Η θεωρία χορδών μας λέει ότι η Μεγάλη Έκρηξη δεν ήταν η αρχή του Σύμπαντος αλλά ούτε και του χρόνου. Ήταν απλά το αποτέλεσμα μιας προϋπάρχουσας κατάστασης.
Η ερώτηση αν η στιγμή της μεγάλης έκρηξης ήταν πραγματικά η αρχή του χρόνου ή όχι, και αν το σύμπαν υπήρχε και πριν από εκείνη τη στιγμή, θα έμοιαζε βλάσφημη μόλις πριν από μια δεκαετία. Οι περισσότεροι κοσμολόγοι επέμεναν ότι μια τέτοια ερώτηση δεν έχει νόημα. Δεν έχει νόημα να σκεφτόμαστε χρόνους πριν ....από το Big Bang, όπως δεν έχει νόημα να ρωτάμε τι υπάρχει πιο βόρεια από το βόρειο πόλο. Η εξέλιξη όμως της θεωρητικής φυσικής, και ειδικώτερα η γέννηση της θεωρίας χορδών, έχουν αλλάξει αυτή την αντιμετώπιση. Η κατάσταση του σύμπαντος πριν από το Big Bang αποτελεί το τελευταίο μέτωπο της κοσμολογίας.
Η νέα προθυμία να εξετάσουμε τι θα μπορούσε να συμβαίνει πριν από τη μεγάλη έκρηξη, είναι η τελευταία ταλάντωση σ? ένα διανοητικό εκκρεμές που ταλαντώνεται εδώ και χιλιάδες χρόνια στα μυαλά των ανθρώπων. Με τον ένα ή τον άλλο τρόπο, το θέμα της αρχής του χρόνου έχει εμπλέξει τους φιλόσοφους και τους θεολόγους κάθε πολιτισμού. Μια φημισμένη εξέταση του ζητήματος αυτού από τη σκοπιά της τέχνης υπάρχει στο έργο του Paul Gauguin του 1897?ou venons-nous? Que sommes-nous? Ou allons-nous? Από πού ερχόμαστε; Τι είμαστε; Πού πηγαίνουμε; Το έργο απεικονίζει τον κύκλο της γέννησης, της ζωής και του θανάτου, και αυτές οι προσωπικές αναφορές σχετίζονται με τις κοσμικές αναφορές. Μπορούμε ν? ακολουθήσουμε τη γραμμή της ζωής προς τα πίσω για γενιές, πίσω ακόμα και από τα ζώα προγόνους μας, πίσω και από τις αρχικές μορφές ζωής, μέχρι τη σύνθεση των στοιχείων στο πρωταρχικό σύμπαν και μέχρι την άμορφη ενέργεια που υπήρχε στο σύμπαν πριν από τη σύνθεση των στοιχείων. Προεκτείνεται άραγε το οικογενειακό μας δέντρο άπειρα πίσω στο χρόνο; Ή κάπου οι ρίζες του σταματάνε; Είναι ο Κόσμος πεπερασμένης διάρκειας όπως εμείς;
Οι αρχαίοι Έλληνες διαφωνούσαν έντονα για την αρχή του χρόνου. Ο Αριστοτέλης που υποστήριζε ότι δεν υπήρχε αρχή, επινόησε την αρχή ότι από το τίποτα δεν μπορεί να δημιουργηθεί κάτι. Εφόσον το Σύμπαν δεν θα μπορούσε να περάσει από το απόλυτο τίποτα σε κάτι, άρα έπρεπε να υπήρχε για πάντα. Γι αυτόν και άλλους λόγους, το Σύμπαν έπρεπε να εκτείνεται απεριόριστα στο παρελθόν και στο μέλλον. Οι Χριστιανοί θεολόγοι έπαιρναν μάλλον την αντίθετη θέση. Ο Αυγουστίνος έλεγε πως ο Θεός υπάρχει έξω από τον χώρο και τον χρόνο, και είναι ικανός να δημιουργήσει αυτές τις δομές όπως και άλλα χαρακτηριστικά του κόσμου μας. Όταν τον ρωτούσαν: "Τί έκανε ο Θεός πριν να δημιουργήσει τον κόσμο;" ο Αυγουστίνος απαντούσε: Ο ίδιος ο χρόνος είναι τμήμα της δημιουργίας του Θεού, κι έτσι δεν υπάρχει κάτι "πριν".
Στο διαστελλόμενο Σύμπαν μας, οι γαλαξίες απομακρύνονται ορμητικά ο ένας από τον άλλο σαν μια διαλυόμενη ομάδα ανθρώπων. Για οποιοδήποτε ζεύγος γαλαξιών, η απόστασή τους αυξάνει με ταχύτητα που είναι ανάλογη προς την απόστασή τους. Οι γαλαξίες ενός ζεύγους που απέχουν ο ένας με τον άλλο 500 εκατομμύρια έτη φωτός απομακρύνονται μεταξύ τους με διπλάσια ταχύτητα απ? ότι οι γαλαξίες ενός ζεύγους που χωρίζονται από απόσταση 250 εκατομμυρίων ετών φωτός. Συνεπώς όλοι οι γαλαξίες που βλέπουμε πρέπει να έχουν ξεκινήσει από το ίδιο σημείο την ίδια χρονική στιγμή, τη στιγμή της μεγάλης έκρηξης. Το συμπέρασμα αυτό ισχύει ακόμη και αν η κοσμική διαστολή έχει περάσει από περιόδους επιταχύνσεων και επιβραδύνσεων. Σε διαγράμματα χωροχρόνου (δεξιά εικόνα), οι γαλαξίες ακολουθούν μια ημιτονοειδείς τροχιές, που τους φέρνουν εμπρός και πίσω από την παρατηρήσιμη περιοχή του χώρου (κίτρινη σφήνα). Η κατάσταση όμως έγινε αβέβαιη κατά την ακριβή στιγμή που οι γαλαξίες (ή οι πρόγονοί τους) άρχισαν την προς τα έξω κίνησή τους. Στη θεωρία χορδών, οι γαλαξίες δεν καταρρέουν σε ένα σημείο, κι έτσι αποφεύγονται τα παράδοξα που γεννά η κατάρρευση την αρχική χρονική στιγμή.
Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Einstein οδήγησε τους σύγχρονους κοσμολόγους πάνω-κάτω στα ίδια συμπεράσματα. Η θεωρία ισχυρίζεται ότι ο χώρος και ο χρόνος είναι εύπλαστες οντότητες. Στις πολύ μεγάλες κλίμακες, ο χώρος είναι από τη φύση του δυναμικός, διαστέλλεται ή συστέλλεται με τον χρόνο, μεταφέροντας την ύλη μαζί του όπως μια παλίρροια μεταφέρει διάφορα αντικείμενα. Οι αστρονόμοι διαπίστωσαν στα 1920 ότι το σύμπαν μας σήμερα διαστέλλεται: οι μακρινοί γαλαξίες απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο. Μια συνέπεια αυτού, όπως απέδειξαν τη δεκαετία του 1960 οι φυσικοί Stephen Hawking και Roger Penrose, είναι ότι ο χρόνος δεν μπορεί να εκτείνεται απεριόριστα προς τα πίσω. Αν αρχίσουμε να παίζουμε το φιλμ της κοσμικής εξέλιξης προς τα πίσω, θα φτάσει κάποια στιγμή που όλοι οι γαλαξίες συγκεντρώνονται σε ένα απειροστό σημείο, γνωστό ως ανωμαλία, κάπως σαν να συνιστούν μια μαύρη τρύπα. Κάθε γαλαξίας ή μάλλον ο προγονός του συμπιέζεται σε ένα μεμονωμένο σημείο μηδενικού μεγέθους. Ποσότητες όπως η πυκνότητα, η θερμοκρασία, και η καμπυλότητα του χωροχρόνου απειρίζονται. Η ανωμαλία αυτή είναι ο τελικός κατακλυσμός, πίσω από τον οποίο δεν μπορεί να προχωρήσει η κοσμική προϊστορία μας.
Παράξενη σύμπτωση
Η αναπόφευκτη ανωμαλία θέτει σοβαρά προβλήματα για τους κοσμολόγους. Ιδιαίτερα, δεν συμβιβάζεται εύκολα με τον υψηλό βαθμό ομογένειας και ισοτροπίας που παρατηρούμε στο σύμπαν στις πολύ μεγάλες κλίμακες. Για να φαίνεται ο κόσμος ίδιος σε κάθε του περιοχή, πρέπει να υπάρχει κάποιο είδος επικοινωνίας ανάμεσα στις διάφορες απομακρυσμένες μεταξύ τους περιοχές του, η οποία επικοινωνία, έκανε να συντονιστούν οι ίδιες ιδιότητες παντού στο σύμπαν. Αλλά η ιδέα μιας τέτοιας επικοινωνίας αντιφάσκει με το παλιό κοσμολογικό παράδειγμα.
Πιο συγκεκριμένα, θεωρείστε τι συνέβη μέσα σε 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, αφότου ελευθερώθηκε η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου. Η απόσταση μεταξύ των γαλαξιών έχει μεγαλώσει κατά ένα παράγοντα 1000 (εξαιτίας της διαστολής), ενώ η ακτίνα του παρατηρήσιμου σύμπαντος έχει αυξηθεί κατά τον πολύ μεγαλύτερο παράγοντα των 100.000 (γιατί το φως ξεπερνάει σε ταχύτητα τη διαστολή). Βλέπουμε σήμερα τμήματα του σύμπαντος που δεν θα μπορούσαμε να δούμε πριν από 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια. Πράγματι σήμερα είναι η πρώτη φορά στην κοσμική ιστορία, που φτάνει στο γαλαξία μας φως από τους πιο μακρινούς γαλαξίες. Παρατηρώντας δηλαδή προς αντίθετες κατευθύνσεις του κοσμικού μας ορίζοντα διαπιστώνουμε μια ομογένεια στις ιδιότητές τους, πράγμα που συμβατικά δεν μπορεί να εξηγηθεί, αφού οι περιοχές αυτές δεν είχαν τον απαραίτητο χρόνο για να επικοινωνήσουν μεταξύ τους, ούτε με φως ούτε με άλλα σήματα που οπωσδήποτε είναι πιο αργά από το φως.
Παράθεμα 1ο
Η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας προβλέπει ότι ένα διαστελλόμενο Σύμπαν είχε κάποτε μια συγκεκριμένη χρονική στιγμή που γεννήθηκε. Άρχισε να υπάρχει τη στιγμή του big bang.
Ακόμη, η Γενική Σχετικότητα παύει να ισχύει στην περιοχή του big bang, γιατί εκεί έρχεται στο προσκήνιο η κβαντομηχανική. Σήμερα, ο βασικός υποψήφιος για τη θεμελίωση μιας πλήρους κβαντικής θεωρίας της βαρύτητας ? η θεωρία χορδών ? εισάγει ένα ελάχιστο κβάντο μήκους, ως μια νέα θεμελιώδη σταθερά της φύσης, κάνοντας έτσι την ίδια την έννοια της γέννησης του σύμπαντος από ένα bang ανέφικτη.
Το bang εξακολουθούμε να πιστεύουμε ότι συνέβη, αλλά δεν περιλάμβανε μια στιγμή με άπειρη πυκνότητα, και το σύμπαν μπορεί να προϋπήρχε εκείνης της στιγμής. Οι συμμετρίες της θεωρίας χορδών υποδεικνύουν ότι το σύμπαν δεν είχε μια αρχή και δεν θα έχει και ένα τέλος. Το σύμπαν μπορεί να ξεκίνησε την ύπαρξή του σχεδόν άδειο και να οδηγήθηκε σε μια έκρηξη, ή μπορεί να έχει περάσει από ένα κύκλο θανάτου και αναγέννησης. Σε κάθε περίπτωση, η εποχή πριν από την έκρηξη θα είχε παίξει το ρόλο της για τον σχηματισμό του σημερινού μας Κόσμου.
Παρόλα αυτά, οι ιδιότητες του γαλαξία μας είναι βασικά οι ίδιες με με αυτές των μακρινών γαλαξιών. Είναι σα να πάτε σ? ένα πάρτι και να διαπιστώσετε ότι φοράτε ακριβώς τα ίδια ρούχα με άλλους δέκα φίλους σας. Αν δύο από σας είχατε ακριβώς τα ίδια ρούχα, θα το αποδίδατε σε σύμπτωση, αλλά δέκα από σας σημαίνει ότι οι οργανωτές του πάρτι σας είχαν δώσει εντολές για το ντύσιμο. Στην κοσμολογία ο αριθμός δεν είναι δέκα αλλά δεκάδες χιλιάδων. Πρόκειται για τον αριθμό των στατιστικά ανεξάρτητων περιοχών του ουρανού που είναι πανομοιότυποι στο υπόβαθρο της ακτινοβολίας μικροκυμάτων.
Μια δυνατότητα είναι ότι όλες αυτές οι περιοχές του χώρου είχαν κατά τη γέννησή τους ίδιες ιδιότητες ? με άλλα λόγια, η ομοιογένεια είναι απλή σύμπτωση. Οι φυσικοί όμως έχουν σκεφτεί και άλλους δύο φυσικούς τρόπους για να εξηγήσουν αυτή την ομοιογένεια. Λένε δηλαδή πως το αρχικό σύμπαν ήταν πολύ μικρότερο ή πολύ παλαιότερο απ? ότι δεχόμαστε στην κλασσική κοσμολογία. Είτε ο κάθε λόγος ξεχωριστά είτε από κοινού, θα μπορούσε να κάνει την επικοινωνία αυτών των περιοχών μεταξύ τους δυνατή.
Η πιο δημοφιλής επιλογή ακολουθεί την πρώτη εναλλακτική πρόταση. Δέχεται δηλαδή ότι το σύμπαν πέρασε από μια περίοδο επιταχυνόμενης διαστολής, γνωστής ως πληθωρισμό, πολύ νωρίς κατά την ιστορία του. Πριν από αυτή τη φάση, οι γαλαξίες ή οι πρόγονοί τους ήταν τόσο κοντά μεταξύ τους που μπορούσαν εύκολα να συντονίσουν τις ιδιότητές τους. Κατά τον πληθωρισμό, έπαψαν πια να βρίσκονται σε επαφή, διότι το φως δεν μπορούσε να προλάβει την φρενήρη διαστολή. Όταν τελείωσε η φάση του πληθωρισμού, η διαστολή άρχισε να επιβραδύνεται, κι έτσι οι γαλαξίες βρέθηκαν προοδευτικά ξανά ο ένας σε οπτική επαφή με τον άλλο.
Οι φυσικοί αποδίδουν την πληθωριστική διαστολή στη δυναμική ενέργεια που περιέχεται σ? ένα νέο κβαντικό πεδίο, το ίνφλατον, και πιστεύουν ότι συνέβη μόλις 10-35 sec. μετά τη μεγάλη έκρηξη. Η δυναμική ενέργεια, σε αντίθεση με τη μάζα ηρεμίας και την κινητική ενέργεια, οδηγεί σε βαρυτική άπωση. Αντί να επιβραδύνει την διαστολή, όπως κάνει η βαρύτητα και η συνηθισμένη ύλη, το ίνφλατον την επιτάχυνε. Η θεωρία του πληθωρισμού προτάθηκε το 1981 από τους Alan H. Guth και Paul J. Steinhardt, και έχει εξηγήσει πολλές από τις παρατηρήσεις μας με ακρίβεια. Αρκετά θεωρητικά προβλήματα παραμένουν ωστόσο, όπως για παράδειγμα, τι ήταν ακριβώς το ίνφλατον και από που προήλθε η τεράστια αρχική δυναμική ενέργειά του.
Ένας δεύτερος, λιγότερο γνωστός τρόπος να λύσουμε το αίνιγμα ακολουθεί την άλλη εναλλακτική πρόταση, και απορρίπτει την ύπαρξη της αρχικής ανωμαλίας. Αν ο χρόνος δεν άρχισε με την μεγάλη έκρηξη, αν μια μακρά εποχή προϋπήρξε της παρούσας κοσμικής διαστολής, η ύλη θα είχε αρκετό χρόνο για να ρυθμίσει την ομοιογένειά της. Οι ερευνητές λοιπόν έχουν ξαναεξετάσει τους λόγους που τους οδήγησαν στην παραδοχή μιας αρχικής ανωμαλίας.
Μια από τις παραδοχές ? ότι η θεωρία της σχετικότητας είναι πάντα σωστή ? είναι υπό αμφισβήτηση. Πολύ κοντά στην υποτιθέμενη ανωμαλία, τα κβαντικά φαινόμενα έρχονται στο προσκήνιο, και ίσως μάλιστα να είναι και κυρίαρχα. Η καθιερωμένη σχετικότητα δεν λαμβάνει υπ? όψιν της τέτοια φαινόμενα, κι έτσι το να πιστέψουμε ότι η ανωμαλία είναι αναπόφευκτη, σημαίνει να εμπιστευτούμε τη θεωρία πέρα από τα όρια ισχύος της. Για να μάθουμε τι ακριβώς ισχύει, οι φυσικοί χρειάζεται να εντάξουν τη σχετικότητα μέσα σε μια κβαντική θεωρία βαρύτητας. Η προσπάθεια αυτή ξεκίνησε αμέσως μετά τον Eistein, αλλά καμιά ουσιαστική πρόοδος δεν σημειώθηκε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του 1980.
Εξέλιξη μιας επανάστασης
Σήμερα υπάρχουν δύο προσεγγίσεις. Η μια έχει το όνομα της κβαντικής θεωρίας βρόχων, κρατάει ουσιαστικά άθικτη τη θεωρία του Einstein, αλλά αλλάζει τη διαδικασία με την οποία την ενσωματώνει στην κβαντομηχανική. Οι θιασώτες της κβαντικής θεωρίας βρόχων έχουν κάνει μεγάλες προόδους και πέτυχαν σπουδαίες κατανοήσεις βασικών θεμάτων κατά τα τελευταία χρόνια. Η προσέγγισή τους όμως μπορεί να μην είναι τόσο επαναστατική ώστε ν? αντιμετωπίσει τα θεμελιώδη προβλήματα της κβαντικής βαρύτητας. Ένα όμοιο πρόβλημα αντιμετώπισαν οι θεωρητικοί όταν ο Enrico Fermi εισήγαγε την φαινομενολογική θεωρία του για τις ασθενείς αλληλεπιδράσεις το 1934. Όλες οι προσπάθειες να κατασκευάσουν μια κβαντική έκδοση της θεωρίας του Fermi, απέτυχαν παταγωδώς. Αυτό που χρειαζόταν, δεν ήταν μια νέα τεχνική αλλά μια βαθιά τροποποίηση που έφεραν οι Sheldon L. Glashow, Steven Weinberg και Abdus Salam στο τέλος της δεκαετίας του1960.
Η δεύτερη προσέγγιση, την οποία θεωρώ προσωπικά πιο ελπιδοφόρα, είναι η θεωρία χορδών ? μια πραγματικά επαναστατική τροποποίηση της θεωρίας του Einstein. Το παρόν άρθρο θα εστιάσει σ? αυτήν, αν και οι υποστηρικτές της κβαντικής θεωρίας βρόχων, δηλώνουν ότι επίσης η θεωρία τους καταλήγει σε πολλά όμοια συμπεράσματα.
Η θεωρία χορδών ξεπήδησε από ένα μοντέλο που πρότεινα το 1968 για να περιγράψω τον κόσμο των πυρηνικών σωματιδίων (όπως πρωτόνια και νετρόνια) και τις αλληλεπιδράσεις τους. Παρά την αρχική ευφορία, το μοντέλο απέτυχε. Εγκαταλείφθηκε κάμποσα χρόνια αργότερα υπέρ της κβαντικής χρωμοδυναμικής η οποία περιγράφει τα σωματίδια του πυρήνα με πιο στοιχειώδη συστατικά, τα κουάρκς. Τα κουάρκς είναι περιορισμένα μέσα σ? ένα πρωτόνιο ή νετρόνιο σα να ήταν συνδεδεμένα με ελαστικά ελατήρια. Κοιτάζοντας τώρα πίσω στον χρόνο βλέπουμε ότι η θεωρία χορδών είχε συλλάβει αυτή τη χορδική συμπεριφορά του πυρηνικού κόσμου. Μόνο αργότερα η ιδέα αυτή επανήλθε ως υποψήφια για να συνδυάσει τη γενική σχετικότητα με την κβαντομηχανική.
Η βασική ιδέα είναι ότι τα στοιχειώδη σωματίδια δεν είναι σημειακά αλλά μάλλον μάλλον απείρου μήκους, λεπτά μονοδιάστατα αντικείμενα, οι χορδές. Ο τεράστιος ζωολογικός κήπος των στοιχειωδών σωματιδίων, το καθένα με τις δικές του χαρακτηριστικές ιδιότητες, αντανακλά τους πολλούς δυνατούς τρόπους ταλάντωσης μιας χορδής. Πως μπορεί μια τέτοια απλοϊκή στη βάση της θεωρία να περιγράψει τον πολύπλοκο κόσμο των σωματιδίων και τις αλληλεπιδράσεις τους; Η απάντηση μπορεί να βρεθεί σε αυτό που λέμε κβαντική μαγεία των χορδών. Όταν εφαρμοστούν οι κανόνες της κβαντικής μηχανικής σε μια ταλαντούμενη χορδή, ? φανταστείτε την σαν μια μινιατούρα χορδής βιολιού, εκτός από το ότι οι ταλαντώσεις αυτές διαδίδονται κατά μήκος της χορδής αυτής με την ταχύτητα του φωτός,- νέες ιδιότητες εμφανίζονται. Όλες τους έχουν βαθιές συνέπειες για τη φυσική των σωματιδίων και την κοσμολογία.
Πρώτα απ΄όλα οι κβαντικές χορδές έχουν πεπερασμένο μέγεθος. Αν δεν υπήρχαν κβαντικά φαινόμενα, μια χορδή βιολιού θα μπορούσε να κοπεί στη μέση ξανά και ξανά μέχρι να καταλήξει ένα άμαζο σημειακό σωματίδιο. Η αρχή όμως της απροσδιοριστίας του Heizenberg εμποδίζει τις χορδές να έχουν μήκος μικρότερο από 10-34 μέτρα. Αυτό το ελάχιστο κβαντικό μήκος που το παριστάνουμε με ls, είναι μια νέα σταθερά της φύσης που εισήχθη από την θεωρία χορδών η οποία μαζί με την ταχύτητα του φωτός c και την σταθερά του Planck h αποτελούν τις σταθερές της φύσης. Το ελάχιστο αυτό μήκος παίζει ένα κρίσιμο ρόλο σχεδόν σε κάθε βήμα της θεωρίας χορδών, βάζοντας ένα πεπερασμένο όριο σε ποσότητες που αλλιώς θα ήταν είτε μηδενικές είτε απειριζόμενες.
Δεύτερον, οι κβαντικές χορδές μπορούν να έχουν στροφορμή ακόμη και αν δεν έχουν μάζα. Στην κλασσική φυσική η στροφορμή είναι μια ιδιότητα ενός αντικειμένου που περιστρέφεται ως προς ένα άξονα. Η σχέση που μας δίνει τη γωνιακή στροφορμή περιέχει το γινόμενο της μάζας του σωματίου επί την ταχύτητά του, επί την απόστασή του από τον άξονα περιστροφής, συνεπώς ένα άμαζο σωματίδιο δεν μπορεί να έχει στροφορμή. Οι κβαντικές διαταραχές όμως αλλάζουν την κατάσταση. Μια μικροσκοπική χορδή μπορεί να αποκτήσει στροφορμή μέχρι 2h χωρίς να χρειάζεται να έχει μάζα. Το χαρακτηριστικό αυτό είναι καλοδεχούμενο, γιατί ταιριάζει ακριβώς με τις ιδιότητες όλων των σωματιδίων φορέων των θεμελιωδών δυνάμεων, όπως είναι το φωτόνιο για τον ηλεκτρομαγνητισμό και το γκραβιτόνιο για τη βαρύτητα. Ιστορικά, η στροφορμή ήταν αυτό που έδειξε στους φυσικούς τις συνέπειες της θεωρίας χορδών στην κβαντική βαρύτητα.
Τρίτον, οι κβαντικές χορδές απαιτούν την ύπαρξη επιπλέον διαστάσεων στο χώρο πέρα από τις τρεις συνηθισμένες. Ενώ η χορδή ενός βιολιού θα ταλαντώνεται ανεξάρτητα από τις ιδιότητες του χώρου και του χρόνου, μια κβαντική χορδή είναι αρκετά πιο περίεργη. Οι εξισώσεις που περιγράφουν την ταλάντωσή της γίνονται ασυνεπείς εκτός αν ο χωροχρόνος είναι ισχυρά καμπυλωμένος (σε αντίθεση με τις παρατηρήσεις μας) ή περιέχει 6 ακόμη χωρικές διαστάσεις.
Τέταρτον, οι φυσικές σταθερές όπως του Νεύτωνα και του Κουλόμπ, οι οποίες εμφανίζονται στις εξισώσεις της φυσικής και καθορίζουν τις ιδιότητες της φύσης, δεν έχουν πια αυθαίρετα καθοριζόμενες σταθερές τιμές. Στη θεωρία χορδών αποκτούν τη μορφή πεδίων κάπως σαν το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο, και ρυθμίζουν τις τιμές τους δυναμικά. Αυτά τα πεδία μπορεί να έχουν διαφορετικές τιμές σε διαφορετικές κοσμολογικές εποχές ή σε απομακρυσμένες περιοχές του χώρου, και ακόμη και σήμερα οι "φυσικές σταθερές" μπορεί να μεταβάλλονται κατά μικρές ποσότητες. Η παρατήρηση κάποιας τέτοιας μεταβολής θα έδινε τεράστια ώθηση στη θεωρία χορδών.
Ένα τέτοιο πεδίο, που λέγεται dilaton, είναι το κλειδί στη θεωρία χορδών. Αυτό καθορίζει την ένταση όλων των αλληλεπιδράσεων. Το dilaton διεγείρει όλους τους θεωρητικούς των χορδών, διότι η τιμή του μπορεί να επανερμηνευτεί ως το μέγεθος μιας επιπλέον χωρικής διάστασης, δίνοντας έτσι συνολικά 11 χωροχρονικές διαστάσεις.
Η πρόσδεση των χαλαρών άκρων
Τελικά οι κβαντικές χορδές οδήγησαν τους φυσικούς σε κάποιες εκπληκτικές νέες συμμετρίες της φύσης, γνωστές ως δυαδικότητες, οι οποίες μεταβάλλουν τη διαίσθησή μας γι αυτό που συμβαίνει όταν τα αντικείμενα γίνουν εξαιρετικά μικρά. έχω ήδη υπαινιχθεί την ύπαρξη μιας τέτοιας μορφής δυαδικότητας. Συνήθως, μια μικρού μήκους χορδή είναι ελαφρύτερη από μια μεγάλου μήκους, αλλά αν προσπαθήσουμε να την συμπιέσουμε κάτω από το θεμελιώδες μήκος lsη χορδή αποκτά ξανά μεγαλύτερη μάζα.
Ένας άλλος τύπος, η Τ-δυαδικότητα. λέει ότι τόσο οι μικρές όσο και οι μεγάλες επιπλέον διαστάσεις είναι ισοδύναμες. Αυτή η συμμετρία πηγάζει από το γεγονός ότι οι χορδές μπορούν να κινούνται κατά πιο περίπλοκους τρόπους από τα σημειακά σωματίδια. Θεωρείστε μια κλειστή χορδή (ένα βρόχο) τοποθετημένη σ? ένα κυλινδρικού σχήματος χώρο, του οποίου η κυκλική διατομή παριστάνει μια πεπερασμένη επιπλέον διάσταση. Εκτός από το να ταλαντώνεται, η χορδή μπορεί είτε να στρέφεται ως σύνολο γύρω από τον κύλινδρο, είτε να περιτυλίγεται γύρω από αυτόν, μια ή περισσότερες φορές σαν ένα λάστιχο που περιτυλίγεται γύρω από ένα χάρτινο κύλινδρο.
α. Μεγάλος κύλινδρος. Μικρά ποσά ενέργειας χρειάζονται για ν? αυξήσουμε την ταχύτητα
β. Μεγάλος κύλινδρος. Μεγάλα ποσά ενέργειας χρειάζονται για να προσθέσουμε περιελίξεις.
γ. Μικρός κύλινδρος. Μεγάλα ποσά ενέργειας χρειάζονται για ν? αυξήσουμε την ταχύτητα.
δ. Μικρός κύλινδρος. Μικρά ποσά ενέργειας χρειάζονται για να προσθέσουμε περιελίξεις.
Το ενεργειακό κόστος για τις δύο καταστάσεις της χορδής εξαρτάται από το μέγεθος του κυλίνδρου. Η ενέργεια του περιτυλίγματος είναι ευθέως ανάλογη με την ακτίνα του κυλίνδρου. Μεγαλύτεροι κύλινδροι απαιτούν μεγαλύτερο τέντωμα της χορδής καθώς αυτή περιτυλίγεται, κι έτσι οι περιελίξεις της περιέχουν περισσότερη ενέργεια από αυτή που θα είχε σε μικρότερο κύλινδρο. Η ενέργεια που σχετίζεται με τη μετακίνηση γύρω από τον κύλινδρο από την άλλη πλευρά, είναι αντιστρόφως ανάλογη προς την ακτίνα. Μεγαλύτεροι κύλινδροι επιτρέπουν μεγαλύτερα μήκη κύματος (μικρότερες συχνότητες), οι οποίες αντιστοιχούν σε μικρότερες ενέργειες απ? ότι τα μικρότερα μήκη κύματος. Αν ένας μεγάλος κύλινδρος αντικατασταθεί με ένα μικρό, οι δύο καταστάσεις κίνησης μπορούν να αλλάξουν ρόλους. Οι ενέργειες που είχαν παραχθεί από την κυκλική κίνηση, παράγονται τώρα από την περιέλιξη και αντίστροφα. Ένας εξωτερικός παρατηρητής παρατηρεί μόνο τα ενεργειακά επίπεδα, όχι όμως και τον μηχανισμό γέννησης αυτών των επιπέδων. Στον παρατηρητή αυτόν, η μεγάλη και η μικρή ακτίνα είναι φυσικά ισοδύναμες.
Αν και η Τ-δυαδικότητα περιγράφεται συνήθως με όρους κυλινδρικών χώρων, στους οποίους η μια διάσταση (η περιφέρεια) είναι πεπερασμένη, μια παραλλαγή της εφαρμόζεται και στις δικές μας συνηθισμένες 3 διαστάσεις, οι οποίες εμφανίζονται να τεντώνονται απεριόριστα. Κανείς πρέπει να είναι προσεκτικός όταν μιλάει για τη διαστολή ενός άπειρου χώρου. Το συνολικό μέγεθός του δεν θ? αλλάξει, παραμένει άπειρος. Διαστέλλεται υπό την έννοια ότι τα σώματα που εμπεριέχονται σ? αυτόν, όπως οι γαλαξίες, απομακρύνονται το ένα από το άλλο. Η κρίσιμη μεταβλητή δεν είναι το μέγεθος του χώρου ως σύνολο, αλλά ο παράγοντας κατά τον οποίο αλλάζει η απόσταση μεταξύ των γαλαξιών. Ο παράγοντας αυτός εκδηλώνεται ως η μετατόπιση του γαλαξιακού φάσματος προς το ερυθρό. Σύμφωνα με την Τ-δυικότητα, σύμπαντα με μικρούς παράγοντες κλίμακας είναι ισοδύναμα προς άλλα με μεγάλους παράγοντες κλίμακας. Τέτοια συμμετρία δεν υπάρχει στις εξισώσεις του Einstein, απορρέει μόνον από την ενοποίηση που φέρνει η θεωρία χορδών, με το πεδίο dilaton να παίζει ένα κρίσιμο ρόλο.
Για χρόνια, οι θεωρητικοί των χορδών νόμιζαν ότι η Τ-δυικότητα εφαρμόζεται μόνο σε κλειστές χορδές, σε αντίθεση με τις ανοιχτές χορδές που έχουν χαλαρά άκρα και δεν μπορούν να περιτυλιχτούν. Το 1995 ο Joseph Polchinski του πανεπιστημίου της California στη Santa Barbara παρατήρησε ότι η Τ-δυικότητα εφαρμοζόταν και σε ανοιχτές χορδές, αρκεί η εναλλαγή μεταξύ μεγάλων και μικρών ακτίνων να συνοδεύεται από μια μεταβολή στις συνθήκες που επικρατούν στα τελικά άκρα της χορδής. Ως τότε οι φυσικοί δέχονταν ότι δεν ασκούνταν δυνάμεις στα άκρα των χορδών, αφήνοντάς αυτές ελεύθερες να κυματίζουν. Κάτω όμως από την Τ-δυικότητα, οι συνθήκες αυτές γίνονται οι λεγόμενες συνοριακές συνθήκες Dirichlet, όπου τα άκρα στερεώνονται κάπου.
Οποιαδήποτε χορδή μπορεί να αναμίξει και τις δύο αυτές συνοριακές συνθήκες. Για παράδειγμα, τα ηλεκτρόνια μπορεί να είναι χορδές των οποίων τα άκρα μπορούν να κινούνται ελεύθερα στις 3 από τις 10 χωρικές διαστάσεις, αλλά είναι κολλημένα στις υπόλοιπες 7 διαστάσεις. Οι 3 αυτές διαστάσεις σχηματίζουν ένα υπόχωρο, γνωστό ως μεμβράνη Dirichlet ή D-βράνη. Στα 1996 ο Petr Horava του πανεπιστημίου της California στο Berkeley, και ο Edward Witten του Ινστιτούτου Προχωρημένων Σπουδών του Princeton, πρότειναν ότι το Σύμπαν μας περιέχεται σε μια τέτοια βράνη. Η μερική ευκινησία των ηλεκτρονίων και των άλλων σωματιδίων εξηγεί γιατί δεν μπορούμε να παρατηρήσουμε την πλήρη 10-διάστατη δομή του χώρου.
Δαμάζοντας το άπειρο
Όλες οι μαγικές ιδιότητες των κβαντικών χορδών δείχνουν προς μια κατεύθυνση: οι χορδές αντιπαθούν το άπειρο. Δεν μπορούν να καταρρεύσουν σε σημείο χωρίς διαστάσεις, κι έτσι αποφεύγουμε τα παράδοξα που επιφέρει η κατάρρευση. Το μη μηδενικό τους μέγεθος και οι καινούργιες συμμετρίες θέτουν ανώτατα όρια σε φυσικές ποσότητες που αυξάνουν απεριόριστα στις συμβατικές θεωρίες, και θέτουν επίσης κατώτατα όρια σε ποσότητες που ελαττώνονται. Οι θεωρητικοί των χορδών προσδοκούν ότι αν παίξουμε την ταινία της ιστορίας του σύμπαντος προς τα πίσω στον χρόνο, η καμπυλότητα του χωροχρόνου αρχίζει ν? αυξάνει. Αλλά αντί να φτάσουμε πίσω σε ένα άπειρο (στην παραδοσιακή ανωμαλία του big bang), προοδευτικά φτάνουμε σε ένα μέγιστο και η ελάττωση της καμπυλότητας και της πυκνότητας αρχίζει πάλι. Πριν από την θεωρία χορδών, οι φυσικοί πιέστηκαν πολύ για να βρουν ένα μηχανισμό που θα μπορούσε να εξαλείψει την ανωμαλία.
Οι συνθήκες κοντά στον χρόνο 0 του big bang ήταν τόσο ακραίες ώστε κανείς ακόμα δεν ξέρει πως να λύσει τις εξισώσεις. Παρόλα αυτά, οι θεωρητικοί των χορδών κάνουν παρακινδυνευμένες προβλέψεις για το σύμπαν πριν από το big bang. Δύο δημοφιλή μοντέλα ξεχωρίζουν.
Το πρώτο που είναι γνωστό ως σενάριο πριν από το big bang, άρχισα να το επεξεργάζομαι μαζί με τους συνεργάτες μου από το 1991, και συνδυάζει την Τ-δυικότητα με την συμμετρία που γνωρίζουμε καλύτερα, την συμμετρία αντιστροφής του χρόνου, στην οποία οι εξισώσεις της φυσικής ισχύουν το ίδιο καλά όταν εφαρμοστούν είτε προς τα εμπρός είτε προς τα πίσω στον χρόνο. Ο συνδυασμός αυτός γεννάει δύο νέες δυνατές κοσμολογίες στις οποίες το σύμπαν, ας πούμε 5 δευτερόλεπτα πριν από το big bang διαστελλόταν με τον ίδιο ρυθμό όπως και 5 sec μετά το big bang. Αλλά ο ρυθμός μεταβολής της διαστολής ήταν αντίθετος κατά τις δύο παραπάνω χρονικές στιγμές. Αν μετά το big bang υπήρχε επιβράδυνση, τότε πριν υπήρχε επιτάχυνση. Εν συντομία, το big bang μπορεί να μην ήταν η αρχή του σύμπαντος αλλά απλά μια βίαιη μετάβαση από επιτάχυνση σε επιβράδυνση.
Η ομορφιά της εικόνας είναι ότι αυτόματα ενσωματώνει την μεγάλη σύλληψη της κλασσικής θεωρίας του πληθωρισμού ? δηλαδή ότι το σύμπαν έπρεπε να περάσει μια περίοδο επιτάχυνσης για να γίνει ομογενές και ισότροπο όπως μας φαίνεται σήμερα. Στη καθιερωμένη θεωρία, η επιτάχυνση συμβαίνει μετά το big bang και οφείλεται σε ένα πεδίο inflaton το οποίο παραδεχόμαστε αξιωματικά. Στο σενάριο πριν από το big bang, συμβαίνει πριν από το big bang ως φυσικό αποτέλεσμα των καινούργιων συμμετριών της θεωρίας χορδών.
Σύμφωνα μ? αυτό το σενάριο, το σύμπαν πριν από το big bang ήταν σχεδόν ένα τέλειο κατοπτρικό αντίγραφο του σύμπαντος μετά το big bang. Αν το σύμπαν είναι αιώνιο στο μέλλον και το περιεχόμενό του αραιώνει με την πάροδο του χρόνου, είναι επίσης αιώνιο και ως προς το παρελθόν. Σε άπειρο χρονικό διάστημα πίσω στο χρόνο, ήταν σχεδόν άδειο και περιείχε μόνο ένα ισχνό πολύ αραιωμένο χαοτικό αέριο ακτινοβολίας και ύλης. Οι δυνάμεις της φύσης που ελέγχονταν από το πεδίο dilaton, ήταν τόσο αδύναμες ώστε τα σωματίδια του αερίου αυτού μετά βίας αλληλεπιδρούσαν.
Καθώς περνούσε ο χρόνος, οι δυνάμεις αύξαναν την έντασή τους και συγκέντρωναν την ύλη. Τυχαία, κάποιες περιοχές συγκέντρωσαν περισσότερη ύλη από τις γειτονικές τους. Προοδευτικά, η πυκνότητα σ? αυτές τις περιοχές έγινε τόσο υψηλή ώστε άρχισαν να σχηματίζονται μαύρες τρύπες. Η ύλη μέσα σ? αυτές τις περιοχές αποκόπηκε από το εξωτερικό τους, και το σύμπαν διασπάστηκε σε περιοχές ασυνεχείς μεταξύ τους.
Μέσα σε μια μαύρη τρύπα, ο χώρος και ο χρόνος εναλλάσσουν ρόλους. Το κέντρο της μαύρης τρύπας δεν είναι ένα σημείο στο χώρο, αλλά μάλλον μια χρονική στιγμή. Καθώς η καταρρέουσα ύλη πλησίαζε το κέντρο, έφθασε σε όλο και υψηλότερες πυκνότητες. Αλλά όταν η πυκνότητα, η θερμοκρασία και η καμπυλότητα έφτασαν στις μέγιστες τιμές τους που επιτρέπονται από τη θεωρία χορδών, αυτές οι ποσότητες άρχισαν να ελαττώνονται ακολουθώντας αντίστροφη πορεία. Η στιγμή αυτής της αντιστροφής είναι αυτό που αποκαλούμε big bang. Το εσωτερικό μιας από αυτές τις μαύρες τρύπες έγινε το σύμπαν μας.
Δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι ένα τόσο αμφιλεγόμενο σενάριο προκάλεσε διαμάχες. Ο Andrei Linde του πανεπιστημίου Stanford έχει σχολιάσει ότι για να ταιριάξει αυτό το σενάριο με τις παρατηρήσεις, η μαύρη τρύπα που γέννησε το σύμπαν μας θα έπρεπε να έχει σχηματιστεί με ασυνήθιστα μεγάλο μέγεθος ? πολύ μεγαλύτερο από την κλίμακα μηκών της θεωρίας χορδών. Μια απάντηση σ? αυτή την αντίρρηση είναι ότι οι εξισώσεις προβλέπουν όλων των ειδών τα μεγέθη για τις μαύρες τρύπες. Το σύμπαν μας έτυχε να σχηματιστεί μέσα σε μια αρκετά μεγάλη.
Μια πιο σοβαρή αντίρρηση, διατυπωμένη από τον Thibault Damour του ινστιτούτου ανωτέρων σπουδών στο Bures-sur-Yvette, της Γαλλίας και τον Marc Henneaux του ελεύθερου πανεπιστημίου των Βρυξελών, είναι ότι η ύλη και ο χωροχρόνος θα είχαν συμπεριφερθεί χαοτικά κοντά στη στιγμή του bang, πράγμα που έρχεται σε πιθανή αντίθεση με την παρατηρούμενη κανονικότητα του αρχικού σύμπαντος. Πρόσφατα έχω προτείνει ότι μια χαοτική κατάσταση θα παρήγαγε ένα πυκνό αέριο από μίνι "τρύπες-χορδές" ? δηλαδή χορδές που ήταν τόσο μικρές και με μεγάλη μάζα ώστε βρίσκονταν στο όριο να γίνουν μαύρες τρύπες. Η συμπεριφορά αυτών των τρυπών θα μπορούσε να λύσει το πρόβλημα που έθεσαν οι Damour και Henneaux. Μια παρόμοια πρόταση έχει γίνει από τους Thomas Banks του πανεπιστημίου Rutgers και Willy Fischler του πανεπιστημίου του Texas στο Austin. Άλλες κριτικές υπάρχουν επίσης, και πρέπει να ξεκαθαριστεί αν έχουν ανακαλύψει ένα μοιραίο σφάλμα στο προτεινόμενο σενάριο.
Το σενάριο της ύπαρξης μιας εποχής πριν από το big bang. Μια πρωτοποριακή προσπάθεια για να εφαρμοστεί η θεωρία χορδών στην κοσμολογία, ήταν το λεγόμενο σενάριο "πριν από το big bang, σύμφωνα με το οποίο η έκρηξη δεν ήταν η αρχή του σύμπαντος από το τίποτα αλλά μια μετάβαση. Πριν από αυτήν η διαστολή επιταχυνόταν και μετά από αυτήν επιβραδύνθηκε, τουλάχιστον αρχικά. Η τροχιά ενός γαλαξία μέσα από τον χωροχρόνο (άνω εικόνα) έχει το σχήμα ενός ποτηριού κρασιού.
α. Το Σύμπαν υπήρχε πάντα. Στο μακρινό παρελθόν ήταν σχεδόν άδειο, και δυνάμεις όπως η βαρύτητα ήταν πολύ ασθενικές.
β. Οι δυνάμεις προοδευτικά μεγάλωσαν και η ύλη άρχισε να συγκεντρώνεται. Σε μερικές περιοχές η συγκέντρωση ενισχύθηκε τόσο που σχηματίστηκαν μαύρες τρύπες.
γ. Ο χώρος μέσα στην τρύπα διαστάλθηκε με επιταχυνόμενο ρυθμό. Η ύλη μέσα στην τρύπα αποκόπηκε από την εξωτερική ύλη.
δ. Μέσα στην τρύπα, η ύλη συγκεντρώθηκε προς το κέντρο της και αυξήθηκε η πυκνότητά της φθάνοντας το όριο που επέτρεπε η θεωρία χορδών.
ε. Όταν η ύλη έφτασε τη μέγιστη επιτρεπτή συχνότητα, μια μεγάλη έκρηξη την έκανε να αναπηδήσει σε μια μεγάλη έκρηξη. Εξωτερικά της τρύπας σχηματίστηκαν άλλες τρύπες που εξελίχθηκαν σε ξεχωριστά σύμπαντα.
Οι συγκρουόμενες βράνες
Το άλλο κύριο μοντέλο για το σύμπαν πριν από την έκρηξη είναι το εκπυρωτικό σενάριο. Αναπτύχθηκε πριν από 3 χρόνια από μια ομάδα κοσμολόγων και θεωρητικών των χορδών ? τους Justin Khoury του πανεπιστημίου Columbia, Paul J. Steinhardt του Princeton, Burt A. Ovrut του πανεπιστημίου της Pennsylvania, Nathan Seiberg του Ινστιτούτου Προχωρημένων Σπουδών του Princeton και Neil Turok του πανεπιστημίου του Cambridge ? το εκπυρωτικό σενάριο στηρίζεται στην ιδέα ότι το σύμπαν μας είναι μια από τις πολλές D-βράνες που επιπλέουν σε ένα χώρο υψηλότερης διάστασης. Οι βράνες ασκούν ελκτικές δυνάμεις η μια στην άλλη, και πότε-πότε συγκρούονται. Το big bang θα μπορούσε να είναι η σύγκρουση μιας άλλης βράνης με τη δική μας.
Σε μια παραλλαγή αυτού του σεναρίου, οι συγκρούσεις συμβαίνουν κυκλικά. Δύο βράνες μπορούν να συγκρουστούν, να αποχωριστούν κινούμενες ανεξάρτητα, να έλξει ξανά η μια την άλλη, να ξανασυγκρουστούν κ.ο.κ. Στο ενδιάμεσο των συγκρούσεων, οι βράνες διαστέλλονται καθώς απομακρύνονται και συστέλλονται κάπως όταν ξαναπλησιάζουν. Κατά τη μεταστροφή τους, ο ρυθμός διαστολής επιταχύνεται. Πράγματι, την παρούσα επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος μπορεί να ακολουθήσει μια άλλη σύγκρουση.
Το σενάριο πριν από το big bang και το εκπυρωτικό σενάριο έχουν κάποια κοινά χαρακτηριστικά. Και τα δύο αρχίζουν με ένα τεράστιο, ψυχρό, σχεδόν άδει σύμπαν, και τα δύο συναντούν το δύσκολο και άλυτο ακόμη πρόβλημα να εξηγήσουν την μετάβαση από την προ στην μετά την έκρηξη φάση. Μαθηματικά, η κύρια διαφορά μεταξύ των σεναρίων είναι η συμπεριφορά του πεδίου dilaton. Στο σενάριο το πριν από το big bang, το dilaton αρχίζει με μια μικρή τιμή ? έτσι ώστε οι δυνάμεις της φύσης να είναι ασθενικές ? και σταθερά αυξάνει η έντασή του. Το αντίθετο ισχύει για το εκπυρωτικό σενάριο, στο οποίο η σύγκρουση συμβαίνει όταν οι δυνάμεις είναι στην ασθενέστερη έντασή τους.
Οι άνθρωποι που ανέπτυξαν την εκπυρωτική θεωρία, αρχικά έλπιζαν ότι η ασθενικότητα των δυνάμεων θα επέτρεπε να αναλυθεί πιο εύκολα η ανάκρουση των βρανών, αλλά εμφανίστηκε μια κατάσταση υψηλής καμπυλότητας, δύσκολα αναλυόμενη, κι έτσι δεν έχει ακόμη αποσαφηνιστεί αν πραγματικά το σενάριο αυτό αποφεύγει την ανωμαλία. Επίσης το εκπυρωτικό σενάριο πρέπει να περιέχει πολύ ειδικές συνθήκες για να λύσει τα συνηθισμένα κοσμολογικά αινίγματα. Για παράδειγμα, οι βράνες που είναι έτοιμες να συγκρουστούν, πρέπει να είναι σχεδόν παράλληλες μεταξύ τους, αλλιώς η κρούση δεν θα οδηγήσει σε μια αρκετά ομογενή έκρηξη (bang). η κυκλική εκδοχή μπορεί να τα καταφέρει να λύσει αυτό το πρόβλημα, μιας και οι διαδοχικές συγκρούσεις θα επιτρέψουν στις βράνες να ευθυγραμμιστούν.
Αφήνοντας κατά μέρος το δύσκολο έργο να δικαιολογήσουμε πλήρως αυτά τα δύο σενάρια από μαθηματική άποψη, οι φυσικοί πρέπει να αναρωτηθούν αν τα μοντέλα αυτά έχουν διόλου φυσικές παρατηρήσιμες συνέπειες. Σε πρώτη ματιά, και τα δύο σενάρια μοιάζουν σαν μια άσκηση, όχι στο πεδίο της φυσικής αλλά της μεταφυσικής ? ενδιαφέρουσες μεν ιδέες, αλλά δεν θα μπορέσουν ποτέ κάποιοι παρατηρητές να αποδείξουν αν είναι σωστές ή λανθασμένες. Η στάση αυτή είναι πολύ απαισιόδοξη. Όπως και οι λεπτομέρειες της πληθωριστικής φάσης, έτσι και οι λεπτομέρειες της φάσης πριν από το big bang θα έχουν παρατηρήσιμες συνέπειες, ειδικά για τις μικρές μεταβολές που παρατηρούνται στις θερμοκρασίες της ακτινοβολίας κοσμικού υποβάθρου.
Πρώτον, οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας σχηματίστηκαν από ακουστικά κύματα επί αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Η κανονικότητα των διακυμάνσεων δείχνει ότι τα κύματα ήταν συγχρονισμένα. Οι κοσμολόγοι έχουν απορρίψει πολλά κοσμολογικά μοντέλα με την πάροδο των ετών γιατί αυτά απέτυχαν να εξηγήσουν τον παρατηρούμενο συγχρονισμό. Το πληθωριστικό, το πριν από το big bang και το επυρωτικό σενάριο, περνάνε το πρώτο αυτό τεστ. Στα τρία αυτά μοντέλα, τα κύματα διεγέρθηκαν από κβαντικές διαδικασίες, οι οποίες ενισχύθηκαν κατά την περίοδο της επιταχυνόμενης κοσμικής διαστολής. Οι φάσεις των κυμάτων έγιναν ίδιες.
Αν το σύμπαν μας είναι μια πολυδιάστατη μεμβράνη, ή απλά μια βράνη, που ταξιδεύει μέσα σ? ένα χώρο περισσοτέρων διαστάσεων, το big bang μπορεί να ήταν η σύγκρουση της δικής μας βράνης με μια άλλη παράλληλη. Οι κρούσεις αυτές θα μπορούσαν να συμβαίνουν κυκλικά. Κάθε γαλαξίας ακολουθεί μια τροχιά στο χωροχρόνο σχήματος κλεψύδρας. (Άνω αριστερά εικόνα.)
α. Δύο σχεδόν άδειες βράνες έλκονται μεταξύ τους. Καθεμιά συστέλλεται σε διεύθυνση κάθετη στην κίνησή της.
β. Οι βράνες συγκρούονται, μετατρέποντας την κινητική τους ενέργεια σε ύλη και ακτινοβολία.
γ. Οι βράνες ανακρούονται και αρχίζουν να διαστέλλονται με επιβραδυνόμενο ρυθμό. Η ύλη συγκεντρώνεται σε δομές όπως τα σμήνη των γαλαξιών.
δ. Στο κυκλικό μοντέλο, καθώς οι βράνες αποχωρίζονται, η ελκτική δύναμη μεταξύ τους τις επιβραδύνει. Η ύλη αραιώνει.
ε. Οι βράνες σταματούν να απομακρύνονται και αρχίζει πάλι να πλησιάζει η μια την άλλη. Σ? αυτή την αντιστροφή, κάθε βράνη διαστέλλεται με επιταχυνόμενο ρυθμό.
Δεύτερον, κάθε μοντέλο προβλέπει μια διαφορετική κατανομή διακυμάνσεων θερμοκρασίας σε σχέση με το γωνιακό μέγεθος. Οι παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι οι διακυμάνσεις σε όλα τα γωνιακά μεγέθη έχουν περίπου το ίδιο πλάτος. Αξιοσημείωτες διαφορές εμφανίζονται μόνο στις πολύ μικρές κλίμακες, για τις οποίες οι πρωταρχικές διακυμάνσεις έχουν αλλάξει με διαδοχικές διαδικασίες). Τα μοντέλα του πληθωρισμού αναπαράγουν ευδιάκριτα αυτή την κατανομή των διακυμάνσεων. Κατά τη φάση του πληθωρισμού, η καμπυλότητα του χώρου μεταβλήθηκε σχετικά αργά, κι έτσι οι διακυμάνσεις διαφορετικών μεγεθών γεννήθηκαν κάτω από τις ίδιες περίπου συνθήκες. Και στα δύο μοντέλα των χορδών, η καμπυλότητα εξελίχθηκε γρήγορα, αυξάνοντας το πλάτος των διακυμάνσεων σε μικρές κλίμακες, αλλά άλλες διαδικασίες αύξησαν τις διακυμάνσεις στις μεγάλες κλίμακες, αφήνοντας τελικά όλες τις διακυμάνσεις με το ίδιο περίπου πλάτος. Για το εκπυρωτικό σενάριο, αυτές οι άλλες διαδικασίες περιλάμβαναν την επιπλέον διάσταση του χώρου, εκείνη που ξεχώρισε τις δύο συγκρουόμενες βράνες. Στο σενάριο πριν από το big bang, αυτές περιλάμβαναν ένα κβαντικό πεδίο το axion, που σχετίζεται με το dilaton. Εν ολίγοις, και τα τρία μοντέλα εξηγούν τα δεδομένα.
Τρίτον, οι θερμοκρασιακές μεταβολές μπορούν να προκύψουν από δύο διαφορετικές διαδικασίες κατά το πρώιμο σύμπαν: διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης και ρυτιδώσεις του χωροχρόνου προκαλούμενες από βαρυτικά κύματα. Ο πληθωρισμός περιλαμβάνει και τις δύο διαδικασίες, ενώ το σενάριο πριν από το big bang και το εκπυρωτικό σενάριο κυρίως περιλαμβάνουν τις μεταβολές στην πυκνότητα. Βαρυτικά κύματα διαφόρων μεγεθών θα άφηναν ένα διακριτό αποτύπωμα της υπογραφής τους στην πόλωση της μικροκυματικής ακτινοβολίας. Βλέπε και το άρθρο: "Ηχώ από το Big Bang" των Robert R. Caldwell και Marc Kamionkowski (Scientific American, Ιανουάριος 2001). Τα παρατηρητήρια του μέλλοντος, όπως ο δορυφόρος Planck της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος, θα μπορέσουν να δουν αυτή την υπογραφή, αν υπάρχει, εξασφαλίζοντας έτσι έναν οριστικό έλεγχο.
Ένας τέταρτος έλεγχος αναφέρεται στη στατιστική των διακυμάνσεων. Στον πληθωρισμό οι διακυμάνσεις ακολουθούν μια κωδωνοειδή καμπύλη, γνωστή στους φυσικούς ως καμπύλη Gauss. Το ίδιο μπορεί να αληθεύει και στο εκπυρωτικό σενάριο, ενώ το σενάριο πριν από το big bang επιτρέπει μια σημαντική απόκλιση από την καμπύλη Γκάους.
Η ανάλυση του μικροκυματικού υποβάθρου, δεν είναι ο μόνος τρόπος να ελέγξουμε αυτές τις θεωρίες. Το σενάριο πριν από το big bang θα παρήγαγε επίσης ένα τυχαίο υπόβαθρο βαρυτικών κυμάτων σε μια περιοχή συχνοτήτων η οποία αν και άσχετη προς το μικροκυματικό υπόβαθρο, θα ήταν ανιχνεύσιμη από μελλοντικά παρατηρητήρια βαρυτικών κυμάτων. Επιπλέον επειδή το σενάριο πριν από το big bang και το εκπυρωτικό σενάριο περιλαμβάνουν μεταβολές στο πεδίο dilaton, το οποίο συζεύγνυται με το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο, και τα δύο θα οδηγούσαν σε μεγάλης κλίμακας διακυμάνσεις μαγνητικού πεδίου. Τα ίχνη αυτών των διακυμάνσεων θα μπορούσαν να αναζητηθούν στα γαλαξιακά και διαγαλαξιακά μαγνητικά πεδία.
Τότε λοιπόν, πότε αρχίζει ο χρόνος; Η επιστήμη δεν έχει ακόμη μια τελική απάντηση, αλλά τουλάχιστον δύο ελέγξιμες κατ? αρχήν θεωρίες, λένε ότι το σύμπαν ? και συνεπώς ο χρόνος ? υπήρχε πολύ πριν από το big bang. Αν κάποιο από τα δύο σενάρια είναι σωστό, ο κόσμος υπήρχε πάντοτε και ακόμη και αν το σύμπαν καταρρεύσει μια μέρα, δεν θα πάψει να υπάρχει.
Πηγή: ιστοσελίδα Sciam
Ο GABRIELE VENEZIANO, ένας θεωρητικός φυσικός στο CERN, ήταν ο πατέρας της θεωρίας χορδών κατά τα τέλη της δεκαετίας 1960. Πήρε το διδακτορικό του το 1967 από το Ινστιτούτο Weizmann του Ισραήλ. Ακολούθως δίδαξε σε πολλά Ιδρύματα μεταξύ των οποίων και στο MIT. Από το 1977 βρίσκεται στο CERN στη Γενεύη. Το 1968 με την εργασία του γεννήθηκε το διπλό μοντέλο του Veneziano, που θεωρείται από τις πρόδρομες θεωρίες της Θεωρίας Χορδών.
Για τη συνεισφορά του τιμήθηκε με το βραβείο Heineman της Αμερικανικής Ένωσης Φυσικών και του Αμερικανικού Ινστιτούτου Φυσικής, εκείνης της χρονιάς. Εκείνο τον καιρό οι χορδές θεωρήθηκαν ως αποτυχία και ο Veneziano σύντομα στράφηκε στην κβαντική χρωμοδυναμική όπου είχε αξιόλογες συνεισφορές. Μετά την επάνοδο στο προσκήνιο της θεωρίας χορδών, την δεκαετία του 1980, ο Veneziano ήταν από τους πρώτους που την εφάρμοσαν στις μαύρες τρύπες και την κοσμολογία.
