Fandom

Science Wiki

Κοσμικός Πληθωρισμός

63.268pages on
this wiki
Add New Page
Talk1 Share

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Κοσμικός Πληθωρισμός

Inflation


Inflation-Light-Horizon-01-goog.jpg

Πρόβλημα Ορίζοντα

Cosmological-Inflation-01-goog.jpg

Κοσμικός Πληθωρισμός

Cosmological-Inflation-02-goog.jpg

Κοσμικός Πληθωρισμός

Cosmological-Inflation-03-goog.jpg

Κοσμικός Πληθωρισμός

Cosmological-Inflation-04-goog.jpg

Κοσμικός Πληθωρισμός

Cosmological-Inflation-05-goog.png

Κοσμικός Πληθωρισμός

Universe-Inflation-01-goog.jpg

Πληθωριστικό Σύμπαν

Universe-Inflation-02-goog.jpg

Μη-Πληθωριστικό Σύμπαν

- Μία περίοδος της εξέλιξης του Σύμπαντος, κατά τη διάρκεια της οποίας ο κοσμολογικός παράγοντας κλίμακας, που περιγράφει το μέγεθος του Σύμπαντος, είναι επιταχυνόμενος.

ΕισαγωγήEdit

Το μοντέλο του κοσμολογικού πληθωρισμού εισήχθηκε στην Αστροφυσική από τον A. Guth το 1981, για να επιλύσει προβλήματα που σχετίζονται με την Μεγάλη Έκρηξη.

ΠλεονεκτήματαEdit

Τα βασικά προβλήματα του Σύμπαντος που επιλύει ο πληθωρισμός είναι:

  • η επιπεδότητα,
  • το πρόβλημα του ορίζοντα,
  • τα ανεπιθύμητα υπολείμματα, και
  • η ομογένεια και ισοτροπία

Το μοντέλο του κοσμολογικού πληθωρισμού επιλύει με πολύ καλή ακρίβεια τα παραπάνω προβλήματα και, παρόλο που γεννά κάποια νέα, έτυχε της ευρείας αποδοχής από τους αστροφυσικούς.

Πρόβλημα ΟρίζοντοςEdit

Αφορά το παράδοξο ότι το Σύμπαν έχει ίδια μορφή στις αντιδιαμετρικές πλευρές του ουρανού (αντίθετοι ορίζοντες), παρόλο που δεν υπήρξε αρκετός χρόνος από την εποχή του Big Bang ώστε το φως (ή οτιδήποτε άλλο) να προλάβει να ταξιδεύσει κατά τη διάμετρο του σύμπαντος και να επιστρέψει στον παρατηρητή. Τότε πώς γνωρίζουν οι αντίθετοι ορίζοντες τι συμβαίνει στα αντιδιαμετρικά σημεία ώστε να έχουν τις ίδιες ιδιότητες;

Πρόβλημα ΕπιπεδότηταςEdit

Το δεύτερο παράδοξο λέγεται πρόβλημα της επιπεδότητας. Πρόκειται για το παράδοξο της σχεδόν επίπεδης γεωμετρίας που παρουσιάζει το Σύμπαν, πράγμα που σημαίνει ότι το σύμπαν βρίσκεται πάνω ακριβώς στη διαχωριστική γραμμή μεταξύ της αιώνιας διαστολής και της μελλοντικής του συστολής και κατάρρευσης.

Το πρόβλημα της επιπεδότητας μπορεί να γίνει κατανοητό με βάση την πυκνότητα του σύμπαντος. Η παράμετρος της πυκνότητας είναι ένα μέτρο της ποσότητας της ύλης που αλληλεπιδρά βαρυτικά στο σύμπαν, και συνήθως παριστάνεται με το ελληνικό γράμμα (Ω). Είναι δε επίσης γνωστή και ως παράμετρος επιπεδότητας.

Ορίζεται κατά τέτοιο τρόπο ώστε αν το σύμπαν είναι ακριβώς επίπεδο, έχει τιμή Ω=1.

Πριν την ανάπτυξη της ιδέας του πληθωρισμού, ένα από τα μεγάλα αινίγματα της κοσμολογίας ήταν το γεγονός ότι η πραγματική πυκνότητα του σύμπαντος σήμερα είναι πολύ κοντά σε αυτή την κρίσιμη τιμή - μέσα βέβαια στα όρια ενός παράγοντα 10. Κάτι τέτοιο είναι περίεργο γιατί καθώς το σύμπαν διαστέλλεται από τη στιγμή του Bιg Bang και ύστερα, η διαστολή θα απομακρύνει την παράμετρο πυκνότητας από την κρίσιμη τιμή της.

Αν το σύμπαν ξεκίνησε τη ζωή του με μια τιμή της παραμέτρου μικρότερη από 1, το Ω γίνεται μικρότερο καθώς το σύμπαν γερνάει, ενώ αν ξεκινάει με τιμή μεγαλύτερη του 1, το Ω γίνεται μεγαλύτερο καθώς το σύμπαν γερνάει. Το γεγονός ότι το Ω είναι μεταξύ 0,1 και 1 σήμερα, σημαίνει ότι στο πρώτο δευτερόλεπτο του Bιg Bang ήταν ακριβώς 1, με μια ακρίβεια 1 μέρος στα 1060 . Αυτό κάνει την τιμή της παραμέτρου της πυκνότητας, μια από τις πιο καλά προσδιορισμένες τιμές των φυσικών ποσοτήτων σε ολόκληρη την επιστήμη, και το φυσικό συμπέρασμα που θα βγάζαμε από κάτι τέτοιο θα ήταν ότι η τιμή της και σήμερα και πάντα ήταν ακριβώς ίση με 1. Μια σημαντική συνέπεια αυτού του γεγονότος είναι ότι πρέπει να υπάρχει μια τεράστια ποσότητα σκοτεινής ύλης στο σύμπαν. Μια άλλη συνέπεια είναι ότι το σύμπαν έγινε επίπεδο με τον πληθωρισμό.

Εκθετική ΔιαστολήEdit

Ο πληθωρισμός είναι ένας γενικός όρος για τα μοντέλα του πολύ πρώιμου σύμπαντος, ο οποίος περιλαμβάνει μια σύντομη περίοδο εξαιρετικά γρήγορης (εκθετικής) διαστολής, η οποία ξεκινώντας από μια περιοχή μικρότερη και από ένα πρωτόνιο την μεγάλωσε στο μέγεθος ενός γκρέιπ φρουτ (ή και ακόμη μεγαλύτερο), μέσα σ' ένα μικρό κλάσμα δευτερολέπτου. Η διαδικασία αυτή εξομάλυνε το χωροχρόνο ώστε να κάνει το σύμπαν επίπεδο, και να λύσει επίσης το πρόβλημα του ορίζοντος, παίρνοντας περιοχές που βρίσκονταν αρχικά τόσο κοντά ώστε να ανταλλάσσουν πληροφορίες, και απομακρύνοντάς τις πάρα πολύ προς αντίθετες κατευθύνσεις αυτού που σήμερα αποτελεί το ορατό σύμπαν.

Ιστορική ΑναδρομήEdit

Ο πληθωρισμός καθιερώθηκε ως το μοντέλο του πρώιμου Σύμπαντος, κατά τη δεκαετία του 1980. Γνώρισε επιτυχία, όχι μόνο γιατί ξεδιάλυνε αρκετά αινίγματα για τη φύση του σύμπαντος, αλλά και γιατί χρησιμοποίησε τα συμπεράσματα των Θεωριών Ενοποίησης (GUT) της Σωματιδιακής Φυσικής που είχαν αναπτυχθεί από τους θεωρητικούς φυσικούς των σωματιδίων τελείως ανεξάρτητα από την κοσμολογία. Οι θεωρίες αυτές των σωματιδίων είχαν αναπτυχθεί χωρίς καμιά σκέψη ότι θα μπορούσαν να εφαρμοστούν στην κοσμολογία, και η απροσδόκητη επιτυχία τους στον τομέα αυτόν, σήμανε για αρκετούς ανθρώπους ότι πράγματι πρέπει να μας λένε κάτι θεμελιακά σημαντικό για το σύμπαν.

Ο γάμος της σωματιδιακής φυσικής και της κοσμολογίας μοιάζει να μας δίνει μια εξήγηση πως ξεκίνησε το σύμπαν, και πως κατέληξε στη σημερινή μορφή του. Ο πληθωρισμός, θεωρείται συνεπώς σαν η πιο σημαντική ανάπτυξη στην κοσμολογική σκέψη μετά την ανακάλυψη ότι σύμπαν διαστέλλεται, πράγμα που μας οδήγησε στην παραδοχή του Big Bang.

θεωρία Big BangEdit

Σήμερα δεχόμαστε ότι το Σύμπαν αναδύθηκε από μια ανωμαλία, ένα σημείο με άπειρη πυκνότητα, πριν από 13,7 δισεκατομμύρια έτη περίπου.

Σύμφωνα με την Κβαντική Φυσική, δεν έχει νόημα να αναζητούμε την ακρίβεια σε τόσο ακραίες συνθήκες, και ότι αντίθετα θα πρέπει να θεωρήσουμε τη διαστολή ότι ξεκίνησε από μια περιοχή όχι μεγαλύτερη από το λεγόμενο Μήκος Planck (10-35m), όταν η πυκνότητα δεν ήταν πια άπειρη αλλά "μόνο" 1094 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό.

Αυτά είναι τα απόλυτα όρια στο μέγεθος και στην πυκνότητα από τα οποία αρχίζει να εφαρμόζεται η Κβαντική Θεωρία.

Σύμπαν και Κβαντικό ΚενόEdit

Στην εικόνα αυτή, το πρώτο αίνιγμα που συναντάμε είναι ότι μπορεί κάτι τόσο πυκνό να διασταλεί - θα είχε μια τρομακτική βαρυτική έλξη, που θα το μετέτρεπε σε Μελανή Οπή, και θα το επέστρεφε άμεσα στην κατάσταση της ιδιομορφίας.

Αποδεικνύεται, όμως, ότι ο πληθωρισμός μπορεί να αποτρέψει αυτή την εξέλιξη, ενώ η Κβαντική Φυσική επιτρέπει την εμφάνιση ολόκληρου του Σύμπαντος σε αυτή την υπέρπυκνη κατάσταση από το Κενό, ως μια κοσμική ελεύθερη εμφάνιση από το μηδέν.

Η ιδέα ότι το Σύμπαν μπορεί να έχει εμφανισθεί από το μηδέν, και περιέχει συνολικά μηδενική ενέργεια, αναπτύχθηκε από τον Edward Tryon, του πολιτειακού πανεπιστημίου της Νέας Υόρκης, ο οποίος πρότεινε στα 1970 ότι το Σύμπαν θα μπορούσε να έχει εμφανιστεί από το μηδέν, ως μια Κβαντική Διακύμανση του Κενού, γεγονός που επιτρέπεται από την Κβαντική Θεωρία.

Η κβαντική απροσδιοριστία επιτρέπει αυτή την προσωρινή εμφάνιση φυσαλίδων ενέργειας, ή ζευγών σωματιδίων, (όπως π.χ. τα ζεύγη ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου) από το μηδέν, αρκεί αυτά να εξαφανίζονται μέσα σε σύντομο χρονικό διάστημα. Όσο μικρότερη ενέργεια έχει η φυσαλίδα ή το ζεύγος, τόσο πιο μακρόβιο θα είναι. Κατά περίεργο τρόπο, η ενέργεια σε ένα Βαρυτικό Πεδίο είναι αρνητική, ενώ η ενέργεια που αποθηκεύεται στην Ύλη είναι θετική.

Αν τοΣύμπαν είναι ακριβώς επίπεδο, τότε όπως υπέδειξε ο Tryon οι δύο ποσότητες εξουδετερώνονται, και η συνολική Ενέργεια του Σύμπαντος είναι ακριβώς μηδέν. Στη περίπτωση αυτή, οι κβαντικοί κανόνες του επιτρέπουν να συνεχίσει να υπάρχει επ' άπειρον.

Gamov και EinsteinEdit

Αν τα βρίσκετε όλα αυτά διεγερτικά για το μυαλό μας, δεν είσαστε οι μόνοι. Ο George Gamow διηγείται ότι σε μια συζήτηση που είχε με τον Albert Einstein καθώς βάδιζαν στο Princeton στα 1940, ο Gamow ανέφερε ότι κάποιος από τους συνεργάτες του του υπέδειξε ότι σύμφωνα με τις εξισώσεις Einstein ένας αστέρας θα μπορούσε να γεννηθεί από το μηδέν, γιατί η αρνητική βαρυτική του ενέργεια εξουδετέρωνε ακριβώς την θετική ενέργεια που ισοδυναμούσε με τη μάζα του. Ο Einstein σταμάτησε έκπληκτος το βάδισμα (διηγείται ο Gamow) και κινδυνεύσαμε να μας κτυπήσουν τα αυτοκίνητα που διέσχιζαν το δρόμο.

Κατάρρευση ΦυσαλίδαςEdit

Δυστυχώς, αν μια φυσαλίδα στο μέγεθος του μήκους Planck, περιέχει όλη την υλο-ενέργεια του σύμπαντος (ή έστω και ενός άστρου) και εμφανιστεί από το μηδέν, το ισχυρό βαρυτικό του πεδίο θα το κάνει αμέσως να καταρρεύσει (εκτός αν παρέμβει κάποιος άλλος παράγοντας) προς μια σημειακή ανωμαλία.

Έτσι η γέννηση από το μηδέν φάνηκε αρχικά αδύνατη αλλά το πληθωριστικό σενάριο μπόρεσε να ξεπεράσει αυτή τη δυσκολία, μαζί με τα αινίγματα της εξαιρετικής επιπεδότητας του σύμπαντος και της εμφάνισης εξαιρετικής ομογένειας και ισοτροπίας (που προκύπτει από την Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου) προτείνοντας την πολύ γρήγορη διαστολή του σύμπαντος, πριν προλάβει η βαρυτική δράση να φέρει την κατάρρευση.

Έλλειμμα ΧρόνουEdit

Όλα αυτά τα προβλήματα θα μπορούσαν να λυθούν αν κάποιος παράγοντας έδινε στο Σύμπαν μια βίαιη ώθηση προς τα έξω (δρώντας κάπως ως αντιβαρύτητα) όταν αυτό είχε ακόμα το μέγεθος του μήκους Planck.

Μια τόσο μικρή περιοχή χώρου θα ήταν πάρα πολύ μικρή για να περιέχει ανωμαλίες, και έτσι θα άρχιζε τη εξέλιξή της ως ομογενής και ισότροπη.

Θα υπήρχε αρκετός χρόνος ώστε τα διάφορα σήματα που ταξίδευαν με την ταχύτητα του φωτός να διασχίσουν πολλές φορές αυτή την μικροσκοπική περιοχή, και έτσι δεν θα εμφανιζόταν το πρόβλημα του ορίζοντος.

Δηλαδή τα αντίθετα άκρα αυτού του εμβρυικού σύμπαντος θα γνώριζαν το ένα τις συνθήκες του άλλου. Ο ίδιος ο Χωροχρόνος θα γινόταν επίπεδος από τη διαστολή, κατά τον ίδιο τρόπο που ένα συρρικνωμένο δαμάσκηνο γίνεται λείο και επίπεδο όταν το βάλλουμε μέσα σε ύδωρ και διασταλεί.

Όπως και στο καθιερωμένο μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης, μπορούμε και εδώ να φανταστούμε το σύμπαν ως την επιφάνεια ενός μπαλονιού που φουσκώνει, αλλά τώρα πρέπει να το σκεφτούμε σαν ένα απόλυτα τεράστιο μπαλόνι, που διαστάλθηκε πληθωριστικά κατά το πρώτο κλάσμα δευτερολέπτου της δημιουργίας του.

Βαθμωτά ΠεδίαEdit

Ο λόγος που οι μεγάλες θεωρίες ενοποίησης μπόρεσαν να εντυπωσιάσουν τόσο, ήταν γιατί όταν εφαρμόστηκαν στην κοσμολογία, προσέφεραν ακριβώς τον κατάλληλο μηχανισμό για να πετύχει το κόλπο του πληθωρισμού.

Στα πλαίσιά τους υπάρχουν βαθμωτά πεδία τα οποία σχετίζονται με τη διάσπαση της συμμετρίας που έχει η αρχική αλληλεπίδραση και που ενοποιεί όλες τις αλληλεπιδράσεις στις μορφές των αλληλεπιδράσεων που αναγνωρίζουμε σήμερα ως θεμελιώδεις.

Η διαδικασία αυτή εξελίχθηκε καθώς το σύμπαν μεγάλωνε και ψυχόταν. Η ίδια η βαρύτητα θα είχε αποσχιστεί ως ξεχωριστή δύναμη στην κλίμακα χρόνου του Planck, κατά τα πρώτα 10 -43 του δευτερολέπτου, και η ισχυρή πυρηνική δύναμη περίπου στα πρώτα 10-35 sec. Μέσα σε 10-32 sec περίπου, τα βαθμωτά πεδία θα είχαν κάνει τη δουλειά τους, διπλασιάζοντας το μέγεθος του σύμπαντος τουλάχιστον κατά μια φορά ανά 10-34 του δευτερολέπτου (μερικές εκδοχές του πληθωρισμού προτείνουν ακόμη πιο γρήγορες διαστολές από αυτήν).

Κάτι τέτοιο μπορεί να ακούγεται παράξενο αλλά θα σήμαινε ότι μέσα σε 10-32 sec θα γίνονταν 100 διπλασιασμοί μεγέθους. Η γρήγορη αυτή διαστολή είναι ικανή να κάνει μια κβαντική διακύμανση, που αρχικά είναι 1020 φορές μικρότερη από ένα πρωτόνιο, τόσο μεγάλη όσο μια σφαίρα διαμέτρου 10 cm μέσα σε χρόνο περίπου 15 x 10-33 sec. Στο σημείο αυτό το βαθμωτό πεδίο τελειώνει το έργο του - της αρχικής ώθησης του σύμπαντος - και αφήνει μια διάπυρη σφαίρα να διαστέλλεται τόσο γρήγορα που ακόμα και η ελκτική δύναμη της βαρύτητας θα χρειαστεί δισεκατομμύρια χρόνια, να σταματήσει κατ' αρχήν την διαστολή, και μετά να την αντιστρέψει σε συστολή.

Κοσμολογικό Πρότυπο de Sitter Edit

Κατά περίεργο τρόπο, το είδος αυτό της εκθετικής διαστολής του χωροχρόνου, περιγράφεται ακριβώς από ένα εκ των πρώτων κοσμολογικών μοντέλων που αναπτύχθηκαν με τη χρήση της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας, από τον Willem de Sitter στα 1917. Για περισσότερο από μισό αιώνα, αυτό το πρότυπο του de Sitter αντιμετωπίστηκε μόνο ως μαθηματικό αξιοπερίεργο, που δεν είχε καμιά σχέση με το πραγματικό Σύμπαν. Σήμερα όμως είναι ένας θεμέλιος λίθος στην κοσμολογία του πληθωρισμού.

Όταν η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας δημοσιεύτηκε στα 1916, ο de Sitter έκανε μια ανασκόπηση της θεωρίας και ανέπτυξε τις δικές του ιδέες σε μια σειρά τριών δημοσιεύσεων που τις έστειλε στη Βασιλική Αστρονομική Εταιρία στο Λονδίνο.

Η τρίτη από αυτές τις δημοσιεύσεις περιλάμβανε τη συζήτηση δυνατών κοσμολογικών μοντέλων, τα οποία αποδείχτηκαν ότι ήταν περιέγραφαν ένα διαστελλόμενο Σύμπαν, και ένα ταλαντευόμενο Σύμπαν αν και κάτι τέτοιο δεν αναγνωρίστηκε στα 1917.

Η λύση του de Sitter στις εξισώσεις Einstein, φαινόταν ότι περιγράφει ένα κενό, στατικό Σύμπαν (κενό Χωροχρόνο).

Αλλά κατά τη δεκαετία του 1920 αναγνωρίστηκε ότι αν προσθέταμε μια μικροσκοπική ποσότητα ύλης σε αυτό το πρότυπο (με μορφή σωματιδίων διασκορπισμένων στο Χωροχρόνο), αυτά θα απομακρύνονταν μεταξύ τους με εκθετικό ρυθμό καθώς ο Χωροχρόνος θα διαστελλόταν.

Αυτό σημαίνει ότι η απόσταση μεταξύ δύο οποιονδήποτε σωματιδίων θα διπλασιαζόταν συνεχώς ανά ίσα χρονικά διαστήματα, έτσι ώστε θα απείχαν διπλάσια απόσταση μετά από ένα τικ κάποιου κοσμικού ωρολογίου, τετραπλάσια απόσταση μετά από άλλο ένα τικ, οκταπλάσια απόσταση μετά από τρία τικ, δεκαεξαπλάσια απόσταση μετά από 4 τικ κ.ο.κ. Θα έμοιαζε σαν κάθε βήμα να μας φέρει σε διπλάσια απόσταση από το προηγούμενο βήμα.

Αυτό φαινόταν τελείως μη ρεαλιστικό, ακόμη και όταν ανακαλύφθηκε η Διαστολή του Σύμπαντος, αργότερα κατά το 1920.

Στο διαστελλόμενο Σύμπαν όπως το βλέπουμε τώρα, οι αποστάσεις μεταξύ των "σωματιδίων" (σμήνη Γαλαξιών) αυξάνει σταθερά (κάνουν δηλαδή ένα βήμα για κάθε τικ του ατομικού ωρολογίου, έτσι οι αποστάσεις αυξάνουν κατά δύο συνολικά βήματα μετά από δύο τικ, τρία βήματα μετά από τρία τικ κ.ο.κ).

Στα 1980 όμως, όταν η θεωρία του πληθωρισμού έδειξε ότι το Σύμπαν υπέστη μια εκθετική διαστολή κατά το πρώτο κλάσμα του δευτερολέπτου μετά τη γέννησή του, αυτή η πληθωριστική εκθετική διαστολή φάνηκε ότι μπορούσε να περιγραφεί ακριβώς από το πρότυπο του de Sitter, την πρώτη επιτυχή κοσμολογική λύση των εξισώσεων του Einstein της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας.

Διαστολή ταχύτερη του ΦωτόςEdit

Μια από τις ιδιομορφίες του πληθωρισμού, είναι ότι φαίνεται να συμβαίνει ταχύτερα από την ταχύτητα του φωτός. Ακόμα και το φως χρειάζεται 30 δισεκατομμυριοστά του δευτερολέπτου για να διασχίσει ένα εκατοστόμετρο μήκους. Ο πληθωρισμός όμως διαστέλλει το σύμπαν από μια διάμετρο μικρότερη αυτής του πρωτονίου σε διάμετρο 10 cm σε χρόνο 15 Χ 10-33 sec. Κάτι τέτοιο είναι δυνατόν, γιατί αυτό που διαστέλλεται είναι ο ίδιος ο Χωροχρόνος και μεταφέρει μαζί του την Ύλη.

Τίποτα δεν κινείται ταχύτερα από το φως μέσα στον χωροχρόνο, είτε κατά την διάρκεια του πληθωρισμού, είτε και ύστερα από αυτήν. Πράγματι, επειδή η ίδια η διαστολή του χωροχρόνου λαμβάνει χώρα τόσο γρήγορα, η ύλη δεν προλαβαίνει να μετακινηθεί σημαντικά στο χρονικό αυτό διάστημα, και η διαδικασία αυτή "παγώνει" την αρχική ομοιογένεια της πρωταρχικής κβαντικής φυσαλίδας που εξελίχθηκε κατόπιν σε σύμπαν.

Μοντέλο StarobinskyEdit

Το πληθωριστικό σενάριο πέρασε από διάφορα στάδια ανάπτυξης κατά τη σύντομη ιστορία του. Το πρώτο πληθωριστικό μοντέλο αναπτύχθηκε από τον Alexei Starobinsky, στο Ινστιτούτο L. D. Landau για τη θεωρητική φυσική στη Μόσχα στα τέλη της δεκαετίας του 1970, αλλά τότε δεν χρησιμοποιήθηκε ο όρος πληθωρισμός. Το αρχικό ήταν ένα πολύ περίπλοκο μοντέλο βασισμένο σε μια κβαντική θεωρία βαρύτητας, αλλά προκάλεσε αίσθηση μεταξύ των κοσμολόγων της τότε Σοβιετικής Ένωσης και έμεινε γνωστό ως το "μοντέλο Starobinsky" για το σύμπαν.

Δυστυχώς, εξαιτίας των δυσκολιών που είχαν τότε οι επιστήμονες της Σοβιετικής Ένωσης να ταξιδέψουν έξω από τα σύνορα της χώρας τους, το μοντέλο αυτό δεν διαδόθηκε στη Δύση.

Μοντέλο GuthEdit

Το 1981, ο Alan Guth, τότε στο MIT, δημοσίευσε μια διαφορετική εκδοχή του πληθωριστικού σεναρίου, μη γνωρίζοντας τίποτα για την δουλειά του Starobinsky. Η εκδοχή αυτή ήταν πιο προσιτή, τόσο γιατί ήταν πιο κατανοητή όσο και γιατί ο Guth ζούσε στις ΗΠΑ και μπορούσε να σχολιάζει ελεύθερα τις ιδέες του με τους συναδέλφους του ανά τον κόσμο. Προφανώς υπήρχαν κάποια μειονεκτήματα με τις συγκεκριμένες λεπτομέρειες του αρχικού μοντέλου του Guth, που ο ίδιος τα αναγνώρισε αμέσως.

Ειδικότερα, το μοντέλο του Guth άφηνε το σύμπαν μετά τον πληθωρισμό, γεμάτο με ένα συνονθύλευμα φυσαλίδων, που όλες τους διαστέλλονταν με τον δικό τους τρόπο και συγκρούονταν η μία με την άλλη. Δεν βλέπουμε καμιά ένδειξη γι αυτές τις φυσαλίδες στο πραγματικό σύμπαν, κι έτσι προφανώς το απλούστερο αυτό μοντέλο του πληθωρισμού δεν μπορούσε να είναι σωστό. Αλλά ήταν αυτή ακριβώς η εκδοχή της πληθωριστικής ιδέας που έκανε γνωστή στους κοσμολόγους τη δύναμη της θεωρίας.

Θεωρία LindeEdit

Τον Οκτώβριο του 1981, έγινε μια διεθνής συνάντηση στη Μόσχα, όπου η θεωρία του πληθωρισμού ήταν το κέντρο των συζητήσεων. Ο Stephen Hawking παρουσίασε μια εργασία που ισχυριζόταν ότι ο πληθωρισμός δεν μπορούσε να δουλεύει καθόλου, αλλά ο Ρώσσος κοσμολόγος Andrei Linde παρουσίασε μια βελτιωμένη εκδοχή, που την αποκαλούσε "νέο πληθωρισμό", η οποία ξεπερνούσε τις δυσκολίες που παρουσίαζε το μοντέλο του Guth.

Κατά ειρωνεία της τύχης ο Linde ήταν ο μεταφραστής της ομιλίας του Hawking και είχε την άχαρη δουλειά να παρουσιάσει στο κοινό τον αντίλογο προς τη δική του εργασία! Αλλά μετά τις τυπικές παρουσιάσεις ο Hawking πείσθηκε ότι ο Linde είχε δίκιο, και ο πληθωρισμός μπορούσε εν τέλει να δουλεύει.

Μέσα σε λίγους μήνες, το νέο πληθωριστικό σενάριο δημοσιεύτηκε επίσης από τον Andreas Albrecht και τον Paul Steinhardt, του πανεπιστημίου της Pennsylvania, και μέχρι το τέλος του 1982, ο πληθωρισμός είχε πια καθιερωθεί. Ο Linde ενεπλάκη σχεδόν σε κάθε σημαντική εξέλιξη της θεωρίας από τότε.

Το επόμενο βήμα έγινε όταν αναγνωρίστηκε ότι δεν χρειαζόταν να ισχύει τίποτε ιδιαίτερο στην περιοχή της κλίμακας Planck ώστε να φτάσει να γίνει το Σύμπαν μας. Αν η περιοχή αυτή ήταν μέρος μιας μεγαλύτερης περιοχής στην οποία μπορούσαν να εμφανίζονται όλα τα είδη των βαθμωτών πεδίων, τότε μόνον οι περιοχές εκείνες στις οποίες αυτά τα πεδία δημιουργούσαν πληθωρισμό, θα μπορούσαν να οδηγηθούν στην κατάσταση ενός τεράστιου σύμπαντος σαν το δικό μας. Ο Linde αποκάλεσε αυτή την κατάσταση χαοτικό πληθωρισμό, γιατί τα βαθμωτά πεδία μπορούσαν να έχουν οποιαδήποτε τιμή σε διαφορετικές θέσεις του αρχικού υπέρ-σύμπαντος.

Αυτή είναι η καθιερωμένη εκδοχή του πληθωρισμού σήμερα, και μπορεί να θεωρηθεί ως παράδειγμα εκείνων των σεναρίων που σχετίζονται με τη λεγόμενη Ανθρωπική Αρχή (σημειώστε όμως ότι αυτή η χρήση του όρου χάος, έχει την καθημερινή σημασία της λέξης, που σημαίνει μια περίπλοκη, μπερδεμένη κατάσταση, και δεν έχει τίποτα να κάνει με το μαθηματικό αντικείμενο που είναι γνωστό ως "θεωρία χάους").

Η ιδέα του χαοτικού πληθωρισμού οδήγησε σε αυτό που είναι γνωστό μέχρι σήμερα, ως η τελευταία λέξη του πληθωριστικού σεναρίου.

Η προ του Big Bang ΕποχήEdit

Η μεγάλη αναπάντητη ερώτηση στην καθιερωμένη κοσμολογία του Big Bang είναι, τί υπήρχε πριν από την αρχική ανωμαλία;

Συχνά λέγεται ότι η ερώτηση αυτή δεν έχει νόημα, επειδή ο χρόνος ξεκίνησε μαζί με την ανωμαλία. Όμως ο χαοτικός πληθωρισμός μας λέει ότι το σύμπαν μας προήλθε από μια κβαντική διακύμανση σε μια προϋπάρχουσα περιοχή του χωροχρόνου, και ότι ακριβώς ισοδύναμες διαδικασίες μπορούν να δημιουργήσουν περιοχές πληθωρισμού μέσα στο δικό μας σύμπαν. Ως αποτέλεσμα, νέα σύμπαντα μπορούν να γεννηθούν από το δικό μας, και το σύμπαν μας το ίδιο μπορεί να έχει προκύψει από άλλο σύμπαν, με διαδικασία που δεν έχει ούτε αρχή ούτε τέλος. Μια παραλλαγή αυτού του θέματος μας λέει ότι η γέννηση συμπάντων γίνεται μέσω μαύρων τρυπών, και ότι κάθε φορά που μια μαύρη τρύπα καταρρέει σε μια ανωμαλία, "αναπηδά" σε ένα άλλο νέο σύνολο χωροχρονικών διαστάσεων, δημιουργώντας ένα νέο πληθωριστικό σύμπαν. Αυτή η διαδικασία ονομάζεται σενάριο των βρεφών συμπάντων.

Θεωρία Μόνιμης ΚατάστασηςEdit

Υπάρχουν ομοιότητες μεταξύ της ιδέας του αιώνιου πληθωρισμού και του αυτο-αναπαραγόμενου σύμπαντος, και της εκδοχής της Μόνιμης Κατάστασης του σύμπαντος, που αναπτύχθηκε στην Αγγλία από τους Fred Hoyle και Jayant Narlikar, όπου εκεί το πεδίο-C παίζει το ρόλο του βαθμωτού πεδίου που οδηγεί τον πληθωρισμό. Όπως παρατήρησε ο ίδιος ο Hoyle σε μια συνάντηση της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρίας στο Λονδίνο το 1994, οι σχετικές εξισώσεις στη θεωρία του πληθωρισμού είναι ακριβώς οι ίδιες όπως αυτές στη δική του εκδοχή της ιδέας της Μόνιμης Κατάστασης, αλλά με το γράμμα C να έχει αντικατασταθεί με το γράμμα "Ø". "Αυτό", είπε ειρωνικά ο Hoyle, "κάνει όλη τη διαφορά στον Κόσμο."

Οι σύγχρονοι υποστηρικτές του πληθωριστικού σεναρίου έφτασαν στις εξισώσεις τους, τελείως ανεξάρτητα από τη προσέγγιση του Hoyle, και δεν είναι πρόθυμοι να παραδεχτούν αυτή την αναλογία, αφού έχουν στηριχτεί στο μοντέλο του Big Bang. Πράγματι, όταν ο Guth ρωτήθηκε στα 1980, πως σχετιζόταν η νέα τότε θεωρία του πληθωρισμού με την θεωρία της Μόνιμης Κατάστασης, φέρεται ότι απάντησε: "Τι είναι η θεωρία της Μόνιμης Κατάστασης;" Πάντως αν και ο πληθωρισμός θεωρείται γενικά ως εξέλιξη της κοσμολογίας του Big Bang, ίσως είναι καλύτερα να τον δούμε ως σύζευξη των καλύτερων χαρακτηριστικών τόσο του Big Bang όσο και της θεωρίας της Μόνιμης Κατάστασης.

Όλη αυτή η ιστορία μπορεί να θεωρηθεί ως μια φιλοσοφική διαμάχη, τόσο ανώφελη όσο η διαμάχη για το πόσοι άγγελοι μπορούν να χωρέσουν χορεύοντας στη μύτη μιας βελόνας, όμως υπάρχει το γεγονός ότι οι παρατηρήσεις της ακτινοβολίας υποβάθρου που εκτέλεσε ο δορυφόρος COBE, μας έδωσε σχηματισμούς μικροσκοπικών ανωμαλιών, τους οποίους προβλέπει ο πληθωρισμός.

ΑμφισβήτησηEdit

Μια από τις πρώτες αμφισβητήσεις του πληθωρισμού, ήδη από το 1981, ήταν ότι παραήταν καλός για να είναι αληθινός. Πιο συγκεκριμένα, αν η διαδικασία αυτή ήταν τόσο αποτελεσματική για την εξομάλυνση του σύμπαντος, πως θα μπορούσαν διάφορες ανωμαλίες στο μέγεθος των γαλαξιών, ή σμηνών γαλαξιών να έχουν δημιουργηθεί;

Όταν όμως οι ερευνητές κοίταξαν πιο προσεκτικά τις εξισώσεις, αναγνώρισαν ότι οι κβαντικές διακυμάνσεις θα μπορούσαν επίσης να έχουν δημιουργήσει μικροσκοπικές ρυτιδώσεις στην δομή του σύμπαντος, ακόμη και όταν το σύμπαν είχε μέγεθος της τάξης του 10-25cm, δηλαδή 100 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερο από το μήκος Planck.

Η θεωρία έλεγε ότι ο πληθωρισμός, θα μπορούσε να είχε αφήσει πίσω του μια εκτεταμένη εκδοχή αυτών των διακυμάνσεων, με τη μορφή ανωμαλιών στην κατανομή της ύλης και της ενέργειας στο σύμπαν. Αυτές οι διαταραχές της πυκνότητας, θα έχουν αφήσει ένα αποτύπωμα στην ακτινοβολία υποβάθρου, κατά τον χρόνο που η ύλη και η ακτινοβολία αποσυζεύχθηκαν (περίπου 300.000 χρόνια μετά το Big Bang), παράγοντας ακριβώς το είδος της ανομοιομορφίας στην ακτινοβολία υποβάθρου, που παρατηρούμε σήμερα, αρχικά με τον COBE και στη συνέχεια με άλλες συσκευές. Μετά την αποσύζευξη, οι διακυμάνσεις της πυκνότητας διαστάλθηκαν και αποτέλεσαν την μεγάλης κλίμακας δομή του σύμπαντος που εκδηλώνεται σήμερα με την κατανομή των γαλαξιών. Αυτό σημαίνει ότι οι παρατηρήσεις του COBE μας δίνουν στην πραγματικότητα πληροφορίες για το τι συνέβη στο σύμπαν όταν αυτό είχε ηλικία λιγότερη από 10-20 του δευτερολέπτου.

Καμιά άλλη θεωρία δεν μπορεί να εξηγήσει γιατί το σύμπαν είναι τόσο ομοιόμορφο συνολικά, ενώ συγχρόνως περιέχει ακριβώς το είδος των ρυτιδώσεων που παριστάνονται με την κατανομή των γαλαξιών στο χώρο και από τις μεταβολές στην ακτινοβολία υποβάθρου. Αυτό δεν αποδεικνύει ότι το πληθωριστικό σενάριο είναι σωστό, αλλά αξίζει να θυμηθούμε ότι αν ο COBE είχε βρει ένα διαφορετικό σχηματισμό διακυμάνσεων (ή καθόλου διακυμάνσεις), το πληθωριστικό σενάριο θα είχε αποδειχτεί λανθασμένο. Σύμφωνα με τις καλύτερες επιστημονικές παραδόσεις η θεωρία έκανε κάποιες μονοσήμαντες προβλέψεις που βγήκαν αληθινές. Ο πληθωρισμός επίσης προβλέπει ότι οι πρωταρχικές διαταραχές μπορεί να έχουν αφήσει ένα ίχνος υπό μορφή βαρυτικής ακτινοβολίας με ιδιαίτερα χαρακτηριστικά, και ελπίζουμε ότι θα αναπτυχθούν κατά τα επόμενα 10 ή 20 χρόνια ευαίσθητοι ανιχνευτές, ικανοί να ανιχνεύσουν αυτή την ακτινοβολία.

Μαγνητικά ΜονόπολαEdit

Η καθαρή απλότητα αυτής της εικόνας που μας έδωσε ο πληθωρισμός, άρχισε να θολώνει με τις λεπτομέρειες που αναδύθηκαν όταν οι κοσμολόγοι άρχισαν να προσθέτουν διάφορα στοιχεία στα μοντέλα τους για να τα κάνουν να μοιάζουν πιο πολύ με την εικόνα που βλέπουμε γύρω μας. Μερικές από τις προσθήκες αυτές, πρέπει να ομολογήσουμε μπήκαν για πλάκα. Ο ίδιος ο Linde αντλεί μεγάλη ευχαρίστηση με το να σπρώχνει το μοντέλο στα άκρα.

Για παράδειγμα, έθεσε την ερώτηση: Θα μπορούσε το σύμπαν να υπάρχει μέσα σ' ένα μεμονωμένο Μαγνητικό Μονόπολο που παράχθηκε από τον κοσμικό πληθωρισμό;

Σύμφωνα με τον Linde, κάτι τέτοιο είναι δυνατόν και δεν φαίνεται και απίθανο. Κατά ειρωνεία της τύχης ο Linde έκανε αυτόν τον ισχυρισμό σ' ένα συνέδριο για τη γέννηση του σύμπαντος στη Ρώμη, όπου εκεί μάλλον έχουν μια άλλη θεώρηση για την δημιουργία του σύμπαντος.

Ένας από τους λόγους που οι θεωρητικοί καταπιάστηκαν με την ιδέα του πληθωρισμού, ήταν για να ξεφύγουν από τα μαγνητικά μονόπολα - παράξενα σωματίδια που φέρουν μεμονωμένο βόρειο ή νότιο μαγνητικό πόλο και προβλέφτηκαν από πολλές Μεγάλες Θεωρίες Ενοποίησης της φυσικής, αλλά ποτέ δεν παρατηρήθηκαν στη φύση. Τα καθιερωμένα μοντέλα του πληθωρισμού λύνουν το πρόβλημα των μονοπόλων, υιοθετώντας την άποψη ότι ο σπόρος από τον οποίο προήλθε όλο το ορατό Σύμπαν, ήταν μια κβαντική διακύμανση, τόσο μικρή που περιείχε μόνο ένα μονόπολο. Το μονόπολο αυτό υπάρχει ακόμα εκεί έξω, κάπου στο Σύμπαν, αλλά είναι εξαιρετικά απίθανο ότι θα βρεθεί κάποια στιγμή στην τροχιά μας.

Ο Linde ανακάλυψε ότι, σύμφωνα με τη θεωρία οι συνθήκες που δημιουργούν τον πληθωρισμό, διατηρούνται μέσα σε ένα μαγνητικό μονόπολο ακόμα και αφού ο πληθωρισμός έχει τελειώσει το έργο σε μακροσκοπική κλίμακα. Ένα τέτοιο μονόπολο θα έμοιαζε με μια μαγνητικά φορτισμένη Μελανή Οπή, η οποία συνδέει το Τοπικό Σύμπαν μέσω μιας Σκωληκοοπής του χωροχρόνου με μια άλλη περιοχή του πληθωριστικού χωροχρόνου. Μέσα σε αυτήν την πληθωριστική περιοχή, κβαντομηχανικές διαδικασίες μπορούν να παράγουν ζεύγη μονοπόλων-αντιμονοπόλων, τα οποία στη συνέχεια χωρίζονται με εκθετικά μεταβαλλόμενη ταχύτητα ως αποτέλεσμα του πληθωρισμού. Ο πληθωρισμός τότε σταματάει, αφήνοντας πίσω του ένα διαστελλόμενο σύμπαν όπως το Τοπικό Σύμπαν, το οποίο μπορεί να περιέχει ένα ή δύο μονόπολα, εντός καθενός από τα οποία υπάρχουν περισσότερες περιοχές πληθωριστικού χωροχρόνου.

Το αποτέλεσμα είναι μια ατέλειωτη παραγωγή από φράκταλς, με πληθωριστικά σύμπαντα εμφυτευμένα το ένα μέσα στο άλλο και συνδεόμενα με τις σκουληκότρυπες των μαγνητικών μονοπόλων. Το σύμπαν μας μπορεί να βρίσκεται μέσα σ' ένα μονόπολο, το οποίο είναι μέσα σ' ένα άλλο σύμπαν, το οποίο είναι μέσα σ' ένα άλλο μονόπολο κ.ο.κ επ' άπειρον. Αυτό που ο Linde αποκαλεί " συνεχή δημιουργία εκθετικά διαστελλόμενου χώρου" σημαίνει ότι "τα ίδια τα μονόπολα μπορούν να λύσουν το πρόβλημα των μονοπόλων". Αν και ακούγεται παράξενο, ο ίδιος ο Linde επιμένει ότι η ιδέα είναι τόσο απλή που αξίζει να ερευνηθεί περαιτέρω.

Η παραλλαγή αυτή πάνω στο θέμα του πληθωρισμού πραγματικά είναι μόνο για τη διασκέδαση, και είναι πολύ δύσκολο να δούμε πως θα μπορούσε να συνδυαστεί με παρατηρήσεις στο πραγματικό Σύμπαν. Οι περισσότερες όμως από τις τροποποιήσεις επί του πληθωρισμού που γίνονται σήμερα, γίνονται με αναφορά σε νέες παρατηρήσεις, και ιδιαίτερα στην υπόνοια ότι ο χωροχρόνος μπορεί να μην είναι τελείως επίπεδος σε τελευταία ανάλυση.

Επιπεδότητα ΧωρόχρονουEdit

Στα μέσα της δεκαετίας του 1990, πολλές μελέτες (περιλαμβανομένων των παρατηρήσεων που έγιναν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble), άρχισαν να δείχνουν ότι μπορεί να μην υπάρχει τόση ύλη στο Σύμπαν όση χρειάζεται για να το κάνει τέλεια επίπεδο - οι περισσότερες μελέτες δείχνουν ότι υπάρχει μόνον 20% ή 30% της ύλης που απαιτούν τα απλούστερα σενάρια του πληθωρισμού.

Η έλλειψη αυτή είναι ενοχλητική, γιατί μια από τις πιο διαδεδομένες προβλέψεις του απλού πληθωρισμού ήταν η σταθερή απαίτηση να υπάρχει το 100% της κρίσιμης πυκνότητας ύλης. Υπάρχουν όμως τρόποι να υπεπερασθεί αυτή η δυσκολία, και θα συνεχίσουμε με δύο από αυτούς.

Η πρώτη ιδέα είναι σχεδόν αιρετική, υπό το φως της ανάπτυξης της Αστρονομίας από τον καιρό του Κοπέρνικου. Είναι δυνατόν να ζούμε κοντά στο κέντρο του Σύμπαντος; Για αιώνες τώρα, η ιστορία της αστρονομίας έχει απομακρύνει τον άνθρωπο από κάθε προνομιακή θέση στο σύμπαν. Πρώτα η Γη θεωρήσαμε ότι βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο, ύστερα ο Ήλιος να είναι ένα ασήμαντο μέλος του Τοπικού Γαλαξία, ύστερα ο Τοπικός Γαλαξίας να είναι ένα απλό μέλος του Σύμπαντος. Αλλά τώρα έρχεται η ιδέα ότι το "συνηθισμένο" μέρος και εμείς ως παρατηρητές μπορεί να βρισκόμαστε στο μέσον μιας φυσαλίδας μέσα σε έναν πολύ μεγαλύτερο όγκο διαστελλόμενου χώρου.

Η συμβατική εκδοχή του πληθωρισμού, καθορίζει ότι ολόκληρο το ορατό Σύμπαν, είναι μία μόνον από τις πολλές φυσαλίδες του πληθωρισμού, καθεμιά από τις οποίες κάνει τα δικά της πράγματα κάπου μέσα στην αιώνια θάλασσα του χαοτικού πληθωρισμού, αλλά η διαδικασία της γρήγορης διαστολής εξαναγκάζει το χωροχρόνο σε όλες τις φυσαλίδες να είναι επίπεδος. Ένα χρήσιμο ανάλογο είναι αυτό που συμβαίνει σε ένα μπουκάλι με κόκα κόλα που αφρίζει όταν ανοίξουμε το πώμα. Αλλά η ιδέα αυτή όπως και άλλες κοσμολογικές πίστεις, έχει τώρα αμφισβητηθεί από τον Linde και τον γιο του Dmitri Linde του Caltech και τον Arthur Mezhlumian (επίσης στο Stanford).

Ο Linde και οι συνεργάτες του υποδεικνύουν ότι το Σύμπαν μέσα στο οποίο ζούμε, είναι σαν μια τρύπα μέσα σε μια θάλασσα από υπέρ-πυκνή, εκθετικά διαστελλόμενη πληθωριστική κοσμική ύλη, εντός της οποίας υπάρχουν και άλλες τρύπες. Θα υπάρχουν όλα τα είδη των φυσαλίδων - Συμπάντων, και είναι δυνατόν να μελετήσουμε στατιστικά τη φύση των ιδιοτήτων τους. Ειδικότερα, οι δύο Linde και ο Mezhlumian έχουν υπολογίσει την πιθανότητα να βρούμε τον εαυτό μας σε μια περιοχή αυτού του υπέρ-Σύμπαντος με μια συγκεκριμένη πυκνότητα - για παράδειγμα την πυκνότητα του δικού μας Σύμπαντος.

Επειδή πολύ πυκνές περιοχές μεγεθύνονται εκθετικά γρήγορα (διπλασιάζονται σε μέγεθος κάθε ένα κλάσμα δευτερολέπτου), αποδεικνύεται ότι ο όγκος όλων των περιοχών αυτού του σούπερ-σύμπαντος με διπλάσια από οποιαδήποτε πυκνότητα και αν θεωρήσουμε, είναι 10 υψωμένο στη δύναμη των 10.000.000 φορές μεγαλύτερος από τον όγκο του σούπερ-σύμπαντος με τη δεδομένη πυκνότητα.

Για κάθε δεδομένη πυκνότητα, η περισσότερη ύλη με την πυκνότητα αυτή βρίσκεται κοντά στο κέντρο μιας διαστελλόμενης φυσαλίδας, με μια συγκέντρωση πιο πυκνών περιοχών ύλης γύρω από το όριο της φυσαλίδας.

Αλλά ακόμη και αν κάποια από την πιο πυκνή ύλη βρίσκεται γύρω από τα όρια χαμηλής πυκνότητας φυσαλίδων, υπάρχει ακόμη περισσότερη (τρομακτικά περισσότερη), ύλη υψηλότερης πυκνότητας, στα κέντρα άλλων φυσαλίδων υψηλότερης πυκνότητας, κ.ο.κ.

Η ανακάλυψη αυτής της παραλλαγής του θέματος σε δομή φράκταλ, εξέπληξε τους ερευνητές τόσο πολύ ώστε την επιβεβαίωσαν με 4 ανεξάρτητες μεθόδους πριν την ανακοινώσουν στους συναδέλφους τους. Επειδή η κατανομή πυκνότητας δεν είναι ομοιόμορφη σε κατάλληλες κλίμακες αποστάσεων, σημαίνει ότι όχι μόνο είναι πιθανόν να ζούμε κοντά στο μέσον μιας φυσαλίδας-σύμπαντος, αλλά ότι η πυκνότητα της περιοχής του χώρου που μπορούμε να δούμε, μπορεί να είναι μικρότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, αντισταθμιζόμενη με επιπλέον πυκνότητα που βρίσκεται πέρα από το πεδίο της ανθρώπινης αντίληψής.

Αυτό μας βολεύει, επειδή οι παρατηρήσεις που έγιναν από το τηλεσκόπιο Hubble δείχνουν ότι τα κοσμολογικά μοντέλα που απαιτούν ακριβώς την κρίσιμη πυκνότητα ύλης μπορεί να συναντήσουν προβλήματα.

Σταθερά HubbleEdit

Αλλά υπάρχει και κάτι άλλο. Οι παρατηρήσεις του Hubble υποθέτουν ότι η παράμετρος που μετράει το ρυθμό με τον οποίο το Σύμπαν διαστέλλεται, η σταθερά του Hubble, είναι πραγματικά μια σταθερά, η ίδια παντού μέσα στο παρατηρήσιμο σύμπαν.

Εάν η ομάδα του Linde έχει δίκιο όμως, η μετρούμενη τιμή της σταθεράς μπορεί να είναι διαφορετική για γαλαξίες σε διαφορετικές αποστάσεις από τον Ήλιο, πράγμα που είναι ως να αφήνουμε τη γάτα ελεύθερη ανάμεσα στα κοσμολογικά περιστέρια. Μπορεί να μοιάζουμε να ζούμε σ' ένα χαμηλής πυκνότητας Σύμπαν, στο οποίο τόσο η μετρούμενη πυκνότητα και η τιμή της σταθεράς του Ηubble, θα εξαρτώνται από τον συγκεκριμένο όγκο του σύμπαντος στον οποίο μετρούνται αυτές οι ιδιότητες!

Κάτι τέτοιο θα σήμαινε εγκατάλειψη πολλών επιφανών ιδεών για το σύμπαν, και μπορεί να είναι πολύ δύσκολο για αρκετούς κοσμολόγους για να αποδεχθούν τη νέα ιδέα. Αλλά υπάρχει μια απλούστερη λύση στο αίνιγμα της πυκνότητας, μια λύση που περιλαμβάνει μόνο παιχνίδι με τα μοντέλα του πληθωρισμού, και όχι αμφισβήτηση των καθιερωμένων και πλατιά διαδεδομένων δογμάτων της Κοσμολογίας. Αυτό μπορεί να την κάνει περισσότερο αποδεκτή στους κοσμολόγους και είναι τόσο απλή που πέφτει στην κατηγορία εκείνων των μεγάλων ιδεών που λέμε: "πως δεν το είχαμε σκεφτεί νωρίτερα;"

Διπλός ΠληθωρισμόςEdit

Μια διπλή δόση πληθωρισμού είναι κάτι που θα έκανε τα μέλη μιας κυβέρνησης να χλωμιάζουν, αλλά είναι ότι ακριβώς χρειάζονται οι κοσμολόγοι για να σώσουν την θεωρία για την προέλευση του Σύμπαντος. Βάζοντας διπλάσιο πληθωρισμό στο Σύμπαν, βρέθηκε ένας τρόπος να έχουμε όλα τα πλεονεκτήματα του πληθωριστικού σεναρίου, ενώ αφήνουμε το Σύμπαν ακόμη σε μια ανοικτή κατάσταση, ώστε να συνεχίσει τη διαστολή του για πάντα.

Σε αυτά τα πιο απλά μοντέλα του πληθωρισμού, το μεγάλο πρόβλημα είναι ότι μετά τον πληθωρισμό ακόμη και το παρατηρήσιμο Σύμπαν απομένει σαν μια μάζα από φυσαλίδες, καθεμιά από τις οποίες διαστέλλεται με τον δικό της τρόπο. Δεν παρατηρούμε σημεία αυτής της δομής, πράγμα που έχει οδηγήσει σε όλες τις τελειοποιήσεις και παραλλαγές του βασικού μοντέλου. Τώρα όμως οι Martin Bucher και Neil Turok, του Princeton, από κοινού με τον Alfred Goldhaber, του πολιτειακού πανεπιστημίου της Νέας Υόρκης έχουν μετατρέψει αυτή τη δυσκολία σε πλεονέκτημα.

Αυτοί προτείνουν ότι όταν το Σύμπαν ομογενοποιήθηκε από την αρχική ώθηση του πληθωρισμού, ένα δεύτερο ξέσπασμα πληθωρισμού θα μπορούσε να έχει συμβεί μέσα σε μια από τις φυσαλίδες. Καθώς αρχίζει ο πληθωρισμός (ουσιαστικά σε ένα σημείο), η πυκνότητα ξαναγίνεται πρακτικά μηδέν και στη συνέχεια αυξάνεται προς την κρίσιμη πυκνότητα καθώς προχωρεί ο πληθωρισμός, και ενέργεια από το πεδίο που προκαλεί τον πληθωρισμό μετατρέπεται σε μάζα.

Αλλά επειδή το Σύμπαν έχει ήδη ομογενοποιηθεί, δεν υπάρχει ανάγκη να απαιτήσουμε ότι αυτό η νέα έκρηξη Πληθωρισμού θα διαρκέσει μέχρι η πυκνότητα να φθάσει στην κρίσιμη τιμή. Μπορεί να σταματήσει λίγο νωρίτερα, αφήνοντας μια ανοικτή φυσαλίδα (αυτό που βλέπουμε ως ορατό Σύμπαν) να συνεχίζει τη διαστολή της με ηπιότερους ρυθμούς.

Οι ερευνητές αυτοί χρησιμοποιούν αυτό που έμοιαζε με μοιραίο λάθος στο αρχικό μοντέλο του Allan Guth. Σύμφωνα με τον Bucher και τους συνεργάτες του, ένα τελικό προϊόν που ομοιάζει πάρα πολύ με το Τοπικό Σύμπαν, μπορεί να προκύψει φυσικά με τον τρόπο αυτόν, χωρία να απαιτείται κάποια ιδιαίτερη επιπλέον ρύθμιση των πληθωριστικών παραμέτρων.

Το μόνο που έκαναν είναι να χρησιμοποιήσουν την πολύ απλούστερη αρχική θεωρία, πηγαίνοντας πίσω στη δουλειά του Allan Guth, αλλά να την εφαρμόσουν δυο φορές. Και δεν χρειάζεται να σταματήσεις εκεί.

Όταν κάθε μέρος του διαστελλόμενου χωροχρόνου έχει εξομαλυνθεί από τον πληθωρισμό, οι νέες πληθωριστικές φυσαλίδες που γεννιούνται μέσα σ' αυτή την περιοχή του χωροχρόνου, θα έχουν εξομαλυνθεί από τα πριν και θα μπορούν να τελειώσουν με οσοδήποτε ποσότητα μάζας, από μηδέν, μέχρι και την κρίσιμη πυκνότητα (όχι όμως περισσότερη). Αυτό θα ήταν αρκετό για να κάνει ευτυχή τον καθένα. Πράγματι, το μεγαλύτερο πρόβλημα τώρα είναι ότι το λεξιλόγιο της κοσμολογίας δεν φαίνεται επαρκές για την περιγραφή όλων των νέων δραστηριοτήτων.

Παράλληλα ΣύμπανταEdit

Ο όρος Σύμπαν, με κεφαλαίο Σ, χρησιμοποιείται συνήθως για οτιδήποτε που μπορούμε να γνωρίσουμε, το σύνολο του Χωρόχρονου που είναι προσιτό στα όργανα μέτρησης που διαθέτουμε, τώρα και στο μέλλον.

Αυτός μπορεί να φαίνεται ως κατανοητός ορισμός και στο παρελθόν χρησιμοποιήθηκε ως συνώνυμος όλων όσων υπάρχουν. Αλλά η εξέλιξη των ιδεών όπως ο πληθωρισμός, δείχνει ότι υπάρχει κάτι ακόμα πέρα από τα σύνορα του παρατηρήσιμου Σύμπαντος. Περιοχές του Χωρόχρονου που εξ ορισμού είναι μη παρατηρήσιμες, και όχι επειδή η ακτινοβολία από αυτές δεν είχε τον απαραίτητο χρόνο να φθάσει ως την Γη, ή επειδή τα τηλεσκόπιά μας δεν είναι αρκετά ευαίσθητα για να ανιχνεύσουν το φως τους.

Αυτό έχει οδηγήσει σε κάποια αμφιβολία στη χρήση του όρου Σύμπαν. Μερικοί ερευνητές περιορίζουν τον όρο στο παρατηρήσιμο Σύμπαν, ενώ άλλοι θεωρούν ότι θα έπρεπε να αναφέρεται στο σύνολο του Χωρόχρονου.

Αν χρησιμοποιούμε τον όρο Σύμπαν για τη δική μας διαστελλόμενη φυσαλίδα Χωροχρόνου, για οτιδήποτε που είναι κατ' αρχήν ορατό με τα τηλεσκόπιά μας, τότε ο όρος Κόσμος ή Πολυσύμπαν θα μπορούσε ίσως να χρησιμοποιηθεί για το σύνολο του Χωρόχρονου, εντός του οποίου (αν το πληθωριστικό σενάριο είναι σωστό), θα μπορούσε να υπάρχει ένας απεριόριστα μεγάλος αριθμός άλλων διαστελλόμενων χωροχρονικών φυσαλίδων, δηλ. άλλα Σύμπαντα με τα οποία δεν θα μπορέσουμε ποτέ να επικοινωνήσουμε.

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

ΙστογραφίαEdit


Ikl.jpg Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl.jpg

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog.png



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Also on Fandom

Random Wiki