Gabriele Veneziano, "Mit początku czasu" (2004)

KOSMOLOGIA

Gabriele Veneziano
> <strong><font size="3"><span class="tytulartpom">Mit początku czasu<span>

Z teorii strun wynika, że Wielki Wybuch nie był początkiem Wszechświata, lecz tylko jednym z wydarzeń w jego dziejach

Czy czas rzeczywiście zaczął płynąć dopiero w momencie Wielkiego Wybuchu? Czy też Wszechświat istniał już wcześniej? Jeszcze dziesięć lat temu takie dociekania zostałyby uznane za bluźnierstwo. Większość kosmologów uważała je po prostu za pozbawione sensu - tak samo jak pytanie, co znajduje się na północ od bieguna północnego. Jednakże postępy fizyki teoretycznej, a zwłaszcza narodziny teorii strun, doprowadziły do zmiany tej sytuacji: Wszechświat przed Wielkim Wybuchem stał się przedmiotem badań kosmologii.

Rosnące zainteresowanie tą tematyką oznacza, że wahadło intelektu, które waha się tam i z powrotem od tysiącleci, osiągnęło kolejne skrajne położenie. W tej czy innej postaci kwestia początku wszechrzeczy zaprzątała umysły filozofów i teologów w niemal wszystkich kulturach. Jest ona elementem rozległej problematyki, którą najkrócej zreasumował Paul Gaguin w swym słynnym obrazie z 1897 roku: D'ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous? (Skąd przychodzimy? Kim jesteśmy? Dokąd zmierzamy?). Dzieło przedstawia cykl narodzin, życia i śmierci, z którym wiążą się pytania o pochodzenie, tożsamość i przeznaczenie rodzaju ludzkiego. Pytania te dotyczą każdego z nas, a zarazem mają wymiar kosmiczny. Możemy prześledzić naszą linię genealogiczną przez pokolenia przodków i dalej - przez gatunki zwierząt, które dały początek ludziom rozumnym, pierwsze prymitywne formy życia, pierwiastki zsyntetyzowane we wczesnym Wszechświecie aż po pierwotną bezpostaciową energię. Czy możemy tak cofać się w nieskończoność, czy też to nasze poszukiwanie korzeni ma swój ostateczny kres? Czy kosmos jest - tak jak my sami - czymś nietrwałym i przemijającym?

Początek czasu był przedmiotem zażartych sporów starożytnych Greków. Arystoteles, który uważał, iż nigdy takiego początku nie było, powoływał się na zasadę, że nic nie może powstać z niczego: jeśli Wszechświat nie mógł wyłonić się z nicości, musiał istnieć zawsze. Ta i inne przesłanki doprowadziły go do wniosku, że czas rozciąga się bez końca w przeszłość i przyszłość. Teolodzy chrześcijańscy na ogół przyjmowali przeciwny punkt widzenia. Św. Augustyn utrzymywał, iż w mocy Boga, bytującego poza przestrzenią i czasem, jest powoływanie ich do istnienia, podobnie jak stworzył i inne elementy naszego świata. Na pytanie: "Co Bóg robił przed stworzeniem świata?" Augustyn odpowiadał: "Skoro sam czas jest częścią Stworzenia, po prostu nie było żadnego "przed"!"

Współczesnych kosmologów do mniej więcej takiego samego wniosku doprowadziła ogólna teoria względności Einsteina. Zgodnie z nią przestrzeń i czas nie są czymś sztywnym i niezmiennym. W największych skalach przestrzeń odznacza się naturalną dynamiką - rozszerza się lub kurczy z upływem czasu, unosząc ze sobą materię, tak jak przypływ unosi kawałki drewna. W latach dwudziestych XX wieku astronomowie stwierdzili, że odległe galaktyki rozbiegają się, a nasz Wszechświat znajduje się obecnie w stadium ekspansji. Zgodnie z teorią względności w takim Wszechświecie czas nie może rozciągać się w przeszłość bez końca (jeszcze w latach sześćdziesiątych dowiedli tego angielscy fizycy Stephen Hawking i Roger Penrose). W miarę jak wędrujemy wstecz przez dzieje kosmosu, wszystkie galaktyki zbiegają się do jednego punktu o nieskończenie małych wymiarach, zwanego osobliwością początkową - zupełnie jakby wpadały do czarnej dziury. Każda z galaktyk lub obiektów pregalaktycznych zostaje ściśnięta do zerowych rozmiarów, przy czym wartości parametrów, takich jak gęstość, temperatura czy krzywizna przestrzeni, rosną do nieskończoności. Osobliwość początkowa to nieodwołalny kataklizm kładący kres poszukiwaniu naszych kosmicznych korzeni, który przysparza kosmologom poważnych kłopotów. W szczególności trudno ją pogodzić z obserwowaną w dużej skali niemal doskonałą jednorodnością i izotropią Wszechświata: rozłączne obszary o rozmiarach kilkuset milionów lat świetlnych są statystycznie nieodróżnialne. Aby "ujednolicić" swe właściwości, odległe od siebie regiony kosmosu musiały się ze sobą w jakiś sposób komunikować. Idea takiej komunikacji stoi jednak w sprzeczności z mającym długą tradycję paradygmatem kosmologicznym. Aby przybliżyć ten problem, przypomnijmy, co wydarzyło się w ciągu 13.3 mld lat, które upłynęły od wyemitowania mikrofalowego promieniowania tła.

Dziwny zbieg okoliczności

W wyniku ekspansji Wszechświata odległości między galaktykami zwiększyły się mniej więcej 1000 razy. Jednocześnie, ze względu na to, że prędkość światła znacznie przewyższa szybkość ekspansji, promień obserwowalnej części Wszechświata wzrósł o znacznie większy czynnik - rzędu stu tysięcy. Widzimy dziś dalekie obszary Wszechświata, których nie potrafilibyśmy dostrzec 13.3 mld lat temu. W najdalszych z nich znajdują się galaktyki, których światło dopiero teraz, po raz pierwszy w dziejach Wszechświata, dotarło do naszej Galaktyki.

Pomimo to własności naszej Galaktyki nie odbiegają zbytnio od własności dalekich galaktyk. To tak, jakbyśmy przyszedłszy na przyjęcie, stwierdzili, że jesteśmy ubrani dokładnie tak samo jak kilkunastu naszych przyjaciół. Gdyby tylko dwóch gości było ubranych tak samo, można by to uznać za przypadek, jednak jeśli takich osób jest kilkanaście, nasuwa się wniosek, że w jakiś sposób musiały się wcześniej umówić. W kosmologii liczba ta wynosi nie kilkanaście, lecz kilkadziesiąt tysięcy - tyle niezależnych, a mimo to statystycznie nieodróżnialnych obszarów można wyodrębnić na mapie nieba, która obrazuje rozkład mikrofalowego promieniowania tła.

Jest oczywiście możliwe, że wszystkie te obszary miały takie same właściwości od samego początku - innymi słowy, że ich jednorodność ma charakter czysto przypadkowy. Fizycy widzą jednak dwie inne, bardziej naturalne możliwości wyjścia z tego impasu: wczesny Wszechświat mógł być znacznie mniejszy lub znacznie starszy, niż przewiduje standardowy model kosmologiczny. W każdym z tych przypadków (a niewykluczone, że oba zachodzą jednocześnie) odległe od siebie obszary Wszechświata miały wystarczająco dużo czasu, by się ze sobą skomunikować.

Większość badaczy podąża tropem wskazanym przez pierwszy człon tej alternatywy, postulując, że na wczesnym etapie dziejów Wszechświata zaistniał krótki okres gwałtownej ekspansji, zwanej inflacją. Przed inflacją galaktyki, bądź też obiekty pregalaktyczne, były tak gęsto upakowane, że z łatwością mogło dojść do ujednolicenia ich właściwości. Podczas inflacji ich kontakt uległ zerwaniu, ponieważ światło nie nadążało za ekspandującą w iście szaleńczym tempie przestrzenią. Gdy inflacja ustała, Wszechświat rozszerzał się coraz wolniej i galaktyki stopniowo znów zaczęły się wzajemnie "widzieć".

Za przyczynę impulsu inflacyjnego fizycy uważają energię potencjalną, która mniej więcej 10-35 s po Wielkim Wybuchu była zmagazynowana w nowym rodzaju pola - polu inflatonowym. Jej oddziaływanie grawitacyjne, w przeciwieństwie do oddziaływania masy spoczynkowej i energii kinetycznej, miało charakter odpychania; a zatem pole inflatonowe przyśpieszało ekspansję zamiast ją hamować jak w przypadku zwykłej materii. Przedstawiony w 1981 roku model inflacyjny przekonująco objaśniał podstawowe cechy Wszechświata [patrz: Alan H. Guth i Paul J. Steinhardt "The Inflationary Universe"; Scientific American, maj 1984; oraz RAPORT SPECJALNY "Cztery klucze do kosmosu"; Świat Nauki, marzec 2004]. Wiele problemów pozostawało jednak bez wyjaśnienia, poczynając od samej natury pola inflacyjnego oraz kwestii, w jaki sposób osiągnęło ono tak olbrzymią energię potencjalną.

Drugi, znacznie mniej popularny sposób rozwiązania zagadki jednorodności Wszechświata polega na wyeliminowaniu osobliwości początkowej. Jeśli Wszechświat nie zaczął się w momencie Wielkiego Wybuchu, lecz istniał na długo przed początkiem obserwowanej obecnie ekspansji, to materia miała aż nadto czasu, aby ujednolicić swój rozkład. Idąc tym tropem, badacze zaczęli dokładnie przyglądać się rozważaniom teoretycznym, na których opierała się teza o występowaniu osobliwości początkowej.

Jedno z założeń przyjętych w tych rozważaniach - że teoria względności obowiązuje zawsze i we wszystkich warunkach - jest dość wątpliwe. W pobliżu domniemanej osobliwości istotną, jeśli nie wręcz dominującą rolę, muszą odgrywać efekty kwantowe, których teoria względności w ogóle nie uwzględnia; wnioskowanie na jej podstawie o nieuchronności wystąpienia osobliwości jest zatem mocno naciągane. Aby się dowiedzieć, co się wtedy naprawdę zdarzyło, fizycy musieliby zastąpić teorię względności kwantową teorią grawitacji. Próbowało to zrobić wielu teoretyków, poczynając od Einsteina, jednakże aż do połowy lat osiemdziesiątych ich wysiłki były praktycznie bezowocne.

Na drodze do rewolucji

Największe nadzieje na stworzenie kwantowej teorii grawitacji wiąże się obecnie z dwoma kierunkami badań. Pierwszy z nich, który doprowadził do opracowania pętlowej grawitacji kwantowej, pozostawia teorię Einsteina w zasadzie bez zmian; zmienia natomiast procedurę uwzględniania efektów relatywistycznych w mechanice kwantowej [patrz: Lee Smolin "Atomy czasu i przestrzeni"; Świat Nauki, luty 2004]. W ciągu ostatnich kilku lat zwolennicy pętlowej grawitacji kwantowej odnotowali istotne sukcesy, znacznie ją udoskonalając. Niemniej ich podejście może okazać się za mało radykalne, by pokonać zasadnicze przeszkody na drodze do kwantowania grawitacji. Przed podobnym problemem stanęli teoretycy zajmujący się fizyką cząstek elementarnych, gdy Enrico Fermi przedstawił w 1934 roku teorię słabych oddziaływań jądrowych, którą zbudował na wzór teorii oddziaływań elektromagnetycznych. Okazało się, że nie tłumaczy ona wszystkich obserwowanych własności rozpadu b i że pełny kwantowy opis oddziaływań słabych musi opierać się na całkowicie nowej koncepcji. Taką koncepcją była teoria oddziaływań elektrosłabych, którą pod koniec lat sześćdziesiątych zaproponowali Sheldon L. Glashow, Steven Weinberg i Abdus Salam.

Drugim kierunkiem poszukiwań, według mnie bardziej obiecującym, jest teoria strun - naprawdę rewolucyjna modyfikacja teorii względności Einsteina. W tym artykule skupię się właśnie na niej, chociaż zwolennicy pętlowej grawitacji kwantowej utrzymują, że w wielu przypadkach ich prace prowadzą do tych samych wniosków.

Punktem wyjściowym teorii strun był opracowany przeze mnie w 1968 roku model teoretyczny, który miał opisywać cząstki jądra atomowego (protony i neutrony) i ich oddziaływania. Początkowo wzbudzał on wiele entuzjazmu; wkrótce okazało się jednak, że nie spełnia pokładanych w nim nadziei. Kilka lat później został zarzucony na rzecz chromodynamiki kwantowej, która opisuje cząstki jądrowe za pomocą ich elementarnych składowych - kwarków. Kwarki są uwięzione wewnątrz protonu lub neutronu - zupełnie jakby były powiązane elastycznymi strunami. W retrospekcji można stwierdzić, że teoria strun poprawnie ujmowała ów "strunowy" aspekt świata subatomowego. Jednak powrócono do niej dopiero znacznie później - gdy okazało się, że rokuje nadzieje na połączenie ogólnej teorii względności z teorią kwantów.

Zgodnie z zasadniczym założeniem teorii strun, podstawowym elementem rzeczywistości nie są twory punktowe, lecz nieskończenie cienkie obiekty jednowymiarowe - "struny". Różne drgania strun odpowiadają różnym rodzajom cząstek niesłusznie nazywanych dotąd elementarnymi, tak jak różne drgania struny skrzypcowej odpowiadają różnym dźwiękom. Istna menażeria cząstek elementarnych bierze się stąd, że struny drgają na wiele sposobów. Cóż jednak sprawia, że teoria opierająca się na tak prostym pomyśle nadaje się do opisu skomplikowanego świata cząstek i ich oddziaływań? Odpowiedź tkwi w tym, co można nazwać magią strun kwantowych. Drgająca struna jest jak gdyby miniaturową struną skrzypcową, z tą różnicą, że drgania rozchodzą się wzdłuż niej z prędkością światła. Gdy taki obiekt opiszemy w kategoriach mechaniki kwantowej, ukazują się nam jego nowe właściwości, mające olbrzymie znaczenie dla fizyki cząstek elementarnych i kosmologii.

Po pierwsze, wszystkie struny kwantowe mają skończoną, niezerową długość. Strunę, która nie podlega prawom mechaniki kwantowej, można przeciąć na pół, potem znowu na pół itd. aż do otrzymania punktowych cząstek o zerowej masie. Gdy to samo spróbujemy zrobić ze struną kwantową, w pewnym momencie wkroczy zasada nieoznaczoności Heisenberga, która uniemożliwi nam otrzymanie kawałków o długości mniejszej niż 10-34 m. W teorii strun ten nieredukowalny kwant długości, oznaczany jako ls, jest stałą przyrody, równie uniwersalną jak prędkość światła c i stała Plancka h. Stała ta odgrywa fundamentalną rolę w niemal wszystkich aspektach teorii, zapewniając skończoność parametrów, które w innym przypadku miałyby wartość zerową lub nieskończoną.

Po drugie, struny kwantowe mogą mieć moment pędu, nawet nie mając masy. W fizyce klasycznej moment pędu jest parametrem charakteryzującym ciało, które wykonuje ruch obrotowy wokół jakiejś osi. Jego wartość jest iloczynem prędkości, masy i odległości od osi obrotu, a zatem ciało o zerowej masie nie może mieć skończonego (niezerowego) momentu pędu. Gdy uwzględniamy fluktuacje kwantowe, sytuacja zmienia się diametralnie. Miniaturowa struna może uzyskać jedną lub dwie jednostki h momentu pędu nawet wtedy, gdy nie ma żadnej masy. Dzięki temu można odtworzyć właściwości cząstek przenoszących oddziaływania fundamentalne, jak fotony (w przypadku oddziaływania elektromagnetycznego) czy grawitony (w przypadku grawitacji). Jeśli spojrzeć historycznie, to właśnie moment pędu wskazał fizykom możliwość wykorzystania teorii strun do celów kwantowania grawitacji.

Po trzecie, struny kwantowe wymagają wprowadzenia przestrzeni o liczbie wymiarów większej niż trzy. Podczas gdy klasyczna struna skrzypcowa drga niezależnie od właściwości czasu i przestrzeni, struna kwantowa okazuje się bardziej "wybredna". Aby równania opisujące jej drgania nie były wewnętrznie sprzeczne, czasoprzestrzeń musi mieć silną krzywiznę (czemu przeczą obserwacje) lub sześć dodatkowych wymiarów przestrzennych.

Po czwarte, występujące w równaniach stałe fizyczne, jak stała Newtona czy Coulomba, które określają własności naszego świata, nie przybierają arbitralnych, ustalonych raz na zawsze wartości. W teorii strun są one polami, które tak jak pole elektromagnetyczne mają charakter dynamiczny: mogą przybierać różne wartości w różnych epokach kosmologicznych lub różnych obszarach przestrzeni, i nawet obecnie mogą podlegać nieznacznym wahaniom. Wykrycie jakiejkolwiek zmienności tych "stałych" byłoby niezwykle silnym argumentem na rzecz teorii strun. (Zagadnienie to będzie tematem oddzielnego artykułu w jednym z najbliższych numerów - przyp. red.).

Jedno z takich pól, zwane polem dylatonowym, określa siłę każdego oddziaływania; można je więc uznać za klucz do teorii strun. Dla jej zwolenników jest ono szczególnie ważne i ciekawe, gdyż jego wartość można zinterpretować jako charakterystyczną skalę długości w jeszcze jednym wymiarze przestrzennym, otrzymując tym samym czasoprzestrzeń o 11 wymiarach.

Związać koniec z końcem

Struny kwantowe wskazały fizykom możliwość istnienia nieznanych dotąd symetrii przyrody, zwanych dualnościami, które całkowicie zaprzeczają naszym intuicyjnym wyobrażeniom o tym, co dzieje się, gdy ciała uzyskują skrajnie małe rozmiary. Na przykład gdy skracamy strunę, jej masa się zmniejsza; gdybyśmy jednak spróbowali ją skrócić do rozmiarów mniejszych niż ls, jej masa zaczyna znów rosnąć.

Inną nową symetrią jest T-dualność, dzięki której małe i wielkie wartości dodatkowych wymiarów są sobie równoważne. Wynika to stąd, że ruch strun ma charakter bardziej skomplikowany aniżeli ruch cząstek punktowych. Wyobraźmy sobie zamkniętą strunę (czyli pętlę) znajdującą się na powierzchni cylindra, którego obwód reprezentuje jeden skończony wymiar dodatkowy. Oprócz wykonywania ruchu drgającego struna może poruszać się jako całość wokół cylindra albo owijać się wokół niego jedno? lub wielokrotnie niczym gumka wokół zwiniętego w rulon plakatu [ilustracja na stronie 52].

Energia związana z owijaniem się jest wprost proporcjonalna do promienia cylindra (im większy promień, tym bardziej struna musi się rozciągnąć; a zatem w przypadku grubego cylindra ma większą energię niż w przypadku cienkiego). Natomiast energia związana z ruchem wokół cylindra jest odwrotnie proporcjonalna do promienia: grubszy cylinder dopuszcza fale o większej długości (mniejszej częstotliwości), które odpowiadają niższym energiom niż fale krótsze. Gdy gruby cylinder zastąpimy cienkim, oba rodzaje ruchu mogą się zamienić rolami: energia związana z okrążaniem cylindra będzie teraz przybierała takie wartości, jakie poprzednio miała energia związana z owijaniem się i na odwrót. Zewnętrzny obserwator mierzy jedynie wartości energii, nie może natomiast ustalić jej pochodzenia; tak więc cylindry o dużym i małym promieniu będą dla niego fizycznie równoważne.

T-dualność jest zwykle opisywana dla przypadku przestrzeni cylindrycznych, w których jeden wymiar (obwód cylindra) jest skończony, ale jeden z wariantów tej symetrii dotyczy również naszej zwykłej trójwymiarowej przestrzeni, która, jak wszystko na to wskazuje, rozciąga się w nieskończoność. Mówienie o ekspansji nieskończonej przestrzeni może się wydawać pewnym nadużyciem, jako że jej wielkość nie ulega zmianie - jest i pozostanie nieskończona. Pomimo to taka przestrzeń może ekspandować w tym sensie, że znajdujące się w niej ciała, na przykład galaktyki, oddalają się od siebie nawzajem. W takim przypadku wyznacznikiem ekspansji nie są całkowite rozmiary przestrzeni, lecz czynnik, o jaki z upływem czasu zwiększają się odległości między galaktykami (nosi on nazwę czynnika skali, a jego wartość jest ściśle związana z przesunięciem ku czerwieni, jakie astronomowie obserwują w widmach galaktyk). Zgodnie z T-dualnością wszechświaty o małym i dużym czynniku skali są sobie równoważne. Tego rodzaju symetrii nie przewidywały równania Einsteina - jest ona wynikiem dokonanej w teorii strun unifikacji oddziaływań, w której ważną rolę odgrywają dylatony.

Przez wiele lat fizycy zajmujący się teorią strun sądzili, że T-dualność jest ograniczona do strun zamkniętych i nie dotyczy strun otwartych o swobodnych końcach, które nie mogą się owijać. W 1995 roku Joseph Polchinski z University of California w Santa Barbara odkrył, że T-dualność stosuje się również do strun otwartych, pod warunkiem że zamianie dużych promieni na małe towarzyszy zmiana warunków na obu końcach struny. Uprzednio fizycy postulowali warunki brzegowe, zgodnie z którymi końce strun mogły swobodnie poruszać się w przestrzeni, ponieważ nie działała na nie żadna siła. Gdy obowiązuje T-dualność, warunki te przechodzą w tzw. warunki brzegowe Dirichleta, przy których końce strun są sztywno zamocowane.

Oba rodzaje warunków brzegowych mogą występować jednocześnie. Na przykład elektrony to przypuszczalnie struny, których końce poruszają się swobodnie w trzech z dziesięciu wymiarów przestrzennych, lecz są umiejscowione w pozostałych siedmiu. Te trzy wymiary tworzą podprzestrzeń zwaną membraną Dirichleta, czyli D-braną. W 1996 roku Petr Horava z University of California w Berkeley i Edward Witten z Institute of Advanced Study w Princeton wysunęli tezę, że nasz Wszechświat znajduje się właśnie na takiej branie. Owa częściowa tylko mobilność elektronów i innych cząstek wyjaśnia, dlaczego nie postrzegamy przestrzeni w jej pełnym, 10-wymiarowym bogactwie.

Wszystkie te niezwykłe właściwości strun kwantowych sprowadzają się do jednego - struny nie znoszą nieskończoności. Dzięki temu, że nie mogą skurczyć się do punktu, unikamy paradoksów związanych z kolapsem. Niezerowe rozmiary strun, a także związane z nimi nowe symetrie, nakładają górne ograniczenia na wartości tych wielkości fizycznych, które w konwencjonalnych teoriach mogły rosnąć nieograniczenie, oraz dolne ograniczenia na wielkości, które mogły maleć do zera. Teoria strun przewiduje, że cofając się w czasie, zaobserwowalibyśmy zwiększanie się kosmicznej krzywizny. Jednak zamiast zwiększać się do nieskończoności (jak w klasycznym modelu Wielkiego Wybuchu), osiągnęłaby ona maksimum, po czym zaczęła się zmniejszać. Przed teorią strun fizycy nie potrafili wymyślić mechanizmu, który tak gładko eliminowałby osobliwość początkową.

Poskromić nieskończoność

W czasoprzestrzennym otoczeniu osobliwości panowały warunki tak ekstremalne, że nikt jeszcze nie zdołał dla nich rozwiązać równań teorii. Niemniej naukowcy zaryzykowali pewne domysły na temat historii Wszechświata przed Wielkim Wybuchem. Obecnie dyskutowane są dwa jej modele.

Pierwszy, znany jako scenariusz Wszechświata preistniejącego, opracowałem wraz z moim zespołem w 1991 roku. Łączy on T-dualność z mniej egzotyczną symetrią odwrócenia w czasie, która przewiduje, że prawa fizyki pozostają w mocy niezależnie od tego, czy czas biegnie do przodu czy do tyłu. Połączenie tych symetrii otwiera możliwość budowania nowych modeli kosmologicznych, na przykład takich, w których Wszechświat na pięć sekund przed Wielkim Wybuchem ekspanduje w tym samym tempie co w pięć sekund po Wielkim Wybuchu, lecz szybkość zmiany tempa ekspansji ma znak przeciwny (tzn. jeśli po wybuchu maleje, to przed wybuchem wzrastała). Krótko mówiąc, Wielki Wybuch nie jest początkiem Wszechświata, lecz jedynie gwałtownym przejściem od przyśpieszania do spowalniania.

Pięknym aspektem takiego obrazu jest to, że automatycznie uwzględnia on podstawową ideę modelu inflacyjnego, zgodnie z którą Wszechświat zawdzięcza swą obecną jednorodność i izotropowość okresowi przyśpieszonej ekspansji, przez jaki przeszedł w zamierzchłej przeszłości. W klasycznej wersji inflacji do przyśpieszonej ekspansji dochodzi po Wielkim Wybuchu pod wpływem wprowadzonego ad hoc pola inflatonowego, podczas gdy w naszym modelu przyśpieszanie następuje przed Wielkim Wybuchem i jest naturalną konsekwencją nowych symetrii wprowadzonych przez teorię strun. W takim scenariuszu Wszechświat przed Wielkim Wybuchem jest niemal wiernym lustrzanym odbiciem Wszechświata po Wielkim Wybuchu [ilustracja na stronie 53]. Jeśli w przyszłości Wszechświat będzie się rozszerzał bez końca, a gęstość zawartej w nim materii będzie dążyła do zera, oznacza to, że trwał on również wiecznie w przeszłości.

Nieskończenie dawno temu Wszechświat był niemal zupełnie pusty - wypełniała go skrajnie rozrzedzona mieszanina materii i promieniowania. Siły natury, których wielkość jest ustalana przez pole dylatonowe, były tak słabe, że cząstki tworzące ową mieszaninę praktycznie nie oddziaływały ze sobą. W miarę upływu czasu oddziaływania fizyczne stawały się coraz silniejsze i powodowały wzajemne przyciąganie się materii, która zaczęła się skupiać w losowo rozrzuconych obszarach. W obrębie skupisk jej gęstość wzrosła w końcu tak bardzo, że zaczęły powstawać czarne dziury. Napływająca do nich materia traciła łączność z otoczeniem, co oznaczało, że Wszechświat został podzielony na wiele rozłącznych części.

Wewnątrz czarnej dziury przestrzeń i czas zamieniają się rolami - środek czarnej dziury nie jest punktem w przestrzeni, lecz momentem w czasie. Gdy materia zbliża się do środka dziury, jej gęstość nieustannie wzrasta, jednak gdy gęstość, temperatura i krzywizna przestrzeni osiągną maksymalne wartości dopuszczalne przez teorię strun, następuje "odbicie" i parametry te zaczynają maleć. Moment odbicia jest tym, co nazywamy Wielkim Wybuchem, a wnętrze jednej z owych czarnych dziur to nasz Wszechświat.

Ten niekonwencjonalny scenariusz wzbudził oczywiście wiele kontrowersji. Andriej Linde ze Stanford University wskazał, że chcąc uzyskać jego zgodność z obserwacjami, trzeba założyć, iż czarna dziura, która stała się naszym Wszechświatem, była nadzwyczaj duża (jej promień musiał być znacznie większy od minimalnej długości występującej w teorii strun). Na zarzut ten można odpowiedzieć, że równania przewidują powstawanie czarnych dziur różnej wielkości i że nasz Wszechświat utworzył się wewnątrz dziury, która miała dostatecznie duże rozmiary.

Znacznie poważniejszy problem został wskazany przez Thibaulta Damoura z Institut des Hautes Études Scientifiques w Bures-sur-Yvette we Francji oraz Marca Henneaux z Vrije Universiteit w Brukseli. Uważają oni, że materia i czasoprzestrzeń w pobliżu momentu Wielkiego Wybuchu powinna zachowywać się w sposób chaotyczny, co stoi w sprzeczności z obserwowaną regularnością wczesnego Wszechświata. Zaproponowałem niedawno, że ów chaotyczny stan mógłby doprowadzić do powstania gęstego gazu miniaturowych "strunodziur" - strun tak małych i tak masywnych, że znajdują się o krok od przekształcenia się w czarne dziury. Ich własności eliminowałyby problem zasygnalizowany przez Damoura i Henneaux. W podobnym kierunku szła propozycja Thomasa Banksa z Rutgers University i Willy'ego Fischlera z University of Texas w Austin. Nasz scenariusz krytykują również inni badacze, ale dotąd nie udało im się wskazać jakiegoś zasadniczego błędu w wysuniętej przez nas koncepcji.

Gdy brana grzmotnie w branę

Konkurencyjny scenariusz dziejów Wszechświata przed Wielkim Wybuchem jest znany jako model ekpyrotyczny (z greckiego ekpyrosis - wielka pożoga). Został on opracowany przed trzema laty przez zespół, w którego skład weszli kosmolodzy i fizycy zajmujący się teorią strun - Justin Khoury z Columbia University, Paul J. Steinhardt z Princeton University, Burt A. Ovrut z University of Pennsylvania, Nathan Seiberg z Institute for Advanced Study oraz Neil Turok z University of Cambridge. U jego podstaw leży założenie, że nasz Wszechświat jest jedną z wielu D-bran unoszących się w przestrzeni o większej liczbie wymiarów. Brany te przyciągają się grawitacyjnie i od czasu do czasu dochodzi do ich zderzenia. Wielki Wybuch byłby właśnie takim zderzeniem "naszej" brany z jakąś inną [ilustracja na stronie 54].

W jednym z wariantów modelu ekpyrotycznego takie zderzenia zachodzą cyklicznie: dwie brany zderzają się, odbijają od siebie, oddalają, przyciągają się, ponownie się zderzają itd. Pomiędzy zderzeniami zachowują się jak silly putty*: rozszerzają się, oddalając się od siebie, i nieco się kurczą podczas zbliżania. Zanim dojdzie do zawrócenia, tempo ich ekspansji gwałtownie wzrasta. Obserwowane obecnie przyśpieszanie ekspansji Wszechświata może być zapowiedzią kolejnej kolizji.

Model Wszechświata preistniejącego i model ekpyrotyczny mają wiele elementów wspólnych. Oba zaczynają się od wielkiego, zimnego, niemal pustego Wszechświata i w obu występuje problem opisu przejścia między fazami przed Wielkim Wybuchem i po nim. Matematycznie różnią się przede wszystkim ewolucją pola dylatonowego. W pierwszym z nich początkowo ma ono bardzo małą wartość (siły natury są początkowo bardzo słabe), lecz z czasem jego natężenie stopniowo wzrasta. W modelu ekpyrotycznym jest odwrotnie - do kolizji będącej odpowiednikiem Wielkiego Wybuchu dochodzi wtedy, gdy natężenie oddziaływań jest najsłabsze.

Twórcy modelu ekpyrotycznego mieli początkowo nadzieję, że słabość oddziaływań pozwoli im łatwiej ustalić, co dzieje się w tym kluczowym momencie. Stanęli jednak przed trudnościami związanymi z bardzo silną krzywizną przestrzeni, toteż kwestia, czy naprawdę udało im się wyeliminować osobliwość, wciąż pozostaje nierozstrzygnięta. Ponadto aby uniknąć znanych paradoksów kosmologicznych, w scenariuszu ekpyrotycznym trzeba przyjąć bardzo specyficzne założenia - na przykład w momencie zderzenia brany muszą być niemal dokładnie równoległe do siebie, gdyż w innym przypadku Wielki Wybuch nie byłby wystarczająco jednorodny. Wydaje się, że problem ten można rozwiązać w modelu "cyklicznym", w którym powtarzające się zderzenia doprowadziłyby w końcu do właściwego ustawienia bran.

Oprócz problemów związanych z matematycznym opisem obydwu modeli pojawia się zasadnicze pytanie o możliwość ich obserwacyjnego zweryfikowania. Na pierwszy rzut oka oba scenariusze wydają się mieć więcej wspólnego nie tyle z fizyką, ile z metafizyką - jako koncepcje interesujące same w sobie, których obserwatorzy nigdy nie będą w stanie ani dowieść, ani obalić. Jest to jednak pogląd nazbyt pesymistyczny. Podobnie jak szczegółowe aspekty fazy inflacyjnej ewentualna epoka poprzedzająca Wielki Wybuch pozostawia obserwowalne sygnatury; przede wszystkim w drobnych fluktuacjach temperatury mikrofalowego promieniowania tła.

Po pierwsze, obserwacje pokazują, że fluktuacje te kształtowały się pod wpływem fal akustycznych przez kilkaset tysięcy lat, a ich regularność świadczy o tym, że fale te były zsynchronizowane. Kosmolodzy odrzucili wiele modeli Wszechświata tylko dlatego, że nie objaśniały owej synchronizacji. Model inflacyjny, Wszechświata preistniejącego oraz ekpyrotyczny przeszły ten zasadniczy test pomyślnie. W każdym z nich fale generowane przez procesy kwantowe ulegają wzmocnieniu w okresie przyśpieszonej ekspansji Wszechświata, a ich fazy są zgodne.

Po drugie, każdy model przewiduje pewną zależność amplitudy fluktuacji temperatury od jej wielkości kątowej. Obserwatorzy stwierdzili, że fluktuacje wszystkich rozmiarów mają mniej więcej taką samą amplitudę (wyraźne odchylenia występują dopiero w bardzo małych skalach, w których obraz pierwotnych fluktuacji został zmieniony przez procesy zachodzące na późniejszych etapach ewolucji Wszechświata). Model inflacyjny doskonale odtwarza ten rozkład. Podczas inflacji krzywizna przestrzeni zmienia się stosunkowo powoli, a zatem fluktuacje o różnych rozmiarach generowane są w mniej więcej tych samych warunkach. W obydwu modelach "strunowych" następuje szybka zmiana krzywizny, co prowadzi do zwiększenia amplitudy fluktuacji w małej skali, lecz z kolei inne procesy wzmacniają fluktuacje wielkoskalowe i ostatecznie wszystkie fluktuacje osiągają tę samą wielkość. W modelu ekpyrotycznym procesy te wiążą się z dodatkowym wymiarem przestrzeni (tym, który rozdziela zderzające się brany), natomiast w modelu Wszechświata preistniejącego - z jednym z pól kwantowych (jest to związane z polem dylatonowym pole aksjonowe). Reasumując, wszystkie trzy modele zgodne są z danymi obserwacyjnymi.

Po trzecie, drobne fluktuacje temperatury promieniowania tła mogą być wynikiem zarówno fluktuacji gęstości materii we wczesnym Wszechświecie, jak i zaburzeń czasoprzestrzeni wywołanych przez fale grawitacyjne. W scenariuszu inflacyjnym działają oba te procesy, w modelach Wszechświata preistniejącego i ekpyrotycznym zaś zdecydowanie dominują fluktuacje gęstości. Fale grawitacyjne z odpowiedniego zakresu długości pozostawiają po sobie charakterystyczny ślad, który można wykryć, obserwując polaryzację mikrofalowego promieniowania tła [patrz: Robert R. Caldwell i Marc Kamionkowski "Echa Wielkiego Wybuchu", Świat Nauki, marzec 2001]. Jeśli ów ślad rzeczywiście istnieje, przyszłe obserwacje - prowadzone na przykład za pomocą budowanego przez Europejską Agencję Kosmiczną satelity Planck - powinny go odnaleźć, przesądzając tym samym, miejmy nadzieję, ostatecznie o poprawności bądź nie poszczególnych modeli.

Czwarty test jest związany z analizą statystyczną fluktuacji. W modelu inflacyjnym rozkład fluktuacji jest krzywą dzwonową, nazywaną przez fizyków krzywą Gaussa. To samo dotyczy modelu ekpyrotycznego, podczas gdy model Wszechświata preistniejącego dopuszcza znaczne odchylenia od krzywej Gaussa.

Możliwości weryfikacji modeli teoretycznych nie ograniczają się do badań promieniowania mikrofalowego. W modelu Wszechświata preistniejącego powstaje chaotyczne tło fal grawitacyjnych, które wprawdzie nie pozostawiają śladów w tle mikrofalowym, ale w stosunkowo niedalekiej przyszłości powinny być możliwe do wykrycia drogą bezpośrednich obserwacji. Ponadto zmienne pole dylatonowe, które występuje w modelu ekpyrotycznym i Wszechświata preistniejącego, jest sprzężone z polem elektromagnetycznym, dzięki czemu generuje fluktuacje wielkoskalowego pola magnetycznego. Ich pozostałości powinny dać się zaobserwować w rozkładzie galaktycznych i międzygalaktycznych pól magnetycznych.

A zatem czy czas w ogóle miał początek? Nauka nie udziela jeszcze ostatecznej odpowiedzi na to pytanie, ale dysponujemy już co najmniej dwoma modelami teoretycznymi, które można testować obserwacyjnie i które przewidują, że Wszechświat - a tym samym i czas - istniał na długo przed Wielkim Wybuchem. Jeśli jeden z nich jest prawdziwy, kosmos istnieje od zawsze i nawet gdyby kiedyś doszło do ponownego kolapsu, będzie istniał wiecznie.

"Magiczna guma" - popularna w USA jako zabawka, z niezwykle elastycznej, łatwej do modelowania substancji powstającej przez zmieszanie oleju silikonowego z kwasem bornym (przyp. tłum.)