V vzniku nášho vesmíru je niečo strašne podobné, nazýva sa to kozmická inflácia, a v zrýchlenom rozširovaní temnej energie, ktorá nakoniec rozhodne o jeho osude. To vzbudzuje podozrenie, že tieto javy môžu navzájom súvisieť. Tento týždeň si Andrew Gillett kládol svoje otázky: ak je teória večnej inflácie pravdivá, potom by mohla byť temná energia predzvesťou návratu do tohto pravekého stavu?
Nie je to len možné. To nevyžaduje ani správnu teóriu. Začnime náš rozhovor fázou pred narodením vesmíru v podobe, v akej ho poznáme - kozmickou infláciou.
Keď sa zrodil Vesmír, ktorý poznáme, plný hmoty a žiarenia, mal niekoľko dosť zvláštnych vlastností: priestorovo bol plochý, všade mal rovnakú teplotu, nemal zvyšky vysokej energie a mal veľmi zvláštne vzorce v podobe oblastí s prebytok a znížená hustota. Je možné, že Vesmír sa zrodil už s týmito podmienkami. Teória kozmickej inflácie je nasledovná: ak by vesmír začínal obdobím exponenciálnej expanzie, v ktorom bolo vo vesmíre obsiahnuté obrovské množstvo energie, a potom by sa toto obdobie skončilo, potom by už za prítomnosti všetkých týchto podmienok nastal horúci Veľký tresk. Chvíľu trvalo, kým sme pochopili dôsledky, a trvalo to ešte dlhšiepotvrdiť teóriu údajmi o fluktuáciách kozmického mikrovlnného pozadia. Ale teraz sa kozmická inflácia považuje za prvú a najdôležitejšiu zo všetkých v dejinách vesmíru, čo môžeme potvrdiť dôkazmi.
Večná inflácia je dôsledkom inflácie založenej na vlastnostiach, o ktorých zriedka premýšľame. Zvyčajne, keď dôjde k prechodu v prírode, povedzme hrnca s vriacou vodou, vodou, v ktorej prechádza z kvapalného do plynného stavu, sa tento prechodný proces začína v rôznych bodoch. Tieto bodky sa rozširujú a spájajú spolu, až kým sa dostanú na povrch, vytvárajú veľké bubliny. Keď hovoríme o vode, hovoríme, že vrie. Počas procesu varu malé bublinky stúpajú a po výstupe na povrch sa zlúčia do väčších. Ale je tu problém s infláciou. Oblasti, kde inflácia v určitom okamihu nekončí, sa naďalej exponenciálne rozširujú, čo neumožňuje „vrieť“oblastiam, kde sa inflácia skončila. Preto vesmír, ktorý pozorujeme, musí byť úplne v jednej bubline,kde inflácia skončila, a nie v početných bublinách, ktoré spolu varia.
Ale na vzdialenom konci tohto spektra vidíme skutočnosť, že expanzia nášho vesmíru sa zjavne zrýchľuje. Najlepšie vysvetlíme, že na základe našich najpresnejších meraní je to, že vo vesmíre je malá zložka energie, ktorú nazývame temná energia. Táto energetická zložka je všadeprítomná a rovnomerne prítomná vo všetkých bodoch vesmíru. A je extrémne malý. Ak ho prevedieme na hmotnosť podľa Einsteinovho vzorca E = mc2, bude sa rovnať iba jednému protónu na meter kubický vesmíru. Ale priestor je nielen obrovský, ale aj sa rozširuje! Postupom času sa táto temná energia stáva čoraz dôležitejšou. Postupom času, asi po ôsmich miliardách rokov, urýchľuje rozpínanie vesmíru a potom sa stáva dominantnou zložkou energie vo vesmíre.
Tieto dve obdobia inflácie a zrýchlenej expanzie v neskoršej fáze sa môžu javiť ako veľmi odlišné. Rozdiel na týchto energetických škálach je jednoducho kolosálny, je to 10 až 120. sila! Ale obe obdobia predstavujú energiu obsiahnutú vo vesmíre, obe spôsobujú exponenciálnu expanziu hmoty vesmíru. A za prítomnosti času (zlomky sekúnd pre infláciu a bilión rokov pre temnú hmotu) vezmú všetko, čo nie je spojené, do jednej štruktúry vo vesmíre a rozdelia ju od seba. Existuje veľa takýchto modelov a vo svojej podstate kombinujú infláciu a temnú energiu.
Aká je teda šanca, že vesmír začne recyklovať svoj vznik? Sú veľké
Propagačné video:
1. Ak je tmavá energia skutočne kozmologická konštanta, mohla by to byť zvyšková energia z inflačného obdobia, keď to všetko začalo. Ak je to tak, existuje dôvod povedať, že za prítomnosti času môže ešte viac oslabiť a prejsť do nového stavu s oveľa nižšou energiou. Možno takýto prechod dá podnet na vznik veľkého množstva častíc s extrémne nízkou hmotnosťou, ako sú neutrína, axióny, alebo k niečomu ešte exotickejšiemu. Tieto častice sa zase spoja a vytvoria vlastné analógy hviezd, planét a možno aj ľudstva v dostatočne dlhom časovom meradle. Ak tento proces nevidíme, neznamená to vôbec, že je to nemožné. Možno to je osud, ktorý čaká náš Vesmír vo veľmi, veľmi vzdialenej budúcnosti, aj keď to bude trvať googoly rokov.
2. Temná energia nemusí byť kozmologická konštanta, ale časom sa môže zvyšovať. Ak je to tak, potom to bude rásť a rásť, čo môže viesť k scenáru „veľkého vytrhnutia“, keď časom prasknú všetky spojené štruktúry vo vesmíre. Ale v tomto scenári, ktorý vypracoval Eric Gawiser, existuje možnosť, že na poslednú chvíľu, tesne predtým, ako sa vesmír rozpadne do zabudnutia, inherentná energia vesmíru, nerozoznateľná od inflačných scenárov, umožní prechod k Veľkému tresku! Takýto scenár „oživeného vesmíru“sa môže nielen splniť v našej ďalekej budúcnosti. V ňom môže byť náš vesmír oveľa starší, ako sa zdá. Je možné, že je nekonečne starý.
Teraz teda dôkazy, ktoré máme, naznačujú, že temná energia je skutočne kozmologickou konštantou. To znamená, že scenár číslo 2 je vylúčený. Ak pre prechod neexistuje žiadny stav s nižšou energiou, možno vylúčiť aj možnosť č. 1. Teraz však nemáme dostatok údajov na to, aby sme odmietli čo i len jeden z nich. Keby som mal možnosť uzatvárať stávky, povedal by som, že pravdepodobnejší je variant s nízkoenergetickým stavom. Ale myšlienka, že temná energia je skutočne konštantná a existuje navždy, je lepšie podporená dostupnými údajmi. Pokiaľ to nebudeme vedieť naisto, radšej nevylúčime žiadne možné možnosti. Kozmická loď Euclid, WFIRST širokouhlý infračervený prieskumný ďalekohľad NASA a nakoniecVeľký synoptický výskumný ďalekohľad LSST nám pomôže ešte presnejšie zmerať temnú energiu a poskytne nové dôkazy na podporu prvej alebo druhej teórie. A nové objavy v teoretickej fyzike vysokých energií nám môžu povedať viac o prvom koncepte. Či tak alebo onak, Andrew, odpoveď na tvoju otázku je táto: temná energia môže ohlasovať návrat k horúcemu Veľkému tresku z inflačného stavu, ale nezávisí to od večnej povahy inflácie.ale to nezávisí od večnej povahy inflácie.ale to nezávisí od večnej povahy inflácie.
Ethan Siegel