Ένα από τα πιο επιτυχημένα μοντέλα στην κοσμολογία έχει από τις πιο αδύναμες φυσικές αιτιολογήσεις. Η αρθρογράφος Leah Crane σημειώνει ότι αυτό μας αφήνει με ένα αίνιγμα που μπορεί να αποδειχθεί καθοριστικό για τη φυσική όπως τη γνωρίζουμε.
Ο κοσμικός πληθωρισμός είναι πρόβλημα. Στα πρώτα ελάχιστα κλάσματα του δευτερολέπτου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, θεωρείται γενικά ότι το σύμπαν διαστάλθηκε κατά περίπου 10^30. Και έπειτα, τόσο απότομα όσο άρχισε, αυτή η εκθετική αύξηση σταμάτησε. Η ιδέα προτάθηκε αρχικά επειδή, αν «γυρίσουμε πίσω» την εξέλιξη των μεγάλων δομών, καταλήγουμε στο ότι όλα ξεκίνησαν σε μια Μεγάλη Έκρηξη. Ο πληθωρισμός έλυσε αρκετά προβλήματα της κοσμολογίας του Big Bang ταυτόχρονα, παραμένει όμως αμφιλεγόμενος σε ορισμένα σημεία. Για όσους προσπαθούν να ενώσουν τους νόμους του πολύ μεγάλου με εκείνους του πολύ μικρού –ίσως το μεγαλύτερο ζητούμενο της σύγχρονης κοσμολογίας– είναι ο πιο δύσκολος σκόπελος.
Πρώτα τα καλά νέα. Πέρα από το πώς το σύμπαν πέρασε από το πολύ μικρό στο πολύ μεγαλύτερο, ο πληθωρισμός εξηγεί και αυτό που θα αποκαλέσω «πρόβλημα της δομής»: πώς σχηματίστηκε οτιδήποτε μεγαλύτερο από έναν πλανήτη. Πριν τον πληθωρισμό, το σύμπαν θα ήταν σε μεγάλο βαθμό ομοιογενές, με απειροελάχιστες διακυμάνσεις λόγω κβαντικών φαινομένων. Ο πληθωρισμός «φούσκωσε» αυτές τις διακυμάνσεις και πρόσθεσε νέες, κάνοντάς τες αρκετά σημαντικές ώστε η ύλη να αρχίσει να συσσωρεύεται βαρυτικά, σχηματίζοντας γαλαξίες, άστρα και ό,τι άλλο βλέπουμε σήμερα. Χωρίς πληθωρισμό, δεν θα είχαμε άστρα, πόσο μάλλον γαλαξίες και υπερσμήνη.
Παράδοξα, ο πληθωρισμός εξηγεί και γιατί το σύμπαν φαίνεται ομοιόμορφο παντού. Αυτό είναι το «πρόβλημα του ορίζοντα»: αν κοιτάξουμε σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις όσο πιο μακριά μπορούμε, οι εικόνες μοιάζουν εντυπωσιακά. Όμως δύο περιοχές στις άκρες του παρατηρήσιμου σύμπαντος είναι υπερβολικά μακρινές για να έχουν αλληλεπιδράσει, ακόμη και μέσω φωτός, άρα χωρίς πληθωρισμό δεν υπάρχει λόγος να μοιάζουν. Με τον πληθωρισμό στο μοντέλο του Big Bang, μπορούμε να πούμε ότι όλα τα σημεία του χώρου ήταν κάποτε αρκετά κοντά ώστε να αλληλεπιδράσουν και να έρθουν σε ισορροπία πριν εκτιναχθούν προς τα έξω. Το «πρόβλημα της δομής» και το «πρόβλημα του ορίζοντα» είναι οι δύο όψεις του ίδιου νομίσματος: ο πληθωρισμός εξηγεί γιατί το σύμπαν είναι ταυτόχρονα «σβόλινο» και λείο. Γεμίζει και άλλα κενά της υπόθεσης του Big Bang. Συνοπτικά, είναι εξαιρετικά καλός στο να εξηγεί γιατί το σύμπαν σήμερα μοιάζει όπως μοιάζει.
Ωστόσο, δεν λείπουν οι ενστάσεις, και όχι αδικαιολόγητα. Δεν ξέρουμε γιατί θα έπρεπε να συμβεί ο πληθωρισμός. Για να ξεκινήσει, το σύμπαν θα έπρεπε να έχει εξαιρετικά συγκεκριμένες αρχικές συνθήκες, κάτι που οδηγεί στο λεγόμενο «πρόβλημα λεπτής ρύθμισης» (fine-tuning): δεν μπορούμε να εξηγήσουμε γιατί θα υπήρχαν αυτές οι συνθήκες και δίνει την εντύπωση ότι «πειράζουμε» τους αριθμούς για να ταιριάξουν στη θεωρία, αντί να βρίσκουμε τη θεωρία που ταιριάζει φυσικά. Οι ερευνητές διαφωνούν για το κατά πόσο οι θεωρίες πληθωρισμού συνεπάγονται λεπτή ρύθμιση, αλλά σχεδόν όλοι συμφωνούν ότι η λεπτή ρύθμιση είναι κακή επιστήμη. Αρκεί η σκιά της για να ανησυχήσουν πολλοί φυσικοί.
Δύσκολο είναι και το τι ενεργοποιεί τον πληθωρισμό, και το τι τον σταματά όταν αρχίσει, για παρόμοιους λόγους. Υπάρχουν, βέβαια, πολλά μοντέλα, το καθένα με τα υπέρ και τα κατά του. Τα πράγματα περιπλέκονται ακόμη περισσότερο όταν τα συνδυάσεις με τα υπόλοιπα ανοιχτά ζητήματα της κοσμολογίας.
Το μεγαλύτερο από αυτά είναι η σχέση ανάμεσα στη γενική σχετικότητα, τη φυσική του εξαιρετικά μεγάλου, και την κβαντομηχανική, τη φυσική του εξαιρετικά μικρού. Θεωρητικά, θα έπρεπε να «κουμπώνουν» κάπου στη μέση, σε μια ενιαία θεωρία κβαντικής βαρύτητας. Δεν το κάνουν.
Η πληθωριστική εποχή, και τα απειροελάχιστα χρονικά διαστήματα πριν από αυτήν, είναι ακριβώς το σημείο όπου το πολύ μικρό συναντά το πολύ μεγάλο: η πυκνότητα είναι τόσο υψηλή ώστε η κατά τα άλλα ασθενής βαρύτητα γίνεται εξαιρετικά ισχυρή, ενώ οι κλίμακες είναι τόσο μικρές ώστε κυριαρχούν κβαντικά φαινόμενα. Για μια θεωρία κβαντικής βαρύτητας, αυτή είναι η ιδανική «πατρίδα».
Ένα επιτυχημένο μοντέλο κβαντικής βαρύτητας πρέπει όχι μόνο να εξηγεί ταυτόχρονα τα φαινόμενα της σχετικότητας και της κβαντομηχανικής στο σημερινό σύμπαν, αλλά και το πώς και γιατί ο πληθωρισμός ξεκινά και σταματά. Όσο περισσότερο το σκέφτεσαι, τόσο πιο περίπλοκο γίνεται.
Μια πιθανή λύση έρχεται από την κβαντική βαρύτητα βρόχων, που προτείνει ότι η αρχή και το τέλος του σύμπαντος είναι περίπου συμμετρικά – ένα σενάριο «μεγάλου αναπηδήματος» (big bounce), όπου το σύμπαν διαστέλλεται και αργότερα συστέλλεται για να «αναπηδήσει» ξανά. Μια άλλη ιδέα είναι ο άπειρος πληθωρισμός: αν σε ορισμένες περιοχές ο πληθωρισμός συνεχίζεται εκθετικά για πάντα, δεν χρειάζεται να σε απασχολεί πώς σταματά. Χρειάζεται όμως να σε απασχολεί ότι δημιουργείται ένα άπειρο φρακταλικό πολυσύμπαν, όπου οι διάφορες φουσκωμένες περιοχές γίνονται δικά τους σύμπαντα, τόσο απομακρυσμένα ώστε να είναι απρόσιτα – κάτι που ουσιαστικά αποδυνάμωσε τη στήριξη για αυτό το μοντέλο. Ένα άπειρο πολυσύμπαν είναι δύσκολο να γίνει αποδεκτό, γιατί σε μια τέτοια πραγματικότητα οτιδήποτε θα μπορούσε να συμβεί, θα συμβεί κάπου, άρα οι προβλέψεις γίνονται πρακτικά αδύνατο να ελεγχθούν.
Καθώς τα πιο απλά σενάρια αποκλείονται, αναδύονται όλο και πιο σύνθετα. Υπάρχει ο υβριδικός πληθωρισμός, που εισάγει τουλάχιστον δύο νέα «πεδία» ενέργειας για να ξεκινήσουν, να επιβραδύνουν και να σταματήσουν τον πληθωρισμό. Υπάρχει το brane inflation από τη θεωρία χορδών, τόσο περίπλοκο που δύσκολα εξηγείται σύντομα, προτείνοντας ουσιαστικά ότι το σύμπαν μας υπάρχει πάνω σε μια «μεμβράνη» ανάμεσα σε διαστάσεις – κάτι που θα μπορούσε να απορροφήσει ορισμένες δυσκολίες του πληθωρισμού.
Υπάρχει επίσης η ιδέα της τετραγωνικής βαρύτητας, που τροποποιεί το μοντέλο της βαρύτητας ώστε να λειτουργεί και σε εξαιρετικά υψηλές ενεργειακές πυκνότητες, όπου η γενική σχετικότητα τείνει να «σπάει». Όταν προσθέτεις κβαντικές διορθώσεις στις εξισώσεις, «ξεπηδά» ο πληθωρισμός, ενώ η συμπεριφορά που αποδίδουμε στη σχετικότητα προκύπτει αυθόρμητα καθώς το σύμπαν μεγαλώνει. Με λίγα λόγια, ικανοποιεί τους κανόνες της κβαντομηχανικής και ταιριάζει με τα αξιώματα της γενικής σχετικότητας – δύο από τους πιο καλοδοκιμασμένους πυλώνες της φυσικής. Καλή αρχή.
Το βασικό πρόβλημα με την κβαντική τετραγωνική βαρύτητα είναι ότι υπονοεί την ύπαρξη τεράστιων «σωματιδίων-φαντασμάτων», τα οποία μέχρι τώρα δεν έχουμε βρει σε πειράματα. Ωστόσο, μια πρόσφατη εργασία που προτείνει μια νέα εκδοχή αυτής της ιδέας δίνει έναν λόγο. Τα ευρήματα υποδεικνύουν ότι, καθώς το σύμπαν μεγάλωνε εκθετικά στη φάση του πληθωρισμού, η βαρύτητα ισχυροποιήθηκε, οδηγώντας σε «the containment of ghosts», όπως το περιγράφουν οι ερευνητές.
Με τον πληθωρισμό εξηγημένο και τα «φαντάσματα» υπό έλεγχο, είναι μια ελπιδοφόρα ιδέα. Ένα ακόμη πλεονέκτημα της κβαντικής τετραγωνικής βαρύτητας είναι ότι συνοδεύεται από κύματα στο χωροχρόνο που δημιουργήθηκαν στο πρώιμο σύμπαν. Όσο αδύναμα κι αν είναι αυτά τα βαρυτικά κύματα, η επόμενη γενιά ανιχνευτών θα μπορούσε να τα εντοπίσει.
Προσωπικά, υποψιάζομαι ότι ο πληθωρισμός θα παραμείνει κάπως αμφιλεγόμενος για δεκαετίες. Οι μετρήσεις που χρειάζονται για να αποδειχθεί πώς συνέβη είναι σχεδόν ανείπωτα ακριβείς – πέρα από τα εξαιρετικά αδύναμα βαρυτικά κύματα, απαιτούνται και υπερ-ακριβείς μετρήσεις του κοσμικού μικροκυματικού υποβάθρου (CMB), της ακτινοβολίας που αποτυπώθηκε στο σύμπαν από την αυγή του χρόνου. Έπειτα υπάρχει η δυσκολία της σωστής ερμηνείας τους. Έχουμε παρερμηνεύσει το CMB στο παρελθόν – υποτιθέμενα ίχνη βαρυτικών κυμάτων από τον κοσμικό πληθωρισμό, που χαιρετίστηκαν κάποτε ως «ανακάλυψη του αιώνα», αποδείχθηκαν απλώς γαλαξιακή σκόνη. Αυτή η σχεδόν απειροελάχιστη στιγμή της κοσμικής ιστορίας έχει τη δύναμη να «σπάσει» τη φυσική όπως την ξέρουμε – αλλά και τη δύναμη να ενώσει τις δύο καλύτερες θεωρίες που διαθέτουμε για να περιγράψουμε το σύμπαν.
