Το Σύμπαν ξεκίνησε με μια μεγάλη τήξη, όχι μια μεγάλη έκρηξη
Υπάρχουν δύο δελεαστικά μυστήρια για το σύμπαν μας, το ένα που ασχολείται με την τελική του μοίρα και το άλλο με την αρχή του, που έχουν ιντριγκάρει τους κοσμολόγους εδώ και δεκαετίες. Η κοινότητα πάντα πίστευε ότι αυτά είναι ανεξάρτητα προβλήματα—αλλά τι γίνεται αν δεν είναι;
Το πρώτο πρόβλημα έχει να κάνει με την ύπαρξη κάτι που ονομάζεται «σκοτεινή ενέργεια», η οποία σήμερα επιταχύνει τη διαστολή του σύμπαντος και θα καθορίσει την τελική μοίρα του. Οι θεωρητικοί μας λένε ότι τα αποτελέσματα της σκοτεινής ενέργειας μπορούν να εξηγηθούν με την εισαγωγή ενός όρου στις εξισώσεις βαρύτητας του Αϊνστάιν που ονομάζεται κοσμολογική σταθερά. Αλλά, για να λειτουργήσει αυτή η εξήγηση, η κοσμολογική σταθερά πρέπει να έχει μια πολύ συγκεκριμένη —και μικροσκοπική— αξία. Στις φυσικές μονάδες, η κοσμολογική σταθερά δίνεται με το 1 διαιρούμενο με έναν αριθμό που αποτελείται από το 1 ακολουθούμενο από 123 μηδενικά! Η εξήγηση αυτής της τιμής θεωρείται μία από τις μεγαλύτερες προκλήσεις που αντιμετωπίζει η θεωρητική φυσική σήμερα.
Το δεύτερο πρόβλημα σχετίζεται με έναν άλλο κρίσιμο αριθμό που διαμορφώνει το σύμπαν μας και σχετίζεται με το σχηματισμό δομών όπως οι γαλαξίες και οι ομάδες γαλαξιών. Γνωρίζουμε ότι το πρώιμο σύμπαν, ενώ ήταν πολύ ομαλό, περιείχε επίσης μικροσκοπικές διακυμάνσεις στην πυκνότητα που λειτουργούσαν ως σπόροι για όλες τις κοσμικές δομές που βλέπουμε σήμερα. Αυτές οι διακυμάνσεις πρέπει να έχουν συγκεκριμένο μέγεθος και σχήμα για να είναι συνεπείς με τις σημερινές παρατηρήσεις. Η κατανόηση του τρόπου με τον οποίο δημιουργήθηκαν αυτές οι μικροσκοπικές διακυμάνσεις κατά τα πρώτα στάδια της εξέλιξης του σύμπαντος, και η εξήγηση του μεγέθους και του σχήματός τους, είναι ένα εξίσου συναρπαστικό μυστήριο στην κοσμολογία.
Στις συμβατικές προσεγγίσεις της κοσμολογίας, αυτοί οι δύο αριθμοί - η αριθμητική τιμή της κοσμολογικής σταθεράς και το μέγεθος των αρχικών διαταραχών - θεωρούνται άσχετοι. Εξάλλου, το ένα ασχολείται με την πρώιμη φάση του σύμπαντος και το άλλο με μια πολύ όψιμη φάση, που χωρίζεται στον κοσμικό χρόνο κατά περίπου 14 δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, η τυπική κοσμολογία δεν προσφέρει καμία εξήγηση για αυτούς τους δύο αριθμούς από θεμελιώδεις αρχές. Τα συμβατικά μοντέλα του σύμπαντος είναι εντελώς σιωπηλά σχετικά με την αριθμητική τιμή της κοσμολογικής σταθεράς ή προβλέπουν μια εντελώς ακατάλληλη τιμή. Όσον αφορά το μέγεθος των αρχικών διαταραχών, η πιο δημοφιλής προσέγγιση είναι να ληφθεί από μια κατηγορία μοντέλων που περιγράφουν τον πληθωρισμό, που είναι μια περίοδος ταχείας ανάπτυξης στην πρώιμη φάση του σύμπαντος. Το πρόβλημα με τα πληθωριστικά μοντέλα είναι ότι μπορούν να σχεδιαστούν για να παράγουν σχεδόν οποιοδήποτε επιθυμητό αποτέλεσμα και, ως εκ τούτου, στερούνται παντελώς προγνωστικής ισχύος.
Η πρόσφατη δουλειά μου, που έγινε σε συνεργασία με την κόρη μου, Hamsa Padmanabhan, και τον Tomalla Fellow στο ETH Ζυρίχης, Ελβετία, συνδέει και τους δύο αυτούς αριθμούς με την κοσμογένεση—τη δημιουργία του σύμπαντος—και εξηγεί τις ακριβείς αριθμητικές τους τιμές. Η εργασία μας, που δημοσιεύτηκε πρόσφατα στο Physics Letters B , καταδεικνύει ότι η ίδια η ύπαρξη της κοσμολογικής σταθεράς, καθώς και η μικροσκοπική της αξία, μπορεί να γίνει κατανοητή ως άμεση συνέπεια του περιεχομένου πληροφοριών του κοσμικού χωροχρόνου. Ως μπόνους, η ανάλυση οδηγεί επίσης στη σωστή τιμή για το μέγεθος και το σχήμα των μικρών διακυμάνσεων στο πρώιμο σύμπαν.
Η αξιοσημείωτη συρροή αυτών των θεμελιωδών σταθερών έχει σημαντικές επιπτώσεις στην κατανόησή μας για το σύμπαν. Συγκεκριμένα, ξαναγράφει την κατανόησή μας για τη Μεγάλη Έκρηξη και καταργεί την ανάγκη για οποιαδήποτε περίοδο πληθωρισμού στην πρώιμη φάση του σύμπαντος.
Η Μεγάλη Έκρηξη είναι ίσως το πιο διάσημο χαρακτηριστικό της τυπικής κοσμολογίας. Είναι όμως και ανεπιθύμητο. Αυτό συμβαίνει επειδή το κλασικό μοντέλο του σύμπαντος, που περιγράφεται από τις εξισώσεις του Αϊνστάιν, καταρρέει στις συνθήκες του Big Bang, οι οποίες περιλαμβάνουν μια άπειρη πυκνότητα και θερμοκρασία, ή αυτό που οι φυσικοί αποκαλούν μοναδικότητα.
Τι θα γινόταν όμως αν δεν υπήρχε η μοναδικότητα; Από τη δεκαετία του 1960, οι φυσικοί εργάζονται για την περιγραφή του σύμπαντος χωρίς Big Bang, προσπαθώντας να ενοποιήσουν τη βαρυτική θεωρία και την κβαντική θεωρία σε κάτι που ονομάζεται κβαντική βαρύτητα. Οι φυσικοί John Wheeler και Bryce deWitt ήταν οι πρώτοι που εφάρμοσαν αυτές τις ιδέες σε μια υποθετική προγεωμετρική φάση του σύμπαντος, στην οποία οι έννοιες του χώρου και του χρόνου δεν έχουν ακόμη προκύψει από κάποια άγνωστη ακόμη δομή. Αυτό προανήγγειλε τη μελέτη της κβαντικής κοσμολογίας, στην οποία οι φυσικοί προσπάθησαν να περιγράψουν τη δυναμική των απλών μοντέλων παιχνιδιών του σύμπαντος σε μια κβαντική γλώσσα. Περιττό να πούμε ότι αρκετές διαφορετικές, αλλά σχετικές, ιδέες για την περιγραφή της προγεωμετρικής φάσης ξεπήδησαν κατά τη διάρκεια των δεκαετιών. Το ενοποιητικό θέμα αυτών των μοντέλων είναι ότι το κλασικό σύμπαν προκύπτει, χωρίς καμία ιδιομορφία, μέσω μιας μετάβασης από μια προγεωμετρική φάση σε μια φάση στην οποία ο χωροχρόνος περιγράφεται από τις εξισώσεις του Αϊνστάιν. Η κύρια δυσκολία στην κατασκευή μιας τέτοιας περιγραφής είναι ότι δεν έχουμε μια πλήρη θεωρία της κβαντικής βαρύτητας, η οποία θα μας επέτρεπε να μοντελοποιήσουμε λεπτομερώς την προγεωμετρική φάση.
Το βασικό νέο συστατικό που έχουμε εισαγάγει, το οποίο βοηθά στην παράκαμψη αυτής της τεχνικής δυσκολίας, είναι η έννοια της κοσμικής πληροφορίας. Η ιδέα ότι οι πληροφορίες πρέπει να διαδραματίζουν βασικό ρόλο στην περιγραφή της φυσικής έχει κερδίσει σημαντική υποστήριξη τα τελευταία χρόνια. Αυτή η έννοια προκύπτει σε διάφορα πλαίσια όταν κάποιος επιχειρεί να συνδυάσει τις αρχές της κβαντικής θεωρίας και της βαρύτητας, όπως, για παράδειγμα, στη μελέτη των κβαντικών μαύρων οπών. Υπάρχει επίσης η ενδιαφέρουσα ιδέα της ολογραφίας σε ορισμένα από αυτά τα μοντέλα, η οποία υποδηλώνει ότι το περιεχόμενο πληροφοριών σε μια μαζική περιοχή μπορεί να σχετίζεται με το περιεχόμενο πληροφοριών στα όριά της. Όμως, δυστυχώς, η μαθηματική περιγραφή των πληροφοριών αποδεικνύεται διαφορετική σε διαφορετικά περιβάλλοντα και δεν έχουμε βρει ακόμη μια ενοποιητική αρχή που να εφαρμόζεται σε όλες τις περιπτώσεις. Επομένως, για να εφαρμόσουμε την έννοια της πληροφορίας σε ολόκληρο το σύμπαν, πρέπει πρώτα να βρούμε έναν ορισμό για αυτήν που είναι φυσικά κατάλληλος.
Ο ορισμός της κοσμικής πληροφορίας που χρησιμοποιήσαμε μπορεί να επεξηγηθεί καλύτερα με μια αναλογία. Όταν ένα κομμάτι πάγου λιώνει για να σχηματίσει νερό, λαμβάνει χώρα μια μετάβαση από τη στερεά σε υγρή φάση. Η πραγματική δυναμική της μετάβασης φάσης μπορεί να είναι πολύ περίπλοκη, αλλά ο συνολικός αριθμός των ατόμων στον πάγο θα είναι ίδιος με τον συνολικό αριθμό των ατόμων στο νερό. Αυτός ο αριθμός αντιπροσωπεύει τον αριθμό των βαθμών ελευθερίας στο σύστημα, ο οποίος δεν αλλάζει κατά τη μετάβαση φάσης. Ομοίως, η μετάβαση φάσης που οδήγησε στη γέννηση του σύμπαντος μπορεί να περιγραφεί από έναν αριθμό που συνδέει τους βαθμούς ελευθερίας στην προγεωμετρική φάση με εκείνους του κλασικού χωροχρόνου. Χρησιμοποιώντας αυτόν τον αριθμό, τον οποίο ονομάζουμε "CosmIn", μπορούμε να συνδέσουμε τις δύο φάσεις του σύμπαντος, παρακάμπτοντας τις επιπλοκές ενός πλήρους μοντέλου κβαντικής βαρύτητας.
Το CosmIn, όντας ένας φυσικός παρατηρήσιμος αριθμός, πρέπει να είναι πεπερασμένος. Στην πραγματικότητα, περιμένουμε όλα τα φυσικά μεγέθη να είναι πεπερασμένα απουσία ιδιομορφιών. Επιπλέον, μπορέσαμε να αποδείξουμε ότι το CosmIn θα είναι πεπερασμένο μόνο εάν το σύμπαν υποβληθεί σε μια επιταχυνόμενη φάση διαστολής σε όψιμους χρόνους, ακριβώς όπως παρατηρούμε σήμερα. Αυτή η σύνδεση δεν υποδηλώνει μόνο έναν θεμελιώδη λόγο για την ύπαρξη της κοσμολογικής σταθεράς, αλλά και ένα μέσο υπολογισμού της αριθμητικής της τιμής—αν γνωρίζουμε την τιμή του CosmIn.
Η τιμή του CosmIn στην προγεωμετρική ή κβαντική βαρυτική φάση του σύμπαντος μπορεί να προσδιοριστεί χρησιμοποιώντας αποτελέσματα που προτείνονται επανειλημμένα από διάφορα μοντέλα κβαντικής βαρύτητας. Αποδεικνύεται ότι η συνολική πληροφορία που μεταφέρεται από την κβαντική βαρυτική φάση στην κλασική φάση πρέπει να είναι ίση με έναν απλό αριθμό:4π, μόνο το εμβαδόν μιας σφαίρας μοναδιαίας ακτίνας. Αυτό ισοδυναμεί με μία μονάδα πληροφοριών ανά μονάδα επιφάνειας μιας σφαίρας μοναδιαίας ακτίνας. Χρησιμοποιώντας αυτό το γεγονός, μπορούμε να συσχετίσουμε την αριθμητική τιμή της κοσμολογικής σταθεράς με την ενεργειακή κλίμακα στην οποία το σύμπαν έκανε μια μετάβαση από την κβαντική βαρυτική φάση στην κλασική φάση.
Αυτή η κλίμακα ενέργειας μετάβασης, με τη σειρά της, μπορεί να συσχετιστεί με το δεύτερο αινιγματικό χαρακτηριστικό του σύμπαντός μας:το μέγεθος των μικροσκοπικών κβαντικών διακυμάνσεων στο πρώιμο σύμπαν που αναπτύχθηκε για να σχηματίσει τους γαλαξίες και τα σμήνη γαλαξιών που βλέπουμε σήμερα. Η δημοφιλής διαδικασία για τον υπολογισμό του μεγέθους αυτών των διακυμάνσεων είναι η χρήση πληθωριστικών μοντέλων του σύμπαντος, τα οποία περιγράφουν το πρώιμο σύμπαν ότι διέρχεται από μια τεράστια και ταχεία αύξηση σε μέγεθος. Αλλά τα πληθωριστικά μοντέλα διατίθενται σε όλα τα σχήματα και μεγέθη και μπορούν να σχεδιαστούν για να παράγουν οποιαδήποτε αξία για αυτό το πλάτος. Δεν αξίζει επίσης τίποτα ότι το σχήμα των αρχέγονων διακυμάνσεων ελήφθη αρχικά από τον Edward Robert Harrison το 1970 (και ανεξάρτητα από τον Yakov B. Zeldovich) και ονομάζεται φάσμα Harrison-Zeldovich. Αυτό που πολλοί άνθρωποι αδυνατούν να εκτιμήσουν ή να τονίσουν είναι ότι ο Χάρισον εξήγαγε τα αποτελέσματά του περισσότερο από μια δεκαετία προτού εφευρεθούν τα πληθωριστικά μοντέλα!
Το μοντέλο μας μας επιτρέπει να συσχετίσουμε και τους αριθμούς - την αριθμητική τιμή της κοσμολογικής σταθεράς και το μέγεθος των αρχέγονων διακυμάνσεων - με την ενεργειακή κλίμακα στην οποία το προγεωμετρικό σύμπαν πέρασε από μια μετάβαση φάσης και έγινε το κλασικό σύμπαν στο οποίο ζούμε όλοι Ιδού, όταν επιλέγουμε την κατάλληλη ενεργειακή κλίμακα, παίρνουμε τη σωστή παρατηρούμενη τιμή και για τις δύο αυτές ποσότητες. Αυτό, με τη σειρά του, οδηγεί σε μια αλγεβρική σχέση μεταξύ της κοσμολογικής σταθεράς, του πλάτους των αρχέγονων διακυμάνσεων και της τιμής του CosmIn. Μπορούμε να αναστρέψουμε αυτή τη σχέση, χρησιμοποιώντας τις παρατηρούμενες τιμές των κοσμολογικών παραμέτρων, και να ελέγξουμε αν το CosmIn είναι πράγματι 4π. Η θεωρία περνάει το τεστ με άριστα. βρίσκουμε ότι το CosmIn, που προσδιορίζεται από παρατηρήσεις, είναι ίσο με 4π με ακρίβεια ενός μέρους στο 1.000.
Είναι απίστευτο ότι ένας πολύπλοκος συνδυασμός κοσμολογικών παραμέτρων —που θεωρούνται άσχετοι μεταξύ τους— πρέπει να έχει μια τόσο απλή τιμή. Η συμβατική προσέγγιση πρέπει να θεωρήσει αυτό το αποτέλεσμα ως τυχαία αριθμητική σύμπτωση. Εμείς, από την άλλη πλευρά, πιστεύουμε ότι μας λέει κάτι βαθύ και όμορφο για το σύμπαν μας.
Πιστεύουμε ότι η δική μας είναι η πρώτη προσπάθεια σύνδεσης της αριθμητικής τιμής της κοσμολογικής σταθεράς με το μέγεθος των διακυμάνσεων στο πρώιμο σύμπαν και η πρώτη που λαμβάνει και τους δύο αυτούς αριθμούς από ένα μοντέλο που δεν έχει ρυθμιζόμενες παραμέτρους και τις συσχετίζει με την ενεργειακή κλίμακα στο οποίο δημιουργήθηκε το κλασικό σύμπαν.
Όλες αυτές οι ιδέες βρίσκονται στο ευρύτερο πλαίσιο της κβαντικής βαρύτητας, μια θεωρία που οι φυσικοί εξακολουθούν να μην έχουν ακόμη και μετά από σχεδόν πέντε δεκαετίες εργασίας. Ένα από τα δυνατά σημεία του μοντέλου μας είναι ότι δεν απαιτεί την επεξεργασία των λεπτομερειών της κβαντικής βαρύτητας. Παρέχει όμως δύο σημαντικές υποδείξεις σχετικά με τη φύση της κβαντικής βαρύτητας και τη δομή του χωροχρόνου. Πρώτον, προτείνει έντονα ότι ο χωροχρόνος πρέπει να θεωρηθεί ότι αποτελείται από μικροσκοπικούς βαθμούς ελευθερίας, όπως η ύλη αποτελείται από άτομα. Δεύτερον, προτείνει ότι η σωστή θεωρία της προέλευσης του σύμπαντος είναι πολύ πιθανό να περιλαμβάνει μια μετάβαση φάσης από μια προγεωμετρική φάση στην κλασική φάση.
Αυτές οι υποδείξεις θα μπορούσαν επίσης να απαντήσουν σε ένα βασικό ερώτημα:Γιατί, μετά από δεκαετίες εργασίας, οι θεωρητικοί δεν έχουν ακόμη συγχωνεύσει τη βαρύτητα και την κβαντική θεωρία; Πιστεύουμε ότι αυτό μπορεί να απεικονιστεί καλύτερα με μια άλλη αναλογία. Γνωρίζουμε ότι η μηχανική των ρευστών μπορεί να περιγραφεί ως μια αυτοσυνεπής φυσική θεωρία, που εκφράζεται με ένα σύνολο εξισώσεων. Εάν πάρουμε αυτές τις εξισώσεις ως θεμελιώδεις και εφαρμόσουμε τις αρχές της κβαντικής θεωρίας σε αυτές, μπορούμε να ανακαλύψουμε νέα ενδιαφέροντα φαινόμενα, όπως, για παράδειγμα, την έννοια των φωνονίων (διακριτά κβάντα δόνησης) και τις αλληλεπιδράσεις τους. Ωστόσο, δεν μπορούμε ποτέ να φτάσουμε στην κβαντική δομή της ύλης με μια τέτοια προσέγγιση.
Υπάρχουν στοιχεία που υποδηλώνουν ότι οι εξισώσεις που περιγράφουν τη βαρύτητα είναι παρόμοιες με τις εξισώσεις της μηχανικής των ρευστών με αυτόν τον τρόπο. Με άλλα λόγια, η επανερμηνεία των εξισώσεων που περιγράφουν τη βαρύτητα χρησιμοποιώντας τις αρχές της κβαντικής θεωρίας είναι ανάλογη με την εφαρμογή κβαντικών αρχών στις εξισώσεις της μηχανικής των ρευστών. Δεν θα ανακαλύψουμε την κβαντική φύση του χωροχρόνου με αυτόν τον τρόπο—που, πιστεύουμε, είναι ο λόγος που οι προσπάθειες δεκαετιών για την κβαντοποίηση της θεωρίας του Αϊνστάιν έχουν οδηγήσει σε ηχηρές αποτυχίες.
Αυτό που απαιτείται είναι να επανεξετάσουμε τη φύση της βαρύτητας και να μάθουμε τι μας λέει για τη μικροσκοπική δομή του χωροχρόνου. Μια τέτοια προσέγγιση είναι ακριβώς αυτό που χρησιμοποίησε ο φυσικός Ludwig Boltzmann για να καταλάβει ότι τα θερμικά φαινόμενα απαιτούν η ύλη να αποτελείται από διακριτούς βαθμούς ελευθερίας (με άλλα λόγια, άτομα). Ο Boltzmann ουσιαστικά είπε ότι, αν κάτι μπορεί να είναι καυτό, πρέπει να περιέχει μικροσκοπικούς βαθμούς ελευθερίας.
Ο χωροχρόνος, επίσης, μπορεί να έχει θερμοκρασία και έτσι μπορεί να φαίνεται ζεστός σε ορισμένους παρατηρητές. Αυτή η ιδέα προέκυψε πρώτα μέσα από το έργο των Jacob Bekenstein και Stephen Hawking στο συγκεκριμένο πλαίσιο των μαύρων τρυπών. Πολύ σύντομα μετά, στα μέσα της δεκαετίας του '70, η δουλειά των Bill Unruh και Paul Davies έδειξε ότι αυτό είναι ένα πολύ γενικό χαρακτηριστικό του χωροχρόνου. Εάν συνδυάσετε το παράδειγμα του Boltzmann με το γεγονός ότι ο χωροχρόνος -όπως η κανονική ύλη- μπορεί να είναι καυτός, οδηγούμαστε στο συμπέρασμα ότι ο χωροχρόνος πρέπει να διαθέτει εσωτερικούς βαθμούς ελευθερίας, όπως τα άτομα στην ύλη. Τα τελευταία χρόνια έχουν προκύψει θεωρητικά στοιχεία που υποστηρίζουν αυτό το συμπέρασμα. Αυτή η παρατήρηση κρατά το κλειδί για την κατανόηση της μικροδομής του χωροχρόνου και οδηγεί γρήγορα σε τρία αξιοσημείωτα αποτελέσματα.
Πρώτον, η εξέλιξη μιας περιοχής του χωροχρόνου μπορεί να περιγραφεί ως προς τους βαθμούς ελευθερίας (ή, ισοδύναμα, το περιεχόμενο πληροφοριών) που βρίσκεται στο μεγαλύτερο μέρος και στα όρια αυτής της περιοχής. Δεύτερον, η βαρύτητα γίνεται ανοσία στις αλλαγές στο μηδενικό επίπεδο ενέργειας. Στη θεωρία του Αϊνστάιν, η βαρύτητα ανταποκρίνεται στην απόλυτη ποσότητα ενέργειας, καθιστώντας την κοσμολογική σταθερά ουσιαστικά αδύνατο να υπολογιστεί. Αυτό δεν συμβαίνει σε ένα παράδειγμα που βασίζεται σε περιεχόμενο πληροφοριών. Τρίτον, η προσέγγιση πληροφοριών υποδηλώνει ότι δεν πρέπει να σκεφτόμαστε την κοσμική εξέλιξη όπως περιγράφεται από μια συγκεκριμένη λύση στις εξισώσεις του Αϊνστάιν. Αντίθετα, αυτές οι εξισώσεις προκύπτουν σε ένα κατάλληλο όριο από ένα πιο ακριβές σύνολο εξισώσεων που περιγράφουν τους κβαντικούς βαθμούς ελευθερίας του χωροχρόνου.
Η προσέγγιση πληροφοριών, που επικυρώθηκε από το μοντέλο CosmIn μας, μας δίνει μια ζωντανή νέα εικόνα του σύμπαντος ως ανάλογη με ένα μεγάλο κομμάτι πάγου που περιέχει μια σημειακή πηγή θερμότητας. Η πηγή θερμότητας λιώνει τον πάγο γύρω του, δημιουργώντας μια περιοχή νερού, η οποία με τη σειρά της διαστέλλεται, φτάνοντας σε τοπική θερμοδυναμική ισορροπία. Σε μεγάλες κλίμακες, κοντά στο όριο των φάσεων, τα μόρια δεν έχουν φτάσει ακόμη σε ισορροπία, αφού το κομμάτι του πάγου θερμαίνεται από μέσα. Αρκετά απίστευτα αυτό μοιάζει με το πώς συμπεριφέρεται το σύμπαν μας. Η περιοχή με το νερό είναι ανάλογη με το παρατηρούμενο σύμπαν (που περιγράφεται από τη θεωρία του Αϊνστάιν). Περιβάλλεται από μια προγεωμετρική φάση (ανάλογη με τον πάγο) που περιγράφεται από —ακόμα άγνωστους— νόμους της κβαντικής βαρύτητας. Η έννοια της Μεγάλης Έκρηξης εξαλείφεται εντελώς και αντικαθίσταται από μια μετάβαση από τη μια φάση στην άλλη στο όριο. Και η ανάγκη για μια πληθωριστική περίοδο στην πρώιμη ιστορία του σύμπαντος εξαλείφεται επίσης.
Ολόκληρο το πλαίσιο είναι απλό και κομψό γιατί περιγράφεται από μια μόνο παράμετρο:την ενεργειακή κλίμακα της μετάβασης φάσης του πρώιμου σύμπαντος από την προγεωμετρία στην Αϊνστάιν γεωμετρία. Αυτό είναι σε αντίθεση με τα τυπικά πληθωριστικά μοντέλα, τα οποία περιέχουν πολλές παραμέτρους και δεν διαθέτουν καμία προγνωστική ισχύ. Το μοντέλο μας δεν χρησιμοποιεί καμία μη δοκιμασμένη φυσική. Το μόνο Το αξίωμα που κάνουμε είναι ότι το περιεχόμενο πληροφοριών του σύμπαντος πρέπει να είναι ίσο με 4π, το εμβαδόν μιας μονάδας σφαίρας.
Η εργασία ανοίγει τρεις νέους δρόμους έρευνας:Πρώτον, μας καλεί να εξερευνήσουμε τη φυσική της προγεωμετρικής φάσης σε διαφορετικά κβαντικά βαρυτικά μοντέλα. Δεύτερον, ανοίγει την ευκαιρία να εξερευνήσουμε τη συγκεκριμένη έννοια της κοσμικής πληροφορίας που χρησιμοποιείται σε αυτό το έργο και να προσπαθήσουμε να τη συσχετίσουμε με άλλες, παρόμοιες ιδέες πληροφοριών που χρησιμοποιούνται σε άλλα πλαίσια. Τρίτον, ενισχύει την ιδέα ότι ο χωροχρόνος αποτελείται από περισσότερους στοιχειώδεις βαθμούς ελευθερίας —όπως ακριβώς η ύλη αποτελείται από άτομα— και μας προκαλεί να μελετήσουμε διαφορετικές φάσεις του χωροχρόνου, όπως ακριβώς εξερευνούμε διαφορετικές φάσεις ύλης στη φυσική της συμπυκνωμένης ύλης.
Ο Thanu Padmanabhan είναι διακεκριμένος καθηγητής στο Διαπανεπιστημιακό Κέντρο Αστρονομίας και Αστροφυσικής, στην Ινδία. Μπορείτε να επικοινωνήσετε μαζί του στη διεύθυνση [email protected].
Αναφορές
1. Padmanabhan, T. &Padmanabhan, H. Κοσμικές πληροφορίες, η κοσμολογική σταθερά και το πλάτος των αρχέγονων διαταραχών. Γράμματα Φυσικής Β 773 , 81-85 (2017).
2. Padmanabhan, T. Τα άτομα του χωροχρόνου και η κοσμολογική σταθερά. Journal of Physics:Conference Series 880 , 012008 (2017).
3. Padmanabhan, T. Καταλαβαίνουμε πραγματικά τον Κόσμο; Comptes Rendus Physique 18 , 275-291 (2017).
Προσφορά εικόνας κολάζ φωτογραφιών: r.classen / Shutterstock
