Początek. Jim Baggott
zaszło.
W 1924 roku Friedmann wykazał, że wychodząc z różnych założeń w odniesieniu do gęstości masy/energii, otrzymuje się różne rodzaje modelu wszechświata. W zamkniętym wszechświecie czasoprzestrzeń miałaby dodatnią krzywiznę, jak powierzchnia kuli (sfery). Linie równoległe będą się w tej czasoprzestrzeni przecinać, a suma kątów wewnętrznych trójkąta będzie większa od 180 stopni. W otwartym wszechświecie czasoprzestrzeń miałaby ujemną krzywiznę, przez co kształtem przypominałaby siodło. W takiej czasoprzestrzeni linie równoległe również będą się przecinać, a suma kątów wewnętrznych trójkąta będzie mniejsza od 180 stopni.
Wydaje się, że zamieszkujemy rodzaj wszechświata charakteryzujący się istnieniem bardzo delikatnej równowagi między gęstością masy/energii a tempem ekspansji, w którym czasoprzestrzeń jest płaska (zob. rysunek 5). To dlatego w szkole poznajemy geometrię euklidesową.
RYSUNEK 5. W różnych modelach wszechświata, zidentyfikowanych przez Friedmanna jako rozwiązania równań pola grawitacyjnego Einsteina, występuje różne zakrzywienie czasoprzestrzeni. W „zamkniętym” wszechświecie czasoprzestrzeń ma dodatnią krzywiznę, co obrazuje część (a). Wszechświat „otwarty” charakteryzuje ujemna krzywizna czasoprzestrzeni, przypominająca kształtem siodło (b), natomiast ten, w którym istnieje równowaga między tempem ekspansji a ilością znajdującej się w nim masy/energii, cechuje płaska czasoprzestrzeń (c).
Dlaczego jednak nasz Wszechświat wykazuje taką równowagę? Naukowcy nie czują się komfortowo, gdy zostają skonfrontowani z dowodami na istnienie takiego precyzyjnego dostrojenia, zwłaszcza gdy nie potrafią objaśnić go przez odwołanie się do znanych mechanizmów świata fizycznego.
Na ratunek przychodzi inflacja. Naprawdę nie robi żadnej różnicy, jak dużo energii zawierał młody Wszechświat, ani to, czy wartość ta była równa krytycznej gęstości wymaganej do wytworzenia płaskiej czasoprzestrzeni. Nie ma też znaczenia, jakie początkowo było tempo ekspansji. Nie ma nawet znaczenia to, czy inflacja zaistniała w całym młodym Wszechświecie, czy tylko w jednym, należącym do niego bąblu czasoprzestrzeni. Nie jest też ważne, jaki był kształt czasoprzestrzeni przed nastaniem inflacji. Kiedy już zadziałała, jedynym możliwym efektem końcowym była płaska czasoprzestrzeń.
Pomyślcie o tym w ten sposób. Pozbawiony powietrza balon może być pomarszczony jak suszona śliwka, jego powierzchnia powykrzywiana we wszystkie strony. Wystarczy wdmuchać do wnętrza powietrze i w jednej chwili wszystkie zmarszczki ulegną wygładzeniu. Widzialny Wszechświat może być płaski dlatego, że wywodzi się z malutkiego skrawka wszechświata rządzonego przez wielką unifikację, rozdmuchanego przez inflację do niewyobrażalnych rozmiarów.
Teoria inflacji ma wielu krytyków. Niektórzy argumentują, że istnieją sposoby uzyskania płaskiej czasoprzestrzeni bez konieczności odwoływania się do inflacji albo do precyzyjnego dostrojenia. Niemniej jednak, przynajmniej na obecną chwilę, inflacja pozostaje ważnym składnikiem szeroko akceptowanej teorii, opisującej ewolucję Wszechświata.
PODGRZEWANIE
Uważa się, że inflacja przestała działać około 10–32 sekundy po Wielkim Wybuchu. Temperatura jest teraz kilka rzędów niższa od temperatury przejścia fazowego.
We Wszechświecie znajdują się cząstki, ale nie są podobne do tych, które znamy dzisiaj. Temperatura tego młodego Wszechświata wciąż jest zbyt wysoka. Choć oddziaływania silne uległy wyodrębnieniu, nie są to oddziaływania silne, jakie funkcjonują w dzisiejszym Wszechświecie. Podobnie o cząstkach, które w tamtym czasie wypełniają Wszechświat, w najlepszym razie możemy myśleć jako o prekursorach cząstek, które ostatecznie poznamy. I żadna z nich nie uzyskała jeszcze masy.
Wszelkie cząstki powstałe przed inflacją zostałyby w jej wyniku bardzo silnie rozproszone, ale zupełnie jak wówczas, gdy ukryta w przechłodzonej wodzie energia zostaje uwolniona i temperatura wody podnosi się do poziomu temperatury krzepnięcia, pod koniec ery inflacji dochodzi do uwolnienia energii zmagazynowanej w czasoprzestrzeni. Na bazie tej energii powstaje całe mnóstwo nowych cząstek, a gdy Wszechświat zapełnia się nimi, następuje podgrzanie do temperatury przejścia fazowego.
Z powodów, które, mam nadzieję, są już teraz całkowicie oczywiste, przedstawiany przeze mnie przebieg zdarzeń jest w wysokim stopniu hipotetyczny, oparty na założeniach i przybliżeniach, które mogą, ale wcale nie muszą być uzasadnione. Opisałem sekwencję obejmującą erę Plancka, następujące po niej erę wielkiej unifikacji i erę inflacji, która miała zakończyć się podgrzaniem. Istnienie tej sekwencji opiera się na założeniach dotyczących temperatury Wszechświata na końcu ery inflacji (która sama w sobie jest czysto hipotetyczna). Jeśli temperatura ta byłaby wyższa – a mogło tak być – wówczas inflacja i podgrzanie zaszłyby przed złamaniem symetrii wielkiej unifikacji i wyodrębnieniem oddziaływań silnych. Obecnie zwyczajnie nie ma sposobu, abyśmy się mogli dowiedzieć, jak było.
Mimo to rozważmy bliżej pewne szczegóły. Wszechświat ma za sobą pierwsze 10–32 sekundy istnienia, jest rozdęty przez inflację, jego temperatura sięga 1027 kelwinów i wypełnia go kipiące morze bezmasowych cząstek, prekursorów tych, które znamy. Ekspansja trwa nadal, jednak jej tempo jest znacznie słabsze, działa już grawitacja. Czasoprzestrzeń została rozwałkowana na płasko przez inflację, choć, jak się niebawem przekonamy, pewne drobne zmarszczki przetrwały.
Jest coś jeszcze. Utrzymała się pewna szczątkowa energia próżni. Nie jest do końca jasne, skąd się wzięła. Może jakimś sposobem są to pozostałości po ostatnim etapie ery inflacji. Może taka ilość energii próżni jest wewnętrzną cechą czasoprzestrzeni. Niezależnie od jej pochodzenia energia ta działa jak stała kosmologiczna, łagodnie zwiększając tempo ekspansji w swego rodzaju kosmicznym przeciąganiu liny, gdyż przeciwstawia się hamowaniu wywoływanemu przez grawitację. Na tym etapie ewolucji Wszechświata gęstość zawartej w nim energii jest duża i grawitacja jest górą.
Jednak energia próżni – do której będziemy stosować termin „ciemna energia” – czeka tylko na dogodny moment.
2 I całe szczęście. W ogóle nie mogę sobie wyobrazić, co mogłoby się stać, gdyby komuś udało się odtworzyć na Ziemi warunki panujące w trakcie Wielkiego Wybuchu.
3 „Nic” jest koncepcją o głębokim znaczeniu filozoficznym, której najlepiej unikać, jeśli nie jest się gotowym na prowadzenie semantycznych sporów.
4 Ludwig Wittgenstein, Tractatus logico-philosophicus, przeł. Bogusław Wolniewicz, wyd. 5, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 2004.
5 Energia kinetyczna ciała o masie m i poruszającego się z prędkością v opisywana jest wzorem Ek = 1/2 m v2.
6 Pełna formuła wygląda następująco: F = Gm1m2/r2, gdzie F oznacza siłę grawitacji, m to masy ciała 1 i ciała 2, odpowiednio, natomiast r to odległość między ciałami. Symbolem G oznaczona jest stała grawitacji Newtona, stała proporcjonalności, której wartość została wyznaczona doświadczalnie jako 6,673 × 10–11 m3kg–1s–2.
7 Albert Einstein, How I Created the Theory of Relativity, wykład na Uniwersytecie Kioto, 14 grudnia 1922 r., przekład na j. ang. Yoshimisa A. Ono, „Physics Today”, sierpień 1982, s. 47.