Ipoteza inflației cosmice, despre care puteți citi aici, a apărut inițial ca o soluție la o dificultate majoră în cosmologie: cum explicăm faptul că universul timpuriu a fost plat?
Ulterior a devenit o idee centrală în cosmologia modernă. Dar mulți fizicieni cred că ipoteza inflației este mult prea speculativă, că nu are o teorie care să o susțină...
Urmând paradigma inflației cosmice, cronologia evoluției inițiale a universului trebuie gândită ca:
1. Singularitatea originală (crearea spațiu–timpului)
2. Perioada inflaționară (perioadă extrem de scurtă în care universul trece de la momentul inițial la o stare caracteriazată de o dimensiune macroscopică cu energie omogenă)
3. Big Bangul (o inflație accelerată, dar mult mai slabă decât perioada inflaționară, care are ca rezultat un univers omogen și plat, datorită perioadei inflaționare).
De ce avem nevoie de inflație? Pentru că dacă avem doar Big Bang, o „explozie” a singularității originale, nu există niciun motiv pentru care acesta să fi produs un univers atât de omogen.
Dacă introducem aceste condiții inițiale, oferite de inflația universului, atunci Big Bangul poate într-adevăr produce un univers plat și omogen, deoarece punctul de pornire a Big Bangului este omogen și are aceeași distribuție de energie în toate direcțiile, ceea ce corespunde cu universul observabil astăzi.
Dacă am fi avut o teorie a originilor Big Bangului care ar fi explicat starea inițială a universului, atunci am fi avut o teorie completă a originii și evoluției universului. Dar să ajungem la o asemenea teorie este extrem de dificil, în special pentru că nu am putea-o testa.
Deși folosind telescoape moderne putem privi „în trecut”, există o limită a acestui tip de observații.
În ciuda limitelor, fizicienii au „împins” explicațiile cu privire la începuturile universului dincolo de ce se poate testa și observa. Metoda folosită este relativ simplă. Observând structura universului la scară mare, s-a constatat relativa abundență a atomilor de hidrogen și heliu (atomii cei mai simpli, cu un și respectiv 2 protoni) în mediul interstelar. Apoi s-a încercat explicarea acestei observații prin interacțiunile dinamice din universul timpuriu.
Multe interacțiuni ale particulelor subatomice necesită o cantitate mare de energie. Dar universul timpuriu era fierbinte, cu o mare densitate de materie și energie, facilitând astfel de interacțiuni.
La energii mai joase, aceste interacțiuni nu mai pot avea loc, iar pe măsură ce universul se extinde și se răcește, o parte dintre aceste interacțiuni pur și simplu nu mai sunt posibile.
Atomii de hidrogen și heliu sunt creați la câteva minute după Big Bang, când quarcurile și gluonii s-au putut cupla și forma protoni și neutroni. Acești atomi din spațiul interstelar sunt rămășițe ale universului timpuriu. Pe măsură ce universul s-a răcit, acest tip de fuziune nu a mai fost posibil (deși fuziune nucleară are loc în corpuri cosmice masive, cum ar fi stelele).
-- Citește și: Particulele elementare
Avem, așadar, o explicație a istoriei universului, mergând până la 10-12 s după Big Bang.
În această metodă există o preferință pentru explicații care includ dinamica sistemului și mai puțin recurg la un set special de condiții inițiale. Prin această abordare s-ar putea spera explicarea tuturor interacțiunilor la energii mari. Dar dacă așa ceva ar fi posibil, ar fi necesară o teorie cuantică a gravitației.
Dar se pot observa „fisuri” în metodologie chiar înainte de ajunge la nevoia unei teorii cuantice a gravitației. O problemă majoră este aceea că, pe măsură ce energiile cresc, teoriile necesare pentru a explica fizica materiei sunt din ce în ce mai speculative. Dacă este posibil să creăm în laborator plasma quarc-gluon, fizica de la începutul universului este imposibil de reprodus, iar asta ne duce în domeniul fizicii speculative, puterea explicativă slăbind semnificativ pe măsură ce mergem mai „adânc” în timp.
Problema cu fizica speculativă este că nu avem motive să credem că este și reală, adevărată. În aceste condiții, o problemă ar fi aceea că în loc să ne ghideze teoria, adaptăm orice teorie la observații. Iar fizica speculativă începe cu inflația cosmică.
Astăzi există multiple modele ale inflației, multe neavând nicio conexiune cu vreun cadru teoretic anume. Ce au în compun majoritatea acestor modele este propunerea că în universul foarte timpuriu (10-41-10-35 s după Big Bang) a avut loc o expansiune rapidă a spațiului, ceea ce a făcut ca universul să crească extrem de rapid în dimensiune.
Această expansiune este generată de un câmp cuantic denumit „câmpul inflaton”, a cărui energie se disipează, „reîncălzind” universul cu numeroase câmpuri cuantice, asociate particulelor elementare (fotoni, quarcuri, electroni etc.). Speranța că ar putea fi identificat în cadrul acceleratoarelor de particule dovezi ale existenței câmpului inflaton nu s-a concretizat până în prezent.
Puterea explicativă a ipotezei inflației cosmice este puternică, explicând caracterul plat al universului observabil și de ce universul pare să fie în echilibru termic perfect. De asemenea, inflația asigură un mecanism pentru generarea unui univers cu mici puncte de neomogenitate în universul timpuriu, care stau la baza structurilor precum galaxiile sau roiurile de galaxii. În plus, inflația și prezice corect distribuția acestor puncte de neomogenitate.
O teorie Big Bang fără inflație ar fi dus la evoluția unui univers curbat, nu plat.
Teoria Big Bang nu impune cu necesitate apariția unui univers dintr-un singur punct original, deși aceasta este opinia comună. Pentru un univers infinit cu tipuri obișnuite de masă-energie, singularitatea inițială este o regiune spațială extinsă, nu punctiformă.
Însă fizica inflației cosmice nu este pe deplin explicată și nu este confirmată prin alte mijloace, ceea ce o face o „paradigmă fără o teorie”, cum a numit-o Michael Turner. Ca urmare, cercetarea în domeniul inflației a devenit în parte fenomenologică, cadrul acesteia fiind asumat a priori, iar observațiile sunt folosite pentru a testa modelele existente. Dar asumându-ne cadrul inițial, nu putem testa ipoteza inflației împotriva altor posibile explicații, cum ar fi modelul ciclicității universului (eng. big bounce).
Anumite caracteristici ale universului vin din stările inițiale ale acestuia. O astfel de caracteristică este direcționalitatea timpului (săgeata timpului), chiar dacă legile fizicii nu par să includă o direcție preferată a timpului. Această direcție a timpului este cuplată cu legea a doua a termodinamicii: entropia unui sistem închis nu scade niciodată și are o valoare maximă atunci când sistemul este în echilibru (echilibrul este o stare a sistemului în care caracteristicile la scară mare ale acestuia nu se schimbă în timp). Legile termodinamicii implică faptul că sistemele tind către echilibru, iar orice stare observată care indică un non-echilibru este cel mai probabil o fluctuație mică a stării de echilibru anterioare.
Dat fiind faptul că universul nu este în echilibru în prezent, putem infera că starea inițială a universului a fost una caracterizată de o entropie foarte scăzută, căci dacă nu ar fi fost așa, săgeata timpului pe care o observăm atunci când analizăm istoria universului nu ar fi consistentă. În ce privește starea inițială de entropie scăzută, nu avem o explicație.
Deși cosmologia explică o bună parte din istoria universului prin dinamicile cunoscute, se pare că nu orice poate fi explicat astfel, cu inflația cosmică situându-ne la granița dintre fizica solidă și speculație. Dar, deși aspirăm către o explicație completă a universului, pare că nu putem explica totul fără a apela la condiții inițiale pe care nu le putem demonstra/ explica.
Textul are la bază articolul Cosmic Inflation: The paradigm without a theory de Adam Koberinski.
Imagine: iai.tv
