdi, da vesolje kot celota nima nobene energije. Heisenbergovo načelo omejuje trajanje le končnim količinam energije, kar pomeni, da bi Tryntovo brezenergijsko vesolje lahko trajalo večno. Trynton se opira na dejstvo, da postane sila gravitacije močnejša, ko sta telesi bliže skupaj. Tehnično to pomeni, da ima gravitacija negativno energijo. Trynton je predpostavil, da bi se negativna gravitacijska energija izničila ravno s pozitivno energijo v obliki delcev, ki napolnjujejo vesolje. Izkaže se, da sta v našem vesolju ti dve obliki energije približno enaki, kar potrdi domnevo, da je celotna energija vesolja lahko ravno nič. V tem primeru sedaj vsi sedimo v ogromni, naključni, razširjajoči se vakuumski fluktuaciji.

Tryntova ideja ima še nekaj tehničnih pomanjkljivosti, vendar jo jemlje večina fizikov skrajno resno. Če je resnična, bi se ves šarm in naboj razprav o stvarstvu sveta, ki se je vrtel v centru neskončnih filozofskih in religioznih debat skozi stoletja, razblinil v suhoparno ugotovitev, ki jo najbolje uteleša izjava očeta inflacijske teorije Alena Gutha: ”Vesolje je mogoče zadnja, resnično zastonj stvar na tem svetu (The ultimate free lunch).”

VIRI-LITERATURA

• Robert Matthews, Unravelling the Mind of God, Virgin Books 1992
• Matts Roos, Introduction to Cosmology, John Wiley & Sons 1994
• Paul Davis, The New Physics, Cambridge University Press 1989

Anonymous