2014-12-26
Autor: nTimes

Przewodnik po Wszechświecie: czas, przestrzeń i struktura

•••••• CZASOPRZESTRZEŃ I KOSMOLOGIA ••••••

8. PŁATKI ŚNIEGU I CZASOPRZESTRZEŃ. SYMETRIA I EWOLUCJA KOSMOSU

O wieku i kształcie Wszechświata. Czas w rozszerzającym Wszechświecie. Uczeni współcześni nader często uważają, że podstawowym prawem Wszechświata jest symetria.

Symetria i prawa fizyki

Symetria przedmiotów to przekształcenia, jakim można je poddać bez wpływu na ich wygląd. Kula jest wysoce symetryczna, sześcian już mniej. To są symetrie w przestrzeni. Jest też symetria (lub też niezmienniczość) translacyjna, czyli zasada obowiązywania znanych praw natury niezależnie od tego, gdzie się znajdujemy i jaką część kosmosu badamy. Prawa Newtona czy Einsteina działają równie dobrze na Ziemi jak i na Księżycu. Ten typ symetrii ma dla nas kluczowe znaczenie, bo przecież prawa fizyki mogłyby być inne tu i tam, mogłyby też się nagle i ciągle zmieniać. Tymczasem wiemy, że wszędzie, w najodleglejszych, dostępnych obserwacjom częściach Wszechświata prawa natury są takie same. Einstein rozszerzył symetrię włączając prędkość światła do zbioru zjawisk, które nie ulegają zmianie. Słowem, fizycy są przekonani, że symetrie natury nie są konsekwencjami praw natury, ale podstawą, z której te prawa wynikają.

Symetria i czas

Idea symetrii jest ważna dla koncepcji czasu. Jedną z funkcji czasu w tworzeniu kosmosu jest pełnienie roli księgowego rejestrującego wszelkie zmiany. Czas jest sposobem, w jaki natura zapobiega temu, by wszystko, wszystkie zmiany działy się naraz. Istnienie czasu polega na braku symetrii. Gdyby wszystko było symetryczne na osi czasu, ewolucja czy zmiana Wszechświata nie miałaby sensu. Czas byłby abstrakcyjną własnością obszaru. Mimo jednak, że istnienie czasu oznacza brak pewnej szczególnej symetrii, Wszechświat musi przestrzegać innej symetrii. Skoro szczególna teoria względności mówi, że upływ czasu zależy od prędkości z jaką się poruszamy, co to znaczy że wiek Wszechświata wynosi 13,8 miliarda lat? Na jakim zegarze to jest liczone? Czy mieszkańcy odległych galaktyk tak samo oceniają wiek Wszechświata? Odpowiedź kryje się w symetrii – symetrii przestrzeni. Wszechświat jest wypełniony promieniowaniem mikrofalowym – pozostałością po Wielkim Wybuchu (1964 – odkrycie tego promieniowania: Penzias, Wilson, potem: Dicke, Roll, Wilkinson, Peebles). To promieniowanie dostarcza nam obraz świata, gdy miał on zaledwie 300 tysięcy lat. Dla astronomów jest tym, co kości tyranozaura dla paleontologów. Cechą charakterystyczną tego promieniowania jest jednorodność. Jego temperatura w całym Wszechświecie waha się o mniej, niż jedną tysięczną stopnia. Ta jednorodność informuje o tym, że:

a) Wszechświat za młodu był jednorodny a nie wypełniony niejednorodnymi skupiskami materii (np. czarnymi dziurami), bo to musiałoby zostawić inny ślad temperaturowy,
b) ewolucja Wszechświata przebiegała wszędzie tak samo o czym świadczy jednolitość temperatury.

Ta jednorodność pozwala nam zdefiniować pojęcie czasu w odniesieniu do Wszechświata jako całości. Podobieństwo kosmicznej ewolucji w całej przestrzeni pozwala fizykom na Ziemi i w odległej galaktyce podobnie liczyć czas trwania Wszechświata. Jednorodna ewolucja oznacza, że zegary w każdym zakątku odmierzały czas prawie tak samo. Czyli: jednorodność przestrzeni gwarantuje synchronizację Wszechświata.

Rozciąganie Wszechświata

To, że Wszechświat się rozszerza, odkryto dopiero w roku 1929 (Edwin Hubble). Im dalej od nas jest jakaś galaktyka, tym szybciej się oddala. Przy odległości 100 mln lat świetlnych prędkość ucieczki wynosi 2,5 tys. km/s a przy odległości 1 mld lat świetlnych prędkość ucieczki równa się 25 tys. km/s. Ogólna teoria względności stwierdza, że grawitacja powoduje, że przestrzeń albo się rozciąga, albo się kurczy (Friedman, Lemaître). Ucieczka galaktyk nie następuje w istniejącej przestrzeni, ale jest efektem „puchnięcia” samej przestrzeni. Model wyjaśniający to zjawisko to np. balon z przyklejonymi na jego powierzchni monetami. W miarę nadmuchiwania wszystkie monety-galaktyki równomiernie oddalają się od siebie.

Czas w rozszerzającym się Wszechświecie

W trakcie rozszerzania się Wszechświata istnieje doskonała symetria między zegarami w każdym jego zakątku. Pytanie: skoro galaktyki oddalają się od siebie z różnymi prędkościami, czy ten ruch nie powinien, zgodnie ze szczególną teorią względności (STW), rozsynchronizować zegary? Otóż nie, ponieważ STW mówi o względności czasu w przestrzeni, a zegary w rozszerzającym się Wszechświecie nie poruszają się w przestrzeni. Względem przestrzeni są w spoczynku. To przestrzeń się rozszerza.

Nieoczywiste własności rozszerzającego się Wszechświata

a) Skoro prędkość ucieczki galaktyk jest tym większa, im są odleglejsze, to te bardzo odległe (dalsze niż 12 mld lat świetlnych) mogą uciekać z prędkością większą od prędkości światła. Jest to możliwe, bo STW nie limituje szybkości rozszerzania się Wszechświata. Teoria ta ogranicza prędkości, od których już odjęliśmy kosmiczną ekspansję.
b) Rozszerzanie się Wszechświata jako całości nie rozszerza ani rozmiarów naszych ciał, ani rozmiarów planet czy nawet galaktyk, bo siły jądrowe i grawitacyjne, które je łączą są silniejsze niż nacisk rozszerzającej się przestrzeni.

Kosmologia, symetria i kształt przestrzeni

Jaki jest globalny kształt czasoprzestrzeni? Są trzy możliwości:

a) sfera, czyli wypukły wycinek balonu,
b) przestrzeń płaska, np. nieskończony, rozszerzający się sześcian przezroczystej gumy,
c) wklęsłe siodło.

Torus-Shape-BlueWszystkie te kształty są nieskończone, tzn. bez granic i końców. Dwuwymiarowym nieskończonym kształtem jest np. torus.  Przykładem torusa – ekran monitora, po którym płynie napis z prawej strony w lewą i w miarę znikania po lewej stronie pojawia się znowu po prawej. Faktyczny kształt przestrzeni zależy od zagęszczenia materii i energii we Wszechświecie. Jeśli gęstość ma tzw. wartość krytyczną, 10-23 g/m3 (co się równa 5 atomom wodoru na metr sześcienny) przestrzeń jest płaska, jeśli jest większa – przestrzeń jest sferą, jeśli jest mniejsza – siodłem. Obserwacje wskazują na brak krzywizny, czyli na przestrzeń płaską.

Kosmologia i czasoprzestrzeń

Obserwując kosmos wykonujemy swoistą podróż w czasie. Światło z odległych obiektów pokazuje nam je w postaci, w jakiej istniały w zamierzchłej przeszłości. Gdy patrzymy w przeszłość Wszechświata, staje się on coraz mniejszy i gęstszy. Gdy cofniemy się do dziesięciu milionowych sekundy od początku Wszechświata, będzie on tak gęsty i gorący, że zwykła materia rozpadnie się, tworząc pierwotną plazmę, złożoną z elementarnych składników przyrody. Gdy cofamy się jeszcze dalej, zbliżając się do chwili zero, cały Wszechświat jest tak ściśnięty, że kropka na końcu tego zdania jest gigantyczna w porównaniu z nim, a warunki jakie wtedy panowały tak są ekstremalne, że żadna teoria fizyczna nie umie opisać, co się wtedy działo.

Alternatywne kształty

Gdy cofamy się w czasie, przestrzeń się kurczy, ale jej całkowity rozmiar pozostaje taki sam. Albowiem przestrzeń jest nieskończona, co oznacza m.in., że zmniejszenie nieskończonej przestrzeni o połowę daje w wyniku wciąż nieskończoną przestrzeń.

9. PAROWANIE PRÓŻNI. CIEPŁO, NICOŚĆ I UNIFIKACJA

O ewolucji Wszechświata. Ocean Higgsa i powstanie masy. Unifikacja sił. Przez 95% swej historii Wszechświat rozszerzał się, materia się rozrzedzała wskutek ekspansji, temperatura malała. W tym rozdziale powiemy o decydujących momentach w pierwszym ułamku sekundy po Wielkim Wybuchu.

Ciepło i symetria

Tuż po Wielkim Wybuchu panowały warunki ekstremalne. Zaraz potem (mówimy o czasie rzędu 10-30 – 10-35 sekundy), w miarę rozszerzania i ochładzania się przestrzeni, nastąpił spadek temperatury. Ten spadek ma zasadnicze znaczenie w analizie i zrozumieniu owego wczesnego okresu, albowiem odpowiednio duże zmiany temperatury powodują jakościową zmianę układu fizycznego. Zmiany te noszą nazwę przejść fazowych. Przejścia fazowe to np. przejście z lodu w wodę, a z wody w parę. Przejściom fazowym spowodowanym wzrostem temperatury towarzyszy wzrost symetrii. Parę cechuje większa symetria od wody itd. Kosmos w swej najwcześniej historii ulegał takim przejściom fazowym, ale w odwrotnym kierunku. Kosmologiczne przejścia fazowe miały miejsce, gdy Wszechświat się ochłodził do pewnej szczególnej temperatury a „substancją”, która się wtedy „skropliła” czy „zestaliła” było pole Higgsa. Takim przejściom fazowym towarzyszył spadek symetrii.

Siły, materia i pola Higgsa

Istnieją cztery znane siły przyrody: pole elektromagnetyczne i jego cząstki – fotony, pole grawitacyjne i jego prawdopodobne (bo jeszcze nieodkryte) cząstki – grawitony oraz silne i słabe oddziaływania jądrowe (pole Yanga-Millsa). Cząstki oddziaływania silnego to gluony, słabego – wuony i zetony. Materię także można wyrazić jako pole: fale prawdopodobieństwa mechaniki kwantowej to pole wypełniające przestrzeń i opisujące prawdopodobieństwo, że jakaś cząstka znajdzie się w tym czy innym miejscu. Istnieje przekonanie, że istnieje jeszcze inny rodzaj pól – pola Higgsa. Nie zostały jeszcze odkryte obserwacyjnie, ale jeśli są, cały Wszechświat wypełniony jest oceanem pól Higgsa – zimną pozostałością po Wielkim Wybuchu – odpowiedzialnych za wiele własności cząstek tworzących nasze ciała i wszystko wokół.

Pola w ochładzającym się Wszechświecie

Pola reagują na temperaturę jak zwykła materia: im wyższa temperatura, tym szybciej oscyluje wartość pola. Jak powierzchnia wody w garnku na dużym ogniu. We Wszechświecie w 10-43 sekundy po Wielkim Wybuchu temperatura była gigantyczna, wynosiła 1032 kelwinów. W miarę jak Wszechświat się rozszerzał i ochładzał, wartość większości pól zbliżała się do zera. Istnieje jednak szczególne pole, pole Higgsa. Z początku fluktuuje równie gwałtownie jak inne, ale po odpowiednim spadku temperatury osiąga niezerową wartość na całej przestrzeni. Powstaje ocean Higgsa. Gdy Wszechświat się ochładza, wartość pola Higgsa zostaje uwięziona w zagłębieniu i nigdy nie osiąga zera. Ponieważ zachodzi to równomiernie w całej przestrzeni, Wszechświat zostaje wypełniony jednorodnym i niezerowym polem – oceanem Higgsa. Proces przyjmowania przez pole Higgsa niezerowej wartości to tzw. proces spontanicznego łamania symetrii. Jest to jedna z najważniejszych idei w fizyce ostatniego dwudziestolecia.

Ocean Higgsa i pochodzenie masy

Pole Higgsa ma niezerową wartość i odczuwamy je, wykonując ruch przyspieszony. Wtedy wyczuwamy opór. Masa obiektu (np. ręki) jest miarą tego oporu. Ale skąd się bierze opór, czyli co nadaje przedmiotom bezwładność? Ani Newton ani Einstein nie wyjaśnili dlaczego przedmioty stawiają opór przyspieszeniom. Fizycy próbują to wyjaśnić dzięki polu Higgsa. Atomy składają się z kwarków, które z kolei połączone są cząstkami oddziaływań silnych jądrowych – gluonami. Ocean Higgsa oddziałuje z tymi wszystkimi cząstkami wyhamowując je, a siła hamowania jest proporcjonalna do ich masy. Przy czym hamowanie dotyczy tylko ruchu przyspieszonego.

Unifikacja w stygnącym Wszechświecie

Pole Higgsa kondensuje się, czyli powstaje w temperaturze miliona miliardów stopni (1015). Do tej temperatury Wszechświat się ochłodził w ciągu 10-11 sekundy po Wielkim Wybuchu. Powyżej tej temperatury ocean Higgsa nie mógł powstać, bo było za gorąco. Pod jego nieobecność wszystkie znane cząstki miały masę zerową. Powstanie oceanu Higgsa to tzw. przejście fazowe: wraz ze spadkiem temperatury następuje zasadnicza zmiana wyglądu i obniżenie symetrii, w tym przypadku bezmasowe cząstki nagle otrzymują masę. Gdy były bez masy, cechowała je wysoka symetria: zamiana jednej cząstki na drugą była niezauważalna, teraz już nie. W latach 60. XX wieku odkryto, że zanim nastąpiło przejście fazowe kondensujące pole Higgsa, czyli jeszcze w temperaturze powyżej 1015 stopni Kelwina, miała miejsce unifikacja pola elektromagnetycznego i słabych oddziaływań jądrowych (odpowiedzialnych za rozpad radioaktywny). Były tym samym polem (Glashow, Salam, Weinberg).

Wielka unifikacja

Odkrycie zjawiska unifikacji siły elektromagnetycznej słabych oddziaływań jądrowych dało impuls do prac nad koncepcją wielkiej unifikacji (Howard Georgi, Sheldon Glashow). Bada się kiedy wszystkie cztery siły (elektromagnetyczna, silnych i słabych oddziaływań jądrowych i grawitacyjna) mogą być przejawem jednej wielkiej siły. Na razie nie ma jednoznacznie pozytywnych efektów tych prac.

Powrót eteru

Ocean pola Higgsa przypomina eter. Jest wszędzie i wszystko przenika. Ale nie ma nic wspólnego z ruchem światła, nie wywiera wpływu na nic, co porusza się ze stałą prędkością. Jeśli jest (bo nie został jeszcze obserwacyjnie potwierdzony) składa się z cząstek Higgsa. Niedługo eksperymenty pozwolą zweryfikować ich istnienie 1.

Entropia i czas

Współczesna teoria kosmologiczna pozwala uchwycić kolejność zdarzeń od Wielkiego Wybuchu i wskazać na momenty istotne, tzw. przejścia fazowe. Historia ta pokazuje, jak od stanu o niezwykle niskiej entropii tracono kolejne symetrie i entropia rosła.

Rosette-Nebula

Mgławica Rozeta (znana również jako NGC 2237) – obszar H II i mgławica emisyjna w konstelacji Jednorożca. Została odkryta w 1871 r. Znajduje się w odległości ok. 5200 lat świetlnych od Ziemi i rozciąga na obszarze 100 lat świetlnych. Łatwo ją znaleźć, ponieważ jest blisko słynnej Betelgezy (po jej lewej stronie) z gwiazdozbioru Oriona.

10. DEKONSTRUKCJA WIELKIEGO WYBUCHU. CO WYBUCHŁO?

O kosmologii inflacyjnej. Analiza Wielkiego Wybuchu. Część I. W pierwszych chwilach istnienia Wszechświata gęstość materii i energii była olbrzymia i grawitacja była dominującą siłą. Ale to jest siła przyciągająca. Cóż to więc za siła rozpoczęła odpychanie i ekspansję Wszechświata? W latach 80. XX wieku fizycy uświadomili sobie, że w odpowiednich warunkach grawitacja może działać odpychająco i to z potężną siłą. To jest podstawą kosmologii inflacyjnej, opisywaną w tym rozdziale.

Einstein i odpychająca grawitacja

Z równań ogólnej teorii względności (OTW) wynika, że Wszechświat albo się kurczy albo rozszerza. Einstein nie chciał się z tym zgodzić, wierzył we Wszechświat statyczny. Uzupełnił więc równania OTW o nowy człon – stałą kosmologiczną. Jest to równoważąca grawitację (przyciągającą) siła odpychająca. Skąd się wzięła? Według OTW wkład do siły grawitacyjnej ma nie tylko masa i odległość, ale i energia i ciśnienie. Zwykłe ciśnienie jest dodatnie i powiększa grawitację przyciągającą. Ale może być ujemne i wtedy powoduje grawitację odpychającą. Dla zwykłej materii ciśnienie jest dodatnie, więc stała kosmologiczna nie może się składać ze zwykłej, znanej nam materii. Jeśli ciśnienie jest ujemne dochodzi do zmagania przyciągającej grawitacji, pochodzącej od zwykłej materii i odpychającej grawitacji pochodzącej od ujemnego ciśnienia. Einstein dobrał arbitralnie wartość stałej kosmologicznej, tak aby przyciąganie zrównoważyć odpychaniem i by Wszechświat pozostał statyczny. Po odkryciu Hubble’a (1927, Wszechświat się rozszerza) porzucił jednak koncepcję stałej kosmologicznej, uznając jej wprowadzenie za największą pomyłkę swojego życia.

O skaczących żabach i przechłodzeniu

Ogólna teoria względności dopuszcza ekspansję, ale nie tłumaczy jak się ona zaczęła. W roku 1979 Alan Guth i Henry Tye badali, co by się stało, gdyby Wszechświat się ochładzał, a wartość pola Higgsa zamiast leżeć nieopodal zera, została uwięziona w konfiguracji o wyższej energii. Stan ten fizycy nazywają przechłodzeniem pola Higgsa. Okazuje się, że wtedy pole Higgsa ma jednorodne, ujemne ciśnienie i wywiera – jak stała kosmologiczna – wpływ na ekspansję przestrzeni.

Inflacja

Tak przechłodzone i rozpychające przestrzeń ujemnym ciśnieniem pole Higgsa istnieje tylko chwilę. Przez tę chwilę jego wartość jest uwięziona na „wzniesieniu” o wyższej energii, a opadająca temperatura Wszechświata uniemożliwia mu zeskok do energii zerowej lub w jej pobliże, ponieważ do tego konieczne byłoby wzbudzenie termiczne (wzrost energii), a temperatura przecież spada. Jednak „aktywność własna” pola, czyli – jak zawsze turbulentne procesy kwantowe – powodują przypadkowe odchylenia jego wartości. Jedno takie wystarczająco duże odchylenie spowodowało „sturlanie się” pola Higgsa ze wzniesienia o wyższej energii ku energii zerowej. Sturlanie to mogło trwać 10-35 sekundy. Guth i Tye wyliczyli także energię i ujemne ciśnienie pola Higgsa przed sturlaniem się ku wartości zerowej (koncepcje tzw. nowej i chaotycznej inflacji, Linde, Albrecht, Steinhardt). Wartość, czyli siła rozpychająca przestrzeń, okazała się 10100 razy większa od zaproponowanej przez Einsteina. To pole Higgsa, które istniało tylko ułamek chwili po Wielkim Wybuchu i było uwięzione na wzniesieniu o wyższej energii i które potężnie rozdęło przestrzeń nazwano polem inflatonowym, by odróżnić je od elektrosłabego pola Higgsa odpowiedzialnego za nadanie cząstkom masy. Pole inflatonowe spowodowało tzw. Inflację Wszechświata. Trwała ona zaledwie 10-35 sekundy, ale Wszechświat w tym czasie rozszerzył się o współczynnik 1030, 1050, 10100 lub nawet więcej. Po 10-35 sekundy pole inflatonowe „odkryło” sposób, aby się ześlizgnąć ze wzniesienia o wysokiej energii i to „sturlanie” spowodowało wyłączenie siły odpychającej. W miarę jak energia pola spadała, uwięziona w nim energia była przekazywana na wytworzenie zwykłych cząstek materii i promieniowania. Od tej pory przestrzeń nadal się rozszerza i ochładza. Zjawisko inflacji jest odkryciem Alana Gutha, nosi nazwę Kosmologii inflacyjnej i jest jednym z największych osiągnięć teoretycznych nauki XX wieku.

Formalizm inflacyjny

Kosmologia inflacyjna (KI) nie odpowiada na pytanie skąd się wzięło pole inflatonowe. KI jest nie tyle teorią, co formalizmem, zbudowanym wokół spostrzeżenia, że grawitacja może być odpychająca. Szczegóły wybuchu zależą od konkretnych założeń co do charakterystyki pola inflatonowego.

Inflacja i problem horyzontu

W jaki sposób Wszechświat stał się tak jednorodny (jednolite promieniowanie tła)? W teorii Wielkiego Wybuchu (WW) było to zagadką. Ekspansja przestrzeni po WW ciągle spowalniała, a więc dwa obszary znajdujące się obecnie poza horyzontem kosmicznym (tzn. są tak daleko od siebie, że czas od początku Wszechświata jest za krótki, by światło mogło między nimi przebiec) nigdy wcześniej nie mogły się ze sobą skomunikować i ujednolicić parametrów. Jak więc się stało, że są one tak jednolite? Kosmologia inflacyjna rozwiązuje ten problem. W krótkim etapie tuż po WW ekspansja przestrzeni zachodzi z prędkością ponadświetlną, ale po 10-35 sekundy gwałtownie zwalnia i hamuje. Taka charakterystyka ewolucyjna pozwala całemu Wszechświatowi „być ze sobą w kontakcie” i ujednolicić parametry.

Inflacja i problem płaskości

Kosmologia inflacyjna podejmuje problem kształtu przestrzeni. Ogólna teoria względności (OTW) uzależnia krzywiznę przestrzeni (wypukła, płaska, wklęsła) od gęstości materii. Równania OTW w standardowym modelu Wielkiego Wybuchu są niezwykle wrażliwe, wystarczy, by gęstość w pierwszych chwilach istnienia Wszechświata była ułamek ułamka inna od krytycznej, a przestrzeń nie będzie płaska. Obserwacje Wszechświata pokazują jednak, że jego gęstość nie jest tysiące razy różna od krytycznej i kształt Wszechświata wydaje się płaski. Nie było wiadomo co zatem tak doskonale dostroiło gęstość materii na początku istnienia Wszechświata do poziomu krytycznego, z dokładnością do milionowej części procentu. Rozwiązanie problemu: tak dokładne dostrojenie jest niezbędne tylko wtedy, gdy działa grawitacja przyciągająca, bo ona zwiększa każde odchylenie od gęstości krytycznej. Grawitacja odpychająca, rozszerzająca Wszechświat, działa odwrotnie, zmniejsza wszelkie zakrzywienia. Przez analogię, można to porównać z coraz bardziej płaską powierzchnią balonu w trakcie jego nadmuchiwania. A ponieważ ekspansję zawdzięczamy grawitacji odpychającej, przestrzeń w miarę upływu czasu rozpłaszcza się.

Postęp i przewidywania

Dane nie do końca jednak potwierdzały przewidywania kosmologii inflacyjnej, że powinniśmy oglądać Wszechświat o gęstości krytycznej (5 atomów wodoru na 1 m3). Faktycznie, materia i energia obserwowalna, czyli ta, która wysyła światło stanowi zaledwie 5% gęstości krytycznej.

Przewidywanie ciemności

W wieku XX znaleziono jednak dowody na istnienie materii nieświecącej (Zwicky, Rubin, Ford). Stanowi ona 25% gęstości krytycznej. Razem z materią widoczną daje to 30% gęstości krytycznej. Gdzie reszta?

Uciekający Wszechświat

Po zakończeniu fazy gwałtownej inflacji Wszechświat hamuje. Pomiar tempa hamowania pozwala na ocenę ilości brakującej materii/energii. Bowiem im jest jej więcej tym bardziej Wszechświat hamuje (działa tu zwykła grawitacja przyciągająca). Należy zbadać jak szybko uciekają galaktyki, które są w różnej odległości, co jest równoznaczne z różnymi stadiami historii Wszechświata. Pomiaru tego dokonano w latach 90. XX wieku (Perlmutter, Schmidt). Okazało się, że Wszechświat hamował przez pierwsze 7 miliardów lat, a potem zaczął znowu przyspieszać. Było to wielkim zaskoczeniem dla fizyków i astronomów.

Universe-Components-NASA-WMAPBrakujące 70 procent

Wyjaśnienie różnych prędkości ekspansji: Wszechświat ma stałą kosmologiczną – siłę odpychającą. Przez 7 mld lat była ona zdominowana przez normalną grawitację przyciągającą. Jednak w miarę rozrzedzania zwykłej materii i zmniejszania jej przyciągania grawitacyjnego, odpychająca siła zyskiwała, aż wreszcie zdobyła przewagę i zaczął się nowy etap przyspieszonej ekspansji. Obliczono, że prędkość oddalania się galaktyk w tej fazie wymaga odpychania przez stałą kosmologiczną, której ciemna energia wnosi wkład równy 70% gęstości krytycznej. Daje to w sumie 100% masy/energii Wszechświata (Perlmutter, Schmidt).

Podsumowanie historii Wszechświata: we wczesnych epokach energię Wszechświata niosło pole inflatonowe o wartości różnej od stanu o minimalnej energii. Z powodu swojego ujemnego ciśnienia pole inflatonowe spowodowało gwałtowny wybuch inflacyjnej ekspansji. Następnie, jakieś 10-35 sekundy później, gdy pole inflatonowe stoczyło się po zboczu potencjału, szybka ekspansja zakończyła się i inflacja uwolniła swoją energię, wytwarzając zwykłą materię i promieniowanie. Przez wiele miliardów lat te zwykłe składniki Wszechświata wywierały typową, przyciągającą siłę grawitacyjną i spowalniały kosmiczną ekspansję. W miarę jednak jak Wszechświat rozrastał się i rozrzedzał, przyciąganie grawitacyjne malało. Po około siedmiu miliardach lat zwykłe przyciąganie grawitacyjne stało się wystarczająco słabe, aby zaczęło dominować to odpychające.

11. KWANTY NA NIEBIE. INFLACJA, FLUKTUACJE KWANTOWE I STRZAŁKA CZASU

O kosmologii inflacyjnej. Analiza Wielkiego Wybuchu. Część II. Kosmologia inflacyjna rozwiązuje trzy problemy: powstanie skupisk materii takich jak galaktyki, ilość energii koniecznej do powstania Wszechświata, pochodzenie strzałki czasu.

Kwantowy zapis na niebie

Skoro Wszechświat jest tak jednorodny i gładki w największych skalach, skąd bierze się jego niejednorodność (czyli istnienie skupisk materii, jak np. galaktyki) w małej skali? Otóż nagły wybuch inflacyjnej ekspansji rozciągnął przestrzeń o olbrzymi czynnik (od 1030 do 10100 w zależności od koncepcji) i wszystko, co było w skalach mikroskopowych, zostało rozciągnięte do skali makro. Idzie głównie o przypadkowe zróżnicowania kwantowe, które w inflacji zostały gigantycznie powiększone. W ciągu kilku milionów lat po zakończeniu ekspansji inflacyjnej te niewielkie zaburzenia narastały dzięki przyciąganiu grawitacyjnemu. Wartość pola inflatonowego, staczając się po zboczu swego potencjału, osiągnęła minimum w różnych miejscach w nieco innym czasie. Te subatomowe niejednorodności w wyniku ekspansji inflacyjnej dały spore zaburzenia. Zgodnie z teorią inflacji te ponad 100 miliardów galaktyk na niebie to zaburzenia kwantowe rozciągnięte na cały nieboskłon.

Złoty wiek kosmologii

Inny sukces teorii inflacji: niewielkie obserwowane zróżnicowania temperatury promieniowania tła (czwarte miejsce po przecinku) w różnych zakątkach nieboskłonu mogą być precyzyjnie wyjaśnione mechanizmem rozciągania zaburzeń kwantowych w fazie ekspansji inflacyjnej.

Stworzenie Wszechświata

Choć nie umiemy odpowiedzieć na pytanie dlaczego istnieje Wszechświat (słynne pytanie Leibniza: dlaczego istnieje raczej coś niż nic?), spróbujmy wyjaśnić skąd się wzięła cała masa/energia Wszechświata. Wiadomo, że w miarę rozszerzania się Wszechświata materia i promieniowanie tracą energię na rzecz grawitacji, podczas gdy pole inflatonowe pozyskuje energię z grawitacji. Teoria inflacji dowodzi, że materia i promieniowanie powstały pod koniec fazy inflacyjnej (czyli ułamek sekundy po Wielkim Wybuchu), gdy pole inflatonowe uwolniło zawartą w nim energię, staczając się do zagłębienia w rozkładzie jego energii potencjalnej. Pytanie: Czy pod koniec fazy inflacyjnej pole inflatonowe mogło mieć dość masy/energii do wytworzenia materii/promieniowania w dzisiejszym Wszechświecie? Odpowiedź: owszem i to bez większego wysiłku. Pole inflatonowe żeruje na grawitacji, całkowita energia niesiona przez to pole zwiększała się więc wraz z ekspansją przestrzeni rozszerzającej się pod wpływem odpychającej grawitacji. Całkowita energia pola inflatonowego rosła proporcjonalnie do objętości przestrzeni jaką to pole zajmowało. Jeśli rozmiar Wszechświata zwiększył się o czynnik 1030 (szacunek umiarkowany) jego objętość wzrosła o (1030)3=1090. Energia pola inflatonowego wzrosła też 1090 razy. Czyli: na początku pole inflatonowe nie musiało mieć wielkiej energii. W zależności od modelu inflacji bryłka wypełniona polem inflatonowym mogła mieć rozmiar 10-26 centymetra i masę od 10 kg do mniej niż grama. To wystarczyło, by powstał cały Wszechświat.

Inflacja, wygładzanie i strzałka czasu

Żeby wyjaśnić strzałkę czasu musimy mieć pewność, że entropia na początku Wszechświata była niska. Bo jej późniejszy wzrost, czyli rosnące nieuporządkowanie, jest stanem normalnym. Jeśli więc czas płynie do przodu i jego przebieg jest asymetryczny, to u zarania Wszechświata musiał być stan o niskiej entropii. Wiemy o tym stąd, że na początku jednorodny i niesłychanie gęsty Wszechświat cechowała potężna grawitacja, która sprawia, że jednorodny rozkład materii jest konfiguracją o niskiej entropii. Jednorodność zawdzięczał temu, że w krótkiej fazie inflacji odpychająca grawitacja wygładziła wszelkie zmarszczki przestrzeni (Davies, Page).

Entropia i inflacja

Rozróżnijmy wybuch inflacyjny i czas tuż po nim (pamiętajmy, że mówimy o okresach rzędu 10-30 – 10-40 sekundy). W czasie wybuchu przestrzeń uległa rozciągnięciu, a tuż potem pole inflatonowe uwolniło swoją energię, wytwarzając 1080 cząstek materii i promieniowania. Inflacja stworzyła Wszechświat o niskiej entropii: nim inflacja się zakończyła, entropia wzrosła, ale o wiele mniej niż rozmiar przestrzeni. Od zakończenia inflacji przyciągająca grawitacja zmniejsza jednorodność przestrzeni poprzez tworzenie skupisk materii (galaktyki, czarne dziury), przez co zwiększa entropię. Ale na samym początku entropia była niska i jej wzrost wyjaśnia istnienie strzałki czasu i asymetryczność czasu.

Inflacja jest nieuniknionym skutkiem uwięzienia na chwilę (10-35 sekundy) wartości pola inflatonowego na wysokoenergetycznym wzniesieniu. Bardzo ważne pytanie: jak prawdopodobna jest taka początkowa konfiguracja?

Powrót Boltzmanna

Przedinflacyjna przestrzeń była pełna zaburzeń i zakrzywień, pole inflatonowe też było wysoce nieuporządkowane, a jego wartość skakała gwałtownie (zaburzenia kwantowe). Osiągnięcie przez nie wymaganej wartości na wysokoenergetycznym wzniesieniu jest efektem przypadkowej fluktuacji, która zajdzie prędzej czy później. Wystarczy, że nastąpi to na bardzo małym obszarze (10-26 cm) i wówczas zostanie zapoczątkowany proces inflacyjny. Nie ma też powodu, aby warunki zapoczątkowujące inflację zdarzyły się tylko raz we Wszechświecie, w jego wczesnej fazie. Wybuchy inflacyjne mogą się trafiać co jakiś czas, lecz kiełkujące nowe wszechświaty zapewne byłyby zawsze odseparowane od naszego.

Crab-Nebula

Mgławica Kraba (NGC 1952) znajduje się w gwiazdozbiorze Byka, ok. 6,3 tysiąca lat świetlnych od Ziemi. Zaobserwowana po raz pierwszy w 1731 r. Jest supernową prawdopodobnie zauważoną przez chińskich i arabskich astronomów w 1054 r. Jej średnica to ok. 11 lat świetlnych. W centrum znajduje się pulsar obracający się wokół własnej osi 30 razy na sekundę, emitujący promieniowanie w zakresie od fal gamma do radiowych.

SKOMENTUJ

Zaloguj się i napisz komentarz.

Poznaj Chiny

Artykuły w Kategoriach:

Ziemia Nocą

Komentarze (temp. OFF)

Teleskop Hubble'a